Güneş Sistemi Yapısı ve Oluşumu
 
GüneÅŸ Sistemi; GüneÅŸ’ten ve onun çekim etkisi altında kalan sekiz gezegen ve onların bilinen 166 uydusundan, üç cüce gezegenden (Ceres, Plüton, Eris ile onların bilinen dört uydusu), ve milyarlarca küçük gökcisminden oluÅŸur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper kuÅŸağı nesneleri, kuyrukluyıldızlar, göktaÅŸları ve gezegenlerarası toz girer.
Güneş Sistemi; Güneş, dört yerbenzeri iç gezegen, küçük taş asteroitlerden oluşan bir asteroit kuşağı, dört gaz devi dış gezegen, ve Kuiper kuşağı denen buzsu cisimlerden oluşan ikinci bir kuşaktan ibarettir. Kuiper kuşağının ötesinde ise seyrek disk, gündurgun (heliopause) ve en son olarak da varsayımsal Oort bulutu bulunur.
GüneÅŸ’ten olan uzaklıklarına göre gezegenler sırasıyla Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, ve Neptün’dür. Bu sekiz gezegenin altısının çevresinde doÄŸal uydular döner. Ayrıca dış gezegenlerin her birinin toz ve diÄŸer parçacıklardan oluÅŸan bir gezegen kuÅŸağı vardır. Dünya dışındaki tüm gezegenler adlarını Yunan-Roma mitolojisi tanrılarından alır. Üç cüce gezegen Kuiper kuÅŸağında en büyük cisim olan Plüton, asteroit kuÅŸağındaki en büyük cisim olan Ceres ve seyrek diskte yer alan ve diÄŸer ikisinden daha büyük olan Eris’tir.
Yapısı
GüneÅŸ Sistemi’nin asıl bileÅŸeni elbetteki sistemin bilinen kütlesinin % 99,86’sını oluÅŸturan ve çekim kuvveti ile sistemi bir arada tutan ana dizide yeralan G2V tipi bir sarı cüce olan GüneÅŸ’tir. Sistemin kalan kütlesinin % 90′ından fazlasını da yalnızca GüneÅŸ’in çevresinde dönen en büyük iki gökcismi olan Jüpiter ve Satürn oluÅŸturur.
GüneÅŸ’in çevresinde dönen büyük gökcisimlerinin çoÄŸu Dünya’nın yörüngesinin tutulum adı verilen düzleminde bulunur. Gezegenler tutuluma çok yakın bulunurken kuyruklu yıldızlar ve Kuiper kuÅŸağı gökcisimleri tutulum çemberi ile büyük açılar yapar.
Gezegenlerin hepsi ve diÄŸer gökcisimlerinin çoÄŸu, GüneÅŸ’in kuzey kutbunun üzerindeki bir noktasından bakıldığında, GüneÅŸ’in çevresindeki yörüngede saat yönünün tersine dönmektedir. Ancak Halley kuyruklu yıldızı gibi istisnalar bulunur.
Gökcisimleri GüneÅŸ’in çevresinde Kepler yasalarına uygun olarak devinirler. Her gökcismi, odak noktalarından birinde GüneÅŸ’in bulunduÄŸu yaklaşık bir elips yörünge üzerinde hareket eder. GüneÅŸ’e daha yakın olan gökcisimleri daha hızlı hareket eder. Gezegenlerin yörüngeleri hemen hemen daireseldir ama birçok kuyruklu yıldız, asteroit ve Kuiper kuÅŸağı gökcisimleri oldukça dar eliptik yörüngeler izler.
GüneÅŸ Sistemi gösterimlerinde çok büyük uzaklıkları tasvir etme zorluÄŸuna karşı, yörüngeler genellikle eÅŸit uzaklıkta gösterilir. Gerçekte, birkaç istisna dışında bir gezegen ya da kuÅŸağın GüneÅŸ’e olan uzaklığı arttıkça bir önceki yörünge ile olan uzaklığı da büyür. ÖrneÄŸin Venüs, Merkür’den 0,33 GB daha dışarıdadır, Satürn ise Jüpiter’den 4,3 GB daha uzaktadır. Neptün de Uranüs’ten 10,5 GB daha uzaktadır. Bu yörünge uzaklıkları arasında bağıntı kurmaya çalışan Titius-Bode yasası gibi bazı giriÅŸimler olmuÅŸ ama kabul gören bir teori çıkmamıştır.
GüneÅŸ Sistemi’nin OluÅŸumu ve Evrimi
GüneÅŸ Sistemi’nin ilk olarak Emanuel Swedenborg tarafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra Immanuel Kant tarafından 1755 yılında geniÅŸletilen bulutsu varsayıma uygun olarak oluÅŸtuÄŸuna inanılmaktadır. Benzer bir teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak 1796′da üretilmiÅŸtir. Bu teoriye göre GüneÅŸ Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluÅŸmuÅŸtur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı geniÅŸliÄŸinde olduÄŸu ve birkaç yıldızın doÄŸumuna sebep olduÄŸu sanılmaktadır. Çok eski göktaÅŸlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluÅŸabilecek kimyasal elementlere rastlanması GüneÅŸ’in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluÅŸtuÄŸuna iÅŸaret eder. Bu süpernovalardan gelen ÅŸok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoÄŸunluk bölgeleri oluÅŸturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluÅŸmasına izin vererek GüneÅŸ’in oluÅŸmasını tetiklemiÅŸ olabilir.
Sonradan GüneÅŸ Sistemi olacak olan ve güneÅŸ öncesi bulutsu olarak bilinen bölge 7.000 ile 20.000 GB çapında ve GüneÅŸ’in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneÅŸ kütlesi kadar). Bulutsu içe doÄŸru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye baÅŸladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoÄŸunlaÅŸtıkça içindeki atomlar artan frekanslarla çarpışmaya baÅŸladı. 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 GB çapında, kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoÄŸun bir önyıldız oluÅŸtu.
GüneÅŸ’in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleÅŸme öncesi güneÅŸ kütlesine sahip T Tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluÅŸumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduÄŸunu gösterir. Bu diskler birkaç yüz gök birimi geniÅŸliÄŸe 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 yeralan 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 GüneÅŸ Sistemi, su ve metan gibi uçucu moleküllerin yoÄŸunlaÅŸmasına izin vermeyecek kadar çok sıcaktı, dolayısıyla oluÅŸan gezegencikler gezegen öncesi diskin yalnızca 0,6% kütlesinden ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileÅŸiklerden oluÅŸmuÅŸlardı. Bu kayasal gökcisimleri sonunda yerbenzeri gezegenler oldu. Daha ötelerde Jüpiter’in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gökcisimlerinin biraraya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuÅŸağı 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.
Gökbilimciler Güneş Sisteminin güneş ana diziden 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.
Tahminlere göre bugünden yaklaşık 6,4 milyar yıl sonra GüneÅŸ’in çekirdeÄŸi o kadar sıcak olacak ki daha az yoÄŸun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaÅŸması oluÅŸmaya baÅŸlayacak. Bunun sonunda GüneÅŸ ÅŸu anki çapının kabaca 100 katı kadar geniÅŸleyecek ve bir kızıl dev olacaktır. Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı nedeniyle soÄŸumaya baÅŸlayacak ve parlaklığını yitirecektir.
En sonunda GüneÅŸ’in dış katmanları ayrılacak ve geride olaÄŸanüstü derecede yoÄŸun bir gökcismi olan beyaz cüce kalacaktır. Bu beyaz cüce GüneÅŸ’in ilk kütlesinin yarısına sahip olacak ancak büyüklüğü dünya kadar olacaktır.
Güneşe yakınlıklarına göre gezegenler ve özellikleri aşağıdaki gibi sıralanmaktadır:
