Formation of Terrestrial Worlds

تكوين العوالم الأرضية

كيف تتطور الكواكب الداخلية المهيمنة عليها الصخور ضمن المناطق الأكثر حرارة قرب النجم

1. الأرض المجهولة للكواكب الأرضية

معظم النجوم الشبيهة بالشمس—وخاصة تلك ذات الكتلة المتوسطة إلى المنخفضة—محاطة بأقراص كوكبية أولية مكونة من الغاز والغبار. في هذه الأقراص:

  • تظل المناطق الداخلية (تقريبًا ضمن عدة وحدات فلكية) أكثر دفئًا بسبب إشعاع النجم، مما يؤدي إلى تبخر معظم المتطايرات (مثل جليد الماء).
  • تسيطر المواد الصخرية/السيليكاتية على هذه المناطق الداخلية، مكونة الكواكب الأرضية المشابهة لعطارد، الزهرة، الأرض، والمريخ في نظامنا الشمسي.

تكشف الدراسات المقارنة للكواكب الخارجية عن تنوع واسع من السوبر-أرض وكواكب صخرية أخرى قريبة من نجومها، مما يشير إلى أن تكوين العوالم الأرضية ظاهرة أساسية ومنتشرة. فهم كيفية تطور تكوين الكواكب الصخرية يسلط الضوء على نشأة البيئات الصالحة للسكن، التراكيب الكيميائية، والإمكانيات للحياة.

2. تمهيد المشهد: ظروف القرص الداخلية

2.1 التدرجات الحرارية و"خط الثلج"

في قرص كوكبي أولي، يُنشئ إشعاع النجم تدرجًا حراريًا. يُشير خط الثلج (أو خط الصقيع) إلى المكان الذي يمكن فيه لبخار الماء أن يتكثف إلى جليد. عادةً، يقع هذا الخط على بعد عدة وحدات فلكية من نجم يشبه الشمس، رغم أنه قد يختلف مع عمر القرص، واللمعان، والتأثيرات الخارجية:

  • داخل خط الثلج: الماء، الأمونيا، وCO2 تبقى في الحالة الغازية، لذا فإن حبيبات الغبار تتكون في الغالب من السيليكات، الحديد، ومعادن أخرى مقاومة للحرارة.
  • خارج خط الثلج: الجليد وفير، مما يتيح المزيد من الكتلة في المواد الصلبة ويسهل النمو السريع للنواة للعمالقة الغازية والجليدية.

لذا، فإن المنطقة الأرضية الداخلية جافة أساسًا من حيث جليد الماء عند التكوين، رغم أن بعض الماء يمكن أن يُنقل لاحقًا بواسطة الكواكب الأولية المتناثرة من وراء خط الثلج [1]، [2].

2.2 كثافة كتلة القرص والفترات الزمنية

عادةً ما يحتوي قرص الاعتصار للنجم على ما يكفي من المواد الصلبة لبناء عدة كواكب صخرية في المنطقة الداخلية، لكن عددها أو حجمها يعتمد على:

  • كثافة السطح للمواد الصلبة: الكثافة الأعلى تعزز تصادمات الكواكب الأولية ونمو الأجنة بشكل أسرع.
  • عمر القرص: عادة من 3 إلى 10 ملايين سنة قبل تلاشي الغاز، لكن تكوين الكواكب الصخرية (بعد مرحلة الغاز) يمكن أن يستمر لعشرات الملايين من السنين مع تصادم الكواكب الأولية في بيئة فقيرة بالغاز.

العمليات الفيزيائية—التطور اللزج، الحقول المغناطيسية، إشعاع النجم—تحرك بنية القرص وتطوره، وتشكل البيئة التي تتجمع فيها الأجسام الصخرية.

3. تكتل الغبار وتكوين الكواكب الأولية

3.1 نمو الحبيبات الصخرية في القرص الداخلي

في المنطقة الداخلية الأكثر حرارة، تصطدم حبيبات الغبار الصغيرة (السيليكات، أكاسيد المعادن، إلخ) وتلتصق، مكونة تجمعات أو "حصى". ومع ذلك، يشكل "حاجز حجم المتر" تحديًا:

  • الانجراف الشعاعي: الأجسام بحجم متر تدور إلى الداخل بسرعة بسبب السحب، مما يعرضها لخطر الفقدان داخل النجم.
  • تحطيم التصادم: التصادمات الأكبر بسرعات عالية يمكن أن تكسر التجمعات.

