Güneş Sistemi ve Oluşumu


Güneş Sistemi, Güneş ve etrafında dolanan gökcisimlerinden oluşur. Bu gökcisimleri, sekiz gezegen, bu gezegenlerin toplamda 100’e yakın sayıda uydusu, cüce gezegenler küçük gezegenler, büyük çoğunluğu Kuiper Kuşağı’ndan gelen kuyrukluyıldızlar ve göktaşlarıdır.



Güneş Sistemi’ndeki gezegenler, yapılarına ve Güneş’e uzaklıklarına göre kayasal ve gaz devleri olarak iki gruba ayrılıyorlar. Kayasal gezegenler yani Merkür, Venüs, Dünya ve Mars, gaz devlerine göre küçük ve kayalık yapıda olan gezegenler.

“Küçük gezegenler” ya da asteroitler, kayalık gezegenlerle gaz devlerinin arasında, bir kuşakta dolanırlar.
Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün’se, büyük ve gaz yapıda olan gezegenler. Yakın zaman öncesine kadar bir gezegen sayılan Plüton, bu gruplardan ikisinin de dışında kalır. Çünkü yapısı ve boyutları, daha çok Kuiper Kuşağı’ndaki gökcisimlerininkine benzer.

Kuiper Kuşağı, Neptün’ün yörüngesinin ötesinde bir kuşak gibi; Oort Bulutu’ysa sistemin en dışında bir küre gibi sistemi çevreler.

Evrendeki Adresimiz
Güneş Sisteminin Oluşumu


Güneş Sistemi’nin oluşumunda başlıca etkenin kütleçekimi olduğunu söyleyebiliriz. Kütleçekimi olmasaydı, evrendeki madde bir araya gelemez, büyük kütleler oluşturamaz, dolayısıyla ne gezegenler ne Güneş, ne de Güneş Sistemi oluşabilirdi.

Güneş sistemindeki gezegenler bir yana, gökadamızdaki yıldız sistemleri, hatta evrendeki gökadalar kütleçekimiyle birbirlerine bağlıdır.

Gökadamızı oluşturan milyarlarca yıldız, kütlenin yoğunlaştığı gökada merkezinin çevresinde yavaş yavaş döner. Güneş Sistemimiz, gökadanın merkezi çevresindeki bir turunu yaklaşık 250 milyon yılda tamamlar.

Samanyolu, “Yerel Küme” olarak adlandırılan gökada kümesinin bir üyesidir. Bu küme 30’dan fazla gökada içerir.




Yerel Küme, Virgo ya da Başak süperkümesinin içinde bulunur. Virgo Süperkümesi, yaklaşık 100 gökada kümesi içerir. Gökada süperkümelerini, evrenin en temel yapıtaşları olarak düşünebiliriz.

Evrendeki adresimizi tarif etmemiz gerekseydi, gezegenimizin tam adresi şöyle olacaktı: Evren, Başak Süperkümesi, Yerel Küme, Samanyolu Gökadası, Güneş Sistemi, Dünya.


Güneş Sisteminin Oluşumu ve Evrimi

Güneş Sistemi'nin ilk olarak Emanuel Swedenborg[7] 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.[8] 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.[9] 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.[10]

Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge[11] 7.000 ile 20.000 AB çapında[9][12] ve Güneş'in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar).[13] 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.[9] Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 AB çapında[9], kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir önyıldız oluştu.[14][15]

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.[13] Bu diskler birkaç yüz astronomik birim genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.[16]

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.[17]

Geride kalan gaz ve tozdan ibaret güneş bulutsusundan çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma süreciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yeralan 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.[18]

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[9] 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 biraraya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı kaldı.[19]

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.

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.[22][23]

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.[24]

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 kabaca 100 katı kadar genişleyecek ve bir Kırmızı dev olacaktır.[25] 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.[26]



Kaynak .....:
1. Bilim ve Teknik- Bilim CD'leri Serisi .... "Güneş Sistemi"
2. http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:UpdatedPlanets2006-tr.jpg