Konu: Güneş Sistemi Ve Gezegenler (İstek Ödev)
Yalnız Mesajı Göster

Güneş Sistemi Ve Gezegenler (İstek Ödev)
Eski 08-23-2012   #1
Prof. Dr. Sinsi
Varsayılan

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:
  • Merkür
  • Venüs
  • Yer
  • Mars
  • Jüpiter
  • Satürn
  • Uranüs
  • Neptün
  • Plüton (yapılan oylamada dünya astronomları tarafından listeden çıkarıldı)
Merkür (gezegen)
[Linkleri sadece kayıtlı üyelerimiz görebilir SensizolmuyorGenTR üyesi olmak için tıklayınız]
Yörünge Özellikleri Yarı büyük eksen 57910000 km
0,387 AÜ Günberi 46000000 km
0,307 AÜ Günöte 69820000 km
0,467 AÜ 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 77300000 km
0,52 AÜ Görünür çap 13 ark saniye Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 221900000 km
1,48 AÜ 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 SensizolmuyorGenTR 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 SensizolmuyorGenTR 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 500000 km2 lik bir alan son derece engebeli bir hal almıştır Ayrıca düzlükler üzerinde yüzlerce kilometre uzunluğunda ve yüksekliği 2-3 kmyi 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
  • Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Merkür Ay, Güneş, Venüs, Mars, Jüpiter, ve Satürn 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 gökcisimlerinden biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur Eski Yunan'da sabah yıldızı olarak görüldüğünde Hermes, akşam yıldızı olarak görüldüğünde ise Apollo olmak üzere iki ayrı ad taşımaktaydı Pisagor sayesinde bu iki yıldızın aslında aynı gökcismi olduğunu öğrenen ilkçağ dünyası, Merkür ve Venüs'ün Güneş çevresinde döndüğünü ileri süren Heraklit ile ilk kez güneşmerkezli görüş ile tanıştı Romalılar ise gezegene Hermes'in Roma mitolojisindeki eşdeğeri olan ayakları kanatlı haberci tanrı Merkür'ün adını verirken büyük olasılıkla Merkür'ün sabah ufku ile akşam ufku arasındaki hızlı geçişlerinden etkilenmişlerdi
  • 1639'da İtalyan gökbilimci Giovanni Battista Zupi basit bir teleskop yardımı ile Merkür'ün evreleri olduğunu farketti Gezegenin Güneş etrafında döndüğünü bildirdi
  • 1880'lerde İtalyan gökbilimci Giovanni Schiaparelli atmosferin olumsuz etkilerini en aza indirebilmek amacıyla, Merkür'ün gökyüzünde yüksekte bulunduğu gündüz saatlerinde teleskopla yaptığı gözlemlerle, Merkür yüzeyindeki koyu ve açık renkli bölgeleri gösteren ilk 'albedo haritası'nı çizdi ve Merkür'ün dolanma süresi ile kendi etrafında dönme süresinin eşit olduğunu iddia etti
  • Yunan asıllı ve Türkiye doğumlu Fransız gökbilimci Eugène Michel Antoniadi 1934 yılında yayınladığı kitabında Merkür'ün o zamana kadar yapılmış en ayrıntılı albedo haritasını sundu ve gezegenin dikkate değer bir atmosferi bulunduğunu öne sürdü
  • 1962 yılında Michigan Üniversitesinden WE Howard, gezegenin kızılötesi ve radyo ışınımları ölçümlerine dayanarak Merkür'ün gece yüzünün hiç bir zaman güneş ışığı almayan bir yüzeyden beklendiği kadar soğuk olmadığını, bu nedenle 88 günlük dönüş süresi iddialarının akla yakın olmadığını ileri sürdü
  • 1965'te Gordon H Pettengil ve Rolff B Dyce Porto Rico'daki Arecibo radyoteleskopu yardımıyla yaptıkları radar incelemeleri ile gezegenden yansıyan ışınların Doppler kaymasını ölçerek Merkür'ün kendi ekseni etrafındaki dönüşünü yaklaşık 59 günde tamamladığını hesapladılar Bu bulgu üzerine İtalyan bilim adamı Giuseppe Colombo bugün kabul edilen 3:2 yörünge-dönüş senkronizasyonu görüşünü ortaya attı
  • 1991 yılında Arecibo radyoteleskopundan yapılan radar gözlemlerinde gezegenin kutup bölgelerinde donmuş halde su bulunabileceğini düşündüren bulgular elde edildi
Mariner 10 uzay sondası




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:
  • Merkür'ün kütlesi, çapı, dönüş süresi duyarlı olarak ölçüldü
  • Gezegenin daha önce bilinmeyen manyetosferi keşfedildi, ince atmosferi hakkında veriler toplandı
  • Ayrıntılı fotoğraflar çekildi, gezegenin yüzey haritası çıkarıldı Ancak sondanın her geçişinde Merkür aynı konumda bulunduğundan, yüzeyin ancak yarıya yakın bölümü haritalanabildi
Üçüncü geçişte gezegene 327 km yaklaşan sonda, bu geçişten kısa bir süre sonra yakıtının bitmesi ile görevini sonlandırdı 1975 yılından bu yana bağlantı kurulamayan Mariner 10, sabit yörüngesinde her iki Merkür yılında bir gezegenle aynı noktada buluşmaya devam etmektedir




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:
  • Kraterler: Ölmüş sanatçıların (besteci, ressam, yazar) adları
  • Dağlar: 'Caloris' (Latince 'sıcak' sözcüğünden)
  • Sırtlar: Merkür araştırmalarına katkıda bulunmuş ölmüş bilim adamları
  • Ovalar: Merkür gezegeninin veya tanrı Merkür'ün çeşitli dillerde adları
  • Uçurumlar: Keşiflerde veya bilimsel araştırmalarda kullanılan ünlü gemilerin adları
  • Vadiler: Radyoteleskop adları
Gözlem koşulları




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:
  • Güneş Sistemi'nin Güneş'e en yakın gezegenidir
  • En büyük çekirdeğe sahip ve demir oranı en yüksek gezegenidir
Yüzeyinde sıcaklık farklarının en büyük olduğu gezegendir

Venüs (gezegen) post:1


Venüs





Yörünge Özellikleri
Yarı büyük eksen 108210000 km
0,723 AÜ Günberi 107480000 km
0,718 AÜ Günöte 108940000 km
0,728 AÜ 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 38200000 km
0,25 AÜ Görünür çap 66 ark saniye Yer'e en uzak konumda Yer'e Uzaklık 261000000 km
1,74 AÜ 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 SensizolmuyorGenTR 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 SensizolmuyorGenTR 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 15000 km boyunca uzanan ince uzun bir alandır Batı kesiminde yüksekliği 8000 metreyi bulan dağlar yer alırken, doğusunda 6000 km boyunca ekvatora paralel uzanan ve yükseltisi -2500 ile +2500 metre arasında değişen dev bir vadiler ve sırtlar dizisi bulunur Kuzey kutbuna yakın yerleşimdeki Ishtar Terra üzerinde ise ortalama yükseltisi 3000 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 11000 metre üzerine yükselir
Çukurluklar, yükselti alanlarının arasında, geniş alçak düzlükler şeklindedir ve kuzey yarıkürede daha belirgindirler Gezegenin en alçak noktaları, ortalama yükselti düzeyinin 3000 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 alanlardırvenüs 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 SensizolmuyorGenTR 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 7000 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 30000' de biri kadardır 2 kmden 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 SensizolmuyorGenTR 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
  • Troposfer (0-65 km): Gezegen yüzeyinden, bulut tepelerinin bulunduğu 65 km yükseltiye kadar olan atmosfer bölümüdür Bu boyutlarıyla Venüs troposferi, Yer troposferinden en az beş kat daha yükseğe çıkar Bulutlar sülfürik asit damlacıklarından oluşurlar ve en yoğun oldukları yükseltiler 48-52 km arasındadır Bu alanda basınç yaklaşık olarak Yer yüzeyindeki atmosfer basıncı kadar, sıcaklık ise 100oC nin biraz üzerindedir Bulutların altında 30 kilometre düzeyine kadar inen bir pus tabakası bulunur Atmosferin daha alçak kesimlerinin ise oldukça berrak olduğu tahmin edilir
  • Stratosfer ve mezosfer (65-95 km): Bulut tepeleri sıcaklığın -30oC, basıncın ise 0,2 bar civarında olduğu 65 km yükseltidedir ve bu düzey troposferden stratosfere geçişi belirler Bu katmanda klor atomlarının etkinliği sonucunda, daha üst düzeylerde karbon dioksitin güneşten gelen morötesi ışınların etkisi ile parçalanmasından ortaya çıkan oksijen atomları yeniden ortamdan uzaklaştırılır Venüs atmosferinde ozon tabakasının yokluğunu açıklayan bu durum, insan yapımı klorlu bileşiklerin Yer atmosferindeki ozon tabakasına zararlarının anlaşılmasına yardımcı olmuştur
  • Termosfer-iyonosfer (95 km ve üstü): Venüs yüzeyinden 95 kilometere yükseğe çıkıldığında, -100oC' ye kadar düşmüş olan sıcaklık yükseklikle yeniden artmaya başlar Burası termosferin başlangıcıdır Yükseklik arttıkça güneş kaynaklı morötesi ışınların atmosfer bileşenleri üzerindeki etkisi belirginleşir 120 km de karbondioksitin ayrışması ile karbon monoksit ve oksijen oluşumu en üst noktaya çıkar 160 km de ise oksijen atmosferin temel bileşenidir İyonize gazların sıcaklığı yüksekliğe paralel olarak artar ve 240 kmde 2000 K' e ulaşır Bu koşullarda hidrojen, helyum gibi hafif elementlerin uzaya kaçışı gerçekleşir
Atmosfer bileşimi





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 çekirdeği sıvı bir tabaka içermeyip tümüyle katı haldeki metallerden oluşmuş olabilir
  • Sıvı bir metal katmanı varsa da, konveksiyon akımlarına neden olacak güçte bir iç ısı kaynağı bulunmayabilir
  • Sıvı ve içinde konveksiyon akımlarının bulunduğu bir katman varsa da Venüs'ün kendi etrafında dönüş hızı dinamo etkisini oluşturmaya yetersiz kalıyor olabilir
Venüs'ün manyetik alanı olmamakla birlikte güçlü iyonosferi Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımını saptırarak engelleyebilecek güçtedir İyonosferin dışında, plazma akımının yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir Daha içeride, iyonopoz adı verilen ve atmosfere ait iyonların güneş rüzgarının girmesini tümüyle engellediği küçük bir alan bulunur Bu bölge, manyetik alanı olan gezegenlerde gözlenen manyetopoz alanının eşdeğeridir Güneş rüzgarı, iyonosfer düzeyinde Venüs atmosferi ile doğrudan etkileşim halinde bulunduğu için, bu etkiyle atmosferden koparılan madde miktarı manyetosferi olan gezegenlere oranla fazladır

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
  • Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Venüs Ay, Güneş, Merkür, Mars, Jüpiter, ve Satürn 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 gökcisimlerinden biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur Günümüze ulaşan en eski gökbilimsel belge olan ve MÖ 7ci yüzyıla ait olduğu sanılan Ammisaduqa tabletinde Babillilerin MÖ 1700-1400 yılları arasında yaptıkları Venüs gözlemlerinden söz edilir Eski Mezopotamya, Orta Amerika ve Uzak Doğu kültürlerinde Venüs'ün önemli bir yeri olmuştur Eski Yunan'da sabah yıldızı olarak görüldüğünde 'Phosphorus', akşam yıldızı olarak görüldüğünde ise 'Hesperus' olmak üzere iki ayrı ad taşımaktaydı Pisagor sayesinde bu iki yıldızın aslında aynı gökcismi olduğunu öğrenen ilkçağ dünyası, Venüs ve Merkür'ün Güneş çevresinde döndüğünü ileri süren Heraklit ile ilk kez güneşmerkezli görüş ile tanıştı
  • 1610'da İtalyan gökbilimci Galileo Galilei basit bir teleskop yardımı ile Venüs'ün evreleri olduğunu farketti Daha sonraki gözlemlerinde gezegenin evrelerindeki değişikliklere paralel olarak görünür boyutunun da değiştiğini gözleyen Galilei, bu bulguları gezegenin Güneş etrafında döndüğünün kuvvetli göstergeleri olarak kabul etti
  • 1761'de Rus gökbilimci Mikhail Vasilyeviç Lomonosov, Venüs'ün Güneş geçişi sırasında gezegenin kenar çizgisindeki düzensizliği farkederek bunun bir atmosferin varlığını gösterdiğini öne sürdü
  • 1793'te, Alman gökbilimci Johann Schröter sonradan kendi adıyla anılacak ve Venüs atmosferinin neden olduğu anlaşılacak olan 'faz kayması' olayını gözledi Bu olay, güneş ışınları ile aydınlanan kalın ve yoğun atmosferin Venüs'ün görünür kenar çizgisine eklenerek, bulunduğu konumun gerektirdiğinden farklı bir evredeymiş gibi algılanmasına neden olması sonucu ortaya çıkar
  • 1932 yılında, Amerikalı araştırmacılar WS Adams ve T Dunham kızılötesi tayfölçüm ile Venüs atmosferinin temel bileşeninin karbon dioksit olduğunu öğrendiler İzleyen yıllarda Rupert Wildt, tayfölçüm verilerine dayanarak atmosferin kimyasal bileşimi yanı sıra basıncı, sıcaklığı, gezegen yüzeyiyle etkileşimi hakkında bir çok tahminde bulundu
  • 1956'da Robert S Richardson gezegenden yansıyan güneş ışınlarının Doppler kaymasını ölçtüğünde, bulguların gezegenin kendi etrafında dönüş yönünün ters olduğunu gösterdiğini saptadı
  • 1960'larda Massachussets Teknoloji Enstitüsü (MIT) ve Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü bilim adamları mikrodalga bandında radar incelemeleri ile Venüs'ün kendi etrafında dönüş süresini duyarlı olarak ölçtüler Aynı dönemde yeryüzünden yapılan radar incelemeleri ile gezegenin yüzey şekilleri hakkında önemli bilgi elde edildi
Venüs'e gönderilen uzay araçları
  • Sputnik 7 (SSCB): 4 Şubat 1961'de fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinden ayrılamadı)
  • Venera 1 (SSCB): 12 Şubat 1961'de fırlatıldı Başarısız (Venüs'e ulaşamadan iletişim koptu Şu anda Güneş çevresinde yörüngede)
  • Mariner 1 (ABD): 22 Temmuz 1962'de fırlatıldı Başarısız (Fırlatılmadan hemen sonra kontroldan çıkması üzerine imha edildi)
  • Sputnik 19 (1962AlphaPi1) (SSCB): 25 Ağustos 1962'de fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinden ayrılma aşamasında son kademe arızalandı 3 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı)
  • Mariner 2 (ABD): 27 Ağustos 1962'de fırlatıldı İlk başarılı Venüs sondası 201 kg ağırlığında 14 Aralık 1962'de gezegenin 35000 km yakınından geçti 42 dakika süren bilimsel gözlemleri ile Venüs hakkında bilinenlere önemli yenilikler ekledi Venüs yüzeyinin 425oC' den sıcak olduğunu, bulut tepelerinde ise sıcaklığın düşük olduğunu saptadı Böylece gezegen yüzeyindeki koşullarda sera etkisinin payı anlaşıldı Gezegenin manyetik alanı bulunmadığını gösterdi Ayrıca Venüs'e doğru yolculuğu sırasında ilk kez güneş rüzgarını inceledi, güneş patlamaları kaynaklı yüksek enerjili yüklü parçacıklar ve kozmik ışınlar ile ilgili ölçümler yaptı, gezegenler arası toz miktarının sanılandan daha az olduğunun anlaşılmasını sağladı Şu anda Güneş çevresinde yörüngede
  • Sputnik 20 (1962 AlphaTau1) (SSCB): 1 Eylül 1962'de fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinden ayrılamadı 5 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı)
  • Sputnik 21 (1962 APi) (SSCB): 12 Eylül 1962'de fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinde iken infilak ederek parçalandı)
  • Kosmos 21 (SSCB): 11 Kasım 1963'te fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinden ayrılamadı 3 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı) Bu aracın bir Venüs sondası olduğu yalnızca bir tahmindir Daha sonraki Venüs uçuşlarına hazırlık amaçlı bir test uçuşu da olabilir
  • Kosmos 27 (SSCB): 27 Mart 1964'te fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinden ayrılamadı)
  • Zond 1 (SSCB): 4 Nisan 1964'te fırlatıldı Başarısız (Venüs'e ulaşamadan radyo sistemi arızalandı) Şu anda Güneş çevresinde yörüngede
  • Venera 2 (SSCB): 12 Kasım 1965'te fırlatıldı Başarısız (Venüs'e varmak üzere iken iletişim kesildi) Şu anda Güneş çevresinde yörüngede
  • Venera 3 (SSCB): 16 Kasım 1965'te fırlatıldı Başarısız (Venüs atmosferine girmekte iken iletişim kesildi Venüs üzerine çarparak parçalandı) Bir başka gezegen üzerinde bulunan en eski insan yapımı nesnedir
  • Kosmos 96 (SSCB): 23 Kasım 1965'te fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinden ayrılma için ateşleme sırasında oluşan bir patlama ile hasar gördü 16 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı)
  • Venera 4 (SSCB): 12 Haziran 1967'de fırlatıldı Venüs atmosferinden veri gönderen ilk uzay aracı 1106 kg ağırlığında 18 Ekim 1967'de Venüs atmosferine girdi, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken yanında taşımakta olduğu 2 termometre, bir barometre, bir radyo altimetre, bir atmosfer yoğunluğu ölçme cihazı, 11 gaz analiz cihazını düşüşe bıraktı ve bu cihazlardan gelen verileri yeryüzüne aktardı Sondanın kendisi ise hidrojen ve oksijen algılayıcıları, kozmik ışın algılayıcısı yüklü parçacık algılayıcısı ve bir manyetometre taşımaktaydı 25 km yükseklikte atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu Atmosferin bileşimi ve ulaştığı yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi Bu şekilde ilk gezegenler arası yayını gerçekleştirmiş oldu
  • Mariner 5(ABD): 14 Haziran 1967'de fırlatıldı 19 Ekim 1967'de Venüs yüzeyinin 4000 km uzağından geçti Gezegenler arası ortamda ve Venüs yakınlarında manyetik alan, yüklü parçacıklar, plazma ölçümleri yaptı; Venüs atmosferinin radyo ve morötesi bandında ışınımlarını taradı Şu anda Güneş çevresinde yörüngede
  • Kosmos 167 (SSCB): 17 Haziran 1967'de fırlatıldı Başarısız (Venera 4'e benzer şekilde tasarlanmış olan ve Venüs üzerine inmesi planlanan bu araç Yer yörüngesinden ayrılamadı ve 8 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı)
  • Venera 5 (SSCB): 5 Ocak 1969'da fırlatıldı 16 Mayıs 1969'da Venüs atmosferine girdi Venera 4'e benzer şekilde tasarlanmış 405 kg ağırlığındaki sonda, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken 53 dakika süreyle atmosfer hakkında veriler toplayıp gönderdi Gezegen yüzeyine varamadan, atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu Atmosferin bileşimi ve sondanın inebildiği 38 km yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi
  • Venera 6 (SSCB): 10 Ocak 1969'da fırlatıldı 17 Mayıs 1969'da Venüs atmosferine girdi Venera 4'e benzer şekilde tasarlanmış 405 kg ağırlığındaki sonda, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken 51 dakika süreyle atmosfer hakkında veriler toplayıp gönderdi Gezegen yüzeyine varamadan, atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu Atmosferin bileşimi ve sondanın inebildiği 36 km yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi
  • Venera 7 (SSCB): 17 Ağustos 1970'de fırlatıldı 15 Aralık 1970'de Venüs atmosferine girdi 495 kg ağırlığındaki iniş sondası bir paraşüt arızası nedeniyle 60 dakika sürmesi gereken inişini 35 dakikada tamamlayarak Venüs yüzeyine indi ve buradan 23 dakika süreyle sinyaller gönderdi Gezegen yüzeyinde atmosfer sıcaklığının 475oC, basıncın ise 90 atmosfer olduğunu saptadı Böylece bir başka gezegenin yüzeyine çalışır durumda inen ve radyo yayınları yeryüzüne veri gönderen ilk uzay aracı oldu
  • Kosmos 359 (SSCB): 22 Ağustos 1970'de fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinden ayrılamadı)
  • Venera 8 (SSCB): 27 Mart 1972'de fırlatıldı 22 Temmuz 1972'de Venüs atmosferine girdi Bir paraşüt sistemi yardımı ile inişi sırasında atmosfer hakkında veriler topladı Değişik yükseltilerdeki rüzgar hızını ve ışık şiddetini ölçtü Sert atmosfer koşullarında görev süresini uzatabilmek amacıyla bir dış soğutma sisteminden yararlandı ve yüzeye inişinden sonra 50 dakika süreyle veri gönderebildi Gezegen yüzeyinde aydınlığın fotoğraf çekilebilmesine olanak tanıyacak düzeyde olduğunu saptadı
  • Kosmos 482 (SSCB): 31 Mart 1972'de fırlatıldı Başarısız (Yer yörüngesinden ayrılamadı)
  • Mariner 10 (ABD): 3 Kasım 1973'te fırlatıldı 5 Şubat 1974'te, daha sonraki Merkür buluşması için uygun rotayı sağlayacak şekilde Venüs yakın geçişini gerçekleştirdi Gezegen yüzeyinin 5800 km üzerinden geçerken, çok sayıda fotoğraf çekti, Venüs'ün ilk kez mor ötesi bantta görüntülerini elde etti ve bu sayede daha önce bilinmeyen atmosfer akımlarını tanımladı, Venüs'ün dikkate değer bir manyetik alanının bulunmadığını, ancak iyonosfer ile güneş rüzgarının bir şok dalgası oluşturacak şekilde etkileştiklerini gözledi Venüs atmosferinde hidrojen bulunduğunu ve izotop dağılımına dayanarak bu hidrojenin Güneş kaynaklı olduğunu saptadı Atmosferin radyo dalgalarını örtme biçimini inceleyerek Venüs bulutlarının en yoğun oldukları yükseklikleri hesapladı
Mariner 10, Merkür gezegenine doğru yolculuğuna devam ederek bu gezegeni ziyaret eden ilk ve tek uzay aracı oldu Yörünge değişikliği amacıyla bir gezegenin kütleçekim yardımından yararlanan, ve aynı zamanda ard arda iki gezegeni başarı ile ziyaret eden ilk uzay sondası olma özelliğini kazandı Şu anda Güneş çevresinde yörüngede dolanmaktadır
  • Venera 9 (SSCB): 8 Haziran 1975'te fırlatıldı Bir yörünge aracı ve bir iniş aracı olmak üzere iki ayrı sondadan oluşmakta idi 20 Ekim 1975'te iki araç birbirinden ayrıldı 22 Ekim tarihinde yörünge aracı Venüs çevresinde 48 saat dolanma süreli bir yörüngeye girerken, 2015 kg ağırlığındaki iniş aracı da, bir sürtünme ve ısı kalkanı, üç ayrı paraşüt sistemi yardımı ile inişe geçti 2300 kg ağırlığındaki yörünge aracı mor ötesi, görünür bant, kızıl ötesi ve mikrodalga bantlarında incelemeler yapabilecek donanıma sahipti, ayrıca iniş cihazının iniş sırasında ve gezegen yüzeyinde elde ettiği verileri dünyaya aktaracak bir bağlantı istasyonu olarak tasarlanmıştı Sert atmosfer koşullarında görev süresini uzatabilmek amacıyla bir dış soğutma sistemine sahip olan iniş aracı, 60-30 km düzeyleri arasında bulutlar bulunduğunu gözledi, atmosferde düşük oranda bulunan hidroklorik asit, hidrofluorik asit, iyot ve bromu saptadı Yüzeye inişinden sonra 53 dakika süreyle veri gönderebildi Taşıdığı televizyon kamerası yardımıyla Venüs yüzeyinin ilk fotoğraflarını yeryüzüne iletti Resimlerde aşınma belirtisi göstermeyen keskin kenarlı kayalar, berrak bir atmosfer gözlendi Venera 9 yörünge aracı şu anda Venüs çevresinde yörüngededir
  • Venera 10 (SSCB): 14 Haziran 1975'te fırlatıldı Venera 9'a benzer şekilde, bir yörünge aracı ve bir iniş aracı olmak üzere iki ayrı sondadan oluşmakta idi 23 Ekim 1975'te iki araç birbirinden ayrıldı 25 Ekim tarihinde yörünge aracı Venüs çevresinde 49,5 saat dolanma süreli bir yörüngeye girerken, 2015 kg ağırlığındaki iniş aracı da, bir sürtünme ve ısı kalkanı, üç ayrı paraşüt sistemi yardımı ile inişe geçti 2300 kg ağırlığındaki yörünge aracı mor ötesi, görünür bant, kızıl ötesi ve mikrodalga bantlarında incelemeler yapabilecek donanıma, bir manyetometreye ve bir yüklü parçacık sayacına sahipti, ayrıca iniş aracının iniş sırasında ve gezegen yüzeyinde elde ettiği verileri dünyaya aktaracak bir bağlantı istasyonu olarak tasarlanmıştı Sert atmosfer koşullarında görev süresini uzatabilmek amacıyla bir dış soğutma sistemine sahip olan iniş aracı, atmosferin fizik özellikleri üzerinde ölçümler yaptı Yüzeye inişinden sonra 65 dakika süreyle veri gönderebildi Taşıdığı televizyon kamerası yardımıyla Venüs yüzeyinin fotoğraflarını yeryüzüne iletti Venera 10 yörünge aracı şu anda Venüs çevresinde yörüngededir
  • Pioneer Venus 1 (Pioneer 12) (ABD): 20 Mayıs 1978'de fırlatıldı 4 Aralık 1978 tarihinde Venüs çevresinde eliptik bir yörüngeye oturtulan 517 kg ağırlığındaki yörünge aracı, 300 W güç sağlayan güneş panelleri ile 17 değişik gözlem aygıtı çalıştırmakta idi Gezegenin iyonosferi ve atmosferin üst katmanlarının yapısı hakkında ayrıntılı bilgi topladı, güneş rüzgarının iyonosfer ile etkileşimi ve oluşan manyetik alan üzerinde ölçümler yaptı, kütleçekimi değişimlerini kaydederek Venüs'ün iç yapısına ilişkin ipuçları elde etti Gezegenin tamamına yakın bölümünün radar haritasını çıkardı Yörünge ayarlamaları ile Ağustos 1992'ye dek çalışır durumda kaldı ve veri aktarmayı sürdürdü, ancak yakıtının tükenmesi sonucunda Venüs atmosferine girip parçalanarak görevini tamamladı
Pioneer Venus 2 (Pioneer 13) (ABD): 8 Ağustos 1978'de fırlatıldı Bir taşıyıcı üzerinde bir büyük, üç küçük atmosfer sondasından oluşmakta idi Büyük sonda taşıyıcıdan Venüs'e ulaşmadan 25 gün önce, küçük sondalar ise 20 gün önce ayrıldı Sondalar birbirlerinden çok az farklı rotalar izleyerek 9 Aralık 1978'de gezegenin değişik bölgelerinde atmosfere girdiler Küçük sondalardan biri gezegenin gece yüzüne, ikincisi gündüz yüzüne, üçüncüsü ise kuzey kutup bölgesine doğru düştüler ve atmosferin değişik düzeylerinde ısı, basınç, ivme, termal ışınım ve asılı parçacık ölçümleri yaptılar Büyük sonda gündüz yüzünde ekvatora yakın bir bölgeye doğru paraşüt yardımı ile alçaldı ve küçük sondalardakine benzer ölçümlere ek olarak atmosfer bileşenlerini tanımlama ve oranlarını belirleme, bulut yapılarını değerlendirme amaçlı incelemeler yaptı Atmosfere en son giren taşıyıcıda ise atmosferin dış tabakalarını araştırma amaçlı iki deney aygıtı daha bulunmaktaydı Tüm bu ölçümlerin sonuçları, Pioneer Venus 1 yörünge aracının eşzamanlı olarak yaptığı gözlemler çerçevesinde değerlendirildi
Alıntı Yaparak Cevapla