books primordial sun nebula

تَنصُّ الفرضيّة السديميّة على أنّ النِّظام الشّمسيّ قد تشكّل من انهيار الجاذبيّة لجزءٍ من سحابة جزيئيّة عملاقة. كان قطرها حوالي 20 فرسخ فلكي أي (65 سنة ضوئية)، بينما كانت الشظايا بعرض حوالي 1 فرسخ فلكي. أدى الانهيار الإضافي للشظايا إلى تكوين نُوى كثيفة بحجم 0.01-0.1 فرسخ (2000 - 20.000) وحدة فلكية. شكلت إحدى هذه الأجزاء المنهارة (المعروفة باسم سديم الشمس الأولي) ما أصبح «المجموعة الشمسيّة». وكان تكوين هذه المنطقة ذات الكتلة التي تزيد قليلاً عن كتلة الشمس هو نفسه تقريبًا تكوين الشمس اليوم، مع الهيدروجين، جنبًا إلى جنب مع الهيليوم وكميات ضئيلة من الليثيوم التي تنتجها نوى الانفجار النووي، وتشكل حوالي 98٪ من كتلته. وأمًّا النسبة 2٪ المتبقية من الكتلة تتكون من عناصر أثقل أُنشِئَت بواسطة التخليق النووي في الأجيال السابقة من النجوم. في وقت متأخر من حياة هذه النجوم، قذفت عناصر أثقل في الوسط بين النجمي.

أقدم الشوائب التي وجدت في النيازك، يُعتقد أنَّها تتبع لأول مادة صلبة تتشكل في سديم الشمس الأولي، يبلغ عمرها 4568.2 مليون سنة، وهو أحد تعريفات عمر المجموعة الشمسيّة. وتكشف الدراسات التي أجريت على النيازك القديمة عن آثار نوى ابنة مستقرة من النظائر قصيرة العمر، مثل الحديد -60، والتي تتشكل فقط في النجوم المتفجرة قصيرة العمر. يشير هذا إلى حدوث مستعر أعظم أو أكثر في مكان قريب. قد تكون موجة صادمة من المستعر الأعظم قد حفزت تكوين الشمس عن طريق إنشاء مناطق كثيفة نسبيًّا داخل السحابة، مما تسبب في انهيار هذه المناطق، نظرًا لأنّ النّجوم الضخمة قصيرة العمر هي فقط التي تُنتج المستعرات الأعظمية، يجب أن تكون الشمس قد تشكلت في منطقة تشكل النجوم الكبيرة التي أنتجت نجومًا ضخمة، ربما تشبه سديم الجبار. تشير الدراسات التي أجريت على بنية حزام كايبر والمواد الشاذة الموجودة فيه إلى أن الشمس تشكلت داخل مجموعة تتكوّن من 1000 إلى 10000 نجم بقطر يتراوح بين 6.5 و19.5 سنة ضوئية وكتلة جماعية قدرها 3,000 M_☉. بدأت هذه المجموعة في التفكك بين 135 مليون و535 مليون سنة بعد تشكيلها. تُنتج العديد من عمليات المحاكاة لشمسنا الفتيّة التي تتفاعل مع النّجوم القريبة على مدار المائة مليون سنة الأولى من حياتها مدارات شاذة لُوحظت في النظام الشّمسيّ الخارجيّ، مثل الأجرام المنفصلة.

بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي، اندلع السديم بشكل أسرع أثناء انهياره. عندما تكثفت المادة الموجودة داخل السديم، بدأت الذرات الموجودة بداخله في الاصطدام بتردد متزايد، مُحوّلة طاقتها الحركيّة إلى حرارة. وأصبح المركز، حيث تجمع معظم الكتلة، أكثر سخونة من القرص المحيط. وعلى مدار حوالي 100.000 عام، تسببت القوى المتنافسة للجاذبيّة وضغط الغاز والمجالات المغناطيسيّة والدوران في تسطيح السديم المُتقلّص إلى قرص كوكبي أولي دوّار يبلغ قطره حوالي 200 وحدة فلكية، وتشكيل نجم أوليّ ساخن كثيف (نجم لم يبدأ فيه اندماج الهيدروجين بعد) في المركز.

في هذه المرحلة من تطورها، يُعتقد أن الشمس كانت نجم تي التور. تُظهر الدراسات التي أجريت على نجوم تي الثور أنها غالبًا ما تكون مصحوبة بأقراص من مادة ما قبل الكواكب كتلتها 0.001–0.1 M_☉. تمتد هذه الأقراص إلى عدة مئات من الوحدات الفلكيّة - رصد تلسكوب هابل الفضائي أقراصًا كوكبيّة أوليّة تصل إلى 1000 وحدة فلكيّة في مناطق تَشكُّل النُّجوم مثل سديم الجبار - وهي باردة نوعًا ما، حيث تصل درجة حرارة سطحها إلى حوالي 1000 درجة كلفن في أقصى درجات الحرارة. في غضون 50 مليون سنة، أصبحت درجة الحرارة والضغط في لُبّ الشمس كبيرة جدًا لدرجة أن الهيدروجين الخاص بها بدأ في الاندماج، مُكوّنًا مصدرًا داخليًّا للطاقة يقاوم الانكماش الثقالي (قوة الجاذبية) حتى يتحقق التوازن الهيدروستاتيكي. كان هذا بمثابة دخول الشمس إلى المرحلة الأوليّة من حياتها، والمعروفة باسم التسلسل الرئيسي. تستمد النجوم ذات الترتيب الرئيسي الطاقة من اندماج الهيدروجين في الهيليوم في نواتها. ولا تزال الشّمس اليّوم نجمة التسلسل الرئيسي.