Güneş Sistemi

[bluemoon24]

Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü,

Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün, gerek bu çalışmalara gerekse

çevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum

öyküsünü anlatabiliyoruz.Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuğu

düşüncesini, aynı zamanda bir fizikçi 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

takım kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar,

kütlelerin birbirini çekmesine, dolayısıyla da gazın belli bölgelerde

topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki, bu topaklar neden disk biçimini

alıyordu?Kant, bunu da çözdü. Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz

topakları, sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu, çok temel bir fizik ilkesine,

Momentumun Korunumu İlkesi ne dayanır. Bu ilke, genellikle bir buz patencisi

örneğiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi,

kollarını kapadığında hızlanır. Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle

sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topağının

incelerek bir disk biçimini almasını sağlar. İşte, bu disklerden birisi Güneş

Sistemi'mizi oluşturmuştur.Kant'ın bu düşüncesi, daha sonra birçok

gökbilimci tarafından kabul gördü; ancak, herhangi bir yıldızın çevresinde böyle

bir oluşum gözlenemediği için, 1980'lere değin bu düşünce, bir varsayım olarak

kaldı, kanıtlanamadı. Sonra, gökbilimciler, T Boğa türü yıldızların, yaklaşık

üçte birinin, normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydığını keşfettiler.

Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaydığı kısa dalgaboylu

ışınımı soğuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda, yani kızılötesi ve radyo dalga

boylarında ışınım yayıyordu.Birkaç yıl sonra, gökbilimciler bazı yıldız

oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki

karanlık, toz içeren diskleri doğrudan görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun

keskin gözleriyle yapılan gözlemlerde, 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion

Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylece, genç yıldızların

etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu.

Güneş Bulutsusu Güneş Sistemi'ni oluşturan madde, çok büyük

oranda, 12-16 milyar yıl önce gerçekleşen Büyük Patlama'nın ürünü olan hidrojen

ve helyumdan meydana gelmişti. Bugün, Evren'e baktığımızda, bazı elementlerin

çok, bazılarınınsa pek az miktarlarda bulunduğunu görüyoruz. En yaygın element

hidrojen, tüm gökadaların ve yıldızların dörtte üçünü oluşturuyor. 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 da

kuyrukluyıldızları oluşturdu. Kalanını, ya Güneş yuttu ya da Güneş ışınlarının

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 uzakta yeralmaları

sayesinde, oluştukları andaki maddeyi bozulmamış halde saklıyorlar. Henüz, bir

kuyrukluyıldızı doğrudan inceleme fırsatı olamadı; ancak, onlardan kopup gelen

bazı parçalar laboratuvarlarda incelenebiliyor. Gezegenleri,

göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturan diskten artakalan parçacıkların bir

bölümü, atmosferin üst katmanlarından özel uçaklarla toplanabiliyor. Bir

elektron mikroskobuyla incelendiklerinde, bu parçacıkların bazı minerallerden ve

organik bileşiklerden oluştukları görülüyor. Kozmik toz parçalarının çoğu hemen

hemen aynı büyüklükte, 0,1 mikron çapındadır. Bu toz parçaları, 4,5 milyar yıl

önce, Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan arta kalmıştır. Gezegenler

oluşmadan önce, Güneş'i çevreleyen disk, merkeze, yani Güneş'e yakın yerlerde

çok sıcak; kenarlardaysa çok soğuktu. Çünkü, Güneş'in güçlü ışınımı, bulutsunun

ona yakın katmanlarının çok ısınmasına yol açıyordu. Bunun yanı sıra, Güneş'in

kütleçekimi sayesinde, diskin merkezine yakın katmanları, daha yoğun ve kalındı.

Bu bölgelerdeki sıcaklık, gezegenlerin oluşumu sırasında, suyun buz

halinde katılaşmasını engelliyordu. Burada yoğunlaşan maddenin çoğu,

silikatlardan ve öteki ağır minerallerden oluşuyordu. İşte bu mineraller,

karasal gezegenleri oluşturdular. Sıcaklık, diskin kenarlarına doğru

ilerledikçe düşüyordu. Burada, su katı halde bulunabiliyordu. Su ve gaz

moleküllerini içeren kar taneleri de dev gezegenleri oluşturdu. En dışta

yeralan en soğuk bölgede yoğunlaşan madde, tamamıyla katı haldeydi ve çok

dağınık halde bulunduğundan bir gezegeni oluşturabilecek topaklanmayı

sağlayamadı. Bunun yerine, çok sayıda, gezegenlere oranla küçük gezegenimsi

göktaşları oluştu. Bu göktaşları, yani kuyrukluyıldız çekirdeklerinin

bulunduğu bölgeye Kuiper Kuşağı deniyor. Güneş'i çevreleyen diskin topaklaşarak

gezegenleri, göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturması, Güneş'in yaşam

süresiyle karşılaştırdığımızda çok kısa bir süre, sadece 10 milyon yıl aldı.

Karasal Gezegenler Karasal (kayasal) gezegenlerin, sadece,

bulutsudaki toz parçacıklarının bir araya gelerek oluştuğunu söylemek pek

yeterli olmaz. İç Güneş Sistemi'nde, günümüze değin kalmış göktaşları büyük

oranda kondritlerden oluşur. Kondritlerin büyük bölümü, asteroidlerin

çarpışmasıyla gezegenlerarası boşluğa saçılan parçalardır. Kondritler,

kondrül denen küresel biçimli küçük parçacıkların bir araya gelmesiyle

oluşmuştur. Kondrüler, başlangıçta 1500-1900 kelvin'i bulan sıcaklıklarda

oluştular. Soğuyarak katılaştıklarında, onları şimdi gördüğümüz gibi, bir araya

gelmemişlerdi; damla biçimleriyle Güneş'in çevresinde dönüyorlardı. Yüz

yılı aşan bir süre önce, mikroskopuyla göktaşlarını inceleyen Henry Cliffton

Sorby adlı bir bilim adamı, kondritlerin, yağmur damlasına benzeyen camsı

parçacıkların bir araya gelerek oluşturduğu taşlar olduğunu söyledi. Sorby, aynı

zamanda, bu göktaşlarının gezegenlerin oluşumundan artakalan madde olduklarını

da öne sürdü. O zaman için oldukça iyi bir yaklaşımdı bu. Daha sonra,

kondrülleri laboratuvar fırınlarında yapma deneyleri gösterdi ki bunların

göktaşlarındaki özelliklerini kazanmaları için, bir saatten kısa sürede

soğumaları gerekiyor. Bu, kondrüllerin bulutsunun merkezi yakınlarındaki yüksek

sıcaklıkta eridiği düşüncesinin doğru olmadığını gösteriyor. Çünkü, bu bölgede,

bir saat gibi kısa bir sürede soğumaları olası değil. Bu, ancak, diskin

iç bölgelerinin, birtakım yüksek enerjili olaylarla daha dışarıda kalan

katmanları etkilemesiyle açıklanabilir. Bu tür yüksek enerjili atmaların doğası

hakkında pek bir şey bilinmiyor; aslında, gerçek olup olamayacakları da...

Kondrüller ve toz parçalarının nasıl olup da bir araya gelerek

kondritleri oluşturmaya başladığı pek de iyi anlaşılmış değildir. Çünkü, bu

küçük cisimler arasındaki kütleçekimi, birbirlerine yapışmalarını sağlayacak

kadar güçlü olamaz. Saniyede bir metrelik hızla çarpışan parçacıklar,

birbirlerine Van der Waals çekiminin (elektrostatik yüklerin neden olduğu kısa

menzilli kuvvet) etkisiyle yapışabilirler. Ancak, sadece Van der Waals

kuvvetleri, bulutsunun çalkantılı ortamında çarpışarak birleşen bu parçacıkları

bir arada tutamaz. Nasıl olduğu tam olarak anlaşılmış olmasa da herkes,

gezegenlerin bir şekilde bu parçacıkların birleşmesiyle oluştuğundan emin. Bu

topaklanmalar sonucu, birkaç cm çapa ulaşan parçalar, artık ortamdaki

çalkantılardan daha az etkilenirler. Yörüngede dolanan katı bir cisim,

(bir parça kondrit gibi) Güneş'in kütleçekimi sayesinde dengede kalır. Ancak

ortamda bir miktar gaz varsa, bu gaz, cismin hızının azalmasına ve sarmal bir

yol izleyerek Güneş'e doğru yakınlaşmasını sağlar. Yani, cisim, çapı giderek

küçülen bir yörünge izler. Merkeze doğru ilerleyen kondrit parçaları,

buralarda birikirler ve bir araya gelerek büyürler. Bu tür bir cisim, yaklaşık

bir kilometrelik çapa ulaşınca, artık gaz direnci onun üzerindeki etkisini

kaybetmeye başlar ve cisim hemen hemen sabit bir yörüngede kalır. Yaklaşık bu

boyuta ulaşan gökcisimlerine gezegenimsi denir. Yeni oluşmakta olan

bir gezegen sisteminde, benzer boyutlarda çok sayıda gezegenimsi bulunur.

Yörüngeleri, birbirlerine göre az ya da çok farklı olacağından, birbirlerinden

farklı hızlarda hereket ederler. Birbirlerine yakın yörüngede olanlar, yakın

hızlarla hareket ederler ve kütleçekimleri birbirlerini etkiler. Kütleçekimi,

yörüngelerde küçük sapmalara neden olur ve bu da çarpışmalara yol açabilir.

Eğer çarpışma yeterince yavaş gerçekleşirse, iki kütle birleşir ve daha

büyük 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 boyutunda yüzlerce cisim ortaya çıkıyor.

Gezegenlerin hemen hemen tam boyutlarına ulaşmalarıysa yaklaşık 10

milyon yıl alıyor. Kalan gezegenimsilerse sonraki 10 milyon yıl içerisinde

gezegenlerce yutuluyor. Bu çarpışmalar nedeniyle, gezegenler oluşumlarının ilk

dönemlerinde sürekli etkin kalıyorlar. Asteroid Kuşağı Karasal

gezegenlerle dev gezegenler arasındaki bölgede Asteroid Kuşağı yer alır. Burada,

bir gezegen olarak nitelendirilebilecek kadar büyük bir gökcismi yoktur; kuşağın

toplam kütlesi, Ay'ınkinden küçüktür. Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin

dağılımına baktığımızda, bir düzen olduğu fark edilir. Her gezegenin

yörüngesi, bir içtekinden %75 geniştir. Bu düzene göre, Asteroid Kuşağı'nın

yerinde de bir gezegen olması gerekirdi. Peki, bu gezegene ne oldu? Bu konuda

kesin bir kanıt olamamakla birlikte, bazı gezegenbilimcilere göre, bir zamanlar

burada oluşmakta olan bir gezegen Jüpiter'in çok güçlü kütleçekiminin etkisiyle

parçalandı. Ya da, buradaki gezegenimsiler hiçbir zaman bir araya gelerek

gezegen oluşturamadılar. Kuşakta bulunan asteroidlerin toplam kütlesinin

az olması, Jüpiter'in ya da birbirlerinin kütleçekimlerinin etkisiyle

yörüngelerinden çıktığı düşüncesini destekliyor. Yörüngeden ayrılan cisimler, ya

Güneş'in çevresinde başka bir yörüngeye oturuyorlar ya da Güneş ya da dev

gezegenler tarafından yutuluyorlar. Zaman zaman, karasal gezegenlerle de

çarpışabiliyorlar. Dev Gezegenler Güneş bulutsusunun dış

katmanları, iç katmanların aksine suyun katı halde bulunabilmesine olanak

tanımıştı. Bu ikinci bölgede, kar taneleri, iç bölgelere oranla 10 kez fazlaydı.

Gaz moleküllerinin bu bölgede çok daha fazla olması nedeniyle, kuşkusuz burada

oluşacak gezegenlerin kimyasal bileşimleri de karasal gezegenlerden çok farklı

olmalıydı. Suyun ana bileşenlerinden oksijen Güneş Sistemi'nde

magnezyum, silisyum ve demir gibi karasal gezegenleri oluşturan elementlerden

çok daha fazladır. Bu da dev gezegenlerde bol miktarlarda su bulunması

gerektiğini düşündürüyor. Ne var ki, en büyük gezegenler Jüpiter ve

Satürn, beklendiği gibi ağırlıklı olarak sudan değil, büyük oranda hidrojen ve

helyumdan oluşuyor. Yani, bu gezegenlerin bileşimi, Güneş'inkiyle benzerlik

gösteriyor. Jüpiter ve Satürn'ün bileşimleri, saf hidrojen ve helyumdan oluşmuş

kar taneleri sayesinde oluşmuş olamaz. Çünkü, gezegenlerin oluşumları sırasında,

ortam bu gazların yoğunlaşabilmesi için fazla sıcaktı.Jüpiter ve Satürn,

kütlelerinin önemli bir bölümünü, doğrudan bulutsudan almış olmalılar. Yani,

karasal gezegenler gibi, toz ve buzdan oluşmuş çekirdekleri, yeterli kütleye

ulaştığında, bulutsudaki gazı kütleçekimleriyle toplamış olabilirler. Jüpiter ve

Satürn'ün hidrojen ve helyum ağırlıklı bileşimlerine karşılık, Uranüs ve Neptün

çoğunlukla katı halde bulunabilen gazlardan oluşur: Su, amonyak ve metan.

Ayrıca, dış katmanlarda hidrojen ve helyum bulunur. Gezegenlerin çekirdeğiyse

kaya ve demirden oluşur. Uydular Uyduların oluşumuyla ilgili en

popüler modellerden birisi şöyle: Dev gezegenler, yoğunlaşmanın etkisiyle

başlangıçta çok sıcaktı. Sıcaklığın etkisiyle, günümüzdekine oranla çok daha

geniştiler. Zamanla soğuduklarında küçüldüler. Oluşum aşamalarının sonlarına

doğru, gezegenleri oluşturan gaz ve tozun artakalanı onların çevrelerinde

dönmeyi sürdürüyordu. Zamanla, gazın büyük bölümü ya gezegenlerce yutuldu ya da

dağıldı. Kalan toz ve bir miktar gaz, küçük bir Güneş Sistemi gibi, bir araya

gelerek uyduları oluşturdular. Uyduların çoğu yukarıda söz ettiğimiz

biçimde oluşmuş olsa da, bazı uyduların gezegenler tarafından sonradan

yakalanmış oldukları düşünülüyor. Bu uydular ya çok elips biçimli yörüngelerde

dolanıyorlar ya da dönme düzlemleri farklı. Bu uydular arasında, Phoebe, Triton

ve pek çok küçük uydu var. Mars'ın uyduları Phobos ve Deimos da öyle.

Bizim doğal uydumuz Ay'ın oluşumu başlı başına bir öykü. Ay'ın oluşumu

üzerine ortaya konan en iyi varsayım, onun Dünya'ya çarpan bir gezegenimsi

tarafından koparıldığı şeklinde. Çarpışma, Dünya'dan önemli miktarda erimiş kaya

ve gazı kopararak, çevresine dağıttı. Bu maddenin bir bölümü Dünya'ya geri

düşerken, bir bölümü de uzaya saçıldı. Roche sınırı denen ve Dünya'nın

yüzeyine yaklaşık 10 bin km'den uzakta kalan cisimler, yörüngeye girdiler ve

topaklaşmaya başladılar. (Roche sınırı altında kalan cisimler, gezegenin güçlü

kütleçekimi etkisinden dolayı bir araya gelemezler.) Zamanla, parçalar bir araya

geldi ve Ay oluştu. 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. Günümüzden yaklaşık 50 yıl önce, Kenneth Edgeworth ve Gerard

Kuiper, birbirlerinden bağımsız olarak, Plüton'un yörüngesi civarında,

gezegenleri oluşturan maddeden artakalan bir kuşak bulunması gerektiğini

öngördüler. Nitekim, son yıllarda yapılan teleskoplu gözlemler, bu

cisimlerin varlığını kanıtladı. Bu kuşakta, her biri yaklaşık bir kilometre ya

da daha büyük çaplı, 200 milyon gökcismi olduğunu hesapladı. Kuiper Kuşağı

olarak adlandırılan bu kuşak, Plüton ve uydusu Charon'u da içeriyor. Büyük

olasılıkla Neptün'ün uydusu Triton da bir zamanlar bu kuşağın üyesiydi. Triton

ve bu iki uydu, bu kuşağın en büyük üyeleri olmalı. Kuşaktaki

gökcisimlerinin yörüngelerinden çıkıp iç Güneş Sistemi'ne yönelmelerini sağlayan

etki kendi aralarındaki çarpışmaların yarattığı kararsızlıklardır. Kısa dönemli

kuyrukluyıldızlar, büyük olasılıkla Kuiper Kuşağından gelirler. Uzun dönemli

kuyrukluyıldızların geldiği başka bir bölge daha olmalı. 1950 yılında,

gökbilimci Jan Hendrick Oort, bu cisimlerin kaynağıyla ilgili bir varsayım

ortaya attı. Oort'a göre, uzun dönemli kuyrukluyıldızlar, Güneş'i

küresel biçimde çevreleyen bir bölgeden geliyorlardı. Oort Bulutu olarak

adlandırılan bu bölge hiç görülmediyse de, yakınlarımıza gelen uzun dönemli

kuyrukluyıldızların yörüngelerine baktığımızda, bizi oraya götürüyor.

Oort Bulutu'nun oluşumu şöyle anlatılıyor: Dev gezegenler, özellikle de

Jüpiter, yakınlarından geçen gezegenimsileri çok basık yörüngelere yerleştirir.

Hatta bazen bu cisimler, Güneş'in çekim kuvvetinden kurtularak 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, zamanlarının büyük

bölümünü, yörüngelerinin uzak yarısında, yani Oort Bulutu'nda geçirirler. Oort

Bulutu'nun dış sınırının yarıçapı, yani Güneş'e uzaklığı yaklaşık bir ışık

yılıdır. İşte, bu uzaklıktan sonra, Güneş Sistemi'nin bittiğini; yıldızlararası

ortamın başladığını söyleyebiliriz.



Siyaset, Bilim Ve Tarih Bilinci (Doğan Özlem )The Benefits Of TreesEnerji TasarrufuAlternatif Ucuz Enerji KaynaklarıErozyonun Tanımı Ve ÇeşitleriDünyamızın HareketleriDoğalgazDeve KuşlarıTeknolojik CellatlarımızKüresel IsınmaÇimento İşkolu Ve SorunlarıAtmosferin Başlıca Gaz KirleticileriNükleer EnerjiYapay KristallerHyrogen Fuel  The Fuel Of FutureKentiçi Ulaşımı Ve Çevre SorunlarıPrcı HakkındaÇevre Kirliliği Ve SonuçlarıSivil SavunmaUluslararası Hukuk Ve Çevre