|
Prof. Dr. Sinsi
|
Güneş Sistemi Ve Gezegenler (İstek Ödev)
Satürn (gezegen)
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir SensizolmuyorGenTR üyesi olmak için tıklayınız]
Yörünge Özellikleri
Yarı büyük eksen 1426725400 km9,537 AÜ
Günberi 1349467000 km9,021 AÜ
Günöte 1503983000 km10,054 AÜ
Yörünge dışmerkezliği 0,054
Yörünge eğikliği 2,48o
Dolanma süresi 10755,7 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 1195500000 km8 AÜ
Görünür çap 20,1 ark saniye
Görünür parlaklık -0,3
Yer'e en uzak konumda
Yer'e Uzaklık 1658500000 km11,08 AÜ
Görünür çap 14,5 ark saniye
Görünür parlaklık 1,2
Fiziksel Özellikler
Ekvator çapı(1 bar düzeyinde) 120536 km(9,44 x Yer)
Kutupsal çap(1 bar düzeyinde) 108728 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 069 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) 047 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıtmaktadır Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn'ün Güneş'ten aldığı enerjinin 3 kat fazlasını dışarı yaydığı görülür Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K' den (-202°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır Satürn'ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan ve daha sınırlı ölçüde Jüpiter'de de gözlenen bu olgu Satürn'ün yarattığı ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya yeterli değildir Ek bir mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa çıkarması önerilmektedir
İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır Satürn ise Jüpiter ile birlikte, adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür 20 yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn'ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn'de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:- Satürn'ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir 'buz' ve 'kaya' tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn'ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir Satürn‘ün merkezinde sıcaklığın 12000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir
- Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar Jüpiter'de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20000 kmlik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır
- En dışta, gezegenin hacminin %90'ını oluşturan en az 30000 km kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir
Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir Satürn atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlenmiştir Buna, Jüpiter'e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süperakışkan şeklinde gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir Bu olasılığın geçerli olması durumunda helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir Bugün, metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın olarak kabul edilmektedir Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn'ün ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu düşünülmektedir Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir Güçlü yerçekiminin ve akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya da askıda bulunabileceği varsayılabilir
Atmosfer
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir SensizolmuyorGenTR 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 gözlenirBu 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 10000 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 67000 km ile 480000 km arasında kalan alanı kaplamaktadır Satürn'ün yarıçapı RS=60250 km olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6700 km uzaklıkta bulunduğu görülür Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 RS yani 150000 km olan Roche limitinin çok ötesindedir Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm ile 10 m arasında değiştiği düşünülen büyük sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır
Manyetosfer
Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu, Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter'de olduğu gibi manyetik kutupları Yer'in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır Bu çift kutuplunun yanı sıra, Satürn'ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır
Satürn manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği, Satürn'ün Güneş'e dönük yüzünde 300-1000 km/saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen, karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ‘manyetik kuyruk‘ şeklinde devam eden, damla biçiminde bir hacmi kapsar Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini uzay sondası tarafından Satürn'den Güneş doğrultusunda 3 milyon km uzaklıkta saptanmıştır Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır Manyetopoz, Satürn'ün manyetosferini sınırlar Manyetosfer içinde iyonize atomlar, serbest elektronlar, yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur, ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter'dekine oranla çok azdır Bunun nedenleri, Satürn'ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır
Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar Satürn'ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar
Uydular
Satürn'ün resmi olarak ad verilmiş 34 uydusu vardır 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005'te Uluslararası Gökbilim Birliği'nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005' te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 47'ye ulaşmaktadır Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır Satürn'ün uydularının listesi, Satürn'ün doğal uyduları makalesinde yer almaktadır
Satürn araştırmalarının tarihçesi- Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur
- 1610 yılında Galileo Galilei kendi yaptığı teleskop yardımı ile gözlediği Satürn'ün küresel bir yapısı olduğunu farketti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile 'kulak' olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları oldukları anlaşılacak oluşumları gördü
- 1655'te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ı keşfetti Huygens 1659'da Galilei'nin görmüş olduğu oluşumun Satürn'ün halkası olduğunu açıkladı
- 1670'ler ve 1680'lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini, halkalar içindeki Cassini bölümünü ve dört yeni uyduyu daha (Japetus, Rhea, Tethys, Dione)keşfetti
- 1789'da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel Satürn'ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas, Enceladus)keşfetti
- 1837'de Alman gökbilimci Johann Encke halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti
- 19cu yüzyılın ikinci yarısında Edouard Roche, James Clark Maxwell, Daniel Kirkwood halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler
- 1848'de William Lassell Hyperion'u, 1898'de William Henry Pickering Phoebe'yi keşfetti
- 1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi
- 1966'da Janus ve Epimetheus keşfedildi
Pioneer 11 uzay aracı
1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 uzay sondası, Aralık 1974'te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979'ta Satürn'ün 21000 km yakınından geçti Sınırlı teknik donanıma sahip olmasına karşın bu araç daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı- Satürn'ün boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı
- Satürn'ün ve uydularının bir çok fotoğrafı elde edildi Gezegen ve halkaları ilk kez karanlık yüzlerinden gözlendi
- F halkası keşfedildi
Voyager 1 ve 2 uzay araçları
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn'ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular- Satürn atmosferindeki Helyum oranının Jüpiter'dekine göre az olduğu anlaşıldı
- Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi
- Satürn atmosferindeki bantlar, geçici oval yapılar gözlemlendi 1800 km/saat hızına ulaşan büyük ölçekli atmosfer akımları saptandı
- Gezegenin karanlık yüzünden radyo dalgaları ile yapılan gözlemlerle atmosferin değişik düzeylerindeki sıcaklıklar ölçüldü
- Kutup ışıkları gözlendi Bu arada, orta enlemlerde mor ötesi bantta kutup ışıklarına benzer, nedeni açıklanamayan ışınımlar saptandı
- Halkaların ayrıntılı yapısı gözlendi, sayılamayacak kadar çok miktarda küçük halkacıklardan oluştukları anlaşıldı Yeryüzünden yapılan gözlemlerde sınırlı şekilde görülebilen D ve E halkalarının varlığı kanıtlandı, G halkası keşfedildi
- B halkasında 'araba tekerleklerinin çubuklarını' andıran ışınsal yoğunluk değişimleri gözlendi
- Satürn'ün 4 yeni uydusu keşfedildi Bunlardan Pan'ın farkedilmesi, Voyager 2 uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti
Cassini-Huygens programı
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs (2 kez), Yer ve Jüpiter yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Satürn'ün en büyük uydusu Titan üzerine iniş yaptı Cassini yörünge aracı ise Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve çeşitli uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı- Satürn'ün kendi etrafında dönüş hızı ile ilgili olarak 1997 yılında Fransız gözlemcilerin saptadığı ve daha önceki bilgilerle çelişen veriler doğrulandı ve gezegenin radyo kaynağının dönüş periyodu 10 saat 45 dakika 45 saniye olarak belirlendi
- Araç, yörünge giriş manevrasından önce Satürn halka düzlemini kuzeyden güneye doğru geçti F ve G halkaları arasındaki boşluktan yapılan bu geçiş, boşluk olarak kabul edilen bölgedeki parçacıkların miktarı konusunda bilgi verdi
- Phoebe, Titan, Japetus, ve Enceladus yakın geçişleri gerçekleştirilerek uyduların yüksek çözünürlüklü görüntüleri elde edildi ve bilimsel gözlemler gerçekleştirildi
- Huygens sondası, Titan yüzeyine iniş sırasında uydunun atmosferi ve yüzeyi hakkında veriler topladı ve görüntüler elde etti
- Satürn'ün 4 yeni uydusu keşfedildi
- Programın 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır
Gözlem koşulları
Bir dış gezegen olan Satürn, Güneş çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 125 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:- Güneş Sistemi'nin yoğunluğu en düşük gezegenidir 0,69 g/cm3 yoğunluğu ile suyun üzerinde batmadan durabilir
- Basıklık oranı en yüksek gezegendir Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür
- En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır
- Üzerinde en hızlı rüzgarların estiği gezegendir Ekvator çevresinde gözlenen sürekli batı rüzgarlarının hızı 1800 km/saati bulur
Uranüs (gezegen)
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir SensizolmuyorGenTR üyesi olmak için tıklayınız]
Yörünge Özellikleri
Yarı büyük eksen 2872460000 km19,2 AB
Günberi 2741300000 km18,3 AB
Günöte 3003620000 km20,1 AB
Yörünge dışmerkezliği 0,046
Yörünge eğikliği 0,77o
Dolanma süresi 30685,4 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 2581900000 km17,3 AB
Görünür çap 4,1 ark saniye
Görünür parlaklık 5,3
Yer'e en uzak konumda
Yer'e Uzaklık 3157300000 km21,1 AB
Görünür çap 3,3 ark saniye
Görünür parlaklık 6,0
Fiziksel Özellikler
Ekvator çapı(1 bar düzeyinde) 51118 km(4,01 x Yer)
Kutupsal çap(1 bar düzeyinde) 49946 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 175 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
- Etkin sıcaklık 58 K
- 1 bar basınçtaki sıcaklık 76 K
- 1 bar basınçtaki yoğunluk 042 kg/m3
- Rüzgar hızı 0 ile 200 m/s arası
- Skala yüksekliği 277 km
- Ortalama moleküler ağırlık 264 g/mol
- Bileşim: Hidrojen (H2) % 83, Helyum (He) %15, Metan (CH4) %2, Aerosoller: Amonyum buzu; su buzu; amonyum hidrosülfit; Metan buzu (?)
Uydular
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 SensizolmuyorGenTR 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 4495060000 km30 AB
Günberi 4444450000 km29,7 AB
Günöte 4545670000 km30,4 AB
Yörünge dışmerkezliği 0,011
Yörünge eğikliği 1,77o
Dolanma süresi 60189 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 4305900000 km28,8 AB
Görünür çap 2,4 ark saniye
Görünür parlaklık 7,7
Yer'e en uzak konumda
Yer'e Uzaklık 4687300000 km31,3 AB
Görünür çap 2,2 ark saniye
Görünür parlaklık 7,9
Fiziksel Özellikler
Ekvator çapı(1 bar düzeyinde) 49528 km(3,88 x Yer)
Kutupsal çap(1 bar düzeyinde) 48682 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 1724 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 13x106 km ile 98x106 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, 49 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 SensizolmuyorGenTR üyesi olmak için tıklayınız]
Yörünge Özellikleri
Yarı büyük eksen 149597887 km
Günberi 147098074 km0,983 AÜ
Günöte 152097701 km1,017 AÜ
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 12756,28 km
Kutuplar arası çap 12713,56 km
Basıklık 0,003
Ekvator çevresi 40075 km
Yüzey alanı :510067420 km2
Karalar :148847000 km2 % 29,2
Denizler :361220420 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 978 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 aşikardırBiz 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 12742 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 6378137 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 8850 metre ile Everest tepesi, en alçak nokta ise -10910 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- Çekirdek: Sismik dalgaların izlenmesi, yer yüzeyinden 2900 km derinlikte ani bir yoğunluk artışına işaret eder Bu, 3470 km yarıçapında bir metal çekirdeğin varlığı ile açıklanmaktadır Daha da derinde, 1250 km yarıçapında ve 'iç çekirdek' olarak adlandırılan daha yoğun bir tabaka bulunur S dalgalarının çekirdek-manto sınırında kesintiye uğraması, en azından dış çekirdeğin, bu tür dalgaların ilerleyemeyeceği sıvı bir yapıya sahip olduğunu düşündürmektedir Yer'in manyetik alanı da bu düşünceyi destekler özelliktedir İç çekirdeğin ise katı yapıda olduğu sanılmaktadır Modeller, iç çekirdeğin sıcaklığının 5100 oC, basıncının ise merkezde 4 milyon atmosfer civarında olduğu varsayımına dayanır İç çekirdeğin büyük ölçüde demir ve nikelden oluştuğu, bu bileşenlerin, yüksek basıncın ergime sıcaklığını yükseltmesi nedeniyle katı halde bulunacağı ve yoğunluğun 13 g/cm3 civarında olacağı tahmin edilmektedir Dış çekirdek ise, demir ve nikele ek olarak oksijen ve kükürt içerir Bu ek bileşenler, bu katmanın yoğunluğunu düşürürken ( en dışta 10 g/cm3, en içte 12 g/cm3) aynı zamanda metallerin ergime sıcaklığını düşürerek, iç çekirdeğe göre daha düşük basınç ve sıcaklık altında sıvı bir ortam yaratılmasına neden olurlarÇekirdek yer küre hacminin yaklaşık % 16, kütlesinin ise % 32'sini oluşturur Yer'in çekirdeği Mars gezegeninden hacim ve kütle olarak daha büyüktür
- Manto: Yerkabuğu ile çekirdek arasında kalan kısımdır Yer kabuğunun en ince olduğu okyanus tabanlarında 5 km, en kalın olduğu büyük dağ sıralarının altında ise 70 km derinlikte başlar ve 2900 km derinliğe kadar devam eder Yer kürenin toplam hacminin % 82'den fazlasını, kütlesinin ise % 67'sini oluşturur Çekirdekte bulunan demir, nikel , oksijen ve kükürte ek olarak magnezyum, alüminyum ve silisyum içerir, ve büyük kısmı, bu elementlerin çeşitli şekillerde kombinasyonlarından oluşmuş kayaç yapıda bileşiklerden oluşur Yer kabuğundan farklı olarak bu minerallerin demir ve magnezyum içeriği, silisyum ve alüminyum içeriğine oranla çok daha fazladır Manto katmanının yoğunluğu, yüzeyden derine doğru artarak 3,3 g/cm3 ten 6 g/cm3 e kadar değişir ve ortalama 4,5 g/cm3 kadardır Sıcaklığı, çekirdek ile komşu alanlarda 4000 oC kadar yüksek, yer yüzeyine en yakın olduğu okyanus tabanlarında ise 100 oC kadar düşük olabilir Ancak, manto tabakasının tüm derinliği boyunca genel olarak katı halde bulunduğu sanılmaktadır Mantonun yer kabuğuna komşu çok ince bir kısmı dışında plastik özellikler gösteren bu katı, belli bir akışkanlık derecesi ile, yavaş bir konveksiyon hareketi gösterir, bu yolla yerkürenin derinliklerindeki sıcak materyel yavaşça yüzeye doğru çıkarak ısının yüzeye aktarılmasını sağlar Yer kabuğunun hareketlerinin ve sonuçta levha tektoniği etkinliğinin sürdürülmesini sağlayan güç, bu akımlardan kaynaklanır Mantonun akışkanlığı, beklenenin tersine, sıcaklıkların daha yüksek olduğu derin tabakalarda yüzeye göre daha azdır Bunun nedeni derinlerdeki yüksek basınç altında mineral bileşikliklerin ergime sıcaklıklarının ortam sıcaklığına oranla çok yüksekte kalmasıdır 700-2900 km derinlikler arasında kalan 'alt manto' bu durumdadır 700 kilometrenin üzerinde kalan 'üst manto' ise, sismik dalgaları belirgin derecede yavaş iletmesinden anlaşıldığı gibi, daha akışkan yapıdadır ve bu nedenle astenosfer -zayıf küre, güçsüz küre- olarak adlandırılır Bu bölgedeki 1000 oC - 1300 oC arasındaki sıcaklıklar, kayaç bileşiklerinin ergime sıcaklığına çok yakındır ve üst manto materyeli sıvı hale geçme sınırına çok daha yakın bulunur Günümüzde, astenosfer tabakasının en fazla 400 km derine kadar indiği, 400-700 km arasının ise 'geçiş bölgesi' olarak adlandırılması gerektiği kanısı yaygınlaşmaktadır Mantonun, kalınlığı okyanus tabanlarında bir kaç kilometre ile kıta tabanlarında 70 kilometre arasında değişen en dış tabakası düşük sıcaklığı nedeniyle sert ve kırılgan bir katı yapısındadır ve yer kabuğu ile bütünleşmiş biçimde litosfer=taş küreyi oluşturur Manto içerisinde yerel sıcaklığın o bölgedeki bileşenlerin ergime sıcaklığından daha yüksek olduğu sınırlı alanlar, magma olarak adlandırılan sıvı ortamı içerirler ve volkanik etkinliklerden sorumlu tutulurlar
- Yer kabuğu: Yer kürenin en dış katmanıdır Yer kürenin toplam hacminin % 2'den azını, kütlesinin ise binde 4'ünü oluşturur Daha derin tabakalara oranla düşük yoğunlukta ve katı yapıdadır Manto katmanının en dış bölümü ile birlikte taş küreyi oluşturarak, derindeki nisbeten akışkan astenosfer tabakası üzerinde yüzercesine hareket eder Yer kabuğunun okyanus tabanlarında kalan kısmı oldukça ince (5-10 km), kıtalardaki kısmı ise daha kalındır (30-70 km) Yer kabuğu yoğunluğunun okyanus tabanlarında daha yüksek (3,2 g/cm3), kıtalarda ise daha düşük (2,7 g/cm3 - 3 g/cm3) olduğu bilinmektedir Bu farklılıklar nedeniyle, 'okyanus kabuğu' (ya da 'okyanusal kabuk') ve 'kıta kabuğu' ('kıtasal kabuk') şeklinde iki ayrı tanım yerleşmiştir
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir SensizolmuyorGenTR üyesi olmak için tıklayınız]
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 20000'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:- Yer'in oluşması sırasında ortaya çıkan ısı: Güneş Sistemi'nin oluştuğu dönemde, birleşerek yerküreyi meydana getiren çok sayıda küçük parçanın beraberlerinde getirdiği enerjidir Parçacıklar, çarpışarak yavaşlamaları ile açığa çıkan kinetik enerjileri yanı sıra, yeni oluşan gezegenin kütleçekim gücü etkisiyle merkezi etrafında yoğunlaşmaları sırasında açığa çıkan potansiyel enerji sayesinde, sıvılaşma sıcaklığının çok üzerinde bir sıcaklığa ulaşmışlar, içlerindeki daha ağır bileşenler gezegenin merkezine doğru çökerken, hafif bileşenler yüzeye yakın bölgelerde kalmıştır Bu çökme sırasında olduğu gibi, gezegenin büyüdükçe artan çekim nedeniyle sıkışarak küçülmesi sonucunda da bir miktar daha potansiyel enerji açığa çıkmıştır 4,6-3,8 milyar yıllar arasında yoğun bir şekilde süren kozmik çarpışmaların, bu dönem içinde aralıklarla yeni ısı taşınmasına neden olduğu sanılmaktadır 'Fosil ısı' olarak da adlandırılabilecek bu ısı, yerkürenin katmanlarının erken dönemdeki farklılaşmalarında birinci derecede sorumlu görülmekle birlikte, hesaplamalar, bilinen kayıp hızı ile bugüne dek önemini büyük ölçüde yitirmiş olması gerektiğini ortaya koymaktadır
- İç çekirdeğin kristalizasyonu: Tam olarak kanıtlanmamış bir görüş, yer çekirdeğinin öncelikle homojen bir demir-nikel-oksijen-kükürt karışımı şeklinde ortaya çıktığını, sonradan bu sıvı ortam içinde demir ve nikelden oluşan iç çekirdeğin bir kristal gibi büyüyerek katı hale geçtiğini varsayar Faz değiştirme sırasında ortaya çıkan ısı ve daha yoğun olan demirin derine doğru hareketi sırasında ortaya çıkan potansiyel enerji kuramsal olarak yerkürenin toplam enerjisine katkıda bulunmakla birlikte payının büyük olamayacağı sanılmaktadır
- Gel git etkileri: Ay ve Güneş'in çekim etkilerinin Yer'in kendi çevresinde dönme düzeni üzerinde yaptığı değişiklikler iç gerilimler ve sürtünmelere neden olur Jüpiter'in Galilei uydularının ısınmasında önemli rolü olan bu etkenin yerküre için birinci derecede bir ısı kaynağı olmadığı düşünülmektedir
- Radyoaktif bozunma: Günümüzde yerkürenin önde gelen iç ısı kaynağının, gezegen bileşiminde bulunan radyoaktif elementlerin parçalanmasından ortaya çıkan enerji olduğu düşünülür Bunların önde gelenleri uranyum, toryum, potasyum, rubidyum ve radon izotoplarıdır (238U, 235U, 232Th, 40K, 87Rb, 222Rn) Potasyumun izotoplarından 40K, Yer tarihinin erken dönemlerinde en önemli ısı kaynağı iken, yarı ömrünün kısa olması nedeniyle bugün payı azalmıştır
Yüzey şekilleri - Yer kabuğu etkinlikleri
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 50000 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- Troposfer: Meteorolojik olayların gerçekleştiği, atmosferin en hareketli kısmını oluşturur Adı, Yunanca 'hava değişikliği', 'mevsim değişikliği' anlamlarında kullanılan 'tropos' sözcüğünden türetilmiştir Yer'in kendi ekseni etrafındaki dönüşünün neden olduğu merkezkaç kuvveti, gezegenin diğer katmanlarında olduğu gibi, troposfer tabakasının da ekvatorda şişkinleşmesine yol açar Kutuplarda 7-8 kilometre olan troposfer kalınlığı, ekvator düzeyinde 17-18 kilometreyi bulur Atmosfer basıncı, deniz seviyesinde 1,01325 bar düzeyindedir, bu değer 1 atmosfer olarak kabul edilir Basınç, yükselti ile her 5,5 kilometrede yarıya inecek şekilde azalır Troposfer, ısı enerjisinin büyük kısmını, güneş ışınları ile ısınan yer yüzeyinin yaydığı kızılötesi ışınlardan alır ve bir ideal gaz davranışına yakın bir düzen içerisinde, yükseltiyle düşen basıncına paralel olarak, sıcaklığı da düşer Her 1 kilometrelik yükselme, sıcaklıkta 6,5oC değerinde bir azalma getirir Bu şekilde, troposferin üst sınırında -55oC düzeyinde bir alt noktaya inen sıcaklık, tropopoz adı verilen bu düzeyin üzerinde yeniden yükselmeye başlar Tropopoz, troposfer ile stratosferin sınırını belirler Kutuplarda sıcaklığın düşüklüğü, tropopoz yüksekliğinin ekvator bölgesine göre az olmasının nedenlerinden biridir
Yükseltinin artması ile atmosfer sıcaklığının azalması arasındaki ilişki, mutlak ve değişmez bir kural değil, genel bir eğilim olarak görülmelidir Yerel ve zamanla ilişkili çok sayıda değişken sıcaklığın yatay ve dikey değişimlerini etkilediği gibi, hava akımları, bulutluluk, nem, yağışlar, basınç değişiklikleri gibi meteorolojik olaylar, kaotik bir sistem içinde troposferin dünya ölçeğinde karmaşık davranış biçimini ortaya koyar ve uzun vadede iklimleri belirler- Stratosfer: Tropopozdan başlayarak 50 km yüksekliğe kadar uzanır İçerdiği ozon (O3) molekülleri Güneş'ten gelen morötesi ışınları soğurarak bu katmanın ısınmasına yol açar Bu nedenle, tropopoz düzeyinde -50oC ile -60oC arasında olan sıcaklık stratosferin alt kesimlerinde her kilometrede 1oC , üst kesimlerinde ise her kilometrede 3oC kadar artarak stratosferin üst sınırı olan stratopozda 0oC düzeyine kadar yükselir Bu sıcaklık dağılımı, stratosferin hava akımlarının son derece az olduğu bir tabaka olarak korunmasını sağlar Bu özellik, stratosfer düzeyinde oluşan kirliliğin kalıcı olabilmesi gibi bir sakınca da yaratabilmektedir Yeryüzündeki yaşam için ölümcül etkilere sahip morötesi ışınları süzen ozon tabakası için zararlı bileşiklerin stratosfere ulaşmasını önlemek bu açıdan önem taşımaktadır
- Mezosfer: 50-90 km yükseklikler arasında yer alır Stratosfer ile sınırını, sıcaklık artışının bir kez daha tersine döndüğü stratopoz düzeyi belirler Mezosfer boyunca sıcaklık yine artan yükseklikle birlikte, basınçla orantılı olarak düşmeye devam eder ve 90 km de -100oC olur Mezosferde atmosfer yoğunluğu deniz düzeyindekine göre 1/1000-1/1000000 kadardır Ancak bu seyrek gaz kütlesi de yeryüzündeki yaşam açısından önemlidir Küçük boyuttaki göktaşları, hızla girdikleri bu katmanda sürtünme etkisi ile buharlaşarak yok olurlar
- Termosfer: Mezosferin üst sınırında, sıcaklık eğrisinin yine yön değiştirdiği 90 km yükseklikte başlar Bu aynı zamanda, iyonosfer olarak adlandırılan atmosfer katmanının alt sınırıdır Bu düzeyden başlayarak, atmosferin daha alçaktaki üç katmanda alışılmış bileşimi değişmeye başlar Güneş ışınımlarının yoğun etkisinin hissedildiği bu yükseltilerde iyonize atomlar ve serbest elektronlar bir plazma ortamı içinde bulunurlar Çeşitli dalga boylarında ışınımların gözlendiği termosfer, adını yükselti ve Güneş etkinliğine göre 200-1600oC arasında değişen sıcaklığından alır
- Egzosfer: Termosferin sona erdiği termopoz düzeyinin üstünde kalan atmosfer bölümüdür Çok seyrek hidrojen ve helyum atomlarından oluşur, giderek seyrelip gezegenler arası ortamla birleşir
Atmosferin bileşimi
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 SensizolmuyorGenTR 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 60000 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 ABD 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 10000-60000 km yükseklikte bulunan bu kuşağın en yoğun kesimi 15000-19000 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- Yerbenzeri gezegenler, uyduları ve Güneş'e yakın yörüngeli asteroitler: İç Güneş Sistemi
- Merkür
- Merkür geçişli asteroitler
- Venüs
- Venüs geçişli asteroitler
- Dünya
- Ay (uydu)
- Near-Earth asteroids
- Dünya geçişli asteroitler
- Mars
- Deimos
- Phobos
- Mars geçişli asteroitler
- Asteroit Kuşağı ve çevresindekiler
- Mars ve Jüpiter gezegenleri arasındaki Ana Asteroit Kuşağı'ndaki asteroitler
- 1 Ceres
- 2 Pallas
- 3 Juno
- 4 Vesta
- Bu asteroitlerin sayısı yüzbinlercedir Yukarıda en büyük dördü listelenmiştir Ayrıca bakınız: Önemli asteroitlerin listesi, Asteroitlerin listesi
- Ana Kuşak dışındaki bazı küçük gezegenler
- Ayrıca bazı asteroitlerin uyduları da olabilir
- Gaz Devleri, uyduları, trojan asteroitler ve bazı küçük gezegenler: Dış güneş sistemi
- Jüpiter
- Io
- Europa
- Ganymede
- Callisto
- Jupiter'in trojan asteroitleri
- Satürn
- Tethys
- Dione
- Rhea
- Titan
- Iapetus
- Enceladus
- Hyperion
- Satürn'ün halkaları
- Trojan olmayan küçük gezegenler
- Uranüs
- Ariel
- Umbriel
- Miranda
- Titania
- Oberon
- Neptün
- Triton
- Nereid
- Proteus
- Neptün trojanları
- Neptün'ün yörüngesinin dışındaki Neptün ötesi cisimler
- Kuiper kuşağı cisimleri:
- Plutinolar
- Plüton
- 90482 Orcus
- Şablon:Mpl
- Cubewanolar
- 50000 Quaoar
- 20000 Varuna
- Henüz sınıflandırılmamış olanlar
- Dağınık disk nesneleri
- Muhtemel Oort bulutu içinde kalan cisimler
|