השלב הראשוני בהיסטוריה של מערכת השמש הוא קריסה וסיבוב של ענן גדול ומפוזר. לאחר שענן קורס לתצורה יציבה שבמרכזו שמש צעירה וסביבה דיסק גז ואבק, ניתן להסביר את המאפיינים של כוכבי הלכת. השלב הבא בערפילית השמש היה היווצרות איטית ומתמדת של כוכבי לכת מן החלקיקים המיקרוסקופים בערפילית השמש. אילו רמזים לתהליך זה אנו מקבלים מהרכב הכימי של מרכיבי מערכת השמש? אנחנו צריכים להסביר מדוע כוכבי הלכת שונים בהרכבם, ומדוע הרכבם תלוי במרחק שלהם מן השמש.
באדיבוות וויקיפדיה
התכווצות הלמהולץ חיממה את האזורים החיצוניים והמאובקים של הערפילית הסולארית לטמפרטורה של 2000K לפחות. עם תחילת יצירת אנרגיה בשמש הקריסה נעצרה, לא היה מקור נוסף לכוח הכבידה. כתוצאה מכך החל הגז בערפלית להתקרר. בטמפרטורה גבוהה כל כך, כמעט כל היסודות היו במצב גזי. כמו כל הגז הקוסמי, רוב הערפילית הסולארית הייתה מורכבת ממימן והליום, אך חלק זעיר מהאטומים שבה היו היסודות כבדים יותר, כגון צורן, ברזל וחומרים אחרים המרכיבים סלעים
כיצד נוצרו חלקיקים מוצקים כמו הסלע של כדור הארץ מגז זה? תהליך דומה קורה באטמוספירה של כדור הארץ. כאשר האוויר מתקרר, מולקולות מים באוויר מתעבות ויוצרות חלקיקים. בענן המתקרר, אדי מים מתעבים לפתיתי שלג, טיפות גשם, ברד או גבישי קרח המרכיבים ענני נוצה. העיבוי מתרחש בקלות רבה יותר כאשר נמצאים בענן גרגר אבק או חומר מוצק מלכתחילה. באופן דומה, כאשר הערפילית הסולארית התקררה, מולקולות שונות התרכבו לטיפות. ככל שהענן הוסיף והתקרר, הטיפות הפכו לחלקיקים מוצקים זעירים.
תרכובות מינרלים שונות מתעבות בטמפרטורות שונות – זה נקרא רצף עיבוי (condensation sequence). רצף העיבוי חשוב להבנת ההבדלים בין כוכבי הלכת. בידיעה כי גז ערפילית השמש מקורר מ 2000K, נבחן מהם המינרלים שנוצרו, ובאיזה סדר. בטמפרטורות של כ K 1600 יסודות כבדים כגון אלומיניום טיטניום מתמצקים. הם יצרו חלקיקים מיקרוסקופיים של תחמוצות מתכתיות. בסביבות K 1400 מרכיב חשוב יותר ברזל, מתמצק. חתיכות מיקרוסקופיות של סגסוגת ברזל ניקל נוצרים בדומה לחלקיקים מינרליים, מצפים חלקיקי אלומיניום או טיטניום שקדמו להם. עדיין חשוב יותר, ב 1300K סיליקטים רבים החלו להופיע בצורה מוצקה. מינרלים אלה הם סיליקט חומרים נפוצים המרכיבים סלעים, המכילים תערובות של מגנזיום, סידן וברזל. כולן קשורות לאטומי חמצן. מינרלים של פחמן שחור הופכים למוצק בטמפרטורות נמוכות בהרבה כ 300K. לבסוף, בטמפרטורות בטווח של 100K עד 200K מולקולות עשירות במימן הופכות למוצק, בעיקר קרח, מתאן קפוא ואמוניה קפואה. רצף זה ניתן לאשר בבדיקות מעבדה על ידי קירור תערובות של יסודות באותם יחסים שהיו בזמן התכווצות ערפילית השמש.
באדיבות Hawai‘i Institute of Geophysics and Planetology
רצף העיבוי מראה קשר ברור בין הטמפרטורה למשקל האטומי או המולקולרי של החומרים שהופכים מוצקים. מעל 1000K, אנו רואים תחמוצות אלומיניום (משקל מולקולרי 102), חלקיקי ברזל וניקל (משקלים אטומיים של 56 ו 59), סלעים סיליקט כמו אסטטין ואוליבין (משקל מולקולרי של 100 ו- 172). ב 300K ומטה, אנו רואים פחמן בצורת פיח טהור (משקל אטומי 12), קרח מים (משקל מולקולרי 18), וקרח עשוי מתאן ואמוניה (משקולות מולקולריות 16 ו- 17).
