Güneş sistemimizin gezegenleri iki aileye ayrılır: Güneş’e yakın yer alan iç gezegenler ve güneşten uzakta yer alan dış gezegenler. İç gezegenler; kaya biçiminde, katı yüzeyli ve uydularının olmayışı ya da az sayıda olmaları ile Dünya’ya benzerler. Bunlar Dünya ile birlikte toprak grubu gezegenleri oluştururlar: Merkür, Venüs, Dünya ve Mars. Güneş’ten daha uzakta bulunan gezegenler daha büyük ama yoğunlukları daha düşüktür, yüzeyleri katı değildir ve çok sayıda uyduları vardır: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Gezegenlerin Güneş’e olan uzaklıkları belli bir geometrik kurala uyar. Bu kural 1776 yılından beri bilinmektedir ve “Titius-Bode yasası” olarak adlandırılır. Bu yasaya göre, gezegenler Güneş çevresinde belli yörüngelerde bulunurlar. Buna Mars-Jüpiter arasında bulunan asteroid kuşağının yörüngesi de dahildir. Yasanın elde ettiği tahmini yörünge uzaklıkları ile ölçülen gerçek uzaklıklar mükemmel bir şekilde uyuşmaktadır. Gezegenlerin bu yasaya neden uyduğunun elle tutulur bir açıklaması yoktur ve bunun bir kozmolojik kural olup olmadığı bilinmemektedir. Bu uzaklıklar, gezegenlerin kütle ve yoğunluklarından bağımsızdır. Ancak, sadece Neptün bu kuralı çiğner.
Yaklaşık 4.5 milyar yıl önce iç gezegenler, ilk bir milyar yılı aşkın dönemde, yüzeylerinde büyük değişikliklere neden olan yoğun meteor yağmuruna maruz kaldılar. Sonraki süreçte bir kısmı bu izleri tümü ile (Merkür, Ay) diğerleri ise kısmen (Mars) korudu. Buna karşılık Dünyamız ise, oluşumundan bu yana geçirdiği büyük jeolojik değişiklikler nedeni ile ilk döneminin hemen hemen bütün hatıralarını yüzeyinden sildi. Dünya’nın levha tektoniği, diğer yersel gezegenlerde, bilinen bir eşdeğeri olmayan önemli tektonik oluşumları da (dağlar, büyük rifler) beraberinde getirdi. Yerküre tarihi, dağların oluşum evresi ile parçalanma evresinin birbirini izlediğini gösterir. Bu olaylar tektonik hareketlerle ilişkilidir. Bu değişimle ilişkili olarak yaşam önce okyanuslarda başladı, sonra türler çeşitlilik kazandı ve kıtalar üzerinde çoğalarak yayıldı.
İç gezegenlerde Dünyamızın uydusu olan Ay ile uydulaşma başlar. Ay bizim tek doğal uydumuzdur ve bizden 384 bin km. uzaktadır. Ay, yaklaşık olarak Dünya’nın meteor yağmuru yaşadığı dönemde bu yoğun yağmura maruz kaldı ve yüzey erozyonları yaşamadığından o dönemin izleri, bugün çıplak gözle bile Ay üzerinde görülebilmektedir. 2.5 milyar yıldan bu yana da ciddi bir yüzeysel değişiklik yaşamadı. Ay, Dünya etrafında 29.5 günde bir dönerken, okyanus gelgitleri oluşturur. Buna bağlı olarak kıtalar 12 saatte bir 30 cm. yükselir ve alçalırlar. Dünya’nın Ay üzerine olan çekim etkisi ile Ay, yılda Dünya’dan 3 cm. kadar uzaklaşır. Bu çekim etkisi karşılıklıdır ve Dünya üzerine de Ay çekim uygular. Buna bağlı olarak Dünya’nın dönüşü yavaşlar. Örneğin 350 milyon yıl önce bir Dünya yılının 400 gün ve bir günün de 22 saat olduğu tahmin edilmektedir. Ay olmasaydı, Dünyamızdaki yaşamın zora düşeceği ve hatta yaşama imkân olamayacağı yönünde kanıtlar vardır. Örneğin, Dünya’nın eğimli olan 23.5 derece Ay yokluğunda sürekli olarak değişir ve dik eksen etrafında yalpalardı. Mısır buzlar altında kalır, Antarktika çöl olurdu. Yine, her 100 milyon yılda bir olan dünyasal kitlesel yok oluşlar, Dünya’ya yaklaşan nesnelerin Ay’ın çekim gücü ile etkilenmesi ile engellenebilir.
Birinci zamanda Kaledonya ve sonra Hercynia evresi doğa oluşum olayının egemenliğindedir. Kıtalar birbiri ile kaynaşarak Pangea’yı oluşturdu. Prekambrien dönemde denizlerde başlayan yaşam çeşitlendi. Kıtaları sık ormanlar kapladı ve özellikle Karbonifer döneminin kömür depoları oluştu. Pangea’nın parçalanması ile okyanuslara yer açıldı ve ikinci zaman başladı. Dinozorlar bu çağın sonunda yok oldular. Bu dönem sonunda kapalıtohumlular ve memeliler ile üçüncü zamana geçildi. Önemli bir özellik olarak Alp sıradağları oluştu. Yeryüzünde insanın varoluşu dördüncü zamana rastlar. İnsanoğlunu çok zor koşullar bekliyordu. Dünya soğuktu ve buzullar geniş alanları kaplamıştı. Buzullar yaklaşık bundan 10 bin yıl önce eriyerek insanoğluna sıcak iklimle beraber yeni doğa alanları açtı. Bu alanlarda önce tarım gelişti, ardından yerleşik hayat kuruldu. Yerleşik hayatın verdiği ilişkilerle zenginleşen dil ve yazı dili gelişti.
Güneşimizin ve yıldızların ölümü
Yıldızlar da insanlar gibi doğar, yaşar ve ölürler. Güneşimiz de bize en yakın yıldızdır. Yıldızlar kütle olarak Güneşimizin 0.1-100 katı ağırlığında olabilirler. Kütlesi 20-50 kat olanlar, hızlı yaşarlar ve birkaç milyon yılda yakıtlarını tüketirler. 1 Güneş kütlesindeki bir yıldız ise 10 milyar yıl yaşamını sürdürebilir. Güneş’ten küçük yıldızlar ise daha uzun yaşarlar.
Son zamanlarda yapılan çalışmalarla iki çeşit yıldız ölümü tespit edilmiştir: ani patlamalı ölüm ve yavaş ölüm. Çok büyük ağırlığı olan yıldızlar, yani doğum ağırlığı bizim güneşimizin 8 katı kadar olanlar, merkezlerindeki nükleer yakıt bitince, ani patlama ile süpernova Tip II’ye dönüşürler. Genç yıldızlara göre bu süreç, birkaç milyon yıl kadar hızlıdır. Bu nedenle yıldızlararası ortamdaki metallerin çoğu (Oksijen-16 ve Magnezyum-24) ağır, kısa yaşam süreli yıldızlardan köken alır. Bu, ölümden ziyade, aslında bir “değişim-dönüşümdür”. Bizim Güneşimiz gibi orta dereceli yıldızlar ise, son zamanlarını ölüm sancıları ile geçirirler. Önce ateşli bir hastalığa tutulurcasına yanarlar, ardından üşüyerek soğuk ölüme giderler. Ama her durumda, bir yıldızın ölümü yeni doğuş ve oluşların kaynağıdır. İkili bir yıldız sisteminde ise biri “beyaz cüce” olurken, eşi Tip Ia süpernova patlaması (çoğunlukla Demir- 56, 56Fe kaynaklık ederek) ile son bulur.
Yıldızların dış tabakalarındaki kimyasal şekil, doğumundan itibaren genelde korunur. Yıldızların ışıklarının spektral incelenmesi parmak izlerine bakmak gibidir. Bu inceleme ile farklı kimyasal elementlerin miktarları tespit edilebilir ve geçmişinde neler yaşadığı açığa çıkarılır. Yıldızlar, galaksilerden gelen görünür ışığın kaynağı olmasının yanı sıra, birçok kimyasal elementin meydana geldiği yerlerdir. Bugünkü bilgilerimize göre hidrojen, döteryum, helyum ve lityum büyük patlama esnasında oluşmuştur. Bunların dışındaki elementlerin tamamı yıldızların içinde üretilmiştir.
Modern simya olan “nükleer füzyon”, elementlerin birbirlerine dönüşmesini sağlayarak yıldızların ve Güneşimizin enerji kaynağını oluşturur. Yaklaşık 150 milyon kilometre uzakta bir nükleer füzyon kaynağımız vardır. Evrende en bol bulunan hidrojen, Güneş’te de en yüksek oranda bulunan elementtir: Güneş’in merkezinde, sıcaklık ve basınç altında yavaş yavaş helyuma dönüşür. Bir helyum atomunun kütlesi dört hidrojen atomunun toplam kütlesinden yüzde 0.7 daha küçüktür. Bu enerji farkı saf enerji olarak, gama ışınları, nötrino, pozitron ve bu parçacıkların kinetik enerjileri olarak ortama yayılır. Meşhur E=mxc2 denklemine göre (c: ışık hızı, m: kütle), madde gram başına enerjiye dönüşebilir. Ama yıldızlar bir sivrisinekten daha karmaşık olmadıklarından, enerji verimlilikleri de düşüktür: Yüzde 0.7 ile nükleer füzyon verimliliği. Bu da Güneşimizin enerji deposunun çekirdek kütlesinin yüzde 0.7’si kadar olduğu anlamına gelir. Bu nedenle Güneşimizin enerji deposunun, E=0.0007xmxc2 olduğu anlaşılabilir. Bu değerde 1.4x1051 erge eşittir. Buradan çıkan sonuç: Güneşimizin 10 milyar yıllık bir ömrü olduğu, şu ana kadar bunun yarısını yaşadığı ve geride 5 milyar yıllık bir sürenin kaldığıdır.
Ancak, kalan 5 milyar yıllık ömründe sürekli olarak hidrojeni yakıt olarak kullanmayacaktır. Hidrojen tükendiğinde merkez kısım büzülür ve sıcaklık daha da artar. Bu artan sıcaklık ve basınç ile daha önce hidrojenden oluşmuş helyum çekirdekleri helyum füzyonu başlatır. İki helyum çekirdeği kaynaşarak berilyum elementi ortaya çıkar. Berilyum bir helyum çekirdeği ile de birleşerek, karbon- 12 izotopu oluştururlar (vücutlarımızdaki karbon milyarlarca yıl önce yok olan yıldızlarda nükleer füzyonla üretilmiştir). Bu dönüşümler sırasında ise enerji açığa çıkar. Çekirdekteki helyum yanmaya başlayınca, kabuk da fazla ısınır, dış zarf genişlemeye başar. Yıldızın dış katmanları balon gibi şişer ve “kırmızı dev”e dönüşür. Dış katmanlar genişlerken aynı zamanda da soğur. Bir yıldızın ışıma gücü yüzey sıcaklığının dördüncü kuvveti ile (T4) ve yarı çapının karesi ile doğru orantılıdır. Yıldızın yüzeyi kırmızı dev olarak büyürken toplam enerjisi ve ışıma gücü sabit kalacağından, etkili sıcaklığı düşer.
Helyum füzyonu ile karbon çekirdek oluşur. Karbon çekirdek yeniden füzyon başlatacak güçte olmadığından büzülür. Bu arada karbon çekirdek dışındaki helyum, füzyon reaksiyonu başlatacak kadar ısınır. Bu helyum şiddetli bir biçimde yanar, açığa çıkan ısı daha dış katmandaki hidrojenin de yanmasına neden olur. Yanmakta olan her iki kabuktan yayılan ısı, kırmızı devin dış yüzeyinin daha da şişmesine enden olur. Yıldız ışıma gücü, bin Güneş’e eşit kırmızı “super-dev”e dönüşür. Çekirdekte de basınç ve ısı arttığından, karbon füzyonu da başlar. Karbon-12, Helyum-4 ile birleşerek oksijen-16 çekirdeğini meydana getirir. Yıldız, kararsız hale gelir ve dış katmanlarını yıldız rüzgârı ile uzaya püskürtür. Sonunda geriye, yıldızın orijinal kütlesinin % 10’unu oluşturan karbon çekirdek kalır.
Güneşimizde gerçekleşen nükleer füzyonlar şu şekilde yazılabilir:
1Hidrojen+1HidrojenÆ2Döteryum+e++nötrino (1.18 MeV)
2Döteryum+1HidrojenÆ3Helyum+g (5.49 MeV)
3Helyum+3HelyumÆ3Helyum+2Hidrojen (12.86 MeV)
4Helyum+4HelyumÆ8Berilyum
8Berilyum+4HelyumÆ12Karbon+g (7.27 MeV)
12Karbon+4HelyumÆ16Oksijen+g (17.16 MeV)
12Karbon+12KarbonÆ24Magnezyum+g (+13.93 MeV)
Lityum ise genç yıldızlarda bulunur ve bizim Güneşimiz gibi orta yaşlı yıldızlarda atmosferinde oluşturulmadığından saptanmaz. Lityum, büyük patlama ile ve yıldızlararası bulutlara giren kozmik ışınlarca üretilmiştir. Karbon, azot ve oksijen molekülleri parçalanarak çevreye lityum olarak yayılır.
Güneş kendi yaşamının 11. saatine ulaştığında, şimdiki boyutunun 500 katı kırmızı bir dev yıldıza dönüşecek olup iç gezegenleri ve Dünya’yı içine alacak kadar şişecektir. Kırmızı dev, nispeten soğuk olsa da büyük boyutları ile ışık yayan kocaman bir dev yüzey oluşturur. Kırmızı dev evresi yüz milyon yıl veya biraz daha fazla, diğer yaşamlara göre kısa sürer. Bu dönemde Güneş’in iç gezegenleri ve Dünyamız zorlukla karşılaşacaktır. Dünyanın sıcaklığı 2000 santigrad dereceye ulaşacaktır. Güneş, büyümesi sürdükçe, ateşten zarfının içinde Merkür’ü, ardından Venüs’ü kavurup dev bir kaya parçasına dönüştürecektir. Büyüme devam ettikçe de Dünyamızı içine alacaktır. Dünya, kısmen bu kaderden kaçacaktır. Çünkü Güneşimiz kendi kütlesinin bir kısmını bu döneme ulaşıncaya kadar kaybedecektir. Kütle azalımından çekim gücü de azalacağından, Dünyamız daha uzak, dışarı bir yörüngeye doğru yer değiştirecektir.
Bu evrede hâlâ Dünyamız üzerinde var olabilirsek, altın sarısı ya da hafif sarı-kahverengimsi renginde Güneşimizi, öğlen saatlerinde tüm gökyüzünü kaplayacak şekilde görebiliriz. Bir ucu batıda bir ucu da doğuda olacaktır. fiimdiki yüzey ısısı olan 5800 Kelvin azalarak 2000 Kelvin’e inecektir. Ancak bu düşük ısıya rağmen Dünyamızın yüzeyi yanıp kavrulacaktır. Dünyamız yanıp kül olduktan sonra bile inatla yörüngesini terk etmeyecektir. Yerkürenin hareketini hafifçe engelleyen bir vakum gibi etki edecektir. Güneşimiz dış zarfını uzaya saçarak karbon-oksijen çekirdeğinden oluşan bir sönük yapısıyla “beyaz cüce” yıldız olarak kalabilir. Güneşin en dış tabakası dışarıya fırlayacak ve püskürecektir. Sonunda kırmızı, soyulmuş bir “beyaz cüce” çekirdek halinde var olmaya devam edecektir. Bununla Dünya üzerinde aydınlanmış nesneler keskin kenarlı, kapkaranlık gölgeli görülecektir. Gündoğumu ve günbatımı bir göz kırpmasından daha uzun sürmeyecektir. Cüce’den yayılan ültraviyole ışınlar nedeni ile kayaların tüm moleküller bağları parçalanarak plazmaya dönüşecektir. Dünyamızın yüzeyi korkunç bir bulutla kaplanacak, cüce Güneşimiz kendi enerjisini kaybettiğinde ise soğuk, karanlık bir kütleye dönüşecektir. Böylece, Dünyamızın sonu önce “ateş” ve ardından “buz” olacaktır.
Bu sadece bizim Güneşimizde gerçekleşmeyecek, on milyar yıl sonra şu an gördüğümüz yıldızların/güneşlerin çoğu yerinde olmayacaktır. Yıldızlar ölürken, bu esnada büyük patlamadan sonra olduğu gibi, yerlerini alacak yenileri de doğar. Gökadanın bir yerlerinde, gaz bulutları sıkışır, kütleçekimi etkisi ile büzüşür ve yıldızlar üretilir. Devam eden bir yaratılış daima var olur. Ancak madde geri dönüşümü sonsuza kadar sürmez. Yaşlı yıldızla beyaz cücelere, nötron yıldızlarına ya da kara deliklere dönüştükçe, yıldızlararası gaz depolarını yeniden dolduramaz olurlar.
Büyük kütleli yıldızlar ise hızlı yaşar ve genç ölürler. Ölümleri de daha dramatik olur. Bizim Güneşimiz gibi, çekirdeğindeki helyum tükendiğinde dev ya da süperdev bir yıldıza dönüşür. Yüksek kütleçekimi nedeni ile yıldız çekirdeğindeki enerjisini son damlasına kadar kullanır. Füzyon, bütün yakıt demire dönüştüğünde durur. Demir, bütün termonük leer reaksiyonların sonucunda biriken evrendeki en kararlı elementtir (vücutlarımızdaki demirin kaynağı bu büyük yıldızların ölümünden kalan artıklardır). Demir, sıkıştırılarak ya da yakılarak hiçbir nükleer reaksiyon elde edilemez.
Sonuç bir nötron yıldızına dönüşmektir. Demir atomlarının çekirdekleri parçalanarak proton, nötron ve elektronlar ayrışır. Fazla ısı, nötrinolarca dışarı atılır. Yıldız ardından patlayarak yıldızlararası ortama karbon, oksijen, demir püskürtür. Yayılan elementler bulundukları yerde hidrojenle karışarak yeni yıldızlar için kaynak oluştururlar. Bu yıldızlararası ortamın “metalliğini” artıran, süpernova-tip II patlamasıdır. Bir süpernova Güneş’ten bir milyar kez parlaktır. Bir süpernova patlamasına şahit olmak oldukça nadirdir. 1604 ve 1987 yılında iki süpernova patlaması gözlenmiştir.
Prof. Dr. Sultan TARLACI
Bu yazı Bilim ve Ütopya'nın şubat 2008 sayısında yayımlanmıştır.