Güneş Sistemi Nasıl Oluştu?

Yaklaşık 4,5 milyar yıl önce, kütleçekim kuvvetleri Güneş Sistemi’mizi oluşturmak için toz ve gaz bulutlarını çekti. Bilim insanları sürecin doğasından kesin olarak emin olmasalar da, genç yıldız sistemlerinin bilgisayar simülasyonları sayesinde üç model geliştirebildiler.

Güneş’in Doğumu
Yıldızlararası gazların ve tozların yoğun bir konsantrasyonu, Güneş’in doğduğu yeri oluşturacak moleküler bir bulut yarattı. Sıcaklığın azalması ile birlikte, gazlar yoğunlaşmaya başladı. Bu moleküler bulut, kendi kütleçekimi altında çökmeye başlayarak protostarlar olarak bilinen çok sayıda genç yıldız nesneleri oluşturdu. Kütleçekimi ile madde bebek nesnenin üzerine çökmeye devam etti ve bir yıldız ve gezegenleri oluşturacağı bir malzeme diski yarattı. Füzyon başladığında, yıldız, enkazın temizlenmesine yardımcı olan ve içeri doğru düşmesini engelleyen bir rüzgar patlaması başlattı.

Her ne kadar gaz ve toz bulutları görünür dalga boylarında genç yıldızları örtse de, kızılötesi teleskoplar Samanyolu Galaksisi’nin bulutlarının çoğunu diğer yıldızların doğum ortamını ortaya çıkarmak için araştırdılar. Bilim insanları, diğer sistemlerde gördüklerini kendi yıldızımıza uyguladılar.

Güneş oluştuktan sonra, yaklaşık 100 milyon yıl boyunca büyük bir kütle diski tarafından çevrelendi. Bu gezegenlerin oluşması için yeterli bir zaman gibi gelebilir ancak astronomik olarak düşünüldüğünde göz açıp kapası kadar bir zamandır. Yeni doğan Güneş, kütle diskini ısıtırken gazlar hızla buharlaşıyordu; yani yeni doğan gezegenlerin ve uyduların toplarlanması için kısa bir süre vardı.

Gezegenlerin Oluşum Modelleri
Bilim insanları Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin nasıl oluşabileceğini açıklamak için üç farklı model geliştirdiler. İlk ve en çok kabul gören model çekirdek akresyonu yani çekirdek toplanması modelidir. Bu model kayalık karasal gezegenlerin oluşumunu iyi açıklar fakat dev gezegenlerle ilgili problemleri vardır. İkinci model disk kararsızlığı modelidir ve dev gezegenlerin nasıl oluştuğunu açıklayabilir. Üçüncüsü ise çakıl yığılması modelidir ve gezegenlerin en küçük malzemelerden hızlı bir şekilde nasıl oluştuğunu açıklar. 

Çekirdek Akresyonu (Toplanması) Modeli
Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce Güneş Sistemi, Güneş bulutsusu olarak bilinen bir toz ve gaz bulutuydu. Kütleçekimi, malzeme dönmeye başladığında kendi içine çöktü ve Güneş’i bulutsunun merkezinde oluşturdu.

Güneş’in oluşmasıyla birlikte kalan madde yığınlaşmaya başladı. Küçük parçacıklar kütleçekim kuvvetlerine kapılarak daha büyük parçacıklar haline geldi. Güneş rüzgarları hidrojen ve helyum gibi daha hafif elementleri daha yakın bölgelerden süpürerek, karasal gezegenler yaratmak için sadece ağır ve kayalık malzemeler bıraktı. Daha uzakta, Güneş rüzgarları daha hafif elementler üzerinde daha az etkiye sahipti, bu da gaz devlerinin oluşmasına izin verdi. Bu şekilde; asteroitler, kuyruklu yıldızlar, gezegenler ve uydular oluştu.

Bazı dış gezegenlerin gözlemleri, baskın oluşum süreci olarak çekirdek akresyonunu doğrulamaktadır. Çekirdeğinde hidrojen ve helyum dışındaki elementlerden yani metallerden oluşan yıldızlar daha büyük gezegenlere sahiptir. NASA’ya göre çekirdek akresyonu modeli ile, kayalık gezegenlerin büyük gaz devlerinden daha yaygın olması gerekiyor.

Güneş benzeri bir yıldız olan HD 149026’nın etrafında dönen devasa bir çekirdeğe sahip dev bir gezegenin keşfi, çekirdek akresyonu modelinin güçlenmesine yardımcı olan bir dış gezegen örneğidir.

Nashville’deki Tennessee Eyalet Üniversitesi’nde gökbilimci olan Greg Henry, bir yıldızın sönmesini tespit etti. Henry bir basın açıklamasında şunları söylüyor:

Bu, gezegen oluşumu için çekirdek akresyonu teorisinin bir teyididir ve bu tür gezegenlerin bolca bulunması gerektiğine dair kanıttır.

2017 yılında, Avrupa Uzay Ajansı, süper Dünyalar’dan Neptün’e kadar çeşitli boyutlardaki gezegenleri inceleyecek olan CHaracterising ExOPlanet Satellite (CHEOPS) uydusunu göndermeyi amaçlıyor. Amaç, bu uzak dünyaları inceleyip Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin nasıl oluştuğunu belirlemek (Ç.N. : Bu yazı hazırlandığında bu uydu hala fırlatılmamıştı. 18 Aralık 2019’da başarılı bir şekilde fırlatılarak Dünya’nın yörüngesine oturdu).

CHEOPS ekibi şunları söylüyor:

Çekirdek akresyonu senaryosunda, bir gezegen çekirdeğinin gaz toplayabilmesi için kritik bir kütleye ulaşması gerekir. Bu kritik kütle, gezegenlerin akresyon oranı gibi birçok fiziksel değişkene bağlıdır.
Büyüyen gezegenlerin maddeyi nasıl topladığını inceleyen CHEOPS, gezegenlerin nasıl büyüdüğüne dair fikir verecektir.

Disk Kararsızlığı Modeli
Gaz devi gezegenleri için hızlı bir formasyona ihtiyaç duyulması çekirdek akresyonu modelinin sorunlarından biridir. Modellere göre işlem birkaç milyon yıl sürüyor yani erken Güneş Sistemi’nde hafif gazların mevcut olduğu süreden daha uzun sürüyor. Aynı zamanda çekirdek akresyonu modeli bir göç sorunu ile karşı karşıyadır, çünkü bebek gezegenler çok kısa bir sürede Güneş’in etrafında toplaşırlar.

Colorado’nun Boulder kentindeki Güneybatı Araştırma Enstitüsü’nde (SwRI) araştırmacı olan Kevin Walsh şöyle diyor:

Dev gezegenler birkaç milyon yılda çok hızlı bir şekilde oluşuyor. Bu bir zaman sınırı yaratıyor çünkü güneşin etrafındaki gaz diski sadece 4 ila 5 milyon yıl kalabiliyor.

Nispeten yeni bir teori olan disk kararsızlığı teorisine göre, toz ve gaz kümeleri Güneş Sistemi’nin erken aşamalarında birbirine bağlıdır. Zamanla bu kümeler, yavaş yavaş dev bir gezegene dönüşürler. Bu gezegenler çekirdek akresyonu modeline göre daha hızlı, bazen 1.000 yıl gibi kısa bir sürede, hızla yok olan daha hafif gazları yakalayabilirler. Ayrıca hızlı bir şekilde, Güneş’e yani ölüme yürümelerini engelleyen yörünge stabilize edici bir kütleye ulaşırlar.

Bilim insanları Güneş Sistemi’nin içindeki gezegenleri ve diğer yıldızları incelemeye devam ettikçe, gaz devlerinin nasıl oluştuğunu daha iyi anlayacaklar.

Çakıl Yığılması Modeli
Çekirdek akresyonu için en büyük zorluk, atmosferlerinin daha hafif bileşenlerini kapacak kadar hızlı devasa gaz devleri oluşturmasıdır. Son araştırmalar, daha küçük yani çakıl büyüklüğündeki nesnelerin, daha önceki çalışmalardan 1000 kat daha hızlı dev gezegenler inşa etmek için ne kadar kaynaştıklarını araştırdı.

Gökbilimci yazar Harold Levison, 2015 yılında Space.com’a verdiği demeçte bu model için şunları söylüyor:

Bu, gezegenlerin oluştuğu Güneş bulutsusu için oldukça basit bir yapı ile başladığını ve gördüğümüz dev gezegen sistemi ile sonuçlandığını bildiğimiz ilk model.
2012’de, İsveç’teki Lund Üniversitesi’nden araştırmacılar Michiel Lambrechts ve Anders Johansen, küçük çakılların hızla dev gezegenler inşa etmenin anahtarı olduğunu öne sürdüler.

Levison bu araştırma için şöyle diyor:

Daha önce önemsiz olduğu düşünülen bu oluşum sürecinden kalan çakıl taşlarının, aslında gezegen oluşturma sorununa büyük bir çözüm olabileceğini gösterdi.

Levison ve ekibi, küçük çakıl taşlarının bugün galakside görülen gezegenleri nasıl oluşturabileceğini daha kesin bir şekilde modellemek için bu araştırmayı temel aldı. Önceki simülasyonlar, hem büyük hem de orta büyüklükteki nesnelerin çakıl büyüklüğündeki kuzenlerini nispeten sabit bir oranda tüketirken, Levison’un simülasyonları daha büyük nesnelerin zorba gibi davrandığını ve orta ölçekli kütlelerden çakıl parçalarını çalarak çok daha hızlı büyümesini sağladığını gösteriyor. 

Ortak yazar olan SwRI’dan Katherine Kretke, Space.com’a verdiği demeçte şöyle özetliyor:

Daha büyük nesneler küçük olanları daha fazla saçma eğilimindedir, bu nedenle daha küçük olanlar çakıl diskinden dağılmış olurlar. Büyükler temelde küçük olanlara zorbalık yaparak tüm çakıl taşlarını kendileri yiyebilir ve dev gezegenlerin çekirdeklerini oluşturmak için büyümeye devam edebilirler.

Kuiper Kuşağı ve Nice Modeli
Bilim insanları başlangıçta, gezegenlerin bugün içinde bulundukları Güneş Sistemi’nin aynı bölümünde oluştuğunu düşünüyorlardı. Gezegenlerin keşfi bazı şeyleri sarstı ve en büyük nesnelerin en azından bazılarının göç etmiş olabileceğini ortaya koydu.

2005 yılında Nature dergisinde yayınlanan üç makalede, dev gezegenlerin bugünkünden çok daha yakın dairesel yörüngelere bağlandığı öne sürüldü. Büyük bir kaya ve buzul diski onları çevreledi; Neptün’ün şimdiki yörüngesinin hemen ötesinde Dünya-Güneş mesafesinin yaklaşık 35 katına kadar uzanıyordu. Bu, ilk defa Fransa’nın Nice şehrinde tartışıldığı için Nice Modeli denilmiştir.

Gezegenler daha küçük cisimlerle etkileşime girdikçe Güneş’e doğru savruldular. Bu süreç, enerji alışverişlerine sebep olduğu için Satürn, Neptün ve Uranüs’ü Güneş Sistemi’nin daha uzak kısımlarına itti. Sonunda küçük nesneler Jüpiter’e ulaştı, bu da onları Güneş Sistemi’nin kenarına ya da tamamen dışına uçurdu.

Jüpiter ve Satürn arasındaki hareket, Uranüs ve Neptün’ü daha fazla eksantrik yörüngelere sürükledi ve çifti kalan buz diskinden gönderdi. Maddenin bir kısmı içeriye doğru fırlatıldı ve bunlar ağır bombardıman sırasında karasal gezegenlere çarptı. Diğer maddeler dışarı fırlatılarak Kuiper Kuşağı’nı oluşturdu.

Görseldeki yeşil renkli bölge Kuiper Kuşağı’dır.

Yavaşça dışa doğru ilerledikçe, Neptün ve Uranüs yerleri değiştirdiler. Kalan kalıntılarla etkileşimler sonucunda bu gezegenler Güneş’ten daha uzak mesafelerine ulaşıp, daha uzun dairesel yollar katettiler.

Yol boyunca, bir veya iki dev gezegenin sistem dışına atılması mümkün olmuş olabilir. SwRI’dan gökbilimci David Nesvorny, erken Güneş Sistemi modelini erken tarihin anlaşılmasına yol açabilecek ipuçlarını bulmak için modellenmiştir. Nesvorny, Space.com’a şunları söylüyor:

İlk günlerde Güneş sistemi çok farklıydı, belki daha fazla gezegen ve belki de Neptün kadar büyük gezegenler farklı yerlere dağılmıştı.

Dünya Üzerindeki Su Nereden Geldi?
Güneş sistemi, gezegenler oluştuktan sonra oluşum sürecini tamamlamadı. Dünya, birçok bilim insanının yaşamın evrimine katkıda bulunduğunu önerdiği yüksek su içeriği nedeniyle gezegenlerin arasında öne çıkıyor. Ancak gezegenin mevcut konumu, erken Güneş Sistemi’nde su toplamak için çok sıcaktı, bu da hayat veren sıvının gezegenin oluşumundan sonra Dünya’ya ulaştığını düşündürüyor.

Ancak bilim insanları bu suyun kaynağını hala bilmiyorlar. Başlangıçta kuyruklu yıldızlardan şüphelendiler ancak 1980’lerde Halley kuyruklu yıldızının yanında uçan altı uydu ve daha yakın zamanda gönderilen Avrupa Uzay Ajansı’nın Rosetta uydusu da dahil olmak üzere çeşitli görevlerle gönderilen bu uydular, Güneş Sistemi’nin eteklerindeki buzlu malzemenin kompozisyonunun tam olarak Dünya’nınki ile eşleşmediğini ortaya koydu. 

Asteroit kuşağı başka bir potansiyel su kaynağı oluşturur. Bazı göktaşları, yaşamlarının erken dönemlerinde ve bazı biçimlerde suyun yüzeyleriyle etkileşime girdiğini ima eden değişiklikler olduğunu kanıtlamıştır. Yani meteorlardan gelen etkiler, gezegen için başka bir su kaynağı olabilir.

Son zamanlarda, bazı bilim insanları erken Dünya’nın su toplamak için çok sıcak olduğu fikrine meydan okudular. Eğer gezegen yeterince hızlı oluşmuş ise, buharlaşmadan önce buzlu tanelerden gerekli suyu toplayabileceğini iddia ediyorlar.

Dünya suyu üstünde tutarken, Venüs ve Mars da büyük olasılıkla önemli miktarda sıvıya aynı şekilde maruz kalacaklardı. Venüs’te yükselen sıcaklıklar ve Mars’ta buharlaşan bir atmosfer sularını korumalarını engelledi ve bugün bildiğimiz kuru gezegenler ile sonuçlandılar.

Paylaş

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak.

Menü
Giriş