സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണവും പരിണാമവും

ലഘുചിത്രം| ഒരു പ്രോട്ടോപ്ലാനറ്ററി ഡിസ്ക് കലാകാരന്റെ ഭാവനയിൽ
ഒരു ഭീമാകാരമായ തന്മാത്രാ മേഘത്തിന്റെ ഒരു ചെറിയ ഭാഗത്തിന് ഏകദേശം 450 കോടി വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് സംഭവിച്ച ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയിൽ നിന്നാണ് സൗരയൂഥം രൂപം കൊണ്ടത് .  തകർന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും മധ്യഭാഗത്ത് ശേഖരിക്കപ്പെടുകയും അതിൽ നിന്ന് സൂര്യൻ ഉണ്ടായി വരികയും ചെയ്തു. പ്രോട്ടോപ്ലാനറ്ററി ഡിസ്കിൽ ബാക്കി വന്ന പദാർത്ഥങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഗ്രഹങ്ങളും ഉപഗ്രഹങ്ങളും ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളും മറ്റ് ചെറിയ സൗരയൂഥ വസ്തുക്കളും രൂപം കൊണ്ടത്.

നെബുലാർ ഹൈപ്പോതെസിസ് എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ മാതൃക 18-ാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ഇമ്മാനുവൽ സ്വീഡൻബർഗ്, ഇമ്മാനുവൽ കാന്റ്, പിയറി-സൈമൺ ലാപ്ലേസ് എന്നിവർ ചേർന്ന് വികസിപ്പിച്ചെടുത്തു. ഈ സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ തുടർന്നുള്ള വികസനം ജ്യോതിശാസ്ത്രം, രസതന്ത്രം, ഭൂഗർഭശാസ്ത്രം, ഭൗതികശാസ്ത്രം, ഗ്രഹശാസ്ത്രം എന്നിവയുൾപ്പെടെയുള്ള വിവിധ ശാസ്ത്രശാഖകളുമായി ഇഴചേർന്നാണ് നടന്നത്. 1950-കളിലെ ബഹിരാകാശ യുഗത്തിന്റെ ഉദയവും 1990-കളിൽ സൗരയൂഥേതര ഗ്രഹങ്ങളുടെ കണ്ടെത്തലും ഈ മാതൃകയെ വെല്ലുവിളിച്ചു. തുടർന്ന് ഇത് പരിഷ്കരിക്കപ്പെടുകയുണ്ടായി.

സൗരയൂഥം അതിന്റെ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷം നിരവധി മാറ്റങ്ങൾക്ക് വിധേയമായിട്ടുണ്ട്. പല ഉപഗ്രഹങ്ങളും അവയുടെ മാതൃഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ചുറ്റുമുള്ള വാതകത്തിന്റെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഡിസ്കുകളിൽ നിന്നാണ് രൂപപ്പെട്ടത്. മറ്റ് ചില ഉപഗ്രഹങ്ങൾ സ്വതന്ത്രമായി രൂപപ്പെട്ടതായും പിന്നീട് അവയുടെ ഗ്രഹങ്ങളാൽ പിടിച്ചെടുക്കപ്പെട്ടതായും കരുതപ്പെടുന്നു. ഭൂമിയുടെ ഉപഗ്രമായ ചന്ദ്രനെ പോലെയുള്ള ചിലത് ഭീമാകാരമായ കൂട്ടിയിടികളുടെ ഫലമായിട്ടായിരിക്കാം രൂപം കൊണ്ടത്. ഇത്തരം കൂട്ടിയിടികൾ സൗരയൂഥത്തിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ കേന്ദ്രബിന്ദുവാണ്. ഗുരുത്വാകർഷണ ഇടപെടലുകൾ കാരണം ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനം മാറിയിരിക്കാനും സാദ്ധ്യതയുണ്ട്. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ആദ്യകാല പരിണാമത്തിന് കാരണമായത്  ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഈ സ്ഥാനമാറ്റമാണെന്ന് ഇപ്പോൾ കരുതപ്പെടുന്നു.

ഏകദേശം 5 കോടി വർഷം കൂടി കഴിഞ്ഞാൽ സൂര്യൻ തണുക്കാൻ തുടങ്ങുകയും അതിന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ വ്യാസത്തിന്റെ പലമടങ്ങ് വികസിച്ച ഒരു ചുവന്ന ഭീമനാകുകയും ചെയ്യും. പിന്നീട് അതിന്റെ പുറം പാളികൾ ഒരു ഗ്രഹ നെബുലയായി മാറി സൂര്യൻ ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ നക്ഷത്രമായി അവശേഷിക്കുകയും ചെയ്യും. വിദൂര ഭാവിയിൽ, സൗരയൂഥത്തിനു സമീപത്തു കൂടി കടന്നുപോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണം സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഘടനക്ക് കാര്യമായ മാറ്റങ്ങൾ വരുത്തും. ചില ഗ്രഹങ്ങൾ നശിപ്പിക്കപ്പെടുകയും മറ്റുള്ളവ നക്ഷത്രാന്തര ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പുറന്തള്ളപ്പെടുകയും ചെയ്യും. അതായത് കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ കഴിഞ്ഞാൽ സൂര്യന് ചുറ്റുമുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിൽ യഥാർത്ഥ വസ്തുക്കളൊന്നും അവശേഷിക്കാൻ സാധ്യതയില്ല. 

### ചരിത്രം

ഇന്നു നമ്മൾ കരുതുന്നതു പോലെയുളള സൗരയൂഥ സങ്കൽപം പുരാതന കാലത്ത് ഇല്ലാതിരുന്നതു കൊണ്ട് പുരാതന സാഹിത്യങ്ങളിലൊന്നും സൗരയൂഥത്തെ കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ ഇല്ല. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഉത്ഭവത്തെയും വികാസത്തെയും കുറിച്ചുണ്ടായ സിദ്ധാന്തങ്ങളിൽ ആദ്യത്തേത് സൂര്യകേന്ദ്ര സിദ്ധാന്തം ആയിരുന്നു. ബി.സി.ഇ 250ൽ തന്നെ സാമോസിലെ അരിസ്റ്റാർക്കസ് ഈ ആശയം വികസിപ്പിച്ചിരുന്നെങ്കിലും 17-ാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ അവസാനം വരെയും ഇതിന് വ്യാപകമായ അംഗീകാരം ലഭിക്കുകയുണ്ടായില്ല. സൗരയൂഥം (solar system) എന്ന പദം ആദ്യമായി രേഖപ്പെടുത്തിക്കാണുന്നത് 1704ൽ ആണ്.

18-ാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ഇമ്മാനുവൽ സ്വീഡൻബർഗ്, ഇമ്മാനുവേൽ കാന്റ്, പിയറെ സൈമൺ ലാപ്ലേസ് എന്നിവർ ചേർന്ന് രൂപപ്പെടുത്തിയ നെബുലാർ പരികല്പന പിന്നീട് ചോദ്യം ചെയ്യപ്പെട്ടു. ഗ്രഹങ്ങളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ സൂര്യന്റെ ആപേക്ഷിക കോണീയ ആവേഗത്തിന്റെ അഭാവം വിശദീകരിക്കാനുള്ള കഴിവില്ലായ്മയാണ് ഈ സിദ്ധാന്തം ചോദ്യം ചെയ്യപ്പെടാനുള്ള പ്രധാന കാരണം. എന്നാൽ 1980-കളുടെ ആരംഭം മുതൽ നടന്ന യുവതാരങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങൾ അവ പൊടിയുടെയും വാതകത്തിന്റെയും തണുത്ത ഡിസ്കുകളാൽ ചുറ്റപ്പെട്ടതായി കാണിച്ചു. ഇത് വീണ്ടും നെബുലാർ സിദ്ധാന്തം പുനരാലോചനക്ക് വിധേയമാകുന്നതിനു കാരണമായി.

സൂര്യന്റെ ഉദ്ഭവത്തെ കുറിച്ച് പഠിച്ചു കൊണ്ടു മാത്രമേ അതിന്റെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ചും മനസ്സിലാക്കാനാവൂ. ആൽബർട്ട് ഐൻസ്റ്റീന്റെ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം സൂര്യന്റെ ഊർജം അതിന്റെ കാമ്പിലെ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഉണ്ടാവുന്നതെന്ന തിരിച്ചറിവിലേക്ക് നയിച്ചു. 1935-ൽ, എഡിംഗ്ടൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിൽ മറ്റ് മൂലകങ്ങളും രൂപപ്പെടാമെന്ന ആശയം മുന്നോട്ടു വെച്ചു. ചുവന്ന ഭീമന്മാരായി പരിണമിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാമ്പുകളിൽ ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം എന്നിവയെക്കാൾ ഭാരമുള്ള പല മൂലകങ്ങളും ഉണ്ടാകാമെന്ന് ഫ്രെഡ് ഹോയ്ൽ സമർത്ഥിച്ചു. ചുവപ്പു ഭീമന്മാരുടെ അവശിഷ്ടങ്ങളിൽ നിന്നും വീണ്ടും നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുമ്പോൾ ഈ മൂലകങ്ങൾ അവയുടെ ഭാഗമാവും.

## രൂപീകരണം

### പ്രീസോളാർ നെബുല

ഭീമാകാരമായ തന്മാത്രാ മേഘത്തിന്റെ ഒരു ശകലത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയിൽ നിന്നാണ് സൗരയൂഥം രൂപപ്പെട്ടതെന്ന് നെബുലാർ സിദ്ധാന്തം പറയുന്നു. ഈ മേഘത്തിന് ഏകദേശം 20 പാർസെക് (65 പ്രകാശവർഷം) വ്യാസം ഉണ്ടായിരുന്നു. സൗരയൂഥ രൂപീകരണത്തിന്  കാരണമായ ഭാഗത്തിന് 1 പാർസെക് (3.25 പ്രകാശവർഷം) വ്യാസമുണ്ടായിരുന്നു. ഈ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയുടെ ഫലമായി ഇതിന്റെ കേന്ദ്രം 2000 മുതൽ 20000 ജ്യോതിർമാത്രയായി ചുരുങ്ങി. പ്രീസോളാർ നെബുല എന്നറിയപ്പെട്ട ഈ ഭാഗമാണ് പിന്നീട് സൗരയൂഥമായി രൂപപ്പെട്ടത്. ഈ പ്രീസോളാർ നെബുലയുടെ ഘടന ഇന്നത്തെ സൂര്യന്റെ ഘടനക്ക് ഏകദേശം തുല്യമായിരുന്നു. ഇതിൽ 98 ശതമാനവും ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ബിഗ് ബാംഗ് ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസിന്റെ ഭാഗമായി നിർമ്മിക്കപ്പെട്ട ലിഥിയവും അടങ്ങിയതായിരുന്നു. ബാക്കി വരുന്ന രണ്ടു ശതമാനം ഈ നെബുലക്കു കാരണമായ മുൻനക്ഷത്രങ്ങളിൽ രൂപം കൊണ്ട ഘനമൂലകങ്ങളും ആയിരുന്നു. ഈ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതത്തിന്റെ അവസാനത്തിൽ, അവയിലെ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾനക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിലേക്ക് പുറന്തള്ളുന്നു.

