সৌরজগতের জন্ম ও বিবর্তন

নীহারিকা অনুকল্প নামে পরিচিত এই তত্ত্বটি অষ্টাদশ শতাব্দীতে ইমানুয়েল সুইডেনবার্গ, ইমানুয়েল কান্ট ও পিয়ের সিমোঁ লাপ্লাস কর্তৃক প্রথম প্রতিষ্ঠা লাভ করেছিল। পরবর্তীকালে জ্যোতির্বিজ্ঞান, রসায়ন, ভূতত্ত্ব, পদার্থবিদ্যা ও গ্রহবিজ্ঞানের মতো বিজ্ঞানের নানা শাখা এই তত্ত্বটির সঙ্গে জড়িয়ে পড়ে। ১৯৫০-এর দশকে মহাকাশযুগের সূচনা এবং ১৯৯০-এর দশকে বহির্গ্রহের আবিষ্কারের পর তত্ত্বটির যথার্থতা যেমন প্রতিযোগিতার পড়ে, তেমনই আবার নতুন পর্যবেক্ষণের ভিত্তিতে এই তত্ত্বে বিভিন্ন সংশোধনীও আনা হয়।

আদি উদ্ভবের পর থেকে সৌরজগৎ উল্লেখযোগ্য পরিমাণে বিবর্তিত হয়েছে। গ্রহগুলিকে বেষ্টন করে প্রদক্ষিণকারী গ্যাস ও ধুলোর থেকে অনেক উপগ্রহের উদ্ভব ঘটেছে; আবার এও মনে করা হয় যে অন্য উপগ্রহগুলি স্বাধীনভাবে উদ্ভূত হওয়ার পর সংশ্লিষ্ট গ্রহের মাধ্যাকর্ষণে বাঁধা পড়েছে। অন্যদিকে পৃথিবীর চাঁদের মতো কোনও কোনও উপগ্রহ সম্ভবত কোনও প্রচণ্ড সংঘর্ষের ফলশ্রুতি। মহাজাগতিক বস্তুগুলির মধ্যে এই জাতীয় সংঘর্ষের ঘটনা বর্তমান যুগেও অব্যাহত রয়েছে। এই সব সংঘর্ষই সৌরজগতের বিবর্তনে কেন্দ্রীয় ভূমিকা পালন করে এসেছে। গ্রহগুলির অবস্থান পরিবর্তনের কারণ সম্ভবত অভিকর্ষীয় মিথষ্ক্রিয়া। এই ধরনের গ্রহীয় অভিপ্রয়াণকে এখন সৌরজগতের আদি বিবর্তনের অধিকাংশের জন্য দায়ী মনে করা হয়।

মোটামুটি ৫০০ কোটি বছরের মধ্যে সূর্য শীতল হয়ে পড়বে এবং তার বর্তমান ব্যাসরেখা বহির্ভাগে বহুগুণ প্রসারিত হয়ে নক্ষত্রটি একটি লোহিত দানবে পরিণত হবে। তারপর সূর্য তার বহিঃস্তরগুলি একটি গ্রহীয় নীহারিকার আকারে পরিত্যাগ করবে এবং পিছনে পড়ে থাকবে শুধু শ্বেত বামন নামে পরিচিত একটি নাক্ষত্রিক অবশেষ। সুদূর ভবিষ্যতে পরিক্রমণশীল নক্ষত্রগুলির মাধ্যাকর্ষণের ফলে সূর্যের সঙ্গে থাকা গ্রহগুলির সংখ্যা হ্রাস পাবে। কোনও কোনোও গ্রহ ধ্বংসপ্রাপ্ত হবে; অন্যগুলি উৎক্ষিপ্ত হবে আন্তঃনাক্ষত্রিক মহাকাশে। শেষ পর্যন্ত কয়েকশো কোটি বছর পরে সম্ভবত সূর্য একাই পড়ে থাকবে; তার চারিদিকে প্রদক্ষিণরত মূল বস্তুগুলির একটিরও সম্ভবত কোনও অস্তিত্ব থাকবে না।

 

বিশ্বের উদ্ভব ও পরিণতি-সংক্রান্ত ধ্যানধারণাগুলি প্রাচীনতম জ্ঞাত রচনাকর্মের যুগ থেকেই প্রচলিত ছিল। যদিও সেই যুগের প্রায় সমগ্র ইতিহাসেই এই ধরনের তত্ত্বগুলিকে একটি "সৌরজগৎ"-এর অস্তিত্বের সঙ্গে যুক্ত করার কোনও প্রচেষ্টা দেখা যায়নি। এর সহজ কারণটি হল, আজ আমরা সৌরজগৎ বলতে যা বুঝি তার অস্তিত্ব সম্পর্কে সাধারণভাবে কেউ চিন্তা করেননি। সৌরজগতের উদ্ভব ও বিবর্তনের কোনও তত্ত্বের প্রথম পদক্ষেপ ছিল সূর্যকেন্দ্রিকতাবাদের সাধারণ স্বীকৃতিটি। এই মতবাদেই বলা হয়েছে যে, সূর্য সৌরজগতের কেন্দ্রে অবস্থিত এবং পৃথিবী সূর্যকে প্রদক্ষিণ করে চলেছে। সহস্রাব্দ পূর্বে উদ্ভূত এই মতবাদ (সামোসের অ্যারিস্টারকাস অন্ততপক্ষে খ্রিস্টপূর্ব ২৫০ অব্দ নাগাদ এই তত্ত্বটি উপস্থাপনা করেছিলেন) অবশ্য খ্রিস্টীয় সপ্তদশ শতাব্দীর শেষভাগের আগে বহুল স্বীকৃতি অর্জন করেনি। "সৌরজগৎ" (ইংরেজি: Solar System) শব্দটির প্রথম নথিবদ্ধ প্রয়োগের ঘটনাটি ঘটেছিল ১৭০৪ সালে।

সৌরজগতের উৎপত্তি-সংক্রান্ত প্রচলিত প্রামাণ্য তত্ত্বটি হল নীহারিকা অনুকল্প। অষ্টাদশ শতাব্দীতে ইমানুয়েল সুইডেনবার্গ, ইমানুয়েল কান্ট ও পিয়ের সিমোঁ লাপ্লাস কর্তৃক সূত্রবদ্ধ হওয়ার পর প্রথমে স্বীকৃত হয় এবং পরে বিজ্ঞানীদের সমর্থন হারায়। এই অনুকল্পের সর্বাধিক গুরুত্বপূর্ণ সমালোচনাটি ছিল গ্রহগুলির সঙ্গে তুলনায় সূর্যের কোণিক ভরবেগের আপেক্ষিক অভাবের বিষয়টি ব্যাখ্যায় সুস্পষ্ট অক্ষমতা। যদিও ১৯৮০-এর দশকের গোড়া থেকে নবীন নক্ষত্র সম্পর্কে যে গবেষণা হয়েছে, তাতে দেখা গিয়েছে যে এগুলির চারিপাশে একাধিক ধুলো ও গ্যাসের শীতল চাকতি থাকে, ঠিক যেমনটি নীহারিকা অনুকল্পে পূর্বাভাষ করা হয়েছিল। এই কারণে এই মত পুনরায় স্বীকৃতি অর্জন করতে সক্ষম হয়।

সূর্যের বিবর্তন কীভাবে অব্যাহত থাকতে পারে তা বুঝতে হলে সূর্যের শক্তির উৎসটিকে বোঝা প্রয়োজন। আর্থার স্ট্যানলি এডিংটন অ্যালবার্ট আইনস্টাইনের আপেক্ষিকতার তত্ত্ব দৃঢ়ভাবে সমর্থন করতেন। তা থেকেই তিনি উপলব্ধি করেন যে, সূর্যের শক্তির উৎস হল এর অন্তঃস্থলে সংঘটিত কেন্দ্রীণ সংযোজন, যার ফলে হাইড্রোজেন বিগলিত হয়ে হিলিয়ামে পরিণত হয়। ১৯৩৫ সালে এডিংটন আরও অগ্রসর হয়ে এই মত প্রকাশ করেন যে, নক্ষত্রগুলির মধ্যে অন্যান্য মৌলও সম্ভবত গঠিত হয়ে থাকে। ফ্রেড হয়েল এই ধারণাটিকে বিস্তারিত ব্যাখ্যা করেন। তিনি বলেন যে, লোহিত দানব নামে পরিচিত বিবর্তিত নক্ষত্রগুলি এমন অনেক মৌল সৃষ্টি করে যেগুলি সেই সব নক্ষত্রের অন্তঃস্থলের হাইড্রোজেন ও হিলিয়ামের চেয়েও ভারী। একটি লোহিত দানব শেষ পর্যন্ত যখন সেটির বহিঃস্থ স্তরগুলিকে পরিত্যাগ করে, তখন এই মৌলগুলি অন্যান্য নক্ষত্র জগৎ সৃষ্টির কাজে পুনঃব্যবহৃত হয়।

প্রাক্-সৌর নীহারিকা

নীহারিকা অনুকল্পের মতে, একটি দৈত্যাকার আণবিক মেঘের একটি খণ্ডাংশের অভিকর্ষীয় পতনের ফলে সৌরজগৎ গঠিত হয়েছিল। মূল মেঘটি ২০ পারসেক (৬৫ আলোকবর্ষ) প্রশস্ত ছিল, অন্যদিকে খণ্ডাংশটি ছিল মোটামুটি ১ পারসেক (সওয়া তিন আলোবর্ষ) প্রশস্ত। খণ্ডাংশগুলি আবারও ভেঙে পড়ে ০.০১-০.১ পারসেক (২,০০০-২০,০০০ জ্যো.এ.) আকারবিশিষ্ট ঘন অন্তঃস্থল গঠন করে। এই পতনশীল খণ্ডাংশগুলির একটিই (যা "প্রাক্-সৌর নীহারিকা" নামে পরিচিত) যা গঠন করে তা পরিণত হয় সৌরজগতে। এই অঞ্চলটির উপাদানসমষ্টির ভর ছিল সূর্যের ভরের (M_☉) সামান্য বেশি এবং এই উপাদানসমষ্টি ছিল আজকের সূর্যের উপাদানসমষ্টিরই অনুরূপ। এই উপাদানগুলি হল মহাবিস্ফোরণ কেন্দ্রীন সংশ্লেষের ফলে উদ্ভূত হাইড্রোজেন, হিলিয়াম ও সামান্য পরিমাণে লিথিয়াম, যা এটির ভরের ৯৮ শতাংশ গঠন করেছিল। অবশিষ্ট ২ শতাংশ ভর অধিকতর ভারী মৌল দ্বারা গঠিত, যা সৃষ্টি হয় নক্ষত্রগুলির পূর্বতর প্রজন্মগুলিতে কেন্দ্রীন সংশ্লেষের দ্বারা। এই নক্ষত্রগুলির জীবদ্দশার বিলম্বিত পর্যায়ে এগুলি অধিকতর ভারী মৌলগুলিকে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে উৎক্ষিপ্ত করে দেয়।

 

মনে করা হয়, উল্কাপিণ্ডে প্রাপ্ত প্রাচীনতম প্রোতগুলি প্রাক্-সৌর নীহারিকায় উৎপন্ন প্রথম কঠিন পদার্থের চিহ্ন। এগুলির বয়স ৪৫,৬৮,২০০,০০০ বছর, যা সৌরজগতের বয়সের একটি সংজ্ঞা। প্রাচীন উল্কাপিণ্ডগুলি পরীক্ষা করে স্বল্পকাল-স্থায়ী আইসোটোপগুলির সুস্থির কন্যা নিউক্লির চিহ্ন পাওয়া গিয়েছে। উদাহরণস্বরূপ লৌহ-৬০-এর নাম করা যায়, যা শুধুমাত্র বিস্ফোরণরত স্বল্পকালস্থায়ী নক্ষত্রের উৎপন্ন হয়। এটি ইঙ্গিত করে যে নিকটে এক বা একাধিক অতিনবতারা রয়েছে। একটি অতিনবতারা থেকে আগত অভিঘাতজ তরঙ্গ সম্ভবত মেঘের মধ্যে অপেক্ষাকৃত ঘন অঞ্চল সৃষ্টি করে এই অঞ্চলগুলির পতনের কারণ হয়ে সূর্য গঠনের সূত্রপাত ঘটিয়েছিল। যেহেতু শুধুমাত্র অতিবৃহৎ ও স্বল্পকালস্থায়ী নক্ষত্রেরাই অতিনবতারা গঠন করে, সেই হেতু সূর্য নিশ্চয়ই অতিবৃহৎ নক্ষত্র উৎপাদনকারী একটি বৃহৎ নক্ষত্র-গঠনকারী অঞ্চলে উদ্ভূত হয়েছে। এই অঞ্চলটি সম্ভবত কালপুরুষ নীহারিকার অনুরূপ। কাইপার বেষ্টনীর গঠন এবং উক্ত বেষ্টনীর মধ্যে ব্যতিক্রমী পদার্থগুলির গঠন পরীক্ষা করে এই ইঙ্গিত পাওয়া গিয়েছে যে সূর্য ১,০০০ থেকে ১০,০০০ নক্ষত্রের একটি গুচ্ছের মধ্যে উৎপন্ন হয়েছিল, যে গুচ্ছটির ব্যাস ছিল ৬.৫ থেকে ১৯.৫ আলোকবর্ষের মধ্যে এবং সামগ্রিক ভর ছিল ৩,০০০ M_☉। উৎপত্তির ১ কোটি ৩৫ লক্ষ থেকে ৫ কোটি ৩৫ লক্ষ বছরের মধ্যে গুচ্ছটি ভেঙে পড়তে শুরু করে। আমাদের নবীন সূর্য তার জীবনের প্রথম ১ কোটি বছরে নিকট দিয়ে অতিক্রমণকারী নক্ষত্রগুলির সঙ্গে পারস্পরিক ক্রিয়া-প্রতিক্রিয়ায় রত এমন বেশ কয়েকটি সিম্যুলেশন থেকে বহিঃসৌরজগতে ব্যতিক্রমী কক্ষপথের দৃশ্য পাওয়া গিয়েছে। উদাহরণস্বরূপ বিচ্ছিন্ন বস্তুগুলির নাম করা যায়।

কৌণিক ভরবেগের সংরক্ষণের ফলে পতিত হওয়ার সময় নীহারিকাগুলি দ্রুততর গতিতে আবর্তিত হয়। নীহারিকার অভ্যন্তরস্থ পদার্থ ঘনীভূত হতে থাকলে তার ভিতরকার পরমাণুগুলি ক্রমবর্ধমান পৌনঃপুনিকতায় পরস্পরের সঙ্গে সঙ্ঘাতে লিপ্ত হয়। ফলে সেগুলির গতীয় শক্তি তাপে রূপান্তরিত হয়। কেন্দ্রে, যেখানে ভরের অধিকাংশই সঞ্চিত হয়, সেই স্থানটি পারিপার্শ্বিক চাকতির তুলনায় উত্তরোত্তর উষ্ণতর হতে থাকে। প্রায় ১০০,০০০ বছরেরও বেশি সময় ধরে অভিকর্ষ, গ্যাসের চাপ, চৌম্বক ক্ষেত্র ও আবর্তনের শক্তির মধ্যে প্রতিদ্বন্দ্বিতার ফলে নীহারিকার সংকোচন ঘটে এবং তা চ্যাপ্টা হয়ে প্রায় ২০০ জ্যো.এ. ব্যাসবিশিষ্ট একটি ঘূর্ণায়মান আদিগ্রহীয় চাকতিতে পরিণত হয় এবং কেন্দ্রস্থলে একটি উত্তপ্ত ও ঘন আদিনক্ষত্র (যে নক্ষত্রে হাইড্রোজেন গালন শুরু হয়নি) গঠিত হয়।

মনে করা হয় যে, বিবর্তনের এই মুহুর্ত পর্যন্ত সূর্য একটি টি টউরি নক্ষত্র হিসেবে থাকে। টি টউরি নক্ষত্রগুলি নিয়ে গবেষণা চালিয়ে দেখা গিয়েছে যে, এগুলির সংর প্রায়শই ০.০০১–০.১ M_☉ ভরবিশিষ্ট প্রাক্-গ্রহীয় পদার্থের চাকতি অবস্থান করে। এই চাকতিগুলির প্রসার ঘটে কয়েকশো জ্যো.এ. জুড়ে—হাবল স্পেস টেলিস্কোপ কালপুরুষ নীহারিকার মতো নক্ষত্রগঠনকারী অঞ্চলগুলিতে ১০০০ জ্যো.এ. ব্যাসবিশিষ্ট আদিগ্রহীয় চাকতি পর্যবেক্ষণ করেছে। এগুলি তুলনামূলকভাবে শীতল। উষ্ণতম অবস্থায় এগুলির পৃষ্ঠভাগের তাপমাত্রা থাকে মাত্র প্রায় ১,০০০ K (৭৩০ °সে; ১,৩৪০ °ফা)।

