Günes Sistemi

[boxcigar]

İçinde yaşadığımız Evren'i tanıma çabamız, binlerce yıldan bu yanasürüyor. Günümüzde, en modern teleskoplar sayesinde, Evren'in en uzakköşelerini, milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz.Oysa, Evren'de küçücük bir nokta gibi kalan, içinde yaşadığımız GüneşSistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu.

Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü,Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün, gerek bu çalışmalara gerekseçevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak GüneşSistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz.

Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuğu düşüncesini, aynı zamanda birfizikçi de olan Prusyalı filozof, Immanuel Kant ortaya attı. Kant,ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduğunu canlandırdı düşüncesinde.Başlangıçta homojen dağılmış bu gazda, doğal olarak zamanla bir takımkararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar,kütlelerin birbirini çekmesine, dolayısıyla da gazın belli bölgelerdetopaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki, bu topaklar neden diskbiçimini alıyordu?

Kant, bunu da çözdü. Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz topakları,sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu, çok temel bir fizik ilkesine, "MomentumunKorunumu İlkesi" ne dayanır. Bu ilke, genellikle bir buz patencisiörneğiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buzpatencisi, kollarını kapadığında hızlanır.

Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar dagiderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topağının incelerek bir diskbiçimini almasını sağlar. İşte, bu disklerden birisi Güneş Sistemi'mizioluşturmuştur.

Kant'ın bu düşüncesi, daha sonra birçok gökbilimci tarafından kabulgördü; ancak, herhangi bir yıldızın çevresinde böyle bir oluşumgözlenemediği için, 1980'lere değin bu düşünce, bir varsayım olarakkaldı, kanıtlanamadı. Sonra, gökbilimciler, T Boğa türü yıldızların,yaklaşık üçte birinin, normalin çok üzerinde kızılötesi ışınımyaydığını keşfettiler.

Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaydığı kısa dalgaboyluışınımı soğuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda, yani kızılötesi veradyo dalga boylarında ışınım yayıyordu.

Birkaç yıl sonra, gökbilimciler bazı yıldız oluşum bölgelerine radyoteleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık, toziçeren diskleri doğrudan görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun keskingözleriyle yapılan gözlemlerde, 1600 ışık yılı uzaklıktaki OrionBulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylece, gençyıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünürdalgaboyunda görüntülenmiş oldu.

Güneş Bulutsusu

Güneş Sistemi'ni oluşturan madde, çok büyük oranda, 12-16 milyar yılönce gerçekleşen Büyük Patlama'nın ürünü olan hidrojen ve helyumdanmeydana gelmişti. Bugün, Evren'e baktığımızda, bazı elementlerin çok,bazılarınınsa pek az miktarlarda bulunduğunu görüyoruz. En yaygınelement hidrojen, tüm gökadaların ve yıldızların dörtte üçünüoluşturuyor. İkinci baskın element olan helyumla birlikte hidrojen,Evren'deki maddenin %98'ini oluşturuyor. Öteki tüm elementlerse sadece%2 oranında bulunuyorlar.

Bugün, Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan geriye pek birşey kalmadı.Bu maddenin bir bölümü gezegenleri, asteroidleri ya dakuyrukluyıldızları oluşturdu. Kalanını, ya Güneş yuttu ya da Güneşışınlarının yarattığı basınçla yıldızlararası ortama itildi. Ancak,bulutsudan kalan maddenin korunduğu çok iyi yerler var:Kuyrukluyıldızlar.

Bu gökcisimleri, küçük olmaları ve çoğu zaman Güneş'ten çok uzaktayeralmaları sayesinde, oluştukları andaki maddeyi bozulmamış haldesaklıyorlar. Henüz, bir kuyrukluyıldızı doğrudan inceleme fırsatıolamadı; ancak, onlardan kopup gelen bazı parçalar laboratuvarlardaincelenebiliyor.

Gezegenleri, göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturan disktenartakalan parçacıkların bir bölümü, atmosferin üst katmanlarından özeluçaklarla toplanabiliyor. Bir elektron mikroskobuyla incelendiklerinde,bu parçacıkların bazı minerallerden ve organik bileşiklerdenoluştukları görülüyor. Kozmik toz parçalarının çoğu hemen hemen aynıbüyüklükte, 0,1 mikron çapındadır. Bu toz parçaları, 4,5 milyar yılönce, Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan arta kalmıştır.

Gezegenler oluşmadan önce, Güneş'i çevreleyen disk, merkeze, yaniGüneş'e yakın yerlerde çok sıcak; kenarlardaysa çok soğuktu. Çünkü,Güneş'in güçlü ışınımı, bulutsunun ona yakın katmanlarının çokısınmasına yol açıyordu. Bunun yanı sıra, Güneş'in kütleçekimisayesinde, diskin merkezine yakın katmanları, daha yoğun ve kalındı.

Bu bölgelerdeki sıcaklık, gezegenlerin oluşumu sırasında, suyun buzhalinde katılaşmasını engelliyordu. Burada yoğunlaşan maddenin çoğu,silikatlardan ve öteki ağır minerallerden oluşuyordu. İşte bumineraller, karasal gezegenleri oluşturdular.

Sıcaklık, diskin kenarlarına doğru ilerledikçe düşüyordu. Burada, sukatı halde bulunabiliyordu. Su ve gaz moleküllerini içeren "kartaneleri" de dev gezegenleri oluşturdu. En dışta yeralan en soğukbölgede yoğunlaşan madde, tamamıyla katı haldeydi ve çok dağınık haldebulunduğundan bir gezegeni oluşturabilecek topaklanmayı sağlayamadı.Bunun yerine, çok sayıda, gezegenlere oranla küçük gezegenimsigöktaşları oluştu.

Bu göktaşları, yani kuyrukluyıldız çekirdeklerinin bulunduğu bölgeyeKuiper Kuşağı deniyor. Güneş'i çevreleyen diskin topaklaşarakgezegenleri, göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturması, Güneş'inyaşam süresiyle karşılaştırdığımızda çok kısa bir süre, sadece 10milyon yıl aldı.

Karasal Gezegenler

Karasal (kayasal) gezegenlerin, sadece, bulutsudaki toz parçacıklarınınbir araya gelerek oluştuğunu söylemek pek yeterli olmaz. İç GüneşSistemi'nde, günümüze değin kalmış göktaşları büyük orandakondritlerden oluşur. Kondritlerin büyük bölümü, asteroidlerinçarpışmasıyla gezegenlerarası boşluğa saçılan parçalardır.

Kondritler, kondrül denen küresel biçimli küçük parçacıkların bir arayagelmesiyle oluşmuştur. Kondrüler, başlangıçta 1500-1900 kelvin'i bulansıcaklıklarda oluştular. Soğuyarak katılaştıklarında, onları şimdigördüğümüz gibi, bir araya gelmemişlerdi; damla biçimleriyle Güneş'inçevresinde dönüyorlardı.

Yüz yılı aşan bir süre önce, mikroskopuyla göktaşlarını inceleyen HenryCliffton Sorby adlı bir bilim adamı, kondritlerin, yağmur damlasınabenzeyen camsı parçacıkların bir araya gelerek oluşturduğu taşlarolduğunu söyledi. Sorby, aynı zamanda, bu göktaşlarının gezegenlerinoluşumundan artakalan madde olduklarını da öne sürdü. O zaman içinoldukça iyi bir yaklaşımdı bu.

Daha sonra, kondrülleri laboratuvar fırınlarında yapma deneylerigösterdi ki bunların göktaşlarındaki özelliklerini kazanmaları için,bir saatten kısa sürede soğumaları gerekiyor. Bu, kondrüllerinbulutsunun merkezi yakınlarındaki yüksek sıcaklıkta eridiğidüşüncesinin doğru olmadığını gösteriyor. Çünkü, bu bölgede, bir saatgibi kısa bir sürede soğumaları olası değil.

Bu, ancak, diskin iç bölgelerinin, birtakım yüksek enerjili olaylarladaha dışarıda kalan katmanları etkilemesiyle açıklanabilir. Bu türyüksek enerjili atmaların doğası hakkında pek bir şey bilinmiyor;aslında, gerçek olup olamayacakları da...

Kondrüller ve toz parçalarının nasıl olup da bir araya gelerekkondritleri oluşturmaya başladığı pek de iyi anlaşılmış değildir.Çünkü, bu küçük cisimler arasındaki kütleçekimi, birbirlerineyapışmalarını sağlayacak kadar güçlü olamaz. Saniyede bir metrelikhızla çarpışan parçacıklar, birbirlerine Van der Waals çekiminin(elektrostatik yüklerin neden olduğu kısa menzilli kuvvet) etkisiyleyapışabilirler.

Ancak, sadece Van der Waals kuvvetleri, bulutsunun çalkantılı ortamındaçarpışarak birleşen bu parçacıkları bir arada tutamaz. Nasıl olduğu tamolarak anlaşılmış olmasa da herkes, gezegenlerin bir şekilde buparçacıkların birleşmesiyle oluştuğundan emin. Bu topaklanmalar sonucu,birkaç cm çapa ulaşan parçalar, artık ortamdaki çalkantılardan daha azetkilenirler.

Yörüngede dolanan katı bir cisim, (bir parça kondrit gibi) Güneş'inkütleçekimi sayesinde dengede kalır. Ancak ortamda bir miktar gazvarsa, bu gaz, cismin hızının azalmasına ve sarmal bir yol izleyerekGüneş'e doğru yakınlaşmasını sağlar. Yani, cisim, çapı giderek küçülenbir yörünge izler.

Merkeze doğru ilerleyen kondrit parçaları, buralarda birikirler ve biraraya gelerek büyürler. Bu tür bir cisim, yaklaşık bir kilometrelikçapa ulaşınca, artık gaz direnci onun üzerindeki etkisini kaybetmeyebaşlar ve cisim hemen hemen sabit bir yörüngede kalır. Yaklaşık buboyuta ulaşan gökcisimlerine "gezegenimsi" denir.

Yeni oluşmakta olan bir gezegen sisteminde, benzer boyutlarda çoksayıda gezegenimsi bulunur. Yörüngeleri, birbirlerine göre az ya da çokfarklı olacağından, birbirlerinden farklı hızlarda hereket ederler.Birbirlerine yakın yörüngede olanlar, yakın hızlarla hareket ederler vekütleçekimleri birbirlerini etkiler. Kütleçekimi, yörüngelerde küçüksapmalara neden olur ve bu da çarpışmalara yol açabilir.

Eğer çarpışma yeterince yavaş gerçekleşirse, iki kütle birleşir ve dahabüyük bir gezegenimsi ortaya çıkar. Çarpışmalar sürdükçe cisim büyür.Eğer, çarpışma hızlı gerçekleşirse, her iki cisim de dağılabilir.

Bilim adamları, bir sistemdeki gezegen oluşumunun ne kadar süreceğini,bilgisayar yardımıyla hesaplamaya çalışıyorlar. Yaptıkları hesaba göre,gezegenimsiler oluştuktan yaklaşık 20 bin yıl sonra Ay boyutundayüzlerce cisim ortaya çıkıyor.

Gezegenlerin hemen hemen tam boyutlarına ulaşmalarıysa yaklaşık 10milyon yıl alıyor. Kalan gezegenimsilerse sonraki 10 milyon yıliçerisinde gezegenlerce yutuluyor. Bu çarpışmalar nedeniyle, gezegenleroluşumlarının ilk dönemlerinde sürekli etkin kalıyorlar.

Asteroid Kuşağı

Karasal gezegenlerle dev gezegenler arasındaki bölgede Asteroid Kuşağıyer alır. Burada, bir gezegen olarak nitelendirilebilecek kadar büyükbir gökcismi yoktur; kuşağın toplam kütlesi, Ay'ınkinden küçüktür.Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin dağılımına baktığımızda, bir düzenolduğu fark edilir.

Her gezegenin yörüngesi, bir içtekinden %75 geniştir. Bu düzene göre,Asteroid Kuşağı'nın yerinde de bir gezegen olması gerekirdi. Peki, bugezegene ne oldu? Bu konuda kesin bir kanıt olamamakla birlikte, bazıgezegenbilimcilere göre, bir zamanlar burada oluşmakta olan bir gezegenJüpiter'in çok güçlü kütleçekiminin etkisiyle parçalandı. Ya da,buradaki gezegenimsiler hiçbir zaman bir araya gelerek gezegenoluşturamadılar.

Kuşakta bulunan asteroidlerin toplam kütlesinin az olması, Jüpiter'inya da birbirlerinin kütleçekimlerinin etkisiyle yörüngelerinden çıktığıdüşüncesini destekliyor. Yörüngeden ayrılan cisimler, ya Güneş'inçevresinde başka bir yörüngeye oturuyorlar ya da Güneş ya da devgezegenler tarafından yutuluyorlar. Zaman zaman, karasal gezegenlerlede çarpışabiliyorlar.

Dev Gezegenler

Güneş bulutsusunun dış katmanları, iç katmanların aksine suyun katıhalde bulunabilmesine olanak tanımıştı. Bu ikinci bölgede, kartaneleri, iç bölgelere oranla 10 kez fazlaydı. Gaz moleküllerinin bubölgede çok daha fazla olması nedeniyle, kuşkusuz burada oluşacakgezegenlerin kimyasal bileşimleri de karasal gezegenlerden çok farklıolmalıydı.

Suyun ana bileşenlerinden oksijen Güneş Sistemi'nde magnezyum, silisyumve demir gibi karasal gezegenleri oluşturan elementlerden çok dahafazladır. Bu da dev gezegenlerde bol miktarlarda su bulunmasıgerektiğini düşündürüyor.

Ne var ki, en büyük gezegenler Jüpiter ve Satürn, beklendiği gibiağırlıklı olarak sudan değil, büyük oranda hidrojen ve helyumdanoluşuyor. Yani, bu gezegenlerin bileşimi, Güneş'inkiyle benzerlikgösteriyor. Jüpiter ve Satürn'ün bileşimleri, saf hidrojen ve helyumdanoluşmuş kar taneleri sayesinde oluşmuş olamaz. Çünkü, gezegenlerinoluşumları sırasında, ortam bu gazların yoğunlaşabilmesi için fazlasıcaktı.

Jüpiter ve Satürn, kütlelerinin önemli bir bölümünü, doğrudanbulutsudan almış olmalılar. Yani, karasal gezegenler gibi, toz vebuzdan oluşmuş çekirdekleri, yeterli kütleye ulaştığında, bulutsudakigazı kütleçekimleriyle toplamış olabilirler. Jüpiter ve Satürn'ünhidrojen ve helyum ağırlıklı bileşimlerine karşılık, Uranüs ve Neptünçoğunlukla katı halde bulunabilen gazlardan oluşur: Su, amonyak vemetan. Ayrıca, dış katmanlarda hidrojen ve helyum bulunur. Gezegenlerinçekirdeğiyse kaya ve demirden oluşur.

Uydular

Uyduların oluşumuyla ilgili en popüler modellerden birisi şöyle: Devgezegenler, yoğunlaşmanın etkisiyle başlangıçta çok sıcaktı. Sıcaklığınetkisiyle, günümüzdekine oranla çok daha geniştiler. Zamanlasoğuduklarında küçüldüler. Oluşum aşamalarının sonlarına doğru,gezegenleri oluşturan gaz ve tozun artakalanı onların çevrelerindedönmeyi sürdürüyordu. Zamanla, gazın büyük bölümü ya gezegenlerceyutuldu ya da dağıldı. Kalan toz ve bir miktar gaz, küçük bir GüneşSistemi gibi, bir araya gelerek uyduları oluşturdular.

Uyduların çoğu yukarıda söz ettiğimiz biçimde oluşmuş olsa da, bazıuyduların gezegenler tarafından sonradan yakalanmış olduklarıdüşünülüyor. Bu uydular ya çok elips biçimli yörüngelerde dolanıyorlarya da dönme düzlemleri farklı. Bu uydular arasında, Phoebe, Triton vepek çok küçük uydu var. Mars'ın uyduları Phobos ve Deimos da öyle.

Bizim doğal uydumuz Ay'ın oluşumu başlı başına bir öykü. Ay'ın oluşumuüzerine ortaya konan en iyi varsayım, onun Dünya'ya çarpan birgezegenimsi tarafından koparıldığı şeklinde. Çarpışma, Dünya'dan önemlimiktarda erimiş kaya ve gazı kopararak, çevresine dağıttı. Bu maddeninbir bölümü Dünya'ya geri düşerken, bir bölümü de uzaya saçıldı.

Roche sınırı denen ve Dünya'nın yüzeyine yaklaşık 10 bin km'den uzaktakalan cisimler, yörüngeye girdiler ve topaklaşmaya başladılar. (Rochesınırı altında kalan cisimler, gezegenin güçlü kütleçekimi etkisindendolayı bir araya gelemezler.) Zamanla, parçalar bir araya geldi ve Ayoluştu.

Kuyrukluyıldızlar

"Güneş Sistemi nerede bitiyor" sorusuna verilen geleneksel cevap,Plüton'un yörüngesidir genellikle. Buna karşın, günümüzde biliyoruz ki,Güneş Sistemi'nin sınırları çok daha ötelere gidiyor. Günümüzdenyaklaşık 50 yıl önce, Kenneth Edgeworth ve Gerard Kuiper,birbirlerinden bağımsız olarak, Plüton'un yörüngesi civarında,gezegenleri oluşturan maddeden artakalan bir kuşak bulunmasıgerektiğini öngördüler.

Nitekim, son yıllarda yapılan teleskoplu gözlemler, bu cisimlerinvarlığını kanıtladı. Bu kuşakta, her biri yaklaşık bir kilometre ya dadaha büyük çaplı, 200 milyon gökcismi olduğunu hesapladı. Kuiper Kuşağıolarak adlandırılan bu kuşak, Plüton ve uydusu Charon'u da içeriyor.Büyük olasılıkla Neptün'ün uydusu Triton da bir zamanlar bu kuşağınüyesiydi. Triton ve bu iki uydu, bu kuşağın en büyük üyeleri olmalı.

Kuşaktaki gökcisimlerinin yörüngelerinden çıkıp iç Güneş Sistemi'neyönelmelerini sağlayan etki kendi aralarındaki çarpışmaların yarattığıkararsızlıklardır. Kısa dönemli kuyrukluyıldızlar, büyük olasılıklaKuiper Kuşağından gelirler. Uzun dönemli kuyrukluyıldızların geldiğibaşka bir bölge daha olmalı. 1950 yılında, gökbilimci Jan HendrickOort, bu cisimlerin kaynağıyla ilgili bir varsayım ortaya attı.

Oort'a göre, uzun dönemli kuyrukluyıldızlar, Güneş'i küresel biçimdeçevreleyen bir bölgeden geliyorlardı. Oort Bulutu olarak adlandırılanbu bölge hiç görülmediyse de, yakınlarımıza gelen uzun dönemlikuyrukluyıldızların yörüngelerine baktığımızda, bizi oraya götürüyor.

Oort Bulutu'nun oluşumu şöyle anlatılıyor: Dev gezegenler, özellikle deJüpiter, yakınlarından geçen gezegenimsileri çok basık yörüngelereyerleştirir. Hatta bazen bu cisimler, Güneş'in çekim kuvvetindenkurtularak bir daha dönmemek üzere yıldızlararası ortama gönderilirler.Ancak, büyük bir kısmı, Güneş'in çekim etkisinden kurtulamaz ve basık,elips biçimli yörüngelerinde dönerler.

Güneş'ten uzak olduklarında, hızları da azaldığından, zamanlarınınbüyük bölümünü, yörüngelerinin uzak yarısında, yani Oort Bulutu'ndageçirirler. Oort Bulutu'nun dış sınırının yarıçapı, yani Güneş'euzaklığı yaklaşık bir ışık yılıdır. İşte, bu uzaklıktan sonra, GüneşSistemi'nin bittiğini; yıldızlararası ortamın başladığınısöyleyebiliriz.