Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Donma sınırı, kar çizgisi ya da buz çizgisi, astronomi veya gezegen biliminde, katı parçacık olarak yoğunlaşabilecek su, amonyak, metan, karbondioksit ve karbonmonoksit gibi uçucu bileşenler için sıcaklığın yeterince düşük olduğu, gezegenimsi bünyesine yığılma oluşturmasına imkan sağlayan güneş bulutsusunun merkezinde yer alan önyıldıza göre ölçülen minimum mesafedir. Bu sınırın ötesinde, tipik olarak yalnızca ağır bileşenler daha küçük boyutlu karasal gezegenlere doğru birikebilirken, bu bölgede bolca bulunan diğer gaz bileşenleri oldukça kolay şekilde gaz ve buz devlerinin oluşmasına imkan verecek ölçüde yoğunlaşabilir.
Terimin kendisi toprak bilimlerindeki yer altı sularının donabilir noktaya vardığı maksimum derinlik olarak tanımlanan " (frost line)" nosyonundan alıntıdır.
Her bir kararsız bileşenin kendine özgü bir donma noktası bulunduğundan (örneğin karbon monoksit,azot ve argon), her ne kadar özellikle suyun donma noktası sıklıkla ihmal ediliyor olsa da hangi materyalin donma noktasına atıfta bulunulduğunun her zaman belirtilmesi önem arz etmektedir. Aksi takdirde tespit edilmesi zor olan malzemeler için bir kullanılabilir (örneğin karbon monoksit için ).
Konum
Farklı uçucu bileşikler ön yıldız bulutsusunda farklı kısmi basınçlarda (dolayısıyla farklı yoğunluklarda) farklı yoğunlaşma sıcaklıklarına sahiptir, bu nedenle ilgili donma çizgileri farklılık gösterecektir. Su buzunun donma çizgisi için gerçek sıcaklık ve mesafe, bunu hesaplamak için kullanılan fiziksel modele ve teorik güneş bulutsusu modeline bağlıdır:
- 2,7 AU'da 170 K (Hayashi, 1981)
- 3,2 AU'da 143 K ila 3 AU'da 150 K (Podolak ve Zucker, 2010)
- 3,1 AU (Martin ve Livio, 2012)
- μm boyutundaki taneler için ≈150 K ve km boyutundaki cisimler için ≈200 K (D'Angelo ve Podolak, 2015)
Donma çizgisinin konumu zaman içinde değişir, potansiyel olarak güneş kütleli bir yıldız için maksimum 17,4 AU yarıçapına ulaşır ve daha sonra azalmaya başlar.
Mevcut kar sınırı ile formasyon kar sınırı
Bulutsunun değişimine bağlı olarak yoğunlaşma/buharlaşma sınırının radyal konumu zaman içinde değişmektedir. Bazen kar çizgisi terimi, su buzunun kararlı olabileceği (doğrudan güneş ışığı altında bile) mevcut mesafeyi temsil etmek için de kullanılır. Bu mevcut kar çizgisi mesafesi, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasındaki kar çizgisi mesafesinden farklıdır ve yaklaşık olarak 5 AU'ya eşittir. Aradaki farkın nedeni, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında güneş bulutsusunun Güneş'e yakın sıcaklıkların daha düşük olduğu opak bir bulut olması ve Güneş'in kendisinin daha az enerjili olmasıdır. Oluşumdan sonra buz, içeri giren toz tarafından gömülerek yüzeyin birkaç metre altında sabit kalmıştır. Eğer 5 AU içindeki buz, örneğin bir krater tarafından açığa çıkarılırsa, kısa zaman aralıklarında süblimleşir. Bununla birlikte, doğrudan güneş ışığı dışında buz, Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca sıcaklığın çok düşük kalabileceği (örneğin Ay'da 30-40 K) kalıcı olarak gölgelenmiş kutup kraterlerinde bulunuyorsa, asteroitlerin (ve Ay ve Merkür'ün) yüzeyinde de sabit kalabilir.
Mars ve Jüpiter arasında yer alan asteroit kuşağı gözlemleri Güneş Sitemi'nin oluşumu sırasındaki su karlaşma çizgisinin bu bölgede kaldığını ortaya atmaktadır. Dış asteroitler buzlu C sınıfı nesnelerken iç asteroit kışağındaki asteroitler çoğunlukla sudan yoksundur. Bu durum gezegenimsi oluşum meydana geldiğinde kar çizgisinin Güneş'ten yaklaşık 2,7 AU mesafede yer aldığı anlamına gelmektedir.
