شیمی تشکیل یک سیاره چگونه است؟

بیگ بنگ/ تشکیل یک سیاره مستلزم یک فرآیند چند مرحله‌ای است. ابتدا ریز دانه‌های جامد متعلق به سحابی خورشیدی متراکم می‌شوند. سپس این ذرات طی فرایند برخورد با اجرام سماوی بزرگ، ریزسیارات(Planetesimal) را تشکیل می دهند.در مرحلۀ بعد گرانش باعث ادغام و تشکیل پیش‌سیارات(Protoplanet) و در نتیجه سیارات امروزی می شود.

به گفته محققان ابتدا توده‌ی متشکل از گاز و ذرات گرد و غبار در بخشی از کهکشان راه‌شیری وجود داشته و انفجار ابرنواختری یک ستارۀ نسل پیش، باعث شد تا اغتشاشاتی در این ابر به وجود آید و بخش‌هایی از این ابر چگالی بیشتری پیدا کند. این‌ نطفه‌ی اولیه‌ی خورشید در بیش از ۴٫۶ میلیارد سال پیش بوده‌ است. گرانش توده‌ی اولیه‌ی گازی را در منطقه‌ای از فضا جمع کرده است و به دلیل پایستگی تکانه‌ی زاویه‌ای، این توده شروع به چرخیدن کرده است. عواملی مانند گرانش‌، فشار گاز، میدان مغناطیسی و چرخش باعث شد که این توده نسبتآ کروی تبدیل به یک قرص برافزایشی چرخان شود که به آن قرص پیش ستاره ای می‌گوییم.

در نتیجه در ابتدای شکل‌گیری خورشید، توده‌ای اولیه متشکل از گازهای تحت تأثیر گرانش داریم که به دلیل جمع شدن گاز و ساکن شدن انرژی جنبشی گاز دما به تدریج در مرکز توده بالا می‌رود که آن توده را پیش‌ ستاره می‌نامند. این پیش‌ستاره هنوز در هسته‌ی خود همجوشی هیدروژنی را شروع نکرده است و این فرآیند در چند صد هزار سال اولیه شکل‌گیری ستاره کماکان به قوت خود باقی می‌ماند. در ادامه سیارات در حین فروریختن این سحابی ستاره ای و تبدیل آن به قرص نازکی از گاز و غبار به مرور شکل می‌گیرند.

در پی این فروریزی یک پیش‌ ستاره در هسته تشکیل می‌شود که قرص پیش‌ستاره‌ای چرخانی آن را در برگرفته‌ است. از طریق برافزایش (یک فرایند برخورد چسبنده) ذرات غبار قرص به شکل پایداری در کنار هم انباشته می‌شوند تا اجسامی بزرگتر را تشکیل دهند. تجمع‌های محلی جرم به نام ریز سیارات شکل می‌گیرند و با بهره‌گیری از جاذبه گرانشی فرایند برافزایش را تسریع می‌ بخشند. این تجمع‌ها مرتباً چگال‌تر می‌شوند تا اینکه سرانجام بر اثر گرانش به درون فرو ریخته و پیش‌ سیاره‌ها را تشکیل می‌دهند. پس از آنکه قطر ِ سیاره از ماه بزرگتر شد، شروع به انباشتن یک اتمسفر گسترده می‌کند و از طریق پدیده پسار اتمسفری، سرعت جذب ِ ریز سیارات بسیار افزایش می‌یابد.

وقتی یک پیش‌ستاره به‌ اندازه‌ای بزرگ می‌شود که شعله‌ور گردد و ستاره‌ای به‌وجود آید، قرص باقی‌مانده توسط پدیده‌های تبخیر فوتونی، بادهای خورشیدی و کشش پوینتینگ-رابرتسون از درون به خارج رانده می‌شود. پس از آن ممکن است که هنوز پیش‌ سیاره‌های زیادی در حال گردش به دور ستاره یا یکدیگر باشند، اما به مرور زمان با هم برخورد کرده و یا تشکیل یک سیاره بزرگتر یا اینکه مواد آنها پراکنده می‌شود تا جذب پیش‌سیاره‌ها و سیاره‌های بزرگتر شود. آن اجسامی که به اندازه کافی پرجرم می‌شوند، بیشتر مواد موجود در همسایگی خود را جذب می‌کنند و تشکیل سیاره می‌دهند. در این میان، پیش‌سیاراتی که از برخوردها دوری کرده‌اند، یا از طریق جذب گرانشی به قمرهای طبیعی این سیارات تبدیل می‌شوند و یا اینکه در کمربندهایی در کنار اجسام دیگر باقی‌مانده و تبدیل به سیاره کوتوله و اجرام کوچک می‌شوند.
در واقع گرانش توانست سنگین ترین مواد را در مرکز منظومه خورشیدی جدید نگه دارد. در نتیجه سیاراتی که به خورشید نزدیک تر بودند، به صورت سنگی و به شکل سیارات زمینی در آمدند مانند: عطارد،ناهید، زمین و مریخ. و سیارات دورتر از خورشید نیز اکثرا از گازها تشکیل شده اند که با برودت خیلی پایین در حد یخ بستن هستند. گازها، با ایجاد یخ زدگی، جهانی فاقد ِ سطحی جامد را ایجاد کردند.

شیمی تشکیل و ترکیبات سیارات منظومه شمسی
ترکیبات شیمیایی سیارات به وسیله فرآیندی به نام تسلسل تراکم(Condensation Sequence) از روی تراکم دانه های تشکیل دهنده اشان تعیین می‌شوند. ایده‌ی اولیه‌ی تسلسل تراکم این است: مرکز سحابی باید در دمایی برابر چندین هزار درجه کلوین داشته باشد. اگر دمای سحابی ستاره ای به سرعت از مرکز به طرف بیرون کاهش یابد، چگالی‌ها و ترکیبات سیارات نظیر آهن و سیلیکات‌ها می‌توانند به خوبی با تسلسل تراکم توضیح داده شوند.
سپس در فواصل مختلف از خورشید، دماهای متفاوت اجازه دادند که ترکیبات شیمیایی مختلف، متراکم شوند و دانه‌هایی را تشکیل دهند که در نهایت پیش‌ سیارات را بسازند. اگر ماده به دلیل بالا بودن دما نتوانست متراکم شود، آن‌ ماده در پیش‌ سیاره موجود نخواهد بود. عموماً تسلسل تراکم مستلزم آن است که به یک دمای کمینه دست‌ یافته تا دلیل موجهی برای ترکیبات شیمیایی شناخته‌ شده در سیارات، ارائه شود. به‌ طور تقریبی،‌ این دما‌ها برای شکل گیری سیارات منظومه شمسی بصورت زیر هستند:

برای عطارد، ۱۴۰۰ کلوین
برای ناهید، ۹۰۰ کلوین
برای زمین، ۶۰۰ کلوین
برای مریخ، ۴۰۰ کلوین
برای مشتری، ۲۰۰ کلوین
دقت کنید که در یک فاصله معین از خورشید، دما با زمان تغییر می‌کند، لذا این مقادیر کمینه‌هایی است که در خلال شکل‌گیری سیارات حاصل می‌شود. تسلسل تراکم توضیحی طبیعی از اجزاء جرمی و شیمیایی سیارات سنگی/گازی را مهیا می‌کند. جایی‌ که یخ‌ها می‌توانند متراکم شوند، ریزسیارات مقدار بیشتری مواد صخره‌ای دارند و جرم آنها می‌تواند بسیار زیاد‌تر از ریزسیاراتی باشد که در نواحی با متراکم‌ شدن فقط فلزات و صخره‌ها شکل‌ می‌گیرند. این نتیجه ترکیبی از سحابی خورشیدی اولیه است که عناصر تبخیر شدنی بر دیگر عناصر غلبه دارند.

سیارات سامانه خورشیدی را می‌توان بر اساس ترکیباتشان بصورت زیر طبقه بندی کرد:

سنگی: سیاراتی که شبیه به زمین هستند و بدنه آنها عمدتاً از سنگ تشکیل شده‌ است: عطارد، ناهید، زمین و مریخ. عطارد با ۰٫۰۵۵ جرم زمین کوچکترین سیاره سنگی و زمین بزرگترین سیاره سنگی منظومه شمسی هستند. در واقع این‌ سیارات تکه‌هایی از گرد و غبارهای قرص برافزایشی اولیه بوده‌اند که به هم چسبیده‌اند، بزرگ شده‌اند و به شکل سیاره‌ در آمده‎اند.

غول‌های گازی: سیاراتی که عمدتاً از مواد گازی تشکیل شده‌اند و بسیار سنگین‌تر از سیارت سنگی هستند: مشتری، زحل، اورانوس، نپتون. مشتری با ۳۱۸ برابر جرم زمین بزرگترین سیاره منظومه شمسی است در حالیکه زحل یک سوم مشتری و ۹۵ برابر جرم زمین، جرم دارد. غول‌های یخی، شامل اورانوس و نپتون زیررده‌ای از غول‌های گازی است که وجه تمایز آنها با غول‌های گازی دیگر، جرم به مراتب کمتر آنها (تنها ۱۴ تا ۱۷ برابر جرم زمین)، خالی بودن اتمسفرشان از هلیم و هیدروژن و مقادیر به مراتب بیشتر سنگ و یخ در آنهاست.