Çeşitli gezegenlerin, solar nebuladan (bulutsular), Güneş'in oluşumundan kalan disk şeklindeki gaz ve toz bulutundan oluştuğu düşünülmektedir.
Kabul edilen gezegenlerin oluşma yöntemi,
gezegenlerin merkezi protostarın etrafındaki yörüngede toz taneleri olarak
başladığı yığılmadır. Doğrudan temas ve kendi kendini organize etme yoluyla bu
taneler çapı 200 metreye (660 ft) kadar olan kümeler halinde oluşmuş ve bu da
~10 km (6,2 mil) büyüklüğünde daha büyük gövdelere (planetesimaller) dönüşmek
üzere çarpışmıştır. Bunlar, sonraki birkaç milyon yıl boyunca yılda santimetre
oranında büyüyerek daha fazla çarpışma ile kademeli olarak arttı.
Solar sistemin 4 AU içindeki bölgesi olan iç solar
sistem, su ve metan gibi uçucu moleküllerin yoğunlaşması için çok sıcaktı, bu
nedenle orada oluşan gezegenler sadece metaller gibi yüksek erime noktalarına
sahip bileşikler (demir, nikel ve alüminyum gibi) ve kayalık silikatlardan
oluşabilirdi. Bu kayalık cisimler karasal gezegenler (Merkür, Venüs, Dünya ve
Mars) olacaktı.
Nebula kütlesinin sadece %0,6'sını oluşturan bu
bileşikler evrende oldukça nadirdir, dolayısıyla terrestrial
(karasal) gezegenler çok fazla büyüyemezler. Terrestrial
embriyolar yaklaşık 0.05 Yer kütlesine (MYer) kadar büyüdüler ve
Güneş'in oluşumundan yaklaşık 100 000 yıl sonra madde biriktirmeyi bıraktılar;
Bu gezegen büyüklüğündeki cisimler arasındaki müteakip çarpışmalar ve
birleşmeler, karasal gezegenlerin mevcut boyutlarına büyümesine izin verdi.
Terrestrial gezegenler oluşurken, bir gaz ve toz
diskinde daldırılmış halde kaldılar. Gaz kısmen basınçla destekleniyordu ve bu
nedenle Güneş'in yörüngesinde gezegenler kadar hızlı hareket etmiyordu. Ortaya
çıkan sürükleme ve daha da önemlisi, çevreleyen malzeme ile gravitasyonal
etkileşimler, açısal bir momentum transferine neden oldu ve bunun sonucunda
gezegenler yavaş yavaş yeni yörüngelere göç etti. Modeller, diskteki yoğunluk
ve sıcaklık değişimlerinin bu göç hızını yönettiğini gösteriyor, ancak net
eğilim, disk dağıldıkça iç gezegenlerin içe doğru göç etmesi ve gezegenleri
mevcut yörüngelerinde bırakmasıydı.
Dev gezegenler (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve
Neptün), Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki uç olan don çizgisinin
ötesinde, malzemenin uçucu buzlu bileşiklerin katı kalması için yeterince soğuk
olan uçta oluştu.
Jovian gezegenlerini oluşturan buzlar, karasal
gezegenleri oluşturan metaller ve silikatlardan daha boldu ve dev gezegenlerin
en hafif ve en bol elementler olan hidrojen ve helyumu yakalayacak kadar büyük
olmasına izin verdi. Don çizgisinin ötesindeki gezegenler, yaklaşık 3 milyon
yıl içinde 4 MYer küte olacak kadar birikti.
Bugün, dört dev gezegen, Güneş'in etrafında dönen
tüm kütlenin hemen hemen %99'unu oluşturuyor. Teorisyenler, Jüpiter'in don
çizgisinin hemen ötesinde uzanmasının tesadüf olmadığına inanıyor. Don çizgisi,
düşen buzlu malzemeden buharlaşma yoluyla büyük miktarlarda su biriktirdiği
için, yörüngedeki toz parçacıklarının hızını artıran ve Güneş'e doğru
hareketlerini durduran daha düşük bir basınç bölgesi yarattı. Gerçekte don
çizgisi, malzemenin Güneş'ten ~5 AU'da hızla birikmesine neden olan bir bariyer
görevi gördü.
Bu fazla malzeme, çevredeki diskten giderek artan
bir oranda gaz birikmesi yoluyla bir zarf biriktirmeye başlayan 10 MYer
mertebesinde büyük bir embriyo (veya çekirdek) halinde birleşti. Zarf kütlesi,
katı çekirdek kütlesine yaklaşık olarak eşit hale geldiğinde, büyüme çok hızlı
bir şekilde ilerledi, bundan ~105 yıl sonra yaklaşık 150 Yer
kütlesine ulaştı ve sonunda 318 MYer'de zirveye ulaştı. Satürn,
büyük ölçüde daha düşük kütlesini, tüketilecek daha az gazın olduğu Jüpiter'den
birkaç milyon yıl sonra oluşmasına borçlu olabilir.
Genç Güneş gibi T Tauri yıldızlar, daha kararlı,
daha yaşlı yıldızlardan çok daha güçlü stellar rüzgarlara sahiptir. Uranüs ve
Neptün'ün, Jüpiter ve Satürn'den sonra, kuvvetli solar rüzgar disk malzemesinin
çoğunu havaya uçurduğunda oluştuğu düşünülüyor. Sonuç olarak, bu gezegenler çok
az hidrojen ve helyum biriktirdi (her biri 1 MYer'den fazla değil).
Uranüs ve Neptün'e bazen başarısız çekirdekler denir.
Bu gezegenler için oluşum teorileriyle ilgili
temel sorun, oluşumlarının zaman çizelgesidir. Mevcut konumlarda,
çekirdeklerinin birikmesi milyonlarca yıl alacaktı. Bu, Uranüs ve Neptün'ün
Güneş'e daha yakın - Jüpiter ve Satürn'ün yakınında ve hatta arasında - oluşmuş
olabileceği ve daha sonra göç etmiş ya da dışa doğru fırlatılmış olabileceği
anlamına gelir. Gezegensel çağda hareket tamamen Güneş'e doğru değildi; Comet
Wild 2'den Stardust (robotik uzay probe) numunesine göre, solar sistemin erken
oluşumundan gelen malzemeler daha sıcak olan solar sistemnden Kuiper kuşağı
bölgesine göç etmiş görünüyordu.
Üç–on milyon yıl sonra, genç Güneş'in solar
rüzgarı, gezegen öncesi diskteki tüm gaz ve tozu temizleyecek, onu
yıldızlararası boşluğa üfleyecek ve böylece gezegenlerin büyümesine son
verecektir.
https://en.wikipedia.org/wiki/Formation_and_evolution_of_the_Solar_System#Formation_of_the_planets
22 Şubat 2022
