Güneş Sistemi

G�neş Sistemi; G�neş ve onun �ekim etkisi altında kalan sekiz gezegen ile onların bilinen 166 uydusu, beş c�ce gezegen (Ceres, Pl�ton, Eris, Haumea, Makemake) ile onların bilinen altı uydusu ve milyarlarca k��k g�k cisminden oluşur. K��k cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper kuşağı nesneleri, kuyrukluyıldızlar, g�k taşları ve gezegenlerarası toz girer. G�neş Sistemi; G�neş, d�rt Yer benzeri i� gezegen, k��k, kaya ve metal i�erikli asteroitlerden oluşan bir asteroit kuşağı, d�rt gaz devi dış gezegen, ve Kuiper kuşağı denen buzsu cisimlerden oluşan ikinci bir kuşaktan ibarettir. Kuiper kuşağının �tesinde ise seyrek disk, g�ndurgun (heliopause) ve en son olarak da varsayımsal Oort bulutu bulunur. G�neş'ten olan uzaklıklarına g�re gezegenler sırasıyla Merk�r, Ven�s, D�nya, Mars, J�piter, Sat�rn, Uran�s ve Nept�n'd�r. Bu sekiz gezegenin altısının �evresinde doğal uydular d�ner. Ayrıca dış gezegenlerin her birinin toz ve diğer par�acıklardan oluşan halkaları vardır. D�nya dışındaki t�m gezegenler adlarını Yunan ve Roma mitolojisi'nin tanrılarından alır. Beş c�ce gezegen ise; Kuiper kuşağında yer alan Pl�ton, Haumea ve Makemake; asteroit kuşağındaki en b�y�k cisim olan Ceres ve seyrek diskte yer alan Eris'tir. Eris bilinen en b�y�k c�ce gezegendir.

Terimler

G�neş etrafındaki bir y�r�ngede dolanan cisimler genel olarak ��e ayrılır: Gezegenler, C�ce Gezegenler ve K��k G�neş Sistemi Cisimleri.

G�neş'in etrafında dolanan, kendine k�resel bir bi�im verecek kadar k�tlesi olan ve y�r�ngesinin yakın �evresini (doğal uyduları dışında) temizlemiş g�k cisimlerine gezegen denir. Bilinen sekiz gezegen vardır: Merk�r, Ven�s, D�nya, Mars, J�piter, Sat�rn, Uran�s ve Nept�n.

24 Ağustos 2006'da Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), Pl�ton'u dışarıda bırakarak "gezegen" teriminin tanımlamasını değiştirdi. Pl�ton ile birlikte, Eris, Ceres, Haumea ve Makemake yeni 'c�ce gezegen' sınıflaması i�erisinde tanımlandı. C�ce gezegenler, k�tle �ekimleri dairesel bir şekle sahip olmalarına yeten fakat y�r�ngeleri etrafındaki diğer cisimleri temizlemeye yetmeyen g�k cisimleridir. C�ce gezegen sınıflamasına aday g�sterilen g�k cisimleri ise Vesta, Pallas, Hygiea ve Charon'dur. (IAU tarafından Charon'un uydu mu yoksa ikili bir sisteminin par�ası mı olduğuna hen�z karar verilmemiştir. IAU'da Charon'un c�ce gezegen olduğuna dair g�r�şler daha fazla olduğu i�in, s�z konusu karar netleştiğinde Charon'da c�ce gezegen olarak sınıflandırılacaktır.)

Pl�ton, 1930 yılındaki keşfinden, 2006 yılına kadar ge�en s�rede G�neş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olarak kabul edilmiştir. Ancak 20. y�zyılın sonlarında ve 21. y�zyılın başlarında Pl�ton'a benzer bir�ok g�k cismi keşfedilmiştir. Bu cisimlerin arasında en �ok dikkati �eken Pl�ton'dan daha b�y�k olan Eris'tir.

Bunların dışında kalan ve G�neş'in etrafında dolanan g�k cisimlerine K��k G�neş Sistemi Cisimleri denir.

Doğal uydular ya da aylar G�neş'in �evresinde değil de gezegenlerin, c�ce gezegenlerin ya da k��k G�neş Sistemi cisimlerinin etrafında dolanan g�k cisimleridir.

Bir gezegenin G�neş'ten olan uzaklığı kendi yılı boyunca değişir. G�neş'e en �ok yaklaştığı duruma g�nberi, en uzak olduğu duruma da g�n�te denir.

