التدفئة الداخلية

📅 آخر تحديث: ٢٨ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٨ يوليو ٢٠٢٦
الموسوعة الحرة

الحرارة الداخلية هي مصدر الحرارة المنبعثة من باطن الأجرام السماوية ، مثل النجوم والأقزام البنية والكواكب والأقمار والكواكب القزمة ، وحتى الكويكبات ( مثل فيستا ) في المراحل المبكرة من تاريخ النظام الشمسي . وتنتج هذه الحرارة عن انكماش ناتج عن الجاذبية ( آلية كلفن-هيلمهولتز )، والاندماج النووي ، والتسخين المدّي ، وتصلب اللب ( حرارة الاندماج المنبعثة عند تصلب مادة اللب المنصهرة)، والتحلل الإشعاعي . وتعتمد كمية التسخين الداخلي على الكتلة ؛ فكلما زادت كتلة الجسم، زادت حرارته الداخلية؛ كما أنه، عند كثافة معينة، كلما زادت كتلة الجسم، زادت نسبة الكتلة إلى مساحة السطح، وبالتالي زادت قدرة الجسم على الاحتفاظ بالحرارة الداخلية. ويحافظ التسخين الداخلي على دفء الأجرام السماوية ونشاطها.

الكواكب

الكواكب الأرضية

في المراحل الأولى لتاريخ النظام الشمسي، كانت النظائر المشعة ذات عمر النصف الذي يبلغ بضعة ملايين من السنين (مثل الألومنيوم-26 والحديد -60 ) وفيرة بما يكفي لتوليد حرارة كافية لإحداث انصهار داخلي لبعض الأقمار، وحتى بعض الكويكبات، مثل فيستا المذكورة سابقًا. بعد أن تحللت هذه النظائر المشعة إلى مستويات ضئيلة، لم تعد الحرارة المتولدة من النظائر المشعة ذات العمر الأطول (مثل البوتاسيوم-40 ، والثوريوم-232 ، واليورانيوم-235، واليورانيوم-238 ) كافية لإبقاء هذه الأجرام منصهرة ما لم يكن لديها مصدر بديل للتدفئة الداخلية، مثل التسخين المدّي. وهكذا، فإن قمر الأرض ، الذي لا يملك مصدرًا بديلًا للتدفئة الداخلية، يُعتبر الآن ميتًا جيولوجيًا، بينما قمر صغير مثل إنسيلادوس، الذي يتمتع بتسخين مدّي كافٍ (أو كان يتمتع به مؤخرًا على الأقل) وبعض التسخين الإشعاعي المتبقي، قادر على الحفاظ على نشاط بركاني جليدي يمكن رصده مباشرة .

يُغذي التسخين الداخلي للكواكب الأرضية النشاط التكتوني والبركاني . ومن بين الكواكب الأرضية في المجموعة الشمسية، تتمتع الأرض بأكبر قدر من التسخين الداخلي نظرًا لكبر حجمها. أما عطارد والمريخ ، فلا تظهر عليهما أي آثار مرئية للتسخين الداخلي على سطحهما، إذ لا تتجاوز كتلتهما 5% و11% من كتلة الأرض على التوالي؛ فهما شبه خاملين جيولوجيًا (مع ذلك، انظر المجال المغناطيسي لعطارد والتاريخ الجيولوجي للمريخ ). أما الأرض، نظرًا لكتلتها الأكبر، فلديها نسبة كتلة إلى مساحة سطح كافية لتسخينها الداخلي، مما يُحفز حركة الصفائح التكتونية والنشاط البركاني .

الكواكب العملاقة

تتمتع الكواكب العملاقة بتسخين داخلي أكبر بكثير من الكواكب الأرضية، وذلك بسبب كتلتها الأكبر وقابليتها العالية للانضغاط، مما يوفر طاقة أكبر من خلال الانكماش بفعل الجاذبية. ويُعدّ كوكب المشتري ، وهو أضخم كواكب المجموعة الشمسية، الأكثر تسخيناً داخلياً، حيث تُقدّر درجة حرارة نواته بـ 36,000 كلفن. بالنسبة للكواكب الخارجية في المجموعة الشمسية، يُغذّي التسخين الداخلي الطقس والرياح بدلاً من ضوء الشمس الذي يُغذّي الطقس في الكواكب الأرضية. ويرفع التسخين الداخلي داخل الكواكب العملاقة درجات الحرارة إلى ما هو أعلى من درجات الحرارة الفعلية ، كما هو الحال في كوكب المشتري، حيث يزيد هذا التسخين بمقدار 40 كلفن عن درجة الحرارة الفعلية المُعطاة. ويُعتقد أن مزيجاً من التسخين الخارجي والداخلي (والذي قد يكون مزيجاً من التسخين المدّي والتسخين الكهرومغناطيسي) يُحوّل الكواكب العملاقة التي تدور بالقرب من نجومها ( كواكب المشتري الحارة ) إلى " كواكب منتفخة " (إذ لا يُعتقد أن التسخين الخارجي وحده كافٍ).

الأقزام البنية

تتميز الأقزام البنية بتسخين داخلي أكبر من العمالقة الغازية، ولكنه ليس بمستوى النجوم. هذا التسخين الداخلي (الناتج في البداية عن الانكماش الجذبي) كافٍ لإشعال واستمرار اندماج الديوتيريوم مع الهيدروجين لتكوين الهيليوم ؛ وبالنسبة لأكبر الأقزام البنية، فهو كافٍ أيضًا لإشعال واستمرار اندماج الليثيوم مع الهيدروجين، ولكنه غير كافٍ لاندماج الهيدروجين مع نفسه. ومثل العمالقة الغازية، يمكن أن تتشكل الظواهر الجوية والرياح في الأقزام البنية بفعل التسخين الداخلي. الأقزام البنية أجسام دون نجمية، كتلتها غير كافية لاستدامة تفاعلات اندماج الهيدروجين-1 في نواتها، على عكس نجوم التسلسل الرئيسي. تقع كتلة الأقزام البنية بين كتلة أثقل العمالقة الغازية وأخف النجوم، بحد أقصى يتراوح بين 75 و80 ضعف كتلة المشتري (MJ). يُعتقد أن الأقزام البنية التي تزيد كتلتها عن 13 ضعف كتلة المشتري (MJ) تدمج الديوتيريوم، وتلك التي تزيد كتلتها عن 65 ضعف كتلة المشتري (MJ) تدمج الليثيوم أيضًا.

النجوم

تصل الحرارة الداخلية للنجوم إلى مستويات هائلة، لدرجة أنها (بعد مرحلة أولية من الانكماش بفعل الجاذبية) تُشعل وتُحافظ على التفاعل النووي الحراري للهيدروجين (مع نفسه) لتكوين الهيليوم ، كما يمكنها إنتاج عناصر أثقل (انظر: التخليق النووي النجمي ). على سبيل المثال، تبلغ درجة حرارة لب الشمس 13,600,000 كلفن. وكلما زادت كتلة النجوم وعمرها، زادت حرارتها الداخلية. خلال نهاية دورة حياتها، تزداد الحرارة الداخلية للنجم بشكل كبير، نتيجة لتغير تركيب لبه مع استهلاك الوقود اللازم للاندماج النووي، والانكماش الناتج (المصحوب باستهلاك أسرع للوقود المتبقي). اعتمادًا على كتلة النجم، قد يصبح لبه ساخنًا بما يكفي لدمج الهيليوم (مكونًا الكربون والأكسجين وآثارًا من عناصر أثقل)، وبالنسبة للنجوم ذات الكتلة الكافية، قد ينتج عنه كميات كبيرة من العناصر الأثقل. لم يعد الاندماج النووي لإنتاج عناصر أثقل من الحديد والنيكل يُنتج طاقة، ولأنّ النوى النجمية الضخمة بما يكفي لبلوغ درجات الحرارة اللازمة لإنتاج هذه العناصر ضخمة جدًا بحيث لا تستطيع تكوين نجوم قزمة بيضاء مستقرة، ينتج عن ذلك انفجار مستعر أعظم ناتج عن انهيار النواة، مُنتجًا نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود ، وذلك بحسب الكتلة. تُحتبس الحرارة المتولدة عن الانهيار داخل النجم النيوتروني ولا تتسرب إلا ببطء شديد نظرًا لصغر مساحة سطحه؛ أما الثقب الأسود فلا يمكن توصيل الحرارة منه إطلاقًا (مع ذلك، انظر إشعاع هوكينغ ).

فهرس

  • بينيت، جيفري؛ شوستاك، سيث؛ شنايدر، نيكولاس؛ ماكجريجور، ميريديث (2017). الحياة في الكون . مطبعة جامعة برينستون.