Hipoteza mgławicy słonecznej – najpowszechniej przyjmowany model w dziedzinie kosmogonii, mający wyjaśnić powstanie i ewolucję Układu Słonecznego (a także innych układów planetarnych). Sugeruje ona, że Układ Słoneczny powstał z gazu i pyłu krążących wokół Słońca, które uległy akrecji (stopniowemu przyłączaniu materii), tworząc planety. Teorię tę rozwinął Immanuel Kant i opublikował w dziele (1755), a w 1796 roku podobny model niezależnie przedstawił Pierre Laplace. Początkowo odnoszono ją do Układu Słonecznego, obecnie jednak sądzi się, że proces powstawania układów planetarnych zachodzi w całym Wszechświecie.

Dominującą dziś, współczesną odmianą teorii mgławicowej jest model dysku mgławicy przedsłonecznej (SNDM, ) albo model mgławicy przedsłonecznej. Dostarczył on wyjaśnień dla rozmaitych własności Układu Słonecznego, w tym niemal kołowych i współpłaszczyznowych orbit planet oraz ich ruchu w tym samym kierunku, w którym obraca się Słońce. Według tego modelu gwiazdy powstają w zapadających się obłokach molekularnych, a wokół niemal każdej młodej gwiazdy tworzy się gazowy dysk protoplanetarny, który w pewnych okolicznościach może dać początek planetom. Niektóre elementy pierwotnej teorii mgławicowej pobrzmiewają we współczesnych teoriach powstawania planet, ale większość została zastąpiona innymi.

Historia

Istnieją przesłanki wskazujące, że części teorii mgławicowej jako pierwszy zaproponował w 1734 roku Emanuel Swedenborg. Immanuel Kant, który znał prace Swedenborga, rozwinął tę teorię w 1755 roku w dziele Powszechna historia naturalna i teoria nieba. Dowodził w nim, że obłoki gazowe (mgławice) powoli wirują, stopniowo zapadają się i spłaszczają pod wpływem grawitacji, tworząc ostatecznie gwiazdy i planety. Naukową wartość tego dzieła oceniano później rozbieżnie: obok opinii o drugorzędnym charakterze zawartej w nim kosmogonii pojawiały się głosy, że Kant pisał jako filozof przyrody, a znaczna część jego przypuszczeń okazała się trafna.

mały|left|Pierre Simon de Laplace, który w 1796 roku niezależnie przedstawił model mgławicowy|alt=Portret olejny mężczyzny w peruce i dworskim stroju z początku XIX wieku Pierre Simon de Laplace niezależnie opracował i przedstawił podobny model w 1796 roku w dziele . Wyobrażał sobie, że Słońce miało pierwotnie rozległą, gorącą atmosferę wypełniającą całą objętość Układu Słonecznego. W jego teorii występował kurczący się i stygnący obłok przedsłoneczny – mgławica przedsłoneczna. W miarę stygnięcia i kurczenia się spłaszczał się on i wirował coraz szybciej, odrzucając (czy też zrzucając) kolejne gazowe pierścienie materii. Według Laplace’a to właśnie z tej materii skondensowały się planety. Jego model był podobny do modelu Kanta, tyle że bardziej szczegółowy i w mniejszej skali. Choć w XIX wieku mgławicowy model Laplace’a dominował, napotykał on szereg trudności. Główny problem dotyczył rozkładu momentu pędu między Słońce a planety. Planety mają 99% całkowitego momentu pędu Układu Słonecznego, a faktu tego model mgławicowy nie potrafił wyjaśnić. W efekcie na początku XX wieku astronomowie w większości porzucili tę teorię powstawania planet.

Według niektórych poważna krytyka nadeszła w XIX wieku ze strony Jamesa Clerka Maxwella (1831–1879), o którym część źródeł podaje, jakoby utrzymywał, że różnica prędkości obrotu wewnętrznych i zewnętrznych części pierścienia nie pozwalałaby na kondensację materii. Atrybucja ta bywa jednak kwestionowana: analiza pism Maxwella wskazuje, że nie sformułował on takiego argumentu, a jego rozpowszechnienie wiąże się z popularnonaukowymi książkami George’a Gamowa. Model Laplace’a odrzucił także szkocki fizyk David Brewster, który w książce More Worlds Than One pisał, że „ci, którzy wierzą w teorię mgławicową, uważają za pewne, iż nasza Ziemia zawdzięcza swoją stałą materię i atmosferę pierścieniowi wyrzuconemu z atmosfery Słońca, który następnie skurczył się w stałą kulę lądowo-wodną, z której tym samym procesem został wyrzucony Księżyc”. Dowodził, że przy takim ujęciu „Księżyc musiał z konieczności zabrać ze sobą wodę i powietrze z wodnych i powietrznych części Ziemi i musi mieć atmosferę”. Brewster twierdził, że religijne przekonania Isaaca Newtona kazały mu wcześniej uznawać idee mgławicowe za skłaniające ku ateizmowi, i przytaczał jego słowa, że „powstawanie nowych układów ze starych, bez pośrednictwa mocy Boskiej, wydawało mu się jawnie absurdalne”.

