Güneş Sistemi’nin nasıl oluştuğuna dair kabul gören teori, Alman filozof Immanuel Kant’a kadar uzanmaktadır. Kant, 1755’te Güneş’i ve gezegenleri, yavaş yavaş çöken ve düzleşen bulutsu bir gaz ve toz bulutundan doğduğunu hayal etmişti. Bugün, sürecin nasıl geliştiğine dair yaygın olarak kabul edilen genel model, Güneş’in gaz molekülleri ile dolu bir yıldız fabrikası olan moleküler bir bulutun içine çöktüğünü gösteriyor. Yıldız oluştuktan sonra bir gaz ve toz halkası kalır, soğur ve giderek daha büyük taneler halinde yoğunlaşır, ardından daha büyük, asteroit boyutunda gezegenimsi denilen cisimlere ve nihayetinde gezegenlere dönüşür.
Günümüzde güneş sistemi oluşumu yaklaşık 4,5 milyar yıl önce başladığını biliyoruz. Bilim insanları bunun nasıl olduğuna dair üç farklı model geliştirdiler ve bu yazıda da bu modellere kısaca değinilecektir.
Şekil 1. Güneş sistemindeki en büyük cisimlerin sanatsal tasviri.
Güneş sisteminin oluşumu yaklaşık 4,5 milyar yıl önce, kütle çekimi güneş ve gezegenleri oluşturmak için bir toz ve gaz bulutunu bir araya getirdiğinde başladı.
Bilim insanları, kendi güneş sistemimizin nasıl oluştuğunu doğrudan inceleyemezler, ancak çeşitli dalga boylarında yapılan başka genç yıldız sistemlerinin gözlemleri ile bilgisayar simülasyonları birleştirerek, yıllar önce güneş ve gezegenlerin nasıl oluştuğu ve burada neler yaşandığında dair modeller ortaya koyabilmektedirler.
Güneş Nasıl Oluştu?
Şekil 2. Bir sanatçının genç bir yıldızı çevreleyen gaz ve tozu tasviri. (Kaynak: NASA)
Güneş sistemi var olmadan önce, büyük bir yıldızlararası gaz ve toz yoğunluğu, güneşin doğduğu yeri oluşturacak bir moleküler bulut oluşturdu. Bu devasa bulutların yerçekimi kuvveti altında çökerek yıldızları oluşturduğunu biliyoruz. Nükleer füzyon nedeniyle, bu erken yıldızlar hidrojen ve helyumu karbon, oksijen, silikon ve demir gibi diğer elementlere dönüştürdü ki bunlar gelecekteki Yer’in elementlerinin kaynağı olacak. Kısa ömürlerinin sonunda, ilk yıldızlar bu elementleri uzaya fırlattı ve burada minik toz taneciklerine şekil verdiler. Sıcaklığın çok soğuk olduğu böylesi bir ortam, gazın bir araya toplanmasına ve giderek daha yoğun hale gelmesine neden oldu. Bulutun en yoğun kısımları, muhtemelen çok yakındaki bir yıldız patlamasından kaynaklanan bir etkiyle, kendi kütle çekimi altında çökmeye başladı ve ilksel yıldızlar olarak bilinen çok sayıda genç yıldız nesnesi oluşturdu.
Kütle çekimi, etraftaki malzemeyi (gaz ve toz bulutları) bebek güneş sistemi üzerine çökertmeye devam etti, bir yıldız ve gezegenlerin oluşacağı bir diski yapısı oluştu. Sonunda, yeni doğan güneş, güneş sisteminin kütlesinin %99’undan fazlasını sahipti. Çökme aşamasında ortaya çıkan enerjinin yarısını iç enerji olarak biriktiren gaz yumağının içindeki basınç o kadar güçlendi ki, füzyon devreye girerek hidrojeni helyuma çevirmeye başladı. Böylece yeni oluşan bu yıldız enkazı temizlemeye yardımcı olan ve bu enkazın içeriye düşmesini engelleyen yoğun bir yıldız rüzgarı patlamaları başladı.
