Jak přicházejí na svět planety?

Ještě poměrně nedávno věda váhala při odpovědi na otázku, jestli ve vesmíru existují planetární soustavy, podobné té naší. Dnes víme, že je jejich tvorba jedním z nejpřirozenějších jevů, jaké ve vesmíru pozorujeme.

Informace o vzdálených planetárních soustavách pochází z obrovského množství údajů, kterými nás zásobují vesmírné a pozemské teleskopy jako ALMA, Hubble a Chandra. Sledují oblohu v infračerveném, viditelném i rentgenovém pásmu záření, takže zachycují jak jevy, probíhající v chladné hmotě (ALMA), tak jevy doprovázené vysokými teplotami (Chandra). Získané údaje pak naznačují, že vznik planet a planetárních soustav není vůbec zřídkavým jevem, naopak. Tam, kde vznikají hvězdy, vznikají logicky také planetární soustavy. S největší pravděpodobností se ve vesmíru nachází dokonce více planet, než hvězd. 

Jevy, které vznik planet kolem nově vzniklého slunce doprovázejí, jsou souhrou gravitačního působení hmoty a lokálních podmínek.  V posledních letech se podařilo prokázat několik tisíc planet, obíhajících kolem svých centrálních hvězd. Každé další pozorování pomáhá zpřesnit a potvrdit naše teorie. Nabízejí nám mimo jiné i pohled na dobu, kdy vznikala naše vlastní Sluneční soustava.

Na samém počátku je prach a plyn

Planety i jejich centrální hvězdy vznikají z identického materiálu – oblaku plynu a prachu, který se díky svému vlastnímu gravitačnímu působení postupně zahušťuje. Poté se musí ochladit, aby se mohl znovu smrštit a zahustit. Proces postupuje tak dlouho, dokud oblak nedosáhne podmínek, nutných k zažehnutí termonukleární reakce v jeho centru - zrodu nové hvězdy. Plynoprachový oblak kolem ní mezitím dosáhne podoby rotujícího disku.

Co se dále děje s plynem a prachem, který hvězdu obíhá?

V soustavách jejichž centrum tvoří poměrně malá a lehká hvězda, přechází většina hybného impulsu hmoty do té její části, která bude později tvořit planetární soustavu. Ve Sluneční soustavě, kde na Slunce připadá jen 750-násobek hmoty planet, vykazuje jen 1/200 hybného impulsu soustavy.

U obřích hvězd, které dosahují mnohonásobek hmoty Slunce, naopak připadne většina hybného impulsu centrální hvězdě. Planety kolem ní nejspíše nebudou. Důvodem je jistě také několikanásobně intenzivnější „sluneční vítr“, který je schopen „odfouknout“ částice plynoprachového disku dřív, než se z nich stihnou vytvořit planety.

Všechny planety, které vznikly z původního prachoplynného disku, mají podobnou dráhu a ubírají se stejným směrem, jakým se pohyboval původní disk.  Centrální hvězdě blízké planety obíhají vyšší rychlostí, než vzdálenější. Odkud pochází hybný impuls disku? Pochází z hybného impulsu galaxie, ve které tento disk vznikl. Určitá část  může vznikat vzájemnými srážkami částic disku. Jejich srážky snižují rychlost pohybu a způsobují přeměnu kinetické energie na energii rotace. To se děje vždy, když se dvě částečky hmoty nesrazí čelně, ale jen letmo, takže dostanou díky srážce jiný směr s menší rychlostí.

Na částečkách mezihvězdného prachu začíná kondenzovat okolní plyn. Přidávají se další částečky prachu. Celý proces probíhá zpočátku velmi pomalu, urychluje se ale úměrně s vyšší hmotností, které shluky hmoty dosáhly. Gravitace začíná přitahovat další a další okolní částice.

Různá vzdálenost od centra - rozdílný typ planet. 

Ve vnitřních částech plynoprachového disku panuje vyšší teplota než při jeho okrajích. Blízko jeho středu tedy kondenzují spíše částice prachu, zatímco blíže k okrajům disku, v chladnějším  prostředí, může kondenzovat i plyn.

Zhruba se dá říci, že ve vnitřní oblasti vznikají převážně kamenné planety, zatímco ve větší vzdálenosti od centra soustavy vznikají větší, plnyné planety. Přesný model konečné konfigurace planetární soustavy závisí na mnoha faktorech, jako například teplota, hustota plynu, rozložení prachu, apod.

Malé, větší a největší

Hroudy hmoty pomalu klesají do centrální roviny disku, kde se srážejí a vytváření větší a větší objekty. Zatímco první shluky potřebují k vytvoření zhruba metrových objektů několik set tisíc let, do rozměru 1000 metrů pak narostou relativně rychle – během několika tisíc let. Objekty této velikosti pak jsou schopny navzájem gravitačně ovlivňovat své dráhy. V průběhu několika milionů let se díky jejich vzájemným srážkám mohou vytvoří planety, které jsou vzhledově a rozměrově podobné Zemi.

V tu dobu také začne mladá centrální hvězda svým zářením a slunečním větrem odfukovat zbylý plyn a prach a vyčistí tak svou soustavu od zbytků původní mezihvězdné hmoty.

Soustava „zprůhlední“ pro běžné záření. Pouze ve velice vzdálených oblastech zůstane ještě dostatek plynu a prachu na to, aby se tam vytvořily komety a malé planetky, tak, jak je pozorujeme v Oortově oblaku na hranicích slunečního systému.

Čím více hmoty protoplaneta nasbírala, tím více působí gravitací na své okolí. Tím více pak urychluje pohyb úlomků hmoty, které ze svého okolí nabírá. Srážky uvolňují velké množství energie. Původní shluk různých úlomků hmoty se začíná tavit a mění se v jednolité těleso. V roztaveném materiálu začínají probíhat chemické reakce. Těžší prvky jako nikl a železo začínají klesat k centru planety a lehčí silikáty k jejímu povrchu. Nejstarší minerály, které nacházíme na Zemi, jsou staré 3,96 miliardy let.

Co dál? 

Uběhlo zhruba půl miliardy let. Mladá hvězda prošla první bouřlivou fází a přešla ke stabilnímu režimu. Bude teď několik miliard let poklidně zářit a zásobovat tak své planety stálým tokem energie. 

Na vnitřních planetách, které přišly v první části vývoje o svou původní atmosféru díky silnému slunečnímu větru, vzniká právě díky vulkanismu nová atmosféra. Dominuje ji CO2, kyslík je v ní zastoupen jen zlomky procent.

Ty planety, které jsou dostatečně hmotné a svou gravitací udrží druhotnou atmosféru, mají před sebou dlouhou a stabilní budoucnost, která nevylučuje ani vznik života.