Yıldızımıza en uzak, gaz devlerinin ve sistemin sonuncusu ve etkileyici görüntüsüyle; ismini Roma deniz tanrısı Neptunus’ten alan, Neptün. Kendisi oldukça uzak olduğu için gökyüzü ışık kirliliğinden ne denli uzak olursa olsun çıplak göz ile görülemediğinden insanlığın kendisini keşfi biraz zaman almıştır. Neptün’ü bizler ilk defa Güneş Sistemi’nin dışına çıkmak üzere yolculuğuna çıkan Voyager 2 (bu konu hakkında bir yazımız var) ile 1989 yılında yakından gözlemleyebildik. Buna rağmen, Neptün hakkında elde ettiğimiz az bilgiler bile kendisinin oluşumu ve dış güneş sistemi hakkında bizlere oldukça önemli veriler sağlamıştır.
Boyutu, Kütlesi ve Yörüngesi:
Çapına göre sistemin dördünce en büyüğü, ağırlığına göre ise sistemin üçüncü en büyük gezegeni olan Neptün’ün kendi ekseni etrafındaki dönme süresi kabaca 16 dünya saati, Güneş etrafındaki bir tam turu ise 164,8 dünya yılı sürer. Gezegenin eksen eğikliği Dünya ve Mars’a benzediğinden orada da bizdekilere benzer mevsimsel değişiklikler yaşamaktadır. Neptün’ün kütle çekim kuvveti, tıpkı Mars ile Jüpiter arasında bulunan Asteroid Kuşağı’nın Jüpiter’in kütle çekim kuvveti ile domine edilmesi gibi, Kuiper Kuşağı’nda bulunan cisimleri domine eder.
Yapısı:
Jüpiter ve Satürn gezegenlerine oranla daha küçük yapıda olması ve daha fazla uçucu maddelerden oluşmasından dolayı (Uranüs gibi) kendisine bazen buz devi denilebiliyor. Uranüs’e benzer bir şekilde Neptün’ün iç yapısında silikat, metal, su, amonyak, buz halindeki metan, hidrojen, helyum ve gaz halindeki metandan oluşmaktadır.
Atmosferi:
Neptün atmosferinin üst kısmının %80 kadarını hidrojen, %19 kadarını helyum ve kalanını ise eser miktardaki metan doldurmaktadır. Uranüs gezegeninde olduğu gibi metan, kırmızı ışığı emdiğinden gezegenler mavi tonundadır. Neptün’ün atmosferinde bulunan metan içeriği Uranüs’e fazlaca benzer olmasının yanında Neptün’ün renginin daha koyu ve canlı görünmesinin nedeninin atmosferinde bulunan ve henüz bilinmeyen başka bir içerikten kaynaklandığı düşünülüyor.
Uyduları:
Neptün’ün şu an için bilinen on dört adet uydusu bulunmaktadır, bu uydulardan biri hariç (S/2004 N 1) kalan hepsi Yunan ve Roma tanrıları ile adlandırılmıştır. Gezegenin uyduları iki gruba ayrılır, düzenli ve düzensiz uydular. İsimleri; Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, S/2004 N 1 ve Proteus olan düzenli uydular gezegene düzensiz uydulara göre yakındırlar ve gezegenin ekvatoral düzleminde yuvarlak yörüngeye sahiptirler. Gezegenin düzensiz uyduları olan Triton, Nereid, Halimede, Sao, Laomedeia, Neso ve Psamathe ise genellikle gezegenden uzakta; eğik ve eliptik bir yörünge takip ederler. Düzensiz uydulardan biri eğik olsa da gezegene yakındır ve yuvarlak bir yörünge takip eder.
Halka Sistemi:
Neptün’ün beş halkası, gezegen hakkında önemli keşiflere imza atan astronomların isimleriyle taçlandırılmıştır; Galle, Le Verrier, Lassell, Arago ve Adams. Halkalar, toz ve küçük kayalardan oluşur. Gezegenin halkalarının gözlemlenmesi boyutlarının küçüklüğü, halkaların karanlık olması ve yoğunluklarının değişkenlik göstermesi nedeniyle oldukça zordur.
Jüpiter (Müşteri) Güneş sisteminin en büyük gezegeni. Güneşten uzaklığa göre beşinci sırada. Adını Roma tanrılarının en büyüğü Jüpiter’den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.
Jüpiter gerek çap, gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 1,33 katı), gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görünüme sahiptir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.52 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Jüpiter’in Güneş’ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş’e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K’ den (-167°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K (-147°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Jüpiter’in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır.
İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün ‘buz’ ve ‘kaya’ oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Jüpiter ve Satürn ise, adını yine Jüpiter’den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş’i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter’in kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı % 1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter’de %3-4,5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu sonuca, gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır. Jüpiter’i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir ‘buz’ ve ‘kaya’ tabakasının oluşturduğu çekirdek bulunur. Bu noktada ısı 20.000K, basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır. Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20g./cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10.000 km.den küçük, ancak kütlesi Yer’in 10 katını aşkındır.
Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş 40.000 km. kalınlığında manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar’dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Manto tabakası merkezden itibaren gezegen yarıçapının 3/4’üne dek uzanır, Jüpiter’in hacminin yarıya yakınını, kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur. Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu, yoğunluğunun dıştan içe doğru 1’den 5’e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır.
En dışta 20.000 km. kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir.
Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı, bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu, aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir.
Jüpiter’in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter’e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı. Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş’in kütlesinin % 8’i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, ‘yıldız olmayı başaramamış’ bir gökcismi olarak da tanımlanabilir.
Atmosfer
Jüpiter’in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin Güneş Sistemi’nin kökenini oluşturan Güneş Bulutsusu’nun varsayılan yapısına yakın olarak, %88 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %12 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır. Bunları %0.1 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %0.02 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır.
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.
Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür. atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal halindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur. Atmosferin derinliklerine doğru, yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir, 600 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nadir değildir.
15.000 x 25.000 km. boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki Büyük Kırmızı Leke’nin çok uzun ömürlü dev bir ‘fırtına’ alanı olduğu düşünülmektedir.
Jüpiter’in atmosferi makalesinde konu hakkında daha ayrıntılı bilgi yer almaktadır.
Ekseni Etrafında Dönüşü
Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter’in dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ancak daha 1690 yılında Giovanni Domenico Cassini ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle döndüğünü farketmiştir. Sonradan bu gözlem duyarlı ölçümlerle doğrulanmış ve gezegen için ‘Sistem I’ ve ‘Sistem II’ olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 9 saat 50 dakika 30,003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40,630 saniyedir ve Sistem II adını alır. Jüpiter’den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29,730 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. ‘Sistem III’ adı verilen bu periyod Jüpiter’in gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu; ekvatorda ölçülen farklı hızın, bu bölgelerdeki bulutların 400 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.
Halkalar
Yakın bir tarihe kadar Güneş sisteminde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi. Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10’un 1973’deki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi.
Jüpiter’in Halka Sistemi
Halkalar
Yörünge
Jüpiter’in Merkezinden Uzaklık
RJ
(km.)
Halo Halka
1,4 1,71
100.000 122.000
Ana Halka
Ana Halka (iç)
1,71
122.000
XVI Metis
1,79
128.100
XV Adrastea
1,80
128.900
Ana Halka (dış)
1,81
129.000
Gossamer Halka
Gossamer Halka (iç)
1,81
129.200
V Amalthea
2,54
181.400
XIV Thebe
3,11
221.900
Gossamer Halka (dış)
3,15
224.900
Satürn‘ün halkaları gibi Jüpiter halkaları da, toz denebilecek mikroskopik boyutlardan, onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boylarda çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşurlar. Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve herbiri gezegen etrafında kendine ait bir yörünge izler. Bu yörüngelerin gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenmesi sonucunda halkaların yapısı korunur. Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında, Jüpiter’in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülür. Jüpiter halkalarının çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni, kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin çok daha az olmasının yanısıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır. Jüpiter halkaları, 0,05 gibi bir beyazlık (albedo) derecesi ile üzerine düşen güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler. Satürn yolculuğu sırasında Cassini-Huygens uzay sondası 2003 yılında Jüpiter’in yakınından geçerken yaptığı ölçümlerle Jüpiter halkalarının küresel değil, keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündüren veriler elde etti. Bu bilgiler halkaların Jüpiter’e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu savını destekler niteliktedir. Bu uydulardan Metis ve Adrastea ‘Ana halka’nın, Amalthea ve Thebe ise daha dışta yeralan ‘Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka’nın kaynağı olarak düşünülmektedir. Metis ve Adrastea, Jüpiter’in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti’nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler. Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken, iç sınırı daha belirsizdir ve ‘Halo (ayla) halka’ adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder. En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı, çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner. Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter’in çekim alanına yakalanmış gezegenlerarası toz olabilir.
Manyetosfer
Jüpiter Güneş sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir. Yer ile karşılaştırıldığında 19.000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan, ekseni Jüpiter’in dönme eksenine 11o açı yapan ve gezegenin merkezine 8.000 km. uzaktan geçen, kutupları ters yerleşmiş olan bir çift kutupludur. Böylece Jüpiter’in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Jüpiter’in manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır. Jüpiter’in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından, gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur. Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı, Jüpiter’in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur. Bu alanın etkisi ile, Jüpiter dev bir manyetosfere sahiptir.
Jüpiter manyetosferi, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, uzay sondaları tarafından Jüpiter’den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler. Bu alan da güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter’in 3-7 milyon km. uzağında başlar. Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km. ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur.
Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev Van Allen kuşağı bulunur.Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir. Bunun Jüpiter’in manyetik alanının oluşumuna neden olan metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılarak, gezegenin kendi etrafındaki dönüş hızını atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur.
Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu Jüpiter atmosferinden koparak manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır, ve büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır. Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu plazmanın ısısı 300-400 milyon K olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş’in merkezi de dahil olmak üzere Güneş sisteminin (Güneş taçküresi dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş sisteminin en büyük oluşumu olarak kabul edilmelidir.
Yüklü parçacıklar Jüpiter’in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.
Jüpiter’in birçok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan gezegene en yakın olan İo, Jüpiter ile uydu arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır. Uydu yüzeyinden iyonize atomları kopararak İo ve Jüpiter’i iki yönden birbirine bağlayan ve İo Plazma Torus’u adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 gigawatt değerini bulduğu sanılır. Jüpiter’i çevreleyen 1 milyon km. yarıçapındaki alan, çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle uzay sondalarının bu alandan geçtikleri sıradaki etkinliklerini önemli ölçüde kısıtlamıştır, ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar yaratabilecek durumdadır.
Uydular
Jüpiter’in 63 doğal uydusu bilinmektedir. Galileo Galilei 1610 yılında kendi yaptığı basit teleskopla Jüpiter’in en büyük 4 uydusu İo, Europa, Ganymede, ve Callisto’yu keşfederek ilk kez Yerküreden başka bir gezegene ait uyduların varlığını göstermiştir. Bu uydular sonradan Galilei uyduları olarak adlandırılmıştır. 1970’lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter’i ziyaret eden Voyager uzay araçları 3 yeni uydunun bulunmasına yardımcı olmuş, 2000 yılından bu yana yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla, bu sayı kısa sürede artmıştır. Jüpiter’in doğal uyduları makalesinde uydular hakkında ayrıntılı bilgi yer almaktadır.
Jüpiter Araştırmalarının Tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Jüpiter, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Satürn ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
Jüpiter’in yalnızca parlak bir yıldız değil, üzerinde değişik koyulukta kuşakların seçilebildiği dairesel görünümde bir cisim olduğunu ilk farkeden 1610 yılında Galileo Galilei oldu. Galilei aynı zamanda Jüpiter’in en büyük dört uydusunu keşfetti ve Dünya dışındaki bir gezegenin kendi etrafında dönen uyduları olabileceğinin bu ilk kanıtını, Kopernik’in o güne dek yaygın kabul görmeyen güneşmerkezli teorisini desteklemek için kullandı.
1664’te İngiliz bilim adamı Robert Hooke, ( ya da bazı kaynaklara göre Fransız-İtalyan bilim adamı Giovanni Domenico Cassini) Büyük Kırmızı Leke’yi ilk kez gözledi.
1676’da Danimarkalı gökbilimci Ole Christensen Romer, Jüpiter’in uydularının örtülme ve tutulma zamanlarındaki oynamaların gezegenin Yer’den uzaklığıyla ilişkisini ölçerek ilk kez ışık hızını %25 yanılma payı ile hesapladı. Ölçüm araçlarının gelişmesinin katkısıyla, Romer’in bulduğu bu yöntem, 19. yüzyıl başında ışık hızının %1’den daha az hata ile hesaplanmasına olanak tanıdı.
1690’da Cassini, Jüpiter’in kendi etrafında dönüş süresinin kutuplarda ve ekvatorda farklı olduğunu ilk kez gözlemledi.
1932’de Alman gökbilimci Rupert Wildt tayfölçümsel gözlemlere dayanarak Jüpiter atmosferinde metan ve amonyak bulunduğunu saptadı, bunun ancak çok büyük miktarlarda hidrojen varlığı ile açıklanabileceğini bildirdi. Wildt, 1934’te gezegenin kütle ve yoğunluk verilerinden yola çıkarak Jüpiter’in iç yapısının ve atmosferinin bileşimini bugün kabul edilene benzer şekilde hesapladı.
Hidrojen varlığının kanıtlanması ancak 1960’larda kızılötesi tayfölçüm tekniklerinin gelişmesi ile gerçekleşti. Tayfölçümsel yöntemlerle varlığı ortaya çıkarılması çok güç olan helyum ise ancak 1970’lerde uzay sondalarının hidrojen-helyum atomları arasındaki etkileşimleri ölçmeleri ile gösterilebildi.
1955 yılında Burke ve Franklin, Jüpiter’den yayılan yüksek miktardaki radyo ışınımını rastlantısal olarak saptadılar. Bu buluş, Jüpiter’in çok güçlü magnetosferinin keşfedilmesine yol açtı.
Jüpiter’e Gönderilen Araçlar
Pioneer 10 ve 11 Uzay Araçları
Kasım-Aralık 1973’te Pioneer 10, Kasım-Aralık 1974’te Pioneer 11 adlı uzay sondaları Jüpiter’in yakınından geçerek gezegenin ilk yakından gözlemini gerçekleştirdiler. Sırasıyla 1972 ve 1973 yıllarında fırlatılan birbirinin aynı bu iki araç, sınırlı teknik donanıma sahip olmalarına karşın daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladılar.
Jüpiter’in boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
Gezegenin çekim alanının çok düzenli olduğu görüldü, buna dayanarak Jüpiter’in büyük ölçüde akışkan bir yapıya sahip olduğu görüşü güç kazandı.
Uyduların boyutları ve fiziksel özellikleri hakkında edinilen yeni bilgilerle Jüpiter sisteminin oluşumu ve evrimi üzerine yeni bakış açıları oluşturuldu.
Manyetosfer ile ilgili çok sayıda ölçüm yapıldı.
Jüpiter’in gezegenlerarası alana yüksek enerjili elektron ve düşük enerjili protonlar yaydığı saptandı ve böylece bilinen kozmik ışınım kaynaklarına yeni bir tanesi eklenmiş oldu.
Gezegenin birçok fotoğrafı çekildi, kızılötesi ve morötesi alanda incelemelerle atmosferin bileşimi ve meteorolojik özellikleri hakkında yeni bilgiler edinildi. Yeryüzünden gözlenemeyen kutup bölgelerinin görüntüleri elde edildi.
Büyük Kırmızı Leke’ye benzer, daha küçük boyutta lekeler saptandı, bu oluşumların meteorolojik olaylar olabileceği düşüncesi sağlamlaştı.
Beta Scorpio yıldızının radyo ışınımının Jüpiter’in atmosferi tarafından örtülmesi incelenerek atmosferin değişik yükseltilerindeki sıcaklıklar ölçüldü.
Voyager 1 ve 2 Uzay Araçları
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Ocak-Mart 1979 ve Haziran-Temmuz 1979 tarihlerinde Jüpiter’in yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
Voyager 1, Jüpiter’in de Satürn‘ün halkalarına benzer bir halka sistemi bulunduğunu saptadı.
Jüpiter’in 3 yeni uydusu, Adrastea, Metis, ve Thebe keşfedildi.
Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi. Uyduların ayrıntılı yüzey fotoğrafları yardımıyla, iç yapıları hakkında değerli ipuçları sağlayan jeolojik özellikleri öğrenildi.
İo üzerinde volkanik aktivite gözlendi. Jüpiter manyetosferinin dış kesimlerine kadar uzanan alanda İo’dan kaynaklandığı sanılan kükürt, oksijen, ve sodyum izlerine rastlandı. Aynı elementlere ait iyonların İo yörüngesi içinde ışık hızının %10’una varan hızlara ulaşarak bir sıcak plazma alanı oluşturduğu saptandı. Pioneer uzay araçlarının gözlemleri ile çelişen bu bulgular iç manyetosferin değişken bir yapısı olduğu izlenimini oluşturdu.
İo’dan Jüpiter’e ulaşan akı hattının 5 milyon amper düzeyinde bir elektrik akımı taşıdığı saptandı.
Voyager 2’nin Satürn’e doğru yolculuğu sırasında Jüpiter manyetosferinin Satürn yörüngesine dek uzanan kuyruğu kanıtlandı.
Jüpiter atmosferinde yıldırımlara neden olan yoğun elektrik boşalmaları saptandı.
Bulut hareketleri izlendi, atmosfer akımlarının önceden bilinmeyen ayrıntıları saptandı, Büyük Kırmızı Leke’nin altı günlük bir devirle saat yönünün tersinde döndüğü görüldü.
Kutup ışıkları gözlendi.
Atmosferin üst kesimlerindeki helyum oranı ölçüldü, Güneş ve gezegenleri oluşturan ilksel Güneş Bulutsusu’nun bileşimi hakkında ipuçları sağlandı.
Ulysses Uzay Aracı
Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturtulmak üzere 1990 yılında fırlatılan Ulysses uzay aracı, bu yörüngenin gerektirdiği ivmeyi kazanması amacıyla Jüpiter’in yakınından geçerek gezegenin çekim gücünden yaralanabileceği bir yol izledi. 8 Şubat 1992’de Jüpiter’in 450.000 km. kadar yakınından geçen araç, bu fırsatı değerlendirerek 2-14 Şubat tarihlerini kapsayan dönemde Jüpiter’in manyetosferi üzerinde yoğunlaşan gözlemlerde bulundu. İo Plazma Torus’u içinden geçerek ölçümler yaptı, manyetosferin çeşitli bölgelerinde manyetik alan, değişik frekanslarda ışınımlar, yüksek enerjili parçacıklar, ve plazma bileşenlerini hedef alan çok sayıda gözlem yaptı. Jüpiter yakın geçişi sonrasında kazandığı kutupsal yörüngesi sayesinde, Jüpiter manyetosferinin tutulum düzlemi dışındaki daha önce araştırılmamış bölgelerinde de gözlem yapma olanağını sağladı.
Ulysses, Kasım 2003-Nisan 2004 arasında ikinci kez Jüpiter’in yakınından geçti.
Galileo Programı
1989 yılında fırlatılan Galileo uzay aracı, bir yörünge aracı ve bir atmosferik sonda olmak üzere iki ayrı birimden oluşmakta idi.
Galileo’nun Jüpiter ile ilgili görevi planlanandan önce başladı. Temmuz 1994’te, gezegene ulaşmasından 18 ay önce, Shoemaker-Levy kuyrukluyıldızının Jüpiter’e çarpmasını yeryüzünden yapılan gözlemlere oranla daha elverişli açılardan görüntüledi.
Jüpiter’e yaklaşırken uzay aracından ayrılan atmosferik sonda 7 Aralık 1995’te gezegen atmosferine daldı, bir paraşüt yardımıyla yavaşlayarak, atmosferin derinliklerinde yüksek basınç ve ısı nedeniyle tahrip olmadan önce 58 dakika süreyle veri topladı ve yeryüzüne gönderdi. Ölçümler, atmosferin beklenenden çok daha kuru olduğu izlenimini verdi, ancak sonradan sondanın giriş noktasının alçalan kuru ve soğuk hava akımlarına denk gelen bir atmosfer bölgesinde olduğu görüşü ağırlık kazandı. Sonda, beklenen değerlerin beşte biri kadar su buharı, beklenenin yarısı kadar helyum ve metan düzeyleri gözledi. Yer atmosferinde gözlenenden 10 kat fazla yıldırım etkinliği saptandı.
Galileo yörünge aracı, 7 Aralık 1995’te Jüpiter çevresinde yörüngeye girdi ve görevini tamamladığı 2003 yılına dek 35 tur tamamladı, İo, Europa, Ganymede, Callisto, ve Amalthea ile ilgili gözlemleri gerçekleştirdiği 34 yakın geçiş yaptı. Uyduların yüzey şekilleri ve iç yapıları ile ilgili geniş bilgi edinilmesini sağladı.
Jüpiter halkalarının oluşumunda kozmik çarpışmalar sonucunda iç uydulardan kopan maddelerin katkısı anlaşıldı.
Jüpiter manyetosferinin kendine özgü pek çok özelliği ortaya çıkarıldı.
21 Eylül 2003’te uzatılmış görevini tamamlayan Galileo, yaşam barındırma olasılığı bulunan uydulara zarar vermemesi için, Jüpiter üzerine düşürülerek parçalandı.
Cassini-Huygens Programı
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, Jüpiter’in çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için bu gezegenin yakınından geçen bir rota izledi. 30 Aralık 2000 tarihinde Jüpiter yakın geçişini gerçekleştiren sonda, bu tarihin öncesi ve sonrasını kapsayan birkaç aylık süre içinde bilimsel aygıtlarını Jüpiter hakkında veri toplamak için çalıştırdı.
Jüpiter’in bugüne dek elde edilen en yüksek çözünürlüklü görüntüleri kaydedildi.
Jüpiter’in atmosferinde koyu renkli görünümü ile ayırdedilen kuşakların, alçalan gaz kütlelerinin oluşturduğu siklon alanları olduğu yönündeki yerleşmiş görüşü sarsan bulgular elde etti. Ayrıntılı görüntülerde, bu koyu kuşaklarda her biri yükselen gaz kütleleri içeren açık renkli bulut kümelerinden oluşmuş çok sayıda küçük fırtına hücresinin bulunduğu ve net gaz hareketinin koyu kuşaklarda da yukarı doğru olduğu ortaya çıktı.
Jüpiter halkalarının neden olduğu ışık saçılmasının ölçümü, halkaların düzensiz ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu ortaya koydu.
Chandra X-ışını Gözlem Uydusu ve Hubble Uzay Teleskopu
1999 yılında fırlatılarak Dünya etrafındaki yörüngesine oturtulan Chandra uydusu, X-ışını dalga boyunda yaptığı gözlemlerde, Jüpiter’in kutup bölgelerinde gözlenen dünyadakinden 1000 kat daha güçlü kutup ışıklarının elektronlarını kaybetmiş yüksek enerjili oksijen ve benzeri iyonların atmosfer ile etkileşimi sonucunda ortaya çıktığını belirledi. Eşzamanlı olarak Hubble uzay teleskopundan alınan görüntülerde hidrojen iyonlarında artışa rastlanmaması, bu parçacıkların Güneş kaynaklı olamayacağını ortaya koydu. Böylece Jüpiter’de gözlenen kutup ışıklarının Yer atmosferindekinden farklı bir mekanizma ile oluştuğu ve büyük olasılıkla İo’dan kopan atomların Jüpiter manyetosferinde hızlanarak atmosfere çarpmalarının sonucu oldukları varsayımı güçlendi.
Tasarı Aşamasındaki Araştırmalar
Plüton ve uydusu Charon’u incelemek üzere NASA tarafından Ocak 2006’da fırlatılan ve hız kazanması için Jüpiter’in yakınından geçen bir rota izlemesi öngörülen New Horizons uzay sondası, Şubat-Mart 2007’de Jüpiter ile ilgili gözlemler yapabilecektir.
NASA tarafından geliştirilmekte olan Prometheus programının ilk aşaması JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter-Jüpiter Buz Uyduları Yörünge Aracı), Nükleer-Elektrik İtme Gücü ile hareket eden bir uzay sondası ile Jüpiter’in Galilei uyduları’nın ayrıntılı incelenmesini olanaklı kılacaktır. Bu projenin en erken fırlatma tarihi olarak 2015 yılı önerilmektedir.
Gözlem koşulları
Venüs’ten sonra en iyi gözlenebilen gezegendir.
Jüpiter’in İlginç Özellikleri
Bazı özellikleri, Jüpiter’i eşşiz kılmaktadır:
Jüpiter, Güneş Sistemi’nin en büyük gezegeni olmakla kalmaz, kütlesi tek başına diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin 2,5 katına ulaşır.
Kendi etrafında dönüş süresi en kısa olan gezegendir.
En güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahip gezegendir.
Büyüklük ve çeşitlilik açısından en zengin uydu sistemine sahip gezegendir. Güneş Sistemi’nin en büyük gezegen uydusu Ganymede, Jüpiter etrafında dönmektedir.
7 Aralık 2006 perşembe akşamı hepberaber gerçek dünyanın hikayelerinden ayrılıp gökyüzünün masallarına doğru yol alacağız. Masalları perşembe akşamı saat 18.00 da Cavid Erginsoy Seminer Salonunda Orkun Kule anlatacak.
Uranüs Güneş sisteminin Güneş’ten uzaklık sırasına göre 7. gezegenidir. Çap açısından Jüpiter ve Satürn’den sonra üçüncü, kütle açısından bu iki gezegen ve Neptün’ün ardından dördüncü sırada gelir. Adını Yunan mitolojisi’ndeki gökyüzü tanrısı Uranos’tan (Yunanca’da Οὐρανός, Latinceleştirilmiş şekli ile Uranus) alır. Eski çağ gökbilimcilerin göremediği ilk gezegen 1781 yılında William Herschel tarafından bulunmuştur. Gaz devleri sınıfına girmektedir.
Yörünge
Uranüs, Güneş çevresinde bir devrini 84 yılda tamamlar. Hafifçe eliptik olan yörüngesi boyunca, Güneş’e uzaklığı 18-20 Astronomi birimi (ortalama 19,2 AB) arasında değişir.
Fiziksel Özellikler
Uranüs’ün kütlesi Yer’inkinin 15 katı, hacmi ise 63 katıdır. Uranüs’ün çevresinde ince, keskin hatlı ve koyu renkli 10 halkanın olduğu tespit edilmiştir. Halkaların tümü, yaklaşık 1 m çapında koyu renkli kaya benzeri parçalardan oluşmaktadır. Bunların yapısı henüz belirlenememiştir. Uranüs, kutbu güneşe bakacak şekilde tekerlek gibi döner. Böylece etrafındaki halkalar da dik olarak onunla birlikte döner.
Uranüs’de, Yer’in ve Satürn’ün çevresindekilerle karşılaştırılabilecek ölçüde manyetik alan vardır. Manyetik alanın ekseni, gezegenin dönme eksenine göre 55o eğiktir ve bu diğer gezegenlere oranla oldukça yüksek bir değerdir. Bu eğiklik manyetik alanın, güneş rüzgarı karşında tirbuşan benzeri uzun bir kuyruk yapmasına neden olur. Gezegenin dönme periyodu yaklaşık olarak 17.5 saattir ve dönme ekseni olağandışıdır. Uranüs’ün eriyik halde bulunan ağır bir çekirdeği vardır. Çekirdeğin çevresinde ise su, metan ve amonyaktan oluşan birkaç bin oC sıcaklığında ve binlerce km kalınlığında bir manto yer alır. Bu aşırı sıcak mantonun, üzerindeki atmosferin ağırlığından kaynaklanan devasa basıncın etkisiyle kaynayamadığı ve buranın elektriksel olarak iletken olduğu, gezegenin manyetik alanını ürettiği sanılmaktadır.
Uranüs’ün 27 uydusu bilinmektedir. Jüpiter ve Satürn’den sonra en fazla uyduya sahip olan gezegendir. Beş büyük uydusunun (Miranda, Umbriel, Ariel, Oberon ve Titania) çapı 500–1600 km arasında değişir.
Satürn Güneş sisteminin güneşten uzaklık sırasına göre 6. gezegenidir. Büyüklük açısından Jüpiter’den sonra ikinci sırada gelir. Adını Roma tarım tanrısı Saturnus’tan alır. Arapça kökenli Zühal adı Türkçe’de giderek daha az kullanılmaktadır. Sekendiz olarak da bilinir. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.
Fiziksel özellikler
Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır. Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0.69 olan bu değer, Yerküre’nin yoğunluğunun % 12’si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn’e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görüntüsünü vermektedir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.47 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn’ün Güneş’ten aldığı enerjinin 3 kat fazlasını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş’e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K’ den (-202°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Satürn’ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan ve daha sınırlı ölçüde Jüpiter’de de gözlenen bu olgu Satürn’ün yarattığı ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya yeterli değildir. Ek bir mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa çıkarması önerilmektedir.
İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün ‘buz’ ve ‘kaya’ oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Satürn ise Jüpiter ile birlikte, adını yine Jüpiter’den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş’i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn’ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn’de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
Satürn’ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir ‘buz’ ve ‘kaya’ tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur. Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir. Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır. Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10.000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn’ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir. Satürn‘ün merkezinde sıcaklığın 12.000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir.
Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar’dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Jüpiter’de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20.000 km.lik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır.
En dışta, gezegenin hacminin %90’ını oluşturan en az 30.000 km. kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir.
Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir. Satürn atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter’e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süperakışkan şeklinde gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir. Bu olasılığın geçerli olması durumunda helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir. Bugün, metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın olarak kabul edilmektedir. Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn’ün ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu düşünülmektedir. Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir. Güçlü yerçekiminin ve akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya da askıda bulunabileceği varsayılabilir.
Atmosfer
Gaz
Oran
Hidrojen H2
<0.94
Helyum He
<0.06
Metan CH4
0.002
Su H2O
0.001
Amonyak NH3
0.0001
Etan C2H6
5×10-6
Hidrojen sülfid H2S
1×10-6
Hidrojen fosfür PH3
1×10-6
Asetilen C2H2
1×10-7
Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel bileşeni, bir gaz devi gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu’nun içeriğine benzer olarak, hidrojen gazıdır. Ancak, Jüpiter’in atmosferinden farklı olarak, helyum oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir.Bu olgunun, helyumun kütleçekimi etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan (CH4), %0,1 oranla su buharı (H2O), ve %0,01 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanır.
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.
Satürn’ün daha zayıf çekim gücü nedeniyle, atmosferi gezegenin merkezinden uzaklık bakımından daha geniş bir alana yayılmıştır; derinlikle ısı ve basınç artışı Jüpiter’e oranla daha sınırlıdır. Bu nedenle, atmosferin alt sınırı olarak kabul edilebilecek fizik koşullara çok daha derinlerde ulaşılır. Aynı şekilde, atmosferin çeşitli yükseltilerinde görülen değişik bileşiklerin yoğunlaşmasından oluşmuş bulutlar Jüpiter’e oranla birbirinden daha aralıklı yer alırlar. En yüksek bulutlar, tropopoz düzeyinin yaklaşık 100 km. altında amonyak, 200 km. altında amonyum hidrosülfid ve 300 km. altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.
Bulutlar ve Atmosfer Akımları
Jüpiter’dekine benzer ekvatora paralel bulut kuşakları Satürn atmosferinde de gözlenir, ancak kuşaklar arasındaki renk ve kontrast farkı aynı derecede çarpıcı değildir. Bu silik görünümün nedeni bulut katmanlarının daha geniş bir yükselti aralığına dağılmış ve kalın bir atmosfer kütlesi ile örtülmüş olmalarıdır. Birbirine komşu kuşaklarda bulutların zıt yönde ve büyük bir hızla ilerledikleri görülür. Kuşakların dağılım ve hareketleri kuzey ve güney yarımkürelerde Jüpiter’e oranla daha simetriktir. Batıdan doğuya doğru 1800 km./saat hızında kesintisiz bir akımın gözlendiği ekvator kuşağı, kuzey ve güney yönünde 35. enlem derecelerine kadar uzanarak gezegenin en büyük meteorolojik yapısını oluşturur.
Yeryüzünden yapılan gözlemlerde bazıları devasa boyutlara ulaşan ‘beyaz leke’ler gözlenmiştir. Bu oluşumların, günler, bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür. Cassini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır.
2005 yılında Keck Gözlemevi’nden elde edilen yeni bir bulgu, Satürn’ün güney kutbundaki ‘sıcak burgaç’tır. 87. enlem derecesinden başlayan birkaç derecelik ani sıcaklık artışı, Güneş Sistemi’nde başka örneği bulunmayan ve açıklama bekleyen bir olgudur.
Satürn’ün Kendi Ekseni Etrafında Dönüşü
Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn’ün dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi, ‘Sistem I’ ve ‘Sistem II’ olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika 24 saniyedir ve Sistem II adını alır. Satürn’den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 22,4 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. ‘Sistem III’ adı verilen bu periyod Satürn’ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu, ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker. Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn’e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi. Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte, öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır. Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması, gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir.
Halkalar
Satürn’ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları, gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn’ü diğer gezegenlerden ayırdeden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970’lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir.
Halkalar, ekvator düzleminde gezegenin merkezinden uzaklıkta 67.000 km. ile 480.000 km. arasında kalan alanı kaplamaktadır. Satürn’ün yarıçapı RS=60.250 km. olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6.700 km. uzaklıkta bulunduğu görülür. Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 RS yani 150.000 km. olan Roche limitinin çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen büyük sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır. Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır.
Manyetosfer
Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter’in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu, Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir. Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter’de olduğu gibi manyetik kutupları Yer’in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Satürn’ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.
Satürn manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği, Satürn’ün Güneş’e dönük yüzünde 300-1000 km./saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen, karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ‘manyetik kuyruk‘ şeklinde devam eden, damla biçiminde bir hacmi kapsar. Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini uzay sondası tarafından Satürn’den Güneş doğrultusunda 3 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır. Manyetopoz, Satürn’ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize atomlar, serbest elektronlar, yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur, ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter’dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn’ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır.
Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn’ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.
Uydular
Satürn’ün resmi olarak ad verilmiş 34 uydusu vardır. 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005’te Uluslararası Gökbilim Birliği’nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005′ te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 47’ye ulaşmaktadır. Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır. Satürn’ün uydularının listesi, Satürn’ün doğal uyduları makalesinde yer almaktadır.
Satürn Araştırmalarının Tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
1610 yılında Galileo Galilei kendi yaptığı teleskop yardımı ile gözlediği Satürn’ün küresel bir yapısı olduğunu farketti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile ‘kulak’ olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları oldukları anlaşılacak oluşumları gördü.
1655’te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens Satürn’ün en büyük uydusu Titan’ı keşfetti. Huygens 1659’da Galilei’nin görmüş olduğu oluşumun Satürn’ün halkası olduğunu açıkladı.
1670’ler ve 1680’lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini, halkalar içindeki Cassini bölümünü ve dört yeni uyduyu daha (Japetus, Rhea, Tethys, Dione)keşfetti.
1789’da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel Satürn’ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas, Enceladus) keşfetti.
1837’de Alman gökbilimci Johann Encke halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti.
19.cu yüzyılın ikinci yarısında Edouard Roche, James Clark Maxwell, Daniel Kirkwood halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler.
1848’de William Lassell Hyperion’u, 1898’de William Henry Pickering Phoebe’yi keşfetti.
1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi.
1966’da Janus ve Epimetheus keşfedildi.
Pioneer 11 uzay aracı
1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 uzay sondası, Aralık 1974’te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979’ta Satürn’ün 21.000 km. yakınından geçti. Sınırlı teknik donanıma sahip olmasına karşın bu araç daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı.
Satürn’ün boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
Satürn’ün ve uydularının birçok fotoğrafı elde edildi. Gezegen ve halkaları ilk kez karanlık yüzlerinden gözlendi.
F halkası keşfedildi.
Voyager 1 ve 2 uzay araçları
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn’ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
Satürn atmosferindeki Helyum oranının Jüpiter’dekine göre az olduğu anlaşıldı.
Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi.
Satürn atmosferindeki bantlar, geçici oval yapılar gözlemlendi. 1800 km./saat hızına ulaşan büyük ölçekli atmosfer akımları saptandı.
Gezegenin karanlık yüzünden radyo dalgaları ile yapılan gözlemlerle atmosferin değişik düzeylerindeki sıcaklıklar ölçüldü.
Kutup ışıkları gözlendi. Bu arada, orta enlemlerde mor ötesi bantta kutup ışıklarına benzer, nedeni açıklanamayan ışınımlar saptandı.
Halkaların ayrıntılı yapısı gözlendi, sayılamayacak kadar çok miktarda küçük halkacıklardan oluştukları anlaşıldı. Yeryüzünden yapılan gözlemlerde sınırlı şekilde görülebilen D ve E halkalarının varlığı kanıtlandı, G halkası keşfedildi.
B halkasında ‘araba tekerleklerinin çubuklarını’ andıran ışınsal yoğunluk değişimleri gözlendi.
Satürn’ün 4 yeni uydusu keşfedildi. Bunlardan Pan’ın farkedilmesi, Voyager 2 uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti.
Cassini-Huygens programı
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs (2 kez), Yer ve Jüpiter yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004’te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005’te Satürn’ün en büyük uydusu Titan üzerine iniş yaptı. Cassini yörünge aracı ise Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve çeşitli uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı.
Satürn’ün kendi etrafında dönüş hızı ile ilgili olarak 1997 yılında Fransız gözlemcilerin saptadığı ve daha önceki bilgilerle çelişen veriler doğrulandı ve gezegenin radyo kaynağının dönüş periyodu 10 saat 45 dakika 45 saniye olarak belirlendi.
Araç, yörünge giriş manevrasından önce Satürn halka düzlemini kuzeyden güneye doğru geçti. F ve G halkaları arasındaki boşluktan yapılan bu geçiş, boşluk olarak kabul edilen bölgedeki parçacıkların miktarı konusunda bilgi verdi.
Phoebe, Titan, Japetus, ve Enceladus yakın geçişleri gerçekleştirilerek uyduların yüksek çözünürlüklü görüntüleri elde edildi ve bilimsel gözlemler gerçekleştirildi.
Huygens sondası, Titan yüzeyine iniş sırasında uydunun atmosferi ve yüzeyi hakkında veriler topladı ve görüntüler elde etti.
Satürn’ün 4 yeni uydusu keşfedildi.
Programın 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır.
Gözlem koşulları
Jüpiter’den daha sönük görünmesine rağmen Satürn kolaylıkla gökyüzünde ayırt edilebilir.
Satürn’ün Özel Yeri
Bazı özellikleri, Satürn’ü eşsiz kılmaktadır:
Güneş Sistemi’nin yoğunluğu en düşük gezegenidir. 0,69 g./cm3 yoğunluğu ile suyun üzerinde batmadan durabilir.
Basıklık oranı en yüksek gezegendir. Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür.
En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir. Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır.
Üzerinde en hızlı rüzgarların estiği gezegendir. Ekvator çevresinde gözlenen sürekli batı rüzgarlarının hızı 1800 km./saati bulur.
Nebula (bulutsu) yıldızlarası boşluklarda yer alan bulutu andıran gökcisimleridir.Hidrojen gazı, toz ve plazmadan oluşur.Yapısında yıldızlar bulundurur ve bu yıldızların ışığıyla görünür hale gelirler.Bulutsular yıldız dönüşümünün ilk aşamasıdır.
Bulutsu terimi önceden yıldızlar gibi noktasal olmayan tüm bulut benzeri cisimler için kullanılırdı. Örneğin Andromeda Galaksisi galaksiler keşfedilmeden önce Andromeda Bulutsusu olarak geçerdi.
Avcı Bulutsusu Andromeda galaksisi
BULUTSU (NEBULA) OLUŞUMU
Bulutsular oluşumları bakımından ikiye ayrılırlar.Süpernova kalıntısı bulutsular ve gezegenimsi bulutsular.Süpernova oldukça büyük bir yıldızın (Güneş’in en az 6 katı) ömrünün sonuna geldiğinde şiddetle patlaması durumuna verilen addır.Süpernova patlamaları izlemeye değer olaylardır.En son kaydedilen patlama 1987 yılında olmuş ve kayıtlara 1987A olarak geçmiştir.Eski çağlarda Çin’de de izlenmiş bir süpernova patlaması vardır.Bu öyle şiddetli bir patlamadır ki güneş bir süpernova geçirecek olsa Mars’ı bile yutacak kadar genişleyecektir.Bu patlama sırasında yıldız, maddesinin yarısından fazlasını toz ve gaz bulutu olarak uzaya fırlatır ve kalan maddesi kendi çekim kuvveti etkisiyle küçülüp bir nötron yıldızına, bin de bir ihtimalle de bir karadeliğe dönüşür.Uzaya dağılan gazlar zamanla yoğunlaşarak gaz bulutları oluştururlar ve reaksiyona girerek çeşitliliklerini arttırırlar.Böylece oluşan bulutsu çok renkli görünüşler kazanır.Bunlara oluşum biçimleri sebebiyle süpernova kalıntısı bulutsular denir.Gezegenimsi bulutsu adının oluşum biçimiyle bir alakası yoktur, görüntüleri gezegeni andırdığından böyle denmiştir.Gezegenimsi bulutsular da yıldızların patlamaları sonucu oluşur.Süpernova oluşturmayacak kadar küçük yıldızların hafif patlamaları veya kırmızı dev haline gelmiş bir yıldızın dış katmanlarını uzaya fırlatmaları sonucu oluşurlar.Peki bir bulutsunun gezegenimsi mi yoksa süpernova kalıntısı mı olduğunu nasıl anlıyoruz?Cevap oldukça basit.Sürernova sonucu oluşmuşlarsa gazlar çaşitli etkilerle dağılırlar ve garip şekiller oluştururlar.Fakat gezegenimsi bulutsularda gazlar dağılmadığı için simetriktir.
Not: Yengeç Bulutsusu 1054 yılında süpernovası Çinliler tarafından
gözlemlenmiş ve kayıtlara geçirilmişti.
YILDIZ BEŞİKLERİ
Bulutsular genellikle yıldız oluşum bölgeleri oluştururlar.Bulutsulardaki gaz, toz ve diğer materyaller yoğunlaşarak kümeler oluştururlar.Bu kümeler kendi çekim kuvvetinin etkisiyle biraraya gelir ve bir yıldız doğmuş olur.Yıldızın çevresinde kalan diğer materyaller de gezegenler, kuyruklu yıldızlar gibi diğer güneş sistemi cisimlerine dönüşürler.Bazı bulutsularda yeni doğan yıldızların çevresindeki bulutsu yıldızların ışık ve rüzgarları sonucu dağılır.Bu milyonlarca yıl sürer ve sonunda geriye açık bir yıldız kümesi kalır.
Kartal bulutsusu yıldız oluşumunun çok Ülker açık yıldız kümesi bir bulutsudan doğan
yoğun olduğu bir bulutsudur. yıldızlardan oluşuyor.
Ay’ın Dünya ile Mars büyüklüğündeki bir asteroitin çarpışması sonucu oluştuğu ileri sürülmüştür. Colorado’daki Southwest Araştırma Enstitüsü’nden araştırmacı Robin Canup, ilerlemiş bilgisayar teknolojisinden faydanılarak yapılan yeni canlandırmaların ve yeniden gözden geçirilen önceki canlandırmaların, Dünya’ya çarpan Mars kütlesindeki bir nesnenin, her ikisini şimdiki konumuna sokmak için yeterli olduğunu gösterdiğini’ söylemiştir. Bilim adamları ayrıca, aralarında Dünya’daki yerçekiminin Ay’ı yakaladığı ya da Dünya ve Ay’ın eş zamanda oluştuğunun bulunduğu diğer teorileri geçersiz sayıyorlar.
Öte yandan, Mars büyüklüğündeki asteroit teorisini ilk ortaya atan Harvardlı araştırmacı Al Cameron, Canup’un canlandırmasının tam oluşumu değil, ilk çarpışmayı kapsadığını ve çarpışmadan çıkan materyali taş yığını değil sert bir kaya varsaydığını bildimiş, Ay’ı oluşturacak çarpışma zamanında Dünya’nın, Canup’un iddia ettiği gibi tamamen değil, yalnızca 3/2’sinin oluştuğunu kaydetti.
Yörüngesel Özellikleri
Yarı büyük eksen
384,399 km (0.00257 AU)
Enberi
363,104 km (0.0024 AU)
Enöte
405,696 km (0.0027 AU)
Dışmerkezlik
0.0549
Dolanma Süresi
27.321582 gün (27 gün 7 saat 43.1 dakika)
Kavuşum Süresi
29.530588 gün (29 gün 12 saat 44.0 dakika)
Ortalama Yörünge Hızı
1.022 km/s
En Yüksek Yörünge Hızı
1.082 km/s
En Düşük Yörünge Hızı
0.968 km/s
Yörünge Eğikliği
18.29° – 28.58° Yer Ekvatoru’na 5.145° to Tutulum Düzlemine
Uydusu Olduğu Cisim
Dünya
Fiziksel Özellikleri
Ortalama Çap Ortalama Yarıçap
3,474.13 km(0.273 x Yer) 1,737.06 km(0.273 x Yer)
Ekvatoral Çap Ekvatoral Yarıçap
3,476.28 km(0.273 x Yer) 1,738.14 km(0.273 x Yer)
Kutuplar Arası Çap Kutuplar Arası Yarıçap
3,471.94 km (0.273 x Yer) 1,735.97 km (0.273 x Yer)
Ay in kendi ekseni etrafında dönüşü ile Dünya çevresindeki dönüşü eşit zamanda olmaktadır: 27,32 gün. Kombine (bileşik) dönüş diye de anılan ve Dünya ile Ay arasındaki karşılıklı kütle çekişinln (gravitasyon) sonucu olan bu dönüş nedeniyle, Ay Dünya’ya hep aynı yüzüyle yönelik kalır.
Oysa, farkına varılabilecek az bir sapma olmaktadır. Ay yörüngesi tam bir çember olmayıp elipse benzer. Ay, Dünya’ya yaklaşınca daha hızlı, uzaklaşınca daha yavaş hareket eder. Dönüş her zaman eşit olduğundan Ay’ın sağ (veya sol) kenarına bakılıyor olur. Bundan başka Ay’ın dönme ekseni de, yörüngesine dik değildir. Bu nedenle, Dünya, Ay’ın bazen Kuzey (veya güney) kutbuna doğru hafifçe yönelik durumdadır. Bu, eksendeki eğilme nedeniyle, bir Ay dolanımı içinde, yerden Ay’ın yüzünün, yaklaşık yüzde 60’ı görülür.
Güneş Tutulması
Ayın Güneş ile Dünya arasına girmesi ve bazı özel koşulların sağlanması neticesinde meydana gelir. Tutulmanın olabilmesi için, Ayın, Dünya etrafındaki yörüngesiyle Dünyanın Güneş etrafındaki yörüngesinin kesişim yerlerini belirleyen düğüm noktalarında veya bu noktalar civarında (Yeniay safhasında) bulunması gerekir.
Bilindiği üzere bir yıl içerisinde Ay, Dünya etrafında 12 kez dolanır. Dolayısıyla, eğer Ayın yörünge düzlemi Dünya’nınkiyle çakışık olsaydı, bir yılda 12 kez Güneş tutulması meydana gelebilirdi. Fakat durum böyle değildir. Ayın yörünge düzlemi ile Dünya’nınki arasında yaklaşık 5° 9’ lık bir açı vardır. Bu açı nedeniyle Dünya, Ay ve Güneş, Ayın Dünya etrafındaki her dolanımında tam olarak aynı doğrultuda bulunmazlar. Böylece her ay bir Güneş tutulması oluşması engellenmiş olur. Nitekim bir yılda en az iki, en çok beş Güneş tutulması meydana gelebilir.
Ay Tutulması
Ay dünya etrafındaki yörüngesini tamamlarken, dünyanın güneş ve ay arasında kalmasına neden olabilir. Bu durumda ay yüzeyine düşen güneş ışınları dünya tarafından engellenmiş olur. Karanlıkta kalan ay kısa süreli de olsa dünyadan gözlenemez bu olaya ay tutulması adı verilir. Bulutsuz bir gecede çıplak gözle rahatlıkla fark edilebilen bu olay, güneş tutulmasına göre, dünya yüzeyinde daha geniş bir alandan gözlenebilir. Ay tutulmasının dünya yüzeyinden gözlenebildiği alan dünyanın yarısından 24º kadar fazladır.
Venüs (Zühre, eski Türklerde Gök Göbeği, Çivi, Gök Çivisi, Kırgızlarda Demirkazık, Moğol ve Tunguzlarda Altın Direk, Roma astrolojisinde Lucifer), Güneş’e uzaklık bakımından ikinci gezegendir. Eski Roma tanrıçası Venüs’ün (Eski Yunan mitolojisinde Afrodit) adını almıştır.
Büyüklüğü açısından Dünya ile benzerlik gösterdiğinden Dünya ile kardeş gezegen olarak da bilinmektedir. Gökyüzünde Güneş’e yakın konumda bulunduğundan ve yörüngesi Dünya’nınkine göre Güneş’e daha yakın olduğundan yeryüzünden sadece Güneş doğmadan önce veya battıktan sonra görülebilir. Bu yüzden Venüs Akşam Yıldızı veya Sabah Yıldızı olarak da isimlendirilir. Bir diğer adı da ‘Çoban Yıldızı’dır. Görülebildiği zamanlar, gökyüzündeki en parlak cisim olarak dikkat çeker.
Yörünge
Venüs, Güneş’e yaklaşık 108 milyon kilometre uzaklıkta oldukça dairesel bir yörünge üzerinde, bir devrini 224,7 günde tamamlar. Güneş Sistemi’nin gezegenleri arasında gözlenen en düşük dışmerkezlik oranı, 0,007 ile Venüs yörüngesine aittir.
Venüs’ün Tanınmasının Tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Venüs Ay, Güneş, Merkür, Mars, Jüpiter ve Satürn ile birlikte, görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gök cisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren gök cisimlerinden biri olarak, tarih öncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur. Günümüze ulaşan en eski gökbilimsel belge olan ve M.Ö. 7.ci yüzyıla ait olduğu sanılan Ammisaduqa tabletinde Babillilerin M.Ö. 1700-1400 yılları arasında yaptıkları Venüs gözlemlerinden söz edilir. Eski Mezopotamya, Orta Amerika ve Uzak Doğu kültürlerinde Venüs’ün önemli bir yeri olmuştur. Eski Yunan’da sabah yıldızı olarak görüldüğünde ‘Phosphorus’, akşam yıldızı olarak görüldüğünde ise ‘Hesperus’ olmak üzere iki ayrı ad taşımaktaydı. Pisagor sayesinde bu iki yıldızın aslında aynı gök cismi olduğunu öğrenen ilk çağ dünyası, Venüs ve Merkür’ün Güneş çevresinde döndüğünü ileri süren Heraklit ile ilk kez Güneş merkezli görüş ile tanıştı.
1610’da İtalyan gökbilimci Galileo Galilei basit bir teleskop yardımı ile Venüs’ün evreleri olduğunu fark etti. Daha sonraki gözlemlerinde gezegenin evrelerindeki değişikliklere paralel olarak görünür boyutunun da değiştiğini gözleyen Galilei, bu bulguları gezegenin Güneş etrafında döndüğünün kuvvetli göstergeleri olarak kabul etti.
1761’de Rus gökbilimci Mikhail Vasilyeviç Lomonosov, Venüs’ün Güneş geçişi sırasında gezegenin kenar çizgisindeki düzensizliği fark ederek bunun bir atmosferin varlığını gösterdiğini öne sürdü.
1793’te, Alman gökbilimci Johann Schröter sonradan kendi adıyla anılacak ve Venüs atmosferinin neden olduğu anlaşılacak olan ‘faz kayması’ olayını gözledi. Bu olay, güneş ışınları ile aydınlanan kalın ve yoğun atmosferin Venüs’ün görünür kenar çizgisine eklenerek, bulunduğu konumun gerektirdiğinden farklı bir evredeymiş gibi algılanmasına neden olması sonucu ortaya çıkar.
1932 yılında, Amerikalı araştırmacılar W.S. Adams ve T. Dunham kızılötesi tayf ölçüm ile Venüs atmosferinin temel bileşeninin karbondioksit olduğunu öğrendiler. İzleyen yıllarda Rupert Wildt, tayf ölçüm verilerine dayanarak atmosferin kimyasal bileşimi yanı sıra basıncı, sıcaklığı, gezegen yüzeyi ile etkileşimi hakkında birçok tahminde bulundu.
1956’da Robert S. Richardson gezegenden yansıyan güneş ışınlarının Doppler kaymasını ölçtüğünde, bulguların gezegenin kendi etrafında dönüş yönünün ters olduğunu gösterdiğini saptadı.
1960’larda Massachusetts Teknoloji Enstitüsü (M.I.T.) ve Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü bilim adamları mikrodalga bandında radar incelemeleri ile Venüs’ün kendi etrafında dönüş süresini duyarlı olarak ölçtüler. Aynı dönemde yeryüzünden yapılan radar incelemeleri ile gezegenin yüzey şekilleri hakkında önemli bilgi elde edildi.
Venüs’e Gönderilen Araçlar:
Sputnik 7 (S.S.C.B)
4 Şubat 1961’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı)
Venera 1 (S.S.C.B)
12 Şubat 1961’de fırlatıldı. Başarısız. (Venüs’e ulaşamadan iletişim koptu. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede)
Mariner 1 (A.B.D.)
22 Temmuz 1962’de fırlatıldı. Başarısız. (Fırlatılmadan hemen sonra kontroldan çıkması üzerine imha edildi)
Sputnik 19 (1962AlphaPi1) (S.S.C.B)
25 Ağustos 1962’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılma aşamasında son kademe arızalandı. 3 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)
Sputnik 20 (1962 AlphaTau1) (S.S.C.B)
1 Eylül 1962’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı. 5 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)
Sputnik 21 (1962 APi) (S.S.C.B)
12 Eylül 1962’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinde iken infilak ederek parçalandı.)
Kosmos 21 (S.S.C.B)
11 Kasım 1963’te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı. 3 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı). Bu aracın bir Venüs sondası olduğu yalnızca bir tahmindir. Daha sonraki Venüs uçuşlarına hazırlık amaçlı bir test uçuşu da olabilir.
Kosmos 27 (S.S.C.B)
27 Mart 1964’te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)
Zond 1 (S.S.C.B)
4 Nisan 1964’te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs’e ulaşamadan radyo sistemi arızalandı). Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.
Venera 2 (S.S.C.B)
12 Kasım 1965’te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs’e varmak üzere iken iletişim kesildi). Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.
Venera 3 (S.S.C.B)
16 Kasım 1965’te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs atmosferine girmekte iken iletişim kesildi. Venüs üzerine çarparak parçalandı.) Bir başka gezegen üzerinde bulunan en eski insan yapımı nesnedir.
Kosmos 96 (S.S.C.B)
23 Kasım 1965’te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılma için ateşleme sırasında oluşan bir patlama ile hasar gördü. 16 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)
Venera 4 (S.S.C.B)
12 Haziran 1967’de fırlatıldı. Venüs atmosferinden veri gönderen ilk uzay aracı. 1106 kg. ağırlığında. 18 Ekim 1967’de Venüs atmosferine girdi, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken yanında taşımakta olduğu 2 termometre, bir barometre, bir radyo altimetre, bir atmosfer yoğunluğu ölçme cihazı, 11 gaz analiz cihazını düşüşe bıraktı ve bu cihazlardan gelen verileri yeryüzüne aktardı. Sondanın kendisi ise hidrojen ve oksijen algılayıcıları, kozmik ışın algılayıcısı yüklü parçacık algılayıcısı ve bir manyetometre taşımaktaydı. 25 km. yükseklikte atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve ulaştığı yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi. Bu şekilde ilk gezegenler arası yayını gerçekleştirmiş oldu.
Mariner 5 (A.B.D)
14 Haziran 1967’de fırlatıldı. 19 Ekim 1967’de Venüs yüzeyinin 4000 km. uzağından geçti. Gezegenler arası ortamda ve Venüs yakınlarında manyetik alan, yüklü parçacıklar, plazma ölçümleri yaptı; Venüs atmosferinin radyo ve morötesi bandında ışınımlarını taradı. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.
Kosmos 167 (S.S.C.B)
17 Haziran 1967’de fırlatıldı. Başarısız. (Venera 4’e benzer şekilde tasarlanmış olan ve Venüs üzerine inmesi planlanan bu araç Yer yörüngesinden ayrılamadı ve 8 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)
Venera 5 (S.S.C.B)
5 Ocak 1969’da fırlatıldı. 16 Mayıs 1969’da Venüs atmosferine girdi. Venera 4’e benzer şekilde tasarlanmış 405 kg. ağırlığındaki sonda, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken 53 dakika süreyle atmosfer hakkında veriler toplayıp gönderdi. Gezegen yüzeyine varamadan, atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve sondanın inebildiği 38 km. yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi.
Venera 6 (S.S.C.B)
10 Ocak 1969’da fırlatıldı. 17 Mayıs 1969’da Venüs atmosferine girdi. Venera 4’e benzer şekilde tasarlanmış 405 kg. ağırlığındaki sonda, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken 51 dakika süreyle atmosfer hakkında veriler toplayıp gönderdi. Gezegen yüzeyine varamadan, atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve sondanın inebildiği 36 km. yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi.
Venera 7 (S.S.C.B)
17 Ağustos 1970’de fırlatıldı. 15 Aralık 1970’de Venüs atmosferine girdi. 495 kg ağırlığındaki iniş sondası bir paraşüt arızası nedeniyle 60 dakika sürmesi gereken inişini 35 dakikada tamamlayarak Venüs yüzeyine indi ve buradan 23 dakika süreyle sinyaller gönderdi. Gezegen yüzeyinde atmosfer sıcaklığının 475oC, basıncın ise 90 atmosfer olduğunu saptadı. Böylece bir başka gezegenin yüzeyine çalışır durumda inen ve radyo yayınları yeryüzüne veri gönderen ilk uzay aracı oldu.
Kosmos 359 (S.S.C.B)
22 Ağustos 1970’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)
Venera 8 (S.S.C.B)
27 Mart 1972’de fırlatıldı. 22 Temmuz 1972’de Venüs atmosferine girdi. Bir paraşüt sistemi yardımı ile inişi sırasında atmosfer hakkında veriler topladı. Değişik yükseltilerdeki rüzgar hızını ve ışık şiddetini ölçtü. Sert atmosfer koşullarında görev süresini uzatabilmek amacıyla bir dış soğutma sisteminden yararlandı ve yüzeye inişinden sonra 50 dakika süreyle veri gönderebildi. Gezegen yüzeyinde aydınlığın fotoğraf çekilebilmesine olanak tanıyacak düzeyde olduğunu saptadı.
Kosmos 482 (S.S.C.B)
31 Mart 1972’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)
Mariner 10 (A.B.D)
3 Kasım 1973’te fırlatıldı. 5 Şubat 1974’te, daha sonraki Merkür buluşması için uygun rotayı sağlayacak şekilde Venüs yakın geçişini gerçekleştirdi. Gezegen yüzeyinin 5800 km. üzerinden geçerken, çok sayıda fotoğraf çekti, Venüs’ün ilk kez mor ötesi bantta görüntülerini elde etti ve bu sayede daha önce bilinmeyen atmosfer akımlarını tanımladı, Venüs’ün dikkate değer bir manyetik alanının bulunmadığını, ancak iyonosfer ile güneş rüzgarının bir şok dalgası oluşturacak şekilde etkileştiklerini gözledi. Venüs atmosferinde hidrojen bulunduğunu ve izotop dağılımına dayanarak bu hidrojenin Güneş kaynaklı olduğunu saptadı. Atmosferin radyo dalgalarını örtme biçimini inceleyerek Venüs bulutlarının en yoğun oldukları yükseklikleri hesapladı.
Mariner 2 (A.B.D)
27 Ağustos 1962’de fırlatıldı. İlk başarılı Venüs sondası. 201 kg. ağırlığında. 14 Aralık 1962’de gezegenin 35.000 km. yakınından geçti. 42 dakika süren bilimsel gözlemleri ile Venüs hakkında bilinenlere önemli yenilikler ekledi. Venüs yüzeyinin 425oC’ den sıcak olduğunu, bulut tepelerinde ise sıcaklığın düşük olduğunu saptadı. Böylece gezegen yüzeyindeki koşullarda sera etkisinin payı anlaşıldı. Gezegenin manyetik alanı bulunmadığını gösterdi. Ayrıca Venüs’e doğru yolculuğu sırasında ilk kez güneş rüzgarını inceledi, güneş patlamaları kaynaklı yüksek enerjili yüklü parçacıklar ve kozmik ışınlar ile ilgili ölçümler yaptı, gezegenler arası toz miktarının sanılandan daha az olduğunun anlaşılmasını sağladı. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.
Not: Mariner 10, Merkür gezegenine doğru yolculuğuna devam ederek bu gezegeni ziyaret eden
365 gün 6 sa. 9 dk. 9 s. (365,25636 gün) (1,000039 dönencel yıl)
Yörünge hızıortalama En yüksek En düşük
29,78 km/s 30,29 km/saniye 29,29 km/s
Doğal uydu sayısı
1 (Ay)
Fiziksel Özellikler
Ekvator çapı
12.756,28 km
Kutuplar arası çap
12.713,56 km
Basıklık
0,003
Ekvator çevresi
40.075 km
Yüzey alanıKaralar Denizler
510.067.420 km2 148.847.000 km2 (%29,2) 361.220.420 km2 (%70,8)
Hacim
1,08 x 1012 km3
Kütle
5,97 x 1024 kg.
Yoğunluk
5,51 g/cm3
Eksen eğikliği
23,44°
Dönme süresi(Yıldız günü)
23 sa. 56 dk. 4,1 sn. (0,99727 gün)
Yerçekimi
9.78 m/s2
Kurtulma hızı
11,18 km/s
Beyazlık (albedo)
0,37
Yüzey sıcaklığıortalama En yüksek En düşük
14°C (287 K) 57,7°C (331 K) – 89,2°C (184 K)
Atmosferin içeriği
Azot
%78.08
Oksijen
%20.94
Argon
%0.93
Karbondioksit
%0.038
Su buharı
Eser (iklime bağlı olarak değişir)
Yer (Dünya, Yeryüzü, Acun, eski dilde Arz), Güneş sistemi’nin Güneş’e uzaklık açısından üçüncü sıradaki gezegeni. Üzerinde yaşam barındırdığı bilinen tek doğal gök cismidir. Katı ya da ‘kaya’ ağırlıklı yapısı nedeniyle üyesi bulunduğu yer benzeri gezegenler grubuna adını vermiştir. Bu gezegen grubunun kütle ve hacim açısından en büyük üyesidir. Büyüklükte, Güneş sistemi’nin 9 gezegeni arasında gaz devlerinin büyük farkla arkasından gelerek beşinci sıraya yerleşir. Tek doğal uydusu Ay’ dır.
Biçimi
Yer’in şekli basık küremsiye (oblate spheroid) çok yakındır ama Yer’in tam şekli sayılan geoit ondan bazı yerlerde 100 m kadar farkedebilir. Referans küremsinin (sferoitin) ortalama çapı 12.742 km (~ 40,000 km / π). Yer’in ekseni etrafında dönmesi ekvatorun dışarı doğru biraz fırlamasına neden olduğu için ekvatorun çapı, kutupları birleştiren çaptan 43 km daha uzundur. Ortalamadan en büyük sapmalar, Everest Dağı (denizden 8,850 m yüksekte) ve Marinara Çukuru dur (deniz seviyesinin 10,924 m altı). Dolayısyla ideal bir elipsoide kıyasla Yer’ın %0,17’lik bir toleransı vardır. Ekvatorun şişkinliği yüzünden Yer’in merkezinden en yüksek nokta aslında Ekvador’da Çimbarazo Dağıdır.
İç yapısı
Yer’in içi, diğer gezegenler gibi, kimyasal olarak tabaklardan oluşur. Yer’in silikattan oluşmuş bir kabuğu, yüksek viskoziteli bir mantosu, akışkan bir dış çekirdeği ve katı halde bir iç çekirdeği vardır.
Levha hareket teorisi’ne (tektonik levha teorisi olarak da bilinir) göre Yer’in en dış kısmı iki tabakadan oluşur: kabuğu da kapsayan litosfer ve mantonun katılaşmış dış kısmı. Litosferin altında astenosfer bulunur, bu mantonun yüksek viskoziteli olan iç kısmıdır.
Litosfer, astenosferin üzerinde, tektonik levhalara ayrılmış bir halde yüzmektedir. Bu plakalar belli temas noktalarında üç tür hareketten birini gösterirler: yaklaşma, uzaklaşma veya yanyana kayma. Bu temas noktalarında depremler, volkanik faaliyetler, dağ oluşumları ve okyanus dibi hendekler oluşur.
Ana plakalar şunlardır:
Afrika plakası, Afrika’yı kapsar.
Antarktik plakası, Antarktika’yı kapsar
Avustralya plakası, Avustralya’yı kapsar. (Hint plakası ile 50-555 milyon yıl önce birleşmiştir)
Avrasya plakası, Asya ve Avrupa’yı kapsar.
Kuzey Amerika plakası, Kuzey Amerika ve kuzey-doğu Sibirya’yı kapsar
Güney Amerika plakası, Güney Amerika’yı kapsar.
Pasifik plaka, Pasifik Okyanusu’nu kapsar
Önemli küçük plakalar arasinda Hint plakası, Arabistan plakası, Karaip plakası, Nazka plakası ve Skotia plakası sayılabilir.
Aşınma
Kıtaları oluşturan güç, levha hareketlerinin motoru olan Yer’in iç enerji kaynağıysa, çok daha büyük bir dış enerji kaynağı, kıtaları aşındırarak yok etme sürecinde etkili olur: Güneş enerjisi. Atmosfer hareketlerini ve su döngüsünü sürdürmek için gerekli enerjiyi sağlayan güneş ışınları, su ve rüzgar aşındırması ile kıta yüzeylerinden koparılan minerallerin yine bu iki araç yardımıyla okyanus tabanlarına taşınarak çökmesine yardımcı olur. Bu mekanizma ile okyanus kabuğu üzerinde gittikçe kalınlaşarak biriken tortul kaya katmanı, dalma-batma mekanizması sırasında yerküre içlerine taşınarak yeniden erir.
Aşınma mekanizması, suyun yerçekimi etkisi altındaki hareketlerini izler, yüksek dağların aşınarak alçalmasına, okyanus derinliklerinin dolarak yükselmesine yol açar, sonuçta yer yuvarlağının girinti ve çıkıntılarının törpülenerek çekim etkisi ile belirlenmiş ideal jeoit biçimine yaklaşması yönünde çalışır.
Atmosfer
Yer atmosferinin kesin bir sınırı yoktur, uzaya doğru gittikçe incelip yok olur. Atmosfer kütlesinin dörtte üçü gezegenin yüzeyinden itibaren ilk 11 km içindedir. Bu en alt tabaka troposfer olarak adlandırılır. Daha yüksekteki atmosfre genelde stratosfer, mezosfer ve termosfer olarak adlandırılır. Bundan ötededeki eksosfer, Yer’in manyetik alanının güneş rüzgarları ile etkileştiği manyetosfere doğru giderek incelir. Atmosferin Yer’deki yaşam açısından önemli bir kısmı ise ozon tabakasıdır.
Yer’in yüzeyindeki atmosfer basıncı ortalama 101,325 kPa’dır. İçeriği %78 azot, %21 oksijen ve eser miktarda su buharı gibi başka gazlardır. Atmosfer güneşten gelen morötesi ışınları soğurarak Yer’deki canlıları korur, sıcaklık farklılıklarını azaltır, su buharının taşınmasını sağlar ve yararlı gazları sağlar. İklim ve meteorolojinin başlıca unsurlarından biri atmosferdir.
Hidrojen gazı hafif olduğu ve Yer’in ortalama sıcaklığında kurtulma hızına sahip olduğu için, eğer kimyasal olarak bağlı değilse uzaya kaçar. Bu yüzden Yer’in atmosferi yükselticidir, bu da gezegende gelişmiş olan yaşamın kimyasal özelliklerini belirler.
Hidrosfer (Su küre)
Yer, yüzeyinde sıvı halde büyük bir su kütlesi bulundurması bakımından gezegenler arasında eşsiz bir konumdadır. Okyanuslar şeklinde Yer yüzeyinin % 70’ini kaplayan bu kütle, yerkürenin , hidrosfer (=su küre, su yuvarı) adı verilen bir katmanı olarak görülebilir ve gezegenin toplam kütlesinin yaklaşık 1/4000′ ini oluşturur. Yer kabuğunu oluşturan kayaçlar içinde bundan çok daha fazla miktarda su bulunduğu sanılmaktadır. Bu su, levha hareketleri sonucunda dalma-batma sürecine giren katmanların ısınmasıyla kayaç yapıdan ayrılarak, yanardağ püskürmeleri ile buhar halinde yüzeye çıkar. Hidrosferi oluşturan su kütlesinin günümüzdeki temel yenilenme kaynağı bu mekanizma olmakla birlikte, kozmik çarpışmaların sıklığının çok daha fazla olduğu Güneş Sistemi’nin erken dönemlerinde, bileşiminde donmuş halde su bulunan göktaşı çarpmaları ile gezegene büyük miktarda su taşınmış olabilir.
Yer yüzeyindeki su döngüsü, Güneş ışınlarının sağladığı enerjiden gücünü alan, atmosfer ve meteorolojik olayların önemli rol oynadığı karmaşık bir mekanizma ile hem yer kabuğunun şekillendirilmesinde, hem de yaşamın ortaya çıkması ve sürdürülmesindeki temel etkenlerden birini oluşturur.
NASA’nın hazırladığı Astronomy Picture Of The Day (APOD) “Günün Astronomi Fotoğrafı” artık türkçe olarak yayında…
Uzun yıllardır yayında olan ve her gün astronomi ve gökbilim ile ilgili değişik fotoğrafların ve görüntülerin yayınlandığı günün astronomi fotoğrafı sayfası artık Türkçe olarakta yayınlanıyor. Topluluğumuz üyelerinden Tunç TEZEL’inde 17 adet gökyüzü fotoğrafının yayınlandığı sitede fotoğrafların altında oldukça açıklayıcı ve bilgilendirici bilgiler bulunuyor.
