Öngezegen

Bir gezegenimsi, toz, kaya ve diğer malzemelerden oluşan, boyutları metreler ile yüzlerce kilometre arasında değişen bir nesnedir. Chamberlin-Moulton gezegenimsi hipotezine ve Viktor Safronov'un teorilerine göre, gaz ve toz gibi malzemelerden oluşan bir ön gezegen diski, bir gezegen sisteminin oluşumunun başlarında bir yıldızın yörüngesinde dönecektir. Yerçekiminin bu tür malzemeler üzerindeki etkisi, bazıları gezegenimsi boyuta ulaşana kadar daha büyük ve daha büyük parçalar oluşturur.^[1][2]

İlk öncül gezegenler daha fazla radyoaktif elemente sahipken radyoaktif bozunma^[3] nedeniyle bu elementlerin miktarı zamanla azalmıştır. Radyoaktivite, çarpma ve yerçekimi basıncı nedeniyle oluşan ısınma, gezegen olma yolunda ilerlerken öngezegenlerin bazı kısımlarını eritmiştir. Erimiş bölgelerde daha ağır elementler merkeze doğru çökerken, daha hafif elementler yüzeye doğru yükselmiştir. Böyle bir süreç gezegen farklılaşması olarak bilinir. Bazı meteoritlerin bileşimi, farklılaşmanın bazı asteroitlerde de gerçekleştiğini göstermektedir.^[4]

Güneş Sistemi söz konusu olduğunda, gezegenimsi cisimlerin çarpışmalarının birkaç yüz gezegen embriyosu yarattığı düşünülmektedir. Bu embriyolar Ceres ve Plüton'a benzemekte olup kütleleri yaklaşık 10²² ila 10²³ kg ve çapları birkaç bin kilometredir.

Dev çarpışma hipotezine göre Ay, Güneş Sistemi tarihinin başlarında Theia adı verilen varsayımsal bir öngezegenin Dünya'ya devasa bir çarpışması sonucu oluştuğu öne sürülmektedir.

İç Güneş Sistemi'nde, az ya da çok bozulmadan hayatta kalan üç öngezegen Ceres, Pallas ve Vesta asteroidleridir. Psyche muhtemelen bir öngezegenin dış, kayalık katmanlarını sıyıran başka bir nesneyle şiddetli bir çarpma ve kaçma olayından kurtulmuştur.^[5] Asteroid Metis de Psyche'ninkine benzer bir köken geçmişine sahip olabilir.^[6] Asteroid Lutetia da bir öngezegene benzeyen özelliklere sahiptir.^[7][8] Kuiper kuşağı cüce gezegenleri de birer öngezegen olarak adlandırılmıştır.^[9]

Şubat 2013'te gök bilimciler, uzak bir yıldız olan HD 100546'nın etrafındaki gaz ve toz diskinde oluşan aday bir öngezegenin ilk doğrudan gözlemini gerçekleştirmişlerdir. Daha sonraki gözlemler, gaz diskinde birkaç öngezegenin daha mevcut olabileceğini göstermektedir.^[10][11][12]

Bir başka öngezegen olan AB Aur b, bir gaz devi için gözlemlenen en erken oluşum aşamasında olabilir. AB Aurigae yıldızının gaz diskinde yer almaktadır. AB Aur b tanımlanan en büyük ötegezegenler arasındadır ve yörüngesi Neptün'ün güneşe olan uzaklığının üç katı kadar uzaktadır. Subaru Teleskobu ve Hubble Uzay Teleskobu tarafından görüntülenmiştir.^[13]

Halkalar, boşluklar, spiraller, toz konsantrasyonları ve öngezegensel disklerdeki gölgeler öngezegenlerden kaynaklanıyor olabilir. Bu yapılar tam olarak anlaşılamamıştır ve bu nedenle bir öngezegenin varlığının bir kanıtı olarak görülmemektedir.^[14]

Öngezegenlerin disk üzerindeki etkisini incelemek için yeni ortaya çıkan bir yöntem, öngezegen disklerinin gaz hızı haritaları biçimindeki moleküler çizgi gözlemleridir.^[15] HD 97048 b, disk kinematiği tarafından gaz hızı haritasında bir bükülme şeklinde tespit edilen ilk öngezegendir.^[16] IM Lupi veya HD 163296 gibi diğer diskler de gaz hızı haritalarında benzer kıvrımlar göstermektedir.^[17][18] HD 169142 b olarak adlandırılan bir başka aday dış gezegen ilk kez 2014 yılında doğrudan görüntülenmiştir.^[19] HD 169142 b ayrıca bir öngezegen olduğuna dair birden fazla kanıt çizgisi göstermektedir.^[20]

• Thread on the definition of a protoplanet (Minor Planet Mailing List : July 15, 2011) (İngilizce)