books formation and evolution of the solar system

التاريخ

كان من الممكن أن يؤدي اضطراب الجاذبية من هجرة الكواكب الخارجية إلى إرسال أعداد كبيرة من الكويكبات إلى النظام الشمسي الداخلي، مما يؤدي إلى استنفاد الحزام الأصلي بشدة حتى وصل إلى الكتلة المنخفضة للغاية اليوم. قد يكون هذا الحدث قد تسبب في القصف الشديد المتأخر الذي وقع منذ حوالي 4 مليارات سنة، بعد 500-600 مليون سنة من تشكيل النظام الشمسي. استمرت هذه الفترة من القصف الشديد عدة مئات من ملايين السنين، وهي واضحة في الحفر التي لا تزال مرئية على الجثث الجيولوجية للنظام الشمسي الداخلي مثل القمر وعطارد. يعود أقدم دليل معروف للحياة على الأرض إلى ما قبل 3.8 مليار سنة - تقريبًا بعد نهاية القصف الشديد المتأخر مُباشرةً.

يُعتقد أن التأثيرات جزء منتظم (وإن كان نادرًا حاليًّا) من تطور النظام الشمسي. يتضح استمرار حدوثها من خلال اصطدام المذنب شوميكر- ليفي 9 بالمشتري في عام 1994، وحدث اصطدام كوكب المشتري لعام 2009، وانفجار تونغوسكا، ونيزك تشيليابنسك، والصدمة التي أحدثت فوهة بارينجر في أريزونا. وبالتالي، فإن عملية التراكم ليست كاملة، وربما لا تزال تشكل تهديدًا للحياة على الأرض.

على مدار تطور النظام الشمسي، طُردت المذنبات من النظام الشمسي الداخلي بفعل جاذبية الكواكب العملاقة، وأُرسل الآلاف منها إلى الخارج لتشكيل سحابة أورط، وهي سحابة كروية هائلة تحيط بالنظام الشمسي وتمتد لمسافة ثلاث سنوات ضوئية، وتقع على بعد حوالي 30 تريليون كيلومتر من الشمس، في النهاية، بعد حوالي 800 مليون سنة، بدأ اضطراب الجاذبية الناجم عن المد والجزر المجري، والنجوم المارة والسحب الجزيئية العملاقة في استنفاد السحابة، وإرسال المذنبات إلى النظام الشمسي الداخلي. يبدو أيضًا أن تطور النظام الشمسي الخارجي قد تأثر بتجوية الفضاء من الرياح الشمسية والنيازك الدقيقة والمكونات المحايدة للوسط بين النجمي.

كان تطور حزام الكويكبات بعد القصف الشديد المتأخر محكومًا بشكل أساسي بالاصطدامات. تمتلك الأجسام ذات الكتلة الكبيرة جاذبية كافية للاحتفاظ بأي مادة مقذوفة عن طريق الاصطدام العنيف، ولكن في حزام الكويكبات ليس هذا هو الحال عادة. ونتيجةً لذلك، تحطمت العديد من الأجسام الكبيرة، وأحيانًا شُكّلت أجسام جديدة من بقايا تصادمات أقل عنفًا. لا يمكن تفسير الأقمار حول بعض الكويكبات حاليًّا إلا على أنها تماسك للمواد بعيدًا عن الجسم الأصلي دون طاقة كافية للهروب تمامًا من جاذبيته.

الأقمار

ظهرت الأقمار حول معظم الكواكب والعديد من أجسام النظام الشمسي الأخرى. ونشأت هذه الأقمار الطبيعية وفقًا لواحدة من ثلاث آليات ممكنة:

• التشكل المشترك من الأقراص المحيطة بالكواكب (فقط في حالة الكواكب العملاقة)
• التشكل من الحطام الناتج عن الاصطدامات (في حالة الاصطدامات العملاقة بزاوية صغيرة)
• أسر أحد الأجرام العابرة بفعل جاذبية الكوكب

