Ön gezegen diski

Orion Nebula içerisindeki bir proplyd.

Taurus içerisinde, yaklaşık olarak 450 ışık yolu uzaklıktaki HH-30 adlı protogezegensel disk. Disk, bu oluşumlar sırasında sıkça görülen kırmızımsı yıldızsal jeti yayar.

Bir sanatçının protogezegensel disk izlenimi. Kredi: ESO/L. Calçada

Yıldızların, yıldızsal yaşın ( milyonlarca yıl içerisinde) bir fonksiyonu olarak bir protogezegensel diske sahip olduğunu gösteren bazı kanıtlar. Örnekler yakın genç kümelerdir ve birleşimlerdir. Şekil, Mamajek’in (2009) ön gösteriminden alınmıştır.

Bir protogezgensel disk, yeni oluşmuş genç bir yıldızın (bir T Tauri yıldızı veya Herbig Ae/Be yıldızı) etrafını çevreleyen ve dönen bir yıldız çevresi diskidir. Protogezegensel disk ilave bir disk olarak düşünülebilir çünkü gazlı materyal diskin iç köşesinden yıldızın yüzeyine doğru düşüyor olabilir, fakat bu süreç, gezegenlerin kendi kendilerini oluşturduklarını düşünüldüğü dönem olan ilave süreç ile karıştırılmamalıdır. Dış bir kaynak tarafından aydınlatılan foto-buharlaşan protogezegensel disklere proplyd’ler denir.

Oluşum

T Tauri yıldızları etrafındaki protogezegensel diskler, boyutları ve sıcaklıkları bakımına yakın ikili sistemlerin temel bileşenleri etrafındaki disklerden farklıdırlar. Protogezegensel disklerin 1000 AU boyutunda yarıçapları vardır ve ancak en iç kısımları 1000 K üzeri sıcaklıklara ulaşabilir. Genellikle jetler eşlik etmektedirler.

Protoyıldızlar 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. Solar nebula denilen çökme halindeki bu bulut daha da yoğunlaştıkça, ortalama bulut çıkışındaki rastgele gaz hareketleri orijinal olarak nebulanın net açısal momentumu yönünde hareket etmek isterler. Açısal momentumun korunumu durumu, nebulanın 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 çökme yaklaşık 100,000 yıl sürer. Yıldızın yüzeyin sıcaklığı, bir yıldızın ilk yıldız halindeki halindeki sıcaklığına benzer hale geldikten sonra (ve kütlesine), görünür hale gelir. Şuan bir T Tauri yıldızıdır. Gazın yıldızın üzerine olan birikimi, disk görünmeden önce, belki de genç yıldızın solar rüzgarı tarafından uzaklaştırılarak, veya belki de birikme işlemi bittikten sonra radyasyon yaymayı durdurarak, 10 milyon sene boyunca devam eder. Şimdiye kadar keşfedilmiş en yaşlı protogezegensel disk 25 milyon yaşındadır.

Güneş Sistemi’nin nebular hipotezi protogezegensel disklerin 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.

Protogezegensel diskler, Güneş Sistemi'mizdeki bazı genç yıldızların etrafında gözlemlenmiştir. Hubble Uzay Teleskobuyla yapılan yeni gözlemler de Orion Nebula etrafında oluşan propyld'ler ve gezegensel diskleri göstermiştir.

Genç yıldızların, HST arşivindeki fotoğrafları içerisinde saptanan Debris diskleri, HD 141943 ve HD 191089, geliştirilmiş fotoğrafçılık süreçleriyle (24 Nisan 2014).

Yıldızsalçevre tozlarının gaz bakımına 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 “debris diskleri” 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, Alphecca, Fomalhaut vs.) etrafındaki debris diskleri, be sebepten dolayı muhtemelen gerçek olarak “ protogezegensel” değildir, fakat disk evriminin, daha sonraki bir aşamasını temsil eder (Asteroid kemeri ve Kuiper kemerinin ekstrasolar analogları, gezegenciklerin toz-üreten çarpışmalarına ev sahibidir).

Jupiter, Satürn ve bazı gezegenlerin aylarının daha küçük, protogezegensel disklerin gezegensel çevre analoglarından oluştuklarına inanılmaktadır. Gezegenler ve ayların geometrik olarak ince oluşumları, gezegenlerin tutulumsal düzlemde olmasının sebebi gaz ve toz bakımına zengin disklerdir. Güneş Sistemi’nin oluşumundan milyonlarca yılın onlarcasından sonra, Güneş Sistemi’nin az miktardaki iç AU’su, şimdi gördüğümüz, karasal gezegenlere biriken ve birleşen Ay ve Mars büyüklüğündeki cisimlere dönüştü. Dünya’nın Ay’ı, Mars büyüklüğündeki bir protogezegenin oblik bir şekilde proto-Dünya ile çarpışmasından, Güneş Sistemi’nin ~30 milyon yıl sonra oluşmasından sonra oluştu.

Abiyogenez ile olan ilişkisi

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

Kaynakça

• Davis, Sanford S. (2006). "A New Model for Water Vapor and Ice Abundance in a Protoplanetary Nebula". American Astronomical Society, DPS meeting #38, #66.07. 38: 617. Bibcode:2006DPS....38.6607D. .
• Barrado y Navascues, D. (1998). "The Castor moving group: The age of Fomalhaut and Vega". Astronomy and Astrophysics. 339 (3): 831–839. arXiv:astro-ph/9905243 $2. Bibcode:1998A&A...339..831B. 

• Kalas, Paul (2005). "A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt". Nature. 435 (7045): 1067–70. arXiv:astro-ph/0506574 $2. Bibcode:2005Natur.435.1067K. doi:10.1038/nature03601. PMID 15973402. 

İngilizce vikipedi: (https://en.wikipedia.org/wiki/Protoplanetary_disk)