İçeriğe atla

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi

Sanatçı gözüyle gezegen öncesi disk

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi, yaklaşık 4,5 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun küçük bir parçasının yerçekimi etkisiyle çökmesiyle başladı.[1] Çöken kütlenin çoğu, merkezde toplanarak Güneş'i oluştururken, geri kalanı düzleşerek gezegenlerin, uyduların, asteroitlerin ve diğer küçük gök cisimlerinin oluştuğu bir proto-gezegen diskine dönüştü.

Güneş Sistemi'nin ilk olarak Emanuel Swedenborg[2] tarafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra Immanuel Kant tarafından 1755 yılında genişletilen bulutsu hipotezine uygun olarak oluştuğu düşünülmektedir. Benzer bir teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak 1796'da üretilmiştir.[3] Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna da sebep olduğu düşünülmektedir.[4][5] Çok eski göktaşlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş'in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğunu kanıtlar. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş'in oluşmasını tetiklemiş olabilir.[6]

Oluşumu

Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge[7] 7.000 ile 20.000 AB çapında[4][8] ve Güneş'in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar).[9] Bulutsu içe doğru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki atomlar artan frekanslarla çarpışmaya başladı. Hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da arttı.[4] Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 AB çapında,[4] kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir önyıldız oluştu.[10][11]

Işık yılları genişliğinde, güneşin oluştuğu öncül bulutsuya benzeyen, Orion Bulutsusu'nda gezegen öncesi disklerin Hubble tarafından çekilmiş görseli.

Güneş'in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi güneş kütlesine sahip T Tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir.[9] Bu diskler birkaç yüz gök birimi genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.[12]

Yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun merkezinde bulunan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı önyıldızın nükleer füzyona başlamasına yetecek miktara gelmişti. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar bu artış devam etti. İşte bu noktada güneş artık tam bir yıldız olmuştu.[13]

Geride kalan gaz ve tozdan ibaret güneş bulutsusundan çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma süreciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yer alan önyıldız çevresinde dönen toz taneleri olarak başlamaları, yavaş yavaş bir ile on metre çapında topaklar hâline gelmeleri, daha sonra çarpışarak 5 km çapında gezegenciklere dönüşmeleri ve sonraki birkaç milyon yıl boyunca çarpışmalara devam ederek her yıl kabaca 15 cm kadar büyümeleri sürecidir.[14]

Sanatçı gözüyle Güneş'in gelecekteki evrimi. Solda ana dizi, ortada kızıl dev, sağda beyaz cüce.

İç Güneş Sistemi, su ve metan gibi uçucu moleküllerin yoğunlaşmasına izin vermeyecek kadar çok sıcaktı, dolayısıyla oluşan gezegencikler gezegen öncesi diskin yalnızca 0,6% kütlesinden[4] ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gökcisimleri sonunda karasal gezegenler oldu. Daha ötelerde Jüpiter'in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gökcisimlerinin bir araya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı kaldı.[15]

Daha da ötede, donma hattının gerisinde, daha uçucu olan buzlu bileşiklerin katı kalabileceği yerde, Jüpiter ve Satürn gaz devi hâline geldi. Uranüs ve Neptün daha az madde yakalayabildi ve çekirdeklerinin hidrojen bileşiklerinden oluşan buzdan meydana geldiğine inanıldığı için buz devi olarak bilinirler.[16][17]

Genç Güneş enerji üretmeye başladıktan sonra güneş rüzgârı gezegen öncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru gönderdi ve böylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. T Tauri yıldızları daha kararlı ve eski yıldızlara nazaran daha güçlü yıldız rüzgârlarına sahiptir.[18][19]

Geleceği

Gök bilimciler Güneş Sisteminin güneş anakoldan uzaklaşmaya başlayıncaya kadar bugünkü hâliyle kalacağını tahmin etmektedir. Güneş hidrojen yakıtını yaktıkça geride kalan yakıtı yakabilmek için giderek ısınır, dolayısıyla da daha hızlı yakmaya devam eder. Sonuç olarak kabaca her 1,1 milyar yılda bir yüzde on oranında parlaklığı artmaktadır.[20]

Bundan ~1.7 milyar sonra güneşin sıcaklığının artması sonucu Dünya yüzeyinde hiçbir sıvı formda su kalmayacak, bu da, yaşamın sonlanmasına neden olacak.[21] Tahminlere göre bugünden yaklaşık 6,4 milyar yıl sonra Güneş'in çekirdeği o kadar sıcak olacak ki daha az yoğun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluşmaya başlayacak. Bunun sonunda Güneş şu anki çapının 256 katı kadar genişleyecek ve bir Kırmızı dev olacaktır.[22] Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı nedeniyle soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir.

En sonunda Güneş'in dış katmanları ayrılacak ve geride olağanüstü derecede yoğun bir gökcismi olan beyaz cüce kalacaktır. Bu beyaz cüce Güneş'in ilk kütlesinin yarısına sahip olacak ancak büyüklüğü dünya kadar olacaktır.[23]

Kronolojisi

Not: Bu kronolojideki tüm tarihler ve saatler yaklaşıktır ve yalnızca büyüklük sırası göstergesi olarak alınmalıdır.

Güneş Sisteminin oluşumu ve evriminin kronolojisi
EvreGüneş'in oluşumundan bu yana geçen süreŞu andan itibaren geçen süre (yaklaşık)Olay
Ön-Güneş sistemi Güneş Sistemi'nin oluşumundan milyarlarca yıl önce 4.6 milyar yıldan fazla bir süre önce Önceki nesil yıldızlar yaşar ve ölür, Güneş Sistemini oluşturan yıldızlararası ortama ağır elementler enjekte eder.[24]
Güneş sistemi oluşmadan ~50 milyon yıl önce 4.6 milyar yıl önce Güneş Sistemi Orion Bulutsusu benzeri bir yıldız oluşum bölgesinde oluşmuşsa, burada en büyük kütleli yıldızlar oluşur, kısa bir süre yaşar, ölür ve süpernova patlaması yaparlar. "İlkel süpernova" olarak adlandırılan belirli bir süpernova, muhtemelen Güneş Sistemi'nin oluşumunu tetikler.[25][26]
Güneşin Oluşumu ~0-100.000 yıl önce 4.6 milyar yıl önce Güneş öncesi bulutsu oluşur ve çökmeye başlar. Güneş oluşmaya başlar.[27]
100,000 – 50 millyon yıl 4.6 milyar yıl önce Güneş bir T Tauri ön yıldızıdır.[28]
100,000 – 10 milyon 4.6 milyar yıl önce 10 milyon yıl önce, ön gezegen diski içindeki gaz havaya uçtu ve dış gezegen oluşumu muhtemelen tamamlandı.[27]
10 millyon – 100 milyon yıl 4.5–4.6 milyar yıl önce Karasal gezegenler ve Ay'ın oluşumu. Dev çarpışmalar meydana gelir. Dünyaya suyun gelişi.[29]
Ana değişim evresi 50 million yıl 4.5 milyar yıl önce Güneş bir anakol yıldızı olur.[30]
200 milyon yıl 4.4 milyar yıl önce Dünya üzerindeki en eski kayalar oluşur.[29][31]
500 milyon-600 milyon yıl 4.0–4.1 milyar yıl önce Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerindeki rezonans, Neptün'ü Kuiper kuşağına taşır. Geç Dönem Ağır Bombardıman iç Güneş Sisteminde meydana gelir.[32]
800 milyon yıl 3.8 milyar yıl önce Dünya üzerindeki en eski hayat.[29][33] Oort bulutu maksimum kütleye ulaşır.[34]
4.6 milyar yıl GünümüzGüneş anakol yıldızı olarak kalır.[35]
6 milyar yıl Günümüzden 1.4 milyar yıl sonra Güneş'in yaşanabilir bölge Dünya'nın yörüngesinin dışına hareket etmesi ve muhtemelen Mars'ın yörüngesine kayması.[36]
7 milyar yıl Günümüzden 2.4 milyon yıl sonra. Samanyolu ve Andromeda Galaksisi, çarpışmaya başlar. İki gökada tamamen birleşmeden önce Güneş Sisteminin Andromeda tarafından yakalanması küçük bir şanstır.[37]
Ana değişim evresi sonrası 10 milyar ile 12 milyar yıl Günümüzden 5-7 milyar yıl sonra. Güneş, çekirdekteki tüm hidrojeni kaynaştırdı ve çekirdeğini çevreleyen bir kabukta hidrojen yakmaya başladı ve böylece ana dizi ömrünü bitirdi. Güneş, Hertzsprung–Russell diyagramı'nın kırmızı devi olarak yükselmeye başlar, çarpıcı biçimde daha parlak (2.700 kata kadar), daha büyük (250 kata kadar yarıçap) ve daha soğuk (yüzey sıcaklığı 2600 K'e kadar düşer) bir yıldıza dönüşür: Güneş artık bir kırmızı devdir. Merkür, Venüs ve muhtemelen Dünya yutulur.[38][39] Bu süre zarfında Satürn'ün uydusu Titan yaşanabilir hale gelebilir.[40]
~ 12 milyar yıl ~ Güneş, helyum yakan yatay-dal ve asimptotik-dev-dal evrelerinden geçerek, ana dizi sonrası tüm evrelerde kütlesinin toplam ~%30'unu kaybeder. Asimptotik-dev-dal evresi, dış katmanlarının bir gezegenimsi bulutsu olarak fırlatılmasıyla sona erer ve Güneş'in yoğun çekirdeğini bir beyaz cüce olarak geride bırakır.[38][41]
Güneş kalıntısı ~ 1 quadrilyon yıl sonra (1015 yıl) ~ Günümüzden 1 quadrilyon yıl sonra Güneş 5 kelvine kadar soğur.[42] Geçen yıldızların kütleçekimi gezegenleri yörüngelerinden ayırır. Güneş Sistemi yok olur.[43]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Bouvier, Audrey; Wadhwa, Meenakshi (Eylül 2010). "The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion". Nature Geoscience (İngilizce). 3 (9): 637-641. doi:10.1038/ngeo941. ISSN 1752-0908. 27 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Haziran 2021. 
  2. ^ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (İngilizcesi: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Cilt 1)
  3. ^ "The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System". American Philosophical Society. 1909. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006. 
  4. ^ a b c d e "Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System". University of Arizona. 29 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006. 
  5. ^ "Our Solar System". NASA Solar System Exploration. 24 Mayıs 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Haziran 2021. 
  6. ^ Jeff Hester (2004). "New Theory Proposed for Solar System Formation". Arizona State University. 17 Temmuz 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ocak 2007. 
  7. ^ Irvine, W. M. "The chemical composition of the pre-solar nebula". Amherst College, Massachusetts. 15 Aralık 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2007. 
  8. ^ Rawal, J. J. (Ocak 1985). "Further Considerations on Contracting Solar Nebula" (PDF). Physics and Astronomy. 34 (1). ss. 93-100. doi:10.1007/BF00054038. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006. []
  9. ^ a b Yoshimi Kitamura (10 Aralık 2002). "Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage". The Astrophysical Journal. 581 (1). ss. 357-380. doi:10.1086/344223. Erişim tarihi: 9 Ocak 2007. []
  10. ^ Greaves, Jane S. (7 Ocak 2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science. 307 (5706). ss. 68-71. doi:10.1126/science.1101979. 15 Ocak 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/sci;307/5706/68 
  11. ^ "Present Understanding of the Origin of Planetary Systems". National Academy of Sciences. 5 Nisan 2000. 3 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2007. 
  12. ^ Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". Science Magazine. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. []
  13. ^ Antonio Chrysostomou and Phil W Lucas. "The formation of stars". Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire. Erişim tarihi: 2 Mayıs 2007. 
  14. ^ Peter Goldreich and William R. Ward (1973). "The Formation of Planetesimals". The American Astronomical Society. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. []
  15. ^ Jean-Marc Petit and Alessandro Morbidelli (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice. 27 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006. 
  16. ^ Mummma, M. J. (Haziran 2003). "Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system" (PDF). Advances in Space Research. 31 (12). ss. 2563-2575. doi:10.1016/S0273-1177(03)00578-7. 9 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. 
  17. ^ Edward W. Thommes, Martin J. Duncan and Harold F. Levison. "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System". Department of Physics, Queen's University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007. 
  18. ^ Elmegreen, B. G. (Kasım 1979). "On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 80 (1). ss. 77-78. 12 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 11 Şubat 2007. 
  19. ^ Heng Hao (Kasım 1979). "Disc-Protoplanet interactions" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 80 (1). ss. 77-78. 7 Eylül 2006 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006. 
  20. ^ JEFF HECHT (1994). "Science: Fiery future for planet Earth". NewScientist. 1 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007. 
  21. ^ Bjornerud, Marcia (2018). Timefulness : How Thinking Like a Geologist Can Help Save the World. Princeton, New Jersey. s. 188. ISBN 978-0-691-18453-1. OCLC 1044733767. 
  22. ^ "The fading: red giants and white dwarfs". 31 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2006. 
  23. ^ Pogge, Richard W. (1997). "The Once & Future Sun". New Vistas in Astronomy]. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından (lecture notes) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Aralık 2005. 
  24. ^ Charles H. Lineweaver (2001). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". Icarus. 151 (2): 307-313. arXiv:astro-ph/0012399 $2. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006/icar.2001.6607. 
  25. ^ Hester, J. J. (21 Mayıs 2004). "ASTRONOMY: The Cradle of the Solar System". Science (İngilizce). 304 (5674): 1116-1117. doi:10.1126/science.1096808. ISSN 0036-8075. 
  26. ^ Bizzarro, Martin; Ulfbeck, David; Trinquier, Anne; Thrane, Kristine; Connelly, James N.; Meyer, Bradley S. (25 Mayıs 2007). "Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk". Science (İngilizce). 316 (5828): 1178-1181. doi:10.1126/science.1141040. ISSN 0036-8075. PMID 17525336. 21 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Temmuz 2021. 
  27. ^ a b C. Lin, Douglas N. (Mayıs 2008). "The Genesis of Planets". Scientific American. 298 (5): 50-59. doi:10.1038/scientificamerican0508-50. ISSN 0036-8733. 
  28. ^ Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; Gounelle, Mathieu; Marty, Bernard; Morbidelli, Alessandro (27 Ekim 2006). "3. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Earth, Moon, and Planets (İngilizce). 98 (1-4): 39-95. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. ISSN 0167-9295. 
  29. ^ a b c Courtland, Rachel (2 Temmuz 2008). "Did newborn Earth harbour life?". New Scientist. 5 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Nisan 2014. 
  30. ^ Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes (2001). "Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Isochrones for Solar Mixture". Astrophysical Journal Supplement. 136 (2). ss. 417-437. arXiv:astro-ph/0104292 $2. Bibcode:2001ApJS..136..417Y. doi:10.1086/321795. 
  31. ^ Simon A. Wilde; John W. Valley; William H. Peck; Colin M. Graham (2001). "Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago" (PDF). Nature. 409 (6817). ss. 175-8. Bibcode:2001Natur.409..175W. doi:10.1038/35051550. PMID 11196637. 2 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 4 Eylül 2021. 
  32. ^ Gomes, R.; Levison, Harold F.; Tsiganis, K.; Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets". Nature. 435 (7041). ss. 466-9. Bibcode:2005Natur.435..466G. doi:10.1038/nature03676. PMID 15917802. 
  33. ^ "UCLA scientists strengthen case for life more than 3.8 billion years ago" (Basın açıklaması). University of California-Los Angeles. 21 Temmuz 2006. 15 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Nisan 2008. 
  34. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:astro-ph/0512256.
  35. ^ Jeff Hecht (2 Nisan 1994). "Science: Fiery future for planet Earth". New Scientist (1919). s. 14. 16 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007. 
  36. ^ Jeffrey Stuart Kargel (2004). Mars: A Warmer, Wetter Planet. Springer. ISBN 1-85233-568-8. 27 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007. 
  37. ^ Fraser Cain (2007). "When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?". Universe Today. 17 Mayıs 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Mayıs 2007. 
  38. ^ a b K. P. Schroder; Robert Connon Smith (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1). ss. 155-163. arXiv:0801.4031 $2. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. 
  39. ^ I. J. Sackmann; A. I. Boothroyd; K. E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407. 
  40. ^ Ralph D. Lorenz; Jonathan I. Lunine; Christopher P. McKay (1997). "Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon" (PDF). Geophysical Research Letters. 24 (22). ss. 2905-8. Bibcode:1997GeoRL..24.2905L. CiteSeerX 10.1.1.683.8827 $2. doi:10.1029/97GL52843. PMID 11542268. 23 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 21 Mart 2008. 
  41. ^ Bruce Balick. "Planetary nebulae and the future of the Solar System". Kişisel web sitesi. 19 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006. 
  42. ^ Barrow, John D.; Tipler, Frank J. (1986). The Anthropic Cosmological Principle (1. bas.). Oxford University Press. ISBN 978-0-19-282147-8. LCCN 87028148. 
  43. ^ Freeman Dyson (Temmuz 1979). "Time Without End: Physics and Biology in an open universe". Reviews of Modern Physics. 51 (3). Institute for Advanced Study, Princeton New Jersey. ss. 447-460. Bibcode:1979RvMP...51..447D. doi:10.1103/RevModPhys.51.447. 

Bibliyografya

Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi</span> Güneş ve Güneş merkezli astronomik cisimler

Güneş Sistemi, Güneş'in kütleçekim kuvvetiyle yörüngede tutulan ve çeşitli gök cisimlerinden oluşmuş bir sistemdir. Güneş ve 8 gezegen ile onların doğruluğu onaylanmış 150 uydusu, 5 cüce gezegen ile onların bilinen toplam 8 uydusu ve milyarlarca küçük gök cisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper Kuşağı cisimleri, kuyruklu yıldızlar, gök taşları ve gezegenler arası toz girer.

<span class="mw-page-title-main">Neptün</span> Uranüsten sonra Güneşe en uzak ve uzaklık sıralamasına göre sekizinci gezegen

Neptün, Güneş Sistemi'nin sekizinci, Güneş'e en uzak ve katı yüzeyi bulunmayan gezegenidir. Gaz gezegenler sınıfında yer alan Neptün, Jüpiter ve Satürn'e kıyasla farklı yapısından ötürü buz devi olarak da sınıflandırılır. Güneş sisteminin Uranüs ile beraber en soğuk iki gezegeninden biridir. Katı yüzeye sahip olmamakla birlikte gezegenin dış katmanı genel olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. İç katmanında ise gezegenin kütlesinin çoğu kayalık bir çekirdeğin üzerindeki sıcak ve yoğun maddelerden oluşur. Adını Roma deniz tanrısı Neptunus'ten alan gezegen, Güneş Sistemi'nde çapına göre en büyük dördüncü, kütlesine göre ise en büyük üçüncü gezegendir. Dünya'dan 17 kat fazla kütlesiyle, ikizi sayılabilecek Uranüs'ten biraz daha büyük ve daha yoğundur. Güneş'e olan uzaklığı ortalama 30 Astronomik birimdir.

<span class="mw-page-title-main">Uranüs</span> güneş sisteminin 7. gezegeni

Uranüs, Güneş'e yakınlık bakımından yedinci gezegendir. Gazlı, camgöbeği renginde bir buz devidir. Gezegenin büyük bir kısmı, astronominin "buz" ya da uçucu maddeler olarak adlandırdığı maddenin süperkritik fazındaki su, amonyak ve metandan oluşur. Gezegenin atmosferi karmaşık katmanlı bir bulut yapısına sahiptir ve tüm Güneş Sistemi gezegenleri arasında 49 K ile en düşük minimum sıcaklığa sahiptir. Gezegenin 82,23°'lik belirgin bir eksenel eğimi ve 17 saat 14 dakikalık bir geriye dönüş periyodu vardır. Bu, Güneş etrafındaki 84 Dünya yıllık bir yörünge döneminde kutuplarının yaklaşık 42 yıl sürekli güneş ışığı aldığı ve ardından 42 yıl sürekli karanlık olduğu anlamına gelir.

<span class="mw-page-title-main">Gezegen</span> bir yıldız veya yıldız kalıntısının yörüngesinde dolanan gök cismi

Gezegen; genellikle bir yıldız, yıldız kalıntısı ya da kahverengi cücenin yörüngesinde bulunan, yuvarlak hâle gelmiş bir astronomik cisimdir. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen bulunur. Bunlar, karasal gezegenler Merkür, Venüs, Dünya ve Mars; dev gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Gezegen oluşumu için bilimsel açıdan mevcut en iyi teori, bir bulutsunun kendi içine çökmesi sonucu bir yıldızlararası bulut meydana getirdiğini ve yıldızlararası bulutun da bir önyıldız ve bunun yörüngesinde dönen bir öngezegen diski oluşturduğunu öne süren bulutsu hipotezidir. Gezegenler bu disk içinde, kütleçekiminin etkisiyle maddelerin kademeli olarak birikmesi sonucu, yığılma (akresyon) olarak adlandırılan süreçte büyürler.

<span class="mw-page-title-main">Gezegenimsi bulutsu</span>

Gezegenimsi bulutsu veya gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.

<span class="mw-page-title-main">Titan (uydu)</span> Satürn uydusu

Titan, Satürn'ün en büyük uydusu ve yoğun bir atmosferi olduğu bilinen tek doğal uydudur. Dünya dışında, yüzeyinde kararlı sıvı bulundurduğu kanıtlanan 2. gök cismi olan Titan'daki büyük su kütleleri gibi görünen okyanusların, metan gazının sıvı hali olduğu görülmüştür.

<span class="mw-page-title-main">Önyıldız</span>

Önyıldız ya da protostar, yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir. Önyıldız, yıldız evrimi sürecindeki en erken evredir. Bu oluşum, Güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Süreç, moleküler bir bulutun kendiliğinden kütleçekimi kuvveti altında çöktüğü zaman başlar. Artan yıldız kütlesinin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süpersonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarı, önyıldızın oluşacağını gösterir.

<span class="mw-page-title-main">Charon (uydu)</span> Küçük gezegen Plütonun en büyük doğal uydusu

Charon, cüce gezegen Plüton'un bilinen beş doğal uydusunun en büyüğüdür. Ortalama yarıçapı 606 km (377 mi) olan Charon, Plüton, Eris, Haumea, Makemake ve Gonggong'dan sonra bilinen altıncı büyük Neptün ötesi cisimdir. 1978 yılında James Christy tarafından Washington, DC'deki Amerika Birleşik Devletleri Deniz Gözlemevi'nin Flagstaff İstasyonu'nda (NOFS) çekilen fotoğraf plakaları kullanılarak keşfedildi. Plüton'un diğer uyduları Nix ve Hydra'nın 2005 yılında, Kerberos'un 2011 yılında ve Styx'in ise 2012 yılında keşfinden sonra (134340) Pluto I olarak da tanımlanmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Neptün'ün uyduları</span>

Neptün'ün bilinen 16 uydusu vardır. Bunların içinde açık farkla en büyüğü; William Lassell tarafından, Neptün'ün keşfinden sadece 17 gün sonra gözlenen, Neptün etrafında dönen toplam kütlenin %99.5'ini oluşturan, ve ayrıca küresel şekle sahip olabilecek kadar kütleye sahip tek gök cismi olan, Triton'dur. İstisnai olarak, Güneş Sistemi'ndeki diğer tüm uydulara göre ters yönde bir yörüngeye sahiptir. Bu özelliği onun olduğu yerde oluşmadığını, Neptün tarafından yakalandığını gösteriyor. Eski bir Kuiper kuşağı cüce gezegeni olabilir. Triton yörüngesinde eş zamanlı olarak döner, yani Neptün'e hep aynı yüzü dönüktür. Gelgit ivmelenmesi nedeniyle de gezegenine gitgide yaklaşmaktadır, 3.6 milyar yıl sonra Roche limitine ulaştığında da parçalanarak yok olacaktır. 1989'da yaklaşık −235 °C sıcaklığıyla Triton,. Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gök cismiydi.