يوجد للمشتري وزحل عدة أقمار ضخمة مثل آيو، ‌أوروبا، و‌غانيميد، و‌تيتان، والتي من الممكن أن تكون قد نشأت من الأقراص المحيطة بكل كوكب بنفس الطريقة التي تشكلت بها هذه الكواكب من القرص المحيط بالشمس. يُستدل على هذه الآلية من خلال الحجم الضخم للقمر وقربه من الكوكب التابع له. ويستحيل تحقيق هاتين الصفتين بآلية الأسر، أو آلية التشكل من الحطام الناتج عن الاصطدامات بسبب الطبيعة الغازية لهذه الكواكب. تتسم الأقمار الخارجية لهذه الكواكب بصغر الحجم، والاختلاف المركزي لمداراتها مع عشوائية ميلها المداري. وتُشير هذه الصفات إلى كون هذه الأقمار أجرامًا مأسورة. تدور أغلب هذه الأقمار حول كواكبها في اتجاه معاكس لاتجاه دوران الكواكب التي تتبعها. يعتبر القمر ترايتون التابع لكوكب نبتون أضخم هذه الأقمار المختلفة، والذي يُعتقد أنه جرم مأسور من حزام كايبر.

نشأت الأقمار التابعة للكواكب الصخرية الصلبة بالمجموعة الشمسية من خلال آلية الاصطدمات العملاقة بالإضافة أيضًا إلى آلية الأسر بالجاذبية. يمتلك كوكب المريخ قمرين صغيرين، ديموس و‌فوبوس، ويُعتقد أنهما كويكبان مأسوران. يظن العلماء أن قمر كوكب الأرض تشكل نتيجة اصطدام فردي عملاق. ويمكن أن تصل كتلة الجرم المصطدم بالأرض وقتها إلى كتلة كوكب المريخ، ويُعتقد أن الاصطدام حدث عند نهاية فترة الاصطدامات العملاقة. أطلق هذا الاصطدام بعض المواد من وشاح الجرم المصطدم إلى مدار حول الأرض، والتي التحمت وتجمعت لتشكل القمر. يحتمل أن يكون هذا الاصطدام آخر حدث اندماجي ساهم في تشكيل كوكب الأرض. وضع العلماء أيضًا فرضية تقترح تشكل جرمٍ بحجم كوكب المريخ عند أحد النقاط المتعادلة بين جاذبية الشمس والأرض، والمسماة نقاط لاغرانج، عند نقطة لاغرانج (L₄) أو عند نقطة لاغرانج (L₅) قبل أن ينجرف بعيدًا عن موقعه. يُعتقد أن بعض الأقمار التابعة للأجرام ما بعد كوكب نبتون، مثل قمر شارون التابع للكوكب القزم بلوتو وقمر فانث التابع للكوكب القزم أوركوس، تكونت بفعل الاصطدامات العملاقة: وتعتبر الأنظمة القمرية «بلوتو-شارون» و«أوركوس-فانث» و«الأرض-القمر» أنظمةً غير عادية في المجموعة الشمسية التي تبلغ فيها كتلة القمر نحو 1% على الأقل من كتلة الجرم الأكبر.

المستقبل

يقدر علماء الفلك أن الحالة الحالية للنظام الشمسي لن تتغير بشكل جذري حتى تدمج الشمس تقريبًا كل وقود الهيدروجين الموجود في مركزها في الهيليوم، لتبدأ تطورها من التسلسل الرئيسي لمخطط هيرتزبرونج-راسل إلى طور العملاق الأحمر. وسيستمر النظام الشمسي في التطور حتى ذلك الحين.

ثبات طويل الأمد

اتّسم النّظام الشمسيّ بالفوضى على مدى مليون ومليار سنة من النطاقات الزمنية، مع فتح مدارات الكواكب لتغيرات طويلة المدى. أحد الأمثلة البارزة على هذه الفوضى هو نظام نبتون – بلوتو، الذي يقع في صدى مداري 3:2. على الرغم من أن الرنين نفسه سيظل مستقرًا، إلا أنه من المستحيل التنبؤ بموضع بلوتو بأي درجة من الدقة تزيد عن 10-20 مليون سنة «‌زمن ليابونوف » في المستقبل. مثال آخر هو الميل المحوري للأرض، والذي، بسبب الاحتكاك المتزايد داخل وشاح الأرض عن طريق تفاعلات المد والجزر مع القمر انظر أدناه، لا يمكن حصره من نقطة ما بين 1.5 و4.5 مليار سنة من الآن.

تكون مدارات الكواكب الخارجية فوضوية على نطاقات زمنية أطول، ويتراوح وقت ليابونوف بين 2 و230 مليون سنة. وفي جميع الحالات، يعني هذا أن موضع كوكب على طول مداره يصبح مستحيل التنبؤ به يقينيًّا (لذلك، على سبيل المثال، يصبح توقيت الشتاء والصيف غير مؤكد)، ولكن في بعض الحالات قد تتغير المدارات نفسها بشكل كبير. تتجلى مثل هذه الفوضى بقوة على أنها تغيرات في الانحراف، حيث تصبح مدارات بعض الكواكب أكثر أو أقل بيضاوية.

النظامُ الشمسيّ مستقرٌ نسبيًّا من ناحية أنه من غير المحتمل أن يصطدم أي من الكواكب مع بعضها البعض أويُمكن إخراجها من النّظام في مليارات السنوات القليلة القادمة. وإلى أبعد من ذلك، في غضون خمسة مليار سنة أو نحو ذلك قد ينمو الانحراف اللامركزي للمريخ إلى حوالي 0.2، بحيث يقع على مدار معبر الأرض، مما يؤدي إلى تصادم محتمل. في نفس النطاق الزمني، قد ينمو انحراف عطارد أكثر، ويمكن أن يؤدي لقاء قريب مع كوكب الزهرة نظريًّا إلى طرده من النظام الشمسي تمامًا أو إرساله في مسار تصادم مع كوكب الزهرة أو الأرض. يمكن أن يحدث هذا في غضون مليار سنة، وفقًا لعمليات المحاكاة العددية التي يكون مدار عطارد فيها مضطربًا.

الأقمار الصناعية والحلقات الطبيعية

إنّ تطور المدارات الطبيعية للكواكب مدفوع إلى حد كبير بقوى المد والجزر. ترجع ظاهرة المد والجزر إلى حقيقة أن القمر الصناعي الذي يدور في المدار يبذل قوة جاذبية أكبر على الجانب الآخر من جسمه الأصلي مقارنة بالجانب الآخر. إذا كان القمر يدور في نفس الاتجاه الذي يدور فيه الكوكب المداري، وفي نفس الوقت يدور هذا الكوكب بشكل أسرع من الفترة المدارية للقمر، فإن انتفاخ المد والجزر يستمر قبل القمر الذي يدور في المدار. ثم ينتقل الزخم الزاوي الخاص بالكوكب الأم الدوار إلى القمر الصناعي الذي يدور في المدار، والذي يكتسب بالتالي الطاقة ويدور بشكل حلزوني تدريجيًّا نحو الخارج، بينما يتباطأ دوران الكوكب الأم تدريجيًا.

تعتبر الأرض والقمر أحد الأمثلة على هذا التكوين. اليوم، القمر مُقيّد مدّياً على الأرض. إحدى دوراته حول الأرض (حاليًّا حوالي 29 يومًا) تساوي إحدى دوراته حول محوره، لذا فهو يظهر دائمًا وجهًا واحدًا للأرض. سيستمر القمر في الانحسار عن الأرض، وسيستمر دوران الأرض في التباطؤ تدريجيًّا. ومن الأمثلة الأخرى أقمار غاليليو لكوكب المشتري (بالإضافة إلى العديد من أقمار المشتري الأصغر) ومعظم أقمار زحل الأكبر.

يحدث سيناريو مختلف عندما يكون القمر إما يدور حول الأساسي أسرع من الدورات الأولية، أو عندما يدور في الاتجاه المعاكس لدوران الكوكب. في هذه الحالات، يتأخر انتفاخ المد والجزر خلف القمر في مداره. في الحالة الأولى، ينعكس اتجاه نقل الزخم الزاوي، وبالتالي يزيد دوران السرعات الأولية بينما يتقلص مدار القمر الصناعي. في الحالة الأخيرة، يكون للزخم الزاوي للدوران والدوران إشارات معاكسة، لذلك يؤدي النقل إلى انخفاض في حجم كل منهما (يلغي كل منهما الآخر). في كلتا الحالتين، يتسبب التسارع المدي في أن يدور القمر نحو المرحلة الأولية حتى يتمزق بسبب ضغوط المد والجزر، مما قد يؤدي إلى إنشاء نظام حلقة كوكبية، أو تصادمه في سطح الكوكب أو الغلاف الجوي. مثل هذا المصير ينتظر أقمار فوبوس المريخ (في حدود 30 إلى 50 مليون سنة)، ترايتون نبتون (في 3.6 مليار سنة)، وما لا يقل عن 16 قمرا صناعيا صغيرا من أورانوس ونبتون، وقد يصطدم ديسديمونا لأورانوس بأحد الأقمار المجاورة له.

الاحتمال الثالث هو المكان الذي يتم فيه تقييد القمر الأساسي والقمر مع بعضهما البعض. في هذه الحالة، يبقى انتفاخ المد والجزر تحت القمر مباشرة، ولا يوجد انتقال للزخم الزاوي، ولن تتغير الفترة المدارية. يعتبر بلوتو وشارون مثالاً على هذا النوع من التكوين.

لا يوجد إجماع على آلية تشكيل حلقات زحل. على الرغم من أن النماذج النظرية تشير إلى أن الحلقات من المحتمل أن تكون قد تشكلت في وقت مبكر من تاريخ النظام الشمسي، البيانات من المركبة الفضائية كاسيني-هويجنز إلى أنها تشكلت في وقت متأخر نسبيًا.

الشمس وبيئات الكواكب

مع مرور الزمن وعلى المدى الطويل، ستأتي أكبر التغييرات في النظام الشمسي من التغيرات التي ستلحق بالشمس نفسها، فالشمس تحرق 600 مليون طن من ذرات الهيدروجين كل ثانية، وعند احتراق الهيدروجين يتمركز الهيليوم في نواتها تدريجيًّا حتى تنتهي كمية الهيدروجين الموجودة في النواة وتُستبدل بالهيليوم، أثناء هذه العملية تحدث تفاعلات الاندماج النووي السريع، وتصدر الشمس مزيدًا من الطاقة، وتصبح أكثر إشراقًا بنحو عشرة بالمئة كل 1.1 مليار سنة.

في غضون 600 مليون سنة، سيكون سطوع الشمس قد عطل دورة الكربون على الأرض لدرجة أن الأشجار والغابات (ذات التمثيل الضوئي ثلاثي الكربون) لن تكون قادرة على البقاء؛ وفي حوالي 800 مليون سنة، ستكون الشمس قد قتلت جميع أشكال الحياة المعقدة على سطح الأرض وفي المحيطات، وفي غضون 1.1 مليار سنة، سوف يتسبب ناتج إشعاع الشمس المتزايد في تحرك المنطقة الصالحة للسكن على مدار كوكب الأرض، مما يجعل سطح الأرض شديد الحرارة بحيث لا يتواجد الماء السائل هناك بشكل طبيعي. في هذه المرحلة، ستختزل الحياة كلها إلى كائنات وحيدة الخلية. يمكن أن يؤدي تبخر الماء، وهو أحد الغازات الدفيئة القوية، من سطح المحيطات إلى تسريع زيادة درجة الحرارة، مما قد يؤدي إلى إنهاء جميع أشكال الحياة على الأرض في وقت أقرب. خلال هذا الوقت، من المُتوقع أنه مع الارتفاع التدريجي في درجة حرارة سطح المريخ، سينطلق ثاني أكسيد الكربون والماء المتجمد حاليًّا تحت الثرى السطحي في الغلاف الجوي، مما يؤدي إلى ظاهرة الاحتباس الحراري التي ستسخن الكوكب حتى تصل إلى ظروف موازية للأرض اليوم. مما يوفر مسكنًا مستقبليًّا مُحتملاً مدى الحياة. وبحدود 3.5 مليار سنة من الآن، ستكون ظروف سطح الأرض مماثلة لتلك الموجودة في كوكب الزهرة اليوم.

في حول 5.4 مليار سنة من الآن، سيصبح لب الشمس ساخنًا بدرجة كافية لتحفيز اندماج الهيدروجين في غلافه المحيط، وسيؤدي هذا إلى تمدد الطبقات الخارجية للنجم بشكل كبير، وسيدخل النجم مرحلة من حياته يسمى فيها العملاق الأحمر. ضمن 7.5 مليار سنة، ستتوسع الشمس إلى دائرة نصف قطرها 1.2 وحدة فلكية أي 256 ضعف حجمها الحالي. عند طرف فرع العملاقة الحمراء، ونتيجة لزيادة مساحة السطح بشكل كبير، سيكون سطح الشمس أكثر برودة (حوالي 2600 كيلو) من الآن وإضاءتها أعلى بكثير - تصل إلى 2700 اللمعان الشمسي الحالي. بالنسبة لجزء من حياتها العملاقة الحمراء، سيكون للشمس رياح نجمية قوية ستحمل حوالي 33٪ من كتلتها. خلال هذه الأوقات، من الممكن أن يتمكن قمر زحل تيتان من تحقيق درجات حرارة السطح اللازمة لدعم الحياة.

مع توسع الشمس، سوف تبتلع الكواكب عطارد والزهرة. مصير الأرض أقل وضوحا؛ على الرغم من أن الشمس ستغلف المدار الحالي للأرض، فإن فقدان النجم للكتلة (وبالتالي الجاذبية الأضعف) سيؤدي إلى تحرك مدارات الكواكب بعيدًا. إذا كان الأمر كذلك فقط، فمن المحتمل أن ينجو كوكب الزهرة والأرض من الحتراق. ولكن نشرت دراسة عام 2008 تشير إلى أنه من المحتمل ابتلاع الأرض نتيجة لتفاعلات المد والجزر مع الغلاف الخارجي الضعيف للشمس.

تدريجيًا، سيؤدي احتراق الهيدروجين في الغلاف المحيط بالنواة الشمسية إلى زيادة كتلة اللب حتى تصل إلى حوالي 45٪ من الكتلة الشمسية الحالية. عند هذه النقطة ستصبح الكثافة ودرجة الحرارة عالية جدًا بحيث يبدأ اندماج الهيليوم في الكربون، مما يؤدي إلى وميض الهيليوم؛ ستتقلص الشمس من حوالي 250 إلى 11 ضغف نصف قطرها الحالي (التسلسل الرئيسي). وبالتالي، سينخفض لمعانها من حوالي 3000 إلى 54 ضعف مستواها الحالي، وسترتفع درجة حرارة سطحها إلى حوالي 4770 كلفن. ستصبح الشمس عملاقًا أفقيًّا، تحرق الهيليوم في نواتها بطريقة مستقرة تشبه إلى حد كبير حرق الهيدروجين اليوم. ستستمر مرحلة صهر الهيليوم فقط 100 مليون سنة. وفي النهاية، سيتعين عليها أن تلجأ مرة أخرى إلى احتياطيات الهيدروجين والهيليوم في طبقاتها الخارجية وستتوسع مرة أخرى، وتتحول إلى ما يعرف باسم عملاق مقارب. هنا سيزداد لمعان الشمس مرة أخرى، ليصل إلى حوالي 2090 لمعانها الحالي، وسيبرد إلى حوالي 3500 تستمر هذه المرحلة حوالي 30 مليون سنة، وبعد ذلك، على مدار 100،000 سنة أخرى، فإن الطبقات الخارجية المتبقية للشمس سوف تتلاشى، مما يؤدي إلى طرد تيار واسع من المادة إلى الفضاء وتشكيل هالة تعرف باسم سديم كوكبي. ستحتوي المادة المقذوفة على الهيليوم والكربون الناتج عن تفاعلات الشمس النووية، مما يؤدي إلى استمرار تخصيب الوسط النجمي بالعناصر الثقيلة للأجيال القادمة من النجوم.

هذا حدث سلميّ نسبيًا، لا يشبه أي مستعر أعظم، الشمس أصغر من أن تمر به كجزء من تطورها. أي مراقب حاضر ليشهد هذا الحدث سيرى زيادة هائلة في سرعة الرياح الشمسية، ولكن ليس بما يكفي لتدمير كوكب بالكامل. ومع ذلك، فإن فقدان النجم للكتلة يمكن أن يرسل مدارات الكواكب الباقية إلى حالة من الفوضى، مما يتسبب في اصطدام بعضها ببعض، وطرد البعض الآخر من النظام الشمسي، وتحطم البعض الآخر بسبب تفاعلات المد والجزر. بعد ذلك، كل ما تبقى من الشمس هو قزم أبيض، جسم كثيف بشكل غير عادي، 54٪ من كتلته الأصلية ولكن فقط بحجم الأرض. في البداية، قد يكون هذا القزم الأبيض 100 مُضيئًا 100 مرة مثل الشمس الآن. وسوف تتكون بالكامل من مادة متحللة من الكربون و‌الأكسجين، ولكن لن يبلغ ارتفاع درجات الحرارة ما يكفي لصهر هذه العناصر. وهكذا تبرد الشمس القزمة البيضاء تدريجيًا وتزداد خفوتًا.

عندما تموت الشمس، تضعف قوة جاذبيتها للأجسام المدارية مثل الكواكب والمذنبات والكويكبات بسبب فقدان كتلتها، وستتوسع مدارات جميع الكواكب المتبقية؛ إذا كانت الزهرة والأرض والمريخ لا تزال موجودة، فإن مداراتها ستقع تقريبًا عند 1.4 وحدة فلكية (210,000,000 كـم)، و‌1.9 وحدة فلكية (280,000,000 كـم)، و‌2.8 وحدة فلكية (420,000,000