smcproject/ml-wiki-sentences huggingface dataset:
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 10 5 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 [[ഛിന്നഗ്രഹവലയം].
ഭൂമിയെ പോലെയുള്ള രണ്ടോ മൂന്നോ ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപപ്പെടാനുള്ള ദ്രവ്യം ഈ മേഖലയിലുണ്ട്.
എന്നാൽ അവിടെ ധാരാളം ഗ്രഹശകലങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുകയാണുണ്ടായത്.
ഇവ ചേർന്ന് ചന്ദ്രനെയും ചൊവ്വയെയും പോലുള്ള ചെറുഗ്രഹങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുകയുണ്ടായെങ്കിലും വ്യാഴത്തിന്റെ സാമിപ്യം മൂലം പിന്നീട് വളരെ നാടകീയമായ മാറ്റങ്ങളാണ് ഈ മേഖലയിലുണ്ടായത്.
വ്യാഴവും ശനിയും ഛിന്നഗ്രഹവലയത്തിൽ സൃഷ്ടിക്കുന്ന അനുരണനങ്ങൾ അതിശക്തമാണ്.
ഇതിന്റെ ഫലമായി ഈ ചെറുഗ്രഹങ്ങൾ ഛിന്നഭിന്നമായി.
വ്യാഴത്തിന്റെ ശക്തമായ ഗുരുത്വബലം ഛിന്നഗ്രഹവലയത്തിലെ ഗ്രഹശകലങ്ങളുടെ വേഗത വർദ്ധിപ്പിക്കുകയും അവ തമ്മിൽ കൂട്ടിയിടിക്കുന്നതിനു കാരണമാവുകയും ചെയ്തു.
ഈ കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായി ഇവ വീണ്ടും ചെറുകഷണങ്ങളായി മാറി.
വ്യാഴം അതിന്റെ രൂപീകരണത്തെത്തുടർന്ന് സൗരയൂഥത്തിന്റെ അകത്തേക്ക് നീങ്ങിയതിന്റെ ഫലമായി അനുരണനങ്ങൾ ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിൽ കൂടുതൽ വ്യാപിക്കുകയും ആ ഭാഗത്തെ ഗ്രഹശകലങ്ങളുടെ വേഗത ആപേക്ഷികമായി വർദ്ധിപ്പിക്കുകയും ചെയ്തു.
വലിയ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഗുരുത്വബലത്തിന്റെയും ഗ്രഹശകലങ്ങളുടെ ചിതറിത്തെറിക്കലിന്റെയും ഫലമായി ഛിന്നഗ്രഹവലയത്തിലെ ചെറുഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണപഥത്തിൽ ചില മാറ്റങ്ങൾ ഉണ്ടായി..
ഇവയിൽ കുറെയെണ്ണം വ്യാഴത്തിന്റെ ആകർഷണവും കൂട്ടിയിടിയും മൂലം പുറത്തേക്കു തെറിച്ചു പോകുകയും കുറേയെണ്ണം  ആന്തരസൗരയൂഥത്തിലേക്കു കുടിയേറുകയും ഭൗമഗ്രഹങ്ങൾ രൂപപ്പെടുമ്പോൾ അവയോടു കൂടിച്ചേരുകയും ചെയ്തിരിക്കാം.
ഈ ശോഷണകാലഘട്ടത്തിൽ ഛിന്നഗ്രഹവലയത്തിന്റെ ആകെ പിണ്ഡം ഭൂമിയുടെതിന്റെ ഒരു ശതമാനത്തിൽ താഴെയാവുകയും ചെയ്തു.
അപ്പോഴും ഇന്നുള്ളതിനേക്കാൾ 10-20 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുണ്ടായിരുന്നു അതിന്.
ഇപ്പോൾ ഛിന്നഗ്രഹവലയത്തിന്  0.0005 ഭൗമപിണ്ഡം മാത്രമാണുള്ളത്.
വ്യാഴത്തിന്റെയും ശനിയുടെയും ഭ്രമണപഥത്തിൽ പിന്നീടുണ്ടായ മാറ്റങ്ങളാണ് ഛിന്നഗ്രഹവലയത്തെ വീണ്ടും ശോഷിപ്പിച്ച് ഇന്നത്തെ അവസ്ഥയിലാക്കിയത്.
ഭൂമിയിൽ നിലവിലുള്ള ജലാംശത്തിൽ (~6×1021 കി.ഗ്രാം) ഒരു പങ്ക് സൗരയൂഥത്തിലെ ഇത്തരം വലിയ ആഘാതങ്ങളിലൂടെ ആദ്യകാല ഛിന്നഗ്രഹ വലയത്തിൽ നിന്ന് കരസ്ഥമാക്കിയതായിരിക്കാം.
ഭൂമിയുടെ രൂപീകരണ സമയത്ത് ജലം വളരെ കുറവാണ്.
അത് പിന്നീട് പുറത്തു നിന്ന് ലഭിച്ചതായിരിക്കണം.
ഗ്രഹശകലങ്ങളിൽ നിന്നും വ്യാഴത്തിന്റെ സമ്മർദ്ദത്താൽ ഛിന്നഗ്രഹവലയത്തിൽ നിന്നും പുറത്തേക്കു തെറിച്ച ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്നുമായിരിക്കാം ഇങ്ങനെ അധികജലം കിട്ടിയത് എന്നാണ് കരുതുന്നത്.
2006ൽ കണ്ടെത്തിയ 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 അരിസോണയിലെ ഉൽക്കാ ഗർത്തം
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.
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.
ചന്ദ്രന്റെ ഉത്ഭവത്തിനു കാരണമായ ആഘാതത്തിന്റെ ചിത്രീകരണം
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.
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 നെപ്‌ട്യൂണും അതിന്റെ ഉപഗ്രഹമായ ട്രൈറ്റണും.
വോയേജർ 2 എടുത്ത ചിത്രം.
ട്രൈറ്റണിന്റെ ഭ്രമണപഥം ഒടുവിൽ നെപ്‌ട്യൂണിന്റെ റോഷെ പരിധിക്കുള്ളിൽ കൊണ്ടുപോയി, അതിനെ ചിതറിച്ച് ഒരു പുതിയ റിംഗ് സിസ്റ്റം രൂപീകരിക്കും.
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 ഒരു പ്രോട്ടോപ്ലാനറ്ററി ഡിസ്കിലേക്ക് വാതകവും പൊടിയും അടിഞ്ഞുകൂടിയതിനുശേഷമുളള സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണം.
ഈ പദാർത്ഥങ്ങളുടെ ഭൂരിഭാഗവും ആദിമ സൂപ്പർനോവയിൽ നിന്നാണ് ലഭിച്ചത്
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.
ഒരു ചുവന്ന ഭീമൻ എന്ന നിലയിൽ ഭാവിയിൽ കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്ന വലുപ്പവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ സൂര്യന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ ആപേക്ഷിക വലുപ്പം ഇൻസെറ്റിൽ