Bulutsu hipotezi: gezegenler nasıl oluşur?

Güneş Sistemi'ne bakıldığında rastlantı olamayacak kadar düzenli bir yapı görülür. Sekiz gezegen de Güneş'in çevresinde aynı yönde dolanır. Yörüngeleri neredeyse aynı düzlemde, neredeyse daireseldir. Güneş de aynı yönde döner. Bu düzen, Güneş Sistemi'nin tek tek yakalanmış cisimlerden değil, tek bir dönen yapıdan doğduğunu söyler.

Bu açıklamaya bulutsu hipotezi denir: Güneş ve gezegenler, kendi kütleçekimi altında çöken dönen bir gaz ve toz bulutundan birlikte oluştu. Bulut çökerken dönme nedeniyle yayvanlaşıp bir disk hâline geldi; merkezde Güneş, diskte gezegenler doğdu.

Tarihçe: Swedenborg'dan Safronov'a

Fikrin ilk izleri 1734'te Emanuel Swedenborg'a uzanır. 1755'te Immanuel Kant, Evrensel Doğa Tarihi ve Göklerin Teorisi adlı eserinde kuramı geliştirdi: dağınık bir madde bulutu, kütleçekimiyle toplanıp dönerek yoğunlaşmış olmalıydı. 1796'da Pierre-Simon Laplace, Exposition du système du monde'da bağımsız olarak benzer bir model önerdi. Bu yüzden kuram bazen "Kant-Laplace hipotezi" diye anılır.

Kuram 19. yüzyılın sonunda ciddi bir engele çarptı: açısal momentum problemi. Güneş, Güneş Sistemi'nin kütlesinin neredeyse tamamını taşır; ama sistemin açısal momentumunun %99'u gezegenlerde. Basit bir çökme modeli bunun tersini öngörür — merkez hızla dönmelidir. Bu problem, bir dönem gezegenlerin Güneş'ten başka bir yıldızın çekimiyle koparıldığı "gelgit" modellerinin öne çıkmasına yol açtı.

Modern biçim, Sovyet gökbilimci Viktor Safronov'un 1969'da yayımlanan (1972'de İngilizceye çevrilen) Öngezegen Bulutunun Evrimi ve Dünya ile Gezegenlerin Oluşumu adlı kitabıyla kuruldu. Bugün bu çerçeveye Güneş Bulutsusu Disk Modeli (SNDM) deniyor. Açısal momentum problemi de çözüldü: manyetik alanlar ve diskteki sürtünme, açısal momentumu merkezden dışa doğru taşır; ayrıca genç yıldızların güçlü rüzgârları ve püskürtmeleri momentumu dışarı atar.

Nasıl işler: adım adım

1. Bulutun çökmesi

Güneş Sistemi, çapı yaklaşık 20 parsek (~65 ışık yılı) olan dev bir moleküler buluttan doğdu; bu bulutun yaklaşık 1 parsek (~3,26 ışık yılı) büyüklüğündeki bir parçası çöktü. Bu öngüneş bulutsusunun kütlesi Güneş'in kütlesinin biraz üzerindeydi; bileşiminin yaklaşık %98'i hidrojen ve helyum (Büyük Patlama'dan kalan), %2'si daha önceki yıldızlarda üretilmiş ağır elementlerdi.

Çökmeyi tetikleyen şeyin yakındaki bir süpernovanın şok dalgası olduğu düşünülüyor. Kanıt, eski göktaşlarında bulunan demir-60 izotopu izleri: bu izotop ancak süpernovalarda üretilir ve kısa ömürlüdür, yani yakında ve kısa süre önce bir süpernova patlamış olmalıdır.

2. Disk oluşumu

Yaklaşık 100.000 yıl içinde bulut, merkezinde bir öncül yıldız bulunan ve çapı yaklaşık 200 astronomi birimi olan bir öngezegen diskine yayvanlaştı. Güneş benzeri bir yıldızın oluşumu toplamda yaklaşık 1 milyon yıl sürer; çekirdeğin füzyon sıcaklığına ulaşıp ana kola oturması ise yaklaşık 50 milyon yıl aldı.

3. Don çizgisi

Diskin iç bölgesi sıcaktı, dış bölgesi soğuk. Su buzunun yoğuşabildiği sınıra don çizgisi (frost line) denir; Güneş Sistemi'nde Mars ile Jüpiter yörüngeleri arasında bir yerdeydi. Bu çizgi, gezegenlerin iki farklı türe ayrılmasının temel sebebidir: içte yalnızca kaya ve metal yoğuşabildi, dışta buzlar da katı madde havuzuna eklendi ve çok daha fazla malzeme oluştu.

4. Planetesimaller

Toz taneleri çarpışıp birbirine yapışarak büyür. Kilometre boyutlarına ulaşan cisimlere planetesimal denir. Bu aşamada kütleçekimi devreye girer ve büyüme hızlanır.

5. Kayalık gezegenler

4 AB içindeki bölgede planetesimaller birleşerek gezegen embriyoları oluşturdu. Embriyolar yaklaşık 0,05 Dünya kütlesine ulaştı ve Güneş'in oluşumundan yaklaşık 100.000 yıl sonra madde toplamayı bıraktı; bu aşama 100.000-300.000 yıl sürdü. Sonrasında embriyolar birbiriyle çarpışıp birleşerek bugünkü boyutlarına ulaştı — bu son aşama yaklaşık 100 milyon ile 1 milyar yıl arası sürdü. Dünya'nın Ay'ını doğuran dev çarpışma, bu dönemin sonlarına denk gelir (bkz. dev çarpışma hipotezi).

6. Dev gezegenler

Don çizgisinin ötesinde planetesimaller yaklaşık 3 milyon yıl içinde 4 Dünya kütlesine kadar birikti. Bir çekirdek 5-10 Dünya kütlesine ulaştığında, çevresindeki hidrojen ve helyumu hızla üzerine çekmeye başlar: buna çekirdek birikimi modeli denir. Jüpiter, çekirdeği yaklaşık 10 Dünya kütlesine ulaştıktan sonra toplam 318 Dünya kütlesine çıktı. Jüpiter ve Satürn, yaklaşık 30 Dünya kütlesine ulaştıktan sonra gaz toplamayı 10.000 yıl gibi kısa bir sürede tamamladı.

Uranüs ve Neptün bu yarışı kaybetti: her biri "1 Dünya kütlesinden fazla olmayan" hidrojen ve helyum toplayabildi. Bu yüzden "başarısız çekirdekler" olarak tanımlanıyorlar ve muhtemelen Güneş'e daha yakın oluşup sonradan dışa göç ettiler ya da dışarı savruldular (bkz. Nice modeli). Dört dev gezegen, Güneş çevresinde dolanan bütün kütlenin %99'una yakınını taşıyor.

Daha nadir bir alternatif de var: çok kütleli disklerde (0,3 Güneş kütlesinden fazla) diskin kendi kütleçekimi altında parçalanarak doğrudan dev gezegenler oluşturması — disk kararsızlığı modeli.

7. Diskin dağılması

T Tauri türü genç yıldızların çevresindeki diskler yaklaşık 10 milyon yıl yaşar. Disk, yıldız rüzgârıyla savrulma ve buharlaşma yoluyla dağılır; birikim durduğunda süreç tamamlanır. Bilinen en yaşlı disk 25 milyon yıllık. Gezegen sistemi, bu dağılmanın ardından 10-100 milyon yıl içinde bugünkü düzenine oturur.

Verileri göster

0	Bulut çöküyor (süpernova şoku?)
100 bin yıl	Disk oluştu, 200 AB çapında
100-300 bin yıl	Kayalık gezegen embriyoları
1 milyon yıl	Güneş bir yıldız olarak oluştu
3 milyon yıl	Dev gezegen çekirdekleri 4 Dünya kütlesi
10 milyon yıl	Disk dağıldı
50 milyon yıl	Güneş ana kola oturdu
100 milyon-1 milyar yıl	Kayalık gezegenler tamamlandı

Kanıtlar

Bulutsu hipotezinin "güçlü kanıtlı" sayılmasının sebebi, artık başka yıldızlarda süreci görebiliyor olmamız.

