Genel

Satürn Güneş sisteminin güneşten uzaklık sırasına göre 6. gezegenidir. Büyüklük açısından Jüpiter’den sonra ikinci sırada gelir. Adını Roma tarım tanrısı Saturnus’tan alır. Arapça kökenli Zühal adı Türkçe’de giderek daha az kullanılmaktadır. Sekendiz olarak da bilinir. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.

Fiziksel özellikler

Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır. Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0.69 olan bu değer, Yerküre’nin yoğunluğunun % 12’si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn’e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görüntüsünü vermektedir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.47 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn’ün Güneş’ten aldığı enerjinin 3 kat fazlasını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş’e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K’ den (-202°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Satürn’ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan ve daha sınırlı ölçüde Jüpiter’de de gözlenen bu olgu Satürn’ün yarattığı ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya yeterli değildir. Ek bir mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa çıkarması önerilmektedir.

İç yapı

Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün ‘buz’ ve ‘kaya’ oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Satürn ise Jüpiter ile birlikte, adını yine Jüpiter’den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş’i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.

Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn’ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn’de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:

• Satürn’ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir ‘buz’ ve ‘kaya’ tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur. Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir. Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır. Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10.000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn’ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir. Satürn‘ün merkezinde sıcaklığın 12.000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir.
• Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar’dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Jüpiter’de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20.000 km.lik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır.
• En dışta, gezegenin hacminin %90’ını oluşturan en az 30.000 km. kalınlığında moleküler hidrojen(H₂) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir.

Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir. Satürn atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter’e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süperakışkan şeklinde gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir. Bu olasılığın geçerli olması durumunda helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir. Bugün, metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın olarak kabul edilmektedir. Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn’ün ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu düşünülmektedir. Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir. Güçlü yerçekiminin ve akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya da askıda bulunabileceği varsayılabilir.

Atmosfer

Gaz	Oran
Hidrojen H2	<0.94
Helyum He	<0.06
Metan CH4	0.002
Su H2O	0.001
Amonyak NH3	0.0001
Etan C2H6	5×10-6
Hidrojen sülfid H2S	1×10-6
Hidrojen fosfür PH3	1×10-6
Asetilen C2H2	1×10-7

Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel bileşeni, bir gaz devi gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu’nun içeriğine benzer olarak, hidrojen gazıdır. Ancak, Jüpiter’in atmosferinden farklı olarak, helyum oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir.Bu olgunun, helyumun kütleçekimi etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan (CH₄), %0,1 oranla su buharı (H₂O), ve %0,01 oranla amonyak (NH₃) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanır.

Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.

Satürn’ün daha zayıf çekim gücü nedeniyle, atmosferi gezegenin merkezinden uzaklık bakımından daha geniş bir alana yayılmıştır; derinlikle ısı ve basınç artışı Jüpiter’e oranla daha sınırlıdır. Bu nedenle, atmosferin alt sınırı olarak kabul edilebilecek fizik koşullara çok daha derinlerde ulaşılır. Aynı şekilde, atmosferin çeşitli yükseltilerinde görülen değişik bileşiklerin yoğunlaşmasından oluşmuş bulutlar Jüpiter’e oranla birbirinden daha aralıklı yer alırlar. En yüksek bulutlar, tropopoz düzeyinin yaklaşık 100 km. altında amonyak, 200 km. altında amonyum hidrosülfid ve 300 km. altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.

Bulutlar ve Atmosfer Akımları

Jüpiter’dekine benzer ekvatora paralel bulut kuşakları Satürn atmosferinde de gözlenir, ancak kuşaklar arasındaki renk ve kontrast farkı aynı derecede çarpıcı değildir. Bu silik görünümün nedeni bulut katmanlarının daha geniş bir yükselti aralığına dağılmış ve kalın bir atmosfer kütlesi ile örtülmüş olmalarıdır. Birbirine komşu kuşaklarda bulutların zıt yönde ve büyük bir hızla ilerledikleri görülür. Kuşakların dağılım ve hareketleri kuzey ve güney yarımkürelerde Jüpiter’e oranla daha simetriktir. Batıdan doğuya doğru 1800 km./saat hızında kesintisiz bir akımın gözlendiği ekvator kuşağı, kuzey ve güney yönünde 35. enlem derecelerine kadar uzanarak gezegenin en büyük meteorolojik yapısını oluşturur.

Yeryüzünden yapılan gözlemlerde bazıları devasa boyutlara ulaşan ‘beyaz leke’ler gözlenmiştir. Bu oluşumların, günler, bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür. Cassini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır.

2005 yılında Keck Gözlemevi’nden elde edilen yeni bir bulgu, Satürn’ün güney kutbundaki ‘sıcak burgaç’tır. 87. enlem derecesinden başlayan birkaç derecelik ani sıcaklık artışı, Güneş Sistemi’nde başka örneği bulunmayan ve açıklama bekleyen bir olgudur.

Satürn’ün Kendi Ekseni Etrafında Dönüşü

Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn’ün dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi, ‘Sistem I’ ve ‘Sistem II’ olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika 24 saniyedir ve Sistem II adını alır. Satürn’den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 22,4 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. ‘Sistem III’ adı verilen bu periyod Satürn’ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu, ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker. Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn’e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi. Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte, öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır. Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması, gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir.

Halkalar

Satürn’ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları, gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn’ü diğer gezegenlerden ayırdeden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970’lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir.

Halkalar, ekvator düzleminde gezegenin merkezinden uzaklıkta 67.000 km. ile 480.000 km. arasında kalan alanı kaplamaktadır. Satürn’ün yarıçapı R_S=60.250 km. olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6.700 km. uzaklıkta bulunduğu görülür. Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 R_S yani 150.000 km. olan Roche limitinin çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen büyük sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır. Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır.

Manyetosfer

Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter’in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu, Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir. Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter’de olduğu gibi manyetik kutupları Yer’in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Satürn’ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.

Satürn manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği, Satürn’ün Güneş’e dönük yüzünde 300-1000 km./saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen, karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ‘manyetik kuyruk‘ şeklinde devam eden, damla biçiminde bir hacmi kapsar. Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini uzay sondası tarafından Satürn’den Güneş doğrultusunda 3 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır. Manyetopoz, Satürn’ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize atomlar, serbest elektronlar, yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur, ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter’dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn’ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır.

Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn’ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.

Uydular

Satürn’ün resmi olarak ad verilmiş 34 uydusu vardır. 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005’te Uluslararası Gökbilim Birliği’nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005′ te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 47’ye ulaşmaktadır. Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır. Satürn’ün uydularının listesi, Satürn’ün doğal uyduları makalesinde yer almaktadır.

Satürn Araştırmalarının Tarihçesi

• Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
• 1610 yılında Galileo Galilei kendi yaptığı teleskop yardımı ile gözlediği Satürn’ün küresel bir yapısı olduğunu farketti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile ‘kulak’ olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları oldukları anlaşılacak oluşumları gördü.
• 1655’te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens Satürn’ün en büyük uydusu Titan’ı keşfetti. Huygens 1659’da Galilei’nin görmüş olduğu oluşumun Satürn’ün halkası olduğunu açıkladı.
• 1670’ler ve 1680’lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini, halkalar içindeki Cassini bölümünü ve dört yeni uyduyu daha (Japetus, Rhea, Tethys, Dione)keşfetti.
• 1789’da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel Satürn’ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas, Enceladus) keşfetti.
• 1837’de Alman gökbilimci Johann Encke halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti.
• 19.cu yüzyılın ikinci yarısında Edouard Roche, James Clark Maxwell, Daniel Kirkwood halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler.
• 1848’de William Lassell Hyperion’u, 1898’de William Henry Pickering Phoebe’yi keşfetti.
• 1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi.
• 1966’da Janus ve Epimetheus keşfedildi.

Pioneer 11 uzay aracı

1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 uzay sondası, Aralık 1974’te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979’ta Satürn’ün 21.000 km. yakınından geçti. Sınırlı teknik donanıma sahip olmasına karşın bu araç daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı.

• Satürn’ün boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
• Satürn’ün ve uydularının birçok fotoğrafı elde edildi. Gezegen ve halkaları ilk kez karanlık yüzlerinden gözlendi.
• F halkası keşfedildi.

Voyager 1 ve 2 uzay araçları

1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn’ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.

• Satürn atmosferindeki Helyum oranının Jüpiter’dekine göre az olduğu anlaşıldı.
• Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi.
• Satürn atmosferindeki bantlar, geçici oval yapılar gözlemlendi. 1800 km./saat hızına ulaşan büyük ölçekli atmosfer akımları saptandı.
• Gezegenin karanlık yüzünden radyo dalgaları ile yapılan gözlemlerle atmosferin değişik düzeylerindeki sıcaklıklar ölçüldü.
• Kutup ışıkları gözlendi. Bu arada, orta enlemlerde mor ötesi bantta kutup ışıklarına benzer, nedeni açıklanamayan ışınımlar saptandı.
• Halkaların ayrıntılı yapısı gözlendi, sayılamayacak kadar çok miktarda küçük halkacıklardan oluştukları anlaşıldı. Yeryüzünden yapılan gözlemlerde sınırlı şekilde görülebilen D ve E halkalarının varlığı kanıtlandı, G halkası keşfedildi.
• B halkasında ‘araba tekerleklerinin çubuklarını’ andıran ışınsal yoğunluk değişimleri gözlendi.
• Satürn’ün 4 yeni uydusu keşfedildi. Bunlardan Pan’ın farkedilmesi, Voyager 2 uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti.

Cassini-Huygens programı

Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs (2 kez), Yer ve Jüpiter yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004’te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005’te Satürn’ün en büyük uydusu Titan üzerine iniş yaptı. Cassini yörünge aracı ise Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve çeşitli uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı.

• Satürn’ün kendi etrafında dönüş hızı ile ilgili olarak 1997 yılında Fransız gözlemcilerin saptadığı ve daha önceki bilgilerle çelişen veriler doğrulandı ve gezegenin radyo kaynağının dönüş periyodu 10 saat 45 dakika 45 saniye olarak belirlendi.
• Araç, yörünge giriş manevrasından önce Satürn halka düzlemini kuzeyden güneye doğru geçti. F ve G halkaları arasındaki boşluktan yapılan bu geçiş, boşluk olarak kabul edilen bölgedeki parçacıkların miktarı konusunda bilgi verdi.
• Phoebe, Titan, Japetus, ve Enceladus yakın geçişleri gerçekleştirilerek uyduların yüksek çözünürlüklü görüntüleri elde edildi ve bilimsel gözlemler gerçekleştirildi.
• Huygens sondası, Titan yüzeyine iniş sırasında uydunun atmosferi ve yüzeyi hakkında veriler topladı ve görüntüler elde etti.
• Satürn’ün 4 yeni uydusu keşfedildi.
• Programın 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır.

Gözlem koşulları

Jüpiter’den daha sönük görünmesine rağmen Satürn kolaylıkla gökyüzünde ayırt edilebilir.

Satürn’ün Özel Yeri

Bazı özellikleri, Satürn’ü eşsiz kılmaktadır:

• Güneş Sistemi’nin yoğunluğu en düşük gezegenidir. 0,69 g./cm³ yoğunluğu ile suyun üzerinde batmadan durabilir.
• Basıklık oranı en yüksek gezegendir. Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür.
• En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir. Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır.
• Üzerinde en hızlı rüzgarların estiği gezegendir. Ekvator çevresinde gözlenen sürekli batı rüzgarlarının hızı 1800 km./saati bulur.

Nebula (bulutsu) yıldızlarası boşluklarda yer alan bulutu andıran gökcisimleridir.Hidrojen gazı, toz ve plazmadan oluşur.Yapısında yıldızlar bulundurur ve bu yıldızların ışığıyla görünür hale gelirler.Bulutsular yıldız dönüşümünün ilk aşamasıdır.

Bulutsu terimi önceden yıldızlar gibi noktasal olmayan tüm bulut benzeri cisimler için kullanılırdı. Örneğin Andromeda Galaksisi galaksiler keşfedilmeden önce Andromeda Bulutsusu olarak geçerdi.

Avcı Bulutsusu                                Andromeda galaksisi

BULUTSU (NEBULA) OLUŞUMU

Bulutsular oluşumları bakımından ikiye ayrılırlar.Süpernova kalıntısı bulutsular ve gezegenimsi bulutsular.Süpernova oldukça büyük bir yıldızın (Güneş’in en az 6 katı) ömrünün sonuna geldiğinde şiddetle patlaması  durumuna verilen addır.Süpernova patlamaları izlemeye değer olaylardır.En son kaydedilen patlama 1987 yılında olmuş ve kayıtlara 1987A olarak geçmiştir.Eski çağlarda Çin’de de izlenmiş bir süpernova patlaması vardır.Bu öyle şiddetli bir patlamadır ki  güneş  bir  süpernova geçirecek olsa Mars’ı bile yutacak kadar genişleyecektir.Bu patlama sırasında yıldız,  maddesinin yarısından fazlasını toz ve gaz bulutu olarak uzaya fırlatır ve kalan maddesi kendi çekim kuvveti etkisiyle küçülüp bir nötron yıldızına, bin de bir ihtimalle de bir karadeliğe dönüşür.Uzaya dağılan gazlar zamanla yoğunlaşarak gaz bulutları oluştururlar ve reaksiyona girerek çeşitliliklerini arttırırlar.Böylece oluşan bulutsu çok renkli görünüşler kazanır.Bunlara oluşum biçimleri sebebiyle süpernova kalıntısı bulutsular denir.Gezegenimsi bulutsu adının oluşum biçimiyle bir alakası yoktur, görüntüleri gezegeni andırdığından böyle denmiştir.Gezegenimsi bulutsular da yıldızların patlamaları sonucu oluşur.Süpernova oluşturmayacak kadar küçük yıldızların hafif patlamaları veya kırmızı dev haline gelmiş bir yıldızın dış katmanlarını uzaya fırlatmaları sonucu oluşurlar.Peki bir bulutsunun gezegenimsi mi yoksa süpernova kalıntısı mı olduğunu nasıl anlıyoruz?Cevap oldukça basit.Sürernova sonucu oluşmuşlarsa gazlar çaşitli etkilerle dağılırlar ve garip şekiller oluştururlar.Fakat gezegenimsi bulutsularda gazlar dağılmadığı için simetriktir. 

Yengeç Bulutsusu süpernova kalıntısıdır.         Yüzük Bulutsusu gezenimsi bulutsudur.

Not: Yengeç Bulutsusu 1054 yılında süpernovası Çinliler tarafından

gözlemlenmiş ve kayıtlara geçirilmişti.

YILDIZ BEŞİKLERİ

Bulutsular genellikle yıldız oluşum bölgeleri oluştururlar.Bulutsulardaki gaz, toz ve diğer materyaller yoğunlaşarak kümeler oluştururlar.Bu kümeler kendi çekim kuvvetinin etkisiyle biraraya gelir ve bir yıldız doğmuş olur.Yıldızın çevresinde kalan diğer materyaller de gezegenler, kuyruklu yıldızlar gibi diğer güneş sistemi cisimlerine dönüşürler.Bazı bulutsularda yeni doğan yıldızların çevresindeki bulutsu yıldızların ışık ve rüzgarları sonucu dağılır.Bu milyonlarca yıl sürer ve sonunda geriye açık bir yıldız kümesi kalır.

Kartal bulutsusu yıldız oluşumunun çok                 Ülker açık yıldız kümesi bir bulutsudan doğan

yoğun olduğu bir bulutsudur.                                   yıldızlardan oluşuyor.

Oluşumu

Ay’ın Dünya ile Mars büyüklüğündeki bir asteroitin çarpışması sonucu oluştuğu ileri sürülmüştür. Colorado’daki Southwest Araştırma Enstitüsü’nden araştırmacı Robin Canup, ilerlemiş bilgisayar teknolojisinden faydanılarak yapılan yeni canlandırmaların ve yeniden gözden geçirilen önceki canlandırmaların, Dünya’ya çarpan Mars kütlesindeki bir nesnenin, her ikisini şimdiki konumuna sokmak için yeterli olduğunu gösterdiğini’ söylemiştir. Bilim adamları ayrıca, aralarında Dünya’daki yerçekiminin Ay’ı yakaladığı ya da Dünya ve Ay’ın eş zamanda oluştuğunun bulunduğu diğer teorileri geçersiz sayıyorlar.

Öte yandan, Mars büyüklüğündeki asteroit teorisini ilk ortaya atan Harvardlı araştırmacı Al Cameron, Canup’un canlandırmasının tam oluşumu değil, ilk çarpışmayı kapsadığını ve çarpışmadan çıkan materyali taş yığını değil sert bir kaya varsaydığını bildimiş, Ay’ı oluşturacak çarpışma zamanında Dünya’nın, Canup’un iddia ettiği gibi tamamen değil, yalnızca 3/2’sinin oluştuğunu kaydetti.

Yörüngesel Özellikleri
Yarı büyük eksen	384,399 km (0.00257 AU)
Enberi	363,104 km (0.0024 AU)
Enöte	405,696 km (0.0027 AU)
Dışmerkezlik	0.0549
Dolanma Süresi	27.321582 gün (27 gün 7 saat 43.1 dakika)
Kavuşum Süresi	29.530588 gün (29 gün 12 saat 44.0 dakika)
Ortalama Yörünge Hızı	1.022 km/s
En Yüksek Yörünge Hızı	1.082 km/s
En Düşük Yörünge Hızı	0.968 km/s
Yörünge Eğikliği	18.29° – 28.58° Yer Ekvatoru’na 5.145° to Tutulum Düzlemine
Uydusu Olduğu Cisim	Dünya
Fiziksel Özellikleri
Ortalama Çap Ortalama Yarıçap	3,474.13 km(0.273 x Yer) 1,737.06 km(0.273 x Yer)
Ekvatoral Çap Ekvatoral Yarıçap	3,476.28 km(0.273 x Yer) 1,738.14 km(0.273 x Yer)
Kutuplar Arası Çap Kutuplar Arası Yarıçap	3,471.94 km (0.273 x Yer) 1,735.97 km (0.273 x Yer)
Basıklık	0.00125
Yüzey Alanı	3.793×107 km² (0.074 x Dünya)
Hacim	2.1958×1010 km³ (0.020 x Dünya)
Kütle	7.3477×1022 kg (0.0123 x Dünya)
Ortalama Yoğunluk	3,346.4 kg/m3
Ekvatorda Yerçekimi	1.622 m/s2 (0.1654 g)
Ekvatorda Kurtulma Hızı	2.38 km/s
Eksen Eğikliği	6.688°
Beyazlık	0.12
Büyüklük (kadir)	-12,7
Sıcaklık (K)	en düşük ortalama en yüksek 40 K 250 K 396 K
Gövdesel Silikat Alaşımı (tahmini ağ.%)
SiO2	44.4 %
Al2O3	6.14 %
FeO	10.9 %
MgO	32.7 %
CaO	4.6 %
Na2O	0.092 %
K2O	0.01 %
Cr2O3	0.61 %
MnO	0.15 %
TiO2	0.31 %
Atmosfer Özellikleri
Atmosfer Yoğunluğu	107 partikül cm-3 (gündüz) 105 partikül cm-3 (gece)

Ay, Dünya’nın tek doğal uydusudur.

Neden Ay’ın Hep Aynı Yüzünü Görüyoruz?

Ay in kendi ekseni etrafında dönüşü ile Dünya çevresindeki dönüşü eşit zamanda olmaktadır: 27,32 gün. Kombine (bileşik) dönüş diye de anılan ve Dünya ile Ay arasındaki karşılıklı kütle çekişinln (gravitasyon) sonucu olan bu dönüş nedeniyle, Ay Dünya’ya hep aynı yüzüyle yönelik kalır.

Oysa, farkına varılabilecek az bir sapma olmaktadır. Ay yörüngesi tam bir çember olmayıp elipse benzer. Ay, Dünya’ya yaklaşınca daha hızlı, uzaklaşınca daha yavaş hareket eder. Dönüş her zaman eşit olduğundan Ay’ın sağ (veya sol) kenarına bakılıyor olur. Bundan başka Ay’ın dönme ekseni de, yörüngesine dik değildir. Bu nedenle, Dünya, Ay’ın bazen Kuzey (veya güney) kutbuna doğru hafifçe yönelik durumdadır. Bu, eksendeki eğilme nedeniyle, bir Ay dolanımı içinde, yerden Ay’ın yüzünün, yaklaşık yüzde 60’ı görülür.

Güneş Tutulması

Ayın Güneş ile Dünya arasına girmesi ve bazı özel koşulların sağlanması neticesinde meydana gelir. Tutulmanın olabilmesi için, Ayın, Dünya etrafındaki yörüngesiyle Dünyanın Güneş etrafındaki yörüngesinin kesişim yerlerini belirleyen düğüm noktalarında veya bu noktalar civarında (Yeniay safhasında) bulunması gerekir.

Bilindiği üzere bir yıl içerisinde Ay, Dünya etrafında 12 kez dolanır. Dolayısıyla, eğer Ayın yörünge düzlemi Dünya’nınkiyle çakışık olsaydı, bir yılda 12 kez Güneş tutulması meydana gelebilirdi. Fakat durum böyle değildir. Ayın yörünge düzlemi ile Dünya’nınki arasında yaklaşık 5° 9’ lık bir açı vardır. Bu açı nedeniyle Dünya, Ay ve Güneş, Ayın Dünya etrafındaki her dolanımında tam olarak aynı doğrultuda bulunmazlar. Böylece her ay bir Güneş tutulması oluşması engellenmiş olur. Nitekim bir yılda en az iki, en çok beş Güneş tutulması meydana gelebilir.

Ay Tutulması

Ay dünya etrafındaki yörüngesini tamamlarken, dünyanın güneş ve ay arasında kalmasına neden olabilir. Bu durumda ay yüzeyine düşen güneş ışınları dünya tarafından engellenmiş olur. Karanlıkta kalan ay kısa süreli de olsa dünyadan gözlenemez bu olaya ay tutulması adı verilir. Bulutsuz bir gecede çıplak gözle rahatlıkla fark edilebilen bu olay, güneş tutulmasına göre, dünya yüzeyinde daha geniş bir alandan gözlenebilir. Ay tutulmasının dünya yüzeyinden gözlenebildiği alan dünyanın yarısından 24º kadar fazladır.

VENÜS

Yörünge Özellikleri
Yarı büyük eksen	108.210.000 km.
Günberi	107.480.000 km.
Günöte	108.940.000 km.
Yörünge dışmerkezliği	0,006
Yörünge eğikliği	3,39o
Dolanma süresi	224,7 gün
Kavuşum süresi	584 gün
Ortalama yörünge hızı	35,02 km/sn
Fiziksel Özellikler
Ekvator çapı	12.103,6 km
Basıklık	0
Hacim	0,86 x Dünya
Kütle	0,815 x Dünya
Yoğunluk	5,24 g/cm3
Eksen eğikliği	177,36°
Dönme süresi	243 gün
Yerçekimi	8,87 m/s2
Kurtulma hızı	10,36 km/s
Beyazlık (albedo)	0,65
Ortalama yüzey sıcaklığı	464oC (737oK)
Görünür parlaklık	-4,9 ile -3,8 arası
Görünür çap	9,7″ ile 66,0″ arası
Atmosferin içeriği
Karbondioksit	%96,5
Azot	%3,5
Sülfür dioksit	%0.015
Argon	%0.007
Su buharı	%0.002

 Venüs (Zühre, eski Türklerde Gök Göbeği, Çivi, Gök Çivisi, Kırgızlarda Demirkazık, Moğol ve Tunguzlarda Altın Direk, Roma astrolojisinde Lucifer), Güneş’e uzaklık bakımından ikinci gezegendir. Eski Roma tanrıçası Venüs’ün (Eski Yunan mitolojisinde Afrodit) adını almıştır.

Büyüklüğü açısından Dünya ile benzerlik gösterdiğinden Dünya ile kardeş gezegen olarak da bilinmektedir. Gökyüzünde Güneş’e yakın konumda bulunduğundan ve yörüngesi Dünya’nınkine göre Güneş’e daha yakın olduğundan yeryüzünden sadece Güneş doğmadan önce veya battıktan sonra görülebilir. Bu yüzden Venüs Akşam Yıldızı veya Sabah Yıldızı olarak da isimlendirilir. Bir diğer adı da ‘Çoban Yıldızı’dır. Görülebildiği zamanlar, gökyüzündeki en parlak cisim olarak dikkat çeker.

Yörünge

Venüs, Güneş’e yaklaşık 108 milyon kilometre uzaklıkta oldukça dairesel bir yörünge üzerinde, bir devrini 224,7 günde tamamlar. Güneş Sistemi’nin gezegenleri arasında gözlenen en düşük dışmerkezlik oranı, 0,007 ile Venüs yörüngesine aittir.

Venüs’ün Tanınmasının Tarihçesi

Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Venüs Ay, Güneş, Merkür, Mars, Jüpiter ve Satürn ile birlikte, görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gök cisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren gök cisimlerinden biri olarak, tarih öncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur. Günümüze ulaşan en eski gökbilimsel belge olan ve M.Ö. 7.ci yüzyıla ait olduğu sanılan Ammisaduqa tabletinde Babillilerin M.Ö. 1700-1400 yılları arasında yaptıkları Venüs gözlemlerinden söz edilir. Eski Mezopotamya, Orta Amerika ve Uzak Doğu kültürlerinde Venüs’ün önemli bir yeri olmuştur. Eski Yunan’da sabah yıldızı olarak görüldüğünde ‘Phosphorus’, akşam yıldızı olarak görüldüğünde ise ‘Hesperus’ olmak üzere iki ayrı ad taşımaktaydı. Pisagor sayesinde bu iki yıldızın aslında aynı gök cismi olduğunu öğrenen ilk çağ dünyası, Venüs ve Merkür’ün Güneş çevresinde döndüğünü ileri süren Heraklit ile ilk kez Güneş merkezli görüş ile tanıştı.

1610’da İtalyan gökbilimci Galileo Galilei basit bir teleskop yardımı ile Venüs’ün evreleri olduğunu fark etti. Daha sonraki gözlemlerinde gezegenin evrelerindeki değişikliklere paralel olarak görünür boyutunun da değiştiğini gözleyen Galilei, bu bulguları gezegenin Güneş etrafında döndüğünün kuvvetli göstergeleri olarak kabul etti.

1761’de Rus gökbilimci Mikhail Vasilyeviç Lomonosov, Venüs’ün Güneş geçişi sırasında gezegenin kenar çizgisindeki düzensizliği fark ederek bunun bir atmosferin varlığını gösterdiğini öne sürdü.

1793’te, Alman gökbilimci Johann Schröter sonradan kendi adıyla anılacak ve Venüs atmosferinin neden olduğu anlaşılacak olan ‘faz kayması’ olayını gözledi. Bu olay, güneş ışınları ile aydınlanan kalın ve yoğun atmosferin Venüs’ün görünür kenar çizgisine eklenerek, bulunduğu konumun gerektirdiğinden farklı bir evredeymiş gibi algılanmasına neden olması sonucu ortaya çıkar.

1932 yılında, Amerikalı araştırmacılar W.S. Adams ve T. Dunham kızılötesi tayf ölçüm ile Venüs atmosferinin temel bileşeninin karbondioksit olduğunu öğrendiler. İzleyen yıllarda Rupert Wildt, tayf ölçüm verilerine dayanarak atmosferin kimyasal bileşimi yanı sıra basıncı, sıcaklığı, gezegen yüzeyi ile etkileşimi hakkında birçok tahminde bulundu.

1956’da Robert S. Richardson gezegenden yansıyan güneş ışınlarının Doppler kaymasını ölçtüğünde, bulguların gezegenin kendi etrafında dönüş yönünün ters olduğunu gösterdiğini saptadı.

1960’larda Massachusetts Teknoloji Enstitüsü (M.I.T.) ve Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü bilim adamları mikrodalga bandında radar incelemeleri ile Venüs’ün kendi etrafında dönüş süresini duyarlı olarak ölçtüler. Aynı dönemde yeryüzünden yapılan radar incelemeleri ile gezegenin yüzey şekilleri hakkında önemli bilgi elde edildi.

Venüs’e Gönderilen Araçlar:

• Sputnik 7 (S.S.C.B)

4 Şubat 1961’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı)

• Venera 1 (S.S.C.B)

12 Şubat 1961’de fırlatıldı. Başarısız. (Venüs’e ulaşamadan iletişim koptu. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede)

• Mariner 1 (A.B.D.)

22 Temmuz 1962’de fırlatıldı. Başarısız. (Fırlatılmadan hemen sonra kontroldan çıkması üzerine imha edildi)

• Sputnik 19 (1962AlphaPi1) (S.S.C.B)

25 Ağustos 1962’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılma aşamasında son kademe arızalandı. 3 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)

• Sputnik 20 (1962 AlphaTau1) (S.S.C.B)

1 Eylül 1962’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı. 5 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)

• Sputnik 21 (1962 APi) (S.S.C.B)

12 Eylül 1962’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinde iken infilak ederek parçalandı.)

• Kosmos 21 (S.S.C.B)

11 Kasım 1963’te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı. 3 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı). Bu aracın bir Venüs sondası olduğu yalnızca bir tahmindir. Daha sonraki Venüs uçuşlarına hazırlık amaçlı bir test uçuşu da olabilir.

• Kosmos 27 (S.S.C.B)

27 Mart 1964’te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)

• Zond 1 (S.S.C.B)

4 Nisan 1964’te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs’e ulaşamadan radyo sistemi arızalandı). Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.

• Venera 2 (S.S.C.B)

12 Kasım 1965’te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs’e varmak üzere iken iletişim kesildi). Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.

• Venera 3 (S.S.C.B)

16 Kasım 1965’te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs atmosferine girmekte iken iletişim kesildi. Venüs üzerine çarparak parçalandı.) Bir başka gezegen üzerinde bulunan en eski insan yapımı nesnedir.

• Kosmos 96 (S.S.C.B)

23 Kasım 1965’te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılma için ateşleme sırasında oluşan bir patlama ile hasar gördü. 16 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)

• Venera 4 (S.S.C.B)

12 Haziran 1967’de fırlatıldı. Venüs atmosferinden veri gönderen ilk uzay aracı. 1106 kg. ağırlığında. 18 Ekim 1967’de Venüs atmosferine girdi, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken yanında taşımakta olduğu 2 termometre, bir barometre, bir radyo altimetre, bir atmosfer yoğunluğu ölçme cihazı, 11 gaz analiz cihazını düşüşe bıraktı ve bu cihazlardan gelen verileri yeryüzüne aktardı. Sondanın kendisi ise hidrojen ve oksijen algılayıcıları, kozmik ışın algılayıcısı yüklü parçacık algılayıcısı ve bir manyetometre taşımaktaydı. 25 km. yükseklikte atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve ulaştığı yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi. Bu şekilde ilk gezegenler arası yayını gerçekleştirmiş oldu.

• Mariner 5 (A.B.D)

14 Haziran 1967’de fırlatıldı. 19 Ekim 1967’de Venüs yüzeyinin 4000 km. uzağından geçti. Gezegenler arası ortamda ve Venüs yakınlarında manyetik alan, yüklü parçacıklar, plazma ölçümleri yaptı; Venüs atmosferinin radyo ve morötesi bandında ışınımlarını taradı. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.

• Kosmos 167 (S.S.C.B)

17 Haziran 1967’de fırlatıldı. Başarısız. (Venera 4’e benzer şekilde tasarlanmış olan ve Venüs üzerine inmesi planlanan bu araç Yer yörüngesinden ayrılamadı ve 8 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)

• Venera 5 (S.S.C.B)

5 Ocak 1969’da fırlatıldı. 16 Mayıs 1969’da Venüs atmosferine girdi. Venera 4’e benzer şekilde tasarlanmış 405 kg. ağırlığındaki sonda, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken 53 dakika süreyle atmosfer hakkında veriler toplayıp gönderdi. Gezegen yüzeyine varamadan, atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve sondanın inebildiği 38 km. yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi.

• Venera 6 (S.S.C.B)

10 Ocak 1969’da fırlatıldı. 17 Mayıs 1969’da Venüs atmosferine girdi. Venera 4’e benzer şekilde tasarlanmış 405 kg. ağırlığındaki sonda, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken 51 dakika süreyle atmosfer hakkında veriler toplayıp gönderdi. Gezegen yüzeyine varamadan, atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve sondanın inebildiği 36 km. yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi.

• Venera 7 (S.S.C.B)

17 Ağustos 1970’de fırlatıldı. 15 Aralık 1970’de Venüs atmosferine girdi. 495 kg ağırlığındaki iniş sondası bir paraşüt arızası nedeniyle 60 dakika sürmesi gereken inişini 35 dakikada tamamlayarak Venüs yüzeyine indi ve buradan 23 dakika süreyle sinyaller gönderdi. Gezegen yüzeyinde atmosfer sıcaklığının 475^oC, basıncın ise 90 atmosfer olduğunu saptadı. Böylece bir başka gezegenin yüzeyine çalışır durumda inen ve radyo yayınları yeryüzüne veri gönderen ilk uzay aracı oldu.

• Kosmos 359 (S.S.C.B)

22 Ağustos 1970’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)

• Venera 8 (S.S.C.B)

27 Mart 1972’de fırlatıldı. 22 Temmuz 1972’de Venüs atmosferine girdi. Bir paraşüt sistemi yardımı ile inişi sırasında atmosfer hakkında veriler topladı. Değişik yükseltilerdeki rüzgar hızını ve ışık şiddetini ölçtü. Sert atmosfer koşullarında görev süresini uzatabilmek amacıyla bir dış soğutma sisteminden yararlandı ve yüzeye inişinden sonra 50 dakika süreyle veri gönderebildi. Gezegen yüzeyinde aydınlığın fotoğraf çekilebilmesine olanak tanıyacak düzeyde olduğunu saptadı.

• Kosmos 482 (S.S.C.B)

31 Mart 1972’de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)

• Mariner 10 (A.B.D)

3 Kasım 1973’te fırlatıldı. 5 Şubat 1974’te, daha sonraki Merkür buluşması için uygun rotayı sağlayacak şekilde Venüs yakın geçişini gerçekleştirdi. Gezegen yüzeyinin 5800 km. üzerinden geçerken, çok sayıda fotoğraf çekti, Venüs’ün ilk kez mor ötesi bantta görüntülerini elde etti ve bu sayede daha önce bilinmeyen atmosfer akımlarını tanımladı, Venüs’ün dikkate değer bir manyetik alanının bulunmadığını, ancak iyonosfer ile güneş rüzgarının bir şok dalgası oluşturacak şekilde etkileştiklerini gözledi. Venüs atmosferinde hidrojen bulunduğunu ve izotop dağılımına dayanarak bu hidrojenin Güneş kaynaklı olduğunu saptadı. Atmosferin radyo dalgalarını örtme biçimini inceleyerek Venüs bulutlarının en yoğun oldukları yükseklikleri hesapladı.

• Mariner 2 (A.B.D)

27 Ağustos 1962’de fırlatıldı. İlk başarılı Venüs sondası. 201 kg. ağırlığında. 14 Aralık 1962’de gezegenin 35.000 km. yakınından geçti. 42 dakika süren bilimsel gözlemleri ile Venüs hakkında bilinenlere önemli yenilikler ekledi. Venüs yüzeyinin 425^oC’ den sıcak olduğunu, bulut tepelerinde ise sıcaklığın düşük olduğunu saptadı. Böylece gezegen yüzeyindeki koşullarda sera etkisinin payı anlaşıldı. Gezegenin manyetik alanı bulunmadığını gösterdi. Ayrıca Venüs’e doğru yolculuğu sırasında ilk kez güneş rüzgarını inceledi, güneş patlamaları kaynaklı yüksek enerjili yüklü parçacıklar ve kozmik ışınlar ile ilgili ölçümler yaptı, gezegenler arası toz miktarının sanılandan daha az olduğunun anlaşılmasını sağladı. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.

Not: Mariner 10, Merkür gezegenine doğru yolculuğuna devam ederek bu gezegeni ziyaret eden

Apollo 17’den Yer’in görüntüsü:Mavi Bilye.
Yörünge Özellikleri
Yarı büyük eksen	149.597.887 km.
Günberi	147.098.074 km. (0,983 A.Ü.)
Günöte	152.097.701 km. (1,017 A.Ü.)
Yörünge dışmerkezliği	0,017
Yörünge eğikliği	0
Dolanma süresi (Yıldız yılı)	365 gün 6 sa. 9 dk. 9 s. (365,25636 gün) (1,000039 dönencel yıl)
Yörünge hızı ortalama En yüksek En düşük	29,78 km/s 30,29 km/saniye 29,29 km/s
Doğal uydu sayısı	1 (Ay)
Fiziksel Özellikler
Ekvator çapı	12.756,28 km
Kutuplar arası çap	12.713,56 km
Basıklık	0,003
Ekvator çevresi	40.075 km
Yüzey alanı Karalar Denizler	510.067.420 km2 148.847.000 km2 (%29,2) 361.220.420 km2 (%70,8)
Hacim	1,08 x 1012 km3
Kütle	5,97 x 1024 kg.
Yoğunluk	5,51 g/cm3
Eksen eğikliği	23,44°
Dönme süresi (Yıldız günü)	23 sa. 56 dk. 4,1 sn. (0,99727 gün)
Yerçekimi	9.78 m/s2
Kurtulma hızı	11,18 km/s
Beyazlık (albedo)	0,37
Yüzey sıcaklığı ortalama En yüksek En düşük	14°C (287 K) 57,7°C (331 K) – 89,2°C (184 K)
Atmosferin içeriği
Azot	%78.08
Oksijen	%20.94
Argon	%0.93
Karbondioksit	%0.038
Su buharı	Eser (iklime bağlı olarak değişir)

Yer (Dünya, Yeryüzü, Acun, eski dilde Arz), Güneş sistemi’nin Güneş’e uzaklık açısından üçüncü sıradaki gezegeni. Üzerinde yaşam barındırdığı bilinen tek doğal gök cismidir. Katı ya da ‘kaya’ ağırlıklı yapısı nedeniyle üyesi bulunduğu yer benzeri gezegenler grubuna adını vermiştir. Bu gezegen grubunun kütle ve hacim açısından en büyük üyesidir. Büyüklükte, Güneş sistemi’nin 9 gezegeni arasında gaz devlerinin büyük farkla arkasından gelerek beşinci sıraya yerleşir. Tek doğal uydusu Ay’ dır.

Biçimi

Yer’in şekli basık küremsiye (oblate spheroid) çok yakındır ama Yer’in tam şekli sayılan geoit ondan bazı yerlerde 100 m kadar farkedebilir. Referans küremsinin (sferoitin) ortalama çapı 12.742 km (~ 40,000 km / π). Yer’in ekseni etrafında dönmesi ekvatorun dışarı doğru biraz fırlamasına neden olduğu için ekvatorun çapı, kutupları birleştiren çaptan 43 km daha uzundur. Ortalamadan en büyük sapmalar, Everest Dağı (denizden 8,850 m yüksekte) ve Marinara Çukuru dur (deniz seviyesinin 10,924 m altı). Dolayısyla ideal bir elipsoide kıyasla Yer’ın %0,17’lik bir toleransı vardır. Ekvatorun şişkinliği yüzünden Yer’in merkezinden en yüksek nokta aslında Ekvador’da Çimbarazo Dağıdır.

İç yapısı

Yer’in içi, diğer gezegenler gibi, kimyasal olarak tabaklardan oluşur. Yer’in silikattan oluşmuş bir kabuğu, yüksek viskoziteli bir mantosu, akışkan bir dış çekirdeği ve katı halde bir iç çekirdeği vardır.

Yer’in tabakaları aşağıda belirtilen derinliklerdedir:

Derinlik (Km)	Tabaka
0–60	Litosfer (5 ila 200 km arası değişir)
0–35	… Kabuk (5 ila 70 km arası değişir)
35–60	… mantonun en üst kısmı
35–2890	Manto
100–700	… Astenosfer
2890–5100	Dış kabuk
5100–6378	İç kabuk

Levha hareketleri

Levha hareket teorisi’ne (tektonik levha teorisi olarak da bilinir) göre Yer’in en dış kısmı iki tabakadan oluşur: kabuğu da kapsayan litosfer ve mantonun katılaşmış dış kısmı. Litosferin altında astenosfer bulunur, bu mantonun yüksek viskoziteli olan iç kısmıdır.

Litosfer, astenosferin üzerinde, tektonik levhalara ayrılmış bir halde yüzmektedir. Bu plakalar belli temas noktalarında üç tür hareketten birini gösterirler: yaklaşma, uzaklaşma veya yanyana kayma. Bu temas noktalarında depremler, volkanik faaliyetler, dağ oluşumları ve okyanus dibi hendekler oluşur.

Ana plakalar şunlardır:

• Afrika plakası, Afrika’yı kapsar.
• Antarktik plakası, Antarktika’yı kapsar
• Avustralya plakası, Avustralya’yı kapsar. (Hint plakası ile 50-555 milyon yıl önce birleşmiştir)
• Avrasya plakası, Asya ve Avrupa’yı kapsar.
• Kuzey Amerika plakası, Kuzey Amerika ve kuzey-doğu Sibirya’yı kapsar
• Güney Amerika plakası, Güney Amerika’yı kapsar.
• Pasifik plaka, Pasifik Okyanusu’nu kapsar

Önemli küçük plakalar arasinda Hint plakası, Arabistan plakası, Karaip plakası, Nazka plakası ve Skotia plakası sayılabilir.

Aşınma

Kıtaları oluşturan güç, levha hareketlerinin motoru olan Yer’in iç enerji kaynağıysa, çok daha büyük bir dış enerji kaynağı, kıtaları aşındırarak yok etme sürecinde etkili olur: Güneş enerjisi. Atmosfer hareketlerini ve su döngüsünü sürdürmek için gerekli enerjiyi sağlayan güneş ışınları, su ve rüzgar aşındırması ile kıta yüzeylerinden koparılan minerallerin yine bu iki araç yardımıyla okyanus tabanlarına taşınarak çökmesine yardımcı olur. Bu mekanizma ile okyanus kabuğu üzerinde gittikçe kalınlaşarak biriken tortul kaya katmanı, dalma-batma mekanizması sırasında yerküre içlerine taşınarak yeniden erir.

Aşınma mekanizması, suyun yerçekimi etkisi altındaki hareketlerini izler, yüksek dağların aşınarak alçalmasına, okyanus derinliklerinin dolarak yükselmesine yol açar, sonuçta yer yuvarlağının girinti ve çıkıntılarının törpülenerek çekim etkisi ile belirlenmiş ideal jeoit biçimine yaklaşması yönünde çalışır.

Atmosfer

Yer atmosferinin kesin bir sınırı yoktur, uzaya doğru gittikçe incelip yok olur. Atmosfer kütlesinin dörtte üçü gezegenin yüzeyinden itibaren ilk 11 km içindedir. Bu en alt tabaka troposfer olarak adlandırılır. Daha yüksekteki atmosfre genelde stratosfer, mezosfer ve termosfer olarak adlandırılır. Bundan ötededeki eksosfer, Yer’in manyetik alanının güneş rüzgarları ile etkileştiği manyetosfere doğru giderek incelir. Atmosferin Yer’deki yaşam açısından önemli bir kısmı ise ozon tabakasıdır.

Yer’in yüzeyindeki atmosfer basıncı ortalama 101,325 kPa’dır. İçeriği %78 azot, %21 oksijen ve eser miktarda su buharı gibi başka gazlardır. Atmosfer güneşten gelen morötesi ışınları soğurarak Yer’deki canlıları korur, sıcaklık farklılıklarını azaltır, su buharının taşınmasını sağlar ve yararlı gazları sağlar. İklim ve meteorolojinin başlıca unsurlarından biri atmosferdir.

Hidrojen gazı hafif olduğu ve Yer’in ortalama sıcaklığında kurtulma hızına sahip olduğu için, eğer kimyasal olarak bağlı değilse uzaya kaçar. Bu yüzden Yer’in atmosferi yükselticidir, bu da gezegende gelişmiş olan yaşamın kimyasal özelliklerini belirler.

Hidrosfer (Su küre)

Yer, yüzeyinde sıvı halde büyük bir su kütlesi bulundurması bakımından gezegenler arasında eşsiz bir konumdadır. Okyanuslar şeklinde Yer yüzeyinin % 70’ini kaplayan bu kütle, yerkürenin , hidrosfer (=su küre, su yuvarı) adı verilen bir katmanı olarak görülebilir ve gezegenin toplam kütlesinin yaklaşık 1/4000′ ini oluşturur. Yer kabuğunu oluşturan kayaçlar içinde bundan çok daha fazla miktarda su bulunduğu sanılmaktadır. Bu su, levha hareketleri sonucunda dalma-batma sürecine giren katmanların ısınmasıyla kayaç yapıdan ayrılarak, yanardağ püskürmeleri ile buhar halinde yüzeye çıkar. Hidrosferi oluşturan su kütlesinin günümüzdeki temel yenilenme kaynağı bu mekanizma olmakla birlikte, kozmik çarpışmaların sıklığının çok daha fazla olduğu Güneş Sistemi’nin erken dönemlerinde, bileşiminde donmuş halde su bulunan göktaşı çarpmaları ile gezegene büyük miktarda su taşınmış olabilir.

Yer yüzeyindeki su döngüsü, Güneş ışınlarının sağladığı enerjiden gücünü alan, atmosfer ve meteorolojik olayların önemli rol oynadığı karmaşık bir mekanizma ile hem yer kabuğunun şekillendirilmesinde, hem de yaşamın ortaya çıkması ve sürdürülmesindeki temel etkenlerden birini oluşturur.

Bu haftanın semineri evrenin başlangıcını konu alıyor. Erdem Aytekin’in vereceği seminer 30 Kasım 2006 Perşembe akşamı saat 17.59’da Cavid Erginsoy Seminer Salonunda.

Nötron yıldızları ağırlıklı olarak nötronlardan ibarettir.

Çapları yaklaşık birkaç on km ve kütleleri 1.4 ile 3 Güneş kütlesi arasındadır. Bu kadar kütle, fakat çok daha küçük boyutları onları beyaz cücelerden daha yoğun yapar. Bir kaşık nötron yıldızı maddesi bir milyar tondan daha fazla gelir.

Birçok genç nötron yıldızı kendi eksenlerinde saniyede 10 ile 100 kez dönerler. Zamanla birkaç milyar yıl içinde bu dönme saniyede 1 tura düşer.

Birçok nötron yıldızı çevrelerinde Dünya’nınkinin milyarlarca katından trilyonlarca katına kadar  bir manyatik alana sahiptir. Bu güçlü manyetik alanlar ışığı, radyo dalgalarını ve ışınımım diğer çeşitlerini odaklayıp, manyetik alan eksenleri yönünde iki dar ışın demeti ile yayarlar. (Biri kuzey manyetik kuzey yönünde, diğeri manyetik güney kutbu yönünde)

Pulsarlar: Eğer manyetik kutup ekseni yıldızın dönme eksenine ile aynı doğrultuda değilse ışın göğü iki yönde çevreler (nötron yıldızının dönmesine bağlı olarak) sanki bir deniz feneri gibi. Eğer bu ışınların doğrultularından birinin yönünde bulunursak, ışınımın pulslarını (atımlarını) bizim bakış doğrultumuzu kestiği görülür. Bu şekildeki nötron yıldızlarına pulsar denir ve “pulsating radio star” ın kısaltmasıdır.

Gözlemlendiği zaman dikkate değer miktarda radyo dalgası yaydıkları tespit edilir. Yaydıkları radyasyonun şiddetini, nötron yıldızının dönme priyodu belirler. Pulsarların etkileri deneysel olarak gözlemlenmesine rağmen, teorik olarak, ışımalarının kaynağı henüz tam olarak çözülebilmiş değildir.

İlk pulsar 1967 yılında Cambridge Üniversitesinden Jocelyn Bell Burner ve Anthony Hewish tarafından keşfedilmiştir.

Takımyıldız, gökyüzünün (veya gök küresinin) bölündüğü 44 güney yarımkürede 44 kuzey yarımkürede olmak üzere toplam 88 alandan her birine verilen isimdir. Terim genellikle, yanlış bir biçimde, görünüşte birbiriyle ilgili gözüken yıldız gruplarını tanımlamak için kullanılır.

Bazı ünlü takımyıldızlar, çeşitli nesnelere benzetilen parlak yıldız düzenlerine sahiptir. Örnek olarak, bir avcı figürünü çağrıştıran Avcı Takımyıldızı (Orion) ve aslan figürü çağrıştıran Aslan Takımyıldızı (Leo) verilebilir.

Günümüzde geçerli 88 takımyıldız

Andromeda | Pompa | Cennetkuşu | Kova | Kartal | Sunak | Koç | Arabacı | Çoban | Çelikkalem | Zürafa | Yengeç | Av Köpekleri | Büyük Köpek | Küçük Köpek | Oğlak | Karina | Koltuk | Erboğa | Kral | Balina | Bukalemun | Pergel | Güvercin | Berenis’in Saçı | Güneytacı | Kuzeytacı | Karga | Kupa | Güneyhaçı | Kuğu | Yunus | Kılıçbalığı | Ejderha | Tay | Irmak | Ocak | İkizler | Turna | Herkül | Saat | Suyılanı | Küçüksuyılanı | Hintli | Kertenkele | Aslan | Küçük Aslan | Tavşan | Terazi | Kurt | Vaşak | Çalgı | Masa | Mikroskop | Tekboynuz | Sinek | Cetvel | Sekizlik | Yılancı | Avcı | Tavus | Kanatlıat | Kahraman | Anka | Ressam | Balık | Güneybalığı | Pupa | Kumpas | Ağcık | Okçuk | Yay | Akrep | Heykeltraş | Kalkan | Yılan | Altılık | Boğa | Dürbün | Üçgen | Güney Üçgeni | Tukan | Büyük Ayı | Küçük Ayı | Yelken | Başak | Uçanbalık | Tilkicik

Andromeda

Andromeda, modern 88 takımyıldızdan biridir. Ayrıca, batlamyus’un 48 takımyıldızdan oluşan listesinde de geçer. Adını yunan mitolojisindeki bir karakter olan prenses Andromeda’dan alır. Kanatlı At (Pegasus) takımyıldızının yanında bir kuzey yarımküre takımyıldızıdır. Andromeda Gökadası’nı barındırıyor olması en dikkat çekici özelliğidir. Kimi zaman Zincirli Prenses olarak da anılır.

Orion (Avcı)

Gökyüzünde hem güney hem de kuzey yarıküresinde bulunan ve bu sayede tüm dünyadan görülebilinen, oldukça parlak yıldızlardan oluşan dolayısıyla da kolay bulunabilinen takım yıldız. Avcının belirgin şekli dört belirgin yıldızdan oluşan boyu eninin iki katı kadar olan bir dikdörtgen ve bu dikdörtgenin merkezinde çapraz durmakta olan üç ayrı yıldızdır. Betelgeuse avcının sağ omzuna, Bellatrix sol omzuna, Rigel sol ayağına ve Saif de sağ ayağına denk gelir. Ortadaki üç çapraz yıldız (alttan üste sırayla Alnitak,Alnilam ve Mintaka) avcının kemerini (Orion kuşağı olarak da bilinir) oluşturur. Kuşağın altında bulunan M 42 bulutsusu (nebulası) avcının kılıcıdır. Heka adındaki avcının başını simgleyen kısım aslında üç daha sönük yıldızdan meydana gelir. Betelgeuse’un üstündeki yıldızlar avcının sag kolunu Bellattrix’den ötede olan yıldızlarda avcının kalkanını oluşturur.

Avcı kış ayları boyunca Türkiye’den rahatlıkla gözlemlenebilir. Avcıyı gözlemlemek isteyenler güney ufkuna bakmalıdır. Avcının yeri bulunulan aya göre güneybatı ile güneydoğu arasında değişir. Bünyesinde gökyüzünün en parlak yıldızlarından Rigel (7. en parlak yıldız) ve Betelgeuse (10. en parlak yıldız)’  ün bulunması ve etrafındaki takımyıldızların solukluğu Avcının kolaylıkla gözlemlenebilmesini sağlar. Avcının komşuları Boğa, İkizler, Eranus nehri, Tavşan takımyıldızlarıdır.

Aquila (Kartal) Takımyıldızı

Aquila, modern 88 takım yıldızdan biridir. Görünüm olarak Samanyolu üzerinde yer alır. En parlak yıldızı Altair‘dir ve bu yıldız yaz üçgeni oluşturan üç yıldızdan birdir. Yaz üçgenin diğer yıldızları Vega Lir (Çalgı) Takımyıldızında, Deneb ise Cygnus (Kuğu) Takımyıldızında bulunur.

Lyra (lir [Çalgı]) Takımyıldızı

Lir Takımyıldızı bir çok takımyıldıza nazaran gökyüzünde oldukça küçük bir alan kaplar. Lir Takımyıldızın en parlak yıldızı Vega‘dır. Bu Yıldızın kadir değeri + 0,03 dür ve diğer yıldızların parlaklıklarını karşılaştırmada referans olarak alınabilir. Vega yaz üçgenin üç yıldızından birdir.

Cygnus (Kuğu) Takımyıldızı

Cygnus (Kuğu) modern 88 takımyıldızdan biridir. Bir çok parlak yıldız içerir. Bu yıldızlardan en önemlisi ve en parlak olanı Deneb ‘dir ve yaz üçgeninin üç yıldızından biridir. Kuğu takımyıldızı görünüm bakımından Samanyolu üzerinde güneye doğru uçan bir kuşu andırır.

Ursa Major (Büyük Ayı) Takımyıldızı

Ursa Major özellikle kuzey yarım kürenin büyük bir bölümünde yıl boyunca görülebilir. Oldukça parlak yıldızlardan oluşmuştur. Belirgin kepçe biçimi sayesinde diğer takımyıldızlardan ayırması oldukça kolaydır. Kepçenin sapındaki üç parlak yıldızdan ortadaki; ünlü bir çift yıldız olan Mizar’dır ve ona yakın görünümde daha sönük olan başka bir çift yıldız; Alcor yer alır. Ursa Major ‘ün en parlak yıldızdarı Dubhe ve Merak’tır. Bu iki yıldız cezvenin ucunda, sap kısmına en uzak görünümde bulunurlar. Bu yıldızların aralarındaki mesafeyi referans alarak Merak-Dubhe yönünde 5 birim gittiğimizde Kutup Yıldızı’na (Polaris) ulaşırız. Kutup Yıldızı ise Ursa Minor (Küçük Ayı) Takımyıldızında yer alır. Ayrıca kepçenin sap kısmını oluşturan üç yıldızın çizdiği kavisi takip ederek Bootes (Çoban) takımyıldızının en parlak yıldızı olan Arcturus’a ulaşabiliriz. Bu özellikleri ile Ursa Major: Gökyüzünde diğer takımyıldızları bulurken oldukça kolaylık sağlar.

Ursa Minor (Küçük Ayı) Takımyıldızı

Küçük Ayı Takımyıldızı’da büyük kardeşi gibi kuzey yarımkürenin çok büyük bir kısmında, yıl boyunca görülebilir. Şekli Büyük Ayı gibi kepçeyi andırır. Sap kısmının en son yıldızı Kuzey Yıldızı olarak bilinen Polaris’tir. Bu yıldız sayesinde açık bir havada, yönümüzü kolayca belirleyebiliriz.

Scorpius (Akrep) Takımyıldızı

Bu takımyıldız Scorpio olarak da bilinir. Batıda Libra (Terazi), doğuda ise Sagittairus (Yay) takımyıldızları arasında yer alır. Birçok parlak yıldız barındırır. Bunların en önemlisi ve en parlağı Antares, akrebin kalbi olarak bilinir. Antares ömrünün sonlarına gelmiş bir kızıl devdir. Astronomik olarak yakın bir gelecekte bir süper novayla yaşamını noktalayacaktır.

Sagittarius (Yay) Takımyıldızı

Sagittarius (Yay) Takımyıldızı: Sembol olarak okunu Scorpius (Akrep) Takımyıldızına doğrultmuş bir yay olarak tasvir edilmiştir. Ophiuchus (Yılancı) ve Capricornus (Oğlak) Takımyıldızları arasında yer alır.