İçeriğe atla

Çakıl birikimi (astronomi)

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Genç bir yıldızın yörüngesinde dönen tozlu bir diskin çizimi

Çakıl birikimi, çapı santimetreden metreye kadar değişen parçacıkların, diskte bulunan gazdan kaynaklanan aerodinamik sürükleme ile güçlendirilen bir protogezegensel diskte gezegenimsiler halinde birikmesidir. Bu sürükleme, küçük cisimlerin bazılarının daha büyük cisimlerin yanından geçerken göreceli hızlarını azaltarak kütle çekiminden kaçmasını engeller. Bu taşlar daha sonra spiral çizerek ya da çeken cismin yüzeyine doğru yerleşerek birikir. Bu süreç, büyük cisimlerin malzeme biriktirebileceği alanı artırarak büyümeyi hızlandırır. Gezegenimsi cisimlerin bu yolla hızlı büyümesi, gaz diskinin dağılmasından önce dış Güneş Sistemi'nde dev gezegen çekirdeklerinin oluşmasını sağlar. Buz çizgisini geçtikten sonra su buzunu kaybeden çakıl taşlarının boyutlarındaki azalma ve Güneş'ten uzaklaştıkça azalan gaz yoğunluğu, iç Güneş Sistemi'ndeki çakıl taşı yığılma oranlarını yavaşlatarak daha küçük karasal gezegenlerin, küçük kütleli Mars cisimlerinin ve düşük kütleli asteroit kuşağının oluşmasına neden olur.

Tanım

[değiştir | kaynağı değiştir]

Boyutları bir santimetreden bir metreye kadar değişen çakıl taşları, bir protogezegensel diskte yüksek bir oranda birikir. Bir protogezegensel disk gaz, toz, çakıl taşları, gezegenimsiler ve protogezegenler gibi katı maddelerin karışımından oluşur.[1] Bir protogezegensel diskteki gaz basınçla desteklenerek bunun sonucunda büyük nesnelerden daha yavaş bir hızda yörüngede döner.[2] Gaz, katı maddelerin hareketlerini boyutlarına bağlı olarak değişen şekillerde etkiler. Buna göre, toz gazla birlikte hareket eder ve en büyük gezegenimsilergazdan büyük ölçüde etkilenmeden yörüngede döner.[3] Çakıl taşları ara bir durumdur, aerodinamik sürüklenme bunların diskin merkezi düzlemine doğru yerleşmelerine ve alt keplerian hızda yörüngede dönmelerine neden olarak merkezi yıldıza doğru radyal sürüklenmeye yol açar.[4] Düşük hızları ve içe doğru sürüklenmelerinin bir sonucu olarak çakıl taşları sıklıkla gezegenimsi cisimlerle karşılaşırlar. Eğer hareketleri gazdan etkilenmeseydi, kütle çekim odaklanması ve gezegenimsilerin kesiti tarafından belirlenen sadece küçük bir kısmı gezegenimsiler tarafından biriktirilebilirdi.

Geri kalanlar hiperbolik yollar izleyerek, gezegenimsiye doğru yaklaşırken hızlanacak ve uzaklaşırken yavaşlayacaklardır. Ancak, hızları arttıkça çakıl taşlarının maruz kaldığı sürüklenme artar ve bu da bazılarını gezegenimsiye kütleçekimsel olarak bağlanacak kadar yavaşlatır.[5] Bu çakıl taşları gezegenimsinin yörüngesinde dönerken enerji kaybetmeye devam ederken gezegenimsiye doğru spiral çizmelerine ve gezegenimsi tarafından biriktirilmelerine neden olur.[6][7]

James Webb Uzay Teleskobu'ndan elde edilen sonuçlara göre, buzul çakılların ön gezegen diskindeki kayaç gezegen oluşum bölgelerine su taşımasının bir grafik gösterimi[8]

Küçük gezegenimsiler gazın göreli hızıyla yakınlarında sürüklenen çakıl taşlarını biriktirirler. Gezegenimsinin Bondi zamanına benzer durma sürelerine sahip olan çakıl taşları, Bondi yarıçapının içinden biriktirilir. Bondi yarıçapı,[9] hareket eden bir cismin çekilebileceği alanın yarıçapıdır.[10] Cismin durma süresi, gaz sürüklemesi nedeniyle bir nesnenin yavaşlaması için üstel zaman ölçeğindedir. Bondi yarıçapı ve Bondi süresi gezegenimsi cismin boyutuyla doğru orantılı olarak arttığından, durma süresi de çakıl taşının boyutuyla doğru orantılı olarak arttığından, toplanacak optimum çakıl taşı boyutu gezegenimsi cismin boyutuyla doğru orantılı olarak artar.

Durma süresinin Bondi süresine oranı 0,1'den az olan daha küçük nesneler, gezegenimsi cismin yanından geçen akıştan çekilir ve karekökü alınan oran kadar daha küçük bir yarıçaptan biriktirilir. Daha büyük, zayıf bağlanmış çakıl taşları da üç cisim etkisi nedeniyle daha az etkili bir şekilde biriktirilir ve biriktirilen yarıçap 10 ile 100 oranları arasında hızla azalır. Bondi yarıçapı gezegenimsinin kütlesiyle orantılıdır, dolayısıyla göreli büyüme oranı kütlenin karesiyle orantılıdır ve bu da düzensiz büyümeyle sonuçlanır.[11] Gezegenimsinin etrafındaki gazın aerodinamik sapması çakıl birikiminin verimliliğini azaltır ve 100 km'de maksimum büyüme zaman ölçeğiyle sonuçlanır.[12]

İç güneş sisteminde kabaca Ceres ve dış güneş sisteminde Plüton kütleleri gibi bir geçiş kütlesinin üzerindeki daha büyük gezegenimsiler,[13] Hill yarıçaplarından Stoke sayıları oranı bire yaklaşan sayıda çakıl taşları biriktirirler. Bu bağlamda Stokes sayısı, durma süresi ile keplerian frekans değerlerinin çarpımıdır. Küçük gezegenimsilerde olduğu gibi, çakıl taşlarının biriktiği yarıçap, daha küçük ve daha büyük boyutlu çakıl taşları için azalır. Büyük gezegenimsi cisimler için en uygun boyut, yığılma yarıçapı ve çakıl taşlarının radyal sürüklenme oranlarının bir kombinasyonuna bağlı olarak santimetre cinsinden ölçülür. Nesneler büyüdükçe yığılma, çakıl taşı diskinin kalınlığının bir kısmından yığılma ile 3 boyutludan, çakıl taşı diskinin tüm kalınlığından yığılma ile 2 boyutluya değişir. İki boyutlu yığılmadaki göreli büyüme oranı ile orantılıdır ve bu da oligarşik büyümeye ve benzer büyüklükteki cisimlerin oluşumuna yol açar.[11] Çakıl yığılması Dünya kütleli bir çekirdeğin kütlesinin 5500 yıl[13] gibi kısa bir sürede iki katına çıkmasına neden olabilir, bu da dev gezegenlerin çekirdeklerinin büyüme sürelerini gezegenimsi yığılmaya göre 2 veya 3 kat azaltır.[11] Bu büyük kütleli cisimlerin yerçekimsel etkisi gaz diskinde basınç gradyanını değiştiren kısmi bir boşluk yaratabilir.[13] Gazın hızı daha sonra boşluğun dışında süper keplerian hale gelir ve çakıl taşlarının içe doğru sürüklenmesini durdurur ve çakıl taşı birikimini sona erdirir.[3]

Dış Güneş Sistemi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Çakıl taşlarının oluşumu yavaşsa, çakıl taşı birikimi dış Güneş Sistemi'nde birkaç gaz devinin oluşumuna yol açar. Gaz devlerinin oluşumu gezegen biliminde uzun süredir devam eden bir sorundur.[14] Dev gezegenlerin çekirdeklerinin gezegen disklerinin çarpışması ve birleşmesi yoluyla birikmesi yavaştır ve gaz diski dağılmadan önce tamamlanması zor olabilir.[1] Bununla birlikte, ön gezegenin çarpışma yoluyla oluşumu, bir protoplanetary diskin tipik ömrü içinde gerçekleştirilebilir.[15][16] En büyük gezegenimsiler çakıl taşı yığılması yoluyla çok daha hızlı büyüyebilir,[11] ancak çakıl taşlarının oluşumu veya dağıtımı hızlıysa birkaç dev gezegen çekirdeği yerine çok sayıda Dünya kütleli gezegen oluşur.[17] En büyük nesneler Dünya kütlesine yaklaştıkça çakıl taşlarının yığıldığı yarıçap Hill yarıçapı ile sınırlıdır.[18] Bu, komşularına göre büyümelerini yavaşlatır ve birçok nesnenin benzer çakıl kütlelerini yığmasına izin verir.

Bununla birlikte, çakıl taşlarının oluşumu veya dağıtımı yavaşsa, büyüme zaman ölçekleri yerçekimsel olarak karıştırmak için gereken süreden daha uzun olur. En büyük gezegenimsiler daha sonra küçük gezegenimsilerin eğimlerini ve eksantrikliklerini uyarır.[19] Eğimli yörüngeleri, küçük gezegenimsileri yörüngelerinin çoğu boyunca dar çakıl diski dışında tutarak büyümelerini sınırlar.[17] Dengesiz büyüme dönemi daha sonra uzar ve en büyük nesneler çakıl taşlarının önemli bir kısmını biriktirebilir ve dev gezegen çekirdeklerine dönüşebilir.[20] Çekirdekler büyüdükçe bazıları gaz diskinde kısmi boşluklar yaratmaya yetecek kütlelere ulaşır, basınç gradyanını değiştirir ve çakıl taşlarının içe doğru sürüklenmesini engeller. Bu durumda çakıl taşlarının birikmesi durur ve çekirdeği çevreleyen gaz zarfı soğuyup çökerek gazın hızla birikmesine ve bir gaz devinin oluşmasına olanak sağlar. Çakıl diskindeki boşlukları temizleyecek kadar büyüyemeyen çekirdekler sadece küçük gaz zarfları biriktirebilir ve bunun yerine buz devi olurlar.[3] Çakıl biriktirme yoluyla hızlı büyüme, çekirdeklerin yıldıza çok yakın göç etmekten kaçınırken gaz devleri oluşturan büyük gaz zarfları biriktirecek kadar büyümesine izin verir. Simülasyonlarda Jüpiter ve Satürn gibi soğuk gaz devlerinin, ilk tohumlarının 20 AU'nun ötesinde büyümeye başlaması durumunda çakıl taşı birikimi yoluyla oluşabilecekleri gözlemlenmiştir. Bu uzak oluşum, Jüpiter'in soy gazlar bakımından zenginleşmesi için potansiyel bir açıklama sunmaktadır.[21][22] Ancak, özel oluşum modelleri, çakıl taşı yığılması yoluyla büyümeyi güneş sisteminin buz devleri Uranüs ve Neptün'ün nihai kütlesi ve bileşimi ile bağdaştırmanın zor olduğunu göstermektedir.[23][24]

İç Güneş Sistemi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Karasal gezegenler, çakıl taşları buz hattını geçerken su buzunun süblimleşmesi nedeniyle dev gezegenlerden çok daha küçük olabilir. Çakıl taşlarının radyal sürüklenmesi onları su buzunun süblimleşerek silikat tanelerini serbest bıraktığı buz hattına getirir.[25] Silikat taneleri buzlu tanelerden daha az yapışkandır ve çarpışmalar sırasında sıçrama veya parçalanma ile daha küçük çakıl taşlarının oluşmasına neden olur.[26] Bu daha küçük çakıl taşları gaz diskindeki türbülans nedeniyle daha kalın bir diske dağılır. Karasal bölge boyunca sürüklenen katı maddelerin kütle akışı da su buzu kaybıyla yarı yarıya azalır. Bu iki faktör bir arada, dış Güneş Sistemi'ne kıyasla iç Güneş Sistemi'ndeki gezegenimsiler tarafından kütle biriktirme hızını önemli ölçüde azaltır. Sonuç olarak, iç Güneş Sistemi'ndeki Ay kütleli gezegenimsi tohumlar yalnızca Mars kütlesi civarına kadar büyüyebilirken, dış Güneş Sistemi'ndeki dev gezegenlerin çekirdekleri Dünya kütlesinin 10 katından fazlasına kadar büyüyebilirler.[25][26] Bunun yerine akış kararsızlıkları yoluyla oluşan gezegenimsi gezegenler incelenirse iç Güneş Sistemi'nde de benzer sonuçlar elde edilebilir. Asteroit kuşağında en büyük gezegenimsiler büyüyerek Mars kütleli cisimlere dönüşür. Bu cisimler daha küçük gezegenimsileri harekete geçirerek eğimlerini artırır ve çakıl diskinden ayrılmalarına neden olur. Bu küçük gezegenimsilerin büyümesi bu noktada durur ve boyut dağılımları mevcut asteroit kuşağınınkine yakın bir şekilde donar. Bu süreç sırasında yığılma verimliliğinin çakıl taşı boyutuyla değişmesi, ilkel meteoritlerde gözlemlenen kondrüllerin boyutlarının çeşitlenmesine neden olur.[27]

Karasal bölgede çakıl taşı birikimi daha küçük bir rol oynar.[26] Burada büyüme, izole Ay kütleli cisimlerin oligarşik bir konfigürasyonu oluşana kadar çakıl taşı ve gezegenimsi birikimin bir karışımından kaynaklanır. İçe doğru sürüklenen kondrüllerin birikimine bağlı olarak devam eden büyüme, yörüngeleri istikrarsızlaşana kadar bu cisimlerin kütlesini artırır, cisimler arasında dev çarpışmalara ve Mars büyüklüğünde yeni cisimlerin oluşumuna yol açar.[26][27] Buzlu çakılların içe doğru sürüklenmesinin, buz hattı karasal bölgeye taşınmadan önce Jüpiter'in oluşumuyla kesilmesi, bu cisimlerden oluşan gezegenlerin su fraksiyonunu sınırlayacaktır.[28]

Mars'ın küçük kütlesi ve düşük kütleli asteroit kuşağı, protogezegensel diskteki gaz yoğunluğu azaldıkça çakıl birikiminin daha az verimli hale gelmesinin bir sonucu olabilir. Güneş Sistemi'nin oluştuğu protogezegensel diskin yüzey yoğunluğunun Güneş'ten uzaklaştıkça azaldığı ve kalınlığının Güneş'ten uzaklaştıkça arttığı düşünülmektedir.[29] Sonuç olarak, gazın yoğunluğu ve diske gömülü çakıl taşları tarafından hissedilen aerodinamik sürükleme mesafeyle birlikte önemli ölçüde azalmış olacaktır. Eğer çakıl taşları büyükse, aerodinamik sürükleme çakıl taşlarının en büyük nesnelerle karşılaşmaları sırasında yakalanmaları için çok zayıf hale geldiğinden, çakıl taşı birikiminin etkinliği Güneş'ten uzaklıkla birlikte azalacaktır. Dünya'nın yörünge mesafesinde hızla büyüyen bir nesne Mars'ın yörüngesinde sadece yavaş büyür ve asteroit kuşağında çok az büyür.[6] Jüpiter'in çekirdeğinin oluşumu da çakıl diskinde bir boşluk yaratarak ve çakılların buz hattının ötesinden içe doğru sürüklenmesini durdurarak asteroit kuşağının kütlesini azaltabilir. Asteroit kuşağındaki nesneler çakıl taşlarından erkenden mahrum kalırken, karasal bölgedeki nesneler asteroit bölgesinden sürüklenen çakıl taşlarını biriktirmeye devam ederler.[29]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b published, Sarah Lewin (19 Ağustos 2015). "To Build a Gas Giant Planet, Just Add Pebbles". Space.com (İngilizce). 20 Ağustos 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Şubat 2023. 
  2. ^ Kretke, K. A.; Levison, H. F. (30 Ekim 2014). "CHALLENGES IN FORMING THE SOLAR SYSTEM'S GIANT PLANET CORES VIA PEBBLE ACCRETION". The Astronomical Journal. 148 (6): 109. doi:10.1088/0004-6256/148/6/109. ISSN 1538-3881. 23 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Şubat 2023. 
  3. ^ a b c Lambrechts, M.; Johansen, A.; Morbidelli, A. (2014). "Separating gas-giant and ice-giant planets by halting pebble accretion". Astronomy & Astrophysics. 572: A35. arXiv:1408.6087 $2. Bibcode:2014A&A...572A..35L. doi:10.1051/0004-6361/201423814. 
  4. ^ Lambrechts, M.; Johansen, A. (2014). "Forming the cores of giant planets from the radial pebble flux in protoplanetary discs". Astronomy & Astrophysics. 572: A107. arXiv:1408.6094 $2. Bibcode:2014A&A...572A.107L. doi:10.1051/0004-6361/201424343. 
  5. ^ Ormel, C. W.; Klahr, H. H. (2010). "The effect of gas drag on the growth of protoplanets. Analytical expressions for the accretion of small bodies in laminar disks". Astronomy and Astrophysics. 520: A43. arXiv:1007.0916 $2. Bibcode:2010A&A...520A..43O. doi:10.1051/0004-6361/201014903. 
  6. ^ a b "Scientists predict that rocky planets formed from "pebbles"". Southwest Research Institute. 23 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Kasım 2015. 
  7. ^ Küffmeier, Michael (9 Eylül 2015). "Chondrules are old and everywhere – are solar system's solid bodies built by them?". Astrobites. 21 Kasım 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Kasım 2016. 
  8. ^ Banzatti, A.; Pontoppidan, K.; Carr, J. (2023). "JWST Reveals Excess Cool Water near the Snow Line in Compact Disks, Consistent with Pebble Drift". The Astrophysical Journal. Cilt 957. s. L22. arXiv:2307.03846 $2. Bibcode:2023ApJ...957L..22B. doi:10.3847/2041-8213/acf5ec Özgürce erişilebilir. 
  9. ^ "Bondi radius". astro.vaporia.com. 23 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mayıs 2024. 
  10. ^ "On spherically symmetrical accretion". academic.oup.com. doi:10.1093/mnras/112.2.195. 6 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Şubat 2023. 
  11. ^ a b c d Lambrechts, M.; Johansen, A. (2012). "Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion". Astronomy & Astrophysics. 544: A32. arXiv:1205.3030 $2. Bibcode:2012A&A...544A..32L. doi:10.1051/0004-6361/201219127. 
  12. ^ Visser, Rico G.; Ormel, Chris W. (2016). "On the growth of pebble-accreting planetesimals". Astronomy & Astrophysics. 586: A66. arXiv:1511.03903 $2. Bibcode:2016A&A...586A..66V. doi:10.1051/0004-6361/201527361. 
  13. ^ a b c Morbidelli, A.; Nesvorny, D. (2012). "Dynamics of pebbles in the vicinity of a growing planetary embryo: hydro-dynamical simulations". Astronomy & Astrophysics. 546: A18. arXiv:1208.4687 $2. Bibcode:2012A&A...546A..18M. doi:10.1051/0004-6361/201219824. 
  14. ^ Institute, Southwest Research. "Scientists think 'planetary pebbles' were the building blocks for the largest planets". phys.org (İngilizce). 19 Ağustos 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Şubat 2023. 
  15. ^ Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). "Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints". Icarus. 199 (2): 338-350. arXiv:0810.5186 $2. Bibcode:2009Icar..199..338L. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. 
  16. ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2014). "Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope". Icarus. 241: 298-312. arXiv:1405.7305 $2. Bibcode:2014Icar..241..298D. doi:10.1016/j.icarus.2014.06.029. 
  17. ^ a b Hand, Eric. "How Jupiter and Saturn were born from pebbles". Science. 27 Aralık 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Kasım 2015. 
  18. ^ Kretke, K. A.; Levison, H. F. (2014). "Challenges in Forming the Solar System's Giant Planet Cores via Pebble Accretion". The Astronomical Journal. 148 (6): 109. arXiv:1409.4430 $2. Bibcode:2014AJ....148..109K. doi:10.1088/0004-6256/148/6/109. 
  19. ^ Levison, Harold F.; Kretke, Katherine A.; Duncan, Martin J. (2015). "Growing the gas-giant planets by the gradual accumulation of pebbles". Nature. 524 (7565): 322-324. arXiv:1510.02094 $2. Bibcode:2015Natur.524..322L. doi:10.1038/nature14675. PMID 26289203. 
  20. ^ Witze, Alexandra (2015). "Small rocks build big planets". Nature. Nature.com. doi:10.1038/nature.2015.18200. 27 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Kasım 2015. 
  21. ^ Bitsch, Bertram; Lambrechts, Michiel; Johansen, Anders (2018). "The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs". Astronomy & Astrophysics. 582: A112. arXiv:1507.05209 $2. Bibcode:2015A&A...582A.112B. doi:10.1051/0004-6361/201526463. 
  22. ^ Lichtenberg, Tim (18 Ağustos 2015). "Giant planets from far out there". astrobites. 19 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Kasım 2016. 
  23. ^ Helled, R.; Bodenheimer, P. (2014). "The Formation of Uranus and Neptune: Challenges and Implications for Intermediate-mass Exoplanets". The Astrophysical Journal. 789 (1): id. 69 (11 pp.). arXiv:1404.5018 $2. Bibcode:2014ApJ...789...69H. doi:10.1088/0004-637X/789/1/69. 
  24. ^ Ali-Dib, Mohamad (2016). "A pebbles accretion model with chemistry and implications for the solar system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 464 (4): 4282-4298. arXiv:1609.03227 $2. Bibcode:2017MNRAS.464.4282A. doi:10.1093/mnras/stw2651. 
  25. ^ a b Morbidelli, A.; Lambrechts, M.; Jacobson, S.; Bitsch, B. (2015). "The great dichotomy of the Solar System: Small terrestrial embryos and massive giant planet cores". Icarus. 258: 418-429. arXiv:1506.01666 $2. Bibcode:2015Icar..258..418M. doi:10.1016/j.icarus.2015.06.003. 
  26. ^ a b c d Chambers, J. E. (2016). "Pebble Accretion and the Diversity of Planetary Systems". The Astrophysical Journal. 825 (1): 63. arXiv:1604.06362 $2. Bibcode:2016ApJ...825...63C. doi:10.3847/0004-637X/825/1/63. 
  27. ^ a b Johansen, Anders; Mac Low, Mordecai-Mark; Lacerda, Pedro; Bizzaro, Martin (2015). "Growth of asteroids, planetary embryos, and Kuiper belt objects by chondrule accretion". Science Advances. 1 (3): 1500109. arXiv:1503.07347 $2. Bibcode:2015SciA....1E0109J. doi:10.1126/sciadv.1500109. PMC 4640629 $2. PMID 26601169. 
  28. ^ Morbidelli, A.; Bitsch, B.; Crida, A.; Gournelle, M.; Guillot, T.; Jacobson, S.; Johansen, A.; Lambrects, M.; Lega, E. (2016). "Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk". Icarus. 267: 368-376. arXiv:1511.06556 $2. Bibcode:2016Icar..267..368M. doi:10.1016/j.icarus.2015.11.027. 
  29. ^ a b Levison, Harold F.; Kretke, Katherine A.; Walsh, Kevin; Bottke, William (2015). "Growing the terrestrial planets from the gradual accumulation of sub-meter sized objects". PNAS. 112 (46): 14180-14185. arXiv:1510.02095 $2. Bibcode:2015PNAS..11214180L. doi:10.1073/pnas.1513364112 Özgürce erişilebilir. PMC 4655528 $2. PMID 26512109. 
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Çakıl_birikimi_(astronomi)&oldid=33411032" sayfasından alınmıştır