Güneş Nasıl Oluştu?
Alman filozofu Kant (1755)'a göre; başlangıçta dağınık olan maddenin ötekilere göre daha yoğun bulunduğu bölgelerde toplaşması sonucunda Güneş oluştu. Laplace (1796)'a göre, başlangıçta dağınık ve tek bir bulutsu yavaş bir şekilde büzülmekteydi. Giderek bu bulutsu daha hızlı dönmeye başladı. Hızlı dönmeyle yaratılan merkezkaç kuvvet, bu bulutsudan bazı parçaları koparıp, uzaklara attı. Kopan bu parçalar ise gezegenleri oluşturdu. Kant'la başlayan ve Laplace'ta şekillenen Güneş ve sisteminin oluşumu, sonraları daha ayrıntılı bir şekilde irdelenerek başka hallere çevrilmiştir.
Alman filozofu Kant (1755)'a göre; başlangıçta dağınık olan maddenin ötekilere göre daha yoğun bulunduğu bölgelerde toplaşması sonucunda Güneş oluştu. Laplace (1796)'a göre, başlangıçta dağınık ve tek bir bulutsu yavaş bir şekilde büzülmekteydi. Giderek bu bulutsu daha hızlı dönmeye başladı. Hızlı dönmeyle yaratılan merkezkaç kuvvet, bu bulutsudan bazı parçaları koparıp, uzaklara attı. Kopan bu parçalar ise gezegenleri oluşturdu. Kant'la başlayan ve Laplace'ta şekillenen Güneş ve sisteminin oluşumu, sonraları daha ayrıntılı bir şekilde irdelenerek başka hallere çevrilmiştir.
Acaba Güneş'in oluşumu türbülans teorileriyle açıklanabilir mi?
Türbülans, farklı uzunluklarda bir arada olan girdaplardır. Dönen ve türbülans halinde olan gazın çökmesi ile Güneş oluştu. Daha sonra, gaz içersindeki küçük girdaplar dağılıma uğrayarak yoğun bölgeleri oluşturdu. Bu yoğun bölgelerin (yoğunlaşmış çekirdeklerin) gezegenleri oluşturduğu ileri sürülmüştür. Türbülansı hareket ettiren şey nedir? Halihazırda bu soru tatmin edici bir şekilde yanıtlanamamıştır. Sonuçta türbülans teorisi reddedilmiştir.
Yoksa Gelgit ve NebulaTeorileri mi?
Başka bir yıldız, ilkel Güneş'e yaklaştığında gelgit etkisi yaratarak Güneş'ten çok büyük ve çok sıcak materyal kopardı. Kopan bu büyük gaz parçaları soğuyarak ayrı ayrı parçalara yoğunlaştı ve gezegenleri oluşturdu. Halbuki, gelgit etkisi ile koparılan parçalar çok sıcak ise, bu parçalar genişler ve dağılıma uğrarlar ve gezegen oluşamaz. Bu nedenden dolayı, gelgit teorisinden vazgeçilmiştir.
Türbülans, farklı uzunluklarda bir arada olan girdaplardır. Dönen ve türbülans halinde olan gazın çökmesi ile Güneş oluştu. Daha sonra, gaz içersindeki küçük girdaplar dağılıma uğrayarak yoğun bölgeleri oluşturdu. Bu yoğun bölgelerin (yoğunlaşmış çekirdeklerin) gezegenleri oluşturduğu ileri sürülmüştür. Türbülansı hareket ettiren şey nedir? Halihazırda bu soru tatmin edici bir şekilde yanıtlanamamıştır. Sonuçta türbülans teorisi reddedilmiştir.
Yoksa Gelgit ve NebulaTeorileri mi?
Başka bir yıldız, ilkel Güneş'e yaklaştığında gelgit etkisi yaratarak Güneş'ten çok büyük ve çok sıcak materyal kopardı. Kopan bu büyük gaz parçaları soğuyarak ayrı ayrı parçalara yoğunlaştı ve gezegenleri oluşturdu. Halbuki, gelgit etkisi ile koparılan parçalar çok sıcak ise, bu parçalar genişler ve dağılıma uğrarlar ve gezegen oluşamaz. Bu nedenden dolayı, gelgit teorisinden vazgeçilmiştir.
Nebula Teorileri
İlkel Güneş nebula'sı, başlangıçta dağılıma uğramış yavaşça dönen bir gaz bulutu idi. Gaz bulutu tedrici bir şekilde kendi çekimi altında büzüldükçe, ekvatordaki merkezkaç kuvvetler bu yapıdan halkalı maddenin atılmasına neden oldu. Burada, tek başına merkezkaç kuvvet rol oynamış olsa idi, büzülen gaz, halkalar geliştirmekten ziyade yassılaşmış olurdu. Nebula Teorisi sonraları değiştirilmiştir. Yapılan hesaplar şunu göstermiştir; gezegenleri oluşturmak için sürekli bir disk formunda yeteri kadar madde atılmasına, Güneş sisteminin gözlenen açısal momentumu kafi gelmez. Bununla birlikte, dolanan partikül halkalarından itibaren gezegen ve uydu oluşumunu açıklamaya çalışmak çekici gelmektedir.
İlkel Güneş nebula'sı, başlangıçta dağılıma uğramış yavaşça dönen bir gaz bulutu idi. Gaz bulutu tedrici bir şekilde kendi çekimi altında büzüldükçe, ekvatordaki merkezkaç kuvvetler bu yapıdan halkalı maddenin atılmasına neden oldu. Burada, tek başına merkezkaç kuvvet rol oynamış olsa idi, büzülen gaz, halkalar geliştirmekten ziyade yassılaşmış olurdu. Nebula Teorisi sonraları değiştirilmiştir. Yapılan hesaplar şunu göstermiştir; gezegenleri oluşturmak için sürekli bir disk formunda yeteri kadar madde atılmasına, Güneş sisteminin gözlenen açısal momentumu kafi gelmez. Bununla birlikte, dolanan partikül halkalarından itibaren gezegen ve uydu oluşumunu açıklamaya çalışmak çekici gelmektedir.
Galiba Yığışma Teorisi
Güneş sistemi'nin oluşumuna ait modern görüşe göre, başlangıçta civarındaki ortam ile bir basınç dengesini koruyan yavaşça dönen bir gaz bulutu vardı. Şekil 2'de de görüldüğü gibi nebula olarakta adlandırılan bu gaz bulutu on milyonlarca yıldır sıradan bir bulut olarak duruyordu. Belki de, spiral bir yoğunluk dalgasının geçişi ile sıkışma sonucunda, bu civarda büyük kütleli bir yıldız doğdu ve bu büyük kütleli yıldız bir süpernova patlaması geçirip öldü. Süpernova patlaması ile üretilen şok dalgaları sözünü ettiğimiz buluta çarparak çökmesine neden oldu. Böyle bir ivme ile bulut çökmeye ve dönmeye başladı. Bulut hızlı bir şekilde döndükçe manyetik kuvvet çizgileri ile sarıldı. Manyetik alan kuvvet çizgileri merkezdeki korun dönme hızını yavaşlatırken, en dış halkada kalan maddeyi daha hızlı döndürdü. Bu yüzden açısal momentumun çoğu, ilkel güneş nebulasının en dışındaki maddede kaldı. Yapılan hesaplar Güneş'in bugün gözlediğimizden çok daha hızlı bir şekilde dönmesi gerektiğini göstermektedir. Fakat, bugün Güneş 2 km/sn lik bir hız ile yavaş dönmektedir. Bunun nedeni de, Güneş'in ömrünün ilk bir kaç milyar yıl süresinde, rüzgarlar ile kütle kaybederek, açısal momentum kaybetmiş olmasındandır.
Güneş sistemi'nin oluşumuna ait modern görüşe göre, başlangıçta civarındaki ortam ile bir basınç dengesini koruyan yavaşça dönen bir gaz bulutu vardı. Şekil 2'de de görüldüğü gibi nebula olarakta adlandırılan bu gaz bulutu on milyonlarca yıldır sıradan bir bulut olarak duruyordu. Belki de, spiral bir yoğunluk dalgasının geçişi ile sıkışma sonucunda, bu civarda büyük kütleli bir yıldız doğdu ve bu büyük kütleli yıldız bir süpernova patlaması geçirip öldü. Süpernova patlaması ile üretilen şok dalgaları sözünü ettiğimiz buluta çarparak çökmesine neden oldu. Böyle bir ivme ile bulut çökmeye ve dönmeye başladı. Bulut hızlı bir şekilde döndükçe manyetik kuvvet çizgileri ile sarıldı. Manyetik alan kuvvet çizgileri merkezdeki korun dönme hızını yavaşlatırken, en dış halkada kalan maddeyi daha hızlı döndürdü. Bu yüzden açısal momentumun çoğu, ilkel güneş nebulasının en dışındaki maddede kaldı. Yapılan hesaplar Güneş'in bugün gözlediğimizden çok daha hızlı bir şekilde dönmesi gerektiğini göstermektedir. Fakat, bugün Güneş 2 km/sn lik bir hız ile yavaş dönmektedir. Bunun nedeni de, Güneş'in ömrünün ilk bir kaç milyar yıl süresinde, rüzgarlar ile kütle kaybederek, açısal momentum kaybetmiş olmasındandır.
Şekil 1. Güneş böyle büyük bir buluttan oluştu.
Hızlı bir şekilde çöken bulut yavaşça dönen yoğun bir kor geliştirdi ve Güneş'i oluşturmak için ayrılarak, dönen bir gaz bulutu ile kuşatıldı. Bu gaz bulutu proto nebula (ilkel güneş bulutu) olarak adlandırılır (Şekil 3a). Bu ilkel Güneş bulutu pek çok toz partikülleri ile gaz atomlarını içermektedir. Dönen bu ilkel Güneş bulutundaki gaz ivmelenerek, bulut içersine düşmekten kurtuldu. İlkel Güneş'in başlangıçtaki büzülmesi sırasında, gaz o kadar sıcaktı ki (2000 oK), bu sıcaklık daha önce den mevcut olan toz grenlerini (zerrecikleri) eritmiş olmalıydı. İlkel Güneş'in dışarısındaki gaz soğudukça, yeni toz zerrecikleri çoğunluğu kar taneleri formunda yoğunlaştılar. İlk önce metalik ve erimeyen toz zerrecikleri oluştu. Sıcaklık düştükçe buharlaşabilen buzlu toz zerrecikleri oluştu. İlkel Güneş bulutundaki, katı toz partikülleri soğuyarak, ilkel Güneş'in ekvator düzlemindeki gazın bulunduğu son derece ince bir disk içersine doğru düştüler. Toz partikülleri, tek tek gaz atomların-dan daha ağır olmasına rağmen, toz bir disk içersine çöktükçe, gaz küçük bir direnç gösterdi. Soğuk tozdan ibaret ince disk çekimsel olarak kararsız kaldı. Toz zerrecikleri, basınç kuvvetleri tarafından engellenemediler ve daha yoğun bölgelere doğru düştüler. Sonuç olarak, toz zerrecikleri, etrafındaki toz grenleri ile etkileşerek küçük yığınlar şeklinde biçimlenmeye başladı. Toz greninin kendi çekimi, kendi basıncına üstün gelerek yığınlar oluştu. Bu yığınlar, bugünkü gezegenler arasında bulunan asteroidler şeklindedir. Bu yığınlar, planetesimaller olarak adlandırılmaktadır. Bugün gözlediğimiz asteroidler ve kuyruklu yıldızların çekirdekleri planetesimallerin kalıntılarıdır.
Hiç yorum yok:
Yorum Gönder