فرضية السديم

ينتج عن عملية تشكيل النجوم بشكل طبيعي ظهور الأقراص المُزودة حول الأجسام النجمية الشابة.[13] عندما يكون عمر النجم مليون عام، فإنّ نسبة 100% من النجوم تمتلك مثل هذه الأقراص.[14] وهذا الاستنتاج مدعوم باكتشاف الأقراص الغازية والغبارية حول النجوم الأولية وحول نجوم تي الثور، بالإضافة إلى الاعتبارات النظرية.[15] تُظهر الأرصاد التي تتناول هذه الأقراص حبيبات الغبار داخلها، وهي تنمو في الحجم خلال وقت قصير (آلاف السنين)، وينتج عنها جسيمات بحجم 1 سنتيمتر.[16]

تعتبر عملية التزويد التي تنمو عن طريقها كواكب مصغرة ذات حجم 1 كيلومتر إلى أجسام ذات حجم 1000 كيلومتر مفهومة جيدًا الآن. تتطور هذه العملية داخل أي قرص حيث تكون كثافة عدد الكواكب المصغرة كبيرة بشكلٍ كافٍ، وتستمر هذه العملية بشكل سريع. يتباطأ النمو لاحقًا ويستمر عدد قليل منها بالتعاظم. تكون النتيجة النهائية تشكل أجنة كوكبية بأحجام مختلفة، وهذا يعتمد على البعد عن النجم.[17] أظهرت عمليات المحاكاة المختلفة أنّ اندماج الأجنة في الجزء الداخلي من قرص الكوكب الأولي يؤدي إلى تشكيل عدد قليل من الأجسام بحجم الأرض. وبالتالي فإنّ أصل الكواكب الأرضية يُعتبر الآن مسألة محلولة تقريبًا.[18]

تواجه فيزياء الأقراص المزودة بعض المشاكل.[19] وأهم هذه المشاكل هي كيفية فقدان المادة التي تتراكم حول النجم الأولي زخمها الزاوي. أحد التفسيرات المُحتملة التي اقترحها هانز ألففين هي أنّ الزخم الزاوي يُفقد بسبب الرياح الشمسية خلال مرحلتها «نجم تي الثور». يُنقل الزخم إلى الأجزاء الخارجية من القرص عن طريق الإجهادات اللزجة.[20] تُولَّد اللزوجة بسبب الاضطراب المجهري، لكن الآلية الدقيقة التي تنتج هذا الاضطراب غير مفهومة بشكل جيد. إنّ العملية الأخرى المُحتملة المَعنية بفقدان الزخم الزاوي هي الكبح المغناطيسي، حيث يُنقل دوران النجم إلى القرص المحيط بواسطة الحقل المغناطيسي للنجم.[21] العمليات الرئيسية المسؤولة عن اختفاء الغاز في الأقراص هي الانتشار اللزج، والتبخر الضوئي.[22][23]

يُعد تشكُّل الكواكب المُصغرة أكبر مشكلة غير محلولة في نموذج قرص السديم. إنّ اللغز هو كيفية اندماج جزيئات بحجم 1 سنتيمتر وتشكيل كواكب مصغرة بحجم 1 كيلومتر. يبدو أنّ هذه الآلية هي مفتاح مسألة كيفية امتلاك بعض النجوم للكواكب حولها، بينما البعض الآخر لا تمتلك كواكب ولا حتى أحزمة غبار.[24]

يُمثِّل النطاق الزمني لتشكُّل الكواكب العملاقة مشكلة مهمة أيضًا. لم تكن النظريات القديمة قادرة على تفسير كيفية تشكل نواها بسرعة كافية لتجميع كميات كبيرة من الغاز من قرص الكوكب الأولي المُتلاشي بسرعة كبيرة.[25][17] ظهر أنّ متوسط عمر الأقراص الذي يقُل عن عشرة ملايين عام (10⁷) أقصر من الوقت اللازم لتشكل النواة.[14] حُقق الكثير من التقدم في سبيل حل هذه المشكلة، وإنّ النماذج الحالية لتشكل الكواكب العملاقة قادرة على تشكيل المشتري (أو الكواكب الأكثر ضخامة) في نحو أربعة ملايين عام أو أقل، وهذا يقع ضمن متوسط عمر الأقراص الغازية.[26][27][28]

المشكلة المُحتملة الأخرى التي تخص تشكل الكواكب العملاقة هي هجرتها المدارية. تظهر بعض الحسابات أنّ التفاعل مع القرص يمكن أن يسبب هجرة داخلية سريعة، والتي تؤدي في حال عدم توقفها إلى وصول الكواكب إلى «المناطق المركزية وهو لا يزال بمثابة جسم شبيه بالمشتري.[29] تشير الحسابات الأكثر حداثة إلى أنّ تطور القرص خلال الهجرة يمكن أن يخفف هذه المشكلة.[30]

