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).

## תיאור המנגנון
ממוזער|הדמיית אומן של דיסקה קדם-פלנטרית, ממנה עתידים להיווצר כוכבי לכת
### היווצרות הליבה
# 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 התפתחות שונים. המחקר התאורטי מתאר מגנונים שונים להיווצרות ענקי גז וכוכבי לכת סלעיים.

### ספיחה
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_{core} - מסת הליבה
* M_{env} - מסת המעטפת
* \dot M_{core} - קצב שינוי המסה של הליבה
* \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_{core} הולך וגדל, אבל הוא עדיין קטן משמעותית מ-M_{env}.
# ספיחת מעטפת עטית: \dot M_{core} יורד בצורה ניכרת ו\dot M_{env} הולך ועולה עד שמגיע ל-\dot M_{core} .\dot M_{env} הולך וגדל וכך עולה אזור ההשפעה הכבידתית של הליבה, כלומר 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_{core} משתווה ל-M_{env}. קצב ספיחת הגז עולה באופן רציף והמערכת נמצא בשיווי משקל קוואזי סטטי. \dot M_{env} עולה בהרבה על \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 כ10^4 -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.

## חסרונות בתאוריה
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.

## ראו גם
* דיסקת שברים
* נדידת כוכבי לכת

## קישורים חיצוניים
* Core-Accretion Theory of Planet Formation, אתר exoplanets.co
* Giant Planet Formation, Evolution, and Internal Structure אתר arXiv.org
## הערות שוליים

קטגוריה:מדעים פלנטריים