فرضية السديم

📅 آخر تحديث: ٢٦ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٦ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 11 صور
الموسوعة الحرة

تُعدّ فرضية السديم النموذج الأكثر قبولًا في مجال علم الكونيات لتفسير تكوين وتطور النظام الشمسي (وكذلك الأنظمة الكوكبية الأخرى ). تقترح هذه الفرضية أن النظام الشمسي تشكّل من غاز وغبار يدوران حول الشمس ، ثم تراكما معًا لتكوين الكواكب. طوّر إيمانويل كانط هذه النظرية ونشرها في كتابه " التاريخ الطبيعي الشامل ونظرية السماوات" (1755)، ثم عدّلها بيير لابلاس عام 1796. وبعد أن طُبّقت في الأصل على النظام الشمسي ، يُعتقد الآن أن عملية تكوين الأنظمة الكوكبية تحدث في جميع أنحاء الكون . يُعدّ نموذج قرص السديم الشمسي ( SNDM ) أو نموذج السديم الشمسي ، النسخة الحديثة الأكثر قبولًا من نظرية السديم . [ 1 ] وقدّم هذا النموذج تفسيرات لمجموعة متنوعة من خصائص النظام الشمسي، بما في ذلك مدارات الكواكب شبه الدائرية والمستوية، وحركتها في نفس اتجاه دوران الشمس. بعض عناصر نظرية السديم الأصلية تتردد في النظريات الحديثة لتكوين الكواكب، ولكن تم استبدال معظم العناصر.

وفقًا لنظرية السديم، تتشكل النجوم في سحب ضخمة وكثيفة من الهيدروجين الجزيئي - السحب الجزيئية العملاقة . هذه السحب غير مستقرة جاذبيًا، وتتجمع المادة داخلها لتشكل كتلًا أصغر وأكثر كثافة، والتي تدور بدورها وتنهار لتشكل النجوم. يُعدّ تكوين النجوم عملية معقدة، تُنتج دائمًا قرصًا كوكبيًا أوليًا غازيًا حول النجم الفتيّ. قد يُؤدي هذا إلى ولادة كواكب في ظروف معينة، غير معروفة جيدًا. لذا، يُعتقد أن تكوين الأنظمة الكوكبية نتيجة طبيعية لتكوين النجوم. يستغرق  تكوين نجم شبيه بالشمس عادةً حوالي مليون سنة، ويتطور القرص الكوكبي الأولي إلى نظام كوكبي خلال  10 إلى 100 مليون سنة تالية. [ 2 ]

القرص الكوكبي الأولي هو قرص تراكمي يغذي النجم المركزي. [ 3 ] يكون القرص ساخنًا جدًا في البداية، ثم يبرد لاحقًا فيما يُعرف بمرحلة نجم تي تاوري ؛ حيث يُمكن أن تتشكل حبيبات غبار صغيرة مصنوعة من الصخور والجليد. قد تتكتل هذه الحبيبات في النهاية لتُشكّل كويكبات بحجم كيلومترات . إذا كان القرص ضخمًا بما يكفي، تبدأ عمليات التراكم المتسارعة، مما يؤدي إلى تكوين سريع - من 100,000 إلى 300,000 سنة - لأجنة كوكبية  بحجم القمر إلى المريخ . بالقرب من النجم، تمر الأجنة الكوكبية بمرحلة اندماجات عنيفة، مُنتجةً عددًا قليلًا من الكواكب الأرضية . تستغرق المرحلة الأخيرة ما يقرب من 100 مليون إلى مليار سنة. [ 2 ] 

يُعدّ تكوين الكواكب العملاقة عمليةً أكثر تعقيدًا. يُعتقد أنها تحدث خارج خط التجمد ، حيث تتكون الأجنة الكوكبية بشكل رئيسي من أنواع مختلفة من الجليد. ونتيجةً لذلك، تكون كتلتها أكبر بعدة مرات من كتلتها في الجزء الداخلي من القرص الكوكبي الأولي. ما يحدث بعد تكوين الجنين ليس واضحًا تمامًا. يبدو أن بعض الأجنة تستمر في النمو حتى تصل في النهاية إلى 5-10 أضعاف كتلة الأرض - وهي القيمة الحدية اللازمة لبدء تراكم غاز الهيدروجين والهيليوم من القرص. [ 4 ] يكون تراكم الغاز في النواة عمليةً بطيئةً في البداية، وتستمر لعدة ملايين من السنين، ولكن بعد أن يصل الكوكب الأولي المتشكل إلى حوالي 30 ضعف كتلة الأرض ( M 🜨 ) ، تتسارع العملية وتستمر بشكلٍ هائل. يُعتقد أن الكواكب الشبيهة بالمشتري وزحل تُراكم الجزء الأكبر من كتلتها خلال 10000 سنة فقط. يتوقف التراكم عندما ينفد الغاز. يمكن للكواكب المتكونة أن تهاجر لمسافات طويلة أثناء تكوينها أو بعده. يُعتقد أن الكواكب الجليدية العملاقة مثل أورانوس ونبتون هي نوى فاشلة، تشكلت في وقت متأخر جدًا عندما كان القرص قد اختفى تقريبًا. [ 2 ] 

تاريخ

تشير الأدلة إلى أن إيمانويل سويدنبورغ كان أول من اقترح أجزاءً من نظرية السدم في عام 1734. [ 5 ] [ 6 ] وقد طور إيمانويل كانط ، المطلع على أعمال سويدنبورغ، النظرية بشكل أكبر في عام 1755، حيث نشر كتابه الخاص " التاريخ الطبيعي الشامل ونظرية السماوات" ، والذي جادل فيه بأن السحب الغازية ( السدم ) تدور ببطء، وتنهار تدريجيًا وتتسطح بفعل الجاذبية ، لتشكل في النهاية النجوم والكواكب . [ 1 ] [ 7 ]

طوّر بيير سيمون لابلاس، بشكل مستقل، نموذجًا مشابهًا واقترحه عام 1796 [ 1 ] في كتابه "عرض نظام العالم" . تصوّر لابلاس أن الشمس كانت تمتلك في الأصل غلافًا جويًا ساخنًا ممتدًا في جميع أنحاء النظام الشمسي. تضمنت نظريته سحابة أولية شمسية تتقلص وتبرد - السديم الشمسي الأولي. ومع برودتها وتقلصها، أصبحت مسطحة وتدور بسرعة أكبر، مطلقةً (أو متساقطةً) سلسلة من الحلقات الغازية من المادة؛ ووفقًا له، تكثفت الكواكب من هذه المادة. كان نموذجه مشابهًا لنموذج كانط، إلا أنه كان أكثر تفصيلًا وعلى نطاق أصغر. [ 1 ] على الرغم من هيمنة نموذج لابلاس السديمي في القرن التاسع عشر، إلا أنه واجه عددًا من الصعوبات. تمثلت المشكلة الرئيسية في توزيع الزخم الزاوي بين الشمس والكواكب. تمتلك الكواكب 99% من الزخم الزاوي، ولم يستطع النموذج السديمي تفسير هذه الحقيقة. [ 1 ] ونتيجة لذلك، تخلى علماء الفلك إلى حد كبير عن هذه النظرية لتكوين الكواكب في بداية القرن العشرين.

بحسب بعض الآراء، ظهر نقدٌ رئيسي خلال القرن التاسع عشر من جيمس كلارك ماكسويل (1831-1879)، الذي يُزعم في بعض المصادر أنه زعم أن اختلاف الدوران بين الأجزاء الداخلية والخارجية للحلقة لا يسمح بتكثف المادة. [ 8 ] ومع ذلك، فقد اعتُبر كلٌ من النقد ونسبة هذا الزعم إلى ماكسويل غير صحيحين بعد مزيد من البحث، حيث وقع الخطأ الأصلي على يد جورج غاموف في بعض المنشورات الشائعة، واستمر تداوله منذ ذلك الحين. [ 9 ] كما رفض عالم الفلك السير ديفيد بريستر نظرية لابلاس، فكتب عام 1876 أن "أولئك الذين يؤمنون بنظرية السديم يعتبرون من المؤكد أن الأرض استمدت مادتها الصلبة وغلافها الجوي من حلقة انفصلت عن الغلاف الجوي الشمسي، والتي انكمشت لاحقًا لتشكل كرة صلبة من الماء والتربة، ومنها انفصل القمر بنفس العملية". وجادل بأنه وفقًا لهذا الرأي، "لا بد أن القمر قد حمل معه الماء والهواء من الأجزاء المائية والجوية للأرض، وبالتالي لا بد أن يكون له غلاف جوي". [ 10 ] : 153 زعم بريستر أن معتقدات السير إسحاق نيوتن الدينية كانت تعتبر الأفكار السديمية منحازة إلى الإلحاد، ونقل عنه قوله إن "نشوء أنظمة جديدة من أنظمة قديمة، دون وساطة قوة إلهية، بدا له أمراً عبثياً". [ 10 ] : 233

دفعت أوجه القصور الملحوظة في نموذج لابلاس العلماء إلى البحث عن بديل له. خلال القرن العشرين، تناولت العديد من النظريات هذه المسألة، بما في ذلك نظرية الكواكب الصغيرة لتوماس تشامبرلين وفوريست مولتون (1901)، ونموذج المد والجزر لجيمس جينز (1917)، ونموذج التراكم لأوتو شميدت (1944)، ونظرية الكواكب الأولية لويليام مكريا (1960)، وأخيرًا نظرية الاستحواذ لمايكل وولفسون . [ 1 ] في عام 1978، أعاد أندرو برنتيس إحياء أفكار لابلاس الأولية حول تكوين الكواكب وطوّر نظرية لابلاس الحديثة . [ 1 ] لم تُكلل أي من هذه المحاولات بالنجاح التام، وكانت العديد من النظريات المقترحة وصفية.

