Dünyanın Uydusu Ay

DÜNYA'NIN UYDUSU AY

Ay dünyanın tek doğal uydusudur Dünyadan uzaklığı 384,400 km, çapı 3476 km ve kütlesi 735e22 kgdır Roma'lılar Luna, eski yunanlılar Selene ve Artemis adını vermişlerdir Diğer mitolojilerde de değişik pek çok ad verilmiştir

Gökyüzünde güneşten sonraki en parlak cisimdir Ay, her ay dünya çevresinde dönerken, Dünya Ay ve Güneş arasındaki açılar değişir ve, bu olay Ay'ın değişik fazlarının oluşmasına yol açar (Sayfa sonundaki hareketli resme bakınız) Yeni Ay'dan bir sonraki yeni Ay'a kadar geçen süre 295 gündür (709 saat) Bu süre doğal olarak, Ay'ın rotasyon süresinden çok az da olsa farklıdır (dünya ile birlikte güneş çevresinde hareker ettiğinden dünyaya göre kendi çevresinde dönmesi ile sabit bir noktaya - yıldızlara - göre olan arasında az bir fark oluşur)

Boyutları ve yapısı nedeniyle Ay bazen, teresterial gezegen olarak sınıflandırılır(Merkür, Venüs, Dünya ve Mars'la birlikte) Pluto/Charon gibi Dünya/Ay sistemi de bazı gökbilimcilerce bir çift gezegen olarak kabul edilir

Ay'a ilk kez inen uzay aracı 1959'da Luna2 sovyet uzay aracı olmuştur Halen insanların ziyaret edebildiği tek uzay cismidirAy'a ilk insanlı iniş 20 temmuz 1969'da ve sonuncusu da 1972 aralığında gerçekleşmiştir Ay, yüzeyinden örnekler toplanarak dünyaya getirilen tek cisim olma özelliğini de halen korumaktadır
1994 yazında Clementine ve 1999'da da Lunar Prospector uzay araçları aracılığı ile Ay'ın son derece detaylı haritaları elde edilmiştir

Hayret verici bir şekilde, Ay'ın ağırlık merkezi, geometrik merkezinden kaçıktır, bu nedenle de Ay'ın dünyaya bakan yüzündeki yer çekimi aksi yüzdeki çekimden daha fazladır Dünya ile Ay arasındaki çekim kuvvetleri bazı ilginç olaylara neden olur Bunlardan en belirgini gelgit olayıdır Dünyanın Ay'a bakan tarafındaki ve tam aksi yüzdeki okyanusta belirgin bir kabarma olur Dünya kendi çevresinde Ay'ın dündüğünden çok daha hızlı döndüğü için, her iki kabarıklık da dünya çevresini dolaşarak günde iki kez denizlerin çekilip tekrar yükselmesine (gelgite) neden olur Bu basitleştirilmiş bir modeldir, gelgit olayı özellikle sahillerde çok daha karmaşıktır

Dünyanın rotasyonu, gelgit kabartısını ay-dünya hattının biraz daha ilerisine taşır Bu da dünya ve ay arasındaki kuvvetin ay ve dünyanın merkezlerini birleştiren çizginin dışına kaymasına neden olur Aradaki bu kuvvet Ay'ın dünya çevresinde dönüşünü hızlandırırken, dünyanın da kendi çevresindeki dönüşünü yavaşlatır Bunun sonucu olarak da günler her yüzyılda 15 milisaniye kadar uzar ve A'yın yörüngesi senede 38 cm kadar dünyadan uzaklaşır Ay'ın rotasyonunun senkron olmasından, yani, ayın her zaman aynı yüzünün dünyaya dönük olmasından da bu asimetrik özellikteki çekim kuvveti sorumludur Bu kuvvet, ayın rotasyonunu yavaşlatarak senkron hale gelmesine neden olmuştur Aynı şey güneş sistemindeki pek çok uydunun başına gelmiştir Dünyanın da yavaşlaması ile zaman içinde Ay ve Dünya tıpkı Pluto-Charon ikilisi gibi karşılıklı senkron hale gelecek, ve sonuçta dünyanın da hep aynı yüzü aya bakar hale gelecektir

Eliptik yürüngesi ve ağırlık merkezinin eksantrikliği nedeniyle ay dünya etrafındaki dönüşü sırasında hafifçe yalpalar, bu sayede arka yüzünün birkaç derecelik bölümü zaman zaman dünyadan görünür (sayfanın sonundaki hareketli resme bakınız) Arka yüzün tamamına yakın bir bölümü 1959' a kadar sır olarak kalmıştı Ayın arka yüzünün fotografları ilk kez sovyet uzay aracı Luna3 tarafından çekilmiştir (Not: Ay'ın karanlık yüzü yoktur Ayın kutuplarındaki derin kraterlerin belli bölgeleri dışında her noktası zamanın yarısında güneş görür Geçmişte sıkça kullanılan ''karanlık yüz'' terimi bilinmeyen anlamındadır ve artık geçerli değildir)

Ay'ın atmosferi yoktur Ancak Clementine uzay aracının bulguları Ay'ın güney kutbundaki, güneş görmeyen bazı derin kraterler içinde su buzu bulunduğunu göstermiştir Çok yakın zamanda Lunar Prospector uzay aracı da bunu hem güney hem de kuzey kutbu için doğrulamıştır

Ay'ın kabuğu oralama 68km kalınlıktadır Kabuk kalınlığı Mare Crisium tabanında 0'dan arka yüzde, Korolev karteri Kuzeyinde, 107 km'ye kadar değişiklikler gösterir Genelde ön yüzde daha incedir Kabuğun altında Magma tabakası ve altında muhtemelen küçük bir çekirdek (kabaca 340 km çapında ve Ay kütlesinin %2'si kadar) bulunur Dünyadakinin aksine Ay'ın magma tabakasının ancak bir bölümü erimiş haldedir Ay'ın ağırlık merkezi, geometrik merkezinden, 2 km kadar dünya tarafına yakındır

Ay yüzeyi, yüzey şekline göre iki ana sınıfta toplanır: Çok sayıda ve sık kraterlerle karakterize, oluşumu çok eski dağlık bölgeler ve nispeten düz, ve daha genç maria bölgeleri Ay yüzeyinin %16'sını oluşturan bu kuru denizler içleri daha sonradan magma ile dolmuş çok büyük kraterlerdir Yüzeyin büyük bölümü regolith adı verilen meteor çarpmaları sonu oluşmuş toz, taş ve kayalarla kaplıdır (not : ay yüzeyündeki daha koyu olarak gözüken ve çoğunluğu Ay'ın ön yüzünde bulunan bu düzlükler, çok eskiden beri deniz anlamına gelen mare adıyla anılırlar Maria sözcüğü mare'nin çoğuludur) Ön yüzdeki kraterlerin büyük bölümüne, bilim tarihinin önemli kişiliklerinin isimleri verilmiştir (Tyco, Copernicus, Ptolemaeus gibi) Arka yüzdeki şekilllere ise daha güncel isimler verilmiştir (Apollo, Gagarin, Korolev gibi Bu yüz ilk kez sovyet araçlarınca görüntülendiğinden isimlerin çoğu da rusça kökenlidir)

Aşağıdaki şekil Ay yüzeyinin eksiksiz bir projeksiyonudur
Şeklin orta bölgesi dünyaya bakan yüz, sağ ve sol bölümler ise arka yüzü göstermektedir

Ay'dan Apollo ve Luna uzay programlarıyla dünyaya 382 kg kaya örneği getirilmiştir 20 sene sonra hala incelenmekte olan bu örneklerden, ayın yapısı ve geçmişi hakkındaki bilgilerimizin büyük bir bölümü elde edilmiştir Örneklerin büyük çoğunluğunun 46 ila 3 milyar yaşında olduğu anlaşılmıştır Oysa dünyada 3 milyardan daha yaşlı örnekler bulmak hayli zordur Bu örnekler, güneş sisteminin, dünyanın ve ayın oluşumu hakkında önemli ipuçları içermektedir

Ay taşı örneklerinden önce, Ay'ın oluşumu hakkında bir fikir birliği yoktu Üç ayrı teori ileri sürülüyordu Ay ve dünyanın aynı zamanda solar nebuladan oluştukları, Ay'ın dünyadan kopan bir parçayla oluştuğu ya da Ay'ın başka bir yerden gelip dünyanın çekimine kapıldığı ileri sürülmekteydi Ay taşlarının incelenmesinden sonra ise, en çok kabul gören senaryo, en az Mars büyüklügünde bir cismin dünyaya çarparak Ay'ı dünyadan kopardığı şeklindedir

Ayın bir küresel manyetik alanı yoktur Ancak yüzeydeki kayalardan bazılarının manyetik özelliği, bir zamanlar ayın da global manyetik alanı olduğu düşüncesini desteklemektedir


Yandaki hareketli resim Ay'ın fazlarını ve, yörüngesinin eliptikliğinden oluşan yalpalama hareketini belirgin olarak göstermektedir Hareketli resim gerçek fotograf serilerini biraraya getirerek hazırlanmıştır

NEPTÜN

Roma mitolojisinde Neptün (eski yunan : Poseidon) deniz tanrısıdır
Uranüs'ün keşfinden sonra, yörüngesinin Newton kanunlarına uymadığı farkedilmiş ve buna, daha uzak bir gezegenin çekiminin neden olduğu düşünülmüştür Adams ve Le Verrier birbirlerinden bağımsız olarak, Jupiter Satürn ve Uranüs'ün orbital hareketlerinden bu bilinmeyen gezegenin yörüngesini hesaplamışlardır Ve nihayet 1846'da Galle ve d'Arrest tarafından Neptün keşfedilmiştir

Keşfinden 2 yüzyılı aşkın bir süre önce 1613'de Neptün, Jupiter'e yakın bir konumda iken Galileo tarafından gözlemlenmiş, ancak bir yıldız olarak değerlendirilmiştir
Sistemin 8 ve Gaz Devleri'nin en dış gezegenidir ekvatorundaki çevresi 49,500 kmdir (içine 60 dünya sığacak büyüklükte) Bir Neptün yılı 165 dünya yılına eşittir Bir Neptün günü ise 16 saat 67 dakika kadardır Pluto'nun yörüngesi çok eksantrik olup bazen Neptün'ün yörüngesini keser Bu durumda Neptün birkaç yıl boyunca güneş'e en uzak gezegen konumunda olur

Neptün'ün yapısı muhtemelen Uranüs'e benzer Çapı, kütlesi, rotasyon süresi, çekim alanının şekli ve hidrojen helyum ve suyun yüksek basınç altındaki davranışı bize Neptün'ün iç yapısı hakkında fikir verirNeptün'ün dış zarfı, moleküler hidrojen, helyum ve metandan oluşur (2 dünya kütlesinde) Bunun altındaki katman yüksek basınç altındaki, bolca su, metan, amonyak ve diğer elementlerden oluşmuştur (10-15 dünya kütlesinde) En derinde de kaya ve buz dan oluşmuş çekirdeği vardır (1 dünya kütlesinden az) Jupiter ve Satürn gibi Neptün'ün de bir iç enerji kaynağı vardır Güneşden aldığından iki kat fazla enerji yayar

Atmosferi büyük oranda hidrojen, helyum ve az miktarda metan içerir Mavi rengi metandan dolayıdır (metan kırmızı ışığı absorbe eder)Diğer gaz gezegenleri gibi Neptün'de de enlemlere paralel rüzgar bantları bulunur Güneş sisteminin en hızlı rüzgarları Neptün'dedir, hızları yer yer 2000 km/saat'i aşar Voyager uzay aracı ile buluşması sırasında Neptün atmosferindeki en baskın özellik, güney yarıküresinde görülen Büyük Koyu Leke idi (sağda) Çevresinde parlak beyaz bulutların da olduğu bu lekeyi Neptün rüzgarları saatte 1000 km'yi aşan bir hızla batıya taşıyordu Atmosferin aşağı tabakalarından bir kabarma olarak değerlendirilen bu lekenin nasıl oluştuğu bilinmemektedir

Hubble gözlemleri (solda) 1994 de Büyük Koyu Lekenin kaybolduğunu gşstermiş ve birkaç ay sonra da bu kez kuzey yarıkürede yeni bir lekenin oluştuğunu gözlemlemiştir Muhtemelen bulutların alt ve üst bölgeleri arasındaki ısı farkları Neptün atmosferinde çok hızlı değişimlere neden olmaktadır Sağdaki resimde Sirrüs benzeri bulut oluşumları görülmektedir Bu parlak beyaz bulutların gölgesi 50 km aşagıdaki mavi bulut tabakası üzerine düşmekte Güneşin aydınlattığı, çizgiler halindeki bu beyaz bulutların genişlikleri 50 - 160 km arasında değişmekte ve uzunukları binlerce km'yi aşmaktadır

Bu resim, Büyük Koyu Leke'nin güneyinde oluşmuş Küçük Koyu Leke'yi göstermektedir Bu koyu leke içindeki spiral beyaz bulutlarıyla, Neptün atmosferindeki bir fırtınayı göstermektedir Neptün'ün de halkaları vardır Dünyadan yapılan gözlemlerde yay parçaları halinde gözüken bu halkaların tam olduğu Voyager2 tarafından gösterilmiştir Halkalar oldukça koyu renkte olup içerikleri tahminden öteye geçmemektedir

Halkalardan birinin (sağda) şaşırtıcı şekilde, birbiri üzerine sarılarak helezon oluşturan iki halkadan oluştuğu görülmüştür

Neptün'ün manyetik alanı da Uranüs'ünki gibi eksenden farklı bir açıdadır İç katmanlarındaki iletken maddenin hareketiyle oluştuğu sanılmaktadır
Gece nereye bakacağınızı bilirseniz iyi bir dürbünle Neptün görülebilir Ancak minik bir diskden farklı birşey görmek işterseniz gelişmiş bir teleskopa ihtiyaç vardır
Neptün'ün bilinen 8 uydusu vardır (Triton ve 7 küçük uydu)

Solda Hubble Uzay Teleskopu ile elde edilmiş gerçek renklerinde Neptün ve uydularından en büyüğü olan Triton'un resmini görmektesiniz Neptün atmosferindeki bulut bantları da belirgin şekilde gözükmekte

(Gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız)

Neptün Sayısal Değerler Kâşif Johann Gotfried Galle Keşfedildiği tarih 23 Eylül 1846 Kütle (kg) 1024e+26 Kütle (Dünya = 1) 17135e+01 Ekvatoryal yarıçap (km) 24,746 Ekvatoryal yarıçap (Dünya = 1) 38799e+00 Ort Yoğunluk (gm/cm^3) 164 Ort Güneşden uzaklık (km) 4,504,300,000 Ort Güneşden uzaklık (Dünya = 1) 300611 Rotasyon süresi (saat) 1611 Orbital periyod (yıl) 16479 Ort Orbital hız (km/sn) 545 Orbital eksantriklik 00097 Eksen eğimi (derece) 2831 Orbital eğim (derece) 1774 Ekvatoryal yer çekimi (m/sn^2) 110 Ekvatoryal kaçış hızı (km/sn) 2350 Görünür geometrik beyazlık 041 Magnitude (Vo) 784 Ort bulut ısısı -193 to -153°C Atmosferik basınç (bar) 1-3 Atmosferik bileşimi Hidrojen Helyum Metan
85%
13%
2%

URANÜS

Uranüs, güneşten uzaklığına göre 7 gezegendir Büyüklük sıralamasında 3 gelir Çapı Neptün'den büyük ancak kütlesi daha azdır
Eski Yunanda, Uranüs cennetin tanrısıdır Cronus (Satürn), Cyclopedes ve Titan'ın da babası olan Gaia'nın oğludur (Olimpos'da oturan tanrıların ataları)
Modern çağlarda keşfedilen ilk gezegendir 13 Mart 1781'de William Herschel tarafından keşfedilmiştir Daha önce de pek çok defa görülmüş ama bir yıldız olarak değerlendirilmiştir 'Uranüs' adı Bode tarafından teklif edilmiş ancak 1850 li yıllardan sonra yagın olarak kullanılmaya başlanmıştır

Uranüs'ü 24 Ocak 1986'da Voyager2 uzay aracı ziyaret etmiştir
Gezegenlerin çoğunun kendi çevrelerindeki dönüş ekseni yaklaşık olarak ekliptik düzleme diktir Oysa Uranüs'ün ekseni, bu düzleme neredeyse paraleldirVoyager2'nin geçişi sırasında Uranüs'ün güney kutbu güneşe bakmaktaydı Gerçi böyle bir eksen eğimiyle hangi kutbun güney hangisinin kuzey olduğunu söyleyebilmek zordur
Uranüs temel olarak kaya ve değişik buzlardan oluşmuştur, kütlenin geri kalanını (%15'ini) hidrojen ve az miktarda Helyum teşkil eder Uranüs, Jupiter ve Satün'den daha çok onların çekirdeklerine benzer, ancak sıvı metalik hidrojen içermez (Neptün için de durum aynıdır)
Uranüs atmosferi %83 hidrojen, %15 helyum ve %2 metan'dan oluşur

Diğer gaz gezegenlerde olduğu gibi, Uranüs'ün de enlemleri boyunca uzanan ve hızlı hareket eden bulut bantları vardır Bu bantlar çok belirsizdirler, ancak Voyager2 'nin gönderdiği resimlerin bilgisayar analizleri ile gösterilebilmişlerdir (solda) Son zamanlarda Hubble Uzay teleskopu ile daha belirgin resimler alınabilmiş ve atmosfer hareketleri gözlenebilmiştir Şimdi güneş ışınları kutuplardan daha aşağı enlemlere dik geldiğinden mevsimsel atmosfer hareketlerinin de arttığı bu nedenle daha iyi gözlemler yapıldığı gerçektir 2007 yılında güneş ışınları Uranüs ekvatoruna dik gelecektir Gezegenin mavi rengi, kırmızı ışığın atmosferin üst tabakalarındaki metan tarafından emilmesi sonucudur Jupiter'deki gibi renkli bantların bulunması olasıdır, ancak bu metan tabakası tarafından perdelenmektedir

Diğer gaz gezegenlerde olduğu gibi Uranüs'ün de halkaları vardır Satürn halkaları gibi parlak olmamalarına karşın, onlar gibi 10 m çap ile toz zerrecikleri arasında değişen büyüklüklerde parçacıklardan oluşmuşlardır Soldaki resim Voyager2 tarafından 96 snlik bir pozlandırma ile elde edilmiştir Daha önceden bilinen halkalar yanında parlak toz halkalarını da göstermektedir (Kısa çizgiler - uzun pozlama nedeniyle - yıldızların izleridir) Voyager2, bilinen 5 uydu yanında, 10 yeni küçük uydu daha keşfetmiştir Halkalar arasında daha pek çok küçük uydunun bulunması olasıdır

Uranüs'ün manyetik alanı garip bir şekilde gezegenin ekseninden 60 derece kadar farklı konumdadır Bu da eksendeki anormal yatıklığın bir çarpışma sonucu olduğu, gezegenin ekseninin çekirdeğinin dönüş ekseninden daha fazla etkilendiği şeklinde düşüncelere yol açmaktadır

Uranüs, çok berrak ve karanlık gecelerde çıplak gözle belli belirsiz, bir dürbünle ise rahatlıkla görülebilir (Tabi nereye bakmak gerektiğini biliyorsanız)
20 tane isimlendirilmiş ve bir de yeni keşfedilmiş ve resmen isimlendirilmemiş uydusu vardır(Uyduları için; Gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız)

Uranüs Sayısal Değerler Kâşif William Herschel Keşfedildiği yıl 1781 Kütle (kg) 8686e+25 Kütle (Dünya = 1) 14535e+01 Ekvatoryal yarıçap (km) 25,559 Ekvatoryal yarıçap (Dünya = 1) 40074 Ort Yoğunluk (gm/cm^3) 129 Ort Güneşden uzaklık (km) 2,870,990,000 Ort Güneşden uzaklık (Dünya = 1) 191914 Rotasyon süresi (saat) -179 Orbital periyod (yıl) 8401 Ort Orbital hız (km/sn) 681 Orbital eksantriklik 00461 Eksen eğimi (derece) 9786 Orbital eğim (derece) 0774 Ekvatoryal yer çekimi (m/sn^2) 777 Ekvatoryal kaçış hızı (km/sn) 2130 Görünür geometrik beyazlık 051 Magnitude (Vo) 552 Ort bulut ısısı -193°C Atmosferik basınç (bar) 12 Atmosferik bileşimi Hidrojen Helyum Metan
83%
15%
2%

SATÜRN

Satürn, sistemin 6 gezegenidir ve Jupiter'den sonra, 119,000 km ekvatoryal çevresiyle en büyük 2 gezegendir
R oma mitolojisinde Satürn tarım tanrısıdır, Satürn'ün Yunan mitolojisindeki karşılığı Cronus, Uranüs ve Gaia'nın oğlu ve Zeus'un babasıdır
Satürn Tarih öncesi çağlardan beri bilinmektedir Teleskopla ilk kez 1610'da Galileo gözlemiş, halkaları nedeniyle garip olan görüntüsünü not etmiş, ancak kafası birhayli karışmıştır

Birkaç yılda bir dünyanın yörüngesi, Satürn'ün halkalarının bulunduğu düzlemden geçer, bu da Satürn'ün dünyadan görüntüsünü dramatik ölçüde etkiler 1695'da Chistian Huygens'in, halkaların geometrisini açıklamasına kadar bu görünüm değişikliklerinin nedeni açıklanamamıştır 1977' de Uranüs'ün, kısa bir süre sonra da Jupiter ve Neptün'ün halkaları keşfedilene kadar, halkaların sadece Satürn'e özel olduğu sanılmaktaydı Satürn'ü ilk kez 1979'da Pioneer11 ziyaret etmiş, bunu Voyager1 ve Voyager2 takibetmiştir Cassini uzay aracı halen yoldadır ve Satürn'e 2004'de varacaktır

Satürn yoğunluğu en az olan gezegendir (069 gm/cm3 ile sudan az) Kutupları belirgin şekilde basık olup oblik bir görünüm sunar Bunun nedeni, kendi çevresindeki dönüşünün çok hızlı olması ve bir gaz gezegeni olmasından kaynaklanır Diğer gaz gezegenleri de (Satürn kadar olmasa da) oblikdirler

Jupiter gibi Satürn de %75 hidrojen, %25 helyum ve eser oranlarda su, metan, amonyak ve kayadan oluşmuştur Satürn'ün iç yapısı da aynen Jupitere benzer (kaya bir nüve üzerinde sıvı metalik hidrojen katmanı ve sıvıdan gaza doğru değişen moleküler hidrojen katmanı Çekirdekte sıcaklık 12,000 Kelvin kadardır ve Satürn de güneşten aldığından daha fazla enerjiyi çevreye yayar Bu enerji Jupiter'de olduğu gibi Kelvin-Helmholtz mekanizmasıyla oluşur Ancak bu mekanizma Satürn'ün parlaklığını açıklamak için yeterli değildir Başka ek mekanizmalar belki de Satürn'ün derinliklerinde helyumun dışa doğru yağması buna neden olmaktadır

Jupiter'de çok belirgin olan bantlar, Satürn'de de vardır ancak daha silik ve ekvatoryal bölgede daha kalındırlar Bulut hareketleri ve üst atmosferin detaylarını dünyadan gözlemek mümkün olamamıştır, bu nedenle Voyager'ın ziyaretine kadar Satürn'ün atmosferik sirkülasyonu hakkında bilgi edinilememiştir Jupiter'deki kırmızı noktaya benzer oluşumlar , Satürn'de de saptanmıştır Hubble Uzay teleskopu 1990'da, Vovager'ın ziyareti sırasında mevcut olmayan, ekvator bölgesindeöok büyük bir beyaz bulut oluşumu saptamıştır1994'de de daha küçük çapta bir fırtına görülmüştür

Satürn'ün en belirgin özelliği halkalarıdır Parlak halkalardan ikisi A ve B, ve daha soluk halkalardan C dünyadan gözlemlenebilir A ve B halkaları arasındaki boşluk Cassini bölgesi, A halkasının dışındaki belirsiz boşluk ise Encke bölgesi olarak isimlendirilir Voyagerin gönderdiği resimlerde Bu halkalara ek 4 halka daha saptanmıştır Halkalar dünyadan tek parça halinde görünseler de, bağımsız yörüngelere sahip sayısız küçük cisimden (kayalar ve buz kütleleri) oluşmuşlardır Cisimlerin boyutu genelde santimetreden birkaç metreye kadar değişir, ancak daha nadir olsa da kilometre boyutunda cisimler de söz konusudur
Satürn halkaları olağanüstü incedirler, çapları 250,000 km'ye varırken kalınlıkları ancak 1 km kadardır
İlk kez amatör astronomlar tarafından bildirilen, halkalardaki radyal çizgiler (inhomojeniteler), Vovager uzay aracı tarafından da tespit edilmiştir Satürn'ün manyetik alanının halkalar üzerindeki etkisi olarak değerlendirilmektedir

Satürn'ün en dış halkası olan F halkasının yapısı birhayli karmaşıktır Birden fazla halkanın yeryer biribiriyle düğüm yaptığı, bazı yerlerde birbirine sarılarak bir sarmal oluşturduğu Voyager1 aracı tarafından izlenmiştir (solda) Ancak bu durum Voyager2 aracının gönderdiği resimlerde saptanamamıştır Voyager2'nin izlediği F halkası bölümlerinde halkalar birbirine paraleldir Voyager2'nin gönderdiği sağdaki resim özel bilgisayar teknikleriyle suni olarak renklendirilmiştir Renk farkları, halkaların bir bölümünden diğerine kimyasal kompozisyon farklılıklarını göstermektedirC halkasının ve Cassini bölgesinin önceden bilinen mavi rengine ek olarak, B halkasının iç ve dış bölgeleri farklı renklerde görülmekte, Bu iki bölge arasında radyal çizgiler gözlenebilmekte ve A halkası bambaşka bir renkte görülmektedir

Satürn'ün aylarıyla halkaları arasında komplex gel-git rezonansları vardır Çobanlık yapan uydular da denen (shepherding sattelites) Atlas, Promete ve Pandora, halkaların yerlerini muhafaza edebilmeleri için son derece önemlidirUydulardan Mimas, Cassini bölgesinin boş kalmasından sorumludur Diğer uyduların da halkalar üzerinde önemli etkileri vardır Halkalar ve uydular sistemi çok karmaşık olup henüz tam anlamıyla anlaşılamamıştır
Satürn ve diğer Jovian gezegenlerin halkalarının orijini bilinmemektedir Başlangıçtan beri var olabilecekleri gibi, uyduların parçalanmasıyla da oluşmuş olabilirler

Diğer Jovian gezegenler gibi Satürn'ün de belirgin bir manyetik alanı vardır Soldaki resim Hubble Uzay Teleskop'u tarafından elde edilmiş Ultraviole Satürn fotografıdır Kuzey kutbunda manyetik alan sonucu oluşmus Aurora perdesi görülmektedirBulutlardan 2000 km yükseğe kadar ulaşan bu aurora Hubble'ın gözlediği iki saat boyunca hem büyüklük hem de parlaklık değişiklikleri göstermiştir Satürn gazları uzak-ultraviole dalgalarında ışıdıklarından, bu dalga boyları da dünya atmosferince absorbe edildiğinden Satürn Aurora'sı sadece uzaydan gözlenebilmektedir
Voyager1 Satürn'le buluşup, onu terk ettikten sonra 5,000,000 km kadar uzaktan bu fotografı çekmiştir Bu dünyadan hiçbir zaman göremiyeceğimiz bir Satürn'dür Satürn'e göre her zaman güneşe çok daha yakın olduğumuzdan Satürn'ün sadece aydınlık yüzünü görebilmekteyiz Satürn'ün karanlık yüzü ve özellikle halkalar üzerindeki gölgesi pek hoş değil mi?

Gece gökyüzünde Satürn çıplak gözle kolayca görülür Küçük bir teleskopla halkalarını da görmek mümkündür
Satürn'ün 18 tane isimlendirilmiş ve yakın zamanda bulunmuş ve henüz resmen isimlendirilmemiş 12 uydusu, toplam 30 uydusu vardır (Gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız)

Satürn Sayısal Değerler Kütle (kg) 5688e+26 Kütle (Dünya = 1) 95181e+01 Ekvatoryal yarıçap (km) 60,268 Ekvatoryal yarıçap (Dünya = 1) 94494e+00 Ort Yoğunluk (gm/cm^3) 069 Ort Güneşden uzaklık (km) 1,429,400,000 Ort Güneşden uzaklık (Dünya = 1) 95388 Rotasyon süresi (saat) 10233 Orbital periyod (yıl) 29458 Ort Orbital hız (km/sn) 967 Orbital eksantriklik 00560 Eksen eğimi (derece) 2533 Orbital eğim (derece) 2488 Ekvatoryal yer çekimi (m/sn^2) 905 Ekvatoryal kaçış hızı (km/sn) 3549 Görünür geometrik beyazlık 047 Magnitude (Vo) 067 Ort bulut ısısı -125°C Atmosferik basınç (bar) 14 Atmosferik bileşimi Hidrojen Helyum
97%
3%

JUPİTER

Jupiter, sistemin beşinci ve en büyük gezegenidir Kütlesi bütün diğer gezegenlerin toplamından 2 kat fazladır 19 x 1027 kg kütlesi ve 142,800 kilometre ekvator çevresiyle dev bir gezegendir Zaman zaman Mars'ın parlaklığı Jupiteri geçse de, Güneş, Ay ve Venüs'den sonra gökyüzünün 4 en parlak cismidir

Tanrıların kıralı Jupiter'den alır ismini (yunan : Zeus) Zeus, Kronus'un (Satürn) oğludur Tarih öncesi çağlardan beri tanınmaktadır Dört büyük uydusu Io, Europa, Ganimede ve Castillo 1610 yılında Galileo tarafından keşfedilmiş (Galilean uydular olarak da adlandırılırlar) ve dünya çevresinde dönmediği kesinleşen ilk cisimler olarak Kopernik'in güneş merkezli evren modeli lehine değerlendirilmişlerdir
Jupiter ilk kez 1973'de Pioneer10 ve sonra da sırasıyla Pioneer11, Voyager1, Voyager2, Ulysses ve Galileo uzay araçları tarafından ziyaret edilmiştir Galileo halen Jupiter çevresindeki yöründesinde olup en azından 2 yıl daha bilgi göndemeye devam edecektir

Gaz gezegenler, katı bir yüzeye sahip değildirler Gazdan yapıları derinlikle yoğunluk kazanır 1 atmosfer basınca eşit olan düzey gezegenin yüzeyi olarak kabul edilir Bu gezegenlere bakarken gördüğümüz, atmosferlerinin (1 atmosfer seviyesinin hemen üzerindeki) en yüksek bulutlarıdır Jupiter hacmen %90'ı hidrojen, %10'u helyumdan, kütlesel olarak da %75'i hidrojen, %25'i helyumdan (eser oranlarda metan su amonyum ve kayadan) oluşmuştur Bu bileşim güneş sisteminin oluşumundan önceki solar nebulanın bileşimine çok yakındır Satürn de benzer bir bileşime sahip olmakla birlikte hidrojen ve helyum daha azdır

İç yapısı hakkındaki bilgilerimiz büyük oranda dolaylı edinilmiş bilgilerdir Galileo'nun atmosferik sondasının verdiği bilgiler, Tepe bulutlarından ancak 150 km daha aşağıdaki seviyelere kadar olmuştur

Muhtemelen 10-15 dünya kütlesinde bir çekirdeği, üzerinde gezegenin ana kütlesini oluşturan, sıvı metalik halde hidrojen, sonra moleküler sıvı hidrojen ve daha yukarılarda gaz atmosfer Hidrojenin iyonize proton ve elektronlardan oluşmuş bu egzotik formu 4 milyon barı geçen basınçlar altında söz konusu olmaktadır Anlaşılacağı gibi Jupiterin iç hidrojeni gaz değil sıvı haldedir, elektriksel olarak iletkendir ve Jupiterin manyetik alanının kaynağıdır Bu katman muhtemelen helyum da içermektedir

Bunun dışındaki katman ise derinlerde sıvı halde, daha dış kısımlara ulaştıkça da gaz halinde normal moleküler hidrojen ve helyumdan oluşmaktadır Bizim görebildiğimiz atmosfer bu son kalın katmanın en tepe bölgesinden ibarettir
Yakın zamanda yapılan deneylerin sonuçlarına bakılırsa, hidrojen ani olarak faz değiştirmemektedir Bundan, Jupiterin ve diğer gaz gezegenlerin değişik katmanları arasında belirgin bir sınır olmadığı anlaşılır Aşağıdaki resim daha açıklayıcı olabilir

• En dış katman moleküler hidrojen'e karşılık gelir Üst bölgelerinde gaz derin bölgelerinde sıvı haldedir
• 10,000 km derinikte basınç 1 milyon bar'a ve ısı 6,000 Kelvin'e ulaşır ve hidrojen sıvımetalik faza dönüşür Bu fazda Hidrojen atomları parçalanarak güneşin içindeki gibi ionize proton ve elektronlar halindedir (en kalın katman)
• Üçüncü katman yüksek basınç ve ısı altınaki su, amonyak ve metandan oluşan koyu çorba kıyamında buzdan oluşmaktadır
• En derinde de 10-15 dünya kütlesinde kaya ya da buzsu-kaya çekirdek bulunmaktadır

Atmosferin üst bölgelerinde üç farklı bulut tabakası olduğuna inanılmaktadır Amonyak buzu bulutları, amonyumhidrosülfid bulutları ve su buzu bulutları Ancak Galileo sondası bulutlar hakkinda belirgin olmayan sonuçlar göndermiştir (Sondalardan ilki en üst bölge hakkında bilgi verirken ikincisi biraz daha alçak bölge verilerini göndermiştir) Sondalar, ayrıca, atmosferin beklenenden çok daha az miktarlarda su içerdiğini göstermiştir Şaşırtıcı olan bir diğer konu da sıcaklığın ve yoğunluğun beklenenden yüksek bulunmasıdır Sonuçların, beklenenden farklı olması, sondaların atmosfere giriş notalarının (sağda) olağan dışı olmasına, giriş noktasının en sıcak ve bulutsuz bir bölgeye rastlamasına bağlanmıştır

Jupiter ve diğer gaz gezegenlerin üst atmosferleri, enlemleri boyunca kalın bantlar halinde birbirlerinden ayrılan çok hızlı rüzgarlarla karakterizedir Birbirine komşu bantların rüzgarları aksi yündedir Bantlar arasında renk değişikliğinin nedeni olarak minimal kimyasal farklılıklar ve ısı farklılıkları gösterilmektedir Açık renkli bantlar zone (bölge,kuşak), koyu renkli bantlar ise belt (kemer) olarak adlandırılır Jupiterin bantları uzun zamandan beri bilinmektedir, ancak bantlar arasındaki girdaplar ilk kez Voyager uzay aracı tarafından görüntülenmiştir

Galileo Sondası bantların hızının beklenenden çok yüksek olduğunu, saatte 650 km'yi aştığını ve sondanın gözlem yapabildiği derinliğe kadar da aynen devam ettiğini göstermiştir Bu rüzgarlar binlerce km derinliklere kadar ulaşıyor da olabilir Jupiter atmosferinin aynı zamanda yoğun türbülanslar içerdiği de anlaşılmıştır Rüzgarların, dünyadaki gibi güneşin etkisiyle değil, Jupiterin iç ısısından kaynaklandığı anlaşılmaktadır

Bulutların canlı renklerinin nedeni muhtemelen atmosferde eser miktarlarda bulunan elementler arasındaki kimyasal reaksiyonlardır Belki de bundan, bileşimleri farklı renklere sahip olan kükürt sorumludur Henüz bu olayın detayları bilinmemektedir Renkler bulutların yükseklikleri ile de ilişkilidir Alçak bulutlardan yüksek bulutlara doğru sıralarsak, en aşağıdakiler mavi, sonra kahverengi, beyaz ve en yüksektekiler de kırmızı bulutlardır

Bazen aşağıdaki bulutlar, üsttekiler arasında oluşan deliklerden görülürler
Büyük Kırmızı Nokta (GRS, Great Red Spot) üçyüz yıldan fazla bir zamandan beri astronomlar tarafından gözlenmektedir(İlk farkeden Cassini ya da Robert Hook - 17Yüzyıl) GRS 12,000 km'ye 25,000 km boyutlarında, iki adet dünyayı içine alabilecek büyüklükte oval bir lekedir Bulut tepeleri çevreden beligin şekilde daha yüksek ve soğuk olan bu bölgenin, kendi etrafındaki dönüş yönünden, bir yüksek basınç alanı olduğu anlaşılmaktadırBenzer yapılar Satürn ve Neptünde de görülmüştür Böyle bir oluşumun bu kadar uzun zamandan beri varlığını sürdürebilmesinin nedenleri henüz bilinmemektedir

Jupiter Güneşden aldığından daha fazla enerji yayar İç kısımları oldukça sıcaktır Çekirdeği muhtemelen 20,000 Kelvin civarındadır Isı yerçekimine bağlı olarak, gezegenin yavaş sıkışması sonucu oluşur (Kelvin-Helmholtz mekanizması) Jupiter, güneşte olduğu gibi nükleer füzyonla ısı oluşturmaz, sıcaklık ve basınç nükleer reaksiyonları tetikleyebilecek düzeyde değildir Oluşan ısı jupiterin sıvı katmanlarında konveksiyona neden olur Atmosferdeki bulut hareketliliğinin nedeni olarak bu konveksiyon akımları gösterilmektedir
Jupiterin çapı, bir gaz gezegeninin olabileceği en büyük çapa yakındır Jupiterin kütlesini arttıracak şekilde madde ilave edilebilse çapının değişmediği ya da çok az büyüdüğü görülürdü Bir yıldızın daha büyük olabilmesinin nedeni, çekirdeğindeki nükleer reaksiyondur Jupiterin bir yıldız olabilmesi için kütlesinin 80 kat daha büyük olması gerekirdi

Jupiterin muazzam büyüklükte bir manyetik alanı vardır Jupiter manyetosferi 650 milyon km'den öteye uzanır, aylarını içine alır, dahası Satürn'ün yörüngesini aşar Yandaki 1 Io'daki aktivitenin bir bölümü kısmen de olsa, bu manyetik alana bağlanır görüntü, Cassini uzay aracındaki iyon ve nötr kütle spektrometresiyle elde edilmiştir ve Jupiter'in muazzam manyetik alanını göstermektedir

Soldaki resimde Jupiterin kuzey kutbunu bir kement gibi çevreleyen , ve floresan gibi ışıldayan bir gaz perdesi görülmekte Bu gezegenin kuvvetli manyetik alanıyla oluşan aurora'dır Tıpkı dünyadaki kuzey ışıkları gibi ama çok daha kuvvetli ve büyük (Aurora, yüksek enerjili elektronların manyetik alan içindeki akımı sırasında atmosferik gazları iyonize ederek parlamalarına neden olmasından kaynaklanır)

Satürn gibi Jupiterin de halkaları vardır, ancak çok daha küçük ve solukturlarVoyager 1 Jupiter'i ziyaret edene dek hiç kimse halkaları olacağını beklemiyordu O zamandan beri, infrared teleskoplarla hem yeryüzünden hem de Galileo aracından pek çok görüntü elde edildi Jupiter halkaları, Satürn'ünkilerin tersine oldukça karanlıktır, kaya menşeli olduğu, buz içermediği düşünülmektedir

1994 Temmuzunda Shomaker-Levy 9 kuyruklu yıldızı Jupiterle çarpıştı Astronomik anlamda bile çok sık rastlanamayacak bu olay amatör teleskoplarla dahi izlenebildi Hubble Uzay Teleskopu ile bir yıl sonrasına kadar olayın etkileri (kalıntıları) takip edilebildi (Kuyruklu yıldızlar bölümüne bakınız)


Geceleyin Jupiter Venüs'den sonra en parlak gezegendir Galilean uyduları iyi bir dürbünle görülebilir Bilinen 28 uydusu vardır Dört büyük Galilean uydu, isimlendirilmiş 12 küçük uydu ve yeni bulunmuş ve halen isimlendirilmemiş 12 uydu daha (gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız)

Jupiter Sayısal Değerler Kütle (kg) 1900e+27 Kütle (Dünya = 1) 31794e+02 Ekvatoryal yarıçap (km) 71,492 Ekvatoryal yarıçap (Dünya = 1) 11209e+01 Ort Yoğunluk (gm/cm^3) 133 Ort Güneşden uzaklık (km) 778,330,000 Ort Güneşden uzaklık (Dünya = 1) 52028 Rotasyon süresi (gün) 041354 Orbital periyod (gün) 433271 Ort Orbital hız (km/sn) 1307 Orbital eksantriklik 00483 Eksen eğimi (derece) 313 Orbital eğim (derece) 1308 Ekvatoryal yer çekimi (m/sn^2) 2288 Ekvatoryal kaçış hızı (km/sn) 5956 Görünür geometrik beyazlık 052 Magnitude (Vo) -270 Ort bulut ısısı -121°C Atmosferik basınç (bar) 07 Atmosferik bileşimi Hidrojen Helyum
90%
10%

MARS

Mars (Yunan : Ares) savaş tanrısı Kırmızı renginden dolayı bu adı almıştır Kırmızı gezegen olarak da anılır Mart ayının adı da Mars'dan gelmektedir Tarihöncesi çağlardan bu yana tanınan bu gezegen bilim kurgu yazarlarının da ilgi merkezi halindedir

Mars'ı 1965'de ilk ziyaret eden uzay aracı Mariner 4 olmuştur Bunu Mars yüzeyine ilk kez inen arç olan Mars 2 de dahil olmak üzere bir çok araç takibetmişdir Aşağıda solda 1976'da Mars'a inen Viking aracının çektiği ve sağda 20 yıllık aradan sonra 4 Temmuz 1997'de Mars'a inen robot araç Pathfinder'ın çektiği yüzey fotografları görülmektedir

Marsın yörüngesi oldukça eliptiktir Bu Mars iklimi üzerinde önemli etkiler yaratır Yüzey ısısında oluşan büyük farkların temel nedeni de budur Mars yüzeyinde ortalama ısı -55°C olup, güneşten en uzak olduğu zaman kutuplarında ısı -133°C 'a kadar düşer Oysa güneşe yaklaştığında (Mars yazında) gündüz yüzey sıcaklığı 27°C 'a kadar yükselebilir

Dünyadan oldukça küçük olmasına karşın yüzey alanı yaklaşık dünyanın toplam kara alanı kadardır Gezegenler içinde (dünya hariç) en ilginç yüzey şekillerine sahip gezegen bence Mars'dır Hayret verici olanlardan bazıları;

Olympus Mons: Güneş sistemindeki en yüksek dağdır Yüksekliği 24 km'yi bulur 6 km yükseklikte bir yar üzerine oturan tabanının çapı 500 kmdir Valles Marineris: Muazzam boyutlarda bir kanyon sistemi 3000 km boyunca uzanan, derinliği yer yer 8 km'ye varan, orta bölümlerinde kuzeye doğru da kollar veren dev kanyonlar Mars ufkunun yayından büyüklüğü hakkında fikir edinmek mümkün (yörüngedeki uzay aracından göründüğü şekliyle)







Yandaki resmin sol yarısında, çapı 450 km'ye varan Schiaparelli krateri yer almaktadır çevresindeki nispeten daha küçük kraterler de dikkat çekicidir Mars'ın güney yarıküresinin büyükçe bir bülümü ay yüzeyini andırır kraterlerle kaplıdır Valles Marieris kanyon sistemi içinde yer alan Candor kanyonunun bir bölümünün kuzeyden görünüşü Karmaşık bir jeomorfolojisi olan bu kanyonun oluşumunda tektoik etkiler, rüzgar ve su erozyonu, toprak kaymaları belki de volkan faaliyetleri etkili olmuştur







Çevrelerinde akış çizgilerinin oluştuğu adalar Muhtemeldir ki Valles Marineris kanyon sistemini kuzeyindeki vadileri oluştruan suyun muazzam bir hızı ve erezyon kuvveti vardı Kuzeye doğru akan suyun sert engellere rastladığı yerlerde akış çizgileri oluşmuştur Resmin üst bölümüne görünen iki adanın ve alttaki adanın çevresinde akış çizgileri şeklinde oluşmuş uçurumların derinlikleri 400 ve 600 m kadardır Yukardaki katostrofik sel etkileriyle oluşmuş örneklerden farklı olarak, Mars, çoğunlukla dünyadakine benzer, küçük kanalların birleşerek daha büyük kanallar oluşturduğu drenaj sistemleri içerir Bununla birlikte dünyadakinden farklı olarak en küçük kanallar bile çok büyük boyutlardadır Bu da sistemin yağış sonucu olmayıp yer sularıyla ya da buz tabakası altında oluştuğunu göstermektedir Buna benzer vadi ağlarının özellikle Mars'ın yaşlı bölgelerinde olması, eski dönemlerinde iklimin daha sıcak ve ıslak olduğuna işaret etmektedir







Mars'ın kutupları: Solda, güney sağda ise kuzey kutup bölgesi görülmekte Her iki kutup bölgesi de karbondioksit buzu ile kaplı Kuzey kutbundaki karbondioksit katmanları zaman zaman eriyerek ortaya bildiğimiz buz çıkmaktadır Ancak güney kutbundaki karbondioksit katmanları hiçbir zaman tamamen erimediğinden altinda su olup olmadığı bilinmemekte

Mars'ın iç yapısı ancak yüzeyinin verdiği ipuçları ile tahmin edilmektedirDünyaya benzer ancak daha ince bir kabuk içerdiği (kuzeyde 80 km güneyde ise ancak 35 km kalınlıkta), düşük yoğunluğu nedeniyle, 1700 km çapındaki çekirdeğinin demir yanında büyük oranlarda kükürt (demirsulfid) içerdiği, arada da ergimiş kaya mantosu olduğu sanılmaktadır

Merkür ve Ayda olduğu gibi Mars'da da tektonik plak aktivitesi yoktur ve kabuk altındaki sıcak noktalar kabuğa göre aynı konumu muhafaza ediyor görünmektedirAncak son bulgular Mars'ın erken tarihinde tektonik plak hareketleri yaşadığı yönündedir

Marsın çok ince bir atmosferi vardır %95'i karbondioksit, %27 azot, %16 argon, %05 oksijen ve %003 su içermektedir Erken tarihinde Mars'ın çok daha fazla dünyaya benzediği, kalın bir atmosfere sahip olduğu, dünyada olduğu gibi atmosferindeki karbondioksitin tamamına yakın bölümünü karbonat kayalarının oluşumunda harcandığı, ancak tektonik aktiviteden yoksun olduğu için geri kazanamadığı, bu yüzden de karbondioksitin sağlayacağı sera etkisinden mahrum kaldığı, yine bu nedenle soğuk olduğu düşünülmektedir (dünya güneşe Mars kadar uzak olsaydı Mars'dan çok daha sıcak bir iklimi olurdu) Sağda, Viking uzay aracı tarafından çekilmiş resimde Mars'ın ince atmosferi belirgin şekilde gözükmektedir





Yakın zamanda Hubble Uzay Teleskopuyla yapılan gözlemler, şimdi Mars atmosferinin Viking misyonu sırasında olduğundan daha soğuk ve kuru olduğunu göstermektedir Viking araçları Mars'da yaşam olup olmadığını anlamak amaçlı deneyler de gerçekleştirmişlerdi Bilim adamlarının büyük çoğunluğu hayat olamadığı ancak örneklerin alındığı yerlerin de ideal yerler olmadığı fikrinde birleşmektedirler 6 Ağustos 1996'da David McKay, Mars kökenli bir meteoritte organik bileşikler bulunduğunu ilan etti Yazar, kayada gözlenen bu bileşiklerin, saptanan başka minerolojik ozelliklerle birlikte Mars'ın çok eski zamanlarından kalma mikroorganizmaların kanıtı olabileceğini öne sürmektedir McKay'ın çalışmalarından sonra aksi görüşte yayınlar da olmuştur Evrende yanlız olmadığımızı kanıtlamak için anlaşılan daha pek çok çalışma yapılması gerekmektedir

Mars'ın global bir manyetik alanı olmamakla birlikte yer yer zayıf manyetik alanlar saptanmıştır Eskiden varolan global alanın kalıntıları olduğu düşünülmektedir

Mars, geceleri çıplak gözle görülebilirDünyaya göre konumu parlaklığını büyük ölçüde etkiler

Mars'ın, Phobos ve Demios adları verilmiş, yörüngeleri Mars yüzeyine bir hayli yakın iki küçük uydusu vardır

Mars Sayısal Değerler Kütle (kg) 6421e+23 Kütle (Dünya = 1) 10745e-01 Ekvatoryal yarıçap (km) 3,3972 Ekvatoryal yarıçap (Dünya = 1) 53264e-01 Ort Yoğunluk (gm/cm^3) 394 Ort Güneşden uzaklık (km) 227,940,000 Ort Güneşden uzaklık (Dünya = 1) 15237 Rotasyon süresi (saat) 246229 Rotasyon süresi (gün) 1025957 Orbital periyod (gün) 68698 Ort Orbital hız (km/sn) 2413 Orbital eksantriklik 00934 Eksen eğimi (derece) 2519 Orbital eğim (derece) 1850 Ekvatoryal yer çekimi (m/sn^2) 372 Ekvatoryal kaçış hızı (km/sn) 502 Görünür geometrik beyazlık 015 Magnitude (Vo) -201 MinYüzey ısısı -140°C OrtYüzey ısısı -63°C MaxYüzey ısısı 20°C Atmosferik basınç (bar) 0007 Atmosferik bileşimi Karbondioksid (C02) Nitrojen (N2) Argon (Ar) Oksijen (O2) Karbonmonoksid (CO) Su (H2O) Neon (Ne) Kripton (Kr) Ksenon (Xe) Ozone (O3)
9532%
27%
16%
013%
007%
003%
000025%
000003%
0000008%
0000003%

DÜNYA

Dünyanın da bir gezegen olduğu ancak 16yüzyılda Kopernik zamanında anlaşılmıştır
Dünya, güneşten 150 milyon km uzaklıkta 3gezegendir Güneşin etrafındaki turunu tamamlaması 365256 gün alır Kendi etrafında tam bir tur ise 239345 saat sürer Atmosferi %78 azot, %21 oksijen ve %1 diger gazlardan oluşur

12,765 km çapında Venüs'den sadece birkaçyüz km daha büyüktür

Güneş sisteminin canlı barındıran tek gezegenidir Hızlı rotasyonu, erimiş nikel-demir çekirdeği kuvetli bir manyetik alan oluşturur Bu manyetik alan, atmosferle birlikte güneşin zararlı etkilerinin yüzeye ulaşmasını engeller Atmosfer aynı zamanda bizi meteorlardan da büyük ölçüde korur

Dünya ile ilgili konuların büyük bölümü astronominin ilgi alanı dışında kaldığından, ve çokça bilindiğinden bu bölümü kısa geçiyoruz Aşağıda dünyanın uzaydan görüntülenmiş bazı ilginç fotograflarını görebilirsiniz

Galileo uzay aracının Jupitere ilk gidişi sırasında, 11 Aralık 1990'da çektiği bu resimde, tam ortada, bulutlar arasından, güney amerika kıtası görülebilmekte Güney Atlantik'te bulutlar ve meteorolojik aktivite, özellikle de cepheler bariz olarak farkedilmekte (sağ alt bölüm) Bu fotograf Aralık 1972'de Apollo 17 ekibi tarafından, aya yolculuk sırasında çekilmiştir Üst bölümde kırmızı-kahverenkte Afrikanın çöl alanları, Arap yarımadası , Kızıldeniz görülmekte Alt bölgede yeryer bulutlar ve karla kaplı Antartika

Galileo uzay aracı Jupiter'e giderken pek çok dünya ve ay resmi göndermiştir Soldaki resim Galileo'nun1992'de gönderdiği iki ayrı dünya ve ay resmi birleştirilerek elde edilmiştir Resimde Güney Amerika kıtası ve Karibikler belirgin şekilde gözükmekte, güneydoğu pasifikte helezon yapmış bulutlar fırtınaya işaret etmektedir 9 Aralık 1992'de 500,000 km yükseklikten Galileo uzay aracının çektiği bu fotografta, kuzeydoğu Afrika, Mısır, Nil vadisi, Arap yarımadası, İsrail ve Kızıldeniz açık şekilde, sağ altta kısmen bulutlarla kaplı Somali gözükmekte

Dünyanın en büyük adası Grönland ve özellikle en güney ucu gözükmekteUzayın siyahlığı buzulların beyazlığı ile kontrast teşkil etmekte Kıyı şeridinde fiyordlar, Atlantik okyanusu ve Labrador denizi Meteroloji uydularından edinilmiş fotografların projeksiyonuyla oluşturulmuş resimde, dünyanın gece ışıklarını görmektesiniz Nufusun ve büyük şehirlerin yoğunlukta olduğu bölgeler (Kuzey Amerika, Avrupa ve Japonya) ışıl ışıl

Dünyanın uydusu Ay'la ilgili bilgileri 'Gezegenlerin Uyduları' bölümünde bulabilirsiniz

Dünya Sayısal Değerler Kütle (kg) 5976e+24 Ekvatoryal yarıçap (km) 6,37814 Yoğunluk (gm/cm^3)* 5515 Güneşe uzaklık (km)* 149,600,000 Rotasyon süresi (gün) 099727 Rotasyon süresi (saat) 239345 Orbital süre (gün) 365256 Orbital Hız (km/sn)* 2979 Orbital eksantriklik 00167 Eksen eğimi (derece) 2345 Orbital eğim (derece) 0000 Equatorial kaçış hızı (km/sn) 1118 Equatoryal yer çekimi (m/sn^2) 978 Görünür geometrik beyazlık 037 OrtYüzey ısısı 15°C Atmosferik basınç (bar) 1013 Atmosfer bileşimiNitrojen Oxijen Diğer

MERKÜR

Merkür Roma'lılar tarafından, Roma mitolojisinde, tanrıların, ayağına hızlı habercisi olan Merkür'e izafeten isimlendirilmiştir Bunun nedeni, diğer gezegenlere oranla çok hızlı hareket etmesi olsa gerek Çok eski çağlardan beri, en azından Sümerliler tarafından (MÖ 3milenyum) tanınmaktadır Yunanlılar tarafından sabah göründüğünde Apollon ve akşamları göründüğünde Hermes (tanrıların habercisi) olarak iki ayrı adla tanınmaktadır Bununla birlikte yunan astronomları aynı cisim olduğunun farkındadırlar Hatta Heraklitus, Merkür ve Venüsün o zamanki inancın aksine, dünyanın değil de güneşin etrafında döndüğüne inanmaktadır

Güneş'e en yakın ve Pluto'dan sonra en küçük 2 gezegendir Çapı dünyanınkinden %40 ufak ve ayınkinden %40 büyüktür Jupiterin uydusu Ganimede'den ve Satürn'ün uydusu Titan'dan bile daha küçük ancak kütlesi bu iki uydudan da büyüktür
Merkür'ün yörüngesi birhayli eksantrik olup güneşe en yakın noktada güneşe uzaklığı 46 milyom km iken en uzak noktada 70 milyon km'ye varır 19Yüzyıl astronomları, Merkür'ün hareketini çok dikkatle gözlemişler, ancak gözlemlenen ve hesaplanan arasındaki, küçük ama ihmal edilemez farkları Newton fiziği ile açıklayamamışlardır Einstein'ın Rölativite Teorisi'nin erken kabul görmesinde, Merkür'ün yörüngesel hareketini açıklayabilmesi çok etkili olmuştur

1962 yılına kadar Merkürün her zaman aynı yüzünün güneşe dönük olduğu sanılaktaydı Bu astronomide birbiri çevresinde dönen cisimlerde zaman zaman rastlanan bir durum olup "orbital/rotational resonance 1:1" olarak ifade edilir Ancak 1965 yılında gerçekleştirilen doppler radar tekikleriyle orbital/rotasyonal bir rezonans olduğu fakat bunun oranının 2:3 olduğu anlaşılmıştır Güneş sitemi için bu oran tek örnektir Yani Merkür güneş etrafında iki kez döndüğünde kendi etrafında da 3 kez dönmüş olur
Merkür hakkındaki bilgilerimizin büyük bölümünü 1975 ve 1974 yılları boyunca Mariner-10 uzay aracının 3 kez Merkür'ün yakınından geçerek yaptığı gözlemlere borçluyuz Güneş'e yakınlığı nedeniyle Hubble Uzay Teleskopu ile çok sağlıklı gözlemler yapılamamaktadır

Yüzeyi ay yüzeyine çok benzer, yüzlerce km uzunlukta ve kilometrelerce yükseklikte sarp kayalıklar, uçurumlar ve kanyonlar ve çok sık ve değişik büyüklükte kraterlerden ve kraterler arası düzlüklerden oluşmaktadır Kraterlere meteorların neden olduğu diğer uzun ve yüksek engebelerin de soğuyarak büzüşme sonucunda ortaya çıktığı sanılmaktadır Kraterler arasında düzlükler yaygın olarak bulunmakta, bazı kraterlerin içlerini katılaşmış lav göllerinin düzleştirdiği, edinilen fotograflardan izlenebilmektedir Merkür yüzeyindeki 90 Kelvinle 700 Kelvin arasındaki aşırı ısı değişiklikleri başka hiçbir gezegende görülmez Venüs yüzeyi biraz daha sıcak olmakla birlikte son derece stabildir
Daha önceleri tümünün katı olduğu sanılan 1800 - 1900 km yarıçapında (dünyanınkinden daha büyük) demirden oluşmuş bir çekirdeğe sahiptir Çok zayıf da olsa gezegenin bir manyetik alanının olması (dünyanın malanının %1i kadar) , çekirdeğin bir bölümünün halen erimiş halde bulunduğunu düşündürmektedir

Çok ince bir atmosfere sahiptir Bu atmosferi, güneş rüzgarlarının yüzeyden kopardığı atomlar oluşturur Ancak sıcaklık çok fazla olduğundan atomalrın bir bölümü uzay boşluğuna yayılarak gezegeni terkeder Bu nedenle Venus ve dünyanın stabil atmosferlerinin tersine Merkür'ün ince atmosferi bir taraftan dolarken diğer taraftan boşalır Merkür Sayısal Değerler Kütle (kg) 3303e+23 Kütle (Dünya = 1) 55271e-02 Ekvatoryal yarıçap (km) 2,4397 Ekvatoryal yarıçap (Dünya = 1) 38252e-01 Yoğunluk (gm/cm^3)* 542 Güneşe uzaklık (km)* 57,910,000 Güneşe uzaklık (Dünya = 1)* 03871 Rotasyon süresi (gün) 586462 Orbital süre (gün) 87969 Orbital Hız (km/sn)* 4788 Orbital eksantriklik 02056 Eksen eğimi (derece) 000 Orbital eğim (derece) 7004 Equatoryal yer çekimi (m/sn^2) 278 Equatorial kaçış hızı (km/sn) 425 Görünür geometrik beyazlık 010 Magnitude (Vo) -19 OrtYüzey ısısı 179°C MaxYüzey ısısı 427°C MinYüzey ısısı -173°C Atmosfer bileşimi Helyum Sodyum Oksijen Diğer
42%
42%
15%
1%