<span class="mw-page-title-main">Ötegezegen</span> Güneş Sistemi dışındaki gezegenler.

Ötegezegen veya Güneş dışı gezegen, Güneş'in baskın kütleçekim etkisinin dışında başka bir yıldızın veya kahverengi cücenin kütleçekim etkisi içinde olan gezegensel bir gök cismidir. Bir ötegezegenin ilk muhtemel kanıtı 1917 yılında kaydedilmiş, fakat o zamanlar bu şekilde kabul edilmemişti. Tespitin ilk teyidi 1992 yılında gerçekleşmiştir. 1988'de tespit edilen farklı bir gezegen ise 2003 yılında doğrulandı. 20 Ağustos 2024 itibarıyla, 4.963 gezegen sisteminde varlığı doğrulanmış 7.255 ötegezegen bulunmaktadır ve bu gezegen sistemlerinden 1.015 kadarı birden fazla gezegene sahiptir. James Webb Uzay Teleskobu'nun (JWST) daha fazla ötegezegen keşfetmesi ve bunların bileşimleri, çevresel koşulları ve yaşam potansiyelleri gibi özellikleri hakkında daha fazla fikir vermesi beklenmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Yıldız oluşumu</span>

Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta geniş bölgelerden oluşan moleküler bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır elementlerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar.

<span class="mw-page-title-main">Gliese 876</span>

Gliese 876, Kova takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 15 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir kırmızı cüce yıldızdır. 2011 yılında yıldızı yörüngeleyen dört güneş dışı gezegen onaylanmıştır. Orta gezegenlerin ikisi Jüpiter benzeri iken, en yakın gezegenin küçük bir Neptüne ya da geniş bir karasal gezegene benzediği, en dıştaki gezegeninse kütlece Uranüs'e benzediği düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Dağınık disk</span>

Dağınık disk veya saçılmış disk, geniş Neptün ötesi cisimler ailesinin bir alt kümesi olarak genel itibarıyla buzlu küçük Güneş Sistemi cismi popülasyonuna sahip olan Güneş Sistemi'ndeki uzak bir çöküntü çemberidir. Dağınık disk cisimleri (SDO'lar-Scatterd Disk Objects) 0,8'e kadar değişen yörünge dışmerkezliklerine, 40°'ye kadar yüksek eğimlere ve 30 astronomik birim (4,5×109 km; 2,8×109 mi) daha büyük günberi mesafelerine sahiptir. Bu aşırı yörüngelerin gaz devleri tarafından kütleçekimsel “saçılmanın” bir sonucu olduğu düşünülmektedir ve bu nesneler Neptün tarafından tedirgin edilmeye devam etmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Sıcak Jüpiter</span>

Sıcak Jüpiterler, fiziksel olarak Jüpiter'e benzeyen ancak çok kısa yörünge periyotlarına sahip olan, gaz devi ötegezegen sınıfıdır. Yıldızlarına olan yakınlığı ve yüksek yüzey-atmosfer sıcaklıklarından dolayı, "sıcak Jüpiterler" olarak adlandırılmaktadırlar.

<span class="mw-page-title-main">Ön gezegen diski</span> Yeni oluşmuş bir yıldızı çevreleyen gaz ve toz

Ön gezegen diski, yeni oluşmuş genç bir yıldızın etrafını çevreleyen ve yoğun gaz ve tozun oluşturduğu dönen bir çöküntü çemberidir. Ön gezegen diski, yıldızın kendisi için bir toplanma diski olarak da düşünülebilir; çünkü gazlar veya diğer malzemeler diskin iç kenarından yıldızın yüzeyine düşüyor olabilir. Bu süreç gezegenlerin oluştuğu düşünülen birikme süreci ile karıştırılmamalıdır. Dış bir kaynak tarafından aydınlatılan foto-buharlaşan Ön gezegen disklerine ilgediskler denir.

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hipotezleri tarihi</span>

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hakkındaki bilimsel düşüncenin tarihi Kopernik Devrimi ile başlamıştır. "Güneş Sistemi" teriminin kayıtlara geçen ilk kullanımı 1704 yılına dayanmaktadır. On yedinci yüzyıldan beri filozoflar ve bilim insanları Güneş Sistemi ve Ay'ın kökenine ilişkin hipotezler oluşturmakta ve Güneş Sistemi'nin gelecekte nasıl değişeceğini tahmin etmeye çalışmaktadır. René Descartes, Güneş Sistemi'nin başlangıcı üzerine ilk hipotezi ortaya atan kişidir ancak on sekizinci yüzyılda tartışmaya daha fazla bilim insanı katılmış ve konuyla ilgili daha sonraki hipotezlerin temelini oluşturmuştur. Daha sonra özellikle yirminci yüzyılda, günümüzde yaygın olarak kabul edilen bulutsu hipotezi de dahil olmak üzere çeşitli hipotezler oluşmaya başlamıştır.

<span class="mw-page-title-main">Galaktik gelgit</span>

Samanyolu Galaksi'si gibi galaksilerin yerçekimsel alanına maruz kalan cisimlere etki eden gelgit dalgaları galaktik gelgit olarak bilinmektedir. Galaktik çarpışmalar, cüce galaksi ya da uydu galaksileri ve Samanyolu Galaksisi'nin Güneş Sistemimizde bulunan Oort bulutundaki gelgit etkisi yaratmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Dünya'nın geleceği</span> Dünyanın geleceği için öngörülen senaryolar

Dünya'nın geleceği konusunda birçok uzun vadeli etmenin muhtelif etkilerine dayanarak biyolojik ve jeolojik çıkarımlar yapılabilir. Bu etmenler Dünya yüzeyindeki kimyayı, gezegenin iç soğuma oranını, Güneş Sistemi'ndeki diğer nesnelerle yerçekimi etkileşimlerini ve Güneş'in parlaklığında sürekli bir artışı içerir. Bu ekstrapolasyondaki belirsiz faktör, gezegende değişimlere neden olabilecek iklim mühendisliği gibi insan teknolojilerinin sürekli etkisidir. Sonuçları beş milyon yıl sürebilecek mevcut Holosen yok oluşuna teknoloji neden olmaktadır. Ayrıca teknolojinin, insanlığın yok olmasına yol açabileceği ve gezegeni, yalnızca uzun vadeli doğal süreçlerden kaynaklı daha yavaş bir evrimsel hıza geri döndürebileceği de düşünülmektedir.

Burada listelenen nesneler, kendi yerçekimleri nedeniyle küre veya elipsoidal bir şekle sahip olan, yani hidrostatik denge durumunda bulunan Güneş Sistemi cisimlerini içermektedir. Listelenen cisimlerin boyutları ve türleri cüce gezegenler ve uydulardan, gezegenler ve Güneş'e kadar değişmektedir. Bu liste küçük Güneş Sistemi cisimlerini içermemekte, ancak şekilleri henüz belirlenmemiş olası gezegen kütleli cisimleri içermektedir. Güneş'in yörünge öğeleri Galaksi merkezine göre listelenirken, diğer tüm nesneler Güneş'e olan mesafelerine göre listelenir.

<span class="mw-page-title-main">OTS 44</span>

OTS 44, Bukalemun takımyıldızında IC 2631 yansı bulutsusunun yakınlarında, Dünya'dan yaklaşık olarak 550 ışık yılı (170 pc) uzaklıkta serbest dolaşan gezegen kütleli bir cisim veya kahverengi cücedir. Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 11,5 katı kütlesiyle en düşük kütleli serbest dolaşan yıldızaltı cisimlerden biridir. Yarıçapı tam olarak bilinmemekle birlikte Güneş'in yarıçapının %23-57'si arasında olduğu tahmin edilmektedir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.