Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hipotezleri tarihi

Kimse bugünkü anlamıyla Güneş Sistemi'ne inanmadığı için eski yazıtlarda dünyanın kökeni ve kaderiyle ilgile fikirlerde Güneş Sistemi'nin vardığına dair teorileri ilişkilendiren bir girişim yoktur. Güneş Sistemi'nin oluşum teorisine dair ilk adım, Güneş'in merkezde ve Dünya'nın etrafında döndüğünü iddia eden günmerkezlilik teorisidir. Bu fikir binlerce yıl süregelmiştir lakin 17. yüzyılın sonuna doğru yaygın olarak kabul görmüştür. "Güneş Sistemi" terimi ilk 1704 yılında kullanılmıştır.[1][2]

Günümüzde kabul görmüş teorilerDüzenle

 
Ressamın öngezegensel disk betimlemesi

En yaygın gezegensel oluşum teorisi, 4, 6 milyar yıl önce ve ışık yılı ötede dev moleküler bulutların yerçekimsel çarpışmasına dayanan nebula hipotezidirGüneş dahil birçok yıldız, bu bulut çarpışmasıyla oluşmuştur. Güneş Sistemi'ni oluştura gaz nispeten Güneş'in kendisinde daha büyüktür. Kütlenin çoğu merkezde toplanıp Güneş oluşturmuş kalanın düzleşerek gezegenleri ve diğer Güneş Sistemi elemanlarının oluşturan protogezegensel diski oluşturmuştur.

Güneş ve gezegenler doğduğu gibi sonunda öleceklerdir. Güneş yaşlanmaya başlayınca, soğuyacak ve birçok kere kendi çapından dışarı şişerek kırmızı dev olacak daha sonra dış kabuğundan çıkarak yıldız cesedi de denilen beyaz cüceye dönüşecektir. Gezegenlerin bir kısmı Güneş'i takip edecek ve kalanlar yıldızlararası uzaya atılacak ve Güneş'i takip edenler zamanı gelince yok olacaklar.

Yine de, bu hipoteze karşı olan savlar var.

Oluşum hipoteziDüzenle

Güneş Sistemi'nin kökenine dair ilk öneri Fransız filozof ve matematikçi René Descartes'in 1662 ve 1663'te yazdığı lakin engizisyon yüzünden 1664'te ölümünden sonra basılan Le Monde (ou Traité de lumière)'dir. Descartes'e göre Evren, dönen parçacık vorteksleriyle doludur ve Güneş'le gezegenler, bilinçli olarak birleşen parçacıkların oluşturduğu büyük vortekslerin sıkışmasıyla oluşmuştur.[3]

1944'teki vortek modeli[3] Alman fizikçi ve filozof Baron Carl Friedrich von Weizsäcker tarafından Kartezyen modelini temel alarak oluşturduğu Laplasyen bulutsu diskindeki türbülans uyarımlı girdaptır. Her bir vokteksin saat yönüne dönüşünün kombinasyonları ve bütün sistemin saat yönünün tersine dönüşü Kepler yörüngesindeki bireysel elementlere yön gösterebilir ki, bu da sistemin bütün hareketi göz önüne alınırsa bir miktar enerji yayılımına yol açabilir ama madde iç-vorteks sınırlarında yüksek hızla çarpışabilir ve bu bölgelerdeki yuvarlak girdaplar dairesel yoğunlaşma olacak şekilde yoğunlaşır. Bu açısal momentum sorununa çözüm sunmadığı gibi, ne Ay'ın oluşumunu ne de Güneş Sistemi'nin basit özelliklerini de açıklamamaktadır.[4]

The Weizsäcker modeli 1948'de Hollandalı teorik fizikçi tarafından normal girdaplar çıkarılmış ve, yerçekimsel kararsızlığın geçerli olmadığı çok kalın bulutsuya yol açacak, rastgele türbülansla yer değiştirmiştir.[3] Bu sayede gezegenlerin yapışmayla oluştuğu sonucuna varmış ve dış ve iç bölgelerdeki sıcaklık farkından kaynaklanan düzensiz fark (katı ve sıvı gezegenler) da açıklanmıştır ve önce sıcak sonra giderek soğuyan refrakterler (uçucu olmayan) iç bölgede sıkışmıştır. Bu varsayımdaki temel sorun, türbülanslı yayılımın bin yıl boyunca gezegenlere oluşması için gereken zamanı vermemesidir.

İlk defa 1734'te Emanuel Swedenborg[5] tarafından önerilen bulutsu hipotezi daha sonra 1755'te Immanuel Kant tarafından genişletilmiş ve detaylandırılmıştır. Yine benzer bir teoriyi 1796'da Pierre-Simon Laplace de oluşturmuştur.[6]

1749'de, Georges-Louis Leclerc, Comte de Buffon gezegenlerin Güneş'e çarpan kuyruklu yıldızlar sayesinde kopan cisimlerle oluştuğunu öne sürdü. Lakin 1796'de Laplace, bu fikri o yolla oluşan her gezegenin Güneş'e çarpacağını göstererek çürütmüştür. Laplace gezegenlerin neredeyse dairesel yörüngelerinin oluşumlarının sonucu olduğunu düşünüyordu.[7] Bugünlerde, kuyrukluyıldızların Güneş Sistemi'ni oluşturmak için çok küçük olduğu biliniyor.[7]

1755'te Immanuel Kant, bulutsuyu gözlemleyerek yıldızların ve gezegen oluşumlarının bölgesi olarak yorumlamıştır. 1796'de Laplace, bunu bulutsunun yıldıza çöktüğünü tartışarak genişletmiştir ve daha sonra kalan madde gitgide dışarı eğrilerek düz diske dönüşmüştür ki, bu da gezegenleri oluşturur.[7]

Alternatif teorilerDüzenle

Bulutsu hipotezi başlangıçta açısal momentum engeliyle karşılaşır ki; eğer Güneş bu tarz bulutsuların çöküşüyle oluştuysa, gezegenler çok daha yavaş dönüyor olması gerekir. Güneş, sistemin yüzde 99.9 kütlesine sahip olsa da açısal momentumun yüzde 1'ni oluşturur.[8] Bu da Güneş'in daha hızlı dönmesi gerektiğini açıklar.

Gelgit teorisiDüzenle

Açısal momentum sorununu çözmek için yapılan girişimler "çift-cisim" teorisinin iadesinin lehine olan geçici olarak vazgeçilmesidir.[7] On yıllarca, birçok astronomJames Jeans'in 1917 yılında diğer yıldızların Güneş'e yaklaşımından dolayı gezegenlerin oluştuğunu sunduğu gelgit teorisini tercih etmiştir. Bu ucu ucuna Güneş'ten büyük miktarda madde çekebilir ve diğer yıldızlar ortak gelgit kuvvetleriyle gezegenlere sıkışabilirler.[7] Fakat1929'de astronom Harold Jeffreys böyle bir çarpışma tehlikesine büyük ölçüde karşı çıktı.[7] Amerikalı astronom Henry Norris Russell'de hipoteze gezegenlerin açısal momentumdan dolayı tekrar Güneş'e çarpacağını savunarak itiraz etmiştir.[9]

Chamberlin-Moulton modeliDüzenle

Forest Moulton 1900'da bulutsu hipotezinin açısal momentum yüzünden gözlemlerle tutarsız olduğunu gösterdi. Moulton ve Chamberlin 1904'te gezegenimsi teorisini açıkladı.[10] Zamanın astronomları Lick rasathanesinin Güneş Sistemi oluşumunun kanıtı "sarmal bulutsu" resmine inanmaya başladılar. Shapley-Curtis ondan sonraki 16 yıl boyunca resmi tartıştı ve resmin galaksilere ait olduğu ortaya çıktı. Astronomi tarihindeki temel sorunlarda biri de bulutsular ve galaksiler arasındaki tartışmadır.

Moulton ve Chamberlin bir yıldızın Güneş'in genç döneminde yanından geçerek gelgite yol açtığını ve bunun da Güneş'in uzantılarına yol açtığına ve sonuç olarak iki yıldızdan da dışarı maddeler çıktığını önerdi. Dışarı çıkan maddelerin birçoğu geri dönerken bir kısmı da yörüngede kaldı. Uzantılar soğuyarak sayısız, ufak, gezegenimsi parça ve birkaç büyük gezegen başlangıcı oluşturdu. Bu model 30 yıl boyunca kabul gördü ve 40'lı yıllarda Jüpiter'in açısal momentumunun uyumsuzluğuyla vazgeçilmiştir.[3]

Lyttleton senaryosu[3]Düzenle

 1937 ve 1940'ta, Ray Lyttleton Güneş'in yoldaşı olan yıldız başka bir yıldıza çarptığını iddia etti. Buna benzer bir senaryo Henry Russell tarafından 1935'te öne sürüldü ve kabul edilmedi. Lyttleton karasal gezegenlerin kendi kendilerine yoğunlaşamayacak kadar küçük olduklarını gösterdi ve çok büyük bir gezegen başlangıcının döngüsel kararsızlıktan ikiye ayrılıp Jüpiter ve Satürn'ü oluşturduğunu iddia etti. 1940 ve 1941'da oluşturulan sonraki model, Güneş hariç bir çift yıldız daha içiriyordu ki çift yıldız birleşir, sonra döngüsel kararsızlıktan dolayı dağılır ve sistemde Güneş tarafından yakalanacak parçacıklar bırakarak sistemi terk eder. Lyman Spitzer'in itirazları bu model içinde geçerlidir.

Kuşak yapısı modeliDüzenle

İsveçli astrofizikçi Hannes Alfvén, 1954, 1975, ve 1978'de[11] elektromanyetik etkiyi parcaçık hareketi denkleminde, açısal momentum dağılımını ve düzensel farkları açıkladı. 1954'te sunduğu ilk kuşak yapısı varsayımsal olarak çoğunlukla helyum yüklü ve biraz katı parçacıkları ("meteor yağmuru") A-bulutu, çoğunlukla hidrojen yüklü B-bulut, çoğunlukla karbon yüklü C-bulutu ve çoğunlukla silisyum ve demir yüklü D-bulutu vardı. A-bulutundaki kirlilikler Mars ve Ay'a, B-bulutundakiler Merkür, Venüs ve Dünya'a, C-bulutundakiler Plüton ve dış gezegenlere, D-bulutundakiler Triton'a dönüşmüştür.

Yıldızlararası bulut teorisiDüzenle

1943'te, Sovyet astronom Otto Schmidt Güneş'in şimdiki formunda yoğun yıldızlararası buluttan geçerek, toz ve gaz bulutunda sarmal geliştiğini ve böylece gezegenlerin oluştuğunu sunmuştur. Böylece açısal momentum sorunu yavaş dönüşün Güneş'in kendisine özgü olduğunu ve gezegenlerin Güneş'le aynı anda oluşmadığını varsayarak çözülmüş oldu.[7] Modelin uzantıları, Gurevich ve Lebedinsky (1950), Safronov (1967, 1969), Safronov ve Vityazeff (1985), Safronov ve Ruskol (1994), ve Ruskol (1981), ve diğerleriyle beraber oluşturulmuştur[3] Lakin, bu hipotez Victor Safronov tarafından şiddetli bir şekilde Güneş Sistemi'nindeki gezegenleri oluşturmak için geçen süreyi aştığını belirterek çürütmüştür.[7]

Ray Lyttleton teoriyi Bondi ve Hoyle tarafından 1944'te tanımlanan büyümenin mekanik çizgisini önererek üçüncü kütlenin gerekli olmadığını göstermiştir.[12]

Hoyle'nin hipoteziDüzenle

Bu modelde[3] (1944) ortak yıldız gezegenler ve Güneş'ten madde çekerek novaya dönüşür. Bir yıl sonraki versiyonda süpernova olarak anıldı. 1955'te Laplace'a benzer bir sistem sundu ve 1960'ta matematiksel olarak daha detaylısını sundu. Laplace'dan disk ve Güneş arasındaki matematiksel torkdu ki hemen etkileyecek yahut Güneş'e oranla gezegensel sisteme daha fazla madde çekecekti. Tork manyetik birleşmeye yol açar ve açısal momentumu Güneş'ten diske aktarır. Manyetik alan yoğunluğu 1 gauss olmalıdır. Torkun varlığı diskin içinde donmakta olan kuvvetin manyetik çizgilerine dayanmaktadır. ( kuvvetin çizgilerindeki MHD (manyetik-hidrodinamikler) teorisinin sonucu). Disk çekilirken güneşsel yoğunlaşma ısısı refrakterlerin yekpare olması için 1000 derece Kelvin'den yüksek olamaz ve muhtemelen yoğunlaşmayla ve birikimle büyüyebilen ince dumandır. Bu parçacıklar diskten eğer Dünya'nın yörüngesi 1 m'den küçükse süpürülmüştür. Bu model kütle ve gezegenlerin yapısıyla uyumludur ve açısal momentumun manyetik birleşmeye yol açması makul bir fikirdir lakin, Mars ve Merkür'ün küçük kütlesinin ve astroit kuşağının eşleşmesini açıklamıyor.

Kuiper'in teorisiDüzenle

Gerard Kuiper (1944)[3] normal girdapların imkânsız olduğunu ve yoğunlaşma esnasında Güneş bulutsusunun içinde yerçekimsel dengesizliklerin var olabileceğini iddia etti. Bu Güneş bulutsusu Güneş'le aynı anda ve mekanda oluşmuş ya da bulutsu tarafından yakalanmış olabilir. Yoğunluk dağılımı gezegensel sistem ya da yıldızlararası eş olarak tanımlanabilir. Gezegenlerin iki türü de Roche limitine göre tanımlanmıştır. Kuiper Güneş' G sınıfı yıldız olarak tanımladığı için yavaş dönüşünü açıklama gereği duymamıştır.

Whipple'in teorisiDüzenle

Fred Whipple'in 1948 senaryosunda[3] 60.000 AB çapında ve 1 Güneş kütlesindeki (M☉) duman bulutu Güneş'i oluşturabilir. Önemsiz miktarda açısal momentumu sayesinde Güneş'le benzer özellikleri vardır. Bu duman bulutu büyük açısal momentumlu küçük yıldızlar ele geçirir. Büyük duman bulutu ve gaz bulutsusu için çökme süresi 100 milyon yıldır ve çöküş hızı başta yavaştır ve giderek hızlanır. Gezegenler küçük bulutların sıkışmasıyla oluşmuştur ve büyüme orta dirençli etkinin dışmerkezçiliği düşüreceği için yörünge neredeyse dairesel olur, yörüngesel yönelim benzer olacaktır çünkü küçük bulut başlangıçta küçük ve hareketleri ortak yöndedir. Öncül-gezegenler daha fazla uçucu bileşiğin kaybolacağı kadar çok ısınabilir ve yörünge hızı mesafenin artışıyla azalır ki karasal gezegenler daha fazla etkilenebilsin. Bu senaryonun eksikleri gerçeklerin öncül varsayımlar olarak tanımlanması ve hipotezin çoğunun sayısal hesaplamalar tarafından desteklenmemesidir. Bu sebeplerden dolayı fazla kabul görmemiştir.

Urey'in modeliDüzenle

Astrokimya'yı bulan Harold Urey, 1951, 1952, 1956 ve 1966'da çoğunlukla Chandrasekhar sabitlik denklemlerine ve gök taşlarına dayalı ve ilkel Güneş tarafından kuşatılan gaz ve toz diskindeki yoğunluk dağılımını ele alan bir senaryo geliştirdi.[3] Cıva gibi uçucu elementler karasal gezegenler tarafından tutulacağından kısmen kalın gaz ve toz hâlesi gezegenleri Güneş'ten korur. Ay büyüklüğündeki saf karbon kristalleri olan elmasları oluşturmak için yerçekimsel olarak kararsız olan gaz kürelerinin daha sonra gaz ve toz yayan disk içinde oluşması gerekir. Gaz Güneş tarafından aydınlatılırken, basınç gazın kaybolduğu ve elmasın grafite dönüştüğü sürece azalır. Bu koşullar altında önemli bir iyonizasyon mevcut olacaktır ve açısal momentum Güneş'ten taşınabileceği için gaz manyetik alandan dolayı hızlanır. Bu Ay büyüklüğündeki cisimler, gaz yayılmasıyla, çekirdekten toplanmış katıları arkasında bırakarak, küçük parçaları uzaya ve büyük parçaların gezegenlerle birleşmesini sağlayarak çarpışmalar sonucu yok olmuştur. Harold Urey, Ay'ın kurutulan çekirdek olduğunu öne sürmüştür.

Öncül-gezegen teorisiDüzenle

1960 1963 ve 1978 yılında,[13] W. H. McCrea Güneş'in ve gezegenlerin aynı buluttaki maddelerde oluştuğunu ve küçük gezegenlerin Güneş'in büyük çekimi sonucu Güneş'le birleştiğini iddia ettiği öncül-gezegen teorisini sunmuştur.[7] Öncül-gezegendeki fizyonu da içerir ve güneşsel bulutsu yoktur. Pıhtıların yığılmaları (yıldızların doğduğu yıldızlararası maddede olduğu farzedilen süpersonik türbülansı oluşturduğu varsayılmıştır) Güneş ve öncül-gezegenleri ikincil ayrılma gezegenleri oluşturdu. Kütle oranı en az 8'e 1 olan iki kısım yerçekimsel olarak birbirine bağlı kalamaz ve dış gezegenler Güneş Sistemi'nden çıkarken, iç gezegenler bağımsız yörüngelerine giderir. İç gezegenler Venüs-Merkür ve Dünya- Mars'tır. Birbirine yakın temasta bulunan öncül-gezegenin ayrılmış iki parçasındaki damlacıkları kocaman gezegenlerin uydularını oluşturur ve bu damlacıklar birkaç asteroittir. Karasal gezegenlerin büyük uyduları yoktur ve bu Ay'ı açıklamamaktadır. Bu Mars ve Dünya'nın benzer açısal momentumu, benzer dönüş periyotu ve eksen eğimini tahmin etmiştir. Bu şemada iki kayasal (Mars ve Dünya), iki büyük (Jüpiter ve Satürn) ve iki dış (Uranüs ve Neptün) olarak üzere altı ana gezegen ve üç küçük gezegen (Merkür, Mars. Plüton) bulunur.

Bu teori bütün gezegenlerin aynı yönde döndüğü gibi birçok olasılık dışı hatalar içerir.[7]

Cameron'ın hipoteziDüzenle

Amerikan astronom Alastair G. W. Cameron'ın hipotezinde (1962 ve 1963 yılında oluşturuldu),[3] öncül-Güneş 100.000 AB çapı ve 1-2 Güneş'lik kütlesiyle çekimsel olarak kararsızdı ve çökerek küçük alt birimlere ayrıldı. Manyetik alan 1/100.000 gauss şiddetindedir. Çöküş esnasında manyetik alan çizgileri kıvrılmıştır. Çöküş hidrojenin iyonlaşması ve helyumun çift iyonlaşması sebebiyle hızlı geçekleşmiştir. Açısal momentum Laplace diskini oluşturan döngüsel kararsızlığa öncülük etmiştir. Bu aşamada radyasyon fazla enerjiyi giderecek ve disk nispeten kısa bir süre içerisinde (yaklaşık 1 milyon yıl) soğuyacak. Bunların toplanması ay sistemlerinin evriminin oluşması sırasında üretilen diskler olan dev gezegenleri oluşturur. Karasal gezegenlerin, kuyruklu yıldızların ve asteroitlerin oluşması parçalanma, ısınma, erime, katılaşma ve benzeri olaylar sonucu gerçekleşmiştir. Cameron Ay'ın temeline dair Büyük Saçılma ya da Dev çarpışma hipotezini de oluşturmuştur.

Yakalama teorisiDüzenle

1964 yılında MM Woolfson tarafından önerilen yakalama teorisi, Güneş Sistemi'nin Güneş ve düşük yoğunluklu öncül-yıldız arasındaki gelgit etkileşimlerden oluştuğunu ileri sürer. Güneş'in yerçekimi daha sonra gezegenleri oluşturan öncül-yıldızın yaygın atmosferinden malzeme çeker.[14] Ancak, yakalama teorisi Güneş'in yaşını diğer gezegenlerde farklı olduğunu iddia eder lakin Güneş ve Güneş Sistemi'nin geri kalanı kabaca aynı anda oluşmuştur.[15]

Yakalanan gezegenlerin başlangıçta dışmerkezcil yörüngeleri olduğu için Dormand ve Woolfson 1974 ve 1977 yılında çarpışma ihtimalini ileri sürdü. Güneş'in yakaladığı ve gezegenlerin oluştuğu öncül-yıldız geçişiyle bir parça dışarı atıldı. Bu teoride parçacıklarda altı noktasal kütleye karşılık gelen altı ilk gezegen vardır. Bunlar en içteki Güneş Sistemi'nden atılan ve Neptün'ün iki katı ağırlıkta olan A ve B gezegenleri ve Uranüs'ün üçte biri büyüklükteki Dünya ve Merkür'e bölünmüş olanıdır. Mars ve Ay A gezegeninin eski uydularıdır. Merkür ya B gezegeninin parçası ya da A gezegeninden kaçmış uydudur. Çarpışma aynı zamanda asteroit kuşağını ve kuyrukluyıldızları üretti.

Amerikan astronom ve donanma yüzbaşı T.J.J. See Ellery Hale için the Lowell Observatory çalışmıştır. T.J.J. See "Popular Astronmy"deki (Popüler Astronomi) ve "Astronomische Nachrichte"deki (Astronomik Haberler) (çoğunlukla İngilizce) makaleleri sayesinde geniş kitleler tarafından takip edilmiştir. USNO'nun Mare adasındaki Cal. istasyonundayken yakalama teorisini 1910 yılında basılan "Yıldızlararası Sistemlerin Evrimi üzerine Araştırmalar: v.2" de geliştirdi. Kozmik evrimin yakalama teorisi, sarmal bulutsu, gezegen sistemi, çoklu yıldız kümeleri ve Samanyolu'nun yıldız bulutları, dış Güneş Sistemi'nde gezegenlerle ve dinamik ilkelerle tanımlanmıştır. Bu gezegenimsi hipotezinin kurucularından biri olan Forest Moulton'la bir kavgaya yol açtı. Teorinin ön izlenimi Oakland, Kaliforni'yadaki Chabot rasathanesindeki ASP'de (Pasifik Astronomi Topluluğu) 1909 yılında sunulmuştur ve gazete manşetleri "Prof. See'in kağıt his yaratır" (San Francisco Call) ve "Bilim adamlarının Bulutsuya kızgınlığı" (San Francisco Examiner) olarak atıldı. Güncel bilgimiz doğrultusunda teorinin özel durumlara ihtiyaç duyduğu için muhtemelen yanlış olduğuna kanaat getirildi.[10]

Güneş fizyonuDüzenle

İsviçreli astronom Louis Jacot (1981 1962 1951), Weisacker ve Ter Haar gibi, girdapların Kartezyen fikrini devam ettirmekte, ama vortekslerin hiyerarşisi ya da vorteks içindeki vorteksi (uydu sistemi vorteksi, Güneş Sistemi vorteksi, galaktik vorteks) sunmuştur. Jacot gezegenlerin yörüngelerini yuvarlak ya da eliptik değil sarmal olduğunu ve böylece Güneş Sistemi'nin genişlemekte olduğunu öne sürdü (gezegenler Güneş'ten uzağa doğru hareket ederler). Gezegenlerin yörüngelerinin yuvarlak olmadığı ve dışarı kıvrıldığı bilinen bir gerçektir. Dünya'nın ayrıksı yılı (günberiden günberiye ölçülen gezegen yörüngesi) yıldız yılından 4 dakika 44 saniye daha uzundur (arka fon yıldızlarına göre ölçülen gezegen yörüngesi). Yine de vorteksde değil, belirli bir gezegen üzerindeki yerçekimsel yerdeğişim kabul edilen bir açıklamadır. Güneş Sistemi'nin genişlemesinin yanı sıra, Jacot galaksi genişlemesini de öne sürmüştür (yıldızlar merkezden dışarı hareket eder) ve uydular gezegenlerden dışarı hareket eder.

Jacot özellikle döngüden dolayı oluşan ekvatoral şişkinlikten gezegenlerin Güneş'te atıldığını ve onlardan birinin parçalanarak asteroit kuşağını terk ettiğini iddia eder. Kuiper kuşağının o zamanda bilinmemesine rağmen muhtemelen aynı kırılmanın sonucudur. Gezegenler gibi uydular gezegensel kovulmaya dayanır ama kendi ana gezegenlerinden yıkılmalarla kuşağı terk etmiş ve Dünya sonunda diğer uyduyu çıkaracaktır.

Bu modelde gezegenlerin dört evresi vardır: dönüş olmaksızın Güneş'e aynı yüzünü dönerek "Merkür'ün şu an yaptığı gibi" (1965 yılından beri böyle olmadığını biliyoruz), çok yavaş, hızlanmış, ve son olarak günlük dönüş.

Vorteks davranışından dolayısıyla iç ve dış gezegenlerin ve iç ve dış uyduların farkını açıklamıştır. Merkür'ün dışmerkezcil yörüngesi Güneş'in ve Venüs'ün yavaş dönüşünden kovulmasını açıklamıştır.

Jacot vorteksler konusunda kısmen haklıydı. Araştırmacı Montreal'de Concordia'da makine mühendisi profesörü olan George Vatistas, laboratuvarda vortekslerin merkezindeki geometrik şekillerini, galaksilerin benzer merkezi şekilleri, kareleri ya da üçgenleri olduğunun keşfini yapmıştır. Sarmal galaksiler vorteksdir. Doğadaki vortekslerde diğer geometrik şekiller bulunmuştur: Cassini tarafından Satürn atmosferinin güney kutbundaki altıgen ve 2003 yılında Isabel kasırgasında gözlemlenen beşgen.[16]

Tom Van Flandern modeli[17][18][19][20] ilk defa yılında 1993 kitabının ilk versiyonunda yer almıştır. 1999 yılında ve sonraki versiyonda özgün Güneş Sistemi'nin farklı zaman, sıcaklık, büyüklük ve yapılarda fazla dönen Güneş'in (merkezkaç kuvveti yerçekiminin yener) ekvatoral çıkıntılarından kopan altı çift gezegen vardır ve 100 milyon yıl sonra altı gezegenin patlamasıyla yoğunlaşan ısı yayan bulutsu diski vardır. Bunların dördü helyum yoğunluklu, akışkan ve kararsızdır (helyum cinsi gezegen). Bunlar V (Bellatrix) (V beşinci gezegeni temsil eder, Merkür ve Mars dahil ilk dört), K (Kripton), T (Neptün ötesi), ve X gezegeni. Bu durumlarda, küçük uydular patlar çünkü gelgitin gerilimi iki ana asteroitin dört parça kuşağını terk eder. Geç Dönem Ağır Bombardımana sebep olan patlamaları olan LHB-A gezegeni Jüpiter'le ikizlenir ve LHB-B gezegeni Satürn'le ikizlenir. LHB-A, Jüpiter, LHB-B, Satürn gibi dev gezegenlerin iç ve küçük eşleri muazzam gelgit geriliminden dolayı patlar. Patlamalar uydular parçalanmadan önce yer alır. Altısı akışkan olduğu için hiçbir iz bırakmaz. Katı gezegenler bir uyduya bölünürler ve Merkür Venüs'ün uydusuydu ama Güneş'in çekimsel etkisinden dolayı dışarı kaymıştır. Bellatrix'in uydusuydu.

Gezegen ve uydu patlamasına karşı en büyük sav bu tarz patlamalara yol açacak kadar kuvvetli bir enerji olmamasıdır Van Flandern buna karşı üç muhtemel teknik üretmiştir:[21] hal değişimi, doğal nükleer reaktör ve yerçekimsel ısı enerjisi. İlk ikisi küçük gezegenler için yeterli enerjiyi üretir, ama üçüncüsü ilgisini kaybetmiş olan LaSage çekimi üzerine kurulmuştur.

Diğer ana sav ise ana kuşakta patlama için yeterince kütle olmamasıdır, lakin bu tarz patlamalarda kütlenin çoğu buharlaşır. Van Flandern bu tarz patlamalarda 11 iz çizgisinde 100'ün üzerinde kanıt noktası vardır. Patlamış gezegen hipotez Olbers (1812), Lagrange (1814), Reginald Daly (1944),[22] Brown ve Patterson (1948), Sergei Orloff (kayıp gezegene Phaeton ismini veren[23][24][25][26][27]), Ovenden (1972, 1973), Opik (1978).

Bu gezegenlerin (ve uyduların) ikizlenmesini açıklaya tek modeldir ve hatta düzlemdeş ve yuvarlak yörüngeleri, açısal momentum dağılımını, asteroid kuşağını, Mars ve Merkür'ün küçüklükleri ve yörüngesel anormalliklerini, geç dönem ağır bombardımanlarını da açıklamaktadır.

Bölünme yakın çift yıldızların oluşumunu ve galaksi ve galaksi kümelerinin oluşumu için Güneş patlamalarını da açıklamaktadır.[28]

Herndon'ün modeliDüzenle

Bu güncel modelde[29] (J. Marvin Herndon tarafından), iç (büyük çekirdekli) gezegenler, yoğunlaşmayla ve yüksek basınç ve sıcaklıktaki dev gaz öncül-gezegenlerden yağarak oluşur. T Tauri (T Tauri yıldızı) Güneş patlamaları gazları iç gezegenlerden atar. Merkür tam olarak yoğunlaşmamıştır ve bir kısmındaki gazlar dışarı atılmış ve Mars ve Jüpiter arasındaki boşluğa taşınmıştır ve orada Güneş Sistemi'nin dış sınırlarında erimiş ve oksitlenerek yoğunlaşmış ve sıradan kondirit meteorları, ana kuşak asteroitleri ve özellikle Mars ve iç gezegenleri kaplamak için oluşmuştur. İç gezegenler arası fark, farklı öncül-gezegenlerin basınç derecelerindeki farkların birincil sonucudur. Basıncı azaltan gezegensel hacmi yükseltmek için iki tip cevap vardır: yüzey alanını arttırmak için oluşan çatlaklar ve kıvrımlarda değişim yapmak için dağ aralıkları yaratan katlamalar.

Bu gezegen oluşum teorisi doğal nükleer fizyon reaktörleri içeren ve Herndon tarafından Güncel Bilim (Current Science) dergisinde 2005-2013 arası 11 makale ve 2008-2012 arası 5 kitapta açıklanmış Tüm Dünya Basınç Düşürme Dinamiği (TDBDD) teorisinin genişletilmiş hâlidir. Herndon bunun bölünemez, yani Dünya'nın temel görüşlerinin mantıklı sebeplerle bağlandığını sunar ve Jüpiter gibi dev gezegenlerin ilkel yapılarından anlaşılabilir.

1944 yılında, Alman kimyager ve fizikçi Arnold Eucken Dünya'nın termodinamiğinin 100-1000 atm basınçtaki dev öncül-gezegendeki yoğunlaştığını düşünmüştür. 1950'lerde ve 1960'ların başında bu tür basınçlarda gezegen oluşumuna dair tartışma vardı, ama bu fikir 1963 yılında Cameron'un düşük basınç teorisiyle yer değiştirdi.

Teorilerin sınıflandırılmasıDüzenle

Jeans, 1931 yılında, çeşitli modelleri iki gruba ayırdı: gezegen oluşumu için gerekli olan maddenin Güneş'ten geldiğini iddia edenler ve etmeyenler ve bunlar eşzamanlı veya ardışık olabilir.

William McCrea de, 1963 yılında, iki gruba ayırdı: gezegenleri oluşumunu Güneş'in oluşumuyla ilişkilendirenler ve Güneş'in oluşumundan bağımsız olduğunu yani gezegenlerin Güneş'in normal bir yıldız olduktan sonra oluştuğunu söyleyenler.[3]

Ter Haar ve Cameron[30] Güneş'in gelişmesi olan kapalı sistem ve Güneş harici başka bir öncül-yıldızla başladığını savunun Güneş kılıfı olarak ayırdılar.Belot Güneş ile etkileşimli olan açık sistemi tekçi ve gezegen sisteminin gelişmesinde temel yardımları olan yabancı cisimleri ikicil olarak değerlendirdi.

Hervé Reeves' sınıflandırması[31] Güneş'le eş materyale sahip olmak ya da olmamak ve değiştirilmiş ya da değiştirilmemiş yıldız/yıldızlararası materyalden oluştuğuna göre kategorize edilmiştir. Hervé Reeves' bunu dört gruba ayırdı: Swedenborg, Kant, ve Laplace tarafından 1700'lerde oluşturulan güneşsel bulutsuya ait modeller, ana destekçileri Alfvén ve Gustaf Arrhenius (1978) ve Alfvén ve Arrhenius olan yıldızlararası boşluktan elde edilen bulutlar, Lyttleton tarafından 1940'lı yıllarda sunulan kardeş yıldızın bir şekilde parçalandığı ve parçaların bir kısmının Güneş tarafından yakalandığını savunan çift yıldız hipotezi ve Jeans, Jeffreys, Woolfson ve Dormand'ın fikir olan kapalı yaklaşım parçası.

Williams ve Cremin'e[3] göre kategoriler: (1) gezegenlerin oluşumu ve kökenin temelde Güneş'e bağlı olduğu ve aynı anda ya da ardışık gerçekleştiği savunan modeller, (2) gezegenlerin Güneş'ten bağımsız ve Güneş'in normal bir yıldız olmasından sonra oluştuğunu savunan modeller ve bu modeller kendi içerisinde ikite ayrılır: a) gezegenlerin oluşumu için gerekli olan materyallerin Güneş'ten ya da başka bir yıldızdan geldiği, b) materyal ihtiyacının yıldızlararası boşluktan sağlandığı. Hoyle'in manyetik eşleme ve McCrea'in pıhtılar modelinin en iyi model olduğuna karar verdiler.

Woolfson[4] kategorileri:1) Laplace, Descartes, Kant, ve Weisacker dahil olduğu tekçi 2) Leclerc (Comte de Buffon), Chamberlin-Moulton, Jeans, Jeffreys, ve Schmidt-Lyttleton dahil olduğu ikicil.

Bulutsu hipotezini tekrar gündeme gelişiDüzenle

 
Hubble Uzay Teleskobunda görülen Beta Pictoris

1978 yılında, astronom A.J.R. Prentice açısal momentum sorunun merkezdeki dönüşü yavaşlamış asıl diskteki toz taneleri tarafından yaratılan çekimle çözüleceğini önerdiği Modern Laplace Teorisinde Laplace bulutsu modelini yeniden canlandırmıştır.[7][32] Prentice, genç Güneş'in protogezegensel diske açısal momentum aktardığını ve T Tauri yıldızı'nda gezegenimsilerin süpersonik atılmalarla gerçekleştiğini önerdi.[7][33] Ancak, Prentice'in bu oluşumların simitlerde veya halkalarda olacağına dair savı bu halkaların gezegenler oluşturmadan yok olacağı şeklinde sorgulanmıştır.[7]

Modern yaygın kabul gören gezegen oluşum teorisinin doğuşu – Güneşsel Bulutsu Diski Modeli (GBDM)- Sovyet astronom Victor Safronov'un çalışmalarına dayanır.[34] "Protogezegensel bulutun evrimi ve Dünya ve gezegenlerin oluşumu" kitabı gezegenlerin oluşumu konusunda bilim insanları arasında uzun soluklu bir etki bırakmıştır.[35] Bu kitapta gezegen oluşum sürecinin hemen hemen tüm büyük sorunları formüle edildi ve bazıları çözüldü. Safronov'un fikirleri kontrolden çıkmış toplanma'yı bulan George Wetherill'in çalışmalarıyla daha da geliştirildi.[7] 1980'lerin başında, GBDM şeklinde bulutsu hipotezi astronomideki iki büyük keşif sayesinde ününe geri kavuşmuştur. Öncelikle, Beta Pictoris gibi bir dizi genç yıldız bulutsu hipotezi tarafından tahmin edildiği üzere çok soğuk toz diskleri tarafından çevrili bulundu. Sonra, 1983 yılında fırlatılan Kızılötesi Astronomik Uydu, soğuk materyal disklerinde döndüklerini açıklayacak olan fazla kızılötesi ışımaya sahip birçok yıldız gözlemlemiştir.

Seçkin konularDüzenle

Bulutsu hipotezi yaygın kabul görmüş olsa da,[36] birçok ayrıntı yeterince anlaşılmamış ve düzenlenmektedir.

Düzenlenmiş bulutsu hipotezi tamamen kendi Güneş Sistemi'mizin gözlemler dikkate alınarak yapılmıştır, çünkü 1990'lı yılların ortalarına kadar bilinen tek Güneş Sistemi'ydi. Bu hipotezin diğer gezegen sistemlerine de uygulanabilir olacağı beklenmiyordu, hatta bilim insanlar protogezegensel disk ya da diğer yıldızların etrafında gezegen bulmaktan dolayı bulutsu modelini test etmek için endişeliydiler.[37] 30 Ağustos 2013 tarihi itibarıyla 941 Güneş dışı gezegenin[38] keşfi bulutsu hipotezinin bu keşfedilmiş gezegenlerin varlığına göre tekrar düzenlenmesi veya yeni modellerin düşünülmesi gerektiğini gerekli kılmıştır.

Bugüne kadar keşfedilen Jüpiter kadar ve daha büyük gezegenlerin birkaç saatlik çok kısa yörüngesel periyotları vardır. Bu tarz gezegenlerin yörüngeleri yıldızlarına çok yakındır, öyle ki atmosferleri yıldızın radyasyonuyla azar azar soyulur.[39][40] Sıcak Jüpiter olarak adlandırlan gezegenleri açıklamak için ortak bir görüş yoktur, lakin öncü fikir şudur ki, Uranüs ve Neptün'deki gibi kendi yörüngelerinde dönen göçmen gezegenlerdir. Protogezegensel disk hidrojen ve helyum[41] doluyken gerçekleşen sürtünme ve açısal momentumun dev gezegenler ve protogezegensel diskteki parçacıklar arasında takasıdır.[42][43][44]

Gezegenlerin detaylı özellikleri başka bir sorundur. Güneş bulutsu hipotezi tüm gezegenlerin tam olarak ekliptik düzleminde oluşacağını ön görmüştür. Ancak, klasik gezegenlerin yörüngeleri elipse göre çeşitli (ama küçük) eğimleri vardır. Dahası, gaz devlerinin kendi dönüşleri ve uydu sistemlerini eliptik düzleme göre eğim yapmayacağı tahmin edilmiştir. Fakat, çoğu gaz devi önemli ölçüde eksen eğimine sahiptir örneğin Uranüs 98° derece eğimlidir.[45] Ay Dünya'ya ve diğer gezegenlerin düzensiz yörüngeli uydularına kıyasla büyüktür.Güneş Sistemi'nin başlangıcından sonra olan olaylarla açıklanmış gözlemlere şimdi inanılmaktadır.[46]

Güneş evrimi hipoteziDüzenle

Güneş enerjisinin fiziksel kaynağını ayırmak ve ne zaman ve nasıl tamamen biteceğini belirlemek için yapılan girişimler yüzyılda başladı. O zamanlar, Güneş'in ısı kaynağının yerçekimsel daralmaya dayandığı geçerli bşr bilimler görüştü. 1840 yıllarında, astronom J. R. Mayer ve J. J. Waterson Güneş'in devasa kütlesinin ısı üreterek kendi üzerine çökeceğini iddia etti. 1854 yılında Hermann von Helmholtz ve Lord Kelvin, bu ısının Güneş'in yüzeyine çarpan meteorlar sayesinde oluştuğunu öne sürdüler.[47] Ancak, Güneş'ın bu mekanizmayla aydınlatması Dünya'ya sadece 30 milyon-Dünya'nın yaşından çok az- yetecek kadar enerjiye sahipti. (Bu çöküş süresi Kelvin–Helmholtz zamanı olarak bilinir.)[48]

1905 yılında Albert Einstein'ın rölativite teorisi nükleer reaksiyonların enerji kaybıyla prekursörlerden yeni elementlerin oluşabildiği anlaşıldı. Arthur Eddington Güneş'i oluşturmak için gerekli olan yüksek enerjiyi üreten hidrojen atomlarının helyuma dönüşme işlemi için yıldızlardaki basınç ve sıcaklığın oldukça yeterli olduğunu Yıldızlar ve Atomlar tezinde belirtmiştir.[47] 1935 yılında, Eddington daha ileri giderek diğer elementlerin de yıldızlar içerisinde oluşabileceğini belirtmiştir.[49] 1945 yılından sonra toplanan spektral kanıt karbon, hidrojen, oksijen, azot, neon, demir, g, b, yaygın kimyasal elementlerin galaksi çevresinde oldukça homojen bir şekilde dağıldığını göstermiştir. Bu, elementlerin ortak bir kökene ait olduğunu gösterir.[49] Oranlardaki bir sürü anormallikler yaradılıştaki mekanizmanın altında gizlidir. Kurşunun altından daha yüksek atomik ağırlığa sahip olmasına rağmen kurşun daha yaygındır. Hidrojen ve helyum (1. ve 2. elementler) fiilen yaygın olmasına rağmen lityum ve berilyum (3. ve 4. elementler) oldukça nadirdir[49]

Kırmızı devlerDüzenle

19. yüzyıldan beri kırmızı dev yıldızların düzensiz tayfı bilinmektedir.[50] 1940'lı yıllarda George Gamow bunların iç çekirdeğindeki hidrojeni bitirmiş, dış kabuktaki hidrojeni yanan yıldızlar olduklarını anlamıştır. Bu Martin Schwarzschild'e kırmızı devlerle yıldızların sonlu ömürleri arasındaki bağlantıyı bulmasında yardım etmiştir. Günümüzde kırmızı devlerin yıldızların ömürlerinin son hâli olduğu bilinmektedir.

Fred Hoyle element dağılımının oldukça homojen olmasına rağmen farklı yıldızların farklı elementleri farklı yoğunlukta taşıdığını söylemiştir. Hoyle'e göre, bu onların kendi içlerinde yıldızları kökeni olması gerektiğini belirtir. Sadece yoğun basınç ve sıcaklık altında oluşan elementler, demirin atom numarası etrafında zirveye ulaşır. Hoyle demirin dev yıldızlar içerisinde oluştuğunun sonucuna varmıştır.[49] Böylece 1945 ve 1946 yıllarında Hoyle yıldız ömrünün son aşaması olduğunu belirtmiştir. Yıldız ölürken, katmanlı birleşme reaksiyonlarına sebep olarak kendi ağırlığı altında çöker. Karbon-12 helyumla birleşerek oksijen-16'yı, oksijen-16 helyumla birleşip neon-20'yi oluşturarak demire kadar gider.[51] Ancak karbon-12'yi üretecek bir yöntem bilinmemektedir. Karbon üretmek için berilyum izotoplarının birleşmesi çok kararsızdır ve üç helyum atomunun karbon-12'yi üretmesi Evren'in yaşının göz önüne alındığı zaman olanaksızdır. Ancak, fizikçi Ed Salpeter 1952 yılında berilyum izotopunun başka bir helyumla enerji ve kütle bakımından karbona eşitse karbonu oluşturmak için yeterli kısa zaman olduğunu göstermiştir. Hoyle, antropik ilkeyi kullanarak karbondan oluştuğunu göstermiştir. Karbon-12'in madde/enerji seviyesi tanımlandığında, Hoyle'in tahminin yüzde birkaçı olduğu bulundu.[52]

Beyaz cüceDüzenle

İlk beyaz cüce 40 Eridani üçlü yıldız sisteminde bulunmuştur. Bu üçlü yıldız sistemi nispeten daha aydınlık anakol yıldızı 40 Eridani A, yakında dönen 40 Eridani B ve anakol kırmızı cüce 40 Eridani C yıldızlarını içerir. 40 Eridani B/C eşi William Herschel tarafından on Ocak 31, 1783 tarihinde keşfedilmişrtir;[53], s. 73 Friedrich Georg Wilhelm Struve tarafından 1825 ve Otto Wilhelm von Struve tarafından 1851 yılında yeniden gözlemlenmiştir.[54][55] 1910 yılında, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering ve Williamina Fleming tarafından 40 Eridani B yıldızının A sınıfı yıldız olduğunu keşfetmiştir.[56]

Beyaz cücelerin keşiflerinden kısa bir süre sonra aşırı yoğun olduğu bulundu. Sirius B ve 40 Eridani B gibi çift yıldız olan yıldızların kütleleri yörünge gözlemleriyle tahmin edilebilir. Sirius B için 1910 yılında,[57] kütle 0,94 M☉ olarak ölçülmüştür. (daha güncel tahmin 1,00 M.)[58] Sıcak kütleler soğuk kütlelerden daha fazla ışıma yaptığı için yıldızın yüzey aydınlığı etkin yüzey sıcaklığından yani tayfından tahmin edilebilir. Eğer yıldızın uzaklığı biliniyorsa ortalama aydınlatması bilinebilir. Iki rakamın karşılaştırılması yıldızın yarıçapı verir. Bu tür muhakemeler Sirius B ve 40 Eridani B çok yoğun olması gerektiğini anlatır ve astronomları şaşırtır. Örneğin, Ernst Öpik 1916 yılında 40 Eridani B yıldızının Güneş'ten 25.000 kere daha yoğun olduğunu bulmuştur ama çok yüksek olduğu için kendisi "imkansız" diye nitelendirmiştir.[59]

Bu derece yoğunluklar mümkündür çünkü beyaz cüceler kimyasal bağlarla bağlı atomlardan değil bağlanmamış çekirdek ve elektron plazmasından oluşur. Bu şekilde çekirdekler daha yakın bir şekilde yerleşebilirler.[60] Ancak, Eddington, plazma soğuduğunda ve atomları iyonize tutan enerji artık olmadığında ne olacğını merak etti.[61] Bu paradoks R. H. Fowler tarafından 1926 yılında yeni tasarlanmış kuantum mekaniği uygulamalarıyla çözülmüştür. Elektronlar Pauli Dışlama İlkesine itaat ettiği için elektronlar aynı hâli işgal edemez ve Fermi-Dirac istatistiklerine uymak zorundadırlar, 1926 yılında Pauli Dışlama ilkesini karşılayan parçacıkların istatistiksel dağılımını da tanımlamıştır.[62] Sıfır sıcaklıktan bütün elektronların en düşük enerji seviyesinde olmasına gerek yoktur, bazıları yüksek enerji seviyesinde yer alabilir. Bu elektron hâli dejenere olarak adlandırılır ve böylece beyaz cüce sıfır sıcaklığa soğuyabilir ve yüksek enerjisini koruyabilir.

