Dünya Fizik / Astrofizik Jüpiter Mars Neptün Satürn Tüm Yazılar Uranüs

Güneş Sistemi Teorileri 3: Modern Laplace Teorisi

Güneş Sistemi’nin oluşumunu açıklamaya çalışan teorileri geçmişten günümüze doğru anlatmaya çalıştığımız yazı dizimizi eğer okumadıysanız, öncelikle birinci ve ikinci bölümlerini okumanızı öneririz.

Laplace’ın ortaya attığı orjinal teorideki açısal momentum sorunu Roche’nin denemesinden başlayarak 100 yılı aşkın süre boyunca çözülmeye çalışılmış, bir çok farklı model denenmiştir. Bu uğraşlar sayesinde Güneş Sistemi’nin oluşum sürecindeki farklı olaylara zaman içinde açıklıklar getirilmiş, 1974’te astronom Andrew Prentice tarafından Modern Laplace Teorisi adı altında daha bütünlüklü bir teori oluşturulmuştur. Teori, kendisinden birkaç sene önce ortaya konulan Güneş Nebulası Teorisi’nin bir devamı gibi durmasının yanında gezegen oluşumlarını ele alışı Protoplanet Teorisi ile benzerlik taşır.

orion_nebula_complex_wide

Fotoğrafta görülen Orion bulutsusu 3.5 parsek (1 parsek = 3.26 ışık yılı) büyüklüğündedir ve 700 civarı yıldıza ev sahipliği yapmaktadır.

Güneş Sistemimizi oluşturan ana nebulanın çapının 20 parsek (1 parsek = 3.26 ışık yılı, yani 31 trilyon km) olduğu düşünülmektedir. Güneş sistemi bu nebulanın sadece 0.01-0.1 parsek çapındaki bir parçasının çökmeye, yoğunlaşmaya başlamasıyla meydana gelmiştir.

Güneş öncesi nebulası adını verdiğimiz bu parçada yoğunlaşmaya neden olan, daha doğrusu katalizör görevi gören şeyin süpernovalardan yayılan şok dalgaları olabileceği tahmin edilmiştir. Bu şok dalgaları sayesinde ortamdaki gaz ve toz kümelenmeye başlar ve kütleçekimi etkisiyle yıldız sistemleri meydana gelir. Süpernovalar kütlesi oldukça yüksek olan ve dolayısıyla kısa ömürlü olan yıldızların ömürlerinin sonuna gelince infilak etmeleri sonucu etrafa şok dalgasıyla birlikte içlerindeki materyali de saçarlar.

Demir elementinin kararsız izotoplarından olan 60Fe ve benzer şekilde aluminyum izotopu 26Al, sadece süpernova patlamalarıyla ortaya çıkan ürünlerdendir ve Dünya’ya düşmüş meteoritlerde bu izotoplar bulunmuştur. 60Fe daha eser miktarda bulunduğu için Güneş Sistemi’ni oluşturan etkiyi yaratacak patlamadan çok daha önceki çevrimlerden arta kaldığı düşünülmektedir fakat 26Al miktarı, etrafta 20 Güneş kütlesinden daha büyük bir yıldızın Güneş Sistemi oluşmadan önce patladığını ve sistemimizi oluşturacak gaz ve toza etki ettiğini doğrulamakta.

Supernova’dan gelen şok dalgasının etkisiyle kümelenmeye başlayan bulutsu kütleçekimsel olarak baskın hale geldiğinde çökmeye başlar. Merkezde yoğun bir çekirdek oluştuktan sonra kütleçekimsel alan büyüyüp etraftaki gazları da çekmeye başlar ve daha da büyür. Akresyon adı da verilen bu süreçle etraftaki gazlar sistemin içine dahil edilir ve sistem dışarıdan bağımsız bir hale gelir. Bu andan itibaren içsel süreçlerle evrilme devam eder. (bkz: virial kuramı) (bkz: jeans kriterleri)

Merkezdeki çekirdek, etrafından madde aldıkça daha az hacme sıkışan bulutsu açısal momentumunu korumak için çok daha hızlı bir şekilde dönmeye başlar. (bir patencinin kendi etrafında dönmeye başladığı sırada kollarını ve bacaklarını bir araya topladığında hızlanması da aynı nedenden dolayıdır.) Sisteme yandan baktığımız zaman, nebulanın yukarısından ve aşağısından çekilen parçacıkların çarpışmaları ve dikey enerjilerini bu şekilde yok etmeleri nedeniyle sistem yüksekliğini kaybedip genişleyerek bir disk şeklini almaya başlar. Gezegenlerin Güneş ile neredeyse aynı düzlemde yer almalarının nedeni budur. (bkz: çökme zamanı ve disk oluşumu)

starbirthdisc477512

Bu ilustrasyonda görülen başlangıç diski ortalama 100 AU genişliktedir. Merkezinde proto yıldız olan bu diskte açısal momentum ve sıcaklık nedeniyle gazlar kenarlara doğru gittikçe genişleyen bir biçimde ilerlerken daha ağır maddeler kütleçekimi etkisiyle içeriye doğru sürüklenir. Nebula ortalama 100,000 yıl içinde disk şeklini almıştır.

Disk küçülmeye devam ederken 10 milyon yıl içinde dış gezegenler oluşur. Kaya gezegenlerin oluşması 10-100 milyon yıl içinde gerçekleşir. 50 Milyon yıl içinde ise merkezdeki T-Tauri benzeri proto yıldızın (ön yıldız) kütlesinin yarattığı basınç ve sıcaklık Hidrojen füzyonu başlatacak seviyeye ulaşır, Güneş doğar.

Maddenin nasıl dağıldığına bakacak olursak; bu disk oluşumu sırasında Güneş’e 4 AU (1 AU “astronomik birim” = 150 milyon km) kadar yakın konumlarda hafif gazlar sıcaklık ve basınç dolayısıyla kendilerine yer bulamazken yüksek sıcaklıklarda yoğunlaşma özelliğine sahip olan Kalsiyum ve Alüminyum açısından zengin oluşumlar Güneş’e yakın konumlarda toplanmaya başlarlar.

Kalsiyum-Alüminyum oluşumlarının biraz daha ötesinde ise milimetre ve daha ufak ölçeklerde Krondül adı verilen ve serbestçe dolaşan erimiş damlalar olan silikat küreleri oluşur. En yaygın meteorit tipi olan Krondrit’lerde yani kaya meteoritlerinde bulunurlar.

Yoğunlaşan bu gibi moleküllerin ve demir, nikel alüminyum gibi metal elementlerinin birleşmesiyle oluşan taş ve kaya parçacıkları Güneş Sistemi’nin iç kesimlerinde, çapı 10km’ye varan, Planetesimal‘ler adını verdiğimiz yapıları meydana getirmeye başlarlar ve disk halkalı bir yapıya dönüşme sürecine girer.

Allende_meteorite

Fotoğrafta Allende meteoritinden bir kesit görülmekte. Meteoritin üstündeki beyaz lekeler Güneş sisteminin ilk zamanlarında oluşmuş olan Kalsiyum-Alüminyum’lardır.

Gaz ve tozdan oluşan bu diskin iç kısımlarında su molekülleri sıcaklıktan dolayı kristalleşip donamaz. Dış kısımlara doğru gidildikçe, buz hattının ötesinde su molekülleri donmaya başlar. İç kısımlardaki metaller ve silikatlara göre çok daha yüksek miktarda bulunan bu moleküller, donup çarpışmaya ve daha büyük yapıları; buz kayaları oluşturmaya başlarlar. Yeterince büyüyüp gezegenimsiler halini aldıklarında hızlı bir şekilde birkaç milyon yıldır var olan gaz diskinin en büyük parçasını oluşturan hidrojen ve helyum ile beslenmeye başlarlar. 3 milyon yıl içinde Dünya’nın kütlesinin 4 katı kadar kütle kazanabilirler ve bu gezegenimsiler 10 milyon yıl içinde gaz devlerini oluştururlar.

Bu sebeple güneş sistemimizdeki dış gezegenler, iç gezegenlere oranla çok daha hızlı bir şekilde oluşmuştur. Jüpiter’in buz hattının hemen ötesinde olması bir rastantı değildir. Buz hattına geçince yoğunlaşmaya başlayan materyaller bir bariyer görevi görerek ortalama 5 AU uzaklıkta birikmeye neden olmuş ve gezegenimsinin oluşum sürecini hızlandırmıştır. Satürn ise Jupiter’den birkaç milyon yıl sonra oluşumunu tamamlamıştır, Jüpiter’den daha düşük kütleli olmasının nedeni etraftaki hidrojen ve helyum gazlarının büyük bir kısmının daha önce Jüpiter tarafından ele geçirilmesinden kaynaklanmaktadır.

olusumdiski54454545

Uranüs ve Neptün‘ün ise günümüzde bulundukları bölgede oluşma ihtimali düşük görülmekte. Materyal dağılımına bakıldığı zaman bu kadar fazla kütleye sahip olmaları oldukça zor görünmesinin yanında, oluşmaları için geçen süre de birkaç yüz milyon yıla yayılıyor. Bu nedenle Uranüs ve Neptün’ün Güneş’e daha yakın bir konumda, Jüpiter ve Satürn civarlarında gezegen çekirdeklerini oluşturduklarını ve daha sonra yörüngelerinin değiştiğine dair geliştirilmekte olan yörünge göçü modellerinden Nice 2 Modeli günümüzde çalışılmakta. Bu teoriye göre, buz devleri ilk evrelerinde rezonansa (Satürn ve Jüpiter’in kütleçekimsel itimine) kapılmış durumdalar ve oluşumlarından milyonlarca yıl kadar sonra günümüzdeki yörüngelerine yerleşiyorlar.

Dış gezegenlerin yaşadıkları rezonanslar ve yörünge göçleri, Güneş sisteminin daha dış bölgelerindeki yapıların oluşumunda da pay sahibiler.

Neptün’ün ötesindeki Kuiper kuşağı, saçılma diski ve Oort Bulutu buzul yapıya sahip olan kuyrukluyıldızların kaynağını oluşturmaktalar. Güneş’ten oldukça uzakta olan bu bölgelerde yeterli kütle olmadığı için madde akresyona (kümelenmeye) uğrayamaz ve gezegenler oluşturamaz. Kuiper kuşağı günümüzde 30-55AU uzaklıkları arasında olsa da Güneş sisteminin ilk zamanlarında daha yakın konumdaydı ve yoğunluğu daha fazlaydı. Dış kısımları 30AU’ya kadar uzanırken içeride günümüzde Neptün ve Uranüs’ün bulunduğu yörüngeleri kapsamaktaydı.

olusumdiski454784212

Çizimde yeşil yörünge Jupiter’i, turuncu yörünge Satürn’ü, turkuaz yörünge Uranüs’ü ve koyu mavi yörünge Neptün’ü temsil etmekte.

Modele göre Jüpiter ve Satürn’ün, yörüngelerini temizlerken ilk 500 milyon yıl içinde 2:1 oranında rezonansa girmeleri (yani Satürn Güneş çevresinde 2 tam tur atarken Jüpiter’in 1 tam tur atması), çevrelerinde kütleçekimsel bir itki etkisi oluşturuyor ve bu nedenle önceden Güneş’e daha yakın olan Neptün, Uranüs’ün ötesine doğru sürükleniyor. Bu sırada eski Kuiper Kuşağı kalıntılarını da süpürüyor. Buz devlerinin yörüngelerinin ötelenmesiyle birlikte daha dışarıdaki ufak buz kayaları da onların çekim etkisiyle birlikte iç bölgelere doğru yöneliyorlar. Jüpiter’in etkisiyle çok daha eliptik ve parabolik yörüngelere girmeye başlayan bu cisimlerin bir kısmı sistemin dışına doğru yol almaya başlıyor ve Oort Bulutu’nun da bu şekilde olduştuğu tahmin ediliyor.

oort-cloud457821

Buz hattından daha yakınlarda ise diskteki katı materyalleri bünyesine katan gezegenimsiler, biraz daha karmaşık bir oluşum süreci geçirirler. Güneş sisteminin iç kesimindeki silikat ve metal ağırlıklı cisimler çarpışmalar ve birleşmeler sonucu 1km civarı boyutlara ulaştıklarında, yakın çevrelerini kütleçekimsel olarak etkileyebilen planetesimal’ler dediğimiz ufak parçaları; gezegenimsi parçalarını oluştururlar. Bir çok planetesimal çarpışmalar sonucu dağılır fakat aralarından bazıları çekimlerine kapılan ve türbülanslar sonucu bünyesine dahil ettiği kaya parçalarıyla sıkışmaya ve büyümeye devam eder. Böylelikle boyutları birkaç yüz km’yi bulan gezegenimsileri oluşur.

Çarpışmaya ve birleşmeye süreçleriyle Güneş Sistemi’nin erken dönemlerinde 50-100 civarı Ay/Mars büyüklüğünde gezegenimsi oluştuğu tahmin edilmektedir. 100 milyon yıl süresince bu gezegenimsiler kütleçekimsel olarak birbirlerini etkiler, çarpışmaya ve büyümeye devam ederler ve sonucunda 4 adet iç gezegeni (Merkür, Venüs, Dünya, Mars) oluştururlar.

theia-smashes-earth

Bu dönemin sonlarına doğru ortalama büyüklüğü Mars kadar olan gezegenimsilerden birinin Dünya’ya çarpması sonucu ise uydumuz Ay oluşmuştur.

İlk 10 milyon yılda dış gezegenler, 100 milyon yılda ise iç gezegenler oluşmakta. Fakat hem iç gezegenlerin oluşum sürecinden arta kalan planetesimaller, hem de dış gezegenlerin yörünge değişimleri nedeniyle Kuiper Kuşağı ve saçılım diskine etki etmeleri nedeniyle; Güneş Sistemi’nde 4.1-3.8 milyon yıl öncesine uzanan, iç gezegenlere yönelik yüksek sayıda meteorit çarpışmasının yaşandığı düşünülen Ağır Bombardıman Dönemi adı verilen bir zaman aralığı vardır. Ay’daki en büyük kraterler incelendiğinde tarihlenmeleri bu zaman aralığına denk gelir. Dünya’daki suyun da bir kısmı bu dönemde çarpan buz meteoritlerinden gelmektedir.

ay45478211255

Geç Ağır Bombardıman dönemi sonlarında artakalan planetesimal’lerinin bazıları gezegenlerin yörüngeleri tarafından yakalanıp uyduları meydana getirir. Mars’ın uyduları ve Jüpiter gibi devlerin yüksek deklinasyona sahip uyduları bu şekilde yakalanmış cisimlerdir.

Asteroid kuşağı da iç gezegenlerin oluşum döneminde gezegenimsilerin olduğu bir bölgedir. Fakat dev gezegenlerin yörünge değişiklikleri döneminden kalma parçalar pek yoktur. Daha çok Ağır Bombardıman Dönemi sonrası arta kalan gezegenimsiler ve asteroidlerden oluşur. Jüpiter’in çekim gücü nedeniyle yörünge hızları, enerjileri yükseldiği için çarpışma şiddetleri birleşmelerini sağlamaktan çok parçalanmalarını sağlayacak düzeyde olmaktadır.

Taylan Kasar

Hep daha fazla okumak gerekir...

Yazar Hakkında

Zafer Emecan

Bir astronomi işçisi. Kozmik Anafor’un kurucusu, her şeyi ve hiçbir şeyi. Alakasız üniversiteler bitirmiş olmasına rağmen, içinden atamadığı gökbilim sevgisini kaleme, klavyeye, araştırmalara dökmeye çalışan, haddini bilen, ama bazen aşan amatör bir bilimci.