|
Güneş Sistemi Ve Gezegenler (İstek Ödev)
İstek üzerine konu hakkında buldugum ödev :
(not:birçok kaynaktan derledim. istediğiniz gibi birleştirebilirsiniz.) Güneş Sistemi'ndeki gezegenler Bilim dünyası, 1919 yılından bu yana gök cisimlerine verilen adlar konusunda hakem kabul edilen Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU)'nin yaklaşımı doğrultusunda Güneş Sistemi'nin 9 üyesini gezegen adıyla benimsemiştir:
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Yörünge Özellikleri Yarı büyük eksen 57.910.000 km. 0,387 A.Ü. Günberi 46.000.000 km. 0,307 A.Ü. Günöte 69.820.000 km. 0,467 A.Ü. Yörünge dışmerkezliği 0,206 Yörünge eğikliği 7o Dolanma süresi 87,97 gün 0,241 yıl Kavuşum süresi 115,9 gün Yörünge hızı en yüksek ortalama en düşük 58,98 km/saniye 47,87 km/saniye 38,86 km/saniye Gözlem Özellikleri Görünür parlaklık en yüksek en düşük -1,9 +2,6 Yer'e en yakın konumda Yer'e Uzaklık 77.300.000 km. 0,52 A.Ü. Görünür çap 13 ark saniye Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 221.900.000 km. 1,48 A.Ü. Görünür çap 4,5 ark saniye Fiziksel Özellikler Ekvator çapı 4879,4 km. (0,38 x Yer) Basıklık 0 Hacim 0,0562 x Yer Kütle 0,0553 x Yer Yoğunluk 5,43 g/cm3 (0,98 x Yer) Eksen eğikliği 0o Dönme süresi 58,65 gün Yerçekimi 3,7 m/s2 (0,38 x Yer) Kurtulma hızı 4,43 km/saniye (0,39 x Yer) Beyazlık (albedo) 0,11 Yüzey sıcaklığı en yüksek 730 K (457oC) ortalama 440 K (167oC) en düşük 100 K (-173oC) Merkür Güneş sistemi'nin Güneş'e en yakın gezegenidir. Büyüklük açısından 9 gezegen arasında sekizinci sırayı alır, yalnız Plüton Merkür'den daha küçüktür. Adını Roma mitolojisinde ticaret ve yolculuk tanrısı ve tanrıların habercisi olarak bilinen Merkür'den alır. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri Venüs, Mars,Jüpiter ve Satürn, ) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Yer benzeri ya da 'kaya' yapılı gezegenler sınıfına girmektedir. Güneş'e yakınlığı nedeniyle yeryüzünden izlenmesi güçtür ve hakkında bilinenler sınırlıdır. Uydusu bulunmamaktadır. Yörünge Merkür, Güneş'e uzaklığı yaklaşık 46 milyon ile 70 milyon kilometre arasında değişen oldukça eliptik bir yörünge izler. Plüton'dan sonra Güneş sistemi'nin gezegenleri arasında gözlenen en yüksek dışmerkezlik değerine sahip bu yörüngenin milyonlarca yıllık bir çevrim içinde zaman zaman daha da basıklaşarak dışmerkezlik derecesinin günümüzdeki 0,21'den 0,5 düzeyine dek yükselebildiği sanılmaktadır. Tüm gezegenlerin yörüngelerinde gözlenen günberi noktasının yer değiştirme hareketinin, Merkür yörüngesi sözkonusu olduğunda klasik mekanik kuramının öngördüğünden daha hızlı olduğu farkedilmiştir. Bu farklılık Einstein'ın görelilik kuramı ile açıklanabilmiş ve bu kuramı destekleyen bulgulardan biri olarak kabul edilmiştir. Fiziksel özellikler [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Merkür, Güneş sistemi'nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi gibi katı bir yapıya sahiptir. 5,43 g/cm3 olan yoğunluğu Yer ile karşılaştırılabilecek denli yüksektir ve Yer'den sonra Güneş Sistemi'nde karşılaşılan en büyük değerdedir. Merkür Güneş'e yakınlığı nedeniyle güneş ışınlarının güçlü etkisi altındadır ve sıcak bir gezegendir. Yüzey ısısı uzun süren Merkür günü sırasında 450oC üzerindeki düzeylere çıkabilirken, etkili bir atmosferin yokluğu nedeniyle gece -170oC'ye kadar düşmektedir. Gezegenin koyu bir yüzeyi vardır, ve 0,11 düzeyindeki beyazlık derecesi ile üzerine düşen güneş ışınlarının ancak onda birini yansıtır. İç yapı Yüzey şekilleri ve Merkür 'yerbilim'i [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Merkür yüzeyinin en dikkat çeken özelliği tüm gezegen üzerine dağılmış irili ufaklı çarpma kraterleridir. İlk bakışta Ay yüzeyine benzetilebilecek bu görünümün, daha dikkatli bir incelemede bir çok farklılıklar içerdiği anlaşılır. Ay'da olduğu gibi kraterlerin yoğun bir şekilde iç içe geçtiği alanlar arasında, krater yoğunluğunun çok düşük olduğu, yumuşak engebeli geniş düzlükler yer alır. Bu bölgeler kraterlerin sık olduğu bölgelere göre daha alçakta yer alırlar ve Ay'daki 'deniz'lere benzer şekilde, büyük çarpmalar sonucunda gezegen içinden yüzeye çıkan lav akıntıları ile oluştukları sanılır. Gerek bu oluşumların, gerekse büyük kraterlerin çoğunun, Güneş Sistemi içinde büyük çarpışmaların sürdüğü 4,5 ile 3,8 milyar yıl öncesini kapsayan dönemde meydana geldiği düşünülür. 3,8 milyar yıl öncesinden günümüze, Güneş Sistemi büyük çarpışmaların sıklığının azaldığı, nisbeten sakin bir döneme girmiştir. Merkür üzerindeki en büyük çarpışma izi, 1300 km. çapındaki Caloris Havzasıdır. Bu dev lav denizi 100 km. çapında bir gökcisminin çarpması ile gezegenin manto tabakasından yüzeye çıkan sıvılaşmış materyel ile oluşmuş, bu arada şok dalgalarının gezegen boyunca yayılarak diğer yüzünde odaklanması sonucunda Caloris Havzasının tam karşı kutbunda 500.000 km.2 lik bir alan son derece engebeli bir hal almıştır. Ayrıca düzlükler üzerinde yüzlerce kilometre uzunluğunda ve yüksekliği 2-3 km.yi bulan kırıklar dikkati çeker. Bunlara, gezegenin soğuması sırasında küçülen hacminin neden olduğu sanılmaktadır. Kırıkların bazı kraterlerin içinden de geçmeleri krater oluşum döneminden daha sonra meydana geldiklerini düşündürür. Gezegen yüzeyinin en dışta kalan bir kaç metre kalınlığındaki kısmının, Ay yüzeyindekine benzer biçimde çok küçük göktaşlarının milyarlarca yıldır süren bombardımanı sonucunda ince bir toz haline gelmiş regolit tabakası olduğu varsayılır. Aynı Ay'da gözlendiği gibi az sayıdaki genç kraterin, ışınsal olarak kendilerini çevreleyen parlak beyaz çizgilerin ortasında yer aldığı görülür. Bu çizgiler, çarpma sırasında 'kirli' regolitin üzerine sıçrayan taze materyel ile ilişkilidir. Merkür'de su? Radar incelemeleri Merkür'ün kuzey kutup bölgesinde yansıtıcılık derecesi beklenmedik derecede yüksek alanlar ortaya çıkarmıştır. Bu bulgunun, güneş ışınlarının ulaşamadığı krater yamaçlarında buz halinde korunmuş su varlığına işaret ettiği iddia edilmiş, ancak bu varsayım kanıtlanamamıştır. Merkür'ün oluştuğu koşullarda suyun yoğunlaşması mümkün olamayacağından, eğer bu varsayım doğruysa, suyun sonradan gezegene çarpan göktaşı ve kuyrukluyıldızlar tarafından taşınmış olması gerekir. Atmosfer Merkür'ün yüzeydeki kurtulma hızı gezegenin düşük kütlesi nedeniyle Yer'in ancak % 40'ı kadardır. Bu düzeydeki bir çekim gücü, gezegen yüzeyindeki 400oC yi aşan sıcaklıklar karşısında gazların uzaya kaçmasına engel olamayacak denli güçsüzdür. Bu nedenle Merkür'ün çoğunlukla orta ağırlıktaki elementler içeren (oksijen, sodyum, potasyum) son derece seyrek bir atmosferi bulunmaktadır. Bu atmosfer durağan olmaktan çok, Merkür'ün konumunda etkisi güçlü olan güneş rüzgarı ve yüksek yüzey ısıları nedeniyle gezegen yüzeyinden koparılan ve kısa sürede uzay boşluğuna kaybedilen atomlardan oluşmuş, sürekli yenilenen bir yapıdadır. Bu şekliyle, Merkür atmosferini Yer'in egzosferi ile karşılaştırmak olasıdır. Manyetosfer Merkür'ün küçük boyutuna oranla önemli sayılabilecek bir manyetik alanı bulunmaktadır. Ekseni Merkür'ün dönüş eksenine 11o eğimli, kutupları Yer'in manyetik kutuplarına göre ters yerleşmiş durumda, yani kuzey manyetik kutbu gezegenin coğrafi güney kutbuna komşu olan ve gezegen yüzeyinde Yer manyetik alanının % 1'i kadar güçlü bu alan, Merkür çevresinde küçük bir manyetosfer oluşturmaya yeterlidir. Manyetosfer, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Merkür'ün manyetik alanı güneş rüzgarı ile gelen parçacıkları yakalayıp gezegen çevresinde tutacak kadar güçlü olmadığı için, Van Allen kuşakları yoktur. Küçük bir gezegen olan Merkür'ün çekirdek sıcaklığının bir manyetik alan oluşturmak için gerekli olan sıvı demir kütlesini barındırmaya izin vermeyecek kadar düşük olduğu düşünülmektedir. Bu nedenle, bugün gözlenen manyetik alanın gezegen içindeki aktif bir manyetik dinamo tarafından sağlanmak yerine, çok önceleri mıknatıslanmış olan katı haldeki çekirdek tarafından sürdürüldüğü görüşü ortaya atılmıştır. Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönüşü Gözlem koşullarının güçlüğü, Merkür'ün teleskopla ayırdedilebilen yüzey yapılarının hareketlerine dayanarak dönüş periyodunun hesaplanmasını zorlaştırmıştır. 1960'lı yıllara gelinceye dek gezegenin kendi ekseni etrafında dönüşünün, Güneş çevresindeki hareketi ile 'kilitlenmiş' şekilde 88 günde tamamlandığına inanılıyordu. Gezegenin bir yüzünün sürekli karanlıkta kalarak çok düşük sıcaklıkta bulunması ile sonuçlanacak bu durum, 1962 yılında radyo gökbilim tekniklerinin Merkür'ün gece yüzünde sıcaklığın hiç bir zaman -160oC nin altına düşmediğini ortaya koyması ile tartışmalı hale geldi. 1965 yılında radar incelemeleri, gezegenin dönüş hızının yaklaşık 59 günlük bir devir ile uyumlu olduğunu gösterdi. İtalyan gökbilimci Giuseppe Colombo bu sürenin Merkür'ün yörünge periyodunun 2/3 ü kadar olduğuna dikkati çekerek, gezegenin alışılmamış bir dönüş-yörünge kilitlenmesi olabileceğini bildirdi. Bu, Mariner 10 uzay sondasının 1974 yılında Merkür'ü ziyareti sırasında doğrulandı. Bugün, Merkür'ün kendi etrafındaki dönüşünü 58,65 günde tamamladığı bilinmektedir. Yörünge ve dönüş periyodlarının bu şekilde 3:2 oranındaki senkronizasyonu, gezegenin oldukça eliptik yörüngesinin yol açtığı önemli yörünge hızı değişimleri ile daha uyumlu görülür. Bu şekilde, 1:1 oranındaki bir kilitlenmenin özellikle günberi dönemindeki hızlanma sırasında yol açacağı librasyon hareketleri ve buna bağlı güçlü gel-git etkileri ve iç gerilimler önlenmiş olmaktadır. Merkür'ün bu dönüş biçimi ilginç sonuçlar doğurur. Gezegen kendi ekseni etrafında bir dönüşünü tamamladığı 58,65 günlük süre içinde Güneş çevresindeki dönüşünün de üçte ikisini gerçekleştirdiği için, güneşin görünür hareketi çok daha yavaş olmaktadır. Merkür'ün herhangi bir noktasında güneşin iki doğuşu arasında geçen süre dünya ölçülerine göre 176 gündür; diğer bir deyişle gezegenin bir günü iki yılına eşittir. Bunun yanı sıra aşırı eliptik yörünge nedeniyle değişen yörünge hızı, gezegenin güneş çevresindeki açısal hızının bazen kendi etrafındaki açısal hızı aşmasına, yani güneşin görünür hareketinin ters yöne dönmesine yol açar; gezegenin bu eliptik çizgi üzerinde güneşe yaklaşıp uzaklaşmasıyla güneşin görünür boyutunun da değişmesi tabloya eklendiğinde Merkür üzerinde geçen bir günün öyküsü iyice renklenir: Caloris Havzası, güneşin meridyenden yani öğle noktasından geçişi ile günberi geçişinin aynı zamana geldiği bir konumdadır. Merkür'ün her iki yılında bir, bu bölge öğle ile yaz ortasını bir arada yaşayarak gezegenin (ve Güneş Sistemi'nin) en sıcak yeri olur. Caloris Havzası'ndaki bir gözlemci güneşin doğudan yükseldikçe büyüdüğünü ve doğudan batıya doğru hareketinin yavaşladığını görür. Güneş en yüksek noktayı geçtikten ve alçalmaya başladıktan kısa bir süre sonra durur ve geriye doğru hareket etmeye başlar. En yüksek noktadan bu kez ters yönde ikinci geçişinde en büyük görünür çapa ulaşır ve batıdan doğuya alçalırken yeniden küçülmeye başlar. Bir süre sonra tekrar yavaşlayarak durur ve doğudan batıya alışılmış hareketine döner. Batı-doğu doğrultusundaki bu geriye hareket dünya ölçüleriyle bir kaç gün sürmüştür. Güneş öğle çizgisinden üçüncü kez geçer ve batıya doğru alçalırken küçülmeye devam eder. Güneş battığında bir Merkür yılı dolmuştur. İkinci yıl Caloris Havzasının gecesi boyunca geçer, güneş doğudan yükselmeye başladığında yeni bir yıla girilmiştir. Caloris Havzasının 90 derece doğusunda bulunan bir gözlemci için gün çok farklı başlar. Büyük ve sıcak bir güneş doğudan yavaşça yükselmeye başlar, ancak bir süre sonra durarak yeniden alçalır, batarken en büyük çapa ulaşır, dünya ölçüleriyle 2 gün sonra tekrar doğar ve yükseldikçe görünür büyüklüğünün azaldığı gözlenir. Öğle çizgisinden geçerken en küçük halini almıştır, batıya doğru alçaldıkça tekrar büyümeye başlar. Batıdan battıktan kısa bir süre sonra aynı noktadan tekrar en büyük şekliyle doğduğu gözlenir, batı ufkundan bir süre yükseldikten sonra yeniden alçalır ve bir Merkür yılı boyunca görünmemek üzere batar. Merkür'ün tanınmasının tarihçesi
Bugüne dek Merkür'e gönderilen tek uzay aracı 1973 yılında fırlatılan Mariner 10 uzay sondasıdır. Sonda, Şubat 1974'te Venüs yakın geçişini gerçekleştirdikten ve gezegenle ilgili bilimsel gözlemler yaptıktan sonra, Güneş çevresinde Merkür yörüngesi ile kesişen ve yörünge dönemi Merkür'ün periyodunun tam iki katı olan eliptik bir yörüngeye girerek bu çizgi üzerinde her 176 günde bir Merkür'le karşılaşmaya başladı. 29 Mart 1974, 21 Eylül 1974 ve 16 Mart 1974 tarihlerinde gerçekleşen üç yakın geçişte gezegen hakkında çok değerli bilgiler elde edildi:
MESSENGER uzay sondası Yer'den Merkür'e gönderilen uzay araçları, gezegenin Güneş'e yakın konumu nedeniyle, gezegen çevresinde yörüngeye girebilmek için çok yüksek enerjiye gereksinim duymaktadır. Bu nedenle, Mariner 10 programında, gözlemler için çok az zaman tanıyan hızlı yakın geçişler ile yetinmek zorunda kalınmıştır. 1980'lerin sonlarına doğru NASA bilim adamlarından Chen-Wan Yen, bir uzay sondasını Merkür çevresinde yörüngeye sokmaya olanak tanıyabilecek ekonomik uçuş yolları tasarladı. MESSENGER bu plan üzerine kurulmuş karmaşık ve uzun bir rota izleyerek Mart 2011'de Merkür etrafında yörüngeye girmek üzere, 3 Ağustos 2004'te fırlatıldı. Gelişmiş bilimsel aygıtlarla donatılan sonda, yörüngeye girmeye uygun bir açı ve hız elde edebilmek için gerekli kütleçekim yardım manevralarını 1 kez Yer, 2 kez Venüs ve 3 kez de Merkür yakın geçişi ile gerçekleştirecektir. 1 yıl sürmesi planlanan yörünge etkinlikleri şu konular üzerinde yoğunlaşacaktır: Merkür'ün tüm yüzeyinin yüksek çözünürlüklü (250 metre/piksel) görüntülerinin elde edilmesi En azından gezegenin bir bölümünün topografik haritasının çıkarılması Yüzey bileşenlerinin gezegen üzerinde dağılımı Çekim alanının ayrıntılı haritası Manyetik alanın 3-boyutlu modeli Çeşitli elementlerin yüksekliğe göre dağılımı Kutuplarda kraterlerin güneş almayan alanlarında korunmuş uçucu bileşenlerin araştırılması BepiColombo programı ESA (Avrupa Uzay Ajansı) tarafından 2012 yılında fırlatılması planlanan ve Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönüşünü aydınlatan Giuseppe Colombo'nun onuruna adlandırılan BepiColombo uzay aracı iki ayrı sondadan oluşacaktır. Merkür çevresinde iki değişik yörüngeye oturtulması planlanan sondalardan birinin gezegenin manyetosferi, diğerinin ise yüzey ve atmosferi ile ilgili gözlemler yapması öngörülmektedir. Adlandırma Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU), Merkür üzerindeki yüzey şekillerine verilen adların belli kurallara göre seçilmesini önermektedir:
Merkür, Güneş çevresinde yaklaşık 88 gün süren dolanma süresi ve 116 günlük kavuşum dönemi ile, gökyüzündeki görünür hareketini yılda üç kez yineler. Bir alt gezegen olması nedeniyle ile her zaman Güneş'e yakın konumdadır ve gözlenmesi Güneş'in parlak ışığı nedeniyle oldukça güçtür. -1,9 kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve bazen Satürn, Mars ve hatta Jüpiter'den daha ışıklı olabilmesine karşın hiç bir zaman karanlık bir zemin üzerinde izlenemediği için, her kavuşum döneminin en fazla bir kaç gün süren bir kısmında, en yüksek batı ya da doğu uzanımı esnasında çıplak gözle görülebilir. Bu gözlem koşulları, doğu uzanımı için güneşin batışını izleyen, batı uzanımı için ise güneşin doğuşundan az önceki kısa bir süre için gerçekleşir. Bu nedenle her 116 günlük dönemde Merkür bir kez 'akşam yıldızı', bir kez de 'sabah yıldızı' olarak izlenir. En yüksek uzanım, yörünge dışmerkezliğinin yüksek olması nedeniyle 18o ile 28o arasında değişir, ancak 28o bile rahat bir gözlem için yeterli değildir. Özellikle tutulum düzleminin ufka daha yakın olduğu yüksek enlemlerden gezegenin görülmesi çok zordur. Gözlem noktası Yer ekvatoruna yaklaştıkça Merkür'ün sabah ya da akşam alacakaranlığında ufuktan yüksekliği artacağı için çıplak gözle görülebilmesi daha kolay olur. Merkür'ün oldukça eliptik yörüngesinin uzun ekseninin Yer yörüngesine göre konumuna bağlı olarak, dünyanın güney yarıküresinin sonbahar başlangıcına denk gelen döneminde, gezegenin olası en yüksek batı uzanımı ile 7olik yörünge eğikliğinin üst üste gelmesi sayesinde Merkür için en uygun gözlem koşulları oluşur. Aynı şekilde olası en yüksek doğu uzanımı ile yörünge eğikliği açısının birbiri üzerine eklenmesi, yine güney yarıküreden bu kez kış aylarında gezegenin rahat gözlenmesine olanak sağlar. Yüksek dışmerkezlik nedeniyle yörünge hızı dolanma sırasında çok değişir ve kavuşum süresi Yer'in Merkür yörüngesine oranla konumuna göre bir kaç gün kayabilir. Yer atmosferinin olumsuz etkilerini en aza indirebilmek amacıyla, teleskop kullanılarak yapılan profesyonel gözlemler Merkür'ün ufuktan iyice yüksekte bulunduğu gün ortası saatlerinde gerçekleştirilir. Tam güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa güneşe çok yakın konumdaki gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar. Kısıtlayıcı etmenler nedeniyle, yeryüzünden yapılan gözlemler en güçlü teleskoplar kullanıldığında dahi Merkür'ün yüzey şekilleri hakkında yeterli bilgi sağlayamamış ve elimizdeki bilgilerin büyük kısmı Mariner 10 uzay sondası tarafından sağlananlarla sınırlı kalmıştır. Evreler Bir teleskopla izlendiğinde Merkür'ün Ay ve Venüs gibi evreleri olduğu görülür. Gezegenin yeryüzüne en uzak ve Güneş'in arkasında bulunduğu üst kavuşum anında görünen yüzeyinin tümü aydınlandığından ışıklı bir daire şeklinde 'dolun' evresi söz konusudur. Bu aynı zamanda uzaklık nedeniyle Merkür'ün görünür çapının en az olduğu dönemdir. En iyi gözlem koşullarının oluştuğu en yüksek uzanım anında gezegen bir yarımdaire şeklinde görülür. Güneş ile Yer arasında kaldığı dönemlerde ise karanlık yüzünü göstererek bir 'hilal' şekli alır. Hilalin en ince olduğu dönemler gezegenin dünyaya en yakın olduğu ve görünür çapının en büyük olduğu dönemlerdir, ancak bu esnada güneş ışınları gezegenin görülmesini engeller. Merkür'ün Güneş geçişleri Merkür her yıl ortalama üç kez alt kavuşum konumundan geçtiği halde, yörüngesinin tutulum düzlemine 7 derecelik bir açı yapması nedeniyle güneş diskinin önünden geçişi nadiren gerçekleşir. Merkür yörüngesinin tutulum düzlemini kestiği noktalar, yani yörüngenin çıkan ve inen düğümleri ile Güneş ve Yer'in düz bir çizgi üzerinde yer almasını gerektiren bu durum her yüzyılda 12-14 kez ve yalnız Mayıs ve Kasım ayları içinde gözlenir. Güneş diski üzerinde küçük bir siyah beneğin ilerlemesi şeklinde izlenen bu olay, Merkür'ün yörünge hızının daha düşük olduğu günöte noktasına daha yakın olan Mayıs geçişlerinde daha yavaş olur ve 9 saat kadar sürebilir. Güneş Sistemi'nde Merkür'ün özel yeri Bazı özellikleri, Merkür'ü eşsiz kılmaktadır:
Venüs (gezegen) post:1 Venüs Yörünge Özellikleri Yarı büyük eksen 108.210.000 km. 0,723 A.Ü. Günberi 107.480.000 km. 0,718 A.Ü. Günöte 108.940.000 km. 0,728 A.Ü. Yörünge dışmerkezliği 0,006 Yörünge eğikliği 3,39o Dolanma süresi 224,7 gün 0,615 yıl Kavuşum süresi 583,92 gün Yörünge hızı ortalama 35,02 km/saniye Gözlem Özellikleri Görünür parlaklık en yüksek en düşük -4,4 -3,3 Yer'e en yakın konumda Yer'e Uzaklık 38.200.000 km. 0,25 A.Ü. Görünür çap 66 ark saniye Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 261.000.000 km. 1,74 A.Ü. Görünür çap 9,7 ark saniye Fiziksel Özellikler Ekvator çapı 12103,6 km. (0,95 x Yer) Basıklık 0 Hacim 0,086 x Yer Kütle 0,0815 x Yer Yoğunluk 5,24 g/cm3 (0,95 x Yer) Eksen eğikliği 177,36o (ters dönüş) Dönme süresi -243 gün (ters yönde) Yerçekimi 8,87 m/s2 (0,91 x Yer) Kurtulma hızı 10,36 km/saniye (0,93 x Yer) Beyazlık (albedo) 0,65 Yüzey sıcaklığı ortalama 737 K (464oC) Venüs Gezegeni (Arapça kökenli eski adıyla Zühre, Hristiyanlık öncesi Roma Astrolojisinde Lucifer), Güneş Sistemi'nde Güneş'e uzaklık bakımından ikinci gezegendir. Eski Roma tanrıçası Venüs'ün (Eski Yunan Mitolojisi'nde 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. Fiziksel özellikler [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Venüs'ün boyut açısından Yer ile karşılaştırılması Venüs, Güneş sistemi'nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi gibi katı bir yapıya sahiptir. 5,25 g/cm3 olan yoğunluğu Yer'e oranla biraz düşüktür, gezegen Yer'den yalnızca % 5 daha küçük olan çapı ve Yer kütlesinin % 80' ini aşan kütlesi ile, dünyamızla karşılaştırılabilecek boyutlardadır. Çapı, ekvator ya da kutuplar arasında ölçüldüğünde hemen hemen aynıdır. Gezegenin Yerküre gibi basık olmaması, kendi ekseni etrafında dönüş hızının çok yavaş olması ile uyumludur. Güneş'e en yakın gezegen Merkür'e oranla birim yüzey başına ancak dörtte bir oranında güneş ışını almasına, ve yansıtıcılık değeri yüksek atmosferinin 0,65 gibi yüksek bir beyazlık (albedo) derecesi ile gezegen üzerine düşen güneş ışınlarının üçte ikisini yansıtmasına karşın bu yoğun atmosferin neden olduğu güçlü bir sera etkisi altındadır ve sıcak bir gezegendir. Yüzey ısısı 480oC (750 K) ile Güneş sistemi gezegenleri arasında saptanan en yüksek değerdir, ve yoğun atmosferin koruyucu etkisi sayesinde gündüz-gece arasında ve enlemler boyunca önemli farklılık göstermez. İç yapı Venüs üzerine indirilmiş bir çok uzay sondası olmasına karşın, gezegen yüzeyindeki olumsuz koşullar, aygıtların uzun süreli veri sağlamasına olanak tanımamıştır. Elde sismik verilerin bulunmayışı gezegenin iç yapısı hakkındaki bilgilerimizi kısıtlar. Diğer yer benzeri gezegenler gibi, Venüs'te de katı bileşenlerin yoğunluklarına göre yüzeyden derine doğru tabakalar halinde yerleşmiş olduğu düşünülür. Buna göre en içte büyük kısmını demir ve nikelin oluşturduğu bir metal çekirdek, çevresinde daha hafif silikat 'kaya'lardan oluşan bir manto tabakası ve en dışta en hafif kayaların oluşturduğu kabuk tabakası yer alması beklenir. Venüs'ün yoğunluğunun Yer'e oranla daha düşük olmasına karşın, kütlesinin, dolayısıyla kütleçekim güçlerinin ve derin tabakalardaki sıkışma oranının da az olması hesaba katıldığında, bileşiminin Yerküre'dekine çok benzer olması gerektiği ortaya çıkar. Dikkate değer bir manyetik alanın bulunmayışı en azından çekirdek kısmında sıvı halde demir bulunmadığını, varsa da bu katmanda konveksiyon akımlarına yol açacak bir iç ısı kaynağı olmadığını düşündürür. Venüs'ün boyut ve kütlesine dayanarak oluşturulan modeller, çekirdek yarıçapının 3200 km. kadar, yani gezegen yarıçapının % 55' i kadar olduğunu varsayar. Yüzey şekilleri ve Venüs 'yerbilim'i [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Venüs'ün Magellan tarafından radar tekniği ile elde edilen yüzey görüntüsü Venüs'ün yoğun atmosferi, yüzey yapılarının incelenmesine olanak tanımaz. 1960'lardan başlayarak dünya yüzeyinden yapılan Doppler araştırmaları, 1970'lerde Pioneer Venus Orbiter uzay aracının radar incelemeleri ve 1989'da Magellan uzay aracının ayrıntılı radar verileri gezegenin yüzey şekilleri ve jeolojisi hakkında değerli bilgiler sağlamıştır. Arazi tipleri Bu araştırmalarda, Venüs yüzeyinin çoğunlukla fazla engebeli olmayan alanlardan oluştuğu anlaşılmıştır. Referans olarak alınacak bir deniz düzeyi bulunmadığından, Venüs üzerindeki coğrafi oluşumların yükseklik ve derinlikleri, tüm yüzey şekillerinin ortalama yükseltisine denk gelen hayali bir küre yüzeyine göre belirlenir. Gezegenin yükseltiler haritası incelendiğinde, yüksek dağlar, geniş yükselti alanları ve çukurluklar gözlenmekte, ancak yüzeyin % 80 den fazlasının yükselti açısından ortalama yükselti düzeyine komşu 1000 metrelik bir aralıkta yer aldığı dikkati çekmektedir. Ortalamadan 2000 metre ve daha yüksek alanların toplamı ise tüm gezegen yüzeyinin % 2 sini geçmez. Venüs yüzeyinde, küçük boyutta bir çok yükseltinin yanı sıra kıta büyüklüğünde iki önemli yükselti alanı saptanmıştır. Bunlardan büyük olanı Aphrodite Terra olarak adlandırılmış ve alan bakımından Güney Amerika kıtası ile karşılaştırılabilir ölçektedir. Ishtar Terra ise bunun yarısı büyüklüktedir. Aphrodite Terra, gezegen ekvatoru boyunca doğu-batı yönünde 15.000 km. boyunca uzanan ince uzun bir alandır. Batı kesiminde yüksekliği 8.000 metreyi bulan dağlar yer alırken, doğusunda 6.000 km. boyunca ekvatora paralel uzanan ve yükseltisi -2.500 ile +2.500 metre arasında değişen dev bir vadiler ve sırtlar dizisi bulunur. Kuzey kutbuna yakın yerleşimdeki Ishtar Terra üzerinde ise ortalama yükseltisi 3.000 metreyi geçen Lakhsmi Planum adlı geniş bir yayla ve Venüs'ün en yüksek noktasının bulunduğu Maxwell Montes adında dev bir dağ kütlesi yer alır. Bu dağın zirvesi, Venüs'ün ortalama yükseltisinin 11.000 metre üzerine yükselir. Çukurluklar, yükselti alanlarının arasında, geniş alçak düzlükler şeklindedir ve kuzey yarıkürede daha belirgindirler. Gezegenin en alçak noktaları, ortalama yükselti düzeyinin 3.000 metre kadar altında bulunur. Bunların dışında daha da az engebeli üçüncü bir arazi tipi vardır. Geniş dolgu ovaları görünümündeki bu düzlükler ortalama yükseltiye yakın veya biraz aşağıda yer alan, volkanik kökenli oldukları düşünülen alanlardır.venüs güzelliğin gezegenidir Tektonik etkinlik Radar haritaları, Venüs üzerinde yüzlerce kilometre uzanan, düşey doğrultuda ise bin metreyi aşan yükselti farklarına yol açan kırıklar, yarıklar, yamaç ve uçurumlar ortaya çıkarmıştır. Bu yapılar, yoğun atmosferin yıkıcı etkileri altında yüzey şekillerinin çok uzun ömürlü olmasının beklenmediği bir gezegen için, kabuk tabakasında önemli bir hareketliliğin belirtisi olarak alınabilir. Ancak yüzey oluşumlarının hiç biri, Yerküre üzerindekine benzer bir levha tektoniği etkinliği ile ilişkili olabilecek özelliklerde değildir. Kırık ve kıvrımların gezegen yüzeyinin en çok beşte biri kadar olan sınırlı bir alanda gözlenmesi, bu oluşumlara neden olan süreçlerin küresel olmaktan çok yerel etkinliklerle sınırlandığını düşündürür. Değişik bir yorumda, Yerkabuğunu şekillendiren ve sayısı onikiyi bulan levhaların hareketini içeren 'Yer levha tektoniği‘ ile karşılaştırılabilecek, bir tek levhanın dinamiği ile tanımlanan bir 'Venüs levha tektoniği' kavramı ortaya atılmıştır. Bir başka yaklaşım, Venüs'teki kabuk hareketlerini 'tektonizm' sözcüğü ile açıklamak olmuştur. Levha hareketliliği olmaksızın önemli kabuk deformasyonlarının ortaya çıkabilmesi, Venüs kabuğunun yerkabuğuna oranla ince ve kırılgan olmasına bağlanmıştır. Bunda gezegen yüzeyinin 500oC' ye varan sıcaklığının kabuğun kalın bir tabaka halinde katılaşmasına ve yeterince sertleşmesine izin vermemesinin payı olduğu da ileri sürülmüştür. Ancak Magellan uzay aracı tarafından sağlanan bulgular Venüs'ün kabuk tabakasının yerkabuğuna benzer şekilde çoğu yerde 30-40 km. kalınlığında olduğunu göstermektedir. Aydınlatılmayı bekleyen bir diğer konu da Venüs'ün, yerkabuğunun levha hareketlerini kolaylaştıran astenosfer benzeri bir katmandan yoksun olduğu iddiasıdır. Magellan sondasının kütleçekim analizlerinin işaret ettiği bu durum, kabuk tabakasının doğrudan doğruya gezegen içinden gelen yerel ve sınırlı ancak güçlü konveksiyon akımlarının etkisi altında kalmasını açıklayabilir. Böylece Yer'deki yüzey şekilleri öncelikle yerkabuğunu ilgilendiren süreçlerle açıklanırken, Venüs'ün yüzey şekillerinin manto tabakasının etkinliği ile belirlenmesi söz konusu olabilir. Volkanik etkinlik [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Maat yanardağının Magellan radar verilerine dayanan 3 boyutlu canlandırması Venüs yüzey şekillerinin ancak beşte biri tektonik süreçlere bağlanabilirken, gezegen yüzeyinin % 80 inin volkanik etkinlikler sonucu şekillenmiş olduğu düşünülmektedir. Geniş lav düzlükleri Venüs'te en yaygın yüzey şeklidir. Bu düzlükler içine dağılmış durumda sayısız yanardağlar yer alır. Bunlardan en az yüz tanesi dünya ölçülerine göre dev denebilecek boyutta 'kalkan yanardağ'lardır. Küçük boyutlardaki yanardağ sayısının ise milyonları bulabileceği sanılır. Venüs'e özgü bir yüzey şekli ise 'taç' (corona) adı verilen 100-300 km. çapında halka benzeri yükseltilerdir. Bunların, kabuk tabakasının yükselen bir magma sütununun itmesi ile kabarıp, sonradan orta kısmının içe doğru çökmesi sonucunda bir taç şeklini almasıyla oluştuğu düşünülmektedir. Venüs kabuğunda levha hareketliliği olmadığından yanardağ etkinliği yalnızca yükselen magma sütunlarının bulunduğu sıcak noktalarda gerçekleşir. Günümüzde etkin olan, ya da yakın tarihlerde etkin olduğu tahmin edilen yanardağlar, radar yansıtıcılığı yüksek taze lav akıntıları yardımıyla tanınırlar. Yeryüzünde olduğu gibi Venüs'te de genç yanardağların, düşey/yatay boyut oranlarının yaşlı olanlardan daha yüksek olduğu ve daha keskin hatlar taşıdıkları görülür; ancak Venüs yanardağları tipik olarak yüksekliklerine oranla çok geniş alanlara yayılırlar. Gerek 'lav kalkanları'nın, gerekse 'lav kubbeleri'nin dünyadaki benzerlerine göre çok büyük boyutlarda olduğu Venüs'te, lav baskınları ile oluşmuş düzlüklerin de dünyadaki örneklerle karşılaştırıldıklarında hem tek tek, hem de toplam alan bakımından çok daha büyük oldukları görülür. Ayrıca lav akıntılarının açtığı vadiler, kanallar ve bu yapıların oluşturduğu karmaşık ağlara rastlanır. Baltis Vallis adı verilen vadinin uzunluğu 7.000 kilometreyi bulmaktadır. Çarpma kraterleri Magellan uzay sondası tarafından saptanan çoğunluğu volkanik kökenli sayısız kraterin arasında, 840 kadar çarpma krateri bulunmaktadır. Yer yüzeyinde bilinen çarpma kraterleri sayısına oranla oldukça fazla olan bu sayı, Merkür, Mars ve Ay ile karşılaştırıldığında, önemsiz sayılacak ölçüde azdır. Bu bulgu kısmen, Venüs yüzeyinin, Yer yüzeyi kadar olmasa da nisbeten genç olması ile açıklanabilir. Bir yandan volkanik etkinliklerle, diğer yandan yoğun atmosferin aşındırıcı etkileri ile sürekli olarak şekillenmekte olan gezegen yüzeyinin ortalama yaşı 400 milyon yıl kadar, yani gezegenin ve Güneş sistemi'nin tahmin edilen yaşının onda birinden azdır. Venüs yüzeyindeki en eski oluşumların 800 milyon yıldan daha yaşlı olmadıkları sanılmaktadır. Bu, Merkür, Mars ve Ay'ın kraterlerinin büyük bir kısmının oluştuğu Güneş Sistemi'nin çalkantılı gençlik döneminde gerçekleşen, ve günümüzden 3,8 milyar yıl önce sona eren büyük çarpışmaların kaydının tümüyle silindiği anlamına gelir. Tektonik etkinliğin ve suyun aşındırıcı etkisinin daha yoğun olduğu Yer yüzeyinde bu tahrip daha şiddetli olmuş ve günümüze yok olmadan ulaşan çarpma kraterlerinin büyük bir bölümü de tanınmayacak derecede aşınmaya ve değişime uğramıştır. Venüs yüzeyindeki çarpma kraterlerin büyüklüklerine göre dağılımı da ilginçtir. Gezegen üzerine düşen göktaşlarının boyutları küçüldükçe sıklıklarının artması beklenirken, Venüs yüzeyi çarpma kraterlerinin sıklığında, 20 km. çapın altına inildiği ölçüde belirginleşen bir azalma dikkat çeker. 2 km. çapındaki kraterlerin sayısı beklenenin 30.000' de biri kadardır. 2 km.den daha küçük çaplı çarpma kraterine rastlanmaz. Bunun nedeni yine yoğun atmosferdir. 100 metreden daha küçük boyuttaki göktaşları atmosferin neden olduğu sürtünme nedeniyle parçalanarak gezegen yüzeyine varmadan etkinliklerini yitirirler. Ancak 1 kilometreyi aşan boyutlardaki gök cisimleri atmosferden fazla etkilenmeden yüzeye ulaşırlar. Bu nedenle Venüs yüzeyinde görülen kraterler ancak bu koruyucu kalkanı aşabilecek boyuttaki cisimlerin çarpması ile oluşan büyük kraterlerdir. Kraterlerin çevresinde çarpma sırasında yüzeyden sıçrayan materyelin çoktüğü radar yansıtıcılığı yüksek alanlar vardır, ancak atmosfer sürtünmesinin bu maddelerin uzun mesafelere gitmesine izin vermemesi nedeniyle diğer gezegen ve uydularda görülene oranla dar bir alanda sınırlı kalırlar. Atmosfer [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Venüs bulutlarının Pioneer Venus Orbiter tarafından morötesi dalga boyunda elde edilen tipik 'V' görüntüsü Yeryüzünden yapılan amatör gözlemlerde dahi, Venüs'ün önemli bir atmosfer tabakasına sahip olduğunu gösteren bir çok bulguya rastlanabilir. Rus bilim adamı Lomonosov 1761 yılında bu tür verilere dayanarak Venüs'ün atmosferi olduğunu ileri süren ilk kişi olmuştur. Gözlem olanaklarının geliştiği ve gezegenler hakkında elde edilen bilginin giderek arttığı izleyen yıllarda, Venüs'ün gözlenmesini olanaksız kılan bu atmosfer tabakası 1930'larda tayfölçüm tekniklerinin uygulanabilir duruma gelmesi ile sırlarını açığa çıkarmaya başlamış, ancak 1960'larda radar teknolojisinin kullanılması ile gökbilimcilerin önünde bir engel olmaktan çıkmıştır. Son kırk yıl içinde yapılan bir çok uzay uçuşu, Venüs atmosferi üzerinde bilinenlerin çok artmasını sağlamıştır. Atmosferin genel özellikleri Yer benzeri gezegenler içinde en yoğun atmosfere sahip olanı Venüs'tür. Gezegen yüzeyinde atmosfer basıncı 90 bar civarındadır, diğer bir deyişle Yer yüzeyinde ölçülen basıncın 90 katı kadardır. 480oC (750 K) düzeyine varan sıcaklık gece ve gündüz arasında hemen hemen hiç değişmez. Yoğun bulutlar gelen güneş ışınlarının üçte ikisini uzaya yansıtırken geri kalan kısmının tamamına yakınını soğurarak sera etkisine katkıda bulunurlar. Böylece güneş ışınlarının ancak % 2,5 kadarının ulaşabildiği Venüs yüzeyi oldukça loş görünümdedir. Gezegen yüzeyinde rüzgar hızı 1 km/saat'i nadiren geçer. Oysa uzaydan bakıldığında en üst bulut tabakalarının Venüs çevresinde bir dönüşü dört günde tamamlayacak şekilde düzenli bir hareket içinde oldukları görülür, bu bulut tepelerinin bulunduğu 65 km. yükseltide doğu-batı yönünüde yaklaşık 400 km/saat düzeyinde bir rüzgar hızı anlamına gelmektedir. Ayrıca bu sürekli akıma dikey yönde, biri kuzey yarımkürede, diğeri güney yarımkürede olmak üzere iki büyük akım sistemi bulunur. Bulutların üst sınırında ekvatordan kutuplar yönünde, bulutların alt sınırında ise kutuplardan ekvator yönünde sürekli bir çevrim oluşturan bu 'akım hücreler'i sıcaklığın tüm gezegen üzerine eşit dağılımından sorumludur. Kuzey-güney ve doğu-batı doğrultusundaki bu büyük akım sistemlerinin bir araya gelmesi ile Venüs'e özgü V biçiminde bulut şekilleri oluşur. Gezegenin sarı-turuncu rengi bulutların kükürt içeriği ile ilişkilidir. Atmosfer katmanları
Rupert Wildt'in kızılötesi tayfölçüm yöntemleri ile Güneş Sistemi'nin çeşitli gezegenleri üzerinde yaptığı incelemeler, daha 1932 yılında Venüs atmosferinin temel bileşeninin karbon dioksit (CO2) olduğunu ortaya çıkarmıştır. Ancak yoğun bulut örtüsü, yeryüzünden yapılan incelemelerin atmosferin derinlikleri hakkında bilgi vermesini engellediğinden, gerçekçi ölçümler ancak 1960'lı yıllardan başlayarak gezegen atmosferi içine giren uzay sondaları yardımıyla gerçekleştirilebilmiştir. Önceki yıllarda ortaya atılan bir çok senaryonun aksine Venüs atmosferinin son derece kuru olduğu ve atmosferin su içeriğinin en fazla 20-30 ppm (2-3 x 10-5)civarında bulunduğu, karbon dioksitten (% 96,5) sonraki ikinci önemli bileşenin ise azot (%3,5) olduğu anlaşılmıştır. Eser miktarda kükürt dioksit (SO2), argon (Ar) ve karbon monoksit (CO) bu gazlara eşlik eder. Gezegen yüzeyine çarpan kuyruklu yıldızların taşıması beklenen su miktarı gözlenen değerin çok üzerindedir. Bu önemli su kaybının açıklaması, su moleküllerinin güneş ışınlarının etkisiyle fotolize uğrayarak parçalanması, ortaya çıkan oksijenin gezegen yüzeyindeki indirgeyici metallerle birleşerek, hafif olan hidrojenin ise atmosferin üst tabakalarından uzaya doğru kaçarak ortamdan uzaklaşmaları şeklinde olabilir. Manyetik alan Venüs'e ait bir manyetik alan saptanamamıştır. Bir gezegenin manyetik alanını oluşturan dinamo etkisinin gerçekleşmesi için gezegenin içinde konveksiyon akımlarının yer aldığı akışkan bir metal tabakaya sahip olması ve bu sistemin belli bir hızla dönmesi gerekir. Venüs'te manyetik alan bulunmayışının bir kaç açıklaması olabilir:
Venüs'ün kendi ekseni etrafında dönüşü Venüs yüzeyini kaplayan bulutlar, gezegenin dönüş hızının doğrudan gözlemle saptanabilmesini olanaksız kılarlar. Gezegenin kendi etrafında dönüş yönü 1956 yılında yeryüzünden yapılan Doppler incelemeleri ile, kesin dönüş hızı ise 1960'ların başında yine yeryüzünden yapılan radar gözlemleri ile saptanabilmiştir. Venüs, Güneş Sistemi üyelerinin gerek yörüngeleri boyunca, gerekse kendi etraflarında dönüşleri sırasında çoğunlukla izledikleri yönün aksine, yani saat yönünde döner. Kendi etrafında bir dönüşünü ters yönde 243,01 dünya gününde tamamlayan gezegenin bu hareketi Güneş etrafındaki 224,7 günlük hareketi ile birleştirildiğinde, Venüs üzerinde bir günün uzunluğunun, yani Güneş'in iki doğuşu arasında geçen sürenin Yer ölçüleri ile 116,8 gün olması gerektiği hesaplanır. Bu bilgilere, güneşin batıdan doğup, batı-doğu yönünde ilerleyerek doğudan battığını da eklemek uygun olur. Gezegenlerin kendi etraflarında saatin aksi yönündeki dönüş tercihlerinin Güneş Sistemi'nin oluşum döneminde sahip olduğu açısal momentuma göre belirlenmiş olduğu yaygın olarak kabul edilen bir olgudur. Bu anlayışa göre, Venüs'ün ters yöndeki dönüşünün sonradan gerçekleşmiş büyük ölçekli bir çarpışmanın sonucu olduğu ortaya atılmıştır. Ancak Venüs dönüş ekseninin gezegenin yörünge düzlemine hemen hemen dik oluşu, yani Güneş Sistemi'nin ilksel açısal momentum doğrultusuna sadık kalmış konumu, rastgele bir çarpışma sonucu ortaya çıkabilecek bir dönüş biçimine çok uygun değildir. Ayrıca beş Venüs gününün Venüs'ün Yer ile kavuşum dönemine eşit olması (5 x 116,8 = 584) ve buna bağlı olarak gezegenin her alt kavuşumda dünyaya aynı yüzünü göstermesini de rastlantılar ile açıklamak zordur. Bununla birlikte, Yer'in Venüs üzerindeki kütleçekimsel gücünün böyle bir rezonansa yol açacak kadar önemli olabileceği de sanılmamaktadır. Venüs'ün tanınmasının tarihçesi
|
Güneş Sistemi Ve Gezegenler (İstek Ödev)
Adlandırma Bir kadın tanrıçanın adını taşıyan tek gezegen olması nedeniyle, Venüs ile ilgili adların, kadın adları arasından seçilmesine özen gösterilmektedir. Bu yaklaşıma tek istisna, gezegen üzerindeki en yüksek dağa İskoç bilim adamı James Clerk Maxwell'in adının verilmiş olmasıdır. Uluslararası Gökbilim Birliği'nin (IAU), Venüs üzerindeki yüzey şekillerinin adlandırılmasında uyulmasını önerdiği kurallar şöyledir:
Venüs, Güneş çevresinde yaklaşık 224 gün süren dolanma süresine karşın yörüngesinin Yer yörüngesine yakınlığı nedeniyle 584 gün gibi uzun bir kavuşum dönemine sahiptir, gökyüzündeki görünür hareketini tamamlaması bir buçuk yılı geçer. Bir alt gezegen olması nedeniyle ile her zaman Güneş'e yakın konumdadır ve gözlenmesi için en uygun saatler sabah gün doğumundan önce ya da akşam gün batımından sonradır. 'Sabah yıldızı' ve 'akşam yıldızı' adları bu nedenle verilmiştir. -4,4 kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve diğer tüm gezegenlerden çok daha ışıklıdır ve Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzünün en parlak cismidir. Bu nedenle güneş ışınlarının Venüs'ün görülmesine izin vermediği alt ve üst kavuşum dönemleri dışında yılın büyük bir kısmında rahatlıkla izlenir. Merkür'e oranla çok daha yüksek uzanımlara (en uygun koşullarda 48o) çıkabildiği için gün içinde izlenebildiği süre de daha uzundur ve uygun dönemlerde akşam gün battıktan sonra veya sabah gün doğmadan önce 4 saat kadar ufkun üzerinde kalabilir. En parlak dönemlerinde güneş ufkun üzerinde iken bile görülmesi mümkündür, hatta alışkın gözler gün ortası saatlerinde dahi Venüs'ü yakalayabilir. Aysız gecelerde, kent ışıklarından yeterince uzaklaşılabilirse, insan gözünün Venüs ışığının çevreye verdiği aydınlığı hissedebildiği ve yarattığı gölgelerin farkedilebildiği de söylenir. Venüs'ün dünyaya en yakın olduğu dönemlerde 1 yay dakikayı geçen görünür çapı insan gözünün ayırma gücü sınırındadır ve duyarlı gözlerin gezegenin hilal evresini ayırt edebilmesi olasıdır. Tam güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa, Venüs'ün güneşe çok yakın konumda olduğu kavuşum dönemleri civarında bile gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar. 1999 tam güneş tutulması sırasında bu durum gerçekleşmiştir. Evreler Bir dürbün ile izlendiğinde Venüs'ün Ay gibi evreleri olduğu görülür. Gezegenin Güneş'in arkasında ve yeryüzüne en uzak durumda olduğu üst kavuşum anında, görünen yüzeyinin tümü aydınlandığından ışıklı bir daire şeklinde 'dolun' evresi söz konusudur. Bu aynı zamanda uzaklık nedeniyle Venüs'ün görünür çapının en az olduğu dönemdir. En yüksek uzanım anında gezegen bir yarımdaire şeklinde görülür. Güneş ile Yer arasında kaldığı dönemlerde ise karanlık yüzünü göstererek bir 'hilal' şekli alır. Hilalin en ince olduğu dönemler gezegenin dünyaya en yakın olduğu ve görünür çapının en büyük olduğu dönemlerdir, ancak bu esnada güneş ışınları gezegenin görülmesini engeller. Parlaklık Bir alt gezegen olması nedeniyle Venüs'ün yeryüzünden izlenebilir parlaklığı iki değişkenin ilişkisi ile belirlenir:
Venüs atmosferinin neden olduğu gözlem özellikleri Gündüz-gece çizgisi üzerinde kalan Venüs atmosferinin güneş ışınları ile aydınlanması, gezegenin evresinin beklenenden daha büyük olarak algılanmasına neden olur. Venüs'ün herhangi bir dönemde Güneş'le yaptığı açıya dayanarak hesaplanan evre ile gözlenen evresi arasındaki bu 'faz kayması' bazen 3 günü bulur ve Schröter etkisi olarak adlandırılır. Venüs'ün karanlık yüzünün yeryüzüne dönük olduğu alt kavuşum anında, arkadan aydınlanan atmosferin, ortası karanlık bir halka şeklinde görülebildiği saptanmıştır. Yine alt kavuşum anına yakın günlerde gezegenin karanlık yüzünde çok hafif bir aydınlanma hissedilebilir. 'Küllenmiş ışık' adı verilen bu olay, 1640'lardan bu yana bilinmektedir. Bugüne dek çok değişik açıklamalar getirilmiş olmasına rağmen nedeni bilinmeyen bu atmosfer aydınlanmasının, elektriksel etkinliklerle veya kutup ışıklarına benzer bir mekanizma ile ortaya çıkabileceği öne sürülmüştür. Venüs'ün Güneş geçişleri [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Venüs'ün 2004 Güneş geçişi Venüs yaklaşık 20 ayda bir alt kavuşum konumundan geçtiği halde, yörüngesinin tutulum düzlemine 3,39 derecelik bir açı yapması nedeniyle güneş diskinin önünden geçişi nadiren gerçekleşir. Venüs yörüngesinin tutulum düzlemini kestiği noktalar, yani yörüngenin çıkış ve iniş düğümleri ile Güneş ve Yer'in düz bir çizgi üzerinde yer almasını gerektiren bu durum yaklaşık her yüzyılda 2 kez, 8 yıl aralıklı çiftler şeklinde gözlenir. (1761-1769, 1874-1882, 2004-2012, 2117-2125 gibi). Tüm geçişler, düğümlerin Yer yörüngesindeki izdüşümlerine denk gelen Haziran ve Aralık ayları içinde olur. Daha yakından incelendiğinde geçişlerin düzenlerinin 243 yıllık bir döngü içerisinde yinelendiği dikkati çeker. İçinde bulunduğumuz binyılda, bu döngü 113,5-8-121,5-8 yıllık aralıklar şeklinde tekrarlanmaktadır. Venüs'ün geçişi, Güneş diski üzerinde küçük bir siyah beneğin ilerlemesi şeklinde izlenir ve en fazla 7 saat kadar sürer. Güneş Sistemi'nde Venüs'ün özel yeri Bazı özellikleri, Venüs'ü eşsiz kılmaktadır:
Mars (gezegen) [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Mars (eski adıyla Merih), Güneş Sistemi'nin dördüncü gezegenidir. İsmi Eski Roma'daki savaş tanrısı Mars'tan gelmektedir (Bu Tanrı Eski Yunan Mitolojisinde Ares'e karşılık gelir). Gece temiz bir havada basit bir teleskopla kırmızılığı görülebilir. Uyduları Mars'ın 1877 yılında Amerikan astronom Asaph Hall tarafından keşfedilen Phobos ve Deimos adında iki uydusu vardır. Bu uyduların nasıl oluştukları bilinmemekle beraber, Mars'ın kütle çekim alanına kapılmış asteroitler oldukları düşünülmektedir. Bu uyduların isimleri Eski Yunan Mitolojisinde Ares'in Afrodit'ten olma iki oğlu Phobos ve Deimos'tan gelmektedir. Gel-git etkileri yüzünden, tıpkı Dünya ve Ay gibi her iki uydunun da yalnız bir yüzü Mars'a dönüktür. Phobos Mars'ın çevresinde Mars'ın kendi ekseni etrafında döndüğünden daha hızlı döndüğü için yörüngesi giderek küçülmektedir. Bu nedenle ileriki bir tarihte Phobos Mars'a çarpacaktır. Buna karşın, Deimos Mars'tan yeterince uzakta olduğu için, yörüngesi giderek büyümektedir. Yörüngesel özellikler Ana eksen uzunluğunun yarısı :227 936 640 km Eksantriklik 0,093 412 33 Yörünge süresi 686,98 gün Gökyüzünde aynı konuma gelme süresi 779,95 gün Ortalama hız 24,130 9 km/s Eğim 1,850 61° Uydu sayısı 2 Fiziksel özellikler Yarıçapı 3 396,2 km Yüzey alanı 144 000 000 km2 Kütlesi 6,4191 × 1023 kg Ortalama yoğunluğu 3,94 g/cm3 Ekvatordaki yerçekimi 3,71 m/s2 ya da 0,38gee Kendi çevresinde dönme süresi 24,622 9 saat Eksen eğikliği 25,19° Albedo 0,15 Kaçma hızı 5,02 km/s Yüzey sıcaklığı : en düş:133 orta:210K en yük: 293K Atmosferinin özellikleri: Atmosfer basıncı 0.7-0.9 kPa Karbondioksit 95,32% Azot 2,7% Argon 1,6% Oksijen 0,13% Karbonmonoksit 0,07% Su buharı 0,03% Uyduları Mars'ın doğal uyduları : .........................çap (km) --- kütle(kg) --- yarı çapı(km)--- Yörünge süresi (saat) Phobos 22.2 (27 × 21.6 × 18.8) ---1.08×1016 ---9378 ---7.66 Deimos 12.6 (10 × 12 × 16) -------2×1015 ----- 23400 -- 30.35 Jüpiter (gezegen)[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Yörünge Özellikleri Yarı büyük eksen 778.412.000 km.5,203 A.Ü. Günberi 740.742.000 km.4,952 A.Ü. Günöte 816.081.000 km.5,455 A.Ü. Yörünge dışmerkezliği 0,048 Yörünge eğikliği 1,3o Dolanma süresi 4.335,3 gün 11,87 yıl Kavuşum süresi 398,86 gün Yörünge hızı ortalama 13,05 km/saat Gözlem Özellikleri Yer'e en yakın konumda Yer'e Uzaklık 588.500.000 km.3,93 A.Ü. Görünür çap 49 ark saniye Görünür parlaklık -2,7 Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 968.100.000 km.6,47 A.Ü. Görünür çap 29,8 ark saniye Görünür parlaklık -1,3 Fiziksel Özellikler Ekvator çapı(1 bar düzeyinde) 142.984 km.(11,2 x Yer) Kutupsal çap(1 bar düzeyinde) 133.709 km. Basıklık 0,065 Hacim 1235 x Yer Kütle 318 x Yer Yoğunluk 1,33 g/cm3 Eksen eğikliği 3,13o Dönme süresi 9 sa. 55 dk. 30 s. Ekvatorda yerçekimi(1 bar düzeyinde) 23,12 m/s2(2,36 x Yer) Ekvatorda kurtulma hızı(1 bar düzeyinde) 59,5 km/saniye(5,32 x Yer) Beyazlık(albedo) 0,52 Etkin sıcaklık 126 K Jüpiter (Erendiz, Müşteri) Güneş sisteminin en büyük gezegenidir. Güneşten uzaklığa göre 5. sırada yer alır. Adını Roma tanrılarının en büyüğü Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir. Fiziksel özellikler Jüpiter gerek çap, gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Nisbeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 1,33 katı), gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görünüme sahiptir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.52 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Jüpiter'in Güneş'ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K' den (-167°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K (-147°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Jüpiter'in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır. İç yapı grubundadır. Jüpiter ve Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenlerSatürn ise, adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir. Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı % 1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter'de %3-4,5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu sonuca, gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır. Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
