Vikipedi

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi

Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi, yaklaşık 4,5 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun küçük bir parçasının yerçekimi etkisiyle çökmesiyle başladı.[1] Çöken kütlenin çoğu, merkezde toplanarak Güneş'i oluştururken, geri kalanı düzleşerek gezegenlerin, uyduların, asteroitlerin ve diğer küçük gök cisimlerinin oluştuğu bir proto-gezegen diskine dönüştü.

Sanatçı gözüyle gezegen öncesi disk

Güneş Sistemi'nin ilk olarak Emanuel Swedenborg[2] tarafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra Immanuel Kant tarafından 1755 yılında genişletilen bulutsu hipotezine uygun olarak oluştuğu düşünülmektedir. Benzer bir teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak 1796'da üretilmiştir.[3] Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna da sebep olduğu düşünülmektedir.[4][5] Çok eski göktaşlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş'in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğunu kanıtlar. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş'in oluşmasını tetiklemiş olabilir.[6]

Oluşumu

değiştir

Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge[7] 7.000 ile 20.000 AB çapında[4][8] ve Güneş'in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar).[9] Bulutsu içe doğru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki atomlar artan frekanslarla çarpışmaya başladı. Hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da arttı.[4] Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 AB çapında,[4] kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir önyıldız oluştu.[10][11]

 
Işık yılları genişliğinde, güneşin oluştuğu öncül bulutsuya benzeyen, Orion Bulutsusu'nda gezegen öncesi disklerin Hubble tarafından çekilmiş görseli.

Güneş'in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi güneş kütlesine sahip T Tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir.[9] Bu diskler birkaç yüz gök birimi genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.[12]

Yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun merkezinde bulunan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı önyıldızın nükleer füzyona başlamasına yetecek miktara gelmişti. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar bu artış devam etti. İşte bu noktada güneş artık tam bir yıldız olmuştu.[13]

Geride kalan gaz ve tozdan ibaret güneş bulutsusundan çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma süreciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yer alan önyıldız çevresinde dönen toz taneleri olarak başlamaları, yavaş yavaş bir ile on metre çapında topaklar hâline gelmeleri, daha sonra çarpışarak 5 km çapında gezegenciklere dönüşmeleri ve sonraki birkaç milyon yıl boyunca çarpışmalara devam ederek her yıl kabaca 15 cm kadar büyümeleri sürecidir.[14]

 
Sanatçı gözüyle Güneş'in gelecekteki evrimi. Solda ana dizi, ortada kızıl dev, sağda beyaz cüce.

İç Güneş Sistemi, su ve metan gibi uçucu moleküllerin yoğunlaşmasına izin vermeyecek kadar çok sıcaktı, dolayısıyla oluşan gezegencikler gezegen öncesi diskin yalnızca 0,6% kütlesinden[4] ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gökcisimleri sonunda karasal gezegenler oldu. Daha ötelerde Jüpiter'in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gökcisimlerinin bir araya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı kaldı.[15]

Daha da ötede, donma hattının gerisinde, daha uçucu olan buzlu bileşiklerin katı kalabileceği yerde, Jüpiter ve Satürn gaz devi hâline geldi. Uranüs ve Neptün daha az madde yakalayabildi ve çekirdeklerinin hidrojen bileşiklerinden oluşan buzdan meydana geldiğine inanıldığı için buz devi olarak bilinirler.[16][17]

Genç Güneş enerji üretmeye başladıktan sonra güneş rüzgârı gezegen öncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru gönderdi ve böylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. T Tauri yıldızları daha kararlı ve eski yıldızlara nazaran daha güçlü yıldız rüzgârlarına sahiptir.[18][19]

Geleceği

değiştir

Gök bilimciler Güneş Sisteminin güneş anakoldan uzaklaşmaya başlayıncaya kadar bugünkü hâliyle kalacağını tahmin etmektedir. Güneş hidrojen yakıtını yaktıkça geride kalan yakıtı yakabilmek için giderek ısınır, dolayısıyla da daha hızlı yakmaya devam eder. Sonuç olarak kabaca her 1,1 milyar yılda bir yüzde on oranında parlaklığı artmaktadır.[20]

Bundan ~1.7 milyar sonra güneşin sıcaklığının artması sonucu Dünya yüzeyinde hiçbir sıvı formda su kalmayacak, bu da, yaşamın sonlanmasına neden olacak.[21] Tahminlere göre bugünden yaklaşık 6,4 milyar yıl sonra Güneş'in çekirdeği o kadar sıcak olacak ki daha az yoğun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluşmaya başlayacak. Bunun sonunda Güneş şu anki çapının 256 katı kadar genişleyecek ve bir Kırmızı dev olacaktır.[22] Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı nedeniyle soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir.

En sonunda Güneş'in dış katmanları ayrılacak ve geride olağanüstü derecede yoğun bir gökcismi olan beyaz cüce kalacaktır. Bu beyaz cüce Güneş'in ilk kütlesinin yarısına sahip olacak ancak büyüklüğü dünya kadar olacaktır.[23]

Kronolojisi

değiştir

Not: Bu kronolojideki tüm tarihler ve saatler yaklaşıktır ve yalnızca büyüklük sırası göstergesi olarak alınmalıdır.

Güneş Sisteminin oluşumu ve evriminin kronolojisi
Evre Güneş'in oluşumundan bu yana geçen süre Şu andan itibaren geçen süre (yaklaşık) Olay
Ön-Güneş sistemi Güneş Sistemi'nin oluşumundan milyarlarca yıl önce 4.6 milyar yıldan fazla bir süre önce Önceki nesil yıldızlar yaşar ve ölür, Güneş Sistemini oluşturan yıldızlararası ortama ağır elementler enjekte eder.[24]
Güneş sistemi oluşmadan ~50 milyon yıl önce 4.6 milyar yıl önce Güneş Sistemi Orion Bulutsusu benzeri bir yıldız oluşum bölgesinde oluşmuşsa, burada en büyük kütleli yıldızlar oluşur, kısa bir süre yaşar, ölür ve süpernova patlaması yaparlar. "İlkel süpernova" olarak adlandırılan belirli bir süpernova, muhtemelen Güneş Sistemi'nin oluşumunu tetikler.[25][26]
Güneşin Oluşumu ~0-100.000 yıl önce 4.6 milyar yıl önce Güneş öncesi bulutsu oluşur ve çökmeye başlar. Güneş oluşmaya başlar.[27]
100,000 – 50 millyon yıl 4.6 milyar yıl önce Güneş bir T Tauri ön yıldızıdır.[28]
100,000 – 10 milyon 4.6 milyar yıl önce 10 milyon yıl önce, ön gezegen diski içindeki gaz havaya uçtu ve dış gezegen oluşumu muhtemelen tamamlandı.[27]
10 millyon – 100 milyon yıl 4.5–4.6 milyar yıl önce Karasal gezegenler ve Ay'ın oluşumu. Dev çarpışmalar meydana gelir. Dünyaya suyun gelişi.[29]
Ana değişim evresi 50 million yıl 4.5 milyar yıl önce Güneş bir anakol yıldızı olur.[30]
200 milyon yıl 4.4 milyar yıl önce Dünya üzerindeki en eski kayalar oluşur.[29][31]
500 milyon-600 milyon yıl 4.0–4.1 milyar yıl önce Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerindeki rezonans, Neptün'ü Kuiper kuşağına taşır. Geç Dönem Ağır Bombardıman iç Güneş Sisteminde meydana gelir.[32]
800 milyon yıl 3.8 milyar yıl önce Dünya üzerindeki en eski hayat.[29][33] Oort bulutu maksimum kütleye ulaşır.[34]
4.6 milyar yıl Günümüz Güneş anakol yıldızı olarak kalır.[35]
6 milyar yıl Günümüzden 1.4 milyar yıl sonra Güneş'in yaşanabilir bölge Dünya'nın yörüngesinin dışına hareket etmesi ve muhtemelen Mars'ın yörüngesine kayması.[36]
7 milyar yıl Günümüzden 2.4 milyon yıl sonra. Samanyolu ve Andromeda Galaksisi, çarpışmaya başlar. İki gökada tamamen birleşmeden önce Güneş Sisteminin Andromeda tarafından yakalanması küçük bir şanstır.[37]
Ana değişim evresi sonrası 10 milyar ile 12 milyar yıl Günümüzden 5-7 milyar yıl sonra. Güneş, çekirdekteki tüm hidrojeni kaynaştırdı ve çekirdeğini çevreleyen bir kabukta hidrojen yakmaya başladı ve böylece ana dizi ömrünü bitirdi. Güneş, Hertzsprung–Russell diyagramı'nın kırmızı devi olarak yükselmeye başlar, çarpıcı biçimde daha parlak (2.700 kata kadar), daha büyük (250 kata kadar yarıçap) ve daha soğuk (yüzey sıcaklığı 2600 K'e kadar düşer) bir yıldıza dönüşür: Güneş artık bir kırmızı devdir. Merkür, Venüs ve muhtemelen Dünya yutulur.[38][39] Bu süre zarfında Satürn'ün uydusu Titan yaşanabilir hale gelebilir.[40]
~ 12 milyar yıl ~ Güneş, helyum yakan yatay-dal ve asimptotik-dev-dal evrelerinden geçerek, ana dizi sonrası tüm evrelerde kütlesinin toplam ~%30'unu kaybeder. Asimptotik-dev-dal evresi, dış katmanlarının bir gezegenimsi bulutsu olarak fırlatılmasıyla sona erer ve Güneş'in yoğun çekirdeğini bir beyaz cüce olarak geride bırakır.[38][41]
Güneş kalıntısı ~ 1 quadrilyon yıl sonra (1015 yıl) ~ Günümüzden 1 quadrilyon yıl sonra Güneş 5 kelvine kadar soğur.[42] Geçen yıldızların kütleçekimi gezegenleri yörüngelerinden ayırır. Güneş Sistemi yok olur.[43]

Ayrıca bakınız

değiştir

Kaynakça

değiştir
  1. ^ Bouvier, Audrey; Wadhwa, Meenakshi (Eylül 2010). "The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion". Nature Geoscience (İngilizce). 3 (9): 637-641. doi:10.1038/ngeo941. ISSN 1752-0908. 27 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Haziran 2021. 
  2. ^ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (İngilizcesi: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Cilt 1)
  3. ^ "The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System". American Philosophical Society. 1909. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2006. 
  4. ^ a b c d e "Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System". University of Arizona. 29 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006. 
  5. ^ "Our Solar System". NASA Solar System Exploration. 24 Mayıs 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Haziran 2021. 
  6. ^ Jeff Hester (2004). "New Theory Proposed for Solar System Formation". Arizona State University. 17 Temmuz 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ocak 2007. 
  7. ^ Irvine, W. M. "The chemical composition of the pre-solar nebula". Amherst College, Massachusetts. 15 Aralık 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2007. 
  8. ^ Rawal, J. J. (Ocak 1985). "Further Considerations on Contracting Solar Nebula" (PDF). Physics and Astronomy. 34 (1). ss. 93-100. doi:10.1007/BF00054038. Erişim tarihi: 27 Aralık 2006. [ölü/kırık bağlantı]
  9. ^ a b Yoshimi Kitamura (10 Aralık 2002). "Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage". The Astrophysical Journal. 581 (1). ss. 357-380. doi:10.1086/344223. Erişim tarihi: 9 Ocak 2007. [ölü/kırık bağlantı]
  10. ^ Greaves, Jane S. (7 Ocak 2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science. 307 (5706). ss. 68-71. doi:10.1126/science.1101979. 15 Ocak 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/sci;307/5706/68 
  11. ^ "Present Understanding of the Origin of Planetary Systems". National Academy of Sciences. 5 Nisan 2000. 3 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2007. 
  12. ^ Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". Science Magazine. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. [ölü/kırık bağlantı]
  13. ^ Antonio Chrysostomou and Phil W Lucas. "The formation of stars". Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire. Erişim tarihi: 2 Mayıs 2007. 
  14. ^ Peter Goldreich and William R. Ward (1973). "The Formation of Planetesimals". The American Astronomical Society. Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. [ölü/kırık bağlantı]
  15. ^ Jean-Marc Petit and Alessandro Morbidelli (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice. 27 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006. 
  16. ^ Mummma, M. J. (Haziran 2003). "Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system" (PDF). Advances in Space Research. 31 (12). ss. 2563-2575. doi:10.1016/S0273-1177(03)00578-7. 9 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 16 Kasım 2006. 
  17. ^ Edward W. Thommes, Martin J. Duncan and Harold F. Levison. "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System". Department of Physics, Queen's University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. Erişim tarihi: 2 Nisan 2007. 
  18. ^ Elmegreen, B. G. (Kasım 1979). "On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 80 (1). ss. 77-78. 12 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 11 Şubat 2007. 
  19. ^ Heng Hao (Kasım 1979). "Disc-Protoplanet interactions" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 80 (1). ss. 77-78. 7 Eylül 2006 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2006. 
  20. ^ JEFF HECHT (1994). "Science: Fiery future for planet Earth". NewScientist. 1 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007. 
  21. ^ Bjornerud, Marcia (2018). Timefulness : How Thinking Like a Geologist Can Help Save the World. Princeton, New Jersey. s. 188. ISBN 978-0-691-18453-1. OCLC 1044733767. 
  22. ^ "The fading: red giants and white dwarfs". 31 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2006. 
  23. ^ Pogge, Richard W. (1997). "The Once & Future Sun". New Vistas in Astronomy]. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından (lecture notes) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Aralık 2005. 
  24. ^ Charles H. Lineweaver (2001). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". Icarus. 151 (2): 307-313. arXiv:astro-ph/0012399 $2. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006/icar.2001.6607. 
  25. ^ Hester, J. J. (21 Mayıs 2004). "ASTRONOMY: The Cradle of the Solar System". Science (İngilizce). 304 (5674): 1116-1117. doi:10.1126/science.1096808. ISSN 0036-8075. 
  26. ^ Bizzarro, Martin; Ulfbeck, David; Trinquier, Anne; Thrane, Kristine; Connelly, James N.; Meyer, Bradley S. (25 Mayıs 2007). "Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk". Science (İngilizce). 316 (5828): 1178-1181. doi:10.1126/science.1141040. ISSN 0036-8075. PMID 17525336. 21 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Temmuz 2021. 
  27. ^ a b C. Lin, Douglas N. (Mayıs 2008). "The Genesis of Planets". Scientific American. 298 (5): 50-59. doi:10.1038/scientificamerican0508-50. ISSN 0036-8733. 
  28. ^ Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; Gounelle, Mathieu; Marty, Bernard; Morbidelli, Alessandro (27 Ekim 2006). "3. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Earth, Moon, and Planets (İngilizce). 98 (1-4): 39-95. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. ISSN 0167-9295. 
  29. ^ a b c Courtland, Rachel (2 Temmuz 2008). "Did newborn Earth harbour life?". New Scientist. 5 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Nisan 2014. 
  30. ^ Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes (2001). "Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The   Isochrones for Solar Mixture". Astrophysical Journal Supplement. 136 (2). ss. 417-437. arXiv:astro-ph/0104292 $2. Bibcode:2001ApJS..136..417Y. doi:10.1086/321795. 
  31. ^ Simon A. Wilde; John W. Valley; William H. Peck; Colin M. Graham (2001). "Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago" (PDF). Nature. 409 (6817). ss. 175-8. Bibcode:2001Natur.409..175W. doi:10.1038/35051550. PMID 11196637. 2 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 4 Eylül 2021. 
  32. ^ Gomes, R.; Levison, Harold F.; Tsiganis, K.; Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets". Nature. 435 (7041). ss. 466-9. Bibcode:2005Natur.435..466G. doi:10.1038/nature03676. PMID 15917802. 
  33. ^ "UCLA scientists strengthen case for life more than 3.8 billion years ago" (Basın açıklaması). University of California-Los Angeles. 21 Temmuz 2006. 15 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Nisan 2008. 
  34. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:astro-ph/0512256.
  35. ^ Jeff Hecht (2 Nisan 1994). "Science: Fiery future for planet Earth". New Scientist (1919). s. 14. 16 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007. 
  36. ^ Jeffrey Stuart Kargel (2004). Mars: A Warmer, Wetter Planet. Springer. ISBN 1-85233-568-8. 27 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007. 
  37. ^ Fraser Cain (2007). "When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?". Universe Today. 17 Mayıs 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Mayıs 2007. 
  38. ^ a b K. P. Schroder; Robert Connon Smith (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1). ss. 155-163. arXiv:0801.4031 $2. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. 
  39. ^ I. J. Sackmann; A. I. Boothroyd; K. E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407. 
  40. ^ Ralph D. Lorenz; Jonathan I. Lunine; Christopher P. McKay (1997). "Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon" (PDF). Geophysical Research Letters. 24 (22). ss. 2905-8. Bibcode:1997GeoRL..24.2905L. CiteSeerX 10.1.1.683.8827 $2. doi:10.1029/97GL52843. PMID 11542268. 23 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 21 Mart 2008. 
  41. ^ Bruce Balick. "Planetary nebulae and the future of the Solar System". Kişisel web sitesi. 19 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2006. 
  42. ^ Barrow, John D.; Tipler, Frank J. (1986). The Anthropic Cosmological Principle (1. bas.). Oxford University Press. ISBN 978-0-19-282147-8. LCCN 87028148. 
  43. ^ Freeman Dyson (Temmuz 1979). "Time Without End: Physics and Biology in an open universe". Reviews of Modern Physics. 51 (3). Institute for Advanced Study, Princeton New Jersey. ss. 447-460. Bibcode:1979RvMP...51..447D. doi:10.1103/RevModPhys.51.447. 

Bibliyografya

değiştir

Dış bağlantılar

değiştir
 
Wikimedia Commons'ta Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Güneş_Sistemi%27nin_oluşumu_ve_evrimi&oldid=32533721" sayfasından alınmıştır