تكوين الكواكب الفلكية وأقمارها

ما هي المراحل اللاحقة من تراكم الكواكب؟

يؤدي النمو المستمر عن طريق التراكم إلى أجسام أكبر، ستكون الطاقة المنبعثة أثناء التأثيرات التراكمية كافية للتسبب في التبخر والذوبان على نطاق واسع، وتحويل المادة البدائية الأصلية التي تم إنتاجها عن طريق التكثيف المباشر في السديم، تشير الدراسات النظرية لهذه المرحلة من عملية تكوين الكواكب إلى أن عدة أجسام بحجم القمر أو المريخ لابد أن تكون قد تشكلت بالإضافة إلى الكواكب الموجودة اليوم.

اصطدام هذه الكواكب الصغيرة العملاقة (التي تسمى أحياناً أجنة الكواكب) مع الكواكب، كان من الممكن أن يكون لها تأثيرات دراماتيكية، ويمكن أن تنتج بعض الحالات الشاذة التي نراها اليوم في النظام الشمسي، على سبيل المثال إن الكثافة العالية لعطارد والدوران البطيء للغاية والرجعي فينوس، كان من الممكن أن يكون تصادم الأرض مع جنين كوكبي بحجم كوكب المريخ قد شكّل القمر، قد تكون التأثيرات الأصغر إلى حد ما على المريخ في المراحل الأخيرة من التراكم مسؤولة عن النحافة الحالية للغلاف الجوي للمريخ.

وقد أظهرت دراسات النظائر المتكونة من تحلل العناصر الأم المشعة ذات نصف العمر القصير في كل من العينات القمرية والنيازك، أن تكون الكواكب الداخلية بما في ذلك الأرض والقمر قد اكتمل أساساً في غضون 50 مليون سنة بعد البين نجمي انهارت منطقة السحابة، استمر قصف أسطح الكواكب والأقمار الصناعية بالحطام المتبقي من المرحلة التراكمية الرئيسية بشكل مكثف لمدة 600 مليون سنة أخرى لكن هذه التأثيرات ساهمت فقط في نسبة قليلة من كتلة أي جسم معين.

كيف يتم تكوين الكواكب الخارجية وأقمارها؟

إن المخطط العام لتشكيل الكواكب (بناء كتل أكبر من خلال تراكم الكتل الأصغر) حدث أيضاً في النظام الشمسي الخارجي، ومع ذلك فإن تراكم الكواكب الصغيرة الجليدية أنتج أجساماً كتلتها 10 أضعاف كتلة الأرض، وهي كافية للتسبب في انهيار الجاذبية للغاز والغبار المحيطين في السديم الشمسي، وقد سمح هذا التراكم والانهيار لهذه الكواكب بالنمو بشكل كبير لدرجة أن تركيبها اقترب من تكوين الشمس نفسها مع وجود الهيدروجين والهيليوم كعناصر سائدة، بدأ كل كوكب بما يعرف بالسديم الفرعي الخاص به مكوناً قرصاً حول تكاثف مركزي.

من المثير للاهتمام أن توزيع الكثافة للأقمار الصناعية الجليل لكوكب المشتري، (أي توزيع أكبر أربعة أقمار منتظمة له) يعكس كثافة الكواكب في المجموعة الشمسية ككل، أقمار غاليليو الأقرب إلى الكوكب أيو وأوروبا هي أجسام صخرية، في حين أن جانيميد وكاليستو الأبعد نصف جليدي، تشير نماذج تكوين كوكب المشتري إلى أن هذا الكوكب العملاق كان حاراً بدرجة كافية خلال تاريخه المبكر بحيث لا يمكن للجليد أن يتكثف في السديم المحيط بالكوكب في الموضع الحالي (لـ Io).

الأجسام الصغيرة المتكونة في الفلك الخارجي:

في مرحلة ما بعد أن شكلت معظم المادة في السديم الشمسي أجساماً منفصلة يبدو أن الزيادة المفاجئة في شدة الرياح الشمسية أدت إلى إزالة الغاز والغبار المتبقي من النظام، وجد علماء الفلك دليلاً على مثل هذه التدفقات القوية حول النجوم الفتية، بقي الحطام الأكبر من السديم وبعضه يُرى اليوم على شكل كويكبات ومذنبات، يبدو أن النمو السريع للمشتري منع تكوين كوكب في الفجوة بين كوكب المشتري والمريخ، داخل هذه المنطقة تبقى آلاف الأجسام التي تشكل حزام الكويكبات الذي تقل كتلته الإجمالية عن ثلث كتلة القمر، إن النيازك التي يتم استردادها على الأرض، والتي تأتي الغالبية العظمى منها من هذه الكويكبات توفر أدلة مهمة للظروف والعمليات في السديم الشمسي المبكر.

تمثل نوى المذنب الجليدي الكواكب الصغيرة التي تشكلت في النظام الشمسي الخارجي، معظمها صغير للغاية لكن جسم (Centaur) المسمى (Chiron) (المصنف في الأصل على أنه كويكب بعيد ولكن معروف الآن بإظهار خصائص مذنب) يبلغ قطره حوالي 200 كيلومتر (125 ميل)، وقد رُصدت أجسام أخرى بهذا الحجم وأكبر من ذلك بكثير (مثل بلوتو وإيريس) في حزام كويبر، يبدو أن معظم الأجسام التي تحتل حزام كويبر قد تشكلت في مكانها، لكن الحسابات تظهر أن المليارات من الكواكب الصغيرة الجليدية طردتها الجاذبية من الكواكب العملاقة من جوارها مع تشكل الكواكب، وأصبحت هذه الأشياء سكان سحابة أورت.

دراسات الأنظمة الشمسية الأخرى:

لطالما تساءل علماء الفلك عما إذا كانت عملية تكوين الكواكب قد رافقت ولادة نجوم غير الشمس، سيساعد اكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية (الكواكب التي تدور حول نجوم أخرى) في توضيح أفكارهم حول تكوين النظام الشمسي للأرض عن طريق إزالة العائق المتمثل في القدرة على دراسة مثال واحد فقط، لم يكن من المتوقع أن يكون من السهل رؤية الكواكب خارج المجموعة الشمسية مباشرة باستخدام التلسكوبات الأرضية؛ لأن مثل هذه الأجسام الصغيرة والخافتة عادة ما تكون محجوبة في وهج النجوم التي تدور حولها.

بدلاً من ذلك بُذلت جهود لمراقبتها بشكل غير مباشر من خلال ملاحظة تأثيرات الجاذبية التي تمارسها على نجومها الأم، على سبيل المثال التذبذب الطفيف الناتج عن حركة النجم الأم عبر الفضاء أو بالتناوب تغييرات دورية صغيرة في بعض خصائص إشعاع النجم، ناتج عن سحب الكوكب للنجم أولاً باتجاه الأرض ثم بعيداً عنه، يمكن أيضاً اكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية بشكل غير مباشر عن طريق قياس التغير في السطوع الظاهري للنجم أثناء مرور الكوكب أمام (أو عبر) النجم.

بعد عقود من البحث عن كواكب خارج المجموعة الشمسية أكد علماء الفلك في أوائل التسعينيات وجود ثلاثة أجسام تدور حول نجم نابض (أي نجم نيوتروني سريع الدوران) يُسمى (PSR B1257 + 12)، حدث أول اكتشاف لكوكب يدور حول نجم أقل غرابة وأكثر شبهاً بالشمس في عام 1995 عندما تم الإعلان عن وجود كوكب ضخم يتحرك حول النجم (51 Pegasi)، بحلول نهاية عام 1996 كان علماء الفلك قد حددوا بشكل غير مباشر عدة كواكب أخرى في مدار حول نجوم أخرى، ولكن في عام 2005 فقط حصل علماء الفلك على أول صور مباشرة لما بدا أنه كوكب خارج المجموعة الشمسية، المئات من أنظمة الكواكب معروفة.

ومن بين هذه الاكتشافات العديدة أنظمة تتألف من كواكب عملاقة بحجم عدة كواكب تدور حول نجومها على مسافات أقرب من كوكب عطارد إلى الشمس، تختلف تماماً عن النظام الشمسي للأرض، ويبدو أنها تنتهك مبدأ أساسياً لعملية التكوين الكوكبي أي أن الكواكب العملاقة يجب أن تتشكل بعيداً بما يكفي عن التكثيف المركزي الساخن للسماح للجليد بالتكثف، وكان أحد الحلول لهذه المعضلة هو افتراض أن الكواكب العملاقة يمكن أن تتشكل بسرعة كافية لتترك الكثير من المادة في السديم الشمسي على شكل قرص بينها وبين نجومها.