Jüpiter'in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı. Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş'in kütlesinin % 8'i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, 'yıldız olmayı başaramamış' bir gökcismi olarak da tanımlanabilir. Atmosfer Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin Güneş Sistemi'nin kökenini oluşturan Güneş Bulutsusu'nun varsayılan yapısına yakın olarak, %88 oranında moleküler hidrojen (H2) ve %12 oranında helyum (He) içerdiği saptanmıştır. Bunları %0.1 oranla su buharı (H2O) ve metan (CH4) ve %0.02 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır. Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir. Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür. atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal halindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur. Atmosferin derinliklerine doğru, yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir, 600 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nadir değildir. 15.000 x 25.000 km. boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki Büyük Kırmızı Leke'nin çok uzun ömürlü dev bir 'fırtına' alanı olduğu düşünülmektedir. Jüpiter'in atmosferi makalesinde konu hakkında daha ayrıntılı bilgi yer almaktadır. Jüpiter'in kendi ekseni etrafında dönüşü Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ancak daha 1690 yılında Giovanni Domenico Cassini ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle döndüğünü farketmiştir. Sonradan bu gözlem duyarlı ölçümlerle doğrulanmış ve gezegen için 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 9 saat 50 dakika 30,003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40,630 saniyedir ve Sistem II adını alır. Jüpiter'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29,730 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyod Jüpiter'in gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu; ekvatorda ölçülen farklı hızın, bu bölgelerdeki bulutların 400 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker. Halkalar Yakın bir tarihe kadar Güneş sisteminde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi. Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'deki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi. [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Jüpiter Halka Sistemi Satürn‘ün halkaları gibi Jüpiter halkaları da, toz denebilecek mikroskopik boyutlardan, onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boylarda çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşurlar. Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve herbiri gezegen etrafında kendine ait bir yörünge izler. Bu yörüngelerin gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenmesi sonucunda halkaların yapısı korunur. Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında, Jüpiter'in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülür. Jüpiter halkalarının çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni, kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin çok daha az olmasının yanısıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır. Jüpiter halkaları, 0,05 gibi bir beyazlık (albedo) derecesi ile üzerine düşen güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler. Satürn yolculuğu sırasında Cassini-Huygens uzay sondası 2003 yılında Jüpiter'in yakınından geçerken yaptığı ölçümlerle Jüpiter halkalarının küresel değil, keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündüren veriler elde etti. Bu bilgiler halkaların Jüpiter'e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu savını destekler niteliktedir. Bu uydulardan Metis ve Adrastea 'Ana halka'nın, Amalthea ve Thebe ise daha dışta yeralan 'Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka'nın kaynağı olarak düşünülmektedir. Metis ve Adrastea, Jüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 RJ (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin Roche Limiti'nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler. Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken, iç sınırı daha belirsizdir ve 'Halo (ayla) halka' adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder. En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı, çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner. Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış gezegenlerarası toz olabilir. Manyetosfer ile karşılaştırıldığında 19.000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan, ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11o açı yapan ve gezegenin merkezine 8.000 km. uzaktan geçen, kutupları ters yerleşmiş olan bir Jüpiter Güneş sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir. Yerçift kutupludur. Böylece Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Jüpiter'in manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır. Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından, gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur. Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı, Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur. Bu alanın etkisi ile, Jüpiter dev bir manyetosfere sahiptir. Jüpiter manyetosferi, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, uzay sondaları tarafından Jüpiter'den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler. Bu alan da güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km. uzağında başlar. Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km. ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur. Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev Van Allen kuşağı bulunur.Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir. Bunun Jüpiter'in manyetik alanının oluşumuna neden olan metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılarak, gezegenin kendi etrafındaki dönüş hızını atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur. Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu Jüpiter atmosferinden koparak manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır, ve büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır. Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu plazmanın ısısı 300-400 milyon K olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dahil olmak üzere Güneş sisteminin (Güneş taçküresi dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş sisteminin en büyük oluşumu olarak kabul edilmelidir. Yüklü parçacıklar Jüpiter'in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar. Jüpiter'in bir çok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan gezegene en yakın olan İo, Jüpiter ile uydu arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır. Uydu yüzeyinden iyonize atomları kopararak İo ve Jüpiter'i iki yönden birbirine bağlayan ve İo Plazma Torus'u adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 gigawatt değerini bulduğu sanılır. Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km. yarıçapındaki alan, çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle uzay sondalarının bu alandan geçtikleri sıradaki etkinliklerini önemli ölçüde kısıtlamıştır, ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar yaratabilecek durumdadır. Uydular Jüpiter'in 63 doğal uydusu bilinmektedir. Galileo Galilei 1610 yılında kendi yaptığı basit teleskopla Jüpiter'in en büyük 4 uydusu İo, Europa, Ganymede, ve Callisto'yu keşfederek ilk kez Yerküreden başka bir gezegene ait uyduların varlığını göstermiştir. Bu uydular sonradan Galilei uyduları olarak adlandırılmıştır. 1970'lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter'i ziyaret eden Voyager uzay araçları 3 yeni uydunun bulunmasına yardımcı olmuş, 2000 yılından bu yana yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla, bu sayı kısa sürede artmıştır. Jüpiter'in doğal uyduları makalesinde uydular hakkında ayrıntılı bilgi yer almaktadır. Jüpiter araştırmalarının tarihçesi
Kasım-Aralık 1973'te Pioneer 10, Kasım-Aralık 1974'te Pioneer 11 adlı uzay sondaları Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin ilk yakından gözlemini gerçekleştirdiler. Sırasıyla 1972 ve 1973 yıllarında fırlatılan birbirinin aynı bu iki araç, sınırlı teknik donanıma sahip olmalarına karşın daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladılar.
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Ocak-Mart 1979 ve Haziran-Temmuz 1979 tarihlerinde Jüpiter'in yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturtulmak üzere 1990 yılında fırlatılan Ulysses uzay aracı, bu yörüngenin gerektirdiği ivmeyi kazanması amacıyla Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin çekim gücünden yaralanabileceği bir yol izledi. 8 Şubat 1992'de Jüpiter'in 450.000 km. kadar yakınından geçen araç, bu fırsatı değerlendirerek 2-14 Şubat tarihlerini kapsayan dönemde Jüpiter'in manyetosferi üzerinde yoğunlaşan gözlemlerde bulundu. İo Plazma Torus'u içinden geçerek ölçümler yaptı, manyetosferin çeşitli bölgelerinde manyetik alan, değişik frekanslarda ışınımlar, yüksek enerjili parçacıklar, ve plazma bileşenlerini hedef alan çok sayıda gözlem yaptı. Jüpiter yakın geçişi sonrasında kazandığı kutupsal yörüngesi sayesinde, Jüpiter manyetosferinin tutulum düzlemi dışındaki daha önce araştırılmamış bölgelerinde de gözlem yapma olanağını sağladı. Ulysses, Kasım 2003-Nisan 2004 arasında ikinci kez Jüpiter'in yakınından geçti. Galileo programı 1989 yılında fırlatılan Galileo uzay aracı, bir yörünge aracı ve bir atmosferik sonda olmak üzere iki ayrı birimden oluşmakta idi.
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, Jüpiter'in çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için bu gezegenin yakınından geçen bir rota izledi. 30 Aralık 2000 tarihinde Jüpiter yakın geçişini gerçekleştiren sonda, bu tarihin öncesi ve sonrasını kapsayan bir kaç aylık süre içinde bilimsel aygıtlarını Jüpiter hakkında veri toplamak için çalıştırdı.
uydusu, 1999 yılında fırlatılarak Dünya etrafındaki yörüngesine oturtulan ChandraX-ışını dalga boyunda yaptığı gözlemlerde, Jüpiter'in kutup bölgelerinde gözlenen dünyadakinden 1000 kat daha güçlü kutup ışıklarının elektronlarını kaybetmiş yüksek enerjili oksijen ve benzeri iyonların atmosfer ile etkileşimi sonucunda ortaya çıktığını belirledi. Eşzamanlı olarak Hubble uzay teleskopundan alınan görüntülerde hidrojen iyonlarında artışa rastlanmaması, bu parçacıkların Güneş kaynaklı olamayacağını ortaya koydu. Böylece Jüpiter'de gözlenen kutup ışıklarının Yer atmosferindekinden farklı bir mekanizma ile oluştuğu ve büyük olasılıkla İo'dan kopan atomların Jüpiter manyetosferinde hızlanarak atmosfere çarpmalarının sonucu oldukları varsayımı güçlendi. Tasarı aşamasındaki araştırmalar
dönemini kapsayan 1-2 aylık dönem dışında yıl boyunca rahatlıkla çıplak gözle izlenir. Yılın büyük bir bölümünde, en parlak yıldız olan Bir dış gezegen olan Jüpiter, güneş çevresinde 12 yıllık dolanma süresi ile 13 ay süren kavuşum devrine sahiptir ve her yıl bir burçtan diğerine geçer. Venüs'ten sonra gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Seyrek olarak, kısa dönemler için Mars parlaklıkta Jüpiter'i geçebilir. KavuşumSirius'un -1,5 düzeyindeki parlaklığını aşar ve en uygun karşı konum koşullarında -2,7 gibi bir parlaklığa ulaşır. Bu yönleriyle amatör gözlem için Venüs ve Mars'tan daha elverişlidir. Karşı konumda 50 saniyeye yaklaşan görünür çapı ile insan gözünün 1 dakika olan ayırma gücünün sınırına çok yaklaşır ve küçük büyütmeli bir dürbünle gezegenin diski seçilebilir. Amatör bir teleskopla Jüpiter'in kuşakları, Büyük Kırmızı Leke ve gezegenin kendi etrafında dönüşü, Galilei uyduları ve gezegen etrafındaki hareketleri izlenebilir. Güneş Sistemi'nde Jüpiter'in özel yeri Bazı özellikleri, Jüpiter'i eşşiz kılmaktadır:
|
Güneş Sistemi Ve Gezegenler (İstek Ödev)
Satürn (gezegen)
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Yörünge Özellikleri Yarı büyük eksen 1.426.725.400 km.9,537 A.Ü. Günberi 1.349.467.000 km.9,021 A.Ü. Günöte 1.503.983.000 km.10,054 A.Ü. Yörünge dışmerkezliği 0,054 Yörünge eğikliği 2,48o Dolanma süresi 10.755,7 gün29,4 yıl Kavuşum süresi 378,09 gün Yörünge hızı ortalama 9,69 km/saniye Gözlem Özellikleri Yer'e en yakın konumda Yer'e Uzaklık 1.195.500.000 km.8 A.Ü. Görünür çap 20,1 ark saniye Görünür parlaklık -0,3 Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 1.658.500.000 km.11,08 A.Ü. Görünür çap 14,5 ark saniye Görünür parlaklık 1,2 Fiziksel Özellikler Ekvator çapı(1 bar düzeyinde) 120.536 km.(9,44 x Yer) Kutupsal çap(1 bar düzeyinde) 108.728 km. Basıklık 0,097 Hacim 689 x Yer Kütle 95 x Yer Yoğunluk 0,69 g/cm3 Eksen eğikliği 26,73o Dönme süresi 10 sa. 39 dk. 22 s. Ekvatorda yerçekimi(1 bar düzeyinde) 8,96 m/s2(0,91 x Yer) Ekvatorda kurtulma hızı(1 bar düzeyinde) 35,5 km/saniye(3,17 x Yer) Beyazlık(albedo) 0,47 Etkin sıcaklık 95 K 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:
Atmosfer [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] 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 bir çok yeni fırtına alanı saptamıştır. 2005 yılında Keck Gözlemevi’nden elde edilen yeni bir bulgu, Satürn’ün güney kutbundaki 'sıcak burgaç'tır. 87. enlem derecesinden başlayan birkaç derecelik ani sıcaklık artışı, Güneş Sistemi’nde başka örneği bulunmayan ve açıklama bekleyen bir olgudur. Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşü Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn'ün dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi, 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika 24 saniyedir ve Sistem II adını alır. Satürn'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 22,4 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyod Satürn'ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu, ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker. Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn'e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi. Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte, öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır. Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması, gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir. Halkalar Satürn'ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları, gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn'ü diğer gezegenlerden ayırdeden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970'lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir. Halkalar, ekvator düzleminde gezegenin merkezinden uzaklıkta 67.000 km. ile 480.000 km. arasında kalan alanı kaplamaktadır. Satürn'ün yarıçapı RS=60.250 km. olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6.700 km. uzaklıkta bulunduğu görülür. Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 RS yani 150.000 km. olan Roche limitinin çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen büyük sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır. Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır. Manyetosfer Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu, Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir. Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter'de olduğu gibi manyetik kutupları Yer'in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Satürn'ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır. Satürn manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği, Satürn'ün Güneş'e dönük yüzünde 300-1000 km./saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen, karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ‘manyetik kuyruk‘ şeklinde devam eden, damla biçiminde bir hacmi kapsar. Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini uzay sondası tarafından Satürn'den Güneş doğrultusunda 3 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır. Manyetopoz, Satürn'ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize atomlar, serbest elektronlar, yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur, ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter'dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn'ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır. Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn'ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar. Uydular Satürn'ün resmi olarak ad verilmiş 34 uydusu vardır. 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005'te Uluslararası Gökbilim Birliği'nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005' te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 47'ye ulaşmaktadır. Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır. Satürn'ün uydularının listesi, Satürn'ün doğal uyduları makalesinde yer almaktadır. Satürn araştırmalarının tarihçesi
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.
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 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.
Bir dış gezegen olan Satürn, Güneş çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 12.5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle, sabit yıldızlar arasında çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Satürn daha sönük görülür. Sarımsı rengi ve 1. kadirden parlaklığı ile yılın büyük bir bölümünde kolaylıkla gözlenebilir. Halkaların konumuna bağlı olarak parlaklığı 30 yıllık dönemlerle -0,3 kadire ulaşabilir. Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Gezegenin 29,4 yıllık yörünge çevrimi içinde, Dünya iki kez Satürn'ün halkalarının düzleminden geçer, bu durumda halkalar görülemez. Kendi etrafındaki dönme hızının yüksekliği nedeniyle basık bir görünüme sahiptir. Satürn'ün uydularından sadece Titan küçük teleskoplar ile görülebilir. Güneş Sistemi'nde Satürn'ün özel yeri Bazı özellikleri, Satürn'ü eşsiz kılmaktadır:
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Yörünge Özellikleri Yarı büyük eksen 2.872.460.000 km.19,2 AB Günberi 2.741.300.000 km.18,3 AB Günöte 3.003.620.000 km.20,1 AB Yörünge dışmerkezliği 0,046 Yörünge eğikliği 0,77o Dolanma süresi 30.685,4 gün84 yıl Kavuşum süresi 369,66 gün Yörünge hızı ortalama 6,81 km/saniye Uydu sayısı 27 Gözlem Özellikleri Yer'e en yakın konumda Yer'e Uzaklık 2.581.900.000 km.17,3 AB Görünür çap 4,1 ark saniye Görünür parlaklık 5,3 Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 3.157.300.000 km.21,1 AB Görünür çap 3,3 ark saniye Görünür parlaklık 6,0 Fiziksel Özellikler Ekvator çapı(1 bar düzeyinde) 51.118 km.(4,01 x Yer) Kutupsal çap(1 bar düzeyinde) 49.946 km. Basıklık 0,023 Hacim 63 x Yer Kütle 14,5 x Yer Yoğunluk 1,27 g/cm3 Eksen eğikliği 97,77o (ters dönüş) Dönme süresi - 17 sa. 14 dk. 24 s.(ters yönde) Ekvatorda yerçekimi (1 bar düzeyinde) 8,87 m/s2 (0,9 x Yer) Ekvatorda kurtulma hızı (1 bar düzeyinde) 21,3 km/saniye(1,9 x Yer) Beyazlık(albedo) 0,51 Etkin sıcaklık 58 K Uranüs Güneş sisteminin Güneş'ten uzaklık sırasına göre 7. gezegenidir. Çap açısından Jüpiter ve Satürn'den sonra üçüncü, kütle açısından bu iki gezegen ve Neptün'ün ardından dördüncü sırada gelir. Adını Yunan mitolojisi'ndeki gökyüzü tanrısı Uranos'tan (Yunanca'da Οὐρανός, Latinceleştirilmiş şekli ile Uranus) alır. 1781 yılında William Herschel tarafından bulunmuştur. Gaz devleri sınıfına girmektedir. Yörünge Uranüs, Güneş çevresinde bir devrini 84 yılda tamamlar. Hafifçe eliptik olan yörüngesi boyunca, Güneş'e uzaklığı 18-20 Astronomi birimi (ortalama 19,2 AB) arasında değişir. Fiziksel özellikler Uranüs’ün kütlesi Yer’inkinin 15 katı, hacmi ise 63 katıdır. Uranüs’ün çevresinde ince, keskin hatlı ve koyu renkli 10 halkanın olduğu tespit edilmiştir. Halkaların tümü, yaklaşık 1 m çapında koyu renkli kaya benzeri parçalardan oluşmaktadır. Bunların yapısı henüz belirlenememiştir. Uranüs, kutbu güneşe bakacak şekilde tekerlek gibi döner. Böylece etrafındaki halkalar da dik olarak onunla birlikte döner. Uranüs’de, Yer’in ve Satürn’ün çevresindekilerle karşılaştırılabilecek ölçüde manyetik alan vardır. Manyetik alanın ekseni, gezegenin dönme eksenine göre 55o eğiktir ve bu diğer gezegenlere oranla oldukça yüksek bir değerdir. Bu eğiklik manyetik alanın, güneş rüzgarı karşında tirbuşan benzeri uzun bir kuyruk yapmasına neden olur. Gezegenin dönme periyodu yaklaşık olarak 17.5 saattir ve dönme ekseni olağandışıdır. Uranüs’ün eriyik halde bulunan ağır bir çekirdeği vardır. Çekirdeğin çevresinde ise su, metan ve amonyaktan oluşan birkaç bin oC sıcaklığında ve binlerce km kalınlığında bir manto yer alır. Bu aşırı sıcak mantonun, üzerindeki atmosferin ağırlığından kaynaklanan devasa basıncın etkisiyle kaynayamadığı ve buranın elektriksel olarak iletken olduğu, gezegenin manyetik alanını ürettiği sanılmaktadır. Atmosfer
Uranüs’ün 27 uydusu bilinmektedir. Jüpiter ve Satürn’den sonra en fazla uyduya sahip olan gezegendir. Beş büyük uydusunun (Miranda, Umbriel, Ariel, Oberon ve Titania) çapı 500–1600 km arasında değişir. Küçük uydular: Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Caliban, Stephano, Trinculo, Sycorax, Prospero, Setebos, S/1986 U10, S/2001 U2, S/2001 U3, S/2003 U1, S/2003 U2, S/2003 U3 Neptün (gezegen) [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Neptün Güneş sisteminin Güneş'ten uzaklık sırasına göre 8. gezegenidir. Kütle açısından Jüpiter ve Satürn'den sonra üçüncü, çap açısından bu iki gezegen ve Uranüs'ün ardından dördüncü sırada gelir. Adını Roma deniz tanrısı Neptunus'tan alır. 1846 yılında Urbain Le Verrier ve Johann Gottfried Galle tarafından bulunmuştur. Gaz devleri sınıfına girmektedir. Yörünge Özellikleri Yarı büyük eksen 4.495.060.000 km.30 AB Günberi 4.444.450.000 km.29,7 AB Günöte 4.545.670.000 km.30,4 AB Yörünge dışmerkezliği 0,011 Yörünge eğikliği 1,77o Dolanma süresi 60.189 gün164,8 yıl Kavuşum süresi 367,49 gün Yörünge hızı ortalama 5,43 km/saniye Uydu sayısı 13 Gözlem Özellikleri Yer'e en yakın konumda Yer'e Uzaklık 4.305.900.000 km.28,8 AB Görünür çap 2,4 ark saniye Görünür parlaklık 7,7 Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 4.687.300.000 km.31,3 AB Görünür çap 2,2 ark saniye Görünür parlaklık 7,9 Fiziksel Özellikler Ekvator çapı(1 bar düzeyinde) 49.528 km.(3,88 x Yer) Kutupsal çap(1 bar düzeyinde) 48.682 km. Basıklık 0,017 Hacim 58 x Yer Kütle 17 x Yer Yoğunluk 1,64 g/cm3 Eksen eğikliği 28,32o Dönme süresi 16 sa. 6 dk. 36 s. Ekvatorda yerçekimi(1 bar düzeyinde) 11,15 m/s2(1,14 x Yer) Ekvatorda kurtulma hızı(1 bar düzeyinde) 23,5 km/saniye(2,1 x Yer) Beyazlık(albedo) 0,41 Etkin sıcaklık 47 K Fiziksel özellikler Güneşe olan uzaklığından dolayı Neptün gezegeni hakkında kesin bilgiler bulunmamaktadır. Fakat gezegenin yakınlarından geçen Voyager 2 uzay sondasından alınan bilgilere göre, gezegen 22300 km lik yarı çapa sahiptir ve kendi ekseni etrafındaki dönüşünü 17.24 saatte tamamlamaktadır. Uydular Neptün gezegeninin bilinen iki uydusu bulunmaktadır. Bunlardan 2000 km yarı çaplı Triton 1846'da Lassel tarafından bulunmuştur. Gezegenin ikinci uydusu olan Nereid ise 1949 yılında Kuiper tarafından keşfedilmiştir. Nereid güneş sistemindeki en büyük dış merkezliliğe sahip olan uydudur. Bu neden uydunun Neptün'den uzaklığı 1.3x106 km ile 9.8x106 km arasında değişmektedir. Halkalar Tüm büyük gezegenlerde olduğu gibi Neptün gezegeninin de çevresinde halkalar bulunmaktadır. Bu halkalar tam olarak ilk kez Voyager 2 uzay sondası ile gözlenmiştir. Le Verrier, Adams, Galle gibi halkaların isimleri gezegen hakkında çalışma yapmış olan kişilerin adlarından alınmıştır. En dıştaki halka olan Adams halkası dört halkanın sicim gibi burulmasından oluşmuştur. Yoğunluğu yüksek olan bu halkanın genişliği 1000 km kadardır. Neptün'ün bulunması Gezegenin bulunması tamamen matematiksel hesaplamalara dayanmaktadır. Uranüs gezegeninin yörüngesinde ki düzensizlikleri inceleyen Le Verrier, 1845 yılında Uranüs gezegeninin yörüngesindeki düzensizliklerin daha dışarıdaki bir gezegenden kaynaklandığını buldu ve yaptığı hesaplamalar sonucunda elde ettiği koordinatları Galle adındaki astronoma bildirdi. Galle elindeki verilere dayanarak yaptığı çalışmalar sonucunda 1846 yılında Neptün gezegenini gözlemlemeyi başardı. Plüton (gezegen) Plüton, Güneş sistemindeki dokuzuncu gezegendir. Güneş sistemindeki en küçük gezegen olduğu için ve dışmerkezli bir yörüngeye sahip olduğu için, bir gezegen olup olmadığı konusunda tartışmalar çıkmıştır. Ancak bu konudaki tek kabul gören otorite, Uluslararası Gökbilim Birliği (International Astronomical Union; IAU), Plüton'u gezegen olarak sınıflandırmıştır. tarafından Gezegen, Arizona Lowell Gözlemevi'nde astronom Clyde Tombaugh18 Şubat 1930 tarihinde keşfedilmiştir. Tombaugh, Plüton'u Neptün'ün yörüngesindeki anormallikleri açıklayabilecek bir gök cismini ararken bulmuştur. Güneş sisteminin Sedna sayılmazsa en uzak gezegenidir. Büyüklüğü Ay'ın 1/6 sı kadardır. Yoğunluğu suyun 2 katıdır. Ekliptikle en fazla açıyı yapan gezegendir. Bu yüzden 1978-2000 yılları arasında Güneş'e Neptün'den daha yakın olmuştur. Uzun süre tek bilinen uydusu Charon olarak kaldı. 2005 yılında 2 küçük uydusu daha bulundu . Charon, Plüton'a, Ay'ın dünyaya yaptığı gibi hep aynı yüzünü gösterir. NASA, Plüton gezegenini inceleyerek güneş sisteminin sayılı gizemlerinden birkaçına daha ışık tutmayı planlıyor. "New Horizons" olarak isimlendirilen 700 milyon dolarlık bir proje dahilinde, şu ana kadar hiçbir uzay aracının gitmediği ve hakkında çok az bilgi bulunan Plüton gezegenine gidilecek. Buzla kaplı nesnelerin hakim olduğu, Neptün'ün ötesindeki Kuiper Kemeri olarak adlandırılan bölgede yer alan Plüton'un yanı sıra uydusu Charon da incelenecek. Proje ile aynı ismi taşıyan New Horizons uzay aracını Atlas 5 roketi taşıyacak. STAR 48B isimli motorlarla desteklenen Atlas 5 roketi, uzay aracını saniyede 16 kilometrelik bir hıza çıkaracak. Fakat bu hızda bile, 4.9 milyar kilometre uzakta bulunan Plüton'a ulaşmak en az 10 yıl sürecek. Gezegenler arasındaki değişken diziliş göz önünde bulundurulduğunda, fırlatma tarihinin değişmesi durumunda bu süre daha da artabilecek. New Horizons uzay aracı, Florida'daki Cape Canaveral uzay üssünden 19 Ocak2006 tarihinde fırlatıldı. Yer (gezegen) Dünyamız [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] 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 29,78 km/saniye En yüksek30,29 km/saniye En düşük 29,29 km/saniye Doğal uydu sayısı 1 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 :510.067.420 km2 Karalar :148.847.000 km2 % 29,2 Denizler :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 23,44o Dönme süresi (Yıldız günü) 23 sa. 56 dk. 4,1 s.(0,99727 gün) Yerçekimi 9.78 m/s2 Kurtulma hızı 11,18 km/saniye Beyazlık(albedo) 0,37 Yüzey sıcaklığı ortalama 14oC (287 K) En yüksek 57,7oC (331 K) En düşük - 89,2oC (184 K) Yer (yaygın kullanılan Arapça kökenli diğer adı ile Dünya, eski dilde Arz), Güneş sistemi'nin Güneş'e uzaklık açısından üçüncü sıradaki gezegenidir. 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. Fiziksel özellikler Boyut ve biçim Kendi ekseni etrafında dönen tüm gök cisimleri gibi, Fakat Tüm gök cisimleri aynı yapıda olmadığıda aşikardır...Biz genelde birazdan anlatacağımız yapıdadır dönüşünün yol açtığı merkezkaç kuvvetinin etkisi ile basıklaşarak ideal bir küreden çok az sapan görünüm kazanmıştır. Kabaca bir elipsoit olarak tanımlanabilecek bu şeklin ortalama çapı 12.742 km. dir. Kutuplar arası uzaklık ile ekvator çapı arasında, yaklaşık binde üç oranında bir basıklığa işaret eden, 43 kilometrelik bir fark bulunur. Uluslararası standart olarak benimsenen Jeodezik Referans Sistem 1980, GRS80 (Geodetic Reference System 1980) elipsoidi, Yer'in biçimine en uygun referans geometrik şekil olarak kabul edilir. Bu, yarı büyük ekseni 6.378.137 metre, basıklığı 1/298,25722 olan bir elipsoittir. Yeryüzü ya da onun bir parçası ideal olarak bu elipsoide göre ölçülür. Ancak, gerek tarihsel alışkanlık, gerekse uygulamadaki kolaylık nedeniyle yeryüzünün topoğrafik yüksekliklerinin deniz seviyesine göre belirlenmesi, uygulamada jeoit adı verilen ve ideal bir elipsoitten farklı bir geometrik şekil tanımlamayı gerekli kılmıştır. Bunun nedeni, yerkürenin iç yapısının tümüyle homojen olmamasından kaynaklanan yerçekimi farklılıkları yüzünden deniz seviyesinin yerçekimi ivmesinin nisbeten az olduğu alanlarda GRS80'e oranla daha yüksek, ivmenin daha çok olduğu alanlarda ise daha alçak olmasıdır. Jeoit, yeryuvarı kütleçekimi alanının, ortalama deniz seviyesine en yakın eşpotansiyel yüzeyi olarak tanımlanabilir, jeoit yüzeyi herhangi bir noktasında, çekül eğrisine diktir. Jeoidin GRS80'e göre sapması, en yüksek olduğu noktada +85 metre ile Pasifik Okyanusu'nda, en alçak olduğu noktada ise -106 metre ile Hint Okyanusu'nda gerçekleşir. Yüzey şekillerinin jeoide göre yaklaşık 20 kilometrelik bir aralık içinde yer aldığı görülür: en yüksek nokta 8.850 metre ile Everest tepesi, en alçak nokta ise -10.910 metre ile Mariana çukurluğudur. Yer'in kütlesi ve hacmi günümüzde oldukça duyarlı olarak bilinmektedir. Buna dayanarak yoğunluğunun 5,51 g/cm3 olduğu hesaplanabilir. Yerkürenin derinliklerinde yüksek basıncın yol actığı sıkışma hesaba katıldığında, bu değerin sıkışmamış halde 4 g/cm3 civarında bir yoğunluğa denk gelebileceği tahmin edilir. Sismik veriler, ses dalgalarının yerküre derinliklerinde iletilme hızlarına dayanarak, kürenin değişik noktalarındaki madde yoğunluklarının birbirine oranlarını belirlemeye yardımcı olmuştur. Bu bilgilerin birleştirilmesi sonucunda Yer'in iç yapısına ilişkin güvenilir bir model ortaya konabilmiştir. Yer katmanlarının hangi kimyasal bileşenlerden oluştuğu ve fiziksel özellikleri, doğrudan gözlemlere dayanmayan, ancak, sismik verilere dayanan yoğunluk ölçümleri, elementlerin evrende dağılım oranları, gök taşlarından elde edilen veriler, yer kabuğu ve nadiren manto kaynaklı örneklerin analizi, ve olası bileşiklerin fiziksel özelliklerine ait laboratuar verilerinin bir bütün halinde göz önünde tutulması ile varılan yaklaşık bir tahmine göre belirlenebilmektedir.
Yer kürenin ısı kaynağı Güneş ışınları, Yer yüzeyine metre kare başına ortalama 1370 watt kadar enerji taşır. Bunun üçte birden biraz fazlası, çoğu atmosferden olmak üzere, yansıtılır. Geri kalan kısmı, atmosfer ve yer yüzeyinde soğurulduktan sonra yer kabuğu, okyanuslar, canlılar ve atmosferin değişik tabakalarının katıldığı karmaşık bir mekanizma ile yeniden kızılötesi ışınım şeklinde uzaya kaybedilir. Bu sistem içerisinde, yer yüzeyinin ortalama sıcaklığı 14oC civarında sabit kalır. Yer kürenin derinliklerine inildikçe artan sıcaklıkların nedeni ise gezegenin içindeki bir ısı kaynağıdır. Sondaj çalışmaları yardımıyla çeşitli derinliklerde yapılan sıcaklık ölçümleri ile yer kabuğunu oluşturan kayaların ısı iletkenliği bir arada değerlendirildiğinde yerküre derinliklerinden gelen ısı akımının 0,05-0,1 watt/m2 kadar olduğu hesaplanır. Güneşten aldıkları enerjinin kat kat fazlasını dışarı yayan gaz devleri ile karşılaştırıldığında çok küçük ölçekli olduğu anlaşılan bu ısı kaynağı, Yer'in güneşten aldığı enerjinin ancak 20.000'de biri düzeyinde olsa da gezegen merkezinde 5000oC'yi aşan sıcaklıkların sürdürülmesini sağlayabilmektedir. Yer'in iç ısı kaynağının doğrudan gözlemlere dayanarak belirlenmesi mümkün olmasa da, eldeki verilerin birleştirilmesi sonucunda ortaya çıkan modeller, değişik mekanizmaların rollerinin belirlenmesine yardımcı olur:
Yerkürenin iç ısı kaynağı ve mantonun konveksiyon hareketleri, yer kabuğunun günümüzdeki fiziksel özellikleri (kalınlık, bileşim, esneklik ve kırılganlık), atmosfer ve gezegenin su kütlesi uygun bir birleşim ve karşılıklı etkileşme ile, Yer'in Güneş Sistemi içinde benzerine rastlanmayan bir jeolojik etkinliğe sahip olmasını sağlar. Birlikte evrimleşme ile ortaya çıkmış ve yaşamın yeryüzünde varlığını sürdürebilmesi için vazgeçilmez olan bu sistem, gezegen tarihi boyunca belli sınırlar içinde sabit kalabilmiştir. Levha hareketleri Yüzey şekillerinin jeolojik zaman boyutu içinde evrimi levha hareketleri çerçevesinde gerçekleşir. Yer kabuğu ve hemen altındaki manto katmanının birleşmesinden oluşan taş küre (litosfer), yavaş bir hareketle yer değiştiren 12 ayrı 'levha' halinde, değişken bir yap-boz tablosu oluşturur. Yarı akışkan astenosfer tabakası üzerinde yüzer durumda bulunan bu levhaların hareketi için gereken enerjiyi, astenosfer tabakasındaki konveksiyon akımları sağlar. Levhalar birbirleriyle sürekli temas halinde olduklarından, hareketlerinin yön ve şiddetini, yerin derinliklerinden gelen itici gücün özellikleri olduğu kadar levhaların birbiri ile olan ilişkileri de belirler. Böylece, kısa dönemde belirli bir düzen içinde süren levha hareketlerinin, zaman ölçeği büyütüldüğünde kaotik ve önceden belirlenemez bir biçimde gerçekleştiği gözlenir. Çok geniş bir açıdan bakıldığında, yer yüzeyinin [[33kıtasal kabuk manto üzerinde, 'izostazi' adı verilen, bir ağacın su üzerinde yüzmesi ile karşılaştırılabilecek bir denge halinde dururlar. Mantonun kaldırma gücü, su ve ağaç örneğinde olduğu gibi kabuğun manto içine 'batmış' olan hacmi ile orantılıdır. Bu nedenle yükseltilerin fazla olduğu kıta bölgelerinde, artan kütle ile koşut olarak kabuğun manto derinliklerine uzanan kısmı da daha fazla olmalıdır. Yüksek dağ sıralarının derinlere dalan 'kökleri' yer kabuğunun böyle alanlarda 70 km. kadar kalın olmasına yol açar. Öte yandan, karaların yükselmesi, bağıl olarak daha hafif materyelden oluşmaları ile ilişkilidir. Böylece okyanusal kabuk daha ince olmasına karşın daha ağır materyelden oluşmuştur, ve astenosfer içine doğru kıtalara oranla daha fazla 'batmış' durumdadır. Bu, kıtaların manto içerisine doğru uzanan daha derin kökleri olmasına rağmen, ağırlık merkezlerinin okyanus tabanlarına oranla daha yüksekte yer alması ile sonuçlanır. Levhaların hareketlerinde yer kabuğunun bütün bu özellikleri rol oynar. Levhalar ortalama olarak yılda bir kaç santimetre ölçeğinde hareket ederler (Bu kayma en uç örnek olan Pasifik levhası için yılda 15 santimetreye ulaşmaktadır). Hareket halindeki levhaların birbirleri arasında üç tür ilişkisi olabilir. 1)Yaklaşma, 2)Uzaklaşma, 3)Yan yana kayma. Yeryüzünün alanı sabit olduğuna göre yaklaşma sınırlarında bir miktar levha yüzeyinin yok olması, uzaklaşma sınırlarında ise yeni levha yüzeyi yaratılması gerekmektedir. Bu nedenle birinci tür levha sınırlarına 'yıkıcı', ikinci tür sınırlara ise 'yapıcı' sınırlar adı verilir. Üçüncü tür, 'yanal doğrultulu' ya da 'dönüşüm' (transformation) sınırlarıdır. Yaklaşan levhalardan ikisi de okyanusal levha ise biri diğerinin altına doğru kayar, bu durum 'dalma-batma' olarak adlandırılır. Bir okyanus levhası, bir kıta levhası ile karşılaştığında, daha ağır olduğu için onun altına doğru kayar, yine dalma-batma durumu gerçekleşir. Dalma-batma söz konusu olduğunda manto tabakasının sıcak derinliklerine inen taş küre dilimi ısınarak erir ve akışkan halde yükselir. Bu, yaklaşma sınırlarındaki yanardağ etkinliğinin ve dağ oluşumunun temelidir. İki kıtasal levhanın yaklaşması ise çarpışma ile sonuçlanır, her iki levha da manto içine batamayacak kadar hafif ve kalın olduğundan büyük bir deformasyonla yüksek dağ sıraları ve platolar ortaya çıkar (Himalaya dağları ve Tibet yaylası gibi). Uzaklaşan levhalar ise yeni okyanus kabuğunun oluşmasına yol açarlar. Bu olay, iki levha arasında açılan boşluğa üst manto kaynaklı akışkan materyelin dolması ve soğuyarak katılaşması sonucunda gerçekleşir. Bu şekilde oluşan okyanus sırtları yer kabuğunun en genç bölgeleridir. Levhalar ayrıldıkça sırt ortadan büyümeye devam eder, sırtın her iki yanına doğru uzaklaşan genç litosfer soğudukça hacmi azalır, yoğunluğu artar ve hem küçülme hem de batma nedeniyle yükseltisi azalır. Okyanus tabanının okyanus sırtından en uzak kesimleri en yaşlı kısmıdır. Bu alanların eninde sonunda bir başka levha ile karşılaşarak batmaya başlaması kaçınılmaz olduğundan okyanusal kabuğun ömrü sınırlıdır ve bilinen en yaşlı okyanus kabuğu örnekleri 190 milyon yıl yaşındadır. Bu şekilde okyanus kabuğu sürekli yenilenirken, kıta kabuğu dalma-batma mekanizması ile ortadan kaldırılamadığından, yanardağ ve dağ oluşum etkinlikleri ile kıta kütlesine eklenen materyel zaman içinde giderek artar, milyarlarca yıllık süreç içerisinde kıtalar alan ve kalınlık açısından büyümeye devam ederler. Bazen bir kıta, ters yönde etki eden kuvvetlerin sonucunda ikiye ayrılabilir. Böyle bir durumda uzaklaşan parçaların arasını doldurmaya başlayan manto materyeli yine okyanus kabuğu niteliğinde bir yapı oluşturmaya başlar, bu alanın soğuyup alçalması sonucunda yeni bir okyanus doğmuş olur. Bazen de her iki yanından iki ayrı kıtanın altına kaymakta olan bir okyanus, iki kıtanın çarpışması ile sonuçlanan bir süreç ile tümüyle yok olabilir. 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 Bu konu ile ilgili olarak atmosfer makalesinden de bilgi alabilirsiniz Yer, yüzey şekillerinin ve gezegen üzerindeki yaşamın ortaya çıkması ve şekillenmesinde önemli rol oynamış ve yine bu iki öğe ile birlikte evrimleşmiş dinamik bir atmosfer (ya da hava küre, hava yuvarı) tabakasına sahiptir. Yerçekimi sayesinde tutulan bu gaz tabakası, büyük ölçüde gezegenin iç katmanlarından kaynaklanan gazların yanardağ etkinliği ile yüzeye çıkması ile oluşmakla birlikte, gezegenin tarihi boyunca dünya dışı kaynaklardan da beslenmiş ve etkilenmiştir. Basınç ve yoğunluk açısından diğer yer benzeri gezegenlerden Mars'a göre yaklaşık 100 kat büyük, Venüs'e göre ise yaklaşık 100 kat küçük bir gaz kütlesini ifade eder. Ancak bileşim açısından bu iki gezegenin atmosferlerinden çok farklı olduğu gibi, Güneş Sistemi içinde de eşsizdir. Yer atmosferi, gezegenin tüm kütlesinin yaklaşık bir milyonda birini oluşturur. Yer çekimi nedeniyle bu gaz kütlesinin bir ağırlığı vardır, ve gezegen yüzeyine doğru alçaldıkça artan bir basınç yaratır. Bu nedenle, Yer yüzeyine yaklaştıkça sıkışma etkisiyle yoğunluğu artar. Atmosfer kütlesinin dörtte üçü, ortalama yüksekliği 11 km. olan troposfer tabakası içinde toplanmıştır. Yükseğe doğru ise yoğunluk ve basıncı azalarak devam eder, ve belirli bir sınırı olmaksızın, çok seyrek bir gaz olarak kabul edilebilecek gezegenler arası ortam içinde erir. Atmosferin etkilerinin belli belirsiz de olsa gözlenebildiği en büyük uzaklık Yer merkezinden 50.000 km. yükseğe kadar çıkabilir, ancak yeryüzünden 200 km. yükseklikte, gaz yoğunluğunun, uyduların hareketini bile çok fazla etkilemeyecek kadar azaldığı bilinmektedir. Pratik nedenlerle, Yer yüzeyinden 100 km. yükseğe yerleştirilen hayali Karman hattı, dünya ile uzayın sınırı olarak kabul edilir. Yer atmosferi, birbirinden farklı fiziksel özelliklere sahip çok sayıda katmana ayrılır.
Yer atmosferinin 80-100 km. yüksekliğe kadar olan kısmı, yani kabaca troposfer, stratosfer ve mezosfer tabakaları, su buharı ve organik kökenli gazlar dışında değişmez bir bileşimdedir. Atmosferdeki su buharı oranı, hacim olarak % 0-4 arasında değişmekle birlikte, ortalama bir değer olarak % 1 kabul edilebilir. Su buharı bir kenara bırakılırsa, kuru havanın % 99,9 dan fazlasını 3 temel gazın oluşturduğu görülür: Oksijen (%20,9), azot (%78,1), argon (% 0,9) [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] er yüzeyinden 100 kilometre yükseklikten itibaren atmosferin bileşim açısından bu türdeş yapısı kaybolmaya başlar. Bu nedenle 'heterosfer' adı verilen ve atmosferin son derece seyrek olduğu bu alanlarda, hareketlilik az olduğu için, gazlar uzun dönemde moleküler ağırlıklarına göre alçaktan yükseğe doğru hafife gidecek şekilde tabakalanma eğilimindedir. Güneş ışınlarının iyonize edici etkisinin güçlü hissedildiği bu bölgelerde, fotokimyasal etkinlikler de giderek önemli hale gelir, ve atmosfer bileşimini etkiler. En hafif gazlar olan hidrojen ve helyum, 500 km. üzerindeki egzosferin temel bileşenleridir. Yüksek enerjili güneş ışınlarının etkisi ile hızlandırılan bu hafif atomlar, Yer'in kütleçekiminden kurtularak uzaya kaçarlar. Eksilen hidrojenin yerini, fotokimyasal etkilerle yüksek atmosfer katmanlarındaki su moleküllerinin parçalanması sonucunda ortaya çıkan hidrojen alır. Bu nedenle hidrojen kaybı gezegenin değerli su kütlesinin kaybı anlamına gelmektedir. Ozon tabakasının tahribatı sonucunda, fotokimyasal etkinliklerin atmosferin su buharından zengin olduğu alçak tabakalarına doğru inmesi bu yönden de tehlike yaratmaktadır. Su 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. Manyetosfer Yer, güçlü bir manyetik alana ve bu alanın etkisi ile şekillenen önemli bir manyetosfere sahiptir. Yer'in manyetik alanı, ekseni gezegenin dönme eksenine 11,4o açı yapan ve merkezine 460 km. uzaktan geçen bir çift kutuplu niteliğindedir. Bu alanın gücü gezegen yüzeyinde (ekvatorda ölçüldüğünde) 0,31 gauss değerine ulaşır ve Satürn, Uranüs ve Neptün yüzeyinde ölçülen değerlerle karşılaştırılabilecek büyüklüktedir. Zayıf bir manyetik alana ve sınırlı bir manyetosfere sahip olan Merkür bir yana bırakılacak olursa, Yer'in manyetik alan ve manyetosferi yer benzeri gezegenler arasında en dikkate değer örneği oluşturur. Yer manyetik alanının oluşması, gezegen içinde, elektriksel açıdan iletken , aynı zamanda da hareketli, yani akışkan bir ortam varlığını gerektirmektedir. Yer kürenin iç yapısına ilişkin modeller geliştirilirken, bu nokta da dikkate alınarak, dış çekirdeğin sıvı halde demir içeren yapısı ortaya çıkarılmıştır. Gezegenin tarihi boyunca bir çok kez manyetik kutupların yer değiştirdiği bilinmektedir. Bu olayların nedenleri aydınlatılamamış olmakla birlikte, Yer çekirdeğinin dönme hızı ile gezegenin dönüşü arasındaki farklılıkların zaman içindeki değişimleri ile ilişkili olabileceği düşünülmektedir. Yer manyetik alanının gücünde yakın dönemde önemli bir azalmanın olması, ve bu azalmanın özellikle son 150 yıl içinde hızlanarak devam etmesi, yakın bir gelecekte yeni bir kutup değişikliğinin olabileceği yönünde yorumlanmaktadır. Yer manyetosferi, tanım olarak, gezegenin manyetik alanın etkisi ile Güneş rüzgarı adı verilen Güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının aniden yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Güneş doğrultusunda Yer'in merkezinden yaklaşık 60.000 km. uzaklıkta (Yer yarıçapının 10 katı kadar) bulunur. Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında milyonlarca kilometre uzanan bir kuyruk oluşturur. Yer manyetik alanına yakalanan elektrik yüklü parçacıkların toplandığı simit biçiminde iki ışınım kuşağı yer küreyi çevreler. A.B.D. tarafından uzaya gönderilen ilk uydu olan Explorer I yardımı ile 1958 yılında keşfedilen bu kuşaklar uyduyu tasarlayan James Van Allen onuruna Van Allen kuşakları olarak adlandırılmıştır. Dışta yer alan kuşak, güneş rüzgarı kökenli hidrojen (H+=protonlar), helyum (He2+=alfa parçacıkları)ve oksijen (O+) iyonları yanı sıra serbest elektronlar içerir. Yer yüzeyinden 10.000-60.000 km. yükseklikte bulunan bu kuşağın en yoğun kesimi 15.000-19.000 km. arasında bulunur. İçte yer alan kuşak ise kozmik ışınların iyonlaştırdığı atmosfer kaynaklı atomlar içerir. 650-6500 km. yükseklikte yer alan bu kuşak dış kuşağa oranla çok daha güçlü bir ışınım kaynağıdır ve bu yükseklikte bulunan uyduların etkinlikleri ve uzay adamlarının sağlığı üzerinde olumsuz etkiler yaratabilmesi açısından önem taşır. Yüklü parçacıkların Yer'in manyetik kutuplarına yakın bölgelerde bulunan açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarıyla etkileşmeleri, kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olur. Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin listesi Aşağıda Güneş Sistemi'ndeki nesnelerin Güneş'ten uzaklıklarına göre sıralanmış bir listesi bulunmaktadır. Çapı 500 km.'den küçük cisimler listeye alınmamıştır.
|
Güneş Sistemi Ve Gezegenler (İstek Ödev)
UZAY COĞRAFYASI
Dünya ve Evren [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Dünyamız Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldız sistemlerinden güneş sisteminde yer alır. Bütün gezegenler elips şeklinde bir yörüngede hareket ederler. ONUNCU GEZEGENİMİZ "SEDNA" [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] 16 Mart 2004 — Adını Eskimo kültüründe okyanus tanrıçası Sedna’dan alan göktaşı, 10 bin 500 Dünya yılı ile Güneş Sistem’nin en uzun yörüngesine sahip. Gezegenin keşfi ile astronomlar arasında yeni bir tartışma başladı. Sedna’nın bir gezegen olup olmadığı üzerine kafa yürüten bilim adamları, bu şekilde gezegen kavramını ve Güneş Sistemi’nin de yapısal özelliklerini gözden geçiriyorlar. Güneş Sisteminin 10. Gezegeni 'Buz ve Kaya Krallığı' mı? Kısa adı NASA olan Amerikan Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi tarafından fırlatılan Sedna 4 teleskobu, Güneş Sistemi'nde yeni bir gezegen keşfetti. Eğer bulgular doğruysa, 74 yıllık '9 gezegen' bilgisi tarihe karışacak. BBC'de yayınlanan habere göre, NASA tarafından uzaya fırlatılan Sedna 4 teleskobu tarafından gönderilen bilgilerle, Plüton gezegeninden daha büyük olduğu sanılan yeni uzay cismi, ispat edilmesi halinde Güneş Sistemi'nin 10. gezegeni olacak. Ancak astronomlar, bu cismin halen Güneş Sistemi'nin bir üyesi olup olmadığını araştırıyorlar. Daha önce de Hubble Teleskobu tarafından tespit edilen cisimle ilgili detaylı bilginin bu hafta içinde NASA tarafından dünya kamuoyurna açıklanacağı kaydedildi. En son 1930 yılında varlığı ispatlanan Plüton gezegeninden bu yana Güneş Sistemi'nde 9 gezegen olduğuna dair bilim öğretisini alt üst edecek olan 'yeni gezegen', bilim adamları tarafından 'Buz ve Kaya Krallığı' olarak ifade ediliyor. GÜNEŞ SİSTEMİ’NİN SINIRINDA Sedna, 10 bin 500 Dünya yılı süren Güneş’in etrafında bir tam dönüşü esnasında, yıldıza sadece çok kısa bir süre için yaklaşıyor, ancak bi gezegenin ısınmasına yetmiyor. Gözlem adı 2003 VB12 olan Sedna kızıl parlak bir renge sahip; bilim adamları parlak kızıl rengin, gezegenin bulunduğu Güneş Sistemi’nin dış bölgeleri için oldukça olağandışı bir durum olduğunu belirtiyorlar. Dr. Brown, Sedna gibi Güneş Sistemi’nin sonu sayılacak bir mesafeden Güneş’in hissedilmediğini belirtti. Dr. Brown, Sedna gezegeninde bulunan bir kişinin Güneş’i toplu iğne ucu büyüklüğünde göreceğini ifade ediyor. Bilim adamları Sedna’nın yüzey ısısının -240 derece olduğunu ve bu değerin son 4.5 milyar yıldır değişmediğini belirlediler. GEZEGEN ‘MADEN’İ Sedna 1930’da Plüton’nun keşfinden sonra bulunmuş en büyük gök cismi. Kimi astronomlar Sedna’nın Plüton’dan da daha büyük olabileceğini tahmin ediyorlar. California Institute of Technology astronomlarından Prof. Michael Brown liderliğinde yürütülen bir araştırma projesi kapsamında keşfedilen Sedna, Dünya’dan 10 milyar kilometre uzaklıkta Kuiper Kuşağı olarak bilinen bölgede yeralıyor. Kuşakta bulunan binlerce göktaşından şimdiye dek yaklaşık 400 tanesi tam olarak keşfedildi. Sedna’nın da içinde bulunduğu Kuiper Kuşağı, astronomlar tarafından bir “maden” olarak nitenlendiriliyor. Yüzlerce buzdan göktaşı içeren Kiuper Kuşağı’nda, 2000’de Varuna (900 km), 2001’de Ixion (1.065 km) ve 2002’de Kuaoar (1.200 km) gezegensileri tespit edilmişti. Şubat ayında ise 1.800 km çapında, 2004 DW gözlem adı ile bir başka gezegensi keşfedilmişti. Bünyesinde binlerce benzer büyüklükte gök cisminin bulunduğu Kuiper Kuşağı Sedna veya daha büyük yeni keşiflere gebe bir bölge. Sedna’nın daha önce bulunan benzer göktaşlarından farkı kendi başına bir yörünge tutturmuş olması. Arizona’da bulunan Tenagra Gözlemevi gezegenin yörüngesini belirlemek üzere çalışmalara başladı. GEZEGEN’LİK TARTIŞMASI Sedna’nın keşfi gezegen kavramının sorgulandığı ve belki de yeniden tanımlanacağı tartışmaları da alevlendirdi. Bir grup astronom Plüton’nun dahi bir gezegen olmadığını düşünüyor. Yapılacak gözlemler sonunda, Plüton’u gezegen sayılması için yeterli koşulların Sedna için de geçerli olduğuna dair fikir birliği oluşursa, Güneş Sistemi’nin on gezegeni olacak. Bilim çevreleri, göktaşının bir gezegen olarak değer kazanmasının daha geniş gözlemler gerektirdiğinin altını çiziyorlar. Bunların başında da göktaşının bağımsız Güneş merkezli bir yörüngesi olması kuramı geliyor. Sedna’nın eliptik yörüngesinde Güneş’in etrafında tam dönüşünü 10.500 yılda tamamladığı belirtildi. Uzun çapı 135 milyar kilometre ile Sedna’nın yörüngesi Güneş Sistemi’ndeki en uzun yörünge. Gezegeni keşfeden Dr. Micheal Brown, göktaşını gezegen yerine, kaya ve buzdan oluşan ve hacmen daha ufak olan “gezegensi” (planetoid) olarak nitelemeyi tercih ediyor. Brown Sedna’nın yeterince yüksek bir yoğunluğa sahip olmadığını düşünüyor. Keşfi Havaii’deki Gemini Observatory’den Michael Brown ve Chad Trujillo ve San Diego’daki Palomar Gözlemevi’nden Yale Üniversitesi astronomu David Rabinowitz birlikte yaptılar. Ekip Sedna’nın etrafında dönen bir de uydusu olduğunu keşfetti. GüneŞ: [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız, Dünya’dan ortalama 149.591.000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş’in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha ağır elementleri içerir. 1,99x10(33) erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer’de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir. Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha ağır olan bilinen en büyük yıldızlara karşılaştırılınca, Güneş, astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer. Ama kütlesi ve yarıçapı, Gökadamız’daki (samanyolu) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüğüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yer’den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklığı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce” diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaydığı ışığın tayf şiddeti, 5000 A’ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışığının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir.İçinde yaşadığımız Evren'i tanıma çabamız, binlerce yıldan bu yana sürüyor. Günümüzde, en modern teleskoplar sayesinde, Evren'in en uzak köşelerini, milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz. Oysa, Evren'de küçücük bir nokta gibi kalan, içinde yaşadığımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu. Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü, Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün, gerek bu çalışmalara gerekse çevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz. Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuğu düşüncesini, aynı zamanda bir fizikçi de olan Prusyalı filozof, Immanuel Kant ortaya attı. Kant, ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduğunu canlandırdı düşüncesinde. Başlangıçta homojen dağılmış bu gazda, doğal olarak zamanla bir takım kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar, kütlelerin birbirini çekmesine, dolayısıyla da gazın belli bölgelerde topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki, bu topaklar neden disk biçimini alıyordu? Kant, bunu da çözdü. Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz topakları, sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu, çok temel bir fizik ilkesine, "Momentumun Korunumu İlkesi" ne dayanır. Bu ilke, genellikle bir buz patencisi örneğiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi, kollarını kapadığında hızlanır. Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topağının incelerek bir disk biçimini almasını sağlar. İşte, bu disklerden birisi Güneş Sistemi'mizi oluşturmuştur. Güneş’le ilgili modern çalışmalar, Galilei’nin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneş’in dönüşünü bulmasıyla 1611’de başladı. Güneş’in büyüklüğüne ve Yer’den uzaklığına ilişkin ilk yaklaşık doğru belirleme, 1684’te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi’nin 1672’de Mars’ın Yer’e yaklaşması sırasında yaptığı nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814’te Güneş’in soğurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859’da bunun fiziksel yorumunun yapılması, güneş astrofiziği çağını başlattı; bu dönemde, Güneş’i oluşturan maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanağı doğdu. 1908’de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939’da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı rolü aydınlattı. Yeni gelişmeler, bilim adamlarının Güneş’le ilgili görüşlerini değiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgarının doğrudan doğruya belirlenmesi 1962’de gerçekleştirilmiş, Güneş’in yüksek hızlı tekrarlanan akıntılarının kaynaklarıysa 1969’da taç (korona) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir. Kant'ın bu düşüncesi, daha sonra birçok gökbilimci tarafından kabul gördü; ancak, herhangi bir yıldızın çevresinde böyle bir oluşum gözlenemediği için, 1980'lere değin bu düşünce, bir varsayım olarak kaldı, kanıtlanamadı. Sonra, gökbilimciler, T Boğa türü yıldızların, yaklaşık üçte birinin, normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydığını keşfettiler. Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaydığı kısa dalgaboylu ışınımı soğuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda, yani kızılötesi ve radyo dalga boylarında ışınım yayıyordu. Birkaç yıl sonra, gökbilimciler bazı yıldız oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık, toz içeren diskleri doğrudan görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun keskin gözleriyle yapılan gözlemlerde, 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylece, genç yıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu. TERİMLER EVREN(KAİNAT):Madde ve enerjiden oluşan başı ve sonu olmayan sistemdir. UZAY:İçerisinde gök cisimleri bulunan sonsuz boşluktur. SAMANYOLU GALAKSİSİ:Güneş sistemimizin içerisinde yer aldığı yıldız topluluğudur.Bu galaksinin çapı yaklaşık 100.000ışık yılıdır.(Bir saniyelik ışık birimi 300.000 km’dir. YILDIZ:Isı ve ışık yayan gök cismidir.Güneş bir yıldızdır. GEZEGEN:Güneşten aldığı ısı ve ışığı yansıtan gökcismidir. 1)İÇ GEZEGENünya ile güneş arasında bulunan Merkür ile Venüs gezegenleridir.Bu gezegenler güneş’e dünyadan daha yakındır.Kütleleri dünyadan küçüktür. 