விக்கிப்பீடியா

சூரியக் குடும்பத்தின் தோற்றமும் பரிணாம வளர்ச்சியும்

சூரியக் குடும்பத்தின் தோற்றமும் பரிணாம வளர்ச்சியும், சுமார் 4.568 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் இராட்சத மூலக்கூறுகளாலான மேகத்தின் ஒரு சிறு பகுதி ஈர்ப்புக்குரிய மோதல் மூலம் தொடங்கப்பட்டதாக மதிப்பிடப்படுகிறது.[1]

ஓவியரின் கற்பனையில் ஒரு புரோடோபிளானடிரி வட்டு

உடைந்து வீழ்ந்துகொண்டிருந்த பெரும்பாலான திரள், மையத்தில் ஒன்றுசேர்ந்து சூரியனாக உருவெடுத்தது, மீதமிருந்தவை ஒரு மூல கோள் வட்டாகத் தட்டையானது, அதிலிருந்து கோள்கள், நிலவுகள், சிறுகோள்கள் மற்றும் இதர சிறு சூரியக் குடும்ப அமைப்புகள் உருவாயின.

விண்மீன்படலக் கோட்பாடு என்று பரவலாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட இந்த உருமாதிரி முதன் முதலில் எமானுவல் சுவீடன்போர்க், இம்மானுவல் கன்ட் மற்றும் பீயெர்ரெ-சைமன் லாப்லேஸ் ஆகியோரால் 18 ஆம் நூற்றாண்டில் உருவாக்கப்பட்டது. அதனைப் பின்தொடர்ந்து வந்த வளர்ச்சிகள் வான்ஆய்வியல், இயற்பியல், நில அமைப்பியல் மற்றும் கோள் அறிவியல் உட்பட பல்வேறு அறிவியல் துறைகள் என பின்னிப்பிணைந்திருக்கிறது. 1950 ஆம் ஆண்டுகளில் ஏற்பட்ட விண்வெளிக் காலம் மற்றும் 1990 ஆம் ஆண்டுகளில் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட கூடுதல் சூரியக் கோள்கள் ஆகியவை இந்தச் சூரியக் குடும்ப மாதிரிகளைக் கேள்விக்குள்ளாக்கியதுடன் புதிய ஆய்வுகளை மேற்கொள்வதற்கும் வழிவகுத்தது.

சூரியக் குடும்பம் அதன் தொடக்க உருவாக்கம் முதல் படிப்படியாக வளர்ச்சிப்பெற்று வந்திருக்கிறது. தங்கள் மூல கோள்களைச் சுற்றிலும் சுற்றிக்கொண்டிருந்த வாயு மற்றும் துகள்களின் வட்டுகளிலிருந்து பல நிலவுகள் தோன்றியிருக்கின்றன, அதே நேரத்தில் இதர நிலவுகள் தனித்தே உருவாகி பின்னர் தம்முடைய கோள்களால் கைப்பற்றப்பட்டதாக நம்பப்படுகிறது. பூமியின் நிலவு போன்ற மேலும் சில, இராட்சத மோதல்களின் விளைவாக ஏற்பட்டிருக்கலாம். மண்டலங்களுக்கிடையிலான மோதல்கள் தொடர்ச்சியாக இன்றைய நாள் வரையில் நடைபெற்றுவந்திருக்கிறது மேலும் அவை சூரியக் குடும்பத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியை மையம் கொண்டே இருந்து வருகிறது. கோள்களின் நிலைகள் அவ்வப்போது மாற்றம் கொண்டுள்ளது மேலும் கோள்கள் தங்கள் இடங்களை மாற்றியமைத்துக் கொண்டும் உள்ளன.[2] இப்போதைய இந்தக் கோள்களின் இடப்பெயர்வுகள் தான் சூரியக் குடும்பத்தின் ஆரம்ப கால பரிணாம வளர்ச்சியில் பெரும் பங்கு வகித்திருக்கும் என்று நம்பப்படுகிறது.

தோராயமாக இன்னும் ஐந்து பில்லியன் ஆண்டுகளில் சூரியன் வெப்பம் தணிந்து தன்னுடைய தற்போதைய விட்டத்தைவிட வெளிப்புறத்தில் பன்மடங்கு விரிவடையும் (ஒரு சிவப்பு இராட்சதமாக ஆகும்), அதற்கு முன்னர் அது தன் வெளிப்புற அடுக்குகளை கோள் விண்மீன்கள் படலமாக உதிர்த்துவிடும் மேலும் வெண் குறளி என்று அறியப்படும் விண்மீன் பிரேதத்தை விட்டுச்செல்லும். மிகத் தூரத்திய எதிர்காலத்தில், கடந்துசெல்லும் விண்மீன்கள்களின் ஈர்ப்பு சூரியனின் கோள்களின் பரிவாரத்திடமிருந்து படிப்படியாக விலகிவிடும். சில கோள்கள் அழிக்கப்பட்டுவிடும், மற்றவை விண்மீன்களுக்கு இடையேயுள்ள வெற்றிடத்திற்குள் தள்ளப்பட்டுவிடும். இறுதியில், டிரில்லியன் கணக்கிலான ஆண்டுகளின் காலப்போக்கில் சூரியன் தனித்துவிடப்பட்டு அதைச் சுற்றிலும் எந்தக் கோள்களும் கோளப்பாதைகளில் இல்லாமல் போகும் சாத்தியக்கூறுகள் இருக்கின்றன.[3]

வரலாறு தொகு

 
பியெர்ரே சைமன் லாப்லேஸ், புகையுரு கொள்கையை உருவாக்கியவர்களில் ஒருவர்

உலகம் பற்றிய தோற்றம் மற்றும் அழிவு தொடர்பான எண்ணங்கள் எழுத்துபூர்வமாக அறியப்பட்ட நாள் முதலே இருந்து வருகின்ற; எனினும், அந்த ஒட்டுமொத்த காலம் முழுவதுமே "சூரியக் குடும்ப" இருப்புடன் அத்தகைய கோட்பாட்டை இணைக்கும் எந்த முயற்சியும் செய்யப்படவில்லை, ஏனெனில் சூரியக் குடும்பத்தின் இருப்பே நம்பப்படவில்லை, அதாவது நாம் இப்போது அதை புரிந்துகொண்டிருக்கும் பொருளில். சூரியக் குடும்பத்தின் தோற்றம் மற்றும் பரிணாம வளர்ச்சியின் கோட்பாட்டை நோக்கி எடுத்துவைக்கப்பட்ட முதல் அடியாக இருந்தது சூரியனை மையமாகக்கொள்ளும் கொள்கையை பொதுவாக ஏற்றுக்கொள்ளும்தன்மை, இது மண்டலத்தின் மத்தியில் சூரியனை வைத்தது, அதனைச் சுற்றி பூமி தன் கோளப்பாதையில் சுற்றி வந்தது. இந்த கருத்தாக்கம் பல்லாயிரமாண்டுகளாக சூல்கொண்டிருந்தது (சமோசின் அரிஸ்டார்சஸ் போன்ற தத்துவாசிரியர்கள் இதை கி.மு. 600 ஆம் ஆண்டிலேயே பரிந்துரைத்திருந்தனர்) ஆனால் 17ஆம் நூற்றாண்டின் இறுதிகளில்தான் இது பரவலாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்டது. 1704 ஆம் ஆண்டில் தான் "சூரியக் குடும்பம்" என்னும் சொல்லின் பயன்பாடு முதலில் பதிவுசெய்யப்பட்டது.[4]

சூரியக் குடும்பத் தோற்றத்திற்கான தற்போதைய நிர்ணயிக்கப்பட்ட கோட்பாடான விண்மீன் படலக் கற்பிதக்கொள்கை 18 ஆம் நூற்றாண்டில் எமானுவல் சுவீடன்போர்க், இம்மானுவல் கன்ட், மற்றும் பீயெர்ரெ-சைமன் லாப்லேஸ் ஆகியோரால் முறைப்படுத்தப்பட்டது முதலே ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்டும் மறுக்கப்பட்டும் வந்திருக்கிறது. இந்தக் கற்பிதக் கோட்பாட்டின் மிகவும் முக்கியமான விமர்சனமாக இருப்பது, கோள்களுடன் ஒப்பிடும்போது சூரியனின் குறைந்த கோண உந்தம் அதன் வெளிப்படையான இயலாமையை விவரிக்க முடியாத தன்மையாகும்.[5] எனினும், இளம் விண்மீன்கள் மீதான 1980 ஆம் ஆண்டுகளின ஆய்வுகள், அவை துகள் மற்றும் வாயுக்களாலான குளிர்ந்த வட்டுகளால் சூழப்பட்டிருப்பதைக் காட்டியிருக்கின்றன, இது விண்மீன் கற்பிதக்கொள்கை முன்னுரைத்ததற்குச் சரிநிகராக இருந்ததால் அது மீண்டும் ஏற்றுக்கொள்ளப்படும் நிலைக்கு ஆளானது.[6]

சூரியன் எவ்வாறு தொடர்ந்து தோற்றம்கொள்ளும் என்பதைப் புரிந்துகொள்வதற்கு அதன் ஆற்றலுக்கான மூலத்தை புரிந்துகொள்ள வேண்டிய தேவை ஏற்பட்டது. ஆல்பர்ட் ஐன்ஸ்டீன் அவர்களின் ஒப்புமைக் கொள்கையை ஆர்த்தர் ஸ்டான்லி எட்டிங்க்டன் அவர்கள் உறுதிபடுத்தியதன் மூலம் சூரியனின் ஆற்றல் அணுக்கருப் பிணைவு வினைகளிலிருந்து அதன் உள்மையப் பகுதியிலிருந்தே கிடைக்கப்பெறுகிறது என்னும் தெளிவு அவருக்கு ஏற்பட்டது.[7] 1935 ஆம் ஆண்டில், இதர தனிமங்களும் கூட விண்மீன்களுக்குள்ளிருந்தே உருவாகலாம் என்று எட்டிங்க்டன் மேலும் பரிந்துரைத்தார்.[8] சிவப்புப் பெருங்கோள்கள் என அழைக்கப்படும் படிப்படியாகத் தோற்றம்கொண்ட விண்மீன்கள் தங்கள் உள்மையப் பகுதியில் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியமைக் காட்டிலும் கனமான பல தனிமங்களை உருவாக்கியதாக, ஃப்ரெட் ஹோய்லே காரணம் கற்பித்து விவாதித்ததன் மூலம் இந்த மூலக்கூற்றை விவரித்தார். ஒரு சிவப்புப் பெருங்கோள் தன்னுடைய வெளிப்புற படலங்களை இறுதியாகத் துறக்கும்போது, இந்தத் தனிமங்கள் பின்னர் இதர விண்மீன் மண்டலங்களாக உருவாவதற்கு மறுசுழற்சி செய்யப்படுகின்றன.[8]

உருவாக்கம் தொகு

சூரியனுக்கு முந்தைய விண்மீன் படலம் தொகு

ஒரு இராட்சத மூலக்கூற்று மேகத்தின் ஒரு துண்டின் ஈர்ப்பாற்றல் மோதலிலிருந்து சூரியக் குடும்பம் தோற்றம் கொண்டதாக விண்மீன் கற்பிதக்கொள்கை கூறிவருகிறது.[9] அந்த மேகமே சுமார் 20 pc அளவைக் கொண்டிருந்தது,[9] அவற்றின் துண்டுகள் குறுக்கில் தோராயமாக 1 pc (மூன்றேகால் ஒளி-ஆண்டுகள்) ஆக இருந்தது.[10] துண்டுகள் மேலும் முரிவுகொண்டு, அளவில் 0.01–0.1 pc (2,000–20,000 AU) அடர்த்தியான உள்மையப் பகுதிகளை ஏற்படுத்துவதற்கு வழிவகுத்தது.[note 1][9][11] முரிந்துவிட்ட துண்டுகளில் ஒன்று (சூரியனுக்கு முந்தைய விண்மீன் படலம் என அறியப்படுவது) பின்னாளில் சூரியக் குடும்பம் என்று அறியப்படும் ஒன்றாக ஆனது.[12] சூரியனை விடச் சற்றுப் பெரிய அளவிலான பெருந்திரளுடன் கூடிய இந்தப் பிராந்தியத்தின் ஆக்கஅமைப்பு இன்றிருக்கும் சூரியன் போன்றதாகும், இதில் ஹைட்ரஜன் அத்துடன் ஹீலியம் மற்றும் அதிர்வெடி அணுக்கருத் தொகுப்பாக்கம் மூலம் உருவான சிறு அளவிலான லித்தியம் ஆகியவை அந்த பெருந்திரளின் 98% த்தைக் கொண்டிருந்தது. பெருந்திரளின் மீதமுள்ள 2% கனமான தனிமங்களைக் கொண்டிருந்தன, இவை விண்மீன்களின் முந்தைய தலைமுறைகளில் அணுக்கருத் தொகுப்பாக்கங்களால் உருவாக்கப்பட்டிருந்தது.[13] இந்த விண்மீன்கள் தம்முடைய வாழ்க்கையின் பின்நாட்களில் மீனிடைவெளி ஊடகத்துக்குள் கனமான தனிமங்களை வெளியேற்றின.[14]

 
ஓரியன் நெபுலாவில் புரோடோபிளானடிரி வட்டுகளின் வானியல் தொலைவலகு பிம்பம், ஒளி-ஆண்டு-அகலத்துக்குரிய "விண்மீன்சார்ந்த நர்சரி" இது நம்முடைய சூரியன் தோற்றம் கொண்ட மூலமுதலான வான்புகையுருவுக்கு மிகவும் ஒத்ததாக இருக்கலாம்

பழங்கால விண்கற்கள் மீதான ஆய்வுகள், வெடிப்பதனால் மட்டுமே உருவாகும் இரும்பு-60 போன்ற குறுகிய வாழ்வினைக் கொண்ட ஓரகத்தனிமங்கள், குறுகிய வாழ்வினைக்கொண்ட விண்மீன்கள் ஆகியவற்றின் நிலையான மகட்கருக்களின் தடங்களை வெளிப்படுத்துகிறது. சூரியன் உருவாகிக் கொண்டிருக்கும்போது அதன் அருகில் ஒன்று அல்லது அதிக மீஒளிர் விண்மீன்கள் ஏற்பட்டிருக்கும் என்பதை இது குறிக்கிறது. ஒரு மீஒளிர் விண்மீனிலிருந்து ஏற்பட்ட அதிர்வு அலை, மேகங்களுக்குள்ளாக மிக அதிக அடர்த்தியான மண்டலங்களை உருவாக்கி, அந்த மண்டலங்கள் மோதிக்கொண்டதன் மூலம் சூரியனின் உருவாக்கத்தைத் தூண்டியிருக்கலாம்.[15] மிகப் பெரும், குறைந்த வாழ்வினைக் கொண்ட விண்மீன்களால் மட்டுமே மீஒளிர் விண்மீன்களை உருவாக்க முடியுமென்பதால், மாபெரும் விண்மீன்களை உருவாக்கக்கூடிய பெரும் விண்மீன்-அமைக்கும் மண்டலத்தில் சூரியன் உருவாகியிருக்கக்கூடும், அநேகமாக அது ஓரியன் நெபுலாவை ஒத்திருக்கலாம்.1/}[16] குய்பெர் பெல்ட்டின் கட்டுமானம் அவற்றுக்குள்ளாகவே இருக்கும் முரணான பொருட்களின் மீதான ஆய்வுகள், விண்மீன்களின் கொத்துகளிலிருந்து சூரியன் 6.5 மற்றும் 19.5 ஒளி-ஆண்டுகளுக்கிடையிலான விட்டத்துடன் 3,000 சூரியன்களுக்குச் சமமான ஒட்டுமொத்த எடையைக் கொண்ட சூரியன் உருவானதாகப் பரிந்துரைக்கின்றன.[17] அதன் வாழ்நாளின் முதல் 100 மில்லியன் ஆண்டுகளில் மிக அருகில் கடந்து செல்லும் விண்மீன்களுடன இடையீடு செய்யும் நம்முடைய இளம் சூரியனின் பல்வேறு உருவகப்படுத்தல்கள், சூரியக் குடும்பத்தின் வெளிப்புறத்தில் காணப்படும் தனித்துநிற்கிற பொருட்கள் போன்ற முரணான கோளப்பாதைகளை உருவாக்குகின்றன.[18]

கோண உந்தத்தின் பாதுகாத்தல் காரணமாக, வான்புகையுரு மோதும்போதே வேகமாகச் சுழன்றது. வான்புகையுருவுக்கு உள்ளாக இருக்கும் பொருள் உறையத்தொடங்கியவுடன், அதற்குள்ளாக இருக்கும் அணுக்கள் அதிகரித்த வேகத்துடன் மோதிக்கொண்டு அவற்றின் இயக்க ஆற்றலை வெப்பமாக மாற்றியமைத்தன. பெரும்பாலான அடர்த்திகள் சேரத்தொடங்கும் மையம் சுற்றுவட்டார வட்டுவைக் காட்டிலும் மிகவும் அதிகரித்த வெப்பமுடையதாக ஆனது.[10] சுமார் 100,000 ஆண்டுகளுக்கு மேலாக,[9] ஈர்ப்பின் போட்டியிடும் ஆற்றல்கள், வாயு அழுத்தம், காந்தப் புலன்கள் மற்றும் சுழற்சி சுருங்கிக்கொண்டிருக்கும் வான்புகையுருவை ஒரு சுழலும் புரோட்டோபிளானிடரி வட்டுவாக ஆக்கியது, இதன் விட்டம் ~200 AU[10] ஆகும் மற்றும் மத்தியில் வெப்பமான, அடர்த்தியான புரோட்டோஸ்டார்-ஐ (ஹைட்ரஜன் கலந்திணைப்பு இன்னமும் ஏற்படாது ஒரு விண்மீன்) உருவாக்குகிறது.[19]

அதனுடைய பரிணாம வளர்ச்சியின் இந்தக் காலகட்டத்தில் சூரியன் ஒரு T டௌரி விண்மீனாக இருந்திருப்பதாக நம்பப்படுகிறது.[20] T டௌரி விண்மீன்கள் மீதான ஆய்வுகள் அவை அடிக்கடி 0.001–0.1 சூரியத் திரள்களுடனான திரள்களைக் கொண்டிருக்கும் ப்ரீ பிளானடரி பொருட்களுடனான வட்டுகள் உடன்வருவதைக் காட்டுகின்றன.[21] இந்த வட்டுகள் பல நூறு AU க்களுக்கு நீடிக்கிறது — ஓரியன் நெபுலா போன்று விண்மீன்-உருவாகும் மண்டலங்களில் விட்டத்தில் சுமார் 1000 AU வைக் கொண்ட ப்ரோடோபிளானிடரி வட்டுகளை ஹப்பிள் வான் தொலைநோக்காடி கண்டுபிடித்துள்ளது[22]— மற்றும் அவை குளிர்ச்சியாக இருக்கின்றன, அவை தம்முடைய உச்ச வெப்பத்தில் வெறும் ஆயிரம் கெல்வின்களையே அடைகிறது.[23] 50 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாகவே, சூரியனின் ஹைட்ரஜன் உருகத் தொடங்கும் அளவுக்கு அதன் உள்மையப் பகுதியின் வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தம் மிகவும் உயர்ந்து விட்டிருக்கிறது, இது நீர்மநிலை சமநிலையை எட்டும் வரையில் ஈர்ப்புக்குரிய உறைதலை எதிர்கொள்ளும் ஒரு உள்ளுக்குள்ளான ஆற்றல் ஆதாரத்தை உருவாக்கியிருக்கிறது.[24] இதுதான் சூரியனை அதன் வாழ்க்கையின் முதன்மைக் கட்டத்துக்குள் நுழைவதற்கான ஒரு அறிகுறியை ஏற்படுத்தியது, இது முக்கிய தொடர்வரிசை என்று அறியப்படுகிறது. முக்கிய தொடர்வரிசையின் விண்மீன்கள் தங்கள் உள்மையப் பகுதியில் ஹட்ரஜன் ஹீலியமாகக் கரையும் நிலையில் ஆற்றலைப் பெறுகின்றன. சூரியன் இன்று ஒரு முக்கிய தொடர்வரிசை விண்மீனாகவே இருக்கிறது.[25]

கோள்களின் தோற்றம் தொகு

பல்வேறு கோள்களும், சூரியனின் உருவாக்கத்தின் போது மீதமிருந்த வாயு மற்றும் துகள்களாலான வட்டு வடிவிலான மேகமான சூரிய வான்புகையுரு விலிருந்து உருவானதாக எண்ணப்படுகிறது.[26] கோள்கள் உருவான வழிமுறை என தற்போது ஏற்றக்கொள்ளப்பட்ட முறை வளர்ச்சிப்பெருக்கம் என அறியப்படுகிறது, இங்கு கோள்கள் மைய ப்ரோடோஸ்டாரைச் சுற்றிலும் கோளப்பாதையில் இருக்கும் துகள் கூலங்களாகத் தொடங்கின. நேரடித் தொடர்பு மூலம் இந்தக் கூலங்கள் விட்டத்தில் சுமார் 200 மீட்டர்கள் வரையிலான குவியல்களாக உருவெடுத்தது, பின்னர் இவை மோதிக்கொண்டு ~10 கீலோமீட்டர்கள் (கிமீ) அளவுடைய பெரும் கோள்களாக (கோளியப்பாறைகள்) உருவெடுத்தன.[27] மேலும் மோதல்கள் மூலம் இவை படிப்படியாக அதிகரித்தன, அடுத்த சில மில்லியன் ஆண்டு காலத்தில் ஆண்டுக்கு சென்டிமீட்டர்கள் வீதத்தில் வளர்ச்சிப்பெற்றன.[27]

4 AU வுக்கு உள்ளிருக்கும் சூரியக் குடும்பப் பகுதியான உட்புற சூரியக் குடும்பம், நீர் மற்றும் மீத்தேன் போன்ற துரிதமாக ஆவியாகிவிடும் மூலக்கூறுகள் உறைந்துவிடாத அளவுக்கு மிக வெப்பமாக இருக்கிறது, அதனால் அங்கு உருவான கோளியப்பாறைகள் உலோகங்கள் (இரும்பு, நிக்கல் மற்றும் அலுமினியம்) மற்றும் பாறைகளாலான சிலிகேட்கள் போன்ற உயர் உருகுநிலைகளைக் கொண்ட சேர்மங்களிலிருந்து மட்டுமே உருவாகமுடியும். இந்தப் பாறைக்குரிய அமைப்புகள் தான் நிலவியல் கோள்கள் (புதன், வெள்ளி, பூமி மற்றும் செவ்வாய்) என ஆகின்றன. பிரபஞ்சத்தில் இந்தச் சேர்மங்கள் மிக அரிதானவை, நெபுலாவின் நிறையில் இது வெறும் 0.6% ஆக இருக்கிறது, அதனால் புவிக்குரிய கோள்கள் மிகப் பெரிதாக வளர்ச்சிப் பெற முடியாது.[10] புவிக்குரிய கருவுயிர்கள் சுமார் 0.005 பூமித் திரள்கள் வரையில் வளர்ச்சிபெற்று சூரியன் தோற்றம் கொண்டு சுமார் 100,000 ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு பருப்பொருட்கள் சேர்த்தலை நிறுத்திவிட்டது; இந்தக் கோள்-அளவுடைய வான்கோள்களுக்கிடையில் தொடர்ந்து ஏற்பட்ட மோதல்கள் மற்றும் இணைப்புகள் இந்தப் புவிக்குரிய கோள்களை அவற்றின் தற்போதைய அளவுக்கு வளர்ச்சி பெற அனுமதித்தது (கீழே இருக்கும் புவிக்குரிய கோள்கள் பார்க்கவும்).[28]

புவிக்குரிய கோள்கள் உருவாகிக்கொண்டிருக்கும்போது, அவை வாயு மற்றும் துகல்களாலான வட்டுகளில் அமிழ்ந்திருந்தன. அந்த வாயு சிறிதளவு அழுத்தத்தினால் ஆதரிக்கப்பட்டிருந்தது அதனால் அது கோள்களைப் போல் அவ்வளவு விரைவாகச் சூரியனைச் சுற்றி வரவில்லை. இதன் முடிவாக ஏற்பட்ட இழுவை கோண உந்தத்தின் மாற்றலை ஏற்படுத்தியது மற்றும் இதன் விளைவாக கோள்கள் படிப்படியாகப் புதிய கோளப்பாதைகளுக்கு இடம்பெயர்ந்தன. வட்டுகளில் இருந்த வெப்பநிலை மாற்றங்கள் இந்த இடம்பெயர்வு விகிதத்தை நிர்ணயிப்பதாக மாதிரிகள் காட்டுகின்றன, ஆனால் வட்டு சிதறடிக்கப்படவும் உள்ளார்ந்த கோள்கள் உள்ளுக்குள்ளாக இடம்பெயர்ந்து கோள்களை தங்களின் தற்போதைய கோளப்பாதையில் விட்டுச்செல்லும் இறுதிப் போக்கினைக் கொண்டிருந்தன.[29]

இராட்சத வாயுக் கோள்கள் (வியாழன், சனி, யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன்) உறைப்பனிக் கோடுகளுக்கு அப்பால் சற்று விலகி உருவாயின, செவ்வாய் மற்றும வியாழன் கோளப்பாதைகளுக்கு இடையில் இருக்கும் இடமான இங்கு துரிதமாக ஆவியாகிவிடுகிற பனிக்கட்டி சேர்மங்கள் கெட்டியாகவே இருக்கும் வகையில் குளிர்ந்தே இருக்கும். ஜோவியன் கோள்களை உருவாக்கிய பனிக்கட்டிகள், புவிக்குரிய கோள்களை உருவாக்கிய உலோகங்கள் மற்றும் சிலிக்கேட்டுகளைக் காட்டிலும் அளவுக்கு அதிகமாக இருந்தது, இது மென்மையான மற்றும் மிகவும் செழிப்புமிக்க தனிமங்களான ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியமைக் கைப்பற்றும் அளவுக்கு ஜோவியன் கோள்களை அமோகமாக வளர அனுமதிக்கும்.[10] உறைபனிக் கோடுகளுக்கு அப்பால் இருக்கும் கோளியப்பாறைகள் சுமார் மூன்று மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள் நான்கு பூமி திரள்கள் வரையில் சேர்ந்துவிட்டன.[28] இன்று, சூரியனைச் சுற்றிக்கொண்டிருக்கும் அனைத்து திரள்களில் வெறும் 99% க்கும் குறைவான அளவையே இந்த நான்கு வாயு இராட்சதங்கள் கொண்டிருக்கின்றன.[note 2] உறைபனிக் கோட்டுக்கு அப்பால் வியாழன் இருப்பது ஒரு விபத்து அல்ல என்று கோட்பாட்டாளர்கள் எண்ணுகிறார்கள். வீழ்ந்துகொண்டிருக்கும் பனிக்கட்டி பொருட்களிலிருந்து ஆவியாதல் மூலம் உறைபனிக் கோடு பெருமளவும் நீரைச் சேகரித்ததால் அது கோளப்பாதையில் சுற்றிக்கொண்டிருக்கும் தூசித்துகள்களின் வேகத்தை அதிகரிக்கச்செய்யும் ஒரு தாழ்வு அழுத்த மண்டலத்தை உருவாக்கி அவற்றைச் சூரியனை நோக்கி நகராமல் செய்தது. இதன் விளைவாக, சூரியனிடமிருந்து ~5 AU வில் பொருட்கள் விரைவாக சேகரிக்கப்படும் தன்மையை ஏற்படுத்தும் ஒரு தடுப்பரணாக உறைபனிக் கோடு செயல்பட்டது. இந்த அளவுக்கு அதிகமான பொருட்கள் சுமார் 10 பூமி திரள்கள் அளவுக்கான ஒரு பெரும் கருவுயிராக ஒன்றிணைந்தது, இது பின்னர் சுற்றுப்புறத்தில் இருக்கும் வட்டுகளிலிருந்து ஹைட்ரஜனை உட்கொண்டதன் மூலம் விரைவாக வளரத்தொடங்கியது, வெறும் மற்றொரு 1000 ஆண்டுகளுக்குள்ளாகவே 150 பூமித் திரள்களை அடைந்துவிட்டது, இறுதியில் 318 பூமித் திரளாக உச்சத்தில் இருக்கிறது. வியாழன் தோன்றிய சில மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாகவே சனி தோன்றியதன் காரணமாகவே அது கணிசமான அளவுக்குக் குறைந்த திரளைக் கொண்டிருக்கிறது எனச் சொல்லலாம், அப்போது நுகர்வதற்கு குறைந்த வாயுவே கிடைக்கப்பெற்றது.[28]

இளஞ் சூரியனைப் போலவே T டௌரி விண்மீன்களும் கூட பெரும்பாலான நிலையான, பழைய விண்மீன்களைக் காட்டிலும் அதிக திடமான விண்மீன் காற்றுகளைக் கொண்டிருக்கின்றன. வியாழன் மற்றும் சனி கோள்கள் தோன்றிய பிறகே யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் தோன்றியதாக நம்பப்படுகிறது, பெரும்பாலான வட்டுப் பொருட்களை திடமான சூரியக் காற்று வீசியெறிந்த பிறகு இவ்வாறு ஏற்பட்டிருக்கும். இதன் விளைவாக கோள்கள் குறைந்த ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தையே சேகரித்தன - அதாவது ஒவ்வொன்றும் ஒரு பூமி திரளுக்கு மிகாமல். யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் சில நேரங்களில் தோல்வியுற்ற உள்ளகமாகக் குறிப்பிடப்படுகிறது.[30] இந்தக் கோள்களின் தோற்றம் பற்றிய கோட்பாடுகளுடன் இருக்கும் முக்கியச் சிக்கல் என்னவென்றால், அவற்றின் தோற்றம் பற்றிய நேர அளவு. தற்போதைய அதன் இடங்களில் அவற்றின் உள்ளகங்கள் திரண்டு வளர்வதற்கு நூறு மில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகியிருக்கக்கூடும். அப்படியென்றால் யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் சூரியனுக்கு அருகில் தோன்றியிருக்கக்கூடும் — வியாழன் மற்றும் சனி கோள்களுக்கு அருகில் அல்லது அவற்றுக்கு இடையிலும் கூட ஏற்பட்டிருக்கலாம் — பின்னர் வெளிப்புறமாக இடம்பெயர்ந்திருக்கலாம் (கீழே கோள் இடப்பெயர்வு பார்க்கவும்).[30][31] கோளியப்பாறை யுகத்தில் எல்லா நகர்வுகளும் சூரியனை நோக்கிய உட்புறமாக இருக்கவில்லை; கோமெட் வைல்ட் 2 லிருந்து வந்த விண்மீன் துகள் மாதிரிகள், சூரியக் குடும்பத்தின் ஆரம்பகால உருவாக்கத்தில் இருந்த பொருட்கள் சூடான உட்புற சூரியக் குடும்பத்திலிருந்து குய்பெர் பெல்ட் பகுதிக்கு இடம்பெயர்ந்தவை என அறிவுறுத்துகின்றன.[32]

மூன்றிலிருந்து பத்து மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு,[28] இளஞ் சூரியனின் சூரியக் காற்று புரோடோபிளானடரி வட்டுகளில் இருந்த எல்லா வாயுக்கள் மற்றும் துகள்களையும் அகற்றியிருக்கலாம், அதை மீனிடைவெளிக்குள் ஊதித்தள்ளி கோள்களின் வளர்ச்சியை முடிவுக்குக் கொண்டுவந்திருக்கலாம்.1/}[33]

பிந்தைய பரிணாம வளர்ச்சி தொகு

 
நிலவை உருவாக்கியதாக எண்ணப்படும் இராட்சத மோதல்.

கோள்கள் முதன்முதலில் அவற்றின் தற்போதைய கோளப்பாதையில் அல்லது அதன் அருகில் தோன்றியதாகக் கருதப்படுகிறது. எனினும் இந்தக் கண்ணோட்டம் 20 ஆம் நூற்றாண்டுகளின் இறுதிகள் மற்றும் 21 ஆம் நூற்றாண்டுகளின் ஆரம்பக்கட்டங்களில் முக்கியமான மாற்றங்களுக்கு உள்ளானது. சூரியக் குடும்பம் அதன் தொடக்கநிலை தோற்றத்திற்குப் பின்னர் மிகவும் வேறுபட்டிருந்ததாகத் தற்போது நம்பப்படுகிறது: பல்வேறு பருப்பொருட்கள் குறைந்தது புதன் அளவுக்கு மிகப்பெரிய பருப்பொடருகள் சூரியக் குடும்பத்தின் உட்பகுதியில் நிலைகொண்டிருந்தன, வெளிப்புற சூரியக் குடும்பம் இப்போது இருப்பதை விட இன்னும் கூடுதல் நெருக்கமாக இருந்தது, மற்றும் குய்பெர் பெல்ட் சூரியனுக்கு இன்னும் சற்று அருகில் இருந்தது.[34]

புவிக்குரிய கோள்கள் தொகு

கோள்கள் உருவாக்க சகாப்தத்தின் இறுதியில் உட்புற சூரியக் குடும்பம் 50–100 நிலவு முதல் செவ்வாய் வரையிலான அளவுடைய கோள் உயிர்கருக்களால் நிரம்பியிருந்தது.[35][36] இந்தக் கோள்கள் மேலும் மோதிக்கொண்டும் இணைந்துகொண்டும் இருந்ததால் மட்டுமே மேலும் வளர்ச்சி சாத்தியமாக இருந்தது, இது 100 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் குறைவான் நேரத்தில் ஏற்பட்டது. இந்தப் பருப்பொருட்கள் ஒன்றுடன் மற்றொன்று ஈர்ப்பு முறையில் இடையீடு செய்திருக்கலாம், அவை ஒன்று மற்றொன்றின் கோளப்பாதையை வலிந்திழுத்து மோதி இணைந்து நாம் இன்று அறியும் வடிவத்தை அடையும் வரையில் அந்த நான்கு புவிக்குரிய கோள்களும் பெரிதாக வளர்ச்சிபெற்றிருககும்.[28] அத்தகை ஒரு இராட்சத மோதல் தான் நிலவை உருவாக்கியிருக்கலாம் என்று நம்பப்படுகிறது (கீழே நிலவுகள் பார்க்கவும்), அதே நேரத்தில் மற்றொன்று இளம் புதன் கோளின் வெளிப்புறக் கூட்டை நீக்கியிருக்கலாம்.[37]

மோதுவதற்கு மிகவும் இயல்புக்கு மாறான நிலையில் இருந்திருக்கவேண்டிய புரோடோ-டெரஸ்டிரியல் கோள்களின் தொடக்க கோளப்பாதைகள், இன்று புவிக்குரிய கோள்கள் கொண்டிருக்கும் குறிப்பிடத்தக்க நிலையான மற்றும் கிட்டத்தட்ட வட்ட கோளப்பாதைகளை எவ்வாறு ஏற்படுத்தியிருக்க முடியும் என்பதுதான் இந்த வகைமாதிரியில் தீர்க்கப்படாத ஒரு விஷயமாக இருக்கிறது.[35] இந்த "இயல்புக்கு மாறான கொட்டிவைத்த"லுக்கான ஒரு கருதுகோளாக இருப்பது வாயுக்களாலான வட்டுவில் தோன்றிய கோள்கள் இன்னமும் சூரியனால் வெளியேற்றப்படவில்லை என்பதுதான். இந்த எஞ்சிய வாயுவின் "ஈர்ப்பிசை இழுவை" இறுதியில் கோள்களின் சக்தியைக் குறைத்து அவற்றின் கோளப்பாதையை இழைத்திருக்கும்.[36] எனினும், அத்தகைய வாயுக்கள் முன்னரே இருந்திருந்தால் முதலிலேயே புவிக்குரிய கோள்கள் அவ்வாறு இயல்பு நிலை மாற அனுமதித்திருக்காது.[28] மற்றொரு கருதுகோளாக இருப்பது, இந்த ஈர்ப்பு இழுவை கோள்கள் மற்றும் எஞ்சிய வாயுக்களுக்கிடையில் ஏற்படவில்லை என்றும் ஆனால் அவை கோள்கள் மற்றும் மீதமுள்ள இதர சிறுகோள்களுக்கிடையே ஏற்பட்டதாகக் கருதப்பட்டது. சிறிய பருப்பொருட்களின் கூட்டங்களுக்கு ஊடாக பெரும் கோள்கள் நகர்ந்தபோது, இந்தப் பெரும் கோள்களின் ஈர்ப்பினால் கவரப்பட்ட சிறு பருப்பொருட்கள் பெரிய பருப்பொருட்களின் பாதையில் ஒரு "ஈர்ப்பலை" என்னும் உயர் செறிவுடைய மண்டலத்தை உருவாக்கியது. அவை அவ்வாறு செய்யும்போதே, அலையின் அதிகரித்த ஈர்ப்பிசை பெரும் பருப்பொருட்களை இன்னும் கூடுதல் வழக்கமான கோளப்பாதைகளாக நிதானப்படுத்தியது.[38]

நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலம் தொகு

சூரியனிலிருந்து 2 முதல் 4 AU க்கு இடையில் இருக்கும் புவிக்குரிய கோள் மண்டலத்தில் வெளிப்புற முனை நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலம் என அழைக்கப்படுகிறது. தொடக்கத்தில் நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலம் 2-3 பூமி போன்ற கோள்களை உருவாக்குவதற்கும் தேவையான அதிக திரள்களைக் கொண்டிருந்தது, உண்மையிலேயே பல எண்ணிக்கையிலான கோளியப்பாறைகள் அங்கு உருவாகின. புவிக்குரிய கோள்களைப் பொறுத்தவரையில், இந்தப் பகுதியில் இருக்கும் கோளியப்பாறைகள் பின்னர் ஒன்றுசேர்ந்து 20–30 நிலவு முதல் செவ்வாய் வரையிலான அளவுடைய கோள் உயிர்க்கருக்களாக உருவாயின;[39] எனினும், வியாழன் அருகில் இருப்பது என்பது, சூரியன் தோன்றி 3 மில்லியன் ஆண்டுகள் கழிந்து இந்தக் கோள் உருவானதற்கு பின்னர், இந்தப் பகுதியின் வரலாறு பெரும் பரபரப்புடன் மாற்றம்கொண்டது என்று பொருளாகும்.[35] வியாழன் மற்றும் சனி கோள்களுடனான கோளப்பாதை ஒத்ததிர்வுகள் நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தில் குறிப்பிடும்படி உறுதியாக இருக்கிறது மற்றும் அதிகமான பெரும் உயிர்க்கருகளுடனான ஈர்ப்பிசைக்குரிய இடையீடுகள் பல கோளியப்பாறைகளை இந்த ஒத்ததிர்வுகளுக்குள் சிதறடித்தன. இந்த ஒத்ததிர்வுகளுக்குள்ளாக இருந்த பருப்பொருட்களின் இயக்க வேக அளவை வியாழனின் ஈர்ப்பிசை அதிகரிக்கச் செய்தது, இது இதர கோள்களுடன் மோதல் ஏற்பட்டவுடன் சேர்ந்து உருவாகுவதற்குப் பதிலாக அவற்றைச் சிதறடிக்கச் செய்தன.[40]

வியாழன் உருவானதைத் தொடர்ந்து அது உள்நோக்கி இடம்பெயரும்போது (கீழே கோள் இடம்பெயர்வு பார்க்கவும்), நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலமெங்கும் ஒத்ததிர்வுகள் ஏற்பட்டிருக்ககூடும், இது அந்த மண்டலத்தின் திரள்களிடையே ஆற்றல்மிக்க கிளர்ச்சியை உண்டாக்கி ஒன்று மற்றொன்றின் தொடர்புடைய இயக்க விசை ஆற்றலை அதிகரிக்கச் செய்யும்.[41] ஒத்ததிர்வுகள் மற்றும் உயிர்க்கருக்களின் ஒட்டுமொத்த செயல்பாடுகள் கோளியப்பாறைகளை நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்திலிருந்து சிதறடித்தது அல்லது அவற்றின் கோளப்பாதை நாட்டங்கள் மற்றும் இயல்பு மாறிய நிலைகளை கிளர்ச்சியுறச் செய்தன.[39][42] அந்த மாபெரும் உயிர்க்கருக்களில் சில வியாழன் கோளால் வெளியேற்றப்பட்டிருக்கிறது, சூரியக் குடும்பத்தின் உட்புறத்திற்கு ஏனைய உயிர்கருக்கள் இடம்பெயர்ந்து புவிக்குரிய கோள்களின் இறுதி வளர்ச்சிப்பெருக்கத்தில் பங்காற்றியிருக்கலாம்.[39][43][44] இந்த முதன்மையான வெறுமையாக்கும் நேரத்தின் போது இராட்சத கோள்கள் மற்றும் கோள்களுக்குரிய உயிர்க்கருக்களின் விளைவுகள், பூமியின் 1% க்கும் குறைவான அளவுடைய ஒட்டுமொத்தத் திரளுடன் அது நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தை விட்டுச் சென்றன, அந்தத் திரள் பெரும்பாலும் சிறு கோளியப்பாறைகளையே கொண்டிருந்தது.[42] பிரதான மண்டலத்தில் இருக்கும் தற்போதைய திரளைக் காட்டிலும் இது 10–20 மடங்கு அதிகமாகும், அதாவது பூமியின் திரளில் சுமார் 1/2,000 பங்கு ஆகும்.[45] நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தை அதன் தற்போதைய அளவு திரளுக்கு அருகில் கொண்டு வந்த இரண்டாம் நிலை வெறுமையாக்கல் காலம், வியாழன் மற்றும் சனிக் கோள்கள் ஒரு தற்காலிக 2:1 விகித கோளப்பாதை ஒத்ததிர்வுக்குள் (கீழே பார்க்கவும்) நுழைந்தபோது இது பின்தொடர்ந்ததாக நம்பப்படுகிறது.

உட்புற சூரியக் குடும்பத்தின் இராட்சத விளைவுகளின் காலம் தான் ஆரம்ப நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்திலிருந்து பூமியின் தற்போதைய நீரின் உட்பொருளைப் (~6×1021 கி.கி.) பெறுவதில் முக்கியப் பங்கு வகித்திருக்கலாம். பூமியின் உருவாக்கத்தின்போது நீர் விரைவில் ஆவியாகிவிடும் தன்மையைக் கொண்டிருந்ததால் அது அப்போது இருந்திருக்காது, மேலும் அது பின்னாளில் சூரியக் குடும்பத்தின் வெளிப்புறத்தில், குளிர்ந்த பகுதிகளிலிருந்து சேர்ப்பிக்கப்பட்டிருக்கலாம்.[46] ஒருவேளை வியாழனால் நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்திலிருந்து தூக்கியெறியப்பட்ட கோள் உயிர்க்கருக்கள் மற்றும் சிறு கோளியப்பாறைகளால் நீர் சேர்க்கப்பட்டிருக்கலாம்.[43] 2006 ஆம் ஆண்டில் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட முக்கியப்-பகுதி வால் நட்சத்திரங்களின் ஒரு தொகுப்பும் கூட பூமியின் நீர் மூலத்துக்குக் காரணமாக இருந்திருக்கலாம் என பரிந்துரைக்கப்படுகிறது.[46][47] இதற்கு நேர்மாறாக, குய்பெர் மண்டலம் அல்லது தூரத்து பிராந்தியங்களிலிருந்து வந்த வால் நட்சத்திரங்கள் பூமியின் நீரின் பங்கில் சுமார் 6% க்கு மேல் வழங்கவில்லை.[2][48] இதே வழியில் தான் உயிர்களும் பூமியில் செலுத்தப்பட்டிருக்கலாம் என்று பான்ஸ்பெர்மியா கருதுகோள் கூறுகிறது, இருந்தபோதிலும் இந்த எண்ணம் பரவலாக ஏற்றுக்கொள்ளப்படவில்லை.[49]

கோள் இடம்பெயர்வு தொகு

புகையுறுக் கொள்கையின் கூற்றுப்படி வெளிப்புற இரு கோள்களும் "தவறான இடத்தில்" இருப்பதாகத் தெரிவிக்கின்றன. யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் ("இராட்சத பனிக்கட்டிகள்" என்று அறியப்படுபவை) ஆகியவை சூரிய வான்புகையுருவின் குறைந்த அடர்த்தி மற்றும் நீண்ட கோளப்பாதை நேரங்கள் அவற்றின் உருவாக்கத்தை பெரிதும் இயலக்கூடாததாக ஆக்கிவிடக்கூடிய பகுதியில் இருக்கின்றன.[50] அதற்குப் பதிலாக அந்த இரண்டும் வியாழன் மற்றும் சனி கோளப்பாதைகளுக்கு அருகில் உருவானதாக நம்பப்படுகிறது, இங்கு தான் அதிகப் பொருட்கள் கிடைக்கப்பெற்றுவந்துள்ளது, ஆனால் அவை பல நூறு மில்லியன் ஆண்டு காலப்போக்கில் வெளிப்புறமாக இடம்பெயர்ந்து தம்முடைய தற்போதைய நிலைகளுக்கு வந்துள்ளன.[30]

 
வெளிப்புற கோள்கள் மற்றும் குய்பெர் மண்டலத்தைக் காட்டும் உருவகம்: a) வியாழன்/சனி 2:1 விகித ஒத்ததிர்வுக்கு முன்னர் b) நெப்டியூனின் கோளப்பாதையின் மாற்றத்திற்கு பிறகு சூரியக் குடும்பத்துக்குள் குய்பெர் மண்டல பருப்பொருட்களைச் சிதறடித்தல் c) வியாழனால் குய்பெர் மண்டலக் கோள்கள் வெளித்தள்ளப்பட்ட பின்னர்[2]

சூரியக் குடும்பத்தின் மிகத் தொலைவிலுள்ள பிராந்தியங்களின் இருப்பிற்கும் பண்பிற்கும் காரணம் கற்பிக்கவும் கூட வெறிப்புற கோள்களின் இடம்பெயர்வு அவசியமாக இருக்கிறது.[31] நெப்டியூனுக்கு அப்பால், சூரியக் குடும்பமானது பெரிதும் கணிக்கப்பட்ட வால் நட்சத்திரங்களுக்கான தோற்ற மூலம் என எண்ணப்படும் சிறு பனிக்கட்டி கோள்களாலான மூன்று அடர்த்தியற்ற தொகைகளான குய்பெர் மண்டலம், சிதறடிக்கப்பட்ட வட்டு மற்றும் ஊர்ட் மேகம் ஊடாகத் தொடர்கிறது. சூரியனிடமிருந்து அவை இருக்கும் தொலைவு காரணமாக, சூரிய வான்புகையுரு கலைந்துபோவதற்கு முன்னர் கோள்களைத் தோற்றம் கொள்ள அனுமதிப்பதற்கு வளர்ச்சிப்பெருக்கம் மிகவும் மெதுவாக இருந்தது, இவ்வாறாக ஒரு கோளாக ஒன்றுசேர்வதற்குப் போதிய அளவு திரள் அடர்த்திகளைத் தொடக்கநிலை வட்டுகள் கொண்டிருக்கவில்லை.[50] குய்பெர் மண்டலம் சூரியனிடமிருந்து 30 முதல் 55 AU வுக்கு இடையில் அமைந்திருக்கிறது, அதே நேரத்தில் மிகத் தொலைவில் இருக்கும் சிதறடிக்கப்பட்ட வட்டுகள் 100 AU வுக்கும் அதிகமான தொலைவில் அமைந்திருக்கிறது,[31] மற்றும் தொலைவான ஊர்ட் மேகம் சுமார் 50,000 AU வில் அமைந்திருக்கிறது.[51] எனினும், முதலில் குய்பெர் மண்டலம் இன்னும் அடர்த்தி மிக்கதாகவும் சூரியனுக்கு அருகிலும் இருந்தது, அதனுடைய வெளிப்புற முனை தோராயமாக 30 AU வைக் கொண்டிருந்தது. அதன் உட்புற முனை யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் கோளப்பாதைக்கு சற்றுப் பின்னால் இருந்திருக்கலாம், இவை இரண்டும் தோற்றம் கொள்ளும்போது சூரியனுக்கு அருகிலும் (பெரும்பாலும் 15–20 AU என்னும் பரப்பெல்லையில் இருந்திருக்கலாம்), எதிரெதிர் நிலைகளிலும் இருந்தன, இதில் யுரேனஸ் நெப்டியூனைக் காட்டிலும் சூரியனிடமிருந்து தொலைவில் இருந்தது.[2][31]

சூரியக் குடும்பம் தோற்றம் கொண்ட பிறகு எல்லா இராட்சத கோள்களின் கோளப்பாதைகளும், பெரும் எண்ணிக்கையிலான மீதமுள்ள கோளியப்பாறைகளுடன் மேற்கொண்ட இடையீடுகளால் தூண்டப்பட்டு, மெதுவாக மாற்றம்கொள்ளத் தொடங்கியது. 500–600 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு (சுமார் நான்கு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு) வியாழன் மற்றும் சனி 2:1 விகித ஒத்திசைவில் அமைந்தன; வியாழனின் ஒவ்வொரு இரு கோளப்பாதைச் சுற்றலுக்கும் சனி சூரியனை ஒரு முறை சுற்றிவந்தது.[31] இந்த ஒத்ததிர்வு விகிதம் வெளிப்புற கோள்களுக்கு எதிராக ஒரு ஈர்ப்பிசை தள்ளலை ஏற்படுத்தியது, இது பழமையான குய்பெர் பெல்டுக்குள் நெப்டியூன் யுரேனசைத் தாண்டி உள்நுழையும் விளைவை உண்டாக்கியது. கோள்கள் தாம் வெளிப்புறமாக நகர்ந்தபோதும் பெரும்பாலான சிறு பனிக்கட்டி கோள்களை உட்புறமாக சிதறடிக்கச் செய்தன. அதன் பின்னர் இந்தக் கோளியப்பாறைகள் தாம் எதிர்கொண்ட அடுத்த கோளினை இதே வழிமுறையில் சிதறடிக்கச் செய்து தாம் உட்புறமாக நகரும் அதேவேளையில் கோள்களின் கோளப்பாதையை வெளிப்புறமாக நகர்த்திவிட்டன.[31] வியாழன் கோளுடன் கோளியப்பாறைகள் இடையீடு கொள்ளும்வரையில் இந்தச் செயல்முறை தொடர்ந்தது, வியாழனின் மிகப் பரந்த ஈர்ப்புவிசை அவற்றை மிக உயர்ந்த முட்டை வடிவ கோளப்பாதைகளில் தள்ளிவிட்டது அல்லது சூரியக் குடும்பத்தை விட்டே அடியோடு நீக்கிவிட்டது. இது வியாழனை சற்று உட்புறமாக நகரும்படி செய்தது.[note 3] வியாழனால் மிக உயர்ந்த முட்டைவடிவ கோளப்பாதைகளில் சிதறடிக்கப்பட்ட பருப்பொருட்கள் ஊர்ட் மேகத்தை உருவாக்கின;[31] இடம்பெயர்ந்துகொண்டிருந்த நெப்டியூனால் குறைந்த தீவிரத்தன்மையுடைய இடங்களுக்குச் சிதறடிக்கப்பட்ட பருப்பொருட்கள் தற்போதிருக்கும் குய்பெர் மண்டலம் மற்றும் சிதறடிக்கப்பட்ட வட்டுவை உருவாக்கின.[31] குய்பெர் மண்டலம் மற்றும் சிதறடிக்கப்பட்ட வட்டுகளின் தற்போதைய குறைந்த திரளுக்கான காரணத்தை இந்த விவரக்குறிப்பு விளக்குகிறது. புளூட்டோ உட்பட சிதறடிக்கப்பட்ட சில பருப்பொருட்கள் ஈர்ப்பு முறையில் நெப்டியூனின் கோளப்பாதையுடன் பிணைக்கப்பட்டு அவற்றை சராசரி இயக்க ஒத்ததிர்வுகளுக்கு உட்படுத்தியது.[52] இறுதியில், கோளியப்பாறை வட்டுகளுக்கிடையிலான உராய்வுகள் யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூனின் கோளப்பாதையை மீண்டும் வட்டமாக ஆக்கியது.[31][53]

வெளிப்புற கோள்களுக்கு நேர்மாறாக, உட்புற கோள்கள் சூரியக் குடும்பத்தின் வயதுக்கு ஏற்றவாறு அவை குறிப்பிட்ட வகையில் இடப்பெயர்வு கொள்ளவில்லை என்று நம்பப்படுகிறது, ஏனெனில் இராட்சத விளைவுகள் காலத்தைத் தொடர்ந்து அவற்றின் கோளப்பாதைகள் தொடர்ந்து நிலையானதாக இருந்து வருகிறது.[28]

பிந்தைய கனமான தொடர் தாக்குதல்கள் மற்றும் அதற்குப் பின்னர் தொகு

 
அரிசோனாவில் இருக்கும் விண்ணெரிக்கல் நிலக்குழி.வெறும் 50m அப்பாலிருந்து ஒரு மோதல் ஏற்படுத்தியால் 50,000 ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் உருவாக்கப்பட்டது, இது சூரியக் குடும்பத்தின் வளர்ச்சிப்பெருக்கம் இன்னும் முடிவடையவில்லை என்பதன் உண்மையான நிலவரத்தைக் காட்டுவதாக இருக்கிறது...

வெளிப்புற கோள்களின் இடம்பெயர்வுகளிலிருந்து ஈர்ப்புத் தகர்வுகள் பெரும் எண்ணிக்கையிலான சிறு கோள்களைச் சூரியக் குடும்பத்தின் உட்புறத்திற்குள் அனுப்பி, அசல் மண்டலத்தை அது இன்றைய மிகவும் குறைந்த திரளை அடையும் வரையில் கடுமையாக வெறுமையாக்கியது.[42] சூரியக் குடும்பம் தோன்றி சுமார் 500–600 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பின்னர், தோராயமாக 4 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் ஏற்பட்ட பிந்தைய கனமான தொடர் தாக்குதல்களுக்கு இந்த நிகழ்வுதான் ஒரு பொறியாக இருந்திருக்கலாம்.[2][54] கனமான தொடர் தாக்குதல்களின் இந்தக் காலமானது பல நூறு மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு நீடித்தது மற்றும் இது நிலவு மற்றும் புதன் போன்ற உட்பற சூரியக் குடும்பத்தின் நில அமைப்பியல் வகையில் இறந்துவிட்ட கோள்களின் மீது இன்றும் காணக்கூடியதாக இருக்கும் நிலக்குழிகளில் இது தெளிவாகத் தெரிகிறது.[2][55] பூமியில் உயிர் இருந்ததற்கு அறியப்பட்ட மிகப் பழையச் சான்று சுமார் 3.8 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் இட்டுச் செல்கிறது — இது கிட்டத்தட்ட பிந்தைய கனமான தொடர் தாக்குதல்கள் முடிவுக்கு வந்த உடனேயே ஏற்பட்ட காலமாகும்.[56]

சூரியக் குடும்பத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியில் மோதல்கள் வழக்கமான (தற்போது அடிக்கடி நிகழாததாக இருந்தால்) ஒரு அங்கமாகவே இருந்திருப்பதாக நம்பப்படுகிறது. அவை தொடர்ந்து நடைபெற்றுக்கொண்டிருக்கிறது என்பதற்கு 1994 ஆம் ஆண்டில் ஏற்பட்ட வால்நட்சத்திரம் ஷூமேக்கர்-லெவி 9 மற்றும் வியாழன் இடையிலான மோதல், 2009 ஆம் ஆண்டு வியாழன் மோதல் நிகழ்வு மற்றும் அரிசோனா வில் ஏற்பட்ட மோதல் விண்ணெரிக்கல் பள்ளம் ஆகியவை சான்றுகளாக இருக்கின்றன. அதனால் வளர்ச்சிப்பெருக்கத்தின் நடைமுறை முடிவடையவில்லை மற்றும் அது பூமியில் இருக்கும் உயிர்களுக்கு ஒரு அச்சுறுத்தலாகவே இருந்து வருகிறது.[57][58]

சூரியக் குடும்பப் பரிணாம வளர்ச்சியின் காலப்போக்கில், இராட்சத கோள்களின் ஈர்ப்பியக்கத்தால் வால்நட்சத்திரங்கள் சூரியக் குடும்பத்தின் உட்புறங்களிலிருந்து வெளியேற்றப்பட்டன, மேலும் ஆயிரக்கணக்கிலான AU க்களை வெளிப்புறமாக அனுப்பிவிட்டு ஊர்ட் மேகத்தை தோற்றுவித்தன, இது சூரியனின் ஈர்ப்பியக்க இழுவையின் மிகத் தொலைவான பரப்பில் இருக்கும் வால்நட்சத்திர உட்கருக்களாலான ஒரு கோளவுருவான வெளிப்புற மொய்த்திரளாகும். இறுதியில் சுமார் 800 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பின்னர், அண்டம் சார்ந்த ஏற்றஇறக்கங்களால் ஏற்படுத்தப்பட்ட ஈர்ப்பு நிலைகுலைவுகள், விண்மீன்கள் மற்றும் இராட்சத மூலக்கூறு மேகங்களைக் கடந்து மேகத்தை வெறுமையாக்கி வால்நட்சத்திரங்கள் சூரியக் குடும்பத்தின் உட்புறங்களுக்குள் அனுப்பிவிட்டன.[59] சூரியக் குடும்பத்தின் வெளிப்புற பரிணாம வளர்ச்சியும் கூட, சூரியக் காற்றின் வான் சூழ்நிலைச்சிதைவு, நுண்விண்கற்கள் மற்றும் விண்மீனிடை ஊடகத்தின் நடுநிலை கூறுகளால் தூண்டப்பட்டத்தாகத் தோன்றுகிறது.[60]

பிந்தைய கனமான தொடர் தாக்குதல்களுக்குப் பின்னரான நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தின் பரிணாம வளர்ச்சி பிரதானமாக மோதல்களாலேயே நிர்ணயிக்கப்பட்டது.[61] மூர்க்கத்தனமான மோதல்களால் வெறியேற்றப்பட்ட எந்தவொரு பொருளையும் தக்கவைத்துக்கொள்ள பெரும் திரள்களைக் கொண்ட பருப்பொருட்கள் போதியஅளவு ஈர்ப்பைக் கொண்டிருக்கின்றன. நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தைப் பொறுத்தவரையில் இது வழக்கமாக இருப்பதில்லை. இதன் விளைவாக பல பெரும் பருப்பொருட்கள் வேறாக உடைக்கப்பட்டுள்ளது மற்றும் சிலநேரங்களில் குறைந்த மூர்க்கமுடைய மோதல்களில் இருக்கும் மிச்சமீதங்களிலிருந்து புதிய பருப்பொருட்கள் உருவாக்கப்பட்டிருக்கிறது.[61] சில சிறுகோள்களைச் சுற்றிலும் இருக்கும் நிலவுகள், தாய் பருப்பொருட்களின் ஈர்ப்பிலிருந்து முழுவதுமாக தப்பித்துக்கொள்ள போதிய ஆற்றலற்றவைகளாகத் தூக்கி எறியப்பட்ட பொருட்களின் ஒரு ஒருங்கிணைப்பாக மட்டுமே தற்போது விளக்கமுடியும்.[62]

துணைக் கோள்கள் தொகு

பெரும்பாலான கோள்கள் மற்றும் பல இதர சூரியக் குடும்ப கோள்களைச் சுற்றிலும் துணைக் கோள்கள் நிலைத்திருக்க ஆரம்பித்துள்ளன. இந்த இயற்கையான துணைக்கோள்கள் பின்வரும் மூன்று இயங்குமுறைகளில் ஏதாவது ஒன்றிலிருந்து தோன்றியிருக்கலாம்:

  • ஒரு வெளிச்சுற்று கோள் வட்டுவிலிருந்து கூட்டு உருவாக்கம் (வாயு இராட்சதங்களின் நிலைமைகளில் மட்டும்);
  • மோதல் கற்கூளங்களிலிருந்து உருவாதல் (மேலோட்டமான கோணத்தில் போதியளவு பெரும் மோதலிலிருந்து); மற்றும்
  • கடந்துசெல்லும் பருப்பொருளைக் கைப்பற்றல்.

வியாழன் மற்றும் சனி ஐஓ, இயூரோபா, கேனிமீடெ மற்றும் டைட்டான் போன்ற பல பெரும் துணைக் கோள்களைக் கொண்டிருக்கின்றன, சூரியனைச் சுற்றியிருக்கும் வட்டுவிலிருந்து கோள்கள் எவ்வாறு உருவானதோ கிட்டத்தட்ட அதே வழிமுறையில் ஒவ்வொரு இராட்சத கோளைச் சுற்றிலும் இருக்கும் வட்டுவிலிருந்து இவையும் தோன்றியிருக்கலாம்.[63] இந்த தோற்றமானது துணைக் கோள்களின் பெரிய அளவுகள் மற்றும் கோள்களின் நெருங்கியத்தன்மையால் குறிப்பிடப்படுகிறது. கைப்பற்றுவதன் மூலம் இந்த இயற்பண்புகள் நிறைவேற்றுவது சாத்தியமில்லை, அதே நேரத்தில் முதன்மையானவைகளின் வாயுத் தன்மை, மோதலினால் ஏற்பட்ட கூளங்களிலிருந்து தோற்றத்தை உண்டுபண்ணுவது மற்றொரு சாத்தியமற்றதாகச் செய்கிறது. வாயு இராட்சதங்களின் வெளிப்புற துணைக்கோள்கள் சிறிதாக இருக்கும் போக்கினைக் கொண்டிருக்கின்றன மேலும் தன்னிச்சையான அமைவுக்கோணத்துடன் இயல்புநிலை மாறிய கோளப்பாதையைக் கொண்டிருக்கின்றன. கைப்பற்றப்பட்ட கோள்களிடம் எதிர்பார்க்கக்கூடிய பண்புகள் இவைதான்.[64][65] பெரும்பாலான அத்தகைய துணைக்கோள்கள் அவற்றின் முதன்மைக் கோள்களின் சுழற்சிக்கு எதிர் திசையில் வட்டமிடும். மிகப்பெரிய ஒழுங்கற்ற நிலவாக இருப்பது, நெப்டியூனின் சிறுகோளான டிரைடான், இது ஒரு கைப்பற்றப்பட்ட குய்பெர் மண்டல பருப்பொருள் என நம்பப்படுகிறது.[58]

திட சூரியக் குடும்பக் கோள்களின் நிலவுகள், மோதல்கள் மற்றும் கைப்பற்றுதல் ஆகிய இரண்டின் மூலமும் உருவாக்கப்பட்டுள்ளது. செவ்வாய் கோளின் இரு சிறு நிலவுகளான டீய்மோஸ் மற்றும் போபோஸ் ஆகிய இரண்டும் அஸ்டிராய்ட்களால் கைப்பற்றப்பட்டதாக நம்பப்படுகிறது.[66] பூமியின் நிலவு ஒரு தனித்த, பெரும் சரிவான மோதலின் விளைவால் உருவானதாக நம்பப்படுகிறது.[67][68] மோதக்கூடிய பருப்பொருள் செவ்வாயுடன் ஒப்பிடக்கூடியதான திரளைக் கொண்டிருந்திருக்கலாம், மேலும் இந்த மோதல் இராட்சத மோதல்கள் காலத்தின் இறுதியின் நெருக்கத்தில் ஏற்பட்டிருக்கக்கூடும். இந்த மோதல் சில தாக்கக்கூடியவற்றின் மூடகத்தைக் கோளப்பாதையில் தள்ளியது, பின்னர் அவை சிறுகோளுடன் ஒன்றிணைந்துவிடுகின்றன.[67] பூமி உருவாக்கத்தில் ஒன்றிணைந்தவைகளின் தொடரில் இந்த மோதல்தான் இறுதியானதாக இருந்திருக்கலாம். செவ்வாய்-அளவுடைய பருப்பொருள், நிலையான பூமி-சூரியன் லெகிராஞ்சிய சுற்றுதளப்புள்ளிகளில் ஒன்றில் உருவாகியிருக்கலாம் என்றும் (L4 அல்லது L5 யாதேனுமொன்று) பின்னர் தன் நிலையை விட்டு திசைமாறி இருக்கலாம் என்று மேலும் கருதப்பட்டிருக்கிறது.[69] புளூட்டோவின் நிலவான சாரோன் கூட ஒரு மிகப் பெரும் மோதல் மூலம் உருவாகியிருக்கலாம்; புளூட்டோ-சாரோன் மற்றும் பூமி-நிலவு அமைப்புகள் ஆகிய இரண்டு மட்டும்தான் சூரியக் குடும்பத்தில் இருக்கும் சிறுகோள்களின் திரள்கள் பெரும் கோள்களைக் காட்டிலும் குறைந்தது 1% த்தைக் கொண்டிருக்கின்றன.[70]

எதிர்காலம் தொகு

சூரியன் தன்னுடைய உள்மையப் பகுதியில் கொண்டிருக்கும் எல்லா ஹைட்ரஜன் எரிபொருளையும் ஹீலியமாக உருக்கிவிடும் வரையில் நாம் இப்போது அறிந்திருக்கும் சூரியக் குடும்பம் எந்தவித கடுமையான மாற்றத்துக்கும் உள்ளாகாது என்று வானியல் வல்லுநர்கள் மதிப்பிட்டுள்ளனர், இது ஹெர்ட்ஜ்ஸ்ப்ரங்-ரஸ்ஸெல் வரைபடத்தின் முக்கிய தொடர்வரிசையிலிருந்து தன்னுடைய பரிணாம வளர்ச்சியைத் தொடங்கி அதன் சிவப்புப் பெருங்கோள் கட்டம் வரையில் நீடிக்கிறது. அவ்வாறு இருந்தாலும், சூரியக் குடும்பம் தொடர்ந்து அது வரையில் பரிணாம மாற்றத்தைத் தொடர்ந்து மேற்கொண்டிருக்கும்.

நீண்ட கால நிலைப்பு தொகு

கோள்களின் கோளப்பாதைகள் நீண்ட கால மாறுபாட்டுக்கு வெளிப்படுவதால் சூரியக் குடும்பம் பெருங்குழப்பமாக இருக்கிறது. இந்தக் குழப்பத்தின் ஒரு குறிப்பிடும்படியான எடுத்துக்காட்டாக இருப்பது நெப்டியூன்-புளூட்டோ அமைப்பு, இது 3:2 விகித கோளப்பாதை ஒத்ததிர்வில் அமைந்திருக்கிறது. இந்த ஒத்ததிர்வே தொடர்ந்து நிலையாக இருந்தபோதிலும், எதிர்காலத்தில் 10–20 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு மேல் (லையாபுனோவ் நேரம்) புளூட்டோவின் நிலையை எவ்வளவு துல்லியமாகவும் கணிக்க இயலாததாக ஆக்குகிறது.[71] மற்றொரு எடுத்துக்காட்டாக இருப்பது பூமியின் ஊடச்சு சரிவு இது, நிலவுடன் (கீழே பார்க்கவும்) கொள்ளும் பொங்கித் தாழ்தல் இடையீடுகளால் பூமியின் மறைப்புக்குள்ளாகவே ஏற்படும் உராய்வுகள் காரணமாக உண்டானது, இப்போதிருந்து 1.5 முதல் 4.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கிடையில் ஏதோவொரு கட்டத்தில் கணிக்கமுடியாததாகிவிடும்.[72]

வெளிப்புற கோள்களின் கோளப்பாதைகள் நீண்ட நேரஅளவுகளில் குழப்பமுடையவைகளாக இருக்கின்றன, இவ்வாறாக அவை 2–230 மில்லியன் ஆண்டு பரப்பெல்லையில் ஒரு லையாபுனோவ் நேரத்தைக் கொண்டிருக்கின்றன.[73] எல்லா நிலைமைகளிலும் இதற்கான பொருள் என்னவென்றால், தன்னுடைய கோளப்பாதையில் எந்தக் கோளின் நிலையும் எந்தவித நிச்சயத்தன்மையுடனும் கணிக்க முடியாததாகி விடும் என்பதாகும்,(உதாரணத்திற்கு, குளிர்காலம் மற்றும் கோடைக்காலத்தின் நேரங்கள் இதனால் நிச்சயமற்றதாக ஆகிவிடுகிறது), ஆனால் சில நிலைமைகளில் எதிர்பாராதவிதத்தில் கோளப்பாதைகள் தாமே மாற்றம் கொள்ளும். மையப்பிழற்சியில் ஏற்படும் மாற்றங்களுக்கேற்ப அத்தகைய குழப்பங்கள் இன்னும் திடமாக வெளிப்படுகிறது, இதில் சில கோள்களின் கோளப்பாதைகள் குறிப்பிடத்தக்க வகையில் ஏறக்குறைய நீள்வட்டமாக ஆகிவிடுகின்றன.[74]

இறுதியில் சூரியக் குடும்பம் நிலையானதாக இருந்து அடுத்த சில பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு எந்தவொரு கோளும் ஒன்றுடன் மற்றொன்று மோதிக் கொள்ளாமலும் அல்லது மண்டலத்திலிருந்து வெளியேற்றப்படாமலும் இருக்கும்.[73] அதோடல்லாமல், ஐந்து பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாக செவ்வாயின் இயல்புநிலை மாறிய தன்மை சுமார் 0.2 ஆக வளர்ச்சிபெறும், பூமியைக் கடக்கும் கோளப்பாதையில் அது இருக்கும் வகையில் அமைந்து ஒரு மோதலுக்கான வழியை ஏற்படுத்துகிறது. அதே நேரஅளவில் புதனின் இயல்புநிலை மாற்றம் இன்னும் கூடுதலாக வளர்ச்சிப்பெறக்கூடும் மற்றும் வெள்ளியுடனான ஒரு நெருங்கிய எதிர்பாராத சந்திப்பு அதை ஒட்டுமொத்தமாக சூரியக் குடும்பத்திலிருந்து கோட்பாட்டளவில் வெளியேற்றிவிடக்கூடும்[75] அல்லது அதை வெள்ளி அல்லது பூமியுடன் ஒரு மோதும் பாதையில் அனுப்பிவிடும்.[76]

நிலவு வளைய மண்டலங்கள் தொகு

நிலவு மண்டலங்களின் பரிணாம வளர்ச்சி பொங்கித் தாழ்கிற விசைகளால் இயக்கப்படுகிறது. முதன்மையான விட்டத்தின் குறுக்காக வேறுபட்ட ஈர்ப்பு விசை காரணமாக அது சுழலும் (முதன்மை நிலையை) என்னும் நோக்கில் நிலவு ஒரு ஓத வீக்கத்தை உண்டாக்கும். கோள் சுழற்சி செய்யும் திசையிலேயே நிலவும் சுழன்றால் மற்றும் நிலவின் கோளப்பாதை காலத்தை விட வேகமாக கோள் சுழன்றுகொண்டிருந்தால் ஓத வீக்கம் நிலவுக்கு முன்னராக தொடர்ந்து இழுக்கப்படும். இந்தச் சூழ்நிலையில் கோண உந்தம் முதன்மைநிலை சுழற்சியிலிருந்து கோளின் முழுச் சுழற்சிக்கு மாற்றம் செய்யப்படுகிறது. நிலவு வலிமை பெற்று படிப்படியாக வெளிப்புறம் நோக்கி சுழன்று செல்கிறது, அதே நேரத்தில் முதன்மையானது காலப்போக்கில் இன்னும் மெதுவாகச் சுழல ஆரம்பிக்கிறது.

பூமி மற்றும் அதன் நிலவு இந்த கூட்டமைப்புக்கான ஒரு எடுத்துகாட்டாகும். இன்று நிலவு பூமியுடன் ஓதரீதியாக பிணைக்கப்பட்டுள்ளது; பூமியைச் சுற்றிலும் அதன் ஒரு முழு சுழற்சி (தற்போது சுமார் 29 நாட்கள்) அதன் ஊடச்சு சுழற்சிகளில் ஒன்றுக்குச் சமமானதாகும், அதனால் அது எப்போதுமே பூமிக்கு தன்னுடைய ஒரு பக்க முகத்தையே காட்டுகிறது. நிலவு பூமியிடமிருந்து தொடர்ந்து பின்வாங்குகிறது, மேலும் பூமியின் சுழற்சி தொடர்ந்து படிப்படியாகக் குறையும். சுமார் 50 பில்லியன் ஆண்டுகளில், அவை சூரியனின் விரிவாக்கத்தில் பிழைத்துக்கொண்டால், பூமி மற்றும் நிலவு இரண்டும் ஒன்றுடன் மற்றொன்று ஓதரீதியாக பிணைக்கப்பட்டிருக்கும்; ஒவ்வொன்றும் "சுழற்சி-கோளப்பாதை ஒத்ததிர்வு" எனப்படும் ஒன்றுடன் பிணைத்துக்கொள்ளும், இதில் நிலவானது பூமியை சுமார் 47 நாட்களில் வட்டமடிக்கும் மேலும் நிலவு மற்றும் பூமி இரண்டும் ஒரே நேரத்தில் தங்கள் ஊடச்சைச் சுற்றிச் சுழலும், ஒன்று மற்றொன்றின் ஒரு அரைக்கோளத்திலிருந்து மட்டுமே காணப்படும்.[77][78] இதர எடுத்துக்காட்டுகளாக இருப்பவை, வியாழன்|வியாழனின் கலீலியன் நிலவுகள் (அத்துடன் வியாழனின் சிறு நிலவுகள் பலவும்)[79] மற்றும் சனி|சனியின் பெரும்பாலான பெரிய நிலவுகளாகும்.[80]

 
நெப்டியூன் மற்றும் அதன் துணைக் கோள் டிரைடான், வாயேஜர் 2 ஆல் படம்பிடிக்கப்பட்டது.டிரைடானின் கோளப்பாதை இறுதியில் நெப்டியூனின் ரோச்சே எல்லைக்குள்ளாக சென்று அதை வெட்டிச்சிதைத்து ஒரு புதிய வளைய அமைப்பை உருவாக்கக் கூடும்.

முதன்மையானது சுழலும் வேகத்தை விட நிலவு முதன்மையானதைச் சுற்றிவரும்போது அல்லது கோளுக்கு எதிர் திசையில் சுழன்றுகொண்டிருந்தால் வேறொரு காட்சி தோன்றுகிறது. இந்த நிலைமைகளில் ஓத வீக்கம் தன்னுடைய கோளப்பாதையில் நிலவுக்குப் பின்னால் பின்தங்கிவிடுகிறது. முந்தைய வழக்கில் கோண உந்தம் மாற்றலின் திசை மாற்றியமைக்கப்படும், அப்போதுதான் முதன்மையின் சுழற்சி கோள்களின் கோளப்பாதை சுருங்கும்போது வேகமாகும். பிந்தைய வழக்கில், சுழற்சி மற்றும் முழுச்சுழற்சியின் கோண உந்தம் எதிரெதிர் குறிகளைக் கொண்டிருக்கின்றன, அதனால் மாற்றல் என்பது ஒவ்வொன்றின் முக்கியத்துவத்தைக் குறைப்பதாகும் (இது ஒன்றையொன்று ரத்து செய்துகொள்கின்றன).[note 4] இரு வழக்குகளிலும், ஓத அழுத்தங்களால் தனியாக பிரித்தெடுக்கப்படும்வரையில், கோள் வளைய அமைப்பு உருவாக்கப்படும் வாய்ப்பிருக்கிறது அல்லது, கோளின் மேற்புறம் அல்லது வாயுமண்டலத்தில் மோதும் வரையில் ஓத எதிர்முடக்கம் நிலவை முதன்மையை நோக்கி சுருண்டு வரச் செய்கிறது. செவ்வாய் கோளின் போபோஸ் (30 முதல் 50 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாக),[81] நெப்டியூனின் டிரைடான் (3.6 பில்லியன் ஆண்டுகளில்),[82] வியாழனின் மெடிஸ் மற்றும் அட்ராஸ்டியா[83] நிலவுகளுக்கும் யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூனின் குறைந்தது 16 சிறு கோள்களுக்கும் அத்தகையதொரு முடிவு காத்திருக்கிறது. யுரேனசின் டெஸ்டெமோனாவும் கூட தன்னுடைய அருகிலிருக்கும் ஏதோவொரு நிலவுடன் மோதும்.[84]

மூன்றாவது சாத்தியக்கூறு, முதன்மையும் நிலவும் ஒன்றுடன் மற்றொன்று ஓதத்துக்குரிய பிணைப்பில் இருப்பதாகும். இந்நிலைமையில், ஒத வீக்கம் நிலவின் நேர்கீழே தங்கிவிடுகிறது, எந்தக் கோண உந்த மாற்றலும் இருக்காது, மற்றும் கோளப் பாதையின் காலம் மாற்றம் கொள்ளாது. புளூட்டோ மற்றும் சரோன் இந்த வகையான ஒருங்கிணைப்புக்கு எடுத்துக்காட்டாக இருக்கிறது.[85]

2004 ஆம் ஆண்டில் காஸ்ஸினி-ஹுய்கென்ஸ் விண்வெளிக் கப்பல் வருவதற்கு முன்னர், சனிக் கோளின் வளையங்கள் சூரியக் குடும்பத்தை விட மிகவும் இளமையுடையதென பரவலாகக் கருதப்பட்டது மேலும் இன்னும் 300 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு மேல் அது தாக்குப் பிடிக்கும் என்றும் எதிர்பார்க்கப்படவில்லை. சனியின் துணைக்கோள்களுடனான ஈர்ப்புக்குரிய இடையீடுகள் வளையங்களின் வெளிப்புற முனைகளைப் படிப்படியாகக் கோளை நோக்கி அடித்துச் செல்லும் என எதிர்பார்க்கப்படுகிறது, விண்கற்களின் உராய்வுகள் மற்றும் மீதமுள்ளவற்றை சனிக் கோளின் ஈர்ப்பு எடுத்துக்கொள்ளுதல் ஆகியவை சனிக் கோளை அலங்கரிப்பற்றதாக ஆக்குகிறது.[86] எனினும், காஸ்ஸினி பணித்திட்டம் அறிவியலாளர்களை இந்த முந்தைய கண்ணோட்டதை மாற்றியமைக்க வைத்தது. தொடர்ச்சியாக உடைந்து மீண்டும் சேர்ந்துக்கொள்ளும் 10 கி.மீ. அகல பனிக்கட்டி செறிவுப் பொருட்கள் இருப்பதை ஆய்வுகள் புலப்படுத்துகின்றன, இது அந்த வளையங்களைப் புதிதாய் வைத்திருக்கின்றன. சனிக் கோளின் வளையங்கள் இதர வாயு இராட்சதங்களின் வளையங்களைக் காட்டிலும் மிகப் பெரியனவாக இருக்கின்றன. 4.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் சனிக் கோள் முதன் முதலில் தோற்றம் கொண்டதுமுதல் இந்தப் பெருந் திரள் இந்தக் கோளின் வளையங்களைப் பாதுகாத்து வருகிறது, மேலும் இது வரக்கூடிய பில்லியன் கணக்கிலான ஆண்டுகளுக்கு பாதுகாக்கும் எனத் தெரிகிறது.[87]

சூரியன் மற்றும் கோள் சூழலியல் தொகு

காலப்போக்கில் சூரியனின் வயது அதிகரிக்கவும் அதில் ஏற்படும் மாற்றங்களிலிருந்தே சூரியக் குடும்பத்தின் பெரும் மாற்றங்களும் அமையும். சூரியன் அதனுடைய ஹைட்ரஜன் எரிபொருளை எரிக்கும் நடவடிக்கையில் அது இன்னும் சூடாகி மீதமுள்ள எரிபொருளை இன்னும் விரைவாக எரித்துவிடுகிறது. இதன் விளைவாக சூரியன் ஒவ்வொரு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் சுமார் பத்து சதவீதம் என்ற விகிதத்தில் இன்னும் கூடுதல் ஒளிமிக்கதாக வளர்ச்சிப்பெறுகிறது.[88] ஒரு பில்லியன் ஆண்டு காலநேரத்தில் சூரியனின் வெப்பக் கதிர் வெளிப்பாடு அதிகரிக்கவும், அதன் விண்மீன்சூழ் வாழ்விட மண்டலம் வெளிப்புறம் நோக்கி நகர்ந்து பூமியின் மேற்புறத்தை மிக வெப்பமாக ஆக்கி அங்கு இயற்கையாகவே எந்த திரவ நீரும் இனிமேற்கொண்டு இருக்க முடியாததாகச் செய்துவிடும். இந்தக் காலகட்டத்தில் நிலத்தில் இருக்கும் அனைத்து உயிர்களும் அழிந்துவிடும்.[89] வலிமைமிக்க பைங்குடில் வளியான கடலின் மேற்பரப்பிலிருந்து நீர் ஆவியாதல் வெப்பநிலை அதிகரிப்பை துரிதப்படுத்தும், இது பூமியில் இருக்கும் அனைத்து உயிர்களையும் இன்னும் விரைவாகவே அழித்துவிடும் சாத்தியத்தைக் கொண்டிருக்கிறது.[90] இந்த நேரத்தில் செவ்வாய் கோளின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை படிப்படியாக அதிகரிக்கவும், மேல் மண்ணின் அடிப்புறத்தில் தற்போது உறைந்திருக்கும் கரியமிலவாயு மற்றும் நீரை வாயு மண்டலத்திற்குள் வெளியிடும் சாத்தியக்கூறைக் கொண்டிருக்கிறது, இது பூமி இன்று இருக்கும் நிலைமைக்கு இணையானதாக ஆகும் வரையில் கோளை வெப்பமாக்கக்கூடிய பைங்குடில் விளைவை உருவாக்கி உயிர்களுக்கு ஒரு எதிர்கால இருப்பிடத்திற்கான ஆற்றலை வழங்கும்.[91] இப்போதிருந்து சுமார் 3.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாக பூமியின் மேற்புற நிலைமைகள் இன்று வெள்ளிக் கோள் இருக்கும் நிலைமைக்கு ஒப்பானதாக இருக்கும்.[88]

 
நம்முடைய சூரியனின் இப்போது இருக்கும் அளவுடன் (இடைச்செருகல்) அது ஒரு சிவப்புப் பெருங்கோளாக மதிப்பிடப்பட்டிருக்கும் எதிர்கால அளவுடன் ஒரு ஒப்பீடு.

இப்போதிருந்து சுமார் 5.4 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, சூரியனின் உள்மையப் பகுதி மிகவும் வெப்பமுடையதாக ஆகி அதனுடைய சுற்றுப்புற ஒடுகளில் ஹைட்ரஜன் கரைதலைத் தூண்டிவிடும்.[89] இது விண்மீனின் வெளிப்புற அடுக்குகளைப் பெரிதும் விரிவடையச் செய்யும் மேலும் விண்மீன் அதன் வாழ்வின் ஒரு கட்டத்துக்குள் நுழைந்துவிடும், அப்போது அது சிவப்புப் பெருங்கோள் என அழைக்கப்படும்.[92][93] 7.5 பில்லியன் ஆண்டுக்குள் சூரியன் சுமார் 1.2 AU ஆரம் அளவுக்கு விரவடைந்திருக்கும் — இது அதனுடைய தற்போதைய அளவைக் காட்டிலும் 256 மடங்கு அதிகம். பெருவாரியாக அதிகரித்துவிட்ட மேற்பரப்பு பகுதியின் காரணமாக சிவப்புப் பெருங்கோள் பிரிவின் முனை இப்போதிருப்பதைக் காட்டிலும் மிகவும் குளிர்ச்சியாக (சுமார் 2600 K) இருக்கும் மேலும் அதனுடைய பிரகாசம் இன்னும் அதிகமாக இருக்கும் - 2,700 வரையிலான தற்போதைய சூரியப் பிரகாசத்தைக் கொண்டிருக்கும். தன்னுடைய சிவப்புப் பெருங்கோள் வாழ்வின் ஒரு பகுதியில் சூரியன் ஒரு திடமான விண்மீன் வளிமப்பாய்வு கொண்டிருக்கும் இது அதனுடைய சுமார் 33% திரளைக் கொண்டு சென்றுவிடும்.[89][94][95] இந்த நேரங்களில், சனியின் நிலவான டைட்டான், உயிர்வாழத் தேவைப்படும் மேற்பரப்பு வெப்பநிலையை அடையும் சாத்தியக்கூறைக் கொண்டிருக்கிறது.[96][97]

சூரியன் விரிவடையவும், அது புதன் மற்றும் பெரும்பாலும் வெள்ளி கோள்களை விழுங்கிவிடும்.[98] பூமியின் முடிவு இன்னும் தெளிவற்றதாகவே இருக்கிறது; சூரியன் பூமியின் தற்போதைய கோளப்பாதையை மறையச்செய்தாலும், விண்மீனின் திரள் இழப்பு (இவ்வாறாக ஈர்ப்பை பலவீனமாக்கும்) கோள்களின் கோளப்பாதையை மேலும் தொலைவுக்கு நகர்த்திவிடும் விளைவை ஏற்படுத்தும்.[89] இது மட்டுமே காரணமாக இருந்தால் வெள்ளி மற்றும் பூமி எரிந்துசாம்பலாகிவிடும் சாத்திய்கூறிலிருந்து தப்பிவிடக்கூடும்,[94] சூரியனின் பலவீனமாக பிணைக்கப்பட்ட வெளிப்புற மறைப்புடனான ஓத இடையீடுகளின் விளைவாக பூமி உள்ளிழுத்துக்கொள்ளப்படும் சாத்தியத்தைக் கொண்டிருப்பதாக 2008 ஆம் ஆண்டின் ஆய்வு ஒன்று தெரிவிக்கிறது.[89]

சூரிய உள்மையப் பகுதியைச் சுற்றிலும் இருக்கும் ஓட்டில் எரிந்துகொண்டிருக்கும் ஹைட்ரஜன் தற்போதைய சூரிய திரளின் சுமார் 45% வரை எட்டும் வரையில் உள்மையப்பகுதியில் திரளை அதிகரிக்கச்செய்யும். இந்தக் கட்டத்தில், ஹீலியம் கரிப்பொருளாக எரிந்துவிடும் அளவுக்கு வெப்பநிலையும் அடர்த்தியும் மிகவும் உயர்ந்துவிடும், பின்னர் இது ஹீலியம் தெறியொளியை உண்டாக்கும்; சூரியனும் தன்னுடைய தற்போதைய (முக்கிய தொடர்வரிசை) ஆரமான சுமார் 250 லிருந்து 11 மடங்கு சுருங்கிவிடும். இதன் விளைவாக அதனுடைய தற்போதைய பிரகாச நிலை சுமார் 3000 த்திலிருந்து 54 மடங்காகக் குறைந்துவிடும், மேலும் அதன் மேற்புர வெப்பநிலை சுமார் 4770 K என்ற நிலைக்கு உயர்ந்துவிடும். சூரியன் ஒரு கிடைமட்டப் பிரிவு விண்மீனாக ஆகிவிடும், இன்று அது தன்னுடைய ஹைட்ரஜனை எரிக்கும் அதே நிலையான முறையில் தன்னுடைய உள்மையத்தில் இருக்கும் ஹீலியத்தை எரிக்க ஆரம்பித்துவிடும். ஹீலியம் கரையும் கட்டம் 100 மில்லியன் ஆண்டுகள் வரையே நீடிக்கும். முடிவில் அது தன்னுடைய வெளிப்புற அடுக்குகளில் இருக்கும் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் சேமிப்புகளை மீண்டும் வகைப்படுத்தி இரண்டாவது முறையாக மீண்டும் விரிவடையும், அப்போது அது அணுகுவழி இராட்சத பிரிவு விண்மீன் என அழைக்கப்படும் ஒன்றாக மாறிவிடும். இங்கு சூரியனின் ஒளி மீண்டும் அதிகரிக்கச் செய்யும், அப்போது அது தற்போதைய பிரகாசத்தில் சுமார் 2,090 ஆக அதிகரிக்கும் மற்றும் சுமார் 3500 K வரையில் குளிர்ச்சியடையும்.[89] இந்தக் கட்டம் சுமார் 30 மில்லியன் ஆண்டுகள் வரை நீடிக்கும், அதன் பிறகு மேலும் சுமார் 100,000 ஆண்டுகளின் காலப்போக்கில் சூரியனின் மீதமுள்ள வெளிப்புற அடுக்குகள் விழுந்துவிடும், அப்போது அது ஒரு மாபெரும் திரளை வெளியேற்றி கோள்விண்மீன் படலம் என அறியப்படும் ஒரு ஒளிவட்டத்தை (ஏமாற்று முறையாக) உருவாக்கும். சூரியனின் அணுக்கரு வினைகளால் ஏற்படுத்தப்பட்ட ஹீலியம் மற்றும் கரிப்பொருளை வெளியேற்றப்பட்ட பருப்பொருள் கொண்டிருக்கும், விண்மீன்களின் எதிர்கால பரிணாமங்களுக்குக் கனமான தனிமங்களுடன் கூடிய விண்மீனிடை ஊடகத்தை செல்வச் செழிப்பாக ஆக்கத் தொடர்கிறது.[99]

 
வளைய வான்புகையுரு, சூரியன் என்னவாக ஆகும் என்பதற்கு ஒப்பான ஒரு விண்கோள் புகையுரு

ஒப்பீட்டளவில் இது ஒரு அமைதியான நிகழ்வாகும், ஒரு மீஓளிர் நட்சத்திரம் போலல்லாமல் தன்னுடைய பரிணாம வளர்ச்சியின் ஒரு அங்கமாக செயல்படுவதற்கு நம்முடைய சூரியன் மிகவும் சிறியதாக இருக்கிறது. இந்த நிகழ்வைக் காணவிருக்கும் எந்தவொரு ஆய்வாளரும் சூரியனின் காற்றின் வேகம் அதிகரித்திருப்பதைக் காணலாம், ஆனால் அது ஒரு கோளை முழுமையாக அழித்துவிடும் அளவுக்கு இல்லை என்பதையும் கவனிக்கலாம். எனினும், விண்மீனின் திரள் இழப்பு உயிரோடிருக்கும் கோள்களின் கோளப்பாதைகளைக் குழப்ப நிலைக்கு ஆளாக்கும், சிலவற்றை மோதச் செய்யும், சிலவற்றைச் சூரியக் குடும்பத்திலிருந்து வெளியேற்றும் மேலும் இருப்பவற்றை ஓத இடையீடுகளால் பிளவுபடச் செய்யும்.[100] அதன் பின்னர் சூரியனின் மிச்சமாக இருக்கப்போவது வழக்கத்துக்கு மாறான அடர்த்தியான பருப்பொருளான வெண்குறளி மட்டுமே, 54% அதனுடைய அசல் திரளாகும் ஆனால் அது பூமியின் அளவுக்கே இருக்கும். தொடக்கத்தில் இந்த வெண் குறளி, சூரியன் இப்போது கொண்டிருக்கும் பிரகாசத்தை விட 100 மடங்கு பிரகாசமானதாக இருக்கும். அது முழக்கமுழக்க சீர்கெட்ட கரிப்பொருள் மற்றும் பிராணவாயுவைக் கொண்டிருக்கும், ஆனால் இந்த தனிமங்களைக் கரைக்கும் அளவுக்கு போதிய வெப்பநிலைகளை இது எப்போதுமே அடையாது. இவ்வாறாக வெண் குறளி சூரியன் படிப்படியாக குளிர்ச்சியடைந்து, ஒளிகுன்றிக்கொண்டே போகும்.[101]

சூரியன் செயலிழக்கத் தொடங்கியவுடன் அதன் திரள் இழப்புகள் காரணமாக கோள்கள், வால்நட்சத்திரங்கள் மற்றும் நுண்கோள்கள் போன்ற கோளப்பாதையில் சுற்றிக்கொண்டிருக்கும் மண்டலங்கள் மீதான அதனுடைய ஈர்ப்புவிசை ஆற்றல் பலவீனமடையும். மீதமுள்ள அனைத்துக் கோள்களின் கோளப்பாதைகளும் விரிவடையும்; வெள்ளி, பூமி மற்றும் செவ்வாய் இன்னமும் நிலைத்திருந்தால் அவற்றின் கோளப்பாதைகள் தோராயமாக 1.4 AU (210,000,000 km), 1.9 AU (280,000,000 km), மற்றும் 2.8 AU (420,000,000 km) இல் அமைந்திருக்கும். அவையும் இதர மீதமுள்ள கோள்களும் இருண்டு, விரைப்பான பெருத்ததாக, எந்த விதமான உயிரும் அறவே இல்லாதததாகிவிடும்.[94] அவை தொடர்ந்து தம்முடைய விண்மீனைச் சுற்றிவரும், ஆனால் சூரியனிடமிருந்து அவற்றின் அதிகரித்த தொலைவு மற்றும் சூரியனின் குறைந்துவிட்ட ஈர்ப்புவிசை காரணமாக அவற்றின் வேகம் குறைந்திருக்கும். இரண்டு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பின்னர், சூரியன் 6000–8000K பரப்பெல்லைக்குக் குளிர்ச்சி அடையும்போது, சூரியனின் உள்மையப்பகுதியில் இருக்கும் கரிப்பொருள் மற்றும் பிராணவாயு உறைந்துவிடும், அதனுடைய மீதமுள்ள திரளின் 90% க்கும் மேற்பட்டவை படிகத்தன்மையுள்ள கட்டமைப்பை மேற்கொள்ளும்.[102] இறுதியில், மேலும் டிரில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு இறுதியாக சூரியன் ஒட்டுமொத்தமாக ஒளிவீசுவதை நிறுத்திக்கொண்டு ஒரு கறுங்குறளியாக ஆகிவிடும்.[103]

அண்டத்துக்குரிய இடையீடுகள் தொகு

 
நம் பால் மண்டலத்துக்குள்ளே சூரியக் குடும்பம் அமைந்திருக்கும் இடம்

சூரியக் குடும்பம், பால் வெளி அண்டத்தின் ஊடாக தனியாக ஒரு வட்ட கோளப்பாதையில் அண்ட மையத்திலிருந்து தோராயமாக 30,000 ஒளி ஆண்டுகளில் பயணம் செய்கிறது. அதன் வேகம் நொடிக்குச் சுமார் 220 கி.மீ. ஆகும். அண்ட மையத்தைச் சுற்றி ஒரு முழு சுழற்சியை மேற்கொள்ள சூரியக் குடும்பத்திற்குத் தேவைப்படும் காலமான அண்டத்துக்குரிய ஆண்டு, 220–250 மில்லியன் ஆண்டு பரப்பெல்லையில் இருக்கிறது. அது தோற்றம் கொண்டதுமுதல் சூரியக் குடும்பம் குறைந்தது அத்தகைய 20 முழுச் சுழற்சிகளை முழுமைப்படுத்தியிருக்கிறது.[104]

அண்டம் ஊடாக சூரியக் குடும்பத்தின் பாதையை, பூமியின் படிமப் பதிவுகளில் கண்டுணரப்பட்ட திரள் அழிமானங்களின் பருவநிகழ்வின் ஒரு காரணியாக பல்வேறு அறிவியலாளர்கள் ஊகஞ்செய்துள்ளனர். அண்ட மையத்தைச் சுற்றிவரும்போது சூரியனால் செய்யப்படும் செங்குத்தான ஊசலாட்டங்கள் அதை அண்ட சமதளப்பரப்பின் ஊடாக ஒழுங்காய் சென்றுவர அனுமதிக்கிறது என ஒரு கருதுகோள் புனைகிறது. சூரியனின் கோளப்பாதை அதை அண்ட வட்டுக்கு வெளியே இட்டுச்செல்லும்போது அண்டத்துக்குரிய பொங்கித்தாழ்தல் தூண்டுதல் பலவீனமாக இருக்கிறது; அது அண்ட வட்டுக்குள் மீண்டும் நுழையும்போது, அது ஒவ்வொரு 20–25 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் செய்வதுபோல், அது இன்னும் திடமான "வட்டு பொங்கித்தாழ்தல்"களின் தூண்டுதலின் கீழ் வருகிறது, கணிதம் சார்ந்த மாதிரிகளின் கூற்றுப்படி காரண எண் நான்கினால் சூரியக் குடும்பத்துக்குள் ஊர்ட் மேக வால்நட்சத்திரங்களின் பாய்மத்தை அதிகரிக்கச் செய்கிறது, இது பேரழிவுக்குரிய மோதலை பெருமளவு அதிகரிக்கச் செய்யும் வாய்ப்பினை ஏற்படுத்துகிறது.[105]

எனினும், சூரியன் தற்போது அண்ட சமதளப்பரப்பின் மிக அருகில் இருக்கிறது என்றும், அவ்வாறு இருந்தபோதிலும் இறுதியான பெரும் அழிவுக்கான நிகழ்வு 15 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் நடைபெற்றதாகவும் மற்றவர்கள் வாதிடுகின்றனர். அதனால் சூரியனின் செங்குத்தான நிலை மட்டுமே அத்தகைய காலத்துக்குரிய அழிவுகளை விளக்கமுடியாது, மேலும் அதற்குப் பதிலாக அண்டத்தின் திருகுச்சுருள் தாங்கிகளின் ஊடாக சூரியன் கடந்துசெல்லும்போது அந்த அழிவுகள் ஏற்படுகின்றன என்றும் கூறுகின்றனர். ஊர்ட் மேகங்களை உருச்சிதைக்கும் ஈர்ப்பைக் கொண்டிருக்கும் பெரும் எண்ணிக்கையிலான மூலக்கூறு மேகங்களுக்கு மட்டும் திருகுச்சுருள் தாங்கிகள் இருப்பிடமாக இல்லை அது ஒப்பீட்டளவில் குறைந்த காலங்களே வாழ்ந்து பின்னர் மூர்க்கத்தனமாக பெரும் வெடிப்பாக வெடித்துவிடும் ஒளிமிக்க நீலப் பெருங்கோள் விண்மீன்களின் உயர்ந்த செறிவுகளுக்கும் கூட இருப்பிடமாக இருக்கிறது.[106]

அண்ட மோதல்கள் மற்றும் கோள் சீர்குலைவு தொகு

பேரண்டத்திலிருக்கும் பெரும்பான்மையான விண்மீன் திரள்கள் பால் வெளியை விட்டு விலகிச் சென்றுகொண்டிருந்தபோதிலும், நம்முடைய அண்டங்களின் ஓரிட விண்மீன் குழுத்தொகுப்புகளின் மிகப் பெரும் உறுப்பான ஆன்ரோமெடா அண்டம், விநாடிக்கு சுமார் 120 கி.மீ. வேகத்தில் பால் வெளியை நோக்கிச் சென்றுகொண்டிருக்கிறது.[107] சுமார் இரண்டு பில்லியன் ஆண்டுகளில், ஆன்ரோமெடா மற்றும் பால் வெளி இரண்டும் மோதிக் கொண்டு பொங்கித்தாழும் விசைகள் அவற்றின் வெளிப்புற தாங்கிகளைப் பரந்தகன்று உயர்ந்து தாழும் வால்களாக உருச்சிதைத்து அவை இரண்டையும் உருவமற்றதாக ஆக்கிவிடும். இந்தத் தொடக்கநிலை உடைப்பு ஏற்பட்டால், சூரியக் குடும்பம் வெளிப்புறமாக பால்வெளியின் பொங்கித்தாழும் முனைக்குள் இழுக்கப்படுவதற்கு 12% சாத்தியக்கூறைக் கொண்டிருப்பதாகவும் மற்றும் அது ஆன்ரோமெடாவுடன் ஈர்ப்புரீதியாக பிணைக்கப்பட்டு அந்த அண்டத்தின் ஒரு அங்கமாக இருந்துவிடுவதற்கு 3% சாத்தியக்கூறைக் கொண்டிருப்பதாகவும் வானியல் அறிவியலாளர்கள் கணித்துள்ளார்கள்.[107] மேலும் தொடர்ச்சியான விரைவான பலத்த அடிகளுக்குப் பின்னர், இந்த நேரத்தில் சூரியக் குடும்பம் வெளியேற்றப்படும் சாத்தியக்கூறுகள் 30% மாக உயர்கிறது,[108] அண்டத்தின் மீப்பெரும்நிறை கருங்குழிகள் ஒன்றிணையும். இறுதியில், தோராயமாக 7 பில்லியன் ஆண்டுகளில் பால் வெளி மற்றும் ஆன்ரோமெடா தங்கள் இணைப்பை ஒரு இராட்சத நீள்வட்ட அண்டமாக முழுமைப்படுத்தும். இந்த இணைப்பின் போது போதிய அளவுக்கு வாயுக்கள் இருந்தால், அதிகரித்த ஈர்ப்பானது உருவாகிவரும் நீள்வட்ட அண்டத்தின் மையத்துக்குள் அந்த வாயுவைத் தள்ளிவிடும். இது விண்மீன்வெடிப்பு எனப்படும் ஒரு குறைந்த கால தீவிர விண்மீன் உருவாக்கத்திற்கு வழிவகுக்கும்.[107] கூடுதலாக, உள்விழும் வாயு புதிதாக உருவான கருங்குழிக்கு ஊட்டமளித்து அதை ஒரு செயலூக்கமிக்க அண்டக் கருவாக மாற்றியமைக்கும். இந்த இடையீடுகளின் வீச்சு சூரியக் குடும்பத்தைப் புதிய அண்டத்தின் வெளிப்புற ஒளிவட்டத்துக்குள் தள்ளிவிடும் வாய்ப்பிருக்கிறது, இந்த மோதல்களிலிருந்து உருவான வெப்பக் கதிர்களினால் ஒப்பீட்டளவில் ஊறுபடாததாக அதை ஆக்கிவிடுகிறது.[107][108]

சூரியக் குடும்பத்திலிருக்கும் கோள்களின் கோளப்பாதையை இந்த மோதல்கள் சீர்குலைக்கும் என்பது பொதுவாக ஒரு தவறான எண்ணமாக இருக்கிறது. கடந்து செல்லும் விண்மீன்களின் ஈர்ப்பு கோள்களை மீனிடைவெளியில் பிரித்துவிடும் என்பது உண்மையாக இருந்தபோதிலும், விண்மீன்களுக்கிடையிலான இடைவெளிகள் மிகப் பெரியதாக இருக்கிறது அதனால் பால் வெளி-ஆன்ரோமெடாவுக்கு இடையிலான மோதல்களினால் எந்தவொரு தனிப்பட்ட விண்மீன் மண்டலத்துக்கும் சீர்க்குலைவு ஏற்படக்கூடிய சாத்தியக்கூறுகள் புறக்கணிக்கத்தக்கதாகும். ஒரு ஒட்டுமொத்த சூரியக் குடும்பமாக இந்நிகழ்வுகளால் அது பாதிப்புக்குள்ளாகலாம், ஆனால் சூரியன் மற்றும் கோள்கள் தொந்தரவுகளுக்கு உள்ளாகும் என்று எதிர்பார்க்கப்படவில்லை.[109]

எனினும், காலப்போக்கில் ஒரு விண்மீனுடனான எதிர்பாராத சந்திப்புக்கான ஒட்டுமொத்த நிகழ்தகவு அதிகரிக்கிறது, மேலும் கோள்களின் சீர்குலைவு தவிர்க்கமுடியாததாக ஆகி விடுகிறது. பேரண்டத்தின் இறுதி முடிவுக்கான பெரும் அண்டக்குழைவு அல்லது பெரும் அண்டப்பிளவு காட்சிகள் ஏற்படாது என்ற அனுமானத்தில், ஒரு குவாட்ரில்லியன் (1015) ஆண்டுகளுக்குள் கடந்து செல்லும் விண்மீன்களின் ஈர்ப்பானது இறந்துவிட்ட சூரியனின் மீதமுள்ள கோள்களை அதனிடமிருந்து முழுவதுமாக கிழித்தெறிந்திருக்கும் என்று கணிப்பீடுகள் அறிவுறுத்துகின்றன. இந்த இடம்தான் சூரியக் குடும்பத்தின் முடிவைக் குறிக்கிறது. சூரியன் மற்றும் கோள்கள் பிழைத்துக்கொள்ளும் போதிலும், சூரியக் குடும்பம் எந்தவொரு அர்த்தமுள்ள பொருளிலும் தன் இருப்பை இல்லாததாக ஆக்கிவிடும்.[3]

காலஅட்டவணை தொகு

 

சூரியக் குடும்பத்தின் தோற்றத்துக்கான காலப் பகுதி கதிரியக்கக்கால அளவைப் பயன்படுத்தி முடிவுசெய்யப்பட்டது. அறிவியலாளர்கள் சூரியக் குடும்பத்தின் வயதை சுமார் 4.6 பில்லியன் ஆண்டுகள் எனக் கணித்துள்ளனர். பூமியில் இருக்கும் அறியப்பட்ட மிகப்பழமையான கனிம தானியங்கள் தோராயமாக 4.4 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முந்தியவை.[110] இத்தனை பழைய பாறைகள் மிக அரிதானவை, ஏனெனில் பூமியின் மேற்புரப்பு அரித்தழிப்பு, எரிமலைகள் மற்றும் தட்டுப்புவிப் பொறைக் கட்டமைப்பு ஆகியவற்றால் தொடர்ந்து வடிவமாற்றம் செய்யப்படுகிறது. சூரியக் குடும்பத்தின் வயதை மதிப்பிடுவதற்கு அறிவியலாளர்கள் விண்கற்களைப் பயன்படுத்துகிறார்கள், இவை சூரிய வான்புகையுருவின் ஆரம்ப கால திரவமாக்கலின் போது உருவானது. பெரும்பாலும் எல்லா விண்கற்களும் (கான்யான் டையாப்லோ விண்கற்கள் பார்க்கவும்) 4.6 பில்லியன் ஆண்டு வயதானவையாக இருக்கிறது, இது சூரியக் குடும்பமும் குறைந்தது இத்தனை ஆண்டு பழமையுடையதாக இருக்கும் என பரிந்துரைக்கிறது.[111]

இதர விண்மீன்களைச் சுற்றிலுமிருக்கும் வட்டுகளின் மீதான ஆய்வுகளும் கூட சூரியக் குடும்ப உருவாக்கத்தின் காலப் பகுதியை ஏற்படுத்துவதற்கு மிகவும் உதவியாக இருந்திருக்கிறது. ஒன்று முதல் மூன்று மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு இடையில் பழமைவாய்ந்த விண்மீன்கள் வாயுக்கள் நிறைந்த வட்டுகளைக் கொண்டிருக்கின்றன, ஆனால் 10 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் பழமையான விண்மீன்களைச் சுற்றி இருக்கும் வட்டுகளில் வாயுக்கள் இல்லாத அல்லது குறைந்த வாயுக்களைக் கொண்டிருக்கின்றன இது அவற்றுக்கிடையே இருக்கும் வாயுக்கள் நிறைந்த இராட்சத கோள்கள் உருவாகாமல் நிறுத்தப்பட்டிருப்பதையே தெரிவிக்கிறது.[28]

சூரியக் குடும்ப பரிணாம வளர்ச்சியின் காலவரிசை தொகு

குறிப்பு: இந்தக் கால அட்டவணையில் இருக்கும் அனைத்து தேதிகளும் நேரமும் தோராயமானவையே மேலும் அவற்றை ஒரு பரிமாண வரிசை குறியீடாக மட்டுமே எடுத்துக்கொள்ளப்படவேண்டும்.

சூரியக் குடும்பத்திற்கு முன்னர் சூரியக் குடும்பம் தோற்றம் கொள்வதற்கு பில்லியன் கணக்கிலான ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் விண்மீன்களின் முந்தைய தலைமுறை வாழ்ந்து மடிந்தன, அவை விண்மீனிடை ஊடககத்துக்குள் கனமான தனிமங்களை உட்செலுத்துகின்றன அதிலிருந்து சூரியக் குடும்பம் தோன்றுகிறது.[14]
சூரியக் குடும்பம் தோற்றம் கொள்வதற்கு 50 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் சூரியக் குடும்பம் ஒரு ஓரியன் நெபுலா-போன்ற விண்மீன்-உருவாக்கும் பகுதியில் உருவாகியிருந்தால், மிகப் பெரும் விண்மீன்கள் தோற்றம் கொள்கின்றன, தங்கள் வாழ்வை வாழ்ந்து பெரு வெடுப்புகளில் வெடிக்கும். மூலாதார மீஒளிர் நட்சத்திரம் எனப்படும் ஒரு குறிப்பிட்ட மீஒளிர் நட்சத்திரம், சூரியக் குடும்பம் உருவாக்கத்திற்குத் தூண்டுதலாக இருக்கக்கூடும்.[16][112]
சூரியனின் உருவாக்கம் 0 –100,000 ஆண்டுகள் முன்-சூரிய நெபுலா தோற்றம் கொண்டு நொறுங்கத் தொடங்குகிறது. சூரியன் உருவாகத் தொடங்குகிறது.[28]
100,000 – 50 மில்லியன் ஆண்டுகள் சூரியன் ஒரு T டௌரி முகிழ் மீன்.[9]
100,000 - 10 மில்லியன் ஆண்டுகள் வெளிப்புற கோள்கள் உருவாகின்றன. 10 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள், புரோட்டோ பிளானிடரி வட்டுகளில் இருக்கும் வாயுக்கள் முழுவதுமாக அடித்துச் செல்லப்பட்டிருக்கிறது மற்றும் வெளிப்புற கோள் உருவாக்கம் முழுவதுமாக நிறைவடைந்திருக்கக்கூடும்.[28]
10 மில்லியன் - 100 மில்லியன் ஆண்டுகள் புவிக்குரிய கோள்கள் மற்றும் நிலவு உருவாக்கம். இராட்சத மோதல்கள் ஏற்படுகின்றன. பூமிக்கு நீர் அளிக்கப்படுகிறது.[2]
முக்கியத் தொடர்வரிசை 50 மில்லியன் ஆண்டுகள் சூரியன் ஒரு முக்கியத் தொடர்வரிசை விண்மீனாக ஆகிறது.[24]
200 மில்லியன் ஆண்டுகள் பூமியில் அறியப்பட்ட மிகப் பழமையான பாறைகள் உருவாகின்றன.[110]
500 மில்லியன் – 600 மில்லியன் ஆண்டுகள் வியாழன் மற்றும் சனியின் கோளப்பாதைகளின் அதிர்வொலிகள் நெப்டியூனை குய்பெர் மண்டலத்துக்குள் நகர்த்திவிடுகிறது. பிந்தைய கனமான தொடர் தாக்குதல்கள் உட்புற சூரியக் குடும்பத்தில் ஏற்படுகின்றன.[2]
800 மில்லியன் ஆண்டுகள் பூமியின் மீது அறியப்படும் மிகப் பழமையான உயிரினம்.[56] ஊர்ட் மேகம் அதிகபட்ச திரளை அடைகிறது.[59]
4.6 பில்லியன் ஆண்டுகள் இன்று. சூரியன் தொடர்ந்து முக்கிய தொடர்வரிசை விண்மீனாக இருந்து

வருகிறது. அது ஒவ்வொரு பில்லியன் ஆண்டும் தொடர்ச்சியாக 10% த்தில் வெப்பமாகவும் வெளிச்சமாகவும் வளர்ச்சிபெற்று வருகிறது.[88]

6 பில்லியன் ஆண்டுகள் சூரியனின் வாழத்தக்க மண்டலங்கள் பூமியின் கோளப்பாதையிலிருந்து வெளியே நகர்கின்றன, அவை செவ்வாயின் கோளப்பாதைக்கு மாறிக்கொண்டிருக்கலாம்.[91]
7 பில்லியன் ஆண்டுகள் பால் வெளி மற்றும் ஆன்ரோமெடா அண்டம் மோதத் தொடங்குகின்றன. இரு அண்டங்களும் முழுவதுமாக எரிந்துவிடுவதற்கு முன்னர் சூரியக் குடும்பம் ஆன்ரோமெடாவால் கைப்பற்றப்படும் ஒரு சிறு வாய்ப்பு.[107]
பிந்தைய முக்கியத் தொடர்வரிசை 10 பில்லியன் – 12 பில்லியன் ஆண்டுகள் சூரியன் தன் உள்மையத்தைச் சுற்றியிருக்கும் ஓட்டில் ஹைட்ரஜனை எரிக்கத் தொடங்குகிறது, இதன் மூலம் அது தன்னுடைய முக்கிய தொடர்வரிசை வாழ்வை முடித்துக்கொள்கிறது. சூரியன் ஹெர்ட்ஜ்ஸ்ப்ரங்-ரஸ்ஸெல் வரைபடத்தின் சிவப்புப் பெருமீன் பிரிவுகளிலிருந்து மேலேறத் தொடங்குகிறது, அதிக ஒளியுடன் (சுமார் 2,700 வரையிலான கூறுடன்), பெரியதாக (ஆரத்தில் 250 வரையிலான கூறுடன்), மற்றும் குளிர்ச்சியுடன் (2600 K வரையில் குறைந்து) அது வளர்ச்சிபெற்றுவருகிறது : சூரியன் இப்போது ஒரு சிவப்பு பெருமீன். புதன் மற்றும், ஒருவேளை வெள்ளி மற்றும் பூமியும் கூட விழுங்கப்படுகிறது.[89][94] சனிக் கோளின் நிலவு டைட்டான் வசிக்கத்தக்க இடமாக ஆகிவிடக்கூடும்.[96]
~ 12 பில்லியன் ஆண்டுகள் சூரியன் ஹீலியம்-எரிக்கும் கிடை பிரிவு மற்றும் அணுகுவழி இராட்சத பிரிவு கட்டங்களின் ஊடாகச் செல்கிறது, இதன் மூலம் எல்லா முக்கிய தொடர்வரிசைக்குப் பிந்தைய கட்டங்களில் தன்னுடைய திரளில் ஒட்டுமொத்தமாக ~30% த்தை இழக்கிறது. அணுகுவழி இராட்சத பிரிவுக் கட்டம் கோள் விண்மீன் படலத்தின் வெளியேற்றத்துடன் முடிவுக்கு வருகிறது, இது சூரியனின் உள்ளமைவை ஒரு வெண் குறளியாக விட்டுச்செல்கிறது.[89][99]
எஞ்சியுள்ள சூரியன் > 12 பில்லியன் ஆண்டுகள் வெண் குறளி சூரியனானது இனிமேற்கொண்டு உள்ளூரத்தை உற்பத்திசெய்யாமல் தொடர்ந்து குளிர்ச்சியடையவும் மங்கவும் ஆரம்பிக்கிறது; இது டிரில்லியன் கணக்கிலான ஆண்டுகளுக்குத் தொடர்கிறது, இறுதியில் ஒரு கருங்குறளி நிலையை அடைகிறது.[101][103]
~ ஒரு குவாட்ரிலியன் ஆண்டு (1015 ஆண்டுகள்) சூரியன் 5 K வரையில் குளிர்ச்சியடைகிறது.[113] கடந்துசெல்லும் விண்மீன்களின் ஈர்ப்பு கோள்களை அதன் கோளப்பாதைகளிலிருந்து பிரித்துவிடுகிறது. சூரியக் குடும்பம் இல்லாமல் போகிறது.[3]

மேலும் பார்க்கவும் தொகு

குறிப்புகள் தொகு

  1. ↑ ஒரு வானியல் அலகு அல்லது AU என்பது பூமி மற்றும் சூரியனுக்கிடையிலான சராசரி தூரமாகும், அல்லது ~150 மில்லியன் கிலோமீட்டர்கள் ஆகும். கோள்களுக்கிடையிலான இடைவெளிகளுக்கு இது தான் நிர்ணயிக்கப்பட்ட அளவுகோளாக இருக்கிறது.
  2. ↑ வியாழன், சனி, யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூனின் ஒருங்கிணைந்த திரள் = 445.6 பூமித் திரள்கள். மீதமுள்ள பொருளின் திரள் = ~5.26 பூமித் திரள்கள் அல்லது 1.1% (சூரியக் குடும்பம்#குறிப்புகள் மற்றும் திரள் வாரியாக சூரியக் குடும்பத்தின் பருப்பொருட்களின் பட்டியல் பார்க்கவும்)
  3. ↑ சனி, யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் ஆகிய அனைத்தும் வெளிப்புறமாக நகர்ந்துக்கொண்டிருக்கும்போது வியாழன் உட்புறமாக நகர்ந்ததற்குக் காரணம், சூரியக் குடும்பத்திலிருந்து கோளிப்பாறைகளை வெளித்தள்ளும் அளவுக்கு வியாழன் மிகப் பெரியதாக இருந்தது, அதே நேரத்தில் மற்ற மூன்று வெளிப்புற கோள்களும் அவ்வாறு இல்லை. சூரியக் குடும்பத்திலிருந்து ஒரு பருப்பொருளை வெளித்தள்ளுவதற்கு, வியாழன் அதற்கு உள்ளூரத்தை மாற்றல் செய்கிறது இவ்வாறு அது தன்னுடைய சொந்த கோளப்பாதை உள்ளூரத்தை இழந்துவிட்டு உட்புறமாக நகர்கிறது. நெப்டியூன், யுரேனஸ் மற்றும் சனி கோளியப்பாறைகளை வெளிப்புறத்தில் குலைத்துவிடும்போது, அந்தக் கோளியப்பாறைகள் மிகவும் உயர்ந்த நிலையில் இயல்பு திரிந்துவிடுகின்றன ஆனாலும் இன்னமும் கோளப்பாதையில் பிணைந்திருக்கின்றன அதனால் அவை குலைந்த கோளுக்கு மீண்டும் திரும்ப முடியும் மற்றும் அதனுடைய இழந்த உள்ளூரத்தைத் திரும்பச் செலுத்த முடியும். மறுபுறத்தில் நெப்டியூன், யுரேனஸ் மற்றும் சனி பருப்பொருட்களை உட்புறமாகக் குலைத்துவிடுகின்றன, அவ்வாறு செய்வதன் மூலம் அந்தக் கோள்கள் உள்ளூரத்தைப் பெறுகின்றன அதனால் அவை வெளிப்புறமாக நகர்கின்றன. மிக முக்கியமானது, உட்புறமாகக் குலைக்கப்படும் ஒரு பருப்பொருளானது வியாழனை எதிர்கொண்டு சூரியக் குடும்பத்திலிருந்து வெளித்தள்ளப்படும் பெரும் சாத்தியக்கூறைக் கொண்டிருக்கிறது, இந்நிலைமையில் வெளித்தள்ளப்பட்ட பருப்பொருட்களின் உட்புறமான விலக்கல்களிலிருந்து நெப்டியூன், யுரேனஸ் மற்றும் சனிக் கோள்கள் பெற்ற உள்ளூரங்கள் நிரந்தரமாகிவிடுகிறது.
  4. ↑ கோண உந்தம் மற்றும் உள்ளூரத்தின் மாற்றல்களின் இந்த எல்லா நிலைமைகளிலும், இரு கோள் அமைப்பின் கோண உந்தம் பாதுகாக்கப்படுகிறது. இதற்கு நேர்மாறாக, நிலவின் சுழற்சி மற்றும் முதன்மையின் சுழற்சிகளின் கூட்டப்பட்ட உள்ளூரம் பாதுகாக்கப்படுவதில்லை, ஆனால் முதன்மையின் அமைப்பு ஊடாக ஓத வீக்கத்தின் நகர்வால் உருவாக்கப்படும் உராய்வு வெப்பம் மூலம் சிதறுதல் காரணமாக காலப்போக்கில் அது குறைந்துவிடுகிறது. முதன்மையானது ஒரு உராய்வில்லாத குறைவற்ற திரவமாக இருந்திருந்தால் ஓத வீக்கம் இயற்கைக் கோளின் கீழ் மையப்படுத்தப்பட்டிருக்கலாம் மற்றும் எந்த மாற்றலும் இடம்பெறாது. உராய்வு மூலம் ஏற்படும் விசையியக்க ஆற்றல் இழப்பு தான் கோண உந்தத்துக்கான மாற்றலை இயலச்செய்கிறது.

குறிப்புதவிகள் தொகு

  1. ↑ பௌவீர், அவுட்ரே மற்றும் மீனாட்சி வாத்வா, "தி ஏஜ் ஆஃப் தி சோலார் சிஸ்டம் ரீடைஃபைன்ட் பை தி ஓல்டஸ்ட் Pb-Pb ஏஜ் ஆஃப் எ மீடியோரெடிக் இன்க்ளூசன்". நேச்சர் ஜியோசைன்ஸ், நேச்சர் பப்ளிஷிங் குரூப், மேக்மில்லன் பப்ளிஷர்ஸ் லிட்., இன் ஒரு பிரிவு. ஆன்லைனில் வெளியிடப்பட்டது 22-08-2010, மீட்டெடுக்கப்பட்டது 26-08-2010, doi: 10.1038/NGEO941.
    முரிந்துகொண்டிருக்கும் சூரிய வான்புகையுருவில் உருவான முதல் கெட்டிப் பொருட்களின் ஒன்றென எண்ணப்படும் விண்கற்கள்களில் இன்றைய நாள் வரையில் காணப்பட்ட மிகப்பழமையான உள்ளடக்கல்களை தேதி அடிப்படையாகக் கொண்டிருக்கிறது.
  2. ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 [131]
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 Freeman Dyson (July 1979). "Time Without End: Physics and Biology in an open universe". Reviews of Modern Physics 51 (3): 447. doi:10.1103/RevModPhys.51.447. http://www.think-aboutit.com/Misc/time_without_end.htm. பார்த்த நாள்: 2008-04-02. 
  4. ↑ ""Solar system"". Merriam Webster Online Dictionary. 2008. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-04-15.
  5. ↑ M. M. Woolfson (1984). "Rotation in the Solar System". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 313: 5. doi:10.1098/rsta.1984.0078. http://adsabs.harvard.edu/abs/1984RSPTA.313....5W. 
  6. ↑ Nigel Henbest (1991). "Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table". New Scientist. Archived from the original on 2013-07-07. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-04-18.
  7. ↑ David Whitehouse (2005). The Sun: A Biography. John Wiley and Sons. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:978-0470092972. https://archive.org/details/sunbiography0000whit. 
  8. ↑ 8.0 8.1 Simon Mitton (2005). "Origin of the Chemical Elements". Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum. பக். 197–222. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:978-1854109613. https://archive.org/details/fredhoylelifeins0000mitt. 
  9. ↑ 9.0 9.1 9.2 9.3 9.4 Thierry Montmerle, Jean-Charles Augereau, Marc Chaussidon (2006). "Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Earth, Moon, and Planets (Spinger) 98: 39–95. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006EM%26P...98...39M. 
  10. ↑ 10.0 10.1 10.2 10.3 10.4 Ann Zabludoff (University of Arizona) (Spring 2003). "Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System". Archived from the original on 2011-08-22. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2006-12-27.
  11. ↑ J. J. Rawal (1986). "Further Considerations on Contracting Solar Nebula" (PDF). Earth, Moon, and Planets (Springer Netherlands) 34 (1): 93–100. doi:10.1007/BF00054038. http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/fulltext.pdf. பார்த்த நாள்: 2006-12-27. [தொடர்பிழந்த இணைப்பு]
  12. ↑ W. M. Irvine(1983).T. I. Gombosi (ed.) "The chemical composition of the pre-solar nebula". Cometary Exploration, 3–12.
  13. ↑ (Zeilik & Gregory 1998, p. 207)
  14. ↑ 14.0 14.1 Charles H. Lineweaver (2001). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". Icarus 151: 307. doi:10.1006/icar.2001.6607. arXiv:astro-ph/0012399. 
  15. ↑ எஆசு:10.1080/00107511003764725
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  16. ↑ 16.0 16.1 Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer (2007). "Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk" (abstract page). Science 316 (5828): 1178–1181. doi:10.1126/science.1141040. பப்மெட்:17525336. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5828/1178. 
  17. ↑ Simon F. Portegies Zwart (2009). "The Lost Siblings of the Sun". Astrophysical Journal 696 (L13-L16): L13. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L13. 
  18. ↑ Nathan A. Kaib and Thomas Quinn (2008). "The formation of the Oort cloud in open cluster environments". Icarus 197 (1): 221–238. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.020. 
  19. ↑ Jane S. Greaves (2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science 307 (5706): 68. doi:10.1126/science.1101979. பப்மெட்:15637266. 
  20. ↑ Caffe, M. W.; Hohenberg, C. M.; Swindle, T. D.; Goswami, J. N. (February 1, 1987). "Evidence in meteorites for an active early sun". Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor 313: L31–L35. doi:10.1086/184826. Bibcode: 1987ApJ...313L..31C. 
  21. ↑ M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida(2003).Ikeuchi, S., Hearnshaw, J. and Hanawa, T. (eds.) "Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm"(PDF). The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I, 85, Astronomical Society of the Pacific Conference Series.
  22. ↑ Deborah L. Padgett, Wolfgang Brandner, Karl R. Stapelfeldt et al. (March 1999). "Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars". The Astronomical Journal 117: 1490–1504. doi:10.1086/300781. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117.1490P. 
  23. ↑ M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". Astrophysical Journal 589: 397. doi:10.1086/374408. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...589..397K. 
  24. ↑ 24.0 24.1 Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes (2001). "Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The   Isochrones for Solar Mixture". Astrophysical Journal Supplement 136: 417. doi:10.1086/321795. arXiv:astro-ph/0104292. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJS..136..417Y. 
  25. ↑ (Zeilik & Gregory 1998, p. 320)
  26. ↑ A. P. Boss, R. H. Durisen (2005). "Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation" (abstract page). The Astrophysical Journal 621: L137–L140. doi:10.1086/429160. http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/429160. 
  27. ↑ 27.0 27.1 P. Goldreich, W. R. Ward (1973). "The Formation of Planetesimals". Astrophysical Journal 183: 1051. doi:10.1086/152291. http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...183.1051G. பார்த்த நாள்: 2006-11-16. 
  28. ↑ 28.00 28.01 28.02 28.03 28.04 28.05 28.06 28.07 28.08 28.09 Douglas N. C. Lin (May 2008). "The Genesis of Planets" (fee required). Scientific American 298 (5): 50–59. doi:10.1038/scientificamerican0508-50. பப்மெட்:18444325. http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets. 
  29. ↑ Staff. "How Earth Survived Birth". Astrobiology Magazine. Archived from the original on 2020-07-15. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2010-02-04.
  30. ↑ 30.0 30.1 30.2 E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison (2002). "The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn". Astronomical Journal 123: 2862. doi:10.1086/339975. arXiv:astro-ph/0111290. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....123.2862T. 
  31. ↑ 31.0 31.1 31.2 31.3 31.4 31.5 31.6 31.7 31.8 Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven et al. (2007). "Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune". Icarus 196: 258. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. arXiv:0712.0553. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0712.0553L. 
  32. ↑ Emily Lakdawalla (2006). "Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender". The Planetary Society. Archived from the original on 2007-07-14. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2007-01-02.
  33. ↑ Heng Hao (24 November 2004). "Disc-Protoplanet interactions" (PDF). Harvard University. Archived (PDF) from the original on 2006-09-07. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2006-11-19.
  34. ↑ Mike Brown (California Institute of Technology). "Dysnomia, the moon of Eris". Personal web site. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-02-01.
  35. ↑ 35.0 35.1 35.2 Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Icarus 153: 338–347. doi:10.1006/icar.2001.6702. http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf. பார்த்த நாள்: 2011-01-10. 
  36. ↑ 36.0 36.1 Junko Kominami, Shigeru Ida (2001). "The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets". Icarus 157 (1): 43–56. doi:10.1006/icar.2001.6811. 
  37. ↑ Sean C. Solomon (2003). "Mercury: the enigmatic innermost planet". Earth and Planetary Science Letters 216: 441–455. doi:10.1016/S0012-821X(03)00546-6. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003E%26PSL.216..441S. 
  38. ↑ Peter Goldreich, Yoram Lithwick, Re’em Sari (10 October 2004). "Final Stages of Planet Formation". The Astrophysical Journal 614: 497. doi:10.1086/423612. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2004-10-10_614_1/page/497. 
  39. ↑ 39.0 39.1 39.2 William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al. (2005). "Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion" (PDF). Icarus 179: 63–94. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.017. http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf. 
  40. ↑ R. Edgar, P. Artymowicz (2004). "Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 354: 769–772. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. http://www.utsc.utoronto.ca/~pawel/edgar+artymowicz.pdf. பார்த்த நாள்: 2008-05-12. 
  41. ↑ E. R. D. Scott(2006). "Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids". Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, League City, Texas:Lunar and Planetary Society. 2007-04-16 அன்று அணுகப்பட்டது..
  42. ↑ 42.0 42.1 42.2 David O’Brien, Alessandro Morbidelli, William F. Bottke (2007). "The primordial excitation and clearing of the asteroid belt—Revisited" (PDF). Icarus 191: 434–452. doi:10.1016/j.icarus.2007.05.005. http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/OBrien_2007_Icarus_191_434_Primordial_Excitation_Clearing_Asteroid_Belt.pdf. 
  43. ↑ 43.0 43.1 Sean N. Raymond, Thomas Quinn, Jonathan I. Lunine (2007). "High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability". Astrobiology 7 (1): 66–84. doi:10.1089/ast.2006.06-0126. பப்மெட்:17407404. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AsBio...7...66R. 
  44. ↑ Susan Watanabe (20 July 2001). "Mysteries of the Solar Nebula". NASA. Archived from the original on 2012-01-17. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2007-04-02.
  45. ↑ Georgij A. Krasinsky, Elena V. Pitjeva, M. V. Vasilyev, E. I. Yagudina (July 2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus 158 (1): 98–105. doi:10.1006/icar.2002.6837. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002Icar..158...98K&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=4326fb2cf906949. 
  46. ↑ 46.0 46.1 Henry H. Hsieh, David Jewitt (23 March 2006). "A Population of Comets in the Main Asteroid Belt" (abstract page). Science 312 (5773): 561–563. doi:10.1126/science.1125150. பப்மெட்:16556801. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/312/5773/561. பார்த்த நாள்: 2008-04-05. 
  47. ↑ Francis Reddy (2006). "New comet class in Earth's backyard". astronomy.com. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-04-29.
  48. ↑ A. Morbidelli, J. Chambers, J. I. Lunine, J. M. Petit, F. Robert, G. B. Valsecchi, K. E. Cyr (2000). "Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth". Meteoritics & Planetary Science 35: 1309. பன்னாட்டுத் தர தொடர் எண்:1086–9379. https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_2000-11_35_6/page/1309. 
  49. ↑ Florence Raulin-Cerceau, Marie-Christine Maurel, Jean Schneider (1998). "From Panspermia to Bioastronomy, the Evolution of the Hypothesis of Universal Life". Origins of Life and Evolution of Biospheres (Springer Netherlands) 28: 597–612. doi:10.1023/A:1006566518046. http://www.springerlink.com/content/m1t14rtr7372tp22/. பார்த்த நாள்: 2007-12-19. [தொடர்பிழந்த இணைப்பு]
  50. ↑ 50.0 50.1 G. Jeffrey Taylor (21 August 2001). "Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon". Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-02-01.
  51. ↑ Alessandro Morbidelli (3 February 2008). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs" (PDF). arxiv. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2007-05-26. {{cite web}}: Check date values in: |year= / |date= mismatch (help)
  52. ↑ R. Malhotra (1995). "The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune". Astronomical Journal 110: 420. doi:10.1086/117532. arXiv:astro-ph/9504036. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AJ....110..420M. 
  53. ↑ M. J. Fogg, R. P. Nelson (2007). "On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems". Astronomy & Astrophysics 461: 1195. doi:10.1051/0004-6361:20066171. arXiv:astro-ph/0610314. 
  54. ↑ Kathryn Hansen (2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2006-06-22.
  55. ↑ "Chronology of Planetary surfaces". NASA History Division. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-03-13.
  56. ↑ 56.0 56.1 University of California-Los Angeles(21 July 2006). "UCLA scientists strengthen case for life more than 3.8 billion years ago". செய்திக் குறிப்பு. பார்க்கப்பட்டது: 2008-04-29.
  57. ↑ Clark R. Chapman (1996). "The Risk to Civilization From Extraterrestrial Objects and Implications of the Shoemaker-Levy 9 Comet Crash" (PDF). Abhandlungen der Geologischen Bundeanstalt, Wien, 53: 51–54. பன்னாட்டுத் தர தொடர் எண்:00167800 இம் மூலத்தில் இருந்து 2008-09-10 அன்று. பரணிடப்பட்டது.. https://web.archive.org/web/20080910084647/http://www.geologie.ac.at/filestore/download/AB0053_051_A.pdf. பார்த்த நாள்: 2008-05-06. 
  58. ↑ 58.0 58.1 Craig B. Agnor, Hamilton P. Douglas (2006). "Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter" (PDF). Nature 441 (7090): 192–194. doi:10.1038/nature04792. பப்மெட்:16688170 இம் மூலத்தில் இருந்து 2007-06-21 அன்று. பரணிடப்பட்டது.. https://web.archive.org/web/20070621182809/http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf. பார்த்த நாள்: 2011-01-10. 
  59. ↑ 59.0 59.1 Alessandro Morbidelli (2008-02-03). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs" (PDF). arxiv. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2007-05-26. {{cite web}}: Check date values in: |year= / |date= mismatch (help)
  60. ↑ Beth E. Clark, Robert E. Johnson (1996). "Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space". Eos, Transactions, American Geophysical Union 77: 141. doi:10.1029/96EO00094 இம் மூலத்தில் இருந்து 2008-03-06 அன்று. பரணிடப்பட்டது.. https://web.archive.org/web/20080306012954/http://www.agu.org/sci_soc/EISclark.html. பார்த்த நாள்: 2008-03-13. 
  61. ↑ 61.0 61.1 William F. Bottke, D. Durba, D. Nesvorny et al.(2005). "The origin and evolution of stony meteorites"(PDF). Proceedings of the International Astronomical Union, 357–374. DOI:10.1017/S1743921304008865.
  62. ↑ H. Alfvén, G. Arrhenius (1976). "The Small Bodies". SP–345 Evolution of the Solar System. NASA. Archived from the original on 2007-05-13. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2007-04-12.
  63. ↑ N. Takato, S. J. Bus et al. (2004). "Detection of a Deep 3- m Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV)". Science 306 (5705): 2224. doi:10.1126/science.1105427. பப்மெட்:15618511. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Sci...306.2224T. 
    மேலும் பார்க்க [72]
  64. ↑ D. C. Jewitt, S. Sheppard, C. Porco(2004).Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon (eds.) "Jupiter's outer satellites and Trojans"(PDF). Jupiter. The Planet, Satellites and Magnetosphere, 263–280, Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7.
  65. ↑ Scott S. Sheppard (Carnegie Institution of Washington). "The Giant Planet Satellite and Moon Page". Personal web page. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-03-13.
  66. ↑ (Zeilik & Gregory 1998, pp. 118–120)
  67. ↑ 67.0 67.1 R. M. Canup, E. Asphaug (2001). "Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation". Nature 412 (6848): 708. doi:10.1038/35089010. பப்மெட்:11507633. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Natur.412..708C. 
  68. ↑ D. J. Stevenson (1987). "Origin of the moon – The collision hypothesis". Annual Review of Earth and Planetary Sciences 15: 271. doi:10.1146/annurev.ea.15.050187.001415. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987AREPS..15..271S. 
  69. ↑ G. Jeffrey Taylor (31 December 1998). "Origin of the Earth and Moon". Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2007-07-25.
  70. ↑ Robin M. Canup (28 January 2005). "A Giant Impact Origin of Pluto-Charon" (abstract page). Science 307 (5709): 546–550. doi:10.1126/science.1106818. பப்மெட்:15681378. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/307/5709/546. பார்த்த நாள்: 2008-05-01. 
  71. ↑ Gerald Jay Sussman, Jack Wisdom (1988). "Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic". Science 241 (4864): 433–437. doi:10.1126/science.241.4864.433. பப்மெட்:17792606. http://groups.csail.mit.edu/mac/users/wisdom/pluto-chaos.pdf. 
  72. ↑ O. Neron de Surgy, J. Laskar (February 1997). "On the long term evolution of the spin of the Earth". Astronomy and Astrophysics 318: 975–989. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A%26A...318..975N. பார்த்த நாள்: 2008-06-08. 
  73. ↑ 73.0 73.1 Wayne B. Hayes (2007). "Is the outer Solar System chaotic?". Nature Physics 3: 689–691. doi:10.1038/nphys728. arXiv:astro-ph/0702179. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007NatPh...3..689H. 
  74. ↑ Ian Stewart (1997). Does God Play Dice? (2nd ). Penguin Books. பக். 246–249. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:0-14-025602-4. https://archive.org/details/doesgodplaydicen0000stew. 
  75. ↑ J. Laskar (1994). "Large-scale chaos in the solar system". Astronomy and Astrophysics 287: L9–L12. Bibcode: 1994A&A...287L...9L. 
  76. ↑ David Shiga (23 April 2008). "The solar system could go haywire before the sun dies". NewScientist.com News Service. http://space.newscientist.com/article/dn13757-solar-system-could-go-haywire-before-the-sun-dies.html?feedId=online-news_rss20. பார்த்த நாள்: 2008-04-28. [தொடர்பிழந்த இணைப்பு]
  77. ↑ C.D. Murray & S.F. Dermott (1999). Solar System Dynamics. Cambridge University Press. பக். 184. 
  78. ↑ Terence Dickinson (1993). From the Big Bang to Planet X. Camden East, Ontario: Camden House. பக். 79–81. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:0-921820-71-2. https://archive.org/details/frombigbangtopla00unse. 
  79. ↑ A. Gailitis (1980). "Tidal Heating of Io and orbital evolution of the Jovian satellites". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 201: 415. http://adsabs.harvard.edu/full/1982MNRAS.201..415G%7D. பார்த்த நாள்: 2008-03-27. 
  80. ↑ R. Bevilacqua, O. Menchi, A. Milani et al. (April 1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Earth, Moon, and Planets 22 (2): 141–152. doi:10.1007/BF00898423. http://www.springerlink.com/content/g627852062714784/. பார்த்த நாள்: 2007-08-27. [தொடர்பிழந்த இணைப்பு]
  81. ↑ Bruce G. Bills, Gregory A. Neumann, David E. Smith, and Maria T. Zuber (2006). "Improved estimate of tidal dissipation within Mars from MOLA observations of the shadow of Phobos". Journal of Geophysical Research 110: E07004. doi:10.1029/2004JE002376. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005JGRE..11007004B. 
  82. ↑ C. F. Chyba, D. G. Jankowski, P. D. Nicholson (1989). "Tidal evolution in the Neptune-Triton system". Astronomy & Astrophysics 219: 23. http://adsabs.harvard.edu/abs/1989A&A...219L..23C. பார்த்த நாள்: 2007-03-03. 
  83. ↑ J. A. Burns, D. P. Simonelli, M. R. Showalter, D. P. Hamilton, C. C. Porco, L. W. Esposito, H. Throop(2004).Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon (eds.) "Jupiter’s Ring-Moon System"(PDF). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere, 241, Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. 2008-05-14 அன்று அணுகப்பட்டது..
  84. ↑ Martin J. Duncan, Jack J. Lissauer (1997). "Orbital Stability of the Uranian Satellite System". Icarus 125 (1): 1–12. doi:10.1006/icar.1996.5568. 
  85. ↑ Marc Buie, William Grundy, Eliot Young, Leslie Young, Alan Stern (2006). "Orbits and Photometry of Pluto's Satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005". The Astronomical Journal 132: 290. doi:10.1086/504422. arXiv:astro-ph/0512491. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006AJ....132..290B&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=444b66a47d27727. 
  86. ↑ Stefano Coledan (2002). "Saturn Rings Still A Mystery". Popular Mechanics. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2007-03-03.
  87. ↑ "Saturn's recycled rings". Astronomy Now: 9. February 2008. 
  88. ↑ 88.0 88.1 88.2 Jeff Hecht (2 April 1994). "Science: Fiery future for planet Earth". New Scientist (1919): p. 14. http://www.newscientist.com/article/mg14219191.900.html. பார்த்த நாள்: 2007-10-29. 
  89. ↑ 89.0 89.1 89.2 89.3 89.4 89.5 89.6 89.7 K. P. Schroder, Robert Connon Smith (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 155–163. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S. 
  90. ↑ Knut Jørgen, Røed Ødegaard (2004). "Our changing solar system". Centre for International Climate and Environmental Research. Archived from the original on 2008-10-09. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-03-27.
  91. ↑ 91.0 91.1 Jeffrey Stuart Kargel (2004). Mars: A Warmer, Wetter Planet. Springer. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:1852335688. http://books.google.com/?id=0QY0U6qJKFUC&pg=PA509&lpg=PA509&dq=mars+future+%22billion+years%22+sun. பார்த்த நாள்: 2007-10-29. 
  92. ↑ (Zeilik & Gregory 1998, p. 320–321)
  93. ↑ "Introduction to Cataclysmic Variables (CVs)". NASA Goddard Space Center. 2006. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2006-12-29.
  94. ↑ 94.0 94.1 94.2 94.3 I. J. Sackmann, A. I. Boothroyd, K. E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. doi:10.1086/173407. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S. 
  95. ↑ (Zeilik & Gregory 1998, p. 322)
  96. ↑ 96.0 96.1 Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay (1997). "Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon" (PDF). Geophysical Research Letters 24 (22): 2905. doi:10.1029/97GL52843. பப்மெட்:11542268. http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf. பார்த்த நாள்: 2008-03-21. 
  97. ↑ Marc Delehanty. "Sun, the solar system's only star". Astronomy Today. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2006-06-23.
  98. ↑ K. R. Rybicki, C. Denis (2001). "On the Final Destiny of the Earth and the Solar System". Icarus 151 (1): 130–137. doi:10.1006/icar.2001.6591. 
  99. ↑ 99.0 99.1 Bruce Balick (Department of Astronomy, University of Washington). "Planetary nebulae and the future of the Solar System". Personal web site. Archived from the original on 2008-12-19. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2006-06-23.
  100. ↑ B. T. Gänsicke, T. R. Marsh, J. Southworth, A. Rebassa-Mansergas (2006). "A Gaseous Metal Disk Around a White Dwarf". Science 314 (5807): 1908–1910. doi:10.1126/science.1135033. பப்மெட்:17185598. 
  101. ↑ 101.0 101.1 Richard W. Pogge (1997). "The Once & Future Sun" (lecture notes). New Vistas in Astronomy. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2005-12-07. {{cite web}}: External link in |work= (help)
  102. ↑ T. S. Metcalfe, M. H. Montgomery, A. Kanaan (2004). "Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093". Astrophysical Journal 605: L133. doi:10.1086/420884. arXiv:astro-ph/0402046. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...605L.133M. 
  103. ↑ 103.0 103.1 G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113: 409–435. doi:10.1086/319535. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/319535. பார்த்த நாள்: 2008-05-11. 
  104. ↑ Stacy Leong (2002). Glenn Elert (ed.) (ed.). "Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)". The Physics Factbook (self-published). பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-06-26. {{cite web}}: |editor= has generic name (help); External link in |work= (help)
  105. ↑ Michael Szpir. "Perturbing the Oort Cloud". American Scientist. The Scientific Research Society. Archived from the original on 2012-06-08. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2008-03-25.
  106. ↑ Erik M. Leitch, Gautam Vasisht (1998). "Mass Extinctions and The Sun's Encounters with Spiral Arms". New Astronomy 3: 51–56. doi:10.1016/S1384-1076(97)00044-4. http://arxiv.org/abs/astro-ph/9802174v1. பார்த்த நாள்: 2008-04-09. 
  107. ↑ 107.0 107.1 107.2 107.3 107.4 Fraser Cain (2007). "When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?". Universe Today. பார்க்கப்பட்ட நாள் 2007-05-16.
  108. ↑ 108.0 108.1 J. T. Cox, Abraham Loeb (2007). "The Collision Between The Milky Way And Andromeda". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 461. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x. arXiv:0705.1170. http://cfa-www.harvard.edu/~tcox/localgroup/. பார்த்த நாள்: 2008-04-02. 
  109. ↑ J. Braine, U. Lisenfeld, P. A. Duc, E. Brinks, V. Charmandaris, S. Leon (2004). "Colliding molecular clouds in head-on galaxy collisions". Astronomy and Astrophysics 418: 419–428. doi:10.1051/0004-6361:20035732. http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361:20035732. பார்த்த நாள்: 2008-04-02. 
  110. ↑ 110.0 110.1 Simon A. Wilde, John W. Valley, William H. Peck, Colin M. Graham (2001). "Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago" (PDF). Nature 409 (6817): 175. doi:10.1038/35051550. பப்மெட்:11196637. http://www.geology.wisc.edu/%7Evalley/zircons/Wilde2001Nature.pdf. 
  111. ↑ Gary Ernst Wallace (2000). "Earth's Place in the Solar System". Earth Systems: Processes and Issues. Cambridge University Press. பக். 45–58. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:0521478952. 
  112. ↑ J. Jeff Hester; Steven J. Desch; Kevin R. Healy; Laurie A. Leshin (21 May 2004). "The Cradle of the Solar System". Science 304 (5674): 1116–1117. doi:10.1126/science.1096808. பப்மெட்:15155936. Bibcode: 2004Sci...304.1116H. https://pdfs.semanticscholar.org/9beb/4bbfab32abbd1dd0cc34f3345a01e179bcab.pdf. 
  113. ↑ வார்ப்புரு:BarrowTipler1986

நூல் விவரத் தொகுப்பு தொகு

குறிப்புகள் தொகு


புற இணைப்புகள் தொகு

"https://ta.wikipedia.org/w/index.php?title=சூரியக்_குடும்பத்தின்_தோற்றமும்_பரிணாம_வளர்ச்சியும்&oldid=3761274" இலிருந்து மீள்விக்கப்பட்டது