Nebular hypothesis (original) (raw)

dbo:abstract

La hipòtesi nebular és una hipòtesi sobre la formació dels sistemes planetaris que considera que tenen el seu origen en una nebulosa d'hidrogen i pols que girava a gran velocitat. Les forces gravitatòries feren que la matèria s'acumulés en certs punts formant el Sol i els planetes. Inicialment fou proposada pel filòsof alemany Immanuel Kant per explicar l'origen del sistema solar. Després fou ampliada pel científic francès Pierre-Simon Laplace. Actualment és plenament vigent. (ca)
Mlhovinová hypotéza (též nebulární hypotéza) je v současné době nejrozšířenější hypotézou vysvětlující vznik hvězd a kolem nich obíhajících planetárních soustav. Poprvé byla navržena již roku 1734 švédským vědcem Emanuelem Swedenborgem, který se s její pomocí pokoušel vysvětlit vznik sluneční soustavy, ovšem lze ji aplikovat na tvorbu hvězd a kolem nich rotujících soustav v celém vesmíru. Od doby své první formulace hypotéza prodělala řadu změn a úprav. Jejím základem je předpoklad, že hvězdy a planetární soustavy vznikají kolapsem obrovských molekulárních mračen složených především z molekul vodíku. Tato mračna jsou gravitačně velmi nestabilní a hmota v nich obsažená se spojuje do hustších chomáčů, které dále pokračují v gravitačním kolapsu a nakonec vytvářejí hvězdy. Vznik hvězd je složitý proces, během nějž se vždy kolem hvězdy vytváří plynný protoplanetární disk. V něm mohou za určitých okolností, které zatím nejsou zcela přesně známé, vzniknout planety. Vznik planetárních systémů je tedy zřejmě přirozeným důsledkem tvorby hvězd. Vznik hvězdy velikosti Slunce obvykle trvá kolem 100 milionů let. Protoplanetární disk je akreční disk kolem mladé hvězdy, který ji dále zásobuje hmotou. V počátečních fázích je velmi horký, ale později chladne, zatímco centrální hvězda vstupuje do fáze hvězdy typu T Tauri. V akrečním disku již mohou vznikat i malá prachová zrna tvořená minerály a ledem. Ta se mohou dále spojovat až do 1 kilometr velkých planetesimál. Pokud je disk dostatečně hmotný, akrece pokračuje poměrně překotným způsobem a během 100 000 až 300 000 let se vytvářejí protoplanety velikosti Měsíce až Marsu. V blízkosti hvězdy tato planetární embrya prochází fází vzájemných srážek, jejichž výsledkem je několik terestrických planet. Tato poslední fáze může trvat 100 milionů až 1 miliardu let. Tvorba obřích planet je komplikovanější proces. Předpokládá se, že se tak děje za tzv. sněžnou čárou, kde se protoplanety vytvářejí především z různých zmrzlých materiálů. Důsledkem je, že jsou několikrát hmotnější než ty, které se vytvořily ve vnitřní části protoplanetárního disku. Následující proces ještě není zcela prozkoumán, avšak je zřejmé, že některá z těchto embryí mohou nakonec dosáhnout hmotnosti 5 až 10 Zemí, což je hraniční hodnota umožňující zachycování plynu sestávajícího z vodíku a helia. Akumulace plynu kolem tohoto jádra je zpočátku pomalý proces, který trvá několik milionů let, jakmile však protoplaneta dosáhne hmotnosti asi 30 Zemí, nabere na rychlosti a překotnosti. Planety velikosti Jupiteru či Saturnu zřejmě dokáží nashromáždit veškerou svou zbývající hmotu během pouhých 10 000 let. Akrece končí teprve tehdy, až je veškerý plyn v okolí vyčerpán. Vytvořené planety potom mohou migrovat na velké vzdálenosti. Ledoví obři, jako jsou Uran a Neptun, jsou pravděpodobně nedostatečně vyvinuté plynné planety, které se začaly tvořit příliš pozdě, když už v disku nebyl dostatek plynu. (cs)
فرضية السديم هي الفرضية الرئيسية بين العلماء، التي تنص على أن الكواكب تشكلت من سحابة من المواد المرتبطة بالشمس الفتية، التي كانت تدور ببطء. في وقت لاحق من عام 1900، لاحظ توماس شراودر تشامبرلين وفورست راي مولتون أن هناك نجم جوال يقترب من الشمس. ونتيجة لذلك، انفصل جزء متمدد من المواد (أسطواني الشكل) على شكل -سيجار- عن السطح الشمسي. عندما ابتعد النجم المار، تابعت هذه المواد المنفصلة عن السطح الشمسي الدوران حول الشمس ببطء حتى تكاثفت وأصبحت كواكب. واستنتجوا أن الشمس محاطة بسديم شمسي يحتوي في معظمه على الهيدروجين والهيليوم بالإضافة إلى ما يمكن تسميته غبار. أدى احتكاك وتصادم الجزيئات إلى تشكل سحابة قرصية الشكل أما الكواكب فتشكلت عن طريق عملية التنامي. إنه النموذج الذي يلقى قبولًا على نطاق واسع في ما يتعلق بنشأة الكون لشرح تشكل وتطور النظام الشمسي (وأيضًا النظم الكوكبية الأخرى). إنه يوحي بأن المجموعة الشمسية مكون من المادة السديمية. طور هذه النظرية إيمانويل كانت ونشرها في كتابه «التاريخ الطبيعي العالمي ونظرية السماوات»، إذ نُشر في عام 1755، وعدله بيير لابلاس في عام 1796. إن آلية تشكل النظام الكوكبي التي طُبقت بالأصل على المجموعة الشمسية من الممكن تطبيقها في جميع أنحاء الكون. المتغير الحديث المقبول على نطاق واسع لفرضية السديم هو نموذج القرص السديمي الشمسي أو نموذج السديم الشمسي. إذ قدم تفسيرات لمجموعة متنوعة من خصائص النظام الشمسي، بما في ذلك المدارات شبه الدائرية والمستوية للكواكب، وحركتها في نفس اتجاه دوران الشمس. تَرِد بعض عناصر الفرضية السديمية الأصلية في النظريات الحديثة حول تشكل الكواكب، لكن جرى استبدال معظمها. وفقًا لفرضية السديم، تتشكل النجوم في السحب الهائلة الكثيفة من الهيدروجين الجزيئي – السحب الجزيئية العملاقة. هذه السحب غير مستقرة جاذبيًا، إذ تترتب المادة داخلها وفق صغر الكثافة، والتي تدور ثم تنهار مشكلة نجومًا. يُعتبر تشكل النجوم عملية معقدة، إذ ينتج عنها دائمًا قرص كوكبي غازي (بروبليد) حول النجم الشاب، والذي من الممكن أن يولد كواكب في ظروف معينة غير معروفة جيدًا. وهكذا يُعتقد أن تشكل الأنظمة الكوكبية هو نتيجة طبيعية لتشكل النجوم. عادةً ما يستغرق تشكيل نجم كالشمس نحو مليون سنة، مع تطور القرص الكوكبي إلى نظام كوكبي على مدى 10 إلى 100 مليون سنة قادمة. القرص الكوكبي هو عبارة عن قرص تراكمي يغذي النجم المركزي. في البداية يكون القرص حارًا جدًا، ثم يبرد في ما يسمى طور النجوم (تي تاوري)، ومن الممكن هنا أن تتشكل حبيبات الغبار الصغيرة المكونة من الصخور والجليد. قد تتجمع هذه الحبيبات في النهاية مشكلة كويكبات صغيرة بحجم الكيلومتر. إذا كان القرص ضخمًا بما فيه الكفاية، فستبدأ الكتل المنبثقة عنه بالتراكم، مؤدية إلى تشكل أجنة كوكبية بحجم القمر - إلى المريخ خلال 100000 – 300000 عامًا. تمر الأجنة الكوكبية بالقرب من النجم بمرحلة من عمليات الاندماج الحادة، مشكلة بعض الكواكب الأرضية. تستغرق المرحلة النهائية ما يقارب 100 مليون إلى مليار سنة. عملية تشكل الكواكب العملاقة هي عملية أكثر تعقيدًا. يُعتقد أنها تحدث وراء خط الصقيع (خط الثلج)، حيث تتشكل الأجنة الكوكبية بشكل أساسي من أنواع مختلفة من الجليد. ونتيجة لذلك، فهي أكبر بعدة مرات مما كانت عليه في الجزء الداخلي من القرص الكوكبي. ما يحدث بعد تشكل الجنين الكوكبي غير واضح تمامًا. يبدو أن بعض الأجنة الكوكبية تتابع تشكلها حتى تصل في النهاية إلى 5-10 من كتلة الأرض – وهي قيمة العتبة، والتي تعد ضرورية لبدء تراكم غازي الهيدروجين والهيليوم من القرص. إن تراكم الغاز بواسطة النواة هو في البداية عملية بطيئة تستمر لعدة ملايين من السنين، لكن بعد أن تصل الكواكب الأولية إلى نحو 30 من كتلة الأرض، فإنها تتسارع بطريقة منبثقة. يُعتقد أن الكواكب التي تشبه المشتري وزحل يتراكم فيها الجزء الأكبر من كتلتها في غضون 10.000 عام فقط. يتوقف التراكم عند نفاذ الغاز. يمكن أن تسافر الكواكب المُشكلة لمسافات طويلة أثناء أو بعد عملية تشكلها. ويُعتقد أن عمالقة الجليد مثل أورانوس ونبتون ذات أنوية غير فعالة، إذ تشكلت بعد فوات الأوان أي عندما اختفى القرص تقريبًا. (ar)
Die Nebularhypothese ist eine 1796 von Pierre-Simon Laplace in seinem Werk Exposition du système du monde („Darstellung des Weltsystems“) veröffentlichte Theorie zur Entstehung des Sonnensystems aus einem Sonnennebel. (de)
Hipotesi nebularra da kosmogoniaren alorrean gehien onartutako eredua Eguzki Sistemaren eraketa eta eboluzioa azaltzeko (baita beste planeta sistema batzuena ere). Eguzki Sistema Eguzkiaren inguruan dabiltzan gasez eta hautsez osatuta dagoela Iradokitzen du. Teoria, Immanuel Kantek garatu zuen, eta bere Universal Natural History and Theory of the Heavens (1755) argitaratu zuen; 1796an, Pierre Laplacek aldatu zuen. Hasiera batean, Eguzki Sistemari aplikatua, planeta sistemaren eraketa prozesua unibertso osoan martxan dagoela uste da gaur egun. Teoria nebularraren aldaera modernoa, oso onartua, eguzkiaren disko-nebular eredua (SNDM) edo eguzkiaren nebular-eredua da. Eguzki Sistemaren hainbat propietateren azalpenak eskaini zituen, planeten orbita ia zirkular eta koplanarrak barne, eta haien mugimendua Eguzkiaren errotazioaren noranzko berean. Jatorrizko teoria nebularraren elementu batzuek oihartzuna dute planetaren eraketari buruzko teoria modernoetan, baina elementu gehienak ordezkatu egin dira. Teoria nebularraren arabera, izarrak hidrogeno molekularreko hodei masibo eta trinkoetan sortzen dira, hodei molekular erraldoietan (GMC). Hodei horiek, grabitazio aldetik, ezegonkorrak dira, eta materia haien barnean batu egiten da multzo trinkoagoetan, eta, gero, biratu, kolapsatu eta izarrak sortzen dituzte. Izarren eraketa prozesu konplexua da, eta beti, izar gaztearen inguruan, gas protoplanetario-disko bat (proplyd) sortzen du. Horrek planetak sor ditzake zenbait egoeratan, oso ezagunak ez direnak. Beraz, planeta-sistemen sorrera izarren sorreraren emaitza naturala dela uste da. Eguzki antzeko izar batek, gutxi gorabehera, milioi bat urte behar ditu eratzeko, eta disko protoplanetarioa sistema planetario bilakatzen joango da hurrengoan 10-100 milioi urteetan. Disko protoplanetarioa erdiko izarra elikatzen duen akrezio diskoa