Dostrzegane mankamenty modelu Laplace’a skłoniły uczonych do poszukiwania jego następcy. W XX wieku problemem tym zajmowało się wiele teorii, w tym i (1901), model pływowy Jamesa Jeansa (1917), model akrecyjny Ottona Schmidta (1944), teoria protoplanet (1960), a wreszcie teoria wychwytu . W 1978 roku wskrzesił pierwotne idee Laplace’a dotyczące powstawania planet i rozwinął współczesną teorię Laplace’a. Żadna z tych prób nie okazała się w pełni udana, a wiele z proponowanych teorii miało charakter opisowy.

Narodziny współczesnej, powszechnie przyjmowanej teorii powstawania planet – modelu dysku mgławicy przedsłonecznej (SNDM) – można wywieść od radzieckiego astronoma . Jego książka z 1969 roku Ewolucja obłoku przedplanetarnego i formowanie się Ziemi i planet, przetłumaczona na angielski w 1972 roku, wywarła długotrwały wpływ na sposób, w jaki naukowcy myślą o powstawaniu planet. W książce tej sformułowano niemal wszystkie główne problemy procesu powstawania planet, a część z nich rozwiązano. Idee Safronowa rozwinął dalej w swoich pracach , który odkrył akrecję lawinową. Choć model SNDM początkowo stosowano wyłącznie do Układu Słonecznego, teoretycy uznali później, że opisuje on procesy zachodzące w całym Wszechświecie. Do sierpnia 2026 roku astronomowie potwierdzili istnienie ponad 6300 planet pozasłonecznych w naszej Galaktyce. Model mgławicy przedsłonecznej: osiągnięcia i problemy

Osiągnięcia mały|Dyski pyłowe otaczające pobliskie młode gwiazdy

Proces powstawania gwiazd w naturalny sposób prowadzi do pojawienia się dysków akrecyjnych wokół młodych obiektów gwiazdowych. W bardzo młodych populacjach, w wieku około 1 miliona lat, dyski obserwuje się u ponad 80% gwiazd. Wniosek ten wspierają odkrycia gazowych i pyłowych dysków wokół protogwiazd oraz gwiazd typu T Tauri, a także rozważania teoretyczne. Widma krzemianowe tych dysków wskazują na przetwarzanie i szybki wzrost ziaren pyłu do rozmiarów mikrometrowych, z około 0,1 do 1 μm.

Proces akrecji, w którym planetozymale o rozmiarach 1 km rosną do ciał o rozmiarach 1000 km, jest już dobrze poznany. Proces ten rozwija się w każdym dysku, w którym gęstość liczbowa planetozymali jest dostatecznie wysoka, i przebiega w sposób lawinowy. Później wzrost spowalnia i przechodzi w akrecję oligarchiczną. Efektem końcowym jest powstanie zarodków planetarnych o różnych rozmiarach, zależnych od odległości od gwiazdy. Rozmaite symulacje wykazały, że łączenie się zarodków w wewnętrznej części dysku protoplanetarnego prowadzi do powstania kilku ciał o rozmiarach Ziemi. Symulacje odtwarzają zatem wiele etapów wzrostu planetozymali i zarodków planetarnych, jednak pochodzenie planet skalistych nie jest problemem zamkniętym: względna rola akrecji planetozymali, , migracji oraz późnych wielkich zderzeń pozostaje przedmiotem badań.

