الفرضية السديمية

تكوّن النجوم

وسط بين نجمي سحابة جزيئية Bok globule سديم معتم جرم نجمي حديث Protostar T Tauri star Herbig Ae/Be stars الفرضية السديمية

رتب الأجرام

جرم هربيگ-هارو

مفاهيم نظرية

دالة الكتلة الابتدائية عدم استقرار جينز آلية كلڤن-هلمهولتس الهجرة الكوكبية

الفرضية السديمية nebular hypothesis ، هي الفكرة القديمة التي توصل إليها الفلكيين في العقود الأخيرة من القرن العشرين وهي تناقش أصل كوكب الأرض حيث اقترح الفيلسوف الألماني إيمانويل كانت في عام 1755 أن أصل المجموعة الشمسية يرجع إلى التصادم الحادث بين مكونات مادة سحابة دوارة من الغازات والرماد الدقيق.

وقد أظهرت التليسكوبات الحديثة أن الفضاء خارج المجموعة الشمسية ليس فراغاً كما كان يعتقد سابقاً. ولقد سجل الفلكيون عديداً من السحب المماثلة لتلك التي إقترحها الفيلسوف كانت، وسميت تلك السحب بالسدم nebulea (جمع سديم). كما إكتشف الفلكيون أن هذه السحب تتكون من غازات معظمها هيدروجين (H) وهليوم (He)، بالإضافة لرماد دقيق الحجم يشبه كيميائياً المواد التي نجدها على الأرض.

ثم بدأت المرحلة الأولى في نمو هذا الكوكب منذ حوالي 4.6 بليون سنة مضت حين تكونت سحابة كروية دوارة من الغازات والثلج والرماد. وقد أدت الجاذبية التي أثرت على المواد الموجود داخل هذه السحابة إلى تقارب الحبيبات من بعضها البعض، مما أدى إلى إنكماش المادة إلى الداخل وقلة حجم السحابة، وبالتالي زيادة سرعة دورانها.

مناظر بالضوء المرئي (يسار) وبالآشعة تحت الحمراء (يمين) لـTrifid Nebula—غيمة عملاقة من الغازات والغبار مُشكـِّلة للنجوم تقع على بعد 5,400 سنة ضوئية في كوكبة القوس.

ثم أخذت السحابة شكلاً مسطحاً كالقرص, وأدى تحرك المادة نحو المركز وزيادة كثافتها إلى تكون الشمس الإبتدائية protosun ، وهي المادة التي تكونت منها الشمس الحالية. كما أدى زيادة حجم الكتلة المركزية للشمس الإبتدائية التي أصبحت كثيفة إلى إرتفاع حرارتها الداخلية إلى ملايين الدرجات المئوية.

صورة بالآشعة تحت الحمراء للسريان الجزيئي من an otherwise hidden newborn star HH 46/47

A protoplanetary disk forming in the Orion Nebula

الإندماج النووي nuclear fusion وفيها تتحد (تندمج) ذرات الهيدروجين تحت الضغط الشديد والحرارة المرتفعة لتكون غاز الهليوم مع تحول قدر ضئيل من الكتلة إلى طاقة أثناء العملية. وهو ما نشعر به فوق سطح الأرض على هيئة إشعاع شمسي.

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

 انظر أيضا

• تكوين وتطور النظام الشمسي
• تاريخ الأرض
• حزام الكويكبات، حزام كويپر، وغيمة أورت
• Bok globule، جرم هربيگ-هارو
• T Tauri star

 ملاحظات

1. ^{^}  Compare it with the particle number density of the air at the sea level—$2.8\;\times \;e^{19}$ cm⁻³.
2. ^{^}  The T Tauri stars are young stars with mass less than about 2.5 solar masses showing a heightened level of activity. They are divided into two classes: weakly lined and classical T Tauri stars. The latter have accretion disks and continue to accrete hot gas, which manifests itself by strong emission lines in their spectrum. The former do not possess accretion disks. Classical T Tauri stars evolve into weakly lined T Tauri stars.
3. ^{^}  The planetesimals near the outer edge of the terrestrial planet region—2.5 to 4 AU from the Sun—may accumulate some amount of ice. However the rocks will still dominate, like in the outer main belt in the Solar System.
4. ^{^}  As a variant they may collide with the central star or a giant planet.

 المصادر

• محمد أحمد حسن هيكل, منير (2008). أساسيات الجيولوجيا الفيزيائية. القاهرة، مصر: الدار العربية للكتاب. {{cite book}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)

]

 وصلات خارجية

• Richard A. Proctor (1879). "Nebular Hypothesis" . The American Cyclopædia.