Güneş Sistemi ve Güneş Sistemi'ndeki Gezegenler

Aşınma

Kıtaları oluşturan güç, levha hareketlerinin motoru olan Yer'in iç enerji kaynağıysa, çok daha büyük bir dış enerji kaynağı, kıtaları aşındırarak yok etme sürecinde etkili olur: Güneş enerjisi Atmosfer hareketlerini ve su döngüsünü sürdürmek için gerekli enerjiyi sağlayan güneş ışınları, su ve rüzgar aşındırması ile kıta yüzeylerinden koparılan minerallerin yine bu iki araç yardımıyla okyanus tabanlarına taşınarak çökmesine yardımcı olur Bu mekanizma ile okyanus kabuğu üzerinde gittikçe kalınlaşarak biriken tortul kaya katmanı, dalma-batma mekanizması sırasında yerküre içlerine taşınarak yeniden erir
Aşınma mekanizması, suyun yerçekimi etkisi altındaki hareketlerini izler, yüksek dağların aşınarak alçalmasına, okyanus derinliklerinin dolarak yükselmesine yol açar, sonuçta yer yuvarlağının girinti ve çıkıntılarının törpülenerek çekim etkisi ile belirlenmiş ideal jeoit biçimine yaklaşması yönünde çalışır

Atmosfer

Bu konu ile ilgili olarak atmosfer makalesinden de bilgi alabilirsiniz
Yer, yüzey şekillerinin ve gezegen üzerindeki yaşamın ortaya çıkması ve şekillenmesinde önemli rol oynamış ve yine bu iki öğe ile birlikte evrimleşmiş dinamik bir atmosfer (ya da hava küre, hava yuvarı) tabakasına sahiptir Yerçekimi sayesinde tutulan bu gaz tabakası, büyük ölçüde gezegenin iç katmanlarından kaynaklanan gazların yanardağ etkinliği ile yüzeye çıkması ile oluşmakla birlikte, gezegenin tarihi boyunca dünya dışı kaynaklardan da beslenmiş ve etkilenmiştir Basınç ve yoğunluk açısından diğer yer benzeri gezegenlerden Mars'a göre yaklaşık 100 kat büyük, Venüs'e göre ise yaklaşık 100 kat küçük bir gaz kütlesini ifade eder Ancak bileşim açısından bu iki gezegenin atmosferlerinden çok farklı olduğu gibi, Güneş Sistemi içinde de eşsizdir

Yer atmosferi, gezegenin tüm kütlesinin yaklaşık bir milyonda birini oluşturur Yer çekimi nedeniyle bu gaz kütlesinin bir ağırlığı vardır, ve gezegen yüzeyine doğru alçaldıkça artan bir basınç yaratır Bu nedenle, Yer yüzeyine yaklaştıkça sıkışma etkisiyle yoğunluğu artar Atmosfer kütlesinin dörtte üçü, ortalama yüksekliği 11 km olan troposfer tabakası içinde toplanmıştır Yükseğe doğru ise yoğunluk ve basıncı azalarak devam eder, ve belirli bir sınırı olmaksızın, çok seyrek bir gaz olarak kabul edilebilecek gezegenler arası ortam içinde erir Atmosferin etkilerinin belli belirsiz de olsa gözlenebildiği en büyük uzaklık Yer merkezinden 50000 km yükseğe kadar çıkabilir, ancak yeryüzünden 200 km yükseklikte, gaz yoğunluğunun, uyduların hareketini bile çok fazla etkilemeyecek kadar azaldığı bilinmektedir Pratik nedenlerle, Yer yüzeyinden 100 km yükseğe yerleştirilen hayali Karman hattı, dünya ile uzayın sınırı olarak kabul edilir
Yer atmosferi, birbirinden farklı fiziksel özelliklere sahip çok sayıda katmana ayrılır

• Troposfer: Meteorolojik olayların gerçekleştiği, atmosferin en hareketli kısmını oluşturur Adı, Yunanca 'hava değişikliği', 'mevsim değişikliği' anlamlarında kullanılan 'tropos' sözcüğünden türetilmiştir Yer'in kendi ekseni etrafındaki dönüşünün neden olduğu merkezkaç kuvveti, gezegenin diğer katmanlarında olduğu gibi, troposfer tabakasının da ekvatorda şişkinleşmesine yol açar Kutuplarda 7-8 kilometre olan troposfer kalınlığı, ekvator düzeyinde 17-18 kilometreyi bulur Atmosfer basıncı, deniz seviyesinde 1,01325 bar düzeyindedir, bu değer 1 atmosfer olarak kabul edilir Basınç, yükselti ile her 5,5 kilometrede yarıya inecek şekilde azalır Troposfer, ısı enerjisinin büyük kısmını, güneş ışınları ile ısınan yer yüzeyinin yaydığı kızılötesi ışınlardan alır ve bir ideal gaz davranışına yakın bir düzen içerisinde, yükseltiyle düşen basıncına paralel olarak, sıcaklığı da düşer Her 1 kilometrelik yükselme, sıcaklıkta 6,5oC değerinde bir azalma getirir Bu şekilde, troposferin üst sınırında -55oC düzeyinde bir alt noktaya inen sıcaklık, tropopoz adı verilen bu düzeyin üzerinde yeniden yükselmeye başlar Tropopoz, troposfer ile stratosferin sınırını belirler Kutuplarda sıcaklığın düşüklüğü, tropopoz yüksekliğinin ekvator bölgesine göre az olmasının nedenlerinden biridir

Yükseltinin artması ile atmosfer sıcaklığının azalması arasındaki ilişki, mutlak ve değişmez bir kural değil, genel bir eğilim olarak görülmelidir Yerel ve zamanla ilişkili çok sayıda değişken sıcaklığın yatay ve dikey değişimlerini etkilediği gibi, hava akımları, bulutluluk, nem, yağışlar, basınç değişiklikleri gibi meteorolojik olaylar, kaotik bir sistem içinde troposferin dünya ölçeğinde karmaşık davranış biçimini ortaya koyar ve uzun vadede iklimleri belirler

• Stratosfer: Tropopozdan başlayarak 50 km yüksekliğe kadar uzanır İçerdiği ozon (O3) molekülleri Güneş'ten gelen morötesi ışınları soğurarak bu katmanın ısınmasına yol açar Bu nedenle, tropopoz düzeyinde -50oC ile -60oC arasında olan sıcaklık stratosferin alt kesimlerinde her kilometrede 1oC , üst kesimlerinde ise her kilometrede 3oC kadar artarak stratosferin üst sınırı olan stratopozda 0oC düzeyine kadar yükselir Bu sıcaklık dağılımı, stratosferin hava akımlarının son derece az olduğu bir tabaka olarak korunmasını sağlar Bu özellik, stratosfer düzeyinde oluşan kirliliğin kalıcı olabilmesi gibi bir sakınca da yaratabilmektedir Yeryüzündeki yaşam için ölümcül etkilere sahip morötesi ışınları süzen ozon tabakası için zararlı bileşiklerin stratosfere ulaşmasını önlemek bu açıdan önem taşımaktadır
• Mezosfer: 50-90 km yükseklikler arasında yer alır Stratosfer ile sınırını, sıcaklık artışının bir kez daha tersine döndüğü stratopoz düzeyi belirler Mezosfer boyunca sıcaklık yine artan yükseklikle birlikte, basınçla orantılı olarak düşmeye devam eder ve 90 km de -100oC olur Mezosferde atmosfer yoğunluğu deniz düzeyindekine göre 1/1000-1/1000000 kadardır Ancak bu seyrek gaz kütlesi de yeryüzündeki yaşam açısından önemlidir Küçük boyuttaki göktaşları, hızla girdikleri bu katmanda sürtünme etkisi ile buharlaşarak yok olurlar
• Termosfer: Mezosferin üst sınırında, sıcaklık eğrisinin yine yön değiştirdiği 90 km yükseklikte başlar Bu aynı zamanda, iyonosfer olarak adlandırılan atmosfer katmanının alt sınırıdır Bu düzeyden başlayarak, atmosferin daha alçaktaki üç katmanda alışılmış bileşimi değişmeye başlar Güneş ışınımlarının yoğun etkisinin hissedildiği bu yükseltilerde iyonize atomlar ve serbest elektronlar bir plazma ortamı içinde bulunurlar Çeşitli dalga boylarında ışınımların gözlendiği termosfer, adını yükselti ve Güneş etkinliğine göre 200-1600oC arasında değişen sıcaklığından alır
• Egzosfer: Termosferin sona erdiği termopoz düzeyinin üstünde kalan atmosfer bölümüdür Çok seyrek hidrojen ve helyum atomlarından oluşur, giderek seyrelip gezegenler arası ortamla birleşir

