GNE SSTEM VE GEZEGENLERN OLUUMU Gne sistemimiz birbirlerine
GÜNEŞ SİSTEMİ VE GEZEGENLERİN OLUŞUMU Güneş sistemimiz, birbirlerine dinamik olarak bağlı • Yıldızımız Güneş, • 8 gezegen ve bunların uyduları, - Güneş’ten uzaklık sırasına göre: Merkür, Venüs, Yer, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün • Cüce gezegenler ve bunların uyduları, - şimdilik bu kategoriye girenler: Ceres, Plüto, Eris, Haumea, Makemake • Güneş sisteminin küçük nesneleri: - Asteroidler (küçük gezegenler), - Neptün ötesi küçük cisimler (Kuiper Kuşağı ve Oort Bulutu), - Kuyruklu yıldızlar, - Meteorlar, • Gezegenlerarası gaz ve tozdan oluşmuş bir organizasyondur.
Fiziksel Özellikler Güneş’e ve birbirlerine yakın gezegenler: ORTAK ÖZELLİKLERİ: metalik çekirdek, sıvı-katı arası manto, katılaşmış kayalık yüzey, aktif veya sönmüş volkanlar, çarpma kraterleri, ağır elementlerin baskın olduğu temel kimyasal bileşim, atmosfer (Merkür hariç) Güneş’e ve birbirlerine uzak gezegenler: ORTAK ÖZELLİKLERİ: kayalık çekirdek, sıvı manto, dış katmanlar gaz, görünen yüzeyleri kalın bulutlar, temel kimyasal bileşim: hafif elementler, çevresel halkalar, çok uydulu
GEZEGEN TANIMI: a) Güneş etrafında yörüngede dolanan ve diğer bir nesnenin uydusu olmayan, b) Kendi kütle çekimi altında yuvarlaklaşabilecek kadar kütleye sahip c) Yörüngesinin yakın komşuluğunu “temizlemiş” olan GÜNEŞ SİSTEMİ ÜYELERİNE GEZEGEN DENİR CÜCE GEZEGEN TANIMI: a) Güneş etrafında yörüngede dolanan ve diğer bir nesnenin uydusu olmayan, b) Kendi kütle çekimi altında yuvarlaklaşabilecek kadar kütleye sahip c) Yörüngesinin yakın komşuluğunu “temizlememiş” olan GÜNEŞ SİSTEMİ ÜYELERİNE CÜCE GEZEGEN DENİR
GEZEGEN SİSTEMLERİ VE OLUŞUMU YILDIZ, ÖNGEZEGEN DİSKLERİ VE GEZEGEN OLUŞUMU Yıldız ve Gezegen Oluşumu ✔ Kendi çekim etkisi altında çöken bir molekül bulutu ✔ “Ufalanma” süreçleri ✔ Gittikçe sıkışan molekül bulutu ✔ Açısal momentumun korunumu için daha hızlı dönme ✔ Hızlı dönme nedeniyle basıklaşma ✔ Disk oluşumu ✔ Diskteki gaz ve tozdan gezegenlerin oluşumu “Yıldızlar, yıldızlararası ortamdaki (ISM) gaz bulutlarında oluşurlar!” Yıldızlararası ortamdaki tüm gaz bulutlarına nebula adını veriyoruz.
Devasa Molekül Bulutlarının Gözlemsel Özellikleri ✔ 105 – 106 yıldız oluşturacak kadar gaz vardır ✔ H ve He baskın, diğer elementlerden az miktar ✔ Yıldızlararası ortamın en soğuk ve yoğun bölgeleri (T ~ 10 – 50 K, n < 1000 cm-3) ✔ Düşük sıcaklık, yüksek yoğunluk: elementler → moleküller ✔ H 2 gibi elementlerin toz ve buzda molekül halinde bulunması ✔ Düşük sıcaklık, yüksek donukluk: Kızılöte ve milimetre altında ışınım ✔ Işınımı sıcak yıldızlar ve çevrelerindeki HII bölgeleri domine eder ü Orta bölgesi tayfsal bilgi açısından zengindir ✔ Rotasyonel ve titreşimsel moleküler geçişler gözlenir (CO, H 2, CS, NH 3, H 2 O, CH, OH) ✔ Sürekli ışınımdan tozun sıcaklığı ve dağılımını çalışmak mümkün! ✔ Kızılöte ve radyo bölge!
