Gas and Ice Giants

Gaz ve Buz Devleri

Frost line ötesinde kalın hidrojen-helyum zarfları akreterek büyük çekirdeklerin büyümesi

1. Giriş: Frost Line Ötesi

Protoplanetary disksde, belirli bir yörüngesel mesafenin ötesindeki bölge—genellikle frost line (snow line) olarak adlandırılır—su ve diğer uçucu maddelerin buz taneciklerine donmasına izin verir. Bu süreç gezegen oluşumu için büyük öneme sahiptir:

  1. Buz Zengini Katılar: Daha soğuk sıcaklıklar, su, amonyak, metan ve diğer uçucu maddelerin toz taneciklerine yoğunlaşmasına izin verir ve mevcut katıların toplam kütlesini artırır.
  2. Daha Büyük Katı Çekirdekler: Bu kütle artışı, gezegen embriyolarının yeterli malzemeyi hızla toplamasına yardımcı olur ve kritik kütleye ulaşarak nebular gazı yakalamalarını sağlar.

Sonuç olarak, bu dış bölgede oluşan gezegenler kalın hidrojen-helyum zarfları biriktirebilir, gaz devlerine (Jüpiter ve Satürn gibi) veya buz devlerine (Uranüs ve Neptün gibi) dönüşebilir. Sıcak iç diskdeki karasal gezegenler nispeten mütevazı kütlede ve çoğunlukla kayalık kalırken, bu dış disk gezegenleri onlarca ila yüzlerce Dünya kütlesine ulaşabilir ve sistemin gezegen mimarisini derinden şekillendirir.

2. Çekirdek Akresyon Modeli

2.1 Temel Varsayım

Geniş kabul gören çekirdek akresyonu modeli şunu öne sürer:

  1. Katı Çekirdek Büyümesi: Bir gezegen embriyosu (başlangıçta buz açısından zengin bir protoplanet) yerel katıları, ~5–10 M⊕ (Dünya kütleleri) aşana kadar akreder.
  2. Gaz Yakalama: Çekirdek yeterince büyük olduğunda, diskten çevresindeki hidrojen-helyumu hızla kütleçekimsel olarak çeker ve kontrolsüz zarf akresyonuna yol açar.
  3. Kontrolsüz Büyüme: Bu, disk koşulları zarf yakalamaya daha az elverişli olduğunda veya disk daha erken dağıldığında Jüpiter benzeri gaz devleri veya ara "buz devleri" ortaya çıkarabilir.

Bu model, Jüpiter benzeri gezegenlerde büyük H/He zarflarının ve daha mütevazı zarfların olduğu “buz devleri”nde, ya daha geç oluşmuş, daha yavaş gaz akresyonu yapmış ya da zarflarını yıldız veya disk süreçleriyle kaybetmiş olmalarını sağlam bir şekilde açıklar.

2.2 Disk Ömürleri ve Hızlı Oluşum

Gaz devleri, diskin gazı dağılmadan önce (yaklaşık ~3–10 milyon yıl içinde) oluşmak zorundadır. Eğer çekirdek çok yavaş büyürse, protoplanet çok az hidrojen-helyum toplayabilir. Genç yıldız kümelerinin gözlemleri, disklerin hızlı dağılmasını gösterir ve bu, dev gezegen oluşumunun geçici nebular gaz kaynağını kullanacak kadar hızlı olması gerektiği fikriyle uyumludur [1], [2].

2.3 Zarf Büzülmesi ve Soğuması

Çekirdek kritik kütleyi aştıktan sonra, başlangıçta sığ olan atmosfer, kaçış gaz yakalama aşamasına geçer. Zarf büyüdükçe, yerçekimi enerjisi yayılır, zarf büzülür ve daha fazla gaz çeker. Bu pozitif geri besleme, yerel disk yoğunluğu, zaman ölçeği ve tip II göç veya disk içinde boşluk oluşumu gibi rekabet eden süreçlere bağlı olarak birkaç on ila yüzlerce Dünya kütlesine kadar nihai kütleler üretebilir.

3. Donma Çizgisinin ve Buzlu Katıların Rolü

3.1 Uçucu Maddeler ve Artan Katı Kütle

Dış diskte, sıcaklıklar ~170 K'nin altına düştüğünde (su buzu için, ancak kesin sıcaklık disk parametrelerine göre değişebilir), su buharı yoğunlaşır ve katı maddelerin yüzey yoğunluğunu 2–4 kat artırır. Ek buzlar (CO, CO2, NH3) biraz daha düşük sıcaklıklarda yıldızdan daha uzakta donabilir, böylece katı madde rezervuarını artırır. Bu buz yüklü planetesimal fazlası, çekirdek büyümesini hızlandırır ve bu, gaz ve buz devlerinin donma çizgisi civarında veya ötesinde oluşmasının ana faktörüdür [3], [4].

3.2 Gaz ve Buz Devlerinin Ortaya Çıkışı

  • Gaz Devleri (örneğin, Jüpiter, Satürn): Çekirdekleri yeterince hızlı oluşur (genellikle >10 Dünya kütlesi), böylece diskten büyük miktarda hidrojen-helyum akresyonunu tetikler.
  • Buz Devleri (örneğin, Uranüs, Neptün): Biraz daha küçük çekirdekler oluşturabilirler veya zarfları daha sonra biriktirebilirler ya da yıldızın UV kaynaklı disk dağılmasına maruz kalabilirler. Nihai zarf daha az kütleli olup, iç bileşimin önemli bir kısmı su/amonyak/metan buzlarından oluşur.

Bu nedenle, bir gezegenin Jüpiter mi yoksa Neptün mü olacağı, yerel katı yüzey yoğunluklarına, çekirdek oluşum zamanlamasına ve dış çevreye (örneğin, yakınlardaki büyük bir yıldızdan gelen fotoevaporasyon) bağlı olabilir.

4. Büyük Çekirdeklerin Büyümesi

4.1 Planetesimal Akresyonu

Standart çekirdek akresyonu teorisinde, buzlu planetesimalar (km ölçeğinde veya daha büyük) çarpışmalı koagülasyon veya akışkan kararsızlığı yoluyla oluşur. Yaklaşık ~1000 km ölçeğinde veya daha büyük bir protoplanet ortaya çıktığında, güçlü yerçekimi odaklaması uygular ve geride kalan planetesimalarla çarpışmaları hızlandırır:

  1. Oligarşik Büyüme: Birkaç büyük protoplanet bölgeyi domine eder, daha küçük cisimleri süpürür.
  2. Azaltılmış Parçalanma: Gaz sürüklemesi nedeniyle kısmi sönümleme ile daha düşük çarpışma hızları, yıkıcı parçalanma yerine net büyümeye izin verir.
  3. Zaman Ölçekleri: Çekirdek, gazlı diski yakalayabilmek için birkaç milyon yıl içinde ~5–10 M⊕ ulaşmalıdır [5], [6].

4.2 Çakıl Birikimi

Alternatif veya ek bir mekanizma çakıl birikimidir:

  • Çakıllar (mm–cm boyutunda) disk boyunca sürüklenir.
  • Yeterince büyük bir proto-çekirdek, bu çakılları kütleçekimsel olarak yakalayabilir ve çekirdek kütlesini hızla artırabilir.
  • Bu, süper-Dünya veya dev çekirdek oluşum zaman çizelgesini hızlandırır, zarf birikimini başlatmak için kritik önemdedir.

Bir çekirdek eşik kütlesine ulaştığında, kaçış gaz yakalama başlar ve nihai zarf kütlesi ile disk koşullarına bağlı olarak bir gaz devi veya buz devi oluşur.

5. Zarf Birikimi ve Gaz Baskın Gezegenler

5.1 Kaçış Zarflı Büyüme

Kritik çekirdek kütlesini aştıktan sonra, proto-dev gezegen kuasi-statik atmosferden kaçış gaz yakalamaya geçer. Zarftaki kütleçekim potansiyel kuyusu derinleşir ve daha fazla nebular gaz çeker. Sınırlayıcı faktör genellikle bölgedeki gazı sağlama ve yenileme diskin yeteneği veya gezegenin zarflarını soğutup büzme kapasitesidir. Modeller, çekirdek ~10 M⊕ olduğunda, disk devam ederse zarf kütlesinin onlarca veya yüzlerce Dünya kütlesine çıkabileceğini gösterir [7], [8].

5.2 Boşluk Açma ve Tip II Göçü

Yeterince büyük bir gezegen, yerel disk basıncını aşan gelgit torklarıyla diskte bir boşluk açabilir. Bu, gaz tedarik oranlarını değiştirir ve gezegenin yörüngesel evriminin diskin viskoz zaman ölçeğine bağlı olduğu Tip II göçünü başlatır. Bazı dev gezegenler, disk hızlıca dağılmazsa içe doğru göç edebilir ("sıcak Jüpiterler" oluşur), diğerleri ise disk koşulları göçü engellerse veya birden fazla dev rezonans yapılar oluşturursa oluşum bölgelerine yakın veya ötesinde kalır.

5.3 Gaz Devi Nihai Durumlarının Çeşitliliği

  • Jüpiter Benzeri: Büyük kütle, büyük zarf (~300 Dünya kütlesi toplam, ~10–20 Dünya kütlesi çekirdek).
  • Satürn Benzeri: Orta kütle zarfı (~90 Dünya kütlesi) ancak hala önemli ölçüde hidrojen-helyum baskın.
  • Sub-Jovianlar: Muhtemelen daha düşük toplam kütleler veya tamamlanmamış kaçış.
  • Kahverengi Cüceler: Eğer bir biriken cisim ~13 Jupiter kütlesine yaklaşırsa, dev gezegenler ile yıldız altı kahverengi cüceler arasında bir sınır bölgesine girer, ancak oluşum mekanizmaları farklı olabilir.

6. Buz Devleri: Uranüs ve Neptün

6.1 Dış Diskte Oluşum

Sistemimizdeki Uranüs ve Neptün gibi buz devleri tipik olarak 10–20 M⊕ aralığında, ~1–3 M⊕ çekirdeğe ve birkaç Dünya kütlesinde H/He zarfına sahiptir. 15–20 AU'nun ötesinde oluşmuşlardır (disk yoğunluklarının daha düşük olduğu ve akresyon zaman ölçeklerinin daha yavaş olabileceği bölge). Daha küçük zarflarının açıklamaları şunları içerir:

  • Geç Oluşum: Görece geç oluştu veya kritik kütleye ulaştı, disk dağılmadan önce daha az nebular gaz yakaladı.
  • Daha Hızlı Disk Dağılması: Azalan zaman veya dış radyasyon gaz tedarikini kısıtladı.
  • Yörüngesel Göç: Muhtemelen Jüpiter-Satürn yörüngelerine daha yakın veya biraz ötesinde oluşup dışa göç etmiş veya saçılmıştır.

6.2 Bileşim ve İç Yapılar

Buz devleri, soğuk dış bölgelerde yoğunlaşan volatile bileşikler olan önemli miktarda su/amonyak/metan buzları içerir. Saf hidrojen-helyum devlerine kıyasla yüksek yoğunlukları, daha büyük bir “ağır element” oranını gösterir. İç yapıları, kayalık/metal çekirdek, su/amonyak içeren derin bir “buz” örtüsü ve nispeten ince bir H-He zarfı ile katmanlı bir yapıya sahip olabilir.

6.3 Ötegezegen Paralellikleri

Keşfedilen birçok ötegezegen “mini-Neptunes” olup, süper-Dünya (~2–10 M⊕) ile Satürn arasındaki kütle boşluğunu köprüler. Bu, mütevazı bir çekirdek oluştuğunda kısmi veya eksik zarf akresyonunun yaygın bir sonuç olduğunu ve çeşitli yıldız tipleri etrafındaki disklerde “buz devi” tarzı oluşumla tutarlı olduğunu gösterir.

7. Gözlemsel Testler ve Teorik Değerlendirmeler

7.1 Disklerde Oluşan Devleri Gözlemlemek

ALMA, dev gezegen çekirdekleri tarafından oyulmuş olabilecek halka/boşluk yapıları görüntüledi. Bazı doğrudan görüntüleme cihazları (SPHERE/GPI), hala disk içinde gömülü genç dev gezegenleri tespit etmeye çalışır. Bu tür tespitler, çekirdek akresyonu tarafından öngörülen zaman ölçeklerini ve kütle birikimini doğrular.

7.2 Atmosfer Spektrumlarından Bileşim İpuçları

Ötegezegen devleri için, transit veya doğrudan spektroskopi atmosferik metaliklikleri ortaya koyar, bu da zarf içinde ne kadar ağır elementin kilitlendiğini gösterir. Satürn veya Jüpiter'in atmosfer bileşimini gözlemlemek, oluşum zamanındaki disk kimyasına dair içgörüler sağlar; örneğin, karbon ve oksijen oranını ölçmek veya asal gazları tespit etmek gibi. Tutarsızlıklar, planetesimallerin akresyonunu veya dinamik göç modellerini yansıtabilir.

7.3 Göç İzleri ve Sistem Mimarileri

Ötegezegen araştırmaları, yıldızın yakınında hot Jupiters veya birden fazla Jovian gezegen bulunan birçok sistem göstermektedir. Bu, dev gezegen oluşumunun yanı sıra disk kaynaklı veya gezegen-gezegen etkileşimlerinin yörüngeleri köklü şekilde yeniden düzenleyebileceğini ima eder. Güneş sistemimizin dış gaz/buz devleri, son düzenlemeyi şekillendirerek kuyruklu yıldızları ve daha küçük cisimleri saçmış, Dünya'nın Jüpiter veya Satürn tarafından yıkıcı içe göçten nasıl kaçındığını muhtemelen açıklamıştır.

8. Kozmolojik Etkiler ve Varyasyon

8.1 Yıldız Metalürjisinin Etkisi

Daha yüksek metalürjiye (yani daha ağır element oranına) sahip yıldızlar tipik olarak daha fazla dev gezegen oluşturur. Gözlemler, bir yıldızın demir bolluğu ile dev gezegen barındırma olasılığı arasında güçlü bir korelasyon gösterir. Bu muhtemelen diskte daha sağlam toz içeriğini yansıtarak çekirdek büyümesini hızlandırır. Daha düşük metalürjili disklerde daha az veya daha küçük devler görülür, bu da muhtemelen daha küçük karasal veya okyanus dünyalarını destekler.

8.2 Kahverengi Cüce Çölü?

Dev gezegen oluşumunun bir uzantısı, kahverengi cüceler (~13–80 MJup) alanına kayabilir. Gözlemsel olarak, güneş tipi yıldızların yakınında “kahverengi cüce çölü” vardır (kısa veya orta mesafelerde çok az kahverengi cüce bulunur). Bunun nedeni, büyük alt yıldız kütleleri için standart çekirdek akresyonundan farklı oluşum kanallarının olması veya diskteki parçalanmanın nadiren bu kütle aralığında kararlı yörüngelere sahip nesneler üretmesidir.

8.3 M-Cüceler Arasındaki Varyasyon

M-cüce yıldızların (daha düşük kütleli) muhtemelen daha az kütleli diskleri vardır. Jüpiter boyutundaki gezegenlere kıyasla mini-Neptünler veya süper-Dünyalar oluşturabilirler, ancak bazı istisnalar mevcuttur. Disk kütlesinin yıldız kütlesiyle nasıl ölçeklendiğini izlemek, Neptün benzeri veya kayalık süper-Dünya popülasyonlarının daha küçük yıldızlar etrafında baskın olup olmadığını çözmeye yardımcı olur.

9. Sonuç

Gaz ve buz devleri, gezegen oluşumunun en büyük sonuçlarından bazılarını temsil eder ve protoplanet disklerinin donma çizgisinin ötesinde oluşurlar. Devasa çekirdekleri—buz açısından zengin planetesimallerden hızla toplanan—disk hala gazla doluyken kalın hidrojen-helyum zarfları biriktirir. Nihai sonuçlar—Jüpiter ölçeğinde devler, halka yüklü Satürn benzerleri veya daha küçük Neptün benzeri “buz devleri”—disk özelliklerine, oluşum zamanlamasına ve göç dönemlerine bağlıdır. Ötegezegen devlerinin gözlemleri ve tozlu disklerdeki boşlukların doğrudan görüntüleri, bu sürecin galaksi genelinde yaygın olduğunu ve dev gezegenlerin yörüngelerinde ve bileşimlerinde çeşitlilik yarattığını doğrular.

çekirdek akresyonu modeliyle yönlendirilen, nüanslı bir yol görüyoruz: buzlu bir dünya, çekirdek boyutunda birkaç Dünya kütlesini aşar, kontrolsüz akresyonu tetikler ve tüm gezegen sisteminin mimarisini etkileyen devasa bir H/He rezervuarı haline gelir—daha küçük cisimleri dağıtarak veya koruyarak, genel bir dinamik çerçeve oluşturur. ALMA halka yapıları, dev gezegen atmosfer spektroskopisi ve ötegezegen demografileri aracılığıyla resmimizi geliştirdikçe, bu dış, soğuk protoplanet disk bölgelerinin gezegen ailelerinin en büyük ve en etkileyici üyelerine nasıl dönüştüğüne dair daha derin içgörüler kazanıyoruz.

Kaynaklar ve Daha Fazla Okuma

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Katı ve Gazın Eşzamanlı Akresyonuyla Dev Gezegenlerin Oluşumu.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and Planets. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Giant planet formation, evolution, and internal structure.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Formation of the giant planets.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Characterization of exoplanets from their formation. I. Models of combined planet formation and evolution.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Extrasolar planet formation.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.

 

← Önceki makale                    Sonraki makale →

 

 

Başa dön

Blog'a geri dön