da. Hasieran, oso beroa, gero, diskoa hoztu egiten da T Tauri izar deritzon etapan; orduan, litekeena da harriz eta izotzez egindako hauts ale txikiak sortzea. Aleak, azkenean, kilometro bateko tamainako planetesimaletan koagulatu daitezke. Diskoa nahikoa masiboa bada, kontrolik gabeko akrezioak hasten dira, eta, horren ondorioz, Ilargitik Marteraino tamainako enbrioi planetarioen eraketa azkarra —100.000 eta 300.000 urte bitartekoa— gertatzen da. Izarretik gertu, enbrioi planetarioek fusio bortitzen etapa igarotzen dute, lur-planeta batzuk sortuz. Azken etapak, gutxi gorabehera, 100 milioitik 1.000 milioi urte bitartean irauten du. Planeta erraldoien eraketa prozesua korapilatsuagoa da. Izozte-lerrotik harago gertatzen dela uste da, non enbrioi planetarioak, batez ere, izotz mota ezberdinez osatuta dauden. Ondorioz, hainbat aldiz masiboagoak dira disko protoplanetarioaren barnealdean baino. Enbrioia eratu ondoren zer gertatzen den ez dago guztiz argi. Badirudi enbrioi batzuk hazten jarraitzen dutela eta, azkenean, 5-10 lur-masetara iristen direla, diskoko hidrogeno - helio gasa gehitzen hasteko beharrezkoa den atalase-balioa. Nukleoaren gas metaketa prozesua motela da hasiera batean, hainbat milioi urtez irauten duena, baina eratzen den protoplaneta 30 lur-masa ingurura (ML) iritsi ondoren, azeleratu egiten da, eta kontrolik gabe aurrera egiten du. Jupiter eta Saturno bezalako planetek beren masaren zatirik handiena 10.000 urtean soilik metatzen dutela uste da. Gasa agortzen denean akrezioa gelditu egiten da. Eratutako planetek distantzia luzeetan migra dezakete eratu bitartean edo ondoren. Urano eta Neptuno bezalako izotz erraldoiak huts egindako nukleoak direla uste da, diskoa ia desagertu zenean sortuak, beranduegi, alegia. (eu)
La hipótesis nebular es el modelo más ampliamente aceptado en el campo de cosmología para explicar la formación y evolución del sistema solar. Se sugiere que el sistema solar se formó a partir de material nebuloso en el espacio. Hay pruebas de que se propuso por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg. Originalmente aplicado a nuestro propio sistema solar, este proceso de formación de sistemas planetarios ahora se cree que está en todo el universo. La variante moderna ampliamente aceptada de la hipótesis nebular es el modelo de disco nebular solar (SNDM por sus siglas en inglés) o, simplemente, modelo nebular solar.Esta hipótesis nebular ofreció explicaciones para una variedad de propiedades del sistema solar, incluyendo las órbitas casi circulares y coplanares de los planetas, y su movimiento en la misma dirección que la rotación del Sol. Algunos elementos de la hipótesis nebular se repiten en las modernas teorías de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos han sido remplazados. De acuerdo con la hipótesis nebular, las estrellas se forman de nubes masivas y densas de hidrógeno molecular - nube molecular gigante (NMG por sus siglas en inglés). Son gravitacionalmente inestables, y la materia se funde dentro de ellos para hacer cúmulos más pequeños y densos, que luego giran, colapsan, y forman estrellas. La formación estelar es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la joven estrella. Esto puede dar a luz a planetas en ciertas circunstancias, las cuales no son muy conocidas. Así, la formación de sistemas planetarios se cree que es un resultado natural de la formación de estrellas. Una estrella como el Sol suele tardar aproximadamente 1 millón de años en formarse, con el disco protoplanetario evolucionando hacia un sistema planetario en los próximos 10-100 millones años. El disco protoplanetario es un disco de acreción que se alimenta de la estrella central. Inicialmente es muy caliente, más tarde el disco se enfría en lo que se conoce como la etapa de estrellas T Tauri; aquí, la formación de los pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielo son posibles. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-kilómetros de tamaño planetesimal. Si el disco es lo suficientemente masivo, las acumulaciones descontrolables comienzan, resultando en una rápida - de 100 000 a 300 000 años - formación de la Luna hasta embriones planetarios del tamaño de Marte. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo unos pocos planetas terrestres. La última etapa dura aproximadamente de 100 millones hasta mil millones (un millón) de años. La formación de un planeta gigante es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la conocida línea de congelación, en donde los embriones planetarios principalmente están hechos de diferentes tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masivos que en la parte interior del disco protoplanetario. Lo que sigue después de la formación del embrión no está completamente claro. Algunos embriones parecen seguir creciendo y eventualmente alcanzan entre 5 y 10 masas de la Tierra - el valor del umbral de la Tierra, el cual es necesario para comenzar la acumulación de los gases hidrógeno - helio desde el disco. La acumulación de gas en el núcleo es inicialmente un proceso lento, que se prolonga durante varios millones de años, pero después de la formación de protoplaneta alcanza cerca de 30 masas terrestres se acelera y avanza de manera descontrolada. Júpiter - y Saturno - se cree que son planetas que acumularon la mayor parte de su masa durante solo 10 000 años. La acumulación se detiene cuando se agota el gas. Los planetas formados pueden migrar largas distancias durante o después de su formación. Gigantes de hielo, como Urano y Neptuno se cree que son núcleos fallidos, que se formaron demasiado tarde cuando el disco casi había desaparecido. (es)
The nebular hypothesis is the most widely accepted model in the field of cosmogony to explain the formation and evolution of the Solar System (as well as other planetary systems). It suggests the Solar System is formed from gas and dust orbiting the Sun. The theory was developed by Immanuel Kant and published in his Universal Natural History and Theory of the Heavens (1755) and then modified in 1796 by Pierre Laplace. Originally applied to the Solar System, the process of planetary system formation is now thought to be at work throughout the universe. The widely accepted modern variant of the nebular theory is the solar nebular disk model (SNDM) or solar nebular model. It offered explanations for a variety of properties of the Solar System, including the nearly circular and coplanar orbits of the planets, and their motion in the same direction as the Sun's rotation. Some elements of the original nebular theory are echoed in modern theories of planetary formation, but most elements have been superseded. According to the nebular theory, stars form in massive and dense clouds of molecular hydrogen—giant molecular clouds (GMC). These clouds are gravitationally unstable, and matter coalesces within them to smaller denser clumps, which then rotate, collapse, and form stars. Star formation is a complex process, which always produces a gaseous protoplanetary disk (proplyd) around the young star. This may give birth to planets in certain circumstances, which are not well known. Thus the formation of planetary systems is thought to be a natural result of star formation. A Sun-like star usually takes approximately 1 million years to form, with the protoplanetary disk evolving into a planetary system over the next 10–100 million years. The protoplanetary disk is an accretion disk that feeds the central star. Initially very hot, the disk later cools in what is known as the T Tauri star stage; here, formation of small dust grains made of rocks and ice is possible. The grains eventually may coagulate into kilometer-sized planetesimals. If the disk is massive enough, the runaway accretions begin, resulting in the rapid—100,000 to 300,000 years—formation of Moon- to Mars-sized planetary embryos. Near the star, the planetary embryos go through a stage of violent mergers, producing a few terrestrial planets. The last stage takes approximately 100 million to a billion years. The formation of giant planets is a more complicated process. It is thought to occur beyond the frost line, where planetary embryos mainly are made of various types of ice. As a result, they are several times more massive than in the inner part of the protoplanetary disk. What follows after the embryo formation is not completely clear. Some embryos appear to continue to grow and eventually reach 5–10 Earth masses—the threshold value, which is necessary to begin accretion of the hydrogen–helium gas from the disk. The accumulation of gas by the core is initially a slow process, which continues for several million years, but after the forming protoplanet reaches about 30 Earth masses (MEarth) it accelerates and proceeds in a runaway manner. Jupiter- and Saturn-like planets are thought to accumulate the bulk of their mass during only 10,000 years. The accretion stops when the gas is exhausted. The formed planets can migrate over long distances during or after their formation. Ice giants such as Uranus and Neptune are thought to be failed cores, which formed too late when the disk had almost disappeared. (en)