Ön gezegen diskleri (Protoplanetary Disks) ✔ Bir öngezegen diskine sahip yıldızın Tayfsal Enerji Dağılımı'nı gözlerseniz yıldızın ve diskin ortak enerji dağılımının elde edersiniz. ✔ Disk yıldıza göre daha soğuk olduğundan katkısı da uzun dalgaboylarında (kızılöte, IR) olacaktır. ✔ Bu şekilde gözlenen cismin tayfsal enerji dağılımının şeklinden etrafında bir diske sahip olup olmadığı kolaylıkla anlaşılabilir.
Disk Kompozisyonu: Toz ✔ Donukluğun (opasite) ana kaynağı tozdur. ✔ Gezegenlerin oluştuğu ham madde kaynağının önemli bir bölümü tozdur. ✔ Temelde silikatlar, grafit ve buz parçaları tozu oluşturur. ✔ Toz parçacıklarının cm büyüklüğüne ulaşabildiğine dair gözlemsel kanıtlar: tozun IR ışınımı ✔ Kütlenin sadece %1'idir! Gaz ✔ Toplam kütlenin %99'unu teşkil eder (%80 H, %20 He) ✔ Disk soğuk olduğu için gazın yapısı molekülerdir. Ancak H 2 'yi tespit etmek oldukça güçtür. ✔ Diskteki CO'yu (kütlece < %1) tespit etmek mümkündür. ✔ Ancak bu gözlemlerle ölçülen CO miktarı gerçektekinin ancak 1/100'i kadardır. Kalan CO biraz daha dışarıda tozun içerisinde donmuş haldedir (T < 20 K). Gaz, büyük ölçüde molekül formunda ve diskin yıldıza yakın sıcak bölgelerinde bulunur!
Tüm gezegenler elbette yıldızıyla aynı anda ve aynı yerde meydana gelirler. Sıkışıp kendi içine çökmeye başlayan gaz bulutları içindeki yoğunlaşma çok nadiren tek bir bölgede gerçekleşir. Çoğunlukla; aynı gaz bulutunun birçok bölgesinde gaz, yoğunlaşmaya ve dönerek kendi içinde çökmeye başlar. Yoğunlaşan bölgelerde ağır elementler merkeze çökerek yüksek kütle çekime sahip bir “topak” meydana getirirler. Bu topaklar, bulutsuyu oluşturan hidrojen ve helyum gazıyla beraber az miktarda bulunan diğer ağır elementleri de (oksijen, karbon, silisyum, demir vs) kendi çevresinde toplamaya başlarlar. Tabii, asıl büyük yoğunluk her zaman gaz bulutunun merkez bölgesindedir ve bu merkez bölgelerinde yıldızlar meydana gelir. Bu gaz çöküntüleri içinde bir veya birkaç tanesi şansının ve konumunun yardımıyla daha fazla gazı yutup büyürken, bazıları ise diğerleriyle rekabete giremeyerek “küçük” kalır. Hatta bu küçük yoğunlaşmalar zaman daha büyükleri tarafından yutularak yok edilirler. Yani bebek gezegenlerin bir kısmı, henüz yolun başındayken daha büyüklerinin yamyamlığına uğrar.
Anladığımıza göre, Güneş Sistemi oluşurken, bu “gaz yutma” savaşından Güneş çok büyük bir galibiyetle ayrılmış ve tek bir yıldız olarak doğma şansına erişmiş. Savaşın diğer galibi Jüpiter ise, diğer tüm gezegenlerin toplamından daha fazla gazı (ve belki de başka küçük gezegenleri) kendi bünyesine katarak gezegenler arası şampiyonluğu elde etmiş. Şekilde aynı gaz bulutu içinde oluşan biri büyük, diğeri küçük iki yıldız görülüyor. Büyük ihtimalle ikili bir yıldız sistemi meydana getirecek olan bu “önyıldız”ların çevresindeki diğer küçük girdaplar ise birer gezegen haline gelecekler ve eğer şansları varsa, bu ikili sistemin çevresinde yer alacaklar. Bununla beraber, çok az sayıda ve nadir gerçekleşse de, yukarıda anlattığımız biçimde oluşmuş olan bazı gezegenler çeşitli nedenlerle (yakın yıldız geçişleri, çarpışmalar vs. ) yıldızlarından koparak uzay boşluğuna savrulabilirler. Bu gezegenlerin bir kısmı, yakınından geçtiği başka bir yıldızın yörüngesine girebilir. Böylelikle konuk olduğu yıldızın bir gezegeni haline dönüşebilir.
