books composition hypotheses

الفيلسوف الفرنسي وعالم الرياضيات رينيه ديكارت كان أول من اقترح نموذجا عن أصل النظام الشمسي في كتابه Le Monde الذي كُتب في 1632 و1633 والتي تأخر نشره بسبب محاكم التفتيش ولم يُنشر إلا بعد وفاته في 1664. في رأيه أن الكون مليئ بدوامات من جسيمات دوارة والشمس والكواكب تكونت من  دوامة كبيرة مكثفة والتي انكمشت بطريقة أو بأخرى، مما يفسر الحركة الدائرية للكواكب والذي كان على الطريق الصحيح مع الانكماش والتكدس. إلا أن هذا كان قبل نظرية الجاذبية لنيوتن وصرنا نعرف الآن أن المادة لا تتصرف بهذه الطريقة.

تم اقتراح فرضية السديم لأول مرة في عام 1734 بواسطة إيمانويل سفيدبوري والتي تم إضافة التفاصيل إليها وتوسيعها بواسطة إيمانويل كانط في 1755. وُضعت نظرية مماثلة بشكل مستقل بوساطة بيير سيمون لابلاس في عام 1796.

في عام 1755، تكهن إيمانويل كانط بأن السدم المرصودة قد تكون في الواقع مناطق تشكيل نجوم وكواكب. في عام 1796، اقترح لابلاس أن السدم تنهار لتكون نجما، وعندما تفعل ذلك فإن المواد المتبقية تندفع للخارج تدريجيا نحو قرص مسطح حيث تكون تدريجيا الكواكب.

النظريات البديلة

على الرغم من القبول المبدأي عند أول نظرة، إلا أن فرضية السديم لا تزال تواجه عقبة الزخم الزاوي; فإذا كانت الشمس قد تشكلت فعلا من انهيار هذه السحابة، فإن الكواكب يجب أن تدور بشكل أبطء كثيرا. الشمس على الرغم من أنها تحتوي نحو 99.9 في المائة من كتلة النظام إلا أنها تحتوي على 1% فقط من الزخم الزاوي. وهذا يعني أن الشمس يجب أن تدور بسرعة أكبر بكثير.

نظرية المد

المحاولات لحل مشكلة الزخم الزاوي أدت إلى التخلي مؤقتا عن فرضية السديم لصالح العودة إلى فرضيات "الجسيمين". لعدة عقود، فضل العديد من علماء الفلك فرضية المد أو فرضية الاصطدام الوشيك التي طرحها جيمس جينز في عام 1917 حيث تم اعتبار الكواكب قد تكونت نتيجة اقتراب نجم آخر من الشمس. هذا الاقتراب الوشيك سيقوم بسحب كميات كبيرة من المادة خارج الشمس وخارج النجم الآخر عن طريق قوى المد المتبادلة، والتي يمكن أن تتكثف لتكون الكواكب. ومع ذلك، ففي عام 1929 أكد الفلكي هارولد جيفريز أن مثل هذا الاصطدام الوشيك هي فرضية غير محتملة. الاعتراضات على هذه الفرضية أثيرت أيضا من قبل الفلكي الأمريكي هنري نوريس رسل، الذي أظهر أنها دخلت في مشاكل مع الزخم الزاوي للكواكب الخارجية، حيث كافحت الكواكب لتتجنب امتصاصها ثانية بفعل جاذبية الشمس.

نموذج تشامبرلين-مولتون

أوضح فورست مولتون في عام 1900 أن فرضية السديم لا تتفق مع الملاحظات بسبب الزخم الزاوي. أنشأ مولتون وتشامبرلين في عام 1904 فرضية الكوكبية. جنبا إلى جنب مع العديد من علماء الفلك في ذلك الوقت اعتقدوا أن صور "السدم الحلزونية" من مرصد ليك كانت دليلا مباشرا على تشكيل أنظمة شمسية. تبين أنها مجرات بدلا من ذلك ولكن نقاشات شاربي-كورتيس حول ذلك كانت بعد ذلك بستة عشر عاما. واحدة من أهم القضايا الأساسية في تاريخ علم الفلك هو التمييز بين السدم والمجرات.

اقترح مولتون وتشامبرلين أن نجما قد مر قريبا من الشمس في بداية حياتها مسببا بروزات مدّية وأن هذا بالإضافة إلى البروزات الشمسية أدت إلى طرد بعض خيوط المادة من داخل كلا النجمين. في حين أن معظم المادة كانت لتسقط ثانية، إلا أن بعضها ظلت في المدار. الخيوط بردت مكونة أجزاء صلبة ضئيلة ومتعددة. قوبل هذا النموذج باستحسان كبير لثلاثة عقود ولكنه عانى من الشكوك في الثلاثينات وتم نفيه تماما في الأربعينات بعد إدراك أنه غير متطابق مع الزخم الزاوي لكوكب المشتري.

سيناريو ليتلتون

في عام 1937 و1940، افترض راي ليتلتون أن نجما مرافقا للشمس ارتطم بنجم مار. تم اقتراح هذا السيناريو من قبل بواسطة هينري راسل وتم رفضه في عام 1935. أوضح ليتلتون أن الكواكب الصخرية أصغر من أن تتكدس من نفسها لذا فقد اقترح أن نجما واحدا ضخما جدا انقسم لجزئين بسبب عدم الاستقرار الدوراني مما أدى إلى تكوين زحل والمشتري بالإضافة إلى خيط متصل والذي كوّن الكواكب الأخرى. نموذج آخر في عام 1940 و1941 يشمل نظام ثلاثي النجوم، نجمين بالإضافة إلى الشمس حيث اندمج النجمان لينفجرا لاحقا بسبب عدم الاستقرار الدوراني ويهربا من النظام تاركين خيطا والذي تكون بينهما ليتم أسره بوساطة الشمس. إلا أن اعتراضات ليمان سبيتزر تنطبق على هذا النموذج أيضا.

نموذج هيكل الحزام

في عام 1954 و1975 و1978، قام عالم الفيزياء الفلكية هانز ألفين بضم التأثيرات الإلكترومغناطيسية في معادلات حركة الجسيم حيث قام بشرح توزيع الزخم الزاوي والفروق التكوينية. في عام 1954 اقترح لأول مرة هيكل الحزام  والتي فرق فيها بين السحابة أ والتي تحتوي في الأغلب على غاز الهيليوم ولكن مع بعض الشوائب الصلبة من الجزيئات (مطر المذنبات) وبين السحابة ب والتي تحتوي في الأغلب على غاز الهيدروجين وبين السحابة ث والتي تحتوي في غالبها على الكربون وبين السحابة ج والتي تتكون من السيليكون والحديد. الشوائب في السحابة أ من المريخ والقمر (والذي سيتم أسره لاحقا بواسطة الأرض)، بينما في السحابة ب تتكدس لتكون عطارد والزهرة والأرض، وفي السحابة ث تتكدس لتكون الكواكب الخارجية، بينما يتكون بلوتو وتريتون من السحابة ج. 

نظرية السحابة النجمية

في عام 1943، اقترح عالم الفلك السوفيتي أوتو شميدت أن الشمس في شكلها الحالي مرت خلال سحابة بين نجمية كثيفة لتخرج منها محاطة بسحابة من الغبار والغاز، والتي ستتكون منها الكواكب لاحقا. قام هذا بحل مشكلة الزخم الزاوي عن طريق افتراض أن حركة الشمس البطيئة كانت خاصة بها وأن الكواكب لم تتكون في نفس الوقت كالشمس.  امتدادات للنموذج والتي تكون معا المدرسة الروسية، تشمب جوريفيتش وليبيدينسكي (في عام 1950) وسافرونوف (في عامي 1967 و1969) وسافرونوف وفيتيازيف (في عام 1985) وسافرونوف وروسكول (في عام 1994) وروسكول (في 1981) بالإضافة إلى آخرين. إلا أن هذه الفرضية اهتزت بشدة بواسطة فيكتور سافرونوف والذي أوضح أن كمية الوقت المطلوب لتكوين الكواكب من مثل هذه السحابة ستتخطى وبكثير العمر المحدد للنظام الشمسي.

عودة فرضية السديم

في عام 1978، أعاد عالم الفلك أ. برينتايس إحياء نموذج سديم لابلاس في نظريته الشبيهة لنظرية لابلاس حيث اقترح أن مشكلة الزخم الزاوي يمكن حلها عن طريق السحب الذي سببته جزئيات الغبار في القرص الأساسي مما يؤدي إلى إبطاء الدوران في المركز. اقترح برينتايس أيضا أن النجوم الصغيرة حولت بعض الزخم الزاوي إلى القرص النجمي الأولي والكواكب المصغرة من خلال انبعاثات فوق صوتية شبيهة بالتي تحدث فينجم تي الثور. ومع ذلك، فإن الزعم بأن هذا التكوين قد يحدث في حلقات ما زال موضع تساؤل كبير، حيث أن أي حلقة كانت لتتفتت قبل أن تنهار مكونة الكواكب.