৫ কোটি বছরের মধ্যেই সূর্যের অন্তঃস্থলের তাপমাত্রা ও চাপ এতটাই বেড়ে যায় যে তার হাইড্রোজেনের গালন শুরু হয়ে যায়। এর ফলে সূর্যের শক্তির একটি অভ্যন্তরীণ উৎসেরও সৃষ্টি হয় যা, উদ্স্থিতি সাম্যাবস্থা অর্জনের পূর্বাবধি অভিকর্ষীয় সংকোচনের বিরুদ্ধাচারণ করে। এর মাধ্যমেই সূর্য তার জীবনের প্রধান পর্যায়ে প্রবেশ করে। প্রধান-পর্যায়ভুক্ত নক্ষত্রগুলির শক্তির উৎস সেগুলির অন্তঃস্থলে গালনের মাধ্যমে হাইড্রোজেনের হিলিয়ামে রূপান্তরণ। সূর্য এখনও একটি প্রধান-পর্যায়ভুক্ত নক্ষত্র। আদি সৌরজগতের বিবর্তনের সঙ্গে সঙ্গে নাক্ষত্রিক নার্সারি থেকে সেটির সহোদরগুলির থেকে ক্রমশ দূরে সরে যেতে থাকে এবং স্বয়ং আকাশগঙ্গা ছায়াপথের কেন্দ্রস্থলটিকে প্রদক্ষিণ করতে থাকে।

গ্রহসমূহের উৎপত্তি

মনে করা হয় যে, একাধিক গ্রহের উৎপত্তি ঘটেছে সৌর নীহারিকাটি থেকে, যা ছিল সূর্যের উৎপত্তির সময় অবশিষ্ট গ্যাস ও ধুলোর একটি চাকতি-আকৃতিবিশিষ্ট মেঘ। গ্রহগুলির উদ্ভবের যে প্রক্রিয়াটির তত্ত্ব অধুনা বিজ্ঞানীদের দ্বারা স্বীকৃত, সেটি হল উপচয়। এই তত্ত্ব অনুযায়ী, শুরুর দিকে গ্রহগুলি ছিল কেন্দ্রীয় আদিনক্ষত্রের চারিদিকে প্রদক্ষিণরত ধূলিকণা মাত্র। প্রত্যক্ষ সংযোগ ও স্ব-সংগঠনের মাধ্যমে এই ধূলিকণাগুলি সর্বাধিক ২০০ মি (৬৬০ ফু) ব্যাসবিশিষ্ট গুচ্ছ গঠন করে। সেগুলি আবার পরস্পরের সঙ্গে সংঘর্ষের মাধ্যমে ~১০ কিমি (৬.২ মা) আকারবিশিষ্ট বৃহত্তর বস্তু (শিশুগ্রহ) গঠন করে। আরও সংঘর্ষের ফলে এগুলির আকার ক্রমশ বৃদ্ধি পায়। পরবর্তী বহু লক্ষ বছর ধরে এই বৃদ্ধির হার ছিল বছরে কয়েক সেন্টিমিটার করে।

অভ্যন্তরীণ সৌরজগৎ (সৌরজগতের ৪ জ্যো.এ.-এর মধ্যবর্তী অঞ্চল) এতটাই উষ্ণ ছিল জল বা মিথেনের মতো উদ্বায়ী অণুগুলির ঘনীভবন সম্ভব ছিল না। তাই এই অঞ্চলে উদ্ভূত শিশুগ্রহগুলি কেবলমাত্র ধাতু (যেমন লোহা, নিকেল ও অ্যালুমিনিয়াম) ও পাথুরে সিলিকেটের মতো উচ্চ গলনাঙ্ক-যুক্ত যৌগগুলির দ্বারাই গঠিত হওয়া সম্ভব। এই শিলাময় বস্তুগুলিই পরিণত হয় শিলাময় গ্রহগুলিতে (বুধ, শুক্র, পৃথিবী ও মঙ্গল)। এই যৌগগুলি মহাবিশ্বে বেশ দুষ্প্রাপ্য। নীহারিকার মোট ভরের মাত্র ০.৬ শতাংশ এই যৌগগুলির দ্বারা গঠিত। এই কারণে শিলাময় গ্রহগুলি খুব বড়ো আকার লাভ করতে পারেনি। শিলাময় ভ্রূণ বৃদ্ধি প্রায় প্রায় ০.৫ পার্থিব ভর (M_🜨) পর্যন্ত এবং সূর্য গঠনের প্রায় ১০০,০০০ বছর পরে তার মধ্যে পদার্থ পুঞ্জীভবন বন্ধ হয়ে যায়। এরপর এই গ্রহ-আকারবিশিষ্ট বস্তুগুলির মধ্যে সংঘর্ষ ও একত্রীভবনের মাধ্যমে শিলাময় গ্রহগুলি তাদের বর্তমান আকার লাভ করে (নিচে শিলাময় গ্রহ দেখুন)।

