태양계 형성과 진화

Formation and evolution of the Solar System
원행성 원반에 대한 예술가의 구상

태양계의 형성은 약 46억년 전에 거대한 분자 구름의 작은 부분의 중력 붕괴로 시작되었다.[1]붕괴하는 질량의 대부분은 중심부에 모여 태양을 형성하고 나머지는 행성, 달, 소행성, 그리고 다른 작은 태양계 몸체들이 형성되는 원반형 행성 원반으로 납작해졌다.

모호한 가설로 알려진 이 모델은 18세기 에마누엘 스웨덴보그, 임마누엘 칸트, 피에르 시몬 라플레이스에 의해 처음 개발되었다.그 이후의 발전은 천문학, 화학, 지질학, 물리학, 그리고 행성 과학을 포함한 다양한 과학 분야와 연관되어 있다.1950년대 우주 시대의 새벽과 1990년대 외계 행성의 발견 이후, 모델은 새로운 관측을 설명하기 위해 도전받기도 하고 다듬어지기도 했다.

태양계는 초기 형성 이후 상당히 진화해 왔다.많은 달들은 그들의 모행성 주위에 기체와 먼지 원반을 돌면서 형성되었고, 반면에 다른 달들은 독립적으로 형성되었고 후에 그들의 행성에 의해 포착된 것으로 여겨진다.여전히 지구의 달과 같은 다른 것들은 거대한 충돌의 결과일지도 모른다.시신들 간의 충돌은 오늘날까지 지속적으로 일어났으며 태양계의 진화의 중심이었다.행성의 위치는 중력 상호작용 때문에 이동했을 수도 있다.[2]이러한 행성 이동은 현재 태양계의 초기 진화의 많은 부분을 담당했다고 생각된다.

대략 50억년 후에 태양은 식어서 현재의 직경의 몇 배까지 바깥쪽으로 팽창할 것이고, 그 후 행성상 성운으로서 바깥 층을 내던지고 백색 왜성으로 알려진 항성 잔해를 남긴다.먼 장래에, 지나가는 별들의 중력은 점차 태양의 행성 망막을 감소시킬 것이다.어떤 행성들은 파괴될 것이고, 다른 행성들은 성간 우주로 분출될 것이다.궁극적으로, 수백억 년의 세월이 흐르면서, 태양은 그 주위의 궤도에 있는 원체들 중 어느 것도 남겨지지 않을 가능성이 높다.[3]

역사

주요 기사:태양계 형성과 진화 가설의 역사
피에르 시몬 라플라스, 성운 가설의 기원자 중 한 사람

세계의 기원과 운명에 관한 생각들은 가장 먼저 알려진 저술에서 비롯되었다. 그러나, 거의 모든 시간 동안, 단지 우리가 현재 이해하고 있는 의미에서 태양계가 존재한다고 일반적으로 생각되지 않았기 때문에, 그러한 이론들을 "태양계"의 존재와 연결시키려는 시도는 없었다.태양계 형성과 진화론을 향한 첫걸음은 태양계를 중심에 놓고 태양을 그 주위를 도는 궤도에 올려놓는 태양중심주의의 일반적인 수용이었다.이 개념은 수천 년 동안 발전되어 왔으나(사모스의 아리스타쿠스는 기원전 250년경에 그것을 제안하였다), 17세기 말까지 널리 받아들여지지 않았다."Solar System"이라는 용어의 첫 번째 기록은 1704년부터 시작되었다.[4]

현재의 태양계 형성의 표준 이론인, 성운 가설은 18세기 에마누엘 스웨덴보리, 임마누엘 칸트, 피에르 시몬 라플레이스가 제정한 이래 찬반을 넘나들고 있다.이 가설에 대한 가장 중요한 비판은 행성과 비교할 때 태양의 상대적으로 각운동량이 부족한 것을 설명할 수 없다는 것이다.[5]그러나 1980년대 초반부터 젊은 별들에 대한 연구는, 정확히 그 귀무 가설에서 예측하는 대로, 먼지와 가스의 시원한 원반으로 둘러싸여 있다는 것을 보여주었고, 이것이 다시 받아들여지게 되었다.[6]

태양이 어떻게 계속해서 진화할 것으로 예상되는지에 대한 이해는 그 힘의 원천에 대한 이해를 필요로 했다.아서 스탠리 에딩턴이 알버트 아인슈타인의 상대성 이론을 확인한 결과 태양의 에너지는 수소를 헬륨에 융합시키는 핵융합 반응에서 나온다는 사실을 깨닫게 되었다.[7]1935년에 에드딩턴은 더 나아가 다른 원소들도 별들 안에서 형성될 수 있다고 제안했다.[8]프레드 호일은 붉은 거성으로 불리는 진화된 별들이 중심부에서 수소와 헬륨보다 무거운 많은 원소를 만들어냈다고 주장함으로써 이러한 전제를 상세히 설명했다.붉은 거성이 마침내 외층을 주조할 때, 이 원소들은 다른 항성계를 형성하기 위해 재활용될 것이다.[8]

포메이션

참고 항목:네버러 가설

전극 성운

성운 가설은 태양계가 거대한 분자 구름 조각의 중력 붕괴로부터 형성되었다고 말한다.[9]구름은 지름이 약 20파섹(65광년)[9]인 반면 조각은 지름이 약 1파섹(3, 1/4광년)이었다.[10]파편들의 추가 붕괴는 크기가 0.01–0.1 파섹(2,000–20,000 AU)의 밀도 코어 형성을 이끌었다.[a][9][11]이 붕괴된 조각들 중 하나는 태양계가 된 것을 형성했다.[12]태양()M☉을 조금 넘는 질량을 가진 이 지역의 구성은 수소와 함께 빅뱅 핵합성이 생산하는 헬륨과 미량의 리튬과 함께 질량의 약 98%를 형성하고 있는 오늘날의 태양과 거의 같았다.질량의 나머지 2%는 초기 세대의 별에서 핵합성에 의해 생성된 더 무거운 원소로 구성되었다.[13]이 별들의 생명에 늦게, 그들은 성간 매체로 더 무거운 원소를 분출했다.[14]

오리온 성운에 있는 원행성 원반체의 허블 이미지, 광년폭의 "별의 육아기"는 아마도 태양이 형성된 원시 성운과 매우 유사할 것이다.

유성에서 발견된 가장 오래된 포함 물질은 45억6820만년 전 태양계 성운에서 형성되는 최초의 고체 물질을 추적하는 것으로 생각되며, 이는 태양계 시대의 한 가지 정의다.[1]고대 운석에 대한 연구는 철-60과 같은 단명 동위원소의 안정된 딸 핵이 폭발하고 단명된 별에서만 형성되는 흔적을 보여준다.이것은 하나 이상의 초신성이 근처에서 발생했음을 나타낸다.초신성의 충격파는 구름 안에 비교적 밀집된 지역을 만들어 태양 형성을 촉발시켰고, 이 지역들을 붕괴시켰을 수도 있다.[15]거대하고 짧은 항성만이 초신성을 생성하기 때문에, 태양은 아마도 오리온 성운과 비슷한 거대한 별을 생산하는 큰 항성형성 지역에서 형성되었을 것이다.[16][17]카이퍼 벨트의 구조와 그 안에 있는 변칙적인 물질들에 대한 연구는 태양이 지름 6.5년에서 19.5광년 사이 그리고 집합 질량 3,000의 1,000 내지 1만 개의 별들의 성단 안에서 형성되었음을 시사한다.이 성단은 형성된 지 1억 3천 5백만년에서 5억 3천 5백만년 사이에 갈라지기 시작했다.[18][19]우리의 젊은 태양이 그것의 생애 첫 1억 년 동안 근접 통과 별들과 상호작용하는 몇몇 시뮬레이션은 분리된 물체들과 같이 태양계 바깥에서 관찰된 비정상적인 궤도를 생성한다.[20]

각운동량의 보존 때문에, 성운은 붕괴하면서 더 빨리 회전했다.성운 내부의 물질이 응축되면서 그 안에 있는 원자들은 증가하는 주파수와 충돌하기 시작했고, 그들의 운동에너지를 열로 변환시켰다.대부분의 질량이 모인 센터는 주변 원반보다 점점 뜨거워졌다.[10]약 10만년 동안,[9] 중력, 기체 압력, 자기장, 회전 등의 경쟁력으로 인해 수축 성운은 지름이 약 200AU인[10] 회전하는 원행성 원반으로 납작해져 중심부에 뜨겁고 밀도 높은 원생성(수소 융합을 아직 시작하지 않은 별)을 형성하게 되었다.[21]

이 시점에서 태양은 T 타우리 별이었던 것으로 생각된다.[22]T T Tauri 별에 대한 연구는 그것들이 종종 질량이 0.001–0.1인 행성 이전 물질의 원반을 동반한다는 것을 보여준다.M이 디스크들은 수백 AU까지 확장된다—허블 우주 망원경은 오리온 성운과[24] 같은 항성형성 영역에서 직경 1000 AU의 원행성 디스크를 관측했으며, 오히려 가장 뜨거울 때 표면 온도는 약 1,000 K(730 °C; 1,340 °F)에 불과할 정도로 시원하다☉.[23][25]5천만 년 안에 태양의 중심부에 있는 온도와 압력이 너무 커져서 수소가 융합되기 시작했으며, 정수 평형이 달성될 때까지 중력 수축에 대항하는 내부 에너지원을 만들었다.[26]이것은 태양이 주요 수열로 알려진 인생의 황금기에 진입하는 것을 의미했다.주계열성 별은 중심부에서 수소가 헬륨으로 융합되어 에너지를 얻는다.태양은 오늘날에도 주계열성으로 남아 있다.[27]초기 태양계가 계속 진화하면서 결국 별의별 보육원에서 형제자매들로부터 멀어져 은하수의 중심을 스스로 선회하는 일이 계속되었다.

행성 형성

참고 항목: 원행성 디스크

이 다양한 행성들은 태양 성운, 태양의 형성으로부터 남겨진 원반 모양의 가스와 먼지의 구름으로부터 형성된 것으로 생각된다.[28]현재 행성이 형성되는 방법은 중앙 원점 주위의 궤도에 있는 먼지 알갱이로 행성들이 시작된 점착법이다.직접 접촉과 자가조직을 통해 직경 200m(660ft)에 이르는 덩어리로 형성된 이들 알갱이들은 차례로 충돌해 몸집이 10km(6.2mi)에 이르는 더 큰 몸체(계획체)를 형성했다.이것들은 향후 몇 백만 년 동안 매년 센티미터의 비율로 증가하면서 추가 충돌을 통해 점차 증가하였다.[29]

4AU 내부의 태양계 지역인 내부 태양계는 물과 메탄과 같은 휘발성 분자가 응축하기에는 너무 따뜻했기 때문에, 그곳에 형성된 행성상체는 금속(철, 니켈, 알루미늄과 같은)과 암석 규산염과 같은 용융점이 높은 화합물에서만 형성될 수 있었다.이 바위투성이의 몸은 지구 행성(머큐리, 금성, 지구, 화성)이 될 것이다.이 화합물들은 성운 질량의 0.6%만을 구성하는 우주에서는 상당히 드물기 때문에 지구 행성들은 그리 크게 성장할 수 없었다.[10]지상 배아는 지구 질량 약 0.05까지 성장했다.MEarth) 그리고 태양의 형성 후 약 10만 년 후에 물질의 축적을 중단했다; 이 행성 크기의 몸체들 사이의 후속적인 충돌과 합병을 통해 지구 행성은 현재의 크기로 성장할 수 있었다(아래 지구 행성 참조).[30]

지구 행성들이 형성되고 있을 때, 그들은 가스와 먼지의 원반에 계속 빠져 있었다.가스는 압력에 의해 부분적으로 지지되었고 그래서 행성들만큼 빠르게 태양의 궤도를 돌지 않았다.결과적인 끌림과 더 중요한 것은 주변 물질과의 중력 상호작용은 각운동량의 전달을 야기했고, 그 결과 행성은 점차 새로운 궤도로 이동했다.모델들은 원반의 밀도와 온도 변화가 이 이동 속도를 지배하였다는 것을 보여주지만,[31][32] 순 추세는 원반이 소멸함에 따라 내행성이 내부로 이동하여 행성이 현재 궤도에 있게 하는 것이었다.[33]

거대한 행성들(주피터, 토성, 천왕성, 해왕성)이 서리선을 넘어 더 멀리 형성되었는데, 이는 화성과 목성의 궤도 사이에 물질이 냉각되어 휘발성 얼음 화합물이 고체 상태를 유지할 수 있는 지점이다.조비안 행성을 형성한 아이스는 지상 행성을 형성한 금속과 규산염보다 풍부해 거대 행성들이 가장 가볍고 가장 풍부한 원소인 수소와 헬륨을 포획할 수 있을 만큼 충분히 거대하게 자랄 수 있었다.[10]서리선 너머 행성들은 약 300만년 내에 4개까지 축적되었다.[30]오늘날, 네 개의 거대한 행성은 태양 주위를 도는 모든 질량의 99%를 약간 밑돌고 있다.[b]이론가들은 목성이 서리선 바로 너머에 있는 것은 우연이 아니라고 믿는다.서리선이 얼음 물질을 주입하면서 증발해 많은 양의 물을 축적했기 때문에, 그것은 먼지 입자의 궤도를 선회하는 속도를 증가시키는 낮은 압력 영역을 만들어내고 태양을 향한 움직임을 중단시켰다.실제로 서리선은 태양으로부터 약 5AU에 물질이 빠르게 축적되는 장벽 역할을 했다.이 과잉 물질은 10의 순서로 큰 배아(혹은 코어)로 합쳐졌다.M점점 더 빠른 속도로 주변 원반에서 가스를 주입하여 봉투를 쌓기 시작했다Earth.[34][35]일단 외피 질량이 고체 중심 질량과 거의 같게 되자, 성장이 매우 빠르게 진행되어 약 150개의 지구 질량에 도달하여 10년5 후 마침내 318개로 증가하였다.M토성은 단순히 목성이 소비할 수 있는 가스가 더 적은 몇 백만 년 후에 형성되었기 때문에 실질적으로 질량이 더 낮을 수도 있다Earth.[36][30][37]

어린 태양과 같은 T Tauri 별들은 더 안정적이고 나이든 별들보다 훨씬 더 강한 별 바람을 가지고 있다.천왕성과 해왕성은 목성과 토성이 강한 태양풍이 디스크 물질의 많은 부분을 날려버린 이후에 형성된 것으로 생각된다.그 결과, 이 행성들은 수소와 헬륨을 거의 축적하지 않았다—1 이하.MEarth 각각. 천왕성과 해왕성은 때때로 실패한 중심부로 불린다.[38]이 행성들의 형성 이론의 가장 큰 문제는 그들이 형성되는 시간이다.현재의 위치에서 그들의 코어가 형성되려면 수백만년이 걸렸을 것이다.[37]이는 천왕성과 해왕성이 목성과 토성 사이 또는 태양에 더 가깝게 형성되어 나중에 이주하거나 밖으로 배출되었을 수 있다는 것을 의미한다(아래 행성 이동 참조).[38][39]행성상 시대의 운동은 태양을 향한 모든 내부적인 것은 아니었다; 스타더스트 샘플은 와일드 2 혜성에서 온열된 내부 태양계에서 카이퍼 벨트 지역으로 태양계의 초기 형성의 물질들이 이동했다는 것을 시사했다.[40]

