Ön gezegen diski

küçükresim|Boğa takımyıldızı içerisinde, yaklaşık olarak 450 ışık yılı uzaklıktaki HH-30 adlı ön gezegen diski. Disk, bu oluşumlar sırasında sıkça görülen kırmızımsı yıldız jetini yayar.
küçükresim|Bir sanatçının ön gezegen diski izlenimi
küçükresim|Yıldızların, yıldızsal yaşın (milyonlarca yıl içerisinde) bir fonksiyonu olarak bir ön gezegen diskine sahip olduğunu gösteren bazı kanıtlar. Örnekler yakın genç kümelerdir ve birleşimlerdir. Şekil, Mamajek'in (2009) ön gösteriminden alınmıştır.

Ön gezegen diski, yeni oluşmuş genç bir yıldızın (bir T Tauri yıldızı veya Herbig Ae/Be yıldızı) 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.

Temmuz 2018'de, PDS 70b adlı yeni oluşmakta olan bir dış gezegen içeren böyle bir diskin doğrulanmış ilk görüntüsü sunuldu.

 Oluşumu 

T Tauri yıldızları etrafındaki ön gezegen diskleri, boyutları ve sıcaklıkları bakımına yakın ikili sistemlerin temel bileşenleri etrafındaki disklerden farklıdırlar. Ön gezegen disklerinin 1000 AU boyutunda yarıçapları vardır ve ancak en iç kısımları 1000 K üzeri sıcaklıklara ulaşabilir. Genellikle jetler eşlik etmektedirler.

Önyıldız'lar tipik olarak moleküler hidrojen içeren moleküler bulutlardan oluşurlar. Bir parça moleküler asit kritik bir boyuta ulaştığı zaman, kütle veya yoğunluk, kendi çekimi altında çökmeye başlar. Güneş bulutsusu denilen çökme halindeki bu bulut daha da yoğunlaştıkça, ortalama bulut çıkışındaki rastgele gaz hareketleri orijinal olarak bulutsunun net açısal momentumu yönünde hareket etmek isterler. Açısal momentumun korunumu durumu bulutsuların çapı azaldıkça rotasyonun artmasına sebep olur. Bu rotasyon, bulutun dışarıya doğru açılmasına tıpkı bir pizza hamurunun açılması gibi ve disk şeklini almasına sebep olur. İlk çöküş yaklaşık olarak 100.000 yıl sürer. Bu süreden sonra yıldız, aynı kütleli anakol yıldızına benzer bir yüzey sıcaklığına ulaşır ve görünür hale gelir. Artık bir T Tauri yıldızıdır. Yıldızın üzerine gaz birikmesi olayı disk kaybolmadan önce, belki genç yıldızın rüzgarı tarafından uçurulmadan veya belki de sadece birikim bittikten sonra radyasyon yaymayı bırakmadan önce, 10 milyon yıl daha devam eder. Şimdiye kadar keşfedilmiş en yaşlı ön gezegen diski 25 milyon yıl yaşındadır.

 Gezegen sistemi 
Güneş Sistemi'nin bulutsu varsayımı, ön gezegen disklerinin nasıl bir şekilde gezegensel sistemlere dönüştüğü düşüncesini tarif eder. Elektrostatik ve çekimsel etkileşimler, disk içerisindeki toz ve buz tanelerinin bir gezegenin etrafında dönen küçük gezegenimsi yapılara dönüşmelerine sebep olur. Bu süreç, sistemden gazı dışarıya doğru sürükleyen yıldızsal rüzgara ve materyali T Tauri yıldızının merkezine doğru çeken yerçekimine (birikme) karşı gerçekleşir. Gezegenimsi yapılar, hem karasal hem de dev gezegenlerin yapı taşlarını oluşturur.

Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün uydularından bazılarının, ön gezegen disklerinin daha küçük benzerlerinden oluştuğuna inanılır. Gezegenlerin ve uyduların geometrik olarak ince, gaz ve toz bakımından zengin disklerde oluşması, gezegenlerin tutulum düzleminde sıralanmasının sebebidir. Güneş Sistemi'nin oluşumundan on milyonlarca yıl sonra, Güneş Sistemi'nin birkaç AB içinde muhtemelen şu anda gördüğümüz karasal gezegenlerde toplanan ve birleşen düzinelerce Ay-Mars büyüklüğündeki cisimleri içeriyordu. Dünya'nın uydusu Ay, Güneş Sisteminin oluşumundan yaklaşık 30 milyon yıl sonra Mars büyüklüğündeki bir öngezegenin yanal bir şekilde ön-Dünya ile çarpışmasıyla oluştu.

Ön gezegen diskleri, Güneş Sistemi'mizdeki bazı genç yıldızların etrafında gözlemlenmiştir. Hubble Uzay Teleskobuyla yapılan yeni gözlemler de Orion bulutsusu etrafında oluşan ilgediskler ve gezegensel diskleri göstermiştir.

küçükresim|upright=1.14|sol|Genç yıldızlar HD 141943 ve HD 191089'un HUT tarafından elde edilen görüntülerinde tespit edilen enkaz diskleri - üstte görüntüler, altta geometri.

 Enkaz diskleri 
Yıldızsal çevre tozlarının gaz bakımından fakir diskleri, yakın birçok yıldızın etrafında bulunur birçoğunun yaşı ~10 milyon yıldan (örneğin Beta Pictoris, 51 Ophiuchi) milyarlarca kadar yıla kadar (örneğin Tau Ceti) dayanır. Bu sistemlere genelde "enkaz diski" denir. Yıldızların verilen daha fazla yaşam süreleri ve Poynting-Robertson sürüklemesi sebebiyle mikrometre-yıldızları toz birikintilerinin az yaşam sürelerinin, çarpışmalar ve radyasyon basıncı (tipik olarak yüzlerce yıldan binlerce yıla kadar), gezegenciklerin (örneğin asteroid ve kuyrukluyıldızlar) çarpışmalarından dolayı ortaya çıkan tozlardan dolayı kaynaklandığı düşünülmektedir. Bu örneklerin (örneğin Vega, Alfa Coronae Borealis, Fomalhaut vs.) etrafındaki enkaz diskleri, bu sebepten dolayı muhtemelen gerçek bir ön gezegen diski değildir, fakat disk evriminin, daha sonraki bir aşamasını temsil eder (Asteroit kuşağı ve Kuiper kuşağının güneşdışı benzerleri, gezegenciklerin toz-üreten çarpışmalarına ev sahibidir).

 Abiyogenez ile olan ilişkisi 

Şu anki bilgisayar model çalışmalara dayanarak, hayat için gerekli olan kompleks organik bileşikler, Dünya oluşmadan önce Güneş'in etrafındaki gaz tanelerinden oluşan bir ön gezegen diski içerisinde oluşmuştur. Bilgisayar çalışmalarına göre, aynı süreç gezegen edinmiş başka yıldızların etrafında da olabilir.

Kaynakça

Kategori:Çöküntü çemberleri