Vznik planet - Kde se vzaly a co je čeká

Jsme součástí lidské civilizace a života na planetě Zemi, kroužící kolem žluté hvězdy, našeho Slunce. Co se ale všechno muselo stát, abychom tady mohli být?

V našem vesmírném okolí pozorujeme planetární soustavy kolem jiných hvězd, ale většinou jsou odlišné. Co dalo vzniknout našemu planetárnímu vesmírnému domovu, jehož součástí je i Země? Nejvěrohodněji o tom mluví současná verze tzv. mlhovinové teorie. Navrhli ji už ve druhé polovině 18. století pánové Kant a Laplace.

Mezihvězdná oblaka

Každá hvězda a její planetární soustava musela vzniknout, nebyla zde od počátku vesmíru. Podle astronomických pozorování víme, že hvězdy se v naší Galaxii rodí i v současnosti, a to z velkých oblaků molekulárního vodíku.

Oblaka mívají rozměr kolem stovky světelných let, ale průměrná hustota látky v nich je nižší než nejvyšší vakuum dosažitelné v pozemských laboratořích. Naše galaxie (Mléčná dráha) zahrnuje asi 5000 takovýchto oblak. Neobsahují samozřejmě jen vodík, ale také hélium a malé příměsi těžších prvků, jinak by dnes neexistovaly kamenné planety ani kamenná jádra plynných obrů jako např. Jupiter.

Výbuchy supernov

O příměsi těžších prvků v našem okolí se postaraly asi před sedmi miliardami let hmotné hvězdy první generace, které díky termojaderným reakcím vyrobily z prvotního vesmírného materiálu (jen vodík, hélium a trocha lithia) řadu těžších prvků (uhlík, kyslík, dusík, křemík, hořčík, hliník, železo apod.).

"Vyrobený" materiál byl pak během explozivních konců (výbuchů supernov) vymrštěn na stovky až tisíce světelných let daleko a obohatil původní mezihvězdnou vodíko-héliovou plynovou hlušinu. V rozpínající se obálce supernovy mohly vzniknout prvky ještě těžší - např. kobalt, nikl, měď či uran.

Zárodečné gravitační zhuštěniny

Rázové vlny výbuchů dalších blízkých supernov pak dodaly oblaku další impulsy. Náhodně zhuštěná místa v molekulárních oblacích (tzv. globule) se začala vlivem vlastní gravitační síly smršťovat ještě více. Staly se z nich ještě hustší a později i ploché otáčející se disky, které se díky dalšímu smršťování začaly v centru zahřívat. Tak vznikaly zárodky hvězd a planetárních soustav kolem nich - zárodečná plynoprachová mračna - mlhoviny. Ty lze pozorovat u některých blízkých hvězd.

Prapočátky Slunce

Naše Slunce se se svým okolím začalo takto formovat před 4,5 až 4,6 miliardami let ve vzdálenosti asi 26 400 světelných let od centra Mléčné dráhy. Zárodečná pramlhovina měla hmotnost kolem 1,5 až dvou hmotností dnešního Slunce, průměr asi jeden světelný rok, hustotu jen několik tisíc atomů v krychlovém centimetru objemu a její složení přibližně odpovídalo dnešnímu složení Slunce.

Původně kulový či nepravidelný útvar se vlivem gravitace a srážek částic ještě zhustil a změnil v tenký disk rotující jako gramofonová deska.

Vypaření, diferenciace materiálu a jeho kondenzace

Uprostřed, kde byly největší hustota a teplota (asi 2000 Kelvinů), začalo díky gravitačnímu smršťování mírně zářit "protoslunce". Zároveň došlo k vypaření prachových částeček v okolí centra.

Prachoplynný protoplanetární disk ztrácel energii, celkově se ochlazoval a začal se dělit do shluků, kolem nichž se formovaly jednotlivé planety.

Počínající hvězdný vítr (proud nabitých částic) vyčistil vnitřní oblast od plynů a částic lehčích prvků a vytlačoval je směrem ven. Prach začal díky ochlazení opět kondenzovat, ale v různé vzdálenosti zkondenzovaly atomy různých prvků, podle rozdílné teploty.

Do vzdálenosti asi 700 milionů kilometrů od protoslunce ("hranice mrazu") tak zůstal jen prach tvořený těžšími prvky - z nich později vznikly horniny a kovy. Zde se zformovaly kamenné planety. Dále od centra navíc kondenzovaly i vypařené látky lehčí a těkavější a daly vzniknout plynným obrům. Nejdále se dostala malá ledová tělesa (vnější Kuiperův pás a kometární Oortův oblak).

Nažhavení protoslunce

Teplota povrchu zmenšujícího se protoslunce stoupla až na 4000 Kelvinů. Teplota 15 milionů Kelvinů v centru zažehla termojadernou reakci, která trvá dodnes a při níž se spaluje zejména vodík na hélium. To se stalo asi 50 milionů let od začátku formování disku.

Od zrníček prachu k planetám

Tvorba planet ze zrnek prachu byla postupná a probíhala jejich srážkami a spojováním. Rychle vznikly kaménky o průměru asi 1 cm, ty se spojily v balvany o rozměrech několika km (planetesimály I. generace). Ty za dalších 20.000 let utvořily objekty o průměru až 1000 - 2000 km (planetesimály II. generace).

Tato tělesa již dokázala gravitačně přitáhnout plyn z okolního prostoru (vznikly prvotní plynné atmosféry). Z těchto těles se vytvořily dnešní planety a jejich měsíce. To se stalo zhruba do 50 milionů let od začátku smršťování zárodečné mlhoviny. Zbytek planetesimál - to jsou dnes asteroidy nebo ledová tělesa za drahou Neptuna.

Katastrofické bombardování

Asi 500 až 600 milionů let po vzniku zažila sluneční soustava období, kdy byly planety hustě bombardovány těžkými tělesy. Četné krátery, např. na Měsíci, nám tuto událost dodnes připomínají. Příčinou byly náhlé změny drah velkých planet, což vychýlilo mnoho ledových těles zpoza dráhy Neptunu, a ty zamířily ke Slunci a k vnitřním planetám. Podobná událost se může zopakovat za milion let, kdy se má ke Slunci přiblížit až na jeden světelný rok malá hvězda Gliese 710.

Unikátní konstelace

Dříve si astronomové mysleli, že sluneční soustava není výjimečná. Vloni se pomocí počítačových simulací známých planetárních systémů zjistilo, že kdyby byly počáteční podmínky jen trochu odlišné, osud Sluneční soustavy by byl zcela jiný. Planety by byly buď vtaženy do Slunce nebo naopak vystřeleny daleko od něj. Naše Sluneční soustava je tedy výjimečně "pohodová", a proto také může na Zemi existovat život.

Budoucnost sluneční soustavy

Zářivý výkon Slunce stoupá asi o 10 procent za jednu miliardu let, za 1,5 miliardy let se teplotně obyvatelné pásmo posune od Země směrem k dráze Marsu. Za 2,5 miliardy let se Mléčná dráha srazí (či navzájem prostoupí) se sousední Velkou galaxií v Andromedě, pak možná Slunce i s planetami přestoupí do druhé galaxie.

Za asi 5,5 - 7 miliard let se vodík v jádru Slunce vyčerpá. Slunce začne spalovat hélium, zvětší se a změní v červeného obra. Ten pohltí jednu, dvě či tři vnitřní planety. Země se ohřeje až na 2000 oC, vypaří se voda a zanikne život. Pak se Slunce smrští na hvězdu velikosti Země s obrovskou hustotou - stane se bílým trpaslíkem. Ten nakonec vyhasne a v Sluneční soustavě zavládne tma a chlad. Mezitím se může stát i leccos jiného, o čem zatím nevíme.

Časová osa (pdf)</a