പ്രീസോളാർ നെബുലയുടെ ഭാഗമാണ് എന്നു കരുതുന്ന, ലഭ്യമായതിൽ ഏറ്റവും പഴയ ഉൽക്കാശിലയുടെ പ്രായം കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നത് 4568.2 മില്യൻ വർഷമാണ്. പുരാതന ഉൽക്കാശിലകളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങൾ, പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന ഹ്രസ്വകാല നക്ഷത്രങ്ങളിൽ മാത്രം രൂപം കൊള്ളുന Fe-60 പോലെയുള്ള  ഐസോടോപ്പുകളെ കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ നൽകുന്നുണ്ട്. ഒന്നോ അതിലധികമോ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ സൗരയൂഥം നിൽക്കുന്ന സ്ഥാനത്ത് നടന്നിട്ടുണ്ട് എന്ന് ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഒരു സൂപ്പർനോവയിൽ നിന്നുള്ള ഒരു ഷോക്ക് തരംഗം നെബുലക്കുള്ളിൽ താരതമ്യേന സാന്ദ്രമായ പ്രദേശങ്ങൾ സൃഷ്ടിച്ച് സൂര്യന്റെ രൂപീകരണത്തിന് കാരണമായിരിക്കാം. വളരെ വലിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമേ സൂപ്പർനോവകളായി മാറുന്നുള്ളു എന്നതിനാൽ ഒറിയൺ നെബുല പോലെയുള്ള നക്ഷത്രരൂപീകരണ മേഖലയിൽ നിന്നായിരിക്കാം സൂര്യനും രൂപം കൊണ്ടത്. കൈപ്പർ ബെൽറ്റിന്റെ ഘടനയെയും അതിനുള്ളിലെ അസാധാരണ വസ്തുക്കളെയും കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് 6.5 നും 19.5 പ്രകാശവർഷത്തിനും ഇടയിൽ വ്യാസവും 3,000 സൗരപിണ്ഡവുമുള്ള 1,000-നും 10,000-നും ഇടയിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഒരു കൂട്ടത്തിലാണ് സൂര്യനും രൂപപ്പെട്ടതെന്നാണ്. രൂപീകരണത്തിന് ശേഷം 135 ദശലക്ഷത്തിനും 535 ദശലക്ഷത്തിനും ഇടയിൽ ഈ ക്ലസ്റ്റർ പിളരാൻ തുടങ്ങി. പലസിമുലേഷനുകളിലും സൂര്യന്റെ ആദ്യത്തെ 100 വർഷങ്ങളിൽ അതിനടുത്തു കൂടെ നക്ഷത്രങ്ങളും മറ്റു വസ്തുക്കളും കടന്നു പോകുന്നതായ് കാണിക്കുന്നുണ്ട്.

കോണീയ ആവേഗം നിലനി‍ർത്തുന്നതിനു വേണ്ടി നെബുല അതിവേഗം കറങ്ങിത്തുടങ്ങുന്നു. നെബുലയ്ക്കുള്ളിലെ പദാർത്ഥം ഘനീഭവിക്കുമ്പോൾ അതിനുള്ളിലെ ആറ്റങ്ങൾ വർദ്ധിച്ചുവരുന്ന ആവൃത്തിയിൽ കൂട്ടിമുട്ടാൻ തുടങ്ങുകയും അവയുടെ ഗതികോർജ്ജം താപോർജ്ജമായി മാറുകയും ചെയ്യും. ഭൂരിഭാഗം ദ്രവ്യവും ശേഖരിക്കപ്പെട്ട കേന്ദ്രം ചുറ്റുമുള്ള ഡിസ്കിനെക്കാൾ കൂടുതൽ ചൂടുള്ളതാവും. ഇതിന് ഒരു ലക്ഷത്തിലേറെ വർഷങ്ങൾ എടുക്കും. ഗുരുത്വാകർഷണം, വാതക മർദ്ദം, കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ, ഭ്രമണം എന്നിവ കാരണം ചുരുങ്ങുന്ന നെബുലയുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ ഒരു പ്രാങ്നക്ഷത്രം (ഹൈഡ്രജൻ സംയോജനം ഇതുവരെ ആരംഭിച്ചിട്ടില്ലാത്ത ഒരു നക്ഷത്രം) രൂപം കൊള്ളുന്നു.

പരിണാമത്തിന്റെ ഈ ഘട്ടത്തിൽ സൂര്യൻ ഒരു ടി ടൗറി നക്ഷത്രമായിരുന്നു എന്നാണ് കരുതപ്പെടുന്നത്. ടി ടൗരി നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത് നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തിനു മുമ്പുള്ള അവയുടെ ഡിസ്കുകൾക്ക്  0.001–0.1 സൗരപിണ്ഡം മാത്രമേ ഉണ്ടായിരിക്കൂ എന്നാണ്. എന്നാൽ ഇവയുടെ വിസ്താരം നൂറുകണക്കിന് ജ്യോതിർമാത്ര വരും. ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി ഓറിയോൺ നെബുല പോലുള്ള നക്ഷത്ര രൂപീകരണ മേഖലകളിൽ 1000 AU വരെ വ്യാസമുള്ള പ്രോട്ടോപ്ലാനറ്ററി ഡിസ്കുകളെ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഇവയുടെ ഉപരിതല താപനില ഏറ്റവും ചൂടേറിയ സമയത്ത് പോലും ഏകദേശം 1,000 K മാത്രമേ കാണൂ. 50 ദശലക്ഷം വർഷം കഴിഞ്ഞപ്പോൾ സൂര്യന്റെ കാമ്പിലെ താപനിലയും മർദ്ദവും വളരെ ഉയരുകയും അതിന്റെ ഹൈഡ്രജൻ ഫ്യൂസ് ചെയ്യാൻ തുടങ്ങുകയും ചെയ്തു. ഇങ്ങനെ ഉണ്ടായ ഊർജ്ജം അതിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ സങ്കോചത്തെ പ്രതിരോധിക്കുന്നതിനും ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് സന്തുലിതാവസ്ഥ കൈവരിക്കുന്നതിനും ഇടയാക്കി. ഇതോടെ സൂര്യൻ അതിന്റെ മുഖ്യധാരാ ഘട്ടത്തിലേക്കു കടന്നു. മുഖ്യധാരാനക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ കോറുകളിൽ നടക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ സംയോജനത്തിൽ നിന്നാണ് ഊർജ്ജം നേടുന്നത്. സൂര്യൻ ഇപ്പോഴും ഒരു മുഖ്യധാരാനക്ഷത്രമായി തന്നെയാണ് നിലനിൽക്കുന്നത്. ആദ്യകാല സൗരയൂഥം വികസിച്ചുകൊണ്ടിരുന്നതിനാൽ, അത് ഒടുവിൽ നക്ഷത്രരൂപീകരണ മേഖലയിലെ മറ്റു ഭാഗങ്ങളിൽ നിന്നു വേർപെട്ട് ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തെ സ്വന്തമായി ഭ്രമണം ചെയ്തു തുടങ്ങി.

### ഗ്രഹങ്ങളുടെ രൂപീകരണം

വിവിധ ഗ്രഹങ്ങൾ സൗരനെബുലയിൽ നിന്നാണ് രൂപപ്പെട്ടതെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. സൂര്യന്റെ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷം അവശേഷിച്ച ധൂളിപടലങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഗ്രഹങ്ങളുടെ ജനനം. ഇപ്പോൾ പൊതുവെ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളത് പ്രാങ്‌നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റും കറങ്ങിക്കൊണ്ടിരുന്ന അക്രിഷൻ ഡിസ്കിലെ പൊടിപടലങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപകൊണ്ടിരിക്കുന്നത് എന്ന ആശയമാണ്. ഈ പൊടിപടലങ്ങൾ ആദ്യം 200 മീറ്റർ വരെ വ്യാസമുള്ള ചെറിയ കൂട്ടങ്ങളായി രൂപപ്പെട്ടു. പിന്നിട് ഇവ തമ്മിൽ കൂട്ടിയിടിച്ച് ഏകദേശം 100 കി.മീറ്ററോളം വ്യാസമുള്ള ഗ്രഹശകലങ്ങളായി മാറി. തുടർന്നുള്ള കൂട്ടിയിടികളിലൂടെ ഇവ സാവധാനം വലുതായി കൊണ്ടിരുന്നു. പ്രതിവർഷം ഏതാനും സെന്റീമീറ്റർ എന്ന തോതിലായിരുന്നു വളർച്ച.

സൂര്യനിൽ നിന്ന് 4 ജ്യോതിർമാത്ര ദൂരത്തിനുള്ളിൽ വരുന്ന ഭാഗമാണ് ആന്തരസൗരയൂഥം. ജലം, മീഥെയ്ൻ തുടങ്ങിയവക്ക് ഘനീഭവിക്കാൻ കഴിയാത്ത തരത്തിലുള്ള താപനില ഇവിടെയുണ്ടാവും.അതിനാൽ അവിടെ രൂപം കൊള്ളുന്ന ഗ്രഹശകലങ്ങൾ, ഉയർന്ന ദ്രവണാങ്കങ്ങളുള്ള ലോഹങ്ങളും (ഇരുമ്പ്, നിക്കൽ, അലൂമിനിയം പോലെയുള്ളവ) പാറകൾ നിറഞ്ഞ സിലിക്കേറ്റുകളും പോലെയുള്ള സംയുക്തങ്ങളിൽ നിന്നു മാത്രമേ ഉണ്ടാകൂ. ഈ സംയുക്തങ്ങൾ പ്രപഞ്ചത്തിൽ വളരെ വിരളമാണ്. നെബുലയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 0.6% മാത്രമേ ഇവ കാണുകയുള്ളു. അതിനാൽ ഭൗമഗ്രഹങ്ങൾക്ക് വളരെയധികം വളരാൻ കഴിയില്ല. ഭൗമഗ്രഹങ്ങൾ രൂപം കൊണ്ടു തുടങ്ങുമ്പോൾ 0.05 ഭൌമ പിണ്ഡം മാത്രമേ കാണുകയുള്ളൂ. പിന്നീട് ഇവ സാവധാനം സാവധാനം വളർന്നു തുടങ്ങും. സൂര്യൻ ഉണ്ടായതിനു ശേഷം ഒരു ലക്ഷം വർഷത്തോളം ഈ വളർച്ച തുടർന്നു കൊണ്ടിരിക്കും. ഈ ഗ്രഹത്തിന്റെ വലിപ്പമുള്ള വസ്തുക്കൾ തമ്മിലുണ്ടായ കൂട്ടിയിടികളുടേയും ലയനങ്ങളുടേയും‌ ഫലമായാണ് ഭൗമ ഗ്രഹങ്ങൾ അവയുടെ ഇപ്പോഴത്തെ വലുപ്പത്തിലേക്ക് എത്തിയത്.

ഭൗമ ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപപ്പെടുമ്പോൾ, അവക്കു ചുറ്റും ധൂളീപടലങ്ങളുടെ ഒരു ഡിസ്ക് ഉണ്ടായിരുന്നു. ഈ ധൂളീപടലങ്ങൾക്ക് ഗ്രഹങ്ങളോളം വേഗത്തിൽ സൂരുനെ ചുറ്റാൻ കഴിഞ്ഞിരുന്നില്ല. ഇത് ഗ്രഹങ്ങളുടെ കോണിയ ആക്കത്തിന് മാറ്റം വരുത്തുകയും അവ പുതിയൊരു ഭ്രമണപഥത്തിലേക്ക് മാറുകയും ചെയ്തു.ഡിസ്കിന്റെ സാന്ദ്രതയും താപനിലയിലെ വ്യതിയാനങ്ങളും സ്ഥാനാന്തരണത്തിന്റെ നിരക്കിനെ നിയന്ത്രിക്കുന്നുവെന്നാണ് മോഡലുകൾ കാണിക്കുന്നത്. ഡിസ്ക് ചിതറിപ്പോകുന്നതിനനുസരിച്ച് ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ കൂടുതൽ കൂടുതൽ ഉള്ളിലേക്ക് നീങ്ങിക്കൊണ്ടിരുന്നു. ഇങ്ങനെയാണ് ആന്തര ഗ്രഹങ്ങൾ അവയുടെ ഇന്നത്തെ ഭ്രമണപഥത്തിലേക്ക് എത്തിയത്.

