Güneş Sistemi Gezegenler Ve Uyduları
GÜNEŞ
Güneş sisteminin merkezinde yeralan , en yakın yıldız , Dünyadan ortalama 149 . 591 . 000 km uzaklıkta , 1 , 39 milyon km çapında , ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneşin en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha ağır elementleri içerir . 1 , 99x10 ( 33 ) erg/saniye hızıyla enerji üretir . Bu enerji , en çok , görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yerde yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir .
Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha ağır olan bilinen en büyük yıldızlara karşılaştırılınca , Güneş , astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer . Ama kütlesi ve yarıçapı , Gökadamızdaki ( samanyolu ) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüğüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yerden daha küçük ve daha hafiftir . Güneş , tayfı , yüzey sıcaklığı ve rengi nedeniyle , astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce” diye de sınıflandırılır . Yüzey gazlarının yaydığı ışığın tayf şiddeti , 5000 Aya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışığının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir .
Güneşle ilgili modern çalışmalar , Galileinin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneşin dönüşünü bulmasıyla 1611de başladı . Güneşin büyüklüğüne ve Yerden uzaklığına ilişkin ilk yaklaşık doğru belirleme , 1684te yapıldı; bu belirlemede , Fransız Akademisinin 1672de Marsın Yere yaklaşması sırasında yaptığı nirengi ( üçgenleme ) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı . Joseph von Fraunhofer tarafından 1814te Güneşin soğurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859da bunun fiziksel yorumunun yapılması , güneş astrofiziği çağını başlattı; bu dönemde , Güneşi oluşturan maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanağı doğdu . 1908de George Ellery Hale , güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939da Hans Bethe , güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı rolü aydınlattı .
Yeni gelişmeler , bilim adamlarının Güneşle ilgili görüşlerini değiştirmeyi sürdürmektedir . Güneş rüzgarının doğrudan doğruya belirlenmesi 1962de gerçekleştirilmiş , Güneşin yüksek hızlı tekrarlanan akıntılarının kaynaklarıysa 1969da taç ( korona ) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir .
Yeni Gelişmeler
Güneşin hala çözülememiş birçok gizi vardır . Sözgelimi , güneş enerjisinin en büyük kaynağı olduğu düşünülen proton-proton tepkimesinin , “nötrino” diye adlandırılan belirli sayıda parçacık da üretiyor olması gerekir; ama günümüze kadar yapılan araştırmalarda , kuramın öngördüğünden çok daha az nötrino belirlenmiştir . İleri sürülen köktenci bir önermeye göre , Güneş , beklendiğinden daha az nötrino üretir; çünkü toplam kütlesinin yaklaşık %0 , 5ini oluşturan demir-plazma bir çekirdeği vardır . Bazı fizikçilerse , büyük birleşme kuramlarında öngörülen ve bazen evrendeki “kayıp madde” olduğu ileri sürülen zayıf etkileşimli çok büyük parçacıkların ( “Wimp”lerin ) Güneşin derinliklerinde var olabilecekleri ve Güneşin sıcaklığını , nötrinoların olmayışını açıklayacak kadar düşürebilecekleri biçiminde bir kuram geliştirmişlerdir . Başka bir öneriye göre de , Güneşin çekirdeğindeki elektron türü nötrinolar , yüzeye doğru ilerlerken , günümüzdeki detektörlerle gözlenemeyen muon türü nötrinolara dönüşmektedir .
1960 yıllarının başlarında , ışıkkürenin ışınım salınımları ( osilasyon ) belirlenmiştir; o tarihten bu yana söz konusu salınımlar , Güneşin taşınım kuşağını oluşturan belirli tabakalar arasında “ses dalgalarının rezonant yakalanması” diye açıklanmaktadır . ABD Ulusal Güneş Gözlemevinin öncülüğüyle , Küresel Salınım Ağı Grubu , bu salınımları yakından araştırmaktadır . Bu tür araştırmalar sayesinde bilimadamları , ışıkkürenin altında gözlenen Güneş tabakalarının yoğunluk , sıcaklık ve hız kalıplarını irdeleme olanağını elde etmektedirler: Bilimadamları , yaklaşık 80 yıllık bir çevrimle Güneşin çapının , ortalama çapın aşağı yukarı %0 , 01i kadar dalgalandığını da gözlemişlerdir . Daha uzun dönemli genleşip büzülmelerin de söz konusu olabileceği düşünülmektedir .
MERKÜR
üneşe en yakın gezegen . Merkür , sıcaktan kavrulan uydusuz küçük bir dünya görünümündedir . Gök dürbünüyle ya da teleskopla gözlemlendiğinde , yörüngesinin Yer ile Güneş arasından geçmesi nedeniyle , evrelerinin Aya benzer olduğu görülür . Ancak , söz konusu evreler , yüzeyinin incelenmesini güçleştirmektedir; çünkü , Yere en yakın olduğu zaman , gezegenin Yere dönük yüzeyi gölgede kalır; aydınlık yarıküresini Yere döndürdüğünde de , çok uzakta bulunur .
Merkürün ekvator çapı 4 . 880 kmdir . Kütlesi çok küçük , ağırlığı Yerin ağırlığının yaklaşık yirmide biri kadardır . Bir karşılaştırma gerekirse , Yere değil de Aya göre yapmak yerinde olur . Çekiminin zayıf olması nedeniyle , atmosferinin aşağı yukarı tümünü yitirdiği sanılmaktadır . Bununla birlikte Fransız gökbilimcisi Dollfus ve Rus gökbilimcisi Moroz , bir karbondioksit atmosferinin izlerine rastladıklarını ileri sürmüşlerdir . Yüzeyinin hemen üstündeki az miktarda hidrojen , helyum ve oksijenin , Güneş rüzgarı kökenli olduğu düşünülmektedir .
Merkür , dolanımını yaklaşık 88 Yer gününde tamamlar; dolayısıyla Merkür yılı , Yer yılından dört kat kısadır . Güneşe uzaklığı yaklaşık 58 milyon kmdir; bu nedenle , Güneşin yaydığı ışınım ve taneciklerle baştan başa taranır . Merkürün yüzeyinde , Aydaki denizleri oluşturan büyük lav akıntılarına benzer , koyu renkli , hareketsiz lekeler görülür; ancak bunları gözlemlemek ve gezegenin haritasını çizmek oldukça güçtür .
XIX . yyda yanlış bir yorumla , Merkürün bir yüzünün sürekli Güneşe dönük olduğu , gölgede kalan yarıküresinde sonsuz bir gece olduğu , bu nedenle de gölgede kalan yarıkürede , sıcaklığın mutlak sıfıra yakın olması gerektiği düşünülmüştür . Oysa , 1962de ABDli gökbilimci Howard , Merkürün karanlık yarıküresinin , sanıldığından daha sıcak olduğunu belirlemiştir . Bu veri , gezegenin kendi çevresinde , yörüngesel dolanımından daha değişik bir devirle döndüğünü gösterir .
Merkürde gün süresi , radar ölçümleriyle yapılan hesaplara göre , çok uzundur ve ekseni çevresinde çok yavaş dönen gezegen , yaklaşık 58 Yer gününde tam bir dönüş yapar . Çok hızlı dolanımı göz önünde alınırsa , Merkürün yüzeyindeki bir noktada Güneşin art arda iki yükselişi arasındaki aralık , 167 Yer günü sürer: Yani , gezegende , her “gündüz” , 2 Yer yılı sürer .
Merkürün yüzeyindeki her noktayı , Güneş üç ay süreyle yakar , kavurur; sonraki üç aydaysa , buzlu bir gece egemendir . Bu nedenle Merkürde yaşam bulunmadığı kesinleşmiştir .
1974te ABD uzay aracı Mariner 10un gönderdiği , Merkürün yüzeyiyle ilgili ayrıntılı fotoğraflardan , büyük yanardağ kraterleriyle dolu yüksek yaylaların , yüzeyine Ayın yüzeyine benzer bir görünüm verdiği belirlenmiştir . Ayrıca , Aydakini andırır ovalar ( en büyüğü 1 . 300 km ) bulunduğu belirlenmiştir .
VENÜS
Güneş sisteminde Yer ile Merkür arasında yeralan gezegen . Güneş ve Aydan sonra en parlak gök cismi olan , gece ilk parlayan , sabah son sönen yıldız olduğundan halk arasında Çobanyıldızı , Çolpan , Çulpan da denen Venüs , 50 km kalınlığında , 400 km/saat hızla esen şiddetli rüzgarların etkisiyle çevresini 4 günde dolaşan kalın bulutumsu bir örtüyle kaplı olduğundan Yere en yakın ( 41 milyon kilometre ) gezegen olmasına karşılık , en az tanınan gezegendir . Atmosferin başlıca özellikleri arasında 25 km yükseltiye kadar berrak ve sakin olması , sıcaklığın 500° Ca , basıncın 100 bara yaklaşması ve %95 oranında karbondioksit gazı içermesi sayılabilir . Ekvator çapı 12 . 104 km , kutup çapı 12 . 104 km , basıklığı 0 , Güneşe en çok uzaklığı 109 . 000 . 000 km , Yere en çok uzaklığı 258 . 000 . 000 km , Güneşe en az uzaklığı 107 . 400 . 000 km , Yere en az uzaklığı da 41 . 000 . 000 kmdir .
Venüs 8 sondasıyla yapılan ölçümler , gezegen yüzeyinde sıcaklığın 460° C 48° C arasında değiştiğini göstermiştir . Güneş ışınları bulutlardan yavaş yavaş sızarak yüzeye ulaşır; gezegenin göğü sürekli kapalı olduğundan , ısı çok küçük ölçülerde ışıyabilir . Üstelik atmosfer , kayaçlar üstünde büyük bir basınç uygular . Sondalar , gezegen yüzeyinde yaklaşık 87 , 3 atmosferlik bir basınç ölçmüştür . Yüzeyin ilk fotoğraflarını , Venera 9 ve Venera 10 uyduları çekmiş , 1982de Venera 13 ve Venera 14 renkli fotoğraflar elde etmişlerdir .
DÜNYA
Güneş sisteminin dokuz gezegeninden biridir . Güneş'e 149 . 000 . 000 km uzaklıkta olup yarıçapı 6 . 377 km dir . Dünya nın %71 su dur . Yoğunluğu 5 . 5 dur . Atmosfer inin %78i azot tur . Dünya nın en yüksek noktası 8878 m ile Everest Tepesidir . Dünya nın en alçak noktası 10 . 900 m ile Mariana Çukurudur . Kendi etrafında 24 saatte , Güneş etrafında 365 günde döner . 23 ° 27 ¢ lık dönme ekseni eğimine sahiptir Bir uydusu vardır . Dünya nın uydusu olan Ay , Dünya etrafında 29 saatte döner .
AY
Ay , Dünyanın tek doğal uydusudur ve bazı özellikleri nedeniyle Güneş sisteminin değişik bir üyesidir . 3 . 476 kmlik çapıyla Dünyanın dörtte biri büyüklüğündedir ve 81 , 3 kat daha hafiftir . Güneş sisteminde Aydan hem daha büyük , hem de daha ağır uydular bulunmasına karşın , Plutonun yeni keşfedilen uydusu dışında hiçbiri , uydusu oldukları gezegenlerden yoğunluk ve hacim bakımından fazla farklı değildir . Dünya-Ay sistemi tam anlamıyla çift gezegen oluşturmaktadır .
Gökbilimsel Veriler
Ay , Dünyanın çevresinde , Dünyanın Güneş çevresinde döndüğü düzleme 5° 8 43” bir eğimi olan elips biçimli bir yörünge üzerinde döner . Dünyaya olan uzaklığı 356 . 000 km ile 407 . 000 km arasında değişir; ortalama uzaklığı 384 . 000 kmdir . Bu uzaklık en yakın durumda olduklarında bile Venüs ve Merihe olan uzaklığın %1i kadardır . Gökyüzünde gördüğümüz Ay yuvarlağının çapı 31 5” 2 dolayındadır .
Ayın Dünya çevresindeki dönüşünü tamamlayarak gökyüzünde eski durumunu alması , 27 gün , 7 saat , 43 dakika ve 11 , 6 saniye alır . Dünya Güneşin çevresinde Ayın dönüş yönüyle aynı yönde döndüğü için aynı görünüşe ulaşılması 29 gün , 12 saat , 44 dakika ve 2 , 8 saniye sürer . Bu süre iki dolunay arasındaki zamana eşittir ve çok eski zamanlardan beri bilinmektedir . Ay'n ortalama hızı , 1 , 023 km/saniyedir . Ve bu değer ortalama açısal hız olarak saatte 33 dakikalık bir açıya eşdeğerdir; bu da Ayın çapından biraz fazladır .
Uzaydaki hareketinin yanısıra Ay , 27 gün , 7 saat , 43 dakika ve 11 , 6 saniyede kendi ekseni çevresinde de döner . Bunun sonucu olarak hemen hemen her zaman aynı yüzü Dünyaya dönüktür . Yörüngesel hareketindeki düzensizlikler ve yörüngesinin ekliptik düzleme eğik olması “optik titremeler” yaratarak Dünyadan Ayın yüzeyinin %59unun görünmesini sağlar . Kalan %41lik bölüm , Luna 3 adlı Rus uzay gemisinin Ekim 1959da fotoğraflarını çekmesine kadar bilinmiyordu . O günden bu yana ayrıntılı haritaları çıkarılmıştır .
İç Yapısı
Ayın iç yapısına ilişkin en önemli ipuçlarını yoğunluğu ve hacmi verir: Ortalama yoğunluğu 3 , 34 gr/cm3tür . Apollo Programı 31in Aydan Dünyaya getirdiği taşların yoğunluğu 3 , 1 ve 3 , 5 gr/cm3 arasında değiştiği için , bu bulgu Ayın iç yapısının dış yapısından çok fazla farklı olması yani yoğunluğunun çok farklı olması- olasılığını azaltmaktadır .
Ayın litostatik basıncı , yüzeyde sıfır ve merkezde 47 , 1 kilobar , litosferin çoğu yerindeyse ortalama 10 kbdır . Bu değer , tipik Ay taşlarının ezici gücünün de üzerindedir ve bu yüzden egemen olan basınç , kütlesinin çoğunun katı maddelerden oluşmasına karşın Ayın küresel biçimli olmasını sağlar . Kütlesinin sertliği , Apollonun Ay yüzeyine yerleştirdiği sismograflarca da doğrulanmıştır . Tüm kanıtların ışığında , Ayın depremler açısından Dünyadan çok daha sakin olduğu görülmektedir .
Kaydedilen Ay sarsıntılarının merkezlerinin Ayın kabuğunun 600-900 km altında olduğu saptanmıştır . Bu sarsıntıların sismik kayıtlarının gösterdiği basınç ve esnek dalgalar , bu dalgaların yayıldığı katmanların sıvı olamayacağını göstermektedir . Ay sarsıntılarının sönme süresinin bu denli uzun olması , Ay yüzeyinin ölçülebilen miktarda sismik dalgalar yayabilmesi için oldukça çatlak katmanlardan oluştuğunu göstermektedir .
Sismik kayıtların gösterdiği sertlik derecesine koşut olarak , Ayın uzaydaki hareketi boyunca Güneş rüzgarıyla etkileşmesinin kayıtları da Ayın bir iletken gibi davrandığını doğrular . İletkenliği , 1 . 500° Cde hala katı gibi davranabilen silikon taşlarınkine denktir . Ayın iki kutuplu bir magnetik alanının olmaması , Ayın madeni bir çekirdeği olmadığını kanıtlar .
Kimyasal Yapısı
Ayın kimyasal yapısına ilişkin ilk verileri , 1969 yılında Apollo Dünyaya getirdi . Bu verilerin dayandığı taşlar Ayın yüzeyinden alınmış olmasına karşın , Ayın iç yapısının fazlaca farklı olduğunu düşünmek için bir neden yoktur . Atomik bileşim olarak Ayda en fazla bulunan element oksijendir: Ayın kabuğunun ağırlık olarak %60ını oluşturur . Oksijeni , %16-17 ile silikon , %6-10 ile alüminyum , %4-6 ile kalsiyum , %3-6 ile magnezyum , %2-5 ile demir ve %1-2 ile titanyum izler . Tüm diğer elementler ağırlık olarak %1den daha azdır . Oksijen , silikon ve alüminyum , Ayda da Dünyada bulundukları miktara yakın miktarda bulunurlar . Demir ve titanyum miktarları Ayda daha fazladır; alkali metaller , kömür ve nitrojense Dünyaya oranla daha az bulunur .
Bu elementlerden oluşan bileşiklerden silis ( SiO2 ) , ağırlık olarak Ay kabuğunun %40-50sini oluşturur . Dünyanın kabuğundaki silis miktarı %48 , 5tir . Demir oksit ( FeO ) ve kalsiyum oksit ( CaO ) Ayın kabuğunda %10-20lik bir ağırlık taşırlar . Tüm oksitlenmiş bileşikler Ayda oksitlenmelerinin en düşük durumunda bulunurlar: çünkü , 1 . 100-1 . 200° C ısılarda katılaşmışlardır . Ayda H2Onun ( suyun ) hiçbir biçimi bulunmaz; ayda su izine rastlanmamıştır . Ayda bulunan hidrojen , Güneş rüzgarlarınca taşınmıştır ve oksitlenmeyle oluşan su , hemen Güneş tarafından ayrıştırılır .
Yüzey Özellikleri
Daha ayrıntılı teleskopik ve uydu gözlemleri olduğu kadar çıplak gözle yapılan gözlemler de Ayın iki farklı türde araziden oluştuğunu gösterir . İlki engebeli , daha parlak , dağlarla doludur ve Ayın görünen yarısının üçte ikisini görünmeyen yarısınınsa onda dokuzunu kaplar . İkinci türe Latince “denizler” anlamına gelen maria adı verilir . Kıtalar için kullanılan “yükseklikler” sözcüğü de , gerçek anlamı düşünüldüğünde , o alanın tümü yüksek olmadığı için yanlıştır . Maria da , o alanın suyla hiç ıslanmadığı düşünüldüğünde yanlış bir addır .
Ayın teleskoplarla incelemesi sonucunda tüm yüzeyinin kraterlerle kaplı olduğu anlaşılmıştır . Kraterlerin sayıları çok fazladır; büyüklükleri , Mare İmbrium ( Yağmur denizi ) ya da Mare Orientale ( Doğu denizi ) gibi oluşumların 1 . 000 km genişliğinden , Apollonun Dünyaya getirdiği saydam taşların oluşturduğu 10-20 mikronluk çukurlara kadar değişir . Bu oluşumların kökeni artık belirlenmiştir: Asteroitlerden kuyrukluyıldızlara kadar çeşitli gök cisimlerinin etkisiyle oluşmuşlardır . Ayın yüzeyi bir atmosfer tabakasıyla kaplı olmadığı için , Aya çarpan tüm cisimlerin Ay üzerindeki etkileri , saniyede birkaç kilometrelik kozmik hızlarla oluşmaktadır . 3 km/saniye hızla hareket eden bir parçacık , aynı ağırlıktaki TNTnin patlamasıyla çıkan enerjiye eşit miktarda kinetik enerjiye sahiptir . Bu kinetik enerji bir etkiyle harcandığında , mekanik ya da ısıl enerji olarak başka bir biçim alır; sonuç , krater adı verilen izlerdir . Küçük ve orta büyüklükteki kraterler , vuruş merkezindeki taş tabakalarını ortaya çıkaracak biçimde oluşmuştur . 100 kmlik büyük kraterlerin oluşumunda ortaya çıkan ısı , tüm krater yüzeyinin eriyik maddelerle kaplanmasına yolaçmıştır . Ayın yüzeyindeki en büyük oluşumlardan dairesel Mariada yüzeyin lavlarla kaplanması , kraterin oluşumundan yalnızca birkaç yüz milyon yıl sonra oluşmuştur .