طرق محتملة لتجاوز هذه الحواجز في النمو تشمل:

  1. عدم الاستقرار التدفق: تركيز الغبار المفرط في مناطق محلية يحفز الانهيار الجاذبي إلى كواكب أولية بحجم كيلومتر.
  2. نتوءات الضغط: الأقراص التي تحتوي على هياكل فرعية (فجوات، حلقات) يمكنها حجز حبيبات الغبار، مما يقلل الانجراف الشعاعي ويسمح بنمو أكثر قوة.
  3. الاكتمال بالحصى: إذا تشكل جنين ما، يمكنه أن يجمع الحصى المحيط به بحجم مم-سم بسرعة [3]، [4].

3.2 ظهور الكواكب الأولية

بمجرد تكوّن الكواكب الأولية بحجم كيلومتر، يُسرّع التركيز الجاذبي النمو الإضافي. في القرص الداخلي، تكون الكواكب الأولية عادة صخرية، تحتوي على الحديد والسيليكات وربما مركبات كربونية بسيطة. على مدى عشرات إلى مئات الآلاف من السنين، تندمج هذه الكواكب الأولية لتصبح كواكب أولية بعشرات أو مئات الكيلومترات عبرها.

4. تطور الكواكب الأولية ونمو الكواكب الأرضية

4.1 النمو الأوليغارشي

في السيناريو المعروف باسم النمو الأوليغاركي:

  1. يصبح عدد قليل من الكواكب الأولية الكبيرة في منطقة ما "الأوليغاركيين" المسيطرين جاذبيًا.
  2. يتم تشتيت أو تراكم الكواكب الصغيرة.
  3. في النهاية، ينتقل المنطقة إلى نظام من عدد قليل من الكواكب الأولية المتنافسة مع أجسام متبقية أصغر.

يمكن أن تستمر هذه المرحلة عدة ملايين من السنين، وتنتهي بتكوين عدة أجنة كوكبية بحجم المريخ أو بحجم القمر.

4.2 التصادمات العملاقة والتجميع النهائي

بعد تلاشي قرص الغاز (مزيلًا السحب والتخميد)، تستمر هذه الكواكب الأولية في التصادم في بيئة فوضوية:

  • التصادمات العملاقة: قد تتضمن المرحلة الأخيرة تصادمات كبيرة بما يكفي لتبخير أو إذابة الأوشحة جزئيًا، كما يتضح من التصادم المفترض لتكوين القمر على الأرض الأولية.
  • فترات زمنية طويلة: قد استغرق تكوين الكواكب الأرضية في نظامنا الشمسي حوالي 50-100 مليون سنة لاستكمال مدار الأرض بعد التصادمات بحجم المريخ [5].

خلال هذه التصادمات، يمكن أن يحدث تمايز إضافي للحديد والسيليكات، مما يؤدي إلى تكوين نواة الكوكب، بالإضافة إلى قذف الحطام الذي يمكن أن يشكل أقمارًا صناعية (مثل قمر الأرض) أو أنظمة حلقات.

5. التركيب وتوصيل المتطايرات

5.1 البُنى الداخلية المهيمنة بالصخور

نظرًا لأن المتطايرات تتبخر في القرص الداخلي الأكثر حرارة، فإن الكواكب التي تتكون هناك تجمع في الغالب المواد المقاومة للحرارة—السيليكات، معادن الحديد-النيكل، إلخ. هذا يفسر الكثافة العالية والطبيعة الصخرية لكل من عطارد والزهرة والأرض والمريخ (على الرغم من أن لكل منها تركيبة ومحتوى حديدي مميز بناءً على ظروف القرص المحلية وتاريخ التصادمات العملاقة).

5.2 الماء والمواد العضوية

على الرغم من تكوينها داخل خط الثلج، يمكن للكواكب الأرضية أن تكتسب الماء إذا:

  1. التوصيل في المرحلة المتأخرة: قد تحمل الكواكب الصغيرة من القرص الخارجي أو التي تم تشتيتها من حزام الكويكبات الماء أو المركبات الكربونية.
  2. الأجسام الجليدية الصغيرة: يمكن للمذنبات أو الكويكبات من النوع C أن تزود كميات كافية من المتطايرات إذا تم تشتيتها نحو الداخل.

تشير الأدلة الجيوكيميائية إلى أن مياه الأرض قد وصلت من أجسام شبيهة بالكوندريت الكربوني، مما يجسر جفاف القرص الداخلي مع المياه التي نراها على سطح الأرض اليوم [6].

5.3 التأثير على صلاحية السكن

المتطايرات ضرورية لتشكيل المحيطات والغلاف الجوي والأسطح الصالحة للحياة. التفاعل بين التصادمات النهائية، والانبعاث من الوشاح المنصهر، والارتداد من الكواكب الجليدية الصغيرة يحدد في النهاية إمكانات كل كوكب أرضي لـ ظروف صالحة للسكن.

6. الأدلة الرصدية والرؤى الكوكبية الخارجية

6.1 ملاحظات الكواكب الخارجية: السوبر-أرضيات وعوالم الحمم

تكشف مسوحات الكواكب الخارجية (مثل Kepler، TESS) عن أعداد كبيرة من السوبر-أرضيات أو النيبتونات الصغيرة التي تدور بالقرب من نجومها. قد يكون بعضها صخريًا بحتًا لكنه أكبر من الأرض، وبعضها مغطى جزئيًا بغلاف جوي كثيف. أخرى—"عوالم الحمم"—قريبة جدًا من النجم لدرجة أن أسطحها قد تكون منصهرة. هذه النتائج تؤكد كيف:

  • تغيرات القرص: اختلافات طفيفة في كتلة القرص أو تركيبه يمكن أن تنتج نتائج من نظائر الأرض إلى سوبر-أرضيات شديدة الحرارة.
  • الهجرة المدارية: بعض سوبر-الأرضيات الصخرية ربما تشكلت في أماكن أبعد ثم هاجرت نحو الداخل.

6.2 أقراص الحطام كدليل على بناء الكواكب الأرضية

حول النجوم الأكبر سنًا، أقراص الحطام المكونة من "بقايا تصادمية" غبارية يمكن أن تشير إلى تصادمات طفيفة مستمرة بين الكواكب الأولية المتبقية أو الكواكب الأولية الصخرية الفاشلة. اكتشافات سبيتزر وهيرشل لأحزمة الغبار الدافئة حول النجوم الناضجة قد تعادل غبار الأبراج في نظامنا الشمسي، مما يشير إلى وجود أجسام أرضية أو صخرية متبقية تخضع لطحن تصادمي بطيء.

6.3 التشابهات الجيوكيميائية

القياسات الطيفية لجو الأقزام البيضاء التي امتصت حطامًا كوكبيًا تكشف عن تراكيب عنصرية تتوافق مع المادة الصخرية (الكوندريتية)، مما يدعم فكرة أن الكواكب الصخرية تتشكل بشكل متكرر في المناطق الداخلية للأنظمة الكوكبية.

7. الأطر الزمنية والتكوينات النهائية

7.1 جداول زمنية للتراكم

  • تكوين الكواكب الأولية: ربما في نطاق 0.1–1 مليون سنة عبر عدم الاستقرار التدفق أو النمو التصادمي البطيء.
  • تجميع الكواكب الأولية: على مدى 1–10 ملايين سنة، تهيمن الأجسام الأكبر، مما يزيل أو يمتص الكواكب الأولية الأصغر.
  • مرحلة الاصطدام العملاق: عشرات الملايين من السنين، تنتهي بعدد قليل من الكواكب الأرضية النهائية. الاصطدام الكبير النهائي للأرض (تكوين القمر) قد يكون بعد ~30–50 مليون سنة من تكوين الشمس [7].

7.2 التغيرات والهيكل النهائي

التغيرات في كثافة سطح القرص، وجود كواكب عملاقة مهاجرة، أو التفاعلات المبكرة بين النجم والقرص يمكن أن تعيد تشكيل المدارات والتراكيب بشكل جذري. قد ينتهي بعض الأنظمة بكوكب أرضي كبير واحد أو صفر (كما حول العديد من الأقزام M؟)، أو قد يكون لديهم عدة سوبر-أرضيات قريبة. كل نظام يظهر "بصمة" فريدة من بيئة ولادته.

8. الخطوات الرئيسية لكوكب أرضي

  1. نمو الغبار: حبيبات السيليكات والمعادن تتجمع لتشكل حصى بحجم ملم–سم، بمساعدة التماسك الجزئي.
  2. ظهور الكواكب الأولية: عدم الاستقرار التدفق أو آليات أخرى تُنتج بسرعة أجسام بحجم الكيلومتر.
  3. تراكم الكواكب الأولية: الاصطدامات الجاذبية بين الكواكب الأولية تُنتج أجنة بحجم المريخ إلى القمر.
  4. مرحلة التصادم العملاق: تصطدم بعض الكواكب الأولية الكبيرة، مكونة الكواكب الأرضية النهائية على مدى عشرات الملايين من السنين.
  5. توصيل المتطايرات: يمكن لتدفق الماء والمواد العضوية من الكواكب الأولية أو المذنبات في القرص الخارجي أن يمنح الكوكب محيطات وصلاحية محتملة للسكن.
  6. التطهير المداري: تحدد التصادمات النهائية، والرنينات، أو أحداث التشتت المدارات المستقرة، مما يؤدي إلى ترتيب العوالم الأرضية التي نراها في العديد من الأنظمة.

9. الأبحاث والمهمات المستقبلية

9.1 تصوير الأقراص بواسطة ALMA وJWST

تكشف الخرائط عالية الدقة لهياكل الأقراص عن حلقات، وفجوات، وربما كواكب أولية مدمجة. يمكن أن يوضح تحديد مصائد الغبار أو الأمواج الحلزونية بالقرب من القرص الداخلي كيفية تكوين الكواكب الأولية الصخرية. تساعد قدرات JWST في الأشعة تحت الحمراء على قياس قوة ميزات السيليكات والفتحات أو الجدران الداخلية للأقراص، مما يشير إلى تكوين الكواكب الجنينية.

9.2 توصيف الكواكب الخارجية

ستكتشف مسوحات العبور/السرعة الشعاعية للكواكب الخارجية الجارية والمهمات القادمة مثل PLATO وRoman Space Telescope المزيد من الكواكب الخارجية الصغيرة، وربما الأرضية، مع قياس المدارات والكثافات وربما علامات الغلاف الجوي. تساعد هذه البيانات في تأكيد أو تحسين نماذج كيفية وصول العوالم الأرضية إلى قرب أو داخل المنطقة الصالحة للسكن حول النجم.

9.3 إعادة عينات من بقايا القرص الداخلي

توفر المهمات التي تجمع عينات من الأجسام الصغيرة التي تشكلت في النظام الشمسي الداخلي - مثل مهمة ناسا Psyche (الكويكب الغني بالمعادن)، أو عمليات إعادة عينات الكويكبات الأخرى - سجلات كيميائية مباشرة لبنات بناء الكواكب الأولية. إن دمج هذه البيانات مع دراسات النيازك يكمل لغز كيفية تماسك الكواكب الصخرية من مواد الأقراص.

10. الخاتمة

ينشأ تكوين العوالم الأرضية بشكل طبيعي في المناطق الداخلية الحارة من الأقراص الكوكبية الأولية. بمجرد أن تتجمع جزيئات الغبار والحبيبات الصخرية الصغيرة لتشكل كواكب أولية، تغذي التفاعلات الجاذبية الإنشاء السريع لـ الكواكب الأولية. على مدى عشرات الملايين من السنين، تؤدي التصادمات المتكررة - بعضها لطيف، وبعضها تصادمات عملاقة - إلى تقليص النظام إلى عدد قليل من المدارات المستقرة، يمثل كل منها كوكبًا صخريًا. يمكن أن تؤدي عمليات توصيل الماء وتطور الغلاف الجوي اللاحقة إلى جعل هذه العوالم صالحة للسكن، كما يوضح التاريخ الجيولوجي والبيولوجي للأرض.

تؤكد الملاحظات - سواء داخل نظامنا الشمسي (الكويكبات، النيازك، جيولوجيا الكواكب) أو في مسوحات الكواكب الخارجية - مدى شيوع تكوين الكواكب الصخرية بين النجوم. من خلال الاستمرار في تحسين تصوير الأقراص، ونماذج تطور الغبار، ونظرية التفاعل بين الكواكب والأقراص، يعمق الفلكيون فهمنا لـ"الوصفة" الكونية التي تحول سحب الغبار المدعومة بالنجوم إلى كواكب شبيهة بالأرض أو كواكب صخرية أخرى عبر المجرة. ومن خلال هذه الخطوط البحثية، نكشف ليس فقط قصة أصل كوكبنا، بل أيضًا كيف قد تتشكل اللبنات الأساسية للحياة المحتملة حول عدد لا يحصى من النجوم الأخرى في الكون.

المراجع والقراءة الإضافية

  1. Hayashi, C. (1981). “Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
  2. Weidenschilling, S. J. (1977). “Aerodynamics of solid bodies in the solar nebula.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
  3. Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Forming Planets via Pebble Accretion.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
  4. Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Building Terrestrial Planets.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
  5. Chambers, J. E. (2014). “Planetary accretion in the inner Solar System.” Icarus, 233, 83–100.
  6. Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “The empty primordial asteroid belt and the role of Jupiter's growth.” Icarus, 297, 134–148.
  7. Kleine, T., et al. (2009). “Hf–W chronology of meteorites and the timing of terrestrial planet formation.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة