İçeriğe atla

Gezegenimsi

İyileştirilmiş görüntüleme süreçleri kullanılarak genç yıldızlar HD 141943 ve HD 191089'un HUT arşiv görüntülerinde enkaz diskleri tespit edildi (24 Nisan 2014).[1]
486958 Arrokoth, bir uzay aracı tarafından ziyaret edilen ilk mükemmel durumdaki gezegenimsidir.

Gezegenimsi veya Gezegencikler (İngilizce: Planetesimal), ön gezegen diski ve enkaz diski içinde var olduğu düşünülen katı cisimlerdir. Chamberlin-Moulton gezegenimsi hipotezine göre kozmik toz taneciklerinden oluştuğuna inanılır. Güneş Sistemi'nde yaklaşık 4,6 milyar yıl önce oluştuğuna inanılan bu cisimler, sistem oluşumunun incelenmesine yardımcı olurlar.

Oluşum

Gezegen oluşumunun geniş kabul gören teorilerinden olan Chamberlin-Moulton ile Viktor Safronov'un gezegenimsi hipotezleri, gezegenlerin çarpışıp giderek daha büyük cisimler oluşturacak şekilde birbirine yapışan kozmik toz taneciklerinden oluştuğunu ifade etmektedir. Bir cisim yaklaşık bir kilometre büyüklüğe ulaştığında, onu oluşturan tanecikler birbirini doğrudan karşılıklı kütle çekimi yoluyla çekebilir ve bu da Ay büyüklüğündeki öngezegenlere dönüşmesine yardımcı olur. Daha küçük cisimler ise yapışmayı sağlayan çarpışmaları tetiklemek için Brown hareketine veya türbülansa güvenmek zorundadır. Çarpışma mekaniği ve yapışma mekanizmaları oldukça karmaşıktır.[2][3] Alternatif olarak gezegenimsiler, ön-gezegen diskinin orta düzlemi boyunca topluca bir kütleçekim kararsızlığına maruz kalan çok yoğun bir toz tanecikleri katmanında veya akış kararsızlıklarında daha büyük parçacık yığınlarının konsantrasyonu ve kütleçekimsel çökme yoluyla oluşabilir. Birçok gezegenimsi tıpkı 4 Vesta[4] ve 90 Antiope gibi[5] nihayetinde şiddetli çarpışmalar sırasında parçalanır, fakat en büyük olanlardan bazıları böyle karşılaşmalardan sağ kurtulabilir ve ön-gezegenlere, daha sonrasında da gezegenlere dönüşerek büyüyebilir.

Güneş Sistemi'ndeki gezegenimsiler

Yaklaşık 3,8 milyar yıl önce Geç Dönem Ağır Bombardıman olarak bilinen bir dönemden sonra, Güneş Sistemi içindeki çoğu gezegenimsi ya Güneş Sistemi'nden tamamen atılmış, Oort bulutu gibi uzak eksantrik (dışmerkezli) yörüngelere fırlatılmış ya da dev gezegenlerin (özellikle Jüpiter ve Neptün) düzenli kütleçekim itişleri nedeniyle daha büyük cisimlerle çarpışmıştı. Mars'ın uyduları Phobos, Deimos ve dev gezegenlerin yüksek eğiklikteki küçük uydularının pek çoğu gibi bazı gezegenimsiler uydu olarak yakalanmış olabilir.

Günümüze kadar varlığını sürdüren gezegenimsiler, Güneş Sistemi'nin oluşumu hakkında bilgi içerdikleri için bilim açısından değerlidir. Dış yüzeyleri güneş radyasyonuna maruz kaldığından kimyaları değişebilir, fakat iç kısımları gezegenimsinin oluştuğu zamandan beri neredeyse dokunulmamış saf malzemeler içerir. Bu durum her gezegenimsiyi bir 'zaman kapsülü' haline getirir ve bileşimleri, gezegen sistemimizin oluştuğu Güneş Bulutsusu'ndaki koşulları ortaya çıkarabilir. Uzay aracı tarafından ziyaret edilen en ilkel gezegenimsilerden biri kontak ikili olan Arrokoth'tur.[6]

Gezegenimsi tanımı

İngilizce planetesimal kelimesi matematiksel bir kavram olan infinitesimal'dan (sonsuz küçük) gelir ve kelimenin tam anlamıyla bir gezegenin son derece küçük bir parçasını ifade eder.

Bu isim her zaman gezegen oluşumu sürecindeki küçük cisimlere uygulansa da, bazı bilim insanları gezegenimsi terimini oluşum sürecinden arta kalan birçok küçük Güneş Sistemi cismine atıfta bulunmak için (asteroitler ve kuyruklu yıldızlar gibi) genel bir terim olarak kullanır. Dünyanın önde gelen gezegen oluşumu uzmanlarından oluşan bir grup, 2006'daki bir konferansta[7] aşağıdaki gezegenimsi tanımını kabul etmiştir:

Bir gezegenimsi, iç mukavemeti kendi kütleçekimi tarafından baskın olan ve yörünge dinamikleri gaz sürüklenmesinden önemli ölçüde etkilenmeyen yörüngedeki cisimlerin birikmesi sırasında ortaya çıkan katı bir nesnedir. Bu, güneş bulutsusundaki yaklaşık 1 km'den daha büyük nesneleri ifade eder.

Yalnızca kütleçekimiyle bir arada kalmayıp, birkaç yarıçap mesafesinde yaklaşan kayaların yolunu değiştirecek kadar yeterince büyük cisimler daha hızlı büyümeye başlar. 100 km ile 1000 km arasındaki bu cisimlere embriyo veya ön-gezegen denir.[8]

Günümüzdeki Güneş Sistemi'nde bu küçük cisimler genellikle dinamikleri ve bileşimlerine göre sınıflandırılırlar ve daha sonra örneğin kuyruklu yıldızlar, Kuiper kuşağı cisimleri veya truva asteroitleri gibi farklı tiplere dönüşebilirler.[9][10][11] Başka bir deyişle bazı gezegenimsiler, gezegen oluşumu tamamlandıktan sonra farklı türlerde cisimlere dönüşebilir ve her iki isimle de anılabilir.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Harrington, J.D.; Villard, Ray (24 Nisan 2014). "RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive". NASA. 25 Nisan 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Nisan 2014. 
  2. ^ Blum, Juergen; Wurm, Gerhard (2008). "The Growth Mechanisms of Macroscopic Bodies in Protoplanetary Disks". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Annual Reviews. 46: 21-56. Bibcode:2008ARA&A..46...21B. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145152. 
  3. ^ Singh, Chamkor; Mazza, Marco (2018). "Early-stage aggregation in three-dimensional charged granular gas". Physical Review E. 97 (2): 022904. arXiv:1710.11496 $2. Bibcode:2018PhRvE..97b2904S. doi:10.1103/PhysRevE.97.022904. PMID 29548210. 
  4. ^ Savage, Don; Jones, Tammy; Villard, Ray (1995). "Asteroid or Mini-Planet? Hubble Maps the Ancient Surface of Vesta". Hubble Site News Release STScI-1995-20. 3 Mart 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ekim 2006. 
  5. ^ Marchis, Franck; Enriquez, J. E.; Emery, J. P.; Berthier, J.; Descamps, P. (2009). The Origin of the Double Main Belt Asteroid (90) Antiope by Component-Resolved Spectroscopy. DPS meeting #41. American Astronomical Society. Bibcode:2009DPS....41.5610M. 
  6. ^ Jeff Moore, New Horizons press release, NASA TV, 2 Ocak 2019
  7. ^ Workshop From Dust to Planetesimals 7 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  8. ^ Michael Perryman: The Exoplanet Handbook. Cambridge University Press, 2011, 978-0-521-76559-6, Google Kitaplar'da [1], s. 226,.
  9. ^ Morbidelli, A. "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs 19 Mart 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". arXiv.
  10. ^ Gomes, R., Levison, H. F., Tsiganis, K., Morbidelli, A. 2005, "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets 8 Temmuz 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Nature, 435, 466–469.
  11. ^ Morbidelli, A., Levison, H. F., Tsiganis, K., Gomes, R. 2005, "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System 26 Mart 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Nature, 435, 462–465.

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">Dış merkezlik (astronomi)</span>

Astrodinamikte, bir astronomik cismin yörünge eksantrikliği, başka cisim etrafındaki yörüngesinin mükemmel bir daireden ne kadar saptığını belirleyen boyutsuz bir parametredir.

<span class="mw-page-title-main">Cüce gezegen</span> Güneşin veya başka bir yıldızın etrafında hareket eden, gezegen olarak kabul edilebilecek kadar büyük olmayan yuvarlak bir metal ve kaya veya gaz kütlesi

Cüce gezegen, doğrudan Güneş etrafında hareket ettiği bir yörüngede bulunan, bu nedenle başka bir cismin doğal uydusu olmayan, kütleçekimsel olarak yuvarlak olacak kadar büyük, ancak Güneş Sistemi'nin sekiz klasik gezegeni gibi yörünge baskınlığı elde etmek için yetersiz olan küçük gezegen kütleli bir cisimdir. En tipik cüce gezegen örneği, 2006 yılında "cüce" kavramı benimsenmeden önce onlarca yıl boyunca bir gezegen olarak kabul edilen Plüton'dur.

