Tüm Gezegenler (Detaylı Bilgi)

Dünya (Yerküre)





Dünya' nın Galileo uzay aracı tarafından 1990' da (1 geçiş) çekilmiş resmi


Güneş sistemi?nin Güneş?e uzaklık açısından üçüncü sıradaki gezegenidir Üzerinde yaşam barındırdığı bilinen tek doğal gök cismidir Katı ya da ?kaya? ağırlıklı yapısı nedeniyle üyesi bulunduğu yer benzeri gezegenler grubuna adını vermiştir Bu gezegen grubunun kütle ve hacim açısından en büyük üyesidir Büyüklükte, Güneş sistemi?nin 9 gezegeni arasında gaz devlerinin büyük farkla arkasından gelerek beşinci sıraya yerleşir Tek doğal uydusu Ay? dırYer?in kütlesi ve hacmi günümüzde oldukça duyarlı olarak bilinmektedir Buna dayanarak yoğunluğunun 5,51 g/cm3 olduğu hesaplanabilir Yerkürenin derinliklerinde yüksek basıncın yol açtığı sıkışma hesaba katıldığında, bu değerin sıkışmamış halde 4 g/cm3 civarında bir yoğunluğa denk gelebileceği tahmin edilir Sismik veriler, ses dalgalarının yerküre derinliklerinde iletilme hızlarına dayanarak, kürenin değişik noktalarındaki madde yoğunluklarının birbirine oranlarını belirlemeye yardımcı olmuştur Bu bilgilerin birleştirilmesi sonucunda Yer?in iç yapısına ilişkin güvenilir bir model ortaya konabilmiştir Yer katmanlarının hangi kimyasal bileşenlerden oluştuğu ve fiziksel özellikleri, doğrudan gözlemlere dayanmayan, ancak, sismik verilere dayanan yoğunluk ölçümleri, elementlerin evrende dağılım oranları, gök taşlarından elde edilen veriler, yer kabuğu ve nadiren manto kaynaklı örneklerin analizi, ve olası bileşiklerin fiziksel özelliklerine ait laboratuar verilerinin bir bütün halinde göz önünde tutulması ile varılan yaklaşık bir tahmine göre belirlenebilmektedir

Çekirdek: Sismik dalgaların izlenmesi, yer yüzeyinden 2900 km derinlikte ani bir yoğunluk artışına işaret eder Bu, 3470 km yarıçapında bir metal çekirdeğin varlığı ile açıklanmaktadır Daha da derinde, 1250 km yarıçapında ve ?iç çekirdek? olarak adlandırılan daha yoğun bir tabaka bulunur S dalgalarının çekirdek-manto sınırında kesintiye uğraması, en azından dış çekirdeğin, bu tür dalgaların ilerleyemeyeceği sıvı bir yapıya sahip olduğunu düşündürmektedir Yer?in manyetik alanı da bu düşünceyi destekler özelliktedir İç çekirdeğin ise katı yapıda olduğu sanılmaktadır Modeller, iç çekirdeğin sıcaklığının 5100° C, basıncının ise merkezde 4 milyon atmosfer civarında olduğu varsayımına dayanır İç çekirdeğin büyük ölçüde demir ve nikelden oluştuğu, bu bileşenlerin, yüksek basıncın ergime sıcaklığını yükseltmesi nedeniyle katı halde bulunacağı ve yoğunluğun 13 g/cm3 civarında olacağı tahmin edilmektedir Dış çekirdek ise, demir ve nikele ek olarak oksijen ve kükürt içerir Bu ek bileşenler, bu katmanın yoğunluğunu düşürürken ( en dışta 10 g/cm3, en içte 12 g/cm3) aynı zamanda metallerin ergime sıcaklığını düşürerek, iç çekirdeğe göre daha düşük basınç ve sıcaklık altında sıvı bir ortam yaratılmasına neden olurlarÇekirdek yer küre hacminin yaklaşık % 16, kütlesinin ise % 32′sini oluşturur Yer?in çekirdeği Mars gezegeninden hacim ve kütle olarak daha büyüktür

Manto: Yerkabuğu ile çekirdek arasında kalan kısımdır Yer kabuğunun en ince olduğu okyanus tabanlarında 5 km, en kalın olduğu büyük dağ sıralarının altında ise 70 km derinlikte başlar ve 2900 km derinliğe kadar devam eder Yer kürenin toplam hacminin % 82′den fazlasını, kütlesinin ise % 67′sini oluşturur Çekirdekte bulunan demir, nikel , oksijen ve kükürte ek olarak magnezyum, alüminyum ve silisyum içerir, ve büyük kısmı, bu elementlerin çeşitli şekillerde kombinasyonlarından oluşmuş kayaç yapıda bileşiklerden oluşur Yer kabuğundan farklı olarak bu minerallerin demir ve magnezyum içeriği, silisyum ve alüminyum içeriğine oranla çok daha fazladır Manto katmanının yoğunluğu, yüzeyden derine doğru artarak 3,3 g/cm3 ten 6 g/cm3 e kadar değişir ve ortalama 4,5 g/cm3 kadardır Sıcaklığı, çekirdek ile komşu alanlarda 4000°C kadar yüksek, yer yüzeyine en yakın olduğu okyanus tabanlarında ise 100 ° C kadar düşük olabilir Ancak, manto tabakasının tüm derinliği boyunca genel olarak katı halde bulunduğu sanılmaktadır Mantonun yer kabuğuna komşu çok ince bir kısmı dışında plastik özellikler gösteren bu katı, belli bir akışkanlık derecesi ile, yavaş bir konveksiyon hareketi gösterir, bu yolla yerkürenin derinliklerindeki sıcak materyal yavaşça yüzeye doğru çıkarak ısının yüzeye aktarılmasını sağlar Yer kabuğunun hareketlerinin ve sonuçta levha tektoniği etkinliğinin sürdürülmesini sağlayan güç, bu akımlardan kaynaklanır Mantonun akışkanlığı, beklenenin tersine, sıcaklıkların daha yüksek olduğu derin tabakalarda yüzeye göre daha azdır Bunun nedeni derinlerdeki yüksek basınç altında mineral bileşikliklerin ergime sıcaklıklarının ortam sıcaklığına oranla çok yüksekte kalmasıdır 700-2900 km derinlikler arasında kalan ?alt manto? bu durumdadır 700 kilometrenin üzerinde kalan ?üst manto? ise, sismik dalgaları belirgin derecede yavaş iletmesinden anlaşıldığı gibi, daha akışkan yapıdadır ve bu nedenle astenosfer -zayıf küre, güçsüz küre- olarak adlandırılır Bu bölgedeki 1000°C ? 1300 ° C arasındaki sıcaklıklar, kayaç bileşiklerinin ergime sıcaklığına çok yakındır ve üst manto materyali sıvı hale geçme sınırına çok daha yakın bulunur Günümüzde, astenosfer tabakasının en fazla 400 km derine kadar indiği, 400-700 km arasının ise ?geçiş bölgesi? olarak adlandırılması gerektiği kanısı yaygınlaşmaktadır Mantonun, kalınlığı okyanus tabanlarında bir kaç kilometre ile kıta tabanlarında 70 kilometre arasında değişen en dış tabakası düşük sıcaklığı nedeniyle sert ve kırılgan bir katı yapısındadır ve yer kabuğu ile bütünleşmiş biçimde litosfer=taş küreyi oluşturur Manto içerisinde yerel sıcaklığın o bölgedeki bileşenlerin ergime sıcaklığından daha yüksek olduğu sınırlı alanlar, magma olarak adlandırılan sıvı ortamı içerirler ve volkanik etkinliklerden sorumlu tutulurlar

Yer kabuğu: Yer kürenin en dış katmanıdır Yer kürenin toplam hacminin % 2′den azını, kütlesinin ise binde 4′ünü oluşturur Daha derin tabakalara oranla düşük yoğunlukta ve katı yapıdadır Manto katmanının en dış bölümü ile birlikte taş küreyi oluşturarak, derindeki nispeten akışkan astenosfer tabakası üzerinde yüzercesine hareket eder Yer kabuğunun okyanus tabanlarında kalan kısmı oldukça ince (5-10 km), kıtalardaki kısmı ise daha kalındır (30-70 km) Yer kabuğu yoğunluğunun okyanus tabanlarında daha yüksek (3,2 g/cm3), kıtalarda ise daha düşük (2,7 g/cm3 ? 3 g/cm3) olduğu bilinmektedir Bu farklılıklar nedeniyle, ?okyanus kabuğu? (ya da ?okyanusal kabuk?) ve ?kıta kabuğu? (?kıtasal kabuk?) şeklinde iki ayrı tanım yerleşmiştir





Yer, yüzey şekillerinin ve gezegen üzerindeki yaşamın ortaya çıkması ve şekillenmesinde önemli rol oynamış ve yine bu iki öğe ile birlikte evrimleşmiş dinamik bir atmosfer (ya da hava küre, hava yuvarı) tabakasına sahiptir Yerçekimi sayesinde tutulan bu gaz tabakası, büyük ölçüde gezegenin iç katmanlarından kaynaklanan gazların yanardağ etkinliği ile yüzeye çıkması ile oluşmakla birlikte, gezegenin tarihi boyunca dünya dışı kaynaklardan da beslenmiş ve etkilenmiştir Basınç ve yoğunluk açısından diğer yer benzeri gezegenlerden Mars?a göre yaklaşık 100 kat büyük, Venüs?e göre ise


Ay yüzeyinden Dünya'nın görüntüsü (NASA)


yaklaşık 100 kat küçük bir gaz kütlesini ifade eder Ancak bileşim açısından bu iki gezegenin atmosferlerinden çok farklı olduğu gibi, Güneş Sistemi içinde de eşsizdir









Plüton Gezegeni





Plato 1978' de keşfedilen Charon ile birlikte ikili bir gezegen sistemi oluşturur


Plüton, Güneş sistemindeki dokuzuncu gezegendir Güneş sistemindeki en küçük gezegen olduğu için ve dışmerkezli bir yörüngeye sahip olduğu için, bir gezegen olup olmadığı konusunda tartışmalar çıkmıştır Ancak bu konudaki tek kabul gören otorite, Uluslararası Gökbilim Birliği (International Astronomical Union; IAU), Plüton?u gezegen olarak sınıflandırmıştır




Gezegen, Arizona Lowell Gözlemevi?nde astronom Clyde Tombaugh tarafından 18 Şubat 1930 tarihinde keşfedilmiştir Tombaugh, Plüton?u Neptün?ün yörüngesindeki anormallikleri açıklayabilecek bir gök cismini ararken bulmuştur Güneş sisteminin Sedna sayılmazsa en uzak gezegenidir Büyüklüğü Ay?ın 1/6 sı kadardır Yoğunluğu suyun 2 katıdır Ekliptikle en fazla açıyı yapan gezegendir Bu yüzden 1978-2000 yılları arasında Güneş?e Neptün?den daha yakın olmuştur Uzun süre tek bilinen uydusu Charon olarak kaldı 2005 yılında 2 küçük uydusu daha bulundu Charon, Plüton?a, Ay?ın dünyaya yaptığı gibi hep aynı yüzünü gösterir




Neptün Gezegeni





Neptün Güneş sisteminin Güneş?ten uzaklık sırasına göre 8 gezegenidir Kütle açısından Jüpiter ve Satürn?den sonra üçüncü, çap açısından bu iki gezegen ve Uranüs?ün ardından dördüncü sırada gelir Adını Roma deniz tanrısı Neptunus?tan alır 1846 yılında Urbain Le Verrier ve Johann Gottfried Galle tarafından bulunmuştur Gaz devleri sınıfına girmektedir

Güneşe olan uzaklığından dolayı Neptün gezegeni hakkında kesin bilgiler bulunmamaktadır Fakat gezegenin yakınlarından geçen Voyager 2 uzay sondasından alınan bilgilere göre, gezegen 22300 km lik yarı çapa sahiptir ve kendi ekseni etrafındaki dönüşünü 1724 saatte tamamlamaktadır



Uranüs Gezegeni






Uranüs Güneş sisteminin Güneş?ten uzaklık sırasına göre 7 gezegenidir Çap açısından Jüpiter ve Satürn?den sonra üçüncü, kütle açısından bu iki gezegen ve Neptün?ün ardından dördüncü sırada gelir Adını Yunan mitolojisi?ndeki gökyüzü tanrısı Uranos?tan (Latinceleştirilmiş şekli ile Uranus) alır 1781 yılında William Herschel tarafından bulunmuştur Gaz devleri sınıfına girmektedir




Uranüs?ün kütlesi Yer?inkinin 15 katı, hacmi ise 63 katıdır Uranüs?ün çevresinde ince, keskin hatlı ve koyu renkli 10 halkanın olduğu tespit edilmiştir Halkaların tümü, yaklaşık 1 m çapında koyu renkli kaya benzeri parçalardan oluşmaktadır Bunların yapısı henüz belirlenememiştir Uranüs, kutbu güneşe bakacak şekilde tekerlek gibi döner Böylece etrafındaki halkalar da dik olarak onunla birlikte döner Uranüs?de, Yer?in ve Satürn?ün çevresindekilerle karşılaştırılabilecek ölçüde manyetik alan vardır Manyetik alanın ekseni, gezegenin dönme eksenine göre 55° eğiktir ve bu diğer gezegenlere oranla oldukça yüksek bir değerdir Bu eğiklik manyetik alanın, güneş rüzgarı karşında tirbuşon benzeri uzun bir kuyruk yapmasına neden olur Gezegenin dönme periyodu yaklaşık olarak 175 saattir ve dönme ekseni olağandışıdır Uranüs?ün eriyik halde bulunan ağır bir çekirdeği vardır Çekirdeğin çevresinde ise su, metan ve amonyaktan oluşan birkaç bin °C sıcaklığında ve binlerce km kalınlığında bir manto yer alır Bu aşırı sıcak mantonun, üzerindeki atmosferin ağırlığından kaynaklanan devasa basıncın etkisiyle kaynayamadığı ve buranın elektriksel olarak iletken olduğu, gezegenin manyetik alanını ürettiği sanılmaktadır




Satürn Gezegeni






Satürn Güneş sisteminin güneşten uzaklık sırasına göre 6 gezegenidir Büyüklük açısından Jüpiter?den sonra ikinci sırada gelir Adını Roma tarım tanrısı Saturnus?tan alır Arapça kökenli Zühal adı Türkçe?de giderek daha az kullanılmaktadır Sekendiz olarak da bilinir Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir




Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 069 olan bu değer, Yerküre?nin yoğunluğunun % 12′si kadardır Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn?e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görüntüsünü vermektedir Beyazlık derecesi (albedo) 047 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıtmaktadır Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn?ün Güneş?ten aldığı enerjinin 3 kat fazlasını dışarı yaydığı görülür Bu nedenle gezegen, Güneş?e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K? den (-202°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır Satürn?ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşça kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan ve daha sınırlı ölçüde Jüpiter?de de gözlenen bu olgu Satürn?ün yarattığı ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya yeterli değildir Ek bir mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa çıkarması önerilmektedir

İç yapı

Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar Uranüs ve Neptün ?buz? ve ?kaya? oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır Satürn ise Jüpiter ile birlikte, adını yine Jüpiter?den alan Jovian gezegenler grubu içindedir Jovian gezegenlerin kabaca Güneş?i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür 20 yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayf ölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn?ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn?de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır Satürn?ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir ?buz? ve ?kaya? tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn?ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir Satürn?ün merkezinde sıcaklığın 12000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir

Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır Hidrojen 3 ila 4 Mbar?dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar Jüpiter?de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20000 kmlik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır En dışta, gezegenin hacminin %90′ını oluşturan en az 30000 km kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir

Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir Satürn atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlenmiştir Buna, Jüpiter?e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süper akışkan şeklinde gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir Bu olasılığın geçerli olması durumunda helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir Bugün, metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın olarak kabul edilmektedir Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn?ün ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu düşünülmektedir Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir Güçlü yerçekiminin ve akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya da askıda bulunabileceği varsayılabilir




Jüpiter Gezegeni





Jüpiter gerek çap, gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük gezegendir Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 1,33 katı), gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görünüme sahiptir Beyazlık derecesi (albedo) 052 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tayfta yansıtmaktadır Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Jüpiter?in Güneş?ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür Bu nedenle gezegen, Güneş?e olan uzaklığına göre hesaplanan 106 K? den (-167°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K (-147°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır Jüpiter?in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşça kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılır

İç yapı

Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar Uranüs ve Neptün ?buz? ve ?kaya? oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır Jüpiter ve Satürn ise, adını yine Jüpiter?den alan Jovian gezegenler grubu içindedir Jovian gezegenlerin kabaca Güneş?i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür 20 yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayf ölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter?in kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı % 1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter?de %3-4,5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır Bu sonuca, gezegenin gözlenen basıklığının 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır Jüpiter?i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:




Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir ?buz? ve ?kaya? tabakasının oluşturduğu çekirdek bulunur Bu noktada ısı 20000K, basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20g/cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10000 km den küçük, ancak kütlesi Yer?in 10 katını aşkındır

Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş 40000 km kalınlığında manto tabakası yer alır Hidrojen 3 ila 4 Mbar?dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar Manto tabakası merkezden itibaren gezegen yarıçapının 3/4′üne dek uzanır, Jüpiter?in hacminin yarıya yakınını, kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu, yoğunluğunun dıştan içe doğru 1′den 5′e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır En dışta 20000 km kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir

Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı, bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu, aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir

Jüpiter?in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütle çekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter?e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş?in kütlesinin % 8′i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, ?yıldız olmayı başaramamış? bir gökcismi olarak da tanımlanabilir





Mars Gezegeni





Mars (eski adıyla Merih), Güneş Sistemi?nin dördüncü gezegenidir İsmi Eski Roma?daki savaş tanrısı Mars?tan gelmektedir (Bu Tanrı Eski Yunan Mitolojisinde Ares?e karşılık gelir) Gece temiz bir havada basit bir teleskopla kırmızılığı görülebilir

Mars Haritası

Mars?ın yandaki haritası Viking 1 ve 2 tarafından elde edilen yükseklik dataları kullanılarak oluşturulmuştur Mars?ın dev volkanları iki ana bölgede toplanmıştır Bunlardan solda görülen ve çok daha büyük olan Tharsis Dağları yaklaşık 27 km yüksekliğe ulaşırlar Sağda görülen Elysium Dağları ise yaklaşık 6 km yüksekliktedir Valles Marineris vadisi yer yer 8,5 km derinliktedir Dolayısıyla Mars?ta yüksekliklerin değişim aralığı 35 km?nin üzerindedir





Yörüngesel özellikler

Ana eksen uzunluğunun yarısı 227 936 640 km


Eksantriklik 0,093 412 33


Yörünge süresi 686,98 gün


Gökyüzünde aynı konuma gelme süresi 779,95 gün


Ortalama hız 24,130 9 km/s


Eğim 1,850 61°


Uydu sayısı 2



Venüs Gezegeni






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 Venüs, Güneş?e yaklaşık 108 milyon kilometre uzaklıkta oldukça dairesel bir yörünge üzerinde, bir devrini 224,7 günde tamamlar Güneş sistemi?nin gezegenleri arasında gözlenen en düşük dışmerkezlik oranı, 0,007 ile Venüs yörüngesine aittir

Venüs, 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

Venüs?ün iç yapısı






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 kütle çekim 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


Venüs?ün Yüzey şekilleri






Venüs?ün yoğun atmosferi, yüzey yapılarının incelenmesine olanak tanımaz 1960′lardan başlayarak dünya yüzeyinden yapılan Doppler araştırmaları, 1970′lerde Pioneer Venüs Orbiter uzay aracının radar incelemeleri ve 1989′da Magellan uzay aracının ayrıntılı radar verileri gezegenin yüzey şekilleri ve jeolojisi hakkında değerli bilgiler sağlamıştır


Volkanik etkinlik

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

Venüs yüzeyinde yandaki haritadan görüldüğü gibi 3 büyük kıta vardır Bunlardan en büyüğü yaklaşık Afrika büyüklüğünde ve akrep şeklindeki Aphrodite Terra?dır İkinci büyüklükteki kıta Avustralya büyüklüğündeki Ishtar Terra?dır Ishtar Terra?nın doğusundaki Maxwell Dağları 11,2 km ile Venüs?ün en yüksek noktasını oluştururlar Üçüncü kıta ise aslında iki dev volkan Rhea ve Theia Mons?tan oluşur




Merkür Gezegeni





Merkür bugüne kadar yalnızca bir uzay aracı, tarafından (Mariner 10) ziyaret edilmiştir Mariner 10 1974 ve 1975 yıllarında Merkür? ün 3 kez yakınından geçmiştir Bu geçişlerde Merkür? ün yılı ve günü arasındaki 2/3 lük oran yüzünden hep aynı yüz görüntülenebilmiştir Yüzeyin toplam olarak %48′ inin haritası çıkarılmıştır Ayrıca bu kadar yavaş dönmesine rağmen Merkür? ün oldukça güçlü bir magnetik alana sahip olması bilim adamların şaşırtmıştır Merkür? ün içi dünyaya dışı ise Ay? a benzer Dünyadan sonra en yoğun gezegen olan Merkür? ün (542 gr/cm³) kütlesinin önemli bir bölümü demirden oluşmaktadır Atmosferi yok denecek kadar seyrek olup çoğunluğu sodyum, az bir kısmı ise helyumdan oluşmaktadır Son gözlemlerden anlaşıldığına göre Merkür? ün kutuplarında buzlardan oluşan kutup takkeleri bulunmaktadır Venüs? ten sonra ikinci sıcak gezegen olan Merkür? ün (yaklaşık 430°C) kutuplarında sürekli gölgede kalan bölgelerde sıcaklık -170°C dolaylarındadır

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

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, nispeten 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 materyal 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 materyal ile ilişkilidir




Alıntıdır