Genel

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.

Güneş Sistemi en az bir yıldız ve onun çekim alanı içinde dolaşan gök cisimlerinin (gezegenler, uyduları, astroidler, kuyruklu yıldızlar) oluşturduğu sistemlere güneş sistemi ya da gezegen sistemi denir. Özel ad olarak bu terim Dünya’nın da içinde bulunduğu, Güneş merkezli gezegen sistemi için de kullanılır.

Bakınız: Güneş

Güneş Sistemi; Güneş, dört yer benzeri iç gezegen , küçük, kaya ve metal içerikli asteroidlerden oluşan bir asteroid kuşağı, dörtgaz devi dış gezegen, ve Kuiper Kuşağı denen buzsu cisimlerden oluşan ikinci bir kuşaktan ibarettir. Kuiper kuşağının ötesinde ise seyrek disk, gündurgun (heliopause) ve en son olarak da varsayımsal Oort Bulutu bulunur.

Güneş Sistemi’nin Yeri ve Yapısı

Karanlık ve bulutsuz bir gecede gökyüzüne bakıldığında, “Samanyolu” adı verilen parlak ışık kuşağı görülür.  Güneş Sistemi, içinde yaklaşık 200 000 milyar yıldız barındıran ve sarmal bir gökada olan Samanyolu’ nun bir parçasıdır.

Güneş’imiz, Samanyolu’ nun Orion Kolu olarak bilinen dış spiral kollarından birinin içindedir. Güneş’ in gökada merkezinden uzaklığı yaklaşık 25.000 ile 28.000 ışık yılı arasındadır ve gökada içinde hızı yaklaşık 220 km/s’dir, öyle ki tam bir turu her 225–250 milyon yılda bir atmaktadır. Bu tur Güneş Sistemi’ nin gökadasal yılı olarak bilinir.

Güneş Sistemi’ nin yörüngesi oldukça ilginç özelliklere sahiptir. Bu yörünge hem neredeyse çembersel, hem de sarmal kolların oluşumuna yol açan basınç dalgalarıyla aynı hızdadır. Bu nedenle Dünya’ da yaşamın var olduğu dönemde, Güneş Sistemi sarmal kolların içinde değil aralarında kalmıştır. Sarmal kollarda sık sık meydana gelen süpernova patlamalarından gelecek ışıma, kuramsal olarak, bir gezegendeki yaşamı ortadan kaldırabilir. Bu yörüngesi sayesinde, Güneş Sistemi hayatın ortaya çıkması ve sure gelmesi için uygun şartlara sahiptir.

Güneş Sistemi’nin Oluşumu

Güneş Sistemi’nin ilk olarak Emanuel Swedenborg tarafında 1734 yılında öne sürülen, daha sonra Immanuel Kant tarafında 1755 yılında genişletilen Bulutsu Varsayımı’ na uygun olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Benzer bir teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak 1796’da üretilmiştir. Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna sebep olduğu sanılmaktadır. Çok eski göktaşlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş’in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş’in oluşmasını tetiklemiş olabilir.

Güneş Sistemi’nin Yörüngesi

Güneş Sistemi, sarmal bir galaksi olan Samanyolu’nun bir parçasıdır. Samanyolu’nda yaklaşık 200 milyar yıldız olduğu tahmin edilmektedir; bunların arasında Güneş, Dünya’ya en yakın yıldız olması dışında, bir yıldızda bulunan ortalama özelliklere sahiptir.

Samanyolu’nun çapı yaklaşık 100 000 ışıkyılıdır. Güneş sisteminin Samanyolu’nun merkezinden 25-28 bin ışıkyılı kadar uzaklıkta olduğu sanılmaktadır.

Güneş sisteminin yörüngesi oldukça ilginç özelliklere sahiptir. Bu yörünge hem neredeyse çembersel, hem de sarmal kolların oluşumuna yolaçan basınç dalgalarıyla aynı hızdadır. Bu nedenle Dünya’da yaşamın varolduğu dönemde, Güneş Sistemi sarmal kolların içinde değil aralarında kalmıştır. Sarmal kollarda sık sık meydana gelen süpernova patlamalarından gelecek ışıma, kuramsal olarak, bir gezegendeki yaşamı ortadan kaldırabilir. Bu yörüngesi sayesinde, Güneş Sistemi hayatın ortaya çıkması ve süregelmesi için uygun şartlara sahiptir.

Güneş sistemindeki gezegenler her zaman aynı yörünge üzerinde aynı zaman içerisinde hareket ederler. Bunu bulan ilk kişi Kepler’dir. Bu yasaya sonradan Bode yasası adı verilmiştir.

Güneş Sistemi’ndeki Gezegenler

Uluslararası Astronomi Birliği’nin yayımladığı son karara göre, Güneş Sistemi’nde sekiz gezegen vardır, bunlar Güneş’e en yakın gezegenden başlayarak sırasıyla (yukarıdaki resimde soldan sağa, ilk dördü kaya oluşumlu diğer dördü ise gaz devleridir) Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün’dür. 1930’dan 2006 yılına kadar bilimsel olarak geçerli olan dokuz gezegen vardı, ancak 24 Ağustos 2006 tarihinde UAB tarafından Plüton’un statüsü, cüce gezegenliğe düşürülmüştür. Aynı karar gereğince, 2003 UB313 ve Ceres de cüce gezegen statüsündedir.

Güneş Sistemindeki diğer küçük kütlelerin aksine kuyruklu yıldızlar eski zamanlardan beri bilinmektedir. Kuyrukluyıldızlar da meteoridler ve astroidler gibi güneş sisteminin ve gezegenlerin oluştuğu bulutsudan arta kalan gökcisimlerinden biridir.

Halley

Edmond Halley’in 1705 yılında Newton’un hareket kanunlarını kullanarak 1758 de geçecegini tahmin ettiği kuyruklu yıldız. Tahminin doğru çıkması üzerine o sırada ölmüş olan Halleyin adı kuyrukluyıldıza verildi.

 Halley’in ortalama periyodu 76 yıldır fakat Güneşe yaklaştıkça kütle kaybetmesi ve başka gezegenlerin kütle çekim alanına girmesinden dolayı  bu periyod kesin olarak tahmin edilelmemektedir. En son 1910 ve 1986 yılında geçtiği bilinen kuyrukluyıldızın birdahaki ziyaretinin 2062 nin başında olacağı düşünülüyor.

Halleyin ölçüleri 16x8x8km dir. 

SL9

 Eugene Shoemaker, Carolyn Shoemaker ve David Levy tarafından keşfedilen kuyrukluyıldız.

Keşfedilmesinin hemen ardından 1994 yılında Jüpiterin çekim alanına kapılarak 21 parçaya bölündü ve bu parçalar teker teker Jüpiterin atmosferine çarptı. 

 Hyakutake

 30 ocak 1996 da Yuji Hyakutake’nin basit dürbünler sayesinde keşfettiği kuyrukluyıldız. Bu sene içinde de mart sonundan nisan sonuna kadar görülebildi.

Astronomlar  Hyakutakede diğer kuyrukluyıldızların aksine büyük miktarlarda etan ve metan gözlemlediler.

McNaught

2007 yılının ocak ayında gözlemlenen kuyruklu yıldız astronomlar tarafından son 10, 20, 30 ve hatta 40 yılın en parlak kuyrukluyıldızı olarak nitelendirildi. Bu ünvanı kendisine kazandıran ise Dünyadan bakıldığında güneşe çok yakın olmasına karşın görülebilmesiydi. Ancak Kuzey yarım küreden sadece 4 gün görünen McNaught Ocak ayının sonuna kadar güney yarımküreden gözlenebilecek.

18 Kasım akşamı Toplulukta eski yeni herkes Fizik bölümünün çatısında toplandı Leonid’i seyretmek için. Sabaha kadar çay odasında kaç bardak kahve içildi, çatıda kaç göktaşı görüldü bilmiyorum fakat sabah herkes yüzünde bir gülümsemeyle ayrıldı yatağına doğru.