يمكن تتبع أصول النظرية الحديثة المقبولة على نطاق واسع لتكوين الكواكب - نموذج القرص السديمي الشمسي (SNDM) - إلى عالم الفلك السوفيتي فيكتور سافرونوف . [ 11 ] كان لكتابه الصادر عام 1969 بعنوان "تطور السحابة الكوكبية الأولية وتكوين الأرض والكواكب" [ 12 ] ، والذي تُرجم إلى الإنجليزية عام 1972، أثرٌ بالغٌ على طريقة تفكير العلماء في تكوين الكواكب. [ 13 ] في هذا الكتاب، تمّت صياغة جميع المشكلات الرئيسية تقريبًا لعملية تكوين الكواكب، وحُلّ بعضها. وقد طُوّرت أفكار سافرونوف لاحقًا في أعمال جورج ويثرل ، الذي اكتشف التراكم الجامح . [ 1 ] في حين أن نموذج القرص السديمي الشمسي طُبّق في البداية على النظام الشمسي فقط ، فقد اعتقد المنظرون لاحقًا أنه يعمل في جميع أنحاء الكون؛ وحتى 23 أبريل 2026، اكتشف علماء الفلك 6416 كوكبًا خارج المجموعة الشمسية في مجرتنا . [ 14 ]

نموذج السديم الشمسي: الإنجازات والمشاكل

الإنجازات

أقراص غبارية تحيط بالنجوم الشابة القريبة بتفاصيل أدق. [ 15 ]

تؤدي عملية تكوين النجوم بشكل طبيعي إلى ظهور أقراص تراكمية حول الأجرام النجمية الفتية. [ 16 ] عند بلوغ عمر  مليون سنة تقريبًا، قد تمتلك جميع النجوم هذه الأقراص. [ 17 ] يدعم هذا الاستنتاج اكتشاف الأقراص الغازية والغبارية حول النجوم الأولية ونجوم تي تاوري، بالإضافة إلى اعتبارات نظرية. [ 18 ] تُظهر ملاحظات هذه الأقراص أن حبيبات الغبار داخلها تنمو في الحجم على فترات زمنية قصيرة (ألف سنة)، منتجةً  جسيمات بحجم سنتيمتر واحد. [ 19 ]

أصبحت عملية التراكم، التي تنمو من خلالها الكويكبات الصغيرة التي  يبلغ قطرها كيلومترًا واحدًا لتصبح أجسامًا بحجم 1000 كيلومتر، مفهومة جيدًا الآن. [ 20 ] تتطور هذه العملية داخل أي قرص تكون فيه كثافة الكويكبات عالية بما يكفي، وتسير بوتيرة متسارعة. ثم يتباطأ النمو لاحقًا ويستمر كتراكم قليل الكثافة. والنتيجة النهائية هي تكوين أجنة كوكبية بأحجام متفاوتة، تعتمد على المسافة من النجم. [ 20 ] وقد أظهرت محاكاة مختلفة أن اندماج الأجنة في الجزء الداخلي من القرص الكوكبي الأولي يؤدي إلى تكوين عدد قليل من الأجسام بحجم الأرض. وبالتالي، يُعتبر أصل الكواكب الأرضية الآن مشكلة شبه محلولة. [ 21 ] 

القضايا الراهنة

تواجه فيزياء أقراص التراكم بعض المشكلات. [ 22 ] أهمها كيفية فقدان المادة المتراكمة على النجم الأولي لزخمها الزاوي . أحد التفسيرات المحتملة التي اقترحها هانز ألفين هو أن الرياح الشمسية تفقد الزخم الزاوي خلال مرحلة نجم تي تاوري . وينتقل هذا الزخم إلى الأجزاء الخارجية من القرص بفعل الإجهادات اللزجة. [ 23 ] تتولد اللزوجة بفعل الاضطراب العياني، لكن الآلية الدقيقة التي تُنتج هذا الاضطراب غير مفهومة جيدًا. عملية أخرى محتملة لفقدان الزخم الزاوي هي الكبح المغناطيسي ، حيث ينتقل دوران النجم إلى القرص المحيط عبر المجال المغناطيسي لذلك النجم. [ 24 ] أما العمليات الرئيسية المسؤولة عن اختفاء الغاز في الأقراص فهي الانتشار اللزج والتبخر الضوئي. [ 25 ] [ 26 ]

نظام النجوم المتعددة AS 205. [ 27 ]

يُعدّ تكوين الكواكب الصغيرة أكبر مشكلة لم تُحلّ بعد في نموذج القرص السديمي. فكيف  تتحد جسيمات بحجم 1 سم لتكوين  كواكب صغيرة بحجم 1 كم؟ يبقى هذا لغزًا. ويبدو أن هذه الآلية هي المفتاح للإجابة عن سؤال لماذا تمتلك بعض النجوم كواكب، بينما لا يوجد شيء حول نجوم أخرى، حتى أحزمة الغبار . [ 28 ]

يُعدّ الإطار الزمني لتكوين الكواكب العملاقة مشكلةً بالغة الأهمية. فقد عجزت النظريات القديمة عن تفسير كيفية تكوّن نواتها بسرعة كافية لتجميع كميات كبيرة من الغاز من القرص الكوكبي الأولي سريع التلاشي. [ 20 ] [ 29 ] ويبدو أن متوسط ​​عمر الأقراص، الذي يقل عن عشرة ملايين (10⁷ ) سنة  ، أقصر من الوقت اللازم لتكوّن النواة. [ 17 ] وقد أُحرز تقدم كبير في حلّ هذه المشكلة، وأصبحت النماذج الحالية لتكوين الكواكب العملاقة قادرةً على تكوين كوكب المشتري (أو كواكب أضخم منه) في غضون أربعة ملايين سنة أو أقل، وهو ما يقع ضمن متوسط ​​عمر الأقراص الغازية. [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ]

من المشاكل المحتملة الأخرى لتكوّن الكواكب العملاقة هجرتها المدارية . تُظهر بعض الحسابات أن التفاعل مع القرص قد يُسبب هجرة سريعة نحو الداخل، والتي، إن لم تُوقف، تؤدي إلى وصول الكوكب إلى "المناطق المركزية وهو لا يزال جسماً أصغر من المشتري ". [ 33 ] وتشير حسابات أحدث إلى أن تطور القرص أثناء الهجرة يُمكن أن يُخفف من هذه المشكلة. [ 34 ]

تكوين النجوم والأقراص الكوكبية الأولية

نجوم البروتوستار

صور بالضوء المرئي (يسار) والأشعة تحت الحمراء (يمين) لسديم تريفيد - سحابة عملاقة من الغاز والغبار تتشكل فيها النجوم، وتقع على  بعد 5400 سنة ضوئية في كوكبة القوس

يُعتقد أن النجوم تتشكل داخل سحب عملاقة من الهيدروجين الجزيئي البارد ، وهي سحب جزيئية عملاقة تبلغ كتلتها حوالي 300,000  ضعف كتلة الشمس ( M☉ ) وقطرها 20 فرسخًا فلكيًا. [ 2 ] [ 35 ] على مدى ملايين السنين، تكون هذه السحب الجزيئية العملاقة عرضة للانهيار والتفتت. [ 36 ] ثم تُشكّل هذه الشظايا نوى صغيرة كثيفة، والتي بدورها تنهار لتُشكّل نجومًا. [ 35 ] تتراوح كتلة هذه النوى من جزء ضئيل من كتلة الشمس إلى عدة أضعافها، وتُسمى السدم النجمية الأولية (الشمسية الأولية). [ 2 ] يبلغ قطرها 0.01-0.1 فرسخ فلكي (2,000-20,000 وحدة فلكية) وكثافة جسيماتها حوالي 10,000 إلى 100,000 جسيم /سم³ . [ أ ] [ 35 ] [ 37 ]    

يستغرق الانهيار الأولي لسديم نجمي أولي بكتلة شمسية حوالي 100,000  عام. [ 2 ] [ 35 ] 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. [ 38 ] تُشكِّل هذه النواة بذرة ما سيصبح نجمًا. [ 2 ] [ 38 ] مع استمرار الانهيار، يعني قانون حفظ الزخم الزاوي تسارع دوران الغلاف الساقط، [ 39 ] [ 40 ] مما يمنع الغاز إلى حد كبير من التراكم مباشرةً على النواة المركزية. بدلًا من ذلك، يُجبر الغاز على الانتشار للخارج بالقرب من مستواه الاستوائي، مُشكِّلًا قرصًا ، والذي بدوره يتراكم على النواة. [ 2 ] [ 39 ] [ 40 ] ينمو لب النجم تدريجيًا في الكتلة حتى يصبح نجمًا أوليًا شابًا ساخنًا . [ 38 ] في هذه المرحلة، يكون النجم الأولي وقرصه محجوبين بشدة بالغلاف المتساقط، ولا يمكن رصدهما مباشرةً. [ 16 ] في الواقع، تكون عتامة الغلاف المتبقي عالية جدًا لدرجة أن حتى إشعاع الموجات المليمترية يجد صعوبة في الخروج من داخله. [ 2 ] [ 16 ] تُلاحظ هذه الأجسام على شكل تكثفات شديدة السطوع، تُصدر بشكل رئيسي إشعاعًا بالموجات المليمترية ودون المليمترية . [ 37 ] تُصنف هذه الأجسام على أنها  نجوم أولية من الفئة الطيفية 0. [ 16 ] غالبًا ما يترافق الانهيار مع تدفقات ثنائية القطب - نفاثات - تنبعث على طول محور دوران القرص المُستنتج. تُلاحظ النفاثات بشكل متكرر في مناطق تكوين النجوم (انظر أجسام هيربيغ-هارو (HH) ). [ 41 ] تتميز النجوم الأولية من الفئة  0 بإضاءة عالية  ، إذ قد يشع نجم أولي بكتلة شمسية إضاءة تصل إلى 100 ضعف إضاءة الشمس. [ 16 ] مصدر هذه الطاقة هو الانهيار الجذبي ، لأن نواتها ليست ساخنة بما يكفي لبدء الانهيار.الاندماج النووي . [ 38 ] [ 42 ]

صورة بالأشعة تحت الحمراء للتدفق الجزيئي من نجم حديث الولادة مخفي لولا ذلك، HH 46/47

مع استمرار تساقط مادته على القرص، يصبح الغلاف رقيقًا وشفافًا تدريجيًا، ويصبح الجسم النجمي الفتيّ قابلًا للملاحظة، بدايةً في ضوء الأشعة تحت الحمراء البعيدة ، ثم لاحقًا في الضوء المرئي. [ 37 ] في هذا الوقت تقريبًا، يبدأ النجم الأولي بدمج الديوتيريوم . إذا كان النجم الأولي ضخمًا بما يكفي (أكبر من 80 ضعف كتلة المشتري ) ، يتبعه اندماج الهيدروجين. أما إذا كانت كتلته منخفضة جدًا، يتحول الجسم إلى قزم بني . [ 42 ] يحدث ميلاد نجم جديد بعد حوالي 100,000  عام من بدء الانهيار. [ 2 ] تُعرف الأجسام في هذه المرحلة باسم النجوم الأولية من الفئة الأولى، [ 16 ] والتي تُسمى أيضًا نجوم تي تاوري الفتية ، أو النجوم الأولية المتطورة، أو الأجسام النجمية الفتية. [ 16 ] بحلول هذا الوقت، يكون النجم المتشكل قد اكتسب بالفعل جزءًا كبيرًا من كتلته: لا تتجاوز الكتلة الإجمالية للقرص والغلاف المتبقي 10-20% من كتلة النجم الأولي المركزي. [ 37 ]

