YERYÜZÜ NASIL OLUŞTU?
Şimdi güneş sisteminin açık seçik bir portresine sahip olduğumuza göre, yeryüzünün nasıl oluştuğunu sorabiliriz. Ancak, dünyanın tek başına oluştuğunu düşünemeyiz. Çünkü, aşağıda göreceğimiz gibi, yeryüzü daha büyük bir bütünün parçası olarak meydana gelmeliydi. Bu büyük bütün güneş sistemiydi. Böylece, 4,6 milyar yılı önce dünyayı oluşturan şey ne ise genelde güneş sistemini oluşturan da bu şey olmaz mıydı?
İçinde kuşkusuz hiçbir bilimsel kanıt bulunmayan Incil’e başvurmadan bu soruyu yanıtlamaya çalışan ilk kişi, Fransız doğabilimcisi Georges Louis de Buffon’dur (1707-1888). Doğabilimci Buffon, yeryüzünün 75.000 yıl yaşında olabileceğini düşündü. 1749 yılında dünyayı da içermek üzere gezegenlerin bir güneşle, civcivlerin anne tavuğa bağımlı oluşu gibi, güçlü bir ilişki içinde olduklarını tartıştı. Ve belki de daha sonra dünyanın güneşten doğmuş olabileceği sonucuna vardı.
Buffon güneşin kendisi gibi büyük bir gökcismi ile çarpıştığını ve bu çarpışma sonucunda güneşin bir parçasının kopup soğuduğunu, daha sonra bu parçanın yeryüzünü oluşturduğunu gözünde canlandırdı. Varsayımı ilginçti. Ama, ne öteki gezegenlerin ne de güneşin kendisinin oluşumuna bir açıklama getirebiliyordu. Bu varsayım basit şekilde güneşin orada var olduğuna dayandırılmıştı.
Artık daha iyi bir açıklamaya gerekisinim duyuluyordu. Kepler iyi bir güneş sistemi protresini sunduktan sonra, sistemin her nasılsa bir üniteyi oluşturduğu açık seçik ortaya çıkmıştı. Tüm gezegenler aşağı yukarı aynı düzlem üzerinde deviniyordu. (Güneş sisteminin tümü, dev bir pizza kutusuna oturtulabilirdi.) Ve gezegenlerin hepsi; Ay’ın dünyanın kendi uydularının Jüpiter’in çevresinde döndükleri gibi, güneşin çevresinde aynı yönde
dönüyorlardı. Üstelik tüm gezegenler güneş gibi, kendi ekseni çevresinde de aynı yönde dönüş yapıyorlardı. Gökbilimciler eğer tek parça gibi oluşmasalar güneş sisteminin tüm üyelerinin bu benzerliği gösteremeyeceğini ileri sürdüler.
Dünyanın değil de, güneş sisteminin bütününün oluşumuyla ilgilenen ilk varsayım, yıldızların sayısından daha çok onlara benzeyen oluşumların gökyüzünde sezinlenmesinin sonucu olarak ileri sürüldü. 1611 yılında teleskobun henüz icat edildiği günlerde Alman gökbilimcisi Simon Marius (1573-1624), Andromcda takımyıldızı içinde parıltılı bir pusu farketti. Buna, Latince’deki bulut sözcüğünden yararlanılarak Aııdromeda nebulası (Türkçemizde nebula’ya bulutsu diyoruz Çeviren) adı verildi. Daha sonra 1694 yılında, Sarkaçlı saati icat eden Huygens, Orion takımyıldızının içinde benzer bir bulutsuyu farketti. Ona da, Orion bulutsusu denildi. Sonraki yıllarda başka bulutsular da keşfedildiler.
Böyle parıltılı bulutların henüz yıldız şeklinde yoğunlaşmamış dev toz ve gaz kümeleri olması ve bütün yıldızların önce bulutsular halinde bulunması mümkün görülüyordu. 1755 yılında, Alman filozofu Immanuel Kant (1724-1804) bu durumu varsayım şeklinde öne süren bir kitabı yayınlandı. Ünlü filozof, bir bulutsunun kendi çekim gücüyle ağır ağır bir araya geldiğini ve bunu yaparken döndüğünü düşünüyordu. Bulutsunun merkezi bir yıldızı oluştururken çevresi de gezegenler haline gelmekteydi. Bu varsayım, tüm gezegenlerin aynı düzlem üzerinde dolanıp kendi ekseni çevresinde de aynı yönde dönüşünü açıklar gibiydi.
1798 yılında Fransız gökbilimcisi Pierre Simon de Laplace (1749-1827) olasılıkla Kant’ın başlangıçtaki bu konuyla ilgili çalışmalarını bilmeden, aynı düşünceyi yazdığı bir kitapta dile getirdi ve daha çok ayrıntıya girdi. Laplace, bulutsunun ağır ağır büzüldüğünü ve bunu yaparken dönüşünün hızlandığını ileri sürdü. Bu, Laplace’m bulduğu yeni bir düşünce değildi: Büzülme yerçekiminin bir sonucudur ki bu güneş sistemi içinde de etkili olur. Ve ivmesi artan bulutsunun dönüşü, Açısal Momentin Sakinimi Yasası’na uyarak büzülmeyle hızlanarak sürer. Bu etkiyi her buz patencisi bilir: Buzun üzerinde bir noktada kendi çevresinde dönmeye başlayan patenci kollarını bedenine doğru çekince daha da hızlanarak döner.
Bulutsu büzülür ve daha daha hızlı dönerken onun merkez bölgesi dışarı doğru şişkinleşir ve gevşer. Bu işlem de kendiliğinden oluşmamıştır. Yeryüzünde pek çok bilinen gözlem ve deneylerle görülen merkezkaç elkisi’nin sonucudur. Gökbilimci Laplace gevşeyen bu bölümün ayrılıp yeniden büzülerek gezegeni oluşturduğunu gözünde canlandırdı. Bulutsunun merkez kesimi büzülmesini sürdürüyor, sonra başka gezegenler doğuyor ve işlem devam ederek tüm gezegenler aynı yönde dönmeye başlıyorlardı. Sonunda bulutsunun geriye kalan merkez bölümü güneş oluyordu. Kant ve Laplace işe büzülen bir bulutsu ile başladıkları için güneş sisteminin bu oluşumu düşüncesine bulutsu hipotezi adı verildi. (Hipotez, ardında kuramın kanıtlayıcı ipucu gücü bulunmayan bir varsayımdır.)
Yüz yıl süreyle gökbilimciler bulutsu hipotezi ile doyuma ulaşır gibi oldular. Ama ne yazıktır, bu doyumları giderek azalıyordu. Sorun, açısal momentle ortaya çıktı. Açısal moment bir cismin dönüş miktarını ölçer. Burada kısmen cismin kendi ekseni, kısmen de başka cismin çevresindeki dönüşü söz konusudur. Kendi ekseni çevresinde dönen ve güneşin çevresinde dolanan Jüpiter’in açısal momenti güneşinkinin otuz katıdır. Jüpiter büyük bir gökcismidir. Bütün gezegenlerin toplam açısal momenti ise, güneşinkinin elli katı kadardır. Eğer güneş sistemi, tek bir bulul olarak belli bir açısal momentle dönmeye başlasa, nasıl olur da tüm bu moment, gezegenleri oluşturmak üzere küçük parçalara bölünen bir merkezde yoğunlaşabilirdi? Gökbilimciler bu sorunun yanıtını bulamadılar ve olaya başka açıklamalar aramaya başladılar.
1900 yılında iki Amerikalı bilim adamı, Thomas Chrowder Chamberlin (1843-1928) ile Forest Ray Moulton (1872-1952), doğabilimci Buffon’un düşündüklerinin başka bir uyarlamasına dönüş yaptılar. Uzun süreler önce güneşin yakınından bir yıldız geçtiğini, iki yıldızın yakm temasta bulunduklarını ve aralarındaki çekim gücüyle birtakım maddelerin dışarı aktığını ileri sürdüler. Yıldızlar birbirinden ayrılınca dökülen maddelerin çekim gücünün bir dönüş hareketine neden olduğunu ve bu dönüşün de gezegenlere önemli tutarda bir açısal moment sağladığını düşündüler. Yıldızların birbirinden ayrılışındaki son aşamada bu maddeler masif cisimler ya da planetesinıaller halinde yoğunlaşır. (Elimizdeki kaynaklarda bu sözcüğün Türkçe sini ne yazıktır bulamadık. Gezegencik denilebilecek bir karşılığıda kullanmak istemediğimizden terimi aynen bıraktık Çeviren). Birbirinden ayrılan iki yıldızın bir dizi palenetesimali meydana gelmiştir. İşte bu açıklamaya da Planetesinıal hipotezi adı verilmektedir.
İki hipotez arasında bir fark, özellikle önemlidir. Eğer bulutsu hipotezi doğru ise, her yıldızın gezegenleri olması gerekirdi.
Eğer planetesimal hipotezi doğru olsa, yalnızca birbirlerine iyice yaklaşıp çarpan yıldızların gezegenlere sahip bulunmaları gerekecekti. Oysa, yıldızlar birbirinden o denli uzaktır ve aralarındaki uzaklığa göre hızları öyle ağırdır ki, onların çarpışmaları çok çok seyrek gerçekleşebilir. İki hipotez arasındaki fark; bulutsu hipotezi sonuçlarına göre çok çok fazla gezegen sistemi ve planetesimal hipoteze göre çok çok az gezegen sistemi bulunması gerekliliğidir.
Kolayca bekleneceği gibi, planetesimal hipotezi de ayakta kalamadı. 1920’li yıllarda, İngiliz gökbilimcisi Arthur Stanley Eddington (1882-1944) güneşin iç ısısının sanılandan çok daha yüksek olduğunu gösterdi. (Bu konuda ilerde daha çok bilgi vereceğiz.) “Güneşten ya da herhangi bir yıldızdan çıkan madde o denli sıcaktır ki, gezegen halinde yoğunlaşamaz; ama evrene dağılır” dedi. Amerikalı gökbilimci Lyman Spitzer, Jr. (1914- ) bu görüşün doğruluğunu 1939 yılında kanıtladı.
1944 yılında Alman gökbilimcisi Cari Friedrich von Weizsacker (1912) bulutsu hipotezine geri döndü ama onu geliştirdi. Burgaçlar çizerek dönen bulutsunun küçük burgaçlar yaparken önce planetesimal’ler ve sonra gezegenleri oluşturduğunu gözünde canlandırdı. Gökbilimciler bulutsudaki elektromanyetik etkileri, güneşten gezegenlere transfer edilen açısal momenti hesaplamak üzere dikkate alabilirler. (Bunlar Laplace’m zamanında bilinmeyen kavramlardı).
Aklımıza gelmişken ekleyelim, planetesimaFlerin gezegenleri oluşturması yeryüzünün içinin ısısını açıklar. Planetesimaller çok hızla ve dev bir kinetik enerjiyle hareket ederler. Ama, birbiriyle çarpışır ve durur bu arada kinetik enerjileri ısıya dönüşür. Bir gezegen oluştuğunda, hareketin duruşuyla oluşan ısı çok fazladır. İşte bu nedenle, dünyanın merkezi 5.000 ° C sıcaklıktadır. Doğallıkla gezegen büyüdükçe, onun oluşumu sırasında daha çok kinetik enerji ısıya dönüşmeli ve gezegenin merkezi daha sıcak olmalıdır. Tersine gezegen küçüldükçe, başlangıçta planetesimal durumunda daha az kinetik enerjisi bulunmalı ve oluşacak gökcisminin merkezi daha az sıcak olmalıdır. Böylece, Ay’ın merkezi dünyanın 5.000 0 C deki merkezinden daha düşük sıcaklıkta olmalıdır. Çünkü Ay, yeryüzü ve Jüpiter’den çok daha küçüktür. Aslında en büyük gezegenin merkezi oldukça yüksek sıcaklıkta bulunmalıdır. Bazı kestirilere göre, Jüpiter’in merkezi 50.000 °C sıcaklıkta olmalıdır. Şu halde, şimdi bulutsu hipotezin yeni uyarlaması oldukça doyurucu görünmektedir.