אם ערפילית השמש הייתה מתקררת באותה הדרך בכל הנפח שלה, לא היו שינויים בהרכב הפלנטות והירחים במערכת השמש. אותם מינרלים היו מתמצקים בכל מקום. במקום זאת, הערפילית נשארה חמה יותר ליד המרכז, בגלל פליטת אנרגיה מהשמש הצעירה, והיא התקררה מהר יותר בשוליה.
מדוע כה שונים הגופים סמוך למרכז מערכת השמש מהגופים בשולי המערכת? הערפילית הפנימית יצרה גרגרי אבק שהיו תערובות מורכבות של מינרלים – מגנזיום, סידן ומינרלים עשירים בברזל, החומרים הבסיסיים של סלעים. קרינת השמש הדפה גזים קלים ומולקולות החוצה. החלקים החיצוניים של הערפילית, הרחק מהשמש, התקררו לטמפרטורות נמוכות בהרבה ויצרו סוגים אחרים של גרגרים מוצקים. במרחקים המקבילים לאמצע חגורת האסטרואידים התמצקו מינרלים פחמניים שחורים. מעבר לחגורת האסטרואידים החיצונית, המים התמצקו לקרח. זה מסביר את "קו פיח" ואת "קו הקפאון". אמוניה ומתאן נלכדו באזורים בהם הטמפרטורה הייתה בין K 100 ל- K 200 בערפלית החיצונית. במערכת השמש החיצונית, הקרחונים האלה נשארים מוצקים אפילו באור שמש ישיר. הם שורדים עד היום כשביטים, באטמוספרות ובלוויינים של כוכבי לכת ענקיים. רצף העיבוי מסביר מדוע נותרו עולמות קרח במערכת השמש החיצונית, אך לא במערכת השמש הפנימית.
גופים קטנים ומוצקים שנוצרו במערכת השמש הקדומה נקראים פלנטסימלים (planetesimals). השביטים מייצגים שרידים מהאוכלוסייה העתיקה של פלנטסימלים. החומר הקפוא ברוב השביטים אינו מחומם באופן משמעותי מאז ימי בראשית של התהוות של הפלנטות, ולכן השביטים שומרים על רמזים לתקופה זו. גרגרי אבק בין כוכביים עשויים להיות פסולת של שביטים, שנותרו ללא הפרעה מאז היווצרות מערכת השמש. חלקיקים זעירים אלה (בגודל של תאי דם לבנים) מסתננים לאטמוספירה העליונה של כדור הארץ. חיל האוויר האמריקני מפעיל תוכנית ליקוט שבה נאספו חלקיקים אלה לצורך מחקר – דמיינו מטוס בגובה רב הפורס רשת דמויית מסנן אוויר שנועדה לגרוף חלקיקים.
אסטרואידים הם השרידים הגדולים יותר של סלעים ראשוניים במערכת השמש. בחגורת האסטרואידים, הפלנטסימלים מעולם לא השלימו את תהליך ההתעבות, שכן צדק הסמוך הפעיל עליהם כוח משיכה חזק דיו כדי לשבש את התהליך. מטאוריטים, שהם שברי אסטרואידים, מעניקים לנו עדויות על פלנטסימלים והתנאים ששררו במערכת השמש הקדומה.
באדיבות NASA
מה מוצאים המדענים כשהם מנתחים את המטאוריטים האלה? מטאוריטים פחמימניים פרימיטיביים שמעולם לא נמסו לחלוטין, ולכן הם שומרים על המבנה המקורי שלהם. ההרכב שלהם תומך בתהליך העיבוי שתואר לעיל. לדוגמה, חלק מהמטאוריטים מכילים פחמן השייך לחומרים, שלפי המקובל שייכים לגופים הקדומים ביותר במערכת השמש. לגופים אלה שייכים סוגי חצץ עשיר ביסודות שהתמצקו ראשונה (בטמפרטורות הגבוהות ביותר), כגון אוסמיום ו- טונגסטן. מינרלים אלה נוצרו בטמפרטורות של כ- 1450K עד 1840K. מטאוריטים אלה עטופים בפחמן שהתעבה בטמפרטורות נמוכות יותר. מינרלים בטמפרטורה גבוהה חייבים להתעבות תחילה מצטברים לתוך אובייקטים דמויי חלוקי נחל. אלה היו מוקפים אז בחומר פחמתי מפויח, שהתעבה לאחר מכן, לאחר שהערפילית התקררה. בדיוק כמו בארכיאולוגיה, אנו יכולים לעקוב אחר ההיסטוריה המורכבת של סלע אחד שהגיע מהחלל.
Author: Chris Impey