Ön Gezegen Diskleri ve Yığılma
Genç yıldızların yörüngesinde dönen, gezegenler için ham madde sağlayan ve kütleyi merkezi yıldıza yönlendiren gazlı, tozlu diskler.
Tanım
Ön gezegen diski, yeni oluşmuş bir yıldızı çevreleyen, içinde gezegenlerin oluştuğu ve kütlenin yıldıza yığıldığı dönen bir gaz ve toz diskidir.
Kapsam
Bu konu, ön gezegen disklerinin oluşumunu, yapısını, termal ve kimyasal tabakalaşmasını ve dağılımını, ayrıca disk maddesinin yıldıza nasıl yığıldığı ve açısal momentumun dışarıya nasıl taşındığı fiziğini kapsamaktadır. Alfa-viskozite çerçevesini, manyetorotasyonel ve diğer türbülansları, kar çizgisi ve toz kapanlarının rolünü, halkalar, boşluklar ve sarmal kollar gibi kızılötesi ve milimetre görüntülemeden elde edilen gözlemsel tanıları içermektedir.
Temel sorular
- Gazın yıldıza yığılabilmesi için açısal momentum nasıl taşınmaktadır?
- Bir diskin sıcaklık ve yoğunluk yapısını ne belirler ve kar çizgisi nereye düşer?
- Diskler nasıl ve ne zaman dağılır, dev gezegen oluşumu için zamanlamayı belirler?
- Disk görüntülerinde görülen halkalar ve boşluklar, gömülü gezegenler ve toz dinamikleri hakkında neyi ortaya koymaktadır?
Temel kuramlar
- Alfa-disk modeli
- Disk yığılması, gaz basıncıyla orantılı etkin bir türbülanslı viskozite ve boyutsuz bir alfa parametresi ile parametrelendirilmekte olup, temel türbülansı çözümlemeden disk yapısı ve evrimine ilişkin izlenebilir tahminler yapılmasına olanak tanımaktadır.
- Viskoz açısal momentum taşınımı
- Açısal momentumun dışa doğru taşınımı, muhtemelen manyetorotasyonel kararsızlık veya disk rüzgarları tarafından yönlendirilmekte olup, disk gazının büyük kısmının içeri doğru sarmal çizerek yığılmasına izin verirken, küçük bir dış kısım açısal momentumu uzaklaştırmaktadır.
Mekanizmalar
Bir diskteki madde, türbülanslı gerilmeler veya manyetize rüzgarlar yoluyla açısal momentum kaybeder ve yıldıza doğru içe doğru sarmal çizer; toz, orta düzleme çöker ve radyal olarak sürüklenir, gezegenimsilere dönüşebileceği basınç maksimumlarında yoğunlaşır. Yıldız radyasyonu ve viskoz ısınma, su ve diğer uçucu maddelerin yoğuşma cephelerini sabitleyen radyal bir sıcaklık gradyanı oluşturur.
Klinik önem
Disk yapısı, gezegenler için mevcut katı ve uçucu maddelerin envanterini ve konumunu belirleyerek, nihayetinde oluşan gezegenlerin bileşimlerini ve yörüngelerini doğrudan şekillendirmektedir.
Tarihçe
Disk yığılma kuramı, başlangıçta yığılan kompakt nesneler için geliştirilmiş ancak ön gezegen diskleri için geniş çapta benimsenmiş olan Shakura ve Sunyaev'in 1973 alfa-disk formülasyonu ile nicel bir temele oturtulmuştur. 2010'lu yıllarda yüksek çözünürlüklü milimetre görüntüleme, disklerin yaygın olarak halkalar ve boşluklar halinde yapılandığını ortaya koyarak, gezegen oluşumunun yerinde gözlemsel çalışmasını yeniden çerçevelemiştir.
Tartışmalar
- Disk yığılmasını ne yönlendirmektedir?
- Yığılmanın manyetorotasyonel türbülans, manyetize disk rüzgarları veya diğer mekanizmalar tarafından mı domine edildiği, özellikle soğuk, zayıf iyonize dış diskte hala belirsizliğini korumaktadır.
Öne çıkan isimler
- Nikolai Shakura
- Rashid Sunyaev
- Philip Armitage
- Sean Andrews
İlgili konular
Temel eserler
- shakurasunyaev1973
- andrews2020
Sıkça sorulan sorular
- Ön gezegen diskleri ne kadar süreyle varlığını sürdürür?
- Genç kümelerin gözlemleri, çoğu diskin gaz açısından zengin fazının birkaç milyon yıl içinde dağıldığını göstermekte olup, bu durum gaz devlerinin ne kadar hızlı oluşması gerektiğini sınırlamaktadır.
- Disk görüntülerinde görülen halkalara ne sebep olmaktadır?
- Halkalar ve boşluklar, oluşmakta olan gezegenler tarafından oyulmuş olabilir veya basınç tümseklerinde ve yoğuşma cephelerinde toz kapanmasından kaynaklanabilir; her iki yorum da aktif olarak incelenmektedir.