Etiket arşivi: BİLİM DOSYASI

BİLİM DOSYASI : Güneş Lekesi Nedir ?

Çıplak gözle bakıldığında Güneş, çok parlak ama dikkat çekici herhangi bir özelliği olmayan bir daire şeklinde görünür. Ne var ki Güneş dingin bir şekilde, sakin sakin yanan ve uzaya birçok dalga boyunda ışık yayan dev bir küre değildir. Tersine, hem yüzeyinde hem de atmosferinde çok garip olayların olduğu, dinamik bir gökcismidir. Yüzeyinde yaklaşık Türkiye büyüklüğünde milyonlarca kabarcık vardır. Bu kabarcıklar alttan gelen sıcak plazma nedeniyle sürekli “fokurdar”. Bunun yanında atmosferinde güneş parlaması denen ve genellikle halka şeklinde olan dev bulutlar sürekli oluşur ve yok olur. Bunlar Güneş’in o bölgesindeki manyetik alan doğrultusunda ilerler ve şekil alır. Bu plazma halkaları bazen Jüpiter büyüklüğünde bir gezegeni bile içine alacak denli büyük olabilir. Zaman zaman bu bulutlar dışa doğru şiddetle patlar ve uzaya büyük miktarlarda plazma püskürtür. Güneş’in yüzeyinde gerçekleşen bütün bu olaylar belirli bir periyotta artar ve azalır.

gunes-parlamasi

Galilei, kendi geliştirdiği teleskopla Güneş’in görüntüsünü bir kâğıdın üzerine düşürmüş ve lekelerin üstünden geçerek onları ilk kez kaydetmiştir. Arka arkaya yaptığı gözlemlerle bu lekelerin aynı yönde ilerlediğini, yani aslında Güneş’in de tıpkı Dünya gibi kendi ekseninde döndüğünü fark etmiştir.

Binlerce yıl boyunca yeryüzündeki birçok kültürde Güneş’in yaşam veren, kusursuz bir küre olduğuna inanılmıştır. Ancak yaklaşık 400 yıl önce, teleskoplu gözlemlerin başlamasıyla birlikte, bu inanış yıkılmıştır. İlk gözlemleri yapan Galileo Galilei, Güneş’in görüntüsünü kâğıt üzerine düşürmüş ve o görüntüde birtakım lekeler olduğunu görmüştür. Galilei’den bu yana Güneş lekelerinin gelişimi sürekli kaydedilir. Artık onlara ilişkin büyük bir bilgi birikimi oluştu ve bu lekelerin Güneş’teki başka olaylarla olan ilişkileri de anlaşılmaya başlandı.

Lekeler, Güneş’in yüzeyinde görülen geçici oluşumlardır. 11 yıllık bir periyotta artar ve azalırlar. En az oldukları dönemde Güneş’in yüzeyinde hiç leke olmayabilir. Bu durum birkaç hafta ya da ay sürebilir. Sonra yeni lekeler ortaya çıkmaya başlar. Yeni lekeler, ekvatorun yaklaşık 35° kuzeyinde ve güneyinde oluşur. Genellikle çiftler halinde, hatta çiftlerden oluşan gruplar halinde ortaya çıkarlar. Durgun değildirler. Çevrelerinde sürekli bir hareket vardır ve kendileri de hareket eder, şekil değiştirirler. Zamanla sayıları artar ve ortalama enlemleri de giderek ekvatora yaklaşır. En üst düzeye ulaştıklarında sayıları 100’ü aşabilir.

Güneş lekeleri, yaklaşık Dünya büyüklüğünde bölgelerdir. Buralarda sıcaklık, ortalama yüzey sıcaklığından 1500-2000°C daha düşüktür. Yani lekeler çevrelerine göre daha “serin”dir. Bu nedenle de daha az parlaktırlar ve bize “siyah” görünürler; ama aslında siyah değildirler. Eğer bir güneş lekesi, Güneş’in yüzeyinden sökülüp uzaya yerleştirilebilseydi, dolunaydan 10 kat daha parlak görünürdü. Güneş lekeleri gerçekte en çok 5000 km derine kadar inen, yüzeysel oluşumlardır. Lekelerin altındaki bölgenin “serinliği” daha derinlerde ortadan kalkar.

Peki, güneş lekelerinin Dünya için ne önemi vardır? 150 milyon km uzaktan, Güneş’teki lekelerin, çevresine göre biraz daha serin olan bölgelerin, Dünya üzerinde bir etkisi olabilir mi?

Dünya’nın basit bir manyetik alanı vardır. Bir manyetik kuzey kutbu, bir de manyetik güney kutbu bulunur. Manyetik alanı da bu iki kutbun arasında oluşmuştur. Ama Güneş’te durum çok farklı ve karmaşıktır. Güneş’in de manyetik kuzey ve güney kutbu vardır. Ancak bu kutuplar sabit değildir, yaklaşık 11 yılda bir yer değiştirir. En son 2001 yılının başlarında yer değiştirmişlerdir. Aslında manyetik kutupların yer değiştirmesi yalnızca Güneş’e özgü bir durum değildir. Dünya’nın manyetik kutupları da 5000 yıl ile 50 milyon yıl arasında değişen aralıklarla yer değiştirir. Son değişim, günümüzden 740.000 yıl önce olmuştur. Bir sonraki değişimin ne zaman olacağı ise bilinmemektedir. Ancak Güneş’in manyetik kutuplarının, Güneş’in yüzeyindeki manyetik etkinliklerin en üst düzeye çıkacağı 2012’de bir kez daha yer değiştireceği bilinmektedir.

Güneş’in manyetik alanı, yüzeyindeki etkinliklerin (güneş lekeleri, plazma püskürmeleri, patlamalar vs.) en alt düzeye indiği dönemde, Dünya’nın manyetik alanına benzer, ama ondan yüz kat daha güçlüdür. Güneş’in etkinlikleri artmaya başlayınca, manyetik alan da değişmeye, karmaşıklaşmaya başlar. Manyetik alan çizgileri Güneş yüzeyinin herhangi bir yerinden çıkıp başka bir yerinden girer. Güneş’in yüzeyinde böyle on binlerce giriş-çıkış noktası olur. Manyetik alan çizgileri kuşkusuz gözle görülmez; ama sürekli oluşan kısa süreli halka şeklindeki plazma yapılar, onları görünür kılar ve manyetik alanları açıkça gözler önüne serer (tıpkı bir kâğıdın üzerine saçılmış demir tozlarının alttaki mıknatısın manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak onları bir anlamda görünür kılması gibi). Bu görece küçük manyetik bölgeler yaklaşık 40 saatlik dönemler içinde ortaya çıkar, yer değiştirir ve yok olur.

Gelişmiş gözlem aygıtlarıyla Güneş yüzeyinin manyetik yapısı incelenmiş ve manyetik haritası çıkartılmıştır. Bu haritadan, Güneş yüzeyinde manyetizmanın en güçlü olduğu bölgelerin aslında Güneş lekeleri olduğu ortaya çıkmıştır. Lekelerdeki manyetik alan şiddeti, yüzeyin öteki bölgelerindekinin birkaç bin katıdır. Bir başka deyişle Güneş lekeleri gerçekte manyetik alanın çok şiddetli olduğu bölgelerde ortaya çıkan yapılardır. Buralardaki manyetik enerji, Güneş’in iç bölgelerinden gelen ısının yüzeye çıkmasını bile engelleyecek denli güçlüdür. Güneş lekelerinin çevrelerine göre daha az sıcak oluşunun bundan kaynaklandığı düşünülmektedir.

Güneş parlamalarının, püskürmelerin ve patlamalarının büyük bölümü, güneş lekelerinin bulunduğu bölgelerde gerçekleşir. Bir güneş lekesi manyetik enerjisini boşalttığında, ortaya Güneş Sistemi’ndeki en büyük patlama çıkar. Bu patlamalar Güneş’te depremlere yol açar. Güneş yüzeyindeki depremlerde, saatte 250.000 km hızla ilerleyen 3 km yüksekliğinde plazma dalgaları oluşabilir. Güneş’teki depremlerin Dünya için bir tehlikesi yoktur; ama bu patlamalarla uzaya çok büyük miktarlarda plazma püskürtülür. Plazmayı oluşturan yüksek enerjili atomaltı parçacıklar, bir bulut halinde saniyede yüzlerce, hatta binlerce kilometre hızla yol alır. Bu devasa püskürmelerin yönü bazen Dünya’ya doğru olur ve bulut yaklaşık iki günde gezegenimize ulaşır.

gunes-patlamasi-nedir

Dünya’nın kendi manyetik alanı tıpkı koruyucu bir kalkan işlevi görür ve gelen parçacıkların büyük bölümünün yeryüzüne erişmesini engeller. Güneş’ten gelen yüksek enerjili parçacıklar kutup bölgelerinde aurora (“kuzey ışıkları” ya da “güney ışıkları”) denen etkileyici ışık gösterilerinin ortaya çıkmasına neden olur. Çok şiddetli patlamalardan sonra oluşan bu auroralar, alçak enlemlerden bile görülebilir. Ne var ki Dünya’ya gelen bu parçacıkların görsel etkisinden başka etkileri de olur. Bunlar, yörüngedeki uyduların işleyişini bozabilir, iletişim ağlarını çökertebilir, hatta elektrik şebekelerine bile zarar verebilir. Elektronik aygıtların ve sistemlerin günlük yaşamın temelini oluşturmaya başladığı son yüzyıldır böylesi bir olay yaşanmış değildir. Ama yönü Dünya’ya dönük çok şiddetli bir güneş patlamasının çok büyük olumsuz etkileri olabileceği tahmin edilmektedir.

Kaynak: 50 Soruda Evren

Reklamlar

BİLİM DOSYASI : Güneşin Sonu Nasıl Olacak ?

Evren’deki her şey gibi, Güneş’in de bir gün sonu gelecek. Aslında Güneş’in sonunun bütün aşamaları bilim insanları için uzun zamandır oldukça açık; çünkü Güneş’e benzeyen, ama ömürlerinin farklı aşamasındaki birçok yıldızı incelemiş ve Güneş’in sonunun nasıl olacağını çok iyi anlamış durumdalar. Ancak tıpkı Güneş Sistemi’nin doğuşunda olduğu gibi, ölümündeki aşamaların sürelerine ilişkin de kesin bir tahminde bulunamıyorlar. Örneğin Güneş’in bir ana kol yıldızı olarak geçireceği süre kimilerine göre 9-10 milyar yılken, kimilerine göre de 13 milyar yıl kadar olabiliyor.

Güneş’in merkezinde hidrojenin helyuma dönüşmesi ve bu sırada da muazzam miktarda enerji ortaya çıkması yaklaşık 4,56 milyar yıldır sürüyor. En azından bir 5 milyar yıl daha bu durumun süreceği düşünülüyor. Merkezindeki yakıtının, yani hidrojenin ancak yarısını tüketen Güneş, artık orta yaşlı bir yıldızdır.

İlk oluştuğu dönemde Güneş’in çapı bugünkünden yaklaşık yüzde 10 daha kısaydı. Aynı şekilde parlaklığı da yüzde 30-40 daha azdı. Güneş’in ömrü boyunca çapı ve parlaklığı yavaş yavaş artmıştır. Bu büyüme ve parlaklık artışı hâlâ sürüyor. Önümüzdeki bir milyar yıl içinde Güneş’in parlaklığı yüzde 10 artacak; bu da yeryüzündeki sıcaklıkların 40-50 derece yükselmesine yol açacak. 3,5 milyar yıl sonraysa parlaklığı yüzde 40 daha çok olacak. Bu durumda yeryüzündeki sıcaklıklar dayanılmaz dereceleri bulacak. Dünya, bugünkü Venüs kadar sıcak bir gezegen olacak. Olasılıkla o zaman yerin binlerce metre derinliklerinde yaşayan dayanıklı birkaç bakteri türünden başka, Dünya’da hiçbir canlı olmayacak. Öyle gözüküyor ki, Dünya’da bakterilerle başlayan yaşam, bakterilerle son bulacak.