শিলাময় গ্রহগুলি যখন গঠিত হচ্ছিল, তখন সেগুলি গ্যাস ও ধুলোর একটি চাকতির মধ্যে নিমজ্জিত অবস্থাতেই থেকে যায়। গ্যাস আংশিকভাবে চাপের সাহায্য পাওয়াত তা গ্রহগুলির মতো দ্রুত সূর্যকে প্রদক্ষিণ করত না। এর ফলে যে আকর্ষণ সৃষ্টি হয়, এবং আরও গুরুত্বপূর্ণভাবে, পারিপার্শ্বিক পদার্থের সঙ্গে যে অভিকর্ষীয় আদানপ্রদান ঘটে তা কৌণিক ভরবেগের স্থানান্তরণের কারণ হয়ে দাঁড়ায়। ফলে গ্রহগুলি ক্রমশ নতুন কক্ষপথে প্রবেশ করে। বিভিন্ন মডেলে দেখানো হয়েছে যে, চাকতিতে ঘনত্ব ও চাপের পার্থক্য এই অভিপ্রয়াণের হার নির্ধারণ করে। কিন্তু অভ্যন্তরীণ গ্রহগুলি শুদ্ধ প্রবণতাটি হল চাকতিটির অপচয়ের সঙ্গে সঙ্গে অভ্যন্তরভাগে অভিপ্রয়াণ। এর দলে গ্রহগুলি সেগুলির বর্তমান কক্ষপথে অবস্থান করছে।

দানব গ্রহগুলি (বৃহস্পতি, শনি, ইউরেনাস ও নেপচুন) আরও দূরে হিমরেখার (মঙ্গল ও বৃহস্পতির কক্ষপথের মধ্যবর্তী যে বিন্দু থেকে পদার্থ এমন শীতল হতে শুরু করে যাতে উদ্বায়ী হিমেল যৌগগুলি কঠিন অবস্থায় থাকতে পারে) ওপারে গঠিত হয়েছিল। যে বরফ থেকে বার্হস্পত্য গ্রহগুলি গঠিত তা যে ধাতু ও সিলিকেট দ্বারা শিলাময় গ্রহগুলি গঠিত তার থেকে অধিকতর পরিমাণে পাওয়া যেত। এর ফলে দানব গ্রহগুলি সর্বাধিক হালকা ও সর্বাধিক পরিমাণে পর্যাপ্ত হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম বন্দীকরণের উপযুক্ত পরিমাণে ভারী হয়ে ওঠে। হিমরেখার ওপারে অবস্থিত শিশুগ্রহগুলি প্রায় ৩০ লক্ষ বছরের মধ্যেই 4 M_🜨 পুঞ্জীভীত করে নিয়েছিল। বর্তমানে সূর্যকে প্রদক্ষিণকারী সমগ্র ভরের ৯৯ শতাংশই চারটি দানব গ্রহের সম্মিলিত ভর। তত্ত্ববিদরা বিশ্বাস করেন, বৃহস্পতি নিছক দুর্ঘটনাচক্রে হিমরেখার ওপারে অবস্থিত নয়। হিমরেখা পতনশীল তুষারাবৃত পদার্থ থেকে বাষ্পীভবনের মাধ্যমে প্রচুর পরিমাণে জল পুঞ্জীভূত করে নিম্নচাপযুক্ত একটি অঞ্চল সৃষ্টি করে, যা কক্ষপথে প্রদক্ষিণরত ধূলিকণাগুলির গতি বৃদ্ধি করে এবং সূর্যের দিকে তাদের গতি রোধ করে। পরিণতিতে হিমরেখা একটি প্রতিবন্ধকের কাজ করে যা সূর্য থেকে ~৫ জ্যো.এ. দূরত্বে দ্রুত পদার্থ পুঞ্জীভূত করে। এই অতিরিক্ত পদার্থ একাঙ্গীভূত হয়ে ১০ M_🜨-বিশিষ্ট একটি বৃহৎ ভ্রুণ (বা অন্তঃস্থল) সৃষ্টি করে যা, ক্রমবর্ধমান হারে পারিপার্শ্বিক চাকতিটি থেকে গ্যাসের উপচয়ের মাধ্যমে একটি আবরণ পুঞ্জীভূত করতে শুরু করে। আবরণের ভর নিরেট অন্তঃস্থলের ভরের প্রায় সমান হয়ে গেলেই বৃদ্ধি অত্যন্ত দ্রুত হারে চলতে শুরু করে এবং তারপর ~১০^৫ বছরেই ভর বৃদ্ধি পেয়ে প্রায় ১৫০ পার্থিব ভরের সমতুল্য হয়ে যায়। শেষ পর্যন্ত তা ৩১৮ M_🜨 উর্ধ্বসীমায় পৌঁছে যায়। শনির ভর উল্লেখযোগ্য পরিমাণে কম হওয়ার কারণ সম্ভবত এই গ্রহটি বৃহস্পতি গঠিত হওয়ার বেশ কয়েক বছর পরে গঠিত হয়েছিল, যখন আত্মীকরণের জন্য কম গ্যাসই অবশিষ্ট ছিল।

