Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hipotezleri tarihi

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi hakkındaki bilimsel düşüncenin tarihi Kopernik Devrimi ile başlamıştır. "Güneş Sistemi" teriminin kayıtlara geçen ilk kullanımı 1704 yılına dayanmaktadır. On yedinci yüzyıldan beri filozoflar ve bilim insanları Güneş Sistemi ve Ay'ın kökenine ilişkin hipotezler oluşturmakta ve Güneş Sistemi'nin gelecekte nasıl değişeceğini tahmin etmeye çalışmaktadır. René Descartes, Güneş Sistemi'nin başlangıcı üzerine ilk hipotezi ortaya atan kişidir. On sekizinci yüzyılda tartışmaya daha fazla bilim insanı katılmış ve konuyla ilgili daha sonraki hipotezlerin temelini oluşturmuştur. Daha sonra özellikle yirminci yüzyılda, günümüzde yaygın olarak kabul edilen bulutsu hipotezi de dahil olmak üzere çeşitli hipotezler oluşmaya başlamıştır.

Pierre-Simon Laplace, bulutsu hipotezinin kurucularındandır.

Bu arada, Güneş'in evrimini açıklayan hipotezler ise on dokuzuncu yüzyılda, özellikle de bilim insanlarının yıldızların genel olarak nasıl işlediğini anlamaya başlamasıyla ortaya çıkmıştır. Öte yandan, Ay'ın kökenini açıklamaya çalışan hipotezler yüzyıllardır dolaşımda olmasına rağmen yaygın olarak kabul gören hipotezlerin hepsinin yanlış olduğu yirminci yüzyılın ortalarında Apollo misyonları tarafından kanıtlanmıştır. Apollo'nun ardından, 1984'te, Ay'ın oluşumuna dair en yaygın açıklama olarak halihazırda çürütülmüş olan ikili yığılma modelinin yerini alan Büyük Çarpışma Hipotezi oluşturulmuştur.

Günümüzde Kabul Görmüş Teoriler

Ressamın öngezegensel disk betimlemesi

En yaygın gezegen oluşum teorisi 4,6 milyar yıl önce ve ışık yılı ötede dev moleküler bulutların yer çekimi gücüyle çarpışmasına dayanan bulutsu hipotezidir.Güneş dahil birçok yıldız, bu bulut çarpışmasıyla oluşmuştur. Güneş Sistemi'ni oluştura gaz Güneş'in kendisinde daha büyüktür. Kütlenin çoğu merkezde toplanıp Güneşi oluşturmuş, kalan bulutsular düzleşerek gezegenleri, uyduları, asteroitleri ve diğer astronomik cisimleri meydana getiren ön gezegen diskini oluşturmuştur.

Oluşum Hipotezi

Güneş Sistemi'nin kökenine dair ilk öneri Fransız filozof ve matematikçi René Descartes'in 1662 ve 1663'te yazdığı ancak engizisyon yüzünden 1664'te ölümünden sonra basılabilen Le Monde (ou Traité de lumière) eserinde öne sürülmüştür. Descartes'e göre Evren, dönen parçacık girdaplarıyla doludur. Güneş ve gezegenler, bilinçli olarak birleşen parçacıkların oluşturduğu büyük girdapların sıkışmasıyla oluşmuştur.

1944 tarihli girdap modeli Alman fizikçi ve filozof Baron Carl Friedrich von Weizsäcker tarafından Kartezyen modeli temel alarak oluşturulan Laplasyen bulutsu diskindeki türbülans uyarımlı girdaptır. Her bir girdabın saat yönüne dönüşünün kombinasyonları ve bütün sistemin saat yönünün tersine dönüşü Kepler yörüngesindeki bireysel elementlere yön gösterebilir ki bu da sistemin bütün hareketi göz önüne alındığında bir miktar enerji yayılımına yol açabilir. Ancak maddeler iç-girdap sınırlarında yüksek hızla birbiriyle çarpışabilir. Bu durumda bu bölgelerdeki yuvarlak girdaplar dairesel yoğunlaşma olacak şekilde yoğunlaşır. Bu hipotez, açısal momentum sorununa çözüm sunmadığı gibi, ne Ay'ın oluşumunu ne de Güneş Sistemi'nin basit özelliklerini açıklayabilmektedir.

Bu model 1948 yılında Hollandalı teorik fizikçi Dirk Ter Haar tarafından yeniden kurgulanmıştır. Haar, düzenli girdapların atılarak yerlerine rastgele türbülansların geçtiğini, bunun da yerçekimi kararsızlığının oluşmayacağı çok kalın bir bulutsuya yol açacağını varsaymıştır. Gezegenlerin yığılma yoluyla oluşmuş olması gerektiği sonucuna vararak, gezegenler arasındaki bileşim farkını; iç ve dış bölgeler arasındaki sıcaklık farkıyla, birinin daha sıcak, diğerinin daha soğuk olması dolayısıyla iç bölgede yalnızca refrakterlerin (uçucu olmayanlar) yoğunlaşması şeklinde açıklamıştır. En büyük zorluk, bu varsayımda türbülanslı dağılmanın tek bir bin yıl boyunca gerçekleşmiş olmasıydı ki bu da gezegenlerin oluşması için yeterli bir zaman vermemektedir.

İlk defa 1734'te Emanuel Swedenborg tarafından önerilen bulutsu hipotezi daha sonra 1755'te Immanuel Kant tarafından genişletilmiş ve detaylandırılmıştır. Yine benzer bir teoriyi 1796'da Pierre-Simon Laplace de oluşturmuştur.

1749'de, Georges-Louis Leclerc, Comte de Buffon gezegenlerin Güneş'e çarpan kuyruklu yıldızlar sayesinde kopan cisimlerle oluştuğunu öne sürdü. Lakin 1796'de Pierre-Simon Laplace, bu fikri o yolla oluşan her gezegenin Güneş'e çarpacağını kanıtlayarak çürütmüştür. Laplace, gezegenlerin dairesel yörüngelerinin kendi oluşumlarının bir sonucu olduğunu düşünüyordu. Bugün, kuyrukluyıldızların Güneş Sistemi'ni bu şekilde oluşturabilmek için çok küçük olduğu biliniyor.

1755 yılında Immanuel Kant, gözlemlenen bulutsuların yıldız ve gezegen oluşum bölgeleri olabileceğini düşünmüştür. 1796'da Laplace, bu iddiayı bulutsunun bir yıldıza çöktüğünü ve bunu yaparken kalan malzemenin yavaş yavaş dışarı doğru dönerek düz bir disk haline geldiğini ve daha sonra gezegenleri oluşturduğunu savunarak detaylandırdı.

Alternatif Teoriler

Bulutsu hipotezi başlangıçta mantıklı gibi görünse de, açısal momentum engeliyle karşılaşır. Eğer Güneş bu tarz bulutsuların çöküşüyle oluştuysa, gezegenlerin çok daha yavaş dönüyor olması gerekirdi. Güneş'in kendisi, Güneş sistemin kütlesinin yüzde 99.9'una sahip olsa da, sistemdeki açısal momentumun yüzde 1'ni oluşturmaktadır. Bu da, aslında Güneş'in çok daha hızlı dönmesi gerektiği anlamına gelmektedir.

Gelgit Teorisi

Açısal momentum sorununu çözme girişimleri, "iki cisim" hipotezlerine dönüş lehine, bulutsu hipotezinin bir süreliğine terk edilmesine yol açtı. Birkaç on yıl boyunca, birçok gök bilimci 1917'de James Jeans tarafından ortaya atılan Gelgit veya Yakın Çarpışma Hipotezi'ni tercih etti; bu hipoteze göre başka bir yıldızın Güneş'e yaklaşması güneş sistemini oluşturmuştur. Bu yakın çarpışma, karşılıklı gelgit kuvvetleriyle Güneş'ten ve diğer yıldızdan büyük miktarlarda madde çekebilir ve bu madde daha sonra gezegenlere yoğunlaşabilirdi. 1929'da astronom Harold Jeffreys, böyle bir yakın çarpışmanın büyük ölçüde olası olmadığını söyledi. Amerikalı astronom Henry Norris Russell da dış gezegenler için açısal momentumla ilgili sorunlarla karşılaştığını ve gezegenlerin Güneş tarafından yeniden emilmekten kaçınmak için mücadele ettiğini göstererek hipoteze itiraz etti.

Chamberlin-Moulton Modeli

1900 yılında Forest Ray Moulton, açısal momentum nedeniyle Bulutsu Hipotezi'nin gözlemlerle tutarsız olduğunu gösterdi. Moulton ve Thomas Chrowder Chamberlin 1904 yılında Gezegenimsi Hipotezi'ni ortaya attılar. Dönemin birçok gök bilimcisiyle birlikte, Lick Gözlemevi'nden gelen "sarmal bulutsu" resimlerinin, daha sonra galaksiler olduğu ortaya çıkan gezegen sistemlerinin oluşumunun doğrudan kanıtı olduğuna inanmaya başladılar.

Moulton ve Chamberlin, bir yıldızın yaşamının erken dönemlerinde Güneş'in yakınından geçerek gelgit şişkinliklerine yol açtığını ve bunun, güneş prominenslerine yol açan iç süreçle birlikte, her iki yıldızdan madde filamentlerinin fırlamasıyla sonuçlandığını öne sürdüler. Bu tepkileşim esnasında maddenin çoğu yıldıza geri dönerken, bir kısmı ise yörüngeye girmektedir. Filamentler soğuyarak çok sayıda, küçük, katı gezegenimsi ve birkaç büyük protoplanete dönüştü. Bu model yaklaşık 30 yıl boyunca olumlu destek gördü, ancak 1930'ların sonunda gözden düştü ve 40'larda Jüpiter'in açısal momentumuyla uyumsuz olduğunun anlaşılması nedeniyle vazgeçildi. Hipotezin bir parçası olan gezegenimsi yığılım iddiası korunmuştur.

Lyttleton Senaryosu

1937 ve 1940'ta Raymond Lyttleton, Güneş'e eşlik eden bir yıldızın yakından geçen bir yıldızla çarpıştığını öne süren bir senaryo ortaya atmıştır. Böyle bir senaryo 1935'te Henry Russell tarafından da önerilmiş fakat reddedilmişti, ancak Güneş'in yıldız çarpışmalarının yaygın olduğu açık bir kümede doğduğunu varsaymak daha olası olabilirdi. Lyttleton karasal gezegenlerin kendi başlarına yoğunlaşmak için çok küçük olduklarını göstermiş ve çok büyük bir proto-gezegenin dönme dengesizliği nedeniyle ikiye ayrılarak Jüpiter ve Satürn'ü oluşturduğunu, diğer gezegenlerin de bir bağlantı filamentinden meydana geldiğini öne sürmüştür. Daha sonra 1940 ve 1941'de ortaya atılan bir modelde ise, bir ikili yıldız ve Güneş'ten oluşan üçlü bir yıldız sisteminde ikili yıldızın birleştiği ve daha sonra dönme dengesizliği nedeniyle bölünerek sistemden kaçtığı ve Güneş tarafından yakalanmak üzere aralarında oluşan bir filament bıraktığı yer alıyordu.

Kuşak Yapısı Modeli

1954, 1975 ve 1978'de İsveçli astrofizikçi Hannes Alfvén parçacık hareketleri denklemlerine elektromanyetik etkileri dahil ederek açısal momentum dağılımı ve bileşim farklılıklarını açıklamıştır. Alfvén ilk olarak 1954'te, çoğunlukla helyum ve bazı katı parçacık safsızlıkları ("meteor yağmuru") içeren bir A-bulutu, çoğunlukla karbon içeren bir B-bulutu, çoğunlukla hidrojen içeren bir C-bulutu ve çoğunlukla silikat ve demirden oluşan bir D-bulutunu ayırt ettiği bir tayf yapısını önermiştir. Bu modele göre; A bulutundaki safsızlıklar Mars ve daha sonra Dünya tarafından yakalan Ay'ı, B bulutundaki safsızlıklar çökerek dış gezegenleri, C bulutu yoğunlaşarak Merkür, Venüs, Dünya, asteroit kuşağı, Jüpiter'in uyduları ve Satürn'ün halkalarını, D bulutu ise Plüton, Triton, Satürn'ün dış uyduları, Uranüs'ün uyduları, Kuiper Kuşağı ve Oort bulutunu oluşturmuştur.

Yıldızlararası Bulut Teorisi

1943 yılında Sovyet astronom Otto Schmidt, Güneş'in bugünkü haliyle yoğun bir yıldızlararası bulutun içinden geçtiğini, bunun sonucunda gezegenlerin oluştuğu bir toz ve gaz bulutuyla sarılmış olarak ortaya çıktığını öne sürdü. Bu, Güneş'in yavaş dönüşünün kendisine özgü olduğunu ve gezegenlerin Güneş'le aynı zamanda oluşmadığını varsayarak açısal momentum sorununu çözdü. Rus ekolünü oluşturan modelin uzantıları arasında 1950'de Gurevich ve Lebedinsky, 1967 ve 1969'da Safronov, 1981'de Ruskol, 1985'te Safronov ve Vityazeff ve 1994'te Safronov ve Ruskol yer almaktadır. Ancak bu hipotez, gezegenlerin böylesine dağınık bir zarftan oluşması için gereken sürenin Güneş Sisteminin belirlenen yaşını çok aşacağını gösteren Victor Safronov tarafından çürütülmüştür.

Raymond Lyttleton, üçüncü bir cismin gerekli olmadığını göstererek ve Bondi ve Hoyle tarafından 1944 yılında tanımlandığı gibi bir çizgi yığılması mekanizmasının buluttaki cisimlerin yıldız tarafından yakalanmasını sağladığını öne sürerek hipotezi değiştirmiştir.