Dalam kosmogoni, hipotesis nebula adalah model yang paling banyak diterima yang menjelaskan pembentukan dan evolusi Tata Surya. Ada bukti yang menunjukkan bahwa hipotesis ini pertama kali diusulkan pada 1734 oleh Emanuel Swedenborg Awalnya hipotesis ini diterapkan hanya untuk Tata Surya saja, tetapi sekarang hipotesis ini dianggap berlaku juga untuk pembentukan seluruh alam semesta. Variasi modern yang diterima secara luas dari hipotesis nebula adalah Model cakram nebula surya (Solar Nebular Disk Model) (SNDM). Menurut hipotesis nebula, bintang terbentuk di awan yang besar dan padat dari awan molekul raksasa-molekul hidrogen. Gravitasi awan tersebut tidak stabil, dan materi bergabung menjadi gumpalan-gumpalan kecil yang lebih padat yang akhirnya runtuh dan membentuk bintang. Pembentukan bintang adalah proses yang kompleks, yang selalu menghasilkan gas cakram protoplanet di sekitar bintang muda. Kejadian ini dapat melahirkan planet dalam keadaan tertentu, yang sampai sekarang belum diketahui prosesnya dengan baik. Dengan demikian pembentukan sistem planet dianggap sebagai hasil alami dari pembentukan bintang. Bintang yang menyerupai matahari biasanya memakan waktu sekitar 100 juta tahun untuk terbentuk. Cakram protoplanet merupakan piringan akresi yang melanjutkan untuk memberi makan bintang pusat. Cakram ini awalnya sangat panas, yang kemudian mendingin yang dikenal sebagai tahap bintang T Tauri, di sini dimungkinkan terbentuknya butiran-butiran debu yang terbuat dari batu dan es. Butir-butiran ini akhirnya mengental menjadi planetisimal berukuran kilometer. Jika cakram berukuran cukup besar proses pertumbuhan bisa dimulai dengan sangat cepat, dalam waktu 100.000 sampai 300.000 tahun dapat membentuk embrio planet dengan ukuran sebesar jarak Bulan ke Mars. Di dekat bintang, embrio planet melewati tahap penggabungan, menghasilkan beberapa planet kebumian. Tahap terakhir memakan waktu sekitar 100 juta sampai satu miliar tahun. Pembentukan planet raksasa merupakan proses yang lebih rumit. Proses ini diduga terjadi di luar garis beku, di mana embrio planet umumnya terbuat dari beragam es. Akibatnya mereka beberapa kali lebih besar dibandingkan yang terbentuk di bagian dalam piringan protoplanet. Apa yang terjadi setelah pembentukan embrio planet belum sepenuhnya diketahui. Namun, beberapa embrio terus tumbuh dan akhirnya mencapai 5-10 kali massa Bumi. Akumulasi gas oleh inti diawali dengan proses yang lambat, yang terus menerus selama beberapa juta tahun, tetapi setelah membentuk protoplanet yang mencapai sekitar 30 kali massa Bumi akumulasi ini menjadi luar biasa cepat. Planet yang menyerupai Jupiter dan Saturnus diperkirakan menumpuk sebagian besar massa mereka hanya selama 10.000 tahun. Akresi berhenti saat gas habis. Planet yang baru terbentuk dapat berpindah menempuh jarak jauh selama atau setelah proses pembentukan mereka. Raksasa gas seperti Uranus dan Neptunus dianggap sebagai kegagalan inti, yang terlambat terbentuk ketika cakram hampir hilang. (in)
L'hypothèse de la nébuleuse solaire est le modèle le plus communément accepté pour expliquer la formation et l'évolution du Système solaire. L'hypothèse suggère que le Système solaire s'est formé à partir de matière provenant d'une nébuleuse. Cette théorie a été développée par Emmanuel Kant et a été publiée dans son texte intitulé (en). Originellement appliqué seulement au Système solaire, ce processus de formation des systèmes planétaires est aujourd'hui largement considéré comme étant à l'œuvre dans l'ensemble de l'Univers. La variante moderne la plus acceptée de cette théorie est le modèle du disque de la nébuleuse solaire (MDNS) ou, plus simplement, modèle de la nébuleuse solaire. Cette hypothèse de la nébuleuse offre plusieurs explications sur une grande variété de propriétés que possède le Système solaire, incluant les orbites quasi circulaires et coplanaires des planètes, et leur mouvement dans la même direction que la rotation du Soleil. Aujourd'hui, quelques éléments de l'hypothèse de la nébuleuse se retrouvent dans les théories modernes de la formation des planètes, mais la majorité de ses éléments ont toutefois été mis de côté. Selon l'hypothèse de la nébuleuse, les étoiles se forment dans des nuages très massifs et denses d'hydrogène moléculaire – des nuages moléculaires géants. Ces nuages sont gravitationnellement instables et la matière qui s'y amalgame se regroupe en petits amas plus denses, qui à