|
Prof. Dr. Sinsi
|
Doğa Ve Evren Nedir? Doğa Ve Evren Hakkında Bilgiler Nelerdir?
En Yakın Yıldızlar
Güneş sıradan bir yıldızdır Kütle ve ışıma gücü bakımından ortalamanın biraz üzerinde olmakla birlikte parlak, büyük kütleli yıldızların yanında biraz soluk benizli kalır Bazı yıldızların kütlesi Güneş'in kütlesinin birkaç katı, bazılarınınki ise 100 katı olabilir ama yakınımızdaki yıldızların tipik kütlesi Güneş'in kütlesinin üçte biri civarındadır Yıldızlar kimi zaman çiftler halinde bulunur Bu durumda yıldızların yörünge hareketlerini birbirlerine uyguladıkları karşılıklı kütle çekim kuvvetleri belirler Bu karşılıklı dans astronomlara çift yıldızların kütlelerini doğrudan ölçme olanağı sağlar
Tek başına bulunan yıldızların kütleleri, ışıma güçleri ve renkleri gözlenerek, dolaylı bir yoldan ölçülür Bir yıldızın ışıma gücü kütlesine çok duyarlı bir biçimde bağlıdır: kütle ikiye katlandığında ışıma gücü 10 kat artar Yıldızın ışıma gücü arttıkça sıcaklığı da artar Yıldız hemen hemen mükemmel bir fırına ya da kara cisme benzer Kara cismin sıcaklığı arttıkça yaydığı karakteristik ışınımın dalgaboyu kısalır, sıcaklık azaldıkça dalgaboyu uzar Bu nedenle sıcak kara cisimler mavi, soğuk kara cisimler ise kırmızı renklidir Genelde, yaydığı ışınımın dalgaboyu kara cismin sıcaklığının bir ölçüsüdür Astronomlar bir yıldızın sıcaklığını renginden, ya da başka bir deyişle ışığının tayfını elde ederek ölçerler Yıldızlar bir dereceye kadar ideal ışınım yayıcılar olduklarından, yıldızın büyüklüğünü rengine ve ışıma gücüne bakarak anlayabiliriz: ışıma gücü yüksek, sıcak ve mavi olanlar dev; sönük, serin ve kırmızı olanlar cücedir
Yakın yıldızlar arasında her renkten ve parlaklık sınıfından örnekler vardır Yıldızlar hakkında bildiklerimizin çoğunu bu yakın yıldızları inceleyerek elde ederiz Yakın yıldızlar göreceli olarak parlak olduklarından astronomlar bunların kimyasal yapıları ve hatta kimi zaman büyüklükleri ve kütleleri konusunda ayrıntılı bilgiler elde edebilirler Yakın yıldızlar derken Güneşimize ek olarak birkaç yüz başka yıldızdan söz ediyoruz Bu yıldızlardan bazıları boyut olarak Güneş'ten birkaç bin kat büyük kırmızı dev yıldızlar, diğerleri gene boyut olarak Güneş'ten birkaç bin kat küçük beyaz cücelerdir Tüm bu yıldızların kütleleri Güneş'in kütlesine yakındır Bu yıldızların çoğunluğu ise ne dev ne de cücedir Büyük ölçüde şişmiş ya da büzülmüş yıldızlar Güneş'le karşılaştırıldığında büyük bir olasılıkla evrimlerinin ileri aşamalarında olan yıldızlardır
Buradan bir model çıkıyor: yıldızların yüzey sıcaklığına karşı ışıma güçlerinin çizildiği diyagramda yıldızların çoğunluğu ana kol adı verilen düz bir çizgi üzerinde yer alırlar Bu diyagram astronomlar için öylesine önemli ve vazgeçilmezdir ki özel bir adı bile vardır: Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris RusselFin adlarına izafeten bu diyagrama Hertzsprung-Russell diyagramı adı verilir Ana kol üzerinde yıldızların ışıma güçleri arttıkça sıcaklıkları da artar
Ana kolu farklı kütlelerde oldukları halde tümü de hidrojen yakan yıldızların geometrik yeri olarak yorumlayabiliriz Hidrojen tükeninceye kadar çok uzun zaman geçer Bu süre örneğin Güneş için 10 milyar yıldır Bu nedenle hidrojen yakan ana kolda yıldızların yeri tüm hidrojen tükeninceye kadar çok az değişir Güneş sarı renkli bir ana kol yıldızıdır Çok değil, eğer bizden yalnızca 10 parsek uzakta olsaydı, çıplak gözle zar zor görülebilen bir ışık noktası halinde olurdu
Buna ek olarak ana koldan uzakta yer alan yıldızlar da vardır Bu yıldızların ışıma güçleri uç değerler alır, çok küçük ya da çok büyük Yıldızlar da buna göre cüce veya dev olarak sınıflandırılırlar Kırmızı devler ve mavi devler, kırmızı cüceler ve beyaz cüceler vardır Güneş gibi bir yıldız helyum yakarken dev olmaya mahkûmdur Yalnızca yüz milyon yıl veya biraz daha fazla zaman alan bu evre göreceli olarak kısa ömürlü olduğundan, kırmızı devler ana kol yıldızlarına oranla daha ender rastlanan yıldızlardır Beyaz cüce, tüm yakıtını bitiren Güneş türü bir yıldızın geçireceği son evredir
Evrenin Genleşmesi
1920'lerde, Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki 100" lik yeni inşa edilmiş teleskopu kullanarak, birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları, doğası astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan, dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır O'nun Sefeid Değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen karakteristik bir kalıba sahip bu değişen yıldızlar için keşfi devrimyaratmıştır
Daha önceden, Harvard Koleji Gözlemevi'nde çalışan bir kadın astronomlar grubunun üyesi, Henrietta Levitt, bir Sefeid Değişken Yıldız'ın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoğun bir korelasyon olduğunu göstermişti Bu yüzden, Hubble, bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek, bu nebulaların kendi galaksimiz içindeki bulutlar olmadığını, fakat kendi galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti
Hubble'ın ikinci devrimsel keşfi, O'nun Sefeid'e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir: Evren statik değildir, ancak genleşmektedir Bu keşif, modern kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir
Bugün, Sefeid Değişkenleri, galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve Evren'in yaşını belirlemede çok önemlidir
Sefeid Değişkenleri Nedir?
Güneş ve Sefeid Değişen Yıldızlar dahil, bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir Eğer madde çok donuksa, o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir
Eğer madde neredeyse saydam ise, o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler Sefeid Yıldızlar, iki hal arasında salınırlar: Yıldız, yoğun haldeyken, atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başınaiyonlaşır Fotonlar, tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar, bu yüzden, tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur
Bu büyük basınçlar, tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebepolur Yıldız, genleşmiş haldeyken, tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır, böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın, tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner
Sefeid Değişken Yıldızlar, beş ila yirmi Güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler Daha kütleli yıldızlar, daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan, tabakadaki yoğunluğun ters kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur
Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar
Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmakla birlikte, çok sayıda zorluk da olmaktadır Yakın geçmişe kadar, astronomlar, yıldızlardan gelen akıları ölçmek için fotoğraf klişeleri kullanmışlardır Klişeler, yüksek derecede doğrusal değildi ve sıklıkla hatalı akış ölçümleri ortaya çıkıyordu
Kütleli yıldızlar, daha kısa ömürlü olduklarından, daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar Özellikle çoğu fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse, bu toz emilmesi hatalı parlaklık belirlemelerine yol açabilir
Sonuç olarak, uzak galaksilerdeki Sefeidleri, yerden tespit etmek çok zor olmaktadır: Yerküre'nin dalgalanan atmosferi, bu yıldızları ana galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız hale getirmektedir
Sefeidleri, mesafe belirteçleri olarak kullanmaktaki bir diğer tarihi zorluk, yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuştur Son yıllarda, astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Küçük Magellan Bulutu'na (SMC) mesafeleri belirlemede, birkaç çok güvenilir ve bağımsız metot geliştirmişlerdir LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiğinden dolayı, bunlar mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılabilir
Son Gelişmeler
Son teknolojik ilerlemeler, astronomların çok sayıdaki diğer eski zorluğun üstesinden gelmesini sağlamıştır CCD'ler (şarj bağlı cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler, doğru akı ölçümlerini mümkün kılmıştır Bu yeni detektörler, aynı zamanda, kızılötesi dalga boylarında da hassastır Toz, bu dalga boylarında çok daha fazla saydamdır Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek, astronomlar, toz etkilerini düzeltebilmiş ve çok daha doğru mesafe belirlemeleri yapabilmişlerdir
Bu ilerlemeler, "Lokal Grup"tan oluşan yakın galaksiler üzerine doğru bir çalışmayı sağlamıştır Astronomlar, Sefeidleri hem metal zengini M31 iç bölgesinde (Andromeda) hem de metali zayıf dış bölgede gözlemlemişlerdir Bu çalışma, Sefeidlerin özelliklerinin hassas olarak kimyasal miktarlara bağlı olmadığını göstermiştir
Bu ilerlemelere rağmen, astronomlar, Yerküre'nin atmosferi ile sınırlı olarak, sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmişlerdir Evren'in genleşmesine bağlı olarak harekete ilaveten, galaksiler komşuların kütle çekimine bağlı olarak "izafi hareketlere" sahiptirler Bu olağandışı hareketlerden dolayı, astronomların, Hubble Sabiti'ni belirleyebilmek için uzak galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir
Evren'in daha derinlerine inmeye çalışırken, astronomlar, galaksilere izafi mesafeleri belirlemek için bir dizi yeni teknik geliştirmiştir: bu bağımsız izafi mesafe ölçekleri şu anda 10'dan daha iyisinde anlaşmışlardır Örneğin, spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında Tully-Fisher Bağıntısı olarak adlandırılan, çok sıkı bir ilişki vardır
Astronomlar aynı zamanda, bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına bağlı olduğu düşünülen, hepsi hemen hemen aynı tepe parlaklığına sahip, Tip Ia Süpernovası'nı bulmuşlardır Bununla beraber, büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin doğru ölçümleri olmaksızın, astronomlar, bu izafi mesafe ölçümlerini ayarlayamazlardı Bu yüzden, Hubble Sabiti'nin doğru belirlemelerini yapamamışlardır
Geçen birkaç on yıl içinde, önde gelen astronomlar, farklı veri setlerini kullanarak, Hubble Sabiti için 50 km/sn/Mpc ila 100 km/sn/Mpc arasında değişen değerler rapor etmişlerdir 1 faktör 2 belirsizliğe karşılık gelen bu farklılığı çözmek, gözleme dayalı Evren Bilim'deki göze çarpan en önemli problemlerden biridir
Evren Sonsuz mudur?
"Bazıları Dünya'nın ateş içinde sona ereceğini söylüyorlar, diğerleri de buz içinde" Aynen Robert Frost'un, şiirinde, Yerküre için iki olası kader hayal ettiği gibi, Evren bilimciler de, Evren için iki olası son öngörmektedirler:
Sonsuz Genleşme
Büyük Sıkıştırma
Evren'in oluşumu genleşme devinirliği ve kütle çekim gücü arasında bir savaşımla belirlenmiştir Kütle çekimin kuvveti, Evren'in yoğunluğuna bağlı iken, genleşme oranı Hubble Sabiti, H0, ile belirlenir Eğer Evren'in yoğunluğu, Hubble sabitinin karesi ile orantılı olan "kritik yoğunluk"tan daha az ise, o zaman Evren, sonsuza dek genleşecektir Eğer Evren'in yoğunluğu, "kritik yoğunluk"tan daha büyük ise, o zaman çekim gücü sonunda kazanacak ve Evren, kendisi üzerine çökecektir
Evren'in Geometrisi
Evren'in yoğunluğu aynı zamanda onun geometrisini de belirler Eğer Evren'in yoğunluğu kritik yoğunluğu aşarsa, o zaman Uzay'ın geometrisi kapanır ve bir kürenin yüzeyi gibi pozitif olarak eğilir Bu da foton yollarının yavaş yavaş uzaklaştığı ve sonunda bir noktaya geri döndüğü anlamına gelir Eğer Evren'in yoğunluğu kritik yoğunluktan daha az ise, o zaman Uzay'ın geometrisi açıktır ve bir eyerin yüzeyi gibi negatif olarak eğilir
Eğer Evren'in yoğunluğu tam olarak kritik yoğunluğa eşit olursa, o zaman Evren'in geometrisi bir kağıt parçası gibi düz olur Bu yüzden, Evren'in geometrisi ve kaderi arasında doğrudan bir bağ vardır
Büyük Patlama Kuramı'nın bir uzantısı olan Şişirilme Teorisi'nin en basit versiyonu, Evren'in yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olduğunu ve Evren'in geometrisinin bir kağıt parçası gibi düz olduğunu tahmin etmektedir
MAP'tan Gelen Ölçümler
MAP Uydusu, Evren'in geometrisi dahil olmak üzere Büyük Patlama Kuramı'nın temel parametrelerini ölçmeyi amaçlamaktadır Eğer Evren açık ise, o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmaları, yarım dereceli ölçek üzerinde en büyük olur Eğer Evren düz ise, dalgalanmalar dereceli ölçek üzerinde en büyük olur
Eğer Evren kapalı olursa, dalgalanmalar daha büyük ölçekte bile en büyük olur Bu yüzden, MAP'in dalgalanma ölçeği ölçümü Evren'in yoğunluğunu araştırmaktadır ve Evren bilimcilere, Evren'in nihai sonunun iç yüzünü gösterecektir
Güneş Sistemi
İçinde yaşadığımız Evren'i tanıma çabamız, binlerce yıldan bu yana sürüyor Günümüzde, en modern teleskoplar sayesinde, Evren'in en uzak köşelerini, milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz Oysa, Evren'de küçücük bir nokta gibi kalan, içinde yaşadığımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu
Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü, Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi Bugün, gerek bu çalışmalara gerekse çevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz
Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuğu düşüncesini, aynı zamanda bir fizikçi de olan Prusyalı filozof, Immanuel Kant ortaya attı Kant, ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduğunu canlandırdı düşüncesinde Başlangıçta homojen dağılmış bu gazda, doğal olarak zamanla bir takım kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı Bu kütleçekimsel kararsızlıklar, kütlelerin birbirini çekmesine, dolayısıyla da gazın belli bölgelerde topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı Peki, bu topaklar neden disk biçimini alıyordu?
Kant, bunu da çözdü Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz topakları, sıkıştıkça hızlanıyordu Bu, çok temel bir fizik ilkesine, "Momentumun Korunumu İlkesi" ne dayanır Bu ilke, genellikle bir buz patencisi örneğiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi, kollarını kapadığında hızlanır
Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır Dönmenin etkisi gaz topağının incelerek bir disk biçimini almasını sağlar İşte, bu disklerden birisi Güneş Sistemi'mizi oluşturmuştur
Kant'ın bu düşüncesi, daha sonra birçok gökbilimci tarafından kabul gördü; ancak, herhangi bir yıldızın çevresinde böyle bir oluşum gözlenemediği için, 1980'lere değin bu düşünce, bir varsayım olarak kaldı, kanıtlanamadı Sonra, gökbilimciler, T Boğa türü yıldızların, yaklaşık üçte birinin, normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydığını keşfettiler
Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaydığı kısa dalgaboylu ışınımı soğuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda, yani kızılötesi ve radyo dalga boylarında ışınım yayıyordu
Birkaç yıl sonra, gökbilimciler bazı yıldız oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık, toz içeren diskleri doğrudan görebildiler Hubble Uzay Teleskopu'nun keskin gözleriyle yapılan gözlemlerde, 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi Böylece, genç yıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu
Güneş Bulutsusu
Güneş Sistemi'ni oluşturan madde, çok büyük oranda, 12-16 milyar yıl önce gerçekleşen Büyük Patlama'nın ürünü olan hidrojen ve helyumdan meydana gelmişti Bugün, Evren'e baktığımızda, bazı elementlerin çok, bazılarınınsa pek az miktarlarda bulunduğunu görüyoruz En yaygın element hidrojen, tüm gökadaların ve yıldızların dörtte üçünü oluşturuyor İkinci baskın element olan helyumla birlikte hidrojen, Evren'deki maddenin %98'ini oluşturuyor Öteki tüm elementlerse sadece %2 oranında bulunuyorlar
Bugün, Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan geriye pek birşey kalmadı Bu maddenin bir bölümü gezegenleri, asteroidleri ya da kuyrukluyıldızları oluşturdu Kalanını, ya Güneş yuttu ya da Güneş ışınlarının yarattığı basınçla yıldızlararası ortama itildi Ancak, bulutsudan kalan maddenin korunduğu çok iyi yerler var: Kuyrukluyıldızlar
Bu gökcisimleri, küçük olmaları ve çoğu zaman Güneş'ten çok uzakta yeralmaları sayesinde, oluştukları andaki maddeyi bozulmamış halde saklıyorlar Henüz, bir kuyrukluyıldızı doğrudan inceleme fırsatı olamadı; ancak, onlardan kopup gelen bazı parçalar laboratuvarlarda incelenebiliyor
Gezegenleri, göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturan diskten artakalan parçacıkların bir bölümü, atmosferin üst katmanlarından özel uçaklarla toplanabiliyor Bir elektron mikroskobuyla incelendiklerinde, bu parçacıkların bazı minerallerden ve organik bileşiklerden oluştukları görülüyor Kozmik toz parçalarının çoğu hemen hemen aynı büyüklükte, 0,1 mikron çapındadır Bu toz parçaları, 4,5 milyar yıl önce, Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan arta kalmıştır
Gezegenler oluşmadan önce, Güneş'i çevreleyen disk, merkeze, yani Güneş'e yakın yerlerde çok sıcak; kenarlardaysa çok soğuktu Çünkü, Güneş'in güçlü ışınımı, bulutsunun ona yakın katmanlarının çok ısınmasına yol açıyordu Bunun yanı sıra, Güneş'in kütleçekimi sayesinde, diskin merkezine yakın katmanları, daha yoğun ve kalındı
Bu bölgelerdeki sıcaklık, gezegenlerin oluşumu sırasında, suyun buz halinde katılaşmasını engelliyordu Burada yoğunlaşan maddenin çoğu, silikatlardan ve öteki ağır minerallerden oluşuyordu İşte bu mineraller, karasal gezegenleri oluşturdular
Sıcaklık, diskin kenarlarına doğru ilerledikçe düşüyordu Burada, su katı halde bulunabiliyordu Su ve gaz moleküllerini içeren "kar taneleri" de dev gezegenleri oluşturdu En dışta yeralan en soğuk bölgede yoğunlaşan madde, tamamıyla katı haldeydi ve çok dağınık halde bulunduğundan bir gezegeni oluşturabilecek topaklanmayı sağlayamadı Bunun yerine, çok sayıda, gezegenlere oranla küçük gezegenimsi göktaşları oluştu
Bu göktaşları, yani kuyrukluyıldız çekirdeklerinin bulunduğu bölgeye Kuiper Kuşağı deniyor Güneş'i çevreleyen diskin topaklaşarak gezegenleri, göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturması, Güneş'in yaşam süresiyle karşılaştırdığımızda çok kısa bir süre, sadece 10 milyon yıl aldı
Karasal Gezegenler
Karasal (kayasal) gezegenlerin, sadece, bulutsudaki toz parçacıklarının bir araya gelerek oluştuğunu söylemek pek yeterli olmaz İç Güneş Sistemi'nde, günümüze değin kalmış göktaşları büyük oranda kondritlerden oluşur Kondritlerin büyük bölümü, asteroidlerin çarpışmasıyla gezegenlerarası boşluğa saçılan parçalardır
