Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi: Revizyonlar arasındaki fark

Güneş Sistemi'nin ilk olarak [[Emanuel Swedenborg]]<ref> Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (İngilizcesi: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Cilt 1)</ref> tarafından [[1734]] yılında öne sürülen, daha sonra [[Immanuel Kant]] tarafından [[1755]] yılında genişletilen [[bulutsu varsayım]]a uygun olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Benzer bir teori [[Pierre-Simon Laplace]] tarafından bağımsız olarak [[1796]]'da üretilmiştir.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://links.jstor.org/sici?sici=0003-049X%28190901%2F04%2948%3A191%3C119%3ATPHOTE%3E2.0.CO%3B2-U&size=LARGE | başlık = The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System | erişimtarihi = 2006-07-23 | çalışma = American Philosophical Society | yıl = 1909 }}</ref> Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir [[moleküler bulut]]un çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna sebep olduğu sanılmaktadır.<ref name="Arizona">{{Cite webWeb kaynağı| url = http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html | başlık = Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System | erişimtarihi = 2006-12-27 | çalışma = University of Arizona }}</ref> Çok eski [[göktaşı|göktaşların]]ın incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş'in bir [[yıldız kümesi]] içinde ve birkaç [[süpernova]] patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. 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.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://www.universetoday.com/am/publish/new_theory_solar_system_formation.html | başlık = New Theory Proposed for Solar System Formation | erişimtarihi = 2007-01-11 | çalışma = Arizona State University | yıl = 2004 | yazar = Jeff Hester }}</ref>

Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve ''güneş öncesi bulutsu'' olarak bilinen bölge<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1983coex....1....3I | başlık = The chemical composition of the pre-solar nebula | erişimtarihi = 2007-02-15 | çalışma = Amherst College, Massachusetts | yazar = Irvine, W. M. }}</ref> 7.000 ile 20.000 [[Astronomik birim|AB]] çapında<ref name= "Arizona" /><ref name="Rawal_1985">{{dergi kaynağı | last = Rawal | first = J. J. | month = Ocak | year = 1985 | title = Further Considerations on Contracting Solar Nebula| journal = Physics and Astronomy | volume = 34 | issue = 1 | pages = 93–100 | doi = 10.1007/BF00054038 | url = http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/fulltext.pdf | format = [[PDF]] | abstract = http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/ | accessdate=2006-12-27}}</ref> ve Güneş'in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar).<ref name="Kitamara">{{Dergi belirt |yazar= Yoshimi Kitamura | yardımcıyazarlar = Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida and Motohide Tamura | tarih = 10 Aralık 2002 | başlık=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 | dergi = The Astrophysical Journal | cilt = 581 | sayı = 1 | sayfalar = 357–380 | doi = 10.1086/344223 | url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v581n1/56044/56044.text.html|erişimtarihi=9 Ocak 2007}}</ref> Bulutsu içe doğru çöktükçe [[açısal momentum]]un korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki [[atom]]lar artan frekanslarla çarpışmaya başladı. Hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da arttı.<ref name="Arizona"/> Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 AB çapında<ref name= "Arizona"/>, kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir [[önyıldız]] oluştu.<ref>{{dergi kaynağı | last = Greaves | first = Jane S. | date = [[7 Ocak]] [[2005]] | title = Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems | journal = Science | volume = 307 | issue = 5706 | pages = 68–71 | doi = 10.1126/science.1101979 | url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/307/5706/68 | abstract = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/sci;307/5706/68

| accessdate = 2006-11-16}}</ref><ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://www7.nationalacademies.org/ssb/detectionch3.html | başlık = Present Understanding of the Origin of Planetary Systems | erişimtarihi = 2007-01-19 | yayımcı = National Academy of Sciences | tarih = 5 Nisan 2000 }}</ref>

Güneş'in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi güneş kütlesine sahip [[T Tauri yıldızı|T Tauri yıldızları]] üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir.<ref name="Kitamara" /> Bu diskler birkaç yüz gök birimi genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin [[Kelvin (birim)|kelvin]] sıcaklığa ulaşırlar.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v589n1/56674/56674.text.html | başlık = Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems | erişimtarihi = 2006-11-16 | çalışma = Science Magazine | yıl = 2003 | yazar = Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger }}</ref>

Yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun merkezinde bulunan [[hidrojen]]in yoğunluğu ve basıncı [[önyıldız]]ın [[füzyon|nükleer füzyona]] başlamasına yetecek miktara gelmişti. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı durabildiği [[hidrostatik denge]]ye ulaşana kadar bu artış devam etti. İşte bu noktada güneş artık tam bir [[yıldız]] olmuştu.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://taylorandfrancis.metapress.com/(sxqte345bi55ypvaql4ter55)/app/home/contribution.asp?referrer=parent&backto=issue,3,6;journal,12,60;linkingpublicationresults,1:100654,1author=Antonio Chrysostomou and Phil W Lucas | başlık = The formation of stars | erişimtarihi = 2007-05-02 | çalışma = Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire }}</ref>

Geride kalan gaz ve tozdan ibaret güneş bulutsusundan çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma süreciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yeralan 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.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v589n1/56674/56674.text.html | başlık = The Formation of Planetesimals | erişimtarihi = 2006-11-16 | çalışma = The American Astronomical Society | yıl = 1973 | yazar = Peter Goldreich and William R. Ward }}</ref>

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<ref name="Arizona" /> ibaretti ve genel olarak [[silikat]]lar ve [[metal|metaller]] gibi yüksek [[erime noktası]]na sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gökcisimleri sonunda [[yerbenzeri gezegen]]ler oldu. Daha ötelerde Jüpiter'in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gökcisimlerinin biraraya gelmesini engelledi ve geride [[asteroit kuşağı]] kaldı.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf | başlık = The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt | erişimtarihi = 2006-11-19 | çalışma = Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice | yıl = 2001 | yazar = Jean-Marc Petit and Alessandro Morbidelli | biçim = PDF }}</ref>

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.<ref>{{Dergi belirt |son = Mummma | ilk = M. J. | yardımcıyazarlar = M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb, and R. Novak | ay = Haziran | yıl = 2003 | başlık=Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system | journal = Advances in Space Research | cilt = 31 | sayı = 12 | sayfalar = 2563–2575 | doi = 10.1016/S0273-1177(03)00578-7 | url=http://www.ifa.hawaii.edu/~meech/a740/papers/mumma03.pdf | format = PDF|erişimtarihi = 2006-11-16}}</ref><ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://www.nature.com/nature/journal/v402/n6762/abs/402635a0.htmlyear=1999 | başlık = The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System | erişimtarihi = 2007-04-02 | çalışma = Department of Physics, Queen's University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado | yazar = Edward W. Thommes, Martin J. Duncan and Harold F. Levison }}</ref>

Gökbilimciler Güneş Sisteminin güneş [[anakol]]dan 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.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://www.newscientist.com/article/mg14219191.900.html | başlık = Science: Fiery future for planet Earth | erişimtarihi = 2007-10-29 | çalışma = NewScientist | yıl = 1994 | yazar = JEFF HECHT }}</ref>

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 kabaca 100 katı kadar genişleyecek ve bir [[Kırmızı dev]] olacaktır.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://nrumiano.free.fr/Estars/fading.html | başlık = The fading: red giants and white dwarfs | erişimtarihi = 2006-12-29 }}</ref> 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.<ref>{{Cite webWeb kaynağı| url = http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html | başlık = The Once & Future Sun | erişimtarihi = 2005-12-07 | çalışma = [http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy] | yıl = 1997 | yazar = Pogge, Richard W. | biçim = lecture notes }}</ref>