Astronomiye Giriş, Astronomi Tarihi

1. Astronomi Tarihi
Astronomi, ilk çağlardan beri insanların gökyüzüne karşı duydukları merak nedeniyle en
hızlı gelişen bilim dallarından biri olmuştur. Bu gelişme meydana gelirken matematik, fizik gibi
birçok bilim dallarının da gelişmesine neden olmuştur. Tutulmalar, Ay'ın evreler göstermesi, akan
yıldız yağmurları, kuyruklu yıldızlar gibi dikkat çekici olaylar insanların astronomiye olan ilgisini
daha da artırmıştır. Bu tür gök olaylarının izlenmesi, kaydedilmesi ve kayıtların tutularak
yorumlanması astronominin gelişmesini sağlamıştır.
1.1. İlk Medeniyetlerde Astronomi
İlk medeniyetler daha çok ılıman bölgelerde, su kenarlarında kurulmuştur. Yıldız
konumlarını yön bulmada, Ay ve Güneş'in konumlarını da zamanı belirlemede kullanmışlardır. Ay
ve Güneş’in görünür hareketlerine dayalı olarak takvimler oluşturmuşlar ve (yön ve zaman dışında)
yıldızların tanrılarla ilgili olduğuna inanılması nedeniyle bu çağlarda astronomiye karşı ilgi artmıştır.
1.1.1. Babilliler
Babilliler, Fırat ile Dicle nehirleri arasında, Irak topraklarında yerleşmişlerdir. Tarımla
uğraşırlar, Çin, Hint, Yunan ve Mısır ile ticaret yaptıklarından kültür alışverisinde de bulunuyorlardı.
Babilliler, M.Ö. 2000’li yıllarda çok sayıda yıldızın konum gözlemlerini yapmışlar ve bunları
kaydetmişlerdir. Gökyüzünü, yıldızların biçimlerine göre çeşitli bölgelere ayırıp hayvan, eşya gibi
isimler vermişlerdir. Merkür ve Venüs’ü gözlemişler. Venüs'ün evre gösterdiğini ortaya
çıkarmışlardır. Bu gök olayı teleskopla ancak M.S. 1610 yılında Galile tarafından gözlenmiştir. O
dönemde Venüs’ün evre göstermesinin Güneş ışığının yansımasıyla ilgili olduğunu bulmuşlar ve
Venüs'ün Güneş etrafında yörünge hareketi yaptığını anlamışlardır. Gözlemleri astroloji amaçlı
olduğundan Mars, Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin hareketleri ile ilgili konum gözlemleri de
yapmışlardır. M.Ö. 5-6. yy astronomi konusunda en üst düzeye ulaşmışlar ve Ay ile Güneş
tutulmalarının dönemli olduğunu, bir tutulmanın 18 yıl 10 gün (gerçeği 18 yıl 11 gün) sonra tekrar
oluşacağını saptamışlardır. Bu bilgiler eski Yunan astronomisinin temelini oluşturmuştur.
1.1.2. Mısırlılar
İlgi alanları daha çok takvim ve zaman olduğundan sık sık gerçekleşen Ay ve Güneş
tutulmalarını bile düzenli gözlememişlerdir. İlgi alanlarının takvim olmasının nedeni, tarımın düzenli
olarak yapılabilmesi idi. Nil nehrinin taşma zamanının tahmin edilmesi amacıyla Mısırlılar takvim
yapmak için çalışmışlardır. Nil nehrinin taşma zamanı (göğün en parlak yıldızı) Ak yıldız (Sirius: α
CMa: büyük köpek)'ın doğu yönünde görülme zamanına rastlıyordu (Ekim/Kasım ayları).
Piramitlerin yapımında astronomik amaçların bulunduğu görülmüştür. Yılın belli
zamanlarında piramitler gökyüzünde önemli yönleri göstermektedir.
1.1.3. Çinliler
Çin'de kayıtlara göre M.Ö. 2300 yılında tutulmalar ve kuyruklu yıldız gözlemleri yapıldığı
görülmektedir. M.Ö. 8. yy’larda tutulma, kuyruklu yıldız, meteor ve Güneş lekeleri gibi özel olayların
gözlendiği bilinmektedir. Güneş leke gözlemlerini nasıl yaptıkları hala anlaşılmış değildir.
1.1.4. Mayalar
Mayalar, Orta Amerika'da, M.Ö. 3379 yılında takvim kullandıkları görülmektedir. Dünya’nın
düz olduğuna, evrenin 13 katmandan oluştuğuna ve bunlardan herbirinde bir tanrının bulunduğuna
inanırlardı. İnsanların hayatlarının Ay’ın evrelerine göre biçimlendiği inancı vardı. Binaları
1
astronomik cisimleri görecek şekilde yerleştirirlerdi (özellikle Venüs’ü). Venüs gezegeninin
hareketlerini çok iyi bilmekteydiler. Ayrıca Samanyolu gibi bölgeleri dini inançları nedeniyle iyi
bilmekteydiler.
1.1.5. Eski Yunanlılar
Astronomik olaylardan çok onların nedenleri üzerinde durmuşlar ve ilk evren modelleri
oluşturmuşlardır. Doğa filozofu Tales'e göre; Yer, suda yüzen yassı bir diskti (gezegen ve
yıldızların hareketlerini yorumlamamıştır). Aynı yıllarda Anaksimander ise Yer'in uzayda yüzen
silindir olduğunu ileri sürmüştür. Pitagor, gözlemlere dayandırdığı bulgularından, Yer'in küre biçimli
olduğuna inanmıştı ama döndüğünü kabul etmemişti.
Yunanistan’a düşen demirli bir göktaşının, Güneşten geldiğine inanarak, Güneş'in yakın
olduğuna, küçük olduğuna ve bileşiminde erimiş demir olduğuna inanılmıştır. Anaxagoros'a göre
Ay, Güneş kadardı ve Güneş'in ışığını yansıtıyordu.
Plato (Eflatun) evrende geometrik düzenin varlığına inanmıştır. Gökcisimleri (Ay, Güneş,
Venüs, Merkür, Mars, Jüpiter, Satürn) arasındaki uzaklıkları geometrik seri ile göstermiştir.
Eudoxus, Yer merkezli evren modelini kurma ve gezegenlerin düzensiz hareketlerini
açıklayabilmek için ikincil çember (epicycle) kavramını ortaya atmıştır.
Aristo, Hipparchus, Ptolemy (Batlamyus) tarafından geliştirilen bu modelde gezegenlerin
görünen hareketi açıklanabiliyordu fakat zamanla gözlem duyarlılığı arttıkça, modelden olan
saplaları açıklamak için ikincil yörüngeleri artırmak gerekliliği ortaya çıkmıştır.
Aristo, Yer'in çok büyük küre olduğunu göstermiştir. Delil olarak,
1- Ay tutulması sırasında, Yer'in Ay üzerindeki gölge sınırı geniş bir yay olmasını ve
2- Yer üzerinde güneye gidildikçe yeni yıldızların görünür olmasını ileri sürmüştür.
Aristo, Kutup ışıması, akan yıldız ve kuyruklu yıldız’ların Yer'in üst atmosferinde oluştuğunu
ileri sürmüştür. Aristo döneminde Heraklit, Merkür ve Venüs'ün Güneş etrafında dolandığını, Yer'in
kendi ekseni etrafında döndüğünü, evrenin somut olduğunu ileri sürmüştür, fakat Aristo'nun
inandırıcı, süslü filozofik görüşleri arasında bu düşünce kabul görememiştir.
Aristarchus, Güneş merkezli evren modelini savunmuştur. Güneş'in Ay'a göre 20 kat daha
uzakta olduğunu, doğru bir düşünce ama yanlış açı ölçümü ile hesaplamıştır.
Eratosthemes, Syne kentinde 22 Haziran'da (yaz gündönümü) öğle Güneş'inin tam tepede
olduğunu, düşey cisimlerin gölgesi olmadığını duymuştu. Syene'den 800 km (kuzeyde) uzaktaki
İskenderiye'de aynı gün öğle güneşinin başucu uzaklığını 7°.2 olarak ölçmüştür.
İskenderiye
7°.2
Syne
İskenderiye
R
7°.2
Syne
~800 km
2
S=q(grad)R
Bu sayede Yer’in yarıçapı için bir hesaplama yaparak (burada S=800 km, q(rad)=7°.2 kullanılırsa
R=6405 km olarak hesaplanır) Yer yarıçapının 6405 km olduğunu bulmuştur. Gerçek değer ise
6376 km’dir. Ayrıca tutulmaların geometrisinden yararlanarak Ay ile Güneş'in uzaklıklarını ve
büyüklüklerini tahmin etmiştir.
Çağdaş astrominin babası sayılan Hipparchus, gezegen parlaklıklarının yıl boyunca
değiştiğini görerek, gezegen-Yer uzaklığının yıl boyunca değiştiğini düşünmüştür. Hipparchus'un
astronomiye asıl katkısı yıldız parlaklıklarının ölçüm sistemini geliştirmiş olmasıdır.
Görülebilen yıldızların parlaklıklarını altı büyüklük içinde değerlendirmiştir. 1. Derece en
parlak 20 yıldızdan, 6. Derece ise çıplak gözle zar-zor görülen yıldızlardan oluşacak şekilde
sınıflandırmıştır. 850 yıldızdan fazla yıldızın göreli parlaklıklarını içeren ilk kataloğu ve yıldız
haritasını yapmıştır.
Fehner yasasına göre algılama fizyolojisinin genel yasası, ışığın parlaklığı yada sesin
gürültüsünün kuvveti (taşıdığı enerji) geometrik dizi şeklinde arttıkça bu bize aritmetik dizi halinde
artıyormuş gibi gelir.
1. eleman
2. eleman
3. eleman
…
n. eleman
Aritmetik Dizi
a
a.f
2af
…
naf
Geometrik Dizi
a
a.f
af2
…
afn
10, 100 ve 1000 lik üç ampule bakıldığında 1. ile 2. arasındaki aydınlık farkının 2. ile 3. arasındaki
farkla aynı olduğu hissedilir.
Böylece farklı parlaklıkdaki yıldızların ışığı arasında eşit aralıklar varmış gibi görünen ışık
şiddetleri sınıftan sınıfa eşit oranlarda artmaktadır. Astronomide bu parlaklık sınıflarına "kadir" adı
verilir. Hipparchus’un sınıflamasında yıldız sönükleştikçe kadir sayısı büyümektedir. 1m den yıldız
6m yıldızdan 100 kez daha parlak olduğu kabul edilir.
5
100 = 2.512
1 kadir farkına karşılık ışık miktarları arasındaki fark olarak elde edilir.
Bu eski moda kadir kavramını günümüzde de bırakılmamıştır. Gökyüzüne bakıldığında
çeşitli parlaklık sınıfından görülebilecek yıldızların sayısı kaba olarak aşağıdaki gibidir.
Kadir
4
5
6
Görsel Yıldız Sayısı
530
1620
4850
3
Bazı Gökcisimlerinin parlaklıkları
Venüs
-4m
Ay
-12 m.5
Güneş
-26 m.7
Polaris
2m
Sirius
-1 m.5
Ptolemy (Batlamyus), Yer merkezli evren modelini kabul etmiştir. 13 ciltlik bir astronomi
kitabı (Almagest) yazmıştır. Hipparcus'un gözle görülen yıldızların parlaklıkları ve yıldız haritaları
bu kitapta bulunmaktadır.
M.S. birkaç y.y. içinde Hiristiyanlığın yayılması, Roma imparatorluğunun çökmesi ile
Avrupada bilime verilen önem azalmıştır. Aristo düşüncesinin kiliseye yerleşmesi ile de bilimsel
hayat karanlık bir döneme girmiştir.
1.1.5. İslam Astronomisi
Müslümanlık ortaya çıkmadan önce Araplar, Romalılarla yani Yunan kültürü ile temas
içindeydiler. Bu dönemde Latince eserler Arapçaya çevrilmiştir. Müslümanlığın ilk yıllarından
itibaren dini günlerin, namaz ve oruç zamanlarının hesaplamasına yarayacak astronomi bilgisi
daha da önem kazanmıştır (Kıble doğrultusunun belirlenmesinde de). Bu dönemde çalışılan
astronomi konuları:
1. Coğrafi astronomi
2. Konum astronomisi (İlm-ül-eflak) Güneş, Ay, gezegen ve yıldızların görünür
hareketleri.
3. Astroloji (İlm-i ahkam-ı nücum)
4. Zaman hesapları (İlm-ül rükat)
İlk dönemlerdeki en önemli çalışmalar; Ay hareketine dayalı bir takvimin oluşturulması ve
yıldızların çok daha uzakta uzaya yayılmış olduğuna inanılmasıdır. Yunanlılar ise o dönemde
yıldızların Satürn gezegenin dışında bir küre üzerinde bulunduğuna inanılıyordu.
İslam dünyasının astronomiye en önemli katkısı modern gözlemevlerinin kurulmasıdır. Eski
Yunanda astronomik bilgi gözleme dayalı olmadan filozofik yollarla geliştirilmeye çalışılıyordu.
Ayrıca bu gözlemevlerinde yeni gözlem aletleri geliştirilmiş ve çok sayıda astronom yetiştirilmiştir.
Bugün de gözlemevinin önemi ve sayısı dünyada gittikçe artmaktadır.
Bağdatta 5. Abbasi Halifesi Harun el-Reşid zamanında gelişmeye başlayan gözlemsel
astronomi, 7. halife El-Mamun zamanında daha fazla destek görmüştür. Dönemin büyük astronomi
El-Battani yaptığı çok duyarlı gözlemlerle, Güneş'in görünen hareketindeki düzensizlikleri
incelemiş, düğümler noktasının yılda 54".5 kaydığını, ekliptiğin ekvator düzlemiyle 23° 35' (doğrusu
23° 27') açı yaptığını hesaplamıştır. Ayrıca "Yıldızlar Bilimi" adlı bir astronomi kitabı yazmıştır.
Bu dönemin (10. ve 11. yy) meşhur iki astronomu El-Sufi ve El-Biruni‘dir. Mısırda ise İbnYunus yetişmiştir. 1260 yılında Hilagü Han desteğiyle Nasir-El Tusi tarafından Meraga'da büyük bir
gözlemevi kurulmuştur. Bu gözlemevi 50 yıl aktif hizmet etmiştir. Bunu gören İlhanlı Hümümdarı
Gazan Han, 1300 yılında Tebriz'de giderleri Vakıf tarafından karşılanan bir gözlemevi kurmuştur.
Burada Güneş gözlemleri için yeni gözlem aletleri geliştirilip kullanılmıştır.
Yine Meraga gözlemevini inceleyen Muhammed Turgay Uluğbey (Timur Lenk'in torunu)
Semerkand'ta başka bir gözlemevi kurmuştur. Burada büyük bir yıldız kataloğu (1018 yıldızın adı,
4
parlaklığı, konumu) yayınlanmıştır. Arapça yayınlanan kitap Farsça ve İngilizce dillerine çevrilmiştir.
Burada Kadı Zade Rumi ve Ali Kuşcu gibi bilimadamları çalışmıştır.
Aslında, eski İslam dünyasındaki çalışmalar yeterince gün ışığına çıkarılmamıştır. Bugün
parlak yıldızların bütün dünyada kullanılan isimleri genellikle Arapçadır. Algol, Antares, Al de
Baren, Adhara, Almach sadece "A" karakteri ile başlayan birkaç örnektir. Ayrıca Astronomik
terimlerin birçoğu da İslam kaynaklıdır, Zenit, Nadir, Azimut gibi.
Astronominin medresede eğitimi yoktu (hadis, kelam, fıkıh gibi İslami ilimler daha çoktu),
ancak özel ders ve kişisel çabalarla bu eğitim gerçekleşebiliyordu (çıraklık usulu). Fatih Sultan
Mehmed döneminde İstanbul medreselerinde Matematik ve Astromomi dersleri okutulmuştur.
1610 yılında teleskobun icadından önce son İslam gözlemevi III. Murat emriyle
Takiyyüddin tarafından İstanbul Tophane'de kurulan (1577) İstanbul Gözlemevi'dir. Bu gözlemevi 2
yıl sonra yıkılmıştır. Kanuni Sultan Süleyman’ın ölümünden sonra Osmanlılarda astronomların
yerini musakkitler (namaz saati, dini günler vb.) zaman hesaplayıcıları almıştır. Bunlar halk için
takvim, Padişah için ahkam (bir çeşit yıllık yıldız falı) hazırlarlardı. Astrolojiye verilen önem o kadar
büyüktü ki, Osmanlı idare teşkilatında bir "Mektebi Fünunu Nücum" bile bulunmaktaydı. 1870
yılında Abtülaziz zamanında bir Gece Üniversitesi açılmıştır ve ilk konulan ders Astronomi
olmuştur.
1.2. Avrupa'da Astronominin Yeniden Gelişmesi
İslam dünyasında astronomi çalışmaları önemini yitirmeye başladığı sıralarda Rönesansla
beraber, Orta Avrupa bilim merkezi olma yolunda idi. Latinceye çevrilen kitaplardan astronomi
öğrenilip, Üniversitelerde okutuluyordu. Amaç denizcilerin yön ve konum saptama ihtiyaçları, dini
günlerin belirlenmesi ve genel olarak takvimde düzenlemelerin yapılması ihtiyacıydı. Bu dönemde
asıl gelişme gözlemsel değil kuramsal çalışmalarda olmuştur.
N. Copernicus, Yer ve diğer gezegenlerin Güneş etrafında düzgün dairesel hareket
yaptıklarını, gök cisimlerinin günlük görünür hareketlerinin Yer'in dönmesinden kaynaklandığını
düşünmüştür. Dairesel hareketin gözlemleri tam sağlamaması nedeniyle Güneş'in tam merkezde
olmadığı yargısına varmıştır.
Ünlü astronom Tycho Brahe doğru bir Güneş sistemi modeli için çok duyarlı gözlemlere
ihtiyaç olduğunu vurgulamıştır. Kendi modeline göre, Ay ve Güneş, Yer’in etrafında, diğer
gezegenler ise Güneş etrafında düzgün dairesel yörüngelerde dolanıyorlardı. T.Brache'nin
öğrencisi J.Kepler, Brahe'nin gözlemlerini kullanarak Mars'ın yörüngesinin (odaklarından birinde
Güneş olan) elips oldugunu bulmuştur. Sonradan tüm gezegenlerin böyle davrandığını
hesaplamıştır. Kepler, halen yıldızların, Satürn yörüngesinin ötesinde dar bir bölgede olduklarına
inanıyordu.
Kepler Yasaları
1) Tüm gezegenler, odaklarından birinde Güneş bulunan elips yörüngeler üzerinde
hareket ederler.
2) Gezegeni Güneş'e birleştiren doğru parçası eşit zamanlarda eşit alanlar tarar.
3) Gezegenlerin dolanma sürelerinin (P) kareleri, elipsin yarı-büyük ekseninin küpü ile
orantılıdır.
5
odak
•
b yarı-küçük eksen
odak
•
° a yarıbüyük
eksen
fiekil: Bir elipste odaklar ve yarı-büyük ile yarı-küçük eksenler.
1610 yılında teleskop keşfedilmiştir. Mekaniğin kurucularından Galile teleskobunu
kullanarak,
1) Jüpiter'in 4 uydusunu keşfetti
2) Ay'ın haritasını yaparak yüzey şekillerini isimlendirdi
3) Venüs'ün evrelerini gözledi
4) Samanyolunun yıldızlardan oluştuğunu gördü
5) Satürn gezegenini kenarında çıkıntılar olduğunu gözledi (halka olduğunu farkedemedi)
6) Güneş lekelerinin gözlemlerinden, Güneş'in 26 günde bir dönme hareketi yaptığını
buldu.
Kepler ve Galile'den sonra astronomiye en büyük katkı Newton (F=ma) tarafından
olmuştur. Kepler, gezegenleri yörüngelerinde tutan kuvvetin Güneşten kaynaklanan manyetik güç
olduğunu kabul etmişti. Newton, Kepler kanunlarını kullanarak, bu kuvvet gezegen-Güneş
uzaklığının karesiyle ters orantılı olduğunu göstermiştir. Bu kuvvetin evrensel kütle çekim
kuvvetiydi.
Bu dönemde modern teleskoplar geliştirilmiş ve Paris'de, Greenwich'de ve Berlin'de
gözlemevleri kurulmuştur. Yer-Güneş ve Mars-Güneş uzaklıkları hesaplanmıştır. 1706 yılında ilk
kez bir kuyruklu yıldızın yörüngesi hesaplanarak kuyruklu yıldızların atmosferik olmadıkları onun bir
gökcismi olduğu bulunmuştur.
6
2. Güneş Sistemi
Güneş sistemi; Güneş, dokuz gezegen, gezegenler etrafında dolanan 67 adet uydu, çok
sayıda küçük kütleli cisim (kuyrukluyıldız ve asteroid) ve gezegenlerarası maddeden oluşmaktadır.
Gezegenler, odağının birinde Güneş bulunan eliptik yörüngelerde dolanırlar. Bu
gezegenlerden Merkür ve Pluto’nun yörüngeleri daireden çok uzaktır. Gezegenlerin Güneş
etrafında dolandıkları düzlem az veya çok neredeyse aynıdır, bu düzleme ekliptik adı verilir ve
Dünya'nın yörünge düzlemi ile tanımlanır. Ekliptik düzlemi, Güneşin ekvator düzlemi ile 7° lik açı
yapar. Pluto gezegeninin yörüngesinin ekliptik düzlemi ile yaptığı açı 17° dir ve bu değer dokuz
gezegenin içinde en büyük değerdir. Gezegenlerin tümü aynı yönde (saat yönünün tersi yönde)
dolanırlar, fakat Venüs, Uranüs ve Pluto gezegenleri ayrıca kendi eksenleri etrafında saat yönünde
dönerler (retrograde hareket).
Göreli olarak gezegenlerin boyutlarını anlayabilmemiz için boyut olarak Güneş’in çapını
100 mm (10 cm) aldığımızda, gezegenlerin ve diğer önemli uzaklıkların büyüklükleri aşağıdaki gibi
olacaktır. Bu boyutlarda çok sayıdaki küçük cisme yer verilmemiştir (gezegenlerin etrafında
dolanan uyduları, Güneş'in etrafında dolanan çok sayıdaki asteoridler ve kuyruklu yıldızlar gibi).
Merkür
Venüs
Dünya
Mars
Jüpiter
Satürn
Uranüs
Neptün
Pluto
Çap (mm)
Uzaklık
(metre)
Işığın Ulaşma
Süresi
Uzay Aracının
Ulaşma Süresi
0.3
0.8
0.9
0.4
10
8.3
3.3
3.2
0.1
4.163
7.767
10.745
16.368
55.904
102.521
206.214
323.291
424.815
3.2 dk
6 dk
8.3 dk
12.7 dk
43 dk
1.3 saat
2.7 saat
4.2 saat
5.5 saat
5 Ay
3 Ay
8 hafta
1.5 yıl
3.2 yıl
8.5 yıl
12 yıl
Işığın hızı bu boyutlarda 21.5 mm/sn
Işık Yılı
679.6 km
A Centauri
2902.2 km
Sirius
5872.4 km
Deneb
952913.2 km
Galaksi Merkezi 18834039.8 km
O5 (sıcak yıldız)
M5 (soğuk yıldız) 1.6 cm
Kırmızı Dev
Beyaz Cüce
Nötron Yıldızı
? henüz gidilemedi
Çapı 0.9 m
37.5 m
0.99 mm
0.0014 mm
Gezegenlerin Sınıflandırılması
Güneş sisteminde bulunan cisimleri sınıflandırırken geleneksel olarak gezegenler, uyduları,
asteroidler ve kuyruklu yıldızlar şeklinde incelenir. Fakat güneş sisteminin bu sınıflandırmadan çok
daha karmaşık olduğu bir gerçektir.
a) Pluto'dan daha büyük birkaç tane doğal uydu ve Merkür'den büyük iki doğal uydunun
bulunması,
7
b) Bazı küçük doğal uyduların asteroid kökenli olmaları,
c) Kuyrukluyıldızların zamanla madde kaybetmeleri sonucunda görünüm olarak
asteroidlerden ayrılamaz duruma geldikleri,
d) Kuiper Kuşağı cisimleri ve Chiron gibi başka cisimlerin bu şemaya uymadıkları,
e) Yer/Ay ikilisi ve Pluto/Charon ikilisinin bazen "çift gezegen" olarak ele alınması gibi
özellikler mevcuttur.
Başka sınıflandırmalar kimyasal bileşime ve/veya daha fiziksel geçerliliği olan açılardan ele
alınarak yapılmaktadır. Fakat genellikle bu tür sınıflamalar çok fazla sınıfın ortaya çıkmasına veya
çok fazla uygunsuzlukların bulunmasına neden olurlar. Bu nedenle geleneksel sınıflamanın
yapılmasının en doğru olduğu inancındayız.
Güneş sisteminde bulunan 9 gezegen aşağıdaki şekillerde sınıflandırabilmektedir;
Bileşim Olarak:
Karasal veya Kayasal Gezegenler: Merkür, Venüs, Dünya ve Mars:
Genellikle kaya ve metalden oluşurlar, göreli olarak daha yoğun, yavaş dönme, katı yüzey, halka
yapısı bulunmayan ve birkaç doğal uydusu bulanlar.
Gaz veya Dev Gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün:
Temel yapısında hidrojen ve helyum bulunan ve yoğunluğu genellikle düşük olan, hızlı dönen,
derin atmosferi bulunan, halka yapısına sahip ve çok sayıda uydusu bulunan gezegenlerdir.
ve Pluto gezegeni
Boyut Olarak:
Küçük Gezegenler: Merkür, Venüs, Dünya, Mars ve Pluto
Bu gezegenlerin çapları 13000 km'den daha azdır.
Dev Gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün
Bu gezegenlerin çapları 48000 km'den daha büyüktür.
Merkür ve Pluto gezegenleri zaman zaman daha küçük kütleli gezegenler olarak
sınıflandırılmaktadır (yani asteroid olarak).
Dev gezegenler zaman zaman Gaz Devleri olarakta isimlendirilmektedir.
Güneş'e Uzaklıklarına Göre:
İç Gezegenler: Merkür, Venüs, Dünya, Mars
Dış Gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Pluto
Mars ile Jüpiter gezegenleri arasındaki asteroid kuşağı uzaklık sınıflandırması için sınırı temsil
etmektedir.
Dünya'ya Göre Konumuna Göre:
İnferior (Güneş’e Dünya’dan Daha Yakın) Gezegenler: Merkür ve Venüs: Güneş'e Yer'den
daha yakındırlar ve evre yapısı gösteren gezegenlerdir.
Superior (Güneş’e Dünya’dan Daha Uzak) Planets: Mars ile Pluto arasındaki gezegenler.
Güneş'e Yer'den daha uzakta olan gezegenlerdir. Bu gezegenler evre yapısı göstermezler.
Tarihsel Olarak:
Klasik Gezegenler: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn
Çok eski zamanlardan beri çıplak gözle bile gözlenebildikleri için bilinmektedir.
Modern Gezegenler: Uranus, Neptün ve Pluto
Yakın geçmişte keşfedildikleri ve teleskoplarla gözlenebilirler.
8
Gezegenler, Kepler ve Newton yasalarına göre Güneş etrafında elips yörüngelerde
dolanırlar. Güneş sistemi bir disk şeklindedir, yani gezegenlerin yörünge düzlemleri birbirine çok
yakındır. Bu diske kuzey yönünden bakıldığında tüm gezegenlerin saatin ters yönünde dolandıkları
görülür. Ayrıca, yine aynı yönden bakıldığında, Venüs, Uranüs ve Pluto gezegenleri dışında tüm
gezegenler kendi eksenleri etrafında yine saatin ters yönünde dönerler. Astronomide yörüngedeki
harekete "dolanma", kendi ekseni etrafındaki harekete "dönme" denir. Gezegenlerin Güneş'e olan
uzaklıklarını basitce göstermek için 1766 yılında iki Alman bilimadamı (Titius, Boode) bir yasa
ortaya koymuşlardır. Bu yasaya göre gezegenlerin Güneş’ten olan uzaklıkları,
an=0.4+0.3x2n
ifadesine uygun olarak değişmektedir. Bu ifade “n” değeri için gezegenlerin an uzaklıklarını AB
cinsinden hesaplanmasını sağlar. Titius-Boode yasası kullanılarak aşağıdaki tablo elde edilebilir;
Gezegen
n
an
gerçek
Merkür
-∞
0.4
0.39
Venüs
0
0.7
0.72
Yer
1
1.0
1.0
Mars
2
1.6
1.52
K. Gez.
3
2.8
2.8
Jüpiter
4
5.2
5.2
Satürn
5
10.0
9.5
Uranüs
6
19.6
19.2
Neptün
7
38.8
30.1
Pluto
8
77.2
39.5
Güneş'ten uzaklaştıkça yasa ile gerçek uzaklık değerleri arasındaki fark büyümektedir.
Kepler yasası P2=ka3 (a: AB biriminde, P: yıl biriminde) => k=1 yıl2/AB2
Merkür
Venüs
Yer
Mars
Jüpiter
Satürn
an->P (yıl)
0.25
0.6
1
2
11.9
31.6
Gerçek
0.24
0.62
1
1.88
11.86
29.46
Güneş sisteminin kökeni ve evrimi için çeşitli modeller ileri sürülmüştür. Yeni gözlemsel
veriler ışığında modellere yeni düzeltmeler getirilmiştir. Bugün hiçbir model tam bir kabul
görmemiştir fakat genel olarak Güneş sisteminin oluşumu şu basamaklardan oluşmaktadır:
a) Yıldızlarası gaz ve/veya tozdan oluşan bir bulut kendi çekimsel gücü sonucunda
içeriye doğru büzülmeye başlıyor. Bu büzülmeyi başlatan olay bu bulutun yakınında
meydana gelen bir Süpernova patlaması sonucu ortaya çıkan şok dalgaları ile
gerçekleşebilir.
b) Bulut çökmeye başladıktan sonra bulut ısınır ve merkezi bölgeye basınç uygular.
Tozun buharlaşmasını sağlayacak kadar bir ısınma meydana gelebilir. Bu ilk
büzülme evresinin 100000 yıl kadar süreceği düşünülmektedir.
c) Merkezi bölge yeterince basınca maruz kalması durumunda bir ön yıldızın doğmasını
sağlayabilir ve dış kısımlarda kalan gaz ve toz bu merkezi bölgenin etrafında
dolanmaya devam eder. Dış bölgelerde bulunan gaz ve toz’un büyük bir kısmı
merkezi bölgedeki kütleye eklenerek merkezdeki ön yıldızın daha da büyümesine
neden olur. Bu sırada çevrede bulunan gaz hala dolanmaya devam eder. Merkezkaç
kuvveti bu gazların tümünün merkezi bölgeye taşınmasını engeller ve o bölgelerde
bir yığılma diskinin oluşmasına neden olur. Bu disk enerjisini salarak daha da
soğumasına neden olur.
d) Birinci kırılma noktası burada meydana gelir. Eğer merkezi ata yıldızın çevresinde
dolanan gaz kararlı değilse bu durumda kendisi ayrı bir yıldız oluşturacak şekilde
büzülmeye uğrayabilir. Bu durumda çift yıldız sistemlerinin oluştuğu düşünülmektedir.
e) Çevrede soğumaya devam eden gaz metal, kaya ve küçük parçacıkların oluşmasına
neden olur ve bir kısım gaz ise tekrar toz haline geri döner. Metallerin yoğunlaşması
9
f)
g)
h)
i)
j)
diskin oluşmasından hemen sonra meydana gelebilir (4.55-4.56 milyar yıl önce).
Kayamsı yapılar ise biraz daha geç oluşmaya başlar (4.4 ile 4.55 milyar yıl önce).
Toz parçacıkları birbirleri ile çarpışarak daha büyük parçacıkların oluşmasına neden
olurlar. Bu olay küçük asteroidlerin oluşmasına kadar devam eden bir süreçtir.
Büyüme bu şekilde devam ederken daha büyük parçacıklar, kendi çekimsel güçlerini
oluşturacak şekilde büyüyebilirler. Bu büyüme ile kendileri çevreden daha fazla
parçacık toplayarak daha hızlı büyümelerine neden olabilirler. Hangi boyutlarda
büyüyebilecekleri merkezi yıldıza olan uzaklığa ve o bölgedeki maddenin yoğunluğa
bağlıdır. Güneş sistemimiz için oluşturulan teorilere göre büyüklükler iç güneş sistemi
için asteroid boyutlarından Ay büyüklüğüne kadar ve dış güneş sistemi için Dünya'nın
15 katı kadar büyüklüklere kadar ulaşabilir. Mars ile Jüpiter arasındaki bir bölgede
oluşabilecek kütlenin büyüklüğü konusunda büyük bir atlama bulunması
gerekmektedir: bunu sağlayacak olan mekanizmanın Güneş'in yakın uzaklıklardaki
materyali buharlaştırması uzakta bulunan materyalin ise katı, buz halinde bulunması
olabilir. Bu parçacıkların yoğunlaşması birkaç yüz ile yaklaşık yirmi milyon yıl gibi bir
sürede gerçekleştiği düşünülmektedir. Güneş sisteminin dış kısımlarında ise bu
olayın daha da uzun bir sürede gerçekleştiği düşünülmektedir.
İkinci olay ve ikinci kırılma noktası burada ortaya çıkmaktadır. Ön gezegenler ne
kadar büyük olabilir ve ne kadar hızlı oluşabilir? sorusu burada önem kazanmaktadır.
Hemen hemen nebulanın soğumasından 1 milyon yıl sonra merkezi yıldız çok güçlü
güneş rüzgarları üretebilir. Üretilen bu güneş rüzgarı bulutun çökmesinin ardından
geriye kalan gaz ve tozları süpürerek sistemin dışına atabilir. Eğer merkezi gezegen
yeterince büyük ise çevredeki bu artık gazı kendi üzerine çekebilir ve yıldız bir dev
gaz kütlesi haline gelebilir. Eğer böyle değilse bu gaz ve tozlar kayamsı veya buz
kütleleri halinde kalır.
Bu noktada güneş sistemi sadece katı parçacıklar, gezegenimsi cisimler ve dev gaz
kütlelerinden oluşur. Gezegenimsi cisimler yavaş yavaş birbirleri ile çarpışarak daha
büyük kütleli cisimleri oluşturabilirler.
Son olarak, on ile yüzlerce milyon yıl sonra sonuçta 10 veya daha fazla gezegen
barındıran, kararlı yörüngeli bir güneş sistemi ortaya çıkar. Gezegenlerin büyüklükleri
ve yüzey biçimleri bu en son adımdaki çarpışmalar tarafından belirlenir.
Bu teori henüz güneş sistemi dışında başka güneş sistemleri keşfedilmeden önce kabul
edilen bir model olmasına rağmen artık günümüzde yapılan keşifler neticesinde başka gezegenler
sisteminde bizim güneş sistemimizdeki yapıya benzemeyen yapıların ortaya çıktığı görülmüştür.
Yani hala bu teorinin tam olarak geçerli olup olmadığı kesin değildir ve bu konuda daha yapılması
gereken çok iş vardır.
Gezegenlerin kütleleri, uydu yörüngelerinin saptanması ile duyarlı olarak bulunur (doğal
uydu yoksa ona gönderilen uzay araçlarının gezegene yakın geçişi sırasında uyguladığı çekimsel
kuvvetlerden bulunur).
1 Myer=6x1024kg=6x1021 ton
1Ryer=6378 km
30
1 Mgüneş=2x10 kg= 333000Myer 1Rgüneş=110 Ryer=7x105 km
Gezegenler, atmosferlerinden uzaya madde kaybederler (buna buharlaşma süreci denir). Bu olay
atom sıcaklığına ve yüzey çekimine bağlıdır (sıckalık yüksek, yüzey çekimi düşük ise buharlaşma
fazladır). Güneş'e yakın gezegenlerin yüzey sıcaklıkları uzaktakilere göre daha yüksektir.
10
Gezegenlerin yüzey çekim ivmeleri aşağıdaki ifade yardımıyla hesaplanır,
g=GM/R2
burada G; evrensel çekim sabitidir ve değeri 6.67x10-8 cm3g-1s-2, M gr cinsinden kütle ve R cm
cinsinden yarıçapı göstermektedir.
Gezegenlerin Genel Özellikleri
Gezegen
d(x106 km)
P(gün)
i (Derece)
e
m(V)
Keşfeden
Merkür
Venüs
Dünya
Mars
Jüpiter
Satürn
Uranüs
Neptün
Pluto
57.91
108.2
149.6
227.94
778.33
1429.4
2870.99
4504.3
5913.52
87.97
224.7
365.26
686.98
4332.71
10759.5
30685
60190
90800
7.00
3.39
0.00
1.85
1.31
2.49
0.77
1.77
17.15
0.21
0.01
0.02
0.09
0.05
0.06
0.05
0.01
0.25
-1.9
-4.4
-2.0
-2.7
0.7
5.5
7.8
13.6
Herschel, 1781
Adams, 1846
Tombaugh, 1930
Burada d: km cinsinden gezegenin Güneş’e olan uzaklığını, P(gün) gezegenin Güneş etrafında dolanma dönemini,
i(Derece) gezegenin yörünge düzleminin ekliptik ile yaptığı açıyı, e; dışmerkezlik, m(V) gezegenin görünür parlaklığı
anlamına gelmektedir.
Gezegen
R(km)
M(kg)
ρ(gr/cm3)
P(gün)
Güneş
695000
1.99e30
1.41
24.6
Merkür
Venüs
Dünya
Mars
Jüpiter
Satürn
Uranüs
Neptün
Pluto
2440
6052
6378
3397
71492
60268
25559
24766
1137
3.30e23
4.87e24
5.97e24
6.42e23
1.90e27
5.68e26
8.68e25
1.02e26
1.27e22
5.43
5.24
5.52
3.93
1.33
0.69
1.32
1.64
2.06
58.6
-243
0.99
1.03
0.41
0.45
-0.72
0.67
-6.39
g
274 m/s2
0.378
0.907
1.000
0.373
2.364
0.916
0.889
1.125
0.067
vo(km/sn)
i(°)
618
7.25
4.44
10.36
11.19
5.03
59.5
35.5
21.3
23.5
1.3
0
177.36
23.45
25.19
3.13
26.73
97.86
29.60
122.52
P (atm)
0
93
1
0.007
1e-5
Burada R(km) gezegenin km cinsinden yarıçapı, M(kg) gezegenin kütlesini, r(gr/cm3) gezegenin yoğunluğunu, P(gün)
gezegenin kendi ekseni etrafında dönme süresini, g gezegenin yüzey çekim ivmesini, vo(km/sn) gezegenin yüzeyinden
kaçma hızını, i gezegenin dönme ekseni ile ekliptik arasındaki açıyı ve P(atm.) gezegenin yüzey basıncını
göstermektedir.
2.1. Karasal Gezegenler
2.1.1. Merkür
Güneş'e en yakın gezegendir ve gezegenler içinde büyüklük olarak 8. büyük gezegendir. Merkür
gezegeni çap olarak Jüpiter gezegeninin uydusu Ganymede ve Satürn gezegeninin uydusu
Titan'dan daha küçük olmasına rağmen bu iki uydudan daha büyük kütleye sahiptir. Merkür
gezegeninin Güneş'ten olan uzaklığı 57.91 milyon km (0.38 AB). Çapı 4880 km ve kütlesi
3.30x1023 kg'dır.
Mitolojide “Tanrının Habercisi” olarak bilinmektedir ve bu ismin verilmesindeki asıl nedenin
Güneş etrafında çok hızlı dolanıyor olmasıdır. Merkür gezegeni Sümerlerden beri bilinmektedir
(MÖ 3. yy). 1974 ile 1975 yılları arasında sadece Mariner-10 uzay aracı tarafından ziyaret edilmiş
ve yüzeyin sadece %45'i bu dönemde haritalandırılmıştır.
11
Merkür'ün yörüngesinin dışmerkezliği büyüktür (e=0.206) ve Güneş'e en yakın konuma
(enberi) geldiğinde, Güneş'ten 46 milyon km ve en uzak konuma geldiğinde (enöte) 70 milyon km
uzaklığa sahip olmaktadır. 1962 yılına kadar Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönme süresi ile
Güneş'in etrafında dönme süresinin birbirine eşit olduğuna inanılıyordu. Fakat 1965 yılında yapılan
Radar gözlemleri ile bunun doğru olmadığı anlaşılmıştır.
Yüzey sıcaklığı -184°C ile 427°C arasında değişiklik gösterir. Ve bu değişim oranı Güneş
sisteminde görülen en fazla değişim miktarıdır.
Merkür gezegeni bazı özelliklerinden dolayı Ay'ımıza benzemektedir. Bu benzerliklerden
biri yüzeyin çok aşırı şekilde kraterlerle dolu ve yaşlı olmasıdır. Merkür gezegeni, Dünya'dan sonra
yoğunluğu en büyük olan ikinci gezegen olma özelliğini taşımaktadır. Gezegeninin demirden
oluşan çekirdeğinin Dünya'nın çekirdeğinden daha büyük olduğu ve yüzeye yakın katmanların ince
olduğu ortaya çıkmıştır. Merkür'ün demir çekirdeğinin yarıçapı 1800 ile 1900 km arasında olduğu
düşünülmektedir. Silikattan oluşan dış katmanların ise 500 ile 600 km kadardır ve çekirdeğin
muhtemelen erimiş durumda olduğu düşünülmektedir.
Atmosfer olarak düşük kütlesi ve Güneş rüzgarlarının etkisinin büyük olması nedeniyle çok
ince bir atmosfere sahiptir. Yüzey sıcaklığının çok yüksek olması nedeniyle muhtemelen gazlarının
büyük bir kısmı uzaya kaçmıştır.
Merkür gezegeni Yer’in dışında önemli manyetik alanın bulunduğu tek gezegendir (220nT).
Muhtemelen bu manyetik alan gezegenin demir çekirdeğinden kaynaklanmaktadır. Ayrıca uydusu
bulunmamaktadır. 2004 yılında MESSENGER isimli yeni bir uydunun fırlatılarak 2009 yılında
Merkür yörüngesine oturtulması düşünülmektedir.
2.1.2. Venüs
Venüs gezegeni Güneş'ten ikinci uzaklıkta bulunan gezegendir ve büyüklük olarak 6.
büyük gezegendir. Güneş sisteminde yörünge dışmerkezliği en düşük olan (%1'den daha küçük)
gezegendir. Yani neredeyse tam bir dairesel yörüngeye sahiptir.
Güneş'e olan uzaklığı 108.2 milyon km (0.72 AB), Çapı 12.103,6 km ve Kütlesi 4.869x1024
kg'dır. Mitolojik olarak ismini aşk ve güzellik tanrısı olan Afrodit'den almıştır. Venüs gezegeni, çok
eski tarihlerden beri bilinen bir gezegendir. Bunun nedeni ise Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzünde
görülebilen en parlak cisimdir. Merkür gibi Venüs gezegenide iki farklı cisim olarak "sabah yıldızı"
ve "akşam yıldızı" olarak adlandırılmıştır. Ülkemizde ayrıca bu gezegene "Çoban yıldızı" adı da
verilmektedir.
Venüs gezegeni bir iç gezegen olduğundan Ay gibi evre olayları görülebilmektedir. Yani
hilal, dolun gibi evrelere sahiptir.
Venüs gezegenini ilk ziyaret eden insan yapımı uydu Mariner-2 (1962) uzay aracı
olmuştur. Daha sonra bu gezegeni 20'ye yakın uydu daha ziyaret etmiştir. Bunlar arasında "Pioner
Venus", Sovyetlerin "Venera-7" (insanlık tarihinde bir başka gezegenin yüzeyine inen ilk uydudur)
ve "Venera-9" (Venüs yüzeyinin görüntülerine Dünya'ya gönderen ilk uydudur) uyduları mevcuttur.
En son Amerikalıların "Magellan" uydusu gezegenin en ayrıntılı yüzey görüntülerini Yer'e
göndermeyi başarmıştır.
Venüs gezegenin dönme ve dolanma gibi özellikleri biraz gariptir. Bir Venüs günü 243
Dünya günü'ne eşittir ve bu değer neredeyse bir Venüs yılından daha büyüktür ve retrograde yani
saat yönünde dönmektedir.
Bazen Venüs gezegenine Dünya'nın kızkardeşi olarak bakılmaktadır. Bazı özellikleri
bakımından gezegenimize çok benzemektedir, bunlar;
12
Venüs gezegeni kütle ve boyut olarak Yer'e çok benzer (kütle olarak Yer'in %80'i, çap
olarak Yer'in %95'ine sahiptir).
- Her iki gezegen de genç yüzeylere sahiptirler ve az krater mevcuttur.
- Her iki gezegenin de kimyasal bileşim ve yoğunluk olarak birbirine benzemektedir.
Bu özelliklere bakıldığında Venüs'te yaşam olabileceği düşünülebilir, fakat gezegen ayrıntılı
incelendiğinde temelde çok farklılıkların bulunduğu görülür.
Venüs'ün yüzeyindeki atmosfer basıncı 90 atm'dir (bu değer Dünya'nın okyanuslarında 1
km derinliğe inildiğindeki değere çok yakındır). Atmosferi genel olarak karbondioksit içermektedir
ve km'lerce kalınlıkta asit bulutları bulunmaktadır. Bu bulutlar nedeniyle yüzey neredeyse tamamen
örtülebilmektedir. "Sera" etkisi mevcuttur ve bu nedenle yüzey sıcaklığı 400 ile 700 °K (ortalama
465°C) değerlerine ulaşabilmektedir. Bu nedenle Merkür gezegeninden neredeyse iki kat daha
uzakta bulunmasına rağmen Merkür'den daha sıcak bir gezegendir.
Atmosferinin üst tabakalarında 350 km/saat hızla esen rüzgarlar olmasına rağmen yüzeye
yakın yerlerde bu hız çok yavaşlar (birkaç km/saat'ten fazla değildir).
Muhtemelen geçmişte Venüs gezegeninde Yer'deki gibi bol miktarda su bulunmaktaydı
fakat yüksek sıcaklık nedeniyle suyun tümü uzaya kaçmış olmalı. fiimdiki hali ile Venüs oldukça
kuru bir gezegendir. Eğer Dünya'mız da Güneş'e biraz daha yakın olsaydı belki aynı akibete
uğrayacaktı.
Magellan uydusunun verilerine göre Venüs gezegeninin yüzeyi lav akıntıları ile kaplıdır.
Birkaç büyük boyutlu yanardağ bulunmaktadır (bunlardan birisi Sif Mons'dur). Son bulgulara göre
Venüs'te volkanik aktivitelerin devam ettiğine dair belirtiler mevcuttur, fakat yüzeyin büyük bir
kısmında jeolojik olarak son birkaç yüzmilyon yıldır sakin olduğu bilinmektedir. Yüzeyde iki küçük
krater bulunmaktadır. Bu da atmosfere giren meteorların yüzeye inemeden çoğunun yok olduğunu
gösterir.
Venüs'ün iç yapısıda Dünya'nın iç yapısına benzemektedir. Gezegen yaklaşık 3000 km
yarıçapında demir bir çekirdeğe ve erimiş kayamsı bir kabuğa sahiptir. Venüs mayetik alana sahip
değildir, belkide yavaş dönmesinden dolayı böyledir. Ayrıca uydusu da yoktur.
-
2.1.3. Dünya
Dünya, Güneş'e en yakın üçüncü gezegendir. Kütle olarak 5 nci en büyük gezegendir.
Güneş'e olan ortalama uzaklığı 149.6 milyon km (1 AB) ve 12756.3 km çapına sahiptir. Kütle olarak
5.9736x1024 kg'dır. Ortalama yoğunluğu 5.5 gr/cm3'tür.
16. yy da Kopernik'e kadar, Yer'in bir gezegen olduğu anlaşılamamıştır. Yer, üzerine uydu
göndermeden inceleyebileceğimiz ender gezegenlerden biridir. Günümüzde uzaydan yapılan
görüntü alma işlemleri ile hava tahminleri yapmak mümkün hale gelmiştir.
Dünya çeşitli katmanlara bölünmüştür, bunlar;
0-40 km
Kabuk
40-400 km
Üst Manto
400-650 km Geçiş Bölgesi
650-2700 km Alt Manto
2700-2890 km D katmanı
2890-5150 km Dış Çekirdek ve
5150-6378 km İç Çekirdek
Yer kabuğu kalınlık olarak farklı değerlere sahiptir. Örneğin okyanus derinliklerinde çok ince iken,
dağlık bölgelerde daha kalındır. İç çekirdek ve kabuk katı yapıdadır. Dış çekirdek ve manto
13
tabakaları elastiki yada yarı-akışkan biçimindedir. Birbirinden ayrı katmanlar, içerdikleri yapının
süreksizliği nedeniyle oluşturulmuştur.
Kütlenin büyük bir kısmı manto tabakasında bulunur, geri kalan kütlenin büyük kısmı ise
çekirdek kısmında bulunur. Yaşamın bulunduğu kabuğun kütlesi ise tüm kütleye oranla çok
küçüktür.
Atmosfer
= 0.0000051 (x1024 kg)
Okyanus
= 0.0014
Kabuk
= 0.026
Manto
= 4.043
Dış Çekirdek = 1.835
İç Çekirdek
= 0.09675
Çekirdek muhtemelen tamamen demir (yada nikel/demir) ve daha hafif elementlerden oluşmuştur.
Çekirdek merkezindeki sıcaklığın 7500°K'e kadar ulaşabileceği bilinmektedir (bu sıcaklık Güneş'in
yüzey sıcaklığından daha fazladır). Yer'in kütle olarak kimyasal bileşimi,
Demir
%34.6
Oksijen %29.5
Silikon
%15.2
Magnezyum
%12.7
Nikel
% 2.4
Sülfür
% 1.9
Titanyum
%0.05
Dünya, güneş sisteminin en yoğun cisimlerinden biridir. Yer kabuğu, birden fazla parçadan oluşan
kıtalara ayrılmıştır. Kıtaların hareketleri nedeniyle bazı kıtalar birbirlerinden uzaklaşırken arada
meydana gelen boşluk yeni magma ile dolmakta, ve birbirlerine yaklaşırken de kıtalar birbirlerinin
altına veya üstüne gelerek yeni oluşumların meydana gelmesine neden olmaktadır.
Dünya yüzeyi astronomik zaman ölçeğine göre çok gençtir. Yaklaşık 500 milyon yıldır
erozyon ve tektonik hareketler nedeniyle yüzey yeniden yapılanmakta, yenilenmektedir. Bu
nedenle geçmişe ait izleri büyük oranda silinmiştir. Dünyanın 4.5-4.6 milyar yıl yaşında olduğu
düşünülmektedir, fakat en yaşlı kayanın yaşı ancak 4 milyar yıldır. 3 milyar yıl yaşından daha genç
kayalar ender bulunabilmektedir. En yaşlı yaşayan organizmanın yaşının 3.9 milyar yıl yaşında
olduğu bilinmektedir.
Dünya'nın %71'i su ile çevrilidir. Dünya güneş sisteminde suyun sıvı halde bulunduğu tek
gezegendir. Bildigimiz gibi su, hayatın devamı için gerekli olan bir maddedir. Okyanusların ısısal
düzenlemesi ayrıca yaşamsal öneme sahiptir. Ayrıca su hareketlerinin erozyon ve iklimsel etkileri,
Yer yüzünü güneş sisteminin en nadir gezegeni haline sokmuştur. Belki geçmişte Mars gezegeni
de benzer şekilde bir evrim geçirmiş olabilir.
Yer atmosferinin %77'si nitrojen, %21'i oksijenden ve geri kalanlar ise argon, karbondioksit
ve su'dan oluşmaktadır. Dünya'nın ilk evrelerinde çok daha büyük oranda karbondioksit mevcuttu
fakat zamanla bu element karbon yapılı kayalara ve daha az bir kısmı ise okyanuslara ve bir
kısmıda bitkilerin oluşmasına harcanmıştır. Yer hareketleri ve biyolojik süreçler bu dönüşümlerin
devam etmesini sağlamaktadır. fiimdi atmosferde bulunan az miktardaki karbondioksit gazı yer
yüzündeki sıcaklığın dengede kalmasını "greenhouse effect" sağlamaktadır.
Atmosferimizde bulunan serbest oksijen atomları, normal şartlarda çok aktif elementtir ve
diğer elementlerle çok kolay birleşirler. Atmofserimizdeki oksijen elementi biyolojik süreçler ile
sağlanmaktadır. Eğer canlı olmasaydı oksiyen'de bulunmayacaktı.
14
Yer ile Ay'ın birbirlerini etkilemesi nedeniyle Yer'in dönmesi yüz yıl başına 2 milisaniye
kadar yavaşlamaktadır. fiu andaki araştırmalara göre yaklaşık 900 milyon yıl önce bir günün 18
saat olduğu hesaplanabilir.
Dünya'nın normal bir manyetik alanı vardır ve Yer çekirdeğinin dinamo gibi
davranmasından kaynaklanmaktadır. Güneş rüzgarları ile Yer atmosferinin etkileşmesi nedeniyle
Yer'in üst atmosferlerinde aurora'lar (kutup ışımaları) görülebilmektedir. Bu olay Güneş rüzgarları
ile taşınan yüklü parçacıkların Yer'in manyetik alanı ile etkileşmeleri sonucunda ortaya çıkmaktadır.
Ayrıca Yer'in manyetik alanının güneş rüzgarı ile etkileşmesi sonucunda Van Allen ışınım kuşakları
mevcuttur. Bu kuşak Yer'in etrafında kabuklu fıstık şeklinde bir yapıya sahiptir ve iyonize gaz (yada
plazmanın) Yer yörüngesine girmesini engelleyerek orada tutmaktadır. Dış kuşak yerden yaklaşık
19000 km ile 41000 km arasında iç kuşak ise 13000 km ile 7600 km arasındadır.
Yer'in bildiğimiz bir tane doğal uydusu vardır fakat insanlığın eriştiği teknolojik düzey
nedeniyle günümüzde yüzlerce yapay uydunun Yer'in etrafında haberleşme, görüntüleme gibi
amaçlarla dolandığını artık biliyoruz.
2.1.4. Ay
Yer'den ortalama uzaklığı 384500 km olan uydumuz Ay'ın çapı 3476 km ve kütlesi
7.35x1022 kg'dır. Ay çok eski tarihlerden beri gökyüzünün ikinci en parlak cismi olması nedeniyle iyi
gözlenen bir cisim olmuştur. Bir aylık bir sürede Ay'ın Yer etrafında dolanması sonucu, Yer-AyGüneş arasındaki açıların değişmesi nedeniyle dönemli evrelerin görüldüğü bilinmektedir. Ard arda
aynı iki evreye gelebilmesi için 29.5 gün (709 saat) geçmesi gerekmektedir.
Boyut ve bilşemine bakıldığında Ay'ımız zaman zaman karasal gezegenler sınıfında
incelenir.
İlk kez Sovyetler Birliği tarafından Luna-2 uydusu ile 1959 yılında Ay yüzeyine inilmiştir.
İnsanlık tarafından ziyaret edilen tek karasal cisim olma özelliğini taşımaktadır. İlk ayak basma 20
Temmuz 1969 tarihinde ve en son ayak basma ise Ekim 1972 tarihinde gerçekleşmiştir. Ayrıca
uydumuz, uzaydan parça getirilerek yeryüzünde incelenen ilk gökcismi olma özelliğini taşımaktadır.
Ay ile Dünya'nın birbirlerini çekimsel olarak etkilemeleri nedeniyle yeryüzünde bazı ilginç
olaylar meydana gelmektedir. Bunlardan birisi gel-git olayı olarak bilinmektedir ve bu olay
Dünya'nın bir yüzünün Ay'a daha yakın ve diğer yüzünün Ay'dan daha uzakta olması nedeniyle
çekimsel olarak farklı etkilenmesinden kaynaklanmaktadır. Yeryüzünün tamamen katı olmaması
nedeniyle, Ay'ın bulunduğu konuma doğru şişkinleşmektedir. Yeryüzü açısından bakıldığında
Dünya'nın hem Ay'a bakan yüzünde hemde tam aksi yönde iki küçük şişkinlik meydana gelir. Bu
olayın okyanuslara denk gelmesi durumunda bu şişkinlikler karasal bölgelere göre daha fazla
olmaktadır. Ayrıca Dünya'nın kendi ekseni etrafında Ay'ın yörüngede dolanma hızından daha hızlı
dönmesi nedeniyle bu şişkinlikler günde iki defa gel-git olayı şeklinde meydana gelmektedir.
Dünya'nın tamamen sıvı olmaması nedeniyle günde iki kez yeryüzünü dolaşan bu gel-git
olayı nedeniyle Dünya'nın dönmesi yavaşlama eğilimindedir. Gerçekten de yüzyılda yaklaşık
dönmede 2 milisaniye kadar bir yavaşlama meydana gelmektedir. Dünya'nın dönmesinin
yavaşlaması açısal momentumun korunumu gereğince Ay'ın bizden biraz daha uzaklaşmasını
gerektirmektedir. Bu durumda Ay bizden yılda yaklaşık 3.8 cm uzaklaşmaktadır.
Çekimsel kuvvetlerin asimetrik etkileri nedeniyle gelecekte başka değişimlerin de olması
beklenmektedir. Ay'ın kendi ekseni etrafındaki dolanım süresi ile Dünya'nın etrafındaki dolanım
süresinin birbirne eşit olduğunu biliyoruz (senkronizasyon). Eğer Ay bizden uzaklaşmaya devam
ederse yörüngedeki dolanma dönemi değişeceğinden bu senkronizasyon da değişecektir. Yerin
kendi ekseni etrafındaki dönmesinin yavaşlaması, Ay'ın daha uzak bir yörüngede dolanması ve
15
dolayısıyla dolanma süresinin uzaması, çekimsel güçlerin bu iki gökcismi için senkronize olma
yönünde işlemesi nedeniyle bir zaman sonra senkronizasyon öyle sağlanacaktır ki artık gel-git
olayı ile meydana gelen şişkinlikler hep Ay yönünde kalacaktır. Bu tür olaylar Pluto ve Charon
ikilisinde şu anda mevcut olan bir olaydır.
Ay'ın bize hep aynı yüzünü göstermesi nedeniyle Ay'ın arka yüzü uzun yıllar bir sır olarak
kalmıştır. Gerçi Ay yörüngesinin tamamen dairesel olmaması nedeniyle toplam görülebilen yüzey
miktarı biraz daha fazladır ama arka tarafta kalan yüzeyin büyük kısmı görülemez durumdadır. Ay
yüzeyinin %41'ini her zaman, %41'ini hiç göremeyiz. %18'i ise bazan görülebilmektedir. İlk defa
Sovyet yapımı Luna-3 uydusu 1959 yılında Ay'ın arka yüzeyinin görüntülerini almıştır. Ay'ın
karanlık yüzü ifadesi zaman zaman oranın hiç ışık almadığını düşündürtmektedir, fakat bu terim
bizim göremediğimiz yüzü veya bilemediğimiz yüzü anlamında kullanılmalıdır. Yoksa Ay'ın o
yüzüde Güneş'ten ışık almaktadır.
Ay'ın atmosferi yoktur fakat yüzeyin yapısı nedeniyle kutuplarında bulunan krater
derinliklerinde su buzu bulabilir. "Lunar Prospector" uydusu artık Ay'ın güney kutbunda buz
yapılarının bulunduğunu ispatlamıştır.
Ay kabuğunun 68 km ile 107 km arasında değişen kalınlıklarda olduğu düşünülmektedir.
Kabuğun altında ise manto tabakası ve küçük bir çekirdek (kabaca 340 km yarıçapında ve toplam
kütlenin %2'si boyutlarındadır) bulunmaktadır. Ay çekirdeğinin kısmen eriyik durumda olduğu
düşünülmektedir. Çekirdeğinin geometrik merkezi ile kütle merkezi arasında 2 km'lik bir fark
bulunmaktadır. Bu'da Dünya'ya doğru kaymış şekildedir. Ayrıca Dünya'ya bakan yüzeyindeki
kabuğun kalınlığı daha incedir.
Ay'da temel olarak iki baskın yüzey şekli bulunmaktadır. Bunlar çok fazla kraterleşmiş ve
yaşlı olan "yükseltiler" (highlands) ve göreli olarak daha düzlükten oluşan ve genç "deniz" (maria)
yapılarıdır. Denizler, yüzeyin yaklaşık %16'sını oluşturmaktadır ve büyük boyutlu çarpışmalar
sonucu oluşan kraterlerdir. Sonradan eriyerek doldurulan bölgelerden oluşmaktadır. Yüzeyin büyük
bir kısmı meteor çarpmaları sonucu ortaya çıkan ve "regolith" adı verilen toz ve kayamsı
parçacıklardan oluşmaktadır. Nedeni bilinmemesine rağmen deniz yapıları Dünya'ya bakan yüzde
daha fazladır.
Dünya'ya bakan yüzeyde bulunan kraterlerin büyük kısmı eski bilim adamlarının adları ile
anılmaktadır (Tycho, Copernicus ve Ptolemaeus gibi). Arka yüzdeki yapılara ise daha modern
örneğin "Apollo", "Gagarin" ve "Korolev" gibi isimler verilmiştir. Ayrıca Ay yüzeyinde güney kutup
bölgesinde "Aitken" adı ile bilinen ve çapı 2250 km ve derinliği 12 km olan güneş sisteminin en
büyük çarpışma krateri bulunmaktadır. Bir diğeri ise "Oriantale" olarak bilinmektedir.
Ay'dan toplam 382 kg ağırlığında kaya örnekleri Apollo ve Luna programları ile Dünya'ya
getirilmiştir ve bu örneklerin incelenmesi sonucunda Ay hakkında daha fazla bilgiye ulaşmamız
sağlanmıştır. Günümüzde bile bu örneklerin incelenmesine devam edilmektedir.
Ay yüzeyinde bulunan kayaların büyük bir kısmının yaşı 4.6 ile 3 milyar yıl arasında
oldukları belirlenmiştir. Uydumuz Ay geçmişe ait izleri hale üzerinde taşıdığı için bilimadamları için
önemlidir. Ay'ın genel olarak manyetik alanı yoktur fakat yüzeydeki bazı kayalarda geçmişten kalan
manyetik alan izlerine rastlanmıştır. Buda geçmişte Ay'ın bir manyetik alana sahip olduğuna delil
olabilir.
Ay'ın Oluşumu
1. Parçalanma Kuramı: Yer, genç ve kendi ekseni etrafında hızla dönem bir gezegen
iken merkezkaç kuvveti ile kopan maddeden Ay oluşmuştur. Pasifik okyanusunun
bulunduğu bölge Ay'ın koptuğu bölgedir. Son zamanlarda bu teorinin değişik şekli
16
önerilmiştir. Ay, genç ve hızla dönen Yer kürenin ekvatorundan çıkan gazlardan
meydana gelmiştir (hızla dönen bisiklet tekerleğinden fırlayan çamur gibi).
2. Çarpma Kuramı:Ay'ı oluşturan materyal, büyük bir gökcisminin Yer'e çarpması sonucu
yerden fırlatılmıştır.
3. Çift Gezegen Kuramı: Bu yıldızların ve gezegenlerin gaz bulutlarının yoğunlaşması
sonucu oluştuğu düşüncesine dayanır. Ay ve Yer, Güneş bulutsusundaki iki komşu
gaz halkasından çift gezegen olarak beraberce oluşmuştur.
4. Yakalanma Kuramı: Ay, Yer'den bağımsız olarak Güneş sisteminin başka bir
yöresinde küçük gezegen olarak meydana gelmiştir. Yörüngesinde dolanırken Yer
yakınında olduğu sırada çekim kuvveti ile yakalanmıştır.
2.1.5. Mars
Mars gezegeni Güneş'ten uzaklık olarak 4 ncü sırada ve kütle olarak 7 nci en büyük gezegendir.
Güneşten olan uzaklığı 227.94 milyon km (1.52 AB) ve 6794 km çapındadır. Kütlesi ise
6.4219x1023 kg'dır. Zaman zaman "kızıl gezegen" veya "kırmızı gezegen" olarak da adlandırılır.
Mart ayının adı bu gezegenden gelmektedir.
Mars gezegeni bilimkurgu hikayelerinin en çok yazıldığı bir gezgen olmuştur. 1877 yılında
Yer'e çok yakın konumda iken (yörünge dışmerkezliği çok büyük olduğundan Yer-Mars uzaklığı
sabit değildir) yüzeyindeki karanlık bölgelerin deniz, aydınlık bölgelerin ise kıtalar olduğuna
inanılıyordu. Bazıları ise karanlık bölgelerin bitki örtüsü olduğunu savunuyorlardı. "Kutup Başlığı"
nın olması atmosfere sahip olduğunu göstermekteydi. Atmosfer olunca yaşam olması düşüncesi
ortaya çıktı. 1877 yılının son aylarında Yer'den Mars'a haber göndermeye çalışıldı. O dönemlerde
mercekli teleskoplarla Mars'ın yüzey haritası çıkarıldı. Yaklaşık 40 tane ince çizgisel yapı ortaya
çıkarılmıştır ve bunlara Kanal denilmiştir. Bunların ışığında Mars'ta kanal açacak kadar akıllı bir
yaşam olduğuna inanıldı. Ancak Mars'a giden uzay sondaları onun yüzeyinde kanal ve benzeri
olguların olmadığını kesin olarak ortaya çıkarmıştır.
Mars'ı ziyaret eden ilk uzay aracı 1965 yılında Mariner-4 olmuştur. Mars yüzeyine ilk inen
uzay aracı 1976 yılında Viking uzay aracı olmuş ve en son Pathfinder adındaki uzay aracı 4
Temmuz 1997 tarihinde yüzeye inerek çok değerli bulgular göndermiştir.
Ekvatoru yörünge düzlemine göre 23° 59' eğiktir (Yer için 23° 27'). Dünya’dakine benzer
mevsimler oluşmaktadır. Kutup başlıkları sonbahardan itibaren oluşmaya başlar, kış boyunca
büyür, bahardan itibaren alanları küçülür.
Mars yüzeyinin ortalama sıcaklığı 218°K dir (-55°C). Enberi ve enötede iken sıcaklıkları
arasında yaklaşık 30 °C kadar bir değişiklik ortaya çıkmaktadır. Mars'ın toplam yüzeyi Dünya'daki
kıtaların toplam yüzeyi kadardır. Mars Dünya'dan çok küçük olmasına rağmen güneş sisteminde en
ilginç yüzey yapıları bu gezegende bulunmaktadır. Bunlardan birkaçı şunlardır;
- Olympus Mons: Güneş sisteminin en yüksek dağıdır yaklaşık 28 km yüksekliğinde ve
etek çapı 500 km kadardır.
- Tharsis: Yüzeyde bulunan çok büyük bir şişkinliğe verilen isimdir. Yaklaşık 4000 km
uzunluğunda ve 10 km yüksekliğindedir.
- Valles Marineris: 4000 km uzunluğunda ve 2 ile 7 km arasında derinliğe sahip
kanyonlar sistemidir.
- Hellas Planitia: Güney yarıkürede bulunan bir çarpışma krateridir ve 6 km
derinliğinde ve 2000 km çapında bir yapıdır.
17
Mars, 1700 km yarıçapında bir çekirdeğe ve erimiş kayamsı bir mantoya sahiptir. Mars Global
Surveyor uydusunun verilerine göre güney küredeki kabuğun kalınlığının 80 km, kuzey küredeki
kalınlığın ise 35 km kadar olduğu ortaya çıkmıştır. Diğer gezegenlere göre Mars'ın yoğunluğu daha
azdır.
Yüzeyde erozyonun olduğuna dair deliller mevcuttur (büyük akıntılar ve küçük ırmak
sistemleri gibi), bunlar geçmişte Mars'ta suyun bulunduğuna dair delillerdir. Hatta geçmişte büyük
göller ve okyanuslar varolmuş olabilir. Fakat bunların çok eski zamanlarda olması gerektiği
ortadadır. Çünkü erozyona uğramış kanalların hesaplanan yaşları 4 milyar yıl çıkmaktadır. Fakat
geçmişte Mars'ın Dünyamıza çok benzer bir gezegen olduğu açıktır. Ve uzaklığından dolayı Mars,
Dünya'mızdan çok daha soğuk bir gezegendir.
Mars, çok ince bir atmosfere sahiptir ve atmosferin büyük bir kısmı Karbondioksitten
oluşmaktadır (%95.3). İlave olarak %2.7 oranında Nitrojen, %1.6 oranında Argon ve %0.15
oranında Oksiyen ve %0.03 oranında ise su bulunmaktadır. Yüzey basıncı ise 7 milibar
düzeyindedir (Dünyanın %1'i kadar). Fakat bu bile çok güçlü rüzgarların oluşması için yeterlidir ve
oluşan bu rüzgarlar aylarca sürebilmektedir.
Marst'ta ilkelde olsa bir yaşamın olup olmadığı konusu halen araştırılmaktadır. Viking
uydusunun verilerine göre deneylerde yaşamın olduğuna dair bir bulguya rastlanamamıştır. Fakat
iyimser bilimadamları, hala Mars'ta çok az bir bölgenin araştırıldığını ve hayatın olabileceği
düşüncesindedirler. Gelecekte yapılacak olan çalışmalar ile bu soruya cevap bulunabilecektir.
Ağustos 1996 tarihinde Mars'tan Dünya'ya geldiğine inanılan küçük meteoritlerin
bazılarında organik bileşiklere rastlanmıştır, şayet bu durum gerçek ise dünya dışı yaşamın
bulunduğu ilk gezegen olma özelliğini Mars taşıyacaktır.
Gezegen genelinde olmasa dahi büyük boyutlu ve küçük boyutlu manyetik alanların
bulunduğu görülmüştür. Bu olay geçmişten kalan ve azalmaya devam eden manyetik alandan
kaynaklanıyor olabilir.
Geceleri çıplak gözle de görülebilen bu gezegen, Yer'e göre olan konumuna göre
parlaklığında çok büyük değişmeler göstermektedir. Phobos ve Deimos adında iki adet doğal
uydusu bulunmaktadır. Bunların yüzeyleri kraterlerler kaplıdır ve sırasıyla gezegenden olan
uzaklıkları 9000 ve 23000 km ve yarıçapları 11 ve 6 km'dir. fiekil olarak kürdesellikten uzak
yapılardır.
2.2. Dev Gezegenler
Bunlar; Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gezegenleridir. Kütle ve yarıçapları yersel
gezegenelre göre daha büyüktür. Ortalama yoğunlukları ise düşüktür (ort.yoğ= 1.3 gr/cm3). Dev
gezegenlerin atmosferlerinin kimyasal bileşimi Güneş'e benzerdir. Kütlelerinin çoğu Hidrojen ve
Helyumdan oluşmuştur.
2.2.1. Jüpiter
Jüpiter, Güneşten itibaren beşinci ve Güneş sisteminin en büyük gezegenidir. Diğer bütün
gezegenlerin toplam kütlesinin iki katından daha büyük kütleye sahiptir (Dünya’nın kütlesinin 318
katı). Güneşten ortalama 778.330.000 km (5.20 AB) uzaklıkta, Ekvatoryal çapı 142.984 km ve
kütlesi 1.900x1027 kg’dır.
Gökyüzünün dördüncü en parlak cismidir. Çok eski tarihlerden beri bilinmektedir. 1610
yılında Galile tarafından Jüpiter’in dört büyük uydusu Io, Europa, Ganymede ve Callisto keşfedilmiş
18
ve bu uydulara Galile uyduları adı verilmiştir. Bu keşif uzayda bir cismin başka bir cisim etrafında
dolandığını ispatlayan ilk doğrudan gözlem olmuştur.
Jüpiter ilk defa Pioner-10 uydusu tarafından 1973 yılında ziyaret edilmiş ve ardından
Pioner-11, Voyager-1, Voyager-2 ve Ulysses uyduları Jüpiter’e uğramışlardır. Galile adındaki bir
uydu halen Jüpiter yörüngesinde bulunmakta ve gezegen hakkında bilgi göndermeye devam
etmektedir.
Gazdan oluşan bu gezegenin katı bir yüzeyi yoktur, sadece daha derinlere inildikçe daha
yoğun madde ile karşılaşılır. Görsel olarak bakıldığında dikkati çeken en önemli olay atmosferinin
üst kısımlarında gördüğümüz bulutlardır.
Jüpiter’in %90’ı hidrojen ve %10’u helyumdan oluşmaktadır. Metan, su ve amonyum
izlerine atmosferinde rastlanmıştır. Bu kimyasal bileşim ise güneş sisteminin oluştuğu bulutsunun
kimyasal bileşimi ile tamamen aynıdır.
Merkezi bölgesi hakkındaki bilgilerimiz tamamen dolaylı yoldan elde edilen bilgilerden
oluşmaktadır. Galile uydusunun Jüpiterin atmosferine gönderdiği aracı sadece 150 km derinliğe
kadar bilgi gönderebilmiş ve ardından iletişim yokolmuştur. Muhtemelen Jüpiter gezegeni 10 ile 15
yer kütlesinde kayamsı materyalden oluşan bir çekirdeğe sahiptir.
Bu çekirdeğin hemen üzerinde sıvı metalik hidrojenden oluşan bir yapı yer alır. Sıvı metalik
hidrojen, iyonize olmuş protonlar ve elektronlardan oluşur. Bu sıcaklık ve basınçta Jüpiterin iç
kısımlarının sıvı hidrojenden oluşmuş olması gerekir yani gaz halinde bulunmaz. Bu elektriksel
olarak iletkenlik sağlayarak Jüpiterin manyetik alanın oluşmasını sağlar. Bu katmanda biraz helyum
ve başka buz yapılarının bulunduğu düşünülmektedir.
En dış katman bildiğimiz moleküler hidrojen ve helyumdan oluşur. İç kısımlara inildikçe sıvı
hallerine, dış kısımlarda ise gaz hallerine rastlanır. Bizim gözleyebildiğimiz atmosferi ise atmosferin
en üst katmanlarıdır. Su, karbondioksit, metan ve diğer basit moleküller azda olsa mevcuttur.
Jüpiterin atmosferinde üç farklı bulut yapısının olduğuna inanılmaktadır, bunlar amonyum
buzu, amonyum hidrosulfit ve su ve bunların karışımından oluşan yapılardır. Galile uydusunun
atmosferik araştırma aracından gelen verilere göre, beklenenden daha az suyun bulunduğu
görülmektedir. Daha önceden Jüpiterin atmosferinde Güneş’tekinden yaklaşık iki kat daha fazla
oksijenin bulunduğu düşünülmesine olmasına rağmen son bulgular gerçek miktarın
Güneş’tekinden çok daha az olduğudur. Başka bir sürpriz bulgu ise atmosferin üst katmanlarının
yüksek sıcaklıklarda ve yoğunluklarda olmasıdır.
Jüpiter ve diğer gaz gezegenlerde çok yüksek hızlı rüzgarlar mevcuttur ve bu nedenle de
çeşitli yüzey şekilleri ortaya çıkmaktadır. Bu yapılar atmosferde farklı kimyasal ve sıcaklığa sahip
bölgelerin çeşitli bandlar şeklinde görülmesini sağlar. Yüzeydeki parlak bandlara “sınır” adı verilir
ve karanlık olanlara ise “kuşak” adı verilir. Bu karanlık kuşaklar ancak Voyager uydusunun
gönderdiği verilerden sonra görülebilmiştir. Parlak olanlar ise çok uzun yıllardır bilenen yapılardır.
Atmosferde oluşan rüzgarların hızı 400 m/saat den daha fazladır ve atmosferin binlerce km
derinliklerine kadar inebilmektedir.
Jüpiter’in en dikkate çeken atmosferik yapısına Great Red Spot (Büyük Kırmızı Leke) adı
verilmektedir. Bu yapı neredeyse 300 yıldır gözlenebilmektedir. Bu büyük yapı ovalimsi bir şekle
şahiptir ve yaklaşık 12000 km’ye 25000 km boyutlarındadır (iki tane Dünya’yı içine alabilecek bir
büyüklük). Benzer fakat daha küçük yapılar ise son birkaç çeyrek asırda gözlenebilmiştir.
Kırmızıöte gözlemleri ve bu lekelerin dönme yönleri dikkate alındığında buraların yüksek basınç
bölgeleri olduğu ve çevrelerine göre daha soğuk olduğu ortaya çıkmıştır. Benzer yapılar Satürn ve
Neptün gezegenlerinde de gözlenmiştir.
Jüpiter gezegeni Güneş’ten aldığı enerjiden daha fazlasını uzaya yayar. Jüpiter’in iç
kısımları sıcaktır, çekirdeğinin yaklaşık 20.000°K sıcaklığa sahip olduğu düşünülmektedir. Bu ısı
19
gezegenin çekimsel olarak büzülmesi nedeniyle üretilmektedir. Ayrıca sıvı olan iç katmanların
konveksiyon yolu ile karışması ve yüzeydeki karmaşık hareketler bu ısının üretilmesine neden
olabilir.
Jüpiter, bir gaz gezegeninin olabileceği en büyük çap’a sahip bir gezegendir. Eğer daha
fazla madde kazansa bile bütün yarıçapı ancak çok küçük bir oranda artabilir. Yıldızlarda ise
merkezi nükleer reaksiyonlar nedeniyle daha büyük durumdadırlar. Fakat Jüpiter gezegeninin bir
yıldız olabilmesi için en azından 80 katı daha büyük kütyele sahip olmalıdır.
Jüpiter’in çok büyük bir manyetik alanı vardır ve manyetosferi Satürn’ün yörüngesini de
geçecek kadar büyüktür (650 milyon km’ye kadar uzanabilmektedir). Güneş yönünde ise sadece
birkaç milyon km uzanabilmektedir. Bu nedenle Jüpiter’in uyduları bu manyetik alanın içerisinde
bulunurlar. Uydularındaki bazı aktivitelerin bundan kaynaklandığı düşünülmektedir (Io uydusundaki
aktiviteler gibi).
Jüpiter gezegeninin de Satürn gibi halkaları bulunur, fakat Satürn gezegenindekinden çok
daha sönük, küçük ve karanlıktır. Bu halka muhtemelen çok küçük kaya parçalarından
oluşmaktadır. Atmosferik ve manyetik etkiler nedeniyle halkalarda bulunan parçacıkların uzun süre
burada kalamayacakları düşünülmektedir. Bu halkaların Jüpiter’in uydularına çarpan küçük
meteorların etkisiyle sürekli olarak desteklendiği düşünülmektedir.
1994 yılında Shoemaker-Levy 9 kuyrukluyıldızı Jüpiter’e çarpmıştır. Bu olay amatör
astronomlar tarafından bile teleskoplarla gözlenebilmiştir. Çarpma sonucu ortaya çıkan atmosferik
görüntü neredeyse bir yıl kadar görülebilmiştir.
Jüpiter geceleri görülebildiği zamanlar gökyüzünde en parlak yıldızlardan biri gibi görülür.
Çevresinde dolanan dört adet Galile uydusunu küçük teleskoplarla veya dürbünle bile görmek
mümkündür.
Jüpiter’in Uyduları
Jüpiter’in bilinen16 tane uydusu vardır, bunlardan dört tanesi Galile uyduları olarak bilinir ve diğer
12 uydusu daha küçük boyutludur. Uyduların en yakını 128.000 km ile Metis ve en uzağı
23.700.000 km ile Sinope uydusudur. Boyut olarak en küçüğü 8 km yarıçapındaki Leda uydusu en
büyüğü ise 2631 km yarıçapında olan Ganymede uydusudur.
Jüpiter'in uyduları Jüpiter'e yakınlıklarına göre 3 grupta toplanabilir:
I.
grup: Gezegene yakın 8 uydudan (Galile uyduları dahil) oluşur. Doğru yönde
hareket ederler, yörüngeleri daireye çok yakındır ve Jüpiterin ekvator düzleminde
dolanırlar.
II.
grup: Yörüngeleri çemberden biraz ayrılmıştır ve yörünge düzlemlerinin eğikliği
büyüktür.
III.
grup: En dış gruptur, yörüngeleri iyice basık elipslerdir. Yörünge hareketleri ters
yönderir.
2.2.2. Satürn
Satürn gezegeni sıralamada Güneş’ten altıncı uzak gezegendir ve ikinci en büyük
gezegendir. Güneş’ten yaklaşık 1.429.400.000 km (9.54 AB) uzaklıkta, 120.536 km çapında ve
5.68x1026 kg ağırlığındadır. Mitolojideki adı “Çiftçilerin Tanrısı” dır.
Çok eski tarihlerden beri bilinen bu gezegen ilk defa Galile tarafından 1610 yılında
teleskopla gözlenmiştir. Gözlemlerinde bu gezegenin garip yapısı üzerinde durmuştur. 1659 yılında
20
Huygens, bu gezegenin daha iyi görüntülerini elde ederek halkaya sahip bir gezegen olduğunu
ortaya çıkarana kadar bu gariplik devam etmiştir.
Satürn ilk defa Pioner-11 tarafından 1979 yılında ziyaret edilmiş ardından Voyager-1 ve
Voyager-2 ziyaret etmişlerdir. fiu anda Cassini uydusu 2004 yılında bu gezegene ulaşmak için
yoluna devam etmektedir. Satürn gezegeni, kendi ekseni etrafındaki hızlı dönmesi nedeniyle
yaklaşık %10 oranında basıklaşmıştır (120536 km’ye 108728 km). Diğer gaz gezegenlerde de
benzer basıklıklar vardır fakat bu oranda değildir. Satürn’ün yoğunluğu suyun yoğunluğundan daha
azdır.
Jüpiter’e benzer şekilde Satürn’ün atmosferi %75 hidrojen ve %25 helyumdan
oluşmaktadır ve su, metan, amonyum elementine ilişkin belirtiler bulunmaktadır. Bu da güneş
bulutsusunun başlangıcındaki kimyasal bolluğuna benzer değerlerdir.
Satürn’ün iç kısımları, Jüpiter’inkine benzer olarak kayamsı bir çekirdek etrafında sıvı
metalik hidrojenden oluşan bir katman ve moleküler hidrojenden oluşan en üst katmandan
oluşmaktadır.
Merkezi bölgenin 12000°K sıcaklığında olduğu ve bu nedenle de Güneş’ten aldığı
enerjiden daha fazlasını yaydığı bilinmektedir. Fakat enerji Jüpiter gezegeninde işleyen mekanizma
ile yeterince açıklanamadığından ilave başka enerji kaynağına gereksinim vardır.
Satürn gezegeninde de bandlar mevcuttur fakat Jüpiter gezegeninde bulunandan çok daha
sönüktür. Jüpiter’e benzer olarak Satürn gezegenin ekvator bölgesinde büyük kırmızı lekeye
benzer yapı bulunmaktadır, fakat çok belirgin değildir. Yer’den yapılan gözlemlerle iki adet büyük
halka (A ve B halkası) ve bir tane de sönük halka (C halkası) görülebilmektedir. A ile B halkaları
arasında bulunan boşluğa “Cassini Boşluğu” adı verilir. A halkasının en dışında bulunan boşluğa
ise “Encke Boşluğu” adı verilir. Voyager uydusunun gönderdiği görüntüler incelendiğinde bu
halkalara ilave olarak dört adet halkanın daha olduğu bulunmuştur.
Yer’den bakıldığında halkaların sürekli olduğu görülür fakat gerçekte bu halkalar
birbirinden bağımsız yörüngelerde dolanan santimetre boyutundan birkaç metreye kadar küçük
parçalardan oluşmaktadır. Bu parçacıklar çoğunlukla su buzundan ve kısmende buzla kaplanmış
kayamsı parçacıklardan oluşmaktadır. Satürn gezegeninin halkaları son derece incedir. 250000 km
veya daha fazla çapa sahip olmasına rağmen 1.5 km kadar kalınlığa sahiptir. Eğer halkalardaki
maddeler biraraya toplansaydı büyüklüğü 100 km’den büyük olamazdı.
Satürn’ün halkasının kaynağının ne olduğu henüz bilinmemektedir fakat bunun
gezegenlerin ilk oluşumunda ortaya çıktığı düşünüllmektedir. Halka sisteminin kararlı olamayacağı
ve başka süreçler ile bunların desteklenmesi gerektiği düşünülmektedir.
Diğer dev gezegenlerde olduğu gibi Satürn’ün de güçlü manyetik alanı vardır.
Geceleri gökyüzünde olduğunda çıplak gözle görülebilir bir gezegendir. Neredeyse
Jüpiter’in parlaklığına yakındır. Halkaları ve uyduları küçük teleskoplar yardımıyla gözlenebilir.
Satürn’ün Uyduları
Yörüngeleri doğru yönde (saat’in tersi yönde), dairesel ve Satürn ekvator düzlemindedir.
Küçük olan uyduların çoğu gezegenlerarası ortamdan yakalanmış ve uydu çarpışmalarından
ortaya çıkmış parçalardır. Dünya’dan gönderilen uzay araçları Satürn'ü ziyaret etmeden önce 7
tane uydusu bilinmekteydi, fakat bugün 18 tane isim verilmiş uydusu bulunmaktadır. Uydularından
bazıları Merkür'den bile büyüktür. En azından bir düzine daha uydusu olduğu rapor edilmiştir, fakat
bunlar henüz isimlendirilmemiştir veya uydu olarak henüz kabul görmemiştir.
21
Gezegene en yakın uydusu 134.000 km ile “Pan” dır, en uzak uydusu ise 12.952.000 km
ile “Phoebe” dir. Büyüklük olarak en küçük uydunun yarıçapı 10 km ile yine “Pan” ve en büyük
yarıçapa sahip uydu ise 2.575 km ile “Titan” uydusudur.
2.2.3. Uranüs
Uranüs gezegeni Güneş’ten olan uzaklığa göre 7. nci boyut olarakta üçüncü büyük
gezegendir. Uranüs, Neptün gezegeninden çap olarak daha büyük fakat kütle olarak daha
küçüktür. Güneş’ten olan ortalama uzaklığı 2.870.990.000 km (19.218 AB) ve ekvatoryal çapı
51.118 km’dir. Kütlesi ise 8.683x1025 kg’dır. Dolanma dönemi 96 yıl, dönme dönemi ise 10sa50dk
dır.
Uranüs gezegeni modern çağda keşfedilen ilk gezegendir. William Herschel tarafından
sistematik şekilde gökyüzünün incelenmesi sonucunda 13 Mart 1781 tarihinde keşfedilmiştir.
Aslında uzun yıllar önce gözlenmesine rağmen bir yıldız olduğu düşüncesi ile dikkate alınmamıştır
ve 1690’lı yıllarda John Flamsteed tarafından bu yıldız 34 Tauri olarak isimlendirilmiştir. Mitolojide
Satürn’ün babası ve Olimpos’un ilk hükümdarının adıdır.
Uranüs gezegeni günümüze kadar sadece Voyager-2 uydusu tarafından 24 Ocak 1986
tarihinde ziyaret edilmiştir. Güneş sistemindeki çoğu gezegen kendi ekseni etrafında neredeyse
ekliptiğe dik doğrultuda döner, fakat bu gezegenin dönme ekseni neredeyse ekliptikle aynı
doğrultudadır. Voyager uydusu bu gezegeni ziyaret ettiğinde gezegenin güney kutbu Güneş
doğrultusunda idi. Buda kutupların, ekvator bölgesinden daha fazla enerji aldığını gösterir.
Aslında Uranüs gezegeni konusunda halen tartışılmakta olan bir problem devam
etmektedir. Uranüs gezegeninin dönme ekseninin eğiminin 90 dereceden biraz fazla olması ve
Güneş etrafındaki dolanımının doğru yönde olması, ya da dönme ekseninin 90 dereceden biraz
küçük olması ile dolanımının ters olması arasında karar verilememektedir. Ve bu tartışma halen
devam etmektedir.
Uranüs’ün atmosferinde %87 oranında hidrojen, %15 oranında helyum ve %2 oranında
metan gazı bulunmaktadır. Diğer gaz gezegenlere benzer şekilde bu gezegende de bulutlardan
oluşan çeşitli bandlar mevcuttur ve çok hızlı hareket ederler. Bu bulutlar diğer gezegenlerde olduğu
gibi parlak yapılı değildirler ve özel aletlerle görülebilmektedirler. Günümüzde artık Uranüs
gezegeninin atmosferinde meydana gelen değişimlerin mevsimsel etkilerden kaynaklandığı ortaya
çıkmıştır.
Uranüs’ün mavi görülmesinin nedeni üst atmosferindeki metan gazının kırmızı ışığı
soğurmasından kaynaklanmaktadır. Uranüs’te de Jüpiter’deki gibi renkli bandların olabileceği fakat
bunların üst atmosferde bulunan metan gazının etkisi ile görülemediği düşünülmektedir.
Diğer gaz gezegenlerde olduğu gibi Uranüs gezegeninde de halka yapısı vardır. Jüpiter’de
olduğu gibi bunlar parlak değildirler ve Satürn’de olduğu gibi bu halkaları oluşturan parçacıkların 10
m boyutları ile çok küçük toz parçacık boyutlu parçacıklardan oluşmuştur. Bilinen 11 adet halka
vardır ve bunların tümü çok sönüktür. En parlağının adı Epsilon’dur. Bu bulgular ısığında halka
yapılarının gezegenlerin ortak özellikleri olduğu ortaya çıkmıştır. Yani halkalar, gezegenlerin
olağandışı yapılarından kaynaklanan özellikler değillerdir.
Voyager uydusu bilinen 5 büyük uydusuna ilave olarak 10 küçük uydusunun daha
olduğunu bulmuştur. Uranaüs’ün manyetik alanı biraz gariptir, manyetik ekseni dönme ekseni ile
neredeyse 60° açı yapmaktadır. Bunun nedeninin Uranüs’ün merkezi kısımlarının hareketleri ile
ortaya çıktığı düşünülmektedir.
22
Uranüs gezegenini temiz bir gecede hangi yönde olduğunu biliyorsanız çıplak gözle veya
dürbün yardımı ile izlemeniz mümkündür. Küçük bir teleskop ile bakıldığında disk yapısını görmek
mümkündür.
Uyduları:
Uranüs’ün uydularının adları mitolojiden değil Shakespeare ve Pope’nin romanlarındaki
kahramanların isimleri verilmiştir. Voyager tarafından keşfedilen 11 küçük ve karanlık uydusu
gezegene yakın diğer büyük olan 5 tanesi ise gezegenden çok uzakta bulunurlar. Çoğu uyduzun
yörüngesi ekvatoruna göre neredeyse daireseldir. En dışta bulunan 4 tanesinin yörüngesi ise
eliptiktir.
Bu uydulardan en küçük olanının gezegenden olan uzaklığı 50.000 km ile “Cordelia”, en
uzak olanı 25.000.000 km ile “1999U2” dir. Boyut olarak en küçüğü 13 km ile yine “Cordelia” ve en
büyüğü ise 789 km ile “Titania” dır. Diğer uyduların da boyutları birbirine yakındır.
23
2.2.4. Neptün
Uranüs keşfedilmeden önce iki astronom tarafından görülmüş ancak yıldız zannedilmiştir.
Uranüs'ün yörüngesi çok duyarlı hesaplandığında gözlemlerle uyuşmamıştır. Uranüstün konum
gözlemleri yaklaşık 40 yıl biriktikten sonra kuramsal konumla gözlemsel konumunu ile
uyuşmuyordu. Bu fark Uranüs dışında Güneş sisteminde bilinmeyen bir gezegenden kaynaklanıyor
olmalıydı. Bunun kütlesi ve yörünge elemanları hesaplandı, hesaplardan ~1° uzaklıkta gözlenebildi
(1846 sonlarında). İsmi, gezegen bulunmadan birkaç ay önce verilmiştir. Neptün, Satürn'ün oğlu ve
okyanus diplerinin hükümdadır.
Bu gezegenin mekanik ve elektronik bilgisayarların olmadığı, az sayıda ve büyük yanılgılı
gözlemlere dayanarak bulunması matematiğin ve Newton çekim yasasının büyük bir başarısıdır.
Yüzeyinde 5 büyük leke vardır (3'ü parlak ikisi karanlık). Bu lekelerin büyüklüğü ve konumu
zamanla çok azda olsa değişmektedir. Atmosferi amonyak ve metandan oluşmuştur.
Ortalama yoğunluğu ve çekim etkisinin fazla olması, çekirdeğin kayalık materyalden
oluştuğunu gösterir. Manto buzdan dır.
Yerden yapılan gözlemlerden Neptün'ün yay şeklinde yarım bir halkası olduğu
zannediliyordu. Voyager-2 halkanın bütün olduğunu ancak, bazı bölgelerinin çok parlak olduğu
görülmüştür. 5 tane halkası vardır.
Uyduları: Triton ve Nereid (bunlar mitolojide Neptün'ün muhafızlarıdır). Voyager-2 ile ~6 tane daha
yeni uydu keşfedilmiştir. Bunlara bulunduğu yıl ve sıra sayısını gösteren isimler verilmiştir (1989N1,
1989N6 gibi). Buradaki N kısaltması Neptün anlamındadır.
2.2.5. Pluto
Neptün'ün öyküsünün benzeri Pluto'nun keşfinde de tekrarlanmıştır. 1930 yılında bulunan
cisme yeraltı dünyası tanrısının adı, Pluto verilmiştir. Ay'dan biraz daha büyüktür. Pluto en büyük
yörünge eğimine ve en basık yörüngeye sahip gezegendir. Yörünge çok basık olduğundan bazen
Neptün yörüngesinin içine kadar girer. 1979 yılında Neptün'ün yörüngesini kesti ve 1999 yılına
kadar Güneş'e Neptün'den daha yakın bir durumda kaldı. Bu özellikler açısından bazı gökbilimciler
tarafından gezegen olarak gözönüne alınmamaktadır.
1978 yılında bir uydusu (Charon) olduğu keşfedilmiştir. Bu uydusunun boyutları gezegenin
yarı büyüklüğündedir. Bu uydunun da çok ince bir atmosferi vardır.
Bazı astronomlar Pluto-Charon çiftinin, eskiden Neptün'ün uyduları olduğunu ve bir
çarpışma sonucu ondan ayrıldığını ileri sürmektedirler. Bu olay kanıtlanmış değildir.
2.2. Güneş Sisteminin Diğer Üyeleri
2.2.1. Küçük Gezegenler (Asteroidler):
Çıplak gözle görülemezler. Titus-Bode yasası Uranüs'ün 1781 yılında keşfi ile doğruluğunu
kanıtlamış oldu. Ama Mars ile Jüpiter arasında hala bir gezegen bulunamamiştı. 1801 yılında 2.8
AB uzaklığında Ceres adı verilen küçük bir gezegen bulundu. Ardından 1807 yılına kadar bu
bölgede 3 tane daha cisim bulundu. Çapları çok küçük olduğundan bunlara küçük gezegenler adı
verildi. 1890 yılına gelindiğinde 300 tane küçük gezegen keşfedilmişti (bunlara keşif sırasına göre
numara verilmiştir. Yörüngeleri saptandıktan sonra keşfeden kişi ona bir isim verir (1 Ceres, 2
Pallas, 4 Vesta gibi). Bunlardan birisinin adı da Ankara'dır. Bugün 2000 den fazlasının yörüngesi
24
bilinmektedir. Büyük olanları (en büyüğü Ceres 1020 km çapında) hariç digerleri küresel yapılı değil
düzensiz yapılara sahiptirler.
Çoğunluğu Mars ile Jüpiter arasında bulunur ve Güneş etrafında bir yörüngede dolanırlar.
Çok az sayıda olanları bu bölgenin dışında daha basık elips yörüngede dolanırlar (bunların
yörüngeleri Merkür yörüngesini keser ve Dünya'ya çarpma olasılıkları vardır). Bunlara Apollo küçük
gezegenleri denir (Örn. Apollo, Icarus, Eros) ve sayıları 15'den fazladır.
Köken olarak ya Jüpiter gezegeninin tedirginlik etkileri ile başlangıçtaki yörüngelerinden
çıkarılmış küçük gezegenler ya da ölü kuyruklu yıldız çekirdekleri oldukları düşünülmektedir.
Jüpiter yörüngesinde dolanan küçük gezegenler de vardır ve bunlara Truvalılar adı verilir.
Son yıllarda Jüpiter dışında da küçük gezegenler bulunmaya başlanmıştır. Yörüngesi Satürn
yörüngesi ile Uranüs yörüngesi arasında bulunan 2060 Chiron (1977 yılında bulunmuştur) ilk
keşfedildiğinde 10. gezegen olduğu düşünülmüştür. Ancak özellikleri belirlendiğinde bunun bir
küçük gezegen olduğu anlaşılmıştır.
Küçük gezegenlerin çoğu demir ve kayadan oluşmuştur. Bazılarında su barındıran
mineraller de vardır. Dış bölgedeki küçük gezegenlerin yüzeyi su ve karbonca zengin materyal ile
kaplıdır. Apollo türleri ise metal ve mineralleri bol miktarda içerir.
2.2.2. Kuyruklu Yıldızlar
Yörüngelerinde hareket ederken Güneş sisteminin iç bölgelerine (Yer'e) yaklaştıklarında
uzun kuyrukları gökyüzünün büyük bir bölümünü kaplar. Arka plan yıldızlara göre hareketli
olmalarından tanınırlar.
Kuyruklu yıldızlar Güneş sisteminin dışından açık bir yörünge izleyerek Güneş'e değişik
yönlerden yaklaşırlar. Ne zaman ortaya çıkacakları belirli değildir. Bir bölümüde Güneş'in çekimsel
etkisi ile kapalı eliptik yörüngelerde dolaşmaya başlarlar. Bunlara dönemli (periyodik) kuyruklu
yıldızlar denir ve bir daha ne zaman görülecekleri kesin olarak bilinir. Dönemli kuyruklu yıldızlardan
en önemli olanlarından biri Halley kuyruklu yıldızıdır. M.Ö. 467 yılında ilk kez gözlenmiş ve en son
1986 yılında gözlenmiştir. 76 yıllık bir dolanma dönemine sahiptir. Dönemsiz olan ve son yıllarda
gözlenen Comet Hale-Bopp (Mart 1996) ve Hyakutake (30 Ocak 1996) gökyüzünde muhteşem
görüntüler oluşturmuşlardır.
Kuyruklu yıldızlara onu keşfedenin adı verilir. Yılda 20-30 kuyruklu yıldız keşfedilmektedir,
bu keşiflerin artmasında amatör astronomların katkısı çok büyüktür. Başlangıçta olmayan kuyruk,
Güneş'e yaklaştıkça ortaya çıkar. Buna etki eden faktör güneş rüzgarı ve ışınım basıncıdır.
Çekirdek 1-20 km arasındadır. Bu bölge kirli buzdan yani toz ve buz karışımından oluşmuştur.
Buharlaşan buz ve gaz çekirdeği sararak kuyruklu yıldızın Taç kısmını oluşturur. Gaz ve toz
kuyrukları Güneş'in bulunduğu yönün aksi yönünde uzarlar.
Kuyruklu yıldızların Güneş sistemine çok değişik açılardan gelmesi onların küresel bir
hacimden (diskten değil) geldiklerini gösterir. 1950 yılında Jon Oort bu küresel kuşağın, Güneş'ten
50000 AB uzaklıkta olması gerektiğini hesaplamıştır. Bu kuşağa Oort bulutu adı verilir. Bulutda
oluşan çekimsel tedirginlikler kuyruklu yıldızların oradan ayrılarak Güneş sistemine girmesini
sağlar. Bir kuyruklu yıldızın Oort kuşağından gelip tekrar oraya dönmesi 30 milyon yıl sürer (= Uzun
dönemli kuyruklu yıldızlar). Bunlar Jüpiter'in yeteri kadar yakınından geçerlerse artık Güneş sistemi
içinde dolanmaya başlarlar (= kısa dönemli kuyruklu yıldızlar). Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar
Güneş'e her yaklaştıklarında buharlaşma nedeni ile önemli ölçüde kütle kaybederler. Bu nedenle
dönemli bir kuyruklu yıldız birgün ölebilir. (Halley'in 1986 yılında Güneş'ten uzaklaşırken iyice
parçalandığı ve bir daha 2062 yılında görülemeyeceği ileri sürülmektedir.).
2.2.3. Akan Yıldızlar
25
Güneş sistemi içinde çok değişik yönlerde dolaşan her türlü kaya parçalarına meteor adı
verilir. Yer yüzeyine kadar inebilenlere ise meteorit yani göktaşı adı verilir. Ölen kuyruklu yıldızların
katı küçük çekirdeği ve Apollo türü küçük gezegen artıkları bunların kaynaklarıdır. Boyutları 1
mikron (1 mm'nin binde biri) toz parçacıklarından 10 km çaplı kaya parçacıklarına kadar değişir.
Büyük olanlarının kökeni küçük gezegenlerdir, küçük olanları ise kuyruklu yıldızların artıklarıdır.
Meteorların yörüngeleri Yer yörüngesi ile keşisirse 12-72 km/sn hızla atmosfre girerler. Sürtünme
ile ısınır ve ışık saçmaya başlarlar, buna akan yıldız adı verilir. Yerden 120 km yukarıda yanmaya
başlar, 60 km yukarıda yanıp biterler. Eğer yeteri kadar büyükse yer yüzeyine kadar ulaşabilirler.
Gökyüzünde çok fazla ışık saçanlara ateştopu adı verilir. 1972 yılında ağırlığı 1000 ton olan bir
göktaşı atmosfere hafifce değerek yonuna devam etmişitr. Böyle bir cisim Yer'e çarptığında çok
sayıda canlının ölümümen neden olabilirdi. Geçmişte böyle büyük çarpışmalar gerçekleşmiştir.
Böyle çarpışmalar sonucunda oluşan kraterlerden bazıları hala izlerini korumaktadır. Arizona
eyaletinde çapı 1.2 km olan ve bundan 20 bin yıl önce oluşmuş büyük bir krater bulunmaktadır.
Kimyasal yapıları bakımından göktaşları üçe ayrılırlar;
1. Demirli Göktaşları: Yapılarında demir ve demir bileşikleri bulunur.
2. Taş ve Demirli Göktaşları: Metal ve silisyumoksit (SiO) vardır.
3. Taşımsı Göktaşları: Yersel kayalara benzer (Oksijen, Silisyum, Magnezyum, Demir)
içerirler.
Yaşları 1-4 milyar yıldır yani Güneş sistemi ile aynı yaştadırlar. İncelenmeleri Güneş
sisteminin başlangıçı hakkında ipuçları verir.
Akan yıldızların gökyüzündeki yıldızlara göre izlediği yollar bir noktada keşirir (o geceki
tüm göktaşları gökyüzünd bir noktadan geliyormuş gibi görülür). Bu noktaya saçılma noktası denir.
Akanyıldız yağmurları saçılma noktasının bulunduğu takım yıldızına göre anılır. Akan yıldız
yörüngeleri kısa dönemli kuyruklu yıldız yörüngeleri ile hemen hemen çakışıktır.
Bazı önemli akanyıldız yağmurları ve yaklaşık tarihleri:
Yağmurun Adı
Tarih
Saatde akan yıldız sayısı
Quadrantidler
4 Ocak (1-6 Ocak)
110
Lyridler
12 Nisan
12
30 Temmuz
35
δ Aquaridler
Perseidler
12 Ağustos
68
Orionidler
22 Ekim
30
Tauridler
8 Kasım
12
Leonidler
17 Kasım
10
Geminidler
14 Aralık
58
Yer atmosferine günde yaklaşık 3 ton akanyıldız gelmektedir.
26