gokyuzu.org

gokyuzu.org

ODTÜ Amatör Astronomi Topluluğu Web Sayfası

Menu
Menu

Astronomi

Jüpiter

yazar

Genel Özellikler

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

https://en.wikipedia.org/wiki/Jupiter

https://nineplanets.org/jupiter.html

https://solarsystem.nasa.gov/planets/jupiter/in-depth

https://www.space.com/7-jupiter-largest-planet-solar-system.html

Jupiter Facts

http://www.yaklasansaat.com/gezegenler/jupiter/jupiter_manyetosfer.asp

How Did Jupiter Get its Name?

Yazan: Muhammet Tekin

Dünya ve Kopup Giden Sevgilisi Ay

yazar

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.

Kaynakça:

Carolyn Collins Petersen, Evren 101, çev., Özlem Özarpacı. Say Yayınları, 2018.

David C. Catling, Astrobiyoloji Dünyada ve Evrende Yaşam, çev., Ahmet Burak Kaya. Metis Yayınları, 2018.

http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2013/02/Uydumuz_Ay.pdf. (n.d.).

https://www.space.com/19275-moon-formation.html. (n.d.).

Yazan: Buğra Güneş

Venüs: Tacını Kimselere Kaptırmayan Güzel

yazar

Venüs, Güneş’e en yakın ikinci gezegendir. Aynı zamanda Güneş ve Ay’dan sonra en parlak gök cismidir. İnsanlar bu parlaklığından etkilenmiş ve Romalılar bu gezegeni Venüs (Roma güzellik ve aşk tanrıçası) olarak isimlendirmiştir. Adını bir tanrıçadan alan tek gezegendir.

Yörüngesi ve Dönüşü

Venüs’ün Güneş etrafında izlediği yörünge ve kendi etrafındaki dönüşü birçok bakımdan olağandışıdır. Venüs, Güneş’in etrafındaki bir yörüngesini 225 Dünya gününde tamamlar. Ve bu yörünge, herhangi bir gezegenin sahip olabileceği en dairesel yörüngedir -tam bir daireye yakın. Diğer gezegenlerin yörüngeleri ise daha eliptik veya oval biçimlidir. Sadece 3 derecelik olan eksen eğikliğiyle Venüs, neredeyse dik döner bu nedenle de mevsimler fark edilebilir şekilde yaşanmaz. Venüs, ekseni etrafında son derece yavaş döndüğü için kendi etrafındaki bir dönüşünü  243 Dünya günü içinde tamamlar. Buradan da anlayabileceğimiz üzereVenüs’ün bir günü bir yılından daha uzun sürer.

Venüs, doğudan batıya dönen iki gezegenden biri (Diğer gezegen ise Uranüs’tür). Venüs’ün ekseni etrafında ters yönde dönmesini açıklamak üzere geliştirilen teorilerin en çok kabul görenlerinden biri şunu söylüyor: “Venüs başlangıçta diğer birçok gezegenle aynı yönde dönüyordu ama daha sonra büyük boyutlu bir gezegenimsi Venüs’e çarparak  eksenini yaklaşık 180° tersine çevirdi. Ve gezegen her zamanki gibi aynı yöne dönüyor ama baş aşağı olduğu için diğer gezegenlerden ona bakmak geriye dönüyormuş gibi görünmesini sağlıyor.” Başka bir teoriyse Güneş’in çekim kuvveti etkisiyle Venüs’ün zamanla yavaşlayıp durduğunu ve daha sonra ters yöne dönmeye başladığını söylüyor.

Venüs’ün bu yörüngesel özelliklerinden dolayı Güneş önünden geçişleri her iç kavuşumda (Dünya ile Güneş arasında kalan Venüs ve Merkür gezegenlerinin Dünya-Gezegen-Güneş dizilimindeyken bulunduğu durum) gözlenmez. Venüs geçişleri, aralarında 8 yıl olan çiftler halinde gözlenir ve bu ardışık çiftler arasındaki zaman farkı da fazladır (yaklaşık 100 yıl). En son çift, 8 Haziran 2004 ve 6 Haziran 2012 tarihlerinde gözlenmiştir. Ondan önceki çift de 1874 ve 1882 yıllarında gözlenmiştir.

Atmosferi

Venüs, kalın bir atmosfer tabakasına sahiptir ve Venüs’ün yüzeyine yakın olan kısımlarda atmosfer oldukça yoğundur (Dünya’dakinin 50 katı). Gezegenin yüzeyindeki atmosfer basıncının da 90 atm (Dünya’da okyanusların yaklaşık 1 km derinliklerinde ölçülen değer) gibi oldukça yüksek bir değere sahip olduğu gözlenmiştir. Ayrıca Venüs’ün atmosferi oransal olarak %96 CO2, %3.5 N2 ve %0.5 diğer gaz atomları ve moleküllerinden oluşmaktadır. CO2 ile diğer gazlar Dünya’dakine benzer bir sera etkisi yaratır. Fakat CO2’nin atmosferde bolca bulunması ve yoğun bir atmosfere sahip olması nedeniyle Venüs’te bu fazlasıyla belirgindir. Bu durumu gezegenin yüzeyindeki 470 °C’yi aşan sıcaklıklardan anlayabilirsiniz.

Dünya’dakinden farklı olarak Venüs’teki bulutlar yoğunlaşmış sülfürik asit damlacıklarından oluşur ve yüksek yüzey sıcaklığı nedeniyle bu damlacıklar gezegen yüzeyine yağamadan belirli bir yükseklikte buharlaşır. Aynı zamanda Venüs’te şimşek oluştuğu gözlenmiştir. Fakat oluşan bu şimşekler, Güneş sistemindeki diğer gezegenlerde oluşanlardan farklıdır çünkü su buharı bulutlarıyla değil de sülfürik asit bulutlarıyla bağlantılılardır.

Venüs atmosferi, Dünya atmosferine göre genel hava hareketleri açısından da belirgin farklılıklar göstermektedir. Üst atmosfer katmanlarının gezegenin etrafını 4 günde döndüğü saptanmıştır. Gezegenin yavaş dönmesine rağmen oldukça hızlı olan bu hareketin yönü de gezegenin dönüş yönüyle aynıdır. Gezegenin yüzeyindeki rüzgarlar ise çok daha yavaştır.

Yapısı

Venüs ve Dünya yapıları bakımından birbirlerine birçok yönden benziyorlar. Venüs bir demir çekirdeğe sahiptir. Bunun üzerinde gezegenin iç ısısı nedeniyle yavaş yavaş çalkalanan sıvı veya akışkan bir katman olan manto vardır. Bir de mantoyu da dıştan saran ince, kırılgan ve bol miktarda volkanik etkinlik gösteren bir kabuk bulunuyor.

Dünya’ya yapısal olarak benzemesine rağmen Venüs’ün kayda değer bir manyetik alanı yoktur (Dünya’daki manyetik alanın 1,5×10-5 katı). Çünkü gezegen ekseni etrafında çok yavaş döndüğü için akışkan iç katmanlardaki parçacıklar elektrik alanlar oluşturacak kadar hızlı hareket edemiyor. Dolayısıyla Venüs, bir manyetosfere sahip olmadığı için Güneş rüzgarı ile gelen yüklü parçacık akısına daima açıktır.

Venüs’ün atmosferinde bulunan ve bulutların bileşiminde yoğun olarak yer alan kükürtlü gazlar volkanik süreçlerle atmosfere püskürtülmüştür ve Venüs’teki yanardağların büyük bir çoğunluğu günümüzde etkin olmamasına rağmen hâlen volkanik gaz çıkışları devam etmektedir. Gezegenin yüzeyinde aynı zamanda taç adı verilen çember biçimli dev çöküntüler vardır. Bunların mantodaki sıcak magmanın yükselmesiyle meydana geldiği düşünülüyor.

Gözlenmesi ve araştırılması

Venüs, tarih öncesi zamanlardan bu yana bilinen bir gezegendir. Babiller Venüs’ü gözlemiş ve ona kendi aşk tanrıçaları olan İştar adını vermişlerdir. Eski Yunanlar, Venüs’ün sabah ve akşam yıldızı (Fosforus ve Hesperus) olarak iki ayrı yıldız olduğuna inanıyorlardı ama daha sonra onun tek bir gezegen olduğunu anladılar. Mayalarsa özellikle Venüs’ü gözlemek için tasarlanan El Caracol gözlemevini kullanıyorlardı.

1610 yılında Galileo Galilei Venüs’ün de Ay’ın evreleri gibi evreleri olduğunu keşfetti ve aynı zamanda Venüs teleskopla gözlemlenen ilk gezegen oldu. İtalyan astronom Giovanni Schiaparelli 1877 yılında Venüs’ün Güneş etrafında 225 Dünya gününde döndüğünü hesapladı. 1920‘li yıllarda ise spektroskopi yardımıyla Venüs’ün atmosferinin CO2’den oluştuğu keşfedildi.

Venüs’ün etrafını saran bulutlar geleneksel teleskoplarla yüzeyin gözlemlenmesini zorlaştırıyor ama yine de Venüs 1962 yılında uzay aracıyla (NASA’nın gönderdiği Mariner 2) ziyaret edilen ilk gezegen oldu. 1 Mart 1966 tarihinde Sovyet yapımı Venera 3 Venüs’ün yüzeyine çakılarak başka bir gezegene ulaşan ilk uzay aracı oldu. Gezegenin yüzeyine başarılı iniş yapan ilk uzay aracıysa Venera 7’dir. 1990 yılında NASA’nın Venüs yörüngesine oturan Macellan uzay aracı, radar kullanarak gezegenin yüzeyinin %98’ini haritalandırdı ve görevini tamamladıktan sonra araç 1994 yılında Venüs’ün atmosferine düşürüldü. Daha sonraları Avrupa Uzay Ajansı’nın (ESA) 2005 yılında  gönderdiği Venüs Ekspres uzay aracı, 8 yıl boyunca Venüs’ün yörüngesinde kaldı ve gezegende şimşek çaktığını doğruladı.

Japon Uzay Ajansı’nın (JAXA) yolladığı Akatsuki uzay aracı 2010 yılında Venüs’e girdi ancak yörüngeye yerleşeceği sırada ana motoru yandı. Bunun üzerine JAXA, uzay aracının rotasını düzeltmek için küçük olan iticileri kullandı ve Akatsuki’yi yörüngeye başarıyla soktu.

Venüs’e atmosfer incelemeleri, yakın uçuşlar ve yüzey inişleri içeren 40’a yakın görev düzenlendi ve düzenlenmeye de devam edilecek. Önümüzdeki yıllarda NASA ve Rus Uzay Araştırmaları Enstitüsü Venera-D görevinde iş birliği yapacaklar.

Kaynakça:

https://solarsystem.nasa.gov/planets/venus/in-depth

https://www.space.com/44-venus-second-planet-from-the-sun-brightest-planet-in-solar-system.html

https://acikders.ankara.edu.tr/pluginfile.php/23891/mod_resource/content/1/A207dersnotu_05.pdf

Gezegenler:Etkileyici Görsellerle Güneş Sistemimiz-Maggie Aderin-Pocock

https://www.scientificamerican.com/article/why-venus-spins-the-wrong

https://www.sciencealert.com/why-are-venus-and-uranus-spinning-in-the-wrong-direction

Yazan: Ahmet Arda Pektaş

Satürn: Halkalı Dev

yazar

Genel Özellikler

İsmini Romalıların Tarım Tanrısı Saturnus’tan alan Satürn, Güneş’e en yakın 6. gezegendir. Güneş ile arasındaki uzaklık 1.427 milyar kilometredir. Bu öyle bir uzaklıktır ki aradaki mesafenin 1.4 milyar kilometrelik bir yol olduğunu düşünürsek  saatte 100 km hızla giden bir araba ile bu yolu geçmemiz 1500 yıldan fazla zaman alırdı! Bu uzaklık Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin 10 katıdır. Satürn çıplak gözle görebileceğimiz en son gezegendir. Kendi çevresinde dönmesi 10.7 saat sürer ve bu hızlı dönüş Satürn’ün ortasından çıkıntı yapmasına yol açar. Güneş’in çevresinde dönmesi ise 29 yıl  sürer. Ortalama sıcaklığının -178 °C olması sebebiyle Satürn yaşama elverişli bir gezegen değildir ama uydularının yaşamı destekleme ihtimali olduğu düşünülmektedir.

Fiziksel Özellikler ve Yapı

Satürn, Jüpiter’den sonra Güneş Sistemi içerisindeki en büyük gezegen olup içine 764 Dünya sığabilecek büyüklüktedir. Bir gaz devi olduğu için katı bir yüzeyi yoktur. Güneş Sistemimizin oluştuğu Solar Nebula’nın ilkel haline benzer bir şekilde %75 hidrojen, %25 helyumdan ayrıca  iz miktarlarda su, metan ve amonyaktan oluşur. Basıklık değeri en yüksek gezegen olup ekvator yarıçapı kutup yarıçapından %9.8 daha büyüktür. Satürn’ün ekvator çapı yaklaşık 120 bin kilometre genişliğe uzanır ve bu genişlik 9 tane Dünya’nın yan yana konulması kadar büyük bir genişlik demektir. Kütle olarak ise Dünya’nın 95 katıdır ve detaylı hesaplamalar sonucunda bu kütlenin %10’unun çekirdekte toplandığı düşünülmektedir. Satürn yoğun bir gezegen değildir.Çekirdek yoğunluğu daha fazla olsada ortalama yoğunluğu ele alındığında bu yoğunluk su yoğunluğundan %30 daha azdır yani Satürn’ü bir havuza yerleştirmeyi başarabilirsek Satürn o havuzda yüzebilir. Ayrıca Jüpiter ile birlikte Güneş Sistemi içindeki gezegensel kütlenin %92sini oluştururlar. Manyetik alanı ise dünyanın manyetik alanına göre 592 kat daha güçlüdür.

Atmosfer

Satürn atmosferi çok kalın bir gezegen olup atmosferinin %96.3’ü hidrojen, %3.25’i helyumdan ve küçük miktarlarda metan, amonyak ,hidrojen deuteride ve etandan oluşmaktadır.Atmosferinde 3 farklı katmanın var olduğu düşünülmektedir. En üstte donuk amonyak kristalleri içeren üst bulut katmanı, ortada amonyum-hidrosülfit içeren orta bulut katmanı, en altta ise su buzul kristalleri tarafından oluşturulan bir bulut katmanı yer alır. Satürn Güneş Sistemindeki en rüzgarlı yerlerden birisidir. Burada rüzgarlar saatte 1770 kilometre hıza ulaşabilir. Bu rüzgarlar Satürn’ün bulutlarını atmosfer etrafında iterler. Bu itmenin sonucunda ise bulutlar gezegeni sarmalayan kalın çizgiler olarak görünürler. Bazı fırtınalar kilometrelerce genişlikte olabilir. Süreleri ise günleri, ayları hatta yılları bulabilir.

İç Yapı

Yoğunluğun 0.01 g/m3’ün üzerinde olduğu durumlarda, hidrojen ideal olmayan sıvıya dönüşmeye başladığı için Satürn çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşmasına rağmen kütlesinin çoğunluğu gaz halde değildir. Satürn’ün Jüpiter’in yapısına benzer bir şekilde taşsal bir çekirdek, sıvı metalik hidrojen tabakası ve moleküler hidrojen tabakasından oluştuğu düşünülüyor. 2004 yılında bilim adamları Satürn’ün çekirdek kütlesinin Dünya’nın çekirdeğinden 9 ile 22 kat arasında daha büyük olması gerektiğini söylemiştir. Satürn’ün Güneş’e olan uzaklığı gezegenin ortalama sıcaklığının düşük olmasına yol açsada çekirdek çok yüksek sıcaklıklara ulaşabilir hatta bu iç sıcaklık 11,700 °C’ i bulabilir.

Halkalar

Satürn’ün bir çok kişi tarafından bilinme nedeni gezegenin sahip olduğu halkalardır. Ancak Satürn halkalara sahip tek gezegen değildir. Jüpiter, Uranüs ve Neptün de halkalara sahiptir ama bu halkalar Satürn’ün halkaları kadar parlak ve büyük değildir. Şu ana kadar Satürn’e ait 8 adet halka keşfedilmiştir. Bu halkalar katı çemberler değildir. Her biri buz ve kaya parçalarından oluşmuştur. En büyük parçalar bir ev büyüklüğünde olabilirken en küçük parçalar ise bir kum tanesi kadar olabilir. Belirgin olan A ve B halkaları ile birlikte solgun olan C halkası dünyadan görülebilir. A ile B halkası arasındaki 4.700 kilometrelik boşluk Cassini Division olarak da bilinir. Satürn’ün sahip olduğu bu halkalar çok incedir. 250.000 kilometreden daha geniş olmalarına rağmen kalınlıkları 1 kilometrenin altındadır. Bu halkaların nasıl oluştuğuna dair ise 2 hipotez vardır.
İlk hipotez halkaların Satürn’ün yok olan bir uydusunun kalıntıları olduğunu söylemektedir.
İkinci hipotez ise halkaların Satürn’ün oluştuğu orijinal bulutsu materyalinin kalıntıları olduğunu söylemektedir.
Son zamanlarda yapılan araştırmalarda ise Satürn’ün halkalarını çok hızlı bir şekilde kaybettiği ortaya çıkarıldı. Hawaii’de ki 10 metre çaplı Keck teleskobu ile yapılan kızılötesi gözlemler sonucu halkalarda bulunan buz haldeki suyun gezegene yağdığı ortaya çıktı. Su akış hızının 1.5 saatte bir olimpik havuz boyutunda olduğu tahmin ediliyor. Bu sonuçlar Satürn’ün halkalarını 300 milyon yıl içinde kaybedebileceğini gösteriyor.

Uydular

Satürn , 53 tanesi resmi ada sahip olan toplam 62 adet uyduya sahiptir. Satürn’ün büyük uyduları Ay gibi daha yuvarlak şekillerde iken daha küçük uyduları büyük kayalar şeklindedir. Bu uydular soğuk ve buzlu yerlerdir. Uyduların Satürn etrafında dönüş süresi yarım yıldan 4 yıla kadar değişiklik göstermektedir. Satürn’ün en büyük uydusu Titan’dır. Diğer bir çok uydu ise çok küçük boyutludur. Bu uyduların 34 tanesinin çapı 10 kilometreden küçük ve 14 tanesinin çapı ise 10 ile 50 kilometre arasında değişmektedir. Satürn’ün en büyük 3 uydusu sırasıyla Titan, Rhea, Iapetus’tur.

Titan:

Satürn’ün en çok bilinen uydusu Titan , Güneş Sistemindeki en büyük 2. doğal uydu olup Merkür’den bile büyüktür. Ay ile kıyaslandığında ise çap olarak yaklaşık %50 daha uzundur. Titan yoğun bir atmosfere sahip bilinen tek uydudur ve atmosferi Dünyanın atmosferinden 10 kat kalındır.

Rhea:

Satürn’ün 2. en büyük uydusu ve Güneş Sistemindeki en büyük 9. uydudur. Çapı Ay’a oranla %55 daha kısadır. Hassas ölçümlerle onaylanmış hidrostatik denge ile tutarlı şekle sahip , Güneş Sistemindeki en küçük 2. gövdedir. 1672 yılında Giovanni Domenico Cassini tarafından keşfedilmiştir.

Iapetus:

Satürn’ün bilinen en büyük 3. uydusu ve Güneş Sisteminin en büyük 11. uydusudur. Çap uzunluğu ayın %42’si kadardır. Aynı zamanda Güneş Sistemi içinde hidrostatik dengede olmadığı bilinen en büyük gövdedir. Kasım 1671’de Giovanni Domenico Cassini tarafından keşfedilmiştir.

Tarihi

Satürn ilk çağlardan itibaren bilinen bir gezegendir. Babilli astronomlar Satürn’ün hareketlerini sistematik bir şekilde gözlemlemeyi ve kaydetmeyi başarmışlardır.

Satürn’ü ilk defa 1610 yılında Galileo Galilei bir teleskop yardımı ile gözlemlemiştir. Satürn’ün garip görünüşünü not almış ve bu görünüş karşısında kafası karışmıştır.

1655 yılında ise Christiaan Huygens Satürn’ün en büyük uydusu olan Titan’ı keşfetmiştir. Daha sonra 1659’da ise Satürn’ün halkalarını doğru bir şekilde çıkarılmıştır.

1670 ve 80’lerde Giovanni Domenico Cassini , kendi adıyla anılan A ve B halkaları arasındaki Cassini Bölümü ile birlikte 4 tane yeni uydu keşfetti.

1789’da Sir William Herschel gezegenin basıklık derecesi hesapladı ve 2 adet yeni uydu keşfetti.

19.cu yüzyılın sonlarına doğru Edouard Roche, James Maxwell, Daniel Kirkwood halkaların yapısı üzerine olan görüşleri geliştirdiler.

Satürn bir uzay aracı tarafından ise 1979 yılında ziyaret edilmiştir.Pioneer-11 uzay aracı Satürn’ün yakınından geçerek gezegenin ve uyduların fotoğraflarının çekilmesinin yanı sıra yoğunluk ve kütle hesaplamalarının daha doğru ölçümüne olanak sağlamıştır. Ayrıca F halkası bu ziyaret sonucu keşfedilmiştir.

1980 ve 1981 yıllarında sırasıyla Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçlarının geçişi sayesinde ise gezegenin ve uyduların yeni görüntüleri elde edildi. Bu geçişler 4 yeni uydunun keşfine olanak sağladı.Halkaların yapısı ayrıntılı bir şekilde gözlenip D ve E halkalarının varlığı kanıtlandı ayrıca G halkası keşfedildi.

2004 yılında Cassini-Huygens uzay aracı Satürn’ün yörüngesine girerek gezegenin dönüş hızı ile ilgili bilgilerin doğrulanmasına imkan sağladı. Uyduların yüksek çözünürlüklü fotoğrafları çekilerek bilimsel gözlemler yapıldı. Satürn’e ait 4 yeni uydu keşfedildi. 2005 yılında ayrılan Huygens Sondası ise Titan’a iniş yaparak uydu hakkında veriler topladı.

Kaynakça

https://en.wikipedia.org/wiki/Saturn#Natural_satellites
https://nineplanets.org/saturn.html
http://www.yaklasansaat.com/gezegenler/saturn/saturn.asp
https://svs.gsfc.nasa.gov/12672
https://solarsystem.nasa.gov/planets/saturn/overview/
https://www.space.com/48-saturn-the-solar-systems-major-ring-bearer.html
Derek Zobel,Series: Blastoff! Readers. 3, Exploring Space. Minneapolis, MN : Bellwether Media, Inc. 2010.
Waxman, Laura Hamilton. Series: Early Bird Astronomy. Minneapolis : Lerner Publications ™. 2010.
Vogt, Gregory. Series: Gateway Solar System. Brookfield, Conn : Lerner Publishing Group. 1993.

Yazan: Muhammet Tekin

Hayat Kaynağımız: Güneş

yazar

Güneş nedir?

Bize en yakın yıldız olan Güneş, 4.65 milyar yıl önce oluşmuş orta büyüklükte bir sarı cücedir ve 1 AB (astronomik birim=149.597.871 km, Dünya ve Güneş arası mesafenin baz alındığı uzunluk birimi) uzağımızdadır. Güneş ile Güneş’e 10⁵ AB uzaklığında bulunan ve yıldızlararası maddeye sınırı olan Oort Bulutu arasında bulunan gezegen, uydu, asteroit ve kuyruklu yıldız gibi çeşitli gök cisimleri için enerji kaynağı ve çekim merkezidir. Tüm bu gök cisimleri Güneş Sistemimizin toplam kütlesinin %0.02’sini oluştururken %99,8’ini Güneş’in kütlesi oluşturmaktadır.

Güneş, kendi ekseni etrafında 70.000 km/s hızla döner. Ekliptik düzlem normaliyle 7°15’ açı yapan ekseni etrafındaki dönüşünü ekvatorda 25.6, kutuplarda 33.5 günde tamamlar. Kademeli olarak dönmesinin sebebi, Güneş’in katı değil plazma halinde olmasıdır. Yüzeyinde çekim ivmesi 274 m/s², ortalama sıcaklık 5780 K°’dir.

Güneş’in kütlesi 2×10³⁰ kilogramdır ve bu da Dünya’nın kütlesinin 3.3×10⁵ katına tekabül eder. Aynı zamanda Güneş’in çapı Dünya’nınkinin 109, hacmi ise 1.3 milyon katına eşittir.

Nerede bu Güneş?

Günümüzde Kahraman kolu ve Yay kolu arasındaki Orion kolunun iç kısmında bulunan Güneş, Samanyolu galaksisinin merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışık yılı uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 235 milyon yılda tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir.

Nasıl ısınıyor, nasıl ısıtıyor?

Güneş, %75 Hidrojen, %24 Helyum ve %1 ağır elementlerden oluşur.Güneş’in çekirdeğinde gerçekleşen nükleer füzyon reaksiyonlarında hidrojen, helyuma dönüşür ve her saniye 4 milyon ton madde enerjiye dönüşür. Kütlesini hızla kaybeden Güneş’in yakıtı tükendikçe dış katmanlarının genişlemesi ve gezegenleri yutması beklenebilirdi fakat kırmızı dev aşamasındayken kaybettiği kütleyle orantılı olarak Dünya’nın yörüngesinin de genişleyeceğini ve Güneş tarafından yutulmayacağımızı biliyoruz. Ancak 900 milyon yıl sonra yeryüzünün yaşamı destekleyemeyecek kadar ısınacağını da söylemekte fayda var. 

İçinde ne var hocam?

Çekirdek – Güneş yarıçapının en iç %20 – 25’i, nükleer füzyonun gerçekleşmesi için sıcaklık ve basıncın yeterli olduğu yerdir. Hidrojen helyumla birleşir, füzyon işlemi enerji açığa çıkarır ve helyum yavaş yavaş çekirdeğin içinde bir helyum iç çekirdeği oluşturmak için birikir.

Radyasyon bölgesi – Konveksiyon, Güneş’in yüzeyine çok yakın olana kadar gerçekleşemez. Bu nedenle, yarıçapın yaklaşık% 20-25’i ve yarıçapın% 70’i arasında, enerji aktarımının konveksiyon yerine radyasyon (fotonlar) yoluyla gerçekleştiği bir “radyasyon bölgesi” vardır.

Konvektif bölge – Güneş yarıçapının yaklaşık% 70’i ve görünür yüzeye yakın bir nokta arasında dışa doğru ısı transferi konveksiyon yoluyla olur.

Fotosfer – Güneş gaz halindeki bir nesne olduğu için açıkça tanımlanmış bir yüzeye sahip değil ve burası güneşin doğrudan görülebilir ışıkla gözlemleyebildiğimiz en derin bölümü.

Atmosfer – Güneşi çevreleyen, kromosfer, güneş geçiş bölgesi, korona ve heliosferden oluşuyor. Bunlar, örneğin güneş tutulması sırasında, Güneş’in ana kısmı gizlendiğinde gözlemlenebilir.

Güneş patlıyor diyorlar, doğru mudur?

Güneş lekeleri , yüzeydeki koyu renkli yapılanmalardır ve siyah görünmelerinin sebebi, çevrelerine göre daha soğuk (3000-4000 santigrat derece) olmalarıdır. Bu noktaların ısınamamalarının sebebi ise, güçlü manyetik alanın, içeriden  gelen ısının yüzeye ulaşmasına izin vermemesidir. Güneş patlamaları, Güneş lekelerinin çevrelerinde, lekeyi oluşturan manyetik alan çizgilerini takip edecek şekilde yayılan sıcak plazmanın uzaya yayılması ile oluşur. Güneş’in manyetik alanındaki bu değişiklikler 11 senelik döngüler halindedir. 11 yıllık bu döngünün ortasında Güneş, maksimum aktifliğe ulaşır ve dev patlamalar meydana gelir. Güneş patlamaları, kutuplarda auroralar ile bize görsel şölen sunduğu gibi iletişimimizi engelleme gibi olumsuz etkileri de olabilir.

Aşağıda bulunan videoda Güneş’in atmosferinde (korona) oluşan manyetik alan çizgilerini ve patlamaları izleyebilirsiniz.

Kaynak:

spaceplace

kozmikanafor

wikizeroo

space

nasa

Yazan: Elif Akbaş

Merkür: Güneş Sistemimizin Kanatlı Habercisi

yazar

Merkür, Güneş’e en yakın gezegendir ve Güneş etrafında diğer gezegenlerden daha hızlı dönmesi sebebiyle adını Romalıların haberci tanrısı Merkür’den ( kendisinin hızlı hareket eden kanatlı sandaletleri vardır) almıştır.

Merkür’ün fiziksel özellikleri ve yapısı

Merkür, Güneş’e o kadar yakındır ki uzun gündüzlerde sıcaklık kurşunu eritecek kadar yükselip 430 °C’yi bulabilir. Ancak atmosfer tabakası ince olduğundan ısıyı hapsedemez ve geceleri sıcaklık -180 °C’ye düşer. Güneş sistemindeki başka hiçbir gezegende bu kadar sıcaklık farkı görülmez. Ayrıca çarpmaları durduracak bir atmosfer tabakasına sahip olmadığı için gezegenin yüzeyi çukurlarla kaplıdır.

Merkür’ün, Dünya’dakine benzer (ancak %1’i şiddetinde) bir manyetik alana sahip olduğunu belirlenmiştir. Bu bilgiden de çekirdeğinin genel yapısının Dünya’nınkine çok benzer olması gerektiği söylenebilir. Merkür’ün manyetik alanı, aynen Dünya’nın manyetik alanında olduğu gibi (ancak daha küçük ölçekte) gezegeni saran bir yapıya sahiptir ve Güneş rüzgarı ile etkileşir. Bu etkileşme sonucu gezegenin çevresinde manyetosfer tabakası oluşur ve bu tabaka Güneş rüzgarı parçacıklarının gezegene yaklaşmasını önler. Bu nedenle Dünya’nın çevresinde görülen Van Allen ışınım kuşaklarına benzer yapılar Merkür çevresinde görülmez.

Merkür bazı uydulardan küçük olmakla birlikte, Dünya hariç tüm gezegenlerden daha yoğundur. Merkür gibi küçük bir gezegenin bu kadar yoğun olmasının sebebi gerçekten büyük bir demir çekirdeğe sahip olmasıdır. Ayrıca bu küçük gezegen, soğuyan bir demir çekirdeği üzerinde bulunan tek bir kıtasal plakadan oluşur ve çekirdek soğudukça katılaşır. Bu da gezegenin hacmini azaltır ve küçülmesine neden olur. Merkür yeterince küçük değilmiş gibi bugün de küçülmeye devam ediyor. Bu yüzden de yüzeyi buruştu, bazıları yüzlerce mil uzunluğunda ve bir mile varan derinlikte yarık ve uçurumlar meydana geldi. Örnek olarak Merkür’ün “Great Valley”si Büyük Kanyon’dan daha büyük ve Afrika’nın doğusundaki Büyük Rift Vadisi’nden daha derindir.

Merkür; kendi çevresindeki bir turu yaklaşık 59 Dünya gününde, Güneş etrafındaki yörüngesini ise 88 günde tamamlar. Fakat Merkür’de gün doğumu ile gün batımı arasındaki süre olması gerekenden farklıdır. Çünkü Merkür, oluşumundan bu yana Güneş’in etkisi altında küresel yapıdan sapmış ve bir dönel elipsoid şeklini almıştır. Bu yüzden de Güneş kendine yakın olan kenarı daha büyük bir kuvvet ile çeker. Ancak yörüngesinin elips olması nedeniyle Merkür’ün uzun ekseni sadece enberi noktası (Güneş’e en yakın noktası) civarında tam olarak Güneş’e dönüktür. Güneş’in kendine yakın olan kenara uyguladığı çekim kuvveti artan uzaklıkla hızla zayıflar. Dolayısıyla enöte noktasına (Güneş’e en uzak noktası) yaklaştıkça gezegenin ekseni etrafında dönmesi daha baskın çıkar ve uzun eksen Güneş’ten sapar. Daha sonra uzun eksenin Güneş’e bakan noktasının ters tarafındaki nokta Güneş’e yaklaşmaya başlar. Azalan uzaklıkla Güneş’in bu nokta üzerindeki çekim etkisi artacağından uzun eksen tekrar Güneş’e doğru yönlenmeye zorlanır ve sonuçta enberi noktasına ulaştığında uzun eksen yine tam olarak Güneş’i göstermektedir. Ancak bir önceki enberi konumunda Güneş’e bakan yüzün tam tersi bu sefer Güneş’e bakmaktadır. Bu yüzden Merkür’de gün doğumu ile gün batımı arasındaki süre yaklaşık 88 Dünya günü ve iki gün doğumu arasındaki süre ise yaklaşık 176 Dünya günüdür.

Güneş sisteminde yer alan diğer gezegenlerin çekim etkisi sonucunda Merkür yörüngesinin yarı büyük ekseni, Güneş etrafında çok yavaş bir şekilde dönmektedir. Güneş merkezinden bakıldığında enberi noktasının yüzyılda 574″ doğuya doğru hareketi olarak kendini gösteren bu olaya Merkür’ün enberi noktasının presesyonu denir. Güneş sistemindeki diğer gezegenlerin yörüngelerinde bu etki daha küçük ölçekte gözlenmektedir. Bu etkinin varlığı uzun zamandan beri biliniyordu ve Newton çekim yasaları ile kolayca modellenebiliyordu. Ancak Merkür’de izlenen 574″ lik enberi presesyonunun tamamı başlangıçta Newton çekim yasaları ile açıklanamamıştır. Çünkü 43″ lik bir artma söz konusuydu. 19. yüzyılın ortalarında Le Verrier bu artık presesyonu açıklamak için Güneş’e Merkür’den daha yakın bir gezegenin var olabileceğini söylemiştir. Daha gözlenmeden “Vulkan” adı verilen bu gezegenin Güneş önünden geçişlerinin görülmesi gerekiyordu. Ancak bu geçiş hiçbir zaman gözlenemediği için böyle bir gezegenin olmadığı kesin olarak anlaşılmıştır. Daha sonraları Albert Einstein’ın ortaya attığı genel görelilik kuramı 43″ lik bu artık presesyonu başarıyla açıklamış ve de bu olayla birlikte kendini deneysel olarak test etme olanağı bulmuştur. Bu olayın sebebi, Merkür’ün Güneş’e çok yakın ve yörünge dış merkezliğinin göreli olarak büyük olmasıdır. Diğer gezegenler ve uydularda bu koşullar gerçekleşmediği için de artık presesyon olayı görülmemektedir.

Merkür’ün gözlenmesi ve araştırılması

Merkür gözlemlerine dair bilinen ilk kayıtlar eski Babil gök cismi kataloglarına (MUL.APİN tabletlerine) dayanır. Merkür çıplak gözle görülebilmesine rağmen bu o kadar da kolay görülmez. Çünkü Merkür Güneş’e çok yakın ve küçük olduğundan  şafak ve alacakaranlık (Güneş’in parlaklığının Merkür’e gölge düşürmediği zamanlar) dışında doğrudan gözlemlemek zordur. Ancak gözlemciler her yüzyılda 13 kez olan Merkür’ün Güneş’in önünden geçişini izleyebilirler. Bu nadir geçişler 8 Mayıs ve 10 Kasım arasında birkaç gün içinde gerçekleşir. 21. yüzyılda Merkür’ün ilk geçişleri 7 Mayıs 2003, 8 Kasım 2006 ve 9 Mayıs 2016’da gerçekleşti. Bir sonraki ise 11 Kasım 2019’da gerçekleşecek.

Galileo Galilei, Merkür’ü teleskopla gözlemleyen ilk bilim insanıdır. 1631 yılında Pierre Gassendi, Merkür’ün Güneş’in önünden geçişini izlemek için teleskop kullandı. 1639 yılında ise Giovanni Zupi, gezegenin Ay’ınkilere benzeyen evreleri olduğunu keşfetti.

Araştırmacılar Merkür’e bir uzay aracı göndermek istiyordu ama bu kolay bir iş değildi . Çünkü bir uzay aracının Merkür’e ulaşmak için hızlı gitmesi ancak gezegene vardığında ise yörüngeye oturmak için Güneş’in aracı daha da hızlandırmaya çalışan kütle çekiminin etkisine girmeden yavaşlaması gereklidir. Üstelik Güneş’in çekimi Merkür yakınlarında o kadar kuvvetlidir ki gezegenin etrafındaki yörüngeler kararsızken Güneş’e bu denli yakın olmak uzay aracının sabit sıcaklıkta kalmasını zorlaştırır. Yine de bu zorlu işi başardılar. 1974 yılında Merkür’ün araştırılması için ilk uzay aracı gönderildi. Bu aracın ismi Mariner 10’du ve bu araç gezegenin yüzeyinin yaklaşık yüzde 45’ini görüntülemiştir. Ayrıca Merkür’ün manyetik alanı oluğunu göstermiştir.

Merkür’ü ziyaret eden ikinci uzay aracı MESSENGER’dı (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging). MESSENGER, 2004 yılında fırlatıldı ama Merkür’ün yörüngesine varması 6 yıldan fazla sürdü ve 2011 yılında Merkür’ün yörüngesine oturan ilk uzay aracı oldu. Gezegenin büyük kısmının renkli haritasını çıkardı ve atmosferle manyetosfer tabakalarını inceledi. 2015’te MESSENGER’ın yakıtı bittikten sonra görevi sonlandırıldı. Daha sonra kasıtlı olarak gezegenin yüzeyine düşmesi sağlandı.

Geçtiğimiz Ekim 2018’de ise Avrupa Uzay Ajansı (ESA) ile Japon Uzay Ajansı (Jaxa), Merkür’ün keşfine devam edilmesi için BepiColombo adlı aracı uzaya fırlattılar. Uzay aracının 2025’te Merkür’ün yörüngesine girmesi bekleniyor.

Kaynakça:

https://www.space.com/36-mercury-the-suns-closest-planetary-neighbor.html

https://acikders.ankara.edu.tr/pluginfile.php/23889/mod_resource/content/1/A207dersnotu_04.pdf

https://phys.org/news/2015-05-gravitational.html

https://solarsystem.nasa.gov/planets/mercury/exploration/?page=0&per_page=10&order=launch_date+desc%2Ctitle+asc&search=&tags=Mercury&category=129

https://www.bbc.com/turkce/haberler-dunya-45914201

Gezegenler:Etkileyici Görsellerle Güneş Sistemimiz-Maggie Aderin-Pocock

Yazan: Ahmet Arda Pektaş

Sarmal Gök Ada Nedir?

yazar

Sarmal gök adalar, yıldızlar ve çoğunlukla güzel şekillere sahip gazlar ile bu gazların meydana getirdiği sıcak genç yıldızlardan oluşan bükümlü şekle sahip yığınlardır. Şimdiye kadar keşfedilmiş olan gök adaların çoğu sarmaldır, diğer gök adalar ise çoğunluk olarak eliptik ve düzensiz şekilli olarak ikiye ayrılırlar.

3 Nisan 2013’de yayımlanan Hubble Uzay Teleskobu’nun çektiği bu Messier 74 fotoğrafı bize sarmal gök adaların evrenin en güzel ve fotojenik sakinlerinden biri olduklarını hatırlatıyor.

Samanyolu’na yakın olan gök adaların neredeyse %70’i sarmal. Yeni araştırmalar gösteriyor ki sarmal kollar kendi kendine yaşayabilen, ısrarcı ve gerçekten de şaşırtıcı bir biçimde uzun yaşayabiliyorlar.

Dünya’mızı ve Güneş’imizi de içine alan Samanyolu Gök Adası da sarmal gök ada örneğidir.

2010’da Hubble Uzay Teleskobu’nun yaptığı bir araştırmaya göre, bütün gök adaların neredeyse %72’sini sarmal gök adalar oluşturuyor.

Çoğu sarmal gök ada, merkezindeki şişkinlik etrafında disk şeklinde dönen yıldızlar bulundurur. Merkezindeki şişkinliği ise çok yaşlı, az ışık yayan yıldızlar oluşturuyor ve bir adet süper büyük kara deliğin de bulunduğu düşünülüyor. Sarmal gök adaların yaklaşık olarak üçte ikisi çubuklu, yani merkezinde çubuk biçiminde bir yıldız topluluğuna sahip olan ve sarmal kolları bu çubuğun uçlarından uzanan, gök adalardan oluşur; bizim Samanyolu Gök Adası da çubuklu sarmal gök adalara örnektir. Gök adaların sarmal kollarında çeşitli gazlar, tozlar ve parlayıp sönen genç yıldızlar bulunur.

Sarmal kolların nasıl şekillendiği hala bilim insanları arasında tartışma konusudur. Bir teoriye göre gök adanın kolları, diskin dış tarafında yol alan yoğunluk dalgalarından kaynaklanıyor. Gök adalar arasındaki karşılaşmaların o kadar yoğun dalgalara sebep olabileceğini ki daha küçük gök adaların daha büyük kütlelileri etkileyebileceğini söylüyor bu teori.

Sarmal gök adaların yaşlandıkça eliptik gök adalara dönüşeceği düşünülüyor ama eliptik gök adaların ne kadar sıklıkta bulunduğu bilinemeyen bir konu çünkü daha yaşlı, ışığı az yıldızlardan oluşan eliptik gök adaları saptaması çok daha zor.

Bilinen en geniş sarmal gök ada olan NGC 6872’nin kollarının en uzak noktaları arasında 522 bin ışık yılı uzaklık var ve bu Samanyolu Gök Adası’nın 5 katı büyüklükte olduğunu gösterir.

2017’de astronomlar 11 milyar yaşında olan A1689B11 isimli sarmal gök adayı keşfettiler. Bu keşfin bilim insanlarına gök adaların olağanüstü kaotik, karmakarışık disklerden nasıl olup da düzenli, ince disk biçimine eriştiklerini anlamak konusunda yardımcı olacağı düşünülüyor

Kaynak:

https://www.space.com/22382-spiral-galaxy.html

Çeviri: Mert Toros

Kara Delikler Evrenimizi Nasıl Şekillendirir?

yazar

Astrofizikçiler, gök adaların oluşumları ve evrimleri hakkında yeni bilgilere ulaştı.

 Astrofizikçiler; kara deliklerin, karanlık maddenin dağılımını nasıl etkilediğini, ağır metallerin nasıl oluştuğunu ve evrende dağıldığını, ve manyetik alanların nerede başladığını hesapladılar. Bunu mümkün kılmak için geliştirilen yeni evren simülasyonu, şu ana kadar yapılmış en geniş kapsamlı simülasyon olma özelliğini taşıyor.

Çökmüş karanlık madde yapılarının (turuncu ve beyaz renklerde) etrafındaki kozmik gazların (mavi renkte) içindeki şok dalgalarının yoğunluğunun gösterimi.

 Ses patlamasına benzer bir şekilde, şok dalgalarının içindeki gazlar, kozmik ipliklere ve gök adalara çarparken, oluşan sarsıntıyla ivmelenirler. Her gök adanın merkezinde bir süper kütleli kara delik bulunur. Yeni bir bilgisayar modeli ise, bu kütleçekim canavarlarının, evrenimizi ne denli büyük bir ölçüde etkilediğini gösteriyor. Araştırma ekibinde ise, Heidelberg Enstitüsü (Heidelberg Institute for Theoretical Studies / HITS), Max-Planck Astronomi ve Astrofizik Enstitüsü (Max-Planck-Institutes for Astronomy and for Astrophysics / MPIA, Heidelberg / MPA, Garching), Birleşik Devletler’in Massachusetts Teknoloji Enstitüsü (Massachusetts Institute of Technology / MIT), Harvard Üniversitesi (Harvard University) ve New York’taki Bilgisayımsal Astrofizik Merkezi’nden gelen bilim insanlarından oluşuyor. Yürüttükleri simülasyon “Illustris — The Next Generation” (IllustrisTNG), şu ana kadar yapılmış en geniş kapsamlı simülasyon olma özelliğini taşıyor. Basit fizik yasalarına dayanan bu simülasyoni evrenimizin Büyük Patlama’dan beri nasıl evrimleştiğini gösteriyor. Ondan önceki Illustris projesine ek olarak IllustrisTNG, bu evrimleşmede önemli rol oynayan fiziksel süreçleri içinde barındırıyor. IllustrisTNG’nin ilk bulguları “Monthly Notices of the Royal Astronomical Society” dergisinde 3 makale olarak paylaşıldı. Bu bulgular, kozmolojinin temel sorularını cevaplanmasında yardımcı olabilir.

Bilgisayardan Gerçekçi Bir Evren

 IllustrisTNG’nin tahminince, kozmik gaz ağlarının ve karanlık maddenin birleşme noktalarındaki gök adaların boyutu ve şekli, gerçek gök adalarınkiyle benzer. Tarihte ilk defa, hidrodinamiksel simülasyonlar uzaydaki gök adaların ayrıntılı kümelenme modellerini hesaplayabilir. En yeni araştırmalarla birlikte, gözlemsel verilerin karşılaştırılmasıyla, IllustrisTNG’nin yüksek derecedeki gerçekçiliği ortaya çıkıyor. Bununla beraber, simülasyonlar, özellikle karanlık madde kozmosunun ‘omurgası’ konusunda, kozmik ağların zamanla nasıl değiştiğini de tahmin ediyor. Heidelberg Üniversitesi’nden Prof. Volker Springel şöyle diyor:

 “Büyük ölçekte süper kütleli kara deliklerin maddenin dağılımındaki etkisinin bu denli kesinlikle tahmin edilmesi çok heyecan verici. Bu, ileride kozmolojik hesaplamaların doğruluğu için çok önemli.”

Gök adaların yaşamları boyunca yaşanan en önemli değişim

 Bir başka araştırmada Dr. Dylan Nelson (MPA), kara deliklerin gök adalara olan önemli etkileri ortaya koydu. İçinde bulunan genç yıldızların yaydığı ışıkla mavi renkte parıldayan gök adalarda meydana gelen ani bir değişim yıldız oluşumunu sonlandırır, bundan dolayı da gök adanın içi yaşlı, kırmızı yıldızlarla kaplanır, ve “kırmızı ve ölü” gök adalarla dolu bir mezarlığa katılır. Dr. Nelson, bu olayı şöyle açıklıyor:

 “Geniş eliptik gök adalardaki yıldız oluşumlarını durdurabilecek tek fiziksel varlık, merkezlerindeki süperkütleli kara deliklerdir. Bu kütleçekim tuzaklarının yarattığı boşalmaların hızı, ışık hızının yüzde onuna ulaşır; görece küçük kara delikten milyarlarca kat büyük yıldız sistemlerini etkileyebilir.”

Yıldızların parladığı yer: Gök adaların yapıları hakkında yeni bulgular

 IllustrisTNG, araştırmacıların gök adaların oluşumundaki düzeni daha iyi anlamasını sağlıyor. Kuramcılara göre, ilk önce oluşan küçük gök adalar, kütleçekim etkisiyle birleşerek daha büyük nesnelere dönüşüyor. Gök adaların çarpışması, bazı gök adaları parçalıyor ve içindeki yıldızları, merkezi yeni oluşmuş büyük gök adalar olmak üzere, geniş yörüngelere oturtuyor. Tahmin edilen bu solgun yıldız çemberleri düşük yüzey parlaklığından dolayı gözlemlenmeleri çok güç, fakat IllustrisTNG astronomların hangi verilere bakmaları gerektiğini tamamen gösterdi. IllustrisTNG hakkındaki çalışmaları yürüten Dr. Annalisa Pillepich (MPIA) bunu şu şekilde açıklıyor:

 “Artık tahminlerimiz düzenli bir biçimde gözlemciler tarafından denetleniyor. Bu da onu gök adalarınn oluşma düzeni hakkındaki kuramsal modelin önemli bir denetleyci haline getiriyor.

Özel kodlu astrofizik ve süper bilgisayar

 Araştırmacılar proje için AREPO adlı yüksek ölçüde paralel hareketli ağ kodunun daha güçlü bir versiyonunu geliştirdi ve bunu Almanya’nın Stuttgart şehrindeki Yüksek Performansla Hesaplama Merkezi’nde bulunan en hızlı  19. anaçatı bilgisayarlar olan Hanzel Hen makinesinde kullandılar. IllustrisTNG, kozmik yapıların oluşumunu incelemek için oluşturulan şu ana kadarki en büyük hidrodinamik simülasyon. İki ana simülasyonlardan birini başlatmak için, 2 ay içerisinde 24 binden fazla işlemci kuruldu; bu sayede evreni temsil eden, bir milyar ışık yılı genişliğinde bir bölgede milyonlarca gökada oluştu. Volker Springel bu durum hakkında şunu söylüyor:

“German Gauss Centre for Supercomputing’den elde ettiğimiz fazladan hesaplama zamanı sayesinde bu alandaki teknoloji harikası ürün artık bizim eliimizde. Yaptığımız bu simülasyon sayesinde elimizde 500 terabitten fazla yeni veri var. Bu kadar fazla verinin hepsini incelememiz bizi uzun süre meşgul etmesiyle beraber, farklı astrofiziksel olaylara değişik bakış açılarıyla bakmamıza vesile olacak.”

Bu haber Science Daily adlı sitedeki haberden çevrilmiştir.

Kaynak: https://www.sciencedaily.com/releases/2018/02/180201085822.htm

Çeviri: Tolga Can Menekşe

Vega: Geçmişin ve Geleceğin Kutup Yıldızı

yazar

Vega, Dünya’dan sadece 25 ışık yılı uzaklıkta bulunan parlak bir yıldızdır. Yazları kuzey yarım kürenin göğünde görülür ve ayrıca Lir(Çalgı) Takımyıldızı’nda yer alan Vega, Kartal Takımyıldızı’ndaki Altair ve Kuğu Takımyıldızı’ndaki Deneb ile birlikte yaz üçgeninin köşelerini oluşturan yıldızlardan biridir.

Vega sadece 450 milyon yaşındadır ve bu da onu, 4.6 milyar yaşındaki kendi yıldızımıza göre, genç bir yıldız yapar. Vega hakkında yapılan çalışmalar astronomlara, oluşumlarının erken evrelerinde olan yıldız sistemleri hakkında daha çok bilgi sağlıyor.

Dünya’nın 26.000 yılda bir yaşadığı yörüngesel salınım yüzünden kuzey anlayışımız değişiyor. Bu sebeple, Vega birkaç bin yıl önce bizim kutup yıldızımızdı ve yaklaşık 12.000 yıl sonra tekrardan kutup yıldızımız olacak.

Lir Takımyıldızı’nda Vega.

Vega’nın Yeri

Vega yaz ortalarında kuzey kutup bölgesinde, neredeyse tam tepede yer alır. Gün içinde sadece 7 saat ufkun altında kalan Vega ayrıca yılın her gecesi görülebilir.

Daha güneyde ise Vega ufkun altında daha fazla zaman geçirir; ama Alaska’da, Kuzey Kanada’da ve Avrupa’nın çoğunda hiç batmaz. Vega’nın tam yeri ise şöyledir:

  • Bahar Açısı: 18d 36s 56.3sn.
  • Yükselim: 38 derece 47 dakika 1 saniye.

İlk Gözlemler

Vega’nın mavi-beyaz ışığı çok parlak olduğu için izini antik zamanlara kadar sürmek mümkün; Çinlilerden Polinezyalılara ve Hintlilere kadar. Vega’nın adı ise Arapçadaki “waqi” kelimesinden gelmekte ve “alçalan” ya da “pike yapan” anlamını taşımaktadır.

“Bu isim, o zamanlardaki insanların Lir Takımyıldızı’nı lir kuşu olarak görmektense pike yapan bir akbaba olarak tasvir etmesinden kaynaklanıyor.” diyor Wisegeek sitesinden Michael Anissimov.

Gerek Vega’nın ismi gerekse diğer astronomik katkıları İslam’daki astronominin geleneksel önemini onurlandırıyor, demiş bir araştırmacı. Yıldızları gözlemek, onları takip etmek inananlara namaz vakitlerini ve festival zamanlarını belirlemelerine yardımcı olmalarının yanı sıra kutsal şehir Mekke’yi bulmalarını da sağlıyordu.

“Bu yüzden yüzlerce yıldızın ve takımyıldızının isimleri Arapçadan gelmekte: Altair, Deneb, Vega ve Rigel bunlara örnek olarak verilebilir.” diye yazmış 2013’te Natural dergisinde yayımladığı makalesinde, Şarika Amerikan Üniversitesinde astrofizikçi olan Nidhal Guessoum.

Modern zamanlarda Vega, Güneş haricinde fotoğraflanan ilk yıldızdır. Astronomlar dagerreyotipi tekniğiyle 38 santimetre refraktör kullanarak, 16-17 Temmuz 1850 yılında Harvard Üniversitesi Gözlemevi’nde (Harvard College Observatory) Vega’nın fotoğrafını çekmişlerdir.

Yıldız ayrıca 1872’de spektrografik analizi yapılacak ilk yıldız olarak seçilmiştir. Amatör astronom Henry Draper, Vega’nın ışığını kırarak yıldızı oluşturan elementleri ortaya çıkaran ilk kişi olmuştur.

Son Yıllarda Vega

Vega, Carl Sagan’ın 1985’te yayımladığı Mesaj(Contact) isimli kitabının 1997’de bir Hollywood filmine uyarlanması sonucu popüler kültürde yer edindi. Jodie Foster’ın baş rolü olduğu film, Dünya dışı akıllı yaşamı araştıran bir astronomun Vega’dan yayılan bir sinyali keşfetmesini anlatıyor.

2006 yılında yapılan teleskobik gözlemler ise şunu ortaya çıkardı: Vega o kadar hızlı dönüyor ki kutupları ekvatorundan birkaç bin derece daha sıcak. Kendi etrafındaki bir tam turu 12.5 saatte tamamlayan yıldız, kendi kritik dönme hızının (bir cismin parçalara ayrılmaya başlayacağı hız) %90’ı ile dönmekte.

2013’ün başlarında astronomlar Vega’yı saran bir asteroit kuşağı keşfettiklerini duyurdular, kuşağın içinde kayalık gezegenler olabileceğini de belirterek. Formalhaut’un etrafındakine benzer şekilde iki bölge olduğu düşünülüyor: Buzlu asteroitlerin bulunduğu dış bölge ve daha sıcak uzay taşlarının bulunduğu yıldıza yakın bölge.

Bilim insanları Vega gibi parlak yıldızları,  NASA’nın 2018’de başlayan TESS(Transiting Exoplanet Survey Satellite)görevi ile birlikte incelemekteler. TESS’in ana görevi Güneş sistemi dışındaki gezegenleri aramak olsa da TESS, yıldız çeşitliliğini arttıracak izler için de uğraşacak. TESS’in Vega ve benzeri yıldızları incelemesi bilim insanlarının, yıldız gelişiminin erken evreleri hakkında daha çok bilgi sahibi olmalarını sağlayacak.

Kaynak: https://www.space.com/21719-vega.html

Yazan: Mert Toros

Astronomi Nedir?

yazar

İnsanlar uzun zaman boyunca göklere baktı, etraflarındaki evrene bir anlam ve düzen katmak için araştırma yaptılar. Takımyıldızların -gökyüzü üzerine rastgele serpilmiş yıldızların kolayca ayırt edilebilmesi için düşünülen kümeler- hareketi izlenmesi en kolay olanı olsa da tutulmalar ve gezegenlerin hareketi gibi diğer göksel olaylar da tahmin edildi ve belirlendi.

Astronominin Tanımı

Astronomi güneş, ay, yıldızlar, gezegenler, kuyruklu yıldızlar, gazlar, galaksiler, tozlar ve diğer Dünya dışı cisim ve olgular üzerinde çalışan bilim dalıdır. K-4 öğrencileri için müfredatta NASA astronomiyi basit olarak “yıldız, gezegen ve uzay incelemesi” olarak tanımlar. Astronomi ve astroloji tarihsel olarak ilişkilendirilmiştir, ancak astroloji bir bilim değildir ve artık astronomi ile ilgisi olmadığı kabul edilmektedir.

Aşağıda, astronomi tarihi ve kozmoloji de dahil olmak üzere ilgili çalışma alanlarını tartışacağız.

NGC 7026, bir gezegenimsi bulutsu. Telif: ESA/Hubble & NASA

Tarihsel olarak astronomi, göksel cisimlerin gözlemine yoğunlaşmıştır. Astrofizik de buna yakın bir işle uğraşır. Özetle astrofizik, astronomi fiziğinin çalışmalarını içerir ve uzaydaki nesnelerin hareketi, davranışı ve özelliklerine odaklanır. Bununla birlikte modern astronomi, bu nesnelerin hareketlerinin ve özelliklerinin birçok unsurunu içerir ve bu iki terim günümüzde genellikle birbirleri yerine kullanılır.

Modern astronomlar iki farklı alana eğilim göstermişlerdir: Teorik ve Gözlemsel.

  • Gözlemsel Astronomlar direkt olarak yıldızların, gezegenlerin, galaksilerin vb. üzerinde çalışırlar.
  • Teorik Astronomlar sistemlerin nasıl evrimleşmiş olabileceğini analiz eder ve modellerler.

Diğer bilim alanlarının aksine, astronomlar bir sistemi tamamen doğumundan ölümüne kadar gözlemleyemezler; yıldızların, Dünya’nın ve galaksilerin ömrü milyarlarca yıl sürüyor. Bunun yerine astronomlar, cisimlerin nasıl oluştuklarını, geliştiklerini ve öldüklerini belirlemek için evrimlerinin çeşitli evrelerindeki anlık görüntülere güvenmek zorundalar.   Bu nedenle, teorik ve gözlemsel astronomi bir araya gelme eğilimindedir, çünkü teorik bilim insanları simülasyon oluşturmak için, toplanan bilgileri kullanırken; gözlemler, modellerin onaylanmasının ya da düzeltilmesinin belirlenmesinde görev alır.

Astronomi, bilim insanlarının belirli nesnelerde uzmanlaşmasına izin veren bir dizi alt alanlara ayrılmıştır.

Jüpiter’deki büyük kırmızı leke. Telif: Credit: Christopher Go via NASA

 Gezegensel astronomlar (gezegen bilimciler olarak da adlandırılırlar) gezegenlerin büyümesi, evrimi ve ölümüne odaklanırlar. Birçoğu güneş sistemi içindeki dünyaları incelerken, bazıları da diğer yıldızların etrafındaki gezegenlerin neye benzediğini tahmin etmek için giderek büyüyen kanıtları kullanırlar. University College London’a göre, gezegen bilimi “astronomi, atmosfer bilimi, jeoloji, uzay fiziği, biyoloji ve kimya gibi konuları içeren disiplinler arası bir alandır.”

 Yıldız astronomları gözlerini yıldızlara, karadeliklere, bulutsulara, beyaz cücelere ve yıldız ölümlerinden geriye kalan süpernovalara çevirirler. Kaliforniya Üniversitesi, Los Angeles, “Yıldız astronomisinin odak noktası evrende meydana gelen fiziksel ve kimyasal süreçler üzerinedir” diyor.

Güneş’in aktif bölgesi 10030, 15 Temmuz 2002. Telif: Royal Swedish Academy of Sciences

 Güneş astronomları zamanlarını tek bir yıldızın(güneşimizin) analizini yaparak geçirirler. NASA’ya göre “Güneşten gelen ışığın miktarı ve kalitesi, zaman ölçeklerinde milisaniyeden milyarlarca yıla kadar değişiyor.” Bu değişiklikleri anlamak, bilim insanlarının Dünya’nın nasıl etkilendiğini fark etmesine yardımcı olabilir. Güneş ayrıca diğer yıldızların nasıl çalıştığını anlamamıza yardımcı olur çünkü güneş, yüzeyiyle ilgili detayları ortaya çıkarabilecek kadar bize yakın olan tek yıldız.

 Galaktik astronomlar galaksimiz Samanyolu üzerinde çalışırken, ekstragalaktik (Samanyolu’nun dışında olan) astronomlar Samanyolu’nun dışında kalan yıldızların nasıl oluştuğunu, değiştiğini ve öldüğünü saptarlar. Wisconsin-Madison Üniversitesi “Dağılımları, yapısal içerikleri ve içindeki yıldızlarla gaz bulutlarının fiziksel yapıları, sürekli evrilen Gökadamızın tarihi hakkında iz sürmemizi sağlıyor” diyor.

 Kozmologlar evreni bütün olarak ele alırlar. Büyük patlamadaki doğumundan evrimine ve nihai olarak ölümüne kadar… Astronomi, her zaman olmasa da sıklıkla somut, gözlemlenebilir şeyler hakkındayken; kozmoloji ise genellikle evrenin geniş çaplı özelliklerini, sicim teorisi gibi ezoterik, görünmez ve bazen teorik şeyleri, karanlık madde, karanlık enerji ve çoklu evrenler kuramını içerir.

Astronomik gözlemciler, evrendeki nesneleri geniş mesafede incelemek için, elektromanyetik spektrumda farklı dalga boylarına (radyo dalgalarından görünür ışığa, X ışınlarına ve gama ışınlarına) güvenirler. İlk teleskoplar, çıplak gözle ne görülebilecekse, bunun üzerine basit optik çalışmalara odaklandı ve hala birçok teleskop buna devam ediyor.

Ancak ışık dalgaları çok ya da az enerjik hale geldikçe, daha hızlı veya daha yavaş hareket ederler. Farklı dalga boylarını incelemek için farklı teleskoplar gereklidir. Kısa dalga boyuna sahip yüksek enerjili ışınımlar, ultraviyole, X ışını ve gama ışını şeklinde görünürken; daha enerjili olanlar daha uzun dalga boylu kızılötesi ve radyo dalgaları yayar.

 Astrometri (Gök ölçümü) Güneş, Ay ve gezegenlerin ölçüsü olan, astronominin en eski koludur. Gök cisimlerinin hareketlerinin kesin olarak hesaplanması, diğer alanlardaki astronomların, gezegenlerin ve yıldızların doğuşunu ve evrimini modellemesine ve meteor yağmurları ile kuyruklu yıldızların görüneceği zamanın tahmin edilmesine olanak sağlar. Planetary Society’ye göre, “Astrometri güneşdışı gezegenleri tespit etmek için kullanılan eski bir yöntemdir”, buna rağmen işlemesi zor bir süreçtir.

 İlk astronomlar gökyüzündeki desenleri fark ettiler, hareketlerini izlemek ve tahmin etmek için bunları bir düzene koymaya çalıştılar. Takımyıldızları olarak bilinen bu desenler, geçmişte yaşayan insanların mevsimleri öğrenmelerine yardımcı oldu. Yıldızların ve diğer göksel cisimlerin hareketi, Çin, Mısır, Yunanistan, Mezopotamya ve Hindistan başta olmak üzere dünya çapında takip edildi.

Astronomun tasviri, gece teleskop başında yalnız bir ruh gibi düşünülmüştür. Ancak günümüzdeki en zorlu astronomi, bilgisayarlar ve bilgisayarlardan gelen veri ve görüntüler üzerinde çalışan astronomlar tarafından kontrol edilen uzaktaki teleskoplarla -yeryüzündeki veya gökyüzündeki- yapılır.

Fotoğrafçılığın ve özellikle dijital fotoğrafçılığın gelişinden bu yana astronomlar, sadece bilimsel olarak bilgi veren değil insanları büyüleyen inanılmaz fotoğraflar ortaya çıkardılar.

Astronomlar ve uzay uçuşu programları, kendi görevleri başladığında dışarıdan (Ay ya da ötesi) Dünya’ya bakıp Dünya’nın harika fotoğraflarının çekilmesine katkı sağladılar.

Kaynak:

https://www.space.com/16014-astronomy.html

Yazan: Buğra Güneş