Geçtiğimiz günlerde yayınlanan şubat ayının, Ayın James Webb Uzay Teleskobu Fotoğrafı, NGC 2283 adlı sarmal galaksiyi bizlere gösteriyor. Bu galaksi, Canis Major (Büyük Avcı) takımyıldızında yer almakta ve yaklaşık 45 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Barred (çubuklu) sarmal galaksi olarak sınıflandırılan NGC 2283’ün merkezi çubuğu, gevşekçe sarılmış sarmal kollarla çevrilidir.
Bu yeni görüntü, Webb’in Yakın Kızılötesi Kamera (NIRCam) ve Orta Kızılötesi Enstrümanı (MIRI) gözünden NGC 2283’ü gösteriyor. Webb, bu görüntü için gerekli veriyi toplamak amacıyla NGC 2283’ü sadece 10 dakika inceledi; gerekli verileri ise farklı dört yakın kızılötesi filtreyle çekilen anlık görüntülerden oluşturdu. Bu filtreler, NGC 2283’ün parlayan yıldız popülasyonunun emisyonunu ve genç yıldızlar tarafından ısıtılan hidrojen gazı bulutlarının ışığını gözler önüne sermektedir. Ayrıca, poliaromatik hidrokarbonlar (PAH’lar) olarak bilinen kirli moleküller de NIRCam tarafından taranan dalga boyu aralığında ışık yaymaktadır. Bu görüntüde, belirgin difraksiyon örüntüleriyle dikkat çeken büyük, parlak yıldızlar, NGC 2283 ile aramızda bulunan, kendi galaksimizin birer sakinleridir.
Webb’in NGC 2283’ün yeni görüntüleri, yakınlardaki yıldız oluşturan galaksilerde; yıldızlar, gaz ve toz arasındaki bağlantıları anlamaya yönelik gözlem programı (#3707) çerçevesinde toplanmıştır. NGC 2283, Webb tarafından bu program için incelenen 55 yerel galaksiden yalnızca birisidir. Bu programda araştırılan tüm galaksiler, tek tek yıldız kümelerini ve gaz bulutlarını görünür kılacak kadar yakın ve devasa yıldız oluşturan galaksilerdir.
Bu yıldız kümeleri ve gaz bulutları, galaksinin zarif sarmal kollarını öne çıkaracak biçimde tamamen ortada sergilenmektedir. Genç yıldızlar tarafından aydınlatılan yoğun gaz düğümleri, NGC 2283’te aktif yıldız oluşumunun bir kanıtıdır ve soğuk hidrojen gazını, parlayan yıldızlara dönüştürmektedir.
Aktif yıldız oluşumu gösteren galaksiler, sıklıkla çekirdek çöküşü süpernovaları adı verilen muazzam yıldız patlamalarına ev sahipliği yaparlar. Tam olarak iki yıl önce, 28 Ocak 2023’te, NGC 2283’te SN 2023AXU adı verilen bir süpernova keşfedildi. SN 2023AXU, Tip II süpernovası olarak bilinen türde bir süpernova ve bu tür Güneş’ten en az sekiz kat daha büyük bir yıldızın çekirdeğinin çökmesi ve ardından yıldızın dış katmanlarının geri sıçraması ve patlamasıyla meydana geliyor.
Yıldız oluşumu süreci gazı yeni yıldızlara dönüştürürken, süpernovalar bu döngüyü tamamlar. Bir süpernovanın patlaması, gazı yüzlerce ışık yılı uzağa savurabilir ki bu olay da oksijen ve sodyum gibi elementlerin yıldız oluşum bulutlarını zenginleştirmesini sağlar. Zamanla, süpernova ile zenginleşmiş gaz, yeni nesil yıldızlara dahil olur böylece galaksilerdeki gaz ve yıldız yaşam döngüsünü devam ettirir.
Metnin aslını ESA üzerinden aşağıdaki linkten okuyabilirsiniz.
1 Mart 2025 22.00, 15 Mart 2025 21.00, 30 Mart 2025 20.00 tarihlerinde ortalama gökyüzü görüntüsü. (Stellarium)
Oldukça soğuk geçen bir şubat ayının ardından havaların yavaş yavaş ısınmasıyla gözlemlere akın edecek gökbilim meraklılarını neler bekliyor?
1 Mart 2025 22.00, 15 Mart 2025 21.00, 30 Mart 2025 20.00 tarihlerinde gökyüzü. (Stellarium)
Güneybatı yönünde seyir zevki oldukça yüksek olan kış altıgenine Mars ve Jüpiter’in eşlik etmesiyle izlemeye doyulamayacak bir gökyüzü gözlemlenebilecek.
1 Mart 2025 19.30’da gökyüzü
Kış boyunca oldukça geç vakitlerde battığına şahit olduğumuz Venüs, Mart ayı boyunca daha erken batarak gözlemlenmesi gitgide zor bir hale gelecek. Uzun bir süre yakalaması şu günlerde olduğu kadar kolay olmayacak batı ufku üzerindeki Venüs’ü gözlemlemenizi tavsiye ediyoruz.
Tarih 28 Ağustos 1859, henüz 1860 solar maksimumuna birkaç ay varken Güneşimizin üzerinde büyük miktarda Güneş lekesi belirmeye başlar. Bu lekelerin görünmesinin ardından 29 Ağustos’ta Kuzey Yarım Kürede New England, Güney Yarım Kürede ise Queensland’den bile gözlemlenebilen auroralar ortaya çıkar. Bu güneş lekeleri Richard Carrington tarafından 1 Eylül’de detaylı çizimler olarak kayda alınır.
1 Eylül 1859, saat yaklaşık sabah 11.00’de Richard Carrington ve Richard Hodgson birbirlerinden bağımsız olarak tarihte ilk defa bir güneş patlamasını gözlemlediler. Gerçekleşen koronal kütle atımından saçılan parçacıklar normalde Dünya’ya günler içerisinde ulaşırken bu sefer 17.6 saatte Dünyamıza vardı.
Bu olay şu anda Carrington Olayı olarak isimlendirilen, insanlık tarihinde kayda geçirilmiş en büyük jeomanyetik fırtınaya yol açtı.
Bu jeomanyetik fırtınadan kaynaklanan auroralar Dünya’nın büyük bir kısmında şahane bir ışık şovu olarak gözlemlendi. Auroraların Rocky Dağları çevresindeki altın madencilerini uyandırıp sabah olduğunu düşündükleri için kahvaltı hazırlamaya başlatacak kadar parlak olduğu söyleniyor. Aynı zamanda Kuzeydoğu Amerika’da yaşayan insanların aurora ışığı altında gazete okuyabildiği anlatılır.
Ancak maalesef ortaya çıkan jeomanyetik fırtına sadece güzel görüntüler ortaya çıkarmakla kalmamıştır. 1859’un teknolojisinde bile jeomanyetik etkili akım sonucu özellikle telgraf hatlarında önemli sıkıntılar yaşanmış, telgraf direkleri etrafa kıvılcım saçmış ve bazı telgraf operatörleri sistemleri tarafından çarpılmıştır. Science Direct’te yayınlanan bir makalede yer alan telgraf raporunda bu akımların gücünü anlamaya yarayacak bir konuşma geçmekte.
Boston operatörü (Portland operatörüne): Lütfen bataryanızı hattan [telgraf hattından] 15 dakikalığına tamamen kesiniz.
Portland operatörü: Yapacağım. Şu anda bağlantı kesik.
Boston: Benimki de kopuk, şu anda aurora kaynaklı akım ile çalışıyoruz. İletim sana nasıl geliyor?
Portland: Bataryalı halinden daha iyi. Akım yavaş yavaş gidip geliyor.
Boston: Benim akımım bazen çok güçlü, Aurora bataryalarımızı bazen nötralize edip bazen çoğalttığı için akım röle mıknatıslarımıza fazla gelebiliyor. Bataryalar olmadan daha iyi çalışabiliriz. Bu olaydan etkilenirken bataryasız çalışmamız lazım gibi.
Portland: Tamamdır. İşimize devam edeyim mi?
Boston: Evet. Devam et.
Bu konuşma bundan sonra yaklaşık 2 saat boyunca devam etmiştir. Bu ve yaşanan bunun gibi olayları makalenin kendisinden araştırabilirsiniz.
Carrington olayı her ne kadar dinlemesi ve anlatması etkileyici hikayeler yaratmış olsa da Dünya’daki manyetik olaylar ve Güneş arasındaki bağlantıyı kuran, Dünya’daki hayatın kaynağı Güneş’in aynı zamanda bu hayata karşı oluşturabileceği tehlikeyi gözler önüne seren, şimdiki ve gelecekteki insanlığın kulağına küpe etmesi gereken bir olaydır.
19. yüzyıldan bu yana gelişen teknoloji ve elektriğe artan bağlılık sebebiyle bu tarz olaylar insanlık için çok daha büyük bir tehlike oluştursa da aynı teknoloji güneş patlamalarını daha iyi anlayabilmek ve jeomanyetik fırtınaları önceden tahmin edip gerekli önlemlerin alınabilmesini sağlamakta kullanılıyor. Solar Dynamics Orbiter (SOHO), Parker Solar Probe ve ESA’nın Solar Orbiter’ı gibi araçlar sürekli Güneş’i gözlemleyerek Güneş lekeleri, Güneş patlamaları ve koronal kütle atımlarının altında yatan mekanizmayı anlayabilmemizi sağlayan araçlardan sadece bazıları.
Takımyıldızlar ile sıklıkla karıştırılan asterizm*, aynı takımyıldızlar gibi çıplak gözle görülebilen yıldız şekilleridir. Genellikle asterizmi oluşturan yıldızlar arasında herhangi bir fiziksel bağlılık yok iken; aralarında oldukça uzak mesafeler vardır. Büyük Kepçenin, Büyük Ayı takımyıldızının bir parçası olması gibi bir takımyıldızının içinde bulunabilirken; Yaz Üçgeni gibi farklı takımyıldızlarının parçası olan yıldızlar tarafından oluşturulabilir.
YAZ ÜÇGENİ:
Kuzey göksel yarımkürede bulunan bir asterizmdir. Kuzey yarımküreden yaz aylarında görünebilir durumdayken, güney yarımkürede kış aylarında ters bir biçimde görülebilir. Yaz Üçgeni Vega, Deneb ve Altair yıldızlarından oluşur ve bu yıldızlar sırası ile Çalgı, Kuğu ve Kartal takımyıldızlarında bulunur. Her biri bulunduğu takımyıldızındaki en parlak yıldızdır. En parlakları olan Vega Yaz Üçgeni’nin tepesinde bulunur. Güneş’ten yaklaşık 50 kat daha parlak ve Güneş’e 25.3 ışık yılı uzaklıktadır. Aynı zamanda gökyüzündeki en parlak 5. yıldızdır. Yaz Üçgeni’nin 2. parlak yıldızı olan Altair ise gökyüzündeki en parlak 12. yıldız olup Güneş’ten 16.7 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Vega’nın sağ alt tarafında görülebilmektedir. Parlaklık sıralamasında son sırada olan Deneb ise gökyüzünde en parlak 19. yıldızdır. Güneş’ten uzaklığı hakkında hala kesin bir kabul olmamakla birlikte en çok kabul gören görüş yaklaşık 1500 ışık yılı uzaklıkta bulunduğu görüşüdür. Vega’nın hemen sol altında bulunmaktadır.
KIŞ ÜÇGENİ:
Hayali bir eşkenar üçgen şeklinde olan bu asterizm, kış aylarında kuzey yarımküreden, yaz aylarında ise güney yarımküreden görülebilir durumdadır. Kış Üçgeni Betelgeuse, Sirius ve Procyon yıldızlarından oluşur ve bu yıldızlar sırası ile Avcı, Büyük Köpek ve Küçük Köpek takımyıldızlarında bulunur. Avcı takımyıldızının sağ omzunda bulunan Betelgeuse, Güneş’ten 650 ışık yılı uzaklıkta olup gökyüzünün en parlak 9. yıldızıdır. Gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius ise Kış Üçgeninin güney ucunda bulunmaktadır. Beyaz renkli bu yıldız Güneş’in 2 katı kütleye sahip olup 8.6 ışık yılı uzaklıktadır. Son olarak ise Procyon gökyüzündeki en parlak 8. Yıldız olarak bilinmektedir. 1.5 Güneş kütlesinde olan Procyon 11.4 ışık yılı uzaktadır.
KIŞ ALTIGENİ:
Kış Üçgeni’nin iki üyesi Sirius ve Procyon’unda içinde bulunduğu Kış Altıgeni adından da anlaşılabileceği üzerine Rigel, Aldebaran, Capella ve Pollux yıldızlarının da bir parçası olduğu altıgen bir şekildir. Bu yıldızlar sırası ile Avcı, Boğa, Arabacı ve ikizler takımyıldızlarında bulunur. Aralık ve mart aylarında Kuzey yarımküreden görülebilmekte iken şubat ve mart ayları arasında güney yarımküreden de görülebilir olmaktadır.
BAHAR ÜÇGENİ:
Çoban, Başak ve Aslan takımyıldızlarını birbirine bağlayan Bahar Üçgeni her biri bulundukları takımyıldızınız en parlak yıldızı olan Arcturus, Spica ve Regulus’tan oluşur. Mart ve mayıs ayları arasında kuzey yarımkürede görünür durumdadır.
BÜYÜK ELMAS:
Virgo’nun Elması olarak da bilinen bu asterizm Canes Venatici takımyıldızında bulunan Cor Caroli ikili yıldız sisteminin Bahar Üçgeni ile birleştirilmesi ile ortaya çıkmıştır. Gökyüzünde oldukça büyük bir alan kaplayan Büyük Elmas, Büyük Kepçe’den bile daha büyük olması ile dikkat çekmektedir. Bahar aylarında Kuzey yarımküreden görülebilmektedir.
BÜYÜK KEPÇE:
Gökyüzünde en kolay tanınabilen şekillerden biri olan Büyük Kepçe, Büyük Ayı takımyıldızının 7 parlak yıldızı Alkaid, Mizar, Alioth, Megrez, Phecda, Dubhe ve Merak tarafından oluşmaktadır. 7 yıldızın 4’ü gövdeyi oluştururken 3’ü tutacağı oluşturmaktadır. Asterizmin en parlak yıldızı olan Alioth aynı zamanda gökyüzündeki en parlak 31. Yıldızdır. Bir çok kültür tarafından tanınmakta olan bu asterizm pulluk ve büyük vagon gibi adlarla da anılabilmektedir. Ayrıca farklı kültürlerde bir çok farklı hikayeye konu olmuştur. Örneğin, bir Arap hikayesinde 4 yıldızın oluşturduğu gövde bir tabutu temsil ederken, tutacak ise yas tutan insanları temsil etmektedir. Bazı Amerikan yerlileri ise gövdeyi bir ayı olarak ve tutacaktaki 3 yıldızı bu ayıyı takip eden yavrular veya avcılar olarak düşünmektedir.
AVCININ KEMERİ:
Altinak, Almila ve Mintaka yıldızlarından oluşan bu sistem aynı zamanda 3 Krallar ve 3 Kız Kardeşler olarak da bilinmektedir. Avcının Kemeri ismini ise üç yıldızın Avcının kıyafetinde duran bir kemeri oluşturuyormuş gibi durmasından almıştır. Avcı takımyıldızını bulmada çok büyük kolaylık sağlayan bu asterism, Kuzey yarımkürede kış aylarında gözlemlenebilir iken güney yarımkürede yaz aylarında görülebilir duruma gelmektedir. Özellikle Ocak ayında 21.00 saatlerinde görünürlüğü en yüksek seviyeye gelmektedir. Kemerin sağ tarafında bir üçlü yıldız sistemi olan Altinak bulunmaktadır. Sistemin ana yıldızı olan Altinak çap olarak Güneş’ten 20 kat daha büyük olup 1260 ışık yılı uzaklıktadır. Bir üstdev olan Alnilam gökyüzündeki en parlak 29. Yıldızdır ve Avcının Kemerinin ortasında görülebilmektedir. Güneş’ten yaklaşık 2000 ışık yılı uzaklıktadır. Son olarak kemerin sol tarafında ise Mintaka çoklu yıldız sistemi vardır. Bu sistemi oluşturan yıldızların yaşları hala belirsizliğini korumaktadır.
PEGASUS’UN BÜYÜK KARESİ:
Yaz aylarında kuzey yarımküreden görülebilir durumda olan bu asterizm Pegasus takımyıldızından Markab, Scheat, Algenib ve Andromeda takımyıldızından Alpheratz yıldızının birleşimiyle oluşmuştur. Hepsi 2. Dereceden olan bu yıldızlar benzer parlaklıklara sahiptir. En parlakları ise 97 ışık yılı uzaklıkta bulunan Alpheratz yıldızıdır. Büyük Kare Pegasus’un gövdesini temsil etmektedir.
ELBİSE ASKISI:
Elbise Askısı ya da Brocchi’nin Kümesi olarak anılan bu küçük asterism Tilki Takımyıldızında bulunmaktadır. 5 ile 7 Derece arası 10 tane yıldızdan oluşturmaktadır. Düz bir çizgi üzerinde gibi görünen 6 yıldız ve kancayı oluşturan 4 yıldız elbise askısı görüntüsünü oluşturur.
KEMBLE’İN ÇAĞLAYANI:
Zürafa takımyıldızında bulunan bu şekil birbiri ile bağlantısı bulunmayan bir çok yıldız tarafından oluşmuştur. 5 ile 10 derece arası 20 tane yıldızın olduğu şeklin sonunda ise NGC 1502 açık kümesi görülebilmektedir. Bu asterizm, 7×35’lik dürbünü ile gökyüzünü tararken farkeden keşiş ve amatör astronom Lucian Kemble’nin ardından isimlendirilmiştir. Kemble bu şekli “ Kuzeybatıdan NGC 1502 açık kümesine yuvarlanan bir soluk yıldız çağlayanı” olarak bahsetmiştir.
NAPOLYON’UN ŞAPKASI:
Bazı kaynaklar tarafından Picot 1 olarak da bilinen bu asterizm Fransız astronom Fulbert Picot tarafından keşfedilmiştir. 9 ile 10 derece arası 7 yıldızdan oluşur ve Çoban takımyıldızında bulunur.
Genel olarak bir objenin dış görünüşü şeklinde tanımlanan morfoloji terimi, gökadaların şekillerine göre sınıflandırılmasında da kullanılmaktadır. Baktıkça içimizi bir hoş eden birbirinden renkli ve çeşitli gökada şekilleri aslında bizlere görsel şölenden çok daha fazlasını sunuyor. Zira bir gökadanın kendine has morfolojisi zaman içinde kendine has yaşam hikayesi sonucu oluşuyor. Örneğin bir gökadanın ilkin nasıl doğduğu, komşularıyla ve çevresiyle nasıl etkileşime girdiği, karanlık madde içeriği, aktif galaktik çekirdek* yapısı ve barındırdığı türlü yıldız oluşumları morfolojisini yapılandıran en belirgin özellikleri oluyor.
Astronomlar inceledikleri gökadanın morfolojik sınıflandırılmasını aşağıda verilen kurallar dahilinde yapıyor:
1- Homojen veri kullanılması; örneğe ait tüm resimlerin aynı dalga boyunda ve derinlikte olması,
2- Sınıflandırma için incelenecek kriterin belirlenmesi; örneğe göre sarmallık miktarı, gökada merkezindeki yoğunluk vb.,
3- Kriterin fiziksel olarak önemli özellikleri temsil edebilmesi
4- Kriterin sınıflandırma sonucunun özgün ve belirsizlikten uzak olması amacına hizmet etmesi.
Hubble Düzeni
Çeşitli morfolojik sınıflandırma ekolleri olmakla birlikte en çok kullanılan ve en meşhur olanı Edwin Hubble’ın 1926’da ortaya attığı (Gérard de Vaucouleurs ile Allan Sandage ilerki yıllarda geliştirmiştir) Hubble Düzeni olarak bilinmektedir. Biçimi dolayısyla çatal (tuning fork) olarak da anılır. Bu sınıflandırmada gökadalar dış görünüşlerine göre Eliptik, Sarmal, Merceksi ve Düzensiz olmak üzere 4 ana gruba ayrılır.
Hubble Morfolojik Gökada Sınıflandırma Düzeni
Eliptik Gökadalar genellikle yaşlı yıldızlardan oluşan, düzenli bir ışık dağılımı gösteren ve farklı dalga boylarında bile hemen hemen aynı görüntüyü veren oval biçimli gökadalardır. Bu sınıflandırma düzeninde en solda E0-E7 arası değerlerle gösterilirler. E harfi şekli, yanına ekli sayı ise eliptiklik derecesini belirtir. 0 dairesel iken 7 oldukça basıktır.
Sarmal Gökadalar düz bir diskle birlikte bolca yıldız oluşumunun gözlendiği sarmal kollara ve galaktik şişkinliğe** sahip olmalarıyla bilinirler. Sınıflandırmada alt ve üst takıma ayrılırlar. Üst takım sarmal gökadaları gösterir. Çubuklu sarmal gökadalar ise alt takımda yer almaktadır. Sarmal gökadaların neredeyse yarısı galaktik şişkinliği kesen çubuksu yapılara sahiptir. S harfi sarmal anlamına gelir, sonraki harf ise sarmalların dağılımlarındaki değişimi simgeler. B harfi ise merkezden çubuk geçtiğini gösterir. Samanyolu Gökadası’nın SABbc türünde olduğu düşünülmektedir.
Merceksi Gökadalar Hubble çatalının tam ortasında, eliptik gökadaların bitip, sarmal gökadaların 2 dala ayrıldığı geçiş noktasında bulunmaktadır. Sınıflandırmada S0 ile gösterilirler. 0 sarmal kolların yer almadığını belirtmektedir. Merceksi gökada merkezinde galaktik şişkinliğe ve boydan boya disk benzeri bir yapıya sahiptir. Barındırdıkları disksi yapı sarmal şeklinde değildir ve çoğunlukla yeni yıldız oluşumu gözlenmemektedir. Şekil olarak eliptik biçimli gökadaları andırmaktadırlar.
Düzensiz Gökadalar belirli bir şekle sahip olmayan ve yukarıda verilen 3 sınıflandırmaya da uymayan gökadalardır. Gökadaların birleşme gibi etkileşimlere girerek bu tip şekiller aldıkları düşünülmektedir. Irr ile gösterilirler.
Düzensiz NGC 1313 Gökadası
Hubble sınıflandırmasına yapılan en önemli eleştirilerden biri: sınıflandırmanın sübjektif kabul edilmesi ve her gözlemcinin değerlendirmesine göre sonucun değişebilmesidir.
Bir diğer eleştiri ise sınıflandırmanın 2 boyutlu görüntülemeler üzerinden yapılması ve görüntünün alındığı açının sonuçlarda değişiklik oluşturabilmesi olmuştur. Ayrıca görsel sınıflandırmalar parlaklığı az ya da uzak gökadalar için güvenirliği azaltmakta ve farklı dalga boylarında farklı sonuçlar vermektedir. Tüm bu eleştirilere rağmen Hubble Düzeni gökadaların morfolojisinde hala en çok kullanılan ekol olma özelliğini korumakta, sınıflandırma sonuçları çoğunlukla gökadaların diğer fiziksel özellikleri ile tutarlılık göstermektedir.
De Vaucouleurs Sistemi
Kısaca Hubble Düzeni’nin 3 boyutlu versiyonu olarak tanımlanabilmektedir. Hubble Düzeni’ni geliştirerek sarmal gökadalar için yeni morfolojik karakterler tanımlamıştır. Bunlar:
Çubuk; SA (çubuksuz gökadalar), SB (çubuklu gökadalar), SAB (zayıf çubuklu gökadalar)
Halkalar; r (halkalı) ve s (halkasız) (Gökada içi ve dışı halkalar ile nükleer halkalar)
Lensler; l (iç) ve L (dış) lensler
Spiral Kollar; Hubble Düzeni’ndeki sarmal kolların sıkılığı ölçütü yanında kollardaki yıldız ve nebula yoğunluğu ile galaktik şişkinliği de göz önünde bulundurur.
Bunların dışında tarih boyu bir çok yeni morfolojik karakter tanımlanmıştır. Örneğin 1998’de van Den Bergh yıldız parlaklığına benzer bir sistem olan gökada parlaklığını morfolojik bir karakter olarak sunmuştur. Yıldızlar arası toz bulutu kümeleri, galaktik şişkinlik yapısı, yıldız oluşum tipleri ve gökada yıldız tayfları gökada morfolojisinde kabul edilen diğer karakterler olmuştur.
Günümüzde geleneksel optik gözlemler ile birlikte yapılan kızılötesi ve kırmızıya kayma gözlemleri ile, bilgisayar teknolojileri yeni bir çok morfolojik karaktere ve sınıflandırmaya gebeyken, Galaxy Zoo gibi halkın katılımına açık yüz binlerce veri içeren projelerin ise gökadaların sınıflandırılmasını ve morfolojilerinin anlaşılmasını kolaylaştırıp hızlandıracağı ümit edilmektedir.
*Aktif Galaktik Çekirdek: Aşırı parlaklığın üretilmediğini gösteren karakteristiklere sahip, elektromanyetik spektrumun en azından bazı kısımlarında normal parlaklıktan çok daha yüksek olan bir gökadaların merkezinde bulunan kompakt bölgedir.
** Galaktik Şişkinlik: Daha büyük bir oluşum içindeki sıkışık yıldızların oluşturduğu bölgeye verilen isimdir. Bu terim çoğunlukla sarmal gökadaların merkezinde bulunan yıldız gruplarını belirtir.
Mars, Güneş’e yakınlık sıralamasında Dünya’dan hemen sonra gelir. Kızıl renginden dolayı çoğu uygarlığın dikkatini çekmiş ve çoğu uygarlık da ona kendi savaş tanrılarının ismini vermiştir. “Mars” ismini ise Roma mitolojisindeki savaş tanrısı Mars’tan (Antik Yunan’daki adıyla Ares) almıştır. Günümüzdeyse daha çok “Kızıl Gezegen” adıyla bilinir. Aynı zamanda ziyaret etme olasılığımızın en fazla olduğu gezegen gibi görünüyor.
Yörüngesi ve Hareketleri
Mars, kendi etrafındaki dönüşünü yaklaşık olarak 24 saat 37.5 dakikada tamamlar. Ancak bu sırada gezegenin ekseni şiddetli salınımlar yapar çünkü Dünya’nın olduğu gibi büyük bir uydu tarafından dengelenmez. Mars’ın ekvatoru ile ekliptik düzlemi arasında yaklaşık 25.19 derecelik bir açı vardır. Bu da demek oluyor ki Mars da Dünya’daki gibi mevsimlere sahiptir. Mars Güneş etrafındaki yörüngesini 1.88 yılda tamamladığı için mevsimleri Dünya’nın mevsimlerinden yaklaşık olarak iki kat daha uzun sürmektedir. Bununla birlikte bu mevsimler Dünya’nınkinden daha ekstrem koşullarda geçer çünkü Kızıl Gezegen’in Güneş etrafındaki eliptik yörüngesi diğer büyük gezegenlerinkinden daha uzundur. Bu yüzden Mars, Güneş’e en yakın olduğu zamanda güney yarım küresi Güneş’e doğru eğilir ve burada kısa, çok sıcak bir yaz yaşanırken; kuzey yarım kürede kısa, soğuk bir kış yaşanır. Mars, Güneş’ten en uzak olduğu zaman da kuzey yarım küre güneşe doğru eğilir ve burada uzun, ılık bir yaz yaşanırken; güney yarım küre uzun, soğuk bir kış yaşar.
Yapısı ve Yüzey Şekilleri
Yüzeyindeki paslı, kızıl, demir zengini tozlarla lekeli bir görüntüye sahip olan Mars aslında devasa bir çöldür. Aynı zamanda Mars’ın yüzeyi çok sayıda çarpmadan kaynaklı kraterlerle kaplıdır. Ve bu kraterlerin günümüze kadar şekillerini korumuş olması, yüzeyinin en azından bir bölümünün son derece yaşlı olduğunu gösteriyor. Mars, birbirinden farklı çok sayıda jeolojik yüzey şekline sahiptir. Fakat en dikkat çekici özelliği ise kuzey ve güney yarım küreler arasındaki yükseklik farkıdır. Kuzey yarım küreye ait ortalama yükseklik, güney yarım küredekinden yaklaşık 5 km daha alçaktır. Üstelik kuzey yarımküredeki bu sığ alanlar üzerindeki çarpma krateri sayısı son derece düşüktür. Bu durum, kuzey yarımküre alanlarının daha yakın zamanda şekillendiğine ve dolayısıyla yüzey yaşının güney yarım küreye oranla daha genç olduğunu düşündürmüştür. Kuzey ve güney yarım kürelerde izlenen bu belirgin yükseklik farkını oluşturan nedenler için bazı teoriler öne sürülmüştür.
Mars’ın volkanik bir geçmişi vardır. Bu sahip olduğu devasa boyutlu sönmüş volkanlardan anlaşılabilir. Fakat Mars volkanlarının hiçbiri bugün etkin değildir. Bunlardan en büyüğü Olimpos Dağı’dır. Taban çapı 600 km, eteklerindeki uçurum yüksekliği 6 km, zirvesindeki volkanik krater çapı 70 km ve yüksekliği 24 km olmakla birlikte Olimpos Dağı aynı zamanda Güneş sistemindeki en büyük volkandır.
Mars’ta ekvatora paralel uzanan derin bir çatlağın varlığı görüntülenmiştir. Görüntülenen bu yapı “Marineris Vadileri” olarak adlandırılmıştır. Bu geniş çatlak, magma yükselmesinin kabuk üzerinde oluşturduğu şiddetli gerilme ile meydana gelmiştir. Vadi uzunluğu 4,000 km olup en derin yeri 8 km civarındadır. Bazı yerlerinde genişliği 600 km’yi bulabilmektedir. Mars’ta izlenen bu yüzey şekilleri, mantodaki konveksiyon hareketlerinin kabuğa doğrudan etki etmesiyle oluşmuştur. Mars’ta levha tektoniği hareketleri izlenmemektedir. Bu durum Mars’ın Dünya’ya oranla daha erken soğuyup katılaşmasından kaynaklanır. Dolayısıyla Mars’ın kabuk katmanı, yer kabuğundan daha kalındır ve tek levha gibi davranmaktadır.
Mars’ın çekirdeğininse, Dünya’nın çekirdeğinin yarısı boyutlarında ve kükürt bileşikleriyle zenginleşmiş demirden oluştuğu düşünülmektedir. Fakat çekirdekteki sıcaklığın kükürt bileşiklerini eritebilecek düzeyde olduğu düşünülmektedir. Bu yüzden akışkan hale gelmiş kükürtlü bileşiklerin elektriksel özellikleri, demirinkinden çok farklıdır ve içinde ivmeli hareketler oluşsa bile, manyetik alanlar doğuracak elektrik akımları üretemez. Dolayısıyla günümüzde Mars’ta genel bir manyetik alan izlenememiştir.
Atmosferi
Mars, çoğunlukla karbondioksit, azot ve argon gazlarından oluşan ince bir atmosfere sahiptir. Mavi ve beyaz arası renklerde görülen az sayıdaki bulutlar ise ufak su ve karbondioksit buz kristallerinden oluşmaktadır. Mars’ın atmosferi de Dünya’nın atmosferinden yaklaşık 100 kat daha yoğundur, ancak yine de hava durumu, bulutlar ve rüzgarları destekleyecek kadar kalındır. Atmosferin yoğunluğu mevsime göre değişir ve kışın hava karbondioksiti donduracak kadar soğuktur.
Mars’taki toz fırtınaları, tüm Kızıl Gezegeni örten ve aylarca süren Güneş sistemindeki en büyük fırtınalardır. Bir teoriye göre toz fırtınalarının Mars’ta bu kadar büyüyebilmesinin sebebi havadaki toz parçacıklarının Güneş ışığını emmesi ve Mars atmosferini ısıtmasıdır. Sıcak hava daha sonra soğuk bölgelere doğru akar ve oluşan rüzgarlar yerden daha fazla toz kaldırdıkça atmosfer daha çok ısınır. Bu da daha fazla rüzgarların daha fazla toz toplamasına yol açar.
Uyduları
Mars’ın, kendisine çok yakın yörüngelerde etrafında dolanan ve belirli bir şekle sahip olmayan iki uydusu bulunmaktadır. Her iki uydunun da yörüngesi, Mars’ın ekvator düzlemine çok yakındır. Her iki uydu da Amerikalı astronom Hall tarafından görülebilmiştir. Hall, uydular mitolojideki savaş tanrısı Mars’ın oğullarının ismini vermiştir. Küçük olanına Deimos (Korku) , büyük olanına ise Phobos (Dehşet) demiştir. Yörüngesi daha küçük ve Mars’a daha yakın olan Phobos, gezegen etrafındaki yörüngesini 7 saat 39 dakikada tamamlamaktadır ve Mars’ın merkezine olan ortalama uzaklığı 9,378 km’dir. Deimos ise, gezegen etrafındaki yörüngesini 30.3 saatte tamamlar ve gezegene ortalama uzaklığı ise 23,460 km’dir. Bu uyduların en dikkat çekici özellikleri, küresel şekilden sapmış ve yüzeylerinin ileri düzeyde çarpma kraterleri ile kaplı olmasıdır. Aynı zamanda her iki uydunun da gezegen ile eş dönmeye sahip oldukları, yani hep aynı yüzlerini Mars’a gösterdikleri anlaşılmıştır.
Gözlenmesi ve araştırılması
Mars her zaman bilinen bir gezegen olmasına rağmen, gezegeni teleskopla izleyen ilk kişi Galileo Galilei oldu. Mars yüzeyinin ilk detaylı gözlemleriyse 1659 yılında Danimarkalı bilim adamı Huygens tarafından yapılmıştır. 1666 da İtalyan astronom Cassini, Huygens’in gözlemlerini daha detaylı bir şekilde gerçekleştirmiş ve Mars’taki buzul kutup başlıklarını ilk kez gözlemleyen kişi olmuştur. Huygens ve Cassini’den yaklaşık 100 yıl sonra, Alman kökenli İngiliz astronom Herschel, Mars’ın dönme ekseninin yörüngesine dik olmadığını fark etmiştir. 1877 yılında ise İtalyan astronom Schiaparelli, Mars yüzeyinde birbirini kesen kırka yakın kanal benzeri düz hatlar gözlediğini söylemiştir. Bu gözlem, bilim insanlarına Mars’ta zeki canlıların bulunduğunu ve yüzeyde ileri düzeyde mühendislik yapıları inşa ettiklerini düşündürmüştür. Ancak 20. yüzyıl başlarında gelişen teknolojiyle beraber Mars yüzeyinde izlenen kanal benzeri yapıların, aslında birbiri ile bağlantısı bulunmayan karanlık lekeler olduğu ve bir göz yanılgısı sonucu kanala benzer hatlar şeklinde görüldüğü anlaşılmıştır. Bitki örtüsü gibi görülen alanların ise sadece daha koyu renkteki yüzey şekilleri olduğu tespit edilmiştir.
Mars’ın yüzeyinin yakın plan görüntüleri, ilk kez 1964 ve 1969 yılları arasında Mars’a yakın geçiş yapan Mariner 4, 6 ve 7 uzay araçları tarafından çekilmiştir. Daha sonraki yıllarda yörüngeye oturtulan Mariner 9, gezegenin yaklaşık yüzde 80’ini haritalamış ve yüzeyde görüntülediği devasa boyutlu sönmüş volkanlardan Mars’ın volkanik bir geçmişe sahip olduğu anlaşılmıştır.
NASA’nın 1975 yılında gönderdiği ikiz Viking uzay araçları, Kızıl Gezegen’e başarılı bir şekilde iniş yaparak 1976’da gezegenin yüzeyine dokundular. Viking 1, Mars yüzeyinin ilk yakın çekim fotoğraflarını çekti ancak yaşam için güçlü bir kanıt bulamadı. Mars yüzeyine üçüncü başarılı iniş, 1997’de yüzeye ulaşan Mars Pathfinder aracı ile yapılmıştır. Bu aracın Viking araçlarından en önemli farkı, Sojourner adı verilen gezici bir araca sahip olmasıydı. Dünya’dan gelen komutlarla yönlendirilebilen bu araç, Mars Pathfinder’ın 3 ay boyunca iniş bölgesine yakın değişik alanlarda çeşitli oluşumların analizlerini yapmıştır.
2001 yılında gönderilen Mars Odyssey, Mars yüzeyinin altında büyük miktarda buz hâlinde bulunan su keşfetti, fakat araç daha derini göremediği için yüzeyin altında daha fazla su olup olmadığı belirsizliğini koruyor. 2003 yılındaysa Mars yüzeyinin farklı bölgelerini araştırmak gönderilen Spirit ve Opportunity, suyun bir zamanlar gezegenin yüzeyinde aktığını gösterdi. Daha sonra 2008’de NASA, Mars’ın kuzey ovalarına inip su aramak için başka bir proje olarak Phoenix’i gönderdi.
2011 yılında NASA’nın Mars Bilimi Laboratuvarı görevi kapsamında gönderilen Curiosity, Mars kayalarını inceleyip onları oluşturan jeolojik süreçleri araştırdı. Yapılan bu incelemelerin sonunda Curiosity, yüzeyde karmaşık organik moleküller keşfetti ve atmosferdeki metan konsantrasyonlarındaki mevsimsel dalgalanmaları ortaya çıkardı. Yaşanan bu gelişmelerin üzerine NASA, gezegen etrafına iki yörünge aracı (Mars Reconnaissance Yörünge Aracı ve MAVEN) daha gönderdi. Bu arada Eylül 2014’te Hindistan’ın Mars Yörünge Aracı Mars’ın yörüngesine başarıyla girdi ve Hindistan bunu sağlayan dördüncü ülke oldu. Kasım 2018’deyse NASA, yüzeye InSight adlı bir iniş aracı gönderdi. InSight, bir sonda yardımıyla gezegenin jeolojik aktivitesini gözlemleyecek.
NASA, en son olarak Mars 2020 Keşif Aracı adı verilen Curiosity’nin devamı niteliğinde bir rover misyonu başlatmayı planlıyor. Bu görev kapsamında bu araç, antik yaşam belirtilerini inceleyecek. En son ESA ise, 2020’de fırlatılması planlanan ExoMars Keşif Aracı üzerinde çalışıyor.
11 Kasım tarihinde transit adını verdiğimiz Merkür Geçişi gerçekleşti. Gözleme fırsatı buldu iseniz Güneş’in yüzeyinde sanki küçük bir noktanın ilerleyişi karşısında sizler de hayran olmuşsunuzdur. En azından öyle tahmin ediyorum. Aslında kısa süre önce, 2016 yılında da gerçekleşen bu olaya bir daha 2032 yılında denk geleceğiz. E tabi ki Merkür ve Dünya’nın yörüngeleri örtüşmediği ve Merkür’ün iç gezegen olmasından kaynaklı Güneş’in önünden tın tın tın ilerleyişini görebilirsiniz.
NASA’nın Günün Gökbilim Görüntüsü (APOD) sitesinden (linke tıklayarak ulaşabilirsiniz) aldığım aşağıdaki fotoğraf, 10 Kasım 2019 tarihinde paylaşılmış ve Belçika’da çekilmiş. 7 Mayıs 2003 tarihindeki Merkür geçişine ait olan fotoğraf, 15 dakika arayla 23 pozlamadan oluşmaktadır. Zaten bu geçiş 5 saat sürmüştü. Fotoğrafta sağ tarafta görünen siyahlıklar ise Güneş lekeleri.
Gelelim 11 Kasım’da gerçekleşen geçişe. NASA’nın APOD sitesinde 13 Kasım tarihinde yayınlanan aşağıdaki büyüleyici görseli inceleyelim. Ortasında gördüğünüz küçük, siyah noktamız aslında Merkür. Yüksek çözünürlüklü teleskopik fotoğraf, 61 renklendirilmiş net video karesinden oluşmuştur. Üzerinde düzensiz bir şekilde bulunan, fotosferik konveksiyon* ile enerji ileten hücremsi yapıları görebilirsiniz. E tabi bu karmaşada Merkür’ün silüeti göz önüne çıkıyor. Bu manzarayı sadece Merkür ile değil diğer bir iç gezegen olan Venüs ile de gözleyebiliriz. Güneş’in 200 kat küçük yarıçapına sahip bu silüeti ise 21.yüzyılda 14 kez gözlemleme fırsatı bulurken, bunlardan dördüncüsünü Pazartesi günü gözledik. Bir sonraki için 13 Kasım 2032’de görüşmek dileğiyle. Gökyüzünüz açık olsun !
Fotosferik Konveksiyon: Fotosfer, yıldızların ışık saçan tabakalarına verilen isimdir. Konveksiyon ise bir ısı(enerji) iletim yoludur. Yıldızlarda konveksiyon ve radyasyon bölgesi gibi enerji iletim bölgeleri bulunur, fotosferik konveksiyon denilen olayda ise enerji konveksiyonel olarak aktarılır ve yıldızların ışık saçmasına sebep olan fotonlar üretilir.
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…
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.