في المرحلة التالية، يختفي الغلاف تمامًا بعد أن يتجمع داخل القرص، ويتحول النجم الأولي إلى نجم تي تاوري كلاسيكي. [ ب ] يحدث هذا بعد حوالي  مليون سنة. [ 2 ] تبلغ كتلة القرص المحيط بنجم تي تاوري كلاسيكي حوالي 1-3% من كتلة النجم، ويتم تراكم المادة عليه بمعدل 10⁻⁷ إلى 10⁻⁹ كتلة شمسية سنويًا . [ 45 ] عادةً ما يوجد زوج من النفاثات ثنائية القطب أيضًا. [ 46 ] يفسر التراكم جميع الخصائص المميزة لنجوم تي تاوري الكلاسيكية: التدفق القوي في خطوط الانبعاث (يصل إلى 100% من اللمعان الذاتي للنجم)، والنشاط المغناطيسي ، والتغير الضوئي، والنفاثات. [ 47 ] تتشكل خطوط الانبعاث في الواقع عندما يصطدم الغاز المتراكم بسطح النجم، وهو ما يحدث حول قطبيه المغناطيسيين . [ 47 ] تُعدّ النفاثات نتاجًا ثانويًا للتراكم، إذ تحمل معها الزخم الزاوي الزائد. تستمر المرحلة الكلاسيكية لنجم تي تاوري حوالي 10 ملايين سنة. [ 2 ] يختفي القرص في نهاية المطاف نتيجةً للتراكم على النجم المركزي، وتكوّن الكواكب، والانبعاث بواسطة النفاثات، والتبخر الضوئي بفعل الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من النجم المركزي والنجوم المجاورة. [ 48 ] ونتيجةً لذلك، يصبح النجم الفتيّ نجم تي تاوري ضعيف الخطوط الطيفية ، والذي يتطور ببطء، على مدى مئات الملايين من السنين، إلى نجم عادي شبيه بالشمس. [ 38 ]  

الأقراص الكوكبية الأولية

تم رصد أقراص الحطام في صور أرشيفية التقطها تلسكوب هابل الفضائي للنجوم الشابة HD 141943 وHD 191089، باستخدام عمليات تصوير محسنة (24 أبريل 2014). [ 49 ]

في ظروف معينة، قد يُنشئ القرص، الذي يُمكن تسميته الآن بالقرص الكوكبي الأولي، نظامًا كوكبيًا . [ 2 ] وقد رُصدت الأقراص الكوكبية الأولية حول نسبة عالية جدًا من النجوم في التجمعات النجمية الفتية . [ 17 ] [ 50 ] وهي موجودة منذ بداية تكوّن النجم، ولكنها غير قابلة للملاحظة في المراحل المبكرة بسبب عتامة الغلاف المحيط بها. [ 16 ] يُعتقد أن قرص النجم الأولي  من الفئة 0 ضخم وساخن. وهو قرص تراكمي يُغذي النجم الأولي المركزي. [ 39 ] [ 40 ] يُمكن أن تتجاوز درجة الحرارة بسهولة 400 كلفن داخل 5 وحدات فلكية و1000 كلفن داخل وحدة فلكية واحدة . [ 51 ] وينتج تسخين القرص بشكل أساسي عن التبديد اللزج للاضطراب فيه وعن سقوط الغاز من السديم . [ 39 ] [ 40 ] تتسبب درجة الحرارة المرتفعة في القرص الداخلي في تبخر معظم المواد المتطايرة - الماء والمواد العضوية وبعض الصخور - ولا يتبقى سوى العناصر الأكثر مقاومة للحرارة مثل الحديد . ولا يمكن للجليد أن يبقى إلا في الجزء الخارجي من القرص. [ 51 ]    

قرص كوكبي أولي يتشكل في سديم الجبار

تكمن المشكلة الرئيسية في فيزياء أقراص التراكم في توليد الاضطراب والآلية المسؤولة عن اللزوجة الفعالة العالية . [ 2 ] يُعتقد أن اللزوجة المضطربة مسؤولة عن نقل الكتلة إلى النجم الأولي المركزي والزخم إلى محيط القرص. وهذا أمر بالغ الأهمية للتراكم، لأن الغاز لا يمكن أن يتراكم بواسطة النجم الأولي المركزي إلا إذا فقد معظم زخمه الزاوي، والذي يجب أن يحمله الجزء الصغير من الغاز المنجرف للخارج. [ 39 ] [ 52 ] نتيجة هذه العملية هي نمو كل من النجم الأولي ونصف قطر القرص ، والذي يمكن أن يصل إلى 1000  وحدة فلكية إذا كان الزخم الزاوي الأولي للسديم كبيرًا بما يكفي. [ 40 ] تُلاحظ الأقراص الكبيرة بشكل روتيني في العديد من مناطق تكوين النجوم مثل سديم الجبار . [ 18 ]

تصور فني للقرص وتدفقات الغاز حول النجم الشاب HD 142527. [ 53 ]

يبلغ عمر أقراص التراكم حوالي 10  ملايين  سنة. [ 17 ] وعندما يصل النجم إلى مرحلة تي-تاوري الكلاسيكية، يصبح القرص أرق ويبرد. [ 45 ] وتبدأ المواد الأقل تطايرًا بالتكثف بالقرب من مركزه، مُشكِّلةً  حبيبات غبار يتراوح حجمها بين 0.1 و1 ميكرومتر، تحتوي على سيليكات بلورية . [ 19 ] ويمكن أن يؤدي انتقال المادة من القرص الخارجي إلى خلط حبيبات الغبار المتشكلة حديثًا مع الحبيبات البدائية ، التي تحتوي على مواد عضوية ومواد متطايرة أخرى. ويمكن لهذا الخلط أن يفسر بعض الخصائص المميزة في تركيب أجرام النظام الشمسي، مثل وجود حبيبات بين النجوم في النيازك البدائية، والشوائب المقاومة للحرارة في المذنبات. [ 51 ]

عمليات تكوين الكواكب المختلفة ، بما في ذلك المذنبات الخارجية والكواكب الصغيرة الأخرى ، حول بيتا بيكتوريس ، وهو نجم صغير جدًا من النوع AV ( تصور فنان ناسا ).

تميل جزيئات الغبار إلى الالتصاق ببعضها في بيئة القرص الكثيفة، مما يؤدي إلى تكوين جزيئات أكبر يصل حجمها إلى عدة سنتيمترات. [ 54 ] تُلاحظ بصمات معالجة الغبار وتكتله في أطياف الأشعة تحت الحمراء للأقراص الفتية. [ 19 ] يمكن أن يؤدي المزيد من التكتل إلى تكوين كويكبات يبلغ قطرها كيلومترًا واحدًا  أو أكثر، وهي اللبنات الأساسية للكواكب . [ 2 ] [ 54 ] يُعد تكوين الكويكبات مشكلة أخرى لم تُحل بعد في فيزياء الأقراص، حيث يصبح الالتصاق البسيط غير فعال مع ازدياد حجم جزيئات الغبار. [ 28 ]

إحدى الفرضيات المطروحة هي تكوّن الكواكب الصغيرة بفعل عدم الاستقرار الجاذبي . تستقر الجسيمات التي يبلغ حجمها عدة سنتيمترات أو أكبر ببطء بالقرب من المستوى الأوسط للقرص، مُشكّلةً  طبقة رقيقة جدًا - أقل من 100 كيلومتر - وكثيفة. هذه الطبقة غير مستقرة جاذبيًا، وقد تتفتت إلى كتل عديدة، والتي بدورها تنهار لتُشكّل الكواكب الصغيرة. [ 2 ] [ 28 ] مع ذلك، فإن اختلاف سرعات قرص الغاز والمواد الصلبة بالقرب من المستوى الأوسط يُمكن أن يُولّد اضطرابًا يمنع الطبقة من أن تُصبح رقيقة بما يكفي للتفتت بفعل عدم الاستقرار الجاذبي. [ 55 ] قد يُحدّ هذا من تكوّن الكواكب الصغيرة عبر عدم الاستقرار الجاذبي في مواقع مُحدّدة في القرص حيث يزداد تركيز المواد الصلبة. [ 56 ]

من الآليات المحتملة الأخرى لتكوين الكواكب الصغيرة عدم استقرار التدفق ، حيث يُحدث الاحتكاك الذي تتعرض له الجسيمات التي تدور عبر الغاز تأثيرًا ارتداديًا يؤدي إلى نمو تجمعات محلية. تدفع هذه التجمعات الغاز في اتجاه معاكس، مما يُنشئ منطقةً يكون فيها الاحتكاك الذي تتعرض له الجسيمات أقل. وبالتالي، يصبح التجمع قادرًا على الدوران بسرعة أكبر ويتعرض لانجراف شعاعي أقل. تنضم الجسيمات المنفردة إلى هذه التجمعات عندما تتجاوزها أو عندما تنجرف نحو الداخل، مما يؤدي إلى زيادة كتلتها. في النهاية، تُشكل هذه التجمعات خيوطًا ضخمة تتفتت وتنهار بفعل الجاذبية، مُكوّنةً كواكب صغيرة بحجم الكويكبات الأكبر. [ 57 ]

يمكن أن يبدأ تكوين الكواكب أيضًا بفعل عدم الاستقرار الجاذبي داخل القرص نفسه، مما يؤدي إلى تفتته إلى كتل. بعض هذه الكتل، إذا كانت كثيفة بما يكفي، ستنهار [ 52 ] ، مما قد يؤدي إلى تكوين سريع للكواكب الغازية العملاقة ، وحتى الأقزام البنية، خلال فترة زمنية تصل إلى 1000  عام. [ 58 ] إذا هاجرت هذه الكتل نحو الداخل مع تقدم الانهيار، فقد تؤدي قوى المد والجزر الناتجة عن النجم إلى فقدان كبير في الكتلة ، تاركةً وراءها جسمًا أصغر. [ 59 ] ومع ذلك، فإن هذا لا يحدث إلا في الأقراص الضخمة - التي تزيد كتلتها عن 0.3 كتلة شمسية . بالمقارنة، تتراوح كتل الأقراص النموذجية بين 0.01 و0.03 كتلة شمسية . نظرًا لندرة الأقراص الضخمة، يُعتقد أن هذه الآلية لتكوين الكواكب غير متكررة. [ 2 ] [ 22 ] من ناحية أخرى، قد تلعب دورًا رئيسيًا في تكوين الأقزام البنية . [ 60 ]  

اصطدام الكويكبات - بناء الكواكب (مفهوم فني).

