ĐÁM MÂY HÀNH TINH NGUYÊN THUỶ
Sự chuyển động của các hành tinh trong hệ Mặt Trời rất có trật tự: chúng gần như trong một mặt phẳng. Khoảng cách từ một hành tinh đến một hành tinh khác tăng theo quy luật quỹ đạo của các hành tinh gần với đường tròn, điều đó cho phép chúng quay quanh Mặt Trời hàng tỷ năm mà không va vào nhau bao giờ.
Nếu như chuyển động của các hành tinh phục tùng một trật tự duy nhất thì quá trình hình thành của chúng cũng chỉ có một. lmmanuen Kant và Pie Laplaxơ đã chỉ ra điều đó vào thế kỉ XVIII. Họ đã đi đến kết luận rằng ở nơi các hành tinh quanh Mặt Trời ban đầu là tinh vân gồm khí và bụi quay.
Nhưng tinh vân từ đâu mà ra? Và bằng cách nào mà khí vò bụi lại biến thành các vật thể hành tinh rất lớn? Những vấn đề này chưa được giải quyết ở thế kỉ XIX và đầu thế kỉ XX. Vấn đề mômen động lượng của các hành tinh là điều cản trở. Khối lượng của tất cả các hành tinh của hệ nhỏ hơn khối lượng Mặt Trời 750 lần, trong khi đó dành cho Mặt Trời chỉ có 2% tổng mômen động lượng còn 98% còn lại chứa trong sự quay quỹ đạo của các hành tinh.
Những vấn đề này khoa học chỉ có thể giải quyết được vào nửa cuối của thế kỉ XX. Hầu như đến cuối những năm 80 lịch sử so khai của hệ hành tinh chúng ta buộc phải “tái tạo” lại chỉ trên cơ sở những số liệu về chính nó. Và chỉ đến thập kỉ 90 mới quan sát được những đối tượng trước đây chưa nhìn thấy - những đĩa khí bụi, quay quanh một vài ngôi sao trẻ tương tự như Mặt Trời.
Tinh vân khí bụi mà trong đó các hành tinh, các vệ tinh của chúng, các vật thể rắn nhỏ (những thiên thạch, các tiểu hành tinh, các sao chổi) được hình thành gọi là đám mây hành tinh nguyên thuỷ (hoặc là đám mây tiền hành tinh). Các hành tinh quay quanh Mặt Trời hầu như trong một mặt phẳng, nghĩa là chính đám mây khí bụi có hình quả đậu ván, vì vậy nó còn được gọi là đĩa. Các nhà bác học giả định rằng cả Mặt Trời, cả đĩa đều được hình thành từ cùng một khối khí giữa các sao đang quay: tinh vân Mặt Trời nguyên thuỷ.
Giai đoạn đầu của tinh vân Mặt Trời nguyên thuỷ là đối tượng nghiên cứu của các nhà thiên văn vật lý và các nhà tinh nguyên học. Nghiên cứu quá trình tiến hoá của nó dẫn đến sự xuất hiện những hành tinh là nhiệm vụ trung tâm của thuyết tiến hoá hành tinh.
Tuổi của Mặt Trời được tính là gần 5 tỷ năm. Tuổi của thiên thạch cổ xưa nhất cũng trong tự như vậy: 4,5 - 4,6 tỷ năm. Những phần vỏ của Mặt Trăng đã rắn lại cũng có độ tuổi
Sự co lại và quay của đĩa khí bụi
Hàm lượng so sánh các nguyên tố không bay hơi
trên Mặt Trời và trong các thiên thạch chỏnđit
tương tự. Do vậy người ta cho rằng Trái Đất và các hành tinh khác được hình thành 4/6 tỷ năm trước. Mặt Trời được liệt vào nhóm những ngôi sao thế hệ thứ hai của Thiên Hà. Những ngôi sao già nhất của nó già hơn hệ Mặt Trời đáng kể (già hơn 8 – l0 tỷ năm). Trong Thiên Hà có cả những ngôi sao trẻ tuổi mới có từ 100000 đến 100 triệu năm (đối với các sao thì đây đúng là lứa tuổi trẻ). Nhiều sao trong số đó giống Mặt Trời và dựa theo chúng có thể xét đoán về trạng thái đầu tiên của hệ Mặt Trời của chúng ta. Khi quan sát vài chục đối tượng như vậy, các nhà bác học đã đi đến kết luận như dưới đây:
Kích thước đám mây tiền hành tinh của hệ Mặt Trời phải lớn hơn bán kính quỹ đạo của hành tinh cuối cùng là Sao Diêm Vương. Thành phần hoá học của Mặt Trời trẻ và đám mây đĩa khí bụi bao quanh nó có lẽ là giống nhau. Hàm lượng chung của hyđrô và hêli có trong nó
là 98%. Tất Cả các nguyên tố còn lại năng lượng chỉ chiếm có 2%/ trong số chúng chiếm ưu thế là các hợp chất dễ bay hơi chứa nitơ, cacbon và ôxy: mêtan, amôniac, nước, axit cacbonic.
Số liệu tính toán cho thấy rằng trong phạm vi giới hạn của quỹ đạo Sao Diêm Vương, tức là của đĩa có bán kính 40 đơn vị thiên văn khối lượng chung của tất cả các hành tinh cùng với các vật thể bị bay hơi cho tới ngày nay đã mất đi chỉ chiếm 3 – 5% khối lượng của Mặt Trời. Mô hình mây như vậy được gọi là mây khối lượng nhỏ vừa phải, nó được khẳng định cả bằng sự quan sát các đĩa quanh sao.
Nếu như khối lượng đám mây có thể sánh,với khối lượng vật thể trung tâm thì hẳn đã phải hình thành một ngôi sao đồng hành của Mặt Trời (hoặc là phải tìm cách giải thích cho việc phun bỏ một lượng lớn vật chất thừa từ hệ MặtTrời.
Được nghiên cứu ít hơn cả là giai đoạn sớm nhất: việc tách tinh vân Mặt Trời nguyên thuỷ từ đám mây phân tử mẹ khổng lồ thuộc Thiên Hà.