Gaz ve toz, görünür dalga boylarında yapılan gözlemlerde genç yıldızları görmemizi engelleyecek şekilde örtmesine rağmen, kızılötesi teleskoplar, diğer yeni doğan yıldızların çevresini incelemek için Samanyolu gökadamızdaki birçok bulutu araştırdı. Bilim insanları, diğer sistemlerde gördüklerini kendi yıldızımıza uyguladılar ve bu sayede Güneş Sisteminin oluşumu hakkında daha ayrıntılı bilgi sahibi olundu.
Gezegenler Nasıl Oluştu?
Gezegenler, aylar, asteroitler ve güneş sistemindeki diğer her şey, bölgedeki genç güneşe dahil olmayan küçük bir madde miktarından oluştu. Bu malzeme, bebek yıldızın etrafında, onu yaklaşık 100 milyon yıl boyunca çevreleyen devasa bir disk oluşturdu. Bu zaman dilimi astronomik açıdan bakıldığında bir göz kırpması kadar kısa bir süre olarak değerlendirilir.
Bu bebek yıldız, T Tauri evresi (Bir yıldızın Anakol öncesi çökme evresine denir) olarak da bilinen oluşum diskindeyken, protonlar ve nötr helyum atomları adı verilen pozitif yüklü parçacıkların egemen olduğu aşırı sıcak rüzgarlar fırlatır. Diskten gelen malzemenin çoğu hala yıldızın üzerine düşüyor olsa da küçük şanslı toz parçacıkları grupları birbirine çarparak daha büyük nesnelere yığıldı. Toz kümeleri çakıl taşlarına, çakıl taşları ise genişlemek için birlikte sıkıştıkları daha büyük kayaçlara dönüşür. Gazın varlığı, katı madde parçacıklarının birbirine yapışmasına yardımcı olur. Bazıları dağılır, bazıları ise tutunur. Bunlar, bazen “gezegenimsi” olarak adlandırılan gezegenlerin yapı taşlarıdır.
Şekil 3. Gezegenler, genç yıldızları çevreleyen yoğun gaz ve toz diskinden oluşur. Kaynak: NASA
Bu süre zarfında, diskten, topaklanmalar ve her topaklanmanın etrafının süpürülmesi ile gezegenler ve aylar oluştu. Bilim insanları, gezegenler arasında muhtemelen ilk olarak Jüpiter’in oluştuğunu düşünmektedir. Belki de güneş sistemi oluştuktan hemen sonra, yaklaşık bir milyon yılı içinde oluştuğu tahmin edilmektedir. Bu süre astronomik ölçekte çok kısa olduğu için genellikle Güneş ve tüm gezegenlerin aynı anda oluştuğu söylenir.
Bilim insanları, güneş sisteminin içindeki ve dışındaki gezegenlerin nasıl oluşmuş olabileceğini açıklamak için üç farklı model geliştirdiler. İlk ve en yaygın olarak kabul edilen model, “çekirdek toplanma” modelidir. Bu model kayaç karasal gezegenlerin oluşumunu iyi bir şekilde açıklarken, dev gaz gezegenleri açıklamada bazı sorunlara sahiptir. İkincisi, “çakıl toplanma” modelidir ve gezegenlerin en küçük malzemelerden hızla birikerek oluşmasına dayanmaktadır. Üçüncüsü, “disk kararsızlığı” modelidir ve dev gaz gezegenlerin oluşumunu açıklamada oldukça başarılıdır.
Şekil 4. Yıldız ve gezegen oluşumunun grafiksel gösterimi. Ölçekli değildir. (Kaynak: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF)
- Çekirdek Toplanma Modeli
Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce güneş sistemi, güneş bulutsusu olarak bilinen bir gaz ve toz bulutuydu. Kütle çekimi, dönmeye başlayan bulutta var olan malzemeyi kendi içine çökertti ve bulutsunun merkezinde güneş oluştu.
Güneşin doğuşuyla birlikte kalan malzeme bir araya gelerek topaklanmaya başladı. Çekirdek toplanma modeline göre, küçük parçacıklar kütle çekimi kuvvetiyle bir araya gelerek daha büyük parçacıklara dönüştü. Güneş rüzgarı, hidrojen ve helyum gibi daha hafif elementleri Güneş’e daha yakın bölgelerden uzaklara doğru süpürdü ve iç kısımlarda sadece ağır, kayaç malzemeler karasal dünyaların oluşumunda kullanmak üzere kaldı. Ancak Güneş’ten biraz daha uzakta, güneş rüzgarları daha hafif elementler üzerinde daha az etkiye sahipti ve bu da onların o bölgelerde gaz devleri halinde birleşmelerine izin verdi. Bu şekilde asteroitler, kuyruklu yıldızlar, gezegenler ve uydular oluştu.
Bazı öte gezegen (diğer yıldızların etrafında dolanan gezegenler) gözlemleri, baskın oluşum süreci olarak çekirdek toplanma modelini onaylıyor gibi görünüyor. Çekirdeklerinde daha fazla “metal” bulunan yıldızlar (metal; gökbilimcilerin hidrojen ve helyum dışındaki elementler için kullandığı bir terimdir), metal açısından fakir kuzenlerinden daha fazla dev gezegene sahiptir. NASA’ya göre, çekirdek toplanma modeli, küçük, kayaç dünyaların büyük gaz devlerinden daha yaygın olması gerektiğini göstermektedir.
2005 yılında, güneş benzeri bir yıldız olan ve bizden yaklaşık 250 ışık yılı uzaklıktaki HD 149026 adlı sistemin yörüngesinde bulunan devasa bir çekirdeğe sahip dev bir gezegenin keşfi, çekirdek toplanma modelinin geçerliliğini güçlendiren bir öte gezegen örneğidir. Bilim insanları, gezegenin çekirdeğinin Dünya’dan yaklaşık 70 kat daha büyük olduğunu buldu; NASA’nın araştırmayla ilgili açıklamasına göre, bunun çöken bir buluttan oluşamayacak kadar büyük olduğuna inanıyorlar. Dolayısıyla böylesi bir gezegenin ancak çekirdek toplanması ile oluşması mümkün görünmektedir.
- Çakıl Toplanma Modeli
Çekirdek toplanma modeli için en büyük zorluk zamandır – atmosferlerinin daha hafif bileşenlerini kapmak için yeterince hızlı büyük gaz devleri inşa etmek için yeterli zaman yoktur. 2015 yılında yayınlanan araştırmaya göre, daha küçük, çakıl boyutundaki nesnelerin, önceki çalışmalara göre bin kata kadar daha hızlı dev gezegenler oluşturmak için nasıl birleştiği üzerine yoğunlaşmıştır.
Bir astronom olan çalışmanın başyazarı Harold Levison, “Bu, gezegenlerin oluştuğu güneş bulutsusu için oldukça basit bir yapıyla başladığınızı ve gördüğümüz dev gezegen sistemiyle sonuçlandığını bildiğimiz ilk modeldir.” açıklamasını yapmıştır
2012 yılında, İsveç’teki Lund Üniversitesi’nden araştırmacılar Michiel Lambrechts ve Anders Johansen, geriye kalan küçük molozların hızla dev gezegenler inşa etmenin anahtarı olduğunu öne sürdüler. Levison, “Daha önce önemsiz olduğu düşünülen bu oluşum sürecinden arta kalan çakılların aslında gezegen oluşturma sorununa büyük bir çözüm olabileceğini gösterdiler.” demiştir.
Levison ve ekibinin geliştirdiği simülasyonlarda, daha büyük nesneler belalı gibi davrandı ve çok daha hızlı büyümek için orta büyüklükteki kütlelerden çakıl taşları kaptı. Yine Southwest Araştırma Enstitüsünde ortak yazar Katherine Kretke, verdiği demeçte, “Büyük adam temelde küçüğüne zorbalık ediyor, böylece tüm çakıl taşlarını kendileri yiyebiliyorlar ve dev gezegenlerin çekirdeklerini oluşturmak için büyümeye devam edebiliyorlar” açıklamasında bulunmuştur.
- Disk Kararsızlık Modeli
Diğer modeller gaz devlerinin oluşumunu açıklamakta zorlanmaktadır. Çekirdek toplanma modellerine göre süreç, birkaç on milyon yıl alacaktır. Oysa ki bu süre, erken güneş sisteminde var olmuş olan hafif gazlardan daha uzun bir süreye denk gelmektedir. Demek ki oluşum süreci bu kadar uzun sürmemelidir, çünkü hafif gazlar bu kadar uzun süre güneş sisteminde var olmadılar.
Colorado, Boulder’daki Southwest Araştırma Enstitüsü’nde araştırmacı olan Kevin Walsh’a göre de dev gezegenler birkaç milyon yıl gibi gerçekten hızlı bir şekilde oluşmaktadır. Bu da bir zaman sınırı yaratıyor çünkü güneşin etrafındaki gaz diski sadece 4 ila 5 milyon yıl boyunca var olabildi.
Disk kararsızlığı adı verilen nispeten yeni bir teori bu zorluğu ele alıyor. Gezegen oluşumunun disk kararsızlık modelinde, gaz ve toz topaklanmaları güneş sisteminin ömrünün başlarında birbirine bağlanır. Zamanla, bu topaklanmalar yavaş yavaş dev bir gezegene dönüşür.
Yeni modeller, gezegenlerin hızla yok olan daha hafif gazları yakalamalarına izin vererek, 1000 yıl kadar kısa bir sürede bu şekilde oluşabileceğini öne sürüyor. Ayrıca, onları güneşe doğru ölüm yürüyüşünden alıkoyan yörüngesel kararlılık kütlesine hızla ulaşmasını sağlamaktadır. Böylece sahip oldukları karalı yörüngeleri ile güneşin kütle çekimine kapılıp üzerine düşmekten kurtulurlar.
Bilim insanları, diğer yıldızların çevrelerindeki ve güneş sisteminin içindeki gezegenleri incelemeye devam ettikçe, gaz devlerinin nasıl oluştuğunu daha iyi anlayacaklardır.
ALMA’nın Gözünden Yıldız ve Gezegen Oluşumu
ALMA (Atacama Büyük Milimetre/milimetre-altı Dizisi), Şili’nin kuzeyinde Atacama Çölü’nde yüksek bir platoda bulunan astronomik girişimölçer (interferometre) özellikli radyo teleskoplarıdır. ALMA, gezegen oluşumunun tüm aşamalarını inceler: gezegen öncesi diskleri – gezegen embriyolarını – yüksek çözünürlükte araştırır; oluşum sürecinde gezegenlerin artan parlaklığını ve sıcaklığını tespit edebilir ve dev gezegenlerin diskler içindeki yörüngelerini nasıl temizlediğini doğrudan tespit edebilir. ALMA, yıldızların yörüngesindeki minik etkileri ölçerek daha fazla gezegen bulabilir ve oluşum halindeki bu gezegenlerin kütlesini ölçmeye olanak tanır. Ayrıca, gaz kaybolduktan sonra yıldızların etrafında kalan toz disklerini ve kalıntıları da inceleyebilir.
Bir diskin 950 GHz’deki ALMA gözlemlerinin simülasyonu (Wolf & D’Angelo, 2005) Şekil 5’te gösterilmektedir. 0,5 Güneş kütleli bir yıldızın etrafında yörünge yarıçapı 5 astronomik birim (bir astronomik birim Güneş ve Yer arasındaki uzaklıktır ve yaklaşık 150 milyon km.’dir) ve 1 Jüpiter Kütlesi olan gömülü bir gezegen oluşumunu göstermektedir (Şekil 5). Varsayılan mesafe, şekilde de gösterildiği gibi 50 pc veya 100 Parsec’tir (Parsec; astronomide kullanılan mesafe birimi olup değeri 1 Parec = 3,26 ışık yılıdır). Simülasyondaki disk kütlesi, Boğa’daki Kelebek Yıldız’ın (IRAS 04302+2247) sahip olduğu disk kütlesine ayarlanmıştır. ALMA ile elde edilecek görüntülerin çözünürlüğü, yalnızca nesne yaklaşık 50-100 pc’den fazla olmayan bir mesafede ise gezegenin çevresindeki sıcak tozun algılanmasına izin vermektedir. Ayrıca gezegenin çevresindeki tozun ışınımının gözlemlenmesi, yalnızca en büyük çevresel diskler durumunda mümkün görünmektedir.
