Vznik planét vo vesmíre

Zatiaľ, čo vznik hviezd môžeme pozorovať aj v súčasnosti, pri objasňovaní vzniku planét a slnečnej sústave to majú astrofyzici oveľa ťažšie. Musia vychádzať iba z neoverených hypotéz. Vedci, ktorí sa pokúšajú objasniť túto „záhadu“ sa rozdeľujú na dve základné skupiny: Prvú predstavujú evolučné teórie, ktoré chápu vznik S.S. ako prirodzený kozmický jav a proces. Tá druhá – do nej patria takzvané katastrofické teórie vychádzajúce z predpokladu, že je to iba ojedinelý jav, pri ktorej sa obrovská kométa zrazila so Slnkom, pri zrážke z neho vytrhla planéty a súčastne ho uviedla do rotácie. Dnes preferujú evolučné teórie, medzi ktoré zaraďujeme modely významných vedcov ako Pierre Simon de Laplace a iní. Na základe rôznych, čiastočne sa prekrývajúcich hypotéz sa v poslednom období dospelo k určitému štandardnému modelu vzniku planét. Podľa neho sa plynná a prachová hmlovina, rotujúca okolo vznikajúceho Slnka, pôsobením gravitačných a odstredivých síl pri rastúcej rýchlosti rotácie sformovala do plochého plynného a prachového disku. Tlak plynov a odstredivá sila bránili približovaniu a pádu tohoto kotúča na Slnko, teda vznikol stabilný dynamický systém. Ťažšie pevné častice sa v tomto rotujúcom disku posúvali do jeho strednej roviny, kde sa pod vplyvom vzájomnej príťažlivosti zhlukovali do jeho planetárnych jadier. Väčšie z nich napr. jadrá Jupitera, Saturna, Urána a Neptúnu zachytili na seba väčšie množstvo plynov a prahmloviny. V dôsledku gravitačnej nestability vznikali v priestore planetárnych jadier metrové až kilometrové planetezimály – zárodky budúcich planét. Priťahovali k sebe ďalší materiál a niekedy sa aj spájali. Takto narastali do planetárnych rozmerov. Vznikanie planét ale nebolo rovnomerné. Konkurovali si pri ňom dva hlavné procesy: 1, Narastanie hmotnosti nahromaďovaním – postupné zväčšovanie planét a
2, Straty hmotnosti pri zrážkach – postupné zmenšovanie, ubúdanie z planét.
Spočiatku, keď boli rozdiely medzi relatívnymi rýchlosťami planét nízke, prevládalo zväčšovanie. Obežné dráhy okolo Slnka sa ale stále menili, zvyšovala sa hlavne excentricita a sklon. Stále viac sa objavovali kolízie, pri ktorých vznikali vyvrhovaním materiálu krátery. Menšie planéty sa takto stále zmenšovali a väčšie zachytávaním materiálu zväčšovali. Existujú dva rôzne vedecké pohľady na tento vznik planét, ktoré sa odlišujú v názore na homogenitu, resp. na heterogenitu zhromažďovaných prachových častíc.