يحدث التلاشي النهائي للأقراص الكوكبية الأولية بفعل عدد من الآليات المختلفة. يُمتص الجزء الداخلي من القرص إما بواسطة النجم أو يُقذف بواسطة النفاثات ثنائية القطب ، [ 45 ] [ 46 ] بينما يمكن أن يتبخر الجزء الخارجي تحت تأثير الأشعة فوق البنفسجية القوية للنجم خلال مرحلة تي تاوري [ 61 ] أو بواسطة النجوم القريبة. [ 48 ] يمكن أن يمتص الغاز الموجود في الجزء المركزي أو يُقذف بواسطة الكواكب النامية، بينما تُقذف جزيئات الغبار الصغيرة بفعل ضغط الإشعاع الصادر من النجم المركزي. ما يتبقى في النهاية هو إما نظام كوكبي، أو قرص غبار متبقٍ بدون كواكب، أو لا شيء، إذا لم تتشكل الكواكب الأولية. [ 2 ]

نظراً لكثرة الكويكبات وانتشارها في جميع أنحاء القرص الكوكبي الأولي، فإن بعضها ينجو من تكوين النظام الكوكبي. يُعتقد أن الكويكبات هي بقايا كويكبات، تتفتت تدريجياً إلى أجزاء أصغر فأصغر، بينما المذنبات هي عادةً كويكبات من أطراف النظام الكوكبي البعيدة. النيازك هي عينات من الكويكبات التي تصل إلى سطح كوكب، وتوفر معلومات قيّمة عن تكوين النظام الشمسي. النيازك البدائية هي قطع من كويكبات صغيرة الكتلة محطمة، حيث لم يحدث تمايز حراري، بينما النيازك المعالجة هي قطع من كويكبات ضخمة محطمة. [ 62 ] من المحتمل أن تكون الأجسام بين النجوم قد تم أسرها، وأصبحت جزءاً من النظام الشمسي الفتي. [ 63 ]

تكوين الكواكب

الكواكب الصخرية

وفقًا لنموذج قرص السديم الشمسي، تتشكل الكواكب الصخرية في الجزء الداخلي من القرص الكوكبي الأولي، ضمن خط التجمد ، حيث تكون درجة الحرارة مرتفعة بما يكفي لمنع تكثف جليد الماء والمواد الأخرى إلى حبيبات. [ 64 ] ينتج عن ذلك تكتل الحبيبات الصخرية الخالصة، ثم لاحقًا تكوين الكويكبات الصخرية. [ ج ] [ 64 ] يُعتقد أن هذه الظروف موجودة في  الجزء الداخلي من قرص نجم شبيه بالشمس، والذي يقع على بُعد 3-4 وحدات فلكية. [ 2 ]

بعد  تكوّن الكويكبات الصغيرة - التي يبلغ قطرها حوالي كيلومتر واحد - بطريقة أو بأخرى، يبدأ التراكم المتسارع . [ 20 ] يُطلق عليه اسم التراكم المتسارع لأن معدل نمو الكتلة يتناسب طرديًا مع R⁴ ≈ M⁴ /³ ، حيث R وM هما نصف قطر وكتلة الجسم النامي، على التوالي. [ 65 ] يتسارع النمو النوعي (المقسوم على الكتلة) مع ازدياد الكتلة. يؤدي هذا إلى نمو الأجسام الأكبر حجمًا على حساب الأجسام الأصغر. [ 20 ] يستمر التراكم المتسارع ما بين 10,000 و100,000  سنة، وينتهي عندما يتجاوز  قطر أكبر الأجسام 1,000 كيلومتر تقريبًا. [ 20 ] يحدث تباطؤ في التراكم نتيجةً للاضطرابات الجاذبية التي تُحدثها الأجسام الكبيرة على الكويكبات المتبقية. [ 20 ] [ 65 ] بالإضافة إلى ذلك، يُوقف تأثير الأجسام الأكبر حجمًا نمو الأجسام الأصغر. [ 20 ]

تُسمى المرحلة التالية بالتراكم الأوليغاركي . [ 20 ] وتتميز بهيمنة مئات من أكبر الأجسام - الأوليغاركية - التي تستمر في تراكم الكويكبات ببطء. [ 20 ] لا يمكن لأي جسم آخر غير الأوليغاركية أن ينمو. [ 65 ] في هذه المرحلة، يتناسب معدل التراكم طرديًا مع R² ، المُستمد من المقطع العرضي الهندسي للأوليغاركي. [ 65 ] يتناسب معدل التراكم النوعي طرديًا مع M⁻¹ /³ ؛ ويتناقص مع كتلة الجسم. وهذا يسمح للأوليغاركية الأصغر حجمًا باللحاق بالأوليغاركية الأكبر. تُحفظ الكواكب العملاقة على مسافة تُقارب 10 أضعاف نصف قطر هيل ( Hr = a ( 1-e)(M/3Ms ) ، حيث 1/3 هو نصف قطر هيل ، وa هو المحور شبه الرئيسي ، وe هو الانحراف المداري ، وMs هي كتلة النجم المركزي) بفعل تأثير الكويكبات المتبقية. [ 20 ] وتبقى انحرافاتها المدارية وميولها صغيرة. وتستمر هذه الكواكب العملاقة في التراكم حتى تنضب الكويكبات في القرص المحيط بها. [ 20 ] وفي بعض الأحيان، تندمج الكواكب العملاقة القريبة. وتعتمد الكتلة النهائية للكواكب العملاقة على المسافة من النجم وكثافة سطح الكويكبات، وتُسمى كتلة العزلة. [ 65 ] وبالنسبة للكواكب الصخرية، تصل هذه الكتلة إلى 0.1 كتلة شمسية ، أي ما يعادل كتلة المريخ . [ ٢ ] تتمثل النتيجة النهائية للمرحلة الأوليغارشية في تكوين حوالي ١٠٠ جنين كوكبي بحجم القمر إلى المريخ، موزعة بانتظام على مسافة ١٠ ساعات تقريبًا . [ ٢١ ] يُعتقد أنها تتواجد داخل فجوات في القرص، وتفصل بينها حلقات من الكويكبات المتبقية. يُعتقد أن هذه المرحلة تستمر بضع مئات الآلاف من السنين. [ ٢ ] [ ٢٠ ] 

المرحلة الأخيرة من تكوين الكواكب الصخرية هي مرحلة الاندماج . [ 2 ] تبدأ هذه المرحلة عندما يتبقى عدد قليل من الكويكبات، وتصبح الأجنة ضخمة بما يكفي للتأثير على بعضها البعض، مما يؤدي إلى اضطراب مداراتها . [ 21 ] خلال هذه المرحلة، تطرد الأجنة الكويكبات المتبقية، وتصطدم ببعضها البعض. نتيجة هذه العملية، التي تستمر من 10 إلى 100  مليون سنة، هي تكوين عدد محدود من الأجرام بحجم الأرض. تُظهر المحاكاة أن عدد الكواكب الباقية يتراوح في المتوسط ​​بين 2 و5. [ 2 ] [ 21 ] [ 62 ] [ 66 ] في النظام الشمسي، يمكن تمثيلها بالأرض والزهرة . [ 21 ] تطلب تكوين كلا الكوكبين اندماج ما يقرب من 10 إلى 20 جنينًا، بينما تم طرد عدد مماثل منها خارج النظام الشمسي. [ 62 ] يُعتقد أن بعض الأجنة، التي نشأت في حزام الكويكبات ، قد جلبت الماء إلى الأرض. [ 64 ] يمكن اعتبار المريخ وعطارد أجنةً متبقية نجت من ذلك التنافس. [ 62 ] تستقر الكواكب الصخرية التي تمكنت من الاندماج في مدارات مستقرة إلى حد ما، مما يفسر سبب اكتظاظ الأنظمة الكوكبية عمومًا؛ أو بعبارة أخرى، سبب ظهورها دائمًا على حافة عدم الاستقرار. [ 21 ]

الكواكب العملاقة

قرص الغبار المحيط بنجم فم الحوت ، وهو ألمع نجم في كوكبة الحوت الجنوبي. قد يكون عدم تناظر القرص ناتجًا عن وجود كوكب عملاق (أو كواكب) يدور حول النجم.

يُعدّ تكوين الكواكب العملاقة مشكلةً بارزةً في علوم الكواكب . [ 22 ] وفي إطار نموذج السديم الشمسي، توجد نظريتان لتفسير تكوينها. الأولى هي نموذج عدم استقرار القرص ، حيث تتشكل الكواكب العملاقة في الأقراص الكوكبية الأولية الضخمة نتيجةً لتفتتها بفعل الجاذبية (انظر أعلاه). [ 58 ] أما الاحتمال الثاني فهو نموذج تراكم النواة ، المعروف أيضًا بنموذج عدم الاستقرار المُنَوَّى . [ 22 ] [ 34 ] ويُعتقد أن السيناريو الأخير هو الأكثر ترجيحًا، لأنه يُفسّر تكوين الكواكب العملاقة في أقراص ذات كتلة منخفضة نسبيًا (أقل من 0.1 كتلة شمسية ) . [ 34 ] في هذا النموذج، ينقسم تكوين الكواكب العملاقة إلى مرحلتين: أ) تراكم نواة كتلتها حوالي 10 كتل شمسية، و ب) تراكم الغاز من القرص الكوكبي الأولي. [ 2 ] [ 22 ] [ 67 ] قد تؤدي أي من الطريقتين أيضًا إلى تكوين الأقزام البنية . [ 31 ] [ 68 ] وقد وجدت عمليات البحث التي أُجريت حتى عام 2011 أن تراكم النواة هو على الأرجح آلية التكوين السائدة. [ 68 ]  

يُعتقد أن تكوين لب الكواكب العملاقة يسير على غرار تكوين الكواكب الأرضية. [ 20 ] يبدأ بتكوين كويكبات صغيرة تنمو بسرعة فائقة، تليها مرحلة النمو الأوليغارشي الأبطأ. [ 65 ] لا تتوقع الفرضيات مرحلة اندماج، نظرًا لانخفاض احتمالية تصادم الأجنة الكوكبية في الجزء الخارجي من الأنظمة الكوكبية. [ 65 ] ثمة اختلاف إضافي يتمثل في تركيب الكويكبات الصغيرة ، التي تتشكل في حالة الكواكب العملاقة خارج ما يُسمى بخط التجمد ، وتتكون أساسًا من الجليد - حيث تبلغ نسبة الجليد إلى الصخور حوالي 4 إلى 1. [ 29 ] هذا يُضاعف كتلة الكويكبات الصغيرة أربع مرات. مع ذلك، فإن السديم ذو الكتلة الدنيا القادر على تكوين الكواكب الأرضية لا يستطيع تكوين نوى بكتلة تتراوح بين 1 و2 كتلة شمسية على بُعد 5 وحدات فلكية من كوكب المشتري إلا في غضون 10 ملايين سنة. [ 65 ] يُمثل هذا الرقم الأخير متوسط ​​عمر الأقراص الغازية حول النجوم الشبيهة بالشمس. [ 17 ] تشمل الحلول المقترحة زيادة كتلة القرص - تكفي زيادة عشرة أضعاف؛ [ 65 ] وهجرة الكواكب الأولية، مما يسمح للجنين باستيعاب المزيد من الكويكبات؛ [ 29 ] وأخيرًا تعزيز التراكم بسبب مقاومة الغاز في الأغلفة الغازية للأجنة. [ 29 ] [ 32 ] [ 69 ] قد يفسر مزيج من الأفكار المذكورة أعلاه تكوين نوى الكواكب الغازية العملاقة مثل المشتري ، وربما حتى زحل . [ 22 ] يُعد تكوين كواكب مثل أورانوس ونبتون أكثر إشكالية، حيث لم تتمكن أي نظرية من تفسير التكوين الموضعي لنواها على مسافة 20-30 وحدة فلكية من النجم المركزي. [ 2 ] إحدى الفرضيات هي أنها تراكمت في البداية في منطقة المشتري-زحل، ثم تشتتت وهاجرت إلى موقعها الحالي. [ 70 ] حل آخر محتمل هو نمو نوى الكواكب العملاقة عن طريق تراكم الحصى    في عملية تراكم الحصى، تتباطأ الأجسام التي يتراوح قطرها بين سنتيمتر واحد ومتر واحد، والتي تسقط باتجاه جسم ضخم، بفعل مقاومة الغاز، مما يسمح لها بالدوران حلزونياً نحوه والالتحام به. وقد يكون النمو عبر تراكم الحصى أسرع بألف مرة من النمو عبر تراكم الكويكبات. [ 71 ]