Şekil 5. 1 Jüpiter kütle gömülü bir gezegene sahip diskin ALMA gözlemlerinin simülasyonu. (Kaynak: astronomy.com: Roen Kelly)
Yapılan simülasyona göre; gezegensel ışınımın etkisi, belirgin bir gezegen ısınması durumuyla karşılaştırıldığında oldukça parlak bir gezegen durumuna işaret etmektedir. İkinci ısıtma kaynağının önemi, yani merkezi yıldızdan gelen ışınım, yıldızın gezegene olan kütle oranının sabit kabul edildiği simülasyonlarda yıldızın kütlesi (ya da ışıtması) arttıkça arttığını göstermektedir.
Hareket Halindeki Gezegenler
Başlangıçta bilim insanları, gezegenlerin güneş sistemindeki mevcut konumlarında oluştuğunu düşündüler. Ancak öte gezegenlerin keşfi işleri sarstı ve en büyük kütleli dünyalardan en azından bazılarının komşuları aracılığı ile göç etmiş olabileceklerini ortaya çıkardı.
2005 yılında Nature dergisinde yayınlanan üç makale, araştırmacıların Fransa’da konuyu ilk tartıştıkları şehre atfen “Nice Modeli” adını verdikleri bir fikri özetledi. Bu modele göre, güneş sisteminin ilk günlerinde, dev gezegenlerin, bugün olduğundan çok daha kompakt olan dairesele yakın yörüngelere bağlı olduğu öngörülür. Neptün’ün şimdiki yörüngesinin hemen ötesinde, Dünya-güneş mesafesinin yaklaşık 35 katına kadar uzanan büyük bir kaya ve buz diski onları çevrelemektedir.
Gezegenler daha küçük cisimlerle etkileşime girdikçe bu cisimlerin çoğu güneşe doğru saçıldı. Süreç, büyük gezegenlerin daha küçük nesnelerle enerji ticareti yapmasına neden oldu ve Satürn, Neptün ve Uranüs’ü güneş sisteminin daha da dışına gönderdi. Sonunda küçük nesneler Jüpiter’e ulaştı ve bu onların Jüpiter’in güçlü çekim etkisiyle güneş sisteminin kenarına ya da tamamen dışına fırlatılmasına neden oldu.
Jüpiter ve Satürn arasındaki hareket, Uranüs ve Neptün’ü daha da dış merkezli (eksantrik) yörüngelere sürükledi ve çifti doğruca kalan buz diskine gönderdi. Bu diskteki malzemenin bir kısmı güneş sisteminin daha iç kısımlarına doğru fırlatıldı ve “Geç Ağır Bombardıman” olarak bilinen olaya, yani karasal gezegenlere yoğun bir şekilde çarpmalarına neden oldu. Diğer kalan malzemeler ise dışarıya fırlatılarak günümüzde de varlığını sürdürmeye devam eden Kuiper Kuşağı’nı oluşturuldu.
O dönemde Neptün ve Uranüs yavaşça dışa doğru hareket ederken yer değiştirdiler. Böylece günümüzdeki gezegen sıralamasına kavuştular. Sonunda, kalan enkazla etkileşimler, çiftin güneşten şu anki mesafelerine ulaştıkça daha dairesel yörüngelere yerleşmesine neden oldu.
Tüm bu harekeli oluşum sürecinde güneş sistemi bir veya iki dev gezegenin Güneş’ten uzağa fırlatmış olabilir. Southwest Araştırma Enstitüsü’nden gökbilimci David Nesvorny, erken dönemde gerçekleşen bu tür olayları anlamak için güneş sisteminin bu dönemlerini modelledi. Öyle görünüyor ki erken dönemde güneş sistemi muhtemelen Neptün kadar kütleye sahip, etrafa saçılmış halde ve günümüzden çok daha fazla gezegen içeriği ile oldukça farklıydı.