leur tour tournent, s'effondrent, et forment des étoiles. La formation des étoiles est un processus complexe qui produit toujours un disque protoplanétaire gazeux autour de la jeune étoile. Ce processus peut éventuellement donner naissance à des planètes dans certaines circonstances qui ne sont pas encore très bien connues. La formation des systèmes planétaires est donc considérée comme étant un résultat naturel de la formation des étoiles. Une étoile comme le Soleil prend approximativement 1 million d'années à se former, avec un disque protoplanétaire qui évoluera en un système planétaire après 10 à 100 millions d'années. Le disque protoplanétaire est un disque d'accrétion qui nourrit l'étoile en son centre. Initialement très chaud, le disque se refroidit avec le temps en ce qui est connu comme une étape d'étoile variable de type T Tauri ; ici, la formation de petits grains de poussière faits de roche et de glace est possible. Les grains peuvent éventuellement se coaguler en planétésimaux dont la grandeur peut atteindre le kilomètre. Si le disque est assez massif, l'accrétion exponentielle peut alors commencer, résultant en une formation rapide — 100 000 à 300 000 ans — d'embryons planétaires, qui peuvent varier de la taille d'un satellite naturel jusqu'à celle de Mars. Plus près de l'étoile, les embryons planétaires entrent dans un stade de fusionnement violent, produisant des planètes telluriques. Cette dernière étape peut prendre environ 100 millions à un milliard d'années. La formation des planètes géantes est cependant un peu plus compliquée. On pense qu'elle se fait au-delà de la ligne des glaces, au-delà de laquelle les embryons planétaires sont constitués majoritairement de différents types de glaces. Conséquemment, elles sont plusieurs fois plus massives que celles dans la partie interne du disque protoplanétaire. Ce qui se passe après la formation des embryons n'est pas encore complètement compris. Certains embryons semblent continuer à grandir et éventuellement atteindre de 5 à 10 masses terrestres (M⊕), qui est la valeur limite nécessaire au commencement de l'accumulation du gaz hélium-hydrogène qui provient du disque. L'accumulation de gaz par le noyau est initialement un processus lent qui continue pendant plusieurs millions d'années, mais après que la protoplanète en formation atteint environ 30 M⊕, le processus s'accélère et procède de manière emballée. Des planètes comme Jupiter et Saturne sont considérées comme ayant accumulé la majorité de leur masse dans une période de seulement 10 000 ans. L'accrétion s'arrête quand le gaz du disque s'est épuisé. Les planètes peuvent aussi migrer sur de grandes distances pendant ou après leur formation. On pense que des géantes de glace, comme Uranus ou Neptune, seraient des « noyaux échoués », qui se serait formés trop tard, alors que le disque avait presque totalement disparu. (fr)
성운설 또는 성운 가설(星雲說, 星雲假說, Nebula hypothesis)은 우주기원론 분야에서 태양계의 형성과 진화를 설명하는 데 있어 가장 널리 인정받는 가설이다. 칸트-라플라스 성운설(Kant-Laplace nebular hypothesis)이라고도 알려져 있다. 이 가설은 태양계가 성운 물질에서 생겨났다고 가정한다. 이 이론의 최초 주창자는 이마누엘 칸트로 1755년 저작 《보편자연사 및 천공 이론》에서 소개하였다. 행성계 탄생 과정은 원래 태양계를 설명하기 위한 가설이었으나 현재는 전 우주에 걸친 보편적 현상으로 인정받고 있다. 널리 인정된 현대 변종(變種) 성운이론은 태양성운원반모형(solar nebular disk model, SNDM) 또는 태양성운모형(solar nebular model)이다. 이 이론은 행성들의 공전궤도가 원 모양에 가깝고 거의 같은 공전면 위에 놓여 있으며 공전방향이 태양의 자전 방향과 같다는 사실 등 태양계의 다양한 특징을 설명해 준다. 최초 성운가설을 구성하는 요소들 중 일부는 현대 행성탄생 이론에서 다시 등장했으나 대부분은 대체되었다. 성운 가설에 따르면 항성은 거대하고 밀도 높은 분자수소 구름(거대분자운, GMC) 속에서 만들어진다. 이 구름은 중력적으로 불안정하며 물질은 그 가운데에서 좀 더 작고 밀도 높은 덩어리로 뭉친 뒤 회전하고 붕괴하면서 항성이 된다. 항성탄생은 복잡한 과정으로 막 태어나는 별 주위에는 언제나 가스로 된 원시행성계원반이 생겨난다. 이 원반에서 특정한 조건 아래 행성이 생겨날 수 있는데 그 조건은 명확히 밝혀지지 않았다. 어쨌든 행성계가 생겨나는 것은 항성이 생겨나는 데 따른 자연스러운 결과로 보인다. 태양과 비슷한 항성이 생겨나는 데에는 대략 100만 년이 걸리며 원시행성계원반이 행성계로 진화하는 데에는 그 후 1000만 ~ 1억 년이 추가로 걸린다. 이 원시행성계원반은 중심별에 물질을 공급하는 강착원반이다. 원반은 처음에는 매우 뜨거우나 이후 식어 황소자리 T형 항성으로 진화한다. 황소자리 T형 단계에서 암석과 얼음으로 된 미세한 먼지입자가 생겨난다. 이 입자들은 최종적으로 1킬로미터 크기의 미행성으로 자라나게 된다. 만약 원반의 질량이 충분히 크다면 강착의 속도는 폭발적으로 증가하여 10만 년 ~ 30만 년 사이에 달에서 화성 정도 질량의 원시행성으로 빠르게 자라난다. 항성으로부터 가까운 곳에서 이 원시행성들은 격렬한 융합 단계를 거쳐서 수 개의 암석 행성이 된다. 이 마지막 단계에는 대략 1억 년에서 10억 년이 소요된다. 가스행성의 형성은 보다 복잡한 과정을 거친다. 가스행성은 동결선 너머에서 만들어지는 것으로 추정되는데 이 곳에 있는 행성 배아(planetary embryo)들은 주로 여러 종류의 얼음으로 이루어져 있다. 그 결과 이 곳의 행성 배아는 원시행성계원반 안쪽에 있는 것들보다 질량이 몇 배 크다. 행성 배아가 만들어진 이후 진화 과정이 어떤지는 명확히 규명되지 않았다. 일부 행성 배아는 지구질량 5~10배 수준까지 자라난다. 이 '문지방 질량'에 이르면 원반에 있던 수소, 헬륨 기체가 행성 표면에 강착되기 시작한다. 중심핵이 주변 기체를 모으는 과정은 처음에는 수백만 년에 걸쳐 천천히 진행되나 원시행성 질량이 지구의 30배에 다다르면 질량 증가 속도는 폭주하여 빨라진다. 목성과 토성과 같은 가스행성들은 불과 1만 년 만에 현재 질량에 다다른 것으로 보인다. 이 강착 과정은 주변의 기체가 행성에 전부 빨아먹히면 끝난다. 이렇게 만들어진 행성들은 이후 공전궤도가 크게 바뀔 수 있다. 천왕성과 해왕성 같은 얼음 행성들은 '실패한 중심핵'으로 보이며 이들은 원반 물질이 거의 다 사라졌을 때 뒤늦게 물질을 흡수하여 크게 자라나지 못했다. (ko)