Homogénny model vychádza z predpokladu, že chemické zloženie prachových častíc záviselo v tom čase iba od teploty a tlaku homogénnej prahmloviny. Tieto veličiny neboli v celej hmlovine rovnaké, ale ich hodnoty klesali so vzrastajúcou vzdialenosťou od Slnka. Terestrické planéty (planéty zemského typu – Venuša, Zem, Mars) vznikali pri teplote okolo 100ºC a ich prvotné zloženie približne zodpovedalo zloženiu meteoritov známych ako uhlíkové chondrity. Ten druhý model vychádza z predpokladu, že prachové častice sa bezprostredne po svojom kondenzovaní z prahmloviny zhlukovali do planetezimál a planét. V priebehu tvorby planét sa prahmlovina stále ochladzovala, preto postupné kondenzačné produkty mali iné zloženie. Tak mohli vznikať nie homogénne, ale od začiatku sféricky diferencované planéty napr. planéty s ťažkým kovovým železným jadrom, ktoré sa kondenzovalo najskôr. V poslednom čase niektorí vedci pokladajú obidva modly teda aj homogénny aj heterogénny, za neprípustné zjednodušenie. Predpokladajú totiž existenciu zložitých komplexných procesov veľkopriestorového miešania a vzájomných vplyvov v planetárnej prahmlovine. Dnes sa presadzuje názor, ktorý možno v širších súvislostiach hodnotiť ako variant heterogénneho modelu. Prahmlovina vznikla podľa tejto teórie z dvoch rozdielnych častí. Jedna sa nachádza asi vo vnútri neskoršej obežnej dráhy Marsu, druhá za ňou. V začiatočníckom štádiu prispeli k vzniku planét iba relatívne horúce a chemicky silne redukované látky vnútornej časti. V dôsledku zvyšujúcej sa excentricity svojich obežných dráh sa planéty neskôr premiestňovali do vonkajšej zóny, ktorej zložky sa už mohli zúčastňovať na náraste ich hmotnosti. Táto druhá, chladnejšia časť bola celkom oxidovaná a absolvovala oveľa väčší podiel prchavých zložiek, medzi nimi i vody. Podiel materiálu z vnútornej a vonkajšej časti sa v prípade Marsu odhaduje na 60 : 40, v prípade Zeme 85 : 15. Ak platí tento model, v podstate by to znamenalo, že vnútro Zeme (jadro a časti plášťa) vôbec neobsahuje vodu a pozostáva z vysoko redukovaného materiálu.
Planéty sa tavia...: V priebehu svojho vzniku a určite aj po ňom sa planéty veľmi zahriali, vďaka čomu sa všetok pevný materiál rozstavil. Výrazné zvýšenie teploty spôsobila : gravitačná sila, energia kompresie, energia slapových javov, ale hlavne energia rádioaktívneho rozpadu. Okrem toho je možný aj elektromagnetický ohrev, ktorý môžeme uvažovať iba pri menších telesách ako asteroidy alebo planetezimál. Gravitačná energia spôsobila ohrev dvoma spôsobmi: pri tvorbe jadra a uvoľňovaním tepelnej energie pri náraze planetezimál.

Pri tvorbe zemského jadra, čo je ale možné iba pri homogénnom modeli vzniku planét, sa v priebehu sa počas taviaceho procesu ťažké prvky a nerasty premiestňovali do stredu Zeme, pričom sa uvoľňovala kinetická E., ktorá sa menila na tepelnú. Pri nárazoch meteoritov treba rozlišovať malé a veľké telesá. E., ktorá sa uvoľnila pri náraze malých telies, sa skôr či neskôr vyžiarila. Pri veľkých telesách sa vytvorili krátery a nahriali horniny, ktoré pri náraze zasypal vyvrhnutý materiál, teda vznikla izolačná vrstva, zabraňujúca vyžiariť tepelnú E. Získanie E. kompresiou možno prirovnať k zohriatiu zápalnej zmesi plynov pri kompresii vo valci vznetového motora. Pri zväčšovaní sa planét sa stupňovala aj ich gravitácia a aj hustota. Podľa odhadov mohla kompresia hornín zvýšiť teplotu planét o 100, v prípade veľkých planét až o 1000ºC. To bolo však v porovnaní s inými zdrojmi tepla bezvýznamné. Energia slapových javov síce vôbec neprispela k ohrevu planét, ale prispela k ohrevu malých mesiacov okolo planét. Najdôležitejšia tepelná E. sa uvoľňovala pri jadrových procesoch. Ak neutróny narážajú na nestabilné atómové jadrá môžu ich štiepiť, pričom sa zasa uvoľňujú neutróny. Ak je má štiepny materiál malú hustotu, odohrá sa iba niekoľko štiepení jadier. Ak je však hustota veľká, pravdepodobnosť nárazov stúpa. Ak sa prekročí hranica, pri ktorej na každý neutrón štiepiaci jadro pripadá nový podobne „úspešný“ neutrón nastane explozívne zvýšenie počtu neutrónov a nukleárna reťazová reakcia. Jadrové reakcie boli na prvotných planétach oveľa častejšie, lebo celkový obsah rádioaktívneho materiálu bol vyšší ako dnes.
Konečná fáza vzniku planét: Roztavenie planét umožnilo fyzikálne aj chemické diferencovanie ich štruktúry. Ťažšie látky išli k stredu, ľahšie zostali na povrchu. V jadre sa zhromaždili kovy, hlavne železo a nikel. Kôru tvorili ľahké kremičitany. Približne v tejto vývojovej etape sa Zem nachádzala asi pred 4 mld. r.