Bu bilgiler , Apollonun getirdiği Ay taşlarının mineral bileşimiyle tamamen uyuşmaktadır . Mineraloji açısından Ay “maria”sının çukurlarını kaplayan koyu saydam maddenin ana yapısı , bazaltlı gabbro olarak tanımlanabilir . Bu madde , Dünyadaki lavlara benzerse de demir ve titanyumca daha zengindir . Buna karşı , kıtasal alanları oluşturan taşlar , Dünyadaki granitlere benzeyen feldispat taşlarıdır . Bunlar , Anortozit denen bir çeşit saf feldispat içerirler . Anortozitler bazalt taşların demir ya da magnezyumunu alüminyumla değiştirip onların hem daha açık renkli olmasını sağlamış , hem de ağırlıklarını azaltmıştır . Ayda anortozitlerin bulunması , Ayın kabuğunun kimyasal olarak farklılaşmış ve demir gibi ağır elementlerin daha hafif bileşenlere ayrılmış olduğunu gösterir . Buna ek olarak , anortozitler çoğunlukla iri taneli mineraller içerirler . Bunun anlamıysa , eriyik durumundayken yavaş yavaş soğudukları , dolayısıyla bu olayın Ay yüzünde gerçekleşmediğidir .
Aydaki kayaların fiziksel dokusu , kimyasal bileşimlerinden daha da ilginçtir . Çünkü bu doku , Ay yüzeyi oluşumlarının kökenini ortaya koymaktadır . Dikkat çekici olan , Ay kıtalarından getirilen gereçlerin ağırlıkla %85-90ını breşlerin oluşturmasıdır . Breşler , önceden var olan billursu yapıdaki kayalardan oluşan polimiktik ( çeşitli maden tozlarından oluşan ) konglomeralardır . Bu kayalar , ilk katılaşmalarından önce ortaya çıkan olaylar sonucu , farklı kökenlerden türemiş köşeli parçalar oluşturarak kaynaşmışlardır . Böylesi breşlerin yapısında ani başkalaşımlar ( yüksek sıcaklığın ve çarpmayla oluşan basıncın yol açtığı değişiklikler ) belirgin biçimde görülür . Buradan da , çeşitli büyüklüklerdeki gök cisimlerinin yüksek hızlarla Ay yüzeyine çarparak breşlerin kendilerine has yapısını değiştirdiği kesin olarak anlaşılmaktadır . Ay yörüngesindeki uzay araçları , yerçekiminin son derece yüksek olduğu bölgeler buldu . Maskon adı verilen bu bölgeler , genellikle maria alanlarının pek çoğunun altında bulunur . Bunların , çarpma etkileriyle maria alanlarını oluşturan cisimlerdeki maddelerin ya da aynı alanların lav püskürmesi sonucu eriyik durumundaki iç katmanlardan gelen volkanik kayalardaki yoğun maddelerin derine gömülmüş artıklarının kimi yerlerde yoğunlaşması sonucu ortaya çıktıkları düşünülmektedir .
Sıcaklık
Ayın tek ısı kaynağı Güneştir , dolayısıyla atmosferden yoksun olmasaydı ortalama sıcaklığı yeryüzününkiyle aynı olacaktı . En yüksek ve en düşük sıcaklıklar arasındaki fark çok yüksektir . Güneşin hemen altındaki Ayın tropikal bölgesinde yüzey sıcaklığı 130° Cdir; ancak , yüzey gün batımına doğru hızla soğur ve gece yarısıyla Güneşin doğması arasında 173° C düşer . Bu yüzden Ayın tropikal bölgesindeki günlük sıcaklık değişimi , 300° Cı geçer; suyun günlük kaynama sıcaklığının çok yukarılarından sıvı havanın sıcaklığına kadar değişiklikler gösterir . Ancak bu alt ve üst sınırlar , yalnızca tropikal bölge ve uzaya açık yüzey için geçerlidir . Ay yüzeyindeki maddelerin yalıtıcı özelliklerinden ötürü , günlük sıcak ya da soğuk dalgaları , yarım metreden daha aşağısını etkilemez: Bu derinliklerde radyo spektrumu içinde kalan ısı yayılımı gün boyunca sabit kalır ve -30° C dolayında bir ortalama sıcaklığa denktir .
Oluşum
1969-72 yılları arasında Apollo ekiplerinin Ayın çeşitli yerlerinden topladıkları kayaların radyometrik yüzölçümleri , Ayın yerbilimsel tarihine ilişkin kanıtlar ortaya koydu . Her bir bölgede bulunan maddeler arasındaki en eski parçacıkların yaşı , 4 , 5-4 , 6 milyar yıl arasındaydı . Bilinen en eski krondritik meteorların yaşı da bu civarda olduğundan , tüm Güneş sisteminin yaşı da 4 , 6 milyar yıl olabilir . Bu yaştaki hiçbir madde büyük parçalar halinde duramayacağından Ayın oluşumunun ilk 200 ya da 300 milyon yılı sırasında , yani bombardıman etkisi yapacak gezegenler arası maddelerin büyük ölçüde yok olmasından önce , Ay yüzeyinin bombalanması sonucu bu maddeler , parçalanıp Ayın dört bir yanına taşınmış olabilir .
Yaş ölçümü sonuçları , Ayın değişik bölgelerini ortadan kaldıran ve kraterler oluşturan çarpmaların büyük bir bölümünün , Ayın oluşumunun ilk 500 milyar yılı içinde gerçekleştiğini gösterdi . Dairesel maria olarak bildiğimiz oyuklara yolaçan bu çarpmaların en büyüğü , Ayın oluşumundan 400-800 milyon yıl sonra ya da günümüzden 3 , 3-3 , 8 milyon yıl önce gerçekleşti . Oluşumunun ilk 800 milyon yılında Ay yüzeyinde başka bir bazalt görülmedi , 600 milyon yıl sonrasına kadar da yeni bazalt oluşmadı .
Ayın yaşamının üçte ikisinden çoğunu oluşturan geçtiğimiz 3 milyar yıl içinde , Ayda başka bir şey olmadı . Taşlarla kaplı yüzü kozmik havanın etkisinde kalmaya devam etti ve yeni çarpmaların sıklığı giderek azaldı . Sonraki milyonlarca yıl süresince , Ayın yüzeyi gitgide taşlaşmış bir buruşukluk kazandı . Bu geçen uzun zaman içinde Ayda gerçekleşen gelişmeler Güneş sisteminin durumunu yansıtmaktadır; Ay , adeta geçmişi yansıtan bir fosil gibidir .
MARS ( MERİH )
Yer ile Jüpiter arasında yeralan Merih ( ya da Mars ) , Güneşe ortalama uzaklığı 228 milyon kilometre olan bir yörünge çizer ve bir Merih yılı 687 yer günü sürer . 1877de bulunan çok küçük iki uydusundan ( yakınından geçerken çekim gücüyle yakaladığı küçük gezegenler oldukları sanılır ) büyüğü Phobos , yaklaşık 25 km boyunda , 21 km eninde , çevresi düzensiz bir gezegendir . Küçük uydusu Deimorun çapı , ortalama 8 kmdir .
Merihin çapı 6 . 794 km , kütlesi Yer kütlesinin %11i kadardır . Yüzeyindeki genelçekim , Yerdeki çekimin yüzde 38i kadardır; yani , Yerde 70 kg olan bir astronot , Merihte 27 kg gelecektir . Bu zayıf genelçekim , gezegenin çevresinde önemli bir atmosfer tutulmasına olanak vermemiş ve gaz moleküllerinin büyük bölümünün , uzayda dağılmasına yolaçmıştır . Söz konusu atmosfer tabakasının düşük yoğunluğu , ancak böyle bir olayla açıklanabilir . ABD uzay araçları Mariner 4 , 6 , 7 , 9un ve SSCB uzay araçları Mars 2 ve 3ün yardımıyla elde edilen bulgulara göre , çevresinde , 30 km yükseltideki Yer atmosferine eşdeğerli olan seyreltik bir atmosfer vardır .
Ayrıca , 1947den bu yana tayfçekerlerle elde edilen verilere göre , Merihin atmosferi Yerdekinden çok değişiktir ve temel bileşeni azot değil , karbondioksittir . 1963te aynı yöntemle , 1972de de Mariner 9 aracıyla sağlanan bulgularsa , Merih atmosferinde çok az su buharı bulunduğunu ortaya koymuştur .
Büyük bir titizlikle arandığı halde , gezegende oksijene rastlanmamıştır . Dolayısıyla , çevre atmosferde , Güneşin morötesi ışınlarına karşı canlıları koruyacak ozon tabakası yoktur . Öte yandan 1965te Mariner 4 aracının sağladığı bulgular , Merihin çevresinde magnetik alan olmadığını kanıtlamıştır . Bu nedenle , uzaydan gelen taneciklere karşı bir ekran görevi yapan Yer çevresindeki Van Allen kuşağına benzer bir oluşuma , gezegenin çevre uzayında rastlanmaz . Bu olgu , Merih yüzeyinin ışınımların ve taneciklerin sürekli bombardımanı altında kaldığı sonucunu verir .
Merih , kendi çevresinde 24 saat 37 dakikada döner . Bu nedenle , Yer ile Merihte , gece ve gündüz süreleri aşağı yukarı aynıdır; ayrıca , gezegenin dönme ekseninin eğimi , Yer ekseninin eğiminden çok az büyüktür . Dolayısıyla , yıl boyunca gezegenin göğünde Güneşin yüksekliği değiştiğinden , mevsimler oluşur; ama Yerdekilere oranla daha uzun sürerler ve sıcaklık değişiklikleri büyük boyutlara ulaşır .
Merihte atmosferin çok seyreltik olması nedeniyle , günlük sıcaklık değişiklikleri de çok büyüktür . Gezegen ekvatorunda , öğleden az sonra sıcaklık 5° C dolayında olduğu halde , gün batımında -70° Ca düştüğü saptanmıştır . Mariner 9un gezegenin kutuplarında ölçtüğü sıcaklık , -90° C düzeyindedir .
Merih çevresinde yörüngeye giren uzay sondalarının , özellikle Mariner 9un topladığı veriler , gezegenle ilgili bilgileri oldukça geliştirmiş , 7 . 000i aşkın fotoğraf ve Merih atmosferinin çeşitli bağıl ölçümleri , gezegenin daha iyi tanınmasını sağlamıştır .
Merih önemli jeolojik etkinlikler geçirmiştir; kuşkusuz hala da geçirmektedir . Dağları ve ve yanardağ kraterleri , Yerde görülenlerden daha geniştir; ekvator bölgesinde , 4 . 000 km uzunluğunda ve yaklaşık 6 . 000 m derinliğinde çok büyük bir kanyon gözlemlenmiştir . Zaman zaman 200 km/saat hızla ulaşan rüzgarların ve çok şiddetli fırtınaların , gezegen yüzeyini etkilediği anlaşılmaktadır; nitekim , Mariner 9 , yörüngesine varır varmaz , böyle bir olay saptamıştır . Kum , toz , belki de buz billurlarıyla yüklü rüzgarların , engebelerin aşınmasında en önemli etken olduğu sanılmaktadır .
Merih konusundaki önemli sorunlardan biri de , yüzeyinde su bulunmamasıdır . Yanardağ olaylarıyla açıklanamayan dolambaçlı vadilerin fotoğrafları çekilmiş , bazı kraterlerin çevresinde bulutlar gözlemlenmiş ve 20 . 000 kilometre yükseltiye ulaşan bir hidrojen kuşağı ortaya çıkarılmış olmakla birlikte , söz konusu hidrojenin , Merihin genelçekim gücünden kurtulan su buharı moleküllerinin ayrışmasından kaynaklandığı düşünülmektedir .
Ayrıca , gezegenin kutuplarında ( özellikle Kuzey kutbunda ) bulunan ve karbon karından oluştuğu sanılan örtüler , büyük ölçüde , buz halinde su saklayabilir; bu varsayım , gezegen atmosferindeki su buharı oranının düşüklüğünü açıklar .
Bununla birlikte , Merihte ilkel bir yaşamın bulunup bulunmadığına kesin karar verebilmek için , bilgiler henüz yeterli değildir . Bu konuda , 25 Eylül 1992de fırlatılan Mars Observer adlı uzay aracının ( ABD ) , önemli veriler sağlayacağı umulmaktadır .
JÜPİTER
Güneşe uzaklık açısından beşinci gezegen . Aynı zamanda da kütlesi bakımından en büyük gezegen olan Jüpiterin kütlesi , bütün gezegenlerin toplam kütlesinin 2 , 5 katı , Yerin kütlesininse 318 katıdır . Yoğunluğu ( 1 , 3 gr/cm3 ) nispeten düşük olduğundan , hacmi de Dünyadan 1 . 000 kez fazladır . Buna karşılık , Güneşten 1 . 000 kez küçüktür . Jüpiterin ekseni çevresindeki dönüş hızının yüksek oluşu ( her 9 saat 55 , 5 dakikada bir dolanım ) nedeniyle , biçimi büyük ölçüde yassıdır . Ekvator çapının 142 . 800 km olmasına karşılık , kuzey ve güney kutupları arasındaki uzaklık yalnızca 133 . 500 kmdir . Jüpiter , Güneş çevresindeki yörüngesini , Yerin Güneşe uzaklığının 5 , 2 katı olan Güneşe 778 , 3 milyon km uzaklıkta bulunduğu noktada , 11 , 9 yılda tamamlar .
