Appendix 5:

Het ontstaan van het zonnestelsel

door Frank Crary (vertaling : Guido Hemeleers);

Hierna volgt een korte weergave van de huidige theorie over het ontstaan van het zonnestelsel :

Een wolk van interstellair gas en/of stof (de "zonnenevel") werd verstoord en begon samen te trekken onder invloed van haar eigen zwaartekracht. Waarschijnlijk lag de schokgolf van een nabije supernova aan de basis van deze ineenstorting.
Bij het samentrekken werd de wolk in het centrum samengedrukt en ontstond er een grote hitte. Heet genoeg om het stof te doen verdampen. Het samendrukken zou ongeveer 100.000 jaar in beslag genomen hebben.
Onder invloed van de grote druk ontstond in het centrum een protoster en de rest van het gas kwam in een omloopbaan rond de protoster terecht. Al roterend viel het meeste van dat gas naar de protoster toe. De centrifugale kracht belette dat al het gas het centrum bereikte. Het vormde daarentegen een "accretieschijf" rond de ster. Deze schijf straalde energie uit en koelde uiteindelijk af.
Mochten de omstandigheden iets anders geweest zijn had het gas rond de ster/protoster kunnen onstabiel worden en beginnen samenklonteren onder haar eigen aantrekkingskracht. Dan zou er i.p. van één ster met een planetenstelsel een dubbelster ontstaan zijn ....
Het gas koelde genoeg af zodat het metaal, de gesteenten en - ver genoeg van de ster in vorming - het ijs condenseeerde tot kleine deeltjes. Het metaal condenseerde vrijwel onmiddellijk na de vorming van de accretieschijf (4,55-4,56 miljard jaar geleden volgens istoopmetingen van sommige meteoren); de gesteenten condenseerden daarna (tussen 4 en 4,5 miljard jaar geleden).
De stofdeeltjes botsten met elkaar en vormden een grotere massa. Dit ging verder tot ze de grootte bereikten van kleine asteroïden.
Met de tijd groeiden ze steeds verder aan. De steeds groter wordende brokstukken verwierven voldoende aantrekkinskracht om alle kleine deeltjes in hun omgeving op te slorpen. Hun uiteindelijke grootte hing af van hun afstand tot de ster en de dichtheid en samenstelling van de protoplanetaire nevel. In het binnenste deel van het zonnestelsel zou volgens de theorie deze brokstukken de grootte van de maan bereiken, terwijl in de buitenregionen ze wel de grootte van 15 maal de aarde konden bereiken. Het verschil in groote bevond zich ergens tussen de huidige omloopbanen van Mars en Jupiter. De acrretiefaze van deze "planeetsimalen" zou tussen de honderdduizend en twintig miljoen jaar geduurd hebben afhankelijk van hun afstand tot de centrale ster (zon).
Ongeveer 1 miljoen jaar na de vorming van het systeem produceerde de ster een sterke zonnewind die al het gas dat zich nog in de planetaire nevel bevond wegduwde. Als de protoplaneet groot genoeg was kon het de gasnevel in de buur opnemen en werd ze een reuze 'gas'planeet. De kleinere protoplaneten bleven een stenen- of ijslichaam.
Het zonnestelsel bestaat dan uit stevige, protoplanetaire lichamen en gasreuzen. De "planeetsimalen" klonterden langzaam samen en werden groter.
Na honderd miljoen jaar vormden er zich een tiental planeten in stabiele omloopbanen en het zonnestelsel was geboren. De planeten hun oppervlak werden sterk hervormd (bekraterd) door inslagen van de resterende "brokstukken" (vb. het oppervlak Mercurius of de Maan).

... Appendices ... Linguistiek ... Ontstaan ... Namen ...

De tekst is van Frank Crary, geconverteerd naar html door Bill Arnett (vertaling door Guido Hemeleers);