Plüton, Eris ve kuyrukluyıldızlar gibi gökcisimleri de bu bölgede bulunuyor. Kuiper Kuşağı, Güneş’ten 30 ile 50 astronomi birimi arasında uzaklıkta yer alıyor. Kısa dönemli kuyrukluyıldızlar bu bölgeden geliyor. Daha da ötede, Güneş sistemini küresel olarak çevreleyen, Oort Bulutu yer alıyor. Uzun dönemli kuyrukluyıldızlar, zamanlarının büyük bölümünü burada geçiriyorlar. Güneş Sistemi’nin Üyeleri - Gezegenin Tanımı Bir gökcisminin gezegen sayılabilmesi için, başlıca üç koşulu yerine getirmesi gerekiyor. Birinci koşul, gezegenin bir yıldızın çevresinde dolanması. İkinci koşul, gezegenin kütlesinin onun yuvarlak bir biçim alması için yeterli olması. Üçüncü koşulsa “komşuluğunu temizlemiş olması” yani, yörüngesi civarında kendine benzer başka gökcisimlerinin bulunmaması. Bu tanıma göre daha önce bir gezegen sayılan Plüton, şimdi bu tanımının dışında kalıyor. Çünkü komşuluğunu temizlemiş durumda değil. Yörüngesi civarında kendisine benzeyen çok sayıda gökcismi bulunuyor. Birinci ve ikinci koşulu yerine getiren, ancak üçüncü koşulu yerine getiremeyen, yani komşuluğunu temizleyememiş olan gökcisimlerine “cüce gezegen” deniyor. Bu tanıma göre Plüton, Eris ve eskiden bir küçük gezegen olan Ceres “cüce gezegen” sınıfına giriyor.
Güneş sistemini meydana getiren her birey, başlangıçta bir bulutsunun parçaları olarak ortaya çıkmıştı. Bu bulutsu, ilk zamanlardaki gibi sadece helyum ve hidrojenden ihtiva etmediği gibi ağır elementleri de içermekteydi. Gezegenlerin oluşumu bunun sayesinde gerçekleşmiştir. Demir ve daha hafif olan elementler yıldızların içerisinde, demirden çok daha ağır olan elementler ise süpernova patlamalarında ortaya çıkmıştı. Gezegenlerin oluşumu Gezegenler, sistemin merkezinde oluşmuş olan Güneşin çevresindeki artık gaz ve tozlardan meydana gelmiştir. Başlangıcında, toz ve gaz bulutları Güneşin etrafında dönmekte olan bir disk şeklindeydi. Bu ilk dönemde, toz parçacıkları bir araya gelmiş, kondrül denen küçük göktaşlarını oluşturmuşlardır. Bu küçük göktaşları, çevresindeki diğer toz parçacıkları ile de bir araya gelmiş, kondrit adı verilen göktaşlarını meydana getirmişlerdir. Uzaydaki göktaşlarının halen tespit edilenleri de kondrit denilen bu göktaşlarıdır. Kondritler de birbirleriyle birleşerek gezegencikleri oluşturmuşlar, sistemde fazla gaz ve toz bulutunun da ortadan kalkmasını sağlamıştır. Küresel şekilde ve sıcak yapıları olan gezegenciklerin ebatları, Ay’ın boyutlarından çok daha küçük olarak oluştu. Neticede, başlangıçta toz ve gaz bulutunun olduğu düzlemde pek çok gezegencik oluşmuş oldu.