Gezegenimsi bulutsuDüzenle

 
NGC 7293, Helix Nebula

Gezegenimsi bulutsular genelde soluk nesnelerdir ve hiçbiri çıplak gözle görülemez. ilk bulunan gezegenimsi bulutsu Vulpecula takımyıldızında 1764 yılında Charles Messier tarafından keşfedilen Halter Bulutsusu'dur ve Messier nesneleri kataloğunda M27 olarak listelenmiştir. Düşük çözünürlüklü teleskoplarla yapılan erken gözlemler M27 ve sonra keşfedilen gezegenimsi bulutsular gaz devlerine benzetildi ve şimdi gezegenlerde çok farklı olduğunu bilinmesine rağmen Uranüs'ün kaşifi William Herschel "gezegenimsi bulutsu (planetary nebula)" terimini bulmuştur.

Gezegenimsi bulutsuların merkezi yıldızları çok sıcaktır. Aydınlatma gücü çok azdır yani çok küçüktürler. Sadece bir yıldız tüm yakıtını tüketirse bu kadar küçük bir botuta çökebilir yani gezegenimsi bulutsu yıldız evriminin final aşamasıdır. Spektroskopik gözlemler, gezegenimsi bulutsuların genişlediğini gösterir yani gezegenimsi bulutsular, yıldızlar hayatlarının sonunda uzaya dış katmanlarının atılmasıyla oluşur.

Ay'ın kökeni hipoteziDüzenle

 
George Darwin (1845-1912)

Yüzyıllardır, bilimsel hipotezler Ay'ın kökeni merakını ilerletmiştir. En eski teorilerden biri olan çift toplanma teorisi Ay'ın Dünya'nın oluşumundan artanların yörüngede toplanarak oluştuğunu söyler. Diğeri, George Darwin (Charles Darwin'in oğlu) tarafından geliştirilmiş fizyon modelidir. Bu modelde, Ay senede 4 cm kadar Dünya'dan uzaklaşır yani bir zamanlar Dünya'nın bir parçasıydı ve Dünya'nın momentumu çok daha fazla olduğu bir zamanda dışarı fırladı. Üçüncü hipotez Ay'ın dışarıdan gelip Dünya'nın yörüngesine oturmasıdır.[63]

Apollo görevleriDüzenle

Ancak bu hipotezler Apollo Projesiyle çürütüldü ve Ay'ın yaşı ve tarihine dair bir sürü kanıt sağlandı. Bu kanıtlar eski modellerin yaptığı çoğu tahmini çürütmüşlerdir.[63] Ay'dan getirilen taşlar, Güneş Sistemi'nin başka yerlerdeki taşlarda suyun bariz az olduğunu ve öncül tarihinde Magma okyanusu olduğunu göstermiştir, bu da oluşumundan büyük bir enerji olduğunu (dolayısıyla erken Ay'ın çok sıkcak olduğunu) gösterir. Ayrıca, ay taşlarındaki oksijen izotopları ikisinin Güneş bulutsusunun benzer konumunda oluşturduğunu düşündüren, Dünya'dakilerle belirgin bir benzerlik göstermiştir. Yakalama modeli izotoplardaki benzerliği açıklarken başarısız oldu (Ay başka bir Güneş Sistemi'ne ait olsaydı, izotoplar farklı olurdu), toplanma modeli ise su kaybını yeterince açıklayamadı (Ay Dünya'yla aynı şekilde oluşmuş olsaydı mineral yapısına sıkışmış su miktarı kabaca aynı olurdu). Aksine, fizyon modelinde kimyasal bileşimdeki benzerlik ve Ay'daki demir eksikliği hesaba katılırken, yüksek yörüngesel eğim ve Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegen-uydu eşlerinden daha fazla olan Dünya-Ay sisteminin açısal momentumu hesaba katılmaz.[63]

Dev çarpışma hipoteziDüzenle

Apollo'dan sonra uzun bir süre çift toplanma hipotezi kusurlu olduğu bilinmesine rağmen Ay'ın kökenini açıklaması için yapılmış en iyi hipotezdi. Ardından, 1984 yılında Kona, Hawaii'de bir konferansta, bir uzlaşma modeli gözlemlenen tutarsızlıkları göz önünde bulundurdu. Başlangıçta 1976 yılında iki bağımsız araştırma grupları tarafından formüle edilen dev çarpışma hipotezine göde, Mars büyüklüğünde bir gezegen (Theia) Dünya ile çarpıştı. Bu darbe Dünya'nın kabuğunu eritmiş, diğer gezegenin ağır çekirdeği Dünya'nın içine çökmüş ve Dünya'yla birleşmiştir. Bu etkiyle üretilen fazla ısınmış buhar gezegenin yörüngesine yükselip Ay'ı oluşturmuştur. Bu teori, su eksikliğini (buhar bulutu su için fazla sıcaktır), yapısal benzerliği (Ay Dünya'nın parçalarından oluşmuştur), düşük yoğunluğu (Ay Dünya'nın çekirdeğinden değil, kabuk ve mantosundan oluşmuştur) ve Ay'ın olağandışı yörüngesini (eğimli vuruş Dünya-Ay sistemine büyük açısal momentum vermiştir) açıklamıştır.[63]

Seçkin konularDüzenle

Ancak, dev çarpışma hipotezi çok açıklayıcı olduğu için eleştirildi; gelecekteki bir keşif sonucu açıklama genişletilebilir ve yanlışlanamaz. Ayrıca, çarpan cisimden gelen bu kadar çok materyalin de Ay'da toplanacağı, bununda izotop seviyesini değiştireceği ama izotop seviyesinin Dünya'yla aynı olduğu iddiaları vardır. Üstelik, su gibi uçucu bileşiklerin Ay'ın kabuğunda bulunmaması gerekir, ancak vardır.[63]

Diğer doğal uydularDüzenle

Toplanma ve yakalama modelleri Ay'ın kökenini açıklamak için geçerli olmasa da Güneş Sistemi'ndeki diğer doğal uyduların oluşumu için kullanılırlar. Jüpiter'in Galilei uydularının toplanma modeline göre oluştuğu,[64] ve Triton gibi (Neptün uydusu) Güneş Sistemi'ndeki düzensiz uyduların yakalama modeline göre çalıştığına inanılır.[65]

KaynakçaDüzenle

  1. ^ "Solar". etymoline. 10 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Nisan 2008. 
  2. ^ Webster's 9th New Collegiate Dictionary
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m Williams, I.
  4. ^ a b Woolfson, M.
  5. ^ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume 1)
  6. ^ See, T. J. J. (1909). "The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System". Proceedings of the American Philosophical Society. Cilt 48. s. 119. JSTOR 983817. 
  7. ^ a b c d e f g h i j k l m n M. M. Woolfson (1993). "The Solar System: Its Origin and Evolution". Journal of the Royal Astronomical Society. Cilt 34. ss. 1-20. Bibcode:1993QJRAS..34....1W. Physics Department, University of New York 
  8. ^ Woolfson, M. M. (1984). "Rotation in the Solar System". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 313 (1524). s. 5. Bibcode:1984RSPTA.313....5W. doi:10.1098/rsta.1984.0078. 
  9. ^ Benjamin Crowell (1998–2006). "5". Conservation Laws. lightandmatter.com. ISBN 0-9704670-2-8. 14 Aralık 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mayıs 2015. 
  10. ^ a b Sherrill, T.
  11. ^ Alfvén, H. 1978.
  12. ^ Williams ve Cremin, 1968, a.g.e.
  13. ^ McCrea, W.
  14. ^ J. R. Dormand & M. M. Woolfson (1971). "The capture theory and planetary condensation". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 151. s. 307. Bibcode:1971MNRAS.151..307D. 
  15. ^ Weidenschilling, S. J.; Spaute, D.; Davis, D. R.; Marzari, F.; Ohtsuki, K. (1997). "Accretional Evolution of a Planetesimal Swarm". Icarus. 128 (2). ss. 429-455. Bibcode:1997Icar..128..429W. doi:10.1006/icar.1997.5747. 
  16. ^ Le Code Chastenay science show, 2011.
  17. ^ Van Flandern, T. 1999.
  18. ^ Van Flandern, T. 2007.
  19. ^ Van Flandern, T. 2008.
  20. ^ MetaResearch (http://www.metaresearch.org/ 27 Mayıs 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  21. ^ Van Flandern, T.
  22. ^ Dodd, Robert. 1986.
  23. ^ La planète manquante (astrosurf.com)
  24. ^ Les Astéroides (csdc.qc.ca)
  25. ^ One of Our Planets is Missing (the galaxyexpress.com)
  26. ^ One of Our Planets is Missing (lightforcenetwork.com)
  27. ^ geocities (in Portuguese)
  28. ^ Astronomy, John Fix, 2006, McGraw-Hill.
  29. ^ Herndon, J.
  30. ^ Ter Haar, D. and Cameron, A.
  31. ^ Reeves, H. 1978.
  32. ^ Prentice, A. J. R. (1978). "Origin of the solar system. I — Gravitational contraction of the turbulent protosun and the shedding of a concentric system of gaseous Laplacian rings". Moon and Planets. 19 (3). ss. 341-398. Bibcode:1978M&P....19..341P. doi:10.1007/BF00898829. 
  33. ^ Ferreira, J.; Dougados, C.; Cabrit, S. (2006). "Which jet launching mechanism (s) in T Tauri stars?". Astronomy & Astrophysics. 453 (3). s. 785. arXiv:astro-ph/0604053 $2. Bibcode:2006A&A...453..785F. doi:10.1051/0004-6361:20054231. 
  34. ^ Nigel Henbest (1991). "Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table". New Scientist. 8 Ekim 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Nisan 2008. 
  35. ^ George W. Wetherill (1989). "Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov". Meteoritics. Cilt 24. s. 347. Bibcode:1989Metic..24..347W. doi:10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x. 
  36. ^ e. g.
  37. ^ "Planet Quest, Terrestrial Planet Finder". NASA Jet Propulsion Laboratory. 17 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2008. 
  38. ^ Jean Schneider. "The extrasolar planets encyclopedia". Paris University. 25 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2008. 
  39. ^ Weaver, D.; Villard, R. (31 Ocak 2007). "Hubble Probes Layer-cake Structure of Alien World's Atmosphere". University of Arizona, Lunar and Planetary Laboratory (Press Release). 16 Ekim 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ağustos 2007. 
  40. ^ Ballester, Gilda E.; Sing, David K.; Herbert, Floyd (2007). "The signature of hot hydrogen in the atmosphere of the extrasolar planet HD 209458b". Nature. 445 (7127). ss. 511-4. Bibcode:2007Natur.445..511B. doi:10.1038/nature05525. PMID 17268463. 
  41. ^ Benjamin Crowell (2008). "Vibrations and Waves". 8 Nisan 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2008. 
  42. ^ Tsiganis, K.; Gomes, R.; Morbidelli, A.; Levison, H. F. (2005). "Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System". Nature. 435 (7041). ss. 459-61. Bibcode:2005Natur.435..459T. doi:10.1038/nature03539. PMID 15917800. 25 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mayıs 2015. 
  43. ^ Lissauer, J. J. (2006). "Planet Formation, Protoplanetary Disks and Debris Disks". L. Armus and W. T. Reach (Ed.). The Spitzer Space Telescope: New Views of the Cosmos. 357. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. s. 31. 
  44. ^ Fogg, M. J.; Nelson, R. P. (2007). "On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems". Astronomy & Astrophysics. 461 (3). s. 1195. arXiv:astro-ph/0610314 $2. Bibcode:2007A&A...461.1195F. doi:10.1051/0004-6361:20066171. 
  45. ^ Heidi B. Hammel (2006). "Uranus nears Equinox" (PDF). Pasadena Workshop. 11 Şubat 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2008. 
  46. ^ Frank Crary (1998). "The Origin of the Solar System". Colorado University, Boulder. 10 Ağustos 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2008. 
  47. ^ a b David Whitehouse (2005). The Sun: A Biography. John Wiley and Sons. ISBN 0-470-09296-3. 
  48. ^ Carl J. Hansen, Steven D. Kawaler, and Virginia Trimble (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution. New York: Springer. ss. 4. ISBN 0-387-20089-4. 
  49. ^ a b c d Simon Mitton (2005). "Origin of the Chemical Elements". Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum. ss. 197-222. ISBN 0-309-09313-9. 
  50. ^ Oscar Straniero, Roberto Gallino, and Sergio Cristallo (17 Ekim 2006). "s process in low-mass asymptotic giant branch stars". Nuclear Physics A. 777: 311-339. arXiv:astro-ph/0501405 $2. Bibcode:2006NuPhA.777..311S. doi:10.1016/j.nuclphysa.2005.01.011. 24 Ocak 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Nisan 2008. 
  51. ^ J. Faulkner (2003). "Fred Hoyle, Red Giants and beyond". Astrophysics and Space Science. 285 (2). ss. 339-339. Bibcode:2003Ap&SS.285..339F. doi:10.1023/A:1025432324828. 
  52. ^ The Nuclear Physics Group. "Life, Bent Chains, and the Anthropic Principle". The University of Birmingham. 12 Ağustos 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Nisan 2008. 
  53. ^ (1785)75%3C40%3ACODSBW%3E2.0.CO%3B2-P Catalogue of Double Stars, William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785), pp. 40–126
  54. ^ The orbit and the masses of 40 Eridani BC 25 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., W.
  55. ^ Astrometric study of four visual binaries 8 Ağustos 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., W.
  56. ^ How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs 7 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., J.
  57. ^ Preliminary General Catalogue, L.
  58. ^ The Age and Progenitor Mass of Sirius B, James Liebert, Patrick A.
  59. ^ The Densities of Visual Binary Stars 3 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., E. Öpik, The Astrophysical Journal 44 (December 1916), pp. 292–302.
  60. ^ On the relation between the masses and luminosities of the stars 13 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., A.
  61. ^ On Dense Matter 15 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., R.
  62. ^ The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900-28, Lillian H.
  63. ^ a b c d e Paul D. Spudis (1996). "Whence the Moon?". The Once and Future Moon. Smithsonian Institution Press. ss. 157-169. ISBN 0-522-84826-5. 
  64. ^ Robin M. Canup and William R. Ward (2002). "Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion". The Astronomical Journal. 124 (6). ss. 3404-3423. Bibcode:2002AJ....124.3404C. doi:10.1086/344684. Erişim tarihi: 22 Nisan 2008. 
  65. ^ David Nesvorný, David Vokrouhlický and Alessandro Morbidelli (2007). "Capture of Irregular Satellites during Planetary Encounters". The Astronomical Journal. 133 (5). ss. 1962-1976. Bibcode:2007AJ....133.1962N. doi:10.1086/512850. Erişim tarihi: 22 Nisan 2008.