Gezegenimsi ve Çekirdek Birikimi
Gezegensel yapı taşlarının, toz taneciklerinden kilometre ölçekli gezegenimsilere, oradan da öngezegenlere ve dev gezegen çekirdeklerine doğru hiyerarşik büyümesi.
Tanım
Gezegenimsi ve çekirdek birikimi, bir öngezegen diskindeki tozun çarpışmalar ve kütleçekimsel birikim yoluyla hiyerarşik olarak gezegenimsilere, ardından öngezegenlere ve dev gezegen çekirdeklerine dönüştüğü süreçtir.
Kapsam
Bu konu, katı maddelerin boyut olarak birçok büyüklük mertebesinde nasıl büyüdüğünü ele almaktadır: tozun yapışması ve pıhtılaşması, kütleçekimsel olarak bağlı gezegenimsilere geçişin hala tartışılıyor olması ve öngezegenlerin kontrolsüz (runaway) ve oligarşik büyümesini sağlayan kütleçekimsel odaklı birikim. Ayrıca, büyüme engellerini aşmak için akışkanlık kararsızlığı (streaming instability) ve çakıl birikimi (pebble accretion) mekanizmalarını ve gaz devi oluşumunu tetiklemek için gereken yaklaşık on Dünya kütleli çekirdeklerin birleşimini içermektedir.
Temel sorular
- Toz tanecikleri, gezegenimsi boyutuna ulaşmak için sıçrama, parçalanma ve radyal sürüklenme engellerini nasıl aşmaktadır?
- Çarpışmalı büyümeden kütleçekimsel olarak baskın kontrolsüz (runaway) birikime geçişi ne tetiklemektedir?
- Bir dev gezegen çekirdeği, disk dağılmadan önce gaz yakalama için kritik kütleye ne kadar hızlı ulaşabilmektedir?
- Büyüme, gezegenimsilerin birikimiyle mi yoksa küçük çakılların birikimiyle mi ilerlemektedir?
Temel kuramlar
- Kontrolsüz (Runaway) ve Oligarşik Büyüme
- Cisimler kütleçekimsel odaklanma için yeterince büyük olduğunda, en büyük gezegenimsiler kontrolsüz (runaway) bir fazda en hızlı şekilde büyümekte, ardından birkaç baskın öngezegenin çevredeki sürüyü benzer oranlarda biriktirdiği oligarşik büyümeye geçmektedir.
- Kritik Çekirdek Gaz Yakalama
- Yaklaşık on Dünya kütlesine ulaşan katı bir çekirdek, artık statik bir gaz zarfını sürdürememekte ve dev gezegen oluşumunun çekirdek birikimi kuramındaki anahtar adım olan kontrolsüz (runaway) gaz birikimine uğramaktadır.
- Akışkanlık Kararsızlığı (Streaming Instability)
- Katılar ve gaz arasındaki aerodinamik bağlantı, çakılları doğrudan gezegenimsilere çöken yoğun filamentler halinde yoğunlaştırabilmekte ve böylece metre boyutundaki büyüme engelini aşmak için bir yol sunmaktadır.
Mekanizmalar
Küçük tanecikler, radyal sürüklenme ve parçalanma daha fazla pıhtılaşmayı durdurana kadar yapışkan çarpışmalarla büyümektedir; akışkanlık kararsızlığı (streaming instability) gibi yoğunlaşma mekanizmaları daha sonra gezegenimsileri bir araya getirmekte ve bu gezegenimsiler karşılıklı kütleçekimsel birikimle büyümektedir. Kütleçekimsel odaklanma, en büyük cisimlerin baskın olmasını sağlamakta ve çakıl birikimi (pebble accretion), aerodinamik olarak yavaşlamış katıları yakalayarak hızla büyük çekirdekler oluşturabilmektedir.
Klinik önem
Katı büyümesinin verimliliği ve zamanlaması, bir diskin belirli bir bölgesinin yalnızca küçük cisimler, karasal gezegenler veya gaz devi çekirdekleri üretip üretmeyeceğini belirlemekte ve böylece tüm sistemin mimarisini şekillendirmektedir.
Tarihçe
Safronov'un 1970'lerdeki gezegenimsi kuramı, hiyerarşik büyüme çerçevesini oluşturmuştur. Pollack ve iş arkadaşlarının 1996'daki hesaplamaları, dev gezegenler için kritik çekirdek gaz yakalama senaryosunu nicel olarak belirlemiştir. 2000'lerden bu yana, gezegenimsilerin ve büyük çekirdeklerin yeterince hızlı büyümesindeki uzun süreli engelleri ele almak için akışkanlık kararsızlığı (streaming instability) ve çakıl birikimi (pebble accretion) geliştirilmiştir.
Tartışmalar
- Gezegenimsiler ilk olarak nasıl bir araya gelmektedir?
- Metre boyutundaki engelin esas olarak akışkanlık kararsızlığı (streaming instability), diğer yoğunlaşma mekanizmaları veya doğrudan çarpışmalı büyüme ile aşılıp aşılmadığı hala aktif olarak araştırılmaktadır.
Öne çıkan isimler
- Viktor Safronov
- James Pollack
- Jack Lissauer
- Anders Johansen
İlgili konular
Temel eserler
- safronov1972
- pollack1996
- johansen2014
Sıkça sorulan sorular
- Metre boyutundaki engel nedir?
- Bu, yaklaşık bir metre boyutundaki katıların karşılaştığı zorluktur: yapışmak için çok hızlı çarpışmakta ve yıldıza doğru çok hızlı bir şekilde sürüklenmektedirler, bu nedenle bu boyutun ötesinde büyüme özel yoğunlaşma mekanizmaları gerektirmektedir.
- Bir dev gezegen neden on Dünya kütleli bir çekirdeğe ihtiyaç duymaktadır?
- Yaklaşık bu kütlede, çekirdeğin kütleçekimi artık kararlı bir gaz zarfını tutamamaktadır, bu nedenle disk gazını hızla biriktirmeye başlamakta ve bir gaz devine dönüşmektedir.