Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi: Revizyonlar arasındaki fark
[kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Ömer Berkay (mesaj | katkılar) |
Ömer Berkay (mesaj | katkılar) |
||
1. satır:
[[Dosya:Protoplanetary-disk.jpg|sol|thumb|300 px|Sanatçı gözüyle gezegen öncesi disk]]
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>{{Web 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 =23 Temmuz 2006| çalışma = American Philosophical Society | yıl = 1909 | arşivengelli = evet}}</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">{{Web 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 =27 Aralık 2006| çalışma = University of Arizona | arşivengelli = evet}}</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
Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve ''güneş öncesi bulutsu'' olarak bilinen bölge<ref>{{Web kaynağı | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1983coex....1....3I | başlık = The chemical composition of the pre-solar nebula | erişimtarihi =15 Şubat 2007| çalışma = Amherst College, Massachusetts | yazar = Irvine, W. M. | arşivengelli = evet}}</ref> 7.000 ile 20.000 [[Astronomik birim|AB]] çapında<ref name= "Arizona" /><ref name="Rawal_1985">{{dergi kaynağı | soyadı = Rawal | ad = J. J. | ay = Ocak | yıl = 1985 | başlık = Further Considerations on Contracting Solar Nebula| journal = Physics and Astronomy | cilt = 34 | sayı = 1 | sayfalar = 93–100 | doi = 10.1007/BF00054038 | url = http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/fulltext.pdf | biçim = [[PDF]] | abstract = http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/ | erişimtarihi=27 Aralık 2006}}</ref> ve Güneş'in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar).<ref name="Kitamara">{{Dergi kaynağı|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"/>
| erişimtarihi =16 Kasım 2006}}</ref><ref>{{Web kaynağı | url = http://www7.nationalacademies.org/ssb/detectionch3.html | başlık = Present Understanding of the Origin of Planetary Systems | erişimtarihi = 19 Ocak 2007 | yayımcı = National Academy of Sciences | tarih = 5 Nisan 2000 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20090803020055/http://www7.nationalacademies.org/ssb/detectionch3.html | arşivtarihi = 3 Ağustos 2009 | ölüurl = no }}</ref>
8. satır:
[[Dosya:M42proplyds.jpg|sağ|thumb|250 px|Işık yılları genişliğinde, güneşin oluştuğu öncül bulutsuya benzeyen, [[Orion Bulutsusu]]'nda gezegen öncesi disklerin [[Hubble Uzay Teleskobu|Hubble]] tarafından çekilmiş görseli.]]
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
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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v589n1/56674/56674.text.html | başlık = The Formation of Planetesimals | erişimtarihi =16 Kasım 2006| çalışma = The American Astronomical Society | yıl = 1973 | yazar = Peter Goldreich and William R. Ward | arşivengelli = evet}}</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]]ler gibi yüksek [[erime noktası]]na sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gökcisimleri sonunda [[yerbenzeri gezegen]]ler oldu. Daha ötelerde Jüpiter'in
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 kaynağı|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 | biçim = PDF|erişimtarihi =16 Kasım 2006}}</ref><ref>{{Web 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 =2 Nisan 2007| 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 | arşivengelli = evet}}</ref>
|