Güneş Sistemi ve Gezegenler
Güneş’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 oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper kuşağı nesneleri, kuyrukluyıldızlar, göktaşları 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.
Güneş’ten olan uzaklıklarına göre gezegenler sırasıyla Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, ve Neptün’dür. Bu sekiz gezegenin altısının çevresinde doğal uydular döner. Ayrıca dış gezegenlerin her birinin toz ve diğer parçacıklardan oluşan bir gezegen kuşağı vardır. Dünya dışındaki tüm gezegenler adlarını Yunan-Roma mitolojisi tanrılarından alır. Üç cüce gezegen Kuiper kuşağında en büyük cisim olan Plüton, asteroit kuşağındaki en büyük cisim olan Ceres ve seyrek diskte yer alan ve diğer ikisinden daha büyük olan Eris’tir.
Terimler
Güneş‘in yörüngesinde dönen cisimler üçe ayrılır: Gezegenler, cüce gezegenler ve Güneş Sistemi küçük gökcisimleri.
Güneş’in çevresinde dönen, kendine küresel bir biçim verecek kadar kütlesi olan ve yörüngesinin yakın çevresini (doğal uyduları dışında) temizlemiş gökcisimlerine gezegen denir. Bilinen sekiz gezegen vardır: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün.
24 Ağustos 2006‘da Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), Plüton‘u dışarıda bırakarak ilk defa “gezegen” terimini tanımladı. Plüton ile birlikte, Eris ve Ceres yeni bir kategori olan cüce gezegen olarak tanımlandı.[2] Cüce gezegenler, yörüngeleri etrafındaki diğer cisimleri temizleyecek yerçekimsel güce sahip olmayan gökcisimleridir. Cüce gezegen olarak sınıflandırılma ihtimali olan diğer gökcisimleri Sedna, Orcus, ve Quaoar‘dur.
Plüton 1930 yılında keşfinden, 2006 yılına kadar geçen sürede Güneş Sistemi’nin dokuzuncu gezegeni olarak kabul edilmiştir. Ancak 20. yüzyılın sonlarında ve 21. yüzyılın başlarında Plüton’a benzer birçok gökcismi keşfedilmiştir, aralarında en çok dikkati çeken Plüton’dan birazcık daha büyük olan Eris’tir.
Bunların dışında kalan ve Güneş’in çevresinde dönen gökcisimlerine Güneş Sistemi küçük gökcisimleri denir.
Doğal uydular ya da aylar Güneş‘in çevresinde değil de gezegenlerin, cüce gezegenlerin ya da Güneş Sistemi küçük gökcisimlerinin çevresinde dönen gökcisimleridir.
Bir gezegenin Güneş’ten olan uzaklığı kendi yılı boyunca değişir. Güneş’e en çok yaklaştığı duruma günberi, en uzak olduğu duruma da günöte denir.
Gökbilimciler, Güneş Sistemi içindeki uzaklıkları genellikle gök birimi (GB) ile ölçer. Bir GB, Güneş ile Dünya arasındaki yaklaşık uzaklıktır ve kabaca 149.598.000 km.‘dir. Plüton Güneş’ten yaklaşık 38 GB uzaktayken Jüpiter kabaca 5,2 GB uzaklıktadır. Yıldızlararası uzaklık birimlerinin en bilineni olan bir ışık yılı kabaca 63.240 GB’dir.
Güneş Sistemi bazen gayri resmi olarak farklı bölgelere ayrılır. İç Güneş Sistemi dört yerbenzeri gezegenden ve asteroit kuşağından oluşur. Bazıları dış Güneş Sistemi tanımını asteroitlerin ötesindeki her şey olarak yapar. Diğerleri ise dört gaz devini “orta bölge” olarak tanımlayıp dış Güneş Sistemini Neptün ötesi bölge olarak nitelendirir
Clementine uzay sondasından çekilen ve Ay‘ın ardından gelen günışığıyla görünen tutulum çemberi. Soldan sağa: Merkür, Mars, Satürn.
Güneş Sistemi’nin asıl bileşeni elbetteki sistemin bilinen kütlesinin % 99,86’sını oluşturan ve çekim kuvveti ile sistemi bir arada tutan ana dizide yeralan G2V tipi bir sarı cüce olan Güneş‘tir. Sistemin kalan kütlesinin % 90’ından fazlasını da yalnızca Güneş’in çevresinde dönen en büyük iki gökcismi olan Jüpiter ve Satürn oluşturur.
Güneş’in çevresinde dönen büyük gökcisimlerinin çoğu Dünya’nın yörüngesinin tutulum adı verilen düzleminde bulunur. Gezegenler tutuluma çok yakın bulunurken kuyruklu yıldızlar ve Kuiper kuşağı gökcisimleri tutulum çemberi ile büyük açılar yapar.
Güneş Sistemi’nde bulunan gökcisimlerinin ölçekli yörüngeleri. (Sol üstten başlayarak saat yönünde)
Gezegenlerin hepsi ve diğer gökcisimlerinin çoğu, Güneş’in kuzey kutbunun üzerindeki bir noktasından bakıldığında, Güneş’in çevresindeki yörüngede saat yönünün tersine dönmektedir. Ancak Halley kuyruklu yıldızı gibi istisnalar bulunur.
Gökcisimleri Güneş’in çevresinde Kepler yasalarına uygun olarak devinirler. Her gökcismi, odak noktalarından birinde Güneş’in bulunduğu yaklaşık bir elips yörünge üzerinde hareket eder. Güneş’e daha yakın olan gökcisimleri daha hızlı hareket eder. Gezegenlerin yörüngeleri hemen hemen daireseldir ama birçok kuyruklu yıldız, asteroit ve Kuiper kuşağı gökcisimleri oldukça dar eliptik yörüngeler izler.
Güneş Sistemi gösterimlerinde çok büyük uzaklıkları tasvir etme zorluğuna karşı, yörüngeler genellikle eşit uzaklıkta gösterilir. Gerçekte, birkaç istisna dışında bir gezegen ya da kuşağın Güneş’e olan uzaklığı arttıkça bir önceki yörünge ile olan uzaklığı da büyür. Örneğin 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 girişimler olmuş ama kabul gören bir teori çıkmamıştır.
Oluşumu ve evrimi
Güneş Sistemi’nin ilk olarak Emanuel Swedenborg tarafından 1734 yılında öne sürülen, 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 üretilmiştir. Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna sebep olduğu sanılmaktadır. Çok eski göktaşlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş’in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş’in oluşmasını tetiklemiş olabilir.
Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge 7.000 ile 20.000 GB çapında ve Güneş’in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar). Bulutsu içe doğru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki atomlar artan frekanslarla çarpışmaya başladı. 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 yoğun bir önyıldız oluştu.
Güneş’in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi güneş kütlesine sahip Tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir. Bu diskler birkaç yüz gök birimi genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.
Işık yılları genişliğinde, güneşin oluştuğu öncül bulutsuya benzeyen, Orion Bulutsusu‘nda gezegen öncesi disklerin Hubble tarafından çekilmiş görseli.
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 Güneş Sistemi, su ve metan gibi uçucu moleküllerin yoğunlaşmasına izin vermeyecek kadar çok sıcaktı, dolayısıyla oluşan gezegencikler gezegen öncesi diskin yalnızca 0,6% kütlesinden ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gökcisimleri sonunda yerbenzeri gezegenler oldu. Daha ötelerde Jüpiter’in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gökcisimlerinin biraraya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı 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 Güneş’in çekirdeği o kadar sıcak olacak ki daha az yoğun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluşmaya başlayacak. Bunun sonunda Güneş şu anki çapının kabaca 100 katı kadar genişleyecek ve bir kızıl dev olacaktır Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı nedeniyle soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir.
En sonunda Güneş’in dış katmanları ayrılacak ve geride olağanüstü derecede yoğun bir gökcismi olan beyaz cüce kalacaktır. Bu beyaz cüce Güneş’in ilk kütlesinin yarısına sahip olacak ancak büyüklüğü dünya kadar olacaktır.
Güneş
Güneş, Güneş Sistemi’nin ana yıldızı ve en önemli öğesidir. Büyük kütlesi nükleer kaynaşmayı sürdürmek için yeterince yüksek bir iç yoğunluk sağlar. Nükleer kaynaşma çok büyük miktarlarda enerji açığa çıkarır ve bu enerjinin çoğu görünür ışık gibi elektromanyetik ışımalarla dış uzaya yayılır.
Güneş kısmen büyük bir sarı cüce olarak sınıflandırılır ama galaksimizde bulunan diğer yıldızlarla kıyaslandığında bu isim yanıltıcı olabilir çünkü Güneş oldukça büyük ve parlaktır. Yıldızlar, parlaklıkları ve yüzey sıcaklıklarına göre yerleştirildikleri Hertzsprung-Russell diyagramı ile sınıflandırılır. Genel olarak daha sıcak olan yıldızlar daha parlaktır. Bu modele uyan yıldızlar ana diziyi oluşturur ve Güneş ana dizinin tam ortasında yer alır. Ancak Güneş’ten daha parlak ve sıcak yıldızlara az rastlanırken, daha az parlak ve soğuk yıldızlara sıkça rastlanır.
Güneş’in ana dizideki konumunun bir yıldızın yaşamının en güzel dönemi olduğuna inanılmaktadır. Henüz nükleer kaynaşma için kullandığı yakıt olan hidrojen kaynaklarını tüketmemiştir. Güneş gittikçe daha parlaklaşmaktadır, yaşamının başlarında şu ankinden 75% daha az parlaktı
Güneş’in içinde bulunan hidrojen ve helyum oranlarının hesaplanması sonucunda yaşam süresinin yarısında olduğu ortaya çıkmaktadır. Sonunda ana diziden uzaklaşacak ve daha büyük, daha parlak ama daha soğuk olacak, kızıllaşarak yaklaşık beş milyar yıl içinde de kızıl dev hâline gelecektir. Bu noktada parlaklığı şu anki değerinin birkaç bin katı olacaktır.
Güneş Öbek I yıldızıdır; yani evrenin gelişiminin son dönemlerinde doğmuştur. Daha yaşlı olan Öbek II yıldızlardan daha fazla miktarda, hidrojen ve helyumdan ağır elementler (gökbilimsel anlamda “metaller“) barındırır. Hidrojen ve helyumdan daha ağır olan elementler eski ve patlayan yıldızların çekirdeklerinde oluşmuştur. Yani evrende bu elementlerin bulunabilmesi için ilk kuşak yıldızların ölmesi gerekmiştir. En eski yıldızlarda çok az miktarda metal varken, daha sonra doğan yıldızlarda daha fazla metal vardır. Bu yüksek metallik oranının Güneş’in gezegen sistemi oluşturmasında çok önemli olduğuna inanılmaktadır çünkü gezegenler bu metallerin kaynaşmasından oluşmuştur.
Gezegenler arası ortam
Güneş, ışığın yanı sıra plazma denen yüklü parçacıklardan oluşan güneş rüzgârını da ışıma yoluyla uzaya yayar. Bu parçacık akımı dışarı doğru saatte yaklaşık 1,5 milyon kilometre hızla yol alır ve günküre denen, Güneş Sistemi’nin içine yaklaşık 100 GB kadar giren seyrek bir atmosfer oluşturur. Buna aynı zamanda gezegenlerarası ortam adı da verilir. Güneş’in 11 yıllık güneş çevrimi, sıklıkla oluşan güneş parlamaları ve koronal kütle atımı günküreyi karıştırarak uzayda bir hava durumu oluşturur. Güneş’in dönen manyetik alanı gezegenlerarası ortamı etkileyerek Güneş Sistemi’nde en büyük yapı olan günküresel akım katmanını oluşturur.
Dünya’nın manyetik alanı atmosferini, güneş rüzgârı ile etkileşime girmekten korur. Venüs ve Mars’ın manyetik alanı yoktur dolayısıyla da güneş rüzgârı bu gezegenlerin atmosferinin yavaş yavaş uzaya doğru kaçmasına neden olur. Güneş rüzgârının Dünya’nın manyetik alanıyla etkileşime geçmesi sonucunda manyetik kutuplar yakınlarında gözlemlenen kutup ışıkları oluşur.
Kozmik ışınlar Güneş Sistemi dışı kaynaklıdır. Günküre Güneş Sistemini kısmen korur, ayrıca gezegenlerin manyetik alanları (eğer varsa) da koruma sağlar. Yıldızlararası ortamda bulunan kozmik ışınların yoğunluğu ve Güneş’in manyetik alanının kuvveti çok uzun zaman dilimleri içinde değişiklik gösterir. Dolayısıyla da Güneş Sistemi içinde kozmik ışıma düzeyi değişiklik gösterir ama bunun ne kadar olduğu bilinmemektedir.
Gezegenlerarası ortamda en az iki disk tipi kozmik toz bölgesi bulunur. Birincisi iç Güneş Sistemi’nde yer alan ve zodyak ışıklarına neden olan zodyak toz bulutudur. Büyük bir olasılıkla, gezegenler arasındaki etkileşim nedeniyle asteroit kuşağında meydana gelen çarpışmalar sonucunda oluşmuştur. İkincisi 10 GB ile 40 GB arasında uzanır ve büyük bir olasılıkla Kuiper kuşağında meydana gelen benzer çarpışmalar sonucunda oluşmuştur.
İç gezegenler
Dört iç gezegen yoğun, kayaç bir yapıya sahiptir. Doğal uyduları ya çok azdır, ya da hiç yoktur. Gezegen halkaları bulunmaz. Yüksek ergime noktasına sahip olan minerallerden oluşmuştur. Silikatlar katı taşküreyi ve yarı akışkan mantoyu oluşturur. Demir ve nikel gibi metaller ise gezegenlerin çekirdeğini oluşturur. İç gezegenlerden üçünün (Venüs, Dünya ve Mars) önemli birer atmosferi vardır. Hepsinde göktaşlarının oluşturduğu kraterler ve yanardağlar ile yarık vadiler gibi tektonik yüzey şekilleri bulunur.
Merkür
Merkür (0,4 GB) Güneş’e en yakın ve en küçük (0,055 Dünya kütlesi) gezegendir. Doğal uydusu yoktur ve göktaşı kraterlerinden başka bilinen tek jeolojik özelliği; büyük bir olasılıkla oluşumunun başlarında geçirdiği büzülme döneminde oluşmuş olan “kırışıklık sırtları”dır. Merkür’ün önemsenmeyecek kadar az olan atmosferi güneş rüzgârı nedeniyle yüzeyinden kopan atomlardan oluşur. Görece büyük demir çekirdeği ve ince mantosu henüz tam olarak açıklanamamıştır. Varsayımlar arasında, büyük bir çarpışma nedeniyle dış katmanlarından kurtulduğu ve genç Güneş’in enerjisi yüzünden tam olarak kaynaşma yoluyla büyüyemediği vardır.
Venüs
Venüs (0,7 GB) boyut olarak Dünya’ya yakındır (0,815 Dünya kütlesi) ve Dünya’ya benzer şekilde demir çekirdeğin çevresinde kalın silikat bir mantosu, önemli ölçüde bir atmosferi vardır, ayrıca iç jeolojik etkinliğin varlığına dair kanıtlar mevcuttur. Ancak Dünya’dan çok daha kurudur ve atmosferi doksan kat daha yoğundur. Venüs’ün doğal uydusu yoktur. Yüzey sıcaklığı 400 °C‘nin üzerindedir, muhtemelen atmosferdeki sera gazları miktarının sebep olduğu bu durum Venüs’ü en sıcak gezegen yapar. Günümüzde jeolojik etkinlik olduğuna dair kesin kanıtlar bulunmamakla birlikte, Venüs’ün önemli ölçüde bir atmosferi oluşturacak manyetik alanı olmamasından dolayı, varolan atmosferin ancak volkanik patlamalarla yenilendiği sanılmaktadır.
Dünya
Dünya (1 GB) iç gezegenlerin içinde en büyük ve en yoğun olandır. Jeolojik etkinliği devam ettiği ve üzerinde yaşam olduğu bilinen tek gezegendir. Sıvı suküresi (hidrosfer) yerbenzeri gezegenler arasında eşsizdir ve levha hareketlerinin gözlemlendiği tek gezegendir. Dünya’nın atmosferi diğer gezegenlerin atmosferlerinden tamamen farklıdır, yaşamın olması nedeniyle 21% serbest oksijen içerecek şekilde değişmiştir. Güneş Sistemi içindeki yerbenzeri gezegenler arasında tek büyük doğal uyduya, Ay‘a sahip olan gezegendir.
Mars
Mars (1,5 GB) Dünya ve Venüs’ten küçüktür (0,107 Dünya kütlesi). Çoğunlukla karbon dioksitten oluşan önemli bir atmosferi vardır. Olympus Mons gibi yanardağlar ve Valles Marineris gibi yarık vadilerle kaplı olan yüzeyi çok yakın zamanlara kadar jeolojik etkinliğin devam ettiğini göstermektedir. Mars’ın iki çok küçük doğal uydusu vardır. Deimos ve Phobos‘un Mars’ın çekimine kapılmış olan asteroitler olduğuna inanılır.
Asteroit kuşağı
Asteroitler asıl olarak kaya ve uçucu olmayan minerallerden oluşan küçük, Güneş Sistemi gökcisimleridir.
Ana asteroit kuşağı Mars ile Jüpiter arasında, Güneş’ten 2,3 ile 3,3 GB uzaklıktadır. Güneş Sistemi’nin oluşumundan kaldıkları ve Jüpiter’in kütleçekim gücü nedeniyle bir araya gelip bir gezegen oluşturamadıkları düşünülmektedir.
Asteroitlerin büyüklüğü birkaç yüz kilometreden mikroskobik boyutlara kadar değişmektedir. En büyükleri olan Ceres dışında hepsi Güneş Sistemi küçük gökcismi olarak sınıflandırılır, ancak Vesta ve Hygiea gibi bazı asteroitler eğer hidrostatik dengeye ulaştıkları kanıtlanırsa cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılabilirler.
Asteroit kuşağı içinde çapı bir kilometreyi geçen onbinlerce belki de milyonlarca gökcismi bulunur. Buna rağmen ana asteroit kuşağının toplam kütlesinin Dünya’nın kütlesinin binde birini geçmesi pek olası değildir. Ana kuşak çok yoğun değildir ve uzay sondaları sorunsuz olarak buradan geçebilmektedir. Çapları 10 ile 10-4 m arasında kalan asteroitler göktaşı olarak adlandırılır.
Ceres
Ceres (2,77 GB) asteroit kuşağı içindeki en büyük gökcismidir ve cüce gezegen olarak sınıflandırılmıştır. Çapı 1000 km’nin biraz altındadır, bu da kendi yerçekiminin küresel bir şekil oluşturabilmesi için yeterlidir. Ceres 19. yüzyılda ilk keşfedildiğinde gezegen olarak düşünülmüş ancak daha sonraları diğer asteroitlerin de ortaya çıkmasıyla 1850’lerde asteroit olarak sınıflanmıştır. 2006 yılında cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılmıştır.
Asteroit grupları
Ana kuşaktaki asteroitler yörünge özelliklerine göre gruplara ve ailelere ayrılır. Asteroit uydular, daha büyük asteroitlerin etrafında dönen asteroitlerdir. Gezegenlerin uyduları kadar belirgin olarak ayrılamazlar, ve bazen etrafında döndükleri asteroit kadar büyük olurlar. Asteroit kuşağında ayrıca Dünya’nın suyunun kaynağı olabilecek ana kuşak kuyruklu yıldızları da bulunur.
Truvalı asteroitler Jüpiter’in Lagrange noktaları olan L4 ve L5 noktalarının (bir gezegenin yörüngesinde kütleçekimsel olarak kararlı bölgeler) her iki yanında yer alır. “Truvalı” terimi ayrıca diğer gezegen ve uyduların Lagrange noktalarında bulunan küçük gökcisimleri içinde kullanılır. Hilda ailesi Jüpiter ile 2:3 yörüngesel rezonans içindedir, yani Jüpiter’in Güneş’in çevresinde döndüğü her iki turda Hilda ailesi asteroitleri üç tur atar.
İç Güneş Sistemi içinde ayrıca birçok başıboş asteroit de bulunur. Bunların yörüngeleri iç gezegenlerin yörüngeleri ile kimi zaman çakışır.
Orta Güneş Sistemi
Güneş Sistemi’nin orta bölgesinde gaz devleri ve bunların gezegen boyutunda uyduları yer alır. Centaurlar gibi birçok kısa dönemli kuyruklu yıldız da bu bölgede bulunur. Bu bölgeye bazen “dış Güneş Sistemi” de denir ancak bu terim son zamanlarda Neptün ötesindeki bölge için kullanılmaktadır. Bu bölgede bulunan katı gökcisimleri iç Güneş Sistemi’nin kayalıklı üyelerinden daha yüksek oranda “buz” içeren (su, amonyak ve metan) bir yapıya sahiptir.
Dış gezegenler
Dört dış gezegen ya da gaz devi Güneş’in çevresindeki yörüngede dönen kütlenin 99%’unu oluşturur. Jüpiter ve Satürn’ün atmosferleri asıl olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. Uranüs ve Neptün’ün atmosferlerinde yüksek yüzdelerde su, amonyak ve metan “buz”u bulunur. Bazı gökbilimciler bu iki gezegenin “buz devi” adı verilen başka bir sınıfta değerlendirilmesini önermiştir. Gaz devlerinin dördünün de gezegen halkaları vardır ancak sadece Satürn’ün halkaları Dünya’dan kolaylıkla gözlemlenmektedir.
Jüpiter
Jüpiter (5,2 GB), diğer gezegenlerin tüm kütlesinin 2,5 katına denk gelen 318 Dünya kütlesiyle en büyük gezegendir. Asıl olarak hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Jüpiter’in kuvvetli iç ısısı atmosferinde bulut kuşakları ve Büyük Kırmızı Leke gibi yarı kalıcı oluşumlara neden olur. Jüpiter’in bilinen altmış üç doğal uydusu vardır. En büyük dört uydusu Ganymede, Callisto, İo, ve Europa yanardağ oluşumu ile içeriden ısınma gibi özellikler bakımından yerbenzeri gezegenler ile benzerlikler gösterir Güneş Sistemi’nin en büyük doğal uydusu Ganymede Merkür’den daha büyüktür.
Satürn
Satürn (9,5 GB), geniş halkaları ile tanınır ve atmosferik içeriği gibi çeşitli noktalarda Jüpiter ile benzerlik gösterir. Satürn’ün kütlesi çok daha azdır (95 Dünya kütlesi). Satürn’ün altmış bilinen ve üç tane doğrulanmamış doğal uydusu vardır. Bunların ikisi Titan ve Enceladus buzdan oluşmalarına rağmen volkanik etkinlik gösterir. Titan, Merkür’den daha büyüktür ve Güneş Sistemi’nde önemli bir atmosfere sahip olan tek uydudur.
Uranüs (19,6 GB), dış gezegenlerin en hafifidir (14 Dünya kütlesi). Gezegenler arasında tutulum çemberi ile doksan derecenin üzerinde açı yapan eksenel eğikliğe sahip tek gezegendir, Güneş’in etrafında yan yatmış olarak döner. Çekirdeği diğer gaz devlerine göre daha soğuktur ve uzaya çok az ısı yayar. Uranüs’ün yirmi yedi bilinen doğal uydusu vardır. Bunlar arasında en büyükleri Titania, Oberon, Umbriel, Ariel ve Miranda‘dır.
Neptün (30 GB), Uranüs’ten biraz küçük olmasına rağmen daha ağır (17 Dünya kütlesi) ve yoğundur. Daha fazla iç ısı yaymasına rağmen bu Jüpiter ve Satürn’den daha azdır. Neptün’ün bilinen on üç doğal uydusu vardır. En büyüğü Triton sıvı nitrojenden kaynaçları ile jeolojik olarak etkindir. Triton, geri devimli yörüngeye sahip olduğu bilinen tek doğal uydudur.
Kuyruklu yıldızlar
Kuyruklu yıldızlar, yalnızca birkaç kilometre büyüklüğünde olan, asıl olarak uçucu buzlardan oluşan Güneş Sistemi küçük gökcisimleridir. Oldukça fazla dışmerkezli yörüngeleri bulunur. Genellikle günberileri iç gezegenlerin yörüngeleri yakınında, günöteleri de Plüton’un ötesindedir. Bir kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemi’ne girdiğinde Güneş’e yakınlığı nedeniyle buzdan yüzeyleri süblimleşerek iyonize olur ve çıplak gözle görülebilen gaz ve tozdan oluşan uzun kuyruklu yıldız saçını (koma) oluşturur.
Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar iki yüz yıldan az süren yörüngelere sahiptir. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızların yörüngesi binlerce yıl sürer. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızların Kuiper kuşağında, Hale-Bopp kuyruklu yıldızı gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızların da Oort bulutunda doğduklarına inanılır. Kreutz grubu gibi birçok kuyruklu yıldız grubu tek bir ana kuyruklu yıldızın parçalanmasıyla oluşmuştur. Hiperbolik yörüngeye sahip bazı kuyruklu yıldızlar Güneş Sistemi dışından gelmiş olabilir ancak bunların yörüngelerini belirlemek oldukça zordur Uçucu bileşenlerinin çoğu Güneş’e yaklaştıklarında oluşan ısınma nedeniyle artık tamamen kaybolmuş olan eski kuyruklu yıldızlar sıklıkla asteroit olarak sınıflandırılır.
Centaurlar
Centaurlar, Jüpiter ile Neptün arasındaki bölgede yörüngede olan, 9 ile 30 GB uzaklıkta bulunan, buzdan oluşan kuyruklu yıldız benzeri gökcisimleridir. Bilinen en büyük centaur 10199 Chariklo’nun çapı 200 ile 250 km arasındadır. İlk keşfedilen centaur 2060 Chiron kuyruklu yıldız olarak adlandırılmıştır çünkü Güneş’e yaklaştıkça kuyruklu yıldızlar gibi bir kuyruk oluşturur. Bazı gökbilimciler centaurları içeri doğru saçılmış Kuiper kuşağı gökcisimleri olarak sınıflandırır.
Neptün ötesi bölge
Neptün’ün ötesindeki alan ya da “Neptün ötesi bölge”, hâlâ büyük oranda keşfedilmemiş durumdadır. En büyüğü Dünya’nın beşte biri kadar bir çapa ve Ay’dan daha küçük bir kütleye sahip, çoğunlukla kaya ile buzdan oluşmuş, oldukça çok sayıda küçük gezegencikten meydana geldiği görünmektedir. Bu bölge bazen dış Güneş Sistemi olarak ifade edilmekteyse de bazıları bu terimi asteroit kuşağının ötesi için kullanır.
Kuiper kuşağı
Kuiper kuşağı bölgenin ilk oluşumudur ve asteroit kuşağına benzer şekilde büyük bir enkaz halkasıdır ancak büyük ölçüde buzdan oluşmuştur. Güneş’ten 30 ile 50 GB uzaklıktadır. Bu bölgenin kısa periyotlu kuyruklu yıldızların doğduğu yer olduğu düşünülmektedir. Genel olarak Güneş Sistemi küçük gökcisimlerinden oluşmuştur fakat Quaoar, Varuna, (136108) 2003 EL61, (136472) 2005 FY9 ve Orcus gibi Kuiper kuşağının en büyük cisimleri cüce gezegenler olarak tekrar sınıflandırılabilir. Çapı 50 km’nin üzerinde 100.000’den fazla Kuiper kuşağı gökcismi olduğu tahmin edilmektedir ancak Kuiper kuşağının toplam kütlesinin Dünya’nın kütlesinin onda biri hatta yüzde biri olduğu düşünülmektedir. Birçok Kuiper kuşağı gökcisminin birden fazla doğal uydusu vardır. Çoğunun yörüngesi tutulum çemberinin dışına çıkar.
Kuiper kuşağı kabaca “rezonant” kuşak ve “klasik” kuşak olarak ikiye ayrılabilir. Rezonant kuşak, yörüngesi Neptün’ün yörüngesine bağlı olan gökcisimlerinden oluşur. Örneğin Neptün’ün her üç dönüşü için iki kere dönen ya da her iki dönüşü için bir kere dönen gökcisimleri gibi. Rezonant kuşak aslında Neptün’ün yörüngesi içinde başlar. Klasik kuşakta Neptün ile rezonans hâlinde olmayan gökcisimleri bulunur ve kabaca 39,4 GB ile 47,7 GB arasında yer alır. Klasik Kuiper kuşağının bireyleri ilk keşfedilen üyeleri (15760) 1992 QB1’in isminden ötürü cubewano olarak adlandırılır.
Category: Genel Kültür