অধিকতর সুস্থির ও প্রাচীনতর নক্ষত্রগুলির তুলনায় নবীন সূর্যের মতো টি টিউরি নক্ষত্রগুলির নাক্ষত্রিক বায়ু অনেক বেশি শক্তিশালী। মনে করা হয়, ইউরেনাস ও নেপচুন গঠিত হয়েছিল বৃহস্পতি ও শনি গঠিত হওয়ার পরে, যে সময়ে সৌর বায়ু চাকতির অধিকাংশ পদার্থকে উড়িয়ে সরিয়ে দিয়েছিল। ফলে এই গ্রহগুলি অল্প পরিমাণেই হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম পুঞ্জীভূত করতে সক্ষম হয়—প্রতিটির ক্ষেত্রে ১ M_🜨-এর বেশি নয়। ইউরেনাস ও নেপচুনকে কখনও কখনও ব্যর্থ অন্তঃস্থল হিসেবেই চিহ্নিত করা হয়। এই গ্রহ দু’টির উদ্ভব-সংক্রান্ত তত্ত্বগুলির প্রধান সমস্যাটি হল এগুলির গঠনকালের দৈর্ঘ্য। বর্তমান অবস্থানে এগুলির অন্তঃস্থল পুঞ্জীভূত হয়ে উঠতে বহু লক্ষ বছর নেওয়ার কথা। এর অর্থ এই যে ইউরেনাস ও নেপচুন সম্ভবত সূর্যের নিকটতর স্থানে—বৃহস্পতি ও শনির কাছে অথবা মধ্যবর্তী স্থানেও হতে পারে—গঠিত হয়ে পরে বাইরের দিকে অভিপ্রয়াণ করেছিল অথবা উৎক্ষিপ্ত হয়ে গিয়েছিল (গ্রহীয় অভিপ্রয়াণ দেখুন)। শিশুগ্রহ যুগে সকল বস্তুর গতি সূর্যের দিকে ঘটত না; স্টারডাস্ট প্রেরিত ওয়াইল্ড ২ ধূমকেতুর নমুনা ইঙ্গিত করে যে সৌরজগতের আদি উদ্ভবকালীন পদার্থ উষ্ণতর অভ্যন্তরীণ সৌরজগৎ থেকে কাইপার বেষ্টনী অঞ্চলে অভিপ্রয়াণ করেছিল।

৩০ লক্ষ থেকে ১ কোটি বছরের মধ্যবর্তী সময়ের পরে নবীন সূর্যের সৌর বায়ু আদিগ্রহীয় চাকতিতে সব গ্যাস ও ধূলি পরিষ্কার করে দিয়ে সেগুলিকে আন্তঃনাক্ষত্রিক মহাকাশে প্রেরণ করে এবং সেই সঙ্গে গ্রহগুলির বৃদ্ধি বন্ধ হয়ে যায়।

গোড়ায় মনে করা হয়েছিল যে গ্রহগুলি সেগুলির বর্তমান কক্ষপথে বা তার কাছেই গঠিত হয়েছিল। বিগত ২০ বছর ধরে এই ধারণাটি প্রশ্নের মুখে পড়ছে। বর্তমানে অনেক গ্রহবিজ্ঞানীই মনে করেন যে, সৌরজগতের আদি উদ্ভবের পরে সেটির সম্ভবত অনেকাংশেই অন্য রকম ছিল: সেই সময় অভ্যন্তরীণ সৌরজগতের অনেক বস্তুর ভরই অন্তত আজ বুধের যা ভর তার সমান ছিল, বাহ্য সৌরজগত আজকের তুলনায় অনেক বেশি সুসংবদ্ধ ছিল এবং কাইপার বেষ্টনী সূর্যের অধিকতর নিকটে অবস্থান করত।

শিলাময় গ্রহ

গ্রহ গঠিত হওয়ার যুগের শেষভাগে অভ্যন্তরীণ সৌরজগৎ ৫০-১০০টি প্রাকৃতিক উপগ্রহ থেকে মঙ্গল গ্রহের আকারবিশিষ্ট গ্রহীয় ভ্রূণে আকীর্ণ ছিল। এই বস্তুগুলি পরস্পরের সঙ্গে সংঘর্ষে লিপ্ত ও একাঙ্গীভূত হওয়ায় বৃদ্ধি এর পরেও সম্ভব হয়েছিল এবং এই বৃদ্ধি ঘটতে সময় লেগেছিল ১০ কোটি বছরেরও কম। বস্তুগুলির অভিকর্ষীয় ক্রিয়াপ্রতিক্রিয়া চলেছিল, যার ফলে এগুলি একে অপরকে নিজ কক্ষপথের দিকে টানতে থাকে। এইভাবে বস্তুগুলির মধ্যে সংঘর্ষ বাধে এবং আমাদের জানা চারটি শিলাময় গ্রহ সেগুলির বর্তমান আকার ধারণ করা অবধি বৃদ্ধি পেতে থাকে। মনে করা হয়, এই রকম একটি প্রবল সংঘর্ষের ফলে চাঁদের উৎপত্তি ঘটেছিল (নিচে প্রাকৃতিক উপগ্রহ দেখুন) এবং অপর একটি সংঘর্ষের ফলে নবীন বুধের বহিরাবরণীটি অপসারিত হয়েছিল।

এই মডেলের আরেকটি সমস্যার সমাধান হয়নি: আদি-শিলাময় গ্রহগুলির প্রাথমিক কক্ষপথ, যা সংঘর্ষের জন্য উচ্চ উৎকেন্দ্রিকতাসম্পন্ন হওয়া উচিত ছিল, তা কীভাবে উল্লেখযোগ্যভাবে সুস্থির এবং আজকের মতো প্রায় বৃত্তাকার কক্ষপথ ছিল, তার ব্যাখ্যা এই মডেলের মাধ্যমে দেওয়া সম্ভব হয়নি। এই "উৎকেন্দ্রিকতা ভারমোচন"-এর একটি অনুকল্পনা হল এই যে, যখন গ্যাসের চাকতির মধ্যে শিলাময় গ্রহগুলি গঠিত হয় তখনও সেই চাকতিটি সূর্য কর্তৃক অপসারিত হয়নি। এই অবশেষ গ্যাসের "অভিকর্ষীয় আকর্ষণ" ক্রমশ গ্রহগুলির শক্তি হ্রাস করতে থাকে এবং সেগুলির কক্ষপথও মসৃণ হয়। যদিও এই গ্যাসের অস্তিত্ব সত্যিই থাকলে তা শিলাময় গ্রহগুলির কক্ষপথ প্রাথমিকভাবে এতটা উৎকেন্দ্রিক হয়ে পড়ার পথে বাধা সৃষ্টি করত। আরেকটি অনুকল্পনা অনুযায়ী, অভিকর্ষীয় আকর্ষণের ঘটনাটি গ্রহ ও অবশেষ গ্যাসের মধ্যে ঘটেনি, ঘটেছিল গ্রহ ও অবশিষ্ট ছোটো ছোটো বস্তুগুলির মধ্যে। বৃহদাকার বস্তুগুলি যখন ক্ষুদ্রাকার বস্তুগুলির ভিড়ের মধ্যে দিয়ে সঞ্চারিত হত, তখন ক্ষুদ্রাকার বস্তুগুলি বৃহত্তর গ্রহগুলির অভিকর্ষ কর্তৃক আকর্ষিত হয়ে বৃহত্তর বস্তুগুলির পথে একটি উচ্চ ঘনত্বসম্পন্ন অঞ্চল বা "অভিকর্ষীয় ফেনরেখা" সৃষ্টি করত। সেই সময় ফেনরেখার বর্ধিত অভিকর্ষ বৃহত্তর বস্তুগুলির গতি হ্রাস করে সেগুলিকে অধিকতর নিয়মিত কক্ষপথে স্থাপিত হয়ে সাহায্য করেছিল।

• স্কাইঅ্যান্ডটেলিস্কোপ.কম থেকে ৭এম অ্যানিমেশনে বাহ্য সৌরজগতের আদি বিবর্তন।
• QuickTime আকাশগঙ্গা ও অ্যান্ড্রোমিডার ভবিষ্যৎ সংঘর্ষের অ্যানিমেশন
• কীভাবে সূর্যের মৃত্যু ঘটবে: এবং পৃথিবীর কী হবে (স্পেস.কম-এর ভিডিও)

টেমপ্লেট:নীহারিকা