ചൊവ്വക്കപ്പുറത്ത് ഹിമകണങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നതിനാവശ്യമായത്രയും താപനില കുറയുന്ന പ്രദേശത്തെ ഹിമരേഖ എന്നു വിളിക്കും. ഈ ഹിമരേഖക്കപ്പുറത്തുള്ള ഭാഗങ്ങളിൽ ഭീമൻ ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപംകൊണ്ടു. ഇവയെ ജോവിയൻ ഗ്രഹങ്ങൾ എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. ലോഹങ്ങളെക്കാളും സിലിക്കേറ്റുകളെക്കാളും സമൃദ്ധമായിരുന്നു ജോവിയൻ ഗ്രഹങ്ങളുടെ നിർമ്മിതിക്കാവശ്യമായ മഞ്ഞുപാളികൾ. ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം തുടങ്ങിയ വാതകങ്ങളെ കൂടുതലായി പിടിച്ചെടുക്കുന്നതിന് ഈ വലിപ്പക്കൂടുതൽ സഹായിച്ചു. ഹിമരേഖയ്ക്ക് അപ്പുറത്തുള്ള ഗ്രഹശകലങ്ങൾ ഏകദേശം 3 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ഭൂമിയുടെ നാല് മടങ്ങ് ദ്രവ്യം ശേഖരിച്ചു. ഇപ്പോൾ നാല് ഭീമൻ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ആകെ ദ്രവ്യമാനം സൂര്യനൊഴികെയുള്ള സൗരയൂഥ പദാർത്ഥങ്ങളുടെ 99% വരും. വ്യാഴം മഞ്ഞ് രേഖയ്ക്ക് അപ്പുറത്ത് കിടക്കുന്നത് യാദൃശ്ചികമല്ലെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിക്കുന്നു. മഞ്ഞുമൂടിയ വസ്തുക്കളിൽ നിന്നുള്ള ബാഷ്പീകരണത്തിലൂടെ ഹിമരേഖ വലിയ അളവിൽ ജലം ശേഖരിക്കുന്നതിനാൽ, അത് താഴ്ന്ന മർദ്ദമുള്ള ഒരു പ്രദേശം സൃഷ്ടിച്ചു. ഇത് പൊടിപടലങ്ങളുടെ പരിക്രമണവേഗത വർദ്ധിപ്പിക്കുകയും സൂര്യനിലേക്കുള്ള അവയുടെ ചലനം തടയുകയും ചെയ്തു. സൂര്യനിൽ നിന്നും 5 ജ്യോതിർമാത്രക്ക് അപ്പുറത്ത് ഇങ്ങനെ വൻതോതിൽ ദ്രവ്യസാന്ദ്രീകരണം നടന്നു.ഇങ്ങനെ കൂടിച്ചേർന്ന ദ്രവ്യം വളരെ വലിയ കാമ്പായി രൂപപ്പെട്ടു. ഇതിന് ഭൂമിയുടേതിനേക്കാൾ 10 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുണ്ടായിരുന്നു. ഇതിന്റെ ഫലമായി വർദ്ധിച്ച തോതിൽ ചുറ്റുപാടു നിന്നും വാതകങ്ങൾ വലിച്ചെടുക്കുകയും അവ കാമ്പിനെ പൊതിഞ്ഞു നിൽക്കുകയും ചെയ്തു. ആവരണ വാതങ്ങളുടെ പിണ്ഡവും കാമ്പിന്റെ പിണ്ഡവും തുല്യമാകുന്നതോടെ ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ വളർച്ചാനിരക്ക് വളരെ ഉയരുകയും ഏകദേശം 105 വർഷങ്ങൾ കൊണ്ട് ഭൂമിയുടെ 150 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ളവയായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. അവസാനം ഇത് 318 ഭൗമപിണ്ഡം വരെയാകുന്നു. ശനി വ്യാഴം രൂപം കൊണ്ട് ഏതാനും ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കു ശേഷമാണ്ഉണ്ടായത്. അതിനാൽ ശനിക്ക് വ്യാഴത്തെ അപേക്ഷിച്ച് കുറച്ച് വാതക പടലങ്ങൾ മാത്രമാണ് ലഭ്യമായത്. ഇതാണ് ശനിയുടെ വലിപ്പം വ്യാഴത്തിനേക്കാൾ ചെറുതായത്.

യുവസൂര്യനെ പോലെയുള്ള ടി ടൗരി നക്ഷത്രങ്ങളിൽ പ്രായമായ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ളതിനേക്കാൾ കൂടുതൽ ശക്തമായ സൗരവാതം ഉള്ളതായി കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. വ്യാഴവും ശനിയും ഉണ്ടായതിന് ശേഷമാണ് യുറാനസും നെപ്റ്റ്യൂണും രൂപപ്പെട്ടത് എന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ശക്തമായ സൗരകാറ്റ് മൂലം വളരെ ദൂരേക്ക് പറന്നു പോയ ധൂളീപടലങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപംകൊണ്ടത്. തൽഫലമായി ആ ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് കുറച്ച് ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ശേഖരിക്കാനേ കഴിഞ്ഞുള്ളു. ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ രൂപീകരണ സിദ്ധാന്തങ്ങളുടെ പ്രധാന പ്രശ്നം അവ രൂപം കൊണ്ട കാലവുമായി ബന്ധപ്പെട്ടതാണ്. നിലവിലുള്ള സ്ഥാനങ്ങളിലാണ് അവ രൂപം കൊണ്ടത് എങ്കിൽ അവയുടെ കോറുകൾ ഉണ്ടാവുന്നതിന് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളെടുക്കുമായിരുന്നു. ഇതിനർത്ഥം യുറാനസും നെപ്റ്റ്യൂണും കുറേ കൂടി സൂര്യനോട് അടുത്ത പ്രദേശത്തായിരിക്കാം രൂപപ്പെട്ടിരിക്കുക എന്നാണ്. ഇത് വ്യാഴത്തിനും ശനിക്കും ഇടയിലോ അവക്കടുത്തോ ആയിരിക്കാം‌. പിന്നീട് പുറത്തേക്ക് നീങ്ങിയതായിരിക്കാം. ഗ്രഹശകല രൂപീകരണകാലത്ത് എല്ലാ പദാർത്ഥങ്ങളും സൂര്യനു സമീപത്തേക്കു മാത്രം നീങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നവ ആയിരുന്നില്ല. ധൂമകേതു വൈൽഡ് 2-നെ പഠിച്ചതിൽ നിന്നും കിട്ടിയ വിവരങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് സൗരയൂഥത്തിന്റെ ആദ്യകാല രൂപീകരണ സമയത്ത് ചൂടേറിയ ആന്തരിക സൗരയൂഥ പദാർത്ഥങ്ങൾ കൈപ്പർ ബെൽറ്റിന്റെ മേഖലയിലേക്ക് കുടിയേറുകയായിരുന്നു എന്നാണ്.

സൂര്യൻ ഉണ്ടായതിനു ശേഷം മൂന്നു മുതൽ പത്തു ബില്യൻ വർഷങ്ങൾക്കിടയിൽ യുവസൂരനിൽ നിന്നുള്ള സൗരവാതം പ്രോട്ടോപ്ലാനറ്ററി ഡിസ്കിലെ ധൂളീപടലങ്ങളെയും വാതകങ്ങളെയും നക്ഷത്രാന്തരീയ സ്ഥലത്തേക്ക് അടിച്ചു പറത്തി.

## തുടർന്നുള്ള പരിണാമം
ഗ്രഹങ്ങൾ അവയുടെ നിലവിലെ ഭ്രമണപഥത്തിലോ അതിനടുത്തോ രൂപപ്പെട്ടതാണെന്നാണ് ആദ്യം കരുതിയിരുന്നത്. 20 വർഷങ്ങൾക്കു മുമ്പ് ഇത് ചോദ്യം ചെയ്യപ്പെട്ടു. ഇപ്പോൾ പല ഗ്രഹ ശാസ്ത്രജ്ഞരും സൗരയൂഥം അതിന്റെ പ്രാരംഭ രൂപീകരണത്തിന് ശേഷം വളരെയേറെ രൂപമാറ്റം വന്നു കഴിഞ്ഞതാണ് എന്നു കരുതുന്നു. ആദ്യകാലത്ത് ബുധന്റെ അത്രയും പിണ്ഡമുള്ള നിരവധി വസ്തുക്കൾ ആന്തരിക സൗരയൂഥത്തിൽ ഉണ്ടായിരുന്നു. ബാഹ്യ സൗരയൂഥം ഇപ്പോൾ ഉള്ളതിനേക്കാൾ വളരെ ഒതുക്കമുള്ളതായിരുന്നു. കൈപ്പർ വലയം സൂര്യനോട് വളരെ അടുത്തായിരുന്നു.

### ഭൗമഗ്രഹങ്ങൾ
ഗ്രഹരൂപീകരണത്തിന്റെ അവസാനഘട്ടത്തിൽ ആന്തര സൗരയൂഥത്തിൽ ചന്ദ്രന്റെയും ചൊവ്വയുടെയുമിടക്കു വലിപ്പമുള്ള 50 മുതൽ 100 വരെ കുഞ്ഞുഗ്രഹങ്ങളുണ്ടായിരുന്നു. ഇവ കൂട്ടിയിടിച്ചും കൂടിച്ചേർന്നും കൂടുതൽ വലിയ ഗ്രഹങ്ങൾ ഉണ്ടാവാൻ ഒരു ദശലക്ഷം വർഷത്തോളം എടുത്തു. ഇന്നു കാണുന്ന നാലു ഭൗമഗ്രഹങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നതു വരെ ഈ പ്രകൃയ തുടർന്നു. ഇത്തരം ഒരു കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായാണ് ഭൂമിയുടെ ഉപഗ്രഹമായ ചന്ദ്രൻ രൂപംകൊണ്ടത് എന്നു കരുതുന്നു. ബുധന്റെ പുറംപാളി തെറിച്ചു പോയതും ഇതിലൊരു കൂട്ടിയിടി മൂലമാകാം.

ഈ മോഡലിന്റെ പ്രധാനപ്പെട്ട ഒരു പ്രശ്നം പ്രോട്ടോ ടെറസ്ട്രിയൽ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പ്രാരംഭ ഭ്രമണപഥം എങ്ങനെയെന്ന് വിശദീകരിക്കാൻ കഴിയില്ല എന്നതാണ്. ഇതനുസരിച്ച് ഇവക്ക് വളരെ കൂടിയ വികേന്ദ്രത ആവശ്യമാണ്.  എന്നാൽ ഇന്ന് അവയ്ക്ക് സുസ്ഥിരവും ഏതാണ്ട് വൃത്താകൃതിയിലുള്ളതുമായ ഭ്രമണപഥങ്ങൾ ഉള്ളത്. ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുമ്പോൾ ധൂളീപടലവലയം പൂർണ്ണമായും സൂര്യനാൽ പുറംതള്ളപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടാവില്ല എന്നതാണ് ഒരു പരികല്പന. ഈ ധൂളീവലയങ്ങളുടെ ഗുരുത്വവലിവു മൂലം ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഊർജ്ജ നില കുറയുകയും അവ ഇന്നത്തെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ എത്തുകയും ചെയ്തിരിക്കാം. മറ്റൊരു പരികല്പന പറയുന്നത് ഈ ഗ്രഹങ്ങൾക്കിടയിലൂടെ സഞ്ചരിച്ചു കൊണ്ടിരുന്ന ചെറു ഗ്രഹശകലങ്ങളോ മറ്റു വസ്തുക്കളോ ആയിരിക്കാം ഈ ഗുരുത്വവലിവിന് കാരണമായത് എന്നാണ്. ഇത് ഗ്രഹങ്ങളുടെ വേഗത കുറക്കുകയും ഇന്നത്തെ അവസ്ഥയിലേക്കെത്തിക്കുകയും ചെയ്തു എന്നാണ് ഈ പരികല്പന പറയുന്നത്.

### ഛിന്നഗ്രഹവലയം
ഭൗമഗ്രഹങ്ങൾക്കു പുറത്ത് സൂര്യനിൽ നിന്നും 2 ജ്യോതിർമാത്രക്കും‌ 4 ജ്യോതിർമാത്രക്കും ഇടയിൽ കിടക്കുന്ന പെഅദേശമാണ് മുഖ്യധാരാധൂമകേതുക്കളും ഭൂമിയിലേക്കു ജലമെത്തിക്കുന്നതിൽ പ്രധാന പങ്കു വഹിച്ചിട്ടുണ്ട്. എന്നാൽ കൈപ്പർ ബെൽറ്റിൽ നിന്നോ വിദൂര പ്രദേശങ്ങളിൽ നിന്നോ ഉള്ള ധൂമകേതുക്കൾ ഭൂമിയിലെ ജലത്തിന്റെ 6% ൽ കൂടുതൽ വിതരണം ചെയ്യുന്നില്ല.. ജീവൻ തന്നെ ഈ രീതിയിൽ ഭൂമിയിൽ നിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ടിരിക്കാമെന്നാണ് പാൻസ്പെർമിയ സിദ്ധാന്തം പറയുന്നത്. എന്നാൽ ഈ ആശയം പൊതുവെ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല..

### ഗ്രഹസ്ഥാനാന്തരം

നെബുലാർ പരികല്പനയനുസരിച്ച് യുറാനസും നെപ്റ്റ്യൂണും ഇപ്പോഴത്തെ സ്ഥാനത്തായിരിക്കില്ല രൂപം കൊണ്ടിട്ടുണ്ടാവുക. സൗര നെബുലയുടെ സാന്ദ്രത ഇത്രയെറെ കുറവുള്ള പ്രദേശത്ത് ഇവ രൂപം കൊള്ളാനുള്ള സാദ്ധ്യത വളരെ കുറവാണ്.. ഇവ രണ്ടും വ്യാഴത്തിനും ശനിക്കും സമീപമുള്ള ഭ്രമണപഥങ്ങളിൽ രൂപപ്പെട്ടതായി കരുതപ്പെടുന്നു. അവിടെ ഗ്രഹരൂപീകരണത്തിനാവശ്യമായ കൂടുതൽ വസ്തുക്കൾ ലഭ്യമായിരുന്നു. പിന്നീട്ദ ശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ കൊണ്ട് അവയുടെ നിലവിലെ സ്ഥാനങ്ങളിലേക്ക് കുടിയേറുകയാണുണ്ടായത്.

ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനാന്തരം എന്ന ആശയം വെച്ചുകൊണ്ട് മാത്രമെ ബാഹ്യഗ്രഹങ്ങളുടെ നിലനില്പും സവിശേഷതകളും വിശദീകരിക്കാൻ കഴിയൂ. നെപ്ട്യൂണിനപ്പുറം കൈപ്പർ ബെൽറ്റ്, സ്കാറ്റേർഡ് ഡിസ്ക്, ഊർട്ട് മേഘം എന്നിങ്ങനെ സൗരയൂഥം പരന്നു കിടക്കുന്നുണ്ട്. നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന മിക്ക ധൂമകേതുക്കളുടെയും ഉത്ഭവസ്ഥാനം ഈ പ്രദേശമാണ്. സൂര്യനിൽ നിന്ന് ഇത്രയും അകലത്തിൽ ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപപ്പെടാൻ അനുവദിക്കാത്തവിധം പദാർത്ഥങ്ങളുടെ കൂടിച്ചേരൽ വളരെ മന്ദഗതിയിലായിരിക്കും. കൈപ്പർ ബെൽറ്റ് സൂര്യനിൽ നിന്ന് 30നും 55നും ജ്യോതിർമാത്ര ഇടയിലാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. അതേസമയം സ്കാറ്റേർഡ് ഡിസ്ക് 100 ജ്യോതിർമാത്രയിലധികം ദൂരം വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നു. ഊർട്ട് ക്ലൗഡ് ഏകദേശം 50,000 ജ്യോതിർമാത്രക്കും അപ്പുറമാണ് കിടക്കുന്നത്. യുറാനസിന്റെയും നെപ്ട്യൂണിന്റെയും ഭ്രമണപഥങ്ങൾക്കപ്പുറമായിരുന്നു കൈപ്പർ വലയത്തിന്റെ അകത്തെ അറ്റം. ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപപ്പെടുമ്പോൾ സൂര്യനോട് വളരെ അടുത്തായിരുന്നു. 50% സിമുലേഷനുകളിലും യുറാനസ് നെപ്റ്റ്യൂണിനേക്കാൾ അകലെയാണ്.

നൈസ് മോഡൽ അനുസരിച്ച് സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷം എല്ലാ ഭീമൻ ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഭ്രമണപഥങ്ങൾ സാവധാനത്തിൽ മാറുന്നത് തുടർന്നു. ഏതാണ്ട് 400 കോടി വർഷങ്ങൾക്കു മുമ്പ് വ്യാഴം രണ്ടു പരിക്രമണം പൂർത്തിയാക്കുമ്പോൾ ശനി ഒരു തവണ എന്ന നിലയിലേക്കായി ഇവയുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള അകലം. ഇതിന്റെ ഫലമായി ബാഹ്യഗ്രഹങ്ങളിലേക്കുള്ള ഗുരുത്വതള്ളൽ വർദ്ധിക്കുകയും നെപ്റ്റ്യൂൺ യുറാനസ്സിനും അപ്പുറത്തുള്ള പുരാതന കൈപ്പർ വലയത്തിലേക്ക് തള്ളിനീക്കപ്പെടുകയും ചെയ്തു.. ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ പുറത്തേക്കു നീങ്ങിയപ്പോൾ അവിടെയുള്ള ഹിമശകലങ്ങൾ ഇവയിലേക്ക് അടിഞ്ഞുകൂടി. ആന്തരിക ഗ്രഹങ്ങൾ ഗണ്യമായി കുടിയേറിയതായി കരുതുന്നില്ല.

ഭൂമിയുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ചൊവ്വ ഇത്ര ചെറുതായത് എന്തുകൊണ്ടാണ് എന്നൊരു സംശയവും നിലവിലുണ്ട്. ടെക്സാസിലെ സാൻ അന്റോണിയോയിലെ സൗത്ത് വെസ്റ്റ് റിസർച്ച് ഇൻസ്റ്റിറ്റ്യൂട്ടിന്റെ ഒരു പഠനം (ഗ്രാൻഡ് ടാക്ക് ഹൈപ്പോതെസിസ് എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നു) അനുസരിച്ച് വ്യാഴം ഇപ്പോഴുള്ളതിനേക്കാൾ കുറെകൂടി ഉൾഭാഗത്തായിരുന്നു എന്നു പറയുന്നു. പിന്നീടാണ് ഇത് ഇപ്പോൾ നിലവിലുള്ള സ്ഥാനത്തേക്ക് കുടിയേറിയത്. അതിനാൽ ചൊവ്വക്കാവശ്യമുള്ള വസ്തുക്കളിൽ വലിയൊരു ഭാഗം വ്യാഴം പിടിച്ചെടുത്തു. വരണ്ട ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളും ധൂമകേതുക്കൾക്ക് സമാനമായ ജലസമൃദ്ധമായ വസ്തുക്കളും ഉള്ള ആധുനിക ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിന്റെ സവിശേഷതകളെ കുറിച്ച് വിശദീകരിക്കാനും ഇതേ സിമുലേഷൻ ഉപയോഗിക്കുന്നുണ്ട്. എന്നാൽ ഈ പരികല്പന ഇപ്പോഴും അപൂർണ്ണമാണ്. ചൊവ്വയുടെ ചെറിയ പിണ്ഡത്തിന് ബദൽ വിശദീകരണങ്ങളും നിലവിലുണ്ട്.

### ശിലാവർഷവും അതിന്റെ തുടർച്ചയും

ബാഹ്യഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനാന്തരത്തിന്റെ ഫലമായി ഗുരുത്വാകർഷണത്തിലുണ്ടായ വ്യത്യാസം അന്തരസൗരയൂഥത്തിലേക്ക് വൻതോതിൽ ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ ചെന്നുവീഴുന്നതിനു കാരണമായി. ഛിന്നഗ്രഹവലയ ത്തിലെ അംഗങ്ങളുടെ എണ്ണം ഇന്നത്തെ നിലയിൽ എത്തുന്നതു വരെ ഇതു തുടർന്നു. ഏകദേശം 4 കോടി വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് (സൗരയൂഥം രൂപപ്പെട്ട് 500-600 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം) ആയിരിക്കാം ഏറ്റവും ശക്തമായ ശിലാവർഷം ഉണ്ടായിട്ടുണ്ടായിരിക്കുക. കനത്ത ശിലാവർഷത്തിന്റെ ഈ കാലഘട്ടം ലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിന്നു. ചന്ദ്രനിലും ബുധനിലുമെല്ലാം ദൃശ്യമാകുന്ന ഗർത്തങ്ങൾ ഇതുമൂലമുണ്ടായതാണ്. ഭൂമിയിലെ ജീവന്റെ ഏറ്റവും പഴക്കം ചെന്ന തെളിവുകൾ 380 കോടി വർഷം പഴക്കമുള്ളവയാണ്. അതായത് ഈ ശിലാവർഷം അവസാനിച്ചതിന് തൊട്ടുപിന്നാലെ.

സൗരയൂഥത്തിന്റെ സ്വാഭാവിക പരിണാമത്തിൽ ഒരു പങ്ക് ഈ ആഘാതങ്ങൾക്കുമുണ്ടെന്നു കരുതുന്നു. 1994-ൽ വ്യാഴവുമായി ധൂമകേതു ഷൂമേക്കർ-ലെവി 9 കൂട്ടിയിടിച്ചതും 2009-ൽ വ്യാഴത്തിലുണ്ടായ തുംഗഷ്ക സംഭവവും ചെല്യാബിൻസ്‌ക് ഉൽക്കാപതനവും അരിസോണയിൽ ഉൽക്കാ ഗർത്തം സൃഷ്ടിച്ച ആഘാതവും അവ തുടർന്നും സംഭവിക്കുന്നു എന്നതിന് തെളിവാണ്. അത് ഇനിയും ഭൂമിയിലെ ജീവന് ഭീഷണിയായേക്കാം.

സൗരയൂഥത്തിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ ഒരു ഘട്ടത്തിൽ ഭീമാകാരമായ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ ധൂമകേതുക്കൾ ആന്തരിക സൗരയൂഥത്തിൽ നിന്ന് പുറന്തള്ളപ്പെടുകയും ഇത് ഊർട്ട് മേഘം രൂപപ്പെടാൻ കാരണമായിത്തീരുകയും ചെയ്തു. ഒടുവിൽ ഏകദേശം 800 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം, ഗാലക്സി വേലിയേറ്റങ്ങൾ, സൗരയൂഥത്തിനു സമീപത്തു കൂടി കടന്നുപോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഭീമാകാരമായ തന്മാത്രാ മേഘങ്ങൾ എന്നിവയുടെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ ഇടപെടലുകളുടെ ഫലമായി ധൂമകേതുക്കളിൽ കുറെയെണ്ണം സൗരയൂഥത്തിനുള്ളിലേക്കും എത്തിത്തുടങ്ങി. സൗരവാതം, മൈക്രോമെറ്റോറൈറ്റുകൾ, നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിലെ ചില ഘടകങ്ങൾ എന്നിവയും ബാഹ്യ സൗരയൂഥത്തിന്റെ പരിണാമത്തെ സ്വാധീനിച്ചതായി കരുതുന്നു.

