ספיחה על ליבה

במדעים פלנטריים, מודל ספיחה על ליבה (אנגלית: Core-Accretion Theory) הוא אחד המודלים התאורטיים המקובלים לתיאור היווצרות כוכב לכת. לפי מודל זה, כוכב לכת נוצר על ידי ספיחה של חומר על פני ליבה שהולכת וגדלה בעקבות הספיחה ובכך מגדילה את המסה שלה עד לשלב בו מרבית החומר בסביבת כוכב הלכת נספח אליו בכוח הכבידה. קיים מודל מתחרה הקרוי אי יציבות בדסקה (אנגלית: Disc Instability Model). קדם כוכב שמתהווה להיות כוכב סדרה ראשית מוקף בדיסקת ספיחה המכונה דיסקה קדם-פלנטרית. דיסקה זו היא שכבה מישורית יחסית דקה של גז ואבק החגה סביב הכוכב הצעיר והולכת ונספחת על אותו הכוכב. האבק בדיסקה מתגבש לגרגרים מסדר גודל של סנטימטרים בודדים. גרגרים אלו הולכים וגדלים בעקבות התנגשויות זה בזה הגורמות להידבקות. הגרגרים נמשכים ונדבקים אחד לשני עד ליצירת גופים מסדר גודל של מאות קילומטרים. גופים אלו נקראים פלנטיסימלים. לאחר שלב זה בא שלב שבו הפלנטיסימלים מתגבשים לגופים גדולים יותר. בשלב זה ייתכנו מספר ענפי התפחות שונים. המחקר התאורטי מתאר מגנונים שונים להיווצרות ענקי גז וכוכבי לכת סלעיים. לאחר שמספיק פלנטיסימלים התגבשו בשביל ליצור שדה כבידה המספיק לספוח את יתר החומר, מתחיל השלב של הספיחה עצמה. מקובל לחלק את החומר ל"ליבה" שנוצרה בשלב הקודם ו"מעטפת" שהיא יתר החומר הנמצא בקרבת הליבה. ספיחה על הליבה מתחילה ברגע שמהירות מילוט מהליבה משתווה למהירות התרמית של הגז המקיף אותה. מסמנים: M c o r e {\displaystyle M_{core}} - מסת הליבה M e n v {\displaystyle M_{env}} - מסת המעטפת M ˙ c o r e {\displaystyle {\dot {M}}_{core}} - קצב שינוי המסה של הליבה M ˙ e n v {\displaystyle {\dot {M}}_{env}} - קצב שינוי המסה של מעטפת השלבים המרכזיים בספיחה הם: שלב הספיחה הראשונית: הליבה סופחת אליה פלנטיסימלים, עד שהיא משיגה את מרבית מסת המוצקים הנמצאים באזור בה ההשפעה הכבידתית שלה משמעותית. M c o r e {\displaystyle M_{core}} הולך וגדל, אבל הוא עדיין קטן משמעותית מ- M e n v {\displaystyle M_{env}} . ספיחת מעטפת עטית: M ˙ c o r e {\displaystyle {\dot {M}}_{core}} יורד בצורה ניכרת ו M ˙ e n v {\displaystyle {\dot {M}}_{env}} הולך ועולה עד שמגיע ל- M ˙ c o r e {\displaystyle {\dot {M}}_{core}} . M ˙ e n v {\displaystyle {\dot {M}}_{env}} הולך וגדל וכך עולה אזור ההשפעה הכבידתית של הליבה, כלמר אזור בו פלנטיסימלים ימשכו לליבה. קצב עליה זה הוא נמוך מאוד וכמעט קבוע. שלב זה נמשך מספר מילוני שנים. ספיחת גז מהירה: שלב זה מתחיל ברגע ש- M c o r e {\displaystyle M_{core}} משתווה ל- M e n v {\displaystyle M_{env}} . קצב ספיחת הגז עולה באופן רציף והמערכת נמצא בשיווי משקל קוואזי סטטי. M ˙ e n v {\displaystyle {\dot {M}}_{env}} עולה בהרבה על M ˙ c o r e {\displaystyle {\dot {M}}_{core}} . בשלב מסוים גז מדיסקה קדם-פלנטרית מתחיל ליפול על פני הקדם-כוכב לכת בנפילה חופשית. הזמן האופייני לספיחת מסת צדק אחת של גז במנגנון זה היא כ 10 4 − 10 6 {\displaystyle 10^{4}-10^{6}} שנים. התכווצות והתקררות: כוכב הלכת הצעיר מתפתח במסה קבועה. מקור האנרגיה המרכזי הוא כיווץ המשחרר אנרגיה כבידתית. בנוסף קרינה מכוכב מחממת את פני השטח ובכוכב לכת מספיק קרוב לכוכב שלו יש משמעות גם לכוחות גאות. ברגע שהספיחה מופסקת, אין מקור אנרגיה חיצוני מספיחת הפלנטיסימלים. אחד החסרונות הבולטים בתאוריה זו היא מעבר בין שלב של גרגרי אבק לשלב של פלנטיסימלים. לא ברור המנגנון הפיזיקלי בו גושים של חומר מסדר גודל של עשרות עד מאות מטרים יתחברו יחדיו. הכוחות הגורמים להידבקות של גרגרי האבק אינם רלוונטיים לגופים גדולים והכבידה העצמית שלהם נמוכה מדי בשביל לגרום למשיכה משמעותית, בהתחשב בתנועתם המהירה סביב הכוכב. ללא שלב זה, המודל של ספיחת ליבה אינו שלם ולכן אינו מתאר בצורה מושלמת היווצרות של כוכבי לכת. דיסקת שברים נדידת כוכבי לכת Core-Accretion Theory of Planet Formation, אתר exoplanets.co Giant Planet Formation, Evolution, and Internal Structure אתר arXiv.org Giant Planet Formation, Evolution, and Internal Structure