Astrofizikte akresyon (oluşum, biraraya gelme), bir akresyon
diskinde partiküllerin gravitasyonal etkileşimle daha fazla madde çekerek
(tipik olarak gaz halindeki madde) bir masif nesnede birikmesidir. Galaksiler,
yıldızlar ve gezegenler gibi çoğu astronomik nesne, akresyon prosesleriyle
oluşur.
Yerküre ve diğer karasal gezegenlerin meteorik malzemeden
oluşturduğu akresyon modeli, 1944'te Otto Schmidt tarafından önerildi; bunu, ardından
William McCrea'nın (1960) protoplanet teorisi ve son olarak Michael Woolfson'un
yakalama teorisi izledi. 1978'de Andrew Prentice, gezegen oluşumu hakkındaki
ilk Laplacian fikirlerini yeniden canlandırdı ve modern Laplacian teorisini
geliştirdi. Bu modellerin hiçbiri tamamen başarılı olamadı, önerilen teorilerin
çoğu açıklayıcı olarak kaldı.
Otto Schmidt'in 1944 akresyon modelini, 1969'da Viktor
Safronov kantitatif olarak geliştirdi ve karasal gezegen oluşumunun farklı
aşamalarını ayrıntılı olarak hesapladı. O zamandan beri model, planetesimal
birikimini incelemek için yoğun sayısal simülasyonlar kullanılarak daha da
geliştirildi. Yıldızlararası gazın gravitasyonal çöküşüyle yıldızların oluştuğu
artık kabul ediliyor. Çökmeden önce, bu gaz çoğunlukla Orion Bulutsusu gibi
moleküler bulutlar biçimindedir. Bulut çökerken, potansiyel enerjiyi kaybeder,
ısınır, kinetik enerji kazanır ve açısal momentumun korunması, bulutun
düzleştirilmiş bir disk (akresyon diski) oluşturmasını sağlar.
Galaksilerin
akresyonu
Büyük Patlama'dan birkaç yüz bin yıl sonra, Evren atomların
oluşabileceği noktaya kadar soğudu. Evren genişlemeye ve soğumaya devam
ederken, atomlar yeterince kinetik enerji kaybetti ve karanlık madde
protogalaksileri oluşturmak için yeterince birleşti. Daha fazla akresyon meydana
geldikçe galaksiler oluştu.
Yıldızların akresyonu
Yıldızların, yaklaşık 300 000 M☉
ve 65 ışıkyılı (20 pc) çapında soğuk moleküler
hidrojen-dev moleküler bulutların dev bulutları içinde oluştuğu düşünülmektedir.
Milyonlarca yıl boyunca, dev
moleküler bulutlar çökmeye ve parçalanmaya eğilimlidir.
Bu parçalar daha sonra
yıldızlara dönüşen küçük, yoğun çekirdekler oluşturur.
Gezegenlerin akresyonu
Kozmik tozun kendiliğinden akresyonu, partiküllerin kaya
büyüklüğünde planetesimalere büyümesini hızlandırır. Daha büyük planetesimaller
daha küçük olanları ortaya çıkarırken, diğerleri çarpışmalarda paramparça olur.
Asteroidlerin
akresyonu
Meteoritler, asteroidlerin kökeni ve evriminin tüm
aşamalarında akresyon ve darbe kayıtlarını içerir; bununla birlikte,
asteroidlerin akresyon ve büyüme mekanizması tam olarak anlaşılamamıştır.
Kuyrukluyıldızların akresyonu
Üç boyutlu bilgisayar simülasyonları, kuyrukluyıldız
çekirdeklerinde gözlemlenen temel yapısal özelliklerin, zayıf
kuyrukluyıldızların çift yönlü düşük hız akresyonu ile açıklanabileceğini
göstermektedir.
Sagittarius (Yay) Takımyıldızı’nda 5400 ışık yılı (1700 parsek)
uzaklıkta bulunan dev bir yıldız oluşturan gaz ve toz bulutu Trifid Bulutsusu'nun
görünür ışık (solda) ve infraref ışıkta (sağda) görüntüleri
(a) Protogezegensel
bir disk olan HL Tauri'nin ALMA (astronomik bir interferometre) görüntüsü.
(b) İkili sistemdeki
düşük kütleli yıldız bir genişleme aşamasına girdiğinde, dış atmosferi kompakt
yıldızın üzerine düşerek bir birikme diski oluşturabilir.
c) Merkezinde genç bir
yıldızı gösteren bir protogezegensel diskin artistik görünümü.
(d) 486958 Arrokoth,
gezegenlerin büyümesi sağlayan orijinal gezegenimsileri (planetesimal) temsil
ettiği düşünülen, bir Kuiper kuşağı nesnesi.
https://en.wikipedia.org/wiki/Accretion_(astrophysics)
19 Kasım 2020
