Jak vznikla Sluneční soustava a proč se to zdá být obvyklým scénářem u jiných hvězd

Odpovědi na proč a jak funguje vesmír. Psáno pro Tima, mého syna, ale určitě si to rádi přečtou i jiní.

Drahý Time,

poté, co jsem se šířeji rozepsal na téma, jak dokážeme získávat energii ze štěpné a hlavně z fúzní reakce, projevil jsi svoje přání, abych napsal více o tom, jak vznikla naše Sluneční soustava. Hlavně kvůli tomu, jak funguje fúzní reakce ve Slunci, tak já to tedy zkusím.

Mlhovinová hypotéza

Na samotném počátku byla umírající hvězda, která v gigantické smrtelné explozi vyvrhla do svého okolí ohromné množství plynu a prachu. Ta hvězda nebyla jenom jedna, bylo jich více a dokonce se muselo jednat i o takové události jako je srážka dvou neutronových hvězd. Ano, je to tak, protože na naší Zemi máme, i když poměrně vzácně, zlato, platinu, uran a podobné prvky jinde než při události označované jako kilonova nevzniknou.

Tento oblak prachu proudil Galaxií a za nějaký čas se shromáždil v prostoru, kde ho nic neobtěžovalo, ve smyslu gravitačním, a prostě byl. Ta oblast byla pro nás nepředstavitelně veliká, přes šedesát světelných let velká. Ale potom někde poblíž vybuchla další supernova a rozvlnila doposud poklidně spočívající prach v podstatě v rovnovážném stavu. Gigantický oblak se začal trhat na menší mračna a gravitace začala pracovat. Jedním z těch mraků byl i zárodek naší Sluneční soustavy.

Díky gravitaci začal mrak o průměru asi jednoho světelného roku rotovat a zplošťovat se. Plyn a prach uprostřed postupně vznikajícího disku podléhal gravitaci a začal se kupit a houstnout. Naopak, díky zákonu zachování momentu hybnosti zbytek disku zrychloval rotaci. Část plynu tedy začne tvořit zárodek budoucí hvězdy, protohvězda, zbytek mračna je vytlačován ven a vytvoří zárodek akrečního disku.  Podobných protohvězd známe ve vesmíru celou řadu, ale žádnou nemůžeme prozatím pozorovat napřímo, protože jsou obklopeny oblakem plynu a prachu, který pořád na hvězdu dopadá a tak ji zvětšuje. Ve hvězdě zatím nezačala fúzní reakce, září jenom díky gravitačnímu smršťování a je zhruba sto krát jasnější než dnešní Slunce. Až zhruba za sto tisíc let zkonzumuje hvězda většinu okolního materiálu a nastartuje se v ní termojaderná fúze.

Protoplanetární disk

Zároveň s tím, jak se střed mračna propadá do náručí protohvězdy, jeho zbytek se otáčí rychleji a rychleji a je zahříván vnitřními turbulencemi. Teplota na úrovni oběžné dráhy Země je tou dobou okolo 1000 kelvinů. Všechno, kromě železa a podobných materiálů se vypaří a je odsunuto dále od Slunce. Postupně ale teplota začne klesat a vytvářejí se mikrozrníčka prachu, které se k sobě elektrostatickou silou lepí. (Jestli chceš pozorovat působení elektrostatické síly, vezmi si pravítko, pár krát si jím přejeď po vlasech a mrkni se, jak to k sobě bude přitahovat prach i drobné útržky papíru). Tohle vystačí na zhruba metr velké kusy a pak vědci tápou. Také proto se první odstavec jmenuje mlhovinová hypotéza a ne teorie, protože naše poznání je neúplné. Vědci zatím neví přesně, jak se ze zhruba metrových shluků prachu stanou asi jeden kilometr velké zárodky planet, planetesimály. A pak začne mazec, který trvá asi sto tisíc let. Všechno se sráží se vším a vznikají větší útvary o velikosti cca tisíc kilometrů, kterým říkáme protoplanety. Pod úrovní, které říkáme sněžná čára, kde se led neudrží, vznikají Zemi podobné, terestrické planety. Dále potom plynní a ledoví obři. Na celou tuhle zábavu mají odhadem deset miliónů let. Ne všechny planetesimály se ovšem zúčastní, až dodnes zůstává jejich zbytek jako pás planetek mezi oběžnou drahou Marsu a Jupiteru.

Ale zpět k protoplanetám. Ty vysají veškerý dostupný materiál a hlavně se začnou srážet mezi sebou. Na planety Venuše a Země potřebuješ tak deset až dvacet protoplanet na každou. Mars a Merkur jsou pravděpodobně protoplanety, které to demoliční derby přežily až do dnešních dnů.

Další mezerou v mlhovinové hypotéze je právě vznik plynných obrů. Podle toho, co známe, by na to nemělo být dost času a neměly by mít dost materiálů. Poslední teorie předpokládají, že Jupiter i Saturn vznikly podstatně blíže ke Slunci, než jsou dnes a teprve později migrovaly na svoje současné pozice. Tato teorie je podpořena i tím, že jako první planety u cizích hvězd byly nalezeni právě obři několikanásobně větší než Jupiter, kteří obíhají mnohem blíže než Merkur, jejich oběžná doba je v řádu dní.

No a to je skoro vše. Planety se postupně usadily na svých oběžných drahách a začaly chladnout. Těžké prvky, jako je železo a nikl se shromáždily uvnitř planet a vytvořily jejich jádra. Lehčí potom kůru a zemský povrch, na kterém žijeme. Ale ještě předtím do naši horké země narazila protoplaneta o velikosti Marsu a této srážce vděčíme na to, že máme Měsíc. Kolize byla natolik prudká, že vymrštila na oběžnou dráhu dost materiálu, ze kterého se postupem času utvořil náš Měsíc.

Proč se zdá, že je podobný scénář běžný?

No protože jsme objevili celou řadu planet u dalších hvězd. Takže co se povedlo v naší Sluneční soustavě, povedlo se i mnohokrát jindy všude ve vesmíru. Někde můžeme pozorovat protohvězdy, jak v oblasti infračerveného spektra slabě září přes zárodečnou mlhovinu, jinde už vidíme protoplanetární disk a jinde už přímo planety. Díky dalekohledům, jako je třeba Very Large Telescope v poušti Atacama, nebo Webův či Hubleův teleskop ve vesmíru můžeme některé cizí planety i přímo pozorovat. A už se nejedná jenom o obry násobně větší než Jupiter, už jsme našli i planety o velikosti naší Země a v zóně příhodné pro existenci kapalné vody na jejich povrchu. A kde je voda, tam může být i život. První taková planeta je Kepler-186f asi 490 světelných let od nás. A není jediná. Teď se postupně zaměřují pozemské radioteleskopy na jejich pozice a poslouchají, jestli neuslyší radiové vysílání. Zatím nic, ale kdoví, co přinese zítřek.