Gezegenimsi veya Gezegencikler (İngilizce: Planetesimal), ön gezegen diski ve enkaz diski içinde var olduğu düşünülen katı cisimlerdir. Chamberlin-Moulton gezegenimsi hipotezine göre kozmik toz taneciklerinden oluştuğuna inanılır. Güneş Sistemi'nde yaklaşık 4,6 milyar yıl önce oluştuğuna inanılan bu cisimler, sistem oluşumunun incelenmesine yardımcı olurlar.

Oluşum[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegen oluşumunun geniş kabul gören teorilerinden olan Chamberlin-Moulton ile Viktor Safronov'un gezegenimsi hipotezleri, gezegenlerin çarpışıp giderek daha büyük cisimler oluşturacak şekilde birbirine yapışan kozmik toz taneciklerinden oluştuğunu ifade etmektedir. Bir cisim yaklaşık bir kilometre büyüklüğe ulaştığında, onu oluşturan tanecikler birbirini doğrudan karşılıklı kütle çekimi yoluyla çekebilir ve bu da Ay büyüklüğündeki öngezegenlere dönüşmesine yardımcı olur. Daha küçük cisimler ise yapışmayı sağlayan çarpışmaları tetiklemek için Brown hareketine veya türbülansa güvenmek zorundadır. Çarpışma mekaniği ve yapışma mekanizmaları oldukça karmaşıktır.^[2][3] Alternatif olarak gezegenimsiler, ön-gezegen diskinin orta düzlemi boyunca topluca bir kütleçekim kararsızlığına maruz kalan çok yoğun bir toz tanecikleri katmanında veya akış kararsızlıklarında daha büyük parçacık yığınlarının konsantrasyonu ve kütleçekimsel çökme yoluyla oluşabilir. Birçok gezegenimsi tıpkı 4 Vesta^[4] ve 90 Antiope gibi^[5] nihayetinde şiddetli çarpışmalar sırasında parçalanır, fakat en büyük olanlardan bazıları böyle karşılaşmalardan sağ kurtulabilir ve ön-gezegenlere, daha sonrasında da gezegenlere dönüşerek büyüyebilir.

Güneş Sistemi'ndeki gezegenimsiler[değiştir | kaynağı değiştir]

Yaklaşık 3,8 milyar yıl önce Geç Dönem Ağır Bombardıman olarak bilinen bir dönemden sonra, Güneş Sistemi içindeki çoğu gezegenimsi ya Güneş Sistemi'nden tamamen atılmış, Oort bulutu gibi uzak eksantrik (dışmerkezli) yörüngelere fırlatılmış ya da dev gezegenlerin (özellikle Jüpiter ve Neptün) düzenli kütleçekim itişleri nedeniyle daha büyük cisimlerle çarpışmıştı. Mars'ın uyduları Phobos, Deimos ve dev gezegenlerin yüksek eğiklikteki küçük uydularının pek çoğu gibi bazı gezegenimsiler uydu olarak yakalanmış olabilir.

Günümüze kadar varlığını sürdüren gezegenimsiler, Güneş Sistemi'nin oluşumu hakkında bilgi içerdikleri için bilim açısından değerlidir. Dış yüzeyleri güneş radyasyonuna maruz kaldığından kimyaları değişebilir, fakat iç kısımları gezegenimsinin oluştuğu zamandan beri neredeyse dokunulmamış saf malzemeler içerir. Bu durum her gezegenimsiyi bir 'zaman kapsülü' haline getirir ve bileşimleri, gezegen sistemimizin oluştuğu Güneş Bulutsusu'ndaki koşulları ortaya çıkarabilir. Uzay aracı tarafından ziyaret edilen en ilkel gezegenimsilerden biri kontak ikili olan Arrokoth'tur.^[6]

Gezegenimsi tanımı[değiştir | kaynağı değiştir]

İngilizce planetesimal kelimesi matematiksel bir kavram olan infinitesimal'dan (sonsuz küçük) gelir ve kelimenin tam anlamıyla bir gezegenin son derece küçük bir parçasını ifade eder.

Bu isim her zaman gezegen oluşumu sürecindeki küçük cisimlere uygulansa da, bazı bilim insanları gezegenimsi terimini oluşum sürecinden arta kalan birçok küçük Güneş Sistemi cismine atıfta bulunmak için (asteroitler ve kuyruklu yıldızlar gibi) genel bir terim olarak kullanır. Dünyanın önde gelen gezegen oluşumu uzmanlarından oluşan bir grup, 2006'daki bir konferansta^[7] aşağıdaki gezegenimsi tanımını kabul etmiştir:

Bir gezegenimsi, iç mukavemeti kendi kütleçekimi tarafından baskın olan ve yörünge dinamikleri gaz sürüklenmesinden önemli ölçüde etkilenmeyen yörüngedeki cisimlerin birikmesi sırasında ortaya çıkan katı bir nesnedir. Bu, güneş bulutsusundaki yaklaşık 1 km'den daha büyük nesneleri ifade eder.

Yalnızca kütleçekimiyle bir arada kalmayıp, birkaç yarıçap mesafesinde yaklaşan kayaların yolunu değiştirecek kadar yeterince büyük cisimler daha hızlı büyümeye başlar. 100 km ile 1000 km arasındaki bu cisimlere embriyo veya ön-gezegen denir.^[8]

Günümüzdeki Güneş Sistemi'nde bu küçük cisimler genellikle dinamikleri ve bileşimlerine göre sınıflandırılırlar ve daha sonra örneğin kuyruklu yıldızlar, Kuiper kuşağı cisimleri veya truva asteroitleri gibi farklı tiplere dönüşebilirler.^[9][10][11] Başka bir deyişle bazı gezegenimsiler, gezegen oluşumu tamamlandıktan sonra farklı türlerde cisimlere dönüşebilir ve her iki isimle de anılabilir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

• Yığılma (astrofizik)
• Gezegen halkası

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]