星雲説（せいうんせつ、Nebular hypothesis）は、太陽の周囲を回る星間物質が固まって惑星ができたという説である。1970年代までは対する説として潮汐説が存在していた。基本的には、星間ガス、チリなどがを作り、太陽の生成過程で、軌道上の星間物質が個々に固まり惑星となったものとしている。現在、多くの惑星誕生の説はこれに基づいたものが主流となっている。 (ja)
Hipótese nebular é uma teoria sugerida em 1755 pelo filósofo alemão Immanuel Kant e desenvolvida em 1796 pelo matemático francês Pierre-Simon Laplace no livro Exposition du Systéme du Monde. Segundo essa teoria, o Sistema Solar teria se originado há cerca de 4,6 bilhões de anos a partir de uma vasta nuvem de gás e poeira. (pt)
Небулярная гипотеза — наиболее широко принимаемая научной общественностью космогоническая теория, объясняющая формирование и эволюцию Солнечной системы. Теория предполагает, что Солнечная система сформировалась из туманности. Автором гипотезы выступил Иммануил Кант, опубликовав её в своей работе Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels («Всеобщая естественная история и теория неба»), опубликованной в 1755. Изначально применимая лишь к Солнечной системе, эта гипотеза формирования планетарных систем считается в общих чертах применимой ко всей остальной Вселенной. Широкое признание получил современный вариант Небулярной гипотезы — Небулярно-дисковая Солнечная модель, или проще: Солнечная небулярная модель. Небулярная гипотеза даёт объяснение целому ряду свойств Солнечной системы, включая близкие к круговым и расположенные в одной плоскости орбиты, и вращение планет в направлении вращения Солнца вокруг своей оси. Множество элементов Небулярной гипотезы нашли отражение в современных теориях формирования планет, но большая их часть претерпела изменения. Согласно Небулярной гипотезе, звезды формируются в массивных и плотных облаках молекулярного водорода — молекулярных облаках. Эти облака гравитационно неустойчивы, и материя в них собирается в сгустки, вращается, сжимается и затем формирует звезды. Формирование звезды — комплексный и длительный процесс, который всегда создаёт вокруг молодой звезды газообразный протопланетный диск. Этот процесс нередко приводит к появлению планет, при недостаточно хорошо известных обстоятельствах. Таким образом, формирование планетной системы — естественный результат формирования звёзд. Солнцеподобные звезды формируются на протяжении примерно миллиона лет, а протопланетный диск формируется на протяжении последующих 10—100 миллионов лет. Протопланетный диск представляет собой аккреционный диск, подпитывающий центральную звезду. Изначально очень горячий, диск постепенно остывает до стадии, близкой по типу к звёздным системам типа T Тельца; затем формирование пылевых песчинок приводит к появлению каменных и ледяных глыб. Сталкиваясь и слипаясь, глыбы формируют многокилометровые планетезимали. Если диск достаточно массивен, скоротечная аккреция вокруг планетезималей приводит к формированию в течение 100—300 тысяч лет протопланет размерами с Луну или Марс. Вблизи от звезды планетарные эмбрионы, пройдя через стадию слияний и поглощений, формируют несколько планет Земной группы. Последняя стадия занимает от 100 миллионов до миллиарда лет. Формирование планет-гигантов — более сложный процесс. Считается, что они формируются за так называемой снеговой линией, где планетарные эмбрионы в основном состоят из различных типов льдов. В результате они в несколько раз более массивны, чем внутренняя часть протопланетного диска. Что следует после формирования протопланеты — не до конца ясно. Немалая часть таких протопланет продолжает расти, достигая 5-10 земных масс— порогового значения, позволяющего начать аккрецию водород-гелиевого газа из диска. Накопление газа ядром — изначально медленный процесс, который длится миллионы лет, но по достижении массы в 30 Земных он начинает резко ускоряться. Планеты наподобие Юпитера и Сатурна, как считается, накапливали свою массу в течение всего 10 тысяч лет. Аккреция останавливается с исчерпанием запасов газа. Образовавшиеся планеты могут мигрировать на большие расстояния в процессе или после формирования. Ледяные гиганты наподобие Урана и Нептуна считаются неудавшимися ядрами протопланет, которые сформировались в момент почти полного исчерпания диска. (ru)
