İki gezegen öncesi diski gösteren bilgisayar resmi. Bu gaz ve toz diskleri, yeni gezegenlerin tohumları olan gezegenimsileri barındırır. RIKEN astrofizikçileri, tozun birleşerek kilometre boyutunda gezegenler oluşturacak kadar uzun süre yıldıza düşmekten nasıl kaçındığını açıklayan bir model geliştirdiler. Kredi: © Mark Garlick/Science Photo Library
Toz taneleri, yüksek yoğunluklu bölgelerde birikerek yörüngelerinde oldukları yıldıza doğru sürüklenmekten kaçınırlar.
Yeni gezegenlerin oluşumundaki önemli bir adım, bir RIKEN astrofizikçisi ve iki işbirlikçisi tarafından geliştirilen ve diskteki tozun yıldıza doğru sürüklenme eğilimini nasıl yendiğini açıklayan yeni bir gezegen öncesi diskin yeni bir teorik modeli tarafından ortaya çıkarılmış olabilir.
Gezegenler, genç bir yıldızı çevreleyen dönen bir toz ve gaz diskinden doğar, ancak toz tanelerinin yıldıza doğru içe doğru sarmal olmadan önce nasıl daha büyük nesnelere dönüşebileceği belirsizdir.
Klasik gezegen oluşumu teorisinde, küçük toz parçacıkları çarpışır ve santimetre büyüklüğünde taneler oluşturmak için birbirine yapışır. Bu taneler yavaş yavaş birikerek yeni bir gezegen üretmenin ilk büyük adımı olan kilometre boyutunda gezegenimsiler oluşturuyor.
Ancak toz tanecikleri, ön-gezegen diskindeki gazın sürüklendiğini hissediyor. Bu, toz tanelerini yavaşlatır, böylece yıldıza doğru düşerler. Toz taneleri büyüdükçe düşme hızları da artar.
Önceki çalışmalar, bu etkinin tanelerin bir metreden daha büyük nesneler oluşturmasını engellemesi gerektiğini öne sürmüştü ki bu da gökbilimciler için büyük bir muamma teşkil ediyor. RIKEN Yıldız ve Gezegen Oluşum Laboratuvarı’ndan Ryosuke Tominaga, “Gezegenimsilerin oluşumunu açıklamak için çeşitli mekanizmalar önerildi, ancak bunlar hala tartışılıyor” diyor.
Tominaga ve iki meslektaşı şimdi bu soruna olası bir çözüm öneren bir model önerdiler – gezegen öncesi diskteki tozun dağılımındaki küçük değişiklikler, hızlı bir şekilde yüksek ve düşük toz yoğunluklu bölgelere yükseltilir.
Yoğunluğu biraz daha yüksek olan bölgelerde, toz daha verimli bir şekilde pıhtılaşır ve yıldıza doğru daha hızlı sürüklenen daha büyük kümeler oluşturur. Bu kümeler daha küçük toz parçacıklarıyla karşılaştığında, daha da yüksek toz yoğunluğuna sahip bölgeler oluşturarak tane büyümesini hızlandırır. Bu arada, büyük yığınların boşalttığı bölgeler nispeten düşük yoğunluklarla sonuçlanır.
Ekip, bu olumlu geri bildirimin, gezegen öncesi diskte çok sayıda yüksek ve düşük toz yoğunluğu bandı oluşturduğunu buldu. Bu bantlar yaklaşık 10.000 yıl içinde ortaya çıkabilir, bu tür astronomik süreçler için oldukça kısa bir süre. Bu yüksek yoğunluklu alanlar, daha fazla kümelenme için ideal yerlerdir ve toz tanecikleri yıldızın içine çekilmeden önce gezegenimsilerin oluşmasına izin verir.
Tominaga, “Önceki teorilerin aksine, bu pıhtılaşma mekanizması, gezegen öncesi diskte tozdan çok daha fazla gaz olduğunda bile çalışır” diyor.
Ekip şimdi, gezegenlerin nihai oluşumunun yanı sıra, diskin kendisinin oluşumunu ve evrimini içeren daha ayrıntılı modeller üzerinde çalışıyor.
Referans: “Ön Gezegensel Disklerde Pıhtılaşma Kararsızlığı: Çarpışma Büyümesini ve Toz Parçacıklarının Hidrodinamik Kümelenmesini Bağlayan Yeni Bir Mekanizma”, Ryosuke T. Tominaga, Shu-ichiro Inutsuka ve Hiroshi Kobayashi, 8 Aralık 2021, Astrofizik Dergisi.
DOI: 10.3847/1538-4357/ac173a