ശിലാവർഷത്തിനു ശേഷമുള്ള ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിന്റെ പരിണാമം പ്രധാനമായും നിയന്ത്രിച്ചത് കൂട്ടിയിടികളാണ്.. വലിയ പിണ്ഡമുള്ള വസ്തുക്കൾക്ക് വലിയ കൂട്ടിയിടി മൂലം പുറന്തള്ളുന്ന ഏതൊരു വസ്തുവിനെയും നിലനിർത്താൻ മതിയായ ഗുരുത്വാകർഷണമുണ്ട്. എന്നാൽ ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിൽ ഇത് പലപ്പോഴും സാധ്യമാകാറില്ല. പല വലിയ വസ്തുക്കളും ഇതിൽ നിന്നും ചിതറി തെറിച്ചുപോയി. ചില കൂട്ടിയിടികളുടെ അവശിഷ്ടങ്ങളിൽ നിന്ന് പുതിയ വസ്തുക്കൾ രൂപപ്പെട്ടിട്ടുമുണ്ട്. ചില ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ചുറ്റുമുള്ള ഉപഗ്രഹങ്ങൾ വലിയ വസ്തുവിൽ നിന്നും തെറിച്ചു പോയതും എന്നാൽ അതിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിൽ നിന്ന് പൂർണ്ണമായും രക്ഷപ്പെടാൻ ആവശ്യമായ ഊർജ്ജമില്ലാത്തതിനാൽ മാതൃ വസ്തുവിനു ചുറ്റും കറങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന വസ്തുക്കളായും മാത്രമേ വിശദീകരിക്കാൻ കഴിയൂ.

## ഉപഗ്രഹങ്ങൾ

ഭൂരിഭാഗം ഗ്രഹങ്ങൾക്കും മറ്റു പല സൗരയൂഥ വസ്തുക്കൾക്കും ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ഉണ്ട്. ഈ പ്രകൃതിദത്ത ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉത്ഭവത്തിന് കാരണം താഴെ കൊടുത്ത മൂന്ന് സാധ്യതകളിൽ എതെങ്കിലും ഒന്നായിരിക്കും.
*ഒരു വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഡിസ്കിൽ നിന്ന് ഗ്രഹത്തോടൊപ്പം തന്നെയുള്ള രൂപീകരണം. (ഭീമൻ ഗ്രഹങ്ങളുടെ സന്ദർഭങ്ങളിൽ മാത്രം);
*ഗ്രഹങ്ങളിൽ മറ്റേതെങ്കിലും വസ്തു വന്നിടിച്ച് തെറിച്ചു പോകുന്ന അവശിഷ്ടങ്ങൾ ഉപഗ്രഹമായി മാറുന്നു.
*അരികിലൂടെ കടന്നു പോകുന്ന വസ്തുക്കളെ പിടിച്ചെടുത്ത് ഉപഗ്രഹമാക്കുന്നു.

വ്യാഴത്തിനും ശനിക്കും അയോ, യൂറോപ്പ, ഗാനിമീഡ്, ടൈറ്റൻ എന്നിങ്ങനെ നിരവധി വലിയ ഉപഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്. അവ സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള ഡിസ്കിൽ നിന്ന് ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ട അതേ രീതിയിൽ തന്നെ ഓരോ ഭീമൻ ഗ്രഹത്തിനും ചുറ്റുമുള്ള ഡിസ്കുകളിൽ നിന്ന് ഉത്ഭവിച്ചിരിക്കാം. ഇതിനു കാരണമായി പറയുന്നത് ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ വലിയ വലിപ്പവും ഗ്രഹത്തോടുള്ള അവയുടെ സാമീപ്യവുമാണ്. ഗുരുത്വബലം ഉപയോഗിച്ച് ഇവയെ പിടിച്ചെടുക്കുക അസാധ്യമാണ്. വാതകഗ്രഹങ്ങളായതിനാൽ കൂട്ടിയിടിയിൽ നിന്നു രൂപപ്പെട്ടതാവാനും തരമില്ല. പുറമെയുള്ള ഉപഗ്രഹങ്ങൾ താരതമ്യേന ചെറുതും ഉൽകേന്ദ്രത കൂടിയവയുമാണ്. ഇവ പിന്നീട് പിടിച്ചെടുത്തവയായിരിക്കാം. അത്തരം ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗവും അവയുടെ സ്വയംഭ്രമണത്തിന് എതിർ ദിശയിലാണ് പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നത്. ഏറ്റവും വലിയ ക്രമരഹിത ഉപഗ്രഹം നെപ്റ്റ്യൂണിന്റെ ഉപഗ്രഹമായ ട്രിറ്റോൺ ആണ്. ഇത് കൈപ്പർ വലയത്തിൽ നിന്ന് പിടിച്ചെടുത്തതാണെന്ന കരുതപ്പെടുന്നു.

ഖരരൂപത്തിലുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ കൂട്ടിയിടികളിലൂടെയും പിടിച്ചെടുക്കലിലൂടെയും ഉണ്ടായവയാണ്. ചൊവ്വയുടെ രണ്ട് ചെറിയ ഉപഗ്രഹങ്ങളായ ഡീമോസ്, ഫോബോസ് എന്നിവ പിടിച്ചെടുത്ത ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ഭൂമിയുടെ ചന്ദ്രൻ വലിയൊരു കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായാണ് രൂപപ്പെട്ടതെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ഇടിച്ച വസ്തുവിന് ഏകദേശം ചൊവ്വയുടെ പിണ്ഡം ഉണ്ടായിരിക്കാം. ഭീമാകാരമായ ആഘാതങ്ങളുടെ കാലഘട്ടത്തിന്റെ അവസാനത്തോടടുത്താണ് ആഘാതം സംഭവിച്ചത്. ഈ കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായി ഭൂമിയുടെ കുറെ ഭാഗം പുറത്തേക്ക് തെറിച്ചു പോകുകയും അവ കൂടിച്ചേർന്ന് ചന്ദ്രൻ രൂപം കൊള്ളുകയും ചെയ്തിരിക്കാം. ഭൂമിയെ രൂപപ്പെടുത്തിയ ലയന പരമ്പരയിലെ അവസാനത്തേതാണ് ആഘാതം. ചൊവ്വയുടെ വലിപ്പമുള്ള വസ്തു ഭൂമിയുടെയും സൂര്യന്റെയും ലഗ്രാൻജിയൻ പോയിന്റുകളിലൊന്നിൽ (L4 അല്ലെങ്കിൽ L5) രൂപപ്പെടുകയും പിന്നീട് അതിന്റെ സ്ഥാനത്ത് നിന്ന് നീങ്ങിപ്പോകുകയും ചെയ്തിരിക്കാമെന്നും അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ട്രാൻസ്-നെപ്ടൂണിയൻ വസ്തുക്കളായ പ്ലൂട്ടോ (ഷാരോൺ), ഓർക്കസ് (വാന്ത്) എന്നിവയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങളും ഒരു വലിയ കൂട്ടിയിടിയിലൂടെ രൂപപ്പെട്ടതാകാം. പ്ലൂട്ടോ-ഷോരോൺ, ഓർക്കസ്-വാന്ത്, ഭൂമി-ചന്ദ്രൻ സിസ്റ്റങ്ങൾ സൗരയൂഥത്തിൽ അസാധാരണമാണ്. ഉപഗ്രഹത്തിന്റെ പിണ്ഡം ഗ്രഹത്തിന്റെ 1% എങ്കിലും ആണ്.

## ഭാവി
സൂര്യന്റെ കാമ്പിലെ വലിയ പങ്ക് ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയമായി മാറുന്നതു വരെ സൗരയൂഥത്തിന്റെ നിലവിലെ അവസ്ഥയിൽ കാര്യമായ മാറ്റമുണ്ടാകില്ലെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണക്കാക്കുന്നു. പിന്നീട് ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസൽ ഡയഗ്രാമിന്റെ മുഖ്യധാരാ ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് പരിണമിച്ച് ചുവന്ന ഭീമൻ ആയി മാറും. അതുവരെ സൗരയൂഥം വികസിച്ചുകൊണ്ടേയിരിക്കും. ആത്യന്തികമായി സൂര്യൻ ആന്തരിക ഗ്രഹങ്ങളെ (ബുധൻ, ശുക്രൻ, ഒരുപക്ഷേ ഭൂമിയും) ഉള്ളിലൊതുക്കാൻ വേണ്ടത്ര വികസിക്കും. പക്ഷേ വ്യാഴവും ശനിയും ഉൾപ്പെടെയുള്ള ബാഹ്യ ഗ്രഹങ്ങളിലേക്ക് എത്തില്ല. അതിനുശേഷം സൂര്യൻ ഒരു വെളുത്ത കുള്ളന്റെ വലുപ്പത്തിലേക്ക് ചുരുങ്ങും. ബാഹ്യഗ്രഹങ്ങളും അവയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങളും ഈ ചെറിയ സൗര അവശിഷ്ടത്തെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നത് തുടരും. വെളുത്ത കുള്ളൻ നക്ഷത്രമായ എം.ഒ.എ-2010-ബി.എൽ.ജി-477എൽ‍ന്റെ ഗ്രഹവ്യവസ്ഥക്ക് സമാനമായിരിക്കും ഇതെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു.

### ദീർഘകാലമാറ്റങ്ങൾ
സൗരയൂഥത്തിന് കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളുടെ സമയക്രമത്തിൽ സ്ഥിരത അവകാശപ്പെടാൻ കഴിയില്ല. ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥത്തിലും ദീർഘകാലാടിസ്ഥാനത്തിൽ മാറ്റങ്ങൾ ഉണ്ടാകാം. പ്ലൂട്ടോ. നെപ്റ്റ്യൂൺ തുടങ്ങിയ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണ അനുരണനം ഇതിന് ഉദാഹരണമായി ചൂണ്ടിക്കാട്ടാം. അടുത്ത കാലത്തൊന്നും പരിക്രമണപഥത്തിൽ മാറ്റങ്ങൾ ഉണ്ടാവാൻ സാദ്ധ്യതയില്ലെങ്കിലും പ്ലൂട്ടോയുടെ സ്ഥാനം ഭാവിയിൽ 100-200 ലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കപ്പുറത്തേക്ക് (ല്യാപുനോവ് സമയം) പ്രവചിക്കുക അസാധ്യമാണ്. മറ്റൊരു ഉദാഹരണം ഭൂമിയുടെ അച്ചുതണ്ടിലെ ചരിവ് ആണ്. ചന്ദ്രനുമായുള്ള ടൈഡൽ പ്രതിപ്രവർത്തനം മൂലം ഭൂമിയുടെ മാന്റിലിൽ ഉണ്ടാവുന്ന ഘർഷണം മൂലം ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിലുണ്ടാവുന്ന മാറ്റം അതിദീർഘകാലയളവിൽ കണക്കാക്കാൻ കഴിയില്ല.

ബാഹ്യഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങളേയും ദീർഘകാലാടിസ്ഥാനത്തിൽ പ്രവചിക്കുക അസാദ്ധ്യമാണ്. ഇവയുടെ ല്യാപുനോവ് സമയം 2–230 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങളാണ്. ഭ്രമണപഥത്തിലുള്ള സ്ഥാനം ആത്യന്തികമായി ഒരു ഉറപ്പോടെയും പ്രവചിക്കാൻ സാധിക്കില്ല എന്നാണ് ഇതിനർത്ഥം. ചില ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണപഥങ്ങൾ ദീർഘവൃത്താകാരം ഗണ്യമായ രീതിയിൽ തന്നെ കൂടുകയോ കുറയുകയോ ചെയ്തേക്കാം.

