Yer’in kökeni, dolayısıyle de Güneş sisteminin kökeni, yeryüzündeki yaşamın ve insanın kökeninde olduğu gibi, doğa bilimlerinin temel sorunlarından biridir.
MİLYONLARCA YILDIZ VE BİR TEK GÜNEŞ
Geçmişte ne kadar gerilere gidilirse gidilsin, evrenoluş kuramlarının (kozmogoniler) varolduğunu görürüz. Yıldızların kökenini ve gelişmesini incelemeye çalışan evrenoluş, insanlık serüveni kadar eskidir. Bu nedenle, evrenoluş biliminin kökenini aramak, bizi Tarih öncesi’nin başlangıcına kadar götürür.
Söz konusu bilim dalı, felsefenin temel sorunlarına son derece bağlıydı (bazıları için, günümüzde de bağlı kalmaktadır). Bu nedenle, dinle bilim arasındaki sert çatışmaların özel alanı oldu: Giordano Bruno’nun yakılması (1600) ve Galileo Galilei’nin aforoz edilmesi (1633) bunlara örnek gösterilebilir. XX. yy’ın başındaysa, söz konusu çekişme daha sessiz bir biçimde sürdürüldü.
Evrenoluş kuramı, XVIII. yy’ın ortalarında, gerçekten bilimsel bir araştırma konusu oldu. Güneş sisteminin oluşumuyla ilgili sorunları doğru olarak belirlemek için önce mekanik yapıyı tanımak gerekir. Kuşkusuz, bu yapının belli bir anda bilinmesi, kesin bile olsa, Güneş sisteminin oluşumunu ve gelişmesini tam olarak sağlamayacaktır. Çeşitli karmaşık, mekanik olmayan olaylar işin içine girmektedirler. Ne denli usa aykırı görünürse görünsün, Güneş sisteminin yaşamı, yıldızlarınkinden daha az tanınmaktadır. Bununla birlikte, Güneş sistemi bizim küçük evren köşemizdir; yıldız uzaklıkları göz önüne alınırsa, buradaki gökcisimleri bize son derece yakındır. Ama yıldızlar bağıl olarak basit cisimlerdirler ve milyonlarcasını, gelişimlerinin çeşitli evrelerinde gözleyebilmekteyiz; oysa, yalnız bir tek Güneş sistemimiz vardır. Ama, yıldızların gözlemi evrenoluş sorunlarını aydınlatabilmektedir (ancak, evrenoluş alanında kesinliğin henüz sağlanamadığını da belirtmek gerekir).
Güneş sistemi terimi tam olarak ne anlama gelmektedir? Güneş sistemi Güneş’ten ve onun çevresinde dolanan cisimlerin tümünden oluşur: Temel gezegenler ve bunların uyduları; küçük gezegenler ya da asteroitler; kuyrukluyıldızlar; göktaşları.
Temel Gezegenler
Gezegenler sisteminin genel bir incelenmesi, 1948 yılında gökbilimci Ter Haar’ın ilk kümelendirmesini yapmış olduğu basit ve temel olguları ortaya koyar.
FİZİKSEL AÇIDAN gezegenler iki kümeye ayrılır. Güneş’e daha yakın olan birinci küme yer benzeri gezegenlerden oluşur. Bunlar Merkür, Venüs, Yer ve Mars’tır. İkinci kümeyse büyük gezegenler ya da jüpiter benzeri gezegenler kümesidir: Jüpiter; Satürn; Uranüs; Neptün. Bu iki küme birbirlerinden küçük gezegenler kuşağıyla ayrılırlar. Son olarak, günümüzde bilinen en uzak gezegen Plüton, bu sınıflandırmadan ayrı tutulmuştur.
DOLANIM VE DÖNME HAREKETLERİNİN DÜZENLİLİĞİ, Gezegen yörüngeleri aşağı yukarı daireseldirler ve yaklaşık olarak aynı düzlemde bulunurlar. Bütün yörüngeler Güneş’in çevresinde, doğru yön (dönüş yönü) adı verilen (Yer’in Kuzey kutbunda ayakta duran bir gözlemci için, saat yelkovanının ters yönü) aynı yöndedir. Bunun karşıt yönüne retrograt adı verilir. Güneş’in kendi de doğru yönde dönmekte, ekvator düzlemi de, gezegen yörüngelerinin ortalama düzlemine yakın bulunmaktadır. Hakkında pek az şey bilinen Plüton ayrı tutulursa, gezegenlerin eksenleri çevresinde dönme yönleri bilinmektedir: Bu yön, Venüs ve Uranüs dışında, doğru yöndür. Gezegenlerin ekvator düzlemlerinin yörünge düzlemleri üstündeki eğimleri, ekvator düzlemi yörünge düzlemine aşağı yukarı dik olan Uranüs dışında büyük değildir.
Jüpiter, Satürn ve Neptün’ün en dıştaki uyduları dışında, gezegenlerin uydularının dönme ve dolanmaları aynı yöndedir. Dönme yönü retrograt olan Uranüs’ün bütün uydularının dolanımları da retrograttır; öte yandan, tümü Uranüs’ün ekvator düzleminde bulunur. Gezegenler ve uydular, Güneş’in çevresine gelişigüzel fırlatılmış olsalardı, birbirleriyle karşılaşmayacaklardı. Bunlar, Güneş sisteminin kökeninin ve oluşumunun simgesidir.
GEZEGENLERİN GÜNEŞ’E UZAKLIKLARININ YASASI, Gezegenlerin Güneş’e uzaklıkları, aşağı yukarı, geometrik bir dizi olarak artar. Uzun süreden beri bilinmekte olan bu özellik, matematiksel anlatımına XVIII. yy’da bulunmuş olan, Bode-Titius yasasıyla kavuşmuştur, n’inci gezegenin Güneş’e uzaklığı rn ise, şu bağıntı geçerli olur: rn= a+b2n l; a ve b’nin sayısal değerleri sırasıyla 0,4 ve 0, 3 gök birimdir (1GB=149 675 000 km). Bu görgül yasa, Merkür, Venüs, Yer, Mars, vb’nin Güneş’e uzaklıklarını iyice vermekte, ama Neptün ve Plüton’a uygulanamamaktadır.
Küçük Gezegenler Ya Da Asteroitler
Bode-Titius yasası, Güneş sisteminin oluşma koşullarının bir simgesiyse, bir gezegen bu sistemde kaybolabilir mi? Buna, şöyle bir yanıt verilebilir: Bir gezegen kaybolmaz; ancak parçalanıp dağılır. 1801’de Piazzi, Mars ve Jüpiter yörüngeleri arasındaki ilk küçük gezegeni buldu: Ceres Bunu, Pallas’ın 1801’de Olbers, Junoriun 1803’te Harding, Vesfa’nm da 1807’de Olbers tarafından bulunmaları izledi. Bu en önemli küçük gezegenlerin ortalama uzaklığı (2,7 GB; çapı büyük bir olasılıkla 500 km’nin üstündedir), Bode-Titius görgül yasasının, bulunmayan varsayımsal gezegen için öngördüğü uzaklıktır. Olbers, Pallas’ı bulup, devrinin Ceres’le aynı olduğunu saptayınca, dev bir gezegenin parçalanıp bu iki küçük gezegenin ortaya çıktığını, bu nedenle başkalarının da bulunması gerektiğini, dolayısıyla araştınlmalarının doğru olacağını düşündü. XIX. yy’ın sonuna kadar, bu varsayım, 400’e yakın yeni küçük gezegenin bulunmasıyla daha çok saygınlık kazandı (bunların çapları 15-20 km ile birkaç yüz kilometre arasındaydı). Daha sonra fotoğraf tekniği, bulguları iki katına çıkararak üç binden çok küçük gezegen gözlenmesini sağladı. Elips biçimindeki ve basıklığı az yörüngeler izleyen bu gezegenler Güneş çevresini doğru yönde dolanırlar.
Güneş sisteminin bu küçük cisimlerine (asteroitler, kuyrukluyıldızlar, göktaşları) gezegenlerin küçük uyduları da katılabilir. Bu tür cisimlerin her birinin kendine özgü nitelikleri bulunmasına karşın, bazı bağlarla birleştiklerini de belirtmek gerekir. Jüpiter’inkine yakın bir yörüngede dolanan bazı küçük gezegenler, dev gezegenler arasındaki birleşmeyi yapmaktadırlar. Özellikle küçük Hidalgo gezegeni için durum böyledir; bu küçük gezegen, büyük bir olasılıkla, Jüpiter’in, Güneş sisteminin oluşması sırasında kaybolan bir uydusudur. Yörüngeleri çok fazla dış merkezli olan küçük gezegenler, kuyrukluyıldızlara yakındırlar. Bazı göktaşları ile kuyrukluyıldızlar arasındaki bağ açık seçiktir: Bielitler denilen göktaşı sürüsü, Biela kuyrukluyıldızının (1846) dağılmasının sonucudur. Ayrıca, göktaşları, küçük gezegenler dizisini küçük boyutlu cisimlere doğru sürdürüyor görünmektedir.
Evren Kronolojisi (Kozmokronoloji)
Evren kronolojisinin ilerlemesini sağlayan, bağıllık kuramının bulunması olmuştur. Zamanın akışı içinde, sözgelimi, uranyum, kendisini kurşuna dönüştüren bir dizi dönüşüm geçirir. Bu dönüşümün zamanla ilgili yasası bilinmektedir. Böylece, bir örnek maddenin yaşı, kurşun oranının ölçülmesi yardımıyla saptanabilir; ancak bunun gerçekleştirilebilmesi için başlangıçta kurşun içermemesi gerekir. Yer’in yaşı da işte bu yöntemle saptanmıştır: Yaklaşık 4,5 milyar yıl. Bazı göktaşlarının, kondritlerin incelenmesi de, yaşlarının bulunmasını sağlamaktadır: 4,6 milyar yıl. Bu aynı zamanda, günümüze kadar incelenmiş olan en eski Ay taşının yaşıdır ve Güneş sisteminin yaşının alt sınırı olduğu düşünülebilir; Güneş’in yaşının üst sınırı 10 milyar yıldır.
Güneş Tipi Yıldızların İncelemesi
Şu an için gözlenebilen tek sistem Güneş sistemimiz olsa da, bu sistemin temel öğesi olan Güneş için aynı şeyi söz konusu değildir. Güneş, G tipinde gökadamızda sık sık rastlanan, sıradan bir yıldızdır. Dolayısıyla bir çok benzeri gözlenebilir. Güneş’in zayıf dönme hızı, bu tipteki yıldızların bir özelliğidir. Güneş’ten daha sıcak olan yıldızlar, yani 0,B, A,F tipindekiler çok daha hızlı dönerler. F2 altsınıfından başlayarak dönme hızında birdenbire bir azalma saptanır. Güneş’in dönmesindeki şaşırtıcı yavaşlık böylece, bu tipteki yıldızların yapısına ve belki de oluşum biçimlerine bağlanabilir.
Demek ki, merkez bölgenin açısal momentini dış bölümlere doğru aktaran fiziksel olguları ortaya çıkarmak gerekir. Fred Hayle’e göre bu aktarım magnetik olaylar yoluyla sağlanır. Güneş’ten çıkan magnetik kuvvet çizgileri, bulutsu gaz içinde esnek teltikler gibi davranırlar. Güneş diskten daha hızlı dönmekte, kuvvet çizgileri bükülerek Güneş’i durdurmaya ve diski hızlandırmaya çalışmaktadır. Bunların böyle bir rol oynayabilmeleri için, bulutsu çekirdeğin içine iyice bağlı bulunmaları gerekir; bu da, düşük sıcaklıkları zorunlu kılar. Böylece nispeten soğuk olan yıldızların neden yavaş döndükleri açıklanabilmektedir.
GEÇMİŞİN ŞEMASI
Her ne kadar son yıllarda evrenoluş kuramı büyük ilerlemeler göstermiş ve her ne kadar bir sürü önemli bilimsel araç-gereç düzenlenmişse de, henüz kesin yanıt verilmemiş sayısız sorun bulunmaktadır.
Aşağıda belirtilecek olanlar, geliştirilmiş bir kuramın özeti olarak değil, geçmişte gerçekleşmiş olması gerekenleri belirten bir şema olarak değerlendirilmelidir.
İLKEL BULUTSU, temelde şaz halindedir. Her yönde hareket eden moleküllerin kaçıp gitmemeleri için, çekimin onları tutmaya yeterli olacağı büyüklükteki bir gaz kütlesinde yer almaları gerekir. Sözgelimi, 600 GB yarıçapında, özgül ağırlığı kilometreküpte 1 gr olan, 0 °C sıcaklıktaki (273° K) küresel bir hidrojen bulutu denge halindedir. Yoğunluğu çok küçük olan böyle bir bulut gene de, bilinen gaz bulutsularının yoğunluğunun 10 000 katıdır. Bu denli düşük yoğunluktaki bir küreden tasarladığımız biçimdeki küreye geçişin nasıl gerçekleştirileceği bilinmemektedir. Hangi durumda olursa olsun, böyle bir bulut var olur olmaz, kendi öz ağırlığının etkisiyle büzülmeye başlar. Büzülürken gaz ısınır ve ortaya çıkan ısı gazdan ayrılabilir. Bu durumda bulut, oluşan ısının, yayınlanana eşit olmasını sağlayacak bir hızla büzülecektir.
BULUTSUNUN MERKEZÎNDEN KAÇAN TANECİKLER, Başlangıçta, bulutsu kendi çevresinde yavaş olarak dönerse, büzülerek gitgide daha hızlı dönmeye başlayacak ve dönerken de gitgide yassılaşacaktır. Bir tanecik, merkezkaç kuvvet ile merkez kütlenin çekim kuvveti arasındaki eşitliği sağlayan bir hıza eriştiği zaman, merkeze doğru düşmesi sona erer ve ekvator düzlemine yaklaşmaya başlar. Kendi çevresinde gazdan bir madde diski bırakan bir merkez cisim oluşur ve diskin farklı bölümleri de Kepler yasalarına uygun olarak dönerler. İşte bu sırada, merkezdeki açısal momentin dışarıya doğru aktarılması işlemi başlar. İlkel bulutsuda moleküller, Güneş ışınım yayınlamaya başlamadan önce oluşurlar; bu moleküller bir araya toplanarak, kendi aralarında küçük cisimcikler oluşturmak için birleşerek tozlara yol açarlar. İlkel bulutsunun bileşimiyle, Kinetik dönme hareketinin aktarımı yani farklı cinsteki atomların yüzdesiyle ilgili inceleme yapılabilir. Bu bulutsunun bileşiminin, günümüzdeki Güneş’in, Güneş’le aynı yaştaki yıldızların ve yıldızlar arası maddenin bileşiminden, yani, özellikle, hidrojenden, biraz helyumdan ve çok küçük bir miktarda ağır elementlerden az farklı olduğunu kabul etmek yerinde olur.
Güneş Işınımı
Güneş, bulutsunun merkezinden ışınım yayınlamaya başladığı zaman, gaz, toz ve küçük cisim karışımındaki fiziksel durum altüst olmuştur. Güneş’e yakın bölgeler ısınmakta, uzak bölgelerse soğuk kalmaktadır. Yer benzeri gezegenler (Merkür, Venüs, Yer, Mars) ile jüpiter benzeri gezegenler ya da dev gezegenler (Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün) arasındaki kimyasal bileşim ve fiziksel yapı farklarının nedeni, Güneş’e uzaklığa bağlı olan bu fiziksel farklara dayanır.
Bu şema, gezegenlerin oluşumunu ve bileşimlerini iyice açıklar. Daha ayrıntısına inince de, gezegen yörüngelerinin büyük eksenlerinin dağılımını, Güneş sisteminin düzenliliğini, düzgün uyduların kökenini ve yörüngelerinin, gezegenin ekvator düzlemine yakın düzlemlerdeki dağılımını da açıklar. Bununla birlikte, pek çok soru yanıtsız kalır: Gezegenlerin ekvator düzlemlerinin yörüngeleri üstüne eğimi (özellikle Uranüs için); Jüpiter ve Satürn’ün dıştaki uydularının yörüngeleri; vb.
AÇISAL MOMENTİN DAĞILIMINDAKİ SAPMA
Maddesel bir nokta, bir eksen çevresinde dolanma hareketi yaptığında, açısal ya da kinetik dönme momenti bu hareketin belirgin niteliğidir, m, 1 ve v sırasıyla kütleyi, dönme eksenine uzaklığı ve bu noktanın çizgisel (lineer) hızını gösterirse, açısal hız m x 1 x v çarpımıyla tanımlanır. Çizgisel hız yerine açısal hız kullanılmak istenirse, açısal moment mxl2x u Ue verilir; burada w = y1 olup, T dönme devridir. Bir eksenin çevresinde dönen bir katı cisim için, açısal moment, bu katiyı oluşturan maddesel noktaların açısal momentleri topla-mıdır. Özel olarak, kendi üstünde (kendi ekseni çevresinde) dönen homojen bir küre için açısal moment, toplam kütlesiyle yarıçapının ve ek-vator üstündeki bir noktanın çizgisel hızının çarpımıyla verilmiştir. Güneş sisteminde, kendi ekseni çevre¬sinde dönen bir küre olan Güneş’in açısal momentiyle, Güneş’e belirli bir uzaklıkta dolanan maddesel noktalar olarak göz önüne alınabilen gezegenlerin açısal momentleri karşılaştırılabilir. O zaman Güneş sisteminin toplam kütlesinin % 99’unu tek başına içeren Güneş’in, sistemin toplam açısal momentinin ancak % 3’üne sahip olduğu saptanır.
Bu dağılımın evrenbilimcilere olağandışı görünmesinin nedeni, mekaniğin temel bir ilkesine (açısal momentin korunması) uymamasıdır. Yalıtılmış bir mekanik sistemin açısal momenti zaman süresince korun-maktadır. Bu önemli özellik klasik olarak, kolları açık bir biçimde belirli bir hız kazandıktan sonra, kollarını iki yanına indirerek bu hızı artıran patencinin görünümüyle simgelenir. mxl|2x<o| miktarlarının toplamı korunur ve aynı biçimde patencinin kütlesi değişmezse, patencinin bedenindeki bazı “maddesel noktalar” içindeki azalmadaki bir artışla dengelenir. Güneş sistemi ayrı bir sistem olarak göz önüne alınabilir. Güneş’in ve sürüklediği gezegenler topluluğunun, ilkel bir bulutsudan oluştuğu varsayılırsa, Güneş sisteminin açısal momentinin büyük bir bölümü Güneş’e ait olmalı, Güneş de ekseni çevresinde 27 günde değil, birkaç saatte dönmelidir.
Son Yorumlar