Kondritler, kondrül denen küresel biçimli küçük parçacıkların bir araya gelmesiyle oluşmuştur Kondrüler, başlangıçta 1500-1900 kelvin'i bulan sıcaklıklarda oluştular Soğuyarak katılaştıklarında, onları şimdi gördüğümüz gibi, bir araya gelmemişlerdi; damla biçimleriyle Güneş'in çevresinde dönüyorlardı
Yüz yılı aşan bir süre önce, mikroskopuyla göktaşlarını inceleyen Henry Cliffton Sorby adlı bir bilim adamı, kondritlerin, yağmur damlasına benzeyen camsı parçacıkların bir araya gelerek oluşturduğu taşlar olduğunu söyledi Sorby, aynı zamanda, bu göktaşlarının gezegenlerin oluşumundan artakalan madde olduklarını da öne sürdü O zaman için oldukça iyi bir yaklaşımdı bu
Daha sonra, kondrülleri laboratuvar fırınlarında yapma deneyleri gösterdi ki bunların göktaşlarındaki özelliklerini kazanmaları için, bir saatten kısa sürede soğumaları gerekiyor Bu, kondrüllerin bulutsunun merkezi yakınlarındaki yüksek sıcaklıkta eridiği düşüncesinin doğru olmadığını gösteriyor Çünkü, bu bölgede, bir saat gibi kısa bir sürede soğumaları olası değil
Bu, ancak, diskin iç bölgelerinin, birtakım yüksek enerjili olaylarla daha dışarıda kalan katmanları etkilemesiyle açıklanabilir Bu tür yüksek enerjili atmaların doğası hakkında pek bir şey bilinmiyor; aslında, gerçek olup olamayacakları da
Kondrüller ve toz parçalarının nasıl olup da bir araya gelerek kondritleri oluşturmaya başladığı pek de iyi anlaşılmış değildir Çünkü, bu küçük cisimler arasındaki kütleçekimi, birbirlerine yapışmalarını sağlayacak kadar güçlü olamaz Saniyede bir metrelik hızla çarpışan parçacıklar, birbirlerine Van der Waals çekiminin (elektrostatik yüklerin neden olduğu kısa menzilli kuvvet) etkisiyle yapışabilirler
Ancak, sadece Van der Waals kuvvetleri, bulutsunun çalkantılı ortamında çarpışarak birleşen bu parçacıkları bir arada tutamaz Nasıl olduğu tam olarak anlaşılmış olmasa da herkes, gezegenlerin bir şekilde bu parçacıkların birleşmesiyle oluştuğundan emin Bu topaklanmalar sonucu, birkaç cm çapa ulaşan parçalar, artık ortamdaki çalkantılardan daha az etkilenirler
Yörüngede dolanan katı bir cisim, (bir parça kondrit gibi) Güneş'in kütleçekimi sayesinde dengede kalır Ancak ortamda bir miktar gaz varsa, bu gaz, cismin hızının azalmasına ve sarmal bir yol izleyerek Güneş'e doğru yakınlaşmasını sağlar Yani, cisim, çapı giderek küçülen bir yörünge izler
Merkeze doğru ilerleyen kondrit parçaları, buralarda birikirler ve bir araya gelerek büyürler Bu tür bir cisim, yaklaşık bir kilometrelik çapa ulaşınca, artık gaz direnci onun üzerindeki etkisini kaybetmeye başlar ve cisim hemen hemen sabit bir yörüngede kalır Yaklaşık bu boyuta ulaşan gökcisimlerine "gezegenimsi" denir
Yeni oluşmakta olan bir gezegen sisteminde, benzer boyutlarda çok sayıda gezegenimsi bulunur Yörüngeleri, birbirlerine göre az ya da çok farklı olacağından, birbirlerinden farklı hızlarda hereket ederler Birbirlerine yakın yörüngede olanlar, yakın hızlarla hareket ederler ve kütleçekimleri birbirlerini etkiler Kütleçekimi, yörüngelerde küçük sapmalara neden olur ve bu da çarpışmalara yol açabilir
Eğer çarpışma yeterince yavaş gerçekleşirse, iki kütle birleşir ve daha büyük bir gezegenimsi ortaya çıkar Çarpışmalar sürdükçe cisim büyür Eğer, çarpışma hızlı gerçekleşirse, her iki cisim de dağılabilir
Bilim adamları, bir sistemdeki gezegen oluşumunun ne kadar süreceğini, bilgisayar yardımıyla hesaplamaya çalışıyorlar Yaptıkları hesaba göre, gezegenimsiler oluştuktan yaklaşık 20 bin yıl sonra Ay boyutunda yüzlerce cisim ortaya çıkıyor
Gezegenlerin hemen hemen tam boyutlarına ulaşmalarıysa yaklaşık 10 milyon yıl alıyor Kalan gezegenimsilerse sonraki 10 milyon yıl içerisinde gezegenlerce yutuluyor Bu çarpışmalar nedeniyle, gezegenler oluşumlarının ilk dönemlerinde sürekli etkin kalıyorlar
|