Bugün öğrendim ki: Güneş sisteminin "donma çizgisi" olarak bilinen, kayalık gezegenlerin güneşe daha yakın, gaz devlerinin ise daha uzakta oluştuğu sınır.
Diğer kullanımlar için bkz. Donma çizgisi (anlam ayrımı).
Genç bir yıldızdan buzun oluştuğu mesafe
Astronomi veya gezegen biliminde, kar çizgisi veya buz çizgisi olarak da bilinen donma çizgisi, merkezi protoyıldızdan yayılan bir güneş nebulası içinde, su, amonyak, metan, karbondioksit ve karbon monoksit gibi uçucu bileşiklerin katı tanecikler halinde yoğunlaşması için sıcaklığın yeterince düşük olduğu minimum mesafedir; bu, onların gezegenimsilere doğru birikmesine izin verecektir. Çizginin ötesinde, aksi takdirde gaz halinde olan bileşikler (çok daha bol miktarda bulunur) gaz devlerinin ve buz devlerinin oluşumuna izin vermek için oldukça kolay bir şekilde yoğunlaşabilir; içinde ise, tipik olarak çok daha küçük olan kayalık gezegenleri oluşturmak için yalnızca daha ağır bileşikler birikebilir.
Terimin kendisi, yeraltı suyunun donabileceği maksimum yüzey derinliğini tanımlayan toprak bilimindeki "donma çizgisi" kavramından ödünç alınmıştır.
Her uçucu maddenin kendi donma çizgisi vardır (örneğin, karbon monoksit,[1] nitrojen,[2] ve argon[3]), bu nedenle hangi malzemenin donma çizgisinden bahsedildiği her zaman belirtmek önemlidir, ancak özellikle su donma çizgisi için bu ihmal yaygındır. Tespit edilmesi zor olan malzemeler için izleyici gazlar kullanılabilir; örneğin karbon monoksit için diazenilyum.
Konum
[değiştir]
Farklı uçucu bileşikler, protoyıldız nebulası içindeki farklı kısmi basınçlarda (dolayısıyla farklı yoğunluklarda) farklı yoğunlaşma sıcaklıklarına sahiptir, bu nedenle ilgili donma çizgileri farklı olacaktır. Su buzunun donma çizgisinin gerçek sıcaklığı ve mesafesi, hesaplamak için kullanılan fiziksel modele ve teorik güneş nebulası modeline bağlıdır:
2.7 astronomik birimde (AU; Hayashi, 1981)[4] 170 K
3.2 AU'da 143 K ile 3 AU'da 150 K arası (Podolak ve Zucker, 2010)[5]
3.1 AU (Martin ve Livio, 2012)[6]
μm boyutundaki taneler için ≈150 K ve km boyutundaki cisimler için ≈200 K (D'Angelo ve Podolak, 2015)[7]
Donma çizgisinin konumu zamanla değişir ve güneş kütleli bir yıldız için başlangıçta 17.4 AU'luk bir maksimum yarıçapa ulaşabilir ve daha sonra azalabilir.[8]
Mevcut ve oluşum donma çizgisi
[değiştir]
Yoğunlaşma/buharlaşma cephesinin radyal konumu, nebulanın evrimiyle zamanla değişir. Bazen donma çizgisi terimi, su buzunun (doğrudan güneş ışığı altında bile) stabil kalabileceği mevcut mesafeyi temsil etmek için de kullanılır. Bu mevcut donma çizgisi mesafesi, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında geçerli olan ve yaklaşık 5 AU'ya eşit olan oluşum donma çizgisi mesafesinden farklıdır.[9] Farklılığın nedeni, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında güneş nebulasının Güneş'e yakın yerlerde sıcaklıkların daha düşük olduğu opak bir bulut olması[kaynak belirtilmeli] ve Güneş'in kendisinin daha az enerjik olmasıdır. Oluşumdan sonra buz, düşen tozla gömüldü ve birkaç metre yüzeyin altında stabil kaldı. 5 AU içindeki buz açığa çıkarsa, örneğin bir kraterle, nispeten hızlı bir şekilde süblimleşir. Bununla birlikte, doğrudan güneş ışığı dışında buz, Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca çok düşük sıcaklıkları koruyabilen kalıcı gölgeli kutup kraterlerinde bulunursa, asteroitlerin (ve Ay ve Merkür'ün) yüzeyinde stabil kalabilir (örneğin, Ay'da 30–40 K).
Mars ile Jüpiter arasında yer alan asteroit kuşağının gözlemleri, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında su donma çizgisinin bu bölge içinde yerleştiğini düşündürmektedir. Dıştaki asteroitler buzlu C-sınıfı cisimlerdir (örneğin, Abe ve diğerleri 2000; Morbidelli ve diğerleri 2000) oysa iç asteroit kuşağı büyük ölçüde sudan yoksundur. Bu, gezegenimsi oluşumu meydana geldiğinde donma çizgisinin Güneş'ten yaklaşık 2.7 AU uzaklıkta olduğunu ima etmektedir.[6]
Örneğin, yarı büyük ekseni 2.77 AU olan cüce gezegen Ceres, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasındaki su donma çizgisi için alt tahminin neredeyse tam üzerinde yer alır. Ceres'in buzlu bir mantoya sahip olduğu ve hatta yüzeyin altında bir su okyanusu olabileceği görülmektedir.[10][11] Güneş'in etrafında ortalama 3.1 AU mesafede yörüngede dönen 24 Themis'in yüzeyinde su buzu tespit edilmiştir.[12]
Gezegen oluşumu
[değiştir]
Nebula içinde donma çizgisinin ötesindeki daha düşük sıcaklık, gezegenimsilere ve sonunda gezegenlere birikim için çok daha fazla katı tane kullanılabilir hale getirir. Donma çizgisi bu nedenle Güneş Sistemi'nde karasal gezegenleri dev gezegenlerden ayırır.[13] Bununla birlikte, birkaç başka yıldızın yörüngesinde donma çizgisinin içinde dev gezegenler bulunmuştur (sözde sıcak Jüpiterler). Onların donma çizgisinin dışında oluştuğuna ve daha sonra mevcut konumlarına doğru içe doğru göç ettiklerine inanılmaktadır.[14][15] Donma çizgisine olan mesafenin dörtte birinden az bir mesafede bulunan ancak bir dev gezegen olmayan Dünya, metan, amonyak ve su buharını kaçırmasını sağlayacak yeterli bir kütle çekimine sahiptir. Metan ve amonyak, fotosentezin kimyası bir zamanlar bol miktarda metan ve amonyak olduğunu düşündürse de, oksijen açısından zengin bir atmosferdeki kararsızlıkları nedeniyle Dünya atmosferinde nadirdir, ancak tabii ki sıvı su ve buz, böyle bir atmosferde kimyasal olarak kararlı olanlar, Dünya'nın yüzeyinin büyük bir kısmını oluşturur.
Araştırmacılar Rebecca Martin ve Mario Livio, yakındaki dev gezegenlerin kendi yörüngeleri içindeki gezegen oluşumunu bozması nedeniyle asteroit kuşaklarının donma çizgisinin yakınında oluşma eğiliminde olabileceğini öne sürmüşlerdir. Yaklaşık 90 yıldız etrafında bulunan sıcak tozun sıcaklığını analiz ederek, tozun (ve dolayısıyla olası asteroit kuşaklarının) tipik olarak donma çizgisine yakın yerlerde bulunduğunu belirlediler.[16] Altta yatan mekanizma, 1.000–10.000 yıllık zaman ölçeklerinde donma çizgisinin termal kararsızlığı olabilir ve bu da nispeten dar çevre halkalarda periyodik toz materyali birikimiyle sonuçlanır.[17]
Ayrıca bakınız
[değiştir]
Yörünge yaşanabilir bölge
Nebular hipotez
Güneş nebulası
Referanslar
[değiştir]