بمجرد أن تصل كتلة النوى إلى مستوى كافٍ ( 5-10 أضعاف كتلة الشمس )، تبدأ في تجميع الغاز من القرص المحيط. [ 2 ] في البداية، تكون هذه العملية بطيئة، حيث تزداد كتلة النوى حتى 30 ضعف كتلة الشمس في غضون بضعة ملايين من السنين. [ 29 ] [ 69 ] بعد ذلك، تزداد معدلات التراكم بشكل كبير، ويتم تجميع 90% المتبقية من الكتلة في غضون 10000 سنة تقريبًا. [ 69 ] يتوقف تراكم الغاز عندما ينفد إمداد القرص. [ 67 ] يحدث هذا تدريجيًا، نتيجة لتكوّن فجوة في الكثافة في القرص الكوكبي الأولي وتشتت القرص. [ 34 ] [ 72 ] في هذا النموذج، تُعتبر الكواكب العملاقة الجليدية - أورانوس ونبتون - نوى فاشلة بدأت في تراكم الغاز متأخرًا جدًا، عندما كان الغاز قد اختفى تقريبًا. تتميز مرحلة ما بعد تراكم الغاز الجامح بهجرة الكواكب العملاقة المتشكلة حديثًا واستمرار تراكم الغاز ببطء. [ 72 ] تحدث الهجرة نتيجة تفاعل الكوكب الموجود في الفجوة مع القرص المتبقي. وتتوقف الهجرة عند اختفاء القرص الكوكبي الأولي أو عند الوصول إلى نهايته. وتتوافق الحالة الأخيرة مع ما يُسمى بالكواكب العملاقة الساخنة ، والتي يُرجح أنها أوقفت هجرتها عند وصولها إلى الفتحة الداخلية في القرص الكوكبي الأولي. [ 72 ]   

أثناء تراكم الغاز عبر تيارات الغاز، قد يُحاط كوكب عملاق بقرص محيط به . يحمل هذا القرص المحيط بالكوكب أيضًا مواد صلبة، ويمكن أن يُشكّل أقمارًا. يُعتقد أن أقمار غاليليو قد تشكلت في قرص محيط بالكوكب من هذا النوع. [ 67 ]

في هذا التصور الفني، يدور كوكب عبر فجوة (فجوة) في قرص نجم قريب مليء بالغبار، وهو قرص تكوين الكواكب.

يمكن للكواكب العملاقة أن تؤثر بشكل كبير على تكوين الكواكب الأرضية . فوجودها يميل إلى زيادة الانحرافات المدارية والميل ( انظر آلية كوزاي ) للكواكب الصغيرة والأجنة في منطقة الكواكب الأرضية (داخل نطاق 4 وحدات فلكية في النظام الشمسي). [ 62 ] [ 66 ] إذا تشكلت الكواكب العملاقة مبكرًا جدًا، فقد تُبطئ أو تمنع تراكم الكواكب الداخلية. أما إذا تشكلت قرب نهاية المرحلة الأوليغارشية، كما يُعتقد أنه حدث في النظام الشمسي، فإنها ستؤثر على اندماج الأجنة الكوكبية، مما يجعلها أكثر عنفًا. [ 62 ] ونتيجة لذلك، سيقل عدد الكواكب الأرضية وستزداد كتلتها. [ 73 ] إضافة إلى ذلك، سيتقلص حجم النظام، لأن الكواكب الأرضية ستتشكل بالقرب من النجم المركزي. ويُعتقد أن تأثير الكواكب العملاقة في النظام الشمسي، وخاصة تأثير كوكب المشتري ، كان محدودًا نظرًا لبُعدها النسبي عن الكواكب الأرضية. [ 73 ] 

ستتأثر المنطقة المجاورة للكواكب العملاقة في النظام الكوكبي بطريقة مختلفة. [ 66 ] في هذه المنطقة، قد تصبح انحرافات مدارات الأجرام الأولية كبيرة جدًا لدرجة أنها تمر بالقرب من كوكب عملاق، مما قد يؤدي إلى قذفها خارج النظام. [ د ] [ 62 ] [ 66 ] إذا أُزيلت جميع الأجرام الأولية، فلن تتشكل أي كواكب في هذه المنطقة. [ 66 ] ومن النتائج الأخرى بقاء عدد هائل من الكويكبات الصغيرة، لأن الكواكب العملاقة غير قادرة على إزالتها بالكامل دون مساعدة الأجرام الأولية. ستكون الكتلة الإجمالية للكويكبات المتبقية صغيرة، لأن التأثير التراكمي للأجرام الأولية قبل قذفها والكواكب العملاقة لا يزال قويًا بما يكفي لإزالة 99% من الأجسام الصغيرة. [ 62 ] ستتطور هذه المنطقة في النهاية إلى حزام كويكبات ، وهو نظير كامل لحزام الكويكبات في النظام الشمسي، ويقع على بُعد 2 إلى 4  وحدات فلكية من الشمس. [ 62 ] [ 66 ]

الكواكب الخارجية

تم اكتشاف آلاف الكواكب الخارجية خلال العشرين عامًا الماضية، مع وجود مليارات أخرى على الأقل في كوننا المرئي لم تُكتشف بعد. [ 74 ] تختلف مدارات العديد من هذه الكواكب وأنظمة الكواكب اختلافًا كبيرًا عن مدارات كواكب المجموعة الشمسية. تشمل الكواكب الخارجية المكتشفة كواكب المشتري الحارة، وكواكب المشتري الدافئة، والكواكب العملاقة الشبيهة بالأرض، وأنظمة الكواكب الداخلية المتراصة.

يُعتقد أن كواكب المشتري الحارة وكواكب المشتري الدافئة قد هاجرت إلى مداراتها الحالية أثناء تكوينها أو بعده. وقد طُرحت عدة آليات محتملة لهذه الهجرة. يمكن أن تؤدي الهجرة من النوع الأول أو الثاني إلى تقليل المحور شبه الرئيسي لمدار الكوكب تدريجيًا، مما ينتج عنه كوكب مشتري دافئ أو حار. كما يمكن أن يؤدي التشتت الجاذبي بواسطة كواكب أخرى إلى مدارات إهليلجية ذات حضيض قريب من النجم، يليه استدارة مدار الكوكب نتيجة التفاعلات المدية مع النجم، إلى بقاء الكوكب في مدار قريب. في حال وجود كوكب مرافق ضخم أو نجم في مدار مائل، فإن تبادل الميل مقابل الإهليلجية عبر آلية كوزاي ، مما يزيد الإهليلجية ويخفض الحضيض، يليه استدارة المدار، يمكن أن يؤدي أيضًا إلى مدار قريب. تمتلك العديد من الكواكب بحجم المشتري مدارات إهليلجية، مما قد يشير إلى حدوث تصادمات جاذبية بين الكواكب، على الرغم من أن الهجرة أثناء الرنين يمكن أن تُثير أيضًا الإهليلجية. [ 75 ] كما تم اقتراح نمو كواكب المشتري الحارة في الموقع من كواكب عملاقة أرضية تدور في مدارات قريبة. ويمكن أن تكون النوى في هذه الفرضية قد تشكلت محليًا أو على مسافة أكبر وهاجرت بالقرب من النجم. [ 76 ]

يُعتقد أن الكواكب العملاقة الأرضية والكواكب الأخرى التي تدور في مدارات قريبة قد تشكلت إما في مواقعها الأصلية أو خارجها، أي أنها هاجرت نحو الداخل من مواقعها الأولية. [ 77 ] يتطلب تشكل الكواكب العملاقة الأرضية في مواقعها الأصلية وجود قرص ضخم، أو هجرة الأجنة الكوكبية متبوعةً باصطدامات واندماجات، أو الانجراف الشعاعي لأجسام صلبة صغيرة من مناطق أبعد في القرص. من المرجح أن تكون هجرة الكواكب العملاقة الأرضية، أو الأجنة التي اصطدمت لتشكيلها، من النوع الأول نظرًا لصغر كتلتها. تشير المدارات الرنانة لبعض أنظمة الكواكب الخارجية إلى حدوث هجرة ما في هذه الأنظمة، بينما يشير تباعد المدارات في العديد من الأنظمة الأخرى غير الرنانة إلى احتمال حدوث عدم استقرار في تلك الأنظمة بعد تبدد القرص الغازي. قد يعود غياب الكواكب العملاقة الأرضية والكواكب التي تدور في مدارات قريبة في النظام الشمسي إلى تشكل كوكب المشتري سابقًا، مما حال دون هجرتها نحو الداخل. [ 78 ]

قد تعتمد كمية الغاز التي يكتسبها كوكب عملاق أرضي تشكّل في مكانه على توقيت اندماج الأجنة الكوكبية نتيجةً للاصطدامات العملاقة مقارنةً بتبدد قرص الغاز. فإذا حدث الاندماج بعد تبدد قرص الغاز، يُمكن أن تتشكل كواكب أرضية، أما إذا حدث في قرص انتقالي، فقد يتشكل كوكب عملاق أرضي بغلاف غازي يحتوي على نسبة قليلة من كتلته. وإذا حدث الاندماج مبكرًا جدًا، فقد يحدث تراكم غازي متسارع يؤدي إلى تكوين عملاق غازي. يبدأ الاندماج عندما يصبح الاحتكاك الديناميكي الناتج عن قرص الغاز غير كافٍ لمنع الاصطدامات، وهي عملية تبدأ مبكرًا في الأقراص ذات المحتوى المعدني العالي . [ 79 ] بدلاً من ذلك، قد يكون تراكم الغاز محدودًا بسبب عدم وجود الأغلفة في حالة توازن هيدروستاتيكي ، حيث قد يتدفق الغاز عبر الغلاف، مما يبطئ نموه ويؤخر بدء التراكم الغازي المتسارع حتى تصل كتلة النواة إلى 15 ضعف كتلة الأرض. [ 80 ]

معنى التراكم

يؤدي استخدام مصطلح " قرص التراكم " للإشارة إلى القرص الكوكبي الأولي إلى التباس حول عملية تراكم الكواكب . يُشار إلى القرص الكوكبي الأولي أحيانًا باسم قرص التراكم، لأنه بينما لا يزال النجم الأولي الشاب الشبيه بنجم تي تاوري ينكمش، قد تستمر المادة الغازية في السقوط عليه، متراكمةً على سطحه من حافته الداخلية. [ 40 ] في قرص التراكم، يوجد تدفق صافٍ للكتلة من الأقطار الأكبر نحو الأقطار الأصغر. [ 23 ]

