TOPLAMA TEORISI: ARKA PLAN VE AÇIKLAMA - FIZIKSEL - 2024

T eoría toplanma Astrofizikte (ya da yığılma), gezegen ve diğer gök organları, küçük toz partiküllerinin ile yoğunlaştırma ile oluşturulmaktadır açıklar vardır yerçekimi kuvveti tarafından çekilir.

Gezegenlerin bu şekilde oluştuğu fikri, 1944'te Rus jeofizikçi Otto Schmidt (1891-1956) tarafından ortaya atıldı; Erken güneş sisteminde, düzleştirilmiş bir disk şeklindeki devasa bir gaz ve toz bulutunun Güneş'i çevrelediğini öne sürdü.

Şekil 1. Sanatçının, gezegenlerin toplanma ile oluştuğu proto-gezegensel disk kavramı. Kaynak: Wikimedia Commons.

Schmidt, Güneş'in bu bulutu, galaksideki hareketiyle taşınan, aynı zamanda toz ve gaz bakımından zengin bir bulutsudan geçen başka bir yıldızla birlikte elde ettiğini iddia etti. Diğer yıldızın yakınlığı, daha sonra yoğunlaşan maddeyi yakalamamıza yardımcı oldu.

Güneş sisteminin oluşumuyla ilgili hipotezler iki kategoriye ayrılır: evrimsel ve felaket. İlki, hem Güneşin hem de gezegenlerin tek bir süreçten evrimleştiğini ve Inmanuel Kant (1724-1804) ve Pierre Simon de Laplace (1749-1827) tarafından önerilen fikirlere dayandığını onaylar.

İkinci nokta, gezegen oluşumunu tetikleyen bir çarpışma veya başka bir yıldızla yakınlık gibi feci bir olaya işaret ediyor. Başlangıçta Schmidt hipotezi bu kategoriye girdi.

açıklama

Bugün genç yıldız sistemleri gözlemleri ve sayısal simülasyonları gerçekleştirmek için yeterli hesaplama gücü var. Bu nedenle felaket teorileri evrim teorileri lehine terk edildi.

Güneş sisteminin oluşumunun bulutsu hipotezi, şu anda bilim camiası tarafından en çok kabul gören hipotezdir ve birikimi gezegen oluşturma süreci olarak sürdürmektedir.

Kendi güneş sistemimiz örneğinde, 4,5 milyar yıl önce yerçekimi kuvveti, boyutları birkaç angstromdan 1 santimetreye kadar değişen küçük kozmik toz parçacıklarını bir merkezi noktanın etrafında toplayarak bir bulut oluşturdu.

Bu bulut, Güneş'in ve gezegenlerinin doğum yeriydi. Kozmik tozun kökeninin bir süpernovanın önceki patlaması olabileceği tahmin ediliyor: şiddetle çöken ve kalıntılarını uzaya saçan bir yıldız.

Bulutun en yoğun bölgelerinde, yakınlıklarından dolayı parçacıklar daha sık çarpıştı ve kinetik enerji kaybetmeye başladı.

Sonra yerçekimi enerjisi, bulutun kendi yerçekimi altında çökmesine neden oldu. Böylece bir protostar doğdu. Yerçekimi, ilk halkaların ve daha sonra gezegenlerin oluştuğu bir disk oluşturana kadar hareket etmeye devam etti.

Bu sırada merkezdeki Güneş yoğunlaştı ve belli bir kritik kütleye ulaştığında, onun içinde nükleer füzyon reaksiyonları oluşmaya başladı. Bu tepkiler Güneşi ve yıldızları koruyan şeydir.

Yüksek enerjili parçacıklar, Güneş rüzgarı olarak bilinen Güneş'ten fırlatıldı. Bu, enkazın temizlenmesine ve dışarı atılmasına yardımcı oldu.

Gezegenlerin oluşumu

Gökbilimciler, yıldız kralımızın doğumundan sonra, onu çevreleyen toz ve gaz diskinin orada en az 100 milyon yıl kaldığını ve gezegen oluşumu için yeterli zaman tanıdığını varsayıyorlar.

Şekil 2. Bugünkü Güneş Sisteminin Şeması. Kaynak: Wikimedia Commons.

Zaman ölçeğimize göre, bu dönem bir sonsuzluk gibi görünüyor, ancak gerçekte, evren zamanındaki yalnızca kısa bir andır.

Bu sırada gezegenimaller denen yaklaşık 100 km çapında daha büyük nesneler oluşturuldu. Onlar gelecekteki bir gezegenin embriyolarıdır.

Yeni doğan Güneş'in enerjisi diskteki gazların ve tozun buharlaşmasına yardımcı oldu ve bu, yeni gezegenlerin doğum zamanını önemli ölçüde kısalttı. Bu arada, çarpışmalar madde eklemeye devam etti, çünkü bu kesinlikle bir birikimdir.

Gezegen oluşum modelleri

Bilim adamları, oluşum halindeki genç yıldızlara bakarak kendi güneş sistemimizin nasıl oluştuğuna dair fikir ediniyorlar. Başlangıçta bir zorluk vardı: Bu yıldızlar, etraflarını saran kozmik toz bulutları nedeniyle görünür frekans aralığında gizlenmişlerdi.