Yer’i Özel Kılan Su Nereden Geldi?
Gezegenler oluştuktan sonra bile, günümüz ile karşılaştırıldığında güneş sisteminin kendisi tam olarak tanınabilir değildi. Yer, birçok bilim insanının yaşamın evrimine katkıda bulunduğu düşünülen yüksek su içeriği nedeniyle diğer gezegenlerden ayrılır.
Ancak gezegenin mevcut konumu, erken güneş sisteminde su toplamak için çok sıcaktı, bu da hayat veren sıvının Yer oluştuktan sonra toplanmış olabileceğini düşündürdü.
Küçük bir not: bilim insanları hala bu suyun nereden gelmiş olabileceğini bilmiyorlar. Başlangıçta, araştırmacılar kuyruklu yıldızların suyu Yer’e taşıdığından tahmin etmişlerdi. Ancak 1980’lerde Halley kuyruklu yıldızı ve Avrupa Uzay Ajansı’nın Rosetta uzay aracı tarafından daha yeni yapılan araştırmalar da dahil olmak üzere birçok görev, güneş sisteminin eteklerinden gelen buzlu malzemenin bileşiminin, Yer’inki ile tam olarak uyuşmadığını gösteriyor.
Bilim insanları, Yer’in su kaynağını ortaya çıkarmak için güneş sisteminin başka yerlerinde benzer suya sahip cisimler aramaktadırlar. Yer’deki her 10.000 su molekülünden üçü normal su molekülü değildir ve bunlar ağır su molekülleri olarak adlandırılır.
Normal bir su molekülü iki hidrojen atomu ve bir oksijen atomundan oluşur. Ağır suda ise normal bir hidrojen atomu, çekirdeğinde fazladan bir nötron olması dışında hidrojene benzeyen döteryum ile değiştirilir. Normal bir hidrojen atomunun çekirdeğinde yalnızca bir proton varken, döteryum ekstradan bir nötrona sahiptir. Yani ağır su iki döteryum ve bir oksijenden oluşmaktadır (Şekil 6).
Şekil 6. Ağır su, hidrojen yerine döteryum içerir. Döteryum, çekirdeği bir proton ve bir nötron içeren bir hidrojen izotopudur, oysa normal hidrojen sadece bir proton içerir. Bir numunedeki ağır suyun normal suya oranı, bilim insanlarına Yer’deki suyun nasıl oluştuğu hakkında bilgi verir. Araştırmacılar bu bilgiyi Yer’in suyunun kökenini çözmek kullanırlar.
Asteroit kuşağı, Yer için başka bir potansiyel su kaynağıdır. Birkaç meteorit, yaşamlarının erken dönemlerinde içerdikleri ağır su ve normal su oranları, Yer’inki ile benzer olabileceği düşünülmektedir. Bu nedenle göktaşı çarpmaları, gezegen için başka bir su kaynağı olabilir. Meteoritlerin günümüzde daha az su içermelerinin neden ise güneş olabilir, zamanla su miktarları farklılaşmış olduğu tahmin edilmektedir.
Son zamanlarda, bazı bilim insanları, erken dönemde Yer’in su toplamak için çok sıcak olduğu fikrine bile meydan okumaktadır. Gezegen yeterince hızlı oluşmuşsa, buzlu taneciklerden gerekli suyu buharlaşmadan önce toplamış olabileceğini iddia ediyorlar.
Suyu Yer’e getiren süreç ne olursa olsun, muhtemelen Venüs ve Mars’a da aynı şeyi yapmıştır. Ancak Venüs’teki yükselen sıcaklıklar ve Mars’taki incelen atmosfer, bu dünyaların sularını tutmasını engelledi ve bu da bugün bildiğimiz kuru gezegenlerin oluşmasına neden oldu.
Hazırlayan: Dr. Tuncay DOĞAN
Kaynakça