• Öngezegen diskleri doğrudan gözlendi. Genç yıldızların çevresindeki gaz ve toz diskleri, yarıçapları 1000 astronomi birimine kadar uzanabilen yapılar olarak görüntülendi. Diskin yalnızca en iç bölgeleri 1000 K'yi aşar; dışı çok daha soğuktur.
• Halkalar ve boşluklar. ALMA'nın 2014'te HL Tauri yıldızını görüntülemesi, kuramın en ikna edici görsel kanıtı oldu: diskte net halkalar ve karanlık boşluklar var. Boşluklar, oluşmakta olan gezegenlerin yörüngelerini süpürmesiyle yorumlanıyor.
• Orion'daki proplidler. Hubble Uzay Teleskobu, Orion Bulutsusu'nun içinde oluşmakta olan diskleri ve proplidleri — yakındaki parlak yıldızların ışınımıyla buharlaşan diskleri — görüntüledi.
• Göktaşlarının yaşı. Güneş Sistemi'nin yaşı 4,568 milyar yıl olarak ölçülüyor; bu değer, göktaşlarındaki en eski kapanımlardan — kalsiyum-alüminyum zengini kapanımlardan (CAI) — geliyor. Bunlar öngüneş bulutsusunda yoğuşan ilk katı maddedir.
• Ötegezegen çeşitliliği. Binlerce ötegezegen sisteminin bulunması, gezegen oluşumunun istisnai değil sıradan bir süreç olduğunu gösterdi.

Açık sorunlar

Çerçeve sağlam, ama ayrıntılarda ciddi boşluklar var:

• Metre bariyeri. "1 santimetre boyutundaki taneciklerin 1 kilometre boyutundaki planetesimallere nasıl birleştiği bir gizem." Bu boyut aralığında çarpışmalar yapıştırmak yerine parçalıyor; ayrıca bu boyuttaki cisimler gaz sürtünmesi nedeniyle hızla yıldıza doğru sürükleniyor. Çakıl birikimi (pebble accretion) ve akış kararsızlığı gibi mekanizmalar öneriliyor.
• Dev gezegenlerin zamanlaması. Dev gezegen çekirdeklerinin, disk dağılmadan önce yeterince büyümesi gerekir. Hesaplanan süreler diskin ömrüne zorla sığıyor; bu, modelin en sıkışık yeri.
• Göç. Gezegenlerin doğdukları yerde kalmadığı anlaşıldı. Sıcak Jüpiterler — yıldızına çok yakın dolanan dev gezegenler — oldukları yerde oluşamazlar; göç etmiş olmaları gerekir. Güneş Sistemi'nde de benzer göçler öneriliyor: Nice modeli ve Büyük Dönüş (Grand Tack) hipotezi.
• Asteroit kuşağı neden boş? Kuşağın başlangıçta "2-3 Dünya benzeri gezegen oluşturmaya yeter" maddeye sahip olduğu hesaplanıyor; bugün toplam kütlesi Dünya'nın yaklaşık 0,0005 katı. Birincil tükenme Dünya kütlesinin %1'inin altına indirmiş, Jüpiter-Satürn rezonansı sırasındaki ikincil tükenme daha da azaltmış.
• Uranüs ve Neptün. Bugünkü uzaklıklarında, disk yoğunluğunun bu kadar büyük cisimler oluşturmaya yetmediği hesaplanıyor. Daha içte oluşup göç etmiş olmaları gerekiyor.

Kısaca

• Bulutsu hipotezi, Güneş ve gezegenlerin aynı dönen gaz-toz diskinden birlikte oluştuğunu söyler.
• Swedenborg (1734), Kant (1755) ve Laplace (1796) ortaya attı; modern biçimini Safronov 1969'da verdi.
• 19. yüzyıldaki açısal momentum problemi — momentumun %99'unun gezegenlerde olması — manyetik alanlar ve disk sürtünmesiyle çözüldü.
• Don çizgisi, içteki kayalık gezegenler ile dıştaki buzlu dev gezegenler ayrımının sebebidir.
• Güneş Sistemi'nin yaşı, göktaşı kapanımlarından 4,568 milyar yıl olarak ölçülüyor.
• ALMA'nın 2014'teki HL Tauri görüntüsü, halkaları ve boşluklarıyla kuramın en güçlü görsel kanıtı.
• Açık sorunlar: metre bariyeri, dev gezegenlerin oluşum süresi, gezegen göçü ve asteroit kuşağının boşluğu.