Erken Güneş sistemi çok daha kalabalıktı ve sistemi oluşturan gezegenciklerden bazıları yakınlarındaki diğerleri ile çarpışarak büyümek suretiyle gezegenleri oluşturdular. Yani mevcut gezegenler bir tür “doğal seçilim”den süzülerek bugüne varabilmiş olanlardır.
Yazar: Prof. Dr. K. Yavuz Ekşi
İTÜ Fen-Edebiyat Fakültesi Fizik Mühendisliği Bölümü
Giriş
Dünya bize hep varmış ve hep varolacakmış gibi görünse de Dünya’nın ve onu barındıran Güneş sisteminin 4,6 milyar yıl önce oluştuğunu, bir evrim sürecinden geçtiğini ve sonlu bir ömrü olduğunu biliyoruz. Bu süreç içerisinde gezegenlerin sayısı ve Güneş’e uzaklıkları da epeyce değişti.
Güneş sisteminin oluşumu ve evrimi hakkında düşünebilmemizin ilk adımı Güneş’i sistemin merkezine, Dünya’yı da onun etrafındaki yörüngeye yerleştiren Güneş merkezli evren modelinin genel kabul görmesiydi. Bu model, Susam adasında yaşamış Aristarchus tarafından M.Ö. 250 gibi erken bir tarihte önerilmiş olsa da 17. yüzyılın sonuna kadar yaygın olarak kabul görmedi.
Gezegenlerin daha önce mistik anlamlar yüklenen yörüngeleri ancak Güneş’i gezegen sisteminin özeğine yerleştirdikten sonra Newton’un hareket yasaları ve kütleçekim kuramıyla açıklanabilmiştir. Bu başarılar, Güneş sisteminin oluşumunun da aynı yasalarla anlaşılabileceği ümidini oluşturmuştur. Böylece Güneş sisteminin oluşumunu açıklamak için pek çok hipotez ortaya atılmıştır. Güneş sisteminin oluşumunu açıklayan bir kuramdan beklentilerimiz şunlar olabilir:
-Fiziksel ilkelere (enerjinin korunumu, momentum, kütleçekim yasası, hareket yasası, vb) uymalı,
-Gözlemlenen olguların tümünü açıklayabilmeli,
-Ötegezegen sistemlerinin gözlenen özelliklerini de açıklayabilme potansiyeli olmalı.
Bugün genel kabul gören bulutsu hipotezine göre Güneş sistemi, bir bulutsunun kendi kütleçekimi altında çökmesiyle oluşmuştur. Bu çöküşün merkezinde Güneş oluşurken, çöken bulutsu açısal momentumu nedeniyle giderek daha hızlı dönmeye başlamış ve Güneş etrafında bir disk oluşturmuştur. Gezegenler de bu diskteki maddenin çökelmesi ile oluşmuşlardır. Bu model 18. yüzyılda Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant ve Pierre-Simon Laplace tarafından ortaya atılmıştır.
Galaksimizin düzleminde çokça gaz ve toz vardır. Yıldızlar moleküler gaz bulutlarının (Şekil 1) öz-kütleçekimleri altında çökmesiyle oluşur. Bu gaz ve toz bulutları bir miktar açısal momentuma sahip olduğundan ön-yıldız etrafında bir disk oluşturabilir. Dahası bu türden disklerin genç yıldızlar etrafında gözlemleniyor oluşu (Şekil 2) bulutsu hipotezini çok güçlü kılmaktadır.
Peki ama bu bulutsu hipotezi güneş sistemi hakkında tüm bildiklerimizi detaylı biçimde açıklayabilir mi? Sahi gezegenler bu diskten nasıl oluşur? Önce Güneş sisteminin bilinen özelliklerini sıralayıp bulutsu hipotezini birazcık sınayalım.
Güneş sisteminde kütle ve açısal momentum dağılımı
Güneş, sistemdeki toplam kütlenin yüzde 99.86’sına sahiptir. En büyük gezegen, Jüpiter, tüm diğer gezegenlerin toplamının iki katından fazla kütleye sahip olmasına karşın kütlesi gene de Güneş’inkinin yaklaşık binde biri kadardır. Güneş sistemini ilk yaklaşıklıkta Güneş ve Jüpiter’den oluşmuş gibi düşünebiliriz.
Güneş sistemi sadece Güneş ve etrafında belirli yörüngelerde dönen 8 gezegenden ibaret değildir. Güneş sistemi, bu gezegenlerin uyduları, Mars ve Jüpiter arasındaki asteroit kuşağı, Neptün ötesindeki cüce gezegenler ve gezegenciklerden oluşan Kuiper kuşağı, buzlu gezegenciklerle dolu Oort bulutu, meteorlar, asteroitler ve gezegenler-arası tozu da içeren oldukça karmaşık bir sistemdir. Bu öğelerin toplam kütlesi Güneş’in kütlesiyle kıyaslandığında çok küçük kalsa da varlıkları Güneş sisteminin evrimini anlamamız için çeşitli ipuçları sunar. Zira bunların bir kısmı gezegen sisteminin oluşumundan geriye kalan artıklardır.
Tüm gezegenler sistemdeki kütlenin %0,135’ine sahiptir. Güneş ve gezegenlerin toplamı olan % 99,995’ten geriye kalan kısımda en büyük pay kuyrukluyıldızlarda olup sırasıyla uydular, cüce gezegenler, meteoritler ve gezegenler-arası ortamda pay edilmiştir.
Güneş sisteminin evrimini anlamak için kritik bir parametre açısal momentumdur. Bu, dönme eksenine olan uzaklık, dönüş hızı ve kütle ile belirlenen bir büyüklüktür. Açısal momentum vektörel bir büyüklüktür yani bir yönü vardır. Bu yön gezegenin Güneş etrafındaki yörüngesinin düzlemine diktir. Gezegenler ve Güneş kendi eksenleri etrafında döndükleri için de açısal momentuma sahiptir. Güneş, sistemdeki kütlenin neredeyse tamamını barındırsa da toplam açısal momentumun yalnızca %0,3 kadarına sahiptir. Açısal momentumun %99’u gezegenlerin yörüngesel açısal momentumundadır. Burada en büyük payı %60 ile Jüpiter alır.
Güneş sisteminin kökenine ilişkin kritik bir ipucu şudur: Güneş sistemindeki tüm gezegenler Güneş etrafında aynı yönde, tutulum (ekliptik) düzleminin kuzeyinden aşağı bakıldığında saat yönünün tersine, dönmektedirler (Şekil 3, sol panel). Güneş’in kendisi de bu yönde dönmektedir. Bunun tek istisnası Neptün’ün en büyük uydusu Triton’un Neptün’ün dönüşüne zıt bir yönde yörüngede dönmesidir (Şekil 4). Gezegenlerin kendi eksenleri etrafındaki dönüşleri de yörüngesel dönüş ile aşağı yukarı aynı yönde olmakla birlikte iki istisna vardır: Venüs ters yönde, Uranüs ise neredeyse 90 derece yatık biçimde dönmektedir (Şekil 5). Triton’un kendi ekseni etrafındaki dönüşü de tıpkı yörüngesel dönüşü gibi Güneş sistemindeki genel dönüşe terstir (Şekil 4). Güneş sisteminin oluşumunu açıklayacak her kuramın dönüş yönlerindeki uyumu açıklarken bu tür istisnalar için de yeterince esneklik barındırması gerekir.
Gezegenlerin yörüngelerinin oluşturduğu düzlemler birbirleriyle neredeyse paraleldir (Şekil 3 sağ panel). Bu düzlemlerin birbirine göre eğimi en fazla birkaç derecedir. Güneş sistemi için önerilecek bir kuramın yörüngelerin yaklaşık aynı düzlemde oluşunu da açıklaması gerekir.
Neptün’ün yörüngesinin ötesinde binlerce nesne keşfedilmiştir ki bunlardan bazıları gene aynı bölgede dolanan cüce gezegen Pluton kadar büyüktür. Tüm bu nesnelerin yörünge düzlemleri Güneş sisteminin düzlemine göre fazlaca eğimlidir ve dış-merkezliği yüksek (yani fazlaca eliptik) yörüngelerdedirler. Güneş sistemi için önerilecek bir kuramın Neptün-ötesi cüce gezegenlerin bu tür yörünge özellikleri için de açıklama getirebilmesi iyi olurdu.
Açısal momentum vektörlerinin hep aynı yönde oluşu, tüm gezegenlerin yörüngelerinin aşağı yukarı aynı düzlemde olması ve kütlenin çoğunun merkezdeki Güneş’te toplanmış oluşu Güneş sisteminin disk biçimli bir bulutsunun evrimiyle oluştuğu düşüncesini desteklemektedir. Yani çökerek güneşi oluşturan gaz ve toz bulutu belirli bir yönde açısal momentuma sahipti ve açısal momentumun korunumu gereği çöktükçe daha hızlı dönen madde Güneş’e doğrudan düşemeyip etrafında bir disk oluşturdu. Gezegenler işte bu diskte dönen maddeden oluştuğu için aynı düzlemdedir ve aynı yönde dönmektedir. Peki ya Venüs, Uranüs ve Triton’un dönüşlerinin oluşturduğu istisnalar?
Çarpışmalar: Geçmişte sistem daha kalabalıktı
Güneş sisteminin bugününü anlamamız için kritik kavrayışlardan biri sistemin geçmişte daha kalabalık olduğu ve bu ortamda yakın geçişlerin ve çarpışmaların kaçınılmazlığıdır. Başka bir deyişle bugünkü gezegenler yörüngelerini temizleyerek büyümüştür. Bir anlamda gezegenler doğal bir seçilim sürecinin sonuçlarıdır.
Erken Güneş sisteminin kalabalık oluşu kimi gezegenlerin başka nesneleri kütleçekimsel etkisine alması için de uygun bir ortamdı. Örneğin, Mars’ın iki uydusu (Phobos ve Deimos) kütle çekimiyle ele geçirilmiş asteroitler olabilir.
Gezegenlerin dönme eksenlerinin yörünge düzlemiyle farklı açılar yapması ise Güneş sistemindeki ön-gezegenlerin birbirleriyle çarpışmasının sonucu olarak değerlendirilmektedir. Örneğin, Dünya’nın dönme eksenin yörünge düzlemiyle yaptığı 23,5 derecelik eğim açısı (ki mevsimleri buna borçluyuz) Dünya’ya Mars büyüklüğünde bir cismin çarpmış olmasına bağlanmaktadır. Bu olayın Güneş sisteminin doğumundan yaklaşık 100 milyon yıl sonra gerçekleştiği düşünülmektedir. Dahası Ay’ın da bu olayda Dünya’dan kopan madde tarafından oluşturulduğu düşünülmektedir. Zira Ay’ın kütlesinin ana gezegeninin (Dünya’nın) kütlesine oranı (0,0123) Güneş sistemindeki tüm diğer uydulardan büyüktür ve erken Güneş sisteminde dolanırken Dünya’nın kütleçekimiyle yakalanmış olamaz. Ay’ın demir çekirdeğinin olmayışı ve Ay’dan getirilen taş örneklerinin Dünya’daki kayalarla izotopik benzerlikleri Ay’ın Dünya’dan koptuğu görüşünü destekleyen bulgulardır. Venüs ve Uranüs’ün dönüş eksenlerindeki farklılıklar da erken-Güneş sisteminde yaşadıkları çarpışmalara bağlanmaktadır. Ön-gezegenler arasındaki pek de nazik olmayan bu çarpışmalar sonucu Venüs “baş aşağı”, Uranüs ve Plüton “yana” yattı.
Bu tür çarpışmalar madde alışverişi de sağlar. Örneğin, su Dünya’ya Güneş sisteminin dış kısımlarından kuyruklu yıldızlarla taşınmış olabilir.
Yaşam oluştuktan sonra bu tür çarpışmalar tabii ki felaketlere yol açar. Dinozorların kayboluşu Meksika körfezine düşen bir meteoritin yarattığı etkiyle açıklanmaktadır. Günümüzde çarpışmaların sıklığı azalmış olmakla birlikte hâlâ Dünya’ya cisimler çarpmaktadır. Elbette ki küçük cisimlerden çok vardır ve sürekli atmosferimize girmektedirler. Bunlar sürtünmeyle ısınıp çoğu yüzeye dahi ulaşamadan yok olmaktadır. Daha büyük kütleli cisimlerin Dünya’ya çarpma olasılığı çok azdır. Örneğin, dinozorları yok edebilecek büyüklükteki bir gökcisminin çarpma sıklığı 100 milyon yılda birdir.
Vizkoz diskin evrimi
Bugün bulutsu hipotezini Güneş sistemi ve ötegezegen sistemlerinin oluşumu için en makul model olarak görsek de bu modelin gözden düştüğü dönemler de olmuştur. Modele getirilen eleştirilerden en önemlisi kütlenin çoğunu barındıran Güneş’in açısal momentumunun gezegenlere göre çok küçük oluşudur. Güneşe bulutsudan aktarılan madde açısal momentumunu da aktarsaydı Güneş’in bugünkünden çok daha hızlı dönmesi beklenmez miydi? Sezgilere ve açısal momentum korunumuna aykırı görünen bu durum aslında gazdan oluşmuş disklerin evriminin doğal bir sonucudur.
Diskteki madde yaklaşık Kepler yörüngelerinde dönüyor: İç yörüngeler Güneş etrafındaki turunu daha kısa sürede tamamlıyor. Bu bir katı cisim dönmesi olmadığı için iç sürtünmeler var. Bu iç sürtünmelerin büyüklüğünü gazın vizkozitesi (akışmazlığı/ağdalılığı) belirler. Ayrıca disk içerisinde yanyana dönen iki katmanın birbirine uygulayacağı vizkoz torklar, açısal hızı fazla olan iç katmandaki maddenin hız kaybederek içeri taşınmasına, dış katmandaki maddenin de açısal momentum kazanarak Güneşten uzaklaşmasına yol açar. Yani vizkoz bir diskin evrimi kütlenin çoğunu merkeze taşırken açısal momentumu da giderek azalan miktarda maddeyle dışarı taşır; toplam açısal momentum çok küçük bir kütlenin giderek daha uzakta dönmesi sayesinde korunur. Dolayısıyla, Güneş sisteminde kütlenin neredeyse tamamının merkezde toplanmış olmasına rağmen açısal momentumun neredeyse tamamının gezegenlerde oluşu tam da disk biçimli bir bulutsunun vizkoz evrimi ile anlaşılabilecek bir durumdur.
Vizkozitenin değeri diskin evriminin zaman ölçeğini belirler: Vizkozite büyükse evrimsel zaman ölçeği küçük olur. Vizkozitenin kökeninde bir gazdaki moleküllerin çarpışarak birbirlerine momentum aktarmaları vardır. Güneş sistemindeki gaz için bu moleküler vizkozitenin değerini gazların kinetik teorisinden hesaplamak mümkündür. İyi ama bu vizkozite Güneş sisteminin evrimsel zaman ölçeğini açıklamak için yeterli büyüklükte midir? Bu gerçekten önemli bir sorudur ve kolayca görülebilir ki moleküler vizkozitenin değeri Güneş sisteminin evrimsel zaman ölçeğini açıklamak için yeterli büyüklükte değildir. Öte yandan, yeryüzündeki akışkanlardan bildiğimiz üzere çalkantılı (türbülanslı) bir gazda çalkantıyı oluşturan girdapların birbirine çarpması da momentum aktarımına yol açar. Üstelik bu toplu (kolektif) momentum aktarımı tek tek moleküllerin çarpışarak birbirlerine momentum aktarmasından mertebelerce daha etkindir. Bu tıpkı konveksiyon ile enerji iletiminin dokunma ile iletime göre daha etkin olmasına benzer.
Peki ama Güneş sistemini oluşturan disk, çalkantılı bir gazdan mı oluşmuştu? Gazdan oluşmuş diskler astrofizikte oldukça farklı bağlamlarda karşımıza çıkan tanıdık nesnelerdir. Disklerde çalkantının varlığı bu çalkantıya yol açan kararsızlıkların incelenmesi ve detaylı benzetimlerle gösterilmiştir. Dolayısıyla Güneş sistemini oluşturan diskin türbülanslı olduğunu düşünmek için elimizde gerekçeler vardır. Bu türbülans disk düzlemindeki tozların topaklanması için oldukça gereklidir.
Peki bu disk şimdi nerededir? Güneş’te nükleer füzyonlar başlayıp bir ana kol yıldızına dönüştüğünde ışıma basıncının bu gazı sistemin dışına püskürttüğü düşünülmektedir.
İki tür gezegen
Güneş sisteminin en iç bölgesindeki dört gezegen (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars) metal çekirdeklere ve katı yüzeylere sahiptir; bunlar karasal gezegen olarak sınıflandırılır. Dıştaki dört gezegen (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) ise kayalık çekirdeklere sahip olsa da sert yüzeyleri yoktur; bunlar dev-gezegen olarak sınıflandırılır. Bunlardan Jüpiter ve Satürn gaz-devi gezegenler, Uranüs ve Neptün ise buz-devi gezegenler olarak sınıflandırılır. Dev gezegenler karasal gezegenlere göre çok daha büyük kütlelidir; kendi eksenleri etrafında daha hızlı dönerler, çok daha fazla sayıda uyduları vardır ve karasal gezegenlerde pek görülmeyen halkalara sahiptirler.
Peki neden iç gezegenler küçük ve sert yüzeyliyken, dış gezegenler büyük ve gaz/buz ağırlıklıdır? Ön-gezegen diski soğudukça, diskteki malzemeler yoğunlaşır. Güneş bulutsusunun kütlece %98’i hidrojen ve helyumdan, \%2’si ise diğer tüm elementlerden (astrofizikte bunlara topluca “metal” denir) oluşmuştur. Bir bölgenin sıcaklığını Güneş’e olan uzaklığı belirler. Diski ısıtan iki önemli etken vardır: Diskteki vizkoz süreçler (yani gazın iç sürtünmesi) ve Güneş’in ışıtması. Yerel sıcaklık orada hangi moleküllerin yoğuşabileceğini belirler. Sıcaklığın yüksek olduğu Güneş yakınlarında sadece metaller ve kayalar (silikatlar) yoğuşabilir (yoğuşma sıcaklıkları sırasıyla 1400 K ve 1300 K). Güneş’ten daha uzaktaki soğuk bölgelerde su, amonyak ve metan da katı halde bulunabilir. Donma çizgisi (200 K) tam da Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında kalır. Hidrojen ve helyum her yerde gaz halindedir.
Bu bilgiler ışığında karasal gezegenlerin iç yörüngelerde olması ve daha küçük olmaları kolayca anlaşılabilir: Güneş bulutsusu soğudukça, malzeme yoğunlaşarak birkaç kilometre çapında gezegencikler oluşturdu. Daha yüksek erime sıcaklıkları nedeniyle, Güneş’e yakın sıcak iç bölgelerde sadece metaller ve silikatlar katı halde bulunabilirdi ve bunlar sonunda karasal gezegenleri oluşturacaktı. Bu elementler güneş bulutsusunun yalnızca çok küçük bir bölümünü (%0,6’sı) oluşturduğundan, karasal gezegenler çok da büyüyemezdi. Küçük karasal gezegenlerin kütleçekimi, büyük miktarda gazı yakalamak için çok zayıftır. Güneş’in yakınındaki gaz, güneş rüzgârı tarafından savrulmuştur.
Dev gezegenler daha uzakta, Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında uçucu buzlu bileşiklerin katı kalması için yeterince soğuk olan donma çizgisinin ötesinde oluşmuştur. Bu dış gezegenler H ve He’yi çekecek ve tutacak kadar büyüktür.
Bu gezegenleri oluşturan buzlar, karasal iç gezegenleri oluşturan metaller ve silikatlardan daha boldu ve en hafif ve en bol elementler olan hidrojen ve helyumdan oluşan büyük atmosferleri yakalayacak kadar büyük olmalarını sağladı. Asla gezegen olamayan enkaz artıkları ise asteroit kuşağı, Kuiper kuşağı ve Oort bulutu gibi bölgelerde toplandı.
Peki neden Uranüs ve Neptün buz devi de Jüpiter ve Satürn gaz devi? Aslında dördü de benzer konumda oluşmuş, önce buzlu cisimler biriktirerek kaya ve buzdan birer çekirdek oluşturmuşlar. Uranüs ve Neptün daha dış yörüngelere göç etmişler ve gittikleri yerde gaz biriktirememişler. Jüpiter ve Satürn ise doğdukları yerde kalarak büyük miktarlarda hidrojen gazı biriktirmişler. Gezegen göçü bugün gezegen bilimlerinin önemli bir konusu haline gelmiştir ve bu konuya birazdan yeniden döneceğiz.
Tozdan gezegenlere
Erken güneş bulutsusunda büyüklüğü nanometreden mikrometre arasında farklılıklar gösteren toz ve buz parçacıkları vardır. Bu tozların kökeni çökerek bulutsuyu oluşturan yıldızlararası ortamdır.
Güneş sistemindeki bilinen en eski katıların yaşı 4,568 milyar yıl önceye tarihlenmektedir.
Mars yaklaşık 13 milyon yıl sonra, Dünya ise 30 ila 40 milyon yıl sonra oluştu.
Dev gezegenler 10 milyon yıldan daha kısa bir sürede oluşmuş olmalıdır zira gaz halindeki gezegen-öncüsü disklerin yaşam süresi bundan daha fazla değildir.
Mikrometre altı toz parçacıklarının gezegen boyutlarında (~104 km) bir nesneye dönüşmesi 16-17 mertebelik bir büyüme gerektirir. Bu büyüme tek bir süreç ile ve sabit bir hızda gerçekleşmez; farklı büyüklük ölçeklerinde işleyen farklı mekanizmalar vardır. Bu mikrometre-altı toz taneciklerinin milimetre/santimetre ölçeğindeki çakıltaşları boyutuna ulaşması, çakıltaşlarının 100 km ölçeğinde gezegenciklere evrilmesi ve gezegenciklerin 104 km ölçeğinde gezegenlere dönüşmesi farklı süreçler ile gerçekleşir.
Başlangıçta, toz parçacıkları çarpışarak elektrostatik olarak yapışır. Bu aşamada çarpışmalar çok yavaştır ve çoğunlukla birleşmeyle sonuçlanır. Ancak bu mekanizma ile büyüme bir süre sonra zorlaşacaktır. Parçacıkların büyüklüğü milimetre/santimetre ölçeğine geldiğinde (çakıltaşı aşaması) bazı çarpışmalar birleşmeyle değil bölünme ve parçalanmayla sonuçlanacaktır. Bundan sonraki büyüme süreçleri için başka mekanizmalar gerekir.
Bu süreçlerden en önemlisi olan akış kararsızlığını (streaming instability) anlamak için gaz ve tozun yıldız etrafındaki dönüş hızlarının çok az da olsa farklı olduğuna dikkat etmek gerekir. Diski oluşturan gaz, yıldızın yakınlarında daha sıcak ve daha yoğundur. Gazı kütleçekime karşı dengeleyen sadece dönüşü değil, birazcık da bu basınç gradyenidir. Katı toz parçacıkları ise basınç gradyeni ile desteklenmediği için tam olarak Kepler hızında dönmektedir. Diskteki gazın toza göre biraz daha yavaş dönmesi çakıltaşlarının disk düzleminde topaklanarak hızla büyümesine yol açar zira bu topaklanma yerel olarak hız farkını biraz daha arttıran bir unsurdur. Akış kararsızlığının çakıltaşlarını öz-kütleçekimin de yardımıyla hızla gezegencik boyutlarına getirebileceği düşünülmektedir.
Küçük gezegencikler (R~1 km) oluştuktan sonraki ilk aşama “denetimsiz birikim” (runaway accretion) dönemidir. Böyle adlandırılmasının nedeni kütle artış hızının kütle ile artışının üstelinin 1’den büyük olmasıdır (dM/dt ∝ M4/3). Yani birim kütle başına büyüme dahi ivmelenerek artar. Bu durum, daha büyük cisimlerin küçüklerden daha hızlı büyümesine yani tercihli bir büyümeye yol açar. Denetimsiz birikim dönemi 10.000 ila 100.000 yıl arasında sürer ve en büyük cisimlerin çapı yaklaşık 1.000 km’yi aştığında sona erer.
Bir sonraki aşama “oligarşik büyüme” dönemidir. Böyle adlandırılmasının nedeni sadece yavaş yavaş gezegencik biriktirmeye devam eden en büyük birkaç yüz cismin (oligarkların!) büyümeye devam etmesidir. Bu aşamada büyüme hızının üsteli 1’den küçüktür (dM/dt ∝ M2/3). Yani birim kütle başına büyüme azalarak artar. Bu durum küçük oligarkların büyüklere yetişmesine fırsat verir. Kimi zaman birbirine yakın oligarklar bile birleşebilir. Oligarkların kütle aktarımı yaparak büyümesi etraflarındaki diski temizleyene kadar devam eder. Birkaç yüzbin yıllık bu sürecin sonunda Ay ile Mars’ın kütleleri arasında kütlelere sahip 100 kadar nesne (gezegen “cenin”leri) oluşur.