Ancak kızılötesi sensörlü teleskoplar sayesinde kozmik toz bulutu delinebilir. Samanyolu'ndaki bulutsuların çoğunda oluşum halindeki yıldızlar ve kesinlikle onlara eşlik eden gezegenlerin olduğu gösterilmiştir.

Üç model

Şimdiye kadar toplanan tüm bilgilerle, gezegen oluşumu hakkında üç model önerildi. En yaygın kabul gören, Dünya gibi kayalık gezegenler için iyi çalışan, ancak Jüpiter ve diğer dış gezegenler gibi gaz devleri için iyi olmayan yığılma teorisidir.

İkinci model, öncekinin bir çeşididir. Bu, kayaların ilk önce oluştuğunu, kütleçekimsel olarak birbirlerini çekerek gezegen oluşumunu hızlandırdığını belirtir.

Son olarak, üçüncü model diskin kararsızlığına dayanmaktadır ve gaz devlerinin oluşumunu en iyi açıklayan modeldir.

Nükleer birikim modeli ve kayalık gezegenler

Güneş'in doğuşuyla birlikte kalan malzeme bir araya toplanmaya başladı. Daha büyük kümeler oluştu ve helyum ve hidrojen gibi hafif elementler, güneş rüzgarı tarafından merkezden daha uzak bölgelere süpürüldü.

Bu şekilde, metaller ve silikatlar gibi daha ağır elementler ve bileşikler, Güneş'e yakın kayalık gezegenleri meydana getirebilir. Ardından jeokimyasal bir farklılaşma süreci başlatıldı ve Dünya'nın çeşitli katmanları oluştu.

Öte yandan güneş rüzgârının etkisinin uzaklaştıkça azaldığı bilinmektedir. Güneşten uzakta hafif elementlerin oluşturduğu gazlar toplanabilir. Bu mesafelerde, donma sıcaklıkları su ve metan moleküllerinin yoğunlaşmasını teşvik ederek gazlı gezegenlere yol açar.

Gökbilimciler, asteroit kuşağı boyunca Mars ve Jüpiter arasında "buz çizgisi" adı verilen bir sınır olduğunu iddia ediyorlar. Orada çarpışmaların sıklığı daha düşüktü, ancak yüksek yoğunlaşma oranı çok daha büyük boyutta gezegenlere yol açtı.

Bu şekilde, kayalık gezegenlerin oluşumundan daha az zaman alan bir süreçte dev gezegenler yaratıldı.

Toplanma teorisi ve dış gezegenler

Dış gezegenlerin keşfi ve onlar hakkında toplanan bilgilerle birlikte bilim adamları, toplama modelinin gezegen oluşumunun ana süreci olduğundan oldukça eminler.

Çünkü model, Dünya gibi kayalık gezegenlerin oluşumunu çok iyi açıklıyor. Her şeye rağmen, şimdiye kadar keşfedilen dış gezegenlerin önemli bir kısmı, Jüpiter'inki ile karşılaştırılabilir bir boyutta veya çok daha büyük olan gazlı tiptedir.

Gözlemler ayrıca, çekirdeklerinde daha ağır elementler bulunan yıldızların etrafında gaz gezegenlerin baskın olduğunu gösteriyor. Kayalıklar ise hafif çekirdekli yıldızların etrafında oluşur ve Güneş bunlardan biridir.

Şekil 3. Sanatçının Lyra takımyıldızında yıldızının etrafındaki dış gezegen Kepler 62f'yi temsil etmesi. Kaynak: Wikimedia Commons.

Ancak 2005 yılında, nihayet güneş tipi bir yıldızın etrafında dönen kayalık bir dış gezegen keşfedildi. Bir bakıma bu keşif ve onu izleyen diğerleri, kayalık gezegenlerin de nispeten bol olduğunu gösteriyor.

Avrupa Uzay Ajansı, 2017 yılında dış gezegenlerin incelenmesi ve bunların oluşumu için CHEOPS uydusunu (Dış Gezegenlerin Karakterizasyonu Uydu) başlattı. Uydu, diğer yıldız sistemlerinden gelen ışığı ölçmek için oldukça hassas bir fotometre kullanır.

Bir gezegen yıldızının önünden geçtiğinde, parlaklığında bir azalma yaşar. Bu ışığı analiz ederek, büyüklüğü ve Dünya ve Mars gibi gazlı mı yoksa kayalık dev gezegenler mi olduğu öğrenilebilir.

Genç sistemlerdeki gözlemlerden, gezegen oluşumunda toplanmanın nasıl gerçekleştiğini anlamak mümkün olacak.

Referanslar

1. Ülke. Bu, dış gezegenleri ölçmek için İspanyol uydusu olan 'Cheops'. Elpais.com adresinden kurtarıldı.
2. Gezegen Avcıları. Gezegen oluşumu hakkında gerçekten ne anlıyoruz? Blog.planethunters.org adresinden kurtarıldı.
3. Sergeev, A. Tozdan doğdu. Kurtarıldı: vokrugsveta.ru.
4. Güneş Sistemi Oluşumu. Bölüm 8. Kaynak: asp.colorado.edu.
5. Taylor, N. Güneş Sistemi Nasıl Oluştu? Space.com'dan kurtarıldı.
6. Woolfson, M. Güneş sisteminin kökeni ve evrimi. Akademik.oup.com adresinden kurtarıldı.