Oluşumu , Yapısı , Bileşimi ve İklimi
Jüpiterin , tıpkı Güneş gibi , en eski Güneş bulutsusunun bir bölümünün genelçekim hızının apansızın düşmesi sonucu oluştuğu varsayılmaktadır . Jüpiterin çekirdeği ( günümüzde bu çekirdek , kütlesi Yerin kütlesinden birçok kat fazla bir kayaç kütlesidir ) oluşunca ve yeterli büyüklüğe ulaşınca , yerçekimi nedeniyle bu çekirdeğin çevresinde bulutsu gazlarından bir tabaka oluşmuştur . Güneş gibi Jüpiter de başlangıçta hidrojen ve helyumdan oluşmuştur ve sıcaklığın yeterince fazla olması nedeniyle , atmosferi altında katı düzlem bulunmaz; yalnızca gaz ile sıvı arasında dereceli bir geçiş sözkonusudur . Gezegen yüzeyinden merkeze uzaklığın yaklaşık dörtte birine ulaşıldığında , sıcaklık ve basınç öylesine artar ki , sıvı , bir metal sıvısı halindedir; bu olguyu fizikçiler , moleküllerin dış yörünge elektronlarından arınmasına bağlamaktadırlar .
Jüpiterin atmosferinde ayrıca az miktarda su , amonyak , metan , vb . organik bileşikler ( karbon gibi ) bulunur . Astronomlar , Jüpiterin atmosferinde birbirlerinden 30 km uzaklıkta üç bulut tabakasının yeraldığını varsaymaktadırlar . En alttaki bulut tabakası buz parçacıkları ve damlacıklarından oluşmuştur; bir üst tabaka , amonyak ve hidrojen sülfür bileşikleri billurlarından , dış tabakaysa amonyak buzlarından oluşmuştur . Gözlemlenen bulutlardan mavi renkli olanlar sıcak , dolayısıyla da en az yüksekliktedir; kahverengi , beyaz ve kırmızı olanlar renk sırasına göre az bir yükseklikten giderek daha yükseğe doğru sıralanır . Bulut tabakalaşmasının bir kimyasal dengesizlikten kaynaklandığı , bulutlara rengini de kükürt , fosfor ve organik bileşiklerin verdiği sanılmaktadır . Söz konusu dengesizliğin yüklü parçacıkların birbiriyle çarpışmasından ileri geldiği düşünülmektedir . 1979da Jüpiterin yakınından geçen iki Voyager uzay aracı , gezegenin karanlık yüzünde kutup ışığına benzer bir ışığın varlığını belirlemiştir .
Jüpiterdeki rüzgarlar , gezegen ekvatoruna paralel hava akımları biçiminde hareket ederler . Kimisi doğu , kimisi batı yönünde esen rüzgarların başlıcalarının hızları , iç dolanımlarına bağlı olarak saniyede yüz metreyi bulabilir . Bölgesel hava akımlarının enlemleri , yeryüzünden teleskoplarla gözlemlenen kalın turuncu-kahverengi ve beyazımsı bulut kuşaklarıyla bağıntılıdır . Bulut renkleri arasındaki farklılıklar , gaz miktarlarının bazı bulut kuşaklarında yüksek , bazı kuşaklarda düşük olmasından kaynaklanır .
Jüpiterin iklim koşulları henüz tam anlamıyla anlaşılamamıştır . Atmosferinde bazısı birkaç gün , bazısı çok daha uzun süren burgaç ve kasırgalar oluşur . Uzun süreli beyaz lekeler ve Yer boyutlarında dev kızıl lekeler gibi büyük boyutlu burgaçlar , varlıklarını uzun süre sürdürürler .
Magnetik Alan
Gezegenin dolanımı ile içinin metalik hidrojen yapısı , Yerin erimiş demir çekirdeğininkinden daha yüksek bir magnetik alan oluşturur; Jüpiterin magnetik alanı Yerinkinden 4 . 000 kez güçlüdür; tıpkı bir mıknatıs çubuğu gibi , kabaca iki kutupludur . Jüpiter ekseni çevresinde döndükçe , magnetik alan da sarsıntıya uğrar ve yakaladığı elektrik yüklü parçacıklarla birlikte aşağı kayar
Uydular ve Halkalar
Jüpiterin kendi yerçekiminin oluşturduğu basınç , bir nükleer patlama başlatacak kadar geniş olmasa da , gezegen oluştuğunda açığa çıkan korkunç bir ısı doğurmuştur . Günümüzde , yani oluşumundan 4 , 6 milyar yıl sonra bile , Jüpiter hala , Güneşten aldığı ışınımların iki katı ışınım yayar . Daha erken bir dönemde , Jüpiterin çevresinde uydular oluştuğunda , gezegenin yaydığı ısınım , çok daha fazla olduğundan , oluşan uydular , Jüpitere oranla daha kayaçlı bir yapıda ve çok daha fazla buzulludur . Bu süreç Galileo Galilei tarafından 1610da gözlemlenen ve “Galileo ayları” adı verilen dört büyük uyduda daha belirgindir . Uyduların düzenli dairesel ekvator yörüngeleri , gezegeni çevreleyen küçük parçacıklar bulutundan oluştuklarını düşündürmektedir .
“Galilei ayları”nın yanı sıra , Jüpiterin on iki uydusu ve birçok halkası vardır . İonun yörüngesi içindeki en büyük uydu olan Amaltheanın düzenli bir biçimi yoktur; uzunluğu yaklaşık 265 km , genişliği 150 kmdir . Yüzeyi karanlık ve kırmızı renktedir; Jüpiterin magnetosferinin enerji yüklü parçacıklarının sürekli bombardımanı altındadır . Voyager 1 , gezegenin yüzeyi ile Amalthea arasında orta noktada ince bir halka görüntülemiştir ( 1979 ) . Gezegenin sağında , parlak halkadan aşağı doğru uzanan soluk bir halkanın varlığı da saptanmıştır . Bu soluk halka , parlak halkanın tersine , ekvator düzleminden öteye uzanarak , gezegeni çevreleyen bir parçacık bulutu oluşturur .
Jüpiterin halkalarının yoğunluğu son derece düşüktür . Halkalarda yer alan parçacıkların büyüklüğü , ışığın dalga boyunun büyüklüğüyle orantılı , yani yalnızca birkaç mikrondur . Bu boyuttaki parçacıklar , kendilerini Jüpiterin içinde bir sarmal haline getiren elektromagnetik etkiler altındadır . Parlak halka çok farklı boyutlarda parçacıklar içerir; bunların arasında Voyagerın dış halkanın yakınında belirlediği iki uydu da yeralır . Voyager ayrıca , Amalthea ve İonun yörüngeleri arasında bir başka küçük uydunun varlığını saptamıştır .
Jüpiterin sekiz dış uydusu , küçük boyutlu , karanlık cisimlerdir ve büyük ölçüde Trojan göktaşlarını andırırlar . Jüpiterden iki farklı uzaklıkta yer almaları ya da öbür dört dış uydunun hareketiyle ters yönlü ( Jüpiterin yörünge dönüşünün ters yönünde ) hareket etmeleri konusunda doyurucu bir açıklama getirilememiştir .
SATÜRN
Güneş sisteminin , kütle ve hacim bakımından Jüpiterden sonra ikinci büyük gezegeni . Güneşten uzaklık sıralamasına göre altıncı gezegen olan Satürnün görkemli halkasıyla Güneş sisteminin harikası olduğu söylenir . Eskiçağda , burçlar kuşağının takımyıldızları arasında en yavaş yer değiştiren gezegen olması nedeniyle , zaman tanrısını simgelemiştir . Gerçekten de , Satürnün yıldız yılı , yani Güneş çevresindeki dolanım süresi , Yer yılından 29 , 5 kez uzundur . 1 . 427 . 000 . 000 km olan Güneşe ortalama uzaklığı , aşağı yukarı , Jüpiterin uzaklığının iki katına ulaşır ( Güneşe en büyük uzaklığı 1 . 511 . 000 . 000 km , en az uzaklığıysa 1 . 346 . 400 . 000 kmdir ) . Ekvatorundaki çapı Jüpitere oranla daha belirgin bir elips biçimindedir . Satürn günü , yani yıldız dönme dönemi , gezegenin ekvatorunda 10 saat 14 dakika sürer .
Satürnün hacmi , Yerin 744 katına ulaşır . Oysa gezegeni oluşturan maddelerin çok hafif olması nedeniyle , ortalama yoğunluğu sudan daha azdır ve kütlesi Yerin 94 katı kadardır .
Satürnle ilgili bilgilerin büyük bölümü , 1980 ve 1981de , sırasıyla 124 . 000 km ve 101 . 000 km yakınından geçen iki Voyager ( ABD yapımı ) sondasından elde edilmiştir . İç yapısı , büyük ölçüde Jüpiter'inkine benzemektedir . Büyük bölümü , hidrojen-helyum karışımından oluşur . Merkezdeki katılaşmış hidrojen-helyum çekirdeğinin çevresi , sıvı bir tabakayla ( su , metan ve amonyak ) çevrilidir . Jüpiterinki gibi , Satürnün gömleği de ekvatorda paralel kuşaklar oluşturur ve bu görünüm Satürnde atmosfer hareketlerinin varlığını gösterir . Ama söz konusu kuşakların rengi , Jüpitere oranla daha soluk , leke sayısı da daha azdır . Yapılan ölçümler , bulutsu tabakaların dış yüzeyinde sıcaklığın sıfırın altında 180° Ca düştüğünü göstermektedir . Ama kuşak ve lekelerin kanıtladığı atmosfer hareketlerinin doğması için , derinlerde kalıntı ısının bulunması gerekir .
Donuk amonyak bulutunun üstünde parıldayan halkalar , tıkız bir yapı göstermezler . Uzaklıkları nedeniyle bir bütün gibi görülen , çok küçük cisimlerden , çok küçük uydulardan oluşmuş yağmurlardır ve bir kum tanesi ile bir dağ arasında değişen boyutlarda donmuş amonyak kütleleri söz konusudur . Bütün bu mikrouydular , eşmerkezli halkalar oluşturur . 1969 yılına kadar üç halka bulunduğu sanılmaktayken , aynı yılın ekim ayında P . Guerin , sözü geçen üç halka içinde bir dördüncüsünü belirlemiş , 1970 yıllarının sonunda da belirlenen halkaların sayısı , 6ya çıkmıştır . Ama 1980 ve 1981de Voyager sondalarıyla alınan veriler , bu halkaların her birinin , eşmerkezli bir halkacıklar dizisinden oluştuğunu ortaya koymuş , böylece halkaların toplam sayısı binleri bulmuştur .
Satürn halkaları sisteminin dış çapı 272 . 000 kmyi bulur; ama kalınlığının 15-16 km , belki de daha küçük olması , şaşırtıcı bir çelişki doğurur . Gezegen ekseninin , yörünge düzlemine göre belirgin olan eğimi , halkaların bir bu yüzünü , bir öbür yüzünü göstermesine neden olur .
Uydular
Satürnün 1979a kadar 9 uydusu bulunduğu sanılırken , 1980den sonra daha birçok küçük uydusu bulunduğu anlaşılmıştır . Bunlardan altısı teleskopla görülebilir . Uydulardan en büyüğü olan Titanın çapı Ayınkinden büyüktür ve metandan bir atmosferle kuşatılmıştır . Öbürleri çok daha küçüktür ve bazılarının donmuş dev amonyak kütlelerinden oluştuğu sanılmaktadır . Uyduların en büyükleri , gezegene yakınlık sırasıyla şunlardır: Mimas , Enceladus , Tetis , Dione , Rea , Titan , Hiperion , Japet , Phoebe .
URANÜS
Güneş sisteminin Satürnden sonraki gezegeni . 1690dan başlanarak gözlemlenen ve o tarihlerde yıldız sanılan Uranüsün , 13 Mart 1781de William Herschelin gerçekleştirdiği bir dizi gözlem sonucunda gezegen olduğu anlaşılmıştır . Beş uydusu bulunan , metan ve amonyak bulutlarıyla örtülü bu dev gezegen ( ekvator çapı 50 . 800 km , yani Yerinkinin dört katı ) , Güneş sisteminde , aşağı yukarı kendi yörünge düzleminde yeralan bir eksen çevresinde dönmesiyle , yörüngesi üstüne “yatmış” görünümlü tek gezegendir . 10 Mart 1977de yapılan gözlemlerde , çevresinde on halka belirlenmiştir . Çok soğuk ( -170° C ) bir gezegen olan Uranüs , hidrojen bakımından çok zengindir; ayrıca metan ve amonyak bulutları bulunur . Amonyağın büyük bölümü donmuş haldedir . Bulutsu atmosferin görünen dış tabakası , büyük bir hidrojen kütlesi ile seyreltik metandan oluşur; bu nedenle gezgen yeşil görünür .
Beş uydusunun ( sırasıyla Ariel , Umbriel , Titania , Oberon ve Miranda ) en büyüğü olan Titanianın çapı 1 . 100 km , en küçüğü olan Mirandanın çapı yaklaşık 300 kmdir . Uranüsün gecesi , bu beş “ay”a karşın , çok az aydınlıktır .
NEPTÜN
Güneşe uzaklık sırasına göre sekizinci gezegen . Çok uzakta bulunan , çıplak gözle görülemeyen , bu yüzden de , tıpkı Uranüs ve Plüton gibi , uzun süre astronomlar tarafından varlığı fark edilmeyen Neptünün yeri , 1845te ve 1846da İngiliz astronomu John Couch Adams ile Fransız astronomu Urbain Jean Joseph Leverrier tarafından , birbirlerinden bağımsız olarak , Uranüsün yörüngesindeki düzensizlikleri açıklayabilmek amacıyla hesaplandı . Adamsın ulaştığı sonuçlarla , o dönemin İngilteresinde pek ilgilenilmemesine karşılık , Leverrierninkiler , hemen büyük ilgi uyandırdı: Berlin gözlemevinin yöneticisi Galle , teleskopunu belirtilen yöne doğrulttu ve aranılan gezegeni buldu . Soluk renkli bu küçük diske , “Neptün” adı verildi .
Neptünün iç yapısı henüz bilinmemekte , ama büyük bölümleri hidrojenden oluşan büyük gezegenlerinkine ve Jüpiterinkine çok benzediği düşünülmektedir . Yerden bakıldığında mavimsi renkli bir disk gibi görünür; bu renk , atmosferindeki dış tabakaların çok kalın bir hidrojen tabakası içinde seyrelmiş metan bakımından zengin olmasının sonucudur .
Neptünün yüzeyinde en yüksek sıcaklıklar 220° Ca yaklaşır ve astronom A . Dollfus , gezegenin üstünde , hareketsiz gibi görünen düzensiz lekeler gözlemiştir . Buna dayanılarak , her şeyin don olayı nedeniyle hareketsizleştiği ve atmosfer akımları bulunmadığı sanılmaktadır . Gezegenin göğünde , Triton ve Nereid adları verilen , çok soluk renkli 2 ay vardır; daha büyük olan birincisinin boyutları Yerin uydusu Ayınkinden büyüktür .
Yörüngesi , Güneş sisteminin merkezinden 4 . 500 milyon km uzaklıkta olan Neptünde bir yıl 165 Yer yılı , bir günse 14 saat sürer . 1969da yapılan ölçümlere göre , çapı 50 . 000 km , hacmi Yerinkinden 65 kat çoktur; ama oluştuğu gereçlerin hafifliği nedeniyle , kütlesi Yerinkinden ancak 17 katıdır .
PLÜTON
Güneşe uzaklık sıralamasında dokuzuncu gezegen . XIX . yy . sonunda bilinen en uzak gezegen Neptündü; 1846da Le Verrier bu gezegeni , Uranüsün hareketinde doğurduğu tedirginlikle ilgili hesaplar sonucunda bulmuştu . Yarım yüzyıllık gözlemlerden sonra gökbilimciler , bilinmeyen bir başka gezegenin , Uranüs ve Neptünün hareketlerinde tedirginliğe yolaçtığı kanısına vardır . Çünkü Newton mekaniğine ve konum ölçümlerine göre yapılan kuramsal hesaplar , sürekli farklı çıkıyor ve fark , hesap hatası denebilecek değeri geçiyordu .
ABDli astronom Percival Lowell , bu yeni gezegenin yörüngesini hesaplayıp , XX . yy . başında Flagstafftaki ( Arizona ) özel gözlemevinde gökküreyi taradı; ama araştırmaları başarısızlıkla sonuçlandı . Yörünge hesaplarını yeniden ele alan Pickering , Lowellin bulduğu sonuçları elde etti; Humason 1918de gök cismini ortaya çıkarmak için bir dizi fotoğraf çektiyse de , başarıya ulaşamadı .
18 Şubat 1930da Clyde W . Tombaugh , sonunda gezegeni bulmayı başardı ve mitolojideki Ölüler Ülkesinin tanrısı Hadesin adlarından biri olan , Plüton adını verdi .
1989da ABD uzay sondası Voyager 2 , Neptüne 5 . 000 km yaklaşmış ve kameraları , atmosfer olaylarıyla ilgili bazı bilgiler ( “Büyük Kara Leke” adı verilen çok büyük fırtına sistemi , vb . ) göndermiştir .
Yörüngesi
Yere uzaklığından ötürü gözlenmesi çok güç olan Plütonla ilgili kesin veriler , yalnızca yörüngesiyle ilgili olanlardır . Gezegen , Güneş çevresindeki dolanımını 248 yıl 4 ayda tamamlar; Güneşe uzaklığı , günberi noktasında 4 , 42 milyar km , günöte noktasında 7 , 40 milyar kmdir; dolanım düzlemi , Yerin yörünge düzlemine göre 17° lik bir eğim gösterir .
Fiziksel Özellikleri
Birçok özelliği henüz aydınlatılamamış olan Plütonun çapı , yalnızca 2 . 284 km dolayındadır; yani Güneş sistemindeki gezegenlerin en küçüğüdür . Oysa hesaplar , Uranüs ve Neptünün dolanımlarında tedirginlik doğurması için , kütlesinin Yerin kütlesine eşit olması gerektiğini göstermektedir . Bu durumdaysa Plütonun yoğunluğunu 50 olması gerekir: Bu , kabul edilebilecek bir sayı değildir . Dolayısıyla , gökbilimciler iki varsayım üstünde durmaktadır: Her şeyden önce , Plütonun gerçek çapı , teleskopla ölçülenin iki katıdır; ölçümle elde edilmiş değer , aslında , Güneş ışığının değerlendirilebilir miktarını Yere doğru yansıtabilen tek noktası olan merkez bölgesinin çapına uyar . İkinci varsayıma göre , ölçülen çap hatalı değilse , Plüton , Güneş sisteminin son gezegeni değildir; daha uzak bir onuncu gezegen ( belki başkaları da ) vardır ve Neptün ile Uranüse uyguladıkları tedirginlik , Plütonun kütlesi üstünde yapılan hesaplarda yanılgıya yolaçmaktadır . Sorunu kesinlikle çözmek için , kuşkusuz daha çok sayıda ve sabırla gözlemler yapılması gerekmektedir .
Uydusu
Plütonun uydusu Charon , 22 Haziran 1978de , ABDli astrofizikçi James W . Christy tarafından bulunmuştur . Plütonun merkezinden ortalama 19 . 000 km uzaklıktaki yörüngesinde , 6 , 39 günde , yani Plütonla aynı dolanım süresinde dolanmaktadır . Boyutları da Plütonunkine yakın olduğundan , astronomlar , bu iki gök cismini bir çiftgezegen gibi düşünmeye başlamışlardır .
Sitemizde yer alan tüm içerikler internet ortamından toplanmış ve derlenmiştir. Yer alan bilginin doğruluğu garanti edilmemektedir. Yanlış bilgi için tarafımıza sorumluluk yüklenemez. Yanlış bilginin doğuracağı etkenlerden sitemiz ve yöneticileri sorumlu tutulamaz.
vuhuv.com.tr