2)DIŞ GEZEGEN:Güneş’e dünyadan daha uzak olan gezegendir.Güneş sistemi içerisindeki gezegenlerden; Güneş’e en yakın olanı Merkür, en uzak olanı Plütondur.En büyük olanı Jüpiterdir.Jüpiter henüz soğuyamamış gaz kütlesi halindedir. UYDU:Gezegenlerin etrafında dönen gök cisimleridir.Bunlarda güneş ışığı yansıtarak görülürler. KUYRUKLU YILDIZ:Güneş sistemi içinde yer alan ve etrafında irili ufaklı taşlar, gaz ve toz tabakası bulunan gök cisimleridir. METEOR:Uzayda gezegenlerin yada uyduların parçalanmasıyla oluşan taş parçalarıdır. Evrenin Oluşumu Uçsuz bucaksız gökyüzüne bakıp da hayran olmamak elde değildir. Çıplak gözle görülebilen sayısız yıldız bile evrenin ne kadar karmaşık bir yapıda olduğunu fark etmemiz için yeterli. Ama çıplak gözle gördüğümüz gökyüzü evrenin milyarda birlik bir kısmını bile temsil etmiyor. Gerçekte evren insan aklının almakta zorluk çekeceği bir büyüklüğe ve karmaşıklığa sahip. Güneş sistemini barındıran Samanyolu galaksisi dahil yaklaşık 100 milyar galaksiden ve sayısız gök cisminden oluşan devasa boyutlardaki evrenin çapı, devamlı genişlemeğe devam etmektedir. Evren büyüklüğü yanında, ilginçliği ve karmaşıklığı ile de akıl sınırlarını zorlamaktadır. Evrende var olan enerjinin sadece %10'luk kısmı tanımlana bilen maddelerden (gezegenler, yıldızlar, karadelikler ve çeşitli gazlar) oluşmaktadır, geri kalan enerjinin %90'lık kısmı "Karanlık madde" ismi verilmiş olan gözlemlenemeyen ve tanımlanamayan maddelerden oluşmaktadır. Bu denli büyük ve karmaşık olmasına rağmen, evrende var olan sayısız gök cismi eşi görülmemiş bir denge örneği göstermektedir. Evrenin tüm bu özellikleri kozmolojiyi bilim adamları için en popüler bilim dallarından biri haline getirmiştir. Şu an yaşamakta olan ve günümüze dek yaşamış tüm büyük bilim adamları evreni araştırmış ve özellikle teorik kozmoloji alanında çok büyük çalışmalar yapmışlardır. Big Bang Teorisi(Büyük Patlama) Bilim adamları böylesine kompleks bir yapıya sahip olan evrenin oluşumu hakkında tarih boyunca değişik fikirler ve teoriler ortaya atmışlardır. Fakat diğer konulardaki anlaşmazlıklara rağmen günümüzde evrenin başlangıcı konusu, bilim adamları arasındaki tam bir fikir birliği ile "Big Bang" adı verilen teoriye dayandırılmaktadır. Bu teori evrenin 10-20 milyar yıl önce "yoktan var edildiğini" ileri sürmektedir. Yani zamanımızdan 10-20 milyar yıl önce madde ve zaman yokken "Big Bang" adı verilen büyük bir patlama ile aniden madde ve zaman yaratılmıştır. "Big Bang" teorisi ilk olarak 1922 yılında Alexander Friedmann tarafından ortaya atıldı. O güne kadar evrenin durağan olduğunu savunan bilim dünyasının bu yeni teoriyi kabullenmesi hiçte kolay değildi. Çünkü bu teori evrenin, zaman ve maddeden bağımsız olan tüm boyutların üzerindeki bir güç tarafından yaratıldığı anlamına geliyordu. Aynı zamanda "maddenin sonsuzdan gelip sonsuza gittiğini" iddia eden materyalist felsefe kökünden çürütülmüş oluyordu. Özellikle materyalist bilim adamları bu teoriyi kabul etmek istemedi. Fakat "Big Bang" gerçeğini görmezlikten gelmek çok zordu. Ünlü astronom Edwin Hubble 1929 yılında yaptığı gözlemler sonucunda evrenin devamlı genişlemekte olduğunu ispatladı, bu ispat Big Bang teorisi için çok büyük bir kanıttı. Hubble'ın bu buluşu teorinin büyük bir bilim kesimi tarafından kabul görmesini sağladı, teoriyi kabullenmek istemeyen ve genişleyen evren modeline uygun değişik teoriler oluşturmaya çalışan bir kaç bilim adamı ise ancak1989 yılındaki "Big Bang" teorisinin kesin zaferine kadar dayanabildiler. Teorik hesaplamalara göre büyük patlamadan arda kalması gereken radyasyonu araştırmak üzere NASA tarafından 1989 yılında fırlatılan CUBE uydusu bu radyasyonu fırlatılışından sekiz dakika sonra belirleyerek "Big Bang" teorisini kesin olarak kanıtladı. Bu kanıttan sonra artarda gelen diğer kanıtlar teoriyi desteklemeğe devam etti. Evrendeki enerjinin bilinen kısmının büyük bölümü yıldızlarda, Hirojenin (H), füzyon sayesinde Helyuma (He) dönüşmesi ile oluşmaktadır. Bu enerji dönüşümü evrenin başlangıcından bu yana devam eden bir süreçtir. Eğer evren sonsuzdan beri var olsaydı hidrojenin tümünün helyuma dönüşmüş olması gerekirdi. Fakat şu an evrende var olan hidrojen, helyum oranı teorik hesaplamalara göre "Big Bang" 'den bu yana olması gerektiği gibidir. Bu ve benzeri bir çok delil "Big Bang" teorisinin güçlenerek ilerlemesini sağlamaktadır. Evrenin İlk Anları Ve Büyümesi Büyük patlamadan önce madde varolmadığına göre maddeye bağımlı olan zamanın varlığından da söz edilemez. Bu noktada bir fikir ayrılığı olmadığına göre Big Bang'den öncesinden söz etmemiz mümkün değil. Bizim inceleye bileceğimiz, büyük patlama anında neler oldu? Nasıl oldu da böylesine büyük bir patlama ile bu kadar kompleks yapıya sahip bir evren oluştu? gibi soruların cevaplarıdır. Bu soruları ancak teorik kozmoloji verilerine dayanarak yanıtlaya biliriz. Fakat elimizde gerekli veriler olmadığı için Big Bang anını açıklamakta fizik teorileri yetersiz kalıyor. Daha önceki anlarda neler olup bittiği konusunda henüz kesin deliller bulunmadığı için şu an en fazla patlamadan sonraki 0,00001'inci saniyeden bahsedebiliriz. Patlama anında ortaya çıkan muazzam sıcaklık, patlamadan 0.00001 saniye sonra kuarkların (atom altı parçacıkların) proton ve nötronları oluşturabileceği seviye kadar düştü, bu noktada tek atomdan oluşan ve en basit yapıya sahip element olan H (hidrojen) elementi oluştu. Patlamadan birkaç dakika sonra milyar derece cinsinden ifade edilebilecek değere düşen sıcaklık sayesinde "döteryum", "helyum" ve "lityum" elementleri oluşmaya başladı. "Büyük Patlama" anından sonraki genişleme hızı çok hassas bir değerdedir. Yapılan teorik hesaplamalara göre bu genişleme hızı, gerçekte olandan milyarda bir daha yavaş gerçekleşseydi muazzam kütle çekim etkisi ile evren kendi üzerine çökerek tekrar yok olacaktı. Tersi bir şekilde, evrenin genişleme hızı milyarda bir daha hızlı olsaydı atom altı parçacıklar atomu ve dolayısıyla evrende var olan gök cisimlerini oluşturamayacak şekilde dağılacaktı. İlk atomların ve elementlerin oluşmasından sonraki uzunca bir süre evren genişlemeye ve soğumaya devam etti evren yeteri kadar soğuduğunda kütle çekiminin etkisi ile gazlar yoğunlaşarak değişik gök cisimlerini oluşturmaya başladı. Evrende var olan hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler yıldızların oluşumundan sonra, bu yıldızların çekirdeğinde gerçekleşen nükleer tepkimler ile üretilmiştir. Bu gök cisimlerinin bir araya gelerek niçin galaksileri oluşturduğu henüz kesin olarak açıklanabilmiş değildir. Bunun açıklanması "kara enerji" ve "kara delik" olarak adlandırılan gök cisimlerinin tam olarak anlaşılmasına bağlıdır. Sonuç olarak bu günün bilimsel şartları ile kesin bir şekilde açıklayamadığımız bir süreç sonunda evren şu anki kompleks yapısına geldi ve her geçen saniye genişlemeye devam ediyor. Evrenin Yapısı Yazımızın başında da bahsettiğimiz gibi evren akıl almaz komplekslikte bir yapıya sahiptir. Evrenin bazı bölümlerinde çok büyük boşluklar varken, bazı bölümleri yoğun bir şekilde gök cisimleri ille doludur. İlk bakışta dağınık gibi görünen bu yerleşim şekli aslında Big Bang teorisinin ön gördüğü şekilde, homojen bir evreni oluşturmaktadır. Evren, 400 milyon ışık yılından daha geniş bir bölümü incelendiğinde homojenlik göstermektedir. Big Bang'den sonra hidrojen ve helyumdan oluşan gazlar kütle çekim enerjisi ve dönmelerinden kaynaklanan manyetik etkinin yardımı ile yoğunlaşarak değişik gök cisimlerini oluşturdular. Yine bu Büyük Patlama sonucunda oluşan ve "kozmik fon ışınımı" adı verilen radyasyon bütün evrene yayılmış durumdadır. Gök cisimlerinin yoğunluk gösterdiği bölgelere galaksi (gökada) adı verilmektedir. Kesin olmamakla beraber galaksilerin hemen hemen hepsinin merkezinde galaksiyi dengede tutan büyük bir karadelik varolduğu tahmin edilmektedir. Fakat yapılan inceleme ve hesaplamalar var olan karadelik ve diğer gök cisimlerinden kaynaklanan kütle çekim etkilerinin bu galaksileri bir arada tutmaya yetmeyeceği fark edilmiştir. Bu noktada teorik olarak var olan fakat tanımlanamayan ve gözlenemeyen başka bir maddenin varlığı bulunmuştur. Bilinen hiç bir fiziksel tanıma uymayan ve tamamen görünmez olan bu maddeye "karanlık madde" adı verilmektedir. Karanlık madde evrende var olan maddenin yaklaşık olarak %90'lık kısmını oluşturmaktadır. Karanlık maddenin dışında kalan ve tanımlana bilen gök cisimleri genel olarak gezegenler, meteorlar ve yıldızlardır. Ömrünü tamamlayan yıldızların ölümü ile oluşan beyaz cüceler, nötron yıldızları ve daha karmaşık bir yapıya sahip olan karadelikler evrenin en yoğun ve hakkında en az bilgi bulunan diğer cisimleridir. Ömrünü tamamlayan yıldızların "nebulla" adı verilen patlamaları sayesinde çekirdeğinde üretilen ağır elementler uzaya dağılır ve meteor şeklinde gezegenlerin üzerlerine yağar. Bu yolla demir gibi ağır elementler gezegenimize patlayan yıldızlardan bir hediye olarak gelmektedir. Evrenin gerçek yapısının şu an bilinenden daha karmaşık olduğu tahmin edilmektedir. Henüz açıklanamayan bir çok enerji şekli evrenin değişik bölümlerinde görev yapmaktadır. Örneğin yakın dönemdeki bir keşfe göre, evren giderek yavaşlaması gerekirken aksine hızlanan bir genişleme göstermektedir. Bu genişlemenin nedenini ve kaynağını bir türlü açıklayamayan kozmologlar bu güce "karanlık enerji" adını verilmiştir. Günümüzde çoğu hesaplara ve tahmine dayanan bir çok teori ileri sürülerek evrenin yapısı anlaşılmaya çalışılmaktadır. Fakat evreni tam olarak anlamak için çok geniş zaman dilimlerine uzanan ve belki de insan neslinin hiç birinin göremeyeceği kadar uzun sürecek inceleme ve gözlemlere ihtiyaç vardır. Tahminen, gelişen teknolojinin beraberinde getireceği ileri seviye teleskoplar ve geliştirilecek yeni gözlem sistemleri ile insan oğlu çok kısa zaman dilimleri içerisinde kozmoloji alanında bu gün olduğumuzdan çok daha büyük bilgilere sahip olacaktır. Samanyolu Galaksisi Şehir ışıklarından uzakta Ay'ın olmadığı açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan öbür başa kuşatan puslu, parlak bir şeriti sık sık görebiliriz. Eski insanlar bunu sütyolu "Milkway" olarak isimlendirmişlerdir. Bugün, bu puslu şeritin Güneşin de içinde bulunduğu birkaç yüz milyon yıldızı içeren, disk şeklinde bir görünüm olduğunu biliyoruz. Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun sayısız yıldızlardan ibaret olduğunu keşfetti. 1780`li yıllarda William Herchel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak Güneş'in Galaksideki yerini çıkarmaya çalıştı. Hershel, Galaksinin merkezine doğru yıldızların sayıca, büyük yoğunlukta olduğunu daha küçük yıldız yoğunluklarının ise Galaksinin sınırına doğru görüleceğini düşündü. Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoğunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş'in Galaksimizin merkezinde bulunduğunu ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel`in görüşlerini doğruladı. Kapteyn`e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc kalınlığında olup merkezi civarında Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş'in Galaksimizin merkezinde olduğu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiğinden daha sönük göründüklerini keşfetti. Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen ışığı absorblayan, toz ortamın olduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoğunlaşmıştır.Yıldız ışığının, yıldızlararası ortam tarafından absorblanması sönükleşme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yıldızlararası sönükleşme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir başka ifade ile, Dünya'dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız yıldızlararası sönükleşmeden dolayı 2.5 kez daha sönük görülür. Galaksi merkezinde olduğu gibi yoğun yıldızlararası bulutların bulunduğu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleşme idi. Sadece Galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemişlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının Galaksimizin merkezinde bulunduğu fikrine sahip değillerdi. Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoğunlaştığından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley'in öncülüğünü yapmış olduğu, pek çok Astronom, Güneş'in Galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklığın yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuştur. Galaksi merkezine olan uzaklık, diğer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin çekirdeği, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel bulge (şişkin bölge) ile çevrilmiştir. Bu şişkin bölgenin şekli küreseldir Bugün için, Galaksimize ait altı tane bileşenden söz edilmektedir. Bunlar; İnce Disk, Kalın Disk, Halo, Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın dışında bu bileşenlerde farklı türden yıldızlar bulunmaktadır. Halodaki yıldızlar, yaşlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae değişen yıldızları bu bileşende bulunmaktadır. Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş gibi genç ve metal bakımından zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileşeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon nebulaları bu bileşenlerde bulunur. Galaksimizin diskinin mavimtrak olduğu anlaşılmıştır. Çünkü, diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların radyasyonu hakimdir. Merkezdeki şişkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yıldızlarının bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür. Nedeni ise, Galaksimizin bu bölgesinde daha soğuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışığı absorbladığı için Galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine kadar beklemiştir. Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uğramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden Galaksimizin disk yapısı hakkında önemli ipuçları tespit edilmiştir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüğü zaman ortamın toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü değişir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır. 1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, (Şekil 4) den de görüleceği üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştığından, değişik gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür. Galaksimizin 21 cm lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Galaksimizin spiral yapısına ait en önemli ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiştir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır. Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduğunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doğrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. İki büyük koldan diğer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur. Spiral kollar, Galaksinin döndüğünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar Galaksimizin merkezine düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi hakkında önemli ipuçları sağlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katı bir cisim gibi dönmediğini oldukça diferansiyel olarak döndüğünü açık olarak göstermektedir. İsveçli Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş'in hızının 250 km/sn olduğunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduğunu gösterir. Güneş'in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz. Buradan Galaksimizin kütlesinin, Güneş'in kütlesinin 1.1x1011 katı olduğu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize sadece Güneş'in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. Güneş'in yörüngesinin dışarısındaki madde, Güneş'in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin üçüncü kanununa yansımaz. Bugün, hala Galaksimizin gerçek sınırı tespit edilemedi mutlaka şaşırtıcı bir madde miktarı, Galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel dağılım halinde Galaksimizi kuşatmalı. Bu maddeden dolayı, Galaksinin toplam kütlesi en azından Güneş kütlesinin 6 x 1011 katı veya daha fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bunun için bu bölgeye "Karanlık Madde" adı verilir. Bu bölgede yıldız yoktur, ve varlığı çekim kuvvetinin varlığından anlaşılmaktadır. Yıldızlar İçinde yaşadığımız Evreni tanıma çabaları yüzyıllardır sürüyor. Bu çabalar sonucunda pek çok gökcisminin yapısı anlaşıldı. Bunlarla birlikte yıldızların yapılarının anlaşılması da içinde bulunduğumuz yüzyılda gerçekleşti ve Evren'deki yerimizin özel olmadığının farkına varıldı. Fizikçi Sir Arthur Eddington, daha 1920'li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız gibi 'basit'bir cismin nasıl çalıştığının anlaşılabileceğini söylemişti. Nitekim, 30 yıl içerisinde gerçekten, bir yıldızın nasıl 'çalıştığı'sorusu çözüldü. Geceleri, gökyüzüne baktığımızda, binlerce yıldız görürüz. Gördüğümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diğerlerine oranla daha yakın, bu nedenle de parlak görünen yıldızlardır. Bu parlak noktaların güzelliği ve ulaşılmazlığı, çok eski çağlardan bu güne insanların ilgisini çekmiş; onların oluşturdukları şekilleri, birtakım tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da günlük hayatta kullanılan araç-gerece benzetmişlerdir. Sadece bununla da kalmayıp, gökyüzünü belirli bölümlere ayırarak, her bölgeye içinde bulunan takımyıldızın ismini vermişlerdir. Yıldız katologları oluşturarak, her bölgedeki gökcisimlerini konumlarına göre isimlendirmişlerdir. 