Newelhipotese

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek
’n Protoplanetêre skyf aan die vorm in die Orion-newel.

Die newelhipotese is in sterrekunde die mees algemeen aanvaarde model wat die vorming en evolusie van die Sonnestelsel verduidelik. Daarvolgens het die Sonnestelsel uit newelmaterie in die ruimte gevorm. Dit is reeds in 1734 deur Emanuel Swedenborg voorgestel.[1][2]

Die hipotese het aanvanklik net vir die Sonnestelsel gegeld, maar daar word nou geglo hierdie manier van ster- en planeetvorming vind regdeur die heelal plaas.[3] Dit verduidelik ’n verskeidenheid eienskappe van die Sonnestelsel, insluitende die ronde, plat vlak waarin die planete om die Son wentel, asook hul beweging in dieselfde rigting as die Son se rotasie.

Volgens die newelhipotese vorm sterre uit massiewe en digte wolke wat onstabiel raak. Materie begin saamkoek en vorm kleiner klonte in die newel wat dan deur swaartekrag inmekaargedruk word en sterre vorm. Stervorming is ’n ingewikkelde proses wat altyd ’n gasagtige protoplanetêre skyf om die jong ster vorm. Daaruit kan planete ontstaan in sekere omstandighede wat nie tans duidelik is nie. Daar word dus geglo planeetvorming is ’n natuurlike gevolg van stervorming. ’n Ster soos die Son neem sowat 100 miljoen jaar om te vorm.[3]

Die protoplanetêre skyf is ’n akkresieskyf wat die sentrale ster van materiaal voorsien. Die skyf is aanvanklik baie warm, maar koel later af tot die T Tauri-ster-stadium, wanneer die vorming van klein stofdeeltjies wat uit rots en ys bestaan, moontlik is. Dit versamel al hoe meer materie en kan eindelik kilometergrootte planetesimale vorm. As die skyf se massa groot genoeg is, kan maan- tot Mars-grootte protoplanete oor sowat 100 000 tot 300 000 jaar vorm.

Naby die ster gaan die protoplanete deur ’n stadium van gewelddadige samesmeltings en ’n paar aardagtige planete vorm. Die laaste stadium duur sowat 100 miljoen tot ’n miljard jaar.[3]

Die vorming van gasplanete is ’n meer ingewikkelde proses. Daar word geglo hulle vorm buite die sogenaamde vrieslyn, waar protoplanete hoofsaaklik uit verskeie soorte ys bestaan. Hulle is daarom verskeie kere so groot as in die binneste deel van die protoplanetêre skyf. Wat presies hierna gebeur, is nie duidelik nie, maar van hulle word al hoe groter totdat hul massa eindelik 5-10 aardmassas is, wat nodig is om die akkresie van die waterstof en helium in die skyf te begin. Die versameling van gas deur die kern is ’n stadige proses wat miljoene jare voortduur, maar sodra die protoplaneet sowat 30 aardmassas is, verander dit in ’n wegholproses. Planete soos Jupiter en Saturnus versamel vermoedelik die grootste deel van hul massa in net sowat 10 000 jaar. Die akkresie hou op wanneer die gas in die skyf op is.

Die planete Uranus en Neptunus word beskou as mislukte kerns, wat te laat gevorm het toe die skyf al amper verdwyn het.[3]

Verwysings[wysig]

  1. Swedenborg, Emanuel (1734). (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (Engels: Philosophical and Mineralogical Works). 
  2. http://www.newchurchhistory.org/articles/glb2007/baker.pdf
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc et al. (2006). “Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years”. Earth, Moon, and Planets 98 (1–4): 39–95. DOI:10.1007/s11038-006-9087-5.