3백만 년에서 1천만 년 사이,[30] 젊은 태양의 태양풍은 원행성 원반에 있는 가스와 먼지를 모두 제거하여 성간 우주로 날려버려서 행성의 성장을 끝냈을 것이다.[41][42]

후속 진화

이 행성들은 원래 현재의 궤도에서 또는 그 근처에서 형성된 것으로 생각되었다.이것은 지난 20년 동안 의심받아 왔다.현재, 많은 행성 과학자들은 태양계가 초기 형성 이후 매우 다르게 생겼을 것이라고 생각한다: 적어도 수성만큼 거대한 물체들이 내부 태양계에 존재했고, 외부 태양계는 지금보다 훨씬 더 작았고, 카이퍼 벨트는 태양에 훨씬 더 가까웠다.[43]

지구 행성

행성 형성 시대가 끝날 무렵 내부 태양계는 화성 크기의 행성 배아에 50 대 100으로 채워졌다.[44][45]더 이상의 성장은 오직 이들 몸이 충돌하고 합병되었기 때문에 가능했는데, 이것은 1억 년도 걸리지 않았다.이 물체들은 서로 중력적으로 상호작용하여 충돌할 때까지 서로의 궤도를 잡아당기고 오늘날 우리가 알고 있는 네 개의 지구 행성이 형성될 때까지 더 크게 자란다.[30]이러한 거대한 충돌 중 하나는 달을 형성한 것으로 생각되며(아래 문 참조),[46] 또 다른 충돌은 어린 수성의 외피를 제거했다.

이 모델에서 해결되지 않은 문제 중 하나는, 충돌하기 위해 매우 기이한 것이 필요했을 원생 지구 행성의 초기 궤도가 오늘날 그들이 가지고 있는 놀랍도록 안정적이고 거의 원형 궤도를 어떻게 만들어냈는지 설명할 수 없다는 것이다.[44]이 "기이한 덤핑"에 대한 한 가지 가설은 가스 원반에서 형성된 테레스트리알이 여전히 태양에 의해 배출되지 않는다는 것이다.이 잔존 가스의 "중력 항력"은 결국 행성의 에너지를 낮춰 궤도를 평탄하게 했을 것이다.[45]그러나 그러한 기체가 존재했다면 애초에 지상 행성의 궤도가 그렇게 괴이해지는 것을 막았을 것이다.[30]또 다른 가설은 중력 항력이 행성과 잔존 가스 사이에 있는 것이 아니라 행성과 나머지 작은 몸체 사이에 발생했다는 것이다.몸집이 큰 물체가 작은 물체의 무리 사이를 이동하면서, 더 큰 행성의 중력에 이끌린 더 작은 물체는 더 큰 물체의 경로에 더 높은 밀도의 지역, 즉 '중력적인 웨이크업'을 형성했다.그들이 그렇게 했을 때, 경계의 중력이 증가하면서 더 큰 물체는 더 일반적인 궤도로 느려졌다.[47]

소행성대

태양으로부터 2AU에서 4AU 사이의 지상 지역의 바깥쪽 가장자리는 소행성 띠라고 불린다.소행성 띠는 처음에는 지구와 비슷한 2-3개의 행성을 형성할 수 있을 정도로 많은 물질을 포함하고 있었고, 실제로 많은 수의 행성들이 그곳에 형성되었다.테레스트리알과 마찬가지로, 이 지역의 행성상들은 나중에 결합되어 화성 크기의 행성 배아에 달-30을 형성했다. 그러나 목성의 근접성은 이 행성이 형성된 후, 태양 300만년 후, 이 지역의 역사가 극적으로 변화했다는 것을 의미했다.[48][44]목성과 토성과의 궤도 공진은 소행성대에서 특히 강하며, 보다 거대한 배아와의 중력 상호작용은 많은 행성들을 공진 속으로 흩어지게 한다.목성의 중력은 이러한 공명 내에 있는 물체의 속도를 증가시켜, 그것들이 거세되기보다는 다른 물체와 충돌할 때 산산조각이 나게 했다.[49]

목성이 형성에 따라 안으로 이주할 때(아래 행성 이주를 참조), 공명은 소행성대를 휩쓸어 이 지역의 인구를 역동적으로 흥분시키고 서로에 대한 속도를 증가시켰을 것이다.[50]공명과 배아의 누적 작용은 소행성 띠로부터 행성들을 멀리 흩어 놓거나 궤도경향과 기이성을 흥분시켰다.[48][51]이 거대한 배아들 중 일부는 목성에 의해 배출된 반면, 다른 배아들은 태양계 내부로 이주하여 지구 행성의 최종 생성에 역할을 했을지도 모른다.[48][52][53]이 일차 고갈 기간 동안, 거대 행성과 행성 배아의 영향으로 소행성대는 주로 작은 행성들로 구성된 지구의 1% 미만에 해당하는 총 질량을 가지게 되었다.[51]이는 현재 약 0.0005인 메인벨트의 현재 질량보다 여전히 10~20배 많은 것이다.MEarth.[54] 목성과 토성이 2:1의 일시적인 궤도 공진(아래 참조)에 들어갔을 때 소행성 띠를 현재의 질량에 가깝게 내려오게 한 2차 고갈기가 뒤따랐다고 생각된다.

태양계의 거대한 충돌 기간은 아마도 지구 초기 소행성대에서 현재의 물 함유량(약 6×1021 kg)을 얻는 데 역할을 했을 것이다.물은 지구의 형성에 존재하기엔 너무 휘발성이 강하며, 태양계의 바깥쪽, 더 차가운 부분으로부터 그 후에 전달되었을 것이다.[55]이 물은 아마도 목성에 의해 소행성대에서 던져진 행성 배아와 작은 행성들에 의해 전달되었을 것이다.[52]2006년에 발견된 메인벨트 혜성의 개체수도 지구 물의 가능한 원천으로 제시되었다.[55][56]이와는 대조적으로 카이퍼 벨트 또는 더 먼 지역에서 온 혜성은 지구 물의 약 6% 이하를 전달하였다.[2][57]팬스퍼미아 가설은 비록 이 사상이 널리 받아들여지지는 않지만 생명 그 자체가 이런 식으로 지구에 축적되었을 수도 있다는 것을 담고 있다.[58]

행성 이동

주요 기사:멋진 모델과 그랜드 택 가설

네블라 가설에 따르면, 바깥쪽 두 행성은 "잘못된 곳"에 있을 수 있다.천왕성과 해왕성은 태양 성운의 밀도가 감소하고 궤도 시간이 길어지면서 그곳에 형성되는 것을 매우 신뢰할 수 없는 지역에 존재한다.[59]그 대신 두 사람은 더 많은 물질을 이용할 수 있었던 목성과 토성('가스 거인'으로 알려진) 부근의 궤도에서 형성되어 수억 년에 걸쳐 현재의 위치로 바깥쪽으로 이동했다고 생각된다.[38]

외부 행성과 카이퍼 벨트를 보여주는 시뮬레이션:[2]
a) 목성/토성 2:1 공명 전
b) 해왕성의 궤도 이동 후 카이퍼 벨트 물체가 태양계로 산란
c) 목성에 의한 카이퍼 벨트 본체 이탈 후
목성의 궤도
토성의 궤도
천왕성의 궤도
해왕성의 궤도

태양계 최외곽의 존재와 성질을 설명하기 위해서도 외부 행성의 이동은 필요하다.[39]해왕성을 넘어 태양계는 카이퍼 벨트, 흩어진 원반, 그리고 오트 구름 속으로 계속 들어가는데, 대부분의 관측된 혜성의 기원이 될 것으로 생각되는 작은 얼음 덩어리의 세 희박한 개체군이다.태양으로부터 떨어진 거리에서는, 태양 성운이 흩어지기 전에 행성이 형성될 수 있도록 하기에는 너무 느렸고, 따라서 초기 원반은 행성으로 통합하기에 충분한 질량 밀도가 부족했다.[59]카이퍼 벨트는 태양으로부터 30~55AU 사이에 있는 반면, 더 멀리 흩어져 있는 원반은 100AU 이상까지 뻗어 있고,[39] 먼 오트 구름은 약 5만 AU에서 시작된다.[60]그러나 원래 카이퍼 벨트는 훨씬 밀도가 높고 태양에 가까웠으며, 바깥쪽 가장자리는 약 30AU이었다.그것의 내측 가장자리는 천왕성과 해왕성의 궤도를 조금 넘어섰을 것이다. 천왕성과 해왕성의 궤도는 생성 당시 태양에 훨씬 더 가까웠으며(15-20AU 범위일 가능성이 가장 높으며), 시뮬레이션의 50%는 해왕성보다 태양에서 더 먼 곳에 있는 천왕성과 반대 위치에 놓였다.[61][2][39]

니스 모델에 따르면, 태양계가 형성된 후, 모든 거대한 행성의 궤도는 많은 수의 남은 행성들과 상호 작용하는 것에 영향을 받아 천천히 변화했다.5억~6억년(약 40억년 전) 후 목성과 토성은 2:1 공명으로 떨어졌다: 토성은 목성 궤도를 도는 두 개의 궤도에 한 번씩 태양을 공전했다.[39]이 공명은 외행성에 대한 중력을 발생시켰고, 아마도 해왕성이 천왕성을 지나 고대 카이퍼 벨트로 파고들게 했을 것이다.[61]행성들은 그들 자신이 바깥쪽으로 이동하는 동안 얼음으로 된 작은 몸체들의 대부분을 안쪽으로 흩어지게 했다.그리고 나서 이 행성상들은 그들이 마주친 다음 행성에서 비슷한 방식으로 흩어져서 그들이 안으로 이동하는 동안 행성의 궤도를 바깥쪽으로 이동시킨다.[39]이 과정은 행성이 목성과 상호작용할 때까지 계속되었는데, 목성의 엄청난 중력은 목성을 높은 타원 궤도로 보내거나 심지어 태양계에서 완전히 배출시켰다.이것은 목성이 안으로 약간 움직이게 했다.[c]목성에 의해 고타원 궤도로 흩어진 물체들은 오트 구름을 형성했고,[39] 해왕성이 이주하면서 더 적은 정도로 흩어진 물체들은 현재의 카이퍼 벨트와 흩어진 원반을 형성했다.[39]이 시나리오는 카이퍼 벨트와 산란된 디스크의 현재 낮은 질량을 설명한다.명왕성을 비롯한 흩어진 물체들 중 일부는 중력적으로 해왕성의 궤도에 묶이게 되어, 그들을 평균 운동 공진 속으로 몰아넣었다.[62]결국 행성상 원반 내의 마찰로 천왕성과 해왕성의 궤도가 다시 원형을 이루게 되었다.[39][63]

외행성과는 대조적으로, 내행성은 거대한 충돌의 시기에 따라 궤도가 안정적이기 때문에 태양계 시대에 걸쳐 크게 이주하지 않은 것으로 생각된다.[30]

또 다른 의문은 화성이 지구에 비해 왜 그렇게 작게 나왔느냐는 것이다.2011년 6월 6일 발표된 텍사스주 샌안토니오 남서연구소의 연구는 목성이 1.5AU로 안쪽으로 이동했다는 것을 제안한다. 토성이 형성되고 안쪽으로 이동하며 목성과 2:3 평균 운동 공명을 설정한 후, 이 연구는 두 행성이 모두 현재 위치로 다시 이동했다고 가정한다.따라서 목성은 더 큰 화성을 만들 수 있는 많은 물질을 소비했을 것이다.같은 시뮬레이션도 혜성과 비슷한 건조한 소행성과 물이 풍부한 물체를 가진 현대 소행성대의 특성을 재현한다.[64][65]그러나, 태양 성운의 조건이 목성과 토성이 현재의 위치로 다시 이동할 수 있게 했는지 여부는 불확실하며, 현재 추정에 따르면 이러한 가능성은 거의 없어 보인다.[66]게다가 화성의 작은 질량에 대한 대체적인 설명이 존재한다.[67][68][69]

후기 중폭격 및 후기

주요기사 : 후기 중폭격기
애리조나의 유성 크레이터.지름이 약 50m(160ft)인 임팩터에 의해 5만년 전에 만들어진 태양계 굴착은 끝나지 않았음을 보여준다.

외부 행성의 이동으로 인한 중력 붕괴는 많은 소행성들을 태양계 내부로 보내어 오늘날 극도로 낮은 질량에 도달할 때까지 원래의 허리띠를 심각하게 수축시켰을 것이다.[51]이 사건은 태양계가 형성된 지 5억~6억년 후인 약 40억년 전에 발생한 후기 중폭격 사건을 촉발시켰을지도 모른다.[2][70]이 폭격이 수억 년 동안 지속된 시기는 달과 수성과 같은 태양계 내부 사체의 지질학적으로 볼 수 있는 분화구에서 분명히 나타난다.[2][71]지구상에 생명체로 알려진 가장 오래된 증거는 38억년 전으로, 거의 후기 중폭격이 끝난 직후에 나타난다.[72]

영향은 태양계 진화의 정기적인 부분(현재는 드문 경우)으로 생각된다.그들이 계속 일어나는 것은 슈메이커 혜성의 충돌로 증명된다.1994년 목성과 함께 레비 9, 2009년 목성 충돌 사건, 퉁구스카 사건, 첼랴빈스크 운석 그리고 애리조나에 유성 크레이터를 만든 충격.그러므로 그 억양의 과정은 완전하지 않고, 여전히 지구상의 생명체에 위협을 가할 수도 있다.[73][74]

태양계의 진화가 진행되는 동안 혜성은 거대한 행성의 중력에 의해 내부 태양계 밖으로 배출되었고, 수천 AU를 바깥쪽으로 보내 태양 중력의 가장 먼 범위에서 행성핵의 구형의 외측 군집인 오트 구름을 형성했다.결국 약 8억년이 지난 후 은하 조류, 지나가는 별, 거대한 분자구름에 의해 야기된 중력분열이 구름을 고갈시키기 시작하여 혜성을 내부 태양계로 보내게 되었다.[75]태양계의 진화 또한 태양풍, 마이크로메테이트, 성간 매체의 중립 성분으로부터 우주 풍화작용에 영향을 받은 것으로 보인다.[76]

후기 중폭격 이후 소행성대의 진화는 주로 충돌에 의해 지배되었다.[77]질량이 큰 물체는 격렬한 충돌로 분출되는 어떤 물질도 보존하기에 충분한 중력을 가지고 있다.소행성대에서 이것은 보통 그렇지 않다.그 결과, 많은 더 큰 물체들이 부서졌고, 때로는 덜 격렬한 충돌로 잔해로부터 새로운 물체들이 위조되었다.[77]현재 일부 소행성 주위의 위성은 그 중력을 완전히 벗어날 수 있을 만큼 충분한 에너지 없이 모체 물체로부터 떨어져 나간 물질의 결합으로만 설명할 수 있다.[78]

문스

참고 항목: 거대 영향 가설

달은 대부분의 행성들과 많은 다른 태양계 몸 주위에 존재하게 되었다.이러한 천연 위성은 세 가지 가능한 메커니즘 중 하나에 의해 발생하였다.

  • 원경 원반으로부터의 공동 형성(거대 행성의 경우에만 해당)
  • 충격 파편으로부터의 형성(낮은 각도에서 충분히 큰 충격이 주어짐)
  • 지나가는 물체 캡처.
달을 형성한 것으로 생각되는 거대한 충격에 대한 예술가의 개념

목성과 토성에는 Io, Europa, Ganymede, Titan과 같은 몇 개의 큰 위성이 있는데, 이 위성은 행성이 태양 주위의 디스크로부터 형성된 것과 거의 같은 방식으로 각각의 거대한 행성 주위의 디스크에서 유래되었을지도 모른다.[79][80][81]이 기원은 달의 큰 크기와 행성과의 근접성에 의해 표시된다.이러한 속성은 포획을 통해 달성할 수 없는 반면 프라이머리의 기체 특성 역시 충돌 잔해로부터 형성될 가능성이 낮다.거대한 행성의 외성은 작은 경향이 있고 임의의 경사가 있는 기이한 궤도를 가지고 있다.생포된 시체의 특징들은 다음과 같다.[82][83]그러한 달들은 대부분 원전의 회전 반대 방향으로 공전한다.가장 큰 불규칙한 달은 넵튠의 달 트리톤으로, 이 달은 포획된 카이퍼 벨트 물체로 생각된다.[74]

고체 태양계 몸체의 위성은 충돌과 포획에 의해 생성되었다.화성의 두 작은 달인 데이모스와 포보스는 소행성을 포착한 것으로 생각된다.[84]지구의 달은 하나의 거대한 정면 충돌의 결과로 형성된 것으로 생각된다.[85][86]충돌하는 물체는 아마도 화성과 비슷한 질량을 가지고 있었을 것이고, 그 충격은 아마도 거대한 충돌의 기간이 끝나갈 무렵에 일어났을 것이다.충돌은 충격기의 맨틀 일부를 궤도에 올려놓았고, 그 후 달로 합쳐졌다.[85]그 충격은 아마도 지구를 형성한 일련의 합병에서 마지막이었을 것이다.화성 크기의 물체가 안정적인 지구-선 라그랑지안 지점 중 하나(L4 또는5 L)에서 형성되어 그 위치에서 표류했을 수 있다는 가설이 추가적으로 제기되었다.[87]명왕성-채론, 오커스-반스, 지구-달계통은 위성의 질량이 적어도 몸집이 큰 것의 1%라는 점에서 태양계에서는 드물다.[88][89]

미래

천문학자들은 태양이 중심핵에 있는 거의 모든 수소 연료를 헬륨으로 융합시켜 헤르츠스프룽-러셀 도표의 주계열에서 적색거성 단계로 진화를 시작할 때까지 태양계의 현재 상태는 크게 변하지 않을 것으로 추정한다.태양계는 그때까지 계속 진화할 것이다.결국 태양은 내행성(머큐리, 금성, 어쩌면 지구)을 압도할 정도로 충분히 팽창할 것 같지만 목성과 토성을 포함한 외행성은 팽창하지 않을 것이다.그 후에, 태양은 백색 왜성의 크기로 줄어들었고, 외행성과 그들의 달들은 이 작은 태양 잔해를 계속 공전할 것이다.이러한 미래 발전은 숙주 백색 왜성 MOA-2010-BLG-477L를 공전하는 목성 크기의 외행성인 MOA-2010-BLG-477L b의 관측된 검출과 유사할 수 있다.[90][91][92]

장기안정성

태양계는 행성의 궤도가 장기적 변동에 개방되어 있어 수백만 년에서 수십억 년의 시간 순환이 혼란스럽다.[93]이 혼돈의 한 눈에 띄는 예는 해왕성-이다.3:2 궤도 공명에 놓여 있는 명왕성계.공명 자체는 안정되게 유지되겠지만, 향후 1000만~2000만년(랴푸노프 시대) 이상의 정확도로 명왕성의 위치를 예측하는 것은 불가능해진다.[94]또 다른 예로는 달과의 조석 상호작용에 의해 지구의 맨틀 내부에서 제기된 마찰로 인해(아래 참조)[95] 지금부터 15억~45억년 사이의 어느 시점에서는 값을 매길 수 없는 지구의 축 기울기가 있다.

외행성의 궤도는 긴 시간 동안 혼란스러우며, 랴푸노프 시간은 2억 3천만 년이다.[96]모든 경우에 이것은 궤도를 따라 있는 행성의 위치를 궁극적으로 어떠한 확실성으로도 예측할 수 없게 된다는 것을 의미한다(그래서 예를 들어, 겨울과 여름의 시기가 불확실해진다). 그러나 어떤 경우에는 궤도 자체가 극적으로 변할 수도 있다.이러한 혼돈은 일부 행성의 궤도가 현저하게 더 많거나 적으며 기이성의 변화로 가장 강하게 나타난다.[97]

궁극적으로 태양계는 다음 몇 십억 년 안에 어느 행성도 서로 충돌하거나 시스템에서 배출될 가능성이 없다는 점에서 안정적이다.[96]이를 넘어 50억년 내외의 화성의 기이함이 0.2 정도까지 커질 수 있어 지구 횡단 궤도에 놓여 잠재적 충돌로 이어질 수 있다.같은 시기라면 수성의 기이함은 더욱 커질 수도 있고, 금성과의 면밀한 만남은 이론적으로 수성을 태양계에서 완전히[93] 빼내거나 금성이나 지구와의 충돌 코스로 보낼 수도 있다.[98]수성의 궤도가 혼란스러운 수치 시뮬레이션에 따르면 이것은 10억년 안에 일어날 수 있다.[99]

문-링 시스템

달 시스템의 진화는 조수력에 의해 추진된다.달은 1차 지름을 가로지르는 미분 중력 때문에 궤도를 도는 물체(일차)에 조석 불량을 일으킬 것이다.만약 달이 행성의 자전과 같은 방향으로 회전하고 행성이 달의 궤도 주기보다 더 빠르게 회전하고 있다면, 불룩함은 끊임없이 달보다 앞서 당겨질 것이다.이 상황에서 각운동량은 1차 회전에서 위성의 회전으로 전달된다.달은 에너지를 얻고 점차 바깥쪽으로 나선형으로 돌아가는 반면, 원주는 시간이 지남에 따라 더 천천히 회전한다.

지구와 달은 이 구성의 한 예다.오늘날, 달은 지구에 단조롭게 잠겨 있다; 지구 주위를 도는 그것의 회전 중 하나(현재 약 29일)는 그것의 축에 대한 회전 중 하나와 같기 때문에, 달은 항상 지구에 한 얼굴을 보여준다.달은 지구에서 계속 물러날 것이고, 지구의 자전 속도는 점차 느려질 것이다.다른 예로는 목성의 갈릴레이 위성(그리고 목성의 작은 위성들 중 많은 것들도 있다)[100]과 토성의 대부분의 큰 위성들이 있다.[101]

보이저 2호가 찍은 해왕성과 달 트리톤.트리톤의 궤도는 결국 넵튠의 로슈 한계 내에서 그것을 가져갈 것이며, 그것을 찢어 새로운 링 시스템을 형성할 가능성이 있다.

달이 원주 주위를 원주 회전 속도보다 빠르게 회전하거나, 행성의 회전 반대 방향으로 회전할 때 다른 시나리오가 발생한다.이런 경우, 조수 폭포는 궤도에서 달보다 뒤떨어진다.전자의 경우 각운동량 전달 방향이 역전돼 1차 회전 속도가 빨라지고 위성의 궤도는 작아진다.후자의 경우 회전과 혁명의 각운동량은 반대 기호를 가지고 있기 때문에, 전달은 각각의 크기(각각 서로를 상쇄하는 것)의 감소로 이어진다.[d]두 경우 모두 조석 감속은 달이 조석 스트레스에 의해 갈라지거나, 잠재적으로 행성 고리 시스템을 만들거나, 행성의 표면이나 대기에 충돌할 때까지 1차 방향으로 소용돌이치게 한다.그러한 운명은 화성의 포보스(3000만~5천만년 이내),[102] 해왕성의 트리톤(36억년 이내),[103] 천왕성과 해왕성의 최소 16개의 소형 위성을 기다리고 있다.천왕성의 데스데모나는 이웃한 달들 중 하나와 충돌할 수도 있다.[104]

세 번째 가능성은 경선과 달이 서로 간결하게 잠겨 있는 곳이다.그럴 경우, 조수는 달 바로 아래에 머물며, 각운동량의 전달이 없으며, 궤도 주기는 변하지 않을 것이다.명왕성과 카론은 이러한 유형의 구성의 예다.[105]

토성의 고리가 형성되는 메커니즘에 대해서는 합의가 이루어지지 않고 있다.이론적 모델들은 이 고리들이 태양계 역사상 초기에 형성되었을 가능성이 있다고 보여주었지만,[106] 카시니-카시니호에서 나온 자료들이었습니다.Huygens 우주선은 그들이 비교적 늦게 형성되었음을 시사한다.[107]

태양과 행성 환경

참고 항목:별의 진화 및 지구의 미래
Formation of the solar system after gas and dust accretion to a protoplanetary disk. The vast majority of this material was created from the primal supernova
가스 및 분진이 원반에 축적된 후 태양계의 형성.이 물질의 대부분은 원시 초신성으로부터 만들어졌다.

장기적으로 태양계의 가장 큰 변화는 나이가 들면서 태양 자체의 변화에서 올 것이다.태양은 수소 연료의 공급을 통해 연소할 때, 더 뜨거워지고 남은 연료를 더 빨리 연소시킨다.그 결과, 태양은 11억년마다 10%씩 더 밝게 성장하고 있다.[108]약 6억 년 후에 태양의 밝기는 나무와 숲(C3 광합성 식물 생물)이 더 이상 생존할 수 없을 정도로 지구의 탄소 순환을 방해할 것이고, 약 8억 년 후에 태양은 지구 표면과 바다의 모든 복잡한 생명체를 죽일 것이다.11억년 후, 태양의 방사선 생산량 증가는 그 위치의 거주 가능 지역을 바깥으로 이동하게 할 것이고, 지구의 표면을 너무 뜨겁게 해서 액체 상태의 물이 그곳에 자연적으로 존재할 수 없게 할 것이다.이쯤 되면 모든 생명체는 단세포 유기체로 전락할 것이다.[109]해양 표면에서 나오는 강력한 온실 가스인 물의 증발은 기온 상승을 가속화하여 지구상의 모든 생명체를 더 빨리 종식시킬 수 있다.[110]이 기간 동안 화성의 표면 온도가 점차 상승함에 따라 현재 지표면 리보석 아래에 얼어붙은 이산화탄소와 물이 대기 중으로 방출되어 오늘날 지구와 평행한 조건을 달성할 때까지 행성을 가열하는 온실 효과를 만들어 잠재적인 미래의 생명체를 제공할 가능성이 있다.[111]지금부터 35억년이 지나면 지구의 표면 상태는 오늘날의 금성과 비슷해질 것이다.[108]

현재와 같은 태양의 상대적 크기(inset)는 적색 거성으로 추정된 미래 크기와 비교된다.

지금부터 약 54억년 후, 태양의 중심부는 주변의 껍질에서 수소 융합을 촉발할 정도로 뜨거워질 것이다.[109]이로 인해 항성의 바깥 층이 크게 팽창하게 되고, 항성은 적색 거성으로 불리는 삶의 단계에 들어가게 된다.[112][113]75억년 안에 태양은 현재 크기의 256배인 1.2AU의 반경으로 확장될 것이다.적색거성 가지 끝에서, 표면적이 엄청나게 증가한 결과, 태양의 표면은 지금보다 훨씬 더 시원할 것이고 (약 2600K) 그 광도는 현재의 태양 광도 2,700까지 훨씬 더 높아질 것이다.태양은 붉은 기가 도는 생명의 일부로서 질량의 약 33%를 차지하는 강한 별빛 바람을 갖게 될 것이다.[109][114][115]이 시기 동안, 토성의 위성 타이탄은 생명체를 지탱하는 데 필요한 표면 온도를 달성할 수 있을 것이다.[116][117]

태양이 팽창하면서 수성과 금성을 삼킬 것이다.[118]지구의 운명은 덜 분명하다; 비록 태양이 지구의 현재 궤도를 감싸겠지만, 별의 질량 손실(따라서 약한 중력)은 행성의 궤도를 더 멀리 이동하게 할 것이다.[109]만약 이것만 있었다면 금성과 지구는 아마도 소각에서 탈출했을 것이지만,[114] 2008년의 한 연구는 지구가 태양의 약하게 묶인 바깥 외피와의 조석 상호작용의 결과로 삼켜질 가능성이 있다고 제안한다.[109]

확장 국면 이후 거주 가능 구역은 외부 태양계 및 카이퍼 벨트로 더 깊이 이동하게 된다.이것은 명왕성과 카론의 표면 온도가 수빙이 증기로 승화하기에 충분히 높을 것이라는 것을 의미한다.명왕성과 카론의 표면 온도는 0°C가 될 것이다.(물 얼음은 낮은 대기압에서 승화한다.)그때쯤 명왕성은 승화의 결과로 이미 메탄 껍질을 잃어버렸을 것이다.그러나 명왕성은 너무 작고 자기장이 부족하여 태양이 죽을 때 태양 활동이 급격히 증가할 것이라는 점을 감안할 때 두꺼운 대기를 유지할 수 있을 것이다.명왕성과 카론은 우주로 확산되는 물 대기를 잃게 되고, 노출된 암석 중심부를 남길 것이다.그 결과 둘 다 질량의 30%~40%를 잃게 된다.

점차적으로 태양핵 주변의 껍질에서 연소하는 수소는 현재의 태양 질량의 약 45%에 도달할 때까지 핵의 질량을 증가시킬 것이다.이 시점에서 밀도와 온도가 너무 높아져 헬륨의 탄소 융합이 시작되어 헬륨 섬광이 일어나게 되고, 태양은 현재(주계열) 반지름의 약 250배에서 11배까지 줄어들게 된다.이에 따라 현재보다 약 3,000배에서 54배까지 진도가 감소하고 표면온도는 약 4770K까지 상승하게 된다.태양은 오늘날 수소를 태우는 것처럼 안정적인 방식으로 중심부에서 헬륨을 태우는 수평의 거인이 될 것이다.헬륨 융합 단계는 1억년밖에 지속되지 않을 것이다.결국, 그것은 다시 외부 층에 있는 수소와 헬륨의 매장량에 의지해야 할 것이고, 무증상 거인으로 알려진 것으로 알려진 것으로 바뀌면서 두 번째로 확장될 것이다.여기서 태양의 광도는 다시 증가하여 현재의 광도 약 2,090에 이를 것이며, 약 3,500K까지 냉각될 것이다.[109]이 단계는 약 3천만 년 동안 지속되며, 그 후 10만 년의 더 많은 기간에 걸쳐 태양의 남은 외층들은 떨어져 나가 우주로 거대한 물질의 흐름을 분출하고 행성상 성운으로 알려진 후광을 형성하게 될 것이다.분출되는 물질은 태양의 핵반응에 의해 생성되는 헬륨과 탄소를 함유할 것이며, 항성간 매질에는 미래 세대의 별들을 위한 무거운 원소가 농축되어 있을 것이다.[119]

태양이 될 것과 비슷한 행성상 성운인 고리 성운

이것은 비교적 평화로운 사건이며, 태양이 진화의 일부로서 겪기에는 너무 작은 초신성과는 전혀 유사하지 않다.이 사건을 목격하기 위해 참석한 관찰자들은 태양풍 속도의 엄청난 증가를 볼 수 있지만, 행성을 완전히 파괴하기에는 충분하지 않다.그러나, 이 별의 질량 상실은 살아남은 행성의 궤도를 혼란에 빠뜨려, 일부는 충돌하고, 다른 일부는 태양계에서 배출되며, 다른 것들은 조석 상호작용에 의해 해체될 수 있다.[120]그 후에 태양에 남아 있는 모든 것은 백색 왜성이며, 매우 밀도가 높은 물체로, 원래 질량은 54%이지만 지구의 크기밖에 되지 않는다.처음에 이 백색 왜성은 지금 태양보다 100배 더 빛날지도 모른다.그것은 전적으로 퇴화된 탄소와 산소로 구성될 것이지만, 이러한 원소들을 융합시킬 만큼 충분히 뜨거운 온도에 도달하지는 못할 것이다.그러므로 백색 왜성 태양은 점점 더 희미해지고 희미해져 가면서 점차 식을 것이다.[121]

태양이 죽으면서 행성, 혜성, 소행성과 같은 궤도를 도는 물체에 대한 중력은 그 질량 손실로 인해 약해질 것이다.남아 있는 모든 행성의 궤도는 확장될 것이다; 만약 금성, 지구, 화성이 여전히 존재한다면, 그들의 궤도는 대략 1.4 AU(2억1천만 km), 1.9 AU(2억8천만 km), 2.8 AU(4억2천만 km)에 위치할 것이다.이 행성들과 나머지 행성들은 어떤 형태의 생명체도 전혀 없는 어둡고 차가운 헐크가 될 것이다.[114]그들은 태양으로부터의 거리 증가와 태양의 감소된 중력 때문에 속도가 느려진 그들의 항성 궤도를 계속 돌 것이다.20억년 후, 태양이 6000–8000K 범위까지 냉각되면, 태양 중심부의 탄소와 산소는 얼게 될 것이며, 나머지 질량의 90% 이상이 결정 구조를 가정한다.[122]결국 대략 1천조년이 지난 후, 태양은 마침내 흑색 왜성이 되어 완전히 빛을 발하지 못하게 될 것이다.[123]

은하 상호작용

은하수 내 태양계의 위치

태양계는 은하중심으로부터 약 30,000광년 떨어진 원형 궤도를 통해 은하계를 홀로 여행한다.속도는 약 220 km/s이다.태양계가 은하계 해인 은하중심 주위에서 한 번의 혁명을 완성하는데 필요한 기간은 2억 2천만년에서 2억 5천만 년의 범위에 있다.태양계는 형성 이후 적어도 20번의 그러한 혁명을 완성했다.[124]

다양한 과학자들은 태양계가 은하를 통과하는 경로가 지구 화석 기록에서 관찰된 대량 멸종의 주기적인 요인이라고 추측해 왔다.한 가설은 태양이 은하 중심을 공전할 때 태양의 수직 진동이 은하면을 정기적으로 통과하게 한다고 가정한다.태양의 궤도가 그것을 은하계 원반 바깥으로 가져갈 때, 은하계의 조수의 영향은 약하다; 그것이 은하계에 다시 들어오면서, 그것은 수학적 모델에 따르면 태양계로 들어오는 오트 구름 혜성의 흐름을 한 면씩 증가시키는 훨씬 강한 "디스크 조수"의 영향을 받는다.토르 4로, 엄청난 충격의 가능성을 증가시켰다.[125]

하지만, 다른 사람들은 태양이 현재 은하계와 가깝고, 그럼에도 불구하고 마지막 큰 멸종 사건은 1,500만년 전이라고 주장한다.따라서 태양의 수직 위치만으로는 그러한 주기적인 멸종을 설명할 수 없으며, 그 대신 태양이 은하의 나선팔을 통과할 때 소멸이 일어난다.나선팔은 중력이 오트 구름을 왜곡시킬 수 있는 분자구름의 더 많은 수의 집일 뿐만 아니라 비교적 짧은 기간 동안 살다가 초신성으로 격렬하게 폭발하는 밝은 푸른 거인들의 고농도 집이다.[126]

은하 충돌 및 행성 붕괴

주요 기사:안드로메다-밀키웨이 충돌

비록 우주에 있는 대부분의 은하들이 은하수로부터 멀어지고 있지만, 지방 은하단의 가장 큰 멤버인 안드로메다 은하는 약 120 km/s로 은하수 쪽으로 향하고 있다.[127]40억년 후 안드로메다와 은하수가 충돌해 조력력이 외팔을 거대한 조수꼬리로 왜곡하면서 둘 다 변형될 것이다.만약 이 초기 분열이 일어난다면, 천문학자들은 태양계가 은하계의 조석으로 바깥쪽으로 쏠릴 확률을 12%로 계산하고, 태양계가 안드로메다와 중력적으로 결합되어 그 은하의 일부가 될 확률을 3%로 계산한다.[127]태양계의 방출 가능성이 [128]30%까지 올라가는 일련의 눈부신 타격 후에 은하의 초거대 블랙홀이 합쳐질 것이다.결국 약 60억년 후에 은하계와 안드로메다는 거대한 타원 은하로 합병을 완료할 것이다.합병을 하는 동안, 만약 충분한 가스가 있다면, 늘어난 중력은 가스를 형성하는 타원 은하의 중심으로 밀어낼 것이다.이것은 항성폭발이라고 불리는 짧은 기간의 집중적인 항성 형성으로 이어질 수 있다.[127]게다가, 폭발하는 가스는 새로 형성된 블랙홀을 먹이로 하여 활성 은하핵으로 변형시킬 것이다.이러한 상호작용의 힘은 태양계를 새로운 은하의 외부 후광으로 밀어넣어 이러한 충돌로 인한 방사능에 의해 상대적으로 손상되지 않게 할 것이다.[127][128]

이 충돌이 태양계 행성들의 궤도를 교란시킬 것이라는 것은 일반적인 오해다.지나가는 별들의 중력이 행성을 성간 우주로 분리시킬 수 있는 것은 사실이지만, 별들 사이의 거리가 너무 커서 은하계와 안드로메다 사이의 충돌로 인해 어떤 개별적인 항성계에 이런 혼란이 일어날 가능성은 아주 미미하다.태양계 전체가 이러한 사건들에 의해 영향을 받을 수 있지만, 태양과 행성들은 방해받지 않을 것으로 예상된다.[129]

그러나 시간이 지남에 따라 별과 우연히 마주칠 수 있는 누적 확률은 증가하며, 행성의 붕괴는 거의 불가피하게 된다.우주 종말에 대한 빅 크런치나 빅 립 시나리오가 일어나지 않는다고 가정하면, 계산에 의하면 지나가는 별들의 중력이 1조 년 안에15 죽은 태양에게 남아있는 행성들을 완전히 빼앗겼을 것이라고 한다.이 지점은 태양계의 종말을 나타낸다.비록 태양과 행성이 살아남을 수 있지만, 태양계는 어떤 의미에서도, 더 이상 존재하지 않을 것이다.[3]

연대기

Projected timeline of the Sun's life. From Formation To 14Gy

태양계 형성의 시간대는 방사선 연대를 사용하여 결정되었다.과학자들은 태양계가 46억년 된 것으로 추정한다.지구상에서 가장 오래된 것으로 알려진 광물 알갱이는 대략 44억년이다.[130]지구의 표면이 침식, 화산학, 판구조학에 의해 끊임없이 재형성되고 있기 때문에 이 오래된 암석은 드물다.과학자들은 태양계의 나이를 추정하기 위해 태양 성운의 초기 응축 과정에서 형성된 운석을 사용한다.거의 모든 운석(캐년 디아블로 운석 참조)의 연령이 46억년인 것으로 밝혀져 태양계는 적어도 이 정도 나이가 들었음을 시사한다.[131]

다른 별들을 둘러싼 디스크 연구도 태양계 형성을 위한 시간대를 확립하는 데 많은 기여를 했다.100만~300만년 된 별은 가스가 풍부한 원반을 갖고 있는 반면 1000만년 이상 된 별 주위의 원반은 가스가 거의 없는 것으로 나타나 그 안에 있는 거대한 행성들이 형성을 중단했음을 시사한다.[30]

태양계 진화 연표

External Timeline 그래픽 타임라인:
지구와 태양의 그래픽 타임라인

참고: 이 연대기의 모든 날짜와 시간은 대략적이며 규모 지표의 순서로만 간주해야 한다.

태양계의 형성과 진화에 관한 연대기
위상 태양 형성 후 시간 현재 시간(대략) 이벤트
프리 솔라 시스템 태양계가 형성되기 수십억년 전 46억년 전 (bya) 이전 세대의 별들은 태양계가 형성한 성간 매체에 무거운 원소를 주입하면서 살고 죽는다.[14]
~ 5천만 년 전 태양계 생성 4.6 bya 태양계가 오리온 성운과 같은 항성형성 지역에서 형성되면 가장 거대한 별들이 형성되고, 그들의 삶을 살고, 죽고, 초신성 안에서 폭발한다.원시 초신성이라고 불리는 한 특별한 초신성은 태양계의 형성을 촉발시킬 수 있다.[16][17]
태양의 형성 0~10만년 4.6 bya 태양 이전의 성운은 형성되어 붕괴되기 시작한다.해가 지기 시작한다.[30]
10만~5천만 년 4.6 bya 태양은 T T Tauri 원생이다.[9]
10만 년~1천만 년 4.6 bya 1000만년이 되면 원행성 원반 안의 가스가 날아가고, 외행성 형성이 완성될 가능성이 높다.[30]
천만 년 – 1억 년 4.5–4.6 bya 지구 행성과 달의 형태.거대한 충격이 발생한다.물은 지구로 전달된다.[2]
주계열 5천만년 4.5 bya 태양은 주계열성이 된다.[26]
2억 년 4.4 bya 지구상에 가장 오래된 것으로 알려진 바위가 형성되었다.[130][132]
5억~6억년 4.0–4.1 bya 목성과 토성의 궤도에서 공명은 해왕성을 카이퍼 벨트로 이동시킨다.후기 중폭격은 내부 태양계에서 발생한다.[2]
8억년 3.8 bya 지구상에서 가장 오래된 것으로 알려진 생명체.[72][132]오트 구름은 최대 질량에 도달한다.[75]
46억년 오늘 태양은 여전히 주계열성으로 남아 있다.[108]
60억년 14억년 후 미래 태양의 거주 가능 구역은 지구의 궤도 밖으로 이동하며, 아마도 화성의 궤도로 이동한다.[111]
70억년 24억년 후 미래 은하수와 안드로메다 은하가 충돌하기 시작한다.두 은하가 완전히 융합되기 전에 태양계가 안드로메다에 의해 포착될 가능성이 약간 있다.[127]
포스트 메인 시퀀스 100억년 – 120억년 향후 5-7억년 태양은 핵 안에 있는 수소를 모두 녹여서 핵 주위를 둘러싼 껍질에서 수소를 태우기 시작하며, 이로써 주계열 수명을 끝낸다.태양은 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램의 적색거성 분지에 올라가고, 극적으로 더 많은 발광(최대 2,700배), 더 큰(반경 최대 250배), 그리고 더 낮은 온도(최대 2600K)로 성장하기 시작한다.태양은 이제 붉은 거성이 되었다.수성, 금성 그리고 아마도 지구는 삼켜진다.[109][114]이 기간 동안 토성의 위성 타이탄은 거주할 수 있게 될 것이다.[116]
~120억년 ~ 70억년 후 미래 태양은 헬륨 연소 수평 지반 및 점근 지반 후 모든 주계열화 단계에서 질량의 30%를 잃는다.점근성-거창성 지반 위상은 행성상 성운으로서 외부 층이 방출되면서 끝나며, 태양의 밀집된 중심은 백색 왜성으로 남게 된다.[109][119]
레미넌트 선 ~ 1,000조 년(10년15) ~ 1,000조 년의 미래 태양은 5K까지 식는다.[133] 지나가는 별들의 중력은 행성을 궤도에서 분리시킨다.태양계는 더 이상 존재하지 않는다.[3]

참고 항목

메모들

  1. ^ 천문단위, 즉 AU는 지구와 태양 사이의 평균 거리, 즉 약 1억 5천만 킬로미터다.그것은 행성간 거리에 대한 표준 측정 단위다.
  2. ^ 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 총 질량은 445.6 지구 질량이다.남은 물질의 질량은 지구 질량 ~ 5.26 또는 1.1%이다(태양광 시스템# 참조).질량별 태양계 물체 목록 및 참고사항)
  3. ^ 토성, 천왕성, 해왕성이 모두 바깥쪽으로 이동한 반면 목성이 안으로 이동한 이유는 목성이 태양계로부터 행성상체를 배출할 수 있을 만큼 충분히 큰 반면 다른 세 개의 외행성은 그렇지 않기 때문이다.태양계에서 물체를 배출하기 위해, 목성은 그 물체에 에너지를 전달하고, 그래서 자신의 궤도 에너지 일부를 잃고 안으로 이동한다.해왕성, 천왕성, 그리고 토성 섭동이 행성을 바깥으로 퍼트릴 때, 이 행성들은 매우 기이하지만 여전히 묶여 있는 궤도로 끝나게 되고, 그렇게 되면 동요하는 행성으로 되돌아갈 수 있고, 어쩌면 잃어버린 에너지를 되돌려 줄 수도 있다.반면에, 해왕성, 천왕성, 토성 섭동 물체가 안쪽으로 움직일 때, 그 행성들은 그렇게 함으로써 에너지를 얻고 따라서 밖으로 이동한다.더 중요한 것은, 내부에서 동요하는 물체가 목성과 마주치고 태양계에서 방출될 가능성이 더 높으며, 이 경우, 방출된 물체의 내부 편향으로부터 얻은 해왕성, 천왕성, 토성의 에너지 이득은 영구적이 된다.
  4. ^ 이러한 각운동량과 에너지의 전달의 모든 경우에서, 2체계의 각운동량은 보존된다.이와는 대조적으로 달 혁명의 총 에너지와 경선 자전은 보존되지 않고 시간이 지남에 따라 감소하는데, 이는 경선 본체를 통해 조수가 불어나면서 발생하는 마찰열을 통한 방탕으로 인해 발생한다.일차적인 것이 마찰이 없는 이상유체라면 조석 불량은 위성 아래 중심이 되어 어떠한 이송도 이루어지지 않을 것이다.각운동량의 전달을 가능하게 하는 것은 마찰에 의한 역동적인 에너지의 손실이다.

참조

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참고 문헌 목록

외부 링크