تراكم الحصى

تراكم الحصى هو تراكم الجسيمات ، التي تتراوح من سنتيمترات إلى أمتار في القطر، في الكواكب الصغيرة في قرص كوكبي أولي يتم تعزيزه عن طريق السحب الديناميكي الهوائي من الغاز الموجود في القرص. يقلل هذا السحب من السرعة النسبية للحصى أثناء مرورها بأجسام أكبر، مما يمنع بعضها من الهروب من جاذبية الجسم. ثم تتراكم هذه الحصى بواسطة الجسم بعد الدوران أو الاستقرار نحو سطحه. تزيد هذه العملية من المقطع العرضي الذي يمكن للأجسام الكبيرة أن تتراكم عليه المواد، مما يسرع نموها. يسمح النمو السريع للكواكب الصغيرة من خلال تراكم الحصى بتكوين نوى كوكبية عملاقة في النظام الشمسي الخارجي قبل تشتت قرص الغاز. يؤدي الانخفاض في حجم الحصى بسبب فقدانها للجليد المائي بعد عبور خط الجليد وانخفاض كثافة الغاز مع المسافة من الشمس إلى إبطاء معدلات تراكم الحصى في النظام الشمسي الداخلي مما يؤدي إلى ظهور كواكب أرضية أصغر وكتلة صغيرة من المريخ وحزام كويكبات منخفض الكتلة.

في القرص الكوكبي الأولي ، فإن احتمال تراكم الحصى التي تتراوح في الحجم من سنتيمتر إلى متر هو ≤10٪ على الكواكب التي تصل كتلتها إلى حوالي 20 كتلة أرضية. ^[1] يتكون القرص الكوكبي الأولي من مزيج من الغاز والمواد الصلبة بما في ذلك الغبار والحصى والكواكب الصغيرة والكواكب الأولية . ^[2] الغاز في القرص الكوكبي الأولي مدعوم بالضغط ونتيجة لذلك يدور بسرعة أبطأ من الأجسام الكبيرة. ^[3] يؤثر الغاز على حركات المواد الصلبة بطرق مختلفة اعتمادًا على حجمها، حيث يتحرك الغبار مع الغاز وتدور الكواكب الصغيرة الأكبر حجمًا دون أن تتأثر إلى حد كبير بالغاز. ^[4] الحصى هي حالة وسيطة، حيث يتسبب السحب الديناميكي الهوائي في استقرارها تجاه المستوى المركزي للقرص والمدار بسرعة دون سرعة كيبلر مما يؤدي إلى الانجراف الشعاعي نحو النجم المركزي . ^[5] تصادف الحصى غالبًا الكواكب الصغيرة نتيجة لسرعاتها المنخفضة وانجرافها إلى الداخل. وإذا لم تتأثر حركتها بالغاز، فإن جزءًا صغيرًا فقط، يتم تحديده من خلال التركيز الجاذبي والمقطع العرضي للكواكب الصغيرة، سوف يتراكم بواسطة الكواكب الصغيرة.

أما البقية فسوف تتبع مسارات زائدية ، فتتسارع نحو الكوكب الصغير عند اقترابها وتتباطأ عند ابتعادها. ومع ذلك، فإن السحب الذي تتعرض له الحصى يزداد مع زيادة سرعتها، مما يؤدي إلى تباطؤها بدرجة كافية بحيث تصبح مرتبطة جاذبيًا بالكوكب الصغير. ^[6] تستمر هذه الحصى في فقدان الطاقة أثناء دورانها حول الكوكب الصغير مما يتسبب في دورانها نحو الكوكب الصغير والالتصاق به. ^{[7] [8]}

تتجمع الحصى الصغيرة التي تنجرف أمام الكويكبات الصغيرة بسرعة نسبية للغاز. وتتجمع الحصى التي لها أوقات توقف مماثلة لوقت بوندي للكوكب الصغير من داخل نصف قطر بوندي الخاص به. وفي هذا السياق، يُعرَّف نصف قطر بوندي بأنه المسافة التي ينحرف بها جسم يقترب من كوكب صغير بسرعة نسبية للغاز بمقدار راديان واحد؛ ووقت التوقف هو المقياس الزمني الأسي لتباطؤ الجسم بسبب سحب الغاز، ووقت بوندي هو الوقت المطلوب لجسم لعبور نصف قطر بوندي. ونظرًا لأن نصف قطر بوندي ووقت بوندي يزدادان مع حجم الكوكب الصغير، ويزداد وقت التوقف مع حجم الحصاة، فإن الحجم الأمثل للحصاة يزداد مع حجم الكوكب الصغير.

الأجسام الأصغر، مع نسبة أوقات التوقف إلى أوقات بوندي أقل من 0.1، يتم سحبها من التدفق الماضي للكوكب الصغير وتتراكم من نصف قطر أصغر يتناقص مع الجذر التربيعي لهذه النسبة. كما تتراكم الحصى الأكبر حجمًا والضعيفة الاقتران بكفاءة أقل بسبب ثلاثة تأثيرات للجسم مع نصف القطر المتراكم من التناقص السريع بين نسب 10 و100. يتناسب نصف قطر بوندي مع كتلة الكوكب الصغير، وبالتالي فإن معدل النمو النسبي يتناسب مع مربع الكتلة مما يؤدي إلى نمو جامح. ^[10] يقلل الانحراف الديناميكي الهوائي للغاز حول الكوكب الصغير من كفاءة تراكم الحصى مما يؤدي إلى أقصى وقت للنمو عند 100 كم. ^[11]

تتراكم الحصى في الكواكب الصغيرة الأكبر، فوق كتلة انتقالية تبلغ تقريبًا كتلة سيريس في النظام الشمسي الداخلي وكتلة بلوتو في النظام الشمسي الخارجي، ^[12] بأرقام ستوكس بالقرب من واحد من نصف قطر هيل. "رقم ستوكس" في هذا السياق هو حاصل ضرب وقت التوقف والتردد الكبلري . وكما هو الحال مع الكواكب الصغيرة، فإن نصف القطر الذي تتراكم منه الحصى يتناقص مع أحجام الحصى الأصغر والأكبر. يقاس الحجم الأمثل للحصى للكواكب الكبيرة بالسنتيمتر بسبب مزيج من نصف قطر التراكم ومعدلات الانجراف الشعاعي للحصى. مع نمو الأجسام يتغير تراكمها من ثلاثي الأبعاد، مع التراكم من جزء من سمك قرص الحصى، إلى ثنائي الأبعاد مع التراكم من السمك الكامل لقرص الحصى. معدل النمو النسبي في التراكم ثنائي الأبعاد يتناسب مع الكتلة مما يؤدي إلى نمو أوليغاركي وتكوين أجسام ذات أحجام مماثلة. ^[10] يمكن أن يؤدي تراكم الحصى إلى مضاعفة كتلة نواة كتلة الأرض في أقل من 5500 عام، ^[12] مما يقلل من الجداول الزمنية لنمو نوى الكواكب العملاقة بمقدار 2 أو 3 أوامر من حيث الحجم بالنسبة لتراكم الكواكب الصغيرة. ^[10] يمكن أن يؤدي التأثير الجاذبي لهذه الأجسام الضخمة إلى إنشاء فجوة جزئية في قرص الغاز مما يغير من تدرج الضغط. ^[12] ثم تصبح سرعة الغاز فائقة كيبلرية خارج الفجوة مما يوقف الانجراف الداخلي للحصى وينهي تراكم الحصى. ^[4] تشير المحاكاة التفصيلية، المستندة إلى الحسابات الأولية، إلى أنه في الأقراص الكوكبية الأولية النموذجية ، يكون وقت تكوين الكواكب العملاقة عن طريق تراكم الحصى بضعة إلى عدة ملايين من السنين، وهو ما يضاهي الوقت الذي تم الحصول عليه من حسابات تراكم الكواكب الصغيرة. ^[1]${\displaystyle ^{2/3}}$

إذا كان تكوين الحصى بطيئًا، فإن تراكم الحصى يؤدي إلى تكوين عدد قليل من الكواكب العملاقة في النظام الشمسي الخارجي . تشكل الكواكب الغازية مشكلة طويلة الأمد في علم الكواكب . ^[13] تراكم نوى الكواكب العملاقة عن طريق تصادم واندماج الكواكب الصغيرة بطيء وقد يكون من الصعب إكماله قبل أن يتبدد قرص الغاز. ^{[2] ومع ذلك، يمكن إنجاز} التكوين عن طريق تصادمات الكواكب الصغيرة خلال العمر النموذجي لقرص الكواكب الأولية . ^{[14] [15]} يمكن أن تنمو الكواكب الصغيرة الأكبر حجمًا بشكل أسرع بكثير عن طريق تراكم الحصى، ^[10] ولكن إذا كان تكوين الحصى أو توصيلها سريعًا، تتشكل العديد من الكواكب ذات كتلة الأرض بدلاً من عدد قليل من نوى الكواكب العملاقة. ^[16] عندما تقترب أكبر الأجسام من كتلة الأرض، فإن نصف القطر الذي تتراكم منه الحصى يقتصر على نصف قطر هيل . ^[3] يؤدي هذا إلى إبطاء نموهم نسبيًا مقارنة بجيرانهم ويسمح للعديد من الأجسام بتجميع كتل مماثلة من الحصى.

ومع ذلك، إذا كان تكوين الحصى أو توصيلها بطيئًا، فإن أطر زمنية للنمو تصبح أطول من الوقت المطلوب للتحريك الجاذبي. ثم تثير أكبر الكواكب الصغيرة ميول واختلافات الكواكب الصغيرة. ^[17] تحافظ مداراتها المائلة على الكواكب الصغيرة خارج القرص الضيق للحصى خلال معظم مداراتها، مما يحد من نموها. ^[16] ثم يتم تمديد فترة النمو الجامح وتصبح أكبر الأجسام قادرة على تراكم جزء كبير من الحصى والنمو إلى نوى كواكب عملاقة. ^[18] مع نمو النوى، تصل بعضها إلى كتل كافية لإنشاء فجوات جزئية في قرص الغاز، مما يغير من تدرج الضغط ويمنع الانجراف الداخلي للحصى. ثم يتوقف تراكم الحصى ويبرد الغلاف الغازي المحيط بالنواة وينهار مما يسمح بالتراكم السريع للغاز وتكوين عملاق غازي. إن النوى التي لا تنمو بشكل كبير بما يكفي لتطهير الفجوات في قرص الحصى قادرة فقط على تجميع أغلفة غازية صغيرة وتصبح بدلاً من ذلك عمالقة جليدية . ^[4] يسمح النمو السريع عبر تراكم الحصى للنوى بالنمو بشكل كبير بما يكفي لتراكم أغلفة غازية ضخمة تشكل عمالقة غازية مع تجنب الهجرة بالقرب من النجم. في عمليات المحاكاة، يمكن أن تتشكل عمالقة الغاز الباردة مثل المشتري وزحل عبر تراكم الحصى إذا بدأت أجنتها الأولية في النمو بعد 20 وحدة فلكية. يقدم هذا التكوين البعيد تفسيرًا محتملاً لإثراء المشتري بالغازات النبيلة. [ ^{19] [20] ومع ذلك، تشير نماذج التكوين المخصصة إلى أنه} من الصعب التوفيق بين النمو عبر تراكم الحصى والكتلة النهائية وتكوين عمالقة الجليد في النظام الشمسي أورانوس ونبتون . ^{[21] [22]}

قد تكون الكواكب الأرضية أصغر بكثير من الكواكب العملاقة بسبب تصعيد الجليد المائي عندما تعبر الحصى خط الجليد . يؤدي الانجراف الشعاعي للحصى إلى عبورها خط الجليد حيث يتسامى الجليد المائي مطلقًا حبيبات السيليكات . ^[23] حبيبات السيليكات أقل لزوجة من الحبيبات الجليدية مما يؤدي إلى الارتداد أو التفتت أثناء الاصطدامات وتكوين حصى أصغر. ^[24] تنتشر هذه الحصى الأصغر في قرص أكثر سمكًا بسبب الاضطرابات في قرص الغاز. كما يتم تقليل تدفق كتلة المواد الصلبة التي تنجرف عبر المنطقة الأرضية بمقدار النصف بسبب فقدان الجليد المائي. يعمل هذان العاملان معًا على تقليل معدل تراكم الكتلة بواسطة الكواكب الصغيرة في النظام الشمسي الداخلي مقارنة بالنظام الشمسي الخارجي بشكل كبير. نتيجة لذلك، فإن الأجنة الكوكبية ذات الكتلة القمرية في النظام الشمسي الداخلي قادرة على النمو إلى كتلة المريخ فقط، بينما في النظام الشمسي الخارجي قادرة على النمو إلى أكثر من 10 أضعاف كتلة الأرض لتكوين نوى الكواكب العملاقة. ^{[24] [23]} بدلاً من ذلك، فإن البدء بالكواكب الصغيرة المتكونة من خلال عدم الاستقرار المتدفق يعطي نتائج مماثلة في النظام الشمسي الداخلي. في حزام الكويكبات، تنمو الكواكب الصغيرة الأكبر حجمًا إلى أجنة ذات كتلة المريخ. تحرك هذه الأجنة الكواكب الصغيرة الأصغر حجمًا، مما يزيد من ميلها، مما يتسبب في ترك قرص الحصى. يتوقف نمو هذه الكواكب الصغيرة عند هذه النقطة، مما يؤدي إلى تجميد توزيع حجمها بالقرب من حزام الكويكبات الحالي. يؤدي تباين كفاءة التراكم مع حجم الحصى أثناء هذه العملية إلى فرز حجم الكوندرولات الملحوظة في النيازك البدائية. ^[25]

في المنطقة الأرضية، يلعب تراكم الحصى دورًا أصغر. ^[24] هنا، يرجع النمو إلى مزيج من تراكم الحصى والكواكب الصغيرة حتى يتشكل تكوين أوليغاركي من الأجنة المنعزلة ذات الكتلة القمرية. يؤدي النمو المستمر بسبب تراكم الكوندريلات المنجرفة إلى الداخل إلى زيادة كتلة هذه الأجنة حتى يتم زعزعة استقرار مداراتها، مما يؤدي إلى اصطدامات عملاقة بين الأجنة وتكوين أجنة بحجم المريخ. ^{[24] [25]} إن قطع الانجراف الداخلي للحصى الجليدية من خلال تكوين كوكب المشتري قبل انتقال خط الجليد إلى المنطقة الأرضية من شأنه أن يحد من نسبة الماء في الكواكب المتكونة من هذه الأجنة. ^[26]

قد تكون الكتلة الصغيرة للمريخ وحزام الكويكبات منخفض الكتلة نتيجة لانخفاض كفاءة تراكم الحصى مع انخفاض كثافة الغاز في القرص الكوكبي الأولي. يُعتقد أن القرص الكوكبي الأولي الذي تشكل منه النظام الشمسي كان له كثافة سطحية انخفضت مع المسافة من الشمس وانفجرت، مع زيادة سمكها مع المسافة من الشمس. ^[27] ونتيجة لذلك، فإن كثافة الغاز والسحب الديناميكي الهوائي الذي تشعر به الحصى المضمنة في القرص قد انخفض بشكل كبير مع المسافة. إذا كانت الحصى كبيرة، فإن كفاءة تراكم الحصى ستنخفض مع المسافة من الشمس حيث تصبح السحب الديناميكي الهوائي ضعيفة جدًا بحيث لا يمكن التقاط الحصى أثناء اللقاءات مع أكبر الأجسام. الجسم الذي ينمو بسرعة عند مسافة مدار الأرض لن ينمو إلا ببطء في مدار المريخ وبقليل جدًا في حزام الكويكبات. ^[7] قد يؤدي تكوين قلب المشتري أيضًا إلى تقليل كتلة حزام الكويكبات من خلال إنشاء فجوة في قرص الحصى وإيقاف الانجراف الداخلي للحصى من وراء خط الجليد. وبالتالي، ستُحرم الأجسام الموجودة في حزام الكويكبات من الحصى في وقت مبكر بينما تستمر الأجسام الموجودة في المنطقة الأرضية في تجميع الحصى التي انجرفت من منطقة الكويكب. ^[27]