التراكم (الفيزياء الفلكية)

في الفيزياء الفلكية ، يُعرف التراكم بأنه تراكم الجسيمات في جسم ضخم عن طريق جذب المزيد من المادة، وعادةً ما تكون مادة غازية ، إلى قرص تراكمي بفعل الجاذبية . [ ^{1 ] [ 2 ] تتشكل} معظم الأجرام الفلكية ، مثل المجرات والنجوم والكواكب ، من خلال عمليات التراكم.

اقترح أوتو شميدت في عام 1944 نموذج التراكم الذي يفترض أن الأرض والكواكب الأرضية الأخرى تشكلت من مواد نيزكية ، تلاه نظرية الكواكب الأولية لويليام مكريا (1960)، وأخيرًا نظرية الاستحواذ لمايكل وولفسون . ^{[ 3 ]} في عام 1978، أعاد أندرو برنتيس إحياء أفكار لابلاس الأولية حول تكوين الكواكب وطوّر نظرية لابلاس الحديثة . ^{[ 3 ]} لم يثبت أي من هذه النماذج نجاحه الكامل، وكانت العديد من النظريات المقترحة وصفية.

طُوِّر نموذج التراكم الذي وضعه أوتو شميدت عام 1944 كميًا عام 1969 على يد فيكتور سافرونوف . ^{[ 4 ]} وقد حسب بالتفصيل المراحل المختلفة لتكوين الكواكب الأرضية. ^{[ 5 ] [ 6 ]} ومنذ ذلك الحين، جرى تطوير النموذج باستخدام محاكاة عددية مكثفة لدراسة تراكم الكواكب الصغيرة . ومن المسلّم به الآن أن النجوم تتشكل من خلال الانهيار الجذبي للغاز بين النجوم . وقبل الانهيار، يكون هذا الغاز في الغالب على شكل سحب جزيئية، مثل سديم الجبار . ومع انهيار السحابة، تفقد طاقة الوضع، وتسخن، مكتسبةً طاقة حركية، ويضمن قانون حفظ الزخم الزاوي أن تشكل السحابة قرصًا مسطحًا - قرص التراكم .

بعد بضع مئات الآلاف من السنين من الانفجار العظيم ، برد الكون إلى درجة سمحت بتكوّن الذرات. ومع استمرار الكون في التوسع والبرودة، فقدت الذرات ما يكفي من الطاقة الحركية، وتجمعت المادة المظلمة بشكل كافٍ لتشكيل المجرات الأولية . ومع استمرار التراكم، تشكلت المجرات . ^{[ 7 ]} الأدلة غير المباشرة منتشرة على نطاق واسع. ^{[ 7 ]} تنمو المجرات من خلال عمليات الاندماج وتراكم الغاز المنتظم. كما يحدث التراكم داخل المجرات، مما يؤدي إلى تكوين النجوم.

يُعتقد أن النجوم تتشكل داخل سحب عملاقة من الهيدروجين الجزيئي البارد ، وهي سحب جزيئية عملاقة تبلغ كتلتها حوالي 300,000 _كتلة شمسية وقطرها 65 سنة ضوئية (20 فرسخًا فلكيًا ) . ^{[ 8 ] [ 9 ]} على مدى ملايين السنين، تكون هذه السحب الجزيئية العملاقة عرضة للانهيار والتفتت. ^{[ 10 ]} ثم تُشكّل هذه الشظايا نوى صغيرة كثيفة، والتي بدورها تنهار لتُشكّل نجومًا. ^{[ 9 ]} تتراوح كتلة هذه النوى من جزء ضئيل من كتلة الشمس إلى عدة أضعافها، وتُسمى السدم النجمية الأولية (الشمسية الأولية). ^{[ 8 ]} يبلغ قطرها 2,000-20,000 وحدة فلكية (0.01-0.1 فرسخ فلكي ) وكثافة جسيماتها حوالي 10,000 إلى 100,000 جسيم/سم³ ⁽ 160,000 إلى 1,600,000 جسيم/بوصة مكعبة) . قارن ذلك بكثافة عدد الجسيمات في الهواء عند مستوى سطح البحر - 2.8 × 10¹⁹ /سم³ ⁽ 4.6 × 10²⁰ / ^{بوصة مكعبة} ) . ^{[ 9 ] [ 11 ]}     

يستغرق الانهيار الأولي لسديم نجمي أولي بكتلة شمسية حوالي 100,000  عام. ^{[ 8 ] [ 9 ]} يبدأ كل سديم بكمية معينة من الزخم الزاوي . يتعرض الغاز في الجزء المركزي من السديم، ذو الزخم الزاوي المنخفض نسبيًا، لانضغاط سريع، مُشكِّلًا نواة هيدروستاتيكية ساخنة (غير قابلة للانكماش) ​​تحتوي على جزء صغير من كتلة السديم الأصلي. تُشكِّل هذه النواة بذرة ما سيصبح نجمًا. ^{[ 8 ]} مع استمرار الانهيار، يُملي قانون حفظ الزخم الزاوي تسارع دوران الغلاف الساقط، مما يُشكِّل في النهاية قرصًا.

مع استمرار تدفق المادة من القرص، يصبح الغلاف رقيقًا وشفافًا تدريجيًا، ويصبح الجسم النجمي الفتيّ (YSO) قابلاً للملاحظة، بدايةً في ضوء الأشعة تحت الحمراء البعيدة ، ثم لاحقًا في الضوء المرئي. ^{[ 11 ]} في هذا الوقت تقريبًا، يبدأ النجم الأولي بدمج الديوتيريوم . إذا كان النجم الأولي ضخمًا بما يكفي (أكثر من 80 _كتلة شمسية )، يتبعه اندماج الهيدروجين. أما إذا كانت كتلته منخفضة جدًا، يتحول الجسم إلى قزم بني . ^{[ 12 ]} يحدث ميلاد نجم جديد بعد حوالي 100,000 سنة من بدء الانهيار. ^{[ 8 ]} تُعرف الأجسام في هذه المرحلة باسم النجوم الأولية من الفئة الأولى، والتي تُسمى أيضًا نجوم تي تاوري الفتية ، أو النجوم الأولية المتطورة، أو الأجسام النجمية الفتية. بحلول هذا الوقت، يكون النجم المتشكل قد اكتسب بالفعل جزءًا كبيرًا من كتلته؛ ولا تتجاوز الكتلة الإجمالية للقرص والغلاف المتبقي 10-20% من كتلة الجسم النجمي الفتيّ المركزي. ^{[ 11 ]}  

At the next stage, the envelope completely disappears, having been gathered up by the disk, and the protostar becomes a classical T Tauri star.^[13] The latter have accretion disks and continue to accrete hot gas, which manifests itself by strong emission lines in their spectrum. The former do not possess accretion disks. Classical T Tauri stars evolve into weakly lined T Tauri stars.^[14] This happens after about 1 million years.^[8] The mass of the disk around a classical T Tauri star is about 1–3% of the stellar mass, and it is accreted at a rate of 10⁻⁷ to 10⁻⁹ M_☉ per year.^[15] A pair of bipolar jets is usually present as well. The accretion explains all peculiar properties of classical T Tauri stars: strong flux in the emission lines (up to 100% of the intrinsic luminosity of the star), magnetic activity, photometricvariability and jets.^[16] The emission lines actually form as the accreted gas hits the "surface" of the star, which happens around its magnetic poles.^[16] The jets are byproducts of accretion: they carry away excessive angular momentum. The classical T Tauri stage lasts about 10 million years^[8] (there are only a few examples of so-called Peter Pan disks, where the accretion continues to persist for much longer periods, sometimes lasting for more than 40 million years^[17]). The disk eventually disappears due to accretion onto the central star, planet formation, ejection by jets, and photoevaporation by ultraviolet radiation from the central star and nearby stars.^[18] As a result, the young star becomes a weakly lined T Tauri star, which, over hundreds of millions of years, evolves into an ordinary Sun-like star, dependent on its initial mass.

يُسرّع التراكم الذاتي للغبار الكوني نمو الجسيمات لتُصبح كويكبات بحجم الصخور . تتراكم الكويكبات الأكبر حجمًا على بعض الكويكبات الأصغر، بينما تتحطم الكويكبات الأخرى في التصادمات. تُعدّ أقراص التراكم شائعة حول النجوم الصغيرة، وبقايا النجوم في نظام ثنائي متقارب ، أو الثقوب السوداء المُحاطة بالمادة (مثل تلك الموجودة في مراكز المجرات ). بعض الديناميكيات في القرص، مثل الاحتكاك الديناميكي ، ضرورية للسماح للغاز المُدور بفقدان الزخم الزاوي والسقوط على الجسم المركزي الضخم. في بعض الأحيان، قد يؤدي ذلك إلى اندماج سطح النجم (انظر تراكم بوندي ).

في تكوين الكواكب الأرضية أو النوى الكوكبية ، يمكن النظر في عدة مراحل. أولًا، عندما تتصادم حبيبات الغاز والغبار، تتكتل بفعل عمليات فيزيائية دقيقة مثل قوى فان دير فالس والقوى الكهرومغناطيسية ، مُشكّلةً جسيمات بحجم الميكرومتر. خلال هذه المرحلة، تكون آليات التراكم غير جاذبية في الغالب. ^{[ 19 ]} ومع ذلك، فإن تكوين الكويكبات في نطاق السنتيمتر إلى المتر غير مفهوم جيدًا، ولا يوجد تفسير مقنع لسبب تراكم هذه الحبيبات بدلًا من ارتدادها ببساطة. ^{[ 19 ] : 341} على وجه الخصوص، لا يزال من غير الواضح كيف تنمو هذه الأجسام لتصبح كويكبات بحجم 0.1-1 كيلومتر (0.06-0.6 ميل) . ^{[ 5 ] [ 20 ]} تُعرف هذه المشكلة باسم "حاجز الحجم المتري": ^{[ 21 ] [ 22 ]} مع نمو جزيئات الغبار عن طريق التكتل، تكتسب سرعات نسبية متزايدة بالنسبة للجزيئات الأخرى في جوارها، بالإضافة إلى سرعة انجراف داخلية منتظمة، مما يؤدي إلى تصادمات مدمرة، وبالتالي يحد من نمو التجمعات إلى حجم أقصى معين. ^{[ 23 ]} يشير وارد (1996) إلى أنه عندما تصطدم الحبيبات بطيئة الحركة، فإن الجاذبية المنخفضة جدًا، وإن كانت غير معدومة، للحبيبات المتصادمة تعيق هروبها. ^{[ 19 ] : 341} يُعتقد أيضًا أن تفتت الحبيبات يلعب دورًا مهمًا في تجديد الحبيبات الصغيرة والحفاظ على سمك القرص، وكذلك في الحفاظ على وفرة عالية نسبيًا من المواد الصلبة بجميع الأحجام. ^{[ 23 ]}  

طُرحت عدة آليات لعبور حاجز "الحجم المتري". قد تتشكل تجمعات موضعية من الحصى، والتي تنهار بفعل الجاذبية لتُكوّن كويكبات بحجم الكويكبات الكبيرة. يمكن أن تحدث هذه التجمعات بشكل سلبي نتيجة لبنية قرص الغاز، على سبيل المثال، بين الدوامات، أو عند ارتفاعات الضغط، أو على حافة فجوة ناتجة عن كوكب عملاق، أو على حدود المناطق المضطربة في القرص. ^{[ 24 ]} أو قد تلعب الجسيمات دورًا فعالًا في تركيزها عبر آلية تغذية راجعة تُعرف باسم عدم استقرار التدفق . في حالة عدم استقرار التدفق، يؤدي التفاعل بين المواد الصلبة والغاز في القرص الكوكبي الأولي إلى نمو تجمعات موضعية، حيث تتراكم جسيمات جديدة في أعقاب التجمعات الصغيرة، مما يؤدي إلى نموها لتُشكّل خيوطًا ضخمة. ^{[ 24 ]} بدلاً من ذلك، إذا كانت الحبيبات التي تتشكل نتيجة لتكتل الغبار مسامية للغاية، فقد يستمر نموها حتى تصبح كبيرة بما يكفي لتنهار بفعل جاذبيتها الذاتية. تسمح الكثافة المنخفضة لهذه الأجسام ببقائها مرتبطة بقوة بالغاز، وبالتالي تجنب التصادمات عالية السرعة التي قد تؤدي إلى تآكلها أو تفتتها. ^{[ 25 ]}

تتجمع الحبيبات في النهاية لتشكل أجسامًا بحجم الجبال (أو أكبر) تُسمى الكويكبات الأولية. تتضافر التصادمات والتفاعلات الجاذبية بين هذه الكويكبات لتكوين أجنة كوكبية بحجم القمر ( كواكب أولية ) على مدى يتراوح بين 0.1 و1 مليون سنة تقريبًا. في النهاية، تصطدم هذه الأجنة الكوكبية لتكوين كواكب على مدى يتراوح بين 10 و100 مليون سنة. ^{[ 20 ]} تتميز الكويكبات الأولية بكتلة كبيرة بما يكفي لجعل التفاعلات الجاذبية المتبادلة بينها ذات أهمية كافية لأخذها في الاعتبار عند حساب تطورها. ^{[ 5 ]} يُساعد على نمو هذه الكويكبات اضمحلال مدارات الأجسام الأصغر حجمًا بفعل مقاومة الغاز، مما يمنعها من البقاء عالقة بين مدارات الأجنة. ^{[ 26 ] [ 27 ]} تؤدي المزيد من التصادمات والتراكم إلى تكوين كواكب أرضية أو نواة الكواكب العملاقة.

إذا تشكلت الكواكب الصغيرة عبر الانهيار الجذبي لتجمعات محلية من الحصى، فإن نموها إلى أجنة كوكبية ونوى الكواكب العملاقة يهيمن عليه تراكم المزيد من الحصى. ويساعد احتكاك الغاز الذي تتعرض له الأجسام أثناء تسارعها نحو جسم ضخم على تراكم الحصى. يُبطئ احتكاك الغاز الحصى إلى ما دون سرعة الإفلات من الجسم الضخم، مما يجعلها تدور حلزونيًا نحوه وتتراكم عليه. قد يُسرّع تراكم الحصى تكوين الكواكب بمعامل 1000 مقارنةً بتراكم الكواكب الصغيرة، مما يسمح بتكوين الكواكب العملاقة قبل تبدد قرص الغاز. ^{[ 28 ] [ 29 ]} ومع ذلك، يبدو نمو النواة عبر تراكم الحصى غير متوافق مع الكتل والتركيبات النهائية لكوكبي أورانوس ونبتون . ^{[ 30 ]} تشير الحسابات المباشرة إلى أنه في قرص كوكبي أولي نموذجي ، يكون وقت تكوين كوكب عملاق عن طريق تراكم الحصى مماثلاً لأوقات التكوين الناتجة عن تراكم الكواكب الصغيرة. ^{[ 31 ]}

يختلف تكوين الكواكب الأرضية عن تكوين الكواكب الغازية العملاقة، والتي تُسمى أيضًا بالكواكب المشتريّة . تتكون الكواكب الأرضية من جسيمات تتكون من معادن وصخور تكثفت في النظام الشمسي الداخلي . أما الكواكب المشتريّة، فقد بدأت ككويكبات جليدية كبيرة، ثم التقطت غازي الهيدروجين والهيليوم من السديم الشمسي . ^{[ 32 ]} وينشأ التمييز بين هذين النوعين من الكويكبات بسبب خط التجمد في السديم الشمسي. ^{[ 33 ]}

تحتوي النيازك على سجل للتراكم والاصطدامات خلال جميع مراحل نشأة الكويكبات وتطورها؛ ومع ذلك، فإن آلية تراكم الكويكبات ونموها غير مفهومة جيدًا. ^{[ 34 ]} تشير الأدلة إلى أن النمو الرئيسي للكويكبات قد ينتج عن تراكم الكوندريتات بمساعدة الغاز ، وهي عبارة عن كريات صغيرة بحجم المليمتر تتشكل كقطرات منصهرة (أو شبه منصهرة) في الفضاء قبل أن تتراكم على الكويكبات الأم. ^{[ 34 ]} في النظام الشمسي الداخلي، يبدو أن الكوندريتات كانت حاسمة لبدء التراكم. ^{[ 35 ]} قد تكون الكتلة الضئيلة للكويكبات جزئيًا بسبب عدم كفاءة تكوين الكوندريتات على مسافة تزيد عن وحدتين فلكيتين ، أو بسبب انخفاض كفاءة وصول الكوندريتات من قرب النجم الأولي. ^{[ 35 ]} كما أن الاصطدامات تحكمت في تكوين الكويكبات وتدميرها، ويُعتقد أنها عامل رئيسي في تطورها الجيولوجي. ^{[ 35 ]}

من المحتمل أن تكون الكوندريتات وحبيبات المعادن ومكونات أخرى قد تشكلت في السديم الشمسي . تراكمت هذه المكونات معًا لتشكل الكويكبات الأم. انصهرت بعض هذه الأجسام لاحقًا، مكونةً نوى معدنية وأغلفة غنية بالأوليفين ؛ بينما تعرضت أخرى لتغيرات مائية. ^{[ 35 ]} بعد أن بردت الكويكبات، تعرضت للتآكل بفعل الاصطدامات لمدة 4.5 مليار سنة، أو تفككت. ^{[ 36 ]}

لكي يحدث التراكم، يجب أن تكون سرعات الاصطدام أقل من ضعف سرعة الإفلات تقريبًا، والتي تبلغ حوالي 140 مترًا في الثانية (460 قدمًا في الثانية ) لكويكب نصف قطره 100 كيلومتر (60 ميلًا) . ^{[ 35 ]} تفترض النماذج البسيطة للتراكم في حزام الكويكبات عمومًا أن حبيبات الغبار ذات الحجم الميكرومتري تلتصق ببعضها وتستقر في المستوى المتوسط ​​للسديم لتشكيل طبقة كثيفة من الغبار، والتي تحولت بفعل قوى الجاذبية إلى قرص من الكواكب الصغيرة بحجم كيلومتر. ولكن، تشير عدة حجج إلى أن الكويكبات ربما لم تتراكم بهذه الطريقة. ^{[ 35 ]}    

تشكلت المذنبات ، أو أسلافها، في النظام الشمسي الخارجي، ربما قبل ملايين السنين من تشكل الكواكب. ^{[ 37 ]} لا يزال الجدل قائمًا حول كيفية ووقت تشكل المذنبات، لما لذلك من آثار واضحة على تكوين النظام الشمسي وديناميكياته وجيولوجيته. تشير عمليات المحاكاة الحاسوبية ثلاثية الأبعاد إلى أن السمات الهيكلية الرئيسية الملاحظة على نوى المذنبات يمكن تفسيرها بتراكم ثنائي منخفض السرعة للكويكبات الضعيفة. ^{[ 38 ] [ 39 ]} آلية التكوين المفضلة حاليًا هي فرضية السديم ، التي تنص على أن المذنبات ربما تكون بقايا "اللبنات الأساسية" للكويكبات الأصلية التي نمت منها الكواكب. ^{[ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]}

يعتقد علماء الفلك أن المذنبات تنشأ في كل من سحابة أورت والقرص المتناثر . ^{[ 43 ]} تشكل القرص المتناثر عندما هاجر نبتون إلى الخارج نحو حزام كايبر الأولي، الذي كان آنذاك أقرب بكثير إلى الشمس، تاركًا وراءه مجموعة من الأجسام المستقرة ديناميكيًا والتي لا يمكن أن تتأثر بمداره ( حزام كايبر نفسه)، ومجموعة أخرى تقع أقرب مداراتها الشمسية (القرص المتناثر) بحيث يمكن لنبتون التأثير عليها أثناء دورانه حول الشمس. ولأن القرص المتناثر نشط ديناميكيًا وحزام كايبر مستقر ديناميكيًا نسبيًا، يُنظر الآن إلى القرص المتناثر على أنه نقطة المنشأ الأكثر ترجيحًا للمذنبات الدورية. ^{[ 43 ]} تنص نظرية سحابة أورت الكلاسيكية على أن سحابة أورت، وهي كرة يبلغ نصف قطرها حوالي 50,000 وحدة فلكية (0.24 فرسخ فلكي) ، تشكلت في نفس وقت تشكل السديم الشمسي، وتُطلق أحيانًا مذنبات إلى النظام الشمسي الداخلي عندما يمر كوكب عملاق أو نجم بالقرب منها، مما يُسبب اضطرابات جاذبية. ^{[ 44 ]} وقد شوهدت أمثلة على هذه السحب المذنبة في سديم الحلزون . ^{[ 45 ]}  

كشفت مهمة روزيتا إلى المذنب 67P /تشوريوموف-جيراسيمينكو في عام 2015 أن حرارة الشمس عندما تخترق سطحه، فإنها تحفز تبخر (تسامي) الجليد المدفون. وبينما قد يتسرب جزء من بخار الماء الناتج من النواة، فإن 80% منه يتكثف في طبقات تحت السطح. ^{[ 46 ]} تشير هذه الملاحظة إلى أن الطبقات الرقيقة الغنية بالجليد المكشوفة بالقرب من السطح قد تكون نتيجة لنشاط المذنب وتطوره، وأن التكوين الطبقي العالمي لا يحدث بالضرورة في المراحل المبكرة من تاريخ تكوين المذنب. ^{[ 46 ] [ 47 ]} في حين اعتقد معظم العلماء أن جميع الأدلة تشير إلى أن بنية نوى المذنبات عبارة عن أكوام من حطام كويكبات جليدية أصغر من جيل سابق، [48] أكدت مهمة روزيتا فكرة أن ^{المذنبات عبارة عن} " أكوام من حطام" مواد متباينة. ^{[ 49 ] [ 50 ]} يبدو أن المذنبات قد تشكلت كأجسام يبلغ قطرها حوالي 100 كيلومتر، ثم اصطدمت بالأرض/أعادت الاتصال بها إلى حالتها الحالية. ^{[ 51 ]}

• ولادة نظام شمسي تُصوَّر "بالكاميرا" لأول مرة في أخبار الطبيعة ، 16 يوليو 2025