10 milyarıncı yaşgünü dolaylarında, Güneş’te köklü değişimler görülmeye başlanacak. Çünkü merkezindeki hidrojen, yani yakıtı tümüyle tükenmiş olacak. Bu da Güneş için bir anlamda sonun başlangıcı demek. Ancak Güneş’in sonu hiç de huzur dolu olmayacak. Merkezinde önceden hidrojenin kapladığı yeri, 10 milyar yıldır sürekli oluşan helyum kaplayacak. Ancak iki protonlu helyum atom çekirdekleri birbirlerini tek protonlu hidrojen çekirdeklerine göre çok daha güçlü ittiği ve hiç de bir araya gelmek istemediği için, Güneş’in merkezindeki sıcaklık onların da nükleer tepkimeye girip enerji üretmelerine yetecek düzeyin çok altında kalıyor olacak. Bu durumda Güneş artık bir ana kol yıldızı olmaktan çıkacak; çünkü merkezindeki nükleer tepkimeler ve enerji üretimi durunca, 10 milyar yıldır koruduğu hidrostatik dengeyi yitirecek. Helyumdan oluşan çekirdek bölgesi Güneş’in dev kütleçekim kuvvetinin etkisiyle içine çökmeye başlayacak. Çekirdek küçüldükçe yoğunlaşıp iyice ısınacak. Bu sırada çekirdeği kuşatan ince bir tabakada hidrojenin helyuma dönüştüğü nükleer tepkimeler ve enerji üretimi sürecek. Çekirdeğin giderek ısınması ve onu kuşatan kabukta enerji üretilmesi nedeniyle, dışa doğru bir enerji akışı olacak ve Güneş’in dış katmanları genişlemeye başlayacak. Güneş büyüdükçe yüzey alanı da genişleyecek; böylece yüzeyi giderek soğuyacak ve rengi de turuncuya, kırmızıya doğru kayacak. Yaklaşık 600-700 milyon yıl sürecek bu aşamanın sonunda, Güneş’in çapı bugünkünden 1-2 kat daha büyük, yüzey sıcaklığı 1000°C kadar daha düşük ve dolayısıyla rengi de kırmızıya yakın olacak.

Bu aşamayı izleyen 500 milyon yıl içinde Güneş’te daha köklü bir değişim olacak: Önce boyutları küçülecek ve rengi mavileşecek, ardından da hızlı bir genişleme sürecine girecek. Çapı bugünkünün 150 katına çıkacak. Her ne kadar yüzey sıcaklığı biraz düşse ve rengi kırmızılaşsa da, olağanüstü büyümesi nedeniyle o zamanki parlaklığı bugünkünün 2000 katı olacak. Ölümünün bu aşamasında Güneş tam bir “kırmızı dev” olacak. Kırmızı dev olma sürecinde aşırı şiddetlenen güneş rüzgârı nedeniyle Güneş, kütlesinin yüzde 30-40 kadarını uzaya saçacak. Kütlesindeki bu azalma nedeniyle, Güneş’in çevresinde dönen başta gezegenler olmak üzere bütün her şey üzerindeki kütleçekim etkisi azalacak ve aradaki bağ zayıflayacak. Sistemdeki her şeyin yörüngesi Güneş’ten bir miktar uzaklaşacak. Örneğin Venüs, bugün Dünya’nın olduğu yörüngeye gelirken Dünya’da Mars’ın yörüngesine yakın bir yörüngeye kayacak.

Bir süre sonra yıldızımızın çekirdeğindeki sıcaklık 100 milyon dereceye ulaşacak ve bir başka köklü değişiklik daha yaşanacak. Bu sıcaklıkta helyum atom çekirdekleri birbirlerini iten kuvveti yenip kaynaşmaya ve karbon ile oksijen atom çekirdeklerini oluşturmaya başlayacak. Bir başka deyişle Güneş’te nükleer tepkimeler ve enerji üretimi yeniden başlayacak. Merkez bölgenin içine çökmesi aniden duracak. Bu kez birkaç milyon yıl gibi kısa bir sürede süreç tersine işleyecek ve yıldızımız hızla küçülerek bugünkü çapının on katı çapında bir yıldıza dönüşecek. Yeniden denge durumu sağlanacak ve Güneş bu halde bir süre daha ışıyacak.

Çekirdekteki helyumun yanması hızlı olacağından, 100 milyon yıl kadar bir süre sonra helyum tükenecek ve çekirdek karbon ve oksijenle dolacak. Merkezdeki nükleer tepkimeler yine duracak. Yıldızımız dengesini son kez yitirecek. Nükleer tepkimelerin durduğu çekirdek yine küçülmeye başlayacak ve ilk kırmızı dev aşamasındaki gibi dış katmanlar da genişleyecek. Artık karbon ve oksijenden oluşan çekirdeği saran iki kabuk olacak: İlkinde helyumu karbona ve oksijene dönüştüren nükleer tepkimeler gerçekleşirken, onu saran ikinci kabukta da hidrojenin helyuma dönüşmesi sürecek. Ama bu aşama öncekine göre çok daha hızlı tamamlanacak ve (5-6 yüz milyon yıl yerine) 20-25 milyon yıl gibi bir sürede sona erecek. Bu süre boyunca “esen” şiddetli güneş rüzgârları nedeniyle, yine büyük bir kütle yitirilecek, uzaya savrulacak. Yıldızın kütleçekim etkisi bir kez daha azalacağından gezegenlerin yörüngeleri daha da ötelere kayacak.

Sonunda Güneş’imizin çapı, bugünkünün 200 katına ulaşmış (neredeyse Dünya’nın bugünkü yörüngesine kadar genişlemiş), parlaklığı da 5000 katına çıkmış olacak. Dış katmanlarıyla merkezi arasındaki kütleçekim bağı iyice zayıflamış olacak. Dış katmanların uzaya yayılması sürecek ve 6-7 bin AB çapında bir “gezegenimsi bulutsu” oluşacak.

Merkezdeyse Dünya’nın çapının 1,5 katı çapında (ana kol yıldızı olduğundaki çapının yüzde 1’i kadar), karbon ve oksijenden oluşan, ama Güneş’in kütlesinin yarısı kütlede bir beyaz cüce kalacak. Yoğunluğu 1 ton/cm3 ve yüzey sıcaklığı da 120.000°C dolayındaki bu beyaz cüce artık küçülmeyecek. Yüzey sıcaklığı zamanla düşecek.

Sonraki 100 milyar yıl içinde beyaz cücenin yüzey sıcaklığı görünür dalga boyunda ışıma yapamayacak kadar azalacak ve beyaz cüce artık hiç görülemeyen bir siyah cüce olacak. Güneş’in bu şiddetli ve çalkantılı ölüm sürecinde ayakta kalmayı başaran gezegenler varsa, artık hiç görünür ışık yaymayan Güneş’in çevresinde, bugünkünden çok farklı yörüngelerde, hepsi buzdan birer küre olarak dönmeye devam edecek.

Kaynak: 50 Soruda Evren

BİLİM DOSYASI : Albert Einstein Ve İzafiyet Teorisi

Yirminci yüzyılın en büyük bilim adamı ve tüm zamanların en üstün zekalarından biri olan Albert Einstein, ününü görelilik (izafi­yet) kuramına borçludur. Aslında iki teori söz konusudur: 1905’te formülü ortaya konan özel görelilik kuramı ve 1915’te formüle edi­len genel görelilik kuramı, ki bunu “Einstein’ın yerçekimi kanunu” olarak adlandırmak daha uygun olacaktır.

Bilinen bir mesel, “her şey görecelidir” der. Ancak Einstein’ın kuramı bu beylik felsefi söylemin tekrarı değil, bilimsel ölçümlerin ne şekilde göreceli olduğunun tam bir matematiksel ifadesidir. Öz­nel zaman ve uzam algılamalarının gözlemciye bağlı olduğu açık­tır. Ama Einstein’dan önce insanların çoğu bu öznel izlenimlerin arkasında, duyarlı aletlerin nesnel olarak ölçülebileceği gerçek me­safeler ve bir mutlak zaman bulunduğuna inanıyorlardı. Einste­in’ın kuramı, mutlak zamanın varlığını reddederek bilimsel düşün­ceyi temelden değiştirdi.

Uzay gemisi X, dünyadan saniyede 100.000 km hızla uzaklaşı­yor olsun. Hızı, hem gemideki hem de dünyadaki gözlemciler tara­fından ölçülsün ve ölçümler birbirleriyle tutarlı olsun. Bu arada bir başka uzay gemisi, Y, diğer gemiyle aynı yönde, fakat çok daha yüksek bir hızda hareket ediyor olsun. Dünyadaki gözlemciler uzay gemisi Y’nin hızını ölçerlerse, dünyadan saniyede 180.000 km hızla uzaklaşmakta olduğunu görürler. Y’deki gözlemciler de aynı sonuca varırlar. Şimdi; her iki uzay gemisi de aynı yönde hareket ettiklerine gö­re, hızları arasındaki fark 80.000 km/sn ve daha hızlı giden gemi diğerinden bu hızla uzaklaşıyor gibi görünebilir.

Ancak, Einstein’ın teorisi; gözlemlerin uzay gemilerinde yapıl­ması halinde, her iki gemideki gözlemcilerin aralarındaki mesafe­nin 80.000 km/sn değil de 100 000 km/sn hızla artmakta olduğu konusunda uzlaşacaklarını öngörmektedir.

Şimdi, görünüşte bu saçma bir sonuçtur ve insan burada bir ke­lime oyunu olduğu ya da problemin bazı önemli ayrıntılarından söz edilmediği kuşkusunu duyabilir. Hiç de değil! Sonucun uzay gemilerinin imalat detayları veya ileriye doğru itilmelerini sağla­yan kuvvetlerle hiç ilgisi yoktur. Bu sonuç, hatalı gözlem ya da öl­çüm aletlerinde herhangi bir bozukluktan dolayı da ortaya çıkma­mıştır. Hile yoktur. Einstein’a göre bu sonuç (ki hızın he­saplanmasıyla ilgili formülünden hemen görülebilir) yalnızca za­man ve uzamın doğasından kaynaklanır.

Bütün bunlar son derece teorik görünebilir ve gerçekten de yıllar boyu çoğu insan görelilik kuramını, uygulamada geçerliliği olmayan bir tür “fildişi kule” hipotezi olarak düşünüp kaile almamıştır. Hiro­şima ve Nagazaki’ye atom bombalarının atıldığı 1945 yılından bu ya­na hiç kimse böyle bir hataya düşmemiştir. Einstein’ın görelilik teorisinin sonuçlarından biri, madde ve enerjinin bir anlamda eşdeğer ol­duğu ve aralarındaki bağıntının E=Mc2 formülüyle ifade edilebildi­ğidir. Burada “E”enerji, “M” kütle ve “c” de ışık hızını simgelemektedir. Işık hızı saniyede 300.000 km olduğuna göre c2, yani bu çok büyük sayının kendisiyle çarpımı, muazzam bir sayısal değerdir. Buradan varılacak sonuç da; küçük bir kütlenin enerjiye kısmen dönüşmesinin bile korkunç bir enerji açığa çıkarabileceğidir.

Elbette ki atom bombası veya bir nükleer tesis sadece E=Mc2 for­mülüyle yapılamaz. Atom enerjisinin gelişiminde başkalarının da çok önemli rolleri olduğu akılda tutulmalıdır, ancak Einstein’ın bu konu­ya katkısının ne kadar önemli olduğu tartışılmaz. Dahası; Manhattan projesini başlatarak ilk atom bombasının yapımına yol açan da, Eins­tein’ın 1939’da başkan Roosevelt’e yazdığı, nükleer silahların yapıl­ma olasılığına işaret eden ve bu silahların ABD tarafından Almanlar­dan önce yapılmasının önemini vurgulayan mektubudur.

Özel görelilik ateşli bir muhalefet yarattı ama, bir nokta üzerinde herkes hemfikirdi: Bu ortaya atılmış ve atılacak olan en kafa karıştırı­cı bilimsel kuramdı. Fakat hepsi yanılıyordu; çünkü Einstein’ın genel görelilik teorisinin çıkış noktası, yerçekimi etkisinin bildiğimiz an­lamda “fiziksel güçler”in değil de, uzayın kavisli yapısının bir sonu­cu olduğu önermesidir-hakikaten şaşırtıcı bir düşünce!

Uzayın kavisi nasıl ölçülebilir? Uzayın kavisli olduğunu söyle­mek ne anlama gelmektedir? Einstein böyle bir kuramı geliştir­mekle kalmadı, teorisini matematiksel olarak açıkça ifade etti ve bu ifadeden net önermeler yapılmasını, hipotezin doğrulanmasını sağladı. Daha sonra yapılan gözlemler -en bilinenleri tam güneş tu­tulmaları sırasında yapılmıştır- Einstein’ın denklemlerinin doğru­luğunu tekrar tekrar teyit etmiştir.

Genel görelilik kuramı bazı yönleriyle diğer bütün bilimsel ka­nunlardan ayrı bir yere sahiptir. Öncelikle Einstein kuramını de­neylere değil de -düşünüldüğünde, Antik Yunan düşünürlerinin ve ortaçağlardaki bilim adamlarının da yapmaya çalıştığı gibi- simet­riye ve matematiğin zarafetine dayandırmıştır. (Böylece modern bi­limin deneysel bakış açısının tersine bir tutum izlemiştir.) Fakat, antik Yunan düşünürleri güzellik ve simetri arayışları sırasında deneylerin sınamasından başarıyla çıkabilen bir mekanik kuramı bulamazken, Einstein’ın bulduğu kuram bugüne kadar her sınav­da başarılı olmuştur. Einstein’ın yaklaşımının bir sonucu, genel gö­relilik kuramının, tüm kuramların en güzeli, en zarifi, en güçlüsü ve entelektüel açıdan en doyurucu olanı ilan edilmesidir.

Genel görelilik diğer kuramlardan başka bir yönüyle de farklı­dır. Diğer bilimsel kanunlar yalnızca yaklaşık olarak geçerlidir. Bir çok durumda geçerlidir, ama hepsinde değil. Bildiğimiz kadarıyla genel görelilik kuramının hiçbir istisnası yoktur. Genel göreliliğin önermelerinin belli bir yaklaşıklıkla geçerli olduğu teorik veya de­neysel koşul yoktur. İleride yapılacak deneyler kuramın mükem­mel sicilini bozabilir; ama genel görelilik teorisi şimdiye kadar, bir bilim adamının bugüne dek öne sürdüğü nihai doğruya götüren yaklaşımlar arasında, nihai doğrunun en yakınına ulaşan yaklaşım olma özelliğini korumaktadır.

Einstein, görelilik kuramları nedeniyle meşhur olmakla birlik­te, bilimsel alandaki diğer başarıları O’nun her durumda bir bilim adamı olarak tanınmasını sağlayacak niteliktedir. Hatta, daha önce fizikçilerin kafasını epey karıştıran önemli bir kavram olan “foto­elektrik etki” konusunu açıklayan tebliğiyle Nobel fizik ödülünü kazanmıştır. Bu tebliğde, fotonların yani ışık parçalarının (partikül) varlığını ortaya koydu. Işığın elektromanyetik dalgalardan oluştu­ğu geçişim (interferans) deneyleriyle çok önceden saptanmış oldu­ğundan ve dalga ve partikül birbirine zıt kavramlar oldukları için, Einstein’ın hipotezi klasik teoriden tamamen ve tam ters yönde bir kopma anlamına geliyordu. Fotoelektrik kanunu çok önemli uygu­lama alanları bulduğu gibi, Einstein’ın foton hipotezi, kuantum te­orisinin gelişmesinde en önemli etkiyi yapmış ve bugün bu teori­nin onunla bütünleşen bir parçası olmuştur.

Einstein’ın önemini değerlendirirken Isaac Newton ile bir kar­şılaştırma yapmak aydınlatıcı olacaktır. Newton’un kuramları te­melde anlaşılmaları kolay önermelerdi ve dehası bunları geliştiren ilk kişi olmasında yatmaktaydı. Öte yandan instein’ın görelilik kuramlarının anlaşılması, açıklamaları yapıldığında bile, son dere­ce zordur. Dolayısıyla, bu kuramları ortaya atmak çok daha zor-dur! Newton’un bazı fikirleri döneminde geçerli bilimsel düşünce­lerle şiddetle çelişmekle birlikte, kuramı hiçbir zaman kendi içinde tutarlı olmadığı izlenimini vermemiştir. Öte yandan görelilik kura­mı tezatlarla doludur. İşin başında, fikirleri adı sanı duyulmamış bir gencin henüz doğrulanma aşamasındaki hipotezleriyken; görü­nürdeki bu çelişkiler nedeniyle kuramını bir köşeye atmamış olma­sı da Einstein’ın dehasının bir parçasıdır. Kuramdan vazgeçmek yerine, çelişkileri, bunların yalnızca görünürde var olduğunu ve bunları gidermenin her durumda incelikli ama doğru bir yolu bu­lunduğunu ispatlayıncaya kadar uzun uzun gözden geçirdi.

Bugün Einstein’ın teorisinin temelde Newton’ın teorisine göre daha “doğru” olduğunu düşünüyoruz. Bir çok durumda, Einstein’ın görelilik teorisinin ortaya konulmasındaki payı yüzde yüz değilse de, büyük bir yüzdesinde hakkı olduğu kesindir. Görelilik kuram­larının, aynı derecede önem taşıyan diğer fikirlerin hepsinde oldu­ğundan daha fazla, tek ve olağanüstü bir dahinin yaratısı olduğu­nu söylemek hakça bir yaklaşım gibi görünmektedir.

Einstein 1879’da Almanya’nın Ulm kentinde doğdu. Orta öğre­nimini İsviçre’de yaptı ve 1900 yılında İsviçre vatandaşı oldu. Dok­torasını 1905 yılında Zürih Üniversitesi’nde tamamladı. Ancak o za­manlarda bir akademik konum edinemedi. Aynı yıl özel görelilik, fo­toelektrik etki ve Brown hareket kuramı üzerine tebliğlerini yayınla­dı. Bu tebliğler, özellikle de göreIilikle ilgili olanı, birkaç yıl içinde O’nun dünyanın en zeki ve özgün bilim adamlarından biri olarak ün kazanmasını sağladı. Kuramlarına karşı güçlü muhalefet oluştu.

Darwin’in dışında hiçbir bilim adamı Einstein kadar muhalefet ya­ratmamıştı. Buna rağmen 1913’te Berlin Üniversitesi’nde profesörlüğe atandı, aynı zamanda Kayzer Wilheim Fizik Enstitüsü direktörü ve Prusya Bilim Akademisi’nin üyesi oldu. Bu konumlar O’na -ister­se- vaktinin tamamını araştırmalarına verebilme serbestliği getirdi.

Alman devleti O’na sunduğu bu son derece cömert olanaklar­dan hiç pişman olmadı; çünkü Einstein, yalnızca iki yıl sonra genel görelilik teorisinin formülünü ortaya koymayı başardı ve 1921’de Nobel ödülünü aldı. Hayatının ikinci yarısında dünyaca tanınan bir bilim adamıydı, belki de gelmiş geçmiş en ünlü bilim adamı.

Einstein Yahudi olduğundan Almanya’daki konumu Hitler’in güç kazanmasıyla birlikte güvenli olmaktan çıktı. 1933’te İleri Araştırmalar Enstitüsü’nde çalışmak üzere Princeton, New Jer­sey’ye taşındı ve 1940’da Amerikan vatandaşı oldu. Einstein’ın ilk evliliği boşanmayla sonuçlandı, ikincisi ise göründüğü kadarıyla mutlu bir evlilikti. İki oğlu oldu. 1955’te Princeton’da öldü.

Einstein çevresindeki dünyanın insanlarla ilgili yanına da her zaman ilgi duydu ve siyasi konulardaki görüşlerini sık sık ortaya koydu. Siyasal despotluğun kararlı bir karşıtıydı, ateşli bir savaş karşıtı ve Siyonizm’in sıkı bir savunucusuydu. Giyim kuşam ve sosyal eğilimler konusunda tescilli bir bireyselciydi. İnce bir mi­zah anlayışına sahipti, kendisine yakışan bir alçakgönüllülüğü var­dı, keman konusunda da bayağı yetenekliydi. Newton’ın mezar ta­şındaki yazı Einstein’a belki de daha çok uymaktadır:
“İnsan ırkı bu kadar büyük bir ziynete sahip olduğu için ölüm­lüler bayram etsinler.”

Kaynak : Michael H. Hart- Dünya Tarihine Yön Veren En Etkin 100.

BİLİM DOSYASI : Gezegenlerin Temel Özellikleri

Gezegenlerin hepsi Güneş’in çevresindeki kendi yörüngesinde döner. Bu yörüngeleri Güneş’in baskın kütleçekim alanıyla birlikte öteki gezegenlerin az etkili kütleçekim alanları birlikte belirler. Yörüngeleri ve gezegenlerin hareketlerini matematiksel olarak doğru bir şekilde ilk açıklayan kişi Johannes Kepler olmuştur. Kepler gezegenlerin yörünge hareketlerini gösteren ve kendi adıyla anılan üç yasa bulmuştur:

1) Gezegenler Güneş’in çevresinde elips şeklinde yörüngelerde döner. Güneş, bu elipslerin odaklarından birinde yer alır.

2) Bir gezegeni Güneş’e bağlayan varsayımsal bir doğru, gezegen yörüngesi boyunca ilerlerken eşit zaman aralıklarında eşit miktarda alanı tarar. Bir başka deyişle gezegenlerin hızı Güneş’e yaklaştıkça artar, uzaklaştıkça azalır.

3) Bir gezegenin Güneş’in çevresindeki dönüş periyodunun (Dünya’nınki bir yıldır) karesi ile Güneş’e uzaklığının kübü orantılıdır.

Kepler-yasasi

Kepler’in yasalarının tümü yalnızca gözlemlere, temel olarak da yıllarca asistanlığını yaptığı Tycho Brahe’nin eşsiz gözlemlerine dayanıyordu. Kepler bir matematikçi ve gökbilimciydi; gezegenlerin yörünge hareketlerine yol açan fiziksel nedenler hakkında hiçbir fikri yoktu. Gezegenlerin neden bu yörüngelerde döndüğünü açıklayan kişi Isaac Newton olmuştur. Ağaçtan yere düşen bir elmayla Ay’ı Dünya’nın çevresindeki yörüngede tutan kuvvetin aslında aynı olduğu düşüncesinden yola çıkan Newton, Evren’deki temel kuvvetlerden biri olan kütleçekim kuvvetini açıklayan ünlü yasayı bulmuştur.

Gezegen yörüngeleri basık birer elips değil de çembere yakın elipslerdir. Bu elips yörüngelerin basıklıkları birbirinden farklıdır. Venüs’ün yörüngesi neredeyse kusursuz bir çembere yakındır. Ama Güneş’e ondan daha yakın Merkür’se oldukça basık bir elips yörüngede ilerler.

Gezegenlerin Güneş’in çevresinde döndükleri yörüngeler aynı düzlem üzerinde değildir; bunların çok az da olsa birbirleriyle açı farkı vardır. Aslında bu açı farkları çok küçüktür ve neredeyse hepsi de aynı düzlemde dönüyor denebilir. Dünya’nın Güneş’in çevresinde döndüğü yörünge düzlemiki buna ekliptik düzlem ya da kısaca ekliptik denir- temel alınırsa, Merkür dışındaki gezegenlerin düzlemlerinin 3,5°lik bir bantta yer aldığı görülür. Dünya’nınkine en yakın yörünge düzlemi ondan yalnızca 0,75° farklı bir düzlemde dönen Uranüs’ünkidir; açısal olarak ekliptiğe en uzak yörünge düzlemi de 7° ile Merkür’ünkidir.

Bütün gezegenler aynı zamanda kendi eksenlerinde de döner. Bu dönüşleri de tıpkı Güneş’in çevresindeki ilerleyişleri gibi yine, Güneş Sistemi’ne yukarıdan bakıldığında saatin tersi yöndedir. Bu kuralı Venüs ile Uranüs bozar. Venüs, öteki gezegenlerin tam tersi yönde döner; ki bu durumun açıklanması gökbilimcileri biraz zora sokar. Uranüs’ünse ekseni ekliptiğe neredeyse paraleldir; kuzey kutbu Güneş’e dönük bir biçimde, yani öteki gezegenlerin eksen dönüş yönlerine dik açıyla döner. Dev gezegenlerin kendi eksenlerindeki dönüşleri, karasal gezegenlere göre çok daha hızlıdır.

Eksen dönüşünün gezegenler üzerindeki temel etkisi, onları, ekvator bölgelerini şişkinleştirerek, küre şeklinden uzaklaştırmasıdır. Şişkinliğin miktarı gezegenin kendi eksenindeki dönüş hızına olduğu kadar, gezegeni oluşturan maddelerin sağlamlığına ve dayanıklılığına da bağlıdır. Ekvator bölgesindeki şişkinlik bütün gezegenlerde görülür. Ama en belirgin olarak Satürn’de gözlenir. Bu dev gezegen kendi eksenindeki bir turunu yalnızca 10,5 saatte tamamlar. Dünya’nın geoid şeklinde olmasının temel nedeni de yine eksenindeki dönüşüdür.

solar-sistem-gunes-sistemi

Ay’ın Dünya’nın geoid şekli üzerindeki kütleçekim etkisi Dünya’nın ekseninin 26.000 yıllık bir periyotla dairesel bir salınım yapmasına (presesyon) yol açar. Bir başka deyişle yeryüzünden bakıldığında Kutup Yıldızı (Polaris) her zaman kuzeyi göstermemiştir ve göstermeyecektir. İklimbilimciler bu salınımın yeryüzündeki uzun dönemli iklim değişimlerinin nedenlerinden biri olabileceğini düşünmektedir.

Gezegenlerin eksenleri Güneş çevresinde döndükleri düzlemlere dik değildir. Örneğin Dünya’nın ekseninin ekliptik düzleme dik olan doğruyla 23,5°lik bir açı farkı vardır. Bu durum bütün gezegenler için geçerlidir; hepsinin ekseni de az ya da çok eğiktir. Gezegenlerde iklimlerin olmasının temel nedeni eksenlerdeki bu eğikliktir.

1960’lı yıllardan beri giderek artan uzay araçlı Güneş Sistemi araştırmaları sayesinde, gezegenlere ilişkin bilgilerimiz çok artmıştır. Öyle ki Güneş Sistemi’ndeki cisimler birer gökbilim nesnesi olmaktan çıkmış, jeofiziksel nesnelere dönüşmüşlerdir. Artık onların da birçok fiziksel özelliği, gözlemlere dayanan jeofiziksel yöntemlerle incelenmektedir.

Bir gezegen kendi kütleçekim kuvvetinin etkisi altındaki bir gökcismidir. Bir başka deyişle gezegenin kendi kütlesinden kaynaklanan kütleçekim kuvveti onu içe doğru çökertmeye çalışır. Ama bu çökmeye karşı koyan, gezegenin dönmesinden, atomların dayanıklılığına ve iç enerjilerine kadar birtakım başka kuvvetler vardır. Gezegen bu kuvvetlerin dengelendiği büyüklükteki bir gökcismidir. Buna hidrostatik denge denir ve gezegenlerin küre (ya da küreye benzer) şekillerinin nedeni bu hidrostatik dengedir. Karasal gezegenlerin yüzeylerindeki (kabuklarındaki) en alçak bölgelerle en yüksek noktalar arasındaki 10-15 km’lik yükseklik farkı (Dünya için Pasifik’teki Mariana Hendeği ile Everest Tepesi arasındaki ~20 km) gezegenlerin büyüklüklerinin yanında ihmal edilebilecek kadar küçük kalır ve gezegenlerin küresel olmadıklarını göstermez.

Karasal gezegenlerin iç yapısı sismik dalgalarla incelenir. Bir gezegenin yüzeyine yerleştirilen duyarlı sismometrelerle o gezegenin iç yapısı hakkında önemli bilgiler (iç tabakaların sınırları, o tabakalardaki maddenin katı ya da sıvı halde bulunuşu vs.) elde edilir. Kuşkusuz hakkında en çok şey bilinen gezegen Dünya’dır. Ama Ay’daki, Venüs’teki ve Mars’taki depremler de kaydedilmiştir.

Karasal gezegenlerin içlerinde birer demir-nikel çekirdek bulunur. Gezegenler arasında göreli olarak en büyük demir-nikel çekirdek Merkür’ünkidir; en küçük de Mars’ınkidir. Dünya’nın çekirdeği iç çekirdek ve dış çekirdek olarak iki bölümden oluşur. Dış çekirdek sıvı haldedir. İç çekirdekse katıdır. Karasal gezegenlerin ortalama yoğunlukları 3,5-5,5 g/cm3 arasındadır.

Dev gezegenlerin iç yapısı sismik dalgalarla incelenemez; çünkü onların katı bir yüzeyi yoktur. Onun yerine çevrelerinde dolanan bir uydunun ya da uzay aracının izlediği yörüngeye bakılır ve buradan kütleçekim alanına ilişkin bilgi edinilir. Bu da gezegenin iç yapısına ilişkin bir görüş verir.

Hacimlerinin büyük bölümünü hidrojen ve helyum oluşturduğundan, dev gezegenlerin ortalama yoğunlukları oldukça düşüktür. Örneğin Satürn’ün ortalama yoğunluğu 0,7 g/cm3’tür (Eğer su dolu dev bir kabın içine konabilseydi, Satürn batmaz, yüzerdi)

Bu dev gezegenlerin merkezlerinde, silisyum bileşiklerinden (kaya) oluşan birkaç Dünya büyüklüğünde birer çekirdek vardır. Bu çekirdek metalik hidrojen tabakasıyla kuşatılmıştır. Aşırı basınçtan dolayı hidrojen normal H2 şeklindeki molekül yapısında değildir; atomlarına ayrılmıştır. Bu haliyle hidrojen, elektriksel olarak iletkendir. Dev gezegenlerin manyetik alanlarının kaynağının bu metalik hidrojen tabakası olduğu düşünülmektedir.

Uranüs ve Neptün’ün iç basınçları düşük olduğundan onlarda metalik hidrojen tabakası olmayabilir. Onun yerine çekirdeği buzlardan (su, metan, amonyak buzları karışımı) oluşan bir tabaka sarar. Devlerin en üst katmanı, birkaç yüz kilometre kalınlığındaki atmosferleridir.

Gezegenlerin iç sıcaklıkları, yüzey sıcaklıklarından çok daha yüksektir. Örneğin Dünya’nın çekirdeğindeki sıcaklık 4700°C, Jüpiter’in çekirdeğindeki sıcaklık da 30.000°C kadardır. Bu ısının bir bölümü gezegenlerin oluşumlarından kalmadır. Büyük bölümü de radyoaktif elementlerin bozunması sırasında ortaya çıkar.

Gezegenlerin yüzeylerini birkaç jeolojik süreç şekillendirir. Bunlar kıta kayma hareketleri, volkanik etkinlikler, meteorit çarpmaları ve iklimdir. Gezegen yüzeylerinin yaşı bu süreçlere göre değişir. Kıta kayma hareketlerinin hâlâ sürdüğü tek gezegen Dünya’dır. Öteki karasal gezegenlerde bu hareketler ya hiç başlamamıştır ya da bir süre önce sona ermiştir. Volkanik etkinlikler günümüzde Dünya yüzeyinin şekillenmesinde ikincil önemdedir. Ancak geçmişte çok daha önemli bir rolü vardı. Günümüzde Jüpiter’in uydusu Io’da, şiddetli yanardağ patlamaları, uydunun yüzeyini sürekli değiştirmektedir. Ay’ın tersine Mars ve Venüs’te yanardağlar vardır.

Asteroitler karasal gezegenleri sürekli bombardıman eder. Ama bunun da sıklığı zaman içinde iyice azalmıştır. Giderek de azalmaktadır. Bu bombardımanın en güzel örneklerine Ay’ın ve Merkür’ün yüzeylerinde rastlanır. Dünya’nın yüzeyinde görülebilen çok az sayıda çarpma krateri vardır. Çünkü atmosferindeki hava olaylarının yol açtığı erozyon onları birkaç milyon yıl gibi jeolojik açıdan çok kısa zaman dilimlerinde ortadan kaldırır.

Venus,_Earth_venus-dunya

Aynı durum Venüs için de geçerlidir. Hatta Venüs’ün atmosferi öyle kalın ve yoğundur ki, çapı 50 m’nin altında olan göktaşları daha yüzeye ulaşamadan buharlaşır. O nedenle Venüs’teki en küçük çarpma kraterlerinin çapı 1,5 km dolayındadır. Daha küçük krater bulunmaz. Mars’ın atmosferi çok incedir. Ama Kızıl Gezegen’in yüzeyini de sık sık ortaya çıkan çok güçlü ve zaman zaman da bütün gezegeni kaplayan fırtınalar şekillendirir. Merkür’ün dışında bütün gezegenlerin atmosferi vardır. Atmosferin içeriği, yoğunluğu ve yapısı gezegenden gezegene değişir.

Gezegenlerin çoğunda bulunan önemli bir özellik de, gezegenin yapısından kaynaklanan bir manyetik alanın olmasıdır. Gezegenlerin manyetik alanları Güneş’in manyetik alanıyla sürekli etkileşim içindedir. Ancak gezegenler Güneş’ten çok uzaktır ve Güneş’in manyetik alanının gezegenlerin manyetik alanları üzerindeki etkisi önemsiz kalır. Ne var ki Güneş, gezegenlerin manyetik alanlarını asıl güneş rüzgârıyla etkiler. Uzay araçlarının gezegenlere hem yakın hem de uzak bölgelerde yaptığı manyetik alan ve güneş rüzgârı ölçümleri sayesinde, gezegenlerin manyetik alanlarına ilişkin ayrıntılı bir resim oluşmuştur.

Gezegenlerin manyetik alanları ancak gezegenden kısa bir mesafe öteye kadar etkilidir ve şeklini korur. Sonra güneş rüzgârının etkisiyle bu manyetik alanın şekli bozulur. Şekli, yan yatmış bir gözyaşı damlasını andıran bu alana manyetosfer denir. Bir gezegenin en dış sınırını o gezegenin manyetosferi oluşturur. Büyüklüğü ve şekli, gezegenin manyetik alanına ve güneş rüzgârına bağlıdır. Güneş rüzgârının Dünya dolaylarındaki hızı 400 km/s kadar ve yoğunluğu da yaklaşık 10 parçacık/cm3’tür. Ama bu iki nicelik de Güneş’in etkinlik durumuna göre zaman içinde değişir.

Gezegenlerin manyetik alanlarının şiddeti çok değişiktir. Hatta bazılarının manyetik alanları yoktur. Ayrıca gezegenlerin eksenlerine göre manyetik alanın konumlanışı da farklıdır. Satürn’ün dönme ekseni manyetik ekseniyle çakışır, yani coğrafi kutuplarıyla manyetik kutupları üst üstedir. Dünya ile Jüpiter’de iki eksen arasında 10 derece kadar bir fark bulunur. Uranüs ile Neptün’deyse bu açı farkı 50 dereceye kadar çıkar.

Jüpiter’in bir manyetik alanını olduğu 1956’da -Dünya’nınki de 1958’de- fark edilmiştir. Jüpiter’in çevresinde güneş rüzgârı, Dünya çevresindekinin ancak yüzde 4’ü kadar etkilidir. Jüpiter’in kutuplarında da tıpkı Dünya’dakilere benzer auroraların oluştuğu gözlenmiştir. Satürn’ün manyetik alanıysa 1979’da Pioneer 11’in ölçümleri sayesinde keşfedilmiştir. Hubble Uzay Teleskopu sayesinde de kutuplarındaki auroralar gözlenebilmiştir. Uranüs ile Neptün’ün manyetosferleri Voyager 2’nin ölçümleriyle ortaya çıkmıştır. Bu uzaklıkta güneş rüzgârının çok hafifleyen etkisi nedeniyle bu dev gezegenlerin manyetik alanlarının manyetosferleri üzerinde daha büyük bir etkisi vardır.

Güneş Sistemi yıldızlar arası uzayda (gökadanın merkezinin çevresindeki yörüngesinde) bir bütün olarak ilerlerken, zayıf da olsa bir manyetik alanın etkisinde kalır. Güneş’in manyetik alanı ve güneş rüzgârı bu zayıf manyetik alanın etkisini daha da zayıflatır.

Ay gibi ne koruyucu bir atmosferi ne de bir manyetik alanı olan cisimlerin yüzeyleri güneş rüzgârının yıpratıcı etkisine açıktır. Öte yandan gezegenlerin büyük bölümünün hem atmosferi hem de manyetik alanı vardır.

Bir gezegenin yüzeyinin ortalama sıcaklığını belirleyen iki temel etmen vardır. Bunlardan birincisi, gezegenin Güneş’e olan uzaklığıdır. Yörüngesi Güneş’ten uzak olan gezegenlerin ortalama yüzey sıcaklığı da düşük olur. İkinci etmen de gezegenlerin atmosferinin içeriğidir; çünkü Güneş’ten ışınlarla gelen ısının ne kadarının gezegen yüzeyinde tutulacağını atmosferin içeriği belirler. Örneğin Merkür’ün yörüngesi, Güneş’e Venüs’ünkinden daha yakındır. Bu durumda ortalama yüzey sıcaklığının daha yüksek olması beklenir. Ne var ki Merkür’ün yok denecek kadar ince bir atmosferi varken Venüs’ün çok yoğun bir atmosferi vardır. Bu yoğun atmosferin yarattığı sera etkisi nedeniyle Venüs’ün ortalama sıcaklığı 470 derecenin üstündedir. Bu yüzey sıcaklığıyla Venüs, Güneş Sistemi’nde yüzeyi en sıcak gezegendir.

Merkür ve Venüs’ün dışında bütün gezegenlerin uyduları vardır. Geriye kalan karasal gezegenlerden Dünya’nın bir (Ay) ve Mars’ın da iki uydusu (Fobos ile Deimos) bulunur. Dev gezegenlerinse çok sayıda uydusu vardır. Bu dört gezegenin bugüne değin toplam 140 dolayında uydusu keşfedilmiştir. Gezegenlerin çevresinde dönen bütün uydular da doğal olarak gezegenlerle aynı hareket yasalarına göre kendi yörüngelerinde dönerler. Güneş Sistemi’ndeki büyük uydularla küçük uyduların büyük bölümünün kendi yörüngelerindeki ilerleyişi, gezegenlerin Güneş çevresindeki ilerleyişiyle aynı yöndedir. Bunlar normal uydulardır. Tıpkı Ay’ın Dünya’nın çevresindeki dönüşünde olduğu gibi, büyük uyduların çoğu, gezegeninin çevresinde bir turunu tamamlarken, aynı zamanda kendi ekseninde de bir tur döner. Bir başka deyişle gezegenlerinden bakıldığında bu uyduların hep aynı yüzü görünür.

Gaz devi gezegenlerinin ortak bir özelliği çevrelerinde birer halka sisteminin olmasıdır. Satürn’ün çevresindeki halkalar Galilei’den bu yana biliniyor; gerçi Galilei büyütme gücü düşük teleskobuyla onların halka sistemi olduğunu fark edememişti. Onların küçük göktaşlarının oluşturduğu halkalar olduğunu 1659’da Christiaan Huygens açıkladı. Yüzlerce yıl boyunca halka sistemlerinin yalnızca Satürn’e özgü olduğu sanıldı. Ama güçlü teleskoplar ve gönderilen uzay araçları sayesinde zamanla dört dev gezegenin de halkaları olduğu anlaşıldı.

Kaynak: 50 Soruda Evren

BİLİM DOSYASI : Merkür Nasıl Bir Gezegendir ?

Merkür, Güneş Sistemi’ndeki dokuz gezegenin en küçüğüdür. Antik Dönem’den beri bilinen beş gezegenden en az dikkat çekenidir. İlk kez MÖ 3000’li yıllarda Sümerlerce gözlenmiş ve MÖ 1400’lü yıllarda da Asurlu gökbilimcilerce kayıtları tutulmaya başlanmıştır. Güneş’e ortalama 58 milyon km uzaklıktaki yörüngesiyle ona en yakın gezegendir. Güneş’e bu denli yakın olduğu için Dünya’dan ancak sabahları gün doğumundan hemen önce doğu ufkunda ve akşamları gün batımından hemen sonra batı ufkunda görülebilir. Yaklaşık bir saatlik bir gözlem penceresi vardır. Gezegen gökyüzünde çok hızlı ilerlediğinden ona Yunan mitolojisinde Tanrıların Habercisi Hermes’in adı verilmiştir. Roma mitolojisinde de Ticaret Tanrısı ve Tanrıların Habercisi olan Mercurius ile özdeşleştirilmiştir.

Merkür’ün yörünge düzlemi Dünya’nın yörünge düzlemiyle (ekliptik düzlem) 7 derecelik bir açı yapar. Gezegenin oldukça basık elips şeklinde bir yörüngesi vardır. Güneş’in çevresindeki bir turunu çok hızlı (saniyede 48 km –Dünya’nın dönüş hızının 1,6 katı) ve çok kısa sürede (88 dünya gününde) tamamlar. Gökyüzünde hep ufka çok yakın göründüğünden ona yönelik gözlemler atmosferdeki tozdan ve hava hareketlerinden hep olumsuz etkilenmiştir. Gezegen ekseninde dönerken yüzeyini gözleyip yüzey şekillerinin ne kadar zaman sonra yeniden aynı noktaya geldiğini izlemek çok zordur. O nedenle uzun bir süre Merkür’ün kendi eksenindeki dönüş süresi bilinememiştir. Bazı bilim insanları da tıpkı Ay’ın Dünya çevresindeki dönüşünde olduğu gibi, Merkür’ün de Güneş çevresindeki dönüşünün kendi ekseninde dönüşüyle aynı sürede olduğunu düşünmüştür. Sonunda Doppler etkisinden yararlanılarak yapılan radar ölçümleriyle (gezegenin iki ucuna elektromanyetik dalgalar gönderip yansıyan dalgaların frekanslarındaki değişimlere bakarak) Merkür’ün kendi eksenindeki dönüşünü 58,7 günde tamamladığı anlaşılmıştır. Bu durumda iki Merkür yılında (2 x 88 dünya günü), ancak üç Merkür günü (3 x 58,7 dünya günü) olur. Bundan dolayı Merkür’de arka arkaya iki Güneş doğuşu arasında geçen süre 176 gündür. Bir başka deyişle Merkür’de 88 gün boyunca aydınlık ve sonraki 88 gün boyunca da karanlık olur.

19. yüzyılda Merkür’ün yörüngesine yönelik dikkatli gözlemler yapılmasına karşın gökbilimciler, Newton hareket yasalarıyla onun yörünge hareketlerini bir türlü tam olarak açıklayamamışlardır. Bu nedenle de Güneş ile Merkür arasında bir başka gezegenin olması gerektiği ve onun kütleçekim etkisinin Merkür’ün yörüngesinde sapmalara yol açtığı düşünülmüştür. Hatta bu varsayımsal gezegene Vulkan adı verilmiştir. Halbuki ne Vulkan diye bir gezegen vardı ne de Merkür’ün hareketinde sıra dışı bir durum. Ortadaki sorun Newton yasalarının Merkür’ün yörünge hareketini açıklamada yetersiz kalışıydı. Bu durum Einstein’ın genel görelilik kuramıyla açıklığa kavuştu. Genel göreliliğe göre Merkür’ün yörüngesini, Güneş’in yakın çevresindeki uzay-zamanı eğişi belirliyordu. Bu kuramın formülleriyle 1915’te Merkür’ün yörüngesi doğru olarak öngörülebildi.

A view of the planet Mercury?s rugged, cratered landscape is pictured in this Messenger Spacecraft image released by NASA on January 16, 2008 and taken from a distance of about 18,000 kilometers (11,000 miles) on January 14, 2008, about 56 minutes before the spacecraft's closest encounter with Mercury. REUTERS/NASA/Handout

A view of the planet Mercury?s rugged, cratered landscape is pictured in this Messenger Spacecraft image released by NASA on January 16, 2008 and taken from a distance of about 18,000 kilometers (11,000 miles) on January 14, 2008, about 56 minutes before the spacecraft’s closest encounter with Mercury. REUTERS/NASA/Handout

Merkür jeolojik açıdan çok uzun zamandır ölü bir gezegendir. Kabuğu kayalardan oluşan bu küçük gezegenin yüzeyi, Ay’ın yüzeyine çok benzer; dağlar, düzlükler vardır ve küçüklü büyüklü birçok kraterle kaplıdır. Gökbilimciler Merkür’ün yüzeyindeki büyük kraterlere Homer, Dickens, Renoir, Michelangelo, Bach gibi ünlü yazar, ressam ve müzisyenlerin adlarını vermiştir. Bu kraterlerden Carolis, büyüklüğüyle dikkat çeker; çapı 1350 km’dir. Carolis, Güneş Sistemi’nde gerçekleşmiş en şiddetli çarpışmalardan birinin sonucunda (100 km çaplı bir göktaşının çarpmasıyla), yaklaşık dört milyar yıl önce oluşmuştur. Son bir milyar yılda gezegene göktaşı çarpma sıklığı çok azalmıştır. Bunun yanında Merkür’ün volkanik etkinlikleri de durmuştur. Dolayısıyla gezegenin yüzeyi neredeyse hiç değişmeden kalmıştır.

Merkür’ün çapı 4880 km’dir. Bu haliyle Ay’dan biraz daha büyük, Jüpiter’in uydusu Ganymede ve Satürn’ün uydusu Titan’dan da biraz daha küçüktür. 5,42 g/cm3 yoğunluğuyla Merkür, Dünya’dan sonra yoğunluğu en büyük ikinci gezegendir. Hacmi küçük olan bu gezegenin kütlesinin alışılmadık büyüklüğü, merkezindeki 3600 km çaplı, büyük demir çekirdekten kaynaklanır. Öte yandan Merkür’ün yüzeyine yönelik gözlemlerde hiç demire rastlanamamıştır. Yüzeyinde hiç demir bulunmayan bir gezegenin nasıl büyük bir demir çekirdeğinin olduğu hâlâ tam olarak anlaşılabilmiş değildir. Küçük ama kütleli bir gezegen olan Merkür’ün kütleçekim ivmesi, yerçekimi ivmesinin 0,37’si kadardır (Mars’ınkiyle aynıdır). Yani Dünya’da 80 kg gelen biri, Merkür’de 29,6 kg gelir.

Bir gökcisminin atmosfer tutabilmesi iki etmene bağlıdır: sıcaklığa ve kaçış hızına (yani kütlesine). Merkür hem çok sıcaktır, hem de küçük gezegenin kütleçekim kuvveti yeterince güçlü değildir. Kısacası gezegenin, kalınca bir atmosferi sürekli olarak tutabilecek özelliği yoktur. Sıcak gaz molekülleri, kaçış hızı düşük Merkür’den kolayca uzaya kaçmıştır. Yine de gezegenin çok çok ince ve kararsız bir atmosferi vardır. Merkür’ün yüzeyindeki atmosfer basıncı Dünya’da deniz düzeyindeki basıncın ancak trilyonda biri kadardır (~10-9 milibar). Bu haliyle aslında “Merkür’ün atmosferi yoktur” demek daha doğru olur. Bu nedenle orada gökyüzü gündüzleri bile siyah görünür. Yakınlık nedeniyle Güneş de gökyüzünde Dünya’dan göründüğünden 2,5 kat daha büyük durur.

Hiç doğal uydusu bulunmayan gezegenin ekseni Dünya’nınki gibi eğik değildir, ekliptik düzleme diktir. Bunun sonucunda gezegende mevsimsel değişimler olmaz. Doğa koşulları çok serttir. Sıcaklık gezegenin aydınlık yanında 430 dereceye kadar yükselirken, karanlık yanında -170 dereceye kadar düşer. Atmosferi yok denecek kadar ince olduğundan, atmosferin sıcaklık üzerinde düzenleyici bir etkisi, ısıyı gezegene yayacak atmosfer hareketleri de yoktur. Güneş Sistemi’nde gece ile gündüz arasındaki en yüksek sıcaklık farkı Merkür’de olur.

Oldukça küçük bir gezegen olmasına karşın, Merkür’ün şaşırtıcı bir şekilde sabit ve kararlı bir manyetik alanı vardır. Bu manyetik alan, tıpkı Dünya’da olduğu gibi iki kutupludur. Ne var ki Dünya’dakinden farklı olarak Merkür’ün manyetik kutupları, coğrafi kutuplarıyla neredeyse örtüşür. Aslında Merkür’ün manyetik alanı, güneş rüzgârını çoğu zaman engelleyecek bir manyetosfer şeklindedir. Bu şekliyle de Dünya’nın manyetosferinin küçük bir kopyası gibidir.

Ancak Dünya’nın manyetosferinin yüzde 1’i kadar güçlüdür. Merkür’ün manyetosferinin de tıpkı Dünya’nınki gibi dinamo etkisinden kaynaklandığı tahmin ediliyor (Dinamo etkisi, bir gezegenin demir açısından zengin, sıvı haldeki çekirdeğinin dönüşüyle oluşur).

Oksijenin yokluğu ve aşırı sıcak oluşu nedeniyle, Merkür bitki ve hayvanların yaşaması için uygun bir yer değildir. Aslında bilim insanları Merkür’ün çetin koşullarında yalnızca bitki ya da hayvanların değil, herhangi bir yaşam biçiminin var olamayacağını düşünüyor.

Uzay araştırmaları başlayana kadar Merkür hakkında neredeyse hiçbir şey bilinmiyordu. Aslında onunla ilgili bilgilerimiz hâlâ çok azdır. Bunda gezegenin hem küçük, hem de Güneş’e yakın oluşunun etkisi vardır. Dünya’ya en yakın olduğu dönemlerde karanlık yüzü bize dönüktür. Dolun olduğundaysa Güneş’in arkasında kalır. Merkür’e yönelik teleskoplu ilk gözlemleri 1600’lü yılların başında Galileo Galiei yapmıştır. Ama Galilei’nin teleskopu Merkür’ün evreleri olduğunu gösteremeyecek denli güçsüzdü. Teleskoplar giderek güçlendi ama Merkür’ü gözlemek hiç kolaylaşmadı. 18. yüzyılın sonlarına doğru, ünlü gökbilimci William Herschel sistemli olarak Merkür’ü gözledi, ama pek de başarılı sonuçlar elde edemedi. Ondan sonra birkaç başarısız girişim daha oldu.

1962’de Sovyet bilim insanları ilk kez Merkür’e radar sinyalleri gönderdi ve yansıyan sinyalleri toplamayı başardı. Böylece Merkür’e yönelik radarlı gözlemler başladı. Bu gözlemlerin sonucunda, tıpkı Ay’da olduğu gibi, Merkür’ün de kutup bölgelerinde, sürekli karanlık olan bazı kraterlerde buz bulunabileceği fark edildi. Bu olası suyun kaynağı olarak da gezegene çarpan kuyrukluyıdızlar ileri sürüldü.

Merkür hakkındaki bilgilerimizin asıl kaynağı Amerikan Havacılık ve Uzay Dairesi’nin (NASA), yaklaşık 40 yıl önce, 1973’te Venüs ve Merkür’ü incelemek amacıyla fırlattığı Mariner 10 adlı uzay aracıdır. Mariner 10’un, gönderdiği 2000 dolayında fotoğraf sayesinde, Merkür’ün yüzeyinin ancak yüzde 45’inin haritası çıkartılabilmiştir. 1990’da Dünya yörüngesine yerleştirilen Hubble Uzay Teleskopu, Merkür’e yönelik merakımızı giderebilecek kadar güçlüydü. Ne var ki Merkür’ün Güneş’e çok yakın oluşu Hubble’daki duyarlı aygıtların Merkür gözlemi sırasında hasar görebileceğini düşündürdü. O nedenle Merkür, Hubble ile de gözlenemedi. Neyse ki NASA’nın Ağustos 2003’te Merkür’ü incelemek amacıyla fırlattığı MESSENGER adlı uzay aracından da ilk veriler gelmeye başladı. MESSENGER, Ocak 2008’de Merkür’ün 200 km yakınından geçerken daha önce hiç görülmemiş güney kutup bölgesinin fotoğraflarını çekti. Bu gezegenle ilgili asıl veri akışı, uzay aracı Mart 2011’de Merkür’ün çevresinde bir yörüngeye oturduğunda başladı.

Merkür’ün bilim insanları açısından önemi Dünya, Venüs ve Mars’ın oluştuğu süreçte ortaya çıkmış bir başka karasal gezegen olmasından kaynaklanır. Ortak yaşanmış bu sürecin sonunda Merkür’ün neden böyle yoğun bir gezegen olduğunu, Mars ve Venüs manyetik alanlarını yitirmişken Merkür’ün neden hâlâ bir manyetosferinin kaldığını, aşırı ince de olsa atmosferinin sürekli kendini nasıl yenilediğini ve Merkür’le ilgili başka gizemli konuları açıklığa kavuşturmak, onları çözmek, gezegen oluşum süreçleri konusundaki bilgileri zenginleştirmesi açısından çok değerlidir.

Kaynak: 50 Soruda Evren

BİLİM DOSYASI : Venüs Nasıl Bir Gezegendir ?

Halk arasında Akşam Yıldızı ya da Sabah Yıldızı olarak da bilinen Venüs, Güneş’e en yakın ikinci gezegendir. Adını Romalıların Aşk ve Güzellik Tanrıçası’ndan alır. Gerçekten de geceleri Venüs’ün etkileyici parlaklığı, gökyüzündeki bütün yıldızları açık ara geride bırakır. Gezegen o denli dikkat çekicidir, o kadar göze çarpar ki, sık sık UFO zannedilir. Venüs bu çekici parlaklığını atmosferindeki kalın bulut tabakasına borçludur; çünkü bulutların albedosu, yani ışığı yansıtma gücü yüksektir. Venüs’ün bulutları Güneş’ten gelen ışınların büyük bölümünü (yüzde 80’ini) yansıtır.

Tıpkı Merkür gibi, Venüs de Güneş’e Dünya’dan daha yakın bir yörüngede döner. O nedenle o da Merkür gibi gökyüzünde hep Güneş’e yakın bulunur. Güneş battıktan sonra batı ufkunda ve Güneş daha doğmadan doğu ufkunda görülebilir. Ama Venüs, Güneş’e Merkür’den daha uzak olduğu için daha uzun bir süre, beş buçuk saat kadar, gökyüzünde kalır. Bu da gözlem için oldukça yeterli bir süredir. Küçük bir teleskopla bile gözlendiğinde, Venüs’ün de Merkür ve Ay gibi zamanla görüntüsünün değiştiği, yani evreleri olduğu anlaşılır. Venüs’ün evrelerini ilk gören 1610’da Galilei olmuştur. Galilei yaptığı bu gözlemden Venüs’ün aslında Dünya’nın çevresinde değil, Güneş’in çevresinde döndüğü sonucunu çıkarmıştır. Güçlü bir teleskopla, hatta dünyanın en güçlü teleskopuyla bile bakıldığında, Venüs yalnızca parlak bir daire şeklinde görülür. Optik teleskoplarla gezegenin yüzeyine ilişkin hiçbir ipucu elde edilemez; çünkü atmosferindeki kalın bulut tabakası buna izin vermez. Aylar boyunca süren gözlemlerde yalnızca evreden evreye geçen gezegen görülür: hilal Venüs, yarım Venüs, şişkin Venüs, yeni Venüs, hilal Venüs…

Venüs, Güneş Sistemi’nde en içte yer alan dört karasal gezegenden ikincisi ve Dünya’ya en çok benzeyenidir. Öyle ki Dünya’nın ikizi olarak kabul edilir. Bu iki gezegen büyüklük, yoğunluk, kütleçekim kuvveti ve kimyasal bileşim açısından birbirine benzer. Venüs’ün çapı 12.104 km’dir; Dünya’nınkinden 650 km kadar küçük. Kütlesi Dünya’nın kütlesinin yüzde 81,5’i kadardır. Kütleçekim ivmesi de yerçekimi ivmesinin 0,9 katıdır. Yani Dünya’da 80 kg gelen biri, Venüs’te 72 kg gelir. Ne var ki, iki gezegen arasındaki benzerlikler bunlarla sınırlı gibidir ve aslında yakından incelendiklerinde, aralarındaki benzerliklerden daha çok farklar dikkat çeker. Bunların başında da, Venüs’ün güneş rüzgârına ve kozmik ışınlara karşı kendisini koruyacak bir manyetik alanının olmayışı gelir.

venus-neden-ters-yonde-donuyor

Venüs’ün elips şeklindeki yörüngesi, gezegenler arasında çembere en yakın olanıdır; neredeyse tam bir çemberdir. Gezegen, Güneş çevresindeki bir turunu 225 günde tamamlar. Ama kendi ekseninde aşırı yavaş döner; bir günü 243 dünya günüdür. Yani Venüs’te bir gün, gezegenin bir yılından uzun sürer. Birçok gezegenin kendi ekseninde hızlı dönmesi nedeniyle ekvatorunda oluşan şişkinlik bu yavaş dönüş nedeniyle Venüs’te oluşmamıştır ve gezegenin yapısı küreye çok yakındır. Venüs’ün eksen eğimi de anormaldir: 177,4° (Dünya’nınki 23,5°dir). Bir başka deyişle Venüs, kendi ekseninde, Güneş Sistemi’ndeki bütün gezegenlerin tersi yönde, doğudan batıya doğru döner. Yani Venüs’te Güneş batıdan doğar ve doğudan batar. Gezegenin ekseninin dönüş yönünün nasıl değiştiği tam olarak bilinmiyor, ama buna milyarlarca yıl önce gerçekleşmiş şiddetli bir çarpışmanın yol açtığı düşünülüyor. Kendi eksenindeki dönüş yönüyle Güneş çevresindeki dönüş yönünün ters olması nedeniyle Venüs’te arka arkaya iki Güneş doğuşu arasında 117 gün geçer.

Venus,_Earth_venus-dunya

Venüs’te mevsimler yoktur. Bu hem yörüngesinin neredeyse çember şeklinde olmasından (gezegen Güneş’e hep aynı uzaklıktadır), hem de ekseninin yörünge düzlemine neredeyse dik olmasından kaynaklanır. Venüs yörüngesinde ilerlerken hiçbir zaman herhangi bir yarımküresi ya da kutbu belirgin bir biçimde Güneş’e dönük olmaz.

Teleskoplu ilk gözlemlerde, Venüs’ün sürekli bir bulut tabakasıyla kaplı olduğu ve yoğun bir atmosferi bulunduğu anlaşılmıştı. Buradan Venüs’ün sıcak ve nemli bir gezegen olduğu, hatta Dünya’nın yüz milyonlarca yıl önceki halini andıran, dev ormanlarla kaplı, tıpkı Karbonifer’in bataklık ormanları gibi ve değişik canlı türleriyle dolu bir yer olduğu görüşü yaygınlaştı, popülerleşti. Ne var ki gezegenin çok yoğun bir atmosferi olmasının dışında, bu popüler görüşün gerçekte hiçbir doğru yanı yoktu.

Venüs’ün yüzeyden 80 km yukarıya kadar uzanan, aşırı yoğun bir atmosferi vardır. Bu atmosfer Dünya’nınkinden çok farklıdır; ama tıpkı Dünya’da olduğu gibi Venüs’te de atmosferi iki temel gaz oluşturur: Karbondioksit (yüzde 96,5) ve azot (yüzde 3,5). Atmosferin geri kalan çok küçük bölümü de eser miktarda kükürtdioksit, argon, su buharı, helyum ve neondan oluşur. Gezegende, atmosferindeki karbonu kayalarda hapsedecek, Dünya’dakine benzer bir karbon çevrimi ya da biyokütle olarak bedenlerinde tutacak canlılar yoktur.

Yüzeyden 50-70 km yukarıda bulunan ve bütün gezegeni saran bulut tabakası yaklaşık 20 km kalınlıktadır. Venüs’teki bulutlar, Dünya’dakilere pek benzemez. Dünya’daki bulutlar su buharından oluşur ve beyaz renklidir. Venüs bulutlarının rengi beyaz değildir; içeriğindeki sülfürikasit nedeniyle sarıdır. Bu nedenle gezegende yağan yağmur da su değil, sülfirikasittir ve yağmur damlaları daha yüzeye varamadan, yaklaşık 25 km yukarıda, buharlaşır. Yüzeye yakın bölgelerde rüzgârlar çok yavaştır; saatte ancak birkaç kilometre hızla eser. Ne var ki, yükseklerdeki bulut tabakasında batıya doğru çok şiddetli esen rüzgârlar vardır. Öyle ki hızları bazen saatte 350 km’yi aşan bulutlar, dört günde bir gezegeni dolanır.

Venüs, adını Roma Aşk Tanrıçası’ndan almış olabilir, ama gezegenin yüzeyi ve atmosferi geleneksel cehennem tasvirlerini çağrıştırır. Güneş’e Merkür’den yaklaşık iki kat daha uzaktır ve gezegeni saran bulut tabakası yüzünden Merkür’ün aldığı güneş ışınlarının ancak dörtte birini alır. Bu durumda Venüs’ün aslında soğuk bir gezegen olması beklenir. Ne var ki Venüs, Güneş Sistemi’nin en sıcak gezegenidir. Kalın bulut tabakasının üstündeki sıcaklık -25 derece kadarken gezegenin yüzey sıcaklığı 470 dereceyi geçer. Bunun nedeni de sera etkisinin yol açtığı küresel ısınmadır. Venüs’ün atmosferine ulaşan güneş ışınlarının yüzde 80’i geri yansır. Bulutlardaki karbondioksit ve su buharı geri kalan güneş ışığının geçişine izin verir, ama yüzeydeki sıcak toprak ve kayalardan yayılan kızılötesi ışınların uzaya geçmesine izin vermez. Yoğun atmosferindeki karbondioksit bu ısıyı tutar. Şiddetli sera etkisi Venüs’ün sürekli sıcak kalmasına yol açar. Bulutlardan süzülen sarı-turuncu ışık yüzünden, gezegenin yüzeyi turuncu renkte görünür ve gündüzleri yeryüzünden biraz daha az aydınlık olur.

Venüs’ün ekvatoru kutuplarına göre daha çok güneş ışığı alır. Yine de bu bölgeler arasındaki sıcaklık farkı birkaç dereceyi geçmez. Aynı durum gece ile gündüz sıcaklıkları için de geçerlidir. Bulutların üstünde esen rüzgârlar ısıyı kutup bölgelerine iletir. Sonuç olarak mevsimlerin olmadığı Venüs’te hava durumunda da hiçbir değişiklik olmaz; hep aynıdır. Sıcaklığın yanında Venüs’ün yüzeyindeki basınç da anormaldir: 92 bar. Bu, yeryüzünde deniz düzeyindeki basıcın 92 katına ya da denizin yaklaşık 1 km derinliğindeki basınca eşdeğerdir.

Dünya’da yerkabuğu büyüklü küçüklü plakalardan oluşmuştur ve bu plakalar yılda birkaç santimetrelik çok yavaş, ama sürekli hareket halindedir. Bu hareketler depremlere ve yanardağ etkinliklerine yol açar. Venüs’ün kabuğuysa tek bir plakadan oluşur. Bu kabuğun yanlamasına hareketi yoktur; ama aşağı yukarı hareket eder. Bununla birlikte Venüs’te tektonik süreçlerin oluşturduğu birçok yüzey şekli yeryüzündekilerin aynıdır; ama Dünya’da hiç bulunmayan birtakım özgün yüzey şekilleri de vardır. Radar görüntülerine göre, Venüs’ün bütün yüzeyi kuru ve kayalıktır. Sıcaklık yüzünden sıvı su bulunmaz. Yüzeyin yüzde 85’lik bölümü lav akıntılarının oluşturduğu alçak ve görece düz alanlarla kaplıdır. Gezegenin yüzde 60’ının yükseklik ortalaması da 500 m’nin altındadır. Biri kuzey yarımkürede biri ekvatorun hemen güneyinde ve sonuncusu da güney kutup bölgesinde olmak üzere üç yüksek düzlük alan bulunur. Bunlar “kıta” olarak düşünülür; ama ne okyanusla çevrilidirler, ne de kendilerini taşıyan bağımsız plakaları vardır. “Kıta”lar yalnızca çevrelerindeki düz alanlardan birkaç kilometre daha yüksek düz alanlardır. Yaklaşık Avustralya büyüklüğünde olan kuzeydeki “kıta”nın adı Ishtar Terra’dır (İştar’ın Ülkesi). 11 km yüksekliğiyle gezegenin en yüksek dağı Maxwell Montes (Himalayalarla karşılaştırılabilecek bir dağ sırasıdır) burada bulunur. Güney Amerika kadar büyük olan güneydeki ilk “kıta”nın adı Aphrodite Terra’dır (Afrodit’in Ülkesi). Güney kutup bölgesinde yer alan ve yaklaşık Antarkitika kadar büyük olan üçüncü “kıta”nın adı da Lada Terra’dır (Lada’nın Ülkesi). Gökbilimciler birkaç istisna dışında Venüs’teki bütün yüzey şekillerine tarihteki ve mitolojideki ünlü kadınların adlarını vermiştir; İştar Babillilerin, Afrodit Eski Yunanların ve Lada da Slavların Aşk Tanrıçalarıdır.

Venüs’te Dünya’dakinin birkaç katı kadar yanardağ vardır. Bilim insanları gezegendeki volkanik etkinliklerin hâlâ sürdüğünü düşünüyor. 1978’de uzay araçlarının Venüs’ün atmosferinde ölçtüğü kükürtdioksit oranı, 1986’daki ölçümlerin on katı kadar çıkmıştı. Bu farkın nedeninin 1978’deki ölçümden kısa bir süre önce gerçekleşen büyük bir yanardağ etkinliği ve o sırada da atmosfere salınan bol miktarda kükürtdioksit olduğu düşünülüyor.

Yanardağların yanı sıra, Venüs’ün yüzeyinde asteroit ve kuyrukluyıldızların yol açtığı ve düzgün bir dağılım gösteren 963 çarpma krateri de vardır. Ama buradaki çarpma kraterleri başka gezegenlerdekilere pek benzemez. Çünkü Venüs’te şiddetli çarpmanın etkisiyle çarpma noktasının çevresinde aşırı ısınan kayalar bir türlü soğumaz, eriyik olarak kalır ve kraterin dışına doğru çiçek deseni oluşturacak şekilde akarlar. Bu kraterlerin en büyüğü 280 km çaplı Mead’dir. Venüs’te 1,5 km’den küçük çaplı çarpma krateri yoktur. Çünkü bu çapta bir krater oluşturacak göktaşları yaklaşık 50 m çapında olur ve 50 m’den küçük çaplı göktaşları da yoğun Venüs atmosferinden geçerken parçalanır, yanar ve yüzeye ulaşamaz.

Araştırmalar birkaç milyar yıl önce Venüs’ün atmosferinin Dünya atmosferine benzer bir yapıda olduğunu ortaya koyuyor. O dönemde Venüs’te de bol miktarda su bulunduğu düşünülüyor. Ne var ki o suyun yüzeyde değil de, atmosferde olduğu tahmin ediliyor. Venüs yüzeyinde göl ya da denizlerin olduğu pek düşünülmüyor. Ancak vardıysa bile, bu su da şiddetli sera etkisi nedeniyle zamanla buharlaşmış ve geride de çöl benzeri aşırı kuru bir gezegen kalmış olmalı.

Venüs, Ay’dan sonra Dünya’ya en yakın gökcismidir. Yine de en yakın olduğu dönemde bile, bize Ay’ın yaklaşık yüz katı uzaktır. Bu 41 milyon kilometrelik uzaklık aslında astronomik açıdan oldukça küçüktür. Bu nedenle Venüs, uzay araştırmaları için kolay bir hedef oluşturur. Optik teleskoplarla bulutların altı görülemez; ama ışık ışınlarının aşamadığı kalın bulut tabakasını radyo dalgaları kolayca aşar. Venüs hakkındaki ilk bilgiler de zaten radar gözlemleriyle elde edilmiştir. Gezegene gönderilen radyo dalgaları yoğun atmosferden ve kalın bulut tabakasından hiç zorlanmadan geçer, yüzeye çarpar ve yansıyarak Dünya’ya geri döner. Gelen radyo dalgalarından da Venüs’ün yüzey şekillerini gösteren resimler oluşturulur. Kuşkusuz daha ayrıntılı görüntüler ve veriler Venüs’ü incelemek için gönderilen uzay araçlarından elde edilmiştir.

Günümüzde Venüs üzerine çalışan bilim insanlarının temel amacı Venüs’ün bu zorlu atmosfer ve yüzey koşullarının nasıl ortaya çıktığını açıklığa kavuşturmaktır. Buradan yola çıkarak da yeryüzündeki iklim değişimlerinin neden ve sonuçlarını daha iyi anlamaya çalışırlar.

Venüs en çok uzay aracı gönderilen ve en iyi incelenen birkaç gezegenden biridir. Rusya (Sovyetler Birliği) ve ABD, Venüs’e, başarıyla veri ve görüntü aktaran, toplamda 20’yi aşkın uzayı aracı göndermiştir. Venüs’ü araştırmaya yönelik ilk uzay aracını Sovyetler Birliği 1961’de fırlatmıştır, ama uzay aracıyla bağlantı kısa süre sonra kopmuştur. ABD’nin Temmuz 1962’de fırlattığı Mariner 1 ise denize düşmüştür. Ama Ağustos 1962’de fırlatılan Mariner 2, Venüs’ün 34.000 km yakınına kadar gidebilmiştir. Mariner 2, gezegen araştırmalarına yönelik ilk başarılı uzay aracıdır ve gezegen araştırmaları çağı aslında onunla başlamıştır denebilir.

Sovyetler Birliği 1961 ile 1983 arasında Venüs’e Venera serisinden 16 uzay aracı göndermiştir. Bunlardan başarılı olan bir bölümü Venüs atmosferini incelemiş ya da yüzeye (bile) inmiştir. Örneğin Venera 13, 1 Mart 1982’de yüzeye inmiş, 470 derece sıcaklığa ve 92 atmosfer basınca tam 127 dakika dayanıp toprak analizi yapmış, Dünya’ya önemli bilgiler ve yüzeyin renkli görüntülerini aktarmıştır. 1978’de ABD, Pioneer Venus adlı uzay aracını Venüs’e göndermiştir. Bu aslında bir uydu ve bir sondadan oluşan bir araçtı. Uydu Venüs’ün yörüngesine oturdu ve 14 yıl boyunca gezegenle ilgili veri gönderdi. Sonda ise aslında biri büyük, üçü küçük dört sondadan oluşuyordu. Sondalar Venüs’e düşürüldü ve düşüşleri sırasında atmosfere ilişkin veri toplandı. ABD’nin daha sonra gönderdiği Magellan adlı uzay aracıysa 1990 ile 1994 arasında Venüs’ün yörüngesinde dönerek gezegenin haritasını çıkartmıştır.

Avrupa Uzay Ajansı (ESA) Kasım 2005’te Venüs’ü incelemek ve özellikle atmosferini araştırmak için Venus Express adlı bir uzay aracı göndermiştir. Bu uzay aracı Nisan 2006’da gezegenin çevresinde (kutuptan kutba) bir yörüngeye oturmuş ve onun yapay uydusu olmuştur. Venus Express, Venüs’ün atmosferini, bulutlarını ve birtakım yüzey özelliklerini 500 gün boyunca (iki Venüs günü) ayrıntılı olarak incelemiştir. Görevini başarıyla tamamlayan uydunun görev süresi de 2012’ye kadar uzatılmıştır. Venus Express aynı zamanda Venüs’ün yörüngesinden Dünya’daki yaşamın izlerini de gözlemiştir. Bu konudaki çalışmalardan, başka yıldız sistemlerindeki Dünya benzeri gezegenleri incelemede yararlanılması planlanmaktadır.

venus-uzay-araci

Son olarak Japon Uzay Araştırmaları Ajansı (JAXA) Venüs’e, Mayıs 2010’da AKATSUKI adlı bir uzay aracı yolladı. AKATSUKI de tıpkı Venus Express gibi Venüs’ün yörüngesine oturdu ve onun yapay uydusu oldu. Bu uydunun amacı da gezegenin meteorolojik olaylarını daha ayrıntılı olarak araştırmak, Venüs’ten uzaya kaçan gazları incelemek, volkanik etkinliklerin hâlâ sürüp sürmediğini bulmak ve Venüs’ün yakın plan fotoğraflarını çekmektir. Rusya da yıllardan sonra yine Venera serisinden bir uzay aracını, Venera-D’yi 2016’da Venüs’e göndermeyi planlıyor. Bu kez aynı uzay aracında bir uydu, bir yüzey aracı ve bir çift de atmosfer balonu yer alacak. Uydu, Venüs’ün çevresinde dönerken balonlar atmosferde (en az 5 gün boyunca) iki farklı yükseklikte kalacak ve yüzey aracı da Venüs’ün yüzeyinde araştırmalar yapacak. Asıl amaç yine Venüs’ün atmosferini incelemek, ama yüzey aracıyla toprak analizi ve sismik araştırmalar da yapılması planlanıyor.

Kaynak: 50 Soruda Evren

BİLİM DOSYASI : Asteroit Nedir ?

Asteroitler Güneş Sistemi’nin oluşumundan beri vardır. Daha doğrusu onun bir parçası olarak oluşmuşlardır. Dünya’nın ve Güneş Sistemi’nin oluşumuna, ilk dönem tarihine ve yapısına ilişkin çok önemli bilgiler içerirler. Birçok gökbilimci onları o dönemden kalan fosiller olarak görür. Ne var ki 19. yüzyılın başına kadar kimse onların varlığından haberdar olamamıştır. Çünkü asteroitler o döneme kadar olan en gelişmiş teleskoplarla bile görülemeyecek denli küçüktür. Görülen asteroit Ceres, 1801’de keşfedildiğinde 9. gezegen olduğu düşünülmüştü. Ardından Pallas keşfedildi ve o da 10. gezegen oluverdi. Ne var ki aynı bölgede keşfedilen gezegenlerin giderek artması gökbilimcileri kuşkuya düşürdü. Her yıl bu “minik gezegenler”den birkaç tane keşfedilmeye başlayınca, 1821’de gezegenlikten asteroitliğe düşürüldüler. 19. yüzyılın sonuna gelindiğinde, keşfedilmiş 464 asteroit vardı. 20. yüzyılın sonunda bu sayı 100.000’i geçti. 2010’daysa 400.000’in üzerinde asteroit keşfedilmiş durumdaydı. Günümüzde her ay yaklaşık 5000 yeni asteroit keşfediliyor.

Asteroitler Güneş Sistemi’nin hemen her yanına dağılmış durumdadır. Ancak yüzde 90’ı Mars ile Jüpiter’in yörüngeleri arasında yer alır. Yörüngeleri 2,3-3,3 AB aralığında değişir. Bazısının basık, bazısının da çembere yakın elips şeklinde yörüngeleri vardır. Tıpkı minik birer gezegen gibi Güneş’in çevresinde gezegenlerle aynı yönde dönerler. Asteroitlerin yoğun olarak bulunduğu bu bölgeye Asteroit Kuşağı denir. Asteroitler çok değişik büyüklüklerde ve başlarından geçen şiddetli çarpışmalar nedeniyle de garip şekillerde olur. Bazıları yüzlerce kilometre, bazıları da yalnızca birkaç metre çapındadır (Bunlara meteoroit de denir). Asteroitlerin büyüklükleriyle sayıları arasında ters bir ilişki vardır. Çapları küçüldükçe sayıları çok artar. Örneğin çapı 1,5 km’den büyük en az 750.000 asteroit olduğu tahmin edilmektedir. Çapı 100 km’den büyük asteroit sayısı 200’den biraz fazladır. Öte yandan teleskoplarla görülemeyecek denli küçük, çapı yalnızca birkaç metre olan asteroitlerdense milyarlarca olduğu tahmin ediliyor.

asteroit-kusagi

Eskiden bu asteroitlerin çok şiddetli bir çarpışma sonucunda parçalanmış bir gezegenin kalıntıları olduğu düşünülürdü. Artık tam tersi bir sürecin ürünü oldukları düşünülüyor. Yani asteroitler güneş bulutsusundan artakalan, bir türlü birleşip bir gezegen oluşturmayı başaramamış döküntülerdir.

Bütün asteroitler Asteroit Kuşağı’nda yer almaz. Örneğin asteroitlerin bir bölümü Jüpiter ile aynı yörüngeyi paylaşır ve Jüpiter’i 60° geriden izler; bir bölümü de dev gezegenin 60° önünden gider. Bunlara Troyalılar denir. 3000’i Jüpiter’in önünde, 1500’ü de gerisinde ilerleyen 4500 dolayında Troyalı saptanmıştır. Neptün’ün yörüngesinde yedi ve Mars’ın yörüngesinde de dört Troyalı benzeri asteroit keşfedilmiştir.

Güneş Sistemi’nin her yerine dağılmış halde bulunan asteroitlerin sayıları ve büyüklükleri tam olarak bilinmemektedir. Asteroitler Güneş Sistemi’nin geçmişi hakkında önemli bilgiler içermenin yanı sıra, Dünya’nın geleceğini belirleme gücünü de taşırlar. Olacağını öngörebileceğimiz yegâne doğal felaket asteroit çarpmasıdır. 6 Ekim 2008’de sıradan gökyüzü gözlemleri sırasında 2008TC3 adı verilen küçük bir asteroidin hızla Dünya’ya yaklaşmakta olduğu fark edilmişti. Değişik yerlerdeki 27 amatör ve profesyonel gözlemcinin gönderdiği bilgiler doğrultusunda yapılan hesaplar asteroidin 19 saat içinde Dünya’ya çarpacağını gösteriyordu. Çapı 2-5 m olan 2008TC3, atmosfere saatte 45.000 km’lik bir hızla girdi ve Sudan’daki Nubye Çölü’nde yerden yaklaşık 35 km yukarıda patladı. Meteosat8 adlı meteoroloji uydusu patlamayı kaydetti. Bu olay, önceden fark edilen ve izlenebilen ilk asteroit çarpmasıdır. O nedenle bizim için belki de önem taşıyan asıl asteroitler, yörüngeleri Dünya’ya yakın olan büyükçe asteroitlerdir. Bunlara Dünya’ya Yakın Asteroitler (DYA) denir. Mayıs 2010 itibariyle çapı 50 m ile 32 km arasında değişen 7075 dolayında DYA saptanmış durumdadır. Bunlardan 900 kadarının çapı 1 km’den büyüktür. Bu asteroitlerden bazılarının yörüngesi Dünya’nın Güneş’in çevresindeki yörüngesiyle kesişir. Saptanmış bu asteroitler sürekli izlenir. Yapılan hesaplara göre, önümüzdeki yüzyıl içinde bunlardan herhangi birinin Dünya’ya çarpma olasılığı yoktur. Ne var ki çapı 1 km’nin üzerinde henüz keşfedilmemiş birçok asteroidin Dünya’nın yakın çevresinde dolandığı da tahmin edilmektedir.

Asıl hedefi Jüpiter olan bir asteroidin ilk yakın plan fotoğraflarını Galileo uzay aracı Ekim 1991’de çekmiştir. Gaspra adı verilen ve 18 km x 10,5 km boyutlarındaki bu asteroit gerçekte küçük bir asteroittir.

Dünya’daki tektonik ve volkanik etkinlikler, yeryüzünün yüz milyonlarca yıllık zaman dilimlerinde yenilenmesine; yeni kaya tabakalarının oluşmasına, eskilerinin de ortadan kalkmasına yol açar. Günümüzde yeryüzünde Dünya’nın oluşum döneminden kalan hiçbir kaya yoktur. Bulunan en eski kayalar yaklaşık 4 milyar yaşındadır. Öte yandan asteroitler Güneş Sistemi’nin oluşumundan kalmış nesnelerdir. Çok önemli bilgiler içerirler. Ama onlardaki bu bilgileri elde etmek ciddi bir sorundur. Çoğunun yalnızca var olduğu ve büyüklüğü bilinir. Son 15 yılda asteroitlere yönelik uzay sondalı birçok araştırma yapılmıştır. Galileo uzay aracı Jüpiter’e giderken 1991’de ve 1993’te, Cassini uzay aracı da Satürn’e giderken 2000’de bazı asteroitleri gözleme şansı yakalamıştır. Şubat 1996’da fırlatılan NEAR adlı uzay sondası 243 Mathilde ve 433 Eros adlı iki asteroidi ziyaret etti. Mathilde’nin yakınından geçen NEAR, bir yıl kadar Eros’un uydusu oldu ve onun 35 km uzağında bir yörüngede dönerek onunla ilgili sürekli veri ve fotoğraf gönderdi. Görevinin sonunda da o asteroide düşürüldü. Japon Havacılık ve Uzay Araştırmaları Ajansı’nın (JAXA) Mayıs 2003’te fırlattığı Hayabusa adlı uzay sondası Kasım 2005’te 25143 Itokawa adlı asteroide indi; ondan toprak ve kaya örnekleri toplayıp Haziran 2010’da Dünya’ya getirdi. NASA’nın Eylül 2007’de fırlattığı Dawn adlı uzay aracının hedefi Asteroit Kuşağı’nın iki büyük üyesi Vesta ve Ceres. Temmuz 2011’de Vesta’ya ulaştı ve incelemeye başladı. Dawn, 2015’te de Ceres’i inceleyecek. NASA’nın, 2025’te bir DYA’ya insan indirme planları da var.

Kaynak : 50 Soruda Evren