“Gerçek şu ki: Dünya’da işleri berbat ediyoruz ve burada işimiz bittiğinde başka bir gök cisminde yaşayabileceğimiz fikrini hevesle sahipleniyoruz.” Bu ifade, bu seneki Nobel fizik ödülünün sahiplerinden biri olan ve Güneş türünde bir yıldızın yörüngesinde dönen ötegezegen keşifleri nedeniyle bu ödüle layık görülen astrofizikçi Michel Mayor’un fikri.
“Ötegezegenlerden(Güneş sistemi dışındaki gezegenler) bahsediyorsak daha net konuşmalıyız: Oralara göç etmeyeceğiz.” diyor Mayor, Agence France-Presse’ye verdiği röportajda. “Eğer bir gün Dünya’da yaşam mümkün olmazsa başka gezegenlere gideriz.” argümanlarını bitirmesi gerektiğini düşündüğünü söylüyor.
Bilinen bütün ötegezegenlere ulaşmanın çok zor olduğunu belirtiyor. “En iyimser bakış açısıyla bakarsak yaşamaya elverişli gezegenler o kadar da uzakta değil. Mesela birkaç ışık yılı uzak diyelim, ki bu çok da uzak sayılmaz; hala mahallemizde sayılır, ama oraya gitmek için gereken zaman kayda değer derecede fazla.” diye devam ediyor Mayor.
1995 Ekiminde Didier Queloz ile beraber yaptıkları ilk ötegezegen keşfi nedeniyle bu sene Nobel ödülünün yarısını paylaştılar. Güney Fransa’daki Haute-Provence Gözlemevinde o dönem yeni geliştirilmiş olan cihazları kullanarak Jüpiter’e benzer bir gaz devi gezegen keşfettiler ve ismini de 51 Pegasi b. koydular.
O zamandan beri Samanyolu Gökadası’nda 4 binden fazla ötegezegen keşfedildi, ama görünen o ki hiçbiri ulaşılabilecek mesafede değil.
Kaliforniya Üniversitesi’nden Gezegen Astrofiziği profesörü Stephen Kane de Mayor ile aynı fikirde. “Üzücü gerçek şu ki, insanlık tarihinin bu safhasında bütün yıldızlar bize sonsuz uzaklıkta. Dünya’nın uydusuna ulaşmakta bile, insanlar olarak zorlanıyoruz.” diyor Kane.
“Önümüzdeki 50 yıl içerisinde Mars’a insan gönderebiliriz belki, ama insanlık gelecek birkaç yüzyıl içerisinde Jüpiter’in yörüngesine gidebilse gerçekten çok şaşırırdım.” diyor Kane. Güneş Sistemi dışındaki en yakın yıldızın uzaklığı, Jüpiter’e olan uzaklığımızın 70 bin katı olduğu için “şu anda bütün yıldızlar bize ulaşılamaz uzaklıkta.”
Tabii, insanlar diyebilir ki: Ulaşana kadar her şey ulaşılmaz geliyordu, kıtalar arası uçuşlar gibi. Fakat “Bu durumda yıldızlara ulaşmak için gerekli olan fiziğe hakim değiliz, ki eğer varsa: Kütle, ivme ve enerji arasındaki ilişkide kökten bir değişime ihtiyacımız olacak.” diye ekledi Kane.
“Sonuç olarak işte burada Dünya’dayız, ve çok uzun bir zaman bunun değişmesi olası değil. Gezegenimize iyi bakmalıyız, o çok güzel ve kesinlikle hala yaşanılabilir.” diyor Mayor, AFP’ye.
Kaliforniya’daki Foothill Koleji Astronomi Bölümü eski başkanı Andrew Fraknoi de yakın gelecekte bu yıldızlara ulaşamayacağımıza katılıyor ama ekliyor: “Ben asla, yıldızlara ve yaşanabilir gezegenlere hiçbir zaman ulaşamayacağımızı söylemezdim. Kim bilir teknolojimiz 1 milyon yıllık bir süre içinde nasıl evrilecek. “
Hepinizin bildiği üzere 2019 Nobel Fizik Ödülü sahipleri açıklandı. Fizik Bölümü hocalarımızdan Prof. Dr. Bayram Tekin ve Doç. Dr. Sinan Kaan Yerli, “fiziksel kozmolojideki teorik keşifleri” ve “güneş türünde bir yıldızın yörüngesinde dönen öte gezegen keşiflerinden” dolayı 2019 Nobel Fizik Ödülü’ne layık görülen James Peebles, Michel Mayor ve Didier Queloz’ın çalışmalarından bahsedeceklerdir. Etkinliğimiz, 17 Ekim 2019 Perşembe saat 12.40’ta U3 amfisinde gerçekleşecektir. Hepinizi etkinliğimize bekleriz.
Hep birlikte Güneş Sistemi’nin en sonundaki mavi gaz devine doğru bir yolculuğa çıkalım! Plüton, 2006 senesinde Uluslararası Astronomi Birliği’nin aldığı kararla cüce gezegen olarak tanımlanmaya başlandı ve böylece Neptün, Güneş Sistemi’nin 8. ve son gezegeni haline geldi. Mavi rengini kırmızı ışığı absorbe eden metan gazından alan gezegenimiz, ismini de Roma deniz tanrısı olan Poseidon’dan alıyor. Güneş Sistemi’nde Dünya dışındaki tek mavi gezegen olmasıyla Dünya’ya görünüş olarak benziyor ancak -200 dereceleri bulan sıcaklığı ve gazdan oluşması nedeniyle yaşama elverişli bir gezegen değil. Kendi ekseni etrafındaki dönüşünü 18 saat gibi kısa bir sürede tamamlamasının sebebi ise az yoğunluklu hidrojen, helyum ve metan gazlarından oluşuyor olması. Neptün, Güneş Sistemi’nin 4.en büyük ama 3.en ağır gezegeni olarak biliniyor. Komşusu Uranüs’ten daha küçük ama daha ağır oluşunun sebebi ise çekirdeğinin ağır kayalardan ve metallerden oluşuyor olması. Neptün’ü Dünya’mızla karşılaştırarak büyüklüğünü daha iyi anlayabiliriz: Neptün’ün genişliği Dünya’nın 4 katıyken ağırlığı Dünya’nınkinin 17 katı, Güneş’e uzaklığı Dünya’nınkinin 30 katı (30 Astronomik Birim). Plüton’un eliptik yörüngesi yüzünden, Neptün’ün Güneş etrafındaki yörüngesi bazen Plüton’dan bile daha geniş olabiliyor! Neptün, Güneş etrafındaki bir turunu 165 senede tamamlıyor, kendi etrafında bir turunu ise sadece 18 saatte tamamlamasının sebebi katı bir kütleden oluşmuyor olması. Neptün’e şu ana kadar sadece 1 uzay aracı gönderildi, hem de gözlemlenmesinden 143 sene sonra!
Mavi gezegen”in Voyager 2 tarafından çekilen ilk fotoğrafı (1989).
Nasıl Keşfedildi?
Soldan sağa: Le Verrier, Adams, Galle.
1612 senesinde Galileo, Neptün’ü gözlemlemeyi başardı ancak uzaklığı ve Güneş çevresindeki dönüşünün çok uzun sürmesinden dolayı, gökyüzünde sabit bir nokta olduğunu düşünerek Neptün’ü yıldız sandı! Eğer gözlemlerine devam etseydi, Güneş etrafında hareket ettiğini fark edebilirdi, ancak Neptün’ü uzak, sönük bir yıldız olarak tanımladı ve üzerine fazla uğraşmadı.
1781 yılında Uranüs’ün keşfinden sonra birçok astronom, bulunması gereken teorik konumu hesapladı. 20’den fazla hesaplama, Uranüs’ün hareketinin Newton’ın hareket yasalarına uygun olmadığını gösterdi. Bazı bilim insanları, Uranüs’ün arkasında bir gezegenin daha olduğu ve Uranüs’ün hareketini etkilediği fikrini ortaya attılar. 1843 yılında İngiliz matematikçi John Couch Adams, Uranüs’ün ötesindeki bu gizemli gezegenin hareketini hesaplamak için kolları sıvadı.
1845 yılında ise Fransız astronom Urbain-Jean-Joseph Le Verrier, Adams’tan habersiz olarak aynı çalışmayı yapmaya başladı.
1846 yılının ortalarına doğru ise ünlü astronom William Herschel’in oğlu John Herschel, bu hesaplamalardan yola çıkarak gözlemler yapma isteğini James Challis isimli astronoma söyledi. Cambridge Gözlemevi’nde çalışan James Challis, gökyüzünü detaylıca tarayarak gizemli gezegeni gözlemleme çalışmasına başladı. Bu çalışma çok uzun ve zahmetliydi, çünkü elinde taradığı bölgedeki yıldızların haritası yoktu. Yani gökyüzündeki hareketi çok yavaş olan Neptün, rahatlıkla yıldızlarla karıştırılabilirdi. Bu yüzden Challis, taradığı bölgedeki tüm yıldızların haritasını çıkardı ve geceler boyunca gözlemleyerek hareket edip etmediklerini gözlemledi.
Bu sırada Fransız hükumeti, Le Verrier’in çalışmalarının zaman kaybı olduğunu iddia ederek ona kaynak yardımında bulunmadığından Le Verrier, Alman astronom Johann Gottfried Galle’ye çalışmalarından bahsetti. Yine 1846 yılında Galle ve asistanı d’Arrest, geceleri o bölgeyi izleyerek sonunda Neptün’ü gözlemlediler!
Güneş Sistemi’nde yeni bir gezegen bulunması dünyada şok etkisi yarattı. Neptün’ü Fransız vatandaşı Le Verrier ve İngiliz vatandaşı Adams’tan hangisinin bulduğu uzun süre tartışıldı, hatta o dönemde zaten gergin olan Fransız-İngiliz ilişkilerinde de sorunlar yarattı. Günümüzde ise iki bilim insanı da, gözlemi yapan Galle de keşiflerinden ötürü hak ettikleri taktiri kazandılar. Sonra anlaşıldı ki Le Verrier ve Adams çok şanslıydılar, çünkü Neptün’ün bu konumu bir daha ancak 165 sene sonra gözlemlenebilecek bir olaydı! Yani Neptün eğer 1846’da gözlemlenememiş olsaydı, Güneş Sistemi’mizdeki son gezegenin varlığını belki de ancak 2011’de öğrenebilecektik.
“Neptün” İsmi Nereden Çıktı?
Keşfedilmesinden sonra Neptün’e ilk önce “Uranüs’ün ötesindeki gezegen” ya da “Le Verrier’in Gezegeni” dendi. Fransa hükumeti, her ne kadar önce Le Verrier’in çalışmalarını desteklememiş olsa da, Neptün keşfedildikten sonra bu başarının Fransa’ya ait olduğu ve gezegenin isminin Le Verrier konması gerektiği konusunda ısrarcıydı. Güneş Sistemi’ndeki Dünya hariç tüm gezegenlerin ismi Yunan ve Roma mitolojisinden geldiği için, yeni gezegenin de isminin bu geleneğe uygun olarak isimlendirilmesi gerektiği düşünüldü.
Neptün’ü ilk gözlemleyen bilim insanı olan Galle, Roma mitolojisinde savaş ve barışı başlatma tanrısı olan Janus ismini önerdi. Neptün’ün mavi rengini de göz önünde bulundurarak Yunan mitolojisinde nehirlerin, ırmakların, denizlerin tanrısı olan Oceanus ismini öneren başka bilim insanları da oldu, ancak bu öneriler kabul edilmedi ve son söz hakkı Le Verrier’e verildi. Le Verrier ise Roma mitolojisinde denizlerin tanrısı olan Neptün ismini önerdi ve Neptün ismi kabul edildi. Uluslararası Astronomi Birliği’nin kurallarına göre, Neptün’ün yeni bulunan uydularına da Yunan ve Roma mitolojisinden isimler verilecekti.
Neptün’ün Yüzeyi ve İç Yapısı
Neptün’ün içten yüzeye doğru katmanları: çekirdek, buz katmanı, atmosfer, üst atmosfer.
Neptün’ün buz, metal ve kayalardan oluşan Dünya boyutlarındaki çekirdeğinin üzerindeki buz katmanı ise su, amonyak ve metandan oluşuyor. Buz katmanının kütlesi ise Dünya’nın 15 katı civarında ve bazı astronomlar tarafından “su-amonyak okyanusu” olarak da adlandırılıyor.
Neptün’ün merkezindeki basıncın Dünya’dakinin 2 katı olduğu biliniyor. Neptün’ün yüzeyinden 7,000 kilometre derinlikte ise yüksek basıncın etkisiyle metanın elmasa dönüşüp dolu taneleri gibi Neptün’ün çekirdeğine doğru yağdığı tahmin ediliyor.
Buz katmanının üzerinde ise atmosfer ve bulut tabakası bulunuyor. Neptün’ün yüzeyi katı olmadığı için, kendi etrafındaki dönüşü de birbiriyle senkronize olmuş halde değil. Kutuplara yakın bölgeleri kendi çevresindeki bir turunu 12 saatte atarken, ekvator bölgesi kendi çevresindeki bir turunu 18 saatte tamamlıyor.
Neptün’ün Atmosferi
Neptün’ün “Büyük Kara Leke”si ve altındaki “Büyük Mavi Leke”
Neptün’ün atmosferi, toplam ağırlığının sadece %5 kadarını oluşturuyor ve buna rağmen basıncı, Dünya’nın atmosfer basıncının 100,000 katı! Atmosfer çoğunlukla hidrojen, helyum ve çok az da metan gazından oluşuyor. Metan gazı atmosferin sadece %2’sini oluşturmasına rağmen, Neptün’e parlak mavi rengini veriyor. 1989 yılında Neptün’de oluşan Büyük Kara Leke, Voyager 2 uzay sondası tarafından keşfedildi. Üst atmosferinde saatte 2,000 kilometre hızlara ulaşan rüzgarların oluşturduğu leke, Ay’ın sığabileceği büyüklükteydi. Büyük Kara Leke, 1989’da Voyager 2 tarafından gözlemlendikten 5 sene sonra Hubble Uzay Teleskobu Neptün’e çevrildiğinde ise ortada yoktu! Bu da bize Neptün’deki fırtınaların kısa ömürlü olduğunu gösterdi.
Neptün’deki fırtınalar, Güneş Sistemi’ndeki en hızlı fırtınalar olarak biliniyor. Karşılaştırma yapacak olursak, Dünya’daki en hızlı fırtınaların hızı saatte 400 kilometreye ulaşabiliyor. Peki neden en hızlı fırtınalar Neptün’ün yüzeyinde oluşuyor? Gaz devlerinin devasa kütleye sahip çekirdekleri oldukça sıcak, ve gaz yapılarından dolayı bu sıcaklık yüzeye doğru yayılıyor. Neptün’ün iç sıcaklığı atmosferine yayılıp bu hava olaylarını tetikliyor. Böylece Neptün, Güneş’ten Dünya’nın aldığının 900 katı daha az enerji almasına rağmen yüzeyinde aktif hava olayları gerçekleştirebiliyor. Neptün’ün stratosferinde karbon monoksit ve hidrojen siyanür bulunması ve sıcak çekirdeği nedeniyle Neptün’ün atmosferi, Uranüs’ten daha sıcak olarak ölçülüyor, hem de Neptün, Güneş’ten Uranüs’ün aldığının %40’ı kadar enerji almasına rağmen!
Neptün’de Sıcaklık
Neptün’ün eksen eğikliği, 28 derece ile Dünya’ya benzerlik gösteriyor (23 derece), bu da demek oluyor ki Neptün’de de mevsim geçişleri yaşanıyor! Ancak Güneş’ten uzaklığı sebebiyle bu mevsim geçişleri yaklaşık 40 sene içinde değişiyor. Eksen eğikliği, Neptün’ün güney kutbunun biraz daha sıcak olmasına yol açıyor (kuzey kutbu -214 dereceyken güney kutbu -212 derece). Çünkü güney kutup bölgesi şu sıralar Güneş’e doğru çevrilmiş durumda. Kuzey kutup bölgesi Güneş’e doğru döndüğünde ise kuzey kutbunda “yaz” yaşanacak.
Tüm gaz devlerinde olduğu gibi, Neptün’ün de çekirdeğine doğru sıcaklığı artıyor. Hatta çekirdeğinde sıcaklık 7,000 dereceye ulaşabiliyor (Dünya’nın çekirdeğinin sıcaklığının 6,000 derece, Güneş’in yüzey sıcaklığının ise 5,500 derece olduğunu düşünerek karşılaştırma yapabiliriz).
Neptün, Güneş’ten Uranüs’ün aldığı enerjinin %40 kadarını almasına ragmen, yüzeyleri hemen hemen aynı sıcaklıkta. Bunun nedeninin Neptün’ün sıcak çekirdeği ve stratosferindeki karbon monoksit ve hidrojen siyanür bulunması olduğu biliniyor. Çünkü Neptün, Güneş’ten aldığı enerjinin 2.6 katını çevresine yayıyor!
Triton ve Diğer Küçük Uydular
Bu fotoğrafta Triton’un yörüngesinin, diğer küçük uydulardan ne kadar geniş olduğunu görebiliyoruz.
Neptün’ün 14 uydusunun olduğu biliniyor. Uydularının hepsi, isimlerini Yunan mitolojisinde Poseidon veya su ile ilgili tanrılardan alıyorlar. En büyükleri olan Triton’un, Güneş Sistemi’nin en soğuk yeri olduğu tahmin ediliyor. Kuiper Kuşağı’nda dolanan bir gezegenken Neptün’ün çekimine kapılarak yörüngesine girdiği düşünülen bu uydu, Güneş Sistemi’ndeki kendi gezegeninin yörüngesinin tersine doğru dönen tek büyük uydu. Bu, Triton’un uzaklardan gelerek Neptün’ün yörüngesine girmiş bir cüce gezegen olduğu iddiasını güçlendiriyor. Çünkü ters yörüngesi olan uyduların, başka bir yerlerden gezegenlerin çekim gücüne kapılmış ya da bir çarpışma yoluyla ters yöne dönmeye başlamış oldukları düşünülüyor. Triton, Güneş Sistemi’nde atmosferi olan 4 uydudan biri, ancak Güneş’ten çok uzak olması nedeniyle sıcaklığı -230 derece civarı; yani yaşama elverişli bir uydu değil. Triton, Neptün’ün uydularının toplam kütlesinin %99.5’ini oluşturuyor. Triton öyle kolay gözlemlenmişti ki, Neptün’ün keşfinden sadece 17 gün sonra bulundu! Plüton’un gezegenlikten çıkarılmasında da Triton’un payı var. Triton ve Plüton’un neredeyse aynı boyutta olmaları bunda rol oynamış bir keşif olarak biliniyor.
Neptün’ün ikinci en büyük uydusu ise Voyager 2 uzay aracı tarafından keşfedilen Nereid. Nereid, Güneş Sistemi’ndeki en eliptik yörüngeye sahip uydu olarak tanınıyor. Örnek vermek gerekirse, eccentricity (dışmerkezlik) oranı Triton’da 0.0003 iken Nereid’te 0.7507 olarak hesaplanıyor. Nereid’in yörüngesi öyle eliptik ki, Neptün’e en uzak konumundayken Neptün’e uzaklığı, en yakın konumundan 7 kat daha fazla oluyor.
Neptün’ün Triton dışındaki uyduları çok küçük, hatta küresel bir şekle sahip olacak kadar bile büyük olmayan, yani eğri büğrü şekillerde uyduları mevcut. Bazı uyduları ise, hem boyutları hem de Dünya’dan uzaklıkları sebebiyle uzun süre gözlemlenemedi. Mesela sadece 17 kilometre çapındaki Hippocamp uydusu ancak 2013 yılında keşfedilebildi! Hippocamp’ın ilginç bir özelliği var. İlk keşfedildiğinde NASA tarafından “orada olmaması gereken uydu” olarak tanımlandı! Çünkü yörüngesi, kendisinden kat kat büyük olan Proteus uydusuna çok yakındı, yani Hippocamp’ın Proteus’un yörüngesine kapılması gerekirdi. Bu yüzden Kuiper Kuşağı’ndan gelen asteroid yağmurlarıyla birlikte, Proteus’un parçalanıp Hippocamp’ı oluşturduğu tahmin ediliyor. Aslında Neptün’ün uydularının kaderini değiştiren şey, Triton uydusunun Kuiper Kuşağı’nda dolanırken Neptün’ün yörüngesine girmesi olarak biliniyor, çünkü diğer küçük uyduların Neptün yörüngesine girmesini sağlayan büyük bir etkenin de Triton’un varlığı olduğu düşünülüyor.
Neptün’ün de Halkaları Var!
Adams halkasının üç belirgin yayı: Liberty, Equality, Fraternity.
Neptün hakkında fazla bilinmeyenlerden biri de Neptün’ün buzlardan oluşan halkaları! Halkaların varlığı ancak 1989 yılında Neptün’ü ziyarete giden Voyager 2 uzay aracı sayesinde keşfedildi. Halkalarının isimleri Neptün gezegeni üzerinde çalışmış bilim insanlarının anısına (en içten dışa doğru) Galle, Le Verrier, Lassell, Arago ve Adams halkaları olarak adlandırılıyor. Yani sonunda Neptün üzerine çalışma yapan tüm bilim insanları hak ettikleri taktiri elde ettiler diyebiliriz!
Halkaların en az %20’si tozdan oluşuyor. Geri kalanı ise küçük kaya parçacıklarından oluşan bu halkaları ayırt etmek çok zor; çünkü hem yoğunlukları az, hem de çok karanlıklar. Bazı astronomlar, halkaların Neptün’e göre çok genç olduğunu ve bir uydusunun parçalanmasıyla oluştuğunu düşünüyor.
En dışarıdaki halka olan Adams halkası, en az genişliğe sahip (35 kilometre) olmasına rağmen en dikkat çekici halka olarak biliniyor. Nedeni ise halkanın normal kısımlarından daha parlak görünen “yay”lar! Bu yayların, Neptün’ün Galatea uydusunun çekimiyle oluşan toz yığınları olduğu biliniyor. Adams halkasının beş tane yayı var ve bu yayların üç tanesi Liberty, Equality, Fraternity (Özgürlük, Eşitlik, Kardeşlik) olarak isimlendiriliyor.
Voyager 2’nin Ziyareti
1977’de çekilen bu fotoğrafta NASA’da çalışan mühendisler, Voyager 2 uzay aracının kontrollerini yapıyor.
Dünya’dan yapılan gözlemler, en iyi koşullarda bile hem Neptün’ün Dünya’dan ve Güneş’en uzaklığı nedeniyle, hem de Dünya’nın atmosferi nedeniyle çok zor oldu. Neptün’ün Güneş’e uzaklığı Dünya’nınkinin 30 katı olduğundan, yüzeyindeki aydınlanma Dünya’dakinden 1,000 kat daha azdı ve gezegen çok soluk görünüyordu. 1977 yılında aslında Satürn ve Jüpiter’i gözlemleme göreviyle fırlatılan Voyager 2 uzay aracı, Uranüs ve Neptün’e doğru da yol aldı ve Neptün’le etkileşime geçen ilk ve tek uzay aracı oldu. Voyager 2, 1989 yılında Neptün’ün yarıçapını, manyetik alanını hesaplamakla kalmayıp aynı zamanda Neptün’ün halkaları olduğunu doğruladı, Güneş Sistemi’ndeki en hızlı rüzgarları saptadı ve 6 tane yeni uydusunu keşfetti.
Neptün, Voyager 2 uzay aracının son durağı olduğundan, bilim insanları risk almaktan çekinmediler ve Voyager 2’yi Neptün’e hiçbir gezegenin yüzeyine yaklaştırmadıkları kadar yaklaştırdılar. Voyager 2, Neptün’ün kuzey kutbuna 5,000 kilometre kadar yaklaştı, birkaç saat sonra ise en büyük uydusu Triton’un 40,000 kilometre yakınından geçerek bize Triton’un ilk fotoğraflarını getirdi.
Neptün hakkında daha detaylı fotoğraflara yakın gelecekte ulaşamayacağız gibi görünüyor. Çünkü maalesef şimdilik Neptün’e başka bir uzay aracı gönderme planımız yok. Belki bir gün…
ODTÜ AAT olarak 16-17 Temmuz’da düzenleyeceğimiz Hakkı Ögelman Gözlem Geceleri’nden önce size Türkiye’nin önemli deneysel gök bilimcilerinden biri olan Hakkı B. Ögelman’dan bahsetmek istedik.
8 Temmuz 1940 tarihinde İstanbul’da doğan Hakkı B. Ögelman, lise eğitimini Robert Kolej’de tamamladıktan sonra üniversiteyi okumak üzere ABD’ye gitmiş ve Indiana’daki DePauw Üniversitesinde Fizik eğitimini 3 yılda bitirip mezun olmuştur. Daha sonra yüksek lisans ve doktorasına Cornell Üniversitesinde devam etmiştir. Doktora çalışması için uzaydaki temel parçacıkların radyoaktif bozunumundan kaynaklanan en yüksek enerji düzeyindeki gama ışınlarını ölçmek için bir balon deneyinde uçmuş ve sonrasında “Search for Discrete Sources of High Energy Cosmic Gamma Rays” başlıklı teziyle 1966 yılında Cornell Üniversitesi’nden mezun olmuştur.
Doktora sonrası çalışmasını Avustralya’da Sydney Üniversitesinde yaptıktan sonra NASA Goddard Uzay Uçuş Merkezine dönmüş ve burada astronomik gama ışın kaynakları üzerine bir dizi makale yazmıştır. 1969 yılında Türkiye’ye gelerek ODTÜ’de göreve başlamış ve 1970’de Fizik Bölümü Başkanı olmuştur. ODTÜ’de Yüksek Enerji Astrofiziği Grubunu kurmuş; öğrencileriyle birlikte bölüm çatısına, Ege Üniversitesi Gözlemevi’ne ve Gaziantep ODTÜ yerleşkesine kurduğu deney ekipmanlarıyla süpernovalardan gelen yüksek enerjili ışınımın atmosferde oluşturduğu ışığı izleyip süpernova yakalamıştır.
1974-1975 yılları arasını tekrar NASA Goddard Uzay Uçuş Merkezinde geçirdikten sonra ODTÜ’ye geri dönen Ögelman, aynı sene içinde TÜBİTAK Bilim Kurulu’na alındı. Ardından 1977 yılında Çukurova Üniversitesine geçti ve burada Temel Bilimler Fakültesi Dekanı olarak çalıştı. Üniversitede bir Güneş Evi ve Güneş Havuzu kurarak yerel tarım ve ekonomiyi destekleyecek çalışmalar yaptı.
1985 yılında Münih’e taşınıp Garching’deki Max-Planck Enstitüsünde göreve alınmış ve ROSAT X-ışınları gözlem uydusuyla çalışmıştır. Burada kaldığı 6 yıl boyunca Türkiye’den öğrenci ve meslektaşlarını da bu çalışmalara katmıştır. Bu çabası dünyaca tanınan bir yüksek enerji astrofizik grubunun kurulmasına önayak oldu.
1991 yılının başında Madison, ABD’ye taşınmış ve Wisconsin Üniversitesinde yeni bir çalışma grubu kurarak hayatının en verimli çağını yaşamaya başlamıştır. Burada ROSAT ile birlikte çalışarak nötron yıldızları ve novaları ile ilgili yeni keşifler yaptı ve Wisconsin Üniversitesinde 2011 yılının Mart ayına kadar ders verdi. Fakat yemek borusu kanseriyle birkaç ay mücadele etmesinin ardından 4 Eylül 2011 tarihinde Austin, Teksas’ta hayata gözlerini yumdu.
Hakkı Ögelman, Türk astronomi camiasına çok önemli katkılar yaptı. TÜBİTAK Ulusal Gözlemevinin (TUG) kuruluşuna giden yolda bütün astronomi ailesinin katıldığı yer seçimi çalışmalarından, TÜBİTAK desteğinin sağlanmasına; 150 cm’lik Rus-Türk teleskopunun temininden, gözlemevinin açılmasına kadar öncü rol oynadı. ABD, Namibya ve Avustralya’da kurulu ROTSE robotik teleskopunun dördüncüsü onun sayesinde TÜBİTAK Ulusal Gözlemevine getirildi.
Bir gaz devi olan Jüpiter ismini Tanrıların Kralı Jupiter’den alır. Güneş , Ay ve Venüs’ten sonra gökyüzündeki en parlak cisim olan Jüpiter aynı zamanda Dünya’dan çıplak gözle görülebilen 5 gezegenden biridir. Güneş’ten yaklaşık 778.330.000 km (5.2 AB) uzaklıkta bulunmaktadır ve bu uzaklıkla Güneş’ten uzaklığa göre gezegen sıralamasında 5. sırada yer almaktadır. Ayrıca Jüpiter Güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Kendi çevresinde 1 tur dönüşünü 9.9 saatte tamamlamasından dolayı Güneş Sistemi’ndeki en kısa gün süresine sahiptir. Güneş çevresinde 1 tur atması ise 11.9 yılını alır. Sanılanın aksine halka sistemine sahip olan tek gezegen Satürn değildir ve Jüpiter de Satürn halka sistemine benzeyen ama daha soluk olan bir halka sistemine sahiptir.
Fiziksel Özellikler ve Yapı
Bir gaz devi olduğu için katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter Güneş Sistemi’ndeki en büyük gezegen olup Güneş Sistemi’ndeki gezegensel kütlenin %70’ini tek başına oluşturmaktadır. Buda Jüpiter’in tek başına Güneş Sistemi’nde bulunan diğer 7 gezegenin toplam kütlesinden yaklaşık 2.5 kat daha ağır olduğu anlamına gelmektedir. Kütle olarak Dünya’nın 318 katı kütleye sahip olan Jüpiter hacim olarak ise içine yaklaşık 1300 tane Dünya sığdırabilir. 71.492 kilometre uzunluğundaki yarıçapı Dünya’nın yarıçapından 11.2 kat daha büyük iken Güneş’in yarıçapından ise sadece 10 kat küçüktür. Devasa büyüklüğüne ve muazzam iç basıncına rağmen yoğunluğu sadece 1330 kg/m^3 olan Jüpiter dev gezegenler arasında en yoğun 2. gezegen olsa da diğer 4 karasal gezegenden daha az yoğundur. Yüzey kütle çekimi ise Dünya’dan 2.54 kat büyük olup bu çekimden kaçarak gezegenden çıkmak için ise 60km/s hıza çıkılması gerekmektedir.
Jüpiter’in katmanları. Telif hakkı: NASA
Dış Görünüş
Jüpiter’in dış katmanlarının neredeyse tamamen şeffaf gaz ve katı damlacıklardan oluşması görsel açıdan renk zenginliği sağlamasına rağmen gezegen üzerinde ekvatora paralel olarak uzanan daha koyu kuşaklar ve aydınlık bölgeler görülebilmektedir. Bu bölgelerin en büyük ve ünlüsü ise en az 350 yıldır gezegende dönen bir bulut deseni olan Büyük Kırmızı Lekedir. Jüpiter’in renkleri kızıl pembeden mavimsi griye kadar değişiklik gösterebilir ama bu renkler Dünyadaki kadar canlı renkler değildir. Gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görünüme sahiptir. Kutup çapı ekvatoral çapına göre %6 daha kısadır.
Atmosfer
Jüpiter güneş sistemindeki en büyük gezegensel atmosfere sahip gezegendir. Gezegenin katı bir yüzeyi olmadığı için atmosferin tabanı genellikle atmosfer basıncının 1 bara eşit olduğu nokta olarak kabul edilir.
Kimyasal Yapı
Atmosferinin %99.9 unu hidrojen molekülleri ve helyum atomları oluşturur. Güneş ve diğer yıldızların oranlarına benzer şekilde her 4 kg hidrojene 1 kg helyum bulunmaktadır. Hidrojen çokluğu diğer hidrojen bileşiklerinin eser miktarlarda bulunmasına sebep olmaktadır. Metan (CH4) ve amonyak (NH3) Jüpiter’in atmosferinin yaklaşık %0.1 lik kısmını oluştururken diğer hidrojen bileşikleri olani su buharı (H2O) , asetilen (C2H2) , etan (C2H6) ve propan (C2H8) çok daha küçük bir dilimi oluşturmaktadır.
Bulut Yapıları
Jüpiter, amonyak kristalleri ve amonyum hidrosülfitten oluşan bulutlarla çevrilidir. Bulut tabakası sadece 50 km derinliğindedir ve en az 2 katmandan oluştuğu düşünülmektedir. Amonyak katmanının altında ince bir su bulutu tabakası olabileceği düşünülmektedir. Bu su bulutu katmanı fikrini destekleyen olay ise Jüpiter’in atmosferinde tespit edilen şimşek çakmalarıdır. Bu elektriksel boşalmalar Dünya’dakilerden 1000 kat daha güçlü olabilir.
Büyük Kırmızı Nokta ve Diğer Fırtınalar
Jüpiterin en çok tanınan özelliklerinden biri 1665 yılından beri varlığı bilinen bir fırtına olan Büyük Kırmızı Nokta’dır. 16.350 kilometre genişliği ile Dünya’nın çapından 1.3 kat daha büyük olan bu nokta gezegenin ekvatorunun 22 derece güneyinde yer almakta olup büyüklüğü sayesinde teleskoplar yardımı ile Dünya’dan gözlemlenebilmektedir. Ayrıca Hubble Uzay teleskobu sayesinde bu noktaya bitişik 2 küçük kırmızı nokta daha gözlemlenebilmiştir. Büyük Kırmızı Nokta bazı matematiksel modeller tarafından gezegenin kalıcı bir özelliği olarak gösterilsede , gözlemler bu noktanın her geçen yıl daha da küçüldüğünü ortaya koymaktadır.
Bu tarz fırtınaların görülmesi Jüpiter gibi gaz devlerinde nadir bir özellik olmamakla birlikte , Jüpiter kahverengi ovaller ve beyaz ovaller olarak farklı fırtınalara sahiptir. Beyaz ovaller üst atmosferde bulunan daha soğuk bulutlardan oluşurken , kahverengi ovaller daha sıcaktır. Fırtınalar saatler kadar kısa sürebilirken , yüzyıllar boyunca da devam edebilir.
Sıcaklık
Jüpiter’de sıcaklık farklılıkları gözlenebilmektedir. Gezegenin sıcaklığındaki bu farklılıklar bulutlarının derinlik farklılığından kaynaklanmakta olup bulutların çoğunluğunun bulunduğu troposfer tabakasında yükseklere çıkıldıkça sıcaklık düşmektedir. Bu da göstermektedir ki soğuk bulutlar troposferin üstünde bulunurken daha sıcak bulutlar atmosferin aşağılarında bulunmaktadır. Büyük kırmızı noktanın ve beyaz ovallerin soğuk olmalarına ise bulutlarının yükselen gaz sütunlarının üstünde bulunması sebep gösterilmektedir.
Atmosferdeki Renkler
Sülfür, sodyum , fosfor bileşikleri ve kompleks organik moleküller gibi bir çok materyal Jüpiter’in bulutlarının renklerinin oluşumları için düşünülmesine rağmen farklı bileşiklerinin aynı rengi üretebilmesinden dolayı renklerden hangi moleküllerin sorumlu olduğu hakkında kesin bir bilgi elde etmek oldukça zordur. Gezegenin bulutlarında kesin olarak bulunduğu bilinen tek renkli molekül ise Galileo sondası tarafından keşfedilen Fosfin’dir (PH3). Diğer renkli bileşiklerin oluşumunda Güneş kaynaklı ultraviyole radyasyonun emilimi sonucunda oluşan kimyasal tepkimelerin bir önemi olabileceği düşünülse de , bu renkli bileşiklerin nasıl oluştuğu hakkında kesin bir bilgi yoktur. Bu renkli moleküllerin Jüpiter’in bulutlarında gözlemlenen kahverengi , mavi, kırmızı ve turuncu renklerini oluşturabilmesi çok küçük miktarlarda bulunması yeterlidir. Bu yüzden bulutların büyük oranda renksiz (beyaz) damlacıklar ve kristaller olan amonyak , amonyum hidrosülfit ve sudan oluştuğu düşünülmektedir.
İç Yapı
Düşük yoğunluğu sebebiyle Jüpiterin iç yapısı çoğunlukla en hafif elementler olan hidrojen ve helyum oluşur. İç sıcaklığının çok yüksek olduğu ve yaklaşık 20.000 kelvin olduğu düşünülmektedir. Merkezindeki basınç ise yaklaşık dünyanın 14 katı olup 50 Mb’dir. Ortalama yoğunluğu düşük olsa bile bu yoğunluk gezegenin tamamen hidrojen ve helyumdan oluşması için çok fazladır. Bu yüzden Jüpiter’in kaya , metal ve buz gibi ağır materyaller içermesi gerekmektedir. Bu ağır materyallerin nasıl dağıldığı hakkında kesin bir bilgi olmasa da kayasal malzeme ve metalin merkez çekirdekte toplandığı düşünülmektedir. Bu çekirdek Dünya kadar büyük olup , Dünya’nın çekirdeğinin yaklaşık 15 katı büyüklüktedir. Jüpiter bir gaz devi olmasına rağmen tüm karasal gezegenlerin toplamından 5 kat fazla karasal maddeye sahiptir.
İç Enerji
Jüpiter’in kızılötesi ışıkta beklenmedik derecede parlak görünmesi sonucu yapılan ölçümlerde Güneş’ten aldığı enerjiden %60 daha fazla enerji yaydığı ortaya çıkmıştır. Bu da Jüpiter’in kendinden aydınlık olması anlamına gelmektedir. Eğer aniden Güneş ortadan kaldırılacak olursa Jüpiter’in görünür parlaklığı tamamen sönecekken , kızılötesinde ise sadece %60’lık bir kayıp olur. Tipik atmosferik sıcaklığı ise 125 Kelvinden 100 Kelvine düşer ve bulut katmanları biraz daha alçağa yerleşir. Bunların dışında Jüpiter’de çok fazla şey değişmez.
Kütle Çekimsel Kasılmadan Dolayı Oluşan Enerji
Jüpiter de diğer büyük kütleler gibi kendi kütlesi altında çökmekte ve küçüldükçe enerji yaymaktadır. Daha güçlü kütle çekimi daha hızlı çöküş ve daha fazla ısı üretimi demek olduğu için Jüpiter çöküşünün ilk 1 milyon yılında 10 kat küçülmüştür. O zamandan bu yana ise sadece % 40 oranında küçülmüştür. Bugün ise ölçebileceğimizden çok daha yavaş hızda küçülmektedir. İlk başlarda çöküş o kadar hızlı yaşanmıştır ki salınan enerji Jüpiter’in yüzeyine taşınamamış ve yayılamamıştır. Bu yüzden merkez sıcaklığı 50.000 Kelvine kadar yükselmiş ama çöküş yavaşladıkça salınan enerjinin daha hızlı bir şekilde yüzeye akması sayesinde merkez soğumaya başlamıştır. Bugün ise bu durum hala geçerlidir. Çekimsel enerjinin dönüşümü artık Jüpiter’in yaydığı enerjiyi karşılayacak kadar hızlı değildir. Artık Jüpiter tarafından yayılan enerjinin çoğu hızla çöküyorken oluşan iç ısıdır.
Manyetosfer
Jüpiter oldukça güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter’in bulutlarının üst kısımlarındaki manyetik alan Dünya’nın yüzeyindeki manyetik alandan 14 kat daha güçlüdür. Jüpiter’in manyetosferi Dünya’nın manyetosferine benzerlik göstermektedir ve bu manyetosfer Dünya’nın yaptığına benzer şekilde güneş rüzgarının akışını engelleyerek etrafından akmasına sebep olmaktadır. Ayrıca Jüpiter’in manyetosferi Güneş’in çapından 10 kat daha büyüktür. Bu öylesine büyük bir alandır ki eğer bu alan görünür ışık yayabilseydi gökyüzünde Ay’ın 4 katı büyüklüğünde parlayan bir alan olacaktı.
Halkalar
Jüpiter’in halkaları. Telif hakkı: NASA/JPL/Cornell Üniversitesi
Jüpiter halkaları ilk defa 1979 yılında Voyager 1 yakın uçuşu sırasında gözlemlendi. Bu gözlemden sonra ise Hubble Uzay Teleskobu sayesinde gözlemlenmeye devam edildi. En iç tarafta torus şeklinde kalın ‘Halo Halkası’ , göreceli olarak parlak ve çok ince ‘Ana Halka’ , en dışta ise kalın ve sönük 2 halka olan ‘Gossamer Halkaları’ olarak 4 parçadan oluşur. Ana Halka ve Halo Halkası Jüpiter’in uydularından olan Metis ve Adrestea’nın bıraktığı tozlardan oluşmaktadır. Aynı şekilde Gossamer Halkaları ise Amalthea ve Thebe’nin tozlarından oluşmaktadır. Halo Halkasının mavi rengi dışında diğer halkalar kızılımsı renge sahiptirler. Tozların büyüklüğü değişiklik gösterse de , Halo Halkası haricindeki halkalarda parçacıkların çapı yaklaşık 15 mikrometredir. Halo Halkası ise mikrometre altı parçacıklardan oluşmaktadır. Halka sisteminin tam olarak yaşı bilinmemekle beraber Jüpiter’in oluşumundan beri var olabileceği düşünülmektedir.
Ana Halka
Dar ve ince olan Ana Halka Jüpiter halka sisteminin en parlak parçasıdır. Dış sınırının uzaklığı yaklaşık 129.000 kilometredir ve Jüpiter’in en küçük iç uydusu Adrastea’nın yörüngesi ile çakışmaktadır. İç sınırı ise 122.500 kilometre uzaklıktadır. Ana Halka yaklaşık 6500 kilometre genişliktedir. Bu halkanın görünmesi görüş geometrisi ile alakalıdır. İleri dağınık ışıkta halkanın parlaklığı 128.600 kilometrede hızlı bir şekilde düşmeye başlamakta ve en düşük seviyeye 129.300 kilometrede ulaşmaktadır. Jüpiter’e yaklaştıkça parlaklığı artmaya başlayan halka en yüksek seviyesine ise merkezinin yakınlarında 126.000 kilometrede ulaşır. Geri dağınık ışıkta ise durum biraz daha farklıdır. Ana Halkada 3 farklı ufak halka vardır ve bu yüzden geri dağınık ışıkta Ana Halka 2 farklı parça olarak gözükür. 128.000 kilometre ile 129.000 kilometre aralığında 3 dar halkayı da barındıran bir dar dış kısım ve 122.500 kilometre ile 128.000 kilometre aralığında yer alan daha solgun bir parça olarak 2’ye ayrılır.
Halo Halkası
En iç ve dikey olarak en uzun halkadır. Dış sınırı Ana Halka’nın iç sınırı olan 122.500 kilometrede çakışmaktadır. Halka Jüpiter’e doğru yaklaştıkça daha da kalınlaşmaktadır. Gerçek dikey uzunluğu tam olarak bilinmese de halka yüzeyinin 10.000 kilometre yukarısında bazı malzemelere rastlanmıştır. Halkanın iç sınırı ise 100.000 kilometre uzaklıktadır ama bazı malzemeler 92.000 kilometreye kadar bulunabilir. Ana Halka’nın tersine görülmesi görüş geometrisine çok bağlı değildir. En parlak şekilde ileri dağınık ışıkta görünür. Diğer halkaların aksine kırmızı renkte değil mavi renktedir.
Amalthea Gossamer Halkası
Bu solgun halka 129.000 kilometreden 182.000 kilometreye kadar uzanmaktadır. İç sınırı parlak Ana Halka ve Halo Halkası yüzünden tam kesin değildir. Amalthea’nın yörüngesinin civarlarında kalınlığı yaklaşık 2300 kilometreyken bu kalınlık Jüpiter’e yaklaştıkça küçülmektedir. Amalthea Gossamer Halkası en parlak üst ve alt kenarlarında görünürken , parlaklığı Jüpiter’e yaklaştıkça artar. İleri dağınık ışıkta Amalthea Gossamer Halkası Ana Halka’dan yaklaşık 30 kat daha sönük görünür.
Thebe Gossamer Halkası
Thebe Gossamer Halkası Jüpiter halka sistemindeki en sönük halkadır. 226.000 kilometren 129.000 kilometreye kadar yayılmaktadır. İç sınırı parlak iç halkalar yüzünden tam olarak belirlenememiştir. Kalınlığı Thebe’nin yörüngesinin sınırlarında 8400 kilometredir ve gezegene yaklaştıkça azalmaktadır. Parlaklık konusunda Amalthea Gossamer Halkası’na çok benzemektedir. Thebe’nin yörüngesinin ilerisinde 280.000 kilometreye kadar Thebe Gossamer Halkası’nın çok zor görülen bir devamı vardır. Buna Thebe Uzantısı adı verilmiştir. İleri dağınık ışıkta Amalthea Gossamer Halkası’ndan 3 kata daha sönük görünmektedir.
Uyduları
Jüpiter 53 isimlendirilmiş uydusunun yanı sıra 26 tane isimlendirilmeyi bekleyen toplam 79 adet uydusuyla Güneş Sistemi’nde bilinen en çok uyduya sahip gezegendir. Bu uyduların en büyükleri 1610 yılında Simon Marius ve Galileo Galilei tarafından bağımsız olarak keşfedilen ve Galileo Uyduları olarak anılan 4 uydudur. Bu cisimler aynı zamanda Dünya veya Güneş etrafında dönmediği keşfedilen ilk cisimlerdir. 19. Yüzyılın sonlarından itibaren ise bir çok küçük yeni uydu keşfedilmiştir. Galileo Uyduları dışındaki 75 uydu Jüpiter’in uydu kütlesinin yalnızca %0,003’ünü oluşturmaktadır. Jüpiter’in uyduları düzenli ve düzensiz uydular olmak üzere 2 ana gruba ayrılmaktadır.
Uyduların Keşfi
Bazı çalışmalar Jüpiter’e ait bir uydunun ilk gözleminin M.Ö 364 yılı civarlarında Çinli astronom Gan De tarafından yapıldığını söylesede ilk kesin gözlemin 1609 yılında Galileo Galilei tarafından yapıldığı bilinmektedir. Simon Marius ise 1610 yılının Ocak ayında 4 büyük Galileo Uyduları’nı gözlemlemeyi başarmıştır. Simon Marius Galileo’dan çok kısa bir süre sonra bu uyduları gözlemlemesine rağmen çalışmalarını 1614 yılına kadar yayınlamamıştır. Buna rağmen hala bu uydular için Simon Marius’un belirlediği isimler olan Ganymede , Callisto , İo ve Europa kullanılmaktadır. E.E Barnard tarafından 1892 yılında keşfedilen Amalthea’nın keşfine kadar geçen yaklaşık 300 yıllık sürede başka uydular bulunamamıştır. Bu zamanda sonra gelişen teleskop yardımıyla 20. Yüzyıldan itibaren keşifler hızlanmış olup 1904 yılında Himalia’nın keşfinden sonra 1974 yılında Leda’nın keşfine kadar geçen sürede 6 farklı uydu daha keşfedilmiştir. 1979 yılı civarlarında Voyager uzay sondalarının Jüpiter’e ulaşmasından sonra 16 yeni uydu daha keşfedilmiştir. Bu keşiften sonraki 20 yıllık süreç sessiz geçse de araştırmacılar zemin-bazlı dedektörler kullanarak Ekim 1999 ile Şubat 2003 arasında 34 adet Jüpiter’e ait yeni uydu keşfetmiştir. 2015 yılına kadar 15 yeni uydu daha gözlemlenmiştir. 2016 yılında ise Carnegie Bilim Enstitüsü araştırmacıları tarafından 2 yeni uydu daha keşfedilerek toplam uydu sayısı 69’a ulaşmıştır. 2018 yılı Temmuz ayında Uluslarası Astronomi Birliği’nin açıklamasıyla araştırmacıların Jüpiter’e ait 10 uydu daha tespit ettiği açıklanarak toplam uydu sayısı 79’a çıkmıştır.
Düzenli Uydular
Düşük eğimli neredeyse dairesel yörüngelere sahip bu uydular Amalthea Grubu ve Galileo Uyduları olmak üzere 2 gruba ayrılır.
Amalthea Grubu
Yörüngeleri Jüpiter’e çok yakın olan Metis, Adrastea, Amalthea ve Thebe’den oluşmaktadır. Amalthea ve Thebe Jüpiter Uydu Sistemi’ndeki en büyük 5. Ve 7. uydu olma özelliğini taşımaktadırlar.
Amalthea :
Jüpiter’e uzaklık bakımından 3. sırada olan uydu 1892 yılında E.E Barnard tarafından keşfedilmiştir. Amalthea yüzeyinden atılan tozdan oluşmuş Amalthea Gossamer Halkası’nın dış sınırının içinde ve Jüpiter’e yakın bir yörüngede dolanmaktadır. Kızıl renkte ve düzensiz bir şekilde olan Amalthea Jüpiter’in iç uydularının en büyüğüdür.
Thebe :
Jüpiter’e uzaklık bakımından 4. sırada yer alan Thebe 1979 yılında Voyager 1 Uzay Sondası tarafından çekilen fotoğrafların incelenmesi sonucu Stephen P. Synnott tarafından keşfedilmiştir. Thebe Gossamer Halkası’nın dış sınırının içinde dolaşan uydu Amalthea’ya benzer şekilde düzensiz bir şekle sahip olup kızıl renktedir.
Galileo Uyduları
Galileo uyduları. Telif hakkı: NASA
Ganymede, Callisto, İo ve Europa’dan oluşan grup Jüpiter’in toplam uydu kütlesinin %99.7’sini oluşturmaktadır. Güneş Sistemi içinde Güneş ve diğer gezegenlerden sonra en büyük cisimlerdir. Hatta Ganymede çap olarak bir gezegen olan Merkür’den bile daha büyüktür.
Ganymede :
Güneş Sistemi’ndeki uydular arasında en büyük uydu olan Ganymede aynı zamanda Güneş Sistemi’ndeki en büyük 9. cisimdir. Jüpiter’e uzaklık bakımından 7. Sırada olan uydu , manyetik alana sahip olduğu bilinen tek uydudur. Yaklaşık eşit miktarlarda silikatlı kaya ve su buzundan oluşmaktadır. Ayrıca Ganymede’nin su içeren iç okyanuslara sahip olabileceği de düşünülmektedir.
Callisto :
Güneş Sistemi’ndeki en büyük 3. uydu olan Callisto Merkür’ün çap uzunluğunun %99’una sahip olmasına rağmen kütle olarak sadece 1/3 büyüklüktedir. Jüpiter’e uzaklık bakımından en uzak Galileo Uydusu’dur. 1.83 g/cm^3 yoğunlukta olan Callisto’nun neredeyse eşit miktarlarda kayasal malzeme ve su buzundan oluşması gerektiği düşünülmektedir.
İo :
Dünya’nın çap uzunluğunun 4’te biri uzunluğa sahip olan ve Ay’dan biraz daha büyük bir uydu olan Güneş Sistemi içindeki en aktif volkanik aktiviteye sahip cisimdir. Hatta yüzeyinde lav nehirleri bulunmaktadır. Aynı zamanda çoğunlukla sülfürdioksitten oluşan ince bir atmosfere sahiptir. Yaşamı destekleyemeyeceği ise neredeyse kesin olarak bilinmektedir.
Europa :
Ay’ın yaklaşık 4’te biri büyüklüğünde olan Europa , bilim adamları tarafınca Güneş Sistemi’nde yaşamı destekleme olasılığı en yüksek cisimlerden biri olarak bakılmaktadır. Yüzeyi çoğunlukla su buzundan oluşan Europa’nın yüzeyinin altında Dünya’da ki tüm okyanuslarda bulunan suyun 2 katı suyu barındıran okyanusların olabileceği düşünülmektedir. Ayrıca çok ince bir oksijen atmosferine sahiptir.
Düzensiz Uydular
Jüpiter’in Galileo uyduları (n.d).
Daha uzak yörüngelere sahip küçük cisimler olan düzensiz uydular prograde ve retrograde olmak üzere 2 ana gruba ayrılır.
Prograde Uydular
Prograde uydular gezegen etrafında dolanma yönü ile dönme yönü aynı olan uydular olup Himalia Grubu, Themisto , Carpo ve Valetudo’ dan oluşmaktadır. 8 kilometre çapa sahip Themisto en içteki düzensiz uydu olup 1975’te keşfedilmiştir. Himalia Grubu içlerinde gruba adını veren Himalia uydusunun da bulunduğu 7 uydudan oluşmaktadır. 2003 yılında keşfedilen ve Jupiter XLVI olarak da bilinen Carpo ise yaklaşık 3 kilometre çapa sahiptir. 2016 yılında keşfedilip 2018 yılında duyurulan Valetudo en dıştaki prograde uydu olup herhangi bilinen bir aileye üye değildir.
Retrograde Uydular
Retrograde uydular dolanma yönü ile dönme yönü ters olan uydular olup Carme Grubu, Anankhe Grubu ve Pasiphae Grubu’ndan oluşmaktadır. Carme Grubu toplam 12 uyduya ev sahipliği yapmakta olup en büyük uydusu gruba ismini veren Carme Uydusu’dur. Jüpiter tarafından yakalanan bir astroidin parçalanması sonucu oluştuğu düşünülen Anankhe Grubu 6 uydudan oluşmaktadır. Jüpiter tarafından yakalanan 60 kilometre çaplı bir astroidin yakalanıp parçalanmasından oluştuğu düşünülen Pasiphae Grubu ise 7 uydudan oluşmaktadır.
Tarihi
Jüpiter’in teleskop öncesi ilk gözlemleri M.Ö 7. Veya 8. yüzyıl Babil Astronomlarına kadar uzanmaktadır.
Daha sonra ise Çinli tarihçi Xe Zezong araştırmaları sonucunda Çinli bir astronom olan Gan De’nin M.Ö 362 yılında yardımsız göz ile Jüpiter’e ait bir uyduyu görebildiğini söylemektedir.
1610 yılında ise Galileo Galilei Jüpiter’in 4 uydusunu bir teleskop yardımıyla gözlemleyerek ilk defa Dünya dışı bir gezegenin uydularını görüntülemeyi başarmıştır. Bu başarı daha sonra Kopernik’in Güneş Merkezli Sistem teorisini desteklemek için kullanılmıştır.
1660’larda Giovanni Cassini yeni bir teleskop kullanarak Jüpiter’in noktalarını ve çizgilerini görmeyi başarabilmiştir. Ayrıca gezegenin kutuplarında daha yassı olduğunu fark etmiştir.
Büyük Kırmızı Nokta ise ilk defa 1664 yılında Robert Hooke tarafından gözlemlenmiştir.
1676 yılında Astronom Ole Romer Jüpiter’in uydularının tutulma zamanlarını kullanarak ışık hızını %25 hata payı ile hesaplamayı başarmıştır.
E.E Barnard 1892 yılında görsel gözlemle keşfedilen son gezegensel uydu olan Amaltha’yı gözlemlemiştir.
1955 yılında ise Bernard Burke ve Kenneth Franklin tarafından Jüpiter’den gelen 22.2 MHz’de yüksek miktarda radyo sinyalleri tespit edilmiştir.
1973 yılında Pioneer-10 ve 1974 yılında Pioneer-11 sondaları Jüpiter’in ilk yakından gözlemini gerçekleştirmiştir. Bu iki araç Jüpiter ve uyduları hakkında veriler toplayarak daha sonraki uçuşlarda kullanılacak bir çok kritik bilgiyi Dünya’ya ulaştırmıştır.
1979 yılının farklı zamanlarında Jüpiter’in yakınlarından geçen Voyager-1 ve Voyager-2 gezegenin bir halka yapısına sahip olduğu gibi bir çok önemli bilgiyi toplamayı başarmıştır.
1992 yılında Ulysses uzay aracı Jüpiter’in yakınından ivme kazanmak için geçecekken bu fırsatı değerlendirerek gezegenin manyetosferi hakkında gözlemler yapmıştır.
Juno uzay aracı. Telif hakkı: NASA
1989 yılında fırlatılan Galileo uzay aracı yörünge aracı ve atmosferik sonda olarak 2 parçadan oluşmaktaydı. 1995 yılında ise atmosferik sonda uzay aracından ayrılarak Jüpiter’in atmosferine dalış yapıp Dünya’ya çok önemli veriler göndermeyi başarabilmiştir. Yörünge aracı ise 1995 yılında Jüpiter’in yörüngesine girerek özellikle gezegenin uyduları hakkında önemli bilgiler toplamayı başarmıştır.
Asıl amacı Satürn ve sistemini araştırmak olan Cassini-Huygens uzay aracı 2000 yılında hızlanabilmek için Jüpiter’e yakın geçiş yapması sonucu bilimsel cihazlarını kullanarak Jüpiter hakkında veri toplamıştır.
Son olarak ise 2011 yılında fırlatılan Juno uzay aracı 2016 yılında Jüpiter’e ulaşarak Jüpiter’in birçok yüksek çözünürlük fotoğrafını ve birçok veriyi Dünya’ya göndermeyi başarmıştır.
Kaynakça
Fix , John D. , Astronomy : Journey to the cosmic frontier , Boston : McGraw-Hill Higher Education , 2004
Seeds , Michael A., Astronomy : The solar system and beyond , Belmont , CA: Thomson Brooks/Cole , 2005
Dünya, Güneş Sistemi içinde yer alan, şimdilik içinde yaşamın olduğunu bildiğimiz tek sıcacık gezegenimiz, Evren’deki evimizdir. Dünya, günümüzde yaklaşık 8,7 milyon farklı canlı türüne ev sahipliği yapmaktadır.
Dünya nasıl oluştu?
Dünya 4,6 milyar yıl önce Güneş Sistemi’nin oluşumuna sebep olan protosolar nebulanın merkezinde katı bir halde yaşamına başladı. Kendinden daha küçük cisimlerle kaynaşarak neredeyse şu anki hacmini aldı. Başta eriyik haldeydi ancak soğudukça sürekli olarak patlamalara maruz kaldı. Volkanlardan çıkan zehirli gazlardan oluşan bir atmosferi vardı. Dünya soğuyunca kıtasal levhalar halinde katı bir yer kabuğu oluştu. Manto üzerinde bu kıtasal levhalar varken altında ise iki kısımlı iç ve dış çekirdek vardır.
Yer kabuğu soğumaya başlayınca okyanuslar oluşmaya başladı ve kısa süre sonra ilk yaşam formları ortaya çıktı. Dünya’daki biyolojinin en önemli yapısal elementleri karbon, hidrojen ve azottur ve kimyasal etkileşimler de sıvı su içerisinde gerçekleşir. Bu yüzden Dünya dışı bir yerde yaşam bulmak istiyorsak, bu yaşam karbon temelli ve sıvı suyun olduğu yerlerde olacağı için önce bu iki parametreyi göz önüne alırız. Okyanusun hemen ardından yaşam formlarının gözükmesinin sebebi de bu sıvı sudur. İlk yaşam formları oksijen üretiyordu, bu oksijen atmosferimizi doldurdu ve zamanla Dünya, insan da dahil olmak üzere daha kompleks yaşam formları için olumlu hale geldi.
Dünya’nın Atmosferi
Atmosfer Dünya’nın üzerinde Güneş’ten gelen zararlı ışınları emen koruyucu bir örtüdür. Ayrıca, sera etkisi ile dünyanın sıcaklığının normal düzeyde kalmasını sağlar. Güneş’ten gelen ısı, karbondioksit gibi gazlar tarafından emilir ve Dünya’nın yüzeyine yayılır. Fakat sera gazı salınımı normalin üstüne çıkarsa atmosfer bu durumdan etkilenir. Bu da küresel sıcaklıkları etkiler ve Kuzey Kutbu’nda dev buzların erimesi gibi sonuçlara sebep olabilir.
Dünya Hakkında Genel Bilgiler
Güneşe en yakın 3. gezegen
Güneşe en yakın nokta: 147 milyon kilometre
Yıl uzunluğu: 365,25 gün
Eksen eğikliği: 23,5 derece
Uydusu: Ay
Yaşı: 4,5 milyar
Ay
Mars ile hemen hemen aynı büyüklüğe sahip Theia adında bir gök cismi genç Dünya’ya eğik bir açıyla çarptığında hem Dünya’dan hem de Theia’dan kopan parçalar uzay saçıldı. İşte bu kopan sevgili meselesi Dünya’dan kopan parçaların Ay’ı oluşturmasından kaynaklanır. Dünya’dan kopan parçalar koptuktan sonra kütle çekiminin etkisiyle dünya etrafında bir asteroid kuşağı oluşturdu. Daha sonra bu asteroid kuşağı da yine kütle çekiminin etkisiyle birleşerek Ay’ı oluşturdu. Dünya’nın uydusu Ay, insanoğlunun Dünya dışında ayak bastığı tek gök cismidir. Dünya etrafında 27 günlük bir sürede tam tur atar. Bu dönüş sırasında Dünya’daki bizler Ay’ın hep aynı yüzünü görürüz. Bunun sebebi ise Ay’ın kendi etrafındaki dönüşü ile Dünya’nın çevresindeki dönüşünün eşit zamanlı olmasıdır.
Ay’ın Yüzeyi
Dünya’dan Ay’a baktığımızda karanlık ve aydınlık kısımlar görürüz. Bu karanlık kısımlar Ay denizleri olarak adlandırılır. İlk gözlemciler buraları okyanus sandılar ancak teleskopla bakıldıktan sonra burada su bulunmadığı anlaşıldı. Günümüzde ise hala buralara alışkanlık sebebiyle Ay denizleri denir. Bu denizleri, lav püskürmesinden sonra soğuyan erimiş bazalt oluşturdu. Ay yüzeyindeki parlak alanlara Ay dağları denir. Bu dağlar bazalttan daha yavaş soğuyan lavların ürünü anortozitten oluşur. Dağların ve Denizlerin farklı olmasının sebebi onları oluşturan maddelerin farklı oranda soğumalarından kaynaklanır. Ay fotoğraflarını gördüğümüzde ilgimizi çeken ilk şey kraterlerdir. Ay’ın kalın bir atmosferi olmadığı için çok sayıda meteor yağmuruna maruz kalmış ve çarpan meteorlar Ay’ın yüzeyinde bu krater şekillerini oluşturmuştur.
Her ne kadar Ay denizlerinde su bulunmadığını söylesek de Ay görevlerinde suyun kimyasal parmak izine rastlandı. Bu, su ya minerallere bağlı halde kayalarda ya da kutup bölgesinde buz yatağı olarak bulunması anlamına gelir. Suyun keşfedilmesi yaşamın Ay’da da sürebilme ihtimali için önem taşır.
Ay Hakkında Genel Bilgiler
Dünya’nın tek doğal uydusu
Dünya’dan 384.400 kilometre uzaklıkta
Yarıçapı 3500 km
Dünya eksenindeki turunu 27 günde tamamlar
Yüzeyindeki kütle çekimi Dünya’nın kendi yerçekiminin yaklaşık 1/6’sı kadardır.
Venüs, Güneş’e en yakın ikinci gezegendir. Aynı zamanda Güneş ve Ay’dan sonra en parlak gök cismidir. İnsanlar bu parlaklığından etkilenmiş ve Romalılar bu gezegeni Venüs (Roma güzellik ve aşk tanrıçası) olarak isimlendirmiştir. Adını bir tanrıçadan alan tek gezegendir.
Yörüngesi ve Dönüşü
Venüs’ün Güneş etrafında izlediği yörünge ve kendi etrafındaki dönüşü birçok bakımdan olağandışıdır. Venüs, Güneş’in etrafındaki bir yörüngesini 225 Dünya gününde tamamlar. Ve bu yörünge, herhangi bir gezegenin sahip olabileceği en dairesel yörüngedir -tam bir daireye yakın. Diğer gezegenlerin yörüngeleri ise daha eliptik veya oval biçimlidir. Sadece 3 derecelik olan eksen eğikliğiyle Venüs, neredeyse dik döner bu nedenle de mevsimler fark edilebilir şekilde yaşanmaz. Venüs, ekseni etrafında son derece yavaş döndüğü için kendi etrafındaki bir dönüşünü 243 Dünya günü içinde tamamlar. Buradan da anlayabileceğimiz üzereVenüs’ün bir günü bir yılından daha uzun sürer.
Venüs, doğudan batıya dönen iki gezegenden biri (Diğer gezegen ise Uranüs’tür). Venüs’ün ekseni etrafında ters yönde dönmesini açıklamak üzere geliştirilen teorilerin en çok kabul görenlerinden biri şunu söylüyor: “Venüs başlangıçta diğer birçok gezegenle aynı yönde dönüyordu ama daha sonra büyük boyutlu bir gezegenimsi Venüs’e çarparak eksenini yaklaşık 180° tersine çevirdi. Ve gezegen her zamanki gibi aynı yöne dönüyor ama baş aşağı olduğu için diğer gezegenlerden ona bakmak geriye dönüyormuş gibi görünmesini sağlıyor.” Başka bir teoriyse Güneş’in çekim kuvveti etkisiyle Venüs’ün zamanla yavaşlayıp durduğunu ve daha sonra ters yöne dönmeye başladığını söylüyor.
Venüs’ün bu yörüngesel özelliklerinden dolayı Güneş önünden geçişleri her iç kavuşumda (Dünya ile Güneş arasında kalan Venüs ve Merkür gezegenlerinin Dünya-Gezegen-Güneş dizilimindeyken bulunduğu durum) gözlenmez. Venüs geçişleri, aralarında 8 yıl olan çiftler halinde gözlenir ve bu ardışık çiftler arasındaki zaman farkı da fazladır (yaklaşık 100 yıl). En son çift, 8 Haziran 2004 ve 6 Haziran 2012 tarihlerinde gözlenmiştir. Ondan önceki çift de 1874 ve 1882 yıllarında gözlenmiştir.
Atmosferi
Venüs, kalın bir atmosfer tabakasına sahiptir ve Venüs’ün yüzeyine yakın olan kısımlarda atmosfer oldukça yoğundur (Dünya’dakinin 50 katı). Gezegenin yüzeyindeki atmosfer basıncının da 90 atm (Dünya’da okyanusların yaklaşık 1 km derinliklerinde ölçülen değer) gibi oldukça yüksek bir değere sahip olduğu gözlenmiştir. Ayrıca Venüs’ün atmosferi oransal olarak %96 CO2, %3.5 N2 ve %0.5 diğer gaz atomları ve moleküllerinden oluşmaktadır. CO2 ile diğer gazlar Dünya’dakine benzer bir sera etkisi yaratır. Fakat CO2’nin atmosferde bolca bulunması ve yoğun bir atmosfere sahip olması nedeniyle Venüs’te bu fazlasıyla belirgindir. Bu durumu gezegenin yüzeyindeki 470 °C’yi aşan sıcaklıklardan anlayabilirsiniz.
Dünya’dakinden farklı olarak Venüs’teki bulutlar yoğunlaşmış sülfürik asit damlacıklarından oluşur ve yüksek yüzey sıcaklığı nedeniyle bu damlacıklar gezegen yüzeyine yağamadan belirli bir yükseklikte buharlaşır. Aynı zamanda Venüs’te şimşek oluştuğu gözlenmiştir. Fakat oluşan bu şimşekler, Güneş sistemindeki diğer gezegenlerde oluşanlardan farklıdır çünkü su buharı bulutlarıyla değil de sülfürik asit bulutlarıyla bağlantılılardır.
Venüs atmosferi, Dünya atmosferine göre genel hava hareketleri açısından da belirgin farklılıklar göstermektedir. Üst atmosfer katmanlarının gezegenin etrafını 4 günde döndüğü saptanmıştır. Gezegenin yavaş dönmesine rağmen oldukça hızlı olan bu hareketin yönü de gezegenin dönüş yönüyle aynıdır. Gezegenin yüzeyindeki rüzgarlar ise çok daha yavaştır.
Yapısı
Venüs ve Dünya yapıları bakımından birbirlerine birçok yönden benziyorlar. Venüs bir demir çekirdeğe sahiptir. Bunun üzerinde gezegenin iç ısısı nedeniyle yavaş yavaş çalkalanan sıvı veya akışkan bir katman olan manto vardır. Bir de mantoyu da dıştan saran ince, kırılgan ve bol miktarda volkanik etkinlik gösteren bir kabuk bulunuyor.
Dünya’ya yapısal olarak benzemesine rağmen Venüs’ün kayda değer bir manyetik alanı yoktur (Dünya’daki manyetik alanın 1,5×10-5 katı). Çünkü gezegen ekseni etrafında çok yavaş döndüğü için akışkan iç katmanlardaki parçacıklar elektrik alanlar oluşturacak kadar hızlı hareket edemiyor. Dolayısıyla Venüs, bir manyetosfere sahip olmadığı için Güneş rüzgarı ile gelen yüklü parçacık akısına daima açıktır.
Venüs’ün atmosferinde bulunan ve bulutların bileşiminde yoğun olarak yer alan kükürtlü gazlar volkanik süreçlerle atmosfere püskürtülmüştür ve Venüs’teki yanardağların büyük bir çoğunluğu günümüzde etkin olmamasına rağmen hâlen volkanik gaz çıkışları devam etmektedir. Gezegenin yüzeyinde aynı zamanda taç adı verilen çember biçimli dev çöküntüler vardır. Bunların mantodaki sıcak magmanın yükselmesiyle meydana geldiği düşünülüyor.
Gözlenmesi ve araştırılması
Venüs, tarih öncesi zamanlardan bu yana bilinen bir gezegendir. Babiller Venüs’ü gözlemiş ve ona kendi aşk tanrıçaları olan İştar adını vermişlerdir. Eski Yunanlar, Venüs’ün sabah ve akşam yıldızı (Fosforus ve Hesperus) olarak iki ayrı yıldız olduğuna inanıyorlardı ama daha sonra onun tek bir gezegen olduğunu anladılar. Mayalarsa özellikle Venüs’ü gözlemek için tasarlanan El Caracol gözlemevini kullanıyorlardı.
1610 yılında Galileo Galilei Venüs’ün de Ay’ın evreleri gibi evreleri olduğunu keşfetti ve aynı zamanda Venüs teleskopla gözlemlenen ilk gezegen oldu. İtalyan astronom Giovanni Schiaparelli 1877 yılında Venüs’ün Güneş etrafında 225 Dünya gününde döndüğünü hesapladı. 1920‘li yıllarda ise spektroskopi yardımıyla Venüs’ün atmosferinin CO2’den oluştuğu keşfedildi.
Venüs’ün etrafını saran bulutlar geleneksel teleskoplarla yüzeyin gözlemlenmesini zorlaştırıyor ama yine de Venüs 1962 yılında uzay aracıyla (NASA’nın gönderdiği Mariner 2) ziyaret edilen ilk gezegen oldu. 1 Mart 1966 tarihinde Sovyet yapımı Venera 3 Venüs’ün yüzeyine çakılarak başka bir gezegene ulaşan ilk uzay aracı oldu. Gezegenin yüzeyine başarılı iniş yapan ilk uzay aracıysa Venera 7’dir. 1990 yılında NASA’nın Venüs yörüngesine oturan Macellan uzay aracı, radar kullanarak gezegenin yüzeyinin %98’ini haritalandırdı ve görevini tamamladıktan sonra araç 1994 yılında Venüs’ün atmosferine düşürüldü. Daha sonraları Avrupa Uzay Ajansı’nın (ESA) 2005 yılında gönderdiği Venüs Ekspres uzay aracı, 8 yıl boyunca Venüs’ün yörüngesinde kaldı ve gezegende şimşek çaktığını doğruladı.
Japon Uzay Ajansı’nın (JAXA) yolladığı Akatsuki uzay aracı 2010 yılında Venüs’e girdi ancak yörüngeye yerleşeceği sırada ana motoru yandı. Bunun üzerine JAXA, uzay aracının rotasını düzeltmek için küçük olan iticileri kullandı ve Akatsuki’yi yörüngeye başarıyla soktu.
Venüs’e atmosfer incelemeleri, yakın uçuşlar ve yüzey inişleri içeren 40’a yakın görev düzenlendi ve düzenlenmeye de devam edilecek. Önümüzdeki yıllarda NASA ve Rus Uzay Araştırmaları Enstitüsü Venera-D görevinde iş birliği yapacaklar.
Yıl 1961… Bir cisim yaklaşıyor. Ve bu cisim Vostok 1 uzay aracından başkası değil. Yuri Gagarin’ın 12 Nisan tarihinde uzaya çıkmasıyla ile bizim için uzay çağı başladı. O yüzden de her yıl bu gün ‘Yuri’s Night’ adıyla kutlanmaya başlar. Biz de ODTÜ AAT olarak bundan geri kalmayıp geceyi 13 Nisan’da kutladık.
Geceye “Yuri Gagarin ve Uzay Yarışı” sunumuyla başladık. Sunumda Doctor Who bizimle uzay yarışı anılarını paylaştı. Sonrasında kalplerimize taht kuran “October Sky” filmini izledik ve filmin etkisiyle farklı evrenlere gitmeye karar verdik. TARDIS’in yardımıyla tabi ki…
Daha sonrasında gece kostümlü partiyle devam etti. Farklı karakterlerin bir araya geldiği partide ilginç olaylara tanık olduk. Uzay aracının gelmemesine sinirlenen astronot bisiklete atlayıp uzaya çıkmaya karar verdi. Bunun üzerine Dr. Emmett Brown bisiklete gerekli ayarlamaları yaptı ama kontrolden çıkan bisiklete Quicksilver anca engel olabildi. Partide Kraliçe Padmé, Arif ve Ceku’yu geride bırakarak kostüm yarışmamızın galibi oldu. Aramızda kılık değiştirmiş uzaylı olduğunu iddia eden bir arkadaşımıza da buradan acil şifalar diliyorum.
Gece boyunca fizik bölümünü bayağı bir şenlendirmiş olmalıyız ki aramıza yeni misafirler de katıldı…Biz gelecek sene de yine fizik bölümünde eğleniyor olacağız, siz yıldız çocuklarını da aramızdan görmekten mutluluk duyarız.
2014’ten beri ODTÜ’de her yıl düzenlenen ODTÜ Bilim Günleri’nin 5.si bu yıl gerçekleşecek. Fen ve Edebiyat Fakültesi’ne bağlı birçok topluluğun bir araya gelerek düzenlediği ODTÜ Bilim Günleri etkinliğinde, dört yıldır olduğu gibi bu yıl da yer alacağız. 13-14 Nisan tarihlerinde gerçekleşecek olan etkinliğimizi gururla duyururuz!
ODTÜ Bilim Toplulukları adı altında, bilime ve birbirlerine destek olmak amacıyla birleşen birçok topluluk tarafından düzenlenen bu etkinlikte amaç bilimin farklı alanlarıyla ilgilenen her kesimden insanı bir araya getirmektir.
Başlarda birkaç kişinin ortaya atmış olduğu bu fikir, dönemin Fen Edebiyat Fakültesi Dekanı Prof. Dr. Ersan Akyıldız’ın destekleri, kıvılcım olarak başlayan fikrin körüklenmesi, sahiplenilerek büyütülmesi sayesinde her yıl bünyesine yeni fikirler katarak gelişmektedir.
13 Nisan günü saat 11.30’da stand kurulumları ile başlayacak olan etkinlik 12.30’daki açılış konuşmasının ardından Astrokimya Paneli ve sunumlarla B-14 amfisinde devam edecektir. 14 Nisan Pazar ise 11.00’de yine standlarla başlayacak olan etkinliğimiz gün boyu B-14 amfisinde gerçekleşecek ve etkinlik süresince de stand çalışmalarımız sürecektir; tabii ki de biz de güneş teleskobumuzla sizleri bekliyor olacağız!
Bizim topluluğumuz, konuşmacı olarak Tübitak Uzay Teknolojileri Araştırma Enstitüsü’nden Tülün ERGİN’i Yüksek Enerji Astrofiziğinin Geleceği ve ODTÜ fizik bölümünden Özgür Can ÖZÜDOĞRU’yu Evrenin Kısa Tarihi sunumlarıyla sizlerle buluşturacaktır. Hepinizi orada görmekten mutluluk duyarız.
5.ODTÜ Bilim Günleri’nde yer alacak topluluklar:
Amatör Astronomi Topluluğu
Biyoloji ve Genetik Topluluğu
Felsefe Topluluğu
Fizik Topluluğu
İstatistik Topluluğu
Kimya Topluluğu
Matematik Topluluğu
Psikoloji Topluluğu
Etkinlik programı belli olmamakla beraber sosyal medya hesaplarımızdan gelişmeleri takip edebilirsiniz.
2012 yılında Mars’a inişini gerçekleştiren Curiosity keşif aracı geçtiğimiz birkaç haftadır Mast kamerasında (Mastcam) bulunan ve direkt olarak Güneş’i gözlemlemesine izin veren güneş filtreleri sayesinde Mars’a ait uydular olan Phobos ve Deimos’un sebep olduğu Güneş tutulmalarını kaydederek Dünya’ya bu tutulmaların müthiş fotoğraflarını göndermeyi başardı.
Güneş’in önünden geçen Phobos, 26 Mart 2019 tarihinde görüntülendi. Telif: NASA/JPL-Caltech/MSSS
Yaklaşık 23.5 kilometre genişlikteki Phobos, 26 Mart 2019’da (Curiosity’nin Mars görevinin 2359. Mars günü) fotoğraflanırken; yaklaşık 12.5 kilometre genişlikteki Deimos ise 17 Mart 2019’da (Mars görevinin 2350. Mars günü) fotoğraflandı. Phobos geçişi sırasında Güneş’i tam olarak kaplayamadığı için bu geçiş halkalı tutulma olarak adlandırılabilir. Deimos ise Güneş’in disk büyüklüğüne oranla çok küçük olduğu için bilim adamları Deimos’un yaptığının bir geçiş olduğunu söylüyor.
17 Mart’ta kaydedilen bu görüntüler ise Deimos’un gerçekleştirdiği Güneş geçişini gösteriyor. Telif: NASA/JPL-Caltech/MSSS
İki uydunun Güneş’in önünde geçişinin görüntülenmesine ek olarak ise, Curiosity’nin navigasyon kameralarından (Navcam) birisi 25 Mart 2019 tarihinde Phobos’un gölgesini gözlemlemeyi başardı. Gün batımı sırasında Curiosity’nin üzerine düşen uydunun gölgesi ışığın anlık olarak kararmasına sebep oldu.
Güneş tutulmaları Curiosity ve diğer keşif araçları tarafından daha önceki zamanlarda da görüntülenmiştir. Bu tarz olaylar çok etkileyici olmalarının yanında çok önemli bilimsel amaçlara da hizmet etmektedir. Bu olaylar uyduların Mars etrafındaki yörüngelerinin daha iyi anlaşılması konusunda araştırmacılara yardımcı olmaktadır.
Curiosity keşif aracınının Mast kamerasının eş araştırmacılarından Mark Lemmon (Makaleyi yayımladığı üniversitede artık çalışmamaktadır) 2004 yılından önce Spirit ve Curiosity keşif araçlarının olmadığı zamanlarda Mars’ın uydularının yörüngelerinde daha fazla belirsizlik olduğunu söylemiştir. Bir keşif aracı ilk defa Deimos’un geçişini yakalamaya çalıştığında, uydunun beklenen yerden 40 kilometre uzakta olduğu ortaya çıkmıştır.
Lemmon gözlemler hakkında: ‘’ Yapılan gözlemler zamanla her bir yörüngenin daha ayrıntılı bir şekilde tespit edilmesine yardımcı olur’’ demiştir. Ayrıca uyduların yörüngelerinin Mars, Jüpiter ve hatta Mars’ın uydularının yerçekimsel kuvvetine cevap olarak sürekli değiştiğini belirtmiştir.
Ayrıca bu olaylar Mars’ın anlaşılabilir olmasına yardımcı olmaktadır, Lemmon şunları söylemiştir : ‘’ Tutulmalar, gün batımı, hava olgusu gibi kavramlar Mars’ı sadece kitaplarda ki bir konu olmaktan çıkarıp insanlara daha gerçek kılıyor, hem dışarıda gördükleri dünya gibi hem de farklı bir dünya olarak.’’
Bugüne kadar Spirit, Opportunity veya Curiosity keşif araçlarının herhangi biri tarafından 8 Deimos geçişi ve 40 Phobos geçişi gözlemlenmiştir. İki uydununda yörüngesinde hala belirsizlikler olmasına rağmen bu belirsizlikler Kırmızı Gezegen’in yüzeyinden görüntülenen her tutulma ile daha da azalmaktadır.
Aşağıda bulunan görüntülerde ise Phobos’un bahsedilen gölgesini görebilirsiniz;
