Na počátku bylo Slovo. Ale také radioaktivita.

Svět, ve kterém žijeme, někdy musel začít a proto hledáme počátky sluneční soustavy, abychom znali své místo.

Představy o vzniku sluneční soustavy, především planet pozemského typu (tedy Merkuru, Venuše, Země a Marsu), jsou poměrně starého data a pocházejí z 18. a 19. století. Jsou založeny na Kantově – Laplaceově hypotéze. Dnes se jí říká trochu jinak: Safronovův – Wetherillův model. Podle této představy, vznikaly zmíněné planety shlukováním již pevných součástek. O tom, kde se vzaly pevné součástky, není pochyb. Vznikaly kondensací plynu z horkého oblaku, asi tak jako vznikne jinovatka z vodní páry ve vzduchu. Horký plyn byl pozůstatkem výbuchu supernovy. Malé, ale pevné součástky se slepovaly do větších tělísek, řekněme do rozměru kamenů a ty pak do těles, kterým říkáme planetesimály. Z hlediska vesmírného či planetárního plyn chladl rychle, jen desítky či stovky tisíc let, z teplot kolem 2000 °C do teplot pod bodem mrazu.

Shlukování = akrece
Shlukující se součástky a vzniklá tělíska se pohybují velkými rychlostmi (desítky kilometrů za sekundu) a mají tedy značnou kinetickou energii. Větší tělesa už mají vlastní přitažlivost, a tak na sebe nabalují součástky menší. Veškerá energie součástek, ale i malých planetek se v tomto procesu mění (srážkami) na teplo, a je zřejmé, že se tvořící planety ohřívají. Ohřívání vede k tavení tohoto materiálu, a proto se od sebe oddělují součástky kovové a křemičitanové. Kovy jsou v roztaveném stavu, mají vyšší měrnou hmotnost (specifickou váhu), a proto klesají a posléze tvoří jádra planet. Zbylé křemičitany pak dávají vznik plášťi a kůře planet.

Rozpadlá planeta?
Donedávna se astronomové a geologové domnívali, že slupkovitou stavbu mají jenom větší planety, ve kterých se dostatečné množství tepla nahromadilo. A protože z pásu planetek pocházejí i železné meteority (a planety mají železná jádra) domnívali se badatelé, že v pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem byla v minulosti jedna taková planeta pozemského typu, leč rozpadlá. V této hypotéze pak železo-kamenné meteority představují plášť, a meteority, které mají složení podobné pozemským čedičům zřetelně vzniklým na povrchu planety, kůru. Představa to byla přijatelná, ale jen do doby, než se ukázalo, že v pásu asteroidů bylo mnoho těles, která měla jádro. Jednotlivé železné meteority se od sebe výrazně liší a nelze je připsat jednomu jádru jediné planety.
A teď se dostáváme k jednomu zásadnímu problému – tím je teplo. Ani rychlé shlukování (akrece) malých těles nebylo dostatečné na to, aby způsobilo, že se hmota ohřála až k bodu tavení křemičitanů a kovů, řekněme na teploty kolem 1400 °C. Musel tu být ještě jiný zdroj tepla než teplo vznikající přeměnou kinetické energie.
(Pokud si neumíte tuto přeměnu představit, vezměte si kladivo, rychle bušte do kovadliny a pak si sáhněte na kladivo. Bude teplé.) Ale kde se bere to dodatečné teplo? Lidé si tím lámali hlavu dlouhou dobu.

Odpoví nám izotopy
Že se dnes odpověď zdá jednoduchá a přímočará jen ukazuje, jak se některé kdysi nezodpovězené otázky stávají rychle „majetkem“ vědeckého nazírání. Za toto dodatečné teplo mohou radioaktivní izotopy hliníku a železa, tedy izotop 26Al a izotop 60Fe. Jsou to totiž izotopy, které mají velmi krátký poločas přeměny a při svém rozpadu, tak jako ostatní radioaktivní prvky, produkují teplo. U hliníku (26Al) je poločas rozpadu 730 tisíc let a u železa (60Fe) je to 1,5 milionu let. V geologickém měřítku jsou to velice krátce žijící izotopy.
A protože jsou tyto izotopy již dávno vyhaslé, zůstává velkým problémem, jak obsahy těchto izotopů zjistit a dokonce měřit. Radioaktivní hliník 26Al se rozpadá na úplně běžný stabilní izotop hořčíku 26Mg, kterého jsou ve vesmíru a tedy i zemském tělese velká množství (v některých horninách i desítky procent). Podobně je tomu i u železa 60Fe. To se rozpadá na radioaktivní také krátkodobě žijící izotop kobaltu (60Co) a ten zase na další běžný a stabilní izotop niklu (60Ni).
U součástek, které kondenzovaly nejdříve a jsou o dva miliony let starší než ostatní součástky, je „přebytek“ hořčíku 26, což by mohlo naznačovat, že právě tento přebytek vznikl z radioaktivního hliníku.
Z těchto měření vyplývá odpověď na obě výše zmíněné otázky: od nukleosyntetické události k první kondenzaci pevných součástek uplynula jen krátká doba. Také doba mezi kondenzací – vytvořením pevných součástek – a jejich shlukováním do těles byla krátká. Vývoj sluneční soustavy byl, zejména na jejím počátku, velmi rychlý. Dva či pět milionů let před 4,5 miliardami let jsou skutečně nepatrnou a zdánlivě neměřitelnou dobou geologického času.