Geografia unibertsala»Geografia

Eguzki sistema

Eguzki sistema espazioan ordenaturiko gorputz egitura bat da, Esne Bide izeneko galaxiaren ekuatore planotik hurbil dagoena, haren beso espiraletako batean eta galaxiaren erdigunetik 30.000 argi urtera kokaturik. Eguzki sistema, kanpotik ikusita, oso materia argaleko (hauts eta gasezko) disko baten gisa ageri da, erdiguneko izarraren inguruan biraka ari dena. Hautsaz eta gas materiaz gainera, diskoak badauzka bederatzi esfera (planetak), asteroide eraztun bat noranzko berean erdiguneari buruz biraka, eta kometak, osotasunaren harmonia hausten duten gorputz bereziak.XX. mendeak planeten esplorazioaren abiaburua ikusi du. Abentura kilikagarri horrek, aldez aurretik espero ez ziren bezalako munduak erakutsi ditu. Gainera, eguzki sistemaren gaur egungo azterketa sakonari eskerrak, bere eratze uneraino jarrai daiteke haren historia.

Eguzki sistemaren sorrera azaltzeko hainbat teoria ondu dira. Zurrunbiloen eredua, Descartesek 1644an plazaratu zuena, berehala baztertu zen, ez baitzuen aintzat hartzen planeta guztiak gutxi gorabehera plano berean biratzen direla. XVIII. mendean, Kantek, eta geroago Laplacek, hasierako nebulosaren teoriari eutsi zioten. Buffonek, bere aldetik, nahiago zuen pentsatu Eguzki sistema kometa baten eta Eguzkiaren elkar jotzearen ondorio zela. Izar bat erabili zuten kometaren ordez katastrofe bidezko teoriei jarraitu zieten beste zientzialari batzuek. Aldaketa horrek egokia zirudien, materia zenbatekoa kontuan hartzen bada. Beste eredu multzo batzuen arabera, Eguzkiak, eratua izan eta gero, izarrarteko materia erakarri zuen, eta bereganatua zuen materia hortatik sortu ziren planetak.

Gaur egun Laplaceren araberako hasierako nebulosaz dihardute arrakasta handiena duten ereduek, baina azalpena areago dute landua, hainbat datu berri hartzen baitituzte aintzat. Eguzki sistema hasieran gas eta hautsezko nebulosa bat izango zen, gero grabitatearen eraginak uzkurtua, galaxiaren erdigunearen inguruan biratzen ari zenean.

Beharbada, nebulosak Galaxiaren beso espiraletako bat zeharkatzen zuen bitartean hasi zen uzkurtze hori. Biratze lastertasuna areagotzearen ondorioz disko itxura hartuz joan zen nebulosa hori. Geroagoko aldi batean eratu bide ziren planetak, disko barruan gertaturiko tokian-tokiko trinkotzetatik abiatuz, haren erdigunean Eguzkia sortzen zen denbora berean.Merezi du krisalida-nebulosa esaten zaion teoria hori xehetasun handiagoz aztertzea. Begien bistako kontu batetik abiatzen da, alegia, planeta guztien orbitak ia zirkularrak direla eta plano bertsuan daudela kokatuta, eguzkiaren ekuatorearen planoan hain zuzen. Bat etortze mekaniko horrek pentsarazten duenez, aldi berean sortuak izan behar izan zuten Eguzkiak eta planetak. Eguzkia izar bat denez gero, izarren etorkiaren azterketak argituko du, ezinbestean, Eguzki sistemaren etorkia.

Izarrak nebulosetatik abiatuz eratzen dira, eta nebulosak gasezko eta hautsezko hodei ikaragarriak dira. Nebulosa askok grabitate kolapso bat, hots, uzkurtze laster bat pairatzen dute. Kolapso horren arrazoia ez da beti jakiten erraza, baina gauza ziurra da prozesu horrek ez duela, hasiz gero, atzera egiterik. Abiadaren –hots, higidura zenbatekoaren– atxikitzearen printzipioaren ondorioz, diametroa laburtzen denean handituz doa nebulosaren hasierako biratze lastertasuna.

Gainera, uzkurtzeak trinkotasunaren eta tenperaturaren gehitzea dakar. Erdialdea horretarako behar den tenperaturara iristen denean hasten dira izarren ezaugarri diren erreakzio termonuklearrak eta energia askatzeak. Beste alde batetik, biratze lastertasunaren gehitzeak hodeiaren zapaltzea dakar efektu eratorri gisa, eta, hortaz, zatikiz osaturiko disko bat bihurtzen da nebulosa, izar sortu berria daukan erdiguneko konkor batekin.

1967an, Davidson eta Harwit amerikar astronomoek krisalida-nebulosa izena eman zieten nebulosa izardun horiei. Hauxe da nebulosa horien ezaugarri garrantzitsuenetako bat: nitrogenoaz eta helioaz gainera, ura eta silikatoak dituzte, planetak eraikitzeko lehengai nahitaezkoak direnak.

Planetesimalen talka bidezko atxikimendua

Hortaz, hasierako nebulosaren ereduaren arabera, oso laster biratzen ari zen nebulosa batetik eratua izango zen Eguzki sistema. Nebulosa horretatik izango ziren erauziak planetak sortu zituzten hurrenez hurreneko materiazko eraztunak. Hori ulertu ondoren, badago galdetzea laster biratzen ari zen nebulosa hori nola igaro zen banakako planeta multzo txiki bat izatera.

Gaur egun ez da dudarik planetak ez zirela bat-batean kondentsatu, baizik eta tamaina askotariko ale eta zatien bidez eratu zirela. Zehatzago esanda, gas zatiki batek hauts zatiki batekin lotzeko joera izango zuen, eta planetesimal kopuru handia sortuko zen horrela. Hasieran zentimetro batzuetako pikorrak eratuko ziren, eta horiek arian-arian elkarri lotuz, zenbait kilometroko diametroko planetoideak sortuko ziren.

Keplerren hirugarren legearen arabera, oso antzeko lastertasunak izango zituzten elkarren ondoko orbitetako planetesimalek; beraz, oso lastertasun erlatibo txikiz joko zuten elkar. Zatikien biltzea da indar gutxiko elkar jotze horien ondorioa. Inpaktu bidezko atxikimendua esaten zaio horri, edo orobat koaleszentzia bidezko atxikimendua, bi argizari tantarena bezalakoa baita haien batze molde partziala.

Hasiz gero, gorputzen hazkundea gero eta lasterragoa gertatzen da, grabitate eremuaren intentsitatea ere oso bizkor handitzen baita, eta horren ondorioz gero eta gorputz urrunagoak erakartzen baitira.

Hortaz, hautaketa prozesu bat gertatu zen, eta haren arabera gorputz handiagoek aukera handiagoak zituzten txikiagoak erakartzeko. Batzuk oso laster hazi ziren, eta beste batzuk gorputz handien gainera erori ziren azkenean, baina ez lehen bezala, fusio partziala eragiten zuen talkaz baizik.

Era horretan, milaka urte ez askotan, zenbait mila kilometroko diametroko planeta gorputzak eratu ahal izan ziren.

Planeta teluriko edo lurrezkoentzat eta asteroideentzat onartua den eredu horrek ez du ordea balio Jupiter eta Urano bezalako planeta erraldoientzat, hidrogenoz eta helioz osaturik baitaude funtsean, hots, zero absolutuaren (-273 °C-ren) oso gertuko tenperaturetan baizik kondentsatzen ez diren gaiez.

Gaur egun, zientzialari gehienek uste dute gas nebulosa diskoidal txiki baten grabitate kolapsoak sortu zuela planeta erraldoi bakoitza, aldi berean burdina eta silikato kopuru txikien kondentsazioa gertatzen zela.

Planeta horiei dagozkien sateliteak nebulosa haien diskotik sortuak izango ziren.Asteroideei dagokienez, Jupiterren erakarpenaren eraginez planetak osatzeko behar bezainbat hazi ez ziren gorputzak izango ziren.

Bilakaera hobeki ezagutzeko oinarrizkoak gertatzen dira, zalantzarik gabe, Eguzki sistemako planeten eraztunen formaz eta egonkortasunaz, sateliteen orbitez, eta gainazalen kraterizazioaz egin diren azterketak, eta orobat Eguzki sistema osatzen duten gauzakiei buruzkoak.

Badirudi Eguzki sistemaren adina 4,5 milioi urte ingurukoa dela, ondorio hori atera daiteke behinik behin Lurreko harkaitzen adina neurtu ondoren, eta ilargi eta meteorito erakuskariak aztertu ondoren.

Atxikimendu homogeneoa edo heterogeneoa planeten barne egituraren eragile

Planeten barne egiturak badu ezaugarri komun bat, nahiz aldeak nabariak diren lurrezko planeten eta planeta erraldoien artean: guztietan, material arinenak gainaldeetan kokatzen dira eta trinkoenak erdigunean aurkitzen dira; hots, dentsitatearen araberakoa da materialen kokagunea.

Badago galdetzea ea hasieran planeten gorputzak geruzetan antolatuak zeuden ala gorputz homogeneoak ziren. Erantzuna planetesimalen atxikimendu lastertasunean datza.

Geldia izatekotan, mea guztiek, oraindik gorputz mikroskopikoak zituztenean, elkarrekin izateko aukera izango zuten, eta hortaz, planeta gorputzetan nahasi ahalko ziren. Ondorioa hau izango zen: hasieran homogeneoak ziren eta gero dentsitateen arabera eratu ziren gorputzak. Eredu honi orekazko kondentsazioa esaten zaio.

Ordea, kondentsazioa lasterra izan bazen, berehala sortu ahalko ziren zenbait kilometrotako planetesimalak, eratzeko unearen araberako osaketak zituztenak. Horren ondorioz eratutako gorputzak heterogeneoak izango ziren. Eredu honi atxikimendu heterogeneoa esaten zaio.Geroago, bietariko sintesi hipotesiak proposatu dira. Horien arabera, atxikimendua lasterra eta heterogeneoa izango zen hasieran, eta ondorengo fusio epe geldiak homogeneizatzea ekarriko zuen lehenik, eta grabitateak materiala dentsitatearen arabera banatzea eragingo zuen gero. Nolanahi ere, atxikimendu prozesu nagusiak 300 bat milioi urte iraun zuen.

Meteoritoak eta kraterren eraketa

Talken aztarnak edo kraterrak ikus daitezke gainazalaren eraberritze prozesuek –hala nola higadurak, bolkanismoak edoplaken tektonikak–, eraso ez dieten planetetan.

Jupiterrek eragindako grabitate nahasmenduekin lotua dago haien etorkia.

Planetak ia gaur egungo tamainaraino haziak zirenean, ahalmen handia bide zuten oraindik atxikimendua jasan gabeko materialak erakartzeko. Planetoideen lastertasunaren areagotze handia ekarri zuen Jupiter erraldoiak eraginiko asaldatzeak, eta horren ondorioz orbita aldatu izana zela bide, planeta eratu berrien gainaldea jo zuten planetoideek.

Are gehiago, oraindik ere gureganatzen dira asteroideen eraztunean gertaturiko azken elkar jotzeetatik erauzitako materialak: horiek dira meteoritoak.

Harkaitzezko planeta guztiek atxikitzen dituzte oraindik jotze horien aztarnak; Ilargian ikus daitezkeen krater handi zabalen erakoak dira. Lurrean, ordea, higadurak ia erabat ezabatu ditu zulo izugarri horiek, Lurra denez gero ur isurkaria duen planeta bakarra.

Planeten higiduren Keplerren legeak

1609-1619 bitartean eman zituen Keplerrek aditzera planeten higiduren lege ospetsuak.