Karasal gezegenlerin oluşumundaki son aşama birleşme dönemidir. Bu dönem sadece az sayıda gezegencik kaldığında ve gezegen ceninleri birbirlerinin yörüngelerinde tedirgemelere yol açacak kadar büyüdüklerinde başlar, bu da yörüngelerinin kaotik hale gelmesine neden olur. Bu aşamada cenin gezegenler kalan gezegenimsi maddeleri dışarı saçar ve birbirleriyle çarpışırlar. Yaklaşık 10 ila 100 milyon yıl süren bu sürecin sonucunda Dünya büyüklüğünde sınırlı sayıda cisim oluşur. Simülasyonlar, hayatta kalan gezegenlerin sayısının ortalama 2 ila 5 arasında olduğunu göstermektedir.
Dev gezegenlerin oluşumu için iki farklı model vardır. Birincisi bunların büyük kütleli ön-gezegen diskinden doğrudan kütleçekimsel çökmeyle oluştuklarını önerir. Özek birikim modeli veya çekirdeklenmiş kararsızlık modeli adı verilen ikinci modelde ise dev gezegenler iki aşamada oluşur: Önce parçacık birikimiyle yaklaşık 10 Dünya kütlesine sahip bir özek oluşur, sonrasında bu özek diskteki gazdan kütle aktarımı yaparak büyür. İkinci model daha küçük disklerden de dev gezegenlerin oluşabilmesini sağladığı için tercih edilmektedir.
Dev gezegenler de önce karasal gezegenler gibi denetimsiz birikim ve oligarşik büyüme aşamalarından geçer. Dış-güneş sisteminde çarpışmalar daha seyrek olduğundan birleşmeler olması gerekmez. Donma çizgisinin ötesindeki bölgelerde bol miktarda katı madde (buz) bulunur ve bunlar kütle aktarımı yaparak çabucak büyür.
Büyük gezegencikler etraflarındaki maddeyi kütleçekimsel olarak çeker ve küçük bir yığılma diski oluşturmak için güneş bulutsusunun kütleçekimsel çöküşüne benzer bir süreçte (ısıtma, döndürme, düzleştirme) dev gezegenleri oluşturur. Bol miktarda gaz kaynağı olduğu için oluşan gezegenler de büyük olur. Nice modeli (Fransa’nın Nice kentindeki Côte d’Azur gözlemevinde geliştirildiği için bu ada sahiptir), disk ortadan kalktıktan çok sonra da dört dış gezegenin bugünkü yörüngelerinden çok daha Güneş’e yakın yörüngelerde olduklarını ancak zamanla bugünkü konumlarına göç ettiklerini öne sürer. Bu göç olayı kütleçekimsel etkileşimler yoluyla gerçekleşir. Bu süreçler iki tür dev gezegeni, boyut farklılıklarını, konumlarını ve bileşimlerini açıklayabilir.
Diğer öğeler
Mars ve Jüpiter arasında kalan asteroit kuşağı kütlesi çok küçük olduğu için hiçbir zaman bir gezegene dönüşememiş malzeme olabilir. Jüpiter’in güçlü kütleçekimi burada karasal bir gezegenin oluşumunu engellemiş olabilir.
Diğer bir açıklama Asteroit kuşağının bir zamanlar büyük bir kuyruklu yıldızla çarpışarak parçalanmış bir gezegen olabileceği biçimindedir. Bu kuşaktaki tüm asteroitlerin toplam kütlesinin Ay’ımızınkinin sadece küçük bir kesri kadar olduğunu düşününce bu daha az tatmin edici bir açıklamadır. Bu kuşaktaki asteroitlerin iç-güneş sisteminin oluşumundan arta kalan kayalık gezegencikler olduğu düşünülmektedir. Jüpiter ayrıca bu asteroitlerin yörüngesini etkileyerek onların bir kısmını Güneş sisteminin dışına fırlatmış olabilir.
Asteroitler birbirleriyle çarpıştıklarında meteoroit olarak bilinen küçük parçalar üretebilirler.
Eğer bir meteoroit Dünya atmosferine girerse, sürtünmeden kaynaklanan ısı nedeniyle parlar; bunlara meteor denir.
Eğer meteor atmosferdeki yolculuğunu tamamen küle dönüşmeden tamamlayıp Dünya yüzeyine çarparsa meteorit denir. İç-güneş sisteminin ısısına maruz kalan bir kuyrukluyıldız yavaşça parçalanır ki bu da bir başka meteoroit kaynağıdır. Dünya bir kuyruklu yıldızın yörüngesinde kalan enkazın içinden geçerken mikrometeorlardan oluşan bir meteor yağmuru meydana gelir. Bu, amatör astronomların izlemeyi çok sevdiği bir gösteri sunar.
Neptün’ün yörüngesinden (30 AB) öteye uzanan radyal bölgede çapları 50 km’den büyük olan en az yüz bin mertebesinde “Neptün-ötesi” cisim vardır. Bu bölgenin tamamı keşfedilmiş olmadığından tam olarak nereye kadar uzandığını söyleyemeyiz. Burası Kuiper Kuşağı adı verilen bölgeyi (30-50 AB) de kapsar. 1992’de keşfedilen Kuiper kuşağı asteroit kuşağına benzemekle birlikte buradaki cisimler daha çok buzlu yapıdadır. Pluto da Kuiper kuşağındaki bir cüce gezegendir. Kuiper Kuşağı, Güneş sisteminin oluşumundan arta kalan sayısız buzlu cisimden oluşan disk şeklinde bir “hurdalık”tır. Toplam kütlesi Dünya’nın kütlesinin 10’da birini geçmez. Dağınık disk (scattered disc) bölgesi adı verilen ve Kuiper kuşağını da içine alan bölge (30-500 AB) kısa peryotlu kuyrukluyıldızların kökeni olarak düşünülür. Buradaki cisimlerin yörüngeleri tutulum ile 40 derece gibi yüksek açılar yapabilir.
Çok daha uzakta olan (50 bin AB) Oort Bulutu, trilyonlarca kuyrukluyıldızdan oluşan geniş bir küresel kabuktur. Uzun döneme sahip kuyrukluyıldızların kökeninin burası olduğu düşünülür. 100 bin AB’ye (1,87 ışık yılı) kadar uzanıyor olabilir.
Kısacası, her gezegencik bir gezegene dönüşmedi. Kuyruklu yıldızlar ve asteroitler gezegenlerin oluşumundan arda kalan gezegenciklerdir. Jüpiter ve Neptün arasındaki kuyruklu yıldızlar ya büyük gezegenlerle çarpışmış ya da Kuiper kuşağına veya Oort bulutuna saçılarak bu bölgeden uzaklaştırılmışlardır. Neptün’ün yörüngesinin ötesindeki kuyrukluyıldızlar sabit bir yörüngede kalarak zaman içinde büyüyebilir. Cüce gezegen Plüton böyle bir nesne olabilir.
Güneş sisteminin ötegezegen sistemlerinden farkları
Gezegen biliminin mevcut hedeflerinden biri, ötegezegen sistemlerinin nasıl oluştuğunu ve evrimleştiğini anlamaktır. Bu uzak gezegen sistemlerini anlamak, Güneş sisteminin nasıl evrimleştiği ve bizimki gibi gezegen sistemlerinin evrende nadir mi yoksa nispeten yaygın mı olduğu hakkında da bizi aydınlatır.
Birçok güneş dışı sistemle karşılaştırıldığında Güneş sistemi, Merkür’ün yörüngesine yakın gezegenlere sahip olmamasıyla dikkat çeker. Bilinen Güneş sisteminde Dünya’dan bir ila on kat daha büyük gezegenler olan süper-Dünyalar da yoktur. Ötegezegenlerde nadir görülen biçimde Güneş sistemi, sadece küçük karasal gezegenlere ve büyük gaz devlerine sahiptir; ötegezegen sistemlerinde orta büyüklükteki gezegenler- hem kayalık hem de gaz- tipiktir; bu nedenle Dünya’nın büyüklüğü ile Neptün’ün (yarıçapı 3,8 kat daha büyük) büyüklüğü arasındaki gibi büyük farklar yoktur. Bu süper-Dünyaların birçoğu kendi yıldızlarına Merkür’ün Güneş’e olduğundan daha yakın olduğu için, tüm gezegen sistemlerinin birbirine yakın birçok gezegenle başladığı ve tipik olarak bir dizi çarpışmanın kütlenin birkaç büyük gezegende birleşmesine neden olduğu, ancak Güneş sistemi durumunda çarpışmaların yok olmalarına ve fırlamalarına neden olduğu hipotezi ortaya atılmıştır.
Güneş sistemi gezegenlerinin yörüngeleri neredeyse daireseldir. Diğer sistemlerle karşılaştırıldığında, daha küçük yörünge dışmerkezliğine sahiptirler. Bu durum ötegezegen keşfetmekte kullandığımız radyal hız belirleme yöntemindeki yanlılıktan kaynaklanan bir seçim-etkisidir. Yani yöntem özellikle de böyle sistemleri nispeten kolay keşfebildiği için bu tür nesnelerin gözlenen sayısı toplam içinde fazla yer tutmakta, gerçek popülasyonu yansıtmamaktadır.
Yörüngesel rezonans
Mars ile Jüpiter arasında yer alan bölgedeki asteroit kuşağında belirli yörüngeler neredeyse boştur (bakınız Şekil 6). Bu boşluklar ilk olarak 1866’da Kirkwood tarafından keşfedilmiştir. Keşfi yapan Kirkwood boşlukların nedeninin o yörüngelerin Jüpiter ile oluşturduğu rezonanstan kaynaklandığını da doğru biçimde dile getirmiştir.
Yörüngesel rezonans yörüngedeki iki cismin yörünge periyotları birbiriyle 2:1, 3:2, 5:2 gibi iki küçük tamsayının oranı olacak biçimde ilişkiliyse ortaya çıkan bir durumdur. Böylece cisimlerin birbirine uyguladığı kütleçekimsel etki düzenli ve periyodik olur. Satürn’ün halkalarındaki boşluklar da bu bölgelerin Satürn’ün uydularıyla arasındaki rezonanstan kaynaklanmaktadır.
Rezonans yörüngenin kararsızlaşmasına yol açarak boşalmasına yol açabileceği gibi başka koşullar altında nispeten kararlı hale de getirebilir. Örneğin, Jüpiter’in uyduları Ganymede, Europa ve Io’nun yörüngeleri 1:2:4 rezonansındadır. Yani Europe’nin dönüş periyodu Io’nun iki katı, Ganymede’ninki de dört katıdır. Kararlı rezonansa bir başka örnek de Neptün (P=164.8 yıl) ve Plüton (P=248 yıl) arasındaki 2:3 resonansıdır. Pluton Güneş etrafında 2 tur tamamladığında Neptün 3 tur atmış olur.
İki gezegen (veya uydu) tesadüfen rezonanslı yörüngelerde yer almaz, kip-kilitlenmesi (mode-locking) adını verdiğimiz bir dinamik sürecin sonucudur. Dinamik sistemler kuramı bize bu kip-kilitlenmesi için basit bir model sunmaktadır ancak bu ilginç konu bu yazının kapsamını çok aşar.
Gezegen göçü
Uzun zaman boyunca tüm gezegenlerin tam olarak bugün bulundukları yerde oluştuğuna inanılıyordu. Bu varsayım şu anda Güneş sisteminin nispeten kararlı bir aşamasını gözlemliyor olmamızdan kaynaklanan bir önyargıydı aslında. Gezegenlerin Güneş’e olan uzaklıklarında önemli değişimlere neden olabilecek herhangi bir sürecin gerçekleştiğini düşünmek için bir neden görünmüyordu. Ancak bunun tam tersini öne süren gezegen göçü hipotezi bugün artık gezegen dinamiğinin kaçınılmaz bir öğesi kabul edilmektedir.
Açısal momentum, tıpkı enerji gibi, korunan, yok edilemeyen bir büyüklüktür. Bir gezegenin açısal momentumu durup dururken artıp azalamaz. Yani bir gezegen bulunduğu yörüngede hızını ve yörüngesel parametrelerini değiştirmeden kalma eğilimindedir. Öyleyse, bir gezegenin yörüngesi neden değişsin? Değişir, üstelik de değişmesi için birden fazla mekanizma vardır.
Bir gezegenin yörüngesinin değişebilmesi için ona bir kuvvet kolu boyunca etkiyen bir kuvvet etkimesi gerekir. Kütleçekim kuvveti iki cismin merkezini birleştiren doğru boyunca etkidiği için sistemdeki en büyük kütle, yani Güneş, gezegenlere böyle bir etkide bulunamaz. Öte yandan gezegenlerin birbirlerine uyguladığı kuvvetler gezegenlerin yörüngelerinde değişimlere yol açabilir. Ancak daha önce belirtildiği üzere gezegenlerin kütlesi Güneş sisteminin toplam kütlesinin küçük bir kesridir. Dolayısıyla bu, oldukça yavaş değişimlere yol açabilir. Bunun dışında gaz bir disk veya gezegenciklerden oluşmuş bir disk ile etkileşen bir gezegen de enerji kaybederek iç yörüngelere taşınacaktır. Gelgit kuvvetleri de böyle bir etkiye yol açabilir.
Gezegen göçü Güneş sisteminin zaman içinde nasıl evrildiğine dair anlayışımızı önemli ölçüde arttırmış ve ayrıca gezegen bilimlerinin gidişatını değiştirerek keşfedilecek birçok yeni boyut eklemiştir.
Sonlandırırken
İnsanlığın, kendi beşiği Dünya ve Güneş sisteminin oluşumunu fizik yasalarından yola çıkarak doğal süreçlere dayalı biçimde anlama çabası uzun bir yol katetse de henüz sonuçlanmadı. Ancak gene de kesin biçimde söyleyebiliriz ki gezegenlerin bugün gördüğümüz halleriyle ve bugünkü yörüngelerinde oluştuğu durağan Güneş sistemi tasavvurumuz çoktandır geçerliliğini yitirmiştir. Kısaca özetlersek: 4,6 milyar yıl önceki doğumundan bu yana Güneş sistemi birçok değişim geçirmiştir. Erken Güneş sistemi çok daha kalabalıktı ve sistemi oluşturan gezegenciklerden bazıları yakınlarındaki diğerleri ile çarpışarak büyümek suretiyle gezegenleri oluşturdular. Yani mevcut gezegenler bir tür “doğal seçilim”den süzülerek bugüne varabilmiş olanlardır. En ilginci ise bu gezegenler Güneş sisteminin tarihi boyunca içe ve dışa doğru göç ederek bugünkü uzaklıklarına kavuşmuşlardır.
