Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi

güneş sistemi'nin oluşumu ve evrimi, yaklaşık 4,5 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun küçük bir parçasının yerçekimi etkisiyle çökmesiyle başladı. çöken kütlenin çoğu, merkezde toplanarak güneş'i oluştururken, geri kalanı düzleşerek gezegenlerin, uyduların, asteroitlerin ve diğer küçük gök cisimlerinin oluştuğu bir proto-gezegen diskine dönüştü.

güneş sistemi'nin ilk olarak emanuel swedenborg tarafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra immanuel kant tarafından 1755 yılında genişletilen bulutsu hipotezine uygun olarak oluştuğu düşünülmektedir. benzer bir teori pierre-simon laplace tarafından bağımsız olarak 1796'da üretilmiştir. bu teoriye göre güneş sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna da sebep olduğu düşünülmektedir. çok eski göktaşlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması güneş'in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğunu kanıtlar. 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.

oluşumu
sonradan güneş sistemi olacak olan ve güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge 7.000 ile 20.000 ab çapında ve güneş'in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar). bulutsu içe doğru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki atomlar  artan frekanslarla çarpışmaya başladı. hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da arttı. kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 ab çapında, kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir önyıldız oluştu.

güneş'in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi güneş kütlesine sahip t tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir. bu diskler birkaç yüz gök birimi genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.

yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun merkezinde bulunan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı önyıldızın nükleer füzyona başlamasına yetecek miktara gelmişti. termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar bu artış devam etti. i̇şte bu noktada güneş artık tam bir yıldız olmuştu.

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.

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 ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. bu kayasal gökcisimleri sonunda karasal gezegenler oldu. daha ötelerde jüpiter'in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gökcisimlerinin bir araya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı kaldı.

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.

genç güneş enerji üretmeye başladıktan sonra güneş rüzgârı gezegen öncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru gönderdi ve böylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. t tauri yıldızları daha kararlı ve eski yıldızlara nazaran daha güçlü yıldız rüzgârlarına sahiptir.

geleceği
gök bilimciler güneş sisteminin güneş anakoldan 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.

bundan ~1.7 milyar sonra güneşin sıcaklığının artması sonucu dünya yüzeyinde hiçbir sıvı formda su kalmayacak, bu da, yaşamın sonlanmasına neden olacak. 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 256 katı kadar genişleyecek ve bir kırmızı dev olacaktır. 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.

kronolojisi 

not: bu kronolojideki tüm tarihler ve saatler yaklaşıktır ve yalnızca büyüklük sırası göstergesi olarak alınmalıdır.

ayrıca bakınız 
 nice modeli
 dünya'nın yaşı
 güneş sistemi'nin oluşumu ve evrimi hipotezleri tarihi

kaynakça

bibliyografya

dış bağlantılar 
 7m animation from skyandtelescope.com showing the early evolution of the outer solar system.
 quicktime animation of the future collision between the milky way and andromeda

astronominin dalları
gezegenler
gezegen bilimi
oluşumu ve evrimi
oluşumu ve evrimi
yıldız gökbilimi