Örneğin, yarı büyük ekseni 2,77 AU olan cüce gezegen Ceres, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında su kar çizgisi için tahmin edilen alt sınırın neredeyse tam üzerinde yer almaktadır. Ceres'in buzlu bir mantoya sahip olduğu ve hatta yüzeyin altında bir su okyanusuna sahip olabileceği tahmin edilmektedir.
Gezegen oluşumu
Donma çizgisinin ötesindeki bulutsuda daha düşük sıcaklık, çok daha fazla katı taneciğin gezegenimsilere ve nihayetinde gezegenlere birikmesini mümkün kılar. Bu nedenle donma çizgisi karasal gezegenleri Güneş Sistemi'ndeki dev gezegenlerden ayırır. Bununla birlikte, diğer bazı yıldızların etrafında donma çizgisinin içinde de dev gezegenler bulunmuştur (sıcak Jüpiter olarak adlandırılırlar). Bunların donma çizgisinin dışında oluştukları ve daha sonra içeriye doğru göç ederek şu anki konumlarına geldikleri düşünülmektedir. Donma çizgisine olan mesafenin dörtte birinden daha az bir mesafede bulunan ancak bir dev gezegen olmayan Dünya, metan, amonyak ve su buharının kaçmasını önlemek için yeterli kütle çekimine sahiptir. Metan ve amonyak, Dünya atmosferinde sadece biyokimyası bir zamanlar bol miktarda metan ve amonyak içeren yaşam formlarından (büyük ölçüde yeşil bitkiler) kaynaklanan oksijen bakımından zengin bir atmosferdeki dengesizliği nedeniyle nadir bulunur, ancak elbette böyle bir atmosferde kimyasal olarak kararlı olan sıvı su ve buz, yine de Dünya yüzeyinin çoğunu oluşturur.
Araştırmacılar Rebecca Martin ve , yakındaki dev gezegenlerin yörüngelerindeki gezegen oluşumunu bozması nedeniyle asteroit kuşaklarının donma çizgisi civarında oluşma eğiliminde olabileceğini öne sürmüşlerdir. Yaklaşık 90 yıldızın etrafında bulunan sıcak tozun ısısını analiz ederek, tozun (ve dolayısıyla olası asteroit kuşaklarının) tipik olarak donma çizgisine yakın bulunduğu sonucuna varmışlardır. Bunun altında yatan mekanizma, 1.000-10.000 yıllık zaman ölçeklerinde kar çizgisinin termal istikrarsızlığı olabilir ve bu da nispeten dar yıldız çevresi halkalarında toz malzemenin periyodik olarak birikmesine neden olur.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Qi, Chunhua; Oberg, Karin I.; Wilner, David J.; d'Alessio, Paola; Bergin, Edwin; Andrews, Sean M.; Blake, Geoffrey A.; Hogerheijde, Michiel R.; van Dishoeck, Ewine F. (2013). "Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog by Chunhua Qi, Karin I. Oberg, et al". Science. 341 (6146). ss. 630-2. arXiv:1307.7439 $2. Bibcode:2013Sci...341..630Q. doi:10.1126/science.1239560. (PMID) 23868917.
- ^ Dartois, E.; Engrand, C.; Brunetto, R.; Duprat, J.; Pino, T.; Quirico, E.; Remusat, L.; Bardin, N.; Briani, G.; Mostefaoui, S.; Morinaud, G.; Crane, B.; Szwec, N.; Delauche, L.; Jamme, F.; Sandt, Ch.; Dumas, P. (2013). "UltraCarbonaceous Antarctic micrometeorites, probing the Solar System beyond the nitrogen snow-line by E. Dartois, et al". Icarus. 224 (1). ss. 243-252. Bibcode:2013Icar..224..243D. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.002.
- ^ Öberg, K.I.; Wordsworth, R. (2019). "Jupiter's Composition Suggests its Core Assembled Exterior to the N_{2} Snowline". The Astronomical Journal. 158 (5). arXiv:1909.11246 $2. doi:10.3847/1538-3881/ab46a8
![image]()
. - ^ "Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula by Chushiro Hayashi". 19 Şubat 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ Podolak, M.; Zucker, S. (2004). "A note on the snow line in protostellar accretion disks by M. PODOLAK and S. ZUCKER, 2010". Meteoritics & Planetary Science. 39 (11): 1859. doi:10.1111/j.1945-5100.2004.tb00081.x. Erişim tarihi: free. Tarih değerini gözden geçirin:
|erişimtarihi=() - ^ a b Martin, Rebecca G.; Livio, Mario (2012). "On the Evolution of the Snow Line in Protoplanetary Discs by Rebecca G. Martin, Mario Livio (STScI)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 425 (1): L6. arXiv:1207.4284 $2. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01290.x.
- ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). "Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks". The Astrophysical Journal. 806 (1): 29pp. arXiv:1504.04364 $2. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203.
- ^ Zhang, Yu; Jin, Liping (March 2015). "The Evolution of the Snow Line in a Protoplanetary Disk". The Astrophysical Journal. 802 (1). id. 58. Bibcode:2015ApJ...802...58Z. doi:10.1088/0004-637X/802/1/58.
- ^ Jewitt, D.; Chizmadia, L.; Grimm, R.; Prialnik, D. (2007). "Water in the Small Bodies of the Solar System" (PDF). Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (Ed.). Protostars and Planets V. . ss. 863-878. ISBN .
- ^ McCord, T. B.; Sotin, C. (21 Mayıs 2005). "Ceres: Evolution and current state". Journal of Geophysical Research: Planets. 110 (E5). s. E05009. Bibcode:2005JGRE..110.5009M. doi:10.1029/2004JE002244
![image]()
. - ^ O'Brien, D. P.; Travis, B. J.; Feldman, W. C.; Sykes, M. V.; Schenk, P. M.; Marchi, S.; Russell, C. T.; Raymond, C. A. (March 2015). "The Potential for Volcanism on Ceres due to Crustal Thickening and Pressurization of a Subsurface Ocean" (PDF). 46th . s. 2831. Erişim tarihi: 1 Mart 2015.
- ^ Kaufmann, William J. (1987). Discovering the Universe
![image]()
. . s. 94. ISBN . - ^ Chambers, John (2007-07-01). "Planet Formation with Type I and Type II Migration". 38. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Bibcode 2007DDA....38.0604C.
- ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). "Giant Planet Formation". Seager, Sara (Ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. ss. 319-346. arXiv:1006.5486 $2. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN .
- ^ . NASA. 1 Kasım 2012. 3 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Kasım 2012.
- ^ Owen, James E. (2020). "Snow-lines can be thermally unstable". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (3). ss. 3160-3174. arXiv:2005.03665 $2. doi:10.1093/mnras/staa1309.
Dış bağlantılar
- Protosolar bulutsudaki kar hattının termal yapısı ve konumu: M. Min, CP Dullemond, M. Kama, C. Dominik tarafından hazırlanan tam 3 boyutlu ışınım transferine sahip eksenel simetrik modeller
- Tozlu Öngezegen Disklerindeki Kar Hattında, DD Sasselov ve M. Lecar
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Donma siniri kar cizgisi ya da buz cizgisi astronomi veya gezegen biliminde kati parcacik olarak yogunlasabilecek su amonyak metan karbondioksit ve karbonmonoksit gibi ucucu bilesenler icin sicakligin yeterince dusuk oldugu gezegenimsi bunyesine yigilma olusturmasina imkan saglayan gunes bulutsusunun merkezinde yer alan onyildiza gore olculen minimum mesafedir Bu sinirin otesinde tipik olarak yalnizca agir bilesenler daha kucuk boyutlu karasal gezegenlere dogru birikebilirken bu bolgede bolca bulunan diger gaz bilesenleri oldukca kolay sekilde gaz ve buz devlerinin olusmasina imkan verecek olcude yogunlasabilir Terimin kendisi toprak bilimlerindeki yer alti sularinin donabilir noktaya vardigi maksimum derinlik olarak tanimlanan frost line nosyonundan alintidir Her bir kararsiz bilesenin kendine ozgu bir donma noktasi bulundugundan ornegin karbon monoksit azot ve argon her ne kadar ozellikle suyun donma noktasi siklikla ihmal ediliyor olsa da hangi materyalin donma noktasina atifta bulunuldugunun her zaman belirtilmesi onem arz etmektedir Aksi takdirde tespit edilmesi zor olan malzemeler icin bir kullanilabilir ornegin karbon monoksit icin KonumFarkli ucucu bilesikler on yildiz bulutsusunda farkli kismi basinclarda dolayisiyla farkli yogunluklarda farkli yogunlasma sicakliklarina sahiptir bu nedenle ilgili donma cizgileri farklilik gosterecektir Su buzunun donma cizgisi icin gercek sicaklik ve mesafe bunu hesaplamak icin kullanilan fiziksel modele ve teorik gunes bulutsusu modeline baglidir 2 7 AU da 170 K Hayashi 1981 3 2 AU da 143 K ila 3 AU da 150 K Podolak ve Zucker 2010 3 1 AU Martin ve Livio 2012 mm boyutundaki taneler icin 150 K ve km boyutundaki cisimler icin 200 K D Angelo ve Podolak 2015 Donma cizgisinin konumu zaman icinde degisir potansiyel olarak gunes kutleli bir yildiz icin maksimum 17 4 AU yaricapina ulasir ve daha sonra azalmaya baslar Mevcut kar siniri ile formasyon kar siniriBulutsunun degisimine bagli olarak yogunlasma buharlasma sinirinin radyal konumu zaman icinde degismektedir Bazen kar cizgisi terimi su buzunun kararli olabilecegi dogrudan gunes isigi altinda bile mevcut mesafeyi temsil etmek icin de kullanilir Bu mevcut kar cizgisi mesafesi Gunes Sistemi nin olusumu sirasindaki kar cizgisi mesafesinden farklidir ve yaklasik olarak 5 AU ya esittir Aradaki farkin nedeni Gunes Sistemi nin olusumu sirasinda gunes bulutsusunun Gunes e yakin sicakliklarin daha dusuk oldugu opak bir bulut olmasi ve Gunes in kendisinin daha az enerjili olmasidir Olusumdan sonra buz iceri giren toz tarafindan gomulerek yuzeyin birkac metre altinda sabit kalmistir Eger 5 AU icindeki buz ornegin bir krater tarafindan aciga cikarilirsa kisa zaman araliklarinda sublimlesir Bununla birlikte dogrudan gunes isigi disinda buz Gunes Sistemi nin yasi boyunca sicakligin cok dusuk kalabilecegi ornegin Ay da 30 40 K kalici olarak golgelenmis kutup kraterlerinde bulunuyorsa asteroitlerin ve Ay ve Merkur un yuzeyinde de sabit kalabilir Mars ve Jupiter arasinda yer alan asteroit kusagi gozlemleri Gunes Sitemi nin olusumu sirasindaki su karlasma cizgisinin bu bolgede kaldigini ortaya atmaktadir Dis asteroitler buzlu C sinifi nesnelerken ic asteroit kisagindaki asteroitler cogunlukla sudan yoksundur Bu durum gezegenimsi olusum meydana geldiginde kar cizgisinin Gunes ten yaklasik 2 7 AU mesafede yer aldigi anlamina gelmektedir Ornegin yari buyuk ekseni 2 77 AU olan cuce gezegen Ceres Gunes Sistemi nin olusumu sirasinda su kar cizgisi icin tahmin edilen alt sinirin neredeyse tam uzerinde yer almaktadir Ceres in buzlu bir mantoya sahip oldugu ve hatta yuzeyin altinda bir su okyanusuna sahip olabilecegi tahmin edilmektedir Gezegen olusumuDonma cizgisinin otesindeki bulutsuda daha dusuk sicaklik cok daha fazla kati tanecigin gezegenimsilere ve nihayetinde gezegenlere birikmesini mumkun kilar Bu nedenle donma cizgisi karasal gezegenleri Gunes Sistemi ndeki dev gezegenlerden ayirir Bununla birlikte diger bazi yildizlarin etrafinda donma cizgisinin icinde de dev gezegenler bulunmustur sicak Jupiter olarak adlandirilirlar Bunlarin donma cizgisinin disinda olustuklari ve daha sonra iceriye dogru goc ederek su anki konumlarina geldikleri dusunulmektedir Donma cizgisine olan mesafenin dortte birinden daha az bir mesafede bulunan ancak bir dev gezegen olmayan Dunya metan amonyak ve su buharinin kacmasini onlemek icin yeterli kutle cekimine sahiptir Metan ve amonyak Dunya atmosferinde sadece biyokimyasi bir zamanlar bol miktarda metan ve amonyak iceren yasam formlarindan buyuk olcude yesil bitkiler kaynaklanan oksijen bakimindan zengin bir atmosferdeki dengesizligi nedeniyle nadir bulunur ancak elbette boyle bir atmosferde kimyasal olarak kararli olan sivi su ve buz yine de Dunya yuzeyinin cogunu olusturur Arastirmacilar Rebecca Martin ve yakindaki dev gezegenlerin yorungelerindeki gezegen olusumunu bozmasi nedeniyle asteroit kusaklarinin donma cizgisi civarinda olusma egiliminde olabilecegini one surmuslerdir Yaklasik 90 yildizin etrafinda bulunan sicak tozun isisini analiz ederek tozun ve dolayisiyla olasi asteroit kusaklarinin tipik olarak donma cizgisine yakin bulundugu sonucuna varmislardir Bunun altinda yatan mekanizma 1 000 10 000 yillik zaman olceklerinde kar cizgisinin termal istikrarsizligi olabilir ve bu da nispeten dar yildiz cevresi halkalarinda toz malzemenin periyodik olarak birikmesine neden olur Ayrica bakinizYildiz cevresi yasanabilir bolge Bulutsu hipotezi Gunes bulutsusuKaynakca Qi Chunhua Oberg Karin I Wilner David J d Alessio Paola Bergin Edwin Andrews Sean M Blake Geoffrey A Hogerheijde Michiel R van Dishoeck Ewine F 2013 Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog by Chunhua Qi Karin I Oberg et al Science 341 6146 ss 630 2 arXiv 1307 7439 2 Bibcode 2013Sci 341 630Q doi 10 1126 science 1239560 PMID 23868917 Dartois E Engrand C Brunetto R Duprat J Pino T Quirico E Remusat L Bardin N Briani G Mostefaoui S Morinaud G Crane B Szwec N Delauche L Jamme F Sandt Ch Dumas P 2013 UltraCarbonaceous Antarctic micrometeorites probing the Solar System beyond the nitrogen snow line by E Dartois et al Icarus 224 1 ss 243 252 Bibcode 2013Icar 224 243D doi 10 1016 j icarus 2013 03 002 Oberg K I Wordsworth R 2019 Jupiter s Composition Suggests its Core Assembled Exterior to the N 2 Snowline The Astronomical Journal 158 5 arXiv 1909 11246 2 doi 10 3847 1538 3881 ab46a8 Structure of the Solar Nebula Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula by Chushiro Hayashi 19 Subat 2015 tarihinde kaynagindan arsivlendi Podolak M Zucker S 2004 A note on the snow line in protostellar accretion disks by M PODOLAK and S ZUCKER 2010 Meteoritics amp Planetary Science 39 11 1859 doi 10 1111 j 1945 5100 2004 tb00081 x Erisim tarihi free Tarih degerini gozden gecirin erisimtarihi yardim a b Martin Rebecca G Livio Mario 2012 On the Evolution of the Snow Line in Protoplanetary Discs by Rebecca G Martin Mario Livio STScI Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters 425 1 L6 arXiv 1207 4284 2 doi 10 1111 j 1745 3933 2012 01290 x D Angelo G Podolak M 2015 Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks The Astrophysical Journal 806 1 29pp arXiv 1504 04364 2 doi 10 1088 0004 637X 806 2 203 Zhang Yu Jin Liping March 2015 The Evolution of the Snow Line in a Protoplanetary Disk The Astrophysical Journal 802 1 id 58 Bibcode 2015ApJ 802 58Z doi 10 1088 0004 637X 802 1 58 Jewitt D Chizmadia L Grimm R Prialnik D 2007 Water in the Small Bodies of the Solar System PDF Reipurth B Jewitt D Keil K Ed Protostars and Planets V ss 863 878 ISBN 978 0 8165 2654 3 McCord T B Sotin C 21 Mayis 2005 Ceres Evolution and current state Journal of Geophysical Research Planets 110 E5 s E05009 Bibcode 2005JGRE 110 5009M doi 10 1029 2004JE002244 O Brien D P Travis B J Feldman W C Sykes M V Schenk P M Marchi S Russell C T Raymond C A March 2015 The Potential for Volcanism on Ceres due to Crustal Thickening and Pressurization of a Subsurface Ocean PDF 46th s 2831 Erisim tarihi 1 Mart 2015 Kaufmann William J 1987 Discovering the Universe s 94 ISBN 978 0 7167 1784 3 Chambers John 2007 07 01 Planet Formation with Type I and Type II Migration 38 AAS Division of Dynamical Astronomy Meeting Bibcode 2007DDA 38 0604C D Angelo Gennaro Durisen Richard H Lissauer Jack J December 2010 Giant Planet Formation Seager Sara Ed Exoplanets University of Arizona Press ss 319 346 arXiv 1006 5486 2 Bibcode 2010exop book 319D ISBN 978 0 8165 2945 2 NASA 1 Kasim 2012 3 Kasim 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 3 Kasim 2012 Owen James E 2020 Snow lines can be thermally unstable Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 495 3 ss 3160 3174 arXiv 2005 03665 2 doi 10 1093 mnras staa1309 Dis baglantilarProtosolar bulutsudaki kar hattinin termal yapisi ve konumu M Min CP Dullemond M Kama C Dominik tarafindan hazirlanan tam 3 boyutlu isinim transferine sahip eksenel simetrik modeller Tozlu Ongezegen Disklerindeki Kar Hattinda DD Sasselov ve M Lecar