Tのeoríaの降着天体物理学で（又は付着）は、惑星や他の天体は小さなダスト粒子の縮合によって形成されることを説明している重力の力によって引き寄せ。
このように惑星が形成されるという考えは、1944年にロシアの地球物理学者オットーシュミット（1891-1956）によって提唱されました。彼は、初期の太陽系の太陽を取り巻く、平らな円盤の形をした巨大なガスと塵の雲が太陽を取り囲んでいると提案しました。
図1.惑星が降着によって形成される原始惑星系円盤のアーティストの概念。出典：ウィキメディア・コモンズ。
シュミット氏は、太陽が別の星と一緒にこの雲を獲得したと主張しました。この星は、銀河内を移動することによって、同時に塵とガスが豊富な星雲を通過しました。他の星の近さは、後に凝縮した物質を捕らえるのに役立ちました。
太陽系の形成に関する仮説は、進化論的および破滅的という2つのカテゴリーに分類されます。前者は、太陽と惑星の両方が単一のプロセスから進化し、インマヌエルカント（1724-1804）とピエールシモンドラプラス（1749-1827）によって提案されたアイデアに戻ることを確認します。
惑星形成のトリガーとしての、別の星との衝突または近接などの壊滅的なイベントへの2番目のポイント。当初、シュミット仮説はこのカテゴリーに分類されました。
説明
今日、若い星系の観測と数値シミュレーションを実行するのに十分な計算能力があります。これが、破滅的な理論が進化論を支持して放棄された理由です。
太陽系の形成の星雲仮説は、惑星形成プロセスとしての降着を維持し、現在科学界によって最も受け入れられています。
45億年前の私たちの太陽系の場合、重力の引き寄せにより、中心点の周りにサイズが数オングストロームから1センチメートルの範囲にある宇宙塵の小さな粒子が集まり、雲が形成されました。
この雲は太陽とその惑星の発祥の地でした。宇宙塵の起源は、超新星の以前の爆発である可能性があると推測されています。
雲の最も密度の高い領域では、粒子が近接しているために衝突の頻度が高くなり、運動エネルギーが失われ始めました。
次に、重力エネルギーが雲をそれ自体の重力の下で崩壊させました。したがって、プロトスターが生まれました。重力はディスクを形成するまで作用し続け、そこから最初のリングが形成され、その後惑星が形成されました。
その間、中心の太陽はコンパクトになり、ある臨界質量に達すると、核融合反応がその中で起こり始めました。これらの反応は、太陽と星を維持するものです。
非常にエネルギッシュな粒子は、太陽風として知られている太陽から推進されました。これは、がれきを片付け、それを捨てるのに役立ちました。
惑星の形成
天文学者は、私たちの星の王の誕生後、それを取り巻く塵とガスの円盤が少なくとも1億年の間そこに留まり、惑星の形成に十分な時間を与えたと想定しています。
図2.今日の太陽系の図。出典：ウィキメディア・コモンズ。
私たちのタイムスケールでは、この期間は永遠のように見えますが、実際には、それは宇宙時間のほんの一瞬にすぎません。
この時点で、惑星の数と呼ばれる直径約100 kmのより大きな物体が形成されました。彼らは未来の惑星の胚です。
生まれたての太陽のエネルギーは、ディスクからガスと塵を蒸発させるのを助けました、そして、これは新しい惑星の誕生時間をかなり短くしました。その間、衝突は問題を追加し続けました。これは正確に降着であるためです。
惑星形成のモデル
形成中の若い星を見ることで、科学者たちは私たち自身の太陽系がどのように形成されたかについての洞察を得ています。最初は困難がありました。これらの星は、周囲の宇宙塵の雲のために、可視周波数範囲に隠れています。
しかし、赤外線センサーを備えた望遠鏡のおかげで、宇宙の塵の雲を貫通することができます。天の川のほとんどの星雲には、形成中の星があり、それに伴う惑星が確かにあることが示されています。
3つのモデル
これまでに収集されたすべての情報により、惑星形成について3つのモデルが提案されています。最も広く受け入れられているのは降着理論です。これは、地球のような岩の多い惑星ではうまく機能しますが、木星や他の外惑星のような巨大ガスではうまくいきません。
2番目のモデルは、前のモデルのバリアントです。これは、最初に岩が形成され、重力によって互いに引き付け合い、惑星の形成を加速すると述べています。
最後に、3番目のモデルはディスクの不安定性に基づいており、ガスジャイアントの形成を最もよく説明するモデルです。
核降着モデルと岩だらけの惑星
太陽の誕生とともに、残りの物質は一緒に凝集し始めました。より大きなクラスターが形成され、ヘリウムや水素などの軽元素が太陽風によって中心から離れた領域に押し流されました。
このようにして、金属やケイ酸塩などのより重い元素や化合物が太陽に近い岩石の惑星を生み出し、その後、地球化学的分化のプロセスが始まり、地球のさまざまな層が形成されました。
一方、太陽風の影響は距離とともに減衰することが知られています。太陽から離れると、軽元素によって形成されたガスが集まる可能性があります。これらの距離では、氷点下の温度が水とメタン分子の凝縮を促進し、ガス惑星を発生させます。
天文学者は、小惑星帯に沿って火星と木星の間に「氷線」と呼ばれる境界があると主張しています。そこでは衝突の頻度はより低かったが、高い凝縮率ははるかに大きなサイズの惑星を発生させた。
このようにして、奇妙なことに岩石惑星の形成よりも時間がかからないプロセスで、巨大惑星が作成されました。
降着理論と太陽系外惑星
太陽系外惑星の発見とそれらについて収集された情報により、科学者は降着モデルが惑星形成の主要なプロセスであることをかなり確信しています。
それは、モデルが地球のような岩の多い惑星の形成を非常に適切に説明しているからです。すべてにもかかわらず、これまでに発見された太陽系外惑星の大部分は、木星に匹敵するか、はるかに大きいサイズのガス状のものです。
観測はまた、ガス状惑星がそれらのコアにより重い元素を持つ星の周りを支配していることを示しています。一方、岩石は軽い核を持つ星の周りに形成され、太陽もその1つです。
図3.星座ライラでの、その星の周りの太陽系外惑星ケプラー62fのアーティストの表現。出典：ウィキメディア・コモンズ。
しかし、2005年に、太陽系の星を周回する岩のような太陽系外惑星がついに発見されました。ある意味では、この発見とそれに続く他の発見は、岩の多い惑星も比較的豊富であることを示しています。
太陽系外惑星とその形成の研究のために、2017年に欧州宇宙機関はCHEOPS衛星（ExOPlanets衛星の特性評価）を打ち上げました。衛星は高感度の光度計を使用して、他の星系からの光を測定します。
惑星がその星の前を通過すると、明るさが低下します。この光を分析することで、サイズや、地球や火星などのガス状の巨大惑星か岩の巨大惑星かを知ることができます。
若い系での観測から、惑星形成での降着の様子を理解することができます。
参考文献
- 国。これは、太陽系外惑星を測定するためのスペインの衛星「Cheops」です。から回復：elpais.com。
- プラネットハンター。惑星形成について私たちは本当に何を理解していますか？回収元：blog.planethunters.org。
- ほこりから生まれたセルギーエフ。回収元：vokrugsveta.ru。
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- Woolfson、M.太陽系の起源と進化。回収元：Academy.oup.com。