Güneş Sistemi
MERKÜR
Güneş sistemi'nin Güneş'e en yakın ve aynı zamanda en küçük gezegeni olan Merkür, önemli bir gezegendir. Merkür'ün kimyasal bileşimi, diğer gezegenlerin nasıl oluştuğunu test etmemize yardımcı olmaktadır. Bugün, Merkür'ün ürettiği manyetik alan, Dünya'nın manyetik alanının anlaşılmasında yardımcı olmaktadır. Diğer kaya yapılı gezegenlerle karşılaştırıldığında, çok büyük metal bir çekirdeğe sahiptir. Ay'a benzer kraterli yüzeyi, büyüleyici bir jeolojik tarihin kayıtlarını taşımaktadır. Merkür, diğer gezegenler arasında, hakkında en az bilgiye sahip olduğumuz gezegendir. MERKÜRÜN GÖZLENMESİ Merkür, aslında birçok yıldızdan daha parlak olabilir. Ancak, Güneş'in parlak ışığı nedeniyle, o karanlık bir zemin üzerinde görülememektedir. Dolayısıyla, çıplak gözle, sadece günbatımından hemen sonra batıda veya gün doğumundan hemen önce doğuda, ufka çok yakın bir noktadayken görülebilmektedir. Merkür, Dünya'dan gözlemlenmeye uygun bir gök cismi değildir. Bize en yakın olduğu, yani alