İçeriğe atla

Donma sınırı (astrofizik)

Donma sınırı, kar çizgisi ya da buz çizgisi, astronomi veya gezegen biliminde, katı parçacık olarak yoğunlaşabilecek su, amonyak, metan, karbondioksit ve karbonmonoksit gibi uçucu bileşenler için sıcaklığın yeterince düşük olduğu, gezegenimsi bünyesine yığılma oluşturmasına imkan sağlayan güneş bulutsusunun merkezinde yer alan önyıldıza göre ölçülen minimum mesafedir. Bu sınırın ötesinde, tipik olarak yalnızca ağır bileşenler daha küçük boyutlu karasal gezegenlere doğru birikebilirken, bu bölgede bolca bulunan diğer gaz bileşenleri oldukça kolay şekilde gaz ve buz devlerinin oluşmasına imkan verecek ölçüde yoğunlaşabilir.

Terimin kendisi toprak bilimlerindeki yer altı sularının donabilir noktaya vardığı maksimum derinlik olarak tanımlanan "donma sınırı (frost line)" nosyonundan alıntıdır.

Her bir kararsız bileşenin kendine özgü bir donma noktası bulunduğundan (örneğin karbon monoksit,[1] azot[2] ve argon[3]), her ne kadar özellikle suyun donma noktası sıklıkla ihmal ediliyor olsa da hangi materyalin donma noktasına atıfta bulunulduğunun her zaman belirtilmesi önem arz etmektedir. Aksi takdirde tespit edilmesi zor olan malzemeler için bir izleyici gaz kullanılabilir (örneğin karbon monoksit için diazenylium).

Konum

Farklı uçucu bileşikler ön yıldız bulutsusunda farklı kısmi basınçlarda (dolayısıyla farklı yoğunluklarda) farklı yoğunlaşma sıcaklıklarına sahiptir, bu nedenle ilgili donma çizgileri farklılık gösterecektir. Su buzunun donma çizgisi için gerçek sıcaklık ve mesafe, bunu hesaplamak için kullanılan fiziksel modele ve teorik güneş bulutsusu modeline bağlıdır:

  • 2,7 AU'da 170 K (Hayashi, 1981) [4]
  • 3,2 AU'da 143 K ila 3 AU'da 150 K (Podolak ve Zucker, 2010) [5]
  • 3,1 AU (Martin ve Livio, 2012) [6]
  • μm boyutundaki taneler için ≈150 K ve km boyutundaki cisimler için ≈200 K (D'Angelo ve Podolak, 2015) [7]

Donma çizgisinin konumu zaman içinde değişir, potansiyel olarak güneş kütleli bir yıldız için maksimum 17,4 AU yarıçapına ulaşır ve daha sonra azalmaya başlar.[8]

Mevcut kar sınırı ile formasyon kar sınırı

Bulutsunun değişimine bağlı olarak yoğunlaşma/buharlaşma sınırının radyal konumu zaman içinde değişmektedir. Bazen kar çizgisi terimi, su buzunun kararlı olabileceği (doğrudan güneş ışığı altında bile) mevcut mesafeyi temsil etmek için de kullanılır. Bu mevcut kar çizgisi mesafesi, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasındaki kar çizgisi mesafesinden farklıdır ve yaklaşık olarak 5 AU'ya eşittir.[9] Aradaki farkın nedeni, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında güneş bulutsusunun Güneş'e yakın sıcaklıkların daha düşük olduğu opak bir bulut olması ve Güneş'in kendisinin daha az enerjili olmasıdır. Oluşumdan sonra buz, içeri giren toz tarafından gömülerek yüzeyin birkaç metre altında sabit kalmıştır. Eğer 5 AU içindeki buz, örneğin bir krater tarafından açığa çıkarılırsa, kısa zaman aralıklarında süblimleşir. Bununla birlikte, doğrudan güneş ışığı dışında buz, Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca sıcaklığın çok düşük kalabileceği (örneğin Ay'da 30-40 K) kalıcı olarak gölgelenmiş kutup kraterlerinde bulunuyorsa, asteroitlerin (ve Ay ve Merkür'ün) yüzeyinde de sabit kalabilir.

Mars ve Jüpiter arasında yer alan asteroit kuşağı gözlemleri Güneş Sitemi'nin oluşumu sırasındaki su karlaşma çizgisinin bu bölgede kaldığını ortaya atmaktadır. Dış asteroitler buzlu C sınıfı nesnelerken iç asteroit kışağındaki asteroitler çoğunlukla sudan yoksundur. Bu durum gezegenimsi oluşum meydana geldiğinde kar çizgisinin Güneş'ten yaklaşık 2,7 AU mesafede yer aldığı anlamına gelmektedir.[6]

Örneğin, yarı büyük ekseni 2,77 AU olan cüce gezegen Ceres, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında su kar çizgisi için tahmin edilen alt sınırın neredeyse tam üzerinde yer almaktadır. Ceres'in buzlu bir mantoya sahip olduğu ve hatta yüzeyin altında bir su okyanusuna sahip olabileceği tahmin edilmektedir.[10][11]

Gezegen oluşumu

Donma çizgisinin ötesindeki bulutsuda daha düşük sıcaklık, çok daha fazla katı taneciğin gezegenimsilere ve nihayetinde gezegenlere birikmesini mümkün kılar. Bu nedenle donma çizgisi karasal gezegenleri Güneş Sistemi'ndeki dev gezegenlerden ayırır.[12] Bununla birlikte, diğer bazı yıldızların etrafında donma çizgisinin içinde de dev gezegenler bulunmuştur (sıcak Jüpiter olarak adlandırılırlar). Bunların donma çizgisinin dışında oluştukları ve daha sonra içeriye doğru göç ederek şu anki konumlarına geldikleri düşünülmektedir.[13][14] Donma çizgisine olan mesafenin dörtte birinden daha az bir mesafede bulunan ancak bir dev gezegen olmayan Dünya, metan, amonyak ve su buharının kaçmasını önlemek için yeterli kütle çekimine sahiptir. Metan ve amonyak, Dünya atmosferinde sadece biyokimyası bir zamanlar bol miktarda metan ve amonyak içeren yaşam formlarından (büyük ölçüde yeşil bitkiler) kaynaklanan oksijen bakımından zengin bir atmosferdeki dengesizliği nedeniyle nadir bulunur, ancak elbette böyle bir atmosferde kimyasal olarak kararlı olan sıvı su ve buz, yine de Dünya yüzeyinin çoğunu oluşturur.

Araştırmacılar Rebecca Martin ve Mario Livio, yakındaki dev gezegenlerin yörüngelerindeki gezegen oluşumunu bozması nedeniyle asteroit kuşaklarının donma çizgisi civarında oluşma eğiliminde olabileceğini öne sürmüşlerdir. Yaklaşık 90 yıldızın etrafında bulunan sıcak tozun ısısını analiz ederek, tozun (ve dolayısıyla olası asteroit kuşaklarının) tipik olarak donma çizgisine yakın bulunduğu sonucuna varmışlardır.[15] Bunun altında yatan mekanizma, 1.000-10.000 yıllık zaman ölçeklerinde kar çizgisinin termal istikrarsızlığı olabilir ve bu da nispeten dar yıldız çevresi halkalarında toz malzemenin periyodik olarak birikmesine neden olur.[16]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Qi, Chunhua; Oberg, Karin I.; Wilner, David J.; d'Alessio, Paola; Bergin, Edwin; Andrews, Sean M.; Blake, Geoffrey A.; Hogerheijde, Michiel R.; van Dishoeck, Ewine F. (2013). "Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog by Chunhua Qi, Karin I. Oberg, et al". Science. 341 (6146). ss. 630-2. arXiv:1307.7439 $2. Bibcode:2013Sci...341..630Q. doi:10.1126/science.1239560. PMID 23868917. 
  2. ^ Dartois, E.; Engrand, C.; Brunetto, R.; Duprat, J.; Pino, T.; Quirico, E.; Remusat, L.; Bardin, N.; Briani, G.; Mostefaoui, S.; Morinaud, G.; Crane, B.; Szwec, N.; Delauche, L.; Jamme, F.; Sandt, Ch.; Dumas, P. (2013). "UltraCarbonaceous Antarctic micrometeorites, probing the Solar System beyond the nitrogen snow-line by E. Dartois, et al". Icarus. 224 (1). ss. 243-252. Bibcode:2013Icar..224..243D. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.002. 
  3. ^ Öberg, K.I.; Wordsworth, R. (2019). "Jupiter's Composition Suggests its Core Assembled Exterior to the N_{2} Snowline". The Astronomical Journal. 158 (5). arXiv:1909.11246 $2. doi:10.3847/1538-3881/ab46a8 Özgürce erişilebilir. 
  4. ^ "Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula by Chushiro Hayashi". 19 Şubat 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  5. ^ Podolak, M.; Zucker, S. (2004). "A note on the snow line in protostellar accretion disks by M. PODOLAK and S. ZUCKER, 2010". Meteoritics & Planetary Science. 39 (11): 1859. doi:10.1111/j.1945-5100.2004.tb00081.x. Erişim tarihi: free.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım)
  6. ^ a b Martin, Rebecca G.; Livio, Mario (2012). "On the Evolution of the Snow Line in Protoplanetary Discs by Rebecca G. Martin, Mario Livio (STScI)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 425 (1): L6. arXiv:1207.4284 $2. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01290.x. 
  7. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). "Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks". The Astrophysical Journal. 806 (1): 29pp. arXiv:1504.04364 $2. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. 
  8. ^ Zhang, Yu; Jin, Liping (March 2015). "The Evolution of the Snow Line in a Protoplanetary Disk". The Astrophysical Journal. 802 (1). id. 58. Bibcode:2015ApJ...802...58Z. doi:10.1088/0004-637X/802/1/58. 
  9. ^ Jewitt, D.; Chizmadia, L.; Grimm, R.; Prialnik, D. (2007). "Water in the Small Bodies of the Solar System" (PDF). Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (Ed.). Protostars and Planets V. University of Arizona Press. ss. 863-878. ISBN 978-0-8165-2654-3. 
  10. ^ McCord, T. B.; Sotin, C. (21 Mayıs 2005). "Ceres: Evolution and current state". Journal of Geophysical Research: Planets. 110 (E5). s. E05009. Bibcode:2005JGRE..110.5009M. doi:10.1029/2004JE002244 Özgürce erişilebilir. 
  11. ^ O'Brien, D. P.; Travis, B. J.; Feldman, W. C.; Sykes, M. V.; Schenk, P. M.; Marchi, S.; Russell, C. T.; Raymond, C. A. (March 2015). "The Potential for Volcanism on Ceres due to Crustal Thickening and Pressurization of a Subsurface Ocean" (PDF). 46th Lunar and Planetary Science Conference. s. 2831. 5 Kasım 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 1 Mart 2015. 
  12. ^ Kaufmann, William J. (1987). Discovering the UniverseÜcretsiz kayıt gerekli. W.H. Freeman and Company. s. 94. ISBN 978-0-7167-1784-3. 
  13. ^ Chambers, John (2007-07-01). "Planet Formation with Type I and Type II Migration". 38. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Bibcode 2007DDA....38.0604C.
  14. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). "Giant Planet Formation". Seager, Sara (Ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. ss. 319-346. arXiv:1006.5486 $2. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2. 
  15. ^ "Asteroid Belts of Just the Right Size are Friendly to Life". NASA. 1 Kasım 2012. 3 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Kasım 2012. 
  16. ^ Owen, James E. (2020). "Snow-lines can be thermally unstable". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (3). ss. 3160-3174. arXiv:2005.03665 $2. doi:10.1093/mnras/staa1309. 

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi</span> Güneş ve Güneş merkezli astronomik cisimler

Güneş Sistemi, Güneş'in kütleçekim kuvvetiyle yörüngede tutulan ve çeşitli gök cisimlerinden oluşmuş bir sistemdir. Güneş ve 8 gezegen ile onların doğruluğu onaylanmış 150 uydusu, 5 cüce gezegen ile onların bilinen toplam 8 uydusu ve milyarlarca küçük gök cisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper Kuşağı cisimleri, kuyruklu yıldızlar, gök taşları ve gezegenler arası toz girer.

<span class="mw-page-title-main">Asteroit</span> yörüngeleri çoğunlukla Mars ile Jüpiter gezegenleri arasında kalan gökcisimleri

Asteroit,, iç Güneş Sistemi'nde yörüngede dönen ve meteoroitlerden daha büyük, fakat cüce gezegenlerden daha küçük olan bir küçük güneş sistemi cismidir. Atmosferi olmayan metalik veya kayalık cisimlerdir. Asteroitlerin boyutları ve şekilleri, cüce gezegenler de dahil olmak üzere önemli ölçüde farklılık gösterir.

<span class="mw-page-title-main">Uranüs</span> güneş sisteminin 7. gezegeni

Uranüs, Güneş'e yakınlık bakımından yedinci gezegendir. Gazlı, camgöbeği renginde bir buz devidir. Gezegenin büyük bir kısmı, astronominin "buz" ya da uçucu maddeler olarak adlandırdığı maddenin süperkritik fazındaki su, amonyak ve metandan oluşur. Gezegenin atmosferi karmaşık katmanlı bir bulut yapısına sahiptir ve tüm Güneş Sistemi gezegenleri arasında 49 K ile en düşük minimum sıcaklığa sahiptir. Gezegenin 82,23°'lik belirgin bir eksenel eğimi ve 17 saat 14 dakikalık bir geriye dönüş periyodu vardır. Bu, Güneş etrafındaki 84 Dünya yıllık bir yörünge döneminde kutuplarının yaklaşık 42 yıl sürekli güneş ışığı aldığı ve ardından 42 yıl sürekli karanlık olduğu anlamına gelir.

<span class="mw-page-title-main">Gezegen</span> bir yıldız veya yıldız kalıntısının yörüngesinde dolanan gök cismi

Gezegen, genellikle bir yıldızın, yıldız kalıntısının veya kahverengi cücenin yörüngesinde bulunan, yuvarlak hâle gelmiş bir astronomik cisimdir. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen bulunur. Bunlar, karasal gezegenler Merkür, Venüs, Dünya ve Mars; dev gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Gezegen oluşumu için bilimsel açıdan mevcut en iyi teori, bir bulutsunun kendi içine çökmesi sonucu bir yıldızlararası bulut meydana getirdiğini ve yıldızlararası bulutun da bir önyıldız ve bunun yörüngesinde dönen bir öngezegen diski oluşturduğunu öne süren bulutsu hipotezidir. Gezegenler bu disk içinde, kütleçekiminin etkisiyle maddelerin kademeli olarak birikmesi sonucu, yığılma (akresyon) olarak adlandırılan süreçte büyürler.

<span class="mw-page-title-main">90377 Sedna</span> Asteroit

Sedna Güneş Sistemi'nin en dışında yer alan ve 2003 yılında keşfedilen bir cüce gezegendir. Spektroskopisi, Sedna'nın yüzey bileşiminin diğer bazı Neptün ötesi cisimlere benzer şekilde büyük ölçüde su, metan ve azot buzları ile tholinlerin bir karışımı olduğunu ortaya koymuştur. Yüzeyi Güneş Sistemi nesneleri arasında en kırmızı olanlardan biridir. Sedna, tahmini belirsizlikler dahilinde bir uyduya sahip olduğu bilinmeyen en büyük gezegenimsi olarak Ceres ile eşdeğerdir. Yaklaşık 1.000 km'lik bir çapa sahiptir ve kütlesi bilinmemektedir.

<span class="mw-page-title-main">Ceres (cüce gezegen)</span> Güneşe en yakın aynı zamanda en küçük cüce gezegen

Ceres, Güneş'e en yakın cüce gezegen ve Mars ile Jüpiter arasında yer alan ana asteroit kuşağındaki en büyük gök cismidir.

<span class="mw-page-title-main">Gezegenimsi bulutsu</span>

Gezegenimsi bulutsu veya gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.

<span class="mw-page-title-main">Asteroit kuşağı</span>

Asteroit kuşağı, Güneş Sistemi'nde Güneş merkezli ve kabaca Jüpiter ile Mars gezegenlerinin yörüngeleri arasındaki uzayı kaplayan torus şeklinde bir bölgedir. Bu bölgede asteroit veya küçük gezegen olarak adlandırılan çok sayıda katı ve düzensiz şekillerde gök cisimleri bulunur. Tanımlanan nesneler çok farklı boyutlarda olabilir, fakat gezegenlerden çok daha küçüklerdir ve birbirlerinden ortalama olarak bir milyon kilometre uzaklıklarda bulunurlar. Bu asteroit kuşağı, Güneş Sistemi'ndeki diğer asteroit popülasyonlarından ayırt edilebilmesi için ana asteroit kuşağı veya ana kuşak olarak da adlandırılır.

<span class="mw-page-title-main">Kirkwood boşlukları</span>

Bir Kirkwood boşluğu, ana kuşak asteroitlerin yörüngelerinin yarı büyük eksenlerinin dağılımındaki bir boşluk veya çukurdur. Jüpiter ile yörüngesel rezonansların konumlarına karşılık gelirler.

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi</span>

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi, yaklaşık 4,5 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun küçük bir parçasının yerçekimi etkisiyle çökmesiyle başladı. Çöken kütlenin çoğu, merkezde toplanarak Güneş'i oluştururken, geri kalanı düzleşerek gezegenlerin, uyduların, asteroitlerin ve diğer küçük gök cisimlerinin oluştuğu bir proto-gezegen diskine dönüştü.

<span class="mw-page-title-main">Geri ve ileri yönlü hareket</span> Bir astronomik cismin yörünge veya kendi ekseni etrafında, ana cismine göre ters yönde dönüşü

Geri yönlü hareket, genel olarak, astronomik bir nesnenin kütle çekimi altında bulunduğu birincil cismin dönüş yönüne göre tam tersi yönündeki yörünge veya dönme hareketi olarak tanımlanmaktadır. Ayrıca bir nesnenin dönme ekseninin salınımı veya üğrümü gibi diğer hareketleri de tanımlayabilir.

<span class="mw-page-title-main">Ön gezegen diski</span> Yeni oluşmuş bir yıldızı çevreleyen gaz ve toz

Ön gezegen diski, yeni oluşmuş genç bir yıldızın etrafını çevreleyen ve yoğun gaz ve tozun oluşturduğu dönen bir çöküntü çemberidir. Ön gezegen diski, yıldızın kendisi için bir toplanma diski olarak da düşünülebilir; çünkü gazlar veya diğer malzemeler diskin iç kenarından yıldızın yüzeyine düşüyor olabilir. Bu süreç gezegenlerin oluştuğu düşünülen birikme süreci ile karıştırılmamalıdır. Dış bir kaynak tarafından aydınlatılan foto-buharlaşan Ön gezegen disklerine ilgediskler denir.

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hipotezleri tarihi</span>

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hakkındaki bilimsel düşüncenin tarihi Kopernik Devrimi ile başlamıştır. "Güneş Sistemi" teriminin kayıtlara geçen ilk kullanımı 1704 yılına dayanmaktadır. On yedinci yüzyıldan beri filozoflar ve bilim insanları Güneş Sistemi ve Ay'ın kökenine ilişkin hipotezler oluşturmakta ve Güneş Sistemi'nin gelecekte nasıl değişeceğini tahmin etmeye çalışmaktadır. René Descartes, Güneş Sistemi'nin başlangıcı üzerine ilk hipotezi ortaya atan kişidir ancak on sekizinci yüzyılda tartışmaya daha fazla bilim insanı katılmış ve konuyla ilgili daha sonraki hipotezlerin temelini oluşturmuştur. Daha sonra özellikle yirminci yüzyılda, günümüzde yaygın olarak kabul edilen bulutsu hipotezi de dahil olmak üzere çeşitli hipotezler oluşmaya başlamıştır.

<span class="mw-page-title-main">Centaur (küçük gezegen)</span>

Centaur, Güneş Sisteminin dış bölgesindeki gaz devleri Jüpiter ve Neptün gezegenleri arasında, tutarlı olmayan yörüngelerde bulunan bir küçük Güneş Sistemi cismidir. Bu cisimlerin yörüngelerindeki tutarsızlık, bir veya birden çok büyük gezegenin yörüngeleriyle kesişmelerinden kaynaklanır. Centaur'ların kendileri, kısa ömürlü kararsız yörüngelere sahiptir ve birkaç milyon yıl içinde Kuiper kuşağı nesnelerinin aktif olmayan popülasyonundan Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının aktif grubuna geçiş yaparlar.

<span class="mw-page-title-main">Okyanus gezegeni</span>

Okyanus gezegeni, okyanus dünyası, su dünyası, su gezegeni ya da pantalasik gezegen, yüzeyinde ya da alt yüzeyinde önemli miktarda su içeren bir astronomik nesne türüdür. 'Okyanus Dünyası' terimi bazen lav veya amonyak gibi farklı bir sıvıdan oluşan bir okyanusu olan astronomik cisimler için de kullanılır.

<span class="mw-page-title-main">Küçük gezegen</span>

Uluslararası Astronomi Birliği'ne (IAU) göre küçük gezegen, Güneş'in etrafında doğrudan yörüngede dönen ve ne gezegen ne de kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmayan bir gök cismidir. IAU, 2006 yılından önce resmen küçük gezegen terimini kullanmaktaydı, fakat o yıl yapılan toplantıda küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar; cüce gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri (SSSB) olarak yeniden sınıflandırıldı.

<span class="mw-page-title-main">Dev gezegen</span> Dünyadan çok daha büyük herhangi bir gezegendir

Dev gezegen, Dünya'dan çok daha büyük herhangi bir gezegendir. Dev gezegenler, kayaç veya diğer katı maddelerden ziyade genellikle kaynama noktası düşük malzemelerden oluşurlar, ancak devasa katı gezegenler de olabilir. Güneş Sistemi'nde bilinen dört dev gezegen vardır: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Diğer yıldızların yörüngesinde dönen ötegezegenler arasında da birçok dev gezegen tanımlanmıştır.

Mini-Neptün, kalın bir hidrojen–helyum atmosferi ve muhtemelen derin buz katmanları, kaya veya sıvı okyanusuyla Neptün'e benzeyen fakat Neptün'den daha az kütleli bir gezegendir.

<span class="mw-page-title-main">Çakıl birikimi (astronomi)</span>

Çakıl birikimi, çapı santimetreden metreye kadar değişen parçacıkların, diskte bulunan gazdan kaynaklanan aerodinamik sürükleme ile güçlendirilen bir protogezegensel diskte gezegenimsiler halinde birikmesidir. Bu sürükleme, küçük cisimlerin bazılarının daha büyük cisimlerin yanından geçerken göreceli hızlarını azaltarak kütle çekiminden kaçmasını engeller. Bu taşlar daha sonra spiral çizerek ya da çeken cismin yüzeyine doğru yerleşerek birikir. Bu süreç, büyük cisimlerin malzeme biriktirebileceği alanı artırarak büyümeyi hızlandırır. Gezegenimsi cisimlerin bu yolla hızlı büyümesi, gaz diskinin dağılmasından önce dış Güneş Sistemi'nde dev gezegen çekirdeklerinin oluşmasını sağlar. Buz çizgisini geçtikten sonra su buzunu kaybeden çakıl taşlarının boyutlarındaki azalma ve Güneş'ten uzaklaştıkça azalan gaz yoğunluğu, iç Güneş Sistemi'ndeki çakıl taşı yığılma oranlarını yavaşlatarak daha küçük karasal gezegenlerin, küçük kütleli Mars cisimlerinin ve düşük kütleli asteroit kuşağının oluşmasına neden olur.

<span class="mw-page-title-main">Buz gezegeni</span> gezegen türü

Buz gezegeni veya buzlu gezegen, donmuş uçucu bileşiklerle kaplı buzlu bir yüzeye sahip olan gezegen türüdür. Buz gezegenleri, küresel bir kriyosferden oluşur.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.