G�k bilimciler, G�neş Sistemi i�indeki uzaklıkları genellikle astronomi birimi (AB) ile �l�er. Bir AB, G�neş ile D�nya arasındaki yaklaşık uzaklıktır ve kabaca 149.598.000 km.'dir. Pl�ton G�neş'ten yaklaşık 38 AB uzaktayken J�piter kabaca 5,2 AB uzaklıktadır. Yıldızlararası uzaklık birimlerinin en bilineni olan bir ışık yılı kabaca 63.240 AB'dir.

G�neş Sistemi bazen gayri resm� olarak farklı b�lgelere ayrılır. İ� G�neş Sistemi, d�rt Yer benzeri gezegenden ve asteroit kuşağından oluşur. Bazıları Dış G�neş Sistemi tanımını asteroitlerin �tesindeki her şey olarak yapar. Diğerleri ise d�rt gaz devini "orta b�lge" olarak tanımlayıp Dış G�neş Sistemi'ni Nept�n �tesi b�lge olarak nitelendirir.

Yapısı

G�neş Sistemi'nin asıl bileşeni elbetteki sistemin bilinen k�tlesinin % 99,86'sını oluşturan ve �ekim kuvveti ile sistemi bir arada tutan anakolda yeralan G2V tipi bir sarı c�ce olan G�neş'tir.[6] Sistemin kalan k�tlesinin % 90'ından fazlasını da G�neş'in etrafında dolanan en b�y�k iki g�k cismi olan J�piter ve Sat�rn oluşturur.

G�neş etrafında dolanan b�y�k g�k cisimlerinin �oğu D�nya'nın y�r�ngesinin tutulum adı verilen d�zleminde bulunur. Gezegenler tutuluma �ok yakın bulunurken kuyruklu yıldızlar ve Kuiper kuşağı g�k cisimleri tutulum �emberi ile b�y�k a�ılar yapar.

Gezegenlerin hepsi ve diğer g�k cisimlerinin �oğu, G�neş'in kuzey kutbunun �zerindeki bir noktasından bakıldığında, G�neş'in �evresindeki y�r�ngede saat y�n�n�n tersinde dolanmaktadırlar. Ancak Halley kuyruklu yıldızı gibi istisnalar bulunur. G�k cisimleri G�neş'in �evresinde Kepler yasalarına uygun olarak devinirler. Her g�k cismi, odak noktalarından birinde G�neş'in bulunduğu yaklaşık bir elips y�r�nge �zerinde hareket eder. G�neş'e daha yakın olan g�k cisimleri daha hızlı hareket eder. Gezegenlerin y�r�ngeleri hemen hemen daireseldir ama bir�ok kuyruklu yıldız, asteroit ve Kuiper kuşağı g�k cisimleri olduk�a dar eliptik y�r�ngeler izler. G�neş Sistemi g�sterimlerinde �ok b�y�k uzaklıkları tasvir etme zorluğuna karşı, y�r�ngeler genellikle eşit uzaklıkta g�sterilir. Ger�ekte, birka� istisna dışında bir gezegen ya da kuşağın G�neş'e olan uzaklığı arttık�a bir �nceki y�r�nge ile olan uzaklığı da b�y�r. �rneğin Ven�s, Merk�r'den 0,33 AB daha dışarıdadır, Sat�rn ise J�piter'den 4,3 AB daha uzaktadır. Nept�n de Uran�s'ten 10,5 AB daha uzaktadır. Bu y�r�nge uzaklıkları arasında bağıntı kurmaya �alışan Titius-Bode yasası gibi bazı girişimler olmuş ama kabul g�ren bir teori �ıkmamıştır.

Oluşumu ve evrimi

G�neş Sistemi'nin ilk olarak Emanuel Swedenborg tarafından 1734 yılında �ne s�r�len, daha sonra Immanuel Kant tarafından 1755 yılında genişletilen bulutsu varsayıma uygun olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Benzer bir teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak 1796'da �retilmiştir. Bu teoriye g�re G�neş Sistemi 4,6 milyar yıl �nce dev bir molek�ler bulutun ��kmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birka� ışık yılı genişliğinde olduğu ve birka� yıldızın doğumuna sebep olduğu sanılmaktadır. �ok eski g�k taşlarının incelenmesi sonucunda, ancak �ok b�y�k patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması G�neş'in bir yıldız k�mesi i�inde ve birka� s�pernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu s�pernovalardan gelen şok dalgası �evrede bulunan bulutun i�inde y�ksek yoğunluk b�lgeleri oluşturarak i� gaz basıncını yenecek ve i�e ��k�şe neden olacak k�tle�ekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek G�neş'in oluşmasını tetiklemiş olabilir.

Sonradan G�neş Sistemi olacak olan ve G�neş �ncesi bulutsu olarak bilinen b�lge 7.000 ile 20.000 AB �apında ve G�neş'in k�tlesinden biraz daha fazla bir k�tleye sahipti (0,1 ile 0,001 G�neş k�tlesi kadar). Bulutsu i�e doğru ��kt�k�e a�ısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı d�nmeye başladı. Bulutsunun i�indeki maddeler yoğunlaştık�a i�indeki atomlar artan frekanslarla �arpışmaya başladı. Hemen hemen k�tlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske g�re giderek daha da arttı. K�tle�ekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve d�n�ş, k��len bulutsuyu etkiledik�e kabaca 200 AB �apında, kendi etrafında d�nen gezegen �ncesi bir diske d�n�şt� ve merkezde sıcak ve yoğun bir �nyıldız oluştu.

G�neş'in evriminin bu d�nemine benzeyen, gen�, birleşme �ncesi G�neş k�tlesine sahip T Tauri yıldızları �zerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu �ncesi disklerin bu t�r yıldızlarla bir arada bulunduğunu g�sterir. Bu diskler birka� y�z astronomik birim genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar. Yaklaşık 100 milyon yıl sonra i�eri ��ken bulutsunun merkezinde bulunan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı �nyıldızın n�kleer f�zyona başlamasına yetecek miktara gelmişti. Termal enerjinin k�tle�ekimsel daralmaya karşı durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar bu artış devam etti. İşte bu noktada G�neş artık tam bir yıldız olmuştu.

Geride kalan gaz ve tozdan ibaret G�neş bulutsusundan �eşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma s�reciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yeralan �nyıldız �evresinde d�nen toz taneleri olarak başlamaları, yavaş yavaş bir ile on metre �apında topaklar h�line gelmeleri, daha sonra �arpışarak 5 km �apında gezegenciklere d�n�şmeleri, ve sonraki birka� milyon yıl boyunca �arpışmalara devam ederek her yıl kabaca 15 cm kadar b�y�meleri s�recidir.

İ� G�neş Sistemi, su ve metan gibi u�ucu molek�llerin yoğunlaşmasına izin vermeyecek kadar �ok sıcaktı, dolayısıyla oluşan gezegencikler gezegen �ncesi diskin yalnızca 0,6% k�tlesinden ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi y�ksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal g�k cisimleri sonunda Yer benzeri gezegenler oldu. Daha �telerde J�piter'in k�tle�ekimsel etkisi gezegen �ncesi g�k cisimlerinin biraraya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı kaldı.

Daha da �tede, donma hattının gerisinde, daha u�ucu olan buzlu bileşiklerin katı kalabileceği yerde, J�piter ve Sat�rn gaz devi h�line geldi. Uran�s ve Nept�n daha az madde yakalayabildi ve �ekirdeklerinin hidrojen bileşiklerinden oluşan buzdan meydana geldiğine inanıldığı i�in buz devi olarak bilinirler.

Gen� G�neş enerji �retmeye başladıktan sonra G�neş r�zg�rı gezegen �ncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru g�nderdi ve b�ylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. T Tauri yıldızları daha kararlı ve eski yıldızlara nazaran daha g��l� yıldız r�zg�rlarına sahiptir.

G�k bilimciler G�neş Sistemi'nin G�neş anakoldan uzaklaşmaya başlayıncaya kadar bug�nk� h�liyle kalacağını tahmin etmektedir. G�neş hidrojen yakıtını yaktık�a geride kalan yakıtı yakabilmek i�in giderek ısınır, dolayısıyla da daha hızlı yakmaya devam eder. Sonu� olarak kabaca her 1,1 milyar yılda bir y�zde on oranında parlaklığı artmaktadır.[24]

Tahminlere g�re bug�nden yaklaşık 6,4 milyar yıl sonra G�neş'in �ekirdeği o kadar sıcak olacak ki daha az yoğun olan �st katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluşmaya başlayacak. Bunun sonunda G�neş şu anki �apının kabaca 100 katı kadar genişleyecek ve bir Kırmızı dev olacaktır. Sonra da olduk�a artmış olan y�zey alanı nedeniyle soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir.

En sonunda G�neş'in dış katmanları ayrılacak ve geride olağan�st� derecede yoğun bir g�k cismi olan beyaz c�ce kalacaktır. Bu beyaz c�ce G�neş'in ilk k�tlesinin yarısına sahip olacak ancak b�y�kl�ğ� D�nya kadar olacaktır.