Gezegenciklerin çoğunun yörüngesi birbiriyle kesiştiğinden, zamanla birleşerek daha büyük cisimleri oluşturdular. İlk gezegenciklerin oluşumundan sonra, yaklaşık 10 milyon yıllık bir süreçte, geriye kalan gezegencikler de “gezegen” denen bu büyük kütleli gökcisimlerince yakalandı. Geriye, az sayıda gezegen ve belli yörüngelerde dolanan göktaşları kaldı. Gaz devlerinin oluşumu, kayasal gezegenlerinkine benzer olmakla birlikte, Güneş’e uzaklıkları nedeniyle biraz daha farklı gelişti. Sistemi oluşturan bulutsunun iç katmanları, Güneş’in yaydığı ısının ve ışınım basıncının etkisiyle gazlardan arındırılmıştı. Soğuk olan dış bölgelerdeyse su ve katı halde bulunabilen gazlar buz halinde bulunuyordu. Bu bölgelerde bulunan ve büyük oranda buz içeren gezegencikler, bir araya gelerek dev gezegenlere dönüştüler. Bu gezegenler büyüklükleri ve güçlü kütle çekimleri sayesinde çevrelerindeki gazı kendilerine çektiler. İşte bu nedenle dış bölgelerde bulunan gezegenler büyük oranda gaz içerir. Neptün’ün de ötesindeki soğuk bölgede kalan ve Güneş sistemini oluşturan diskten artakalan maddenin bir bölümü Kuiper Kuşağı’nda bulunuyor. Bu kuşak, toplam kütlesi yaklaşık Dünya kütlesi kadar olan çok sayıda gökcismini içeriyor.
1. 3 Güneş Sisteminin Oluşumu Güneş sistemimizde bazı kimyasal elementler oldukça bol bulunurken, bazıları ise yok denecek kadar azdır. Hidrojen (H) güneş sisteminde en bol bulunan elementtir ve tüm sistemde %75 gibi yüksek bir orana sahiptir. Helyum (He) ise ikinci bol elementtir. H ve He beraberce Güneş sistemindeki tüm maddenin %98’ini oluşturmaktadır. H ve He un bu baskın bolluğu sadece güneş sistemimizde değil, galaksimizin diğer yıldızları ve dış galaksilerin gözlemlerinde de kendini göstermektedir. Yer’in çeşitli tabakalarında bulunan demir (Fe), oksijen (O), silisyum (Si) ve canlı organizmalarca üretilen karbon (C), oksijen (O), azot (N), fosfor (P) gibi ağır elementler genel olarak evrende az bulunan elementlerdir. Bu dağılım, 10 -15 milyar yıl önce evrenin “büyük patlama” ile oluştuğu sırada sadece bol miktarda H ve He, az miktar ise lityum (Li) ve berilyum (Be) dan oluştuğuna kuvvetli delil sayılmaktadır. Geriye kalan tüm elementler, bu başlangıç maddesi ile zaman içinde evrimleşen yıldızların, iç kısımlarında süre gelen nükleer tepkimelerle üretilmiş ve ömürlerinin sonunda uzay boşluğuna geri atılmıştır. Güneş sistemimizde az da olsa ağır elementlerin varlığı, oluştuğu maddenin bir zamanlar bir yıldızın içinde olması gerektiğini göstermektedir.
Bu madde evrenin oluşumunu takip eden ilk yıldızların kalıntıları olmalıdır. bazı kırmızı dev yıldızlar yaşamlarının son evrelerine doğru üst katmanlarındaki maddenin büyük kısmını uzaya kaybederler. Yengeç bulutsusunda olduğu gibi sadece artığını gözleyebildiğimiz, şiddetli “Süpernova” patlamalarından sonra, merkezi yıldızdan hiç bir iz kalmamakta ve tüm yıldız maddesi uzaya dağılabilmektedir. Farklı yıldızlar, farklı ağır elementleri oluştururlar. Örneğin C, O, Si, Fe gibi ağır elementler ancak büyük kütleli yıldızların merkezinde üretilebilir. Bu şekilde yıldızlararası ortama geri dönen ve ağır elementler de içeren bu maddeler bir sonraki nesil doğacak yıldızların ve onların etrafında oluşacak gezegenlerin hammaddesini teşkil etmektedir. Orion takım yıldızında yer alan böylesi bir yıldız oluşum bölgesi görülmektedir. Bu bölgede gözlenen ağır element bollukları, burada oluşacak yıldız sistemlerinin etrafında gezegen, uydu, kuyruklu yıldız, asteroid gibi üyelerin de oluşmasına izin verecek boyutta olduğuna işaret etmektedir. Bizim Güneş sistemimiz de bu bölgede izlenen yol ile oluşmuş olmalıdır. Güneş sistemimizin tamamının, “güneş bulutsusu” olarak adlandırılan, ekseni etrafında dönen, büyük ölçekli bir gaz ve toz bulutundan sıkışarak oluştuğunu ileri sürülmüştür.
Bu teoriye göre dönen güneş bulutsusunun her bir parçası diğer bir parçasına karşılıklı çekim kuvveti uygulayarak bulutun içe doğru çökmesine neden olmaktadır. Bu çökme süresince bulutun merkezinde “ön-güneş (proto-sun)” adı verilen daha yoğun bir bölge oluşmaktadır. Gezegenler ve diğer üyeler ise bulutsunun daha az yoğun dış bölgelerinde oluşmuşlardır. Sonuç olarak güneş bulutsusu 105 yıl içerisinde ön-güneş etrafında bir disk şeklini alır. Ön-güneş oluştuktan sonra meydana gelen ısınma etkisi ile iç kısımlarda H 2 O, CH 4 ve NH 3 buharlaşmıştır. Fe, Si, Mg, S, Al, Ca ve Ni gibi yoğunlaşma sıcaklığı yüksek olan elementler ise katı hallerini korumuşlardır. Kısa süre sonra kendi ışınımını nükleer reaksiyonlarla üretmeye başlayan Güneş’imizin “ışınım basıncı” etkisiyle H ve He gibi hafif elementler hızla Güneş bulutsusunun dış bölgelerine itilmiştir. Bulutsunun dış kısımlarında ise buzlar ve buz kaplı toz parçacıkları yapılarını korumaya devam etmişlerdir. İç kısımlarda yer alan toz parçacıkları, birkaç milyon yıl içerisinde birbirleri ile birleşerek daha iri parçaları ve bu iri parçalardan yaklaşık 109 tanesinin birleşmesi ile bugünkü asterodilere benzer, kilometre boyutlarında ve “gezegenimsi (planetesimal)” adı verilen cisimleri oluşturmuşlardır.
Gezegenimsi’ler aralarındaki karşılıklı çekim etkisi ile çarpışarak birleşmişler ve bugünkü karasal gezegenlerin atası olan, kabaca Ay boyutlarındaki “öngezegen”lere dönüşmüşlerdir. Son aşamalarda ise ön-gezegenler çarpışarak bugünkü karasal gezegenleri oluşturmuşlardır. Çarpışmalar sırasında açığa çıkan yüksek ısı içerdikleri kayasal maddenin erimesine neden olmuştur. Erimiş kaya maddesi eksen etrafında dönme hareketi ile küresel şekil alırken, demir gibi yoğun olan maddeler iç bölgelere, silisyum gibi daha az yoğun maddeler yüzeye taşınmışlardır. Karasal gezegenlerin demirce zengin çekirdeklerini oluşturan bu sürece “kimyasal ayrışma” denmektedir. Dev gezegenler de karasal gezegenlere benzer şekilde gezegenimsilerin birleşmesi ile oluşmuştur. Tek farklılık kaya yapıların yanısıra, H 2 O, CH 4 ve NH 3 ün düşük sıcaklık etkisi ile buz yapılarını bu dış bölgelerde korumuş olmasıdır. Böylece dev gezegenlerin yapı taşı olan gezegenimsileri oluşturmak üzere daha fazla miktarda katı madde bulunmaktaydı. Sonuç olarak güneş bulutsusunun bu dış bölgelerinde, karasal gezegenlerden defalarca daha büyük gezegenler oluşmuştur. Buz ve kayaların birleşmesi ile oluşan yapılar dev gezegenlerin çekirdeğini oluşturmuşlardır. Zaman içerisinde çevredeki düşük yoğunluklu H ve He gazları, yüksek çekim etkisi altında bu çekirdeklerin üzerini sarmıştır.
Bu yığılma çekirdek ve gaz kürenin kütlelerinin eşitlenmesine kadar sürmüştür. Oluşum süreci boyunca bazı kaya yapılı gezegenimsiler, dev ön-gezegenlerin (özellikle Jüpiter’in, Güneş ile oluşturduğu) çekim etkisi altında bugünkü asteroidleri oluşturmuşlardır. Sistemin ilk oluşum süreçlerinde, bileşimlerinin büyük bir bölümünü buzların oluşturduğu bazı gezegenimsiler ise, dev ön-gezegenlerin yüksek çekim alanlarında oldukça basık yörüngelere oturtulmuş ve kuyruklu yıldızları oluşturmuşlardır. Kuyruklu yıldızlar, sistemin oluşum aşamalarında çok fazla değişim göstermemiş güneş bulutsusu maddesi içerdiklerinden, güneş sistemin evriminin incelenmesinde önemli rol oynarlar.
- Slides: 17