Atmosferin bileşimi

Yer atmosferinin 80-100 km yüksekliğe kadar olan kısmı, yani kabaca troposfer, stratosfer ve mezosfer tabakaları, su buharı ve organik kökenli gazlar dışında değişmez bir bileşimdedir Atmosferdeki su buharı oranı, hacim olarak % 0-4 arasında değişmekle birlikte, ortalama bir değer olarak % 1 kabul edilebilir Su buharı bir kenara bırakılırsa, kuru havanın % 99,9 dan fazlasını 3 temel gazın oluşturduğu görülür: Oksijen (%20,9), azot (%78,1), argon (% 0,9)

Yer yüzeyinden 100 kilometre yükseklikten itibaren atmosferin bileşim açısından bu türdeş yapısı kaybolmaya başlar Bu nedenle 'heterosfer' adı verilen ve atmosferin son derece seyrek olduğu bu alanlarda, hareketlilik az olduğu için, gazlar uzun dönemde moleküler ağırlıklarına göre alçaktan yükseğe doğru hafife gidecek şekilde tabakalanma eğilimindedir Güneş ışınlarının iyonize edici etkisinin güçlü hissedildiği bu bölgelerde, fotokimyasal etkinlikler de giderek önemli hale gelir, ve atmosfer bileşimini etkiler En hafif gazlar olan hidrojen ve helyum, 500 km üzerindeki egzosferin temel bileşenleridir Yüksek enerjili güneş ışınlarının etkisi ile hızlandırılan bu hafif atomlar, Yer'in kütleçekiminden kurtularak uzaya kaçarlar Eksilen hidrojenin yerini, fotokimyasal etkilerle yüksek atmosfer katmanlarındaki su moleküllerinin parçalanması sonucunda ortaya çıkan hidrojen alır Bu nedenle hidrojen kaybı gezegenin değerli su kütlesinin kaybı anlamına gelmektedir Ozon tabakasının tahribatı sonucunda, fotokimyasal etkinliklerin atmosferin su buharından zengin olduğu alçak tabakalarına doğru inmesi bu yönden de tehlike yaratmaktadır

Su

Yer, yüzeyinde sıvı halde büyük bir su kütlesi bulundurması bakımından gezegenler arasında eşsiz bir konumdadır Okyanuslar şeklinde Yer yüzeyinin % 70'ini kaplayan bu kütle, yerkürenin , hidrosfer (=su küre, su yuvarı) adı verilen bir katmanı olarak görülebilir ve gezegenin toplam kütlesinin yaklaşık 1/4000' ini oluşturur Yer kabuğunu oluşturan kayaçlar içinde bundan çok daha fazla miktarda su bulunduğu sanılmaktadır Bu su, levha hareketleri sonucunda dalma-batma sürecine giren katmanların ısınmasıyla kayaç yapıdan ayrılarak, yanardağ püskürmeleri ile buhar halinde yüzeye çıkar Hidrosferi oluşturan su kütlesinin günümüzdeki temel yenilenme kaynağı bu mekanizma olmakla birlikte, kozmik çarpışmaların sıklığının çok daha fazla olduğu Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde, bileşiminde donmuş halde su bulunan göktaşı çarpmaları ile gezegene büyük miktarda su taşınmış olabilir
Yer yüzeyindeki su döngüsü, Güneş ışınlarının sağladığı enerjiden gücünü alan, atmosfer ve meteorolojik olayların önemli rol oynadığı karmaşık bir mekanizma ile hem yer kabuğunun şekillendirilmesinde, hem de yaşamın ortaya çıkması ve sürdürülmesindeki temel etkenlerden birini oluşturur

Manyetosfer

Yer, güçlü bir manyetik alana ve bu alanın etkisi ile şekillenen önemli bir manyetosfere sahiptir

Yer'in manyetik alanı, ekseni gezegenin dönme eksenine 11,4o açı yapan ve merkezine 460 km uzaktan geçen bir çift kutuplu niteliğindedir Bu alanın gücü gezegen yüzeyinde (ekvatorda ölçüldüğünde) 0,31 gauss değerine ulaşır ve Satürn, Uranüs ve Neptün yüzeyinde ölçülen değerlerle karşılaştırılabilecek büyüklüktedir Zayıf bir manyetik alana ve sınırlı bir manyetosfere sahip olan Merkür bir yana bırakılacak olursa, Yer'in manyetik alan ve manyetosferi yer benzeri gezegenler arasında en dikkate değer örneği oluşturur Yer manyetik alanının oluşması, gezegen içinde, elektriksel açıdan iletken , aynı zamanda da hareketli, yani akışkan bir ortam varlığını gerektirmektedir Yer kürenin iç yapısına ilişkin modeller geliştirilirken, bu nokta da dikkate alınarak, dış çekirdeğin sıvı halde demir içeren yapısı ortaya çıkarılmıştır Gezegenin tarihi boyunca bir çok kez manyetik kutupların yer değiştirdiği bilinmektedir Bu olayların nedenleri aydınlatılamamış olmakla birlikte, Yer çekirdeğinin dönme hızı ile gezegenin dönüşü arasındaki farklılıkların zaman içindeki değişimleri ile ilişkili olabileceği düşünülmektedir Yer manyetik alanının gücünde yakın dönemde önemli bir azalmanın olması, ve bu azalmanın özellikle son 150 yıl içinde hızlanarak devam etmesi, yakın bir gelecekte yeni bir kutup değişikliğinin olabileceği yönünde yorumlanmaktadır

Yer manyetosferi, tanım olarak, gezegenin manyetik alanın etkisi ile Güneş rüzgarı adı verilen Güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, saptırılarak engellendiği bölgedir Manyetosferin en dışında, plazma akımının aniden yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Güneş doğrultusunda Yer'in merkezinden yaklaşık 60000 km uzaklıkta (Yer yarıçapının 10 katı kadar) bulunur Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında milyonlarca kilometre uzanan bir kuyruk oluşturur

Yer manyetik alanına yakalanan elektrik yüklü parçacıkların toplandığı simit biçiminde iki ışınım kuşağı yer küreyi çevreler ABD tarafından uzaya gönderilen ilk uydu olan Explorer I yardımı ile 1958 yılında keşfedilen bu kuşaklar uyduyu tasarlayan James Van Allen onuruna Van Allen kuşakları olarak adlandırılmıştır Dışta yer alan kuşak, güneş rüzgarı kökenli hidrojen (H+=protonlar), helyum (He2+=alfa parçacıkları)ve oksijen (O+) iyonları yanı sıra serbest elektronlar içerir Yer yüzeyinden 10000-60000 km yükseklikte bulunan bu kuşağın en yoğun kesimi 15000-19000 km arasında bulunur İçte yer alan kuşak ise kozmik ışınların iyonlaştırdığı atmosfer kaynaklı atomlar içerir 650-6500 km yükseklikte yer alan bu kuşak dış kuşağa oranla çok daha güçlü bir ışınım kaynağıdır ve bu yükseklikte bulunan uyduların etkinlikleri ve uzay adamlarının sağlığı üzerinde olumsuz etkiler yaratabilmesi açısından önem taşır

Yüklü parçacıkların Yer'in manyetik kutuplarına yakın bölgelerde bulunan açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarıyla etkileşmeleri, kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olur

Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin listesi

Aşağıda Güneş Sistemi'ndeki nesnelerin Güneş'ten uzaklıklarına göre sıralanmış bir listesi bulunmaktadır Çapı 500 km'den küçük cisimler listeye alınmamıştır

• Güneş, G2 sınıfı yıldız

• Yerbenzeri gezegenler, uyduları ve Güneş'e yakın yörüngeli asteroitler: İç Güneş Sistemi
  • Merkür
    • Merkür geçişli asteroitler
  • Venüs
    • Venüs geçişli asteroitler
  • Dünya
    • Ay (uydu)
    • Near-Earth asteroids
    • Dünya geçişli asteroitler
  • Mars
    • Deimos
    • Phobos
    • Mars geçişli asteroitler
  • Asteroit Kuşağı ve çevresindekiler
    • Mars ve Jüpiter gezegenleri arasındaki Ana Asteroit Kuşağı'ndaki asteroitler
      • 1 Ceres
      • 2 Pallas
      • 3 Juno
      • 4 Vesta
      • Bu asteroitlerin sayısı yüzbinlercedir Yukarıda en büyük dördü listelenmiştir Ayrıca bakınız: Önemli asteroitlerin listesi, Asteroitlerin listesi
    • Ana Kuşak dışındaki bazı küçük gezegenler
    • Ayrıca bazı asteroitlerin uyduları da olabilir

• Gaz Devleri, uyduları, trojan asteroitler ve bazı küçük gezegenler: Dış güneş sistemi
  • Jüpiter
    • Io
    • Europa
    • Ganymede
    • Callisto
    • Jupiter'in trojan asteroitleri
  • Satürn
    • Tethys
    • Dione
    • Rhea
    • Titan
    • Iapetus
    • Enceladus
    • Hyperion
    • Satürn'ün halkaları
  • Trojan olmayan küçük gezegenler
    • Centaurlar
    • Damocloidler
  • Uranüs
    • Ariel
    • Umbriel
    • Miranda
    • Titania
    • Oberon
  • Neptün
    • Triton
    • Nereid
    • Proteus
    • Neptün trojanları

• Neptün'ün yörüngesinin dışındaki Neptün ötesi cisimler
  • Kuiper kuşağı cisimleri:
    • Plutinolar
      • Plüton
        • Charon
      • 90482 Orcus
      • Şablon:Mpl
    • Cubewanolar
      • 50000 Quaoar
      • 20000 Varuna
    • Henüz sınıflandırılmamış olanlar
      • Şablon:Mpl
    • Dağınık disk nesneleri
      • Şablon:Mpl
  • Muhtemel Oort bulutu içinde kalan cisimler
    • 90377 Sedna

Evrendeki sayısız yıldızdan sadece biri olan Güneş, Samanyolu Galaksisi’nde yer almaktadır Güneş, üzerinde yaşadığımız gezegenin de içinde bulunduğu Güneş Sistemi’nin merkezini oluşturur 4,65 milyar yaşımda olduğu tahmin edilen bu dev enerji kaynağının yarı çapı 7×105 km yani dünya yarıçapının 100 katıdır Ekliptik düzlem normaliyle 75° 15′ açı yapan Güneş, ekseni etrafındaki dönüşünü yaklaşık 27 günde tamamlar Güneşin merkez sıcaklığı 10 milyon derece, dış sıcaklığı ise 5700 K° dir Başlangıçta 2×1030 kg’lık kütlesinin %73 ‘lük kısmının hidrojenden, geri kalan kısmını ise helyumdan oluştuğu tahmin edilmektedir


Güneşin bu bitmez tükenmez ısıyı nasıl ürettiği sorusu, ilk zamanlar insanların kafasını en çok meşgul eden soru olmuştur Fakat günümüzde güneşin bu ısı enerjisini içindeki hidrojeni çekirdek füzyonu ile helyuma çevirerek elde ettiği anlaşılmıştır Ve Güneş çekirdek füzyonu sayesinde çevresine 4×1026 Watt’ lık güç yaymaktadır Başlangıçta %73 hidrojen olan hidrojen oranının günümüzde %38′e düştüğü tahmin edilmektedir Bu tahmine dayanarak güneşin ömrünü yarıladığını söyleyebiliriz


Güneş yüzeyi tabakalardan oluşmuştur Bu tabakalara çekirdekten yüzeye doğru sırasıyla fotosfer, kromosfer ve korona isimleri verilmiştir Güneşin görünür yüzeyini 500 km kalınlığındaki fotosfer tabakası oluşturmaktadır Bu tabakanın sıcaklığı 6000 K° kadardır Fotosfer tabakasının hemen üstünde 2500 km kalınlığındaki kromosfer tabakası yer almaktadır Bu tabakanın sıcaklığı en üst kısımda 105 – 106 K° ‘ye kadar yükselebilir Bu tabakadan hemen sonra genişliği gezegenlere kadar uzanan korona tabakası yer alır bu tabakanın ortalama sıcaklığı 106 K° kadardır Güneşin katmanları arasındaki manyetik alan şiddeti büyük değişiklikler gösterir ve bu değişikliklerin sonucunda bir çok olay gözlenir Örneğin Güneş lekeleri, manyetik alan düzensizliği sonucunda o alandaki sıcaklığın çevreye göre düşmesinden kaynaklanır


Güneşin korona tabakasından gezegenler arsı ortam yayılan elektrik yüklü taneciklerin oluşturduğu etkiye Güneş Rüzgarı adı verilmektedir Güneşe yaklaşan kuyruklu yıldızların kuyrukları bu rüzgarın etkisi ile güneşe ters yönde uzanırlar Güneş Rüzgarı, proton, elektron ve %5 kadar helyum çekirdeği ile az miktarda daha ağır atomlardan oluşmuştur
Merkür güneş sistemindeki en küçük ikinci gezegendir ve güneşe en yakın olan gezegen olma unvanını taşır Güneşe olan ortalama uzaklığı 579 milyon kilometredir Çapı çok küçük olmasına rağmen(4878 kilometre), çapına göre büyük bir çekirdeği vardır Bu çekirdeğin %65′i demirden oluşmuştur Fakat çekim gücü çok yüksek değildir, oluşturduğu manyetik alan yaklaşık olarak dünyadakinin 100/1′i kadardır


Güneşe en yakın gezegen olmasından dolayı gündüz sıcaklığı 427 C° ‘ye kadar ulaşır Bir atmosferi olmadığı için bu sıcaklığı tutamaz ve geceleri sıcaklığı -173 C° ‘ye kadar iner Merkür güneşe yakın olduğu için gün doğumunda ve gün batımında çıplak gözle güneşin yanında parlak bir yıldız gibi gözlenebilir Merkür ilk olarak 1974 yılında Mariner 10 adlı uzay sondası ile incelenmiştir Yapılan incelemeler sonucunda Merkür ile ilgili kesin olmasa da büyük bulgular elde edilmiştir Bu inceleme sayesinde Merkür gezegeninde su ve hayat olmadığı kesin olarak tespit edilmiştir


Merkür’ün yüzeyi derin kraterlerle kaplıdır Bunun nedeni bir atmosferinin olmayışıdır Ay’da da olduğu gibi atmosferi olmayan Merkür yüzeyine sayısız meteor çarpmış ve irili ufaklı derin kraterler oluşmasına neden olmuştur Merkür yüzeyinin teleskoplarla net bir şekilde incelenmesi zordur Fakat Mariner 10 uzay sondasının göndermiş olduğu resimler sayesinde yüzeyi hakkında bilgi edinilmiş ve buna bağlı olarak iç yapısı hakkında tahminlerde bulunulmuştur Çoğunlukla çarpma ve volkan kraterlerinden oluşmuş yüzeyde büyük ve geniş ovalar da yer almaktadır