Hoyle Hipotezi

Fred Hoyle, evrenin genişlediğine dair Lemaître teorisine karşı çıkmamakla birlikte, bu teorinin yorumlanmasına karşı çıkmıştır. Evrenin bir başlangıcı olduğu fikrini, bir yaratıcının varlığına dair argümanları andıran sahte bir bilim olarak görmüştür. Bunun yerine Hoyle, Thomas Gold ve Hermann Bondi ile birlikte 1948'de evrenin "sabit bir durumda" olduğunu savunmaya başlamış ve Süredurum Kuramı'nı formüle etmiştir. Teori, gözlemlediğimiz galaksiler birbirlerinden uzaklaşırken evrenin nasıl sonsuz ve esasen değişmez olabileceğini açıklamaya çalışıyordu. Teori, zaman içinde galaksiler arasında madde oluşumuna dayanıyordu, böylece galaksiler birbirinden uzaklaşsa da, aralarında gelişen yenileri onların bıraktığı boşluğu dolduruyordu. Sonuçta ortaya çıkan evren, akan bir nehir gibi "sabit bir durumdadır" - tek tek su molekülleri uzaklaşmakta ancak nehrin geneli aynı kalmaktadır.

Buna bağlı olarak Fred Hoyle'un 1944'teki modelinde bir yoldaş yıldızın, Güneş tarafından yakalanan ve bundan gezegenler oluşturan fırlatılmış malzemeler nedeniyle bir novaya(süpernova) dönüştüğü iddia edilmektedir. Bu patlama sonucunda da Güneş sistemindeki gezegenler ve diğer cisimler meydana gelmiştir. 1955'te Laplace'a benzer bir biçimde önerdiği sistemi 1960'ta daha matematiksel ayrıntılarla tekrar ortaya attı. Laplace'tan farklı olarak, disk ile Güneş arasında manyetik bir tork meydana geldiği ve bu torkun hemen devreye girdiğini iddia eder. Aksi takdirde, giderek daha fazla maddenin fırlaması ve sonuçta mevcut gezegenlerin boyutunu aşan ve Güneş'le kıyaslanabilecek büyüklükte bir gezegen sistemi ortaya çıkmasına yol açılacaktır. Tork manyetik birleşmeye yol açar ve açısal momentumu Güneş'ten diske aktarır. Manyetik alan yoğunluğu 1 gauss olmalıdır. Torkun varlığı diskin içinde donmakta olan kuvvetin manyetik çizgilerine dayanmaktadır. (kuvvetin çizgilerindeki MHD (manyetik-hidrodinamikler) teorisinin sonucu). Disk çekilirken güneş yoğunlaşma ısısı refrakterlerin yekpare olması için 1000 derece Kelvin'den yüksek olmamalıdır. Bu tepkime muhtemelen yoğunlaşmayla ve birikimle büyüyebilen ince bir duman olarak ortaya çıkar. Bu parçacıklar eğer Dünya'nın yörüngesindeki 1m'den küçük objelerse diskten süpürülmüştür. Model, gezegenlerin kütlesi ve bileşimi ile manyetik bağlantı sağlayan açısal momentum dağılımıyla uyumludur. Ancak ikizlenmeyi, Mars ve Merkür'ün düşük kütlesini ve gezegenimsi kuşakları açıklayamamaktadır.

Kuiper'in Teorisi

Gerard Kuiper 1944'te, Ter Haar gibi düzenli girdapların imkânsız olduğunu ileri sürmüş ve güneş bulutsusunda büyük kütleçekimi kararsızlıkların meydana gelebileceğini ve yoğunlaşmalar oluşturabileceğini varsaymıştır. Bu durumda, güneş bulutsusu ya Güneş'le eş-genetik olabilir ya da Güneş tarafından ele geçirilebilirdi. Yoğunluk dağılımı bir gezegen sistemi ya da bir yıldız yoldaşı gibi hangi biçimin oluşabileceğini belirleyecektir. İki tür gezegenin Roche limitinden kaynaklandığı varsayılıyordu. Ancak Kuiper'in daha büyük bir G-yıldızı problemi olarak gördüğü Güneş'in yavaş dönüşü için hiçbir açıklama sunulmadı.

Whipple'in Teorisi

Fred Whipple'in 1948 senaryosunda yaklaşık 60.000 AU çapında ve 1 Güneş kütlesindeki (M☉) duman bulutu büzülerek Güneş'i oluşturmuştur. İhmal edilebilir bir miktarda açısal momentumu sayesinde Güneş'le benzer özellikleri vardır. Bu duman bulutu, büyük açısal momentumlu küçük yıldızlar ele geçirir. Büyük duman ve gaz bulutsusunun çöküş süresi yaklaşık 100 milyon yıldır ve bu hız başlangıçta yavaşken sonraki aşamalarda artmıştır. Gezegenler ikinci bulutun içinde gelişen ya da onun tarafından yakalanan küçük bulutlardan yoğunlaşmıştır. Yörüngeler neredeyse dairesel olacaktır çünkü yığılma, direnç gösteren ortamın etkisiyle dışmerkezliği azaltacaktır ve yörünge yönelimleri küçük bulutun boyutu ve hareketlerin ortak yönü nedeniyle benzer olacaktır. Protogezegenler o kadar yüksek derecelere kadar ısınmış olabilir ki, daha uçucu bileşikler kaybolmuş olabilir ve yörünge hızı artan mesafeyle azalır, böylece karasal gezegenler daha fazla etkilenmiş olur. Ancak bu senaryo, neredeyse tüm nihai düzenliliklerin bir ön varsayım olarak ortaya konması ve nicel hesaplamaların hipotezlerin çoğunu desteklememesi nedeniyle zayıf olarak kabul edilmiş ve geniş bir kabul görmemiştir.

Urey'in modeli

Astrokimya'yı bulan Harold Urey, 1951, 1952, 1956 ve 1966'da çoğunlukla Chandrasekhar sabitlik denklemlerine ve gök taşlarına dayalı ve ilkel Güneş'i çevreleyen gaz ve toz diskindeki yoğunluk dağılımını elde etmiştir. Buna göre, cıva gibi uçucu elementler karasal gezegenler tarafından tutulacağından kısmen kalın gaz ve toz hâlesinin gezegenleri Güneş'ten koruduğu varsayılmıştır. Elmasları oluşturmak için, saf karbon kristalleri, Ay büyüklüğünde nesneler ve yerçekimsel olarak kararsız hale gelen gaz küreleri diskte oluşmalı, gaz ve toz daha sonraki bir aşamada dağılmalıydı. Gaz kaybedildikçe basınç düşer ve elmaslar grafite dönüşürken, gaz Güneş tarafından aydınlatılır. Bu koşullar altında, önemli ölçüde iyonlaşma mevcut olacak ve gaz manyetik alanlar tarafından hızlandırılacak, dolayısıyla açısal momentum Güneş'ten aktarılabilecektir. Urey, Ay büyüklüğündeki bu cisimlerin çarpışmalarla yok olduğunu, gazın dağıldığını, geride çekirdekte toplanan katıları bıraktığını, ortaya çıkan daha küçük parçaların uzaya itildiğini ve daha büyük parçaların geride kalarak gezegenlere dönüştüğünü varsaydı. Ay'ın böyle hayatta kalan bir çekirdek olduğunu öne sürdü.

Öncül-Gezegen Teorisi

1960, 1963 ve 1978'de W. H. McCrea, Güneş ve gezegenlerin aynı bulut içindeki maddeden ayrı ayrı birleştiği ve daha küçük gezegenlerin daha sonra Güneş'in daha büyük kütleçekimi tarafından yakalandığı Öncül Gezegen Hipotezini önermiştir. Bu hipotez, bir protogezegen bulutsusundaki fizyonu içermekte ve bir güneş bulutsusunu dışlamaktadır. Yıldızların doğduğu yıldızlararası materyalde meydana geldiği varsayılan süpersonik türbülansı oluşturduğu varsayılan flokül yığılmaları Güneş'i ve protogezegenleri oluşturmuş, ikincisi gezegenleri oluşturmak üzere bölünmüştür. İki kısım, en az 8'e 1'lik bir kütle oranında birbirlerine çekimsel olarak bağlı kalamadı ve iç gezegenler için bağımsız yörüngelere girerken, dış gezegenler için bir kısım Güneş Sistemi'nden çıktı. İç protoplanetler Venüs-Merkür ve Dünya-Mars'tı. Büyük gezegenlerin uyduları, bölünen protogezegenin iki bölümünü birbirine bağlayan boyundaki "damlacıklardan" oluşmuştur. Bu damlacıklar bazı asteroitleri açıklayabilir. Ancak bu durumda karasal gezegenlerin büyük uyduları olamazdı ki bu da Ay'ı açıklayamaz. Hipotez aynı zamanda Mars ve Dünya'nın benzer dönme periyotları ve eksenel eğimleri ile benzer açısal hızları gibi bazı gözlemleri de öngörmektedir. Bu şemada iki karasal, Venüs ve Dünya; iki büyük, Jüpiter ve Satürn; ve iki dış, Uranüs ve Neptün, üç küçük gezegenle birlikte: Merkür, Mars ve Plüton olmak üzere altı ana gezegen vardır:

Bu hipotezin gezegenlerin hepsinin Güneş'in etrafında aynı yönde ve nispeten düşük bir dışmerkezlikle döndüğü gerçeğini açıklayamaması gibi bazı sorunları vardır.

Cameron'un Hipotezi

Amerikalı gök bilimci Alastair G. W. Cameron'un 1962 ve 1963 yıllarındaki hipotezine göre, yaklaşık 1-2 Güneş kütlesine ve 100.000 AU çapına sahip olan ön güneşi kütleçekimsel olarak kararsızdı, bu nedenle çöktü ve daha küçük alt birimlere ayrıldı. Manyetik alanı 1/100.000 gauss civarındaydı. Çökme sırasında manyetik kuvvet hatları bükülmüştü. Çökme hızlıydı ve hidrojen moleküllerinin ayrışması, ardından hidrojenin iyonlaşması ve helyumun çift iyonlaşması nedeniyle Güneş meydana geldi. Açısal momentum, bir Laplacean disk üreten dönme kararsızlığına yol açtı. Bu aşamada, radyasyon fazla enerjiyi uzaklaştırdı, disk yaklaşık 1 milyon yıl gibi nispeten kısa bir süre içinde soğuyacak ve Whipple'ın kuyruklu yıldızlar olarak adlandırdığı yoğunlaşma gerçekleşecekti. Bu kuyruklu yıldızların bir araya gelmesiyle dev gezegenler oluşmuş, bunlar da oluşumları sırasında diskler üreterek uydu sistemlerine dönüşmüşlerdir. Karasal gezegenlerin, kuyruklu yıldızların ve asteroitlerin oluşumu parçalanma, ısınma, erime ve katılaşmayı içermektedir. Cameron ayrıca Ay'ın kökeni için büyük çarpışma hipotezini formüle etmiştir.

Yakalama Hipotezi

Michael Mark Woolfson tarafından 1964 yılında ortaya atılan Yakalama Hipotezi'ne göre Güneş Sistemi, Güneş ile düşük yoğunluklu bir ön yıldız arasındaki gelgit etkileşimlerinden oluşmuştur. Güneş'in kütleçekimi ön yıldızın dağınık atmosferinden madde çekmiş ve bu madde daha sonra çökerek gezegenleri oluşturmuş olabilir.

Yakalanan gezegenlerin başlangıçta eksantrik yörüngeleri olacağından, Dormand ve Woolfson bir çarpışma olasılığını öne sürmüşlerdir. Bir filamentin geçen bir ön yıldız tarafından fırlatıldığını ve Güneş tarafından yakalanarak gezegenlerin oluşumuna yol açtığını varsaymışlardır. Bu fikre göre, filamentteki 6 nokta kütleye karşılık gelen 6 orijinal gezegen vardı ve en içteki ikisi olan A ve B gezegenleri çarpışıyordu. Neptün'ün iki katı kütleye sahip olan A, Güneş Sistemi'nin dışına fırlatılırken, Uranüs'ün üçte biri kütleye sahip olduğu tahmin edilen B ise parçalanarak Dünya, Venüs, muhtemelen Merkür, asteroit kuşağı ve kuyruklu yıldızları oluşturmuştur.

Güneş Füzyonu

1951, 1962 ve 1981'de İsviçreli astronom Louis Jacot, Weizsäcker ve Ter Haar gibi, Kartezyen girdap fikrini devam ettirmiş ancak girdaplar hiyerarşisi ya da girdaplar içinde girdaplar, yani bir Ay sistemi girdabı, bir Güneş Sistemi girdabı ve bir galaktik girdap önermiştir. Gezegen yörüngelerinin daire ya da elips değil spiral olduğu fikrini ortaya atmıştır. Jacot ayrıca galaksilerin genişlediğini, yıldızların merkezden uzaklaştığını ve uyduların gezegenlerinden uzaklaştığını öne sürmüştür.

Ayrıca gezegenlerin her seferinde bir tane olmak üzere Güneş'ten, özellikle de dönüşün neden olduğu ekvatoral bir şişkinlikten atıldığını ve bu atılma sırasında varsayımsal bir gezegenin parçalanarak geriye asteroit kuşağını bıraktığını ileri sürmüştür. Kuiper Kuşağı o zamanlar bilinmiyordu, ancak muhtemelen o da aynı tür bir parçalanma sonucu ortaya çıkmıştır. Gezegenler gibi uydular da ana gezegenlerinden ekvatoral olarak fırlamış, bazıları parçalanarak halkaları oluşturmuş ve Dünya'nın da sonunda başka bir uydu fırlatması beklenmiştir.

Bu modelde, gezegenlerin 4 evresi vardı: dönmeden Güneş'e aynı tarafta durma, çok yavaş dönüş, hızlandırılmış dönüş ve günlük dönüş.

Jacot iç ve dış gezegenler ile iç ve dış uydular arasındaki farkları girdap davranışıyla açıklamıştır. Merkür'ün eksantrik yörüngesini Güneş'ten en son ayrılmasıyla, Venüs'ün yavaş dönüşünü ise en sondan ikinci ayrıldığı için "yavaş dönüş evresinde" olmasıyla açıklamıştır.

Tom Van Flandern modeli ilk olarak 1993 yılında yayımlanan kitabının ilk baskısında önerilmiştir. 1999 ve sonrasındaki revize edilmiş versiyonunda Orijinal Güneş Sistemi altı çift ikiz gezegene sahipti ve her biri dışa doğru merkezkaç kuvvetlerinin içe doğru çekim kuvvetini aştığı aşırı dönen bir Güneş'in ekvatoral çıkıntılarından farklı zamanlarda ayrılarak farklı sıcaklık, boyut ve bileşimlere sahip oldular ve yaklaşık 100 milyon yıl sonra altı gezegenin patlamasıyla dağılan bulutsu diskle birlikte yoğunlaştılar. Bunlardan dördü helyum ağırlıklı, akışkan ve kararsızdı. Bunlar; V (Maldek, "V" beşinci gezegeni temsil eder, ilk dördü Merkür ve Mars'ı içerir), K (Kripton), T (transneptünyen) ve Gezegen X'tir. Bu durumlarda, daha küçük uydular gelgit gerilimleri nedeniyle patlamış ve iki büyük gezegenimsi bölgenin dört bileşen kuşağını bırakmıştır. Patlamanın yaklaşık 4 eon önce Geç Dönem Ağır Bombardımana (LHB) neden olduğu varsayılan LHB-A gezegeni Jüpiter ile, patlamanın bir başka LHB'ye neden olduğu varsayılan LHB-B ise Satürn ile eşleşmiştir. LHB-A, Jüpiter, LHB-B ve Satürn gezegenlerinde, her çiftin içteki ve daha küçük ortağı muazzam gelgit streslerine maruz kalmış ve patlamasına neden olmuştur. Patlamalar, uydular parçalanmadan önce gerçekleşmiştir. Altısı akışkan olduğu için hiçbir iz bırakmadılar. Katı gezegenler sadece bir aydan ayrılmıştı ve Merkür, Venüs'ün bir uydusuydu ancak Güneş'in çekim etkisinin bir sonucu olarak uzaklaştı. Mars, Maldek'in bir uydusuydu.

Herndon'ün Modeli

J. Marvin Herndon'un modelinde, büyük çekirdekli iç gezegenler, yüksek basınç ve yüksek sıcaklıklarda dev gazlı ön gezegenlerin içinden yoğunlaşma ve yağma yoluyla oluşmuştur. Dünya'nın tam yoğunlaşması, kayalık çekirdeği Dünya'nın bugünkü çapının yaklaşık yüzde 66'sına sıkıştıran kabaca 300 dünya kütlelik bir gaz/buz kabuğu içeriyordu. Güneş'in T Tauri patlamaları gazları iç gezegenlerden uzaklaştırdı. Merkür tam olarak yoğunlaşmamıştı ve gazlarının bir kısmı sıyrılarak Mars ve Jüpiter arasındaki bölgeye taşındı ve burada Güneş Sistemi'nin dış kısımlarından düşen oksitlenmiş yoğuşma ile birleşerek sıradan kondrit meteoritlerinin, Ana Kuşak asteroitlerinin ve iç gezegenlerin, özellikle de Mars'ın kaplamasının ana malzemesini oluşturdu. İç gezegenler arasındaki farklılıklar öncelikle farklı derecelerdeki öngezegensel sıkışmanın sonucudur. Dekompresyon kaynaklı gezegen hacmi artışlarına yüzey alanını artırmak için oluşan çatlaklar ve eğrilikteki değişiklikleri karşılamak için sıradağlar oluşturan katlanma olarak iki tür tepki vardır.

Bu gezegen oluşumu hipotezi, gezegen çekirdeklerindeki doğal nükleer fisyon reaktörlerini içeren Whole-Earth Decompression Dynamics (WEDD) modelinin bir uzantısını temsil etmektedir; Herndon bunu 2005-2013 yılları arasında Current Science'da yayınlanan on bir makalede ve 2008-2012 yılları arasında yayınlanan beş kitapta açıklamıştır. Modelinden "bölünmez" olarak bahsetmektedir - yani Dünya'nın temel yönlerinin mantıksal ve nedensel olarak birbirine bağlı olduğu ve Jüpiter benzeri bir dev olarak erken oluşumundan çıkarılabileceği anlamına gelmektedir.

1944 yılında Alman kimyager ve fizikçi Arnold Eucken, Dünya'nın 100-1000 atm basınçta dev bir ön gezegen içinde yoğunlaşması ve yağmasının termodinamiğini düşünmüştür. 1950'lerde ve 1960'ların başında bu tür basınçlarda gezegen oluşumu tartışılmış, ancak Cameron'un 1963 tarihli düşük basınç (yaklaşık 4-10 atm.) modeli bu fikri büyük ölçüde ortadan kaldırmıştır.

Teorilerin Sınıflandırılması

Jeans, 1931'de çeşitli modelleri gezegen oluşumu için gerekli malzemenin Güneş'ten geldiği ve gelmediği ile eşzamanlı veya ardışık olabileceği modeller olarak iki gruba ayırdı.

1963 yılında William McCrea bunları gezegenlerin oluşumunu Güneş'in oluşumuna bağlayanlar ve Güneş'in oluşumundan bağımsız olduğu, gezegenlerin Güneş normal bir yıldız haline geldikten sonra oluştuğu gruplar olarak iki gruba daha ayırdı.

Ter Haar ve Cameron Güneş'in kendisi yerine bir ön güneş ile başlayan Güneş'in ve muhtemelen bir güneş zarfının gelişimi olan kapalı bir sistemi düşünen hipotezler arasında ayrım yapmış ve Emile Belot'un bu hipotezleri monistik olarak adlandırdığını belirtmiştir. Ayrıca Güneşle, gezegen sistemine yol açan gelişmelerde ilk adım olduğu varsayılan yabancı bir cisim arasında bir etkileşimin olduğu açık bir sistemi düşünen hipotezler arasında ayrım yaparak Belot'un bu hipotezleri dualistik olarak adlandırdığını belirtmiştir.

Hervé Reeves'in sınıflandırması da onları Güneş'le eş-genetik ya da değil olarak kategorize etmiş, ancak aynı zamanda değişmiş ya da değişmemiş yıldız ve yıldızlararası materyalden oluşumlarını da dikkate almıştır. Ayrıca bunları dört grup tanımlamıştır. Buna göre; 1700'lerde Swedenborg, Kant ve Laplace tarafından ortaya atılan güneş bulutsusuna dayalı modeller birinci; 1978'de Alfvén ve Gustaf Arrhenius'un başlıca savunucuları olduğu yıldızlararası uzaydan yakalanan bir bulut öneren hipotezler ikinci; bir yoldaş yıldızın bir şekilde parçalandığını ve dağılan materyalinin bir kısmının Güneş tarafından yakalandığını öne süren başlıca hipotez sahibi 1940'larda Lyttleton olan ikili hipotezleri üçüncü; Jeans, Jeffreys ve Woolfson ve Dormand'ın yakın yaklaşım filament fikirleri ise dördüncü grupta yer almaktadır.

Iwan P. Williams ve Alan William Cremin modelleri gezegenlerin kökeni ve oluşumunun esasen Güneş ile ilişkili olduğunu ve iki oluşum sürecinin eşzamanlı ya da ardışık olarak gerçekleştiğini düşünenler ve gezegenlerin oluşumunun Güneş'in oluşum sürecinden bağımsız olduğunu, gezegenlerin Güneş normal bir yıldız haline geldikten sonra oluştuğunu düşünenler olmak üzere iki kategoriye ayırmıştır. İkinci kategorinin gezegenlerin oluşumu için gerekli materyalin Güneş'ten ya da başka bir yıldızdan elde edildiği modeller ve materyalin yıldızlararası uzaydan elde edildiği modeller olmak üzere 2 de alt kategorisi vardır. İkili, en tutarlı modellerin Hoyle'un manyetik bağlantı ve McCrea'nın flokülleri olduğu sonucuna varmışlardır.

Woolfson ise Laplace, Descartes, Kant ve Weizsäcker'inkileri içeren monistik modelleri ve Buffon, Chamberlin-Moulton, Jeans, Jeffreys ve Schmidt-Lyttleton'ınkileri içeren dualistik modelleri tanımıştır.

Bulutsu Hipotezi'nin Tekrar Gündeme Gelişi

Hubble Uzay Teleskobunda görülen Beta Pictoris

1978'de astronom Andrew J. R. Prentice, Modern Laplacyan Teorisi'nde açısal momentum sorununun, merkezdeki dönüşü yavaşlatan orijinal diskteki toz taneciklerinin yarattığı sürüklenme ile çözülebileceğini öne sürerek Laplacian bulutsu modelini yeniden canlandırdı. Prentice ayrıca genç Güneş'in T Tauri yıldızlarında meydana geldiği anlaşılan süpersonik püskürmeler yoluyla ön gezegen diskine ve gezegenimsi maddelere bir miktar açısal momentum aktardığını öne sürmüştür. Ancak, Prentice'in bu oluşumların simitlerde veya halkalarda olacağına dair savı bu halkaların gezegenler oluşmadan yok olacağı iddia edilerek eleştirilmiştir.

Modern yaygın kabul gören gezegen oluşum teorisinin doğuşu – Güneşsel Bulutsu Diski Modeli (GBDM)- Sovyet astronom Victor Safronov'un çalışmalarına dayanır. "Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets" kitabı gezegenlerin oluşumu konusunda bilim insanları arasında uzun soluklu bir etki bırakmıştır. Bu kitapta gezegen oluşum sürecinin hemen hemen tüm büyük sorunları formüle edildi ve bazıları çözüldü. Safronov'un fikirleri kontrolden çıkmış toplanma'yı bulan George Wetherill'in çalışmalarıyla daha da geliştirildi. 1980'lerin başında, GBDM adıyla bulutsu hipotezi astronomideki iki büyük keşif sayesinde ününe geri kavuşmuştur. Öncelikle, Beta Pictoris gibi bir dizi genç takım yıldızı, bulutsu hipotezi tarafından tahmin edildiği üzere çok soğuk toz diskleri tarafından çevrili olarak gözlemlendi. Sonra, 1983 yılında fırlatılan Kızılötesi Astronomik Uydusu tarafından soğuk materyal disklerinde döndüklerini açıklayacak olan fazla kızılötesi ışımaya sahip birçok yıldız gözlemlenmiştir.

Seçkin konular

Bulutsu Hipotezi'nin geniş resmi yaygın olarak kabul görse de, ayrıntıların çoğu iyi anlaşılmamıştır ve rafine edilmeye devam etmektedir.

Rafine edilmiş Bulutsu modeli tamamen Güneş Sistemi gözlemleri üzerine geliştirilmiştir, çünkü 1990'ların ortalarına kadar bilinen tek model budur. Diğer gezegen sistemlerine geniş ölçüde uygulanabilir olduğu güvenle varsayılmamıştır, ancak bilim insanları ön gezegen diskleri ve hatta diğer yıldızların etrafında gezegenler bularak Bulutsu Modelini test etme konusunda endişeliydiler. 30 Ağustos 2013 itibarıyla 941 güneş dışı gezegenin keşfi birçok sürprizi ortaya çıkarmıştır. Bulutsu Modeli'nin keşfedilen bu gezegen sistemlerini hesaba katarak revize edilmesi veya yeni modellerin dikkate alınması gerekmektedir.

Bugüne kadar keşfedilen güneş dışı gezegenler arasında Jüpiter büyüklüğünde veya daha büyük, ancak sadece birkaç saatlik çok kısa yörünge periyotlarına sahip gezegenler bulunmaktadır. Bu tür gezegenlerin yıldızlarına çok yakın bir yörüngede dönmeleri gerekir, öyle ki atmosferleri güneş radyasyonu tarafından yavaş yavaş sıyrılır. Sıcak Jüpiterler olarak adlandırılan bu gezegenlerin nasıl açıklanacağı konusunda bir fikir birliği yoktur, ancak önde gelen fikirlerden biri, Uranüs ve Neptün'ü şu anki uzak yörüngelerine taşıdığı düşünülen sürece benzer şekilde gezegen göçüdür. Göçe neden olan olası süreçler arasında protoplaneter disk hala hidrojen ve helyum gazıyla doluyken yörüngesel sürtünme ve dev gezegenler ile ön gezegen diskindeki parçacıklar arasında açısal momentum değişimi yer almaktadır.

Bir diğer sorun da gezegenlerin ayrıntılı özellikleridir. Güneş bulutsusu hipotezi tüm gezegenlerin tam olarak ekliptik düzlemde oluşacağını öngörür. Bunun yerine, klasik gezegenlerin yörüngeleri ekliptiğe göre çeşitli küçük eğimlere sahiptir. Ayrıca, gaz devleri için, dönüşlerinin ve ay sistemlerinin ekliptik düzleme göre eğimli olmayacağı öngörülmektedir. Bununla birlikte, gaz devlerinin çoğunun ekliptiğe göre önemli eksenel eğimleri vardır ve Uranüs 98°'lik bir eğime sahiptir. Ay'ın Dünya'ya göre nispeten büyük olması ve diğer uyduların gezegenlerine göre düzensiz yörüngelerde olması bir başka konudur. Artık bu gözlemlerin Güneş Sistemi'nin ilk oluşumundan sonra meydana gelen olaylarla açıklandığına inanılmaktadır.

Güneş evrimi hipotezi

Güneş'in enerjisinin fiziksel kaynağını bulma ve böylece ne zaman ve nasıl tükeneceğini belirleme girişimleri 19. yüzyılda başlamıştır.

Kelvin-Helmholtz büzülmesi

19. yüzyılda Güneş'in ısısının kaynağı hakkındaki yaygın bilimsel görüş, bunun kütleçekimsel büzülme ile üretildiğiydi. 1840'larda gökbilimciler J. R. Mayer ve J. J. Waterson, Güneş'in muazzam ağırlığının kendi içine çökmesine ve ısı üretmesine neden olacağını ilk kez öne sürdüler. 1854'te Hermann von Helmholtz ve Lord Kelvin, bu fikri daha da geliştirdiler ve meteorların Güneş'in yüzeyine çarpmasıyla da ısı üretebileceğini savundular. O zamanki teoriler, yıldızların Hertzsprung-Russell diyagramının ana kolu boyunca aşağı doğru hareket ederek evrimleştiğini, önce dağınık kırmızı süperdevler olarak başlayıp daha sonra büzülerek ve ısınarak mavi ana kol yıldızları haline geldiğini, ardından kırmızı cücelere ve sonunda soğuk, yoğun kara cücelere dönüştüğünü ileri sürüyordu. Öte yandan Güneş, bu mekanizma ile aydınlatma gücünü (parlaklığını) yaklaşık 30 milyon yıl boyunca sürdürebilecek bir kütleçekimsel potansiyel enerjiye sahipti ve bu süre, Dünya'nın yaşından çok daha kısadır. Bu çökme süresi, Kelvin-Helmholtz zaman ölçeği olarak bilinir.

Albert Einstein'ın 1905’te geliştirdiği görelilik teorisi, nükleer tepkimelerin daha küçük öncülerden yeni elementler üretebileceği ve bunun enerji kaybına neden olabileceği anlayışını doğurdu. Arthur Eddington, Stars and Atoms (Yıldızlar ve Atomlar) adlı eserinde yıldızların içindeki basınç ve sıcaklıkların, hidrojen çekirdeklerinin helyuma dönüşmesini sağlayacak kadar büyük olduğunu ve bu sürecin de Güneş'i besleyecek muazzam enerji miktarını üretebileceğini öne sürdü. Eddington 1935 yılında daha da ileri giderek yıldızların içinde başka elementlerin de oluşabileceğini öne sürdü. 1945'ten sonra toplanan spektral kanıtlar, karbon, hidrojen, oksijen, azot, neon ve demir gibi yaygın kimyasal elementlerin galaksi genelinde oldukça düzgün bir dağılıma sahip olduğunu göstererek, bu elementlerin ortak bir kökene sahip olabileceğini düşündürdü. Oranlardaki çok sayıda anormallikler temel bir oluşum mekanizmasına işaret ediyordu. Örneğin kurşun, altından daha yüksek bir atom ağırlığına sahip olmasına rağmen çok daha yaygındı; ayrıca hidrojen ve helyum (1. ve 2. elementler) neredeyse her yerde bulunurken, lityum ve berilyum (3. ve 4. elementler) son derece nadirdi.

Kırmızı devler

19. yüzyıldan beri kırmızı dev yıldızların düzensiz tayfı bilinmektedir. 1940'lı yıllarda George Gamow bunların iç çekirdeğindeki hidrojeni bitirmiş, dış kabuktaki hidrojeni yanan yıldızlar olduklarını anlamıştır. Bu Martin Schwarzschild'e kırmızı devlerle yıldızların sonlu ömürleri arasındaki bağlantıyı bulmasında yardım etmiştir. Günümüzde kırmızı devlerin yıldızların ömürlerinin son hâli olduğu bilinmektedir.

Fred Hoyle element dağılımının oldukça homojen olmasına rağmen farklı yıldızların farklı elementleri farklı yoğunlukta taşıdığını söylemiştir. Hoyle'e göre, bu onların kendi içlerinde yıldızları kökeni olması gerektiğini belirtir. Sadece yoğun basınç ve sıcaklık altında oluşan elementler, demirin atom numarası etrafında zirveye ulaşır. Hoyle demirin dev yıldızlar içerisinde oluştuğunun sonucuna varmıştır. Böylece 1945 ve 1946 yıllarında Hoyle yıldız ömrünün son aşaması olduğunu belirtmiştir. Yıldız ölürken, katmanlı birleşme reaksiyonlarına sebep olarak kendi ağırlığı altında çöker. Karbon-12 helyumla birleşerek oksijen-16'yı, oksijen-16 helyumla birleşip neon-20'yi oluşturarak demire kadar gider. Ancak karbon-12'yi üretecek bir yöntem bilinmemektedir. Karbon üretmek için berilyum izotoplarının birleşmesi çok kararsızdır ve üç helyum atomunun karbon-12'yi üretmesi Evren'in yaşının göz önüne alındığı zaman olanaksızdır. Ancak, fizikçi Ed Salpeter 1952 yılında berilyum izotopunun başka bir helyumla enerji ve kütle bakımından karbona eşitse karbonu oluşturmak için yeterli kısa zaman olduğunu göstermiştir. Hoyle, antropik ilkeyi kullanarak karbondan oluştuğunu göstermiştir. Karbon-12'in madde/enerji seviyesi tanımlandığında, Hoyle'in tahminin yüzde birkaçı olduğu bulundu.

Beyaz cüce

İlk beyaz cüce 40 Eridani üçlü yıldız sisteminde bulunmuştur. Bu üçlü yıldız sistemi nispeten daha aydınlık anakol yıldızı 40 Eridani A, yakında dönen 40 Eridani B ve anakol kırmızı cüce 40 Eridani C yıldızlarını içerir. 40 Eridani B/C eşi William Herschel tarafından on Ocak 31, 1783 tarihinde keşfedilmişrtir;^{, s. 73} Friedrich Georg Wilhelm Struve tarafından 1825 ve Otto Wilhelm von Struve tarafından 1851 yılında yeniden gözlemlenmiştir. 1910 yılında, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering ve Williamina Fleming tarafından 40 Eridani B yıldızının A sınıfı yıldız olduğunu keşfetmiştir.

Beyaz cücelerin keşiflerinden kısa bir süre sonra aşırı yoğun olduğu bulundu. Sirius B ve 40 Eridani B gibi çift yıldız olan yıldızların kütleleri yörünge gözlemleriyle tahmin edilebilir. Sirius B için 1910 yılında, kütle 0,94 M☉ olarak ölçülmüştür. (daha güncel tahmin 1,00 M_☉.) Sıcak kütleler soğuk kütlelerden daha fazla ışıma yaptığı için yıldızın yüzey aydınlığı etkin yüzey sıcaklığından yani tayfından tahmin edilebilir. Eğer yıldızın uzaklığı biliniyorsa ortalama aydınlatması bilinebilir. Iki rakamın karşılaştırılması yıldızın yarıçapı verir. Bu tür muhakemeler Sirius B ve 40 Eridani B çok yoğun olması gerektiğini anlatır ve astronomları şaşırtır. Örneğin, Ernst Öpik 1916 yılında 40 Eridani B yıldızının Güneş'ten 25.000 kere daha yoğun olduğunu bulmuştur ama çok yüksek olduğu için kendisi "imkansız" diye nitelendirmiştir.

Bu derece yoğunluklar mümkündür çünkü beyaz cüceler kimyasal bağlarla bağlı atomlardan değil bağlanmamış çekirdek ve elektron plazmasından oluşur. Bu şekilde çekirdekler daha yakın bir şekilde yerleşebilirler. Ancak, Eddington, plazma soğuduğunda ve atomları iyonize tutan enerji artık olmadığında ne olacağını merak etti. Bu paradoks R. H. Fowler tarafından 1926 yılında yeni tasarlanmış kuantum mekaniği uygulamalarıyla çözülmüştür. Elektronlar Pauli Dışlama İlkesine itaat ettiği için elektronlar aynı hâli işgal edemez ve Fermi-Dirac istatistiklerine uymak zorundadırlar, 1926 yılında Pauli Dışlama ilkesini karşılayan parçacıkların istatistiksel dağılımını da tanımlamıştır. Sıfır sıcaklıktan bütün elektronların en düşük enerji seviyesinde olmasına gerek yoktur, bazıları yüksek enerji seviyesinde yer alabilir. Bu elektron hâli dejenere olarak adlandırılır ve böylece beyaz cüce sıfır sıcaklığa soğuyabilir ve yüksek enerjisini koruyabilir.

Gezegenimsi bulutsu

NGC 7293, Helis Bulutsusu

Gezegenimsi bulutsular genelde soluk nesnelerdir ve hiçbiri çıplak gözle görülemez. ilk bulunan gezegenimsi bulutsu Vulpecula takımyıldızında 1764 yılında Charles Messier tarafından keşfedilen Halter Bulutsusu'dur ve Messier nesneleri kataloğunda M27 olarak listelenmiştir. Düşük çözünürlüklü teleskoplarla yapılan erken gözlemler M27 ve sonra keşfedilen gezegenimsi bulutsular gaz devlerine benzetildi ve şimdi gezegenlerde çok farklı olduğunu bilinmesine rağmen Uranüs'ün kaşifi William Herschel "gezegenimsi bulutsu (planetary nebula)" terimini bulmuştur.

Gezegenimsi bulutsuların merkezi yıldızları çok sıcaktır. Aydınlatma gücü çok azdır yani çok küçüktürler. Sadece bir yıldız tüm yakıtını tüketirse bu kadar küçük bir boyuta çökebilir yani gezegenimsi bulutsu yıldız evriminin final aşamasıdır. Spektroskopik gözlemler, gezegenimsi bulutsuların genişlediğini gösterir yani gezegenimsi bulutsular, yıldızlar hayatlarının sonunda uzaya dış katmanlarının atılmasıyla oluşur.

Ay'ın kökeni hipotezi

George Darwin (1845-1912)

Yüzyıllardır, bilimsel hipotezler Ay'ın kökeni merakını ilerletmiştir. En eski teorilerden biri olan çift toplanma teorisi Ay'ın Dünya'nın oluşumundan artanların yörüngede toplanarak oluştuğunu söyler. Diğeri, George Darwin (Charles Darwin'in oğlu) tarafından geliştirilmiş fizyon modelidir. Bu modelde, Ay senede 4 cm kadar Dünya'dan uzaklaşır yani bir zamanlar Dünya'nın bir parçasıydı ve Dünya'nın momentumu çok daha fazla olduğu bir zamanda dışarı fırladı. Üçüncü hipotez Ay'ın dışarıdan gelip Dünya'nın yörüngesine oturmasıdır.

Apollo görevleri

Ancak bu hipotezler Apollo Projesiyle çürütüldü ve Ay'ın yaşı ve tarihine dair bir sürü kanıt sağlandı. Bu kanıtlar eski modellerin yaptığı çoğu tahmini çürütmüşlerdir. Ay'dan getirilen taşlar, Güneş Sistemi'nin başka yerlerdeki taşlarda suyun bariz az olduğunu ve öncül tarihinde Magma okyanusu olduğunu göstermiştir, bu da oluşumundan büyük bir enerji olduğunu (dolayısıyla erken Ay'ın çok sıcak olduğunu) gösterir. Ayrıca, ay taşlarındaki oksijen izotopları ikisinin Güneş bulutsusunun benzer konumunda oluşturduğunu düşündüren, Dünya'dakilerle belirgin bir benzerlik göstermiştir. Yakalama modeli izotoplardaki benzerliği açıklarken başarısız oldu (Ay başka bir Güneş Sistemi'ne ait olsaydı, izotoplar farklı olurdu), toplanma modeli ise su kaybını yeterince açıklayamadı (Ay Dünya'yla aynı şekilde oluşmuş olsaydı mineral yapısına sıkışmış su miktarı kabaca aynı olurdu). Aksine, fizyon modelinde kimyasal bileşimdeki benzerlik ve Ay'daki demir eksikliği hesaba katılırken, yüksek yörüngesel eğim ve Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegen-uydu eşlerinden daha fazla olan Dünya-Ay sisteminin açısal momentumu hesaba katılmaz.

Büyük çarpışma hipotezi

Ana madde: Büyük Çarpışma Hipotezi

Apollo görevlerinden sonraki birçok yıl boyunca, Ay'ın kökenini açıklamak için en iyi hipotez olarak ikili yığılma modeli benimsenmişti, fakat bu modelin kusurlu olduğu biliniyordu. Daha sonra 1984 yılında Hawaii'nin Kona kentinde yapılan bir konferansta, gözlemlenen tüm tutarsızlıkları açıklayan bir uzlaşma modeli oluşturuldu. İlk olarak 1976 yılında iki bağımsız araştırma grubu tarafından formüle edilen büyük çarpışma modeli, Mars büyüklüğünde dev bir gezegensel cismin, tarihinin erken dönemlerinde Dünya ile çarpıştığını varsayıyordu. Çarpmanın ürettiği aşırı ısınmış buhar, gezegenin etrafındaki yörüngeye doğru yükselerek Ay'ı oluşturmak üzere bir araya gelmiş olmalıydı. Bu durum, buhar bulutunun suyun yoğunlaşamayacağı kadar sıcak olması nedeniyle su eksikliğini; Ay'ın, Dünya'nın bir parçasından oluştuğu için bileşimdeki benzerliği; Ay'ın, Dünya'nın çekirdeğinden ziyade kabuğundan ve mantosundan oluştuğu için daha düşük yoğunluğu ve eğik bir çarpmanın Dünya-Ay sistemine büyük miktarda açısal momentum kazandırması nedeniyle Ay'ın alışılmadık yörüngesini açıklamaktadır.

Cevaplanmamış sorular

Büyük çarpışma modeli, aşırı açıklayıcı olduğu gerekçesiyle eleştirilmiştir; çünkü gelecekteki herhangi bir keşfi açıklamak üzere genişletilebilir ve bu nedenle yanlışlanamaz durumdadır. Ayrıca birçok kişi çarpışan cisimden gelen malzemenin büyük bir kısmının Ay'da toplanacağını ve dolayısıyla izotop seviyelerinin farklı olması gerektiğini, fakat böyle olmadığını iddia etmektedir. Bunun yanı sıra su gibi bazı uçucu bileşikler Ay'ın kabuğunda bulunmazken, manganez gibi diğer birçok bileşik bulunmaktadır.

Diğer doğal uydular

Eş zamanlı yığılma ve yakalanma modelleri şu anda Ay'ın varlığı için geçerli açıklamalar olarak kabul edilmese de, Güneş Sistemi'ndeki diğer doğal uyduların oluşumunu açıklamak için kullanılmıştır. Jüpiter'in Galilei uydularının eş zamanlı yığılma (co-accretion) yoluyla oluştuğuna inanılırken, Triton gibi Güneş Sistemi'nin düzensiz uydularının tamamının yakalandığı düşünülmektedir.