Nebula Hipotezi: Gezegen sistemlerinin oluşumu.

 

• Nebula Hipotezi, Güneş Sistemi’nin (ve diğer gezegen sistemlerinin) oluşumunu ve evrimini açıklamak için kozmoloji alanında en yaygın kabul gören modeldir. Nebula Hipotezi, Güneş sistemimizin, öncelikle "Solar Nebula" adı verilen dönen, çok büyük bir buluttan evrimleştiğini belirtir. Büyük bir patlama sırasında üretilen hidrojen ve helyum atomlarının yanı sıra solar nebula mikroskobik toz taneleri ve ölü yıldızlardan fırlatılan maddelerden oluşur. (Yıldızlar, nükleer füzyon ile hidrojen ve helyumu evrende bulunan diğer elementlere çevirir). Gökbilimciler nebulaların, homojen bir madde dağılımına sahip olmayan ve bu nedenle çevredeki madde üzerinde daha güçlü bir yerçekimi etkisine sahip olan bölgeler nedeniyle yıldız oluşturmaya başlayabileceğine inanmaktadır. Yaklaşık 5 milyar yıl önce gazlar ile ağır elementlerin çok kücük taneciklerinin bu dev bulutu tanecikler arasındaki kütle çekim etkileşimleri nedeniyle yavaş yavaş büzülmeye başladı. Katastrofik patlamadan (yüksek ölçekli enerji içeren patlamalar adına kullanılan bir terimdir, üzerinde durduğumuz konu özelinde böyle bir patlama olmuşsa bunun süpernova patlaması olabileceği düşünülmektedir) gelen bir şok dalgası gibi bazı dış etkenler büzülmeyi tetiklemiş olabilir. Bu spiral nebula yavaş yavaş büzüldükçe, buz patencisinin kollarını vücuduna birleştiğinde daha hızlı dönmesiyle aynı nedenden dolayı daha da hızlı döndü. Sonunda kütle çekimin merkezcil kuvvetiyle nebulanın dönme hareketinin neden olduğu merkezkaç kuvveti denge haline geldi. Bu zamana kadar dev bulut, merkezinde protogüneş adı verilen büyük bir madde yoğunlaşması olan bir disk (Her zaman genç yıldızların etrafında bu gibi protoplanetary disk/proplyd oluşmaktadır)

• Yanda gördüğünüz görselde Nebula hipotezinin belirttiği gezegen sistemi oluşumunun 4 aşamaya ayrılmış halidir. Birinci Halinden ikinci haline geçişi, homojen olmayan nebulanın kütlece yoğun olan bir bölgesinde kütleçekimi yüzünden oluşan madde yığılmasıyla başlar. Maddelerin o derece birbirinin üstüne kümelenmesi yüksek bir ısı meydana getirir (bu yüksek ısılı kümelenen yapıya protogüneş denir) ve bu büyük kütlenin gerdiği uzay-mekan bu kütlenin ona kıyasla küçük olan çevresindeki diğer kütleleri etrafında döndürmesine neden olur. İkinci aşamadan üçüncü aşamaya geçiş ise nebulanın merkezindeki kümelenmenin hidrostatik denge sayesinde durması ve yörüngesinde dönen cisimlerin yavaşça yavaşlamasıyla başlar. Üçüncü aşamadan dördüncü aşamaya geçiş ise artık kümelenmesi durmuş ve tamamlanmış güneşimizin yörüngesindeki cisimlerin birbirini kütle çekimleriyle etkilemeleri ve birleşmeleriyle başlar. Bu iç ve dış gezegenleri oluşturur. Sürecin daha detaylı açıklaması için aşağıyı okuyunuz.

• Sözünü ettiğimiz büzülme sırasında kütle çekim enerjisi nebulanın iç kısmının sıcaklığının önemli ölçüde artmasına neden olan ısı enerjisine dönüştü. Bu yüksek sıcaklıklarda toz taneleri moleküllere ve aşırı enerji yüklü atomik parçacıkları oluşturmak üzere parçalanır. Ancak, marsın yörüngesinden daha uzak mesafelerde sıcaklıklık büyük olasılıkla düşük kalmıştır.-200°'de nebulanın dış kısmındaki çok küçük parçacıkların çevresi olasılıkla donmuş su, karbondioksit, ammonyak ve metan içeren kalın bir buz tabakasıyla kaplanmıştır. (bu malzemelerin bir kısmı güneş sisteminin Oort bulutu olarak adlandırılan en dış bölgesinde hala bulunmaktadır.)

• Yeterli kümelenme tamamlandığında, iç basınç kütleçekimi dengeleyerek büzülmeyi durdurur. Bu duruma hidrostatik denge denir. Bu andan itibaren bu kümelenen yapı protogüneş değil kararlı bir yapıya geçtiği için güneş denir. Kümelenmenin durmasıyla güneşin yörüngesindeki cisimlerin hızlanması durdu ve zamanında çok sıcak olan, şu an iç gezegenlerin bulunduğu bölgedeki sıcaklıklar zamanla azalmaya başladı. Bu bölgede sıcaklıkların zamanında yüksek olması, buzların buharlaşmasına ve genel olarak hafif gazların uzaklaşmasına yol açtı. Uzaklaşan bu maddeler, önceden belirttiğimiz gibi, mars yörüngesinin ötesinde yerini aldı. Sıcaklıkların, günümüzde iç gezegenlerin bulunduğu kısımlarda azalması, yüksek erime noktasına sahip olan cisimlerin, küçük parçacıkların yoğunlaşarak bir araya gelmesine neden oldu. Bu süreçte, demir ve nikel gibi malzemeler ile kayaç yapıcı mineraller olan silisyum, kalsiyum, sodyum ve benzeri elementler, güneş yörüngesinde metal ve kayaç yığınları oluşturdu. Tekrarlanan çarpışmalar sonucunda kütleler birleşerek gezegenimsi adı verilen asteroid boyutunda daha büyük kütleleri oluşturdu. Bunlar da birkaç on milyon yılda birleşerek merkür, venüs, virgül, dünya ve mars adını verdiğimiz içteki dört gezegeni oluşturdu. Bu yığınların tümü gezegenimsileri oluşturmak için birleşmemiştir. Yörüngede kalan bu kayaç ve metal parçalarına, dünyaya çarptığında hala mevcutsa, meteoroid adı verilir. İç gezegenlerin oluşumuyla aynı zamanda, daha büyük dış gezegenler de (Jupiter, Satürnü Uranüs ve Neptün) kapsamlı uydu sistemleri ile birlikte oluşuyorlardı. Ayrıca, helyum ve hidrojen iç gezegenlerden sadece sıcaklıktan kaynaklı değil, aynı zamanda iç gezegenlerin düşük kütle çekimi ve güneş rüzgarlarından dolayı uzaklaşmışlardır. Güneşten uzak düşük sıcaklıklarda, gezegenleri oluşturan malzeme yüksek oranda H2O, CO2, NH3, CH4 buzu yanında kayaç ve metal döküntülerinden meydana geldi. Buzların birikimi dış gezegenlerin büyük boyutunu ve düşük yoğunluğunu kısmen açıklamaktadır.

Dünyanın katmanlı yapısının oluşumu

• Maddeler Dünya'yı oluşturmak için birikirken (ve kısa bir süre sonrasında), nebula döküntülerinin yüksek hızlı çarpışmaları ve radyoaktif elementlerin bozunması gezegenimizin sıcaklığının sürekli artmasına neden oldu. Bu şiddetli ısınma süresince Dünya demir ve nikelin erimesine yetecek kadar sıcak oldu. Erime gezegeninin merkezine doğru batan sıvı halde küre şekilli ağır metal kütleleri oluşturdu. Bu süreç, jeolojik zaman ölçeğinde hızlı oluştu ve Dünya'nın demirce yoğun çekirdeğini oluşturdu. Erime ve kimyasal ayrışma süreci, Dünya'nın ilk kabuğunun (en dış katman) ve atmosferinin oluşumunu etkiledi. Yüzeye doğru hareket eden erimiş kaya kütleleri, oksijenle zenginleşmiş ve silisyum, alüminyum gibi hafif elementlerce zenginleşmiş bir kabuk oluşturmuştur. Bu malzeme aynı zamanda potasyum, sodyum, kalsiyum, magnezyum ve demir gibi oksijenle bileşik yapılabilen diğer elementleri de içeriyordu. Düşük erime noktalarına sahip olan uranyum, kurşun, altın ve toryum gibi ağır metaller ise çekirdekten uzaklaşıp kabuğa doğru yoğunlaşmıştır. Böylece dünya, kimyasal yapısına göre üç temel katmana ayrılmıştır: Demir açısından zengin çekirdek, yoğun metallerin toplandığı bölgedir; Manto, çekirdek ile kabuk arasında yer alır ve dünyanın en geniş katmanıdır; Kabuk ise daha hafif elementlerden oluşan dış katmandır. Kimyasal ayrışma süreci aynı zamanda volkanik faaliyetler sırasında gazların serbest kalmasını sağlamış ve bu gazlar dünyanın ilk atmosferini oluşturmuştur. Atmosferin oluşumu dünya yüzeyinde yaşamın temelini atmıştır. Yerkürenin temel yapısını oluşturan olayların ardından ilk oluşan kabuk aşınarak ve diğer jeolojik süreçlerle yok oldu, dolayısıyla onun öz yapısını doğrudan gösterecek kayıtlara sahip değiliz. Kıtasal kabuğun ve dolayısıyla dünyanın ilk büyük kara parçalarının ne zaman ve tam olarak nasıl oluştuğu devam eden araştırmaların konusudur. Ancak yine de kıtasal kabuğun son 4 milyar yılda aşama aşama oluştuğuna dair genel bir kabul vardır. (Bu kabulün en temel sebebi, şimdiye kadar keşfedilmiş en yaşlı kayaların Kanada'nın kuzeybatı bölgesinde yer alan yaklaşık 4 milyar yıl radyometrik yaşları olan ayrık, izole parçalar olmasıdır.)
  
  
  Kaynaklar                                                  
  1. Genel Jeoloji - Temel Kavramlar: Frederick K. Lutgens, Edward J. Tarbuck, Dennis Tasa.
  2. Britannica - Solar nebula.