مع ذلك، لا ينبغي الخلط بين هذا المعنى وعملية التراكم التي تُشكّل الكواكب. في هذا السياق، يشير التراكم إلى عملية تجمّد حبيبات الغبار والجليد المبردة التي تدور حول النجم الأولي في القرص الكوكبي الأولي، حيث تتصادم وتلتصق ببعضها البعض وتنمو تدريجيًا، وصولًا إلى التصادمات عالية الطاقة بين الكويكبات الكبيرة . [ 20 ]

بالإضافة إلى ذلك، من المحتمل أن الكواكب العملاقة كانت تمتلك أقراص تراكم خاصة بها، بالمعنى الأول للكلمة. [ 81 ] انكمشت سحب غاز الهيدروجين والهيليوم المحتجزة، ودارت، وتسطحت، وترسب الغاز على سطح كل كوكب أولي عملاق ، بينما تراكمت الأجسام الصلبة داخل ذلك القرص لتشكل أقمار الكوكب العملاق المنتظمة. [ 82 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ قارن ذلك بكثافة عدد الجسيمات في الهواء عند مستوى سطح البحر—2.8 × 10 19  سم −3 .
  2. ↑ نجوم تي تاوري هي نجوم فتية كتلتها أقل من 2.5 كتلة شمسية تقريبًا، وتتميز بنشاطها العالي. تُقسم إلى فئتين: نجوم تي تاوري ذات الخطوط الطيفية الضعيفة ونجوم تي تاوري الكلاسيكية. [ 43 ] تمتلك الأخيرة أقراص تراكم وتستمر في تراكم الغاز الساخن، مما يتجلى في خطوط انبعاث قوية في طيفها. أما الأولى فلا تمتلك أقراص تراكم. تتطور نجوم تي تاوري الكلاسيكية إلى نجوم تي تاوري ذات الخطوط الطيفية الضعيفة. [ 44 ] 
  3. ↑ قد تتراكم بعض كميات الجليد على الكويكبات القريبةمن الحافة الخارجية لمنطقة الكواكب الأرضية - على بُعد 2.5 إلى 4وحدات فلكية من الشمس. ومع ذلك، ستظل الصخور هي السائدة، كما هو الحال في الحزام الرئيسي الخارجي للنظام الشمسي. [ 64 ] 
  4. ↑ كأحد الاحتمالات، قد تصطدم هذه النجوم بالنجم المركزي أو بكوكب عملاق.

مراجع

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 وولفسون، م.م. (1993). "النظام الشمسي  - أصله وتطوره". المجلة الفصلية للجمعية الفلكية الملكية . 34 : 1-20 . رمز Bibcode : 1993QJRAS..34....1W .
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 مونتميرل، تييري؛ أوجيرو، جان-شارل؛ شوسيدون، مارك؛ وآخرون . (2006). "تكوين النظام الشمسي وتطوره المبكر: أول 100 مليون سنة". الأرض والقمر والكواكب . 98 ( 1-4 ): 39-95 . Bibcode : 2006EM & P...98...39M . doi : 10.1007/s11038-006-9087-5 . S2CID 120504344 .  
  3. ↑ أندروز، روبن جورج (10 أغسطس 2022). "ربما يكون علماء الفلك قد اكتشفوا أصغر كوكب في المجرة - سيساعد تلسكوب جيمس ويب الفضائي قريبًا في قياس هذا الكوكب، مما قد يقدم رؤى حول كيفية تشكل مجرتنا" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 أغسطس 2022 .
  4. ↑ دانجيلو، ج.؛ بودينهايمر، ب. (2013). "حسابات ديناميكا الموائع الإشعاعية ثلاثية الأبعاد لأغلفة الكواكب الفتية المندمجة في الأقراص الكوكبية الأولية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 778 (1): 77 (29 صفحة). arXiv : 1310.2211 . Bibcode : 2013ApJ...778...77D . doi : 10.1088/0004-637X/778/1/77 . S2CID 118522228 . 
  5. ↑ سويدنبورغ، إيمانويل (1734). (برينسيبيا) أوبرا فيلوسوفيكا إت مينيراليا [ الأعمال الفلسفية والمعدنية ] (باللاتينية). المجلد الأول . 
  6. ↑ بيكر، غريغوري ل. (أكتوبر 1983). "إيمانويل سوينبورغ - عالم كونيات من القرن الثامن عشر" (ملف PDF) . مُعلِّم الفيزياء . الصفحات 441-446 . 
  7. ↑ للاطلاع على تفاصيل موقف كانط، انظر: بالمكويست، ستيفن (سبتمبر 1987). "إعادة تقييم نظرية الكون عند كانط". دراسات في تاريخ وفلسفة العلوم . 18 (3): 255-269 . Bibcode : 1987SHPSA..18..255P . doi : 10.1016/0039-3681(87)90021-5 .
  8. ↑ كول، جورج هـ. أ. (2013). مايكل م. وولفسون (محرر). علم الكواكب: علم الكواكب حول النجوم ( الطبعة الثانية). ص 190.  
  9. ↑ بيتزولد، تشارلز (فبراير 2005). "ماكسويل، الجزيئات، والتطور" . تم الاسترجاع في 3 يناير 2023 .
  10. 1 2 بريستر، ديفيد (1876). عوالم أكثر من عالم واحد: عقيدة الفيلسوف وأمل المسيحي . بيكاديللي، المملكة المتحدة: تشاتو آند ويندوس.
  11. ↑ هينبست، نايجل (1991). "ولادة الكواكب: قد تكون الأرض والكواكب المجاورة لها من الناجين من زمن كانت فيه الكواكب تدور حول الشمس ككرات معدنية على طاولة لعبة البينبول" . مجلة نيو ساينتست . تاريخ الاسترجاع: 18 أبريل 2008 .
  12. ↑ سافرونوف، فيكتور سيرجيفيتش (1972). تطور السحابة الكوكبية الأولية وتكوين الأرض والكواكب . برنامج إسرائيل للترجمات العلمية. ISBN 978-0-7065-1225-0.
  13. ↑ ويثرل، جورج و. (1989). "نص ميدالية ليونارد لفيكتور سيرجيفيتش سافرونوف" . علم النيازك . 24 (4): 347. Bibcode : 1989Metic..24..347W . doi : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x .
  14. ↑ شنايدر، جان (10 سبتمبر 2011). "كتالوج تفاعلي للكواكب الخارجية" . موسوعة الكواكب الخارجية . تم الاسترجاع في 10 سبتمبر 2011 .
  15. ↑ "مرصد SPHERE يكشف عن مجموعة رائعة من الأقراص حول النجوم الشابة" . www.eso.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 أبريل 2018 .
  16. 1 2 3 4 5 6 7 8 أندريه، فيليب؛ مونتميرل، تييري (1994). "من النجوم الأولية لنجوم T Tauri: المواد المحيطة بالنجم والأجسام النجمية الشابة في سحابة ρ Ophiuchi" . مجلة الفيزياء الفلكية . 420 : 837– 862. بيب كود : 1994ApJ...420..837A . دوى : 10.1086/173608 .
  17. 1 2 3 4 5 هايش، كارل إي.؛ لادا، إليزابيث أ.؛ لادا، تشارلز ج. (2001). "ترددات الأقراص وأعمارها في التجمعات النجمية الفتية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 553 (2): L153– L156. arXiv : astro-ph/0104347 . Bibcode : 2001ApJ...553L.153H . doi : 10.1086/320685 . S2CID 16480998 . 
  18. بادجيت ، ديبورا ل.؛ براندنر، وولفغانغ؛ ستابلفيلدت، كارل ل.؛ وآخرون (1999). "تصوير تلسكوب هابل الفضائي/مرصد نيكموس للأقراص والأغلفة المحيطة بالنجوم الفتية جدًا". المجلة الفلكية . 117 (3): 1490-1504 . arXiv : astro-ph/9902101 . Bibcode : 1999AJ....117.1490P . doi : 10.1086 / 300781 . S2CID 16498360 .  
  19. 1 2 3 كيسلر-سيلاتشي، جاكلين؛ أوجيرو، جان تشارلز؛ دولموند، كورنيليس P.؛ وآخرون . (2006). “c2d SPITZER IRS أطياف الأقراص حول نجوم T Tauri. I. انبعاث السيليكات ونمو الحبوب”. مجلة الفيزياء الفلكية . 639 (3): 275– 291. أرخايف : astro-ph/0511092 . بيب كود : 2006ApJ...639..275K . دوى : 10.1086/499330 . S2CID 118938125 .  
  20. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 كوكوبو، إييتشيرو؛ إيدا، شيغيرو ( 2002). "تكوين أنظمة الكواكب الأولية وتنوع الأنظمة الكوكبية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 581 (1): 666-680 . Bibcode : 2002ApJ...581..666K . doi : 10.1086/344105 .
  21. 1 2 3 4 5 6 ريموند، شون ن.؛ كوين، توماس؛ لونين، جوناثان آي. (2006). "محاكاة عالية الدقة للتجميع النهائي للكواكب الشبيهة بالأرض 1: التراكم الأرضي والديناميكيات". إيكاروس . 183 (2): 265-282 . arXiv : astro-ph/0510284 . Bibcode : 2006Icar..183..265R . doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.011 . S2CID 119069411 . 
  22. 1 2 3 4 5 6 وورشترل، ج. (2004). "تكوين الكواكب" . في: ب. إهرنفرويند وآخرون (محررون). تكوين الكواكب نحو تقدير قابلية المجرات للحياة . علم الأحياء الفلكي: آفاق مستقبلية . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. دار كلوير الأكاديمية للنشر. ص 67-96 . doi : 10.1007/1-4020-2305-7 . ISBN   9781402023040.
  23. 1 2 ليندن-بيل، د.؛ برينغل، ج. إي. (1974). "تطور الأقراص اللزجة وأصل المتغيرات السديمية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 168 (3): 603-637 . Bibcode : 1974MNRAS.168..603L . doi : 10.1093/mnras/168.3.603 .
  24. ↑ ديفيت، تيري (31 يناير 2001). "ما الذي يكبح جماح النجوم التي تدور بجنون؟" . جامعة ويسكونسن-ماديسون . تم الاسترجاع في 9 أبريل 2013 .
  25. ↑ دوليموند، سي.؛ هولنباخ، دي.؛ كامب، آي.؛ داليسيو، بي. (2007). "نماذج بنية وتطور الأقراص الكوكبية الأولية". في: ريبورث، بي.؛ جويت، دي.؛ كيل، ك. (محررون). النجوم الأولية والكواكب 5. توسون، أريزونا: مطبعة جامعة أريزونا. الصفحات 555-572 . arXiv : astro-ph/0602619 . Bibcode : 2007prpl.conf..555D . ISBN  978-0816526543.
  26. ↑ كلارك، سي. (2011). "انتشار الأقراص حول النجوم الفتية". في غارسيا، ب. (محرر). العمليات الفيزيائية في الأقراص المحيطة بالنجوم الفتية . شيكاغو، إلينوي: مطبعة جامعة شيكاغو. ص 355-418 . ISBN  9780226282282.
  27. ↑ "عوالم ذات شموس متعددة" . www.eso.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 فبراير 2019 .
  28. يودين ، أندرو ن .؛ شو ، فرانك ن. (2002). "تكوين الكواكب الصغيرة بفعل عدم الاستقرار الجاذبي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 580 (1): 494-505 . arXiv : astro-ph/0207536 . Bibcode : 2002ApJ...580..494Y . doi : 10.1086/343109 . S2CID 299829 . 
  29. 1 2 3 4 5 إينابا، س.؛ ويذرل، ج. و.؛ إيكوما، م. (2003). "تكوين الكواكب الغازية العملاقة: نماذج تراكم النواة مع التفتت والغلاف الكوكبي" (ملف PDF) . إيكاروس . 166 (1): 46-62 . Bibcode : 2003Icar..166...46I . doi : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 12-09-2006.
  30. ↑ ليسور، ج. ج.؛ هوبيكي، أ.؛ دانجيلو، ج.؛ بودينهايمر، ب. (2009). "نماذج نمو كوكب المشتري مع مراعاة القيود الحرارية والهيدروديناميكية". إيكاروس . 199 (2): 338-350 . arXiv : 0810.5186 . Bibcode : 2009Icar..199..338L . doi : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . S2CID 18964068 . 
  31. 1 2 بودينهايمر، ب.؛ دانجيلو، ج.؛ ليسور، ج. ج.؛ فورتني، ج. ج.؛ وآخرون . (2013). "احتراق الديوتيريوم في الكواكب العملاقة الضخمة والأقزام البنية منخفضة الكتلة المتكونة عن طريق التراكم النواة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 770 (2): 120 (13 صفحة). arXiv : 1305.0980 . Bibcode : 2013ApJ...770..120B . doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . S2CID 118553341 .  
  32. 1 2 دانجيلو، جي.؛ وايدنشيلينغ، إس. جيه.؛ ليسور، جيه. جيه.؛ بودينهايمر، بي. (2014). "نمو كوكب المشتري: تعزيز تراكم النواة بواسطة غلاف ضخم منخفض الكتلة". إيكاروس . 241 : 298-312 . arXiv : 1405.7305 . Bibcode : 2014Icar..241..298D . doi : 10.1016/j.icarus.2014.06.029 . S2CID 118572605 . 
  33. ↑ بابالويزو 2007 صفحة 10
  34. 1 2 3 4 دانجيلو، جي.؛ دوريسن، آر إتش؛ ليسور، جيه جيه (2011). "تكوين الكواكب العملاقة" . في إس. سيجر (محرر). الكواكب الخارجية . مطبعة جامعة أريزونا، توسون، أريزونا. ص 319-346 . arXiv : 1006.5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D . 
  35. 1 2 3 4 بودريتز، رالف إي. (2002). "تكوين النجوم المتجمعة وأصل الكتل النجمية" . مجلة ساينس . 295 (5552): 68-75 . Bibcode : 2002Sci...295...68P . doi : 10.1126 / science.1068298 . PMID 11778037. S2CID 33585808 .  
  36. ↑ كلارك، بول سي؛ بونيل، إيان أ. (2005). "بداية الانهيار في السحب الجزيئية المدعومة بالاضطراب" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 361 ( 1): 2-16 . Bibcode : 2005MNRAS.361....2C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x .
  37. 1 2 3 4 موت، ف.؛ أندريه، ب.؛ نيري، ر. (1998). "الظروف الأولية لتكوين النجوم في سحابة ρ Ophiuchi الرئيسية: رسم خرائط الطيف المتصل واسع المجال في نطاق المليمتر". علم الفلك والفيزياء الفلكية 336 : 150-172 . Bibcode : 1998A & A...336..150M .
  38. 1 2 3 4 5 ستالر، ستيفن دبليو؛ شو، فرانك إتش؛ تام، رونالد إي (1980). "تطور النجوم الأولية: الجزء الثاني: النواة الهيدروستاتيكية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 242 : 226-241 . Bibcode : 1980ApJ...242..226S . doi : 10.1086/158459 .
  39. 1 2 3 4 5 ناكاموتو، تايشي؛ ناكاغاوا، يوشيتسوغو (1994). "تكوين الأقراص الكوكبية الأولية وتطورها المبكر واستقرارها الجاذبي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 421 : 640-650 . Bibcode : 1994ApJ...421..640N . doi : 10.1086/173678 .
  40. 1 2 3 4 5 6 يورك، هارولد دبليو؛ بودينهايمر، بيتر (1999). "تكوين الأقراص النجمية الأولية. الجزء الثالث: تأثير نقل الزخم الزاوي الناتج عن الجاذبية على بنية القرص ومظهره" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 525 (1): 330-342 . Bibcode : 1999ApJ...525..330Y . doi : 10.1086/307867 .
  41. ↑ لي، تشين-فاي؛ موندي، لي جي؛ ريبورث، بو؛ وآخرون (2000). "تدفقات أول أكسيد الكربون من النجوم الفتية: مقارنة بين نموذجي النفث والرياح" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 542 (2): 925-945 . Bibcode : 2000ApJ...542..925L . doi : 10.1086/317056 . S2CID 118351543 .  
  42. 1 2 ستاهلر، ستيفن دبليو (1988). “الديوتيريوم وخط الميلاد النجمي”. مجلة الفيزياء الفلكية . 332 : 804– 825. بيب كود : 1988ApJ...332..804S . دوى : 10.1086/166694 .
  43. ↑ موهانتي، سوبهانجوي؛ جاياواردانا، راي؛ باسري، جيبور (2005). "طور تي تاوري وصولاً إلى كتل تقارب كتل الكواكب: أطياف إيشيل لـ 82 نجمًا منخفض الكتلة جدًا وأقزامًا بنية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 626 (1): 498-522 . arXiv : astro-ph/0502155 . Bibcode : 2005ApJ...626..498M . doi : 10.1086/429794 . S2CID 8462683 . 
  44. ↑ مارتن، إي إل؛ ريبولو، ر.؛ ماغازو، أ.؛ بافلينكو، يا. ف. (1994). "احتراق الليثيوم قبل التسلسل الرئيسي". علم الفلك والفيزياء الفلكية 282 : 503-517 . arXiv : astro -ph/9308047 . Bibcode : 1994A & A...282..503M .
  45. 1 2 3 هارتمان، لي؛ كالفيت، نوريا ؛ غولبرينغ، إريك؛ داليسيو، باولا (1998). "التراكم وتطور أقراص تي تاوري" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 495 (1): 385-400 . Bibcode : 1998ApJ...495..385H . doi : 10.1086/305277 .
  46. 1 2 شو، فرانك هـ.؛ شانغ، هسيان؛ غلاسغولد، ألفريد إي.؛ لي، تايفون (1997). "الأشعة السينية والرياح السينية المتذبذبة من النجوم الأولية" . مجلة ساينس . 277 (5331): 1475-1479 . Bibcode : 1997Sci...277.1475S . doi : 10.1126/science.277.5331.1475 .
  47. 1 2 موزيرول، جيمس؛ كالفيت، نوريا ؛ هارتمان، لي (2001). "تشخيص خطوط الانبعاث لتراكم الغلاف المغناطيسي لنجم تي تاوري. الجزء الثاني: اختبارات نموذجية محسّنة ورؤى جديدة حول فيزياء التراكم" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 550 (2): 944-961 . Bibcode : 2001ApJ...550..944M . doi : 10.1086/319779 .
  48. 1 2 آدامز، فريد سي؛ هولنباخ، ديفيد؛ لافلين، غريغوري؛ غورتي، أوما (2004). "التبخر الضوئي للأقراص المحيطة بالنجوم نتيجة الإشعاع الخارجي فوق البنفسجي البعيد في التجمعات النجمية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 611 (1): 360-379 . arXiv : astro-ph/0404383 . Bibcode : 2004ApJ...611..360A . doi : 10.1086/421989 . S2CID 16093937 . 
  49. ↑ هارينغتون، جيه دي؛ فيلارد، راي (24 أبريل 2014). "الإصدار 14-114: التحليلات الفلكية الجنائية تكشف عن أقراص كوكبية في أرشيف هابل التابع لناسا" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 25 أبريل 2014. تم الاطلاع عليه في 25 أبريل 2014 .
  50. ↑ ميجيث، إس تي؛ هارتمان، إل؛ لومان، كيه إل؛ فازيو، جي جي (2005). "القياس الضوئي بواسطة سبيتزر/IRAC لتجمع ρ Chameleontis". المجلة الفيزيائية الفلكية . 634 (1): L113– L116. arXiv : astro-ph/0511314 . Bibcode : 2005ApJ...634L.113M . doi : 10.1086/498503 . S2CID 119007015 . 
  51. 1 2 3 تشيك، كينيث م.؛ كاسين، باتريك (1997). "المعالجة الحرارية لحبيبات الغبار بين النجوم في البيئة الشمسية البدائية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 477 (1): 398-409 . Bibcode : 1997ApJ...477..398C . doi : 10.1086/303700 .
  52. 1 2 كلار، هـ. هـ؛ بودينهايمر، ب. (2003). "الاضطراب في أقراص التراكم: توليد الدوامة ونقل الزخم الزاوي عبر عدم الاستقرار الباروكلي العالمي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 582 (2): 869-892 . arXiv : astro-ph/0211629 . Bibcode : 2003ApJ...582..869K . doi : 10.1086/344743 . S2CID 119362731 . 
  53. ↑ "مرصد ألما يُلقي الضوء على تيارات الغاز المُكوِّنة للكواكب" . بيان صحفي صادر عن المرصد الأوروبي الجنوبي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 يناير 2013 .
  54. 1 2 ميتشيكوشي، شوغو؛ إينوتسوكا، شو-إيتشيرو (2006). "تحليل ثنائي السوائل لعدم استقرار كلفن-هيلمهولتز في الطبقة الغبارية لقرص كوكبي أولي: مسار محتمل لتكوين الكواكب الصغيرة من خلال عدم الاستقرار الجاذبي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 641 (2): 1131-1147 . arXiv : astro-ph/0412643 . Bibcode : 2006ApJ...641.1131M . doi : 10.1086/499799 . S2CID 15477674 . 
  55. ↑ يوهانسن، أندرس؛ هينينغ، توماس؛ كلار، هوبرت (2006). "ترسيب الغبار واضطراب كلفن-هيلمهولتز المستدام ذاتيًا في المستويات الوسطى للأقراص الكوكبية الأولية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 643 (2): 1219-1232 . arXiv : astro-ph/0512272 . Bibcode : 2006ApJ...643.1219J . doi : 10.1086/502968 . S2CID 15999094 . 
  56. ↑ يوهانسن، أ.؛ بلوم، ج.؛ تاناكا، هـ.؛ أورميل، س.؛ بيزارو، م.؛ ريكمان، هـ. (2014). "عملية تكوين الكواكب الصغيرة متعددة الأوجه". في: بيوثر، هـ.؛ كليسن، ر. س.؛ دوليموند، س. ب.؛ هينينغ، ت. (محررون). النجوم الأولية والكواكب 6. مطبعة جامعة أريزونا. ص 547-570 . arXiv : 1402.1344 . Bibcode : 2014prpl.conf..547J . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 . ISBN  978-0-8165-3124-0. S2CID 119300087 . 
  57. ^ جوهانسن، أ. سترة، E.؛ كوزي، JN؛ موربيديلي، أ. جونيل، م. (2015). “نماذج جديدة لتشكيل الكويكبات”. في ميشيل، ص. ديميو، ف. بوتكي، دبليو. (محرران). الكويكبات الرابع . سلسلة علوم الفضاء. مطبعة جامعة أريزونا. ص. 471.ارخايف : 1505.02941 .​ بيب كود : 2015aste.book..471J . دوى : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025 . رقم ISBN  978-0-8165-3213-1. S2CID 118709894 . 
  58. 1 2 بوس، آلان ب. (2003). "التكوين السريع للكواكب العملاقة الخارجية نتيجة عدم استقرار القرص" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 599 (1): 577-581 . Bibcode : 2003ApJ...599..577B . doi : 10.1086/379163 .
  59. ↑ ناياكشين، سيرجي (2010). "تكوين الكواكب عن طريق تقليص حجم أجنة الكواكب العملاقة بفعل المد والجزر" . رسائل الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 408 (1): L36–L40. arXiv : 1007.4159 . Bibcode : 2010MNRAS.408L..36N . doi : 10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x . S2CID 53409577 . 
  60. ↑ ستاماتيلوس، ديميتريس؛ هابر، ديفيد أ.؛ ويتوورث، أنتوني ب. (2007). "تكوين الأقزام البنية عن طريق التفتت الجذبي للأقراص النجمية الأولية الضخمة والممتدة" . رسائل الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 382 (1): L30– L34. arXiv : 0708.2827 . Bibcode : 2007MNRAS.382L..30S . doi : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x . S2CID 17139868 . 
  61. ↑ فونت، أندريا س.؛ مكارثي، إيان ج.؛ جونستون، دوغ؛ بالانتاين، ديفيد ر. (2004). "التبخر الضوئي للأقراص المحيطة بالنجوم الفتية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 607 (2): 890-903 . arXiv : astro-ph/0402241 . Bibcode : 2004ApJ...607..890F . doi : 10.1086/383518 . S2CID 15928892 . 
  62. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 بوتكي، ويليام ف.؛ دوردا، دانيال د.؛ نيسفورني، ديفيد؛ وآخرون . (2005). "ربط تاريخ تصادم حزام الكويكبات الرئيسي بإثارته الديناميكية واستنزافه" (ملف PDF) . إيكاروس . 179 (1): 63-94 . Bibcode : 2005Icar..179...63B . doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . 
  63. ↑ غريشين، يفغيني؛ بيريتس، ​​حغاي ب.؛ أفني، يائيل (11 أغسطس/آب 2019). "تلقيح الكواكب من خلال التقاط الأجسام بين النجوم بمساعدة الغاز" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 487 (3): 3324-3332 . arXiv : 1804.09716 . doi : 10.1093/mnras/stz1505 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119066860 .  
  64. 1 2 3 4 ريموند، شون ن.؛ كوين، توماس؛ لونين، جوناثان آي. (2007). "محاكاة عالية الدقة للتجميع النهائي للكواكب الشبيهة بالأرض 2: توصيل الماء وقابلية الكواكب للسكن". علم الأحياء الفلكي . 7 (1): 66-84 . arXiv : astro-ph/0510285 . Bibcode : 2007AsBio...7...66R . doi : 10.1089 / ast.2006.06-0126 . PMID 17407404. S2CID 10257401 .  
  65. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 ثوميس، إي دبليو؛ دنكان، إم جيه؛ ليفيسون، إتش إف (2003). "النمو الأوليغاركي للكواكب العملاقة". إيكاروس . 161 (2): 431-455 . arXiv : astro-ph/0303269 . Bibcode : 2003Icar..161..431T . doi : 10.1016/S0019-1035(02)00043-X . S2CID 16522991 . 
  66. 1 2 3 4 5 6 بيتي، جان مارك؛ موربيديلي، أليساندرو (2001). "الإثارة البدائية وتطهير حزام الكويكبات" (ملف PDF) . إيكاروس . 153 (2): 338-347 . Bibcode : 2001Icar..153..338P . doi : 10.1006/icar.2001.6702 . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 21 فبراير 2007. تم الاطلاع عليه بتاريخ 18 مارس 2008 .
  67. 1 2 3 دانجيلو، جي.؛ ليسور، جيه جيه (2018). "تكوين الكواكب العملاقة". في ديج، إتش.، بيلمونتي، جيه. (محرران). دليل الكواكب الخارجية . دار نشر سبرينغر الدولية، جزء من سبرينغر نيتشر. الصفحات 2319-2343 . arXiv : 1806.05649 . Bibcode : 2018haex.bookE.140D . doi : 10.1007/978-3-319-55333-7_140 . ISBN  978-3-319-55332-0. S2CID 116913980 . 
  68. 1 2 جانسون، م.؛ بونافيتا، م.؛ كلار، هـ.؛ لافرينيير، د.؛ وآخرون . (2011). "بحث تصويري عالي التباين عن الكواكب والأقزام البنية حول أضخم النجوم في الجوار الشمسي". Astrophys. J. 736 ( 89): 89. arXiv : 1105.2577 . Bibcode : 2011ApJ...736...89J . doi : 10.1088/0004-637x/736/2/89 . S2CID 119217803 .  
  69. 1 2 3 فورتييه، أ.؛ بينفينوتو، أ.ج. (2007). "تراكم الكواكب الصغيرة في ظل نظام حكم الأقلية وتكوين الكواكب العملاقة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 473 (1): 311-322 . arXiv : 0709.1454 . Bibcode : 2007A & A...473..311F . doi : 10.1051/0004-6361:20066729 . S2CID 14812137 . 
  70. ↑ ثوميس، إدوارد و.؛ دنكان، مارتن ج.؛ ليفيسون، هارولد ف. (1999). "تكوين أورانوس ونبتون في منطقة المشتري-زحل من النظام الشمسي" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 402 (6762): 635-638 . Bibcode : 1999Natur.402..635T . doi : 10.1038/45185 . PMID: 10604469. S2CID : 4368864 .  
  71. ↑ لامبرختس، م.؛ يوهانسن، أ. (أغسطس 2012). "النمو السريع لنوى العمالقة الغازية عن طريق تراكم الحصى". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 544 : A32. arXiv : 1205.3030 . Bibcode : 2012A & A...544A..32L . doi : 10.1051/0004-6361/201219127 . S2CID 53961588 . 
  72. 1 2 3 بابالويزو، جيه سي بي؛ نيلسون، آر بي؛ كلي، دبليو؛ وآخرون (2007). "تفاعلات القرص الكوكبي أثناء تكوين الكواكب". في: بو ريبورث؛ ديفيد جويت؛ كلاوس كيل (محررون). النجوم الأولية والكواكب 5. مطبعة أريزونا. ص 655. arXiv : astro-ph/0603196 . Bibcode : 2007prpl.conf..655P .  
  73. 1 2 ليفيسون، هارولد ف.؛ أغنور، كريغ (2003). "دور الكواكب العملاقة في تكوين الكواكب الأرضية" (ملف PDF) . المجلة الفلكية . 125 (5): 2692-2713 . Bibcode : 2003AJ....125.2692L . doi : 10.1086/374625 . S2CID 41888579 . 
  74. ↑ "هل نحن وحدنا؟ اكتشاف مليارات الكواكب الشبيهة بالأرض قد يحمل الإجابة" . SciTechDaily . 8 يوليو 2020.
  75. ↑ باروتو، سي.؛ كريدا، أ.؛ بارديكوبر، س.-ج.؛ ماسيت، ف.؛ غيليه، ج.؛ بيتش، ب.؛ نيلسون، ر.؛ كلي، و.؛ بابالويزو، ج. (2014). "تفاعلات الكوكب مع القرص والتطور المبكر للأنظمة الكوكبية". النجوم الأولية والكواكب 6. ص 667-689 . arXiv : 1312.4293 . Bibcode : 2014prpl.conf..667B . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029 . ISBN  9780816531240. S2CID 67790867 . 
  76. ↑ باتيغين، كونستانتين؛ بودينهايمر، بيتر هـ.؛ لافلين، غريغوري ب. (2016). "التكوين الموضعي والتطور الديناميكي لأنظمة المشتري الحارة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 829 (2): 114. arXiv : 1511.09157 . Bibcode : 2016ApJ...829..114B . doi : 10.3847/0004-637X/829/2/114 . S2CID 25105765 . 
  77. ↑ دانجيلو، ج.؛ بودينهايمر، ب. (2016). "نماذج التكوين في الموقع وخارجه لكواكب كيبلر 11" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 828 (1): id. 33 (32 صفحة). arXiv : 1606.08088 . Bibcode : 2016ApJ...828...33D . doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID 119203398 . 
  78. ↑ موربيديلي، أليساندرو؛ ريموند، شون (2016). "تحديات تكوين الكواكب". مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الكواكب . 121 (10): 1962-1980 . arXiv : 1610.07202 . Bibcode : 2016JGRE..121.1962M . doi : 10.1002/2016JE005088 . S2CID 119122001 . 
  79. ↑ لي، إيف جيه ؛ تشيانغ، يوجين (2016). "تكوين الكواكب العملاقة الأرضية وولادة الكتل العملاقة المنتفخة في الأقراص الانتقالية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 817 (2): 90. arXiv : 1510.08855 . Bibcode : 2016ApJ...817...90L . doi : 10.3847/0004-637X/817/2/90 . S2CID 118456061 . 
  80. ↑ لامبرختس، ميشيل؛ ليغا، إيلانا (2017). "انخفاض تراكم الغاز على الكواكب العملاقة والكوكب الجليدي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 606 : A146. arXiv : 1708.00767 . Bibcode : 2017A & A...606A.146L . doi : 10.1051/0004-6361/201731014 . S2CID 118979289 . 
  81. ↑ دانجيلو، ج.؛ بودولاك، م. (2015). "التقاط وتطور الكواكب الصغيرة في الأقراص المحيطة بالمشتري". المجلة الفيزيائية الفلكية . 806 (1): 29 صفحة. arXiv : 1504.04364 . Bibcode : 2015ApJ...806..203D . doi : 10.1088/0004-637X/806/2/203 . S2CID 119216797 . 
  82. ↑ كانوب، روبن م.؛ وارد، ويليام ر. (2002). "تكوين أقمار غاليليو: شروط التراكم" (ملف PDF) . المجلة الفلكية . 124 (6): 3404-3423 . Bibcode : 2002AJ....124.3404C . doi : 10.1086/344684 . S2CID 47631608 .