എന്തായാലും സൗരയൂഥം ഇപ്പോൾ സുസ്ഥിരമാണ്. അടുത്ത ഏതാനും ബില്യൺ വർഷങ്ങളിൽ ഗ്രഹങ്ങളൊന്നും പരസ്പരം കൂട്ടിമുട്ടുകയോ സിസ്റ്റത്തിൽ നിന്ന് പുറന്തള്ളപ്പെടുകയോ ചെയ്യില്ല. എന്നാൽ ഏതാണ്ട് അഞ്ച് ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ചൊവ്വയുടെ ഉത്കേന്ദ്രത ഏകദേശം 0.2 ആയി വളർന്നേക്കാം. അതായത്, അത് ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തെ മുറിച്ചു കടക്കും. ഇത് കൂട്ടിയിടിക്കലിന് കാരണമാകും. ഇതേ സമയത്തു തന്നെ ബുധന്റെ ഉത്കേന്ദ്രത കൂടുതലാവുകയും ശുക്രനുമായി വളരെ അടുത്തു വരുന്നതിനുള്ള സാധ്യത കൂടുകയും ചെയ്യും. ഇത് ബുധനെ സൗരയൂഥത്തിൽ നിന്ന് പുറംതള്ളുകയോ ശുക്രനുമായോ ഭൂമിയുമായോ കൂട്ടിയിടുക്കുന്നതിന് കാരണമാക്കുകയോ ചെയ്യും. ചില സിമുലേഷനുകൾ അനുസരിച്ച് ബുധന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിലുണ്ടാവുന്ന ഈ വ്യതിയാനം നൂറു കോടി വർഷത്തിനുള്ളിൽ സംഭവിക്കാം.

### ഉപഗ്രഹങ്ങളും വലയങ്ങളും

ടൈഡൽ നിയമങ്ങളാൽ നിർണ്ണയിക്കപ്പെട്ടതാണ് ഉപഗ്രഹങ്ങളും അവയുടെ പരിണാമവും. ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ ഫലമായി ഉപഗ്രഹങ്ങൾ അവയുടെ ഗ്രഹങ്ങളിൽ വേലിയേറ്റമുഴകൾ സൃഷ്ടിക്കും. ഉപഗ്രഹം ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണത്തിന്റെ അതേ ദിശയിൽ കറങ്ങുകയും ഗ്രഹം ഉപഗ്രഹത്തിന്റെ പരിക്രമണ കാലയളവിനേക്കാൾ വേഗത്തിൽ കറങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നുവെങ്കിൽ, വേലിയേറ്റമുഴകൾ നിരന്തരം ഉപഗ്രഹത്തിനു മുന്നിലേക്കു വലിച്ചിടും.ഈ സാഹചര്യത്തിൽ ഗ്രഹത്തിന്റെ കോണീയ ആവേഗം ഉപഗ്രഹത്തിലേക്കു കൈമാറ്റം ചെയ്യപ്പെടും. സാവധാനം ഉപഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണവേഗത കൂടുകയും അത് പുറത്തേക്ക് നീങ്ങുകയും ചെയ്യും.

ഭൂമിയും അതിന്റെ ചന്ദ്രനും ഈ കോൺഫിഗറേഷന്റെ ഒരു ഉദാഹരണമാണ്. ഇപ്പോൾ ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയുമായി ടൈഡൽ ലോക്കിലാണ് എന്നു പറയാം. ഭൂമിക്ക് ചുറ്റുമുള്ള അതിന്റെ ഒരു പരിക്രമണം (നിലവിൽ ഏകദേശം 29 ദിവസം) അതിന്റെ അച്ചുതണ്ടിനെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയുള്ള ഒരു ഭ്രമണത്തിന് തുല്യമാണ്. അതിനാൽ എല്ലായ്പ്പോഴും ഭൂമിയിൽ നിന്നും നോക്കിയാൽ ചന്ദ്രന്റെ ഒരു വശം മാത്രമേ കാണുകയുള്ളു. ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് അകലുന്നത് തുടരും. ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണം ക്രമേണ മന്ദഗതിയിലാകും. വ്യാഴത്തിന്റെ ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹങ്ങളും ശനിയുടെ വലിയ ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗവും ഈ വിഭാഗത്തിലുള്ളവയാണ്.

ഉപഗ്രഹം ഗ്രഹം കറങ്ങുന്നതിനേക്കാൾ വേഗത്തിൽ ഗ്രഹത്തിനു ചുറ്റും കറങ്ങുകയോ അല്ലെങ്കിൽ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണത്തിന് എതിർ ദിശയിൽ കറങ്ങുകയോ ചെയ്യുമ്പോൾ വ്യത്യസ്തമായ ഒരു സാഹചര്യമാണ് സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത്.ഈ സന്ദർഭങ്ങളിൽ വേലിയേറ്റ മുഴകൾ ഉപഗ്രഹത്തേക്കാൾ പിന്നിലാവും. മുൻപു കണ്ടതിൽ നിന്നു വ്യത്യസ്തമായി ഇവിടെ കോണീയ ആക്കം കൈമാറുന്നതിന്റെ ദിശ വിപരീതമാണ്. അതിനാൽ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണം വേഗത്തിലാകുന്നു. രണ്ടു സന്ദർഭങ്ങളിലും ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ വേലിയേറ്റ സമ്മർദ്ദങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുകയും അത് ചിതറി ഗ്രഹവലയങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നതിനോ ഗ്രഹത്തിൽ തട്ടി തകരുന്നതിനോ കാരണമാകുകയും ചെയ്യും. ഫോബോസ്, ട്രിറ്റോൺ, യുറാനസ്സിന്റെ ഏതാനും ചെറിയ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ എന്നിവയെ കാത്തിരിക്കുന്ന വിധി ഇതാണ്. യുറാനസിന്റെ ഡെസ്ഡിമോണ അതിന്റെ അയൽപക്കത്തെ ഉപഗ്രഹങ്ങളിലൊന്നുമായി കൂട്ടിയിടിച്ചേക്കാം.

മൂന്നാമത്തേത് ഗ്രഹവും ഉപഗ്രഹവും പരസ്പരം ടൈഡൽ ലോക്കിൽ വരിക എന്നതാണ്. അങ്ങനെയെങ്കിൽ വേലിയേറ്റ മുഴ ഉപഗ്രഹത്തിനു കീഴിൽ വരുന്നു. കോണീയ ആക്കം കൈമാറ്റം ചെയ്യപ്പെടില്ല. ഇതിനാൽ പരിക്രമണ കാലയളവ് മാറില്ല. പ്ലൂട്ടോയും ഷാരോണും ഇത്തരത്തിലുള്ള കോൺഫിഗറേഷന്റെ ഒരു ഉദാഹരണമാണ്.

ശനിയുടെ വളയങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന്റെ കാരണത്തെ സംബന്ധിച്ച് ശാസ്ത്രസമൂഹത്തിൽ അഭിപ്രായ ഐക്യമില്ല. സൗരയൂഥത്തിന്റെ വളർച്ചയുടെ ഘട്ടത്തിൽ തന്നെ വളയങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടിരിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ടെന്ന് സൈദ്ധാന്തിക മാതൃകകൾ സൂചിപ്പിച്ചെങ്കിലും, കാസിനി-ഹ്യൂഗൻസ് ബഹിരാകാശ പേടകത്തിൽ നിന്നുള്ള വിവരങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് അവ താരതമ്യേന വൈകിയാണ് രൂപപ്പെട്ടതെന്നാണ്.,

### സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളുടെ പാരിസ്ഥിതികസവിശേഷതകളും

ദീർഘകാലാടിസ്ഥാനത്തിൽ, സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ മാറ്റങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നതിന് കാരണമാകുന്നത് പ്രായത്തിനനുസരിച്ച് സൂര്യനിൽ വരുന്ന മാറ്റങ്ങളായിരിക്കും. സൂര്യൻ ഹൈഡ്രജൻ സംലയനത്തിലൂടെ നിലനിൽക്കുന്നതിനാൽ അത് കൂടുതൽ ചൂടാകുന്നതിനനുസരിച്ച് ശേഷിക്കുന്ന ഇന്ധനം കൂടുതൽ വേഗത്തിൽ കത്തിത്തീരുകയും ചെയ്യുന്നു. തൽഫലമായി ഓരോ 110 കോടി വർഷത്തിലും പത്ത് ശതമാനം എന്ന തോതിൽ സൂര്യന്റെ പ്രകാശം വർദ്ധിക്കുന്നു. ഏകദേശം 600 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ, സൂര്യന്റെ തീക്ഷ്ണത ഭൂമിയുടെ കാർബൺ ചക്രത്തെ തടസ്സപ്പെടുത്തും. ഇവിടെ മരങ്ങൾക്ക് (C3 ഫോട്ടോസിന്തറ്റിക് സസ്യജീവിതം) നിലനിൽക്കാൻ കഴിയാതാവും. ഏകദേശം 800 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിലെയും സമുദ്രങ്ങളിലെയും സങ്കീർണ്ണമായ എല്ലാ ജീവജാലങ്ങളെയും സൂര്യൻ നശിപ്പിക്കും. 110 കോടി വർഷത്തിനുള്ളിൽ സൂര്യന്റെ വർദ്ധിച്ച വികിരണം സൗരയൂഥത്തിലെ വാസയോഗ്യ മേഖലയെ പുറത്തേക്ക് നീക്കുന്നതിന് ഇടയാക്കും. ദ്രവജലം സ്വാഭാവികമായി നിലനിൽക്കാൻ കഴിയാത്തവിധം ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തെ ഇത് ചൂടുള്ളതാക്കും. ഈ ഘട്ടത്തിൽ ഭൂമിയിൽ ഏകകോശജീവികൾ മാത്രമേ കാണുകയുള്ളു. സമുദ്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്നും കൂടിയ തോതിലുള്ള ജലത്തിന്റെ ബാഷ്പീകരണം അന്തരീക്ഷ താപനിലയുടെ വർദ്ധനയെ ത്വരിതപ്പെടുത്തും. ഇത് ഭൂമിയിലെ എല്ലാ ജീവജാലങ്ങളെയും വേഗത്തിൽ ഇല്ലാതാക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്. ഈ സമയത്ത് ചൊവ്വയുടെ ഉപരിതല താപനില ക്രമാതീതമായി ഉയരും. കാർബൺ ഡൈ ഓക്സൈഡും ഉപരിതല ശിലാശകലങ്ങൾക്കു കീഴിലുള്ള തണുത്തുറഞ്ഞു കിടക്കുന്ന വെള്ളവും അന്തരീക്ഷത്തിലേക്ക് വരാൻ സാധ്യതയുണ്ട്. ഇത് ചൊവ്വയിൽ ഒരു ഹരിതഗൃഹ പ്രഭാവം സൃഷ്ടിക്കുയും ഇന്നത്തെ ഭൂമിക്ക് സമാനമായ അവസ്ഥ കൈവരിക്കുന്നതുവരെ ഗ്രഹത്തെ ചൂടാക്കുകയും ചെയ്യും. ജീവികളുടെ ഭാവി വാസസ്ഥലമായി ചൊവ്വ മാറിയേക്കാം. 3.5 ബില്യൻ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതല അവസ്ഥ ഇന്നത്തെ ശുക്രന്റെ അവസ്ഥയ്ക്ക് സമാനമായിരിക്കും.

ഏകദേശം 5.4 ബില്യൻ വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം സൂര്യന്റെ കാമ്പ് അതിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള ഷെല്ലിൽ ഹൈഡ്രജൻ സംയോജനം നടത്താൻ തക്കവിധം ചൂടാകും. ഇത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറം പാളികൾ വളരെയധികം വികസിക്കാൻ ഇടയാക്കും. കൂടാതെ നക്ഷത്രം അതിന്റെ ജീവിതത്തിന്റെ അടുത്ത ഘട്ടമായ ചുവപ്പുഭീമൻ ആയി മാറുകയും ചെയ്യും. 7.5 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾ കഴിയുമ്പോൾ സൂര്യന്റെ വ്യാസം 1.2 AU- ആയിരിക്കും.—ഇപ്പോഴത്തെ വലിപ്പത്തിന്റെ 256 ഇരട്ടി. ചുവന്ന ഭീമൻ അവസ്ഥയിൽ ഉപരിതല വിസ്തീർണ്ണം വർധിച്ചതിന്റെ ഫലമായി സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില ഇപ്പോഴുള്ളതിനേക്കാൾ  വളരെ താഴ്ന്നതായിരിക്കും.  ഏകദേശം 2600 കെൽവിൻ അപ്പോൾ അതിന്റെ താപനില. തിളക്കമാകട്ടെ ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ 2,700 മടങ്ങ് വർദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യും. ഈ സമയത്ത് സൂര്യനിൽ നിന്ന് ശക്തമായ സൗങ്ങൾ രൂപപ്പെടും, ഇത് അതിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 33% വരെ പറത്തിക്കളയും. ഈ കാലമാവുമ്പോഴേക്കും ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹമായ ടൈറ്റൻ ജീവൻ നിലനിർത്താൻ ആവശ്യമായ ഉപരിതല താപനില കൈവരിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.

സൂര്യൻ വികസിക്കുമ്പോൾ അത് ബുധൻ, ശുക്രൻ എന്നീ ഗ്രഹങ്ങളെ വിഴുങ്ങും. ഭൂമിയുടെ കാര്യം എന്താകുമെന്ന് വ്യക്തമല്ല. സൂര്യൻ ഭൂമിയുടെ നിലവിലെ ഭ്രമണപഥത്തെ വലയം ചെയ്യുമെങ്കിലും, സൂര്യന്റെ പിണ്ഡം നഷ്ടപ്പെടുന്നത് കാരണം അതിന്റെ ഗരുത്വാകർഷണം ദുർബലമാകുകയും ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥം കൂടുതൽ കൂടുതൽ പുറത്തേക്ക് നീങ്ങാൻ ഇടയാക്കുകയും ഭൂമി സൂര്യനിൽ നിന്ന് കൂടുതൽ അകലേക്ക് മാറുകയും ചെയ്തേക്കാം. എന്നാൽ 2008-ലെ ഒരു പഠനം സൂചിപ്പിക്കുന്നത്  ഭൂമി വിഴുങ്ങപ്പെടാൻ സാധ്യതയുണ്ടെന്നാണ്.

വികാസത്തിന്റെ ഘട്ടത്തിനുശേഷം, വാസയോഗ്യമായ മേഖല ബാഹ്യ സൗരയൂഥത്തിലേക്കും കൈപ്പർ-ബെൽറ്റിലേക്കും മാറും. ഇതിനർത്ഥം, പ്ലൂട്ടോയിലെയും ഷാരോണിലെയും ഉപരിതല താപനില മഞ്ഞ് ഉരുകുന്നതിന് ആവശ്യമുള്ള അളവിലുള്ളതായിരിക്കും എന്നാണ്. പ്ലൂട്ടോയിലും ചാരോണിലും ഉപരിതല താപനില 0 °C ആയിരിക്കും. സബ്ലിമേഷൻ മൂലം അപ്പോഴേക്കും പ്ലൂട്ടോയ്ക്ക് അതിന്റെ മീഥേൻ പാളി നഷ്ടമായിട്ടുണ്ടാകും. പ്ലൂട്ടോ വളരെ ചെറുതായതിനാലും കാന്തികമണ്ഡലം വളരെ ദുർബലമായതിനാലും സൂര്യനിൽ നിന്നും വരുന്ന ചാർജ്ജിത കണങ്ങളെ തടയാനാവില്ല. ഈ സമയത്ത് സൗരപ്രവർത്തനങ്ങൾ വളരെയേറെ വർദ്ധിക്കുന്നതു കൊണ്ടും പ്ലൂട്ടോക്ക് അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തെ പിടിച്ചു നിർത്താനാവില്ല. പ്ലൂട്ടോയിലേയും ഷാരോണിലേയും ഹിമം ആവിയായി ബഹിരാകാശത്തേക്ക് നഷ്ടപ്പെടും. അവസാനം ഇവയുടെ ശിലാരൂപത്തിലുള്ള കാമ്പ് മാത്രം അവശേഷിക്കും. ഇങ്ങനെ രണ്ടിനും അവയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 30-40% നഷ്ടപ്പെടും.

ക്രമേണ സൗരകേന്ദ്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള ഷെല്ലിൽ കത്തുന്ന ഹൈഡ്രജൻ കാമ്പിന്റെ പിണ്ഡം വർദ്ധിക്കും. അത് നിലവിലെ സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 45% ആവും. ഈ ഘട്ടത്തിൽ സാന്ദ്രതയും താപനിലയും വളരെ ഉയർന്നതായിത്തീരും. ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ സംയോജിച്ച് കാർബൺ ആയിമാറുന്ന പ്രകൃയ ആരംഭിക്കും. ഇത് ഒരു ഹീലിയം ഫ്ലാഷിലേക്ക് നയിക്കും. തുടർന്ന് സൂര്യന്റെ വലിപ്പം വളരെയേറെ ചുരുങ്ങും. അതിന്റെ തെളിച്ചം ഏകദേശം 54 മടങ്ങ് വരെ കുറയുകയും അതിന്റെ ഉപരിതല താപനില ഏകദേശം 4770 കെൽവിൻ ആയി വർദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യും. സൂര്യൻ ഒരു തിരശ്ചീന ഭീമനായി മാറും. ഇപ്പോൾ ഹൈഡ്രജൻ കത്തിന്നതു പോലെ അതിന്റെ കാമ്പിൽ ഹീലിയം കത്താൻ തുടങ്ങുന്നു. ഹീലിയം ഫ്യൂസിംഗ് ഘട്ടം 100 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ മാത്രമേ നിലനിൽക്കൂ. പിന്നീട് അതിന്റെ പുറം പാളികളിലെ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ഉപയോഗിക്കാൻ തുടങ്ങും. അത് രണ്ടാം തവണയും വികസിക്കുകയും അസിംപ്റ്റോട്ടിക് ഭീമൻ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഒന്നായി മാറുകയും ചെയ്യും. അപ്പോൾ സൂര്യന്റെ തിളക്കം വീണ്ടും വർദ്ധിക്കുകയും താപനില കുറഞ്ഞ് ഏകദേശം 3500 കെൽവിനിലേക്ക് എത്തുകയും ചെയ്യും. ഈ ഘട്ടം ഏകദേശം 30 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിൽക്കും. അതിനുശേഷം 1,00,000 വർഷത്തിനുള്ളിൽ സൂര്യന്റെ ശേഷിക്കുന്ന പുറം പാളികൾ തെറിച്ചു പോകുകയും ഒരു ഗ്രഹനെബുലയായി രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യും. പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന പദാർത്ഥത്തിൽ സൂര്യന്റെ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളാൽ ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഹീലിയവും കാർബണും അടങ്ങിയിരിക്കും. ഭാവി തലമുറയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കായി നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തെ ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങളാൽ സമ്പുഷ്ടമാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

ഇത് താരതമ്യേന ശാന്തമായി സംഭവിക്കുന്ന ഒന്നാണ്. ഒരു സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് സമാനമായതല്ല. സൂര്യൻ അതിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ ഭാഗമായി സൂപ്പർനോവ ഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നുപോകാൻ കഴിയാത്തത്ര ചെറുതാണ്. സൂര്യന്റെ ഈ അവസാനകാലത്ത് സൗരവാതത്തിന്റെ വേഗതയിൽ വൻതോതിലുള്ള വർദ്ധനവ് കാണും. എന്നാൽ ഒരു ഗ്രഹത്തെ പൂർണ്ണമായും നശിപ്പിക്കാനുള്ള ശേഷി ഇതിനുണ്ടാവില്ല. എന്നിരുന്നാലും, സൂര്യന്റെ പിണ്ഡം നഷ്ടപ്പെടുന്നത് മൂലമുണ്ടാകുന്ന ഗരുത്വവ്യതിയാനം അതിജീവിക്കുന്ന ഗ്രഹങ്ങളിൽ ചിലത് കൂട്ടിയിടിക്കുന്നതിനും ചിലത് സൗരയൂഥത്തിൽ നിന്ന് പുറന്തള്ളപ്പെടുന്നതിനും മറ്റുള്ളവ ടൈഡൽ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളാൽ വിഘടിക്കപ്പെടുന്നതിനും ഇടയാക്കും. അതിനുശേഷം, സൂര്യൻ ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ നക്ഷത്രമായി മാറും. ഇത് വളരെയേറെ സാന്ദ്രമായ ഒരു അവസ്ഥയാണ്. അതിന്റെ യഥാർത്ഥ പിണ്ഡം ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ 54% ആയിരിക്കും. എന്നാൽ ഭൂമിയുടെ വലിപ്പം മാത്രമേ കാണുകയുള്ളു. തുടക്കത്തിൽ ഈ വെളുത്ത കുള്ളൻ നക്ഷത്രത്തിന് ഇപ്പോൾ സൂര്യനുള്ളതിനേക്കാൾ 100 മടങ്ങ് പ്രകാശമുണ്ടായിരിക്കും. ഇത് പൂർണ്ണമായും കാർബണും ഓക്സിജനും അടങ്ങിയതായിരിക്കും. എന്നാൽ ഈ മൂലകങ്ങളെ സംയോജിപ്പിക്കാൻ ആവശ്യമായ താപനിലയിൽ ഒരിക്കലും എത്തുകയുമില്ല. വെളുത്ത കുള്ളൻ സൂര്യൻ ക്രമേണ തണുക്കുകയും തിളക്കം കുറഞ്ഞു പോകുകയും ചെയ്യും.

സൂര്യൻ മരിക്കുമ്പോൾ ഗ്രഹങ്ങൾ, ധൂമകേതുക്കൾ, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ തുടങ്ങിയ പരിക്രമണ വസ്തുക്കളിൽ അതിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണം അതിന്റെ പിണ്ഡനഷ്ടം മൂലം ദുർബലമാകും. ശേഷിക്കുന്ന എല്ലാ ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഭ്രമണപഥങ്ങൾ വികസിക്കും. ശുക്രൻ, ഭൂമി, ചൊവ്വ എന്നിവ അപ്പോഴും നിലനിൽക്കുന്നുണ്ടെങ്കിൽ അവയുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങൾ ഏകദേശം 1.4 AU, 1.9 AU, 2.8 AU എന്ന ക്രമത്തിലായിരിക്കും. അവയും ബാക്കിയുള്ള മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളും ഇരുണ്ടതും തണുപ്പുള്ളതുമായ ഗോളങ്ങളായി മാറും. യാതൊരു തരത്തിലുള്ള ജീവനും ഉണ്ടായിരിക്കില്ല. ഗ്രഹങ്ങൾ സൂര്യനെ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നത് തുടരുമെങ്കിലും ഗുരുത്വാകർഷണം കുറയുന്നതു കാരണം അവയുടെ വേഗതയും സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ദൂരവും കൂടിവരും. രണ്ട് ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം സൂര്യന്റെ കാമ്പിലെ കാർബണും ഓക്സിജനും ഘനീഭവിക്കുകയും ശേഷിക്കുന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ 90% വും ഒരു ക്രിസറ്റലീകരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഒടുവിൽ ഏകദേശം 1 ക്വാഡ്രില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം സൂര്യൻ പൂർണ്ണമായും പ്രകാശിക്കുന്നത് അവസാനിപ്പിച്ച് ഒരു കറുത്ത കുള്ളനായി മാറും.

## താരാപഥ പ്രതിപ്രവർത്തനം

താരാപഥ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 30,000 പ്രകാശവർഷം അകലെയായി ഒരു വൃത്താകൃതിയിലുള്ള പരിക്രമണപഥത്തിലൂടെ സൗരയൂഥം സഞ്ചരിക്കുന്നുണ്ട്. അതിന്റെ വേഗത ഏകദേശം സെക്കന്റിൽ 220 കിലോമീറ്ററാണ്. സൗരയൂഥത്തിന് താരാപഥ കേന്ദ്രത്തിന് ചുറ്റും ഒരു പരിക്രമണം 
പൂർത്തിയാക്കാൻ ആവശ്യമായ കാലയളവിനെയാണ് കോസ്മിക്‌ വർഷം എന്നു പറയുന്നത്. ഇത് ഏകദേശം 220-250 ദശലക്ഷം ഭൗമവർഷങ്ങൾ വരും. 
സൗരയൂഥം അതിന്റെ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷം കുറഞ്ഞത് 20 പരിക്രമണങ്ങളെങ്കിലും പൂർത്തിയാക്കിയിട്ടുണ്ട്.

ഫോസിൽ പഠനങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ സൗരയൂഥത്തിന്റെ പരിക്രമണത്തിന് ഭൂമിയിലെ ജീവികളുടെ വംശനാശവുമായി ബന്ധമുണ്ട് എന്ന് ചില ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഗാലക്‌സിയുടെ കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റുമ്പോൾ സൂര്യന് ഉണ്ടാകുന്ന ലംബമായ ആന്ദോളനങ്ങൾ അതിന്റെ ഗാലക്‌സിയുടെ തലത്തിലൂടെയുള്ള ലംബമായ ചലനത്തിന് കാരണമാകുമെന്ന് ഒരു സിദ്ധാന്തം അനുമാനിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ ഭാഗമായി സൂര്യന്റെ ഭ്രമണപഥം ഗാലക്‌സി ഡിസ്കിന് പുറത്തേക്ക് നീങ്ങുമ്പോൾ ഗാലക്സിയിലെ ടൈഡൽ‍ സ്വാധീനം ദുർബലമാകാൻ കാരണമാകുന്നു. ഗാലക്സി ഡിസ്കിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുമ്പോൾ കൂടുതൽ ശക്തമാകുകയും ചെയ്യും. ഇത് ഓരോ 20-25 മില്യൺ വ‍ർഷത്തിലും സംഭവിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഗണിതമാതൃകകൾ അനുസരിച്ച് ഇത് ഊർട്ട് മേഘത്തിൽ നിന്നുള്ള ധൂമകേതുക്കൾ സൗരയൂഥത്തിനുള്ളിലേക്ക് ഒഴുകുന്നതിന് ഇടയാക്കുന്നു. ഇത് വിനാശകരമായ ആഘാതങ്ങളുടെ സാധ്യത വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു.

എന്നാൽ മറ്റു ചിലർ വാദിക്കുന്നത് സൂര്യൻ നിലവിൽ ഗാലക്‌സിയുടെ തലത്തോട് അടുത്താണെന്നും എന്നിട്ടും അവസാനത്തെ വലിയ വംശനാശം 15 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് സംഭവിച്ചു എന്നുമാണ്. അതിനാൽ, സൂര്യന്റെ ലംബ സ്ഥാനത്തിന് അത്തരം ആനുകാലിക വംശനാശത്തെ വിശദീകരിക്കാൻ കഴിയില്ല. പകരം സൂര്യൻ ഗാലക്സിയുടെ സർപ്പിള കൈകളിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോഴാണ് വംശനാശം സംഭവിക്കുന്നത് എന്നാണ് ഇവർ പറയുന്നത്. വളരെ ഉയർന്ന തോതിൽ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളും നീലഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളും അടങ്ങിയിട്ടുള്ള ഈ സർപ്പിളകരങ്ങൾ അവയുടെ ഉയർന്ന ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം ഊർട്ട് മേഘത്തെ സ്വാധീനിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.

### ഗാലക്‌സികളുടെ കൂട്ടിയിടിയും സൗരയൂഥത്തിന്റെ തകർച്ചയും

പ്രപഞ്ചത്തിലെ ബഹുഭൂരിപക്ഷം ഗാലക്‌സികളും ക്ഷീരപഥത്തിൽ നിന്ന് അകലുകയാണെങ്കിലും ഗാലക്‌സികളുടെ പ്രാദേശിക ഗ്രൂപ്പിലെ ഏറ്റവും വലിയ അംഗമായ ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്‌സി സെക്കന്റിൽ ഏകദേശം 120 കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ അടുത്തേക്ക് നീങ്ങുകയാണ്. 4 ബില്യൺ വർഷത്തിനുള്ളിൽ ആൻഡ്രോമിഡയും ക്ഷീരപഥവും കൂട്ടിയിടിക്കും. അത് ഈ ഗാലക്സികളുടെ രൂപത്തിൽ മാറ്റം വരുത്തും. ഇങ്ങനെ സംഭവിക്കുകയാണെങ്കിൽ സൗരയൂഥം ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ പുറത്തേക്ക് നീങ്ങാനുള്ള സാധ്യത 12% ആണെന്ന് കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ തുടർച്ചയായി സൗരയൂഥം ആൻഡ്രോമീഡയുടെ ഭാഗമായി മാറാനുള്ള സാധ്യതയുമുണ്ട്. ഇതിന് 3% സാധ്യതയാണ് കണക്കാക്കുന്നത്. തുടർച്ചയായ ആഘാതങ്ങൾ ഇതിനെ പുറംതള്ളുന്നതിനുള്ള സാധ്യത 30% ആയി വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു. ഈ താരാപഥങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിലുള്ള തമോഗർത്തങ്ങളും ലയിച്ച് ഒന്നാവും. ഒടുവിൽ ഏകദേശം 6 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ക്ഷീരപഥവും ആൻഡ്രോമിഡയും ഒരു ഭീമാകാരമായ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്‌സിയായി അവരുടെ ലയനം പൂർത്തിയാക്കും. ലയന സമയത്ത് ധാരാളം വാതകം ഉണ്ടെങ്കിൽ, വർദ്ധിച്ച ഗുരുത്വാകർഷണം വാതകത്തെ പുതിയതായി രൂപപ്പെടുന്ന ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്തേക്ക് വലിച്ചെടുക്കുന്നു. ഇത് വളരെ കുറഞ്ഞ കാലം കൊണ്ട് കൂടുതൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്ന പ്രതിഭാസത്തിന് കാരണമായേക്കാം. സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് എന്നാണ് ഈ പ്രതിഭാസം അറിയപ്പെടുന്നത്. കൂടാതെ ഉള്ളിലേക്ക് വീഴുന്ന വാതകം പുതുതായി രൂപംകൊണ്ട തമോദ്വാരത്തെ പോഷിപ്പിക്കുകയും അതിനെ ഒരു സജീവ ഗാലക്സി ന്യൂക്ലിയസാക്കി മാറ്റുകയും ചെയ്യും. ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ സൗരയൂഥത്തെ പുതിയ ഗാലക്‌സിയുടെ പുറം വലയത്തിലേക്ക് തള്ളിവിടും. ഈ കൂടിച്ചേരലിന്റെ ഭാഗമായുണ്ടാവുന്ന വികിരണങ്ങൾ സൗരയൂഥത്തെ കാര്യമായി ബാധിക്കാൻ സാധ്യതയില്ല.

ഈ കൂട്ടിയിടി സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ മാറ്റം വരുത്തുമെന്നത് പൊതുവായ തെറ്റിദ്ധാരണയാണ്. സൗരയൂഥത്തിനു സമീപത്തു കൂടി കടന്നുപോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന് ഗ്രഹങ്ങളെ നക്ഷത്രാന്തരീയ സ്ഥലത്തേക്ക് വലിച്ചിടാൻ കഴിയുമെന്നത് ശരിയാണെങ്കിലും നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള അകലം വളരെ വലുതായതു കൊണ്ട് ക്ഷീരപഥം-ആൻഡ്രോമിഡ കൂട്ടിയിടി ഏതെങ്കിലും പ്രത്യേക നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയെ തകർക്കുന്നതിനുള്ള സാധ്യത വളരെ കുറവാണ്. സൗരയൂഥത്തെ മൊത്തത്തിൽ ഈ സംഭവങ്ങൾ ബാധിക്കാമെങ്കിലും സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തെ ഇതു തകർക്കുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്നില്ല.

എങ്കിലും ദീർഘകാലാടിസ്ഥാനത്തിൽ മറ്റൊരു നക്ഷത്രവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കാനുള്ള സാധ്യത കൂടുന്നുണ്ട് എന്ന വസ്തുത കാണാതിരുന്നുകൂട. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അന്ത്യമായി കണക്കാക്കുന്ന മഹാശൈത്യം സംഭവിക്കുന്നില്ല എന്നു കരുതിയാൽ അടുത്തു കൂടി കടന്നുപോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണം 1 ക്വാഡ്രില്യൺ (1015) വർഷത്തിനുള്ളിൽ മരിച്ച സൂര്യനെ അതിന്റെ ശേഷിക്കുന്ന ഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് പൂർണ്ണമായും നീക്കം ചെയ്യുമെന്ന് കണക്കുകൂട്ടലുകൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഇത് സൗരയൂഥത്തിന്റെ അവസാനത്തെ അടയാളപ്പെടുത്തുന്നു. സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളും നിലനിൽക്കുമെങ്കിലും, സൗരയൂഥം അതിന്റെ യഥാർത്ഥമായ അർത്ഥത്തിൽ ഇല്ലാതാകും.

## കാലഗണന

റേഡിയോമെട്രിക് ഡേറ്റിംഗ് ഉപയോഗിച്ചാണ് സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണത്തിന്റെ കാലം മനസ്സിലാക്കിയിരിക്കുന്നത്. സൗരയൂഥത്തിന് 4.6 ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുണ്ടെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ കണക്കാക്കുന്നു. ഭൂമിയിലെ അറിയപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും പഴക്കം ചെന്ന ധാതുകണങ്ങൾക്ക് ഏകദേശം 4.4 ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുണ്ട്. ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലം മണ്ണൊലിപ്പ്, അഗ്നിപർവ്വതങ്ങൾ, പ്ലേറ്റ് ടെക്റ്റോണിക്സ് എന്നിവയാൽ നിരന്തരം പുനർരൂപകൽപ്പന ചെയ്യപ്പെടുന്നതിനാൽ ഇത്രയും പഴക്കമുള്ള പാറകൾ അപൂർവമാണ്. സൗരയൂഥത്തിന്റെ പ്രായം കണക്കാക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർ സൗരനെബുല ഘനീഭവിക്കുന്ന സമയത്ത് രൂപംകൊണ്ട ഉൽക്കാശിലകൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു. മിക്കവാറും എല്ലാ ഉൽക്കാശിലകൾക്കും (കാന്യോൺ ഡയാബ്ലോ ഉൽക്കാശില കാണുക) 4.6 ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുള്ളതായി കണ്ടെത്തി. അതുകൊണ്ട് സൗരയൂഥത്തിന് ഇത്രയും പഴക്കമെങ്കിലും ഉണ്ടായിരിക്കുമെന്ന് കണക്കാക്കുന്നു.

മറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങളെ വലയം ചെയ്തു കിടക്കുന്ന ഡിസ്കുകളുടെ പഠനങ്ങളും സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണത്തിന് ഒരു കാലനിർണ്ണയത്തിന് വളരെയധികം സഹായിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഒരുലക്ഷത്തിനും മൂന്നുലക്ഷത്തിനും ഇടയിൽ പ്രായമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് വാതകത്താൽ സമ്പുഷ്ടമായ ഡിസ്കുകൾ ഉണ്ട്. അതേസമയം 10 മില്ല്യൺ വർഷത്തിലധികം പഴക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഇത്തരത്തിലുള്ള വാതകവലയമില്ല.

## Notes

## അവലംബം

വർഗ്ഗം:സൗരയൂഥം
വർഗ്ഗം:ഗ്രഹശാസ്ത്രം
വർഗ്ഗം:നക്ഷത്ര ജ്യോതിശാസ്ത്രം