星雲假說（英語：Nebular hypothesis）是在天體演化學中用以解釋太陽系的形成與演化最被廣泛接受的模型。它提出太陽系是在星雲物質中形成的，這個理論最早是伊曼努爾·康德於1755年發表在。起初使用在太陽系的行星系統形成過程，現在更應用在宇宙的工作中。被廣泛接受的變體現代星雲假說是太陽星雲盤假說（solar nebular disk model，SNDM）或簡單的太陽星雲模型。這個星雲假說提供太陽系各種性質的解釋，包括行星軌道接近圓形和共軌道面，和它們的運動方向與太陽自轉方向的一致性。一些星雲假說的元素反映在現代的行星形成，但大多數的元素已經被取代。依據星雲假說，形成恆星的雲是大質量和濃稠的分子氫－巨分子雲（giant molecular cloud，GMC）。這些雲是引力不穩定，並且物質在內部密集叢生的合併，然後旋轉、坍縮形成恆星。恆星形成是一個複雜的過程，總是先在年輕恆星周圍形成氣體的原行星盤。在某些情況下這可能孕育行星，但尚不清楚。因此，行星系統的形成被認為是恆星形成的自然結果。一顆類似太陽的恆星通常需要100萬年的時間來形成，從原行星盤發展出行星系統還需要再1000萬年。原行星盤是餵養中心恆星的吸積盤。起初很熱，稍後盤面逐漸變冷，成為所謂的金牛T星階段；此時，可能是岩石和冰的小塵埃顆粒形成。顆粒最終可能凝聚成公里尺度的微行星。如果盤有足夠的質量，增長會開始失控，導致迅速－100,000年到300,000年－形成月球到火星大小的原行星。臨近恆星，原行星會經過暴力的合併，生成幾顆類地行星。這個階段可能要經歷1億年至10億年。巨行星的形成是一個更複雜的過程。它被認為要越過凍結線才會發生，在哪裡元行星主要由各種類型的冰組成。其結果是，它們會比原行星盤內側的巨大許多倍。原行星形成後的演化並不完全清楚，有些原行星會繼續成長，最終達到5-10地球質量－臨界值，必須開始從盤中吸積氫和氦。由核心積累氣體在開始時是很緩慢的，需要持續數百萬年，但是在原行星的質量達到30地球質量（M🜨），它就會以失控的速率加速吸收。像木星和土星這樣的行星，被認為只要一萬年就能累積如此大量的質量。當氣體耗盡時，吸積就停止了。在形成的期間或形成之後，行星都可以長距離的遷移。冰巨星像是天王星和海王星，被認為是失敗的核心，形成得太晚而盤面幾乎已經消失了。 (zh)
Небуля́рна гіпо́теза (від лат. nebula — туман) — космогонічна гіпотеза, що описує процес формування та еволюції Сонячної системи, зокрема планет. За цією гіпотезою Сонце і планети утворилися з розрідженої туманності. З цієї таблиці видна кореляція низьких температур утворення конденсатів із низькою щільністю конденсату й високим вмістом леткого компонента. Гіпотеза була висловлена ще Левкіппом, далі 1734 року Еммануїлом Сведенборгом. 1755 року Іммануїл Кант, який був добре знайомий з роботами Сведенборга, розвинув цю теорію далі. Він довів, що туманність обертається навколо центра і завдяки гравітації сплющується, з часом з неї формується зірка (зірки) і планети. Аналогічна модель 1796 року запропонована П'єром-Симоном Лапласом. Спершу гіпотеза стосувалася виключно Сонячної системи, але згодом її розповсюдили на аналогічні утворення Всесвіту. Широкого визнання набув сучасний варіант небулярної гіпотези — небулярно-дискова сонячна модель, або простіше: сонячна небулярна модель. Небулярна гіпотеза дає пояснення цілому ряду властивостей Сонячної системи, включаючи близькі до колових і розташовані в одній площині орбіти, та обертання планет у напрямку обертання Сонця навколо власної осі. Багато елементів небулярної гіпотези наявні в сучасних теоріях формування планет, але більша їх частина зазнала змін. Згідно з небулярною гіпотезою, зорі формуються в масивних і щільних хмарах молекулярного водню — молекулярних хмарах. Ці хмари гравітаційно нестійкі, і матерія в них збирається у згустки, обертається, стискається, і формує згодом зорі. Формування зорі — комплексний і тривалий процес, який завжди створює навколо молодої зорі газоподібний протопланетний диск. Цей процес нерідко призводить до появи планет, за недостатньо добре відомих обставин. Таким чином, формування планетної системи — природний результат формування зір. Зорі, подібні до Сонця, формуються протягом близько 1 млн років, а протопланетний диск — протягом наступних 10—100 млн років. Протопланетний диск є акреційним диском, який підживлює центральну зорю. Дуже гарячий спочатку, диск поступово остигає до стадії, близької за типом до зоряних систем типу T Тельця; потім формування пилових піщинок призводить до появи кам'яних та крижаних брил. Зіштовхуючись та злипаючись брили формують багатокілометрові планетозималі. Якщо диск достатньо масивний, швидка акреція навколо планетозималей, призводить до формування протягом 100 000 — 300 000 років протопланети, розміри яких змінюються між розмірами Місяця і Марса. Поблизу зорі протопланети, пройшовши через стадію злиттів та поглинань, формують декілька планет земної групи. Остання стадія триває від 100 млн до 1 млрд років. Формування планет-гігантів — складніший процес. Вважається, що вони формуються за так званою сніговою лінією, де протопланети переважно складаються з різних типів льодів. В результаті, вони у декілька разів масивніші, ніж внутрішня частина протопланетного диска. Що слідує за формуванням протопланети не до кінця зрозуміло. Деякі протопланети продовжують рости, досягаючи 5—10 мас Землі — порогового значення, яке дозволяє почати акрецію воднево-гелієвого газу з диска. Накопичення газу ядром — повільний процес, який триває мільйони років, але з досягненням маси, у 30 разів більшої, за масу Землі, він починає різко прискорюватися. Планети, подібні до Юпітера та Сатурна, ймовірно, накопичують свою масу протягом лише 10 000 років. (uk)

dbp:wikiPageUsesTemplate

rdfs:label

فرضية السديم (ar)
Hipòtesi nebular (ca)
Mlhovinová hypotéza (cs)
Nebularhypothese (de)
Hipótesis nebular (es)
Hipotesi nebular (eu)
Hipotesis nebula (in)
Hypothèse de la nébuleuse (fr)
성운설 (ko)
Nebular hypothesis (en)
星雲説 (ja)
Hipótese nebular (pt)
Небулярная гипотеза (ru)
Небулярна гіпотеза (uk)
星雲假說 (zh)

owl:sameAs

foaf:depiction

is dbo:wikiPageRedirects of