Aktualne problemy Fizyka dysków akrecyjnych napotyka pewne problemy. Najważniejszy z nich to pytanie, w jaki sposób materia akreowana przez protogwiazdę traci swój moment pędu. Jedno z możliwych wyjaśnień, zaproponowane przez Hannesa Alfvéna, głosiło, że moment pędu został odprowadzony przez wiatr słoneczny w fazie gwiazdy typu T Tauri. Klasyczny opis, sformułowany w latach 70. XX wieku, zakłada, że moment pędu jest przenoszony do zewnętrznych części dysku przez naprężenia lepkościowe. Lepkość miała być w nim wytwarzana przez makroskopową turbulencję. Model ten pozostaje użyteczną parametryzacją, ale przestał być traktowany jako ogólne wyjaśnienie: według przeglądu stanu badań z 2026 roku w większości objętości dysku turbulencja jest słaba, a głównym mechanizmem transportu momentu pędu jest prawdopodobnie wiatr napędzany magnetycznie. Ilościowy opis wymaga uwzględnienia efektów nieidealnej magnetohydrodynamiki, zależnych od stopnia jonizacji gazu, obok niestabilności hydrodynamicznych, magnetycznych i grawitacyjnych. Najsłabiej poznane pozostają najbardziej wewnętrzne obszary dysku, jego najwcześniejsze stadia oraz ewolucja długookresowa. Odrębnym zagadnieniem jest wyhamowanie obrotu samej młodej gwiazdy, czyli . Zgodnie z hipotezą magnetycznego sprzężenia z dyskiem () pole magnetyczne gwiazdy zaczepia się o wolniej wirujący dysk akrecyjny i spowalnia jej rotację. Obserwacje wolno wirujących gwiazd pozbawionych dysków podważają jednak tak prostą postać tego mechanizmu. Zanikanie gazu w dyskach wynika z połączenia akrecji na gwiazdę i utraty masy w wiatrach. Względna rola transportu lepkościowego, wiatrów magnetohydrodynamicznych i zależy od warunków panujących w dysku.

mały|Układ wielokrotny gwiazd AS 205

Powstawanie planetozymali pozostaje jednym z ważnych otwartych zagadnień modelu dysku mgławicowego. Klasyczna bariera wzrostu – szybkie znoszenie ku gwieździe ciał o rozmiarach rzędu metra – jest we współczesnych modelach pokonywana przez : nadgęste obłoki drobin zapadają się grawitacyjnie wprost w planetozymale. Znoszenie zachodzi przy tym bardzo szybko: ciało o rozmiarze metra w odległości około jednej jednostki astronomicznej spada na gwiazdę w typowym dysku w ciągu mniej więcej stu lat. Otwarte pozostaje pytanie, w jakich warunkach mechanizm ten działa.

Ważnym problemem jest również skala czasowa powstawania planet olbrzymów. Dawne teorie nie potrafiły wyjaśnić, jak ich jądra mogłyby uformować się dostatecznie szybko, by zgromadzić znaczne ilości gazu z szybko zanikającego dysku protoplanetarnego. Czas życia dysków, rzędu kilku milionów lat, wydawał się krótszy niż czas niezbędny do uformowania jądra. W rozwiązywaniu tego problemu dokonał się znaczny postęp: część modeli formuje Jowisza (lub masywniejsze planety) w około 4 miliony lat lub szybciej, a przewidywane czasy dodatkowo skróciło odejście od założenia planetozymali jednej wielkości. Niezależnego ograniczenia dostarcza historia zderzeń w pasie planetoid. Model wiążący ją z dynamicznym wzbudzeniem i ubytkiem masy pasa daje jako najbardziej prawdopodobny czas uformowania Jowisza 3,3 ± 2,6 miliona lat po początku rozdrabniania ciał w pasie. Pogodzenie wzrostu jąder i akrecji gazu z obserwowanym czasem życia dysków pozostaje jednak jednym z istotnych otwartych zagadnień modeli powstawania planet olbrzymów.

Kolejnym potencjalnym problemem powstawania planet olbrzymów jest ich migracja orbitalna. Niektóre obliczenia pokazują, że oddziaływanie z dyskiem może wywołać szybką migrację do wewnątrz, która – jeśli nie zostanie zatrzymana – sprawia, że planeta dociera do „obszarów centralnych wciąż jako obiekt sub-jowiszowy”. Nowsze obliczenia wskazują, że ewolucja dysku w trakcie migracji może łagodzić ten problem.

Powstawanie gwiazd i dysków protoplanetarnych Protogwiazdy

mały|Mgławica Trójlistna Koniczyna w świetle widzialnym (po lewej) i w podczerwieni (po prawej) – olbrzymi gwiazdotwórczy obłok gazu i pyłu odległy o 5400 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Strzelca Przypuszcza się, że gwiazdy powstają wewnątrz olbrzymich obłoków zimnego wodoru cząsteczkowego – olbrzymich obłoków molekularnych (GMC, ) o masie około 300 000 razy większej od masy Słońca () i promieniu około 20 parseków. W ciągu milionów lat olbrzymie obłoki molekularne stają się podatne na zapadanie się i fragmentację. Fragmenty te tworzą następnie małe, gęste jądra, które z kolei zapadają się w gwiazdy. Masy tych jąder mieszczą się w przedziale od ułamka masy Słońca do jej kilkukrotności. Nazywa się je mgławicami protogwiazdowymi. Mają one średnice 0,01–0,1 pc (2000–20 000 j.a.) i koncentrację cząstek rzędu od 10 000 do 100 000 cm−3.