Eguzki Sistema: atzo, gaur eta bihar (I)

Itziar Garate

Astronomia modernoaren oinarrizko galderetako bat da Eguzki Sistemaren eta bertako planeten sorrera nola gertatu zen. Aspaldidanik izan du gizakiak horren jakin-mina, azken finean gure jatorriari buruzko galdera baita: ezin dugu Lurrean bizia nola sortu zen guztiz ulertu Lurra bera nola eratu zen jakin gabe.

Gaur egun, Eguzki Sistema ez ezik, beste sistema planetario batzuk ere ezagutzen ditugu. Merkurio, Artizarra, Lurra, Marte, Jupiter, Saturno, Urano eta Neptunoz gain, 3.000tik gora planeta topatu ditugu gertuen ditugun izarren inguruan biraka. Aipagarria da TRAPPIST-1 kasua, izarraren inguruan 7 planeta baititu. Gure sistema kosmikoki berezia ez dela onartuz, planeta-formazio eredu orokor batek gai izan behar luke, Eguzki Sistemak gaur dituen ezaugarriez gain, exoplaneta horien guztien sorrera ere azaltzeko.

Eguzki Sistemaren egungo ezaugarriak

Eguzki Sistema aztertzean, Eguzki beroa ikusten dugu erdi-erdian. Barnealdean, planeta harritsuak. Eta, kanpoaldean, gasezko planetak eta planeta izoztuak. Gorputz harritsu txikiz osatutako barne eraztun bat ere badugu, eta baita gorputz izoztu txikiz osatutako kanpo-eraztun bat. Eta ezin ahaztu harri-izotz nahasketazko satelite eta planeta nanoak, edota sistemaren puntu urruneneko kometa izoztuak.

Sistema planetarioen sorrera- edo formazio-eszenario ezberdinak ikertzerakoan, Eguzki Sistemaren geometriak pista garrantzitsuak ematen ditu, baina baita mugak jartzen ere. Planetak (nagusiak zein nanoak) plano berean daude, 6º-ko diferentziarekin; denek noranzko berean egiten dute bira Eguzkiaren inguruan, eta gehienek noranzko horretan bertan ematen diote bira euren buruari. Planeten periodo orbitala (Eguzkiari bira bat emateko behar duten denbora) gero eta handiagoa da Eguzkitik urruntzean. Asteroideen Gerrikoko edo Kuiperren Gerrikoko objektu txikienek, ordea, orbita eliptikoagoak eta makurtuagoak izaten dituzte.

Objektu txikiek forma irregularra izaten dute, normalean, eta ez-diferentziatuak dira. Objektu handiak, berriz, esferikoak eta diferentziatuak izan ohi dira. Hau da, iraganeko momenturen batean tenperatura nahikoa izan zuten barneko materiala urtu eta barnean zenbait geruza sortzeko. Objektuen gainazalak ere iragan termikoari buruzko informazioa eman lezake, kraterrez edo labaz estalia egon baitaiteke. Kraterrak zenbatuz, Eguzki Sistemaren hasierako faseetan izandako inpaktu tasa lor daiteke.

Lurrera eroritako meteoritoen azterketari esker, Eguzki Sistemako lehen solidoak orain dela 4.570 milioi urte ingurukoak direla dakigu. Ilargiko harriak 3.000 – 4.400 milioi urtekoak dira, eta Lurreko harri zaharrenak 4.000 milioi urtekoak (baina 4.400 milioi urteko lur-aleak ere topatu dira).

Izar-eraketaren eredu estandarra

Ezaguna da planetak izarren inguruan sortzen direla, izarren eraketa–prozesuaren ondorio natural moduan. Beraz, planeten sorrera ikusi aurretik, izarren sorrera aztertu behar dugu.

Izarrak galaxien beso espiraletan dauden molekula-hodeietan sortzen dira. Molekula-hodeiak hodei dentso eta hotzak dira, gas eta hautsez beteak. Esne Bideak ugari ditu, sistema erraldoietatik (100.000 – 1.000.000 Eguzki masa bitarte dituztenak) nukleo txikietara (Eguzki masa gutxikoak). Dentsitateak askotarikoak dira; hodei erraldoietan 1.000 partikula daude cm³ bakoitzean, eta nukleo txikietan 100 aldiz gehiago. Molekula-hodei gehienek -223ºC baino tenperatura baxuagoak dituzte.

Hodeien egonkortasuna hainbat indarren arteko orekari zor zaio; grabitateak, indar magnetikoak, gasaren presio-termiko indarrak eta errotazioak sortutako indarren orekari, hain zuzen. Dena dela, oreka hori apurtu dezaketen zenbait fenomeno agertzen dira espazioan; galaxien arteko talka, galaxia bereko molekula-hodeien talka, gertuko supernoba baten eztanda… Halako gertakizun batek molekula-hodei baten dentsitatean perturbazioak eragin eta gune trinkoagoak sortu ditzake. Gune trinko hauetan materia (gas eta hauts) gehiago pilatzen denez, bertako grabitatea indartu egiten da eta inguruko materia erakarria sentitzen da, eta gune trinkora eroriko da, ondorioz. Zenbat eta materia gehiago metatu, orduan eta indartsuagoa da grabitatearen erakartze-indarra eta orduan eta materia gehiago pilatzen da. Molekula-hodeiaren kolapso grabitazionala hasi da orduan.

Kolapsoan, energia potentziala energia termiko bilakatzen da. Hasiera batean, nukleoak tenperatura mantentzen du, irabazitako energia termikoa kanporantz igorriz. Baina nukleoko dentsitatea oso handia denean, gehiegizko energia termiko hori nukleoa berotzen eta bertako presioa igoarazten hasten da. Halako une batean, grabitate indarraren (barruranzkoa) eta presio indarraren (kanporanzkoa) arteko oreka lortzen da; oreka hidrostatikoa. Sortu berri den gorputzak protoizar izena jasotzen du eta bere inguruko materialak, izar-hodeia.

Nukleoko tenperaturak 1 milioi gradu inguruko balioa lortzen duenean, erreakzio nuklearrak hasten dira. Eta 10 milioi graduko tenperaturan, hidrogenoaren fusioa hasten da eta izar bat jaio dela esaten da.

Disko planetarioaren jatorria

Bere buruarekiko biratzen ari den patinatzaile batek, uzkurtzen denean, abiadura irabazten duen moduan, kolapsatzen ari den izar-hodeiak ere abiadura irabazten du. Zenbat eta biraketa azkarragoa izan, orduan eta handiagoa da indar zentrifugoa (errepideko bihurgune batean edo tiobibo batean kanporantz bidaltzen gaituen indarra). Indar zentrifugoa handiagoa da esfera baten erdiko planoan (ekuatorean) poloetan baino, eta, ondorioz, kolapsatzen ari den hodei esferikoa gas eta hautsezko diskoa bilakatzen doa poliki-poliki. Prozesuak iraun egiten du diskoan barrena grabitate indarra (zentroranzkoa edo izarreranzkoa) eta indar zentrifugoa (kanporanzkoa) orekatzen diren arte. Disko protoplanetario bat sortu berri da.

Une honetan diskoa oraindik oso lodia da eta materia asko du. Milioi urte gutxi batzuen buruan, gas eta hauts zati handi bat protoizarrera eroriko da, diskoan zehar materia barrurantz garraiatzen delako, momentu angeluarra (abiadura kantitatea, nolabait) kanporantz garraiatzen den heinean.

Aldiune batean, diskoko gasa barreiatu edo sakabanatu egiten da eta, ondorioz, hustu egiten da ordura arte sortu diren gorputz solidoen arteko espazioa. Uste da hiru fenomenoren ondorio dela. Alde batetik, izarrak eragindako akrezioa garrantzitsua izan daiteke (sortzen duen grabitatea oso indartsua da eta distantzia handietara dagoen gasa ere erakar dezake). Bestetik, izarraren erradiazioak (izar-haizeak) gasa sistematik kanpora bultza dezake. Eta azkenik, izar gaztearen energia altuko erradiazioak fotoebaporazioa eragin lezake.

Horrek denbora-muga bat ezartzen du planeta gaseosoen eraketan, gasa diskotik barreiatu ostean planeta horiek sortzeko materialik ez baita geratzen. Hori dela eta, Jupiter eta Saturno moduko gasezko planetak 3-5 milioi urtean eratzen direla uste da. Planeta lurtarrak edo telurikoak, ordea, askoz geldoago sortzen dira.

Planeta bakoitzak jarraitu duen eraketa-prozesua eta Eguzki Sistemak izan dezakeen amaiera katastrofikoa hurrengo artikulu batean landuko dira.

Egileaz:

Itziar Garate Lopez (@galoitz) UPV/EHUko Fisika Aplikatua I Saileko irakaslea da eta Zientzia Planetarioen Taldeko kidea.

Eguzki Sistemari buruzko artikuluak:

• Eguzki Sistema: atzo, gaur eta bihar (I)
• Eguzki Sistema: atzo, gaur eta bihar (II)