<span class="mw-page-title-main">Gezegen halkası</span>

Gezegen halkası, gezegenlerin çevresinde bulunan halka biçimli katman. Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün halkaları olan gezegenlerdir.

<span class="mw-page-title-main">Küçük Güneş Sistemi cismi</span>

Küçük Güneş Sistemi Cismi, 2006 yılındaki kararla Uluslararası Astronomi Birliği'nce (UAB) tanımlanan güneş sisteminde bulunup ne gezegen, ne de cüce gezegen olan bir cisimdir:

Güneş'in etrafından dönen diğer cisimlere topluca "Küçük Güneş Sistemi Cismi" olarak telmih edilecek... Bunlar, şu anda Güneş Sistemi'nin çoğu asteroitlerini, çoğu Neptün-ötesi cisimleri (NÖC), kuyruklu yıldızlar ve diğer küçük cisimleri içerir.

<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">Çöküntü çemberi</span>

Çöküntü çemberi, bir yıldızın yaşam döngüsünün farklı evrelerinde, yörüngesi çevresinde; gaz, toz, gezegenimsiler, asteroitler veya çarpışan parçacıkların halka benzeri bir şekilde birikmesidir. Bu gibi çemberler kendini şu şekillerde gösterir:

<span class="mw-page-title-main">Dağınık disk</span>

Dağınık disk veya saçılmış disk, geniş Neptün ötesi cisimler ailesinin bir alt kümesi olarak genel itibarıyla buzlu küçük Güneş Sistemi cismi popülasyonuna sahip olan Güneş Sistemi'ndeki uzak bir çöküntü çemberidir. Dağınık disk cisimleri (SDO'lar-Scatterd Disk Objects) 0,8'e kadar değişen yörünge dışmerkezliklerine, 40°'ye kadar yüksek eğimlere ve 30 astronomik birim (4,5×109 km; 2,8×109 mi) daha büyük günberi mesafelerine sahiptir. Bu aşırı yörüngelerin gaz devleri tarafından kütleçekimsel “saçılmanın” bir sonucu olduğu düşünülmektedir ve bu nesneler Neptün tarafından tedirgin edilmeye devam etmektedir.

<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">Doğal uydu</span> bir gezegenin yörüngesinde dönen gök cismi

Doğal uydu, en yaygın kullanımıyla, bir gezegenin, cüce gezegenin veya küçük bir Güneş Sistemi cisminin yörüngesinde dönen astronomik bir cisimdir.

<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">Enkaz diski</span>

Bir enkaz diski, bir yıldız etrafındaki yörüngede toz ve enkazın çevresel bir diskidir. Bazen bu diskler, sağdaki Fomalhaut'un görüntüsünde görüldüğü gibi belirgin halkalar içeriyor. Evrimleşmiş bir nötron yıldızı çevresinde yörüngede en az bir tane enkaz diski olduğu gibi hem olgun hem de genç yıldızların çevresinde çöküntü diskleri bulunmuştur. Daha genç olan enkaz diskleri, yeryüzü gezegenleri büyümeyi bitirebildiğinde, öngezegensel disk fazını takiben bir gezegen sistemi oluşumunda bir evre oluşturabilir. Ayrıca, gezegenler arasındaki çarpışmaların kalıntıları olarak, aksi halde asteroitler ve kuyrukkucuları olarak üretilip korunabilirler.

Nice modeli, Güneş Sistemi'nin dinamik evrimi için önerilmiş bir senaryodur. Adını, ilk olarak 2005 yılında geliştirildiği Côte d'Azur Gözlemevinin bulunduğu Fransa'nın Nice kentinden almıştır. Model temel olarak ön gezegen diskinin dağılmasından uzun bir süre sonra dev gezegenlerin ilk oluşum yapılanmasından mevcut konumlarına doğru hareket ettiğini öne sürmektedir. Bu yönüyle Güneş sisteminin oluşumuna dair öne sürülen önceki modellerden farklıdır. Bu gezegen hareketi, Güneş sisteminin dinamik simülasyonlarındaki Geç Dönem Ağır Bombardımanı, Oort bulutunun oluşumu ve Kuiper kuşağı cisimleri, Jüpiter truvaları ve Neptün ötesi cisimler de dahil olmak üzere küçük Güneş sistemi kütlelerinin ortaya çıkışı gibi tarihi olayları açıklamak için kullanılır.

<span class="mw-page-title-main">Salınımlı yörünge</span> yörüngesel tedirginlikler

Astronomide ve özellikle astrodinamikte, uzaydaki bir nesnenin zamanın belirli bir anındaki salınımlı yörüngesi, tedirginlikler olmasaydı merkezi cisim etrafında sahip olacağı kütleçekimsel Kepler yörüngesidir. Yani, mevcut yörünge durum vektörleriyle örtüşen yörüngedir.

<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">İkili asteroit</span>

İkili asteroit, ortak merkez etrafında dönen iki asteroitden oluşan bir sistemdir. İlk olarak, 243 Ida'nın ikili yapısı 1993 yılında Galileo uzay aracının asteroidin yakınından geçmesiyle keşfedilmiştir. O zamandan beri çok sayıda ikili ve birkaç üçlü asteroit sistemi tespit edilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Gezegensel göç</span>

Gezegensel göç, bir yıldızın çevresindeki bir gezegen veya diğer bir nesnenin yakın bölgelerdeki gezegenimsiler veya gaz diski ile etkileşime girmesi sonucu özellikle yarı büyük eksenleri veya diğer yörünge parametlerinin bozuluma uğramasıyla meydana gelmektedir. Gezegensel göç, sıcak Jüpiterlerin en olası açıklamasıdır. Ön gezegen diskinden gezegen oluşumuna ilişkin genel kabul gören teori, bu tür dev gezegenlerin yıldızlarına bu kadar yakın oluşamayacağını, nitekim bu kadar küçük yarıçaplarda yeterli kütle bulunmadığını ve sıcaklığın kayalık veya buzlu gezegenimsilerin oluşumuna izin vermeyecek kadar yüksek olduğunu öngörmektedir.

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

JuMBO Avcı Takımyıldızı'nın içerisindeki Orion Bulutsusu'nun sınırları içerisinde James Webb Uzay Teleskobu tarafından keşfedilen ve kütlelerinin Jüpiter ile benzer olduğu tahmin edilen serbest olarak hareket ettikleri tespit edilen gökcisimlerinin genel adıdır. James Web ile yapılan gözlemler sonucunda bu cisimlerin en az 40 tanesinin ikili veya üçlü kümelerden oluştuğu ve sistem içerisinde en az 540 tane JuMBO'nun bulunduğu tahmin ediliyor. Bu gökcisimleri yıldız oluşum diski sınırlarında bulunsalar bile hem yıldız olmayacak kadar ufak kütleli olmaları hem de bir gezegenin sahip olduğu ana yıldız çevresinde dolanan yörüngeye sahip olmadıkları için sınıflandırmaya dahil edilemedi. Bu nedenle bu gökcisimlerine Jüpiter Kütleli İkili Cisimler anlamına gelen "JuMBO" ismi verildi.

<span class="mw-page-title-main">Uydu sistemi</span>

Bir uydu sistemi, bir gezegen kütleli cismin veya bir küçük gezegenin etrafında ya da onun çift merkezi üzerindeki bir yörüngede bulunan, kütleçekimsel olarak birbirine bağlı nesneler kümesidir. Genel olarak, uydu sistemi bir doğal uydular kümesidir, ancak bu tür sistemler aynı zamanda gezegen çöküntü çemberleri, halka sistemleri, uyducuklar, küçük gezegen uyduları ve yapay uydular gibi cisimlerden oluşabileceği gibi bunların her biri kendi uydu sistemlerine de sahip olabilir.. Bazı cisimler birincil yörüngelerinden yerçekimsel olarak etkilenen yörüngelere sahip olan yarı uydulara da sahiptir, ancak bunlar genellikle uydu sisteminin bir parçası olarak kabul edilmezler. Uydu sistemleri, manyetik, gelgit, atmosferik, yörünge rezonansları ve librasyon gibi yörüngesel etkileşimleri içeren karmaşık ilişki biçimlerine sahip olabilir. Büyük uydu nesnelerinin her biri Roma rakamlarıyla gösterilir. Uydu sistemleri ya ana cismin iyelik sıfatlarıyla veya daha az yaygın olarak birincil cisimlerin adıyla anılır. Yalnızca bir uydunun bilindiği veya ortak bir ağırlık merkezine sahip ikili sistem olduğu durumlarda, birincil cisim ve büyük uydunun isimleri tire ile bağlanarak ifade edilebilir.


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.