Bilim
Küresel Isınma « Evren ve Dünya
Birkaç yıl öncesine kadar küresel ısınma denildiği zaman, herkesin aklına ancak korku filmlerinde görülebilen türden korkunç sahneler geliyordu. Gırtlağına kadar sulara gömülmüş Özgürlük Heykeli, veya tropik hastalıklardan kırılıp dökülen Eskimolar, tümüyle suların altında kalmış bir Venedik, kıyamet senaryolarının yalnızca birkaçı. Ancak son yıllarda iklim değişikliklerine ilişkin bilgiler çoğaldıkça, küresel ısınma tehtidinin politik ve bilimsel önlemlerle savuşturulabileceği umudu doğdu.
İnsanoğlunun yüreğine su serpen bilgiler özetle şunlar: Fizik kurallarına göre Güneş ışınları Yeryüzü'ne düştüğü zaman, Yeryüzü aynı miktarda enerjiyi Uzay'a geri yansıtır. Yeryüzü, bu bağlamda kızılötesi ışınları atmosfer içinden geçirir. Burada molekül kümelerinin oluşturduğu bir çeşit ''battaniye'' (başta karbon dioksit olmak üzere), giden radyasyonu bir süre tutarak, Yeryüzü'nün ısınmasına neden olur.
Moleküller seralardaki cam gibidir. Bu nedenle bu olguya sera etkisi adı verilmiştir. Sera etkisi, yeni bir olgu değil; Dünya'nın oluşumundan bu yana hükmünü sürdürüyor. Sera etkisi olmasaydı, Dünya'nın yüzey sıcaklığı -20 derece olurdu ve okyanuslar buz tutardı. Sonuçta Dünya'da yaşam olmazdı.
Böylece gelecek milenyumda sorulması gereken soru, sera etkisinin devam edip etmeyeceği ile ilgili değil, fosil yakıtı kullanmaya devam eden insanoğlunun atmosfere salacağı karbondioksitin sera etkisinde önemli bir değişiklik yaratıp yaratmayacağı ile ilgili olmalı.
Sera etkisine yol açan etmenler bilindikten sonra, gelecek yüzyılda Dünya'nın ne kadar ısınacağı konusunda bir tahminde bulunmak da çok zor olmayabilir. Ne yazık ki bu o kadar kolay değil. Dünya, çok karmaşık bir gezegen; bu nedenle Yeryüzü'nü bir bilgisayar modeline indirgemek o kadar kolay değil. Sera etkisiyle ilgili tüm tartışmalarda, Gezegen'i tek bir modele indirgeyememenin getirdiği bilinmezlik, kesin bir yargıya varmayı güçleştiriyor.
Yine de herkesin birleştiği tek nokta, atmosfere salınan karbondioksit miktarının giderek artması. Bugün günde 360 ppm (parts per million) olan karbondioksit miktarı, 1958 yılında 315 ppm; Endüstri Devrimi'nden önce ise yaklaşık 270 ppm. olduğu sanılıyor.
Buna bağlı olarak Dünya'nın sıcaklığının da son yüzyılda 0.5 derece arttığı tespit edildi. Bu arada yapılan ölçümlere göre 90'lı yıllar yakın tarihimizin en sıcak 10 yılı olarak kayıtlara geçti. Ancak bilimsel çevreler bu konuda çelişkili bir tavır sergiliyor. Kaldı ki değişik cihazlarla yapılan son uydu kayıtları, Dünya'da bir ısınma eğilimi olduğunu yalanlıyor.
Eğer orta derecede bir ısınma olduğu varsayımından yola çıkarsak, insanların bu olgudan sorumlu olup olmadıklarını ve gelecekte Dünya'daki iklimlerin nasıl değişeceğini görmek için bilgisayar modellerinden yararlanmamız gerekecek. Ne var ki modeller, Antartik Bölgesi'ndeki buzullardan, Sahra Çöllerindeki kumların yapısına dek pek çok değişkeni içerdiği için çok karmaşık bir görüntü veriyor.
Bu elektronik simülasyonlarda önemli bir yer tutan bulut veya okyanus akıntıları gibi etmenler hata kaldırmıyor; en ufak bir hesaplama hatası geleceğe ilişkin tahminlerde çok büyük yanılgılara yol açabiliyor. Geleceğe yönelik tüm bilimsel öngörülerde olduğu gibi bilim adamları bu konuda da yetersiz verilere dayanarak önemli kararlar almak zorunda kalıyorlar.
Küresel ısınmaya ilişkin en güvenilir tahminler Hükümetlerarası İklim Değişikliği Paneli'nden (IPP) gelmektedir. Bu konsorsiyumda 2.000'den fazla iklim bilimcisi çalışmaktadır. Son yapılan tahminlere göre, 2100 yılında Dünya'nın sıcaklığı 1 ile 3.5 derece arasında artacak. En iyi tahminle artış 2 derece olacak.
Tarihsel ısınma trendine bir gözattığımız zaman M.S. 950 ile 1350 yılları arasında sıcaklığın bugüne göre 1 derece fazla olduğunu görürüz. Bilim adamlarına göre bu zaman dilimi tarihin en düzgün, en zararsız hava rejimine sahipti. Oysa bundan 10.000 yıl önce, son Buzul Çağı'nda sıcaklık bugüne göre 5 derece daha düşüktü.
Geçmişte yaşanan bu sıcaklık dalgalanmaları bugün yaşansa, bazı bölgeler sular altında kalırken, bazı bölgeler kuraklıktan kırılacak ve sonuçta insanoğlu çeşitli hastalıklarla uğraşmak zorunda kalacak. Uygarlık, geçmişte bu değişikliklere maruz kalmış ve ayakta kalmış; ancak benzer değişiklikler bugün meydana gelse etkileri daha hızlı ve daha yıkıcı olacak.
IPP'nin tahminlerindeki bu farklılık insanların havaya saldıkları karbondioksit miktarının bilinememesinden kaynaklanıyor. Çünkü insanların küresel ısınmaya vereceği tepki bilinemiyor. Büyük bir olasılıkla insanoğlu aşırı karbonu kontrol altına alabilecek bir teknoloji üretecek.
Bazıları karbondioksiti kontrol edebilmek için bacalardan salınan gazı yeraltına vermeyi önerirken, kökten çözümden yana olanlar en başta karbondioksit üretimini kontrol altına almanın en akılcı yol olduğunu ileri sürüyor.
Bu görüş 1997'de 84 ulus tarafından imzalanan Kyoto Protokolu'nda dile getirildi. Ancak Amerikan Senatosu bu kararı onaylamadığı için ABD'de arabaların, santrallerin ve fosil yakıtı kullanan diğer kurumların ürettiği karbon miktarına yasal sınırlama getirilemedi.
Küresel ısınma konusuna aşırı tepki vermek ne kadar yanlışsa, gözardı etmek de o kadar yanlış. Alternatif enerji kullanımı ve karbon emisyonunu kontrol altına almak gibi sağduyulu politikaların geleceği garanti altına alacağına kesin gözüyle bakılıyor. Bu tür önlemlerin küresel ısınma tehdidini ortadan kaldırıp kaldırmayacağı şimdilik bilinmiyor, ancak en azından torunlarımız bu kararları aldığımız için bizlere teşekkür edecek.
Ay Olmasaydı « Evren ve Dünya
Güneş sistemimiz oluşurken koşullar çok az farklı olsaydı, bizler için her şey değişik olabilirdi. Dünyanın madde dağılımı, büyüklüğü, enerjisi, dönme ekseni açısı, atmosfer ve mevsimler çok farklı olabilirdi. Dünyamızda hayat belki yine gerçekleşebilirdi ama farklı şekilde. Bu hali ile sanki her şey, en ince detayına kadar insan için özel olarak hazırlanmış gibidir.
Peki bu oluşum içinde ayın görevi nedir? Nasıl oluştuğu ve dünyanın yörüngesine nasıl girdiği hala büyük bir sır olan Ay'ın bu mükemmel düzen içindeki yeri nedir? Yaşamın oluşmasına ne katkısı vardır? Ay olmasaydı ne olurdu?
Dünyadaki yaşam koşulları bakımından Ay'dan kaynaklanan hiç bir olumsuz etken yoktur. Yani Ay'ın varlığının hiç bir zararı yoktur. Ya yararı?
Ay'ın dünya üzerindeki en büyük etkisi, çekim gücü nedeniyle onun kendi etrafındaki dönüş hızını yavaşlatıp, bildiğimiz günlük periyoduna getirmesidir. Ay'ın olmaması dünyanın dönüş hızının artmasına, yaklaşık 15 saatlik bir gün süresinin oluşmasına sebep olacak, günler kısalacak, canlılardaki biyolojik saat alt üst olacak, yaşam biçimleri ve yapıları farklılaşabilecek, buna ayak uyduramayanlar yok olacak, fırtına, kasırga gibi atmosferik olaylar çok şiddetlenecekti.
Neyi değiştireceği bilinmez ama Ay'ın yokluğunda artık Ay ve Güneş tutulmaları da olmazdı. Dünya üzerindeki gel-git olaylarının yüzde 70'i Ay'dan, diğer yüzde 30'u ise Güneş ve gezegenlerden kaynaklandığı için Ay olmayınca, gel-git olayları da yüzde 70 azalırdı.
Denizlerdeki gel-git olayı en çok Kanada'da Fundy körfezinde meydana gelir. Bu sırada deniz 15,4 metre yükselir. Bu olay Manş sahillerinde 11,5 metre, Çanakkale Boğazı'nda 5-6 santimetre olup İstanbul Boğazı'nda pek hissedilmez. Ay'ın etkisiyle yalnız denizler değil karalar da hareketlenir. Kara parçalarında saptanan en büyük yükselme ise 50 santimetredir.
Astronomik gözlemlerde nasıl atmosferimiz iyi görüş almamıza mani teşkil ediyorsa Ay'ın ışığı da öyledir. Öyleyse Ay'ın olmaması bu konuda faydalı olacaktı. Dünya'nın yörünge hareketindeki Ay'dan kaynaklanan küçük salınım hareketleri yavaş yavaş ortadan kalkacak ama dünyanın dönme ekseni bundan pek etkilenmeyecekti.
Ay uzay boşluğunda başıboş gezen göktaşlarına karşı bir kalkan görevi yaptığından, yokluğunda dünya yüzeyine daha fazla göktaşı düşebilecekti.
Ay olmayınca etkinliklerini geceleri Ay ışığında sürdürebilen bir çok canlı türü de bunu yapamayacaklardı. Ay olmasaydı insanların dolunaydan etkilenmesi ve kurt adam hikayeleri de ortadan kalkacak ama en önemlisi romantik çiftlerin el ele tutuşup seyrettikleri, gökyüzündeki o muhteşem manzara olmayacaktı.
Güneş Sistemi « Evren ve Dünya
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.
Asteroid Kuşağı
Karasal gezegenlerle dev gezegenler arasındaki bölgede Asteroid Kuşağı yer alır. Burada, bir gezegen olarak nitelendirilebilecek kadar büyük bir gökcismi yoktur; kuşağın toplam kütlesi, Ay'ınkinden küçüktür. Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin dağılımına baktığımızda, bir düzen olduğu fark edilir.
Her gezegenin yörüngesi, bir içtekinden %75 geniştir. Bu düzene göre, Asteroid Kuşağı'nın yerinde de bir gezegen olması gerekirdi. Peki, bu gezegene ne oldu? Bu konuda kesin bir kanıt olamamakla birlikte, bazı gezegenbilimcilere göre, bir zamanlar burada oluşmakta olan bir gezegen Jüpiter'in çok güçlü kütleçekiminin etkisiyle parçalandı. Ya da, buradaki gezegenimsiler hiçbir zaman bir araya gelerek gezegen oluşturamadılar.
Kuşakta bulunan asteroidlerin toplam kütlesinin az olması, Jüpiter'in ya da birbirlerinin kütleçekimlerinin etkisiyle yörüngelerinden çıktığı düşüncesini destekliyor. Yörüngeden ayrılan cisimler, ya Güneş'in çevresinde başka bir yörüngeye oturuyorlar ya da Güneş ya da dev gezegenler tarafından yutuluyorlar. Zaman zaman, karasal gezegenlerle de çarpışabiliyorlar.
Dev Gezegenler
Güneş bulutsusunun dış katmanları, iç katmanların aksine suyun katı halde bulunabilmesine olanak tanımıştı. Bu ikinci bölgede, kar taneleri, iç bölgelere oranla 10 kez fazlaydı. Gaz moleküllerinin bu bölgede çok daha fazla olması nedeniyle, kuşkusuz burada oluşacak gezegenlerin kimyasal bileşimleri de karasal gezegenlerden çok farklı olmalıydı.
Suyun ana bileşenlerinden oksijen Güneş Sistemi'nde magnezyum, silisyum ve demir gibi karasal gezegenleri oluşturan elementlerden çok daha fazladır. Bu da dev gezegenlerde bol miktarlarda su bulunması gerektiğini düşündürüyor.
Ne var ki, en büyük gezegenler Jüpiter ve Satürn, beklendiği gibi ağırlıklı olarak sudan değil, büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluşuyor. Yani, bu gezegenlerin bileşimi, Güneş'inkiyle benzerlik gösteriyor. Jüpiter ve Satürn'ün bileşimleri, saf hidrojen ve helyumdan oluşmuş kar taneleri sayesinde oluşmuş olamaz. Çünkü, gezegenlerin oluşumları sırasında, ortam bu gazların yoğunlaşabilmesi için fazla sıcaktı.
Jüpiter ve Satürn, kütlelerinin önemli bir bölümünü, doğrudan bulutsudan almış olmalılar. Yani, karasal gezegenler gibi, toz ve buzdan oluşmuş çekirdekleri, yeterli kütleye ulaştığında, bulutsudaki gazı kütleçekimleriyle toplamış olabilirler. Jüpiter ve Satürn'ün hidrojen ve helyum ağırlıklı bileşimlerine karşılık, Uranüs ve Neptün çoğunlukla katı halde bulunabilen gazlardan oluşur: Su, amonyak ve metan. Ayrıca, dış katmanlarda hidrojen ve helyum bulunur. Gezegenlerin çekirdeğiyse kaya ve demirden oluşur.
Uydular
Uyduların oluşumuyla ilgili en popüler modellerden birisi şöyle: Dev gezegenler, yoğunlaşmanın etkisiyle başlangıçta çok sıcaktı. Sıcaklığın etkisiyle, günümüzdekine oranla çok daha geniştiler. Zamanla soğuduklarında küçüldüler. Oluşum aşamalarının sonlarına doğru, gezegenleri oluşturan gaz ve tozun artakalanı onların çevrelerinde dönmeyi sürdürüyordu. Zamanla, gazın büyük bölümü ya gezegenlerce yutuldu ya da dağıldı. Kalan toz ve bir miktar gaz, küçük bir Güneş Sistemi gibi, bir araya gelerek uyduları oluşturdular.
Uyduların çoğu yukarıda söz ettiğimiz biçimde oluşmuş olsa da, bazı uyduların gezegenler tarafından sonradan yakalanmış oldukları düşünülüyor. Bu uydular ya çok elips biçimli yörüngelerde dolanıyorlar ya da dönme düzlemleri farklı. Bu uydular arasında, Phoebe, Triton ve pek çok küçük uydu var. Mars'ın uyduları Phobos ve Deimos da öyle.
Bizim doğal uydumuz Ay'ın oluşumu başlı başına bir öykü. Ay'ın oluşumu üzerine ortaya konan en iyi varsayım, onun Dünya'ya çarpan bir gezegenimsi tarafından koparıldığı şeklinde. Çarpışma, Dünya'dan önemli miktarda erimiş kaya ve gazı kopararak, çevresine dağıttı. Bu maddenin bir bölümü Dünya'ya geri düşerken, bir bölümü de uzaya saçıldı.
Roche sınırı denen ve Dünya'nın yüzeyine yaklaşık 10 bin km'den uzakta kalan cisimler, yörüngeye girdiler ve topaklaşmaya başladılar. (Roche sınırı altında kalan cisimler, gezegenin güçlü kütleçekimi etkisinden dolayı bir araya gelemezler.) Zamanla, parçalar bir araya geldi ve Ay oluştu.
Kuyrukluyıldızlar
"Güneş Sistemi nerede bitiyor" sorusuna verilen geleneksel cevap, Plüton'un yörüngesidir genellikle. Buna karşın, günümüzde biliyoruz ki, Güneş Sistemi'nin sınırları çok daha ötelere gidiyor. Günümüzden yaklaşık 50 yıl önce, Kenneth Edgeworth ve Gerard Kuiper, birbirlerinden bağımsız olarak, Plüton'un yörüngesi civarında, gezegenleri oluşturan maddeden artakalan bir kuşak bulunması gerektiğini öngördüler.
Nitekim, son yıllarda yapılan teleskoplu gözlemler, bu cisimlerin varlığını kanıtladı. Bu kuşakta, her biri yaklaşık bir kilometre ya da daha büyük çaplı, 200 milyon gökcismi olduğunu hesapladı. Kuiper Kuşağı olarak adlandırılan bu kuşak, Plüton ve uydusu Charon'u da içeriyor. Büyük olasılıkla Neptün'ün uydusu Triton da bir zamanlar bu kuşağın üyesiydi. Triton ve bu iki uydu, bu kuşağın en büyük üyeleri olmalı.
Kuşaktaki gökcisimlerinin yörüngelerinden çıkıp iç Güneş Sistemi'ne yönelmelerini sağlayan etki kendi aralarındaki çarpışmaların yarattığı kararsızlıklardır. Kısa dönemli kuyrukluyıldızlar, büyük olasılıkla Kuiper Kuşağından gelirler. Uzun dönemli kuyrukluyıldızların geldiği başka bir bölge daha olmalı. 1950 yılında, gökbilimci Jan Hendrick Oort, bu cisimlerin kaynağıyla ilgili bir varsayım ortaya attı.
Oort'a göre, uzun dönemli kuyrukluyıldızlar, Güneş'i küresel biçimde çevreleyen bir bölgeden geliyorlardı. Oort Bulutu olarak adlandırılan bu bölge hiç görülmediyse de, yakınlarımıza gelen uzun dönemli kuyrukluyıldızların yörüngelerine baktığımızda, bizi oraya götürüyor.
Oort Bulutu'nun oluşumu şöyle anlatılıyor: Dev gezegenler, özellikle de Jüpiter, yakınlarından geçen gezegenimsileri çok basık yörüngelere yerleştirir. Hatta bazen bu cisimler, Güneş'in çekim kuvvetinden kurtularak bir daha dönmemek üzere yıldızlararası ortama gönderilirler. Ancak, büyük bir kısmı, Güneş'in çekim etkisinden kurtulamaz ve basık, elips biçimli yörüngelerinde dönerler.
Güneş'ten uzak olduklarında, hızları da azaldığından, zamanlarının büyük bölümünü, yörüngelerinin uzak yarısında, yani Oort Bulutu'nda geçirirler. Oort Bulutu'nun dış sınırının yarıçapı, yani Güneş'e uzaklığı yaklaşık bir ışık yılıdır. İşte, bu uzaklıktan sonra, Güneş Sistemi'nin bittiğini; yıldızlararası ortamın başladığını söyleyebiliriz.