19. yüzyılın sonlarına doğru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine bağlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı. Bugün, bir yıldızdan kaynaklanan ışığı, yeryüzünde yapacağımız birkaç basit işlemle hesaplayabiliyoruz. Bir takım spektroskopik ve fotometrik ölçümler (tayf ve ışık ölçümleri) yardımıyla bir yıldızın nasıl "çalıştığını" anlayabiliyoruz. Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20. yüzyılın başında, yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline getirdiler. Hertzsprung ve Russell, bekledikleri gibi, bir yıldızın sıcaklığı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduğunu gördüler. Çıplak gözle gördüğümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eğri oluşturuyordu. Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diagram, (H-R diagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu. H-R diagramında, parlaklığı çok az, ancak sıcaklığı çok yüksek olan beyaz cüceler; ya da, parlaklığı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın sıcaklığı düşük olan kırmızı devler, anakolun dışında kalırlar. Eğer, bir yıldız, termodinamik açıdan dengeye gelmişse, bu yıldızın parlaklığı ve sıcaklığı arasında bir ilişki vardır. Toplam ışıma şiddeti, yarıçapı "r" olan bir kürenin yüzey alanı (4 x pi x r2) ve sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır. Yıldızın mutlak ışıma şiddeti biliniyorsa (mutlak ışıma şiddeti, belirli bir uzaklıktaki ölçülen ışıma miktarıdır), bu yıldızın yarıçapı hesaplanabilir. Güneş'in yaydığı toplam ışıma gücü, 4x1026 Watt'tır ve yüzey sıcaklığı 6000 K (Kelvin) olarak ölçülmektedir. Güneş'in çekirdeğindeki sıcaklık ise, ancak yapısının anlaşılmasından sonra belirlenebildi. Buna göre, Güneş'in merkezindeki sıcaklık yaklaşık 10 milyon derecedir. Güneş, ortalama bir yıldız olduğuna göre diğer yıldızları onunla karşılaştırabiliriz. Bu, onların yapısının anlaşılmasında oldukça yardımcı olmaktadır. Bu nedenle, genellikle Güneş'in özellikleri diğer yıldızları tanımlarken birim olarak kabul edilir. Güneş'in kütlesi 2x1033 gram; yarıçapı ise yaklaşık 700 bin kilometredir. Diğer yıldızlara baktığımızda, Güneş'in %5'i kadar kütleden başlayıp, 100 Güneş kütlesine kadar değişen kütleler görmekteyiz. Daha küçük kütlelere sahip yıldızlar yoktur; çünkü, bu kütlelerde, yıldızın çekirdeği nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Kütlesi çok büyük olan bir yıldız ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattığı basınç yıldızı patlatır. Peki, bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütle çekimidir. Yıldızlar, genellikle durağan bir yapıya sahip olduklarına göre, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynaklanan bir basınç kaynağına ihtiyaç vardır. Bir yıldızı oluşturacak gaz bulutu çökmeye başladıkça, basıncının artmasıyla birlikte, sıcaklığı da artar. Gaz bulutu, belirli bir sıcaklığa ulaştığında, merkezindeki sıcaklık, yeterli basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Ancak, sıcak gazın oluşturduğu bu yıldız, enerjinin korunumu ilkesine göre, yaydığı ışınımdan dolayı enerji kaybedecektir ve bu nedenle zamanla soğuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç kaynağını kaybeden yıldız ise çökmeye başlayacaktır. 19. yüzyılda, Güneş'i ve diğer yıldızları inceleyen bilim adamları, bu gökcisimlerinin ışıma şiddetlerinin; dolayısıyla da enerji yayma güçlerinin önemli ölçüde değişmediğini fark ettiler. Bu cisimlerin, çok büyük yapıya sahip olduklarını göz önüne alarak soğumalarının milyonlarca yıl alacağını düşündüler. Ancak, Dünya'daki bazı jeolojik kaynaklardan elde edilen veriler, Güneş'in çok daha yaşlı olduğunu gösteriyordu. Bunun üzerine, astrofizikçiler, Güneş'in sürekli bir enerji kaynağı olması gerektiğini düşündüler. Dünya'daki jeolojik kaynaklardan edinilen bilgilerin değerlendirilmesi sonucunda, Dünya'nın yaşının yaklaşık beş milyar yıl olduğu hesaplandı. Güneş'in de en azından beş milyar yaşında olduğunu hesaplayan bilim adamları, yaydığı ışımayı ölçerek Güneş'teki her bir atoma ne kadar enerji düştüğünü buldular. Bu hesaba göre, Güneş'in her atomunun, yaklaşık bir milyon elektron Volt enerji yaymış olması gerekiyor. Bu miktardaki bir enerjinin, kimyasal olaylar yoluyla ortaya çıkması olanaksızdı. 1919-1920 yıllarında, Fransız fizikçi Jean Perrom ve İngiliz fizikçi Arthur Eddington, bu enerjinin kaynağının nükleer dönüşümler olduğunu iddia ettiler. Bu iddia, bilim adamlarının ne kadar güçlü bir önseziye sahip olduklarını gösteriyor. Çünkü, bu enerjinin ortaya çıkabilmesi için, atom çekirdeklerinin devreye girmesi gerekir. O tarihlerde, atom çekirdeklerinin varlığı ve ne kadar enerjiye sahip oldukları bilinmesine karşın, nükleer tepkimeler (çekirdek tepkimeleri) daha bütün yönleriyle anlaşılmış değildi. Bir çekirdek tepkimesini anlayabilmek için, Kuantum Mekaniği'nin anlaşılması gerekiyordu. 1920'li yıllarda, Kuantum Mekaniği'nin matematiksel bir teori olarak ortaya çıkarılmasıyla birlikte, çekirdek tepkimeleri de anlaşılmaya başlandı. Einstein'in ünlü E=mc2 formülüne göre, enerji farkının, kütle farkının ışık hızının karesiyle çarpımına eşit olması (E1-E2=(m1-m2)c2 ) gerekir. Bu bilgilerin, astrofiziğe uygulanması hemen hemen aynı zamanlara rastlıyor. Evren'deki temel madde olan hidrojenin atom çekirdeklerinin dördü bir araya geldiğinde bir helyum atomu çekirdeği ve belirli bir miktar enerji ortaya çıkar. Atkinson ve Guthermans adlı iki fizikçi, bu enerjinin yaklaşık 6 milyon elektron Volt olduğunu buldular ve yıldızın ortasında iki hidrojen atomunun çarpışarak bir helyum atomu oluşturma ihtimalini hesapladılar. Bunu Güneş'in yaymakta olduğu enerjiyle karşılaştırdıklarında Güneş'i dengede tutabilecek enerjinin kaynağını bulduklarını anladılar: Hidrojenin helyuma dönüşmesi. Yıldızların anlaşılmasında ilk adım olan bu olayın güzel bir hikayesi vardır. 1929 yılında, Guthermans ve Atkinson, konuyla ilgili makalelerini yazıp bitirdikten sonra, Guthermans kız arkadaşıyla bir yürüyüşe çıkar. Arkadaşının, "Yıldızlar ne güzel parlıyor!" sözüne karşılık, Guthermans, böbürlenerek şöyle der: "Ben, dünden beri onların niçin parladıklarını biliyorum". Bu ilk adımdan sonra, birçok bilim adamı konuya yöneldi. Araştırmalar yapıldı. Bunların sonucunda, bir takım basit hesaplarla, bir yıldızın kütlesi ne kadar olursa, içerisindeki sıcaklık ne olmalı? Bu sıcaklıkta enerji üretimi ne kadar olur? Enerji üretimi yıldızın çekimini hangi yarıçapta dengeler? türünden sorulara yanıtlar bulundu. Bir yıldızın denge durumunda kalabilmesi için, kütle çekiminin oluşturduğu kuvvetin bir şekilde, karşı bir kuvvetle dengelenmesi gerekmektedir. Dışarı doğru olan kuvvetleri yaratan basınç, içeriye doğru olan kütleçekiminin yarattığı basınçtan daha az olmamalıdır ki, yıldızın çökmesine engel olsun. Bu duruma, "hidrostatik denge" adı verilmektedir. Öte yandan, yıldızın parlaması için, içeriden dışarıya doğru bir enerji akışı olması gerekir. Enerji, yıldızda basıncın ve sıcaklığın en yüksek olduğu çekirdek kısmında üretilir. Çekirdek, tepkimelerin gerçekleştiği bölgedir. Yıldızın dengede kalabilmesi için, üretilen enerjinin dışarı atılması gerekir. Yıldızın çok sıcak çekirdeğinde üretilen enerji, yıldızın içerisinden geçerek, yüzeyden dışarı çıkar. Bir yıldızın ürettiği enerji ne kadar fazlaysa, ışıma şiddeti de o kadar fazla olur. Bir yıldızın yapısı, enerji üretimi, sıcaklık, basınç ve yoğunluk gibi değerleri birbirine bağlayan denklemler çözülerek, anlaşılabilir. Bu denklemlerin hassas çözümleri, ancak 1950’li yılların ilk kuşak bilgisayarları ile gerçekleştirilebildi. Örneğin, sıcaklığı bilinen bir yıldızın, yarıçapı, parlaklığı, kütlesi ve bunlara bağlı olarak da ömrünün ne kadar olacağı hesaplanabildi. 1920’li yıllardan bu yana, geçen süre içinde temel fizik kanunları ve nükleer fizik (çekirdek fiziği) kullanılarak, yıldızların yapısı ve evrimi aşama aşama çözüldü. Yapılan hesapların doğruluğu, gözlemlerle de kanıtlandı. Bugün, bazı nükleer tepkimeler Dünya’da reaktörlerde ve nükleer silahlarda kullanılıyor. Termonükleer tepkimeler olarak adlandırılan, hidrojenin helyuma dönüştürülmesi olayının Dünya’da gerçekleştirilmesi, muazzam bir enerji kaynağı olabilir; ancak, şu anda ciddi mühendislik problemleri bunun gerçekleştirilebilmesini engelliyor. Yeryüzünde, henüz, ortaya çıkacak bu denli yüksek sıcaklıklara dayanabilecek bir ortam yaratılabilmiş değil. Yıldızlarda ise, termonükleer tepkimeler kendiliğinden, doğal olarak gerçekleşiyor. Kütle çekimi, hidrojeni, tepkimeler için gerekli olan basınçta ve sıcaklıkta tutabiliyor. Yıldızların yapısının anlaşılması, Evren'de en çok bulunan madde olan hidrojenin dışındaki maddelerin nasıl oluştuğunu da açıklığa kavuşturdu. Evren'deki, hidrojenden ağır, demire kadar bütün maddeler, yıldızların içerisinde, nükleer tepkimelerle (çekirdek tepkimeleriyle); demirden ağır olanlar ise, bu yıldızların patlamalarıyla oluşan süpernovaların ortaya çıkardıkları çok büyük enerji sayesinde oluşmaktadır. Patlamalarla dağılan maddeden yeni yıldızlar oluştukça, Evren'deki maddenin kompozisyonu zenginleşmektedir. Vücudumuzu ve etrafımızdaki maddenin çoğunu, yıldızlarda ve süpernovalarda oluşan elementler meydana getirir. Bizi ve etrafımızdaki tüm cisimleri oluşturan maddenin, yıldızlarda "pişirilmiş" olduğunu düşünebiliriz. Bir yıldızın, evrimine hidrojeni yakarak başladığını belirtmiştik. Yıldız ilk aşamada enerjisini, hidrojeni helyuma dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir diğerini yakmaya başlar. Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyle, helyum atomları birbirleriyle tepkimeye girer ve karbon atomları oluşur. Helyumun yanmasıyla birlikte, yıldızın merkezindeki sıcaklık, çok daha yüksek bir düzeye ulaşır ve çekirdeğin etrafındaki hidrojenin de yanmasını sağlar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıldızın genişlemesine yol açar. Yıldız bu aşamada, H-R diagramında, ömrünün büyük bir dönemini geçirdiği ana koldan ayrılır. Böylece, yıldız bir kırmızı dev haline gelir. Eğer yakıt miktarı ve yakıtı oluşturan maddeler sonsuz miktarda olsaydı, yıldızın evrimi sürekli olacaktı. (Büyük kütleli bir yıldız, çekirdeğindeki nükleer tepkimelerde sırasıyla şu maddeleri yakar: Hidrojen, helyum, karbon, neon, oksijen, silisyum.) Ancak, yakıtın sınırlı oluşunun yanında, tepkimeler, en düşük ve kararlı enerjiye sahip olan demir oluşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeler sona ererek yıldız evriminin "çekirdek yanması" kısmı sona erer. Artık basıncı dengeleyecek bir kuvvet kalmadığı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi yıldızın çökmeye başlamasına yol açar. Farklı yakıtların yakıldığı her aşamada biraz daha yüksek sıcaklıklar ortaya çıkar. Bu nedenle, yakıt daha çabuk tükenir; yani, her evre bir öncekinden daha hızlı geçer. Son evrelerde, artık bu bir patlama şeklinde gerçekleşir ve ortada yalnızca demirden bir çekirdek kalır. Bu aşama, yıldızın "ölümü" olarak kabul edilir. Artakalan maddenin kütlesine bağlı olarak oluşacak cisimler ise üç gruba ayrılır: Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve karadelikler. Beyaz cüceler, aşağı yukarı güneş kütlesinde ve yarı çapları Dünya’nınki kadar olan cisimlerdir. Bu çok yoğun cisimleri çökmeden koruyan kuvvet "dejenere elektron basıncı" olarak adlandırılır. Pauli Prensibi’ne göre, iki elektronun aynı yerde bulunması olanaksızdır. Burada, dejenere elektron basıncı devreye girer. Bir beyaz cücede, çöken madde öyle yoğun hale gelir ki, elektronlar birbirlerinin üzerine gitmeye zorlanırlar. Nötron yıldızları ise, beyaz cücelere kıyasla çok daha yoğun cisimlerdir. Yıldızın, bir nötron yıldızı olabilmesi için, yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesinin, 1,4 ile 2,5 güneş kütlesi arasında olması gerekir. Tipik bir nötron yıldızının çapı, yaklaşık 10 kilometredir ve yoğunluğu da yaklaşık 100 milyon ton/cm3‘tür. Yani nötron yıldızının bir çay kaşığı miktarı yaklaşık 100 milyon ton ağırlıktadır. Bir atomu oluşturan temel parçacıklar, nötronlar, protonlar ve elektonlardır. Bir nötron yıldızının içerisinde ise sadece nötronlar vardır. Çünkü, basınç o kadar yüksektir ki, elektronlar ve protonlar birleşerek nötronlara dönüşürler. Bir nötron yıldızının içerisindeki yoğunluk, bir atomun çekirdeğindeki kadardır. Yani nötronlar birbirine bitişik olarak durmaktadırlar. Aynı, Pauli Prensibi’nde elektronlar için olduğu gibi, bu basınçta, nötronlar daha fazla sıkışamazlar ve yıldız denge konumuna gelir. Nötron yıldızları, gözlenebilen en yoğun yıldızlardır. Çökmeden önce, belirli bir açısal hıza sahip olan yıldızın hızı, yıldız çökmeye başladıkça giderek artar. (Bu, kolları yana açık olarak dönen bir buz patencisinin, kollarını kapatarak hızlanmasına benzer.) Nötron yıldızları gibi çok çökmüş gökcisimleri çok hızlı dönerler. İletken bir cisim çökerse, yani yoğunluğu artarsa, manyetik alan şiddeti de artar. Buna dayanarak nötron yıldızlarının manyetik alana sahip olduklarını söyleyebiliriz. Bu çok güçlü ve çok hızlı dönen mıknatıslar, elektromanyetik dalgalar üretirler. Nötron yıldızlarını, Evren'de kendi kendine oluşmuş birer "radyo istasyonu" olarak düşünebiliriz. Bu "radyo istasyonu" her yöne yayın yapmaz. Çünkü, dönen bir mıknatıs her yöne değil, kutupları doğrultusunda ışınım yapar. Kutuplarda ivmelenen yüklü parçacıklar, kutupların doğrultusunda bir ışınım fışkırmasına yol açarlar. Eğer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, biz bu ışınımı atmalar (pulse) olarak görürüz. Yıldızın her dönüşünde, bu ışınım bakış doğrultumuzdan bir kez geçer. Bu şekilde gözlenen nötron yıldızlarına atarca (pulsar) adı verilir. İlk atarca, 1967 yılında tesadüfen keşfedildi. Doktora öğrencisi Joustin Bell tarafından farkedilen düzenli bir sinyal yaklaşık bir yıl boyunca bilim adamlarının kafasını karıştırdıktan sonra, olayın aslı anlaşıldı. Çok düzenli ve hızlı olan bu sinyallerin, ancak küçük çaptaki bir gökcisminin dönüşünden kaynaklanabileceğini tahmin eden astronomlar, böylece, o zamana değin sadece teoride varolan nötron yıldızlarının varlığını kanıtladılar. Bugün bilinen yaklaşık 600 atarca vardır. Bilinen en hızlı atarca ise saniyede 642 defa dönmektedir. Eğer, ölen yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesi 2,5 Güneş kütlesinden büyükse, artık bu yıldızı dengede tutacak herhangi bir kuvvet yoktur. O halde, bu yıldız sonsuza değin çökecek; ancak, biz bunu belli bir aşamadan sonra göremeyeceğiz. Bir cismi görebilmemiz için, bu cisimden kaynaklanan ya da yansıyan ışığın gözlerimize ulaşması gerekir. Eğer, 2,5 güneş kütlesindeki bu cisim, 3 kilometreden küçük bir çapa kadar sıkışırsa, bu cismin kütleçekimi, hiçbir şeyin, ışığın bile bu cisimden kaçmasına olanak tanımaz. Bu nedenle bu cisimlere "karadelik" adı verilir. Hiç ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir karadeliği doğrudan gözlemek mümkün değildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlığını anlamak hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor. Yöntemlerden birisi şudur: Eğer, bir ikili yıldız sisteminin üyerinden birisi kara delikse, ve eğer yıldızdan karadeliğe bir madde akışı oluyorsa, karadeliğin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçlü x-ışınları yayar. Bu güçlü ışınım, bir karadeliğin varlığının göstergesi olabilir. Diğer bir yöntem, "kütleçekimsel mercek" olarak bilinen etkiden yararlanılmasıdır. Karadeliğin yarattığı çok güçlü kütleçekimi, yakınından geçen ışık ışınlarının bükülmesine neden olur. Yani karadelik, bir mercek gibi davranır. Eger bir karadelik, uzaktaki bir ışık kaynağıyla Dünya’nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uğrar. Bugüne kadar, Samanyolu içerisinde, bir kütleçekimsel mercek etkisine rastlanmadı. Buna karşın, çok uzaklarda bulunan kuasarlarla aramıza giren karadelikler tespit edildi. [IMG]file:///C:/DOCUME%7E1/ADMINI%7E1/LOCALS%7E1/Temp/moz-screenshot.jpg[/IMG][IMG]file:///C:/DOCUME%7E1/ADMINI%7E1/LOCALS%7E1/Temp/moz-screenshot-1.jpg[/IMG] |
Güneş Sistemi Ve Gezegenler (İstek Ödev)
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız]
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] [Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir. Sensizolmuyor.Gen.TR üyesi olmak için tıklayınız] |
Powered by vBulletin®
Copyright ©2000 - 2025, Jelsoft Enterprises Ltd.