Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Sanatçı gözüyle gezegen öncesi disk

Güneş Sistemi'nin ilk olarak Emanuel Swedenborg[1] tarafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra Immanuel Kant tarafından 1755 yılında genişletilen bulutsu varsayıma uygun olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Benzer bir teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak 1796'da üretilmiştir.[2] Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna sebep olduğu sanılmaktadır.[3] Çok eski göktaşlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş'in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş'in oluşmasını tetiklemiş olabilir.[4]

Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge[5] 7.000 ile 20.000 AB çapında[3][6] ve Güneş'in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar).[7] Bulutsu içe doğru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki atomlar artan frekanslarla çarpışmaya başladı. Hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da arttı.[3] Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 AB çapında[3], kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir önyıldız oluştu.[8][9]

Güneş'in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi güneş kütlesine sahip T Tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir.[7] Bu diskler birkaç yüz gök birimi genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.[10]

Işık yılları genişliğinde, güneşin oluştuğu öncül bulutsuya benzeyen, Orion Bulutsusu'nda gezegen öncesi disklerin Hubble tarafından çekilmiş görseli.

Yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun merkezinde bulunan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı önyıldızın nükleer füzyona başlamasına yetecek miktara gelmişti. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar bu artış devam etti. İşte bu noktada güneş artık tam bir yıldız olmuştu.[11]

Geride kalan gaz ve tozdan ibaret güneş bulutsusundan çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma süreciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yer alan önyıldız çevresinde dönen toz taneleri olarak başlamaları, yavaş yavaş bir ile on metre çapında topaklar hâline gelmeleri, daha sonra çarpışarak 5 km çapında gezegenciklere dönüşmeleri, ve sonraki birkaç milyon yıl boyunca çarpışmalara devam ederek her yıl kabaca 15 cm kadar büyümeleri sürecidir.[12]

İç Güneş Sistemi, su ve metan gibi uçucu moleküllerin yoğunlaşmasına izin vermeyecek kadar çok sıcaktı, dolayısıyla oluşan gezegencikler gezegen öncesi diskin yalnızca 0,6% kütlesinden[3] ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gökcisimleri sonunda yerbenzeri gezegenler oldu. Daha ötelerde Jüpiter'in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gökcisimlerinin bir araya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı kaldı.[13]

Daha da ötede, donma hattının gerisinde, daha uçucu olan buzlu bileşiklerin katı kalabileceği yerde, Jüpiter ve Satürn gaz devi hâline geldi. Uranüs ve Neptün daha az madde yakalayabildi ve çekirdeklerinin hidrojen bileşiklerinden oluşan buzdan meydana geldiğine inanıldığı için buz devi olarak bilinirler.[14][15]

Sanatçı gözüyle Güneş'in gelecekteki evrimi. Solda ana dizi, ortada kızıl dev, sağda beyaz cüce.

Genç Güneş enerji üretmeye başladıktan sonra güneş rüzgârı gezegen öncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru gönderdi ve böylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. T Tauri yıldızları daha kararlı ve eski yıldızlara nazaran daha güçlü yıldız rüzgârlarına sahiptir.[16][17]

Gökbilimciler Güneş Sisteminin güneş anakoldan uzaklaşmaya başlayıncaya kadar bugünkü hâliyle kalacağını tahmin etmektedir. Güneş hidrojen yakıtını yaktıkça geride kalan yakıtı yakabilmek için giderek ısınır, dolayısıyla da daha hızlı yakmaya devam eder. Sonuç olarak kabaca her 1,1 milyar yılda bir yüzde on oranında parlaklığı artmaktadır.[18]

Tahminlere göre bugünden yaklaşık 6,4 milyar yıl sonra Güneş'in çekirdeği o kadar sıcak olacak ki daha az yoğun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluşmaya başlayacak. Bunun sonunda Güneş şu anki çapının 256 katı kadar genişleyecek ve bir Kırmızı dev olacaktır.[19] Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı nedeniyle soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir.

En sonunda Güneş'in dış katmanları ayrılacak ve geride olağanüstü derecede yoğun bir gökcismi olan beyaz cüce kalacaktır. Bu beyaz cüce Güneş'in ilk kütlesinin yarısına sahip olacak ancak büyüklüğü dünya kadar olacaktır.[20]

Notlar ve kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (İngilizcesi: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Cilt 1)
  2. ^ "The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System". American Philosophical Society. 1909. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006. 
  3. ^ a b c d e "Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System". University of Arizona. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006. 
  4. ^ Jeff Hester (2004). "New Theory Proposed for Solar System Formation". Arizona State University. 17 Temmuz 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ocak 2007. 
  5. ^ Irvine, W. M. "The chemical composition of the pre-solar nebula". Amherst College, Massachusetts. Erişim tarihi: 15 Şubat 2007. 
  6. ^ Rawal, J. J. (Ocak 1985). "Further Considerations on Contracting Solar Nebula" (PDF). Physics and Astronomy. 34 (1), s. 93–100. doi:10.1007/BF00054038. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006.  Bilinmeyen parametre |abstract= görmezden gelindi (yardım)
  7. ^ a b Yoshimi Kitamura (10 Aralık 2002). "Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage". The Astrophysical Journal. 581 (1), s. 357–380. doi:10.1086/344223. Erişim tarihi: 9 Ocak 2007. 
  8. ^ Greaves, Jane S. (7 Ocak 2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science. 307 (5706), s. 68–71. doi:10.1126/science.1101979. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006.  Bilinmeyen parametre |abstract= görmezden gelindi (yardım)
  9. ^ "Present Understanding of the Origin of Planetary Systems". National Academy of Sciences. 5 Nisan 2000. 3 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2007. 
  10. ^ Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". Science Magazine. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. 
  11. ^ Chrysostomou and Phil W Lucas "The formation of stars" |url= değerini kontrol edin (yardım). Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire. Erişim tarihi: 2 Mayıs 2007. 
  12. ^ Peter Goldreich and William R. Ward (1973). "The Formation of Planetesimals". The American Astronomical Society. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. 
  13. ^ Jean-Marc Petit and Alessandro Morbidelli (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice. 27 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006. 
  14. ^ Mummma, M. J. (Haziran 2003). "Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system" (PDF). Advances in Space Research. 31 (12), s. 2563–2575. doi:10.1016/S0273-1177(03)00578-7. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. 
  15. ^ Edward W. Thommes, Martin J. Duncan and Harold F. Levison. "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System". Department of Physics, Queen's University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007. 
  16. ^ Elmegreen, B. G. (Kasım 1979). "On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 80 (1), s. 77–78. Erişim tarihi: 11 Şubat 2007. 
  17. ^ Heng Hao (November 1979). "Disc-Protoplanet interactions" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 80 (1), s. 77–78. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006. 
  18. ^ JEFF HECHT (1994). "Science: Fiery future for planet Earth". NewScientist. 1 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007. 
  19. ^ "The fading: red giants and white dwarfs". 31 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2006. 
  20. ^ Pogge, Richard W. (1997). "The Once & Future Sun". New Vistas in Astronomy. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından (lecture notes) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Aralık 2005.  |çalışma= dış bağlantı (yardım)

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Bibliyografya[değiştir | kaynağı değiştir]

  • Michael A. Zeilik, Stephen A. Gregory (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th bas.). Saunders College Publishing. ISBN 0030062284. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]