Lehen Legeak dio planeta baten orbita elipse izeneko irudi geometrikoa dela, eta haren bi fokoetako batean Eguzkia dagoela. Lege horren arabera orbitak eliptikoak direnez gero, planetaren eta Eguzkiaren arteko distantzia aldatuz doa haren ibilbidean. Distantzia hori handien den puntuari afelio deritza, eta planeta Eguzkitik gertuen dagoen puntuari, perihelio.

Bigarren Legeak dioenez, planeta baten erradio bektoreak, hots, planetaren erdigunea Eguzkiarekin lotzen duen lerroak, denbora berdinetan eremu berdinak igarotzen ditu bere orbita higiduran.

Bigarren lege horrek adierazten duenez, planetaren lastertasuna ez da beti berabere orbita ibilbidean. Orbita eliptikoa denez gero, luzera aldakorra du erradio bektoreak, handiena afelioan eta txikiena perihelioan.

Hirugarren Legeak, laburbilduz, zenbakizko erlazio bat eskaintzen du orbitaren dimentsioen eta planetaren biratze periodoaren artean, halako eran non lehena jakinez gero bigarrena kalkula baitaiteke, eta alderantziz.

Keplerrek berak ikusi zuen bere legeek mugak zituztela. Bazekien ez zirela zehazki betetzen Jupiter eta Saturnoren kasuetan.

Aldaratze horien zergatikoa bi planeta horien masa handian eta elkarren arteko hurbiltasun erlatiboan datza. Bi alderdi horien ondorioz elkar erakartze indarra ez da baztergarria, eta aurrez ikusitako orbita bestelakotzen duen asaldura bat dakar horrek.

Garai hartan ezagutzen ziren beste lau planetetan –Merkurion, Artizarrean, Lurrean eta Marten– elkarren arteko eraginak ez dira hain handiak, eta, hortaz, aski zehatz jarraitzen dute Keplerrek aurrez iragarria.

Keplerren legeek ez dute planeten higiduren ezaugarri berezi guztien berri ematen.

Adibidez, aipatu behar da orbiten planoek oso angelu txikia osatzen dutela Lurraren orbita daukan planoarekin, hots, ekliptikaren planoarekin. Dena dela, badira bi salbuespen nabari: 7°-koa, Merkuriorenorbitaren makurtzea ekliptikaren planoari buruz, eta 17,8°-koa, Plutonena. Eguzki sistemara bere ipar aurpegitik, hots, Lurraren iparburua daukan aurpegitik, begiratuz gero, erlojuaren orratzen alderantzizko norabidean tokialdatzen direla ikusten da. Translazio higidura honez gainera, badute planeta guztiek beren ardatzari buruzko biratze higidura bat, translaziokoaren noranzko berekoa, Sartaldetik Sortalderakoa, alegia.

Eguzki sistemaren osagaiak

Bi familiatan banatzen dira Eguzki sistemako planeta nagusiak. Eguzkitik hurbil planeta multzo bat dago, Lurraren antzeko tamaina, dentsitatea eta gainalde gotorra dutenak, eta satelite gutxikoak edo satelite gabeak direnak. Merkurio, Artizarra eta Marte dira, Lurrarekin batera barne planeta edo planeta teluriko, lurrezko edo harkaitzezko izendatzen direnen multzoa osatzen dutenak. Eguzkitik urrunago, tamaina handiagoko eta dentsitate gutxiagoko planetak aurkitzen dira, gainalde gotorrik gabekoak, eta satelite sorta handia dutenak. Jupiter,Saturno, Urano eta Neptuno dira. Kanpo planetak edo gasezko planetak esaten zaie.

Bi handienei, Jupiter eta Saturnori, planeta erraldoi deritze.

Pluton planeta, txikia eta trinkotasun apalekoa, kasu berezia da. Jatorriz Neptunoren satelitea zatekeen, denboraren buruan beregain bihurtu zena.

XVIII. mendearen hasieran, Titius eta Bode alemaniar astronomoek formula bat aurkitu zuten modu enpirikoan, garai hartan ezagutzen ziren planeten eta Eguzkiaren arteko distantziak aski zehatz azaltzen dituena. Formula horren arabera, banako astronomikoetan eta berezko hurrenkeran idazten badira Eguzkiaren eta planeten arteko distantziak, ikus daiteke zenbaki segida bat osatzen dutela, beren artean progresio geometrikoaren hurbileko erlazioa agertzen baitute zenbakiok. Nolanahi ere, Titius-Boderen formula edo lege hau aplikatuz gero, planeta bat falta da Marteren eta Jupiterren artean. Gero, Urano aurkitu zenean, egiaztatu zen Titius-Boderen legeak aurrez ikusitako distantzian zegoela planeta hori Eguzkitik; hortaz, legeak onartze erabakigarria izan zuen. Ez zegoen, ordea, planetarik 2,8 AB-tara (astronomia banakotara), hots, Marte eta Jupiterren arteko bitarte horretan; hori zela eta, astronomoakhasiak ziren susmatzen artean ezezaguna zen argizagi bat egon behar zuela espazioaren alderdi hartan. Hipotesi hau Piazzi abateak berretsi zuen, 1801ean Ceres, lehen asteroidea, aurkitu zuenean. Harrezkero beste planeta txiki edo asteroide asko aurkitu ziren, Eguzkitik bataz beste 2,65 ABtara higitzen direnak, eta Marte eta Jupiterren artean asteroide eraztuna esaten zaiona osatzen dutenak.

Dena dela, geroago Urano eta Pluton aurkitu zirenean ikusi zen planeta horien Eguzkitiko distantzia, batez ere Plutonena, ez zetorrela bat aurrez ikusiarekin. Hori dela eta, ezin jakin daiteke oraingoz Titius-Boderen legea halabeharraren fruitua den, ala ba ote den Eguzki sistemaren sorreraren ezaugarriren bat oraindik ezin argitu duguna.

Kometak ere Eguzki sistemaren osagai dira. Askotariko usteak eragin zituen haien agertzeak eta desagertzeak, eta orobat haien itxura bitxi eta aldakorrak. XVIII. mendean aurkitzen da kometa jakin batzuk Eguzkiaren inguruan biratzen direla, oso orbita luzeak eginez eta epe jakinetan Lurretik hurbil igaroz. Izotza, legarrak eta hautsa dira argizagi horien osagaiak. Kometa berotu egiten da Eguzkira hurbiltzen denean, izotza lurruntzen du, eta gasak eta hautsa jaurtikitzenditu. Hortaz, burua lauso moduko batez inguratua agertzen da, eta luzatzen hasten da Eguzki haizearen indar urruntzailearen eta haren izpien sakaduraren eraginez, eta hautsezko eta gasezko isats bat osatzen du Eguzkiaren kontrako noranzkoan.

Planeten arteko espazioaren osagai dira, orobat, tamaina askotariko blokeak eta zatiki mikroskopikoak. Lurraren orbita igarotzen duten gorputz gotor txikiak lastertasun handiz sartzen dira atmosferan, eta han erabat ahitzen dira apurka-apurka.

Erortze ibilbidean, gauaz, ikusgai bihurtzen dira, eta argi arrasto edo izar uxo gisa agertzen.

Gorputz txiki horiek kometen hondakinak izaten dira askotan, ibilbidea erlekume itxurako multzoetan egiten dutenak.

Eguzkitik datozenei meteorito esaten zaie.

Horien kimika analisiak azaltzen duenez, metal, metal-harri edo harri etorkizkoak izan daitezke.

Eguzkiak etengabe eta lastertasun handian zatiki kargadunezko jario bat igortzen du, eguzkitiko haizea esaten zaiona.

Eguzki sistemako gorputzak jario horretan murgilduak aurkitzen dira, eta jario horrek areago eragiten die atmosfera eta eremu magnetikoa duten gorputzei.