يُعتقد أنّ النجوم تتشكل في سحابات عملاقة من الهيدروجين الجزيئي البارد، وهي سحب جزيئية عملاقة تبلغ كتلتها تقريبًا 300000 كتلة شمسية، ويبلغ قطرها 20 فرسخ فلكي.[31][2] وتكون السحب الجزيئية العملاقة عُرضة للانهيار والتكسر على مدار ملايين السنين.[32] تشكل هذه الأجزاء المُتكسرة بعد ذلك نوًى صغيرة وكثيفة، والتي تنهار بدورها متحولة إلى نجوم.[31] تتراوح كُتل النوى التي تشكلها الأجزاء المنكسرة إلى عدة أضعاف من كتلة الشمس، وتُدعى السّدم النجمية الأولية (أو السدم الشمسية الأولية).[2] تمتلك أقطارًا تتراوح بين 0.01-0.1 فرسخ فلكي (2000-20000 وحدة فلكية)، وتبلغ كثافة عدد الجزيئات من 10000 إلى 100000 سم^-3 تقريبًا.[31][33]

يستغرق الانهيار الأولي لسديم نجمي أولي بكتلة الشمس نحو مئة ألف عام.[31][2] يبدأ كل سديم بمقدار معين من الزخم الزاوي. يخضع الغاز في الجزء المركزي من السديم، والذي يتميز بزخم زاوي منخفض نسبيًا، إلى ضغط سريع، ويشكل نواة (لا تنكمش) هيدروستاتيكية حارّة تحتوي على جزء صغير من كتلة السديم الأصلي. تُشكل هذه النواة بذرة لما سيُصبح نجمًا.[2][34] ومع استمرار عملية الانهيار، يعني انحفاظ الزخم الزاوي أنّ دوران الغلاف الذي يتحرك تحت تأثير جاذبية النواة يتسارع،[35][36] وهذا يمنع بشكل كبير الغاز من التراكم المباشر على النواة المركزية. يُجبر الغاز بدلًا من ذلك على الانتشار باتجاه الخارج بالقرب من مستواه الاستوائي مُشكلًا قرص، والذي بدوره يتراكم على النواة.[35][36][2] تنمو كتلة النواة تدريجيًا حتى تُصبح نجمًا أوليًا شابًا حارًا.[34] في هذه المرحلة، يحجب الغلاف الخاضع لجاذبية النواة النجم الأولي وقرصه بشكل كبير، ويُصبح من غير الممكن رصدهما بشكل مباشر.[13] في الحقيقة، فإنّ عتامة الغلاف المتبقي كبيرة جدًا لدرجة أنّ الإشعاع ذات طول موجة يبلغ ميليمتر يعاني مشكلةً في الخروج من داخل هذا الغلاف.[13][2] تُرصد هكذا أجسام على شكل تكثفات شديدة السطوع، وهي تطلق بشكل أساسي إشعاعات ذات أطول أمواج من مرتبة الميليمتر وأمواج ذات طول أقل من ميلي متر.[33] وهي تُصنف بمثابة نجوم أولية من الفئة الطيفية 0.[13] غالبًا ما يصاحب الانهيار تدفقات ثنائية القطب –نفثات– تنبعث على طول محور دوران القرص المُفترض. تُرصد هذه النفثات بشكل متكرر في مناطق تشكل النجوم (انظر إلى أجسام هيربج-هارو).[37] إنّ لمعان النجوم الأولية من الفئة الطيفية 0 عالٍ، وقد يشع نجم أولي بكتلة الشمس إلى ما يصل نحو 100 مرة من اللمعان الشمسي.[13] إنّ مصدر هذه الطاقة هو الانهيار التثاقلي، لانّ نواها غير ساخنة بما يكفي بعد لتتمكن من بدء اندماج نووي.[38][34]

يصبح الغلاف في النهاية رقيقًا وشفافًا مع استمرار سقوط مواده على القرص، ويصبح الجسم النجمي الشاب (واي إس أو) قابلًا للرصد بشكل مبدئي بواسطة الأشعة الحمراء البعيدة، وفيما بعد يُصبح مرئيًا.[33] يبدأ النجم الأولي في هذا الوقت بدمج الديوتيريوم. ويتبع ذلك اندماج الهيدروجين إن كان النجم الأولي ضخمًا بما فيه الكفاية (كتلته أكبر من 80 ضعف كتلة المشتري (إم _جاي)). أمّا إن كانت كتلته منخفضة جدًا فيصبح الجسم قزمًا بنيًا.[38] يولد نجم جديد بعد 100000 عام تقريبًا من بدأ الانهيار.[2] تُعرف الأجسام في هذه المرحلة بالنجوم الأولية من الفئة I،[13] وهي تُدعى أيضًا نجوم تي الثور الشابة، أو النجوم الأولية المتطورة، أو الأجسام النجمية الشابة.[13] يكون النجم المتشكل بحلول هذا الوقت قد اكتسب الكثير من كتلته: لا تتجاوز الكتلة الإجمالية للقرص وللغلاف المتبقي 10-20% من كتلة الجسم النجمي الشاب المركزي.[33]

يختفي الغلاف بشكل كلي في المرحلة التالية، بعد أن يسحبه القرص، ويصبح النجم الأولي نجم تي ثور كلاسيكيًا. يحدث هذا بعد نحو مليون عام.[2] تبلغ كتلة القرص حول نجم تي الثور الكلاسيكي نحو 1-3% من كتلة النجم، وينمو بمعدل يتراوح بين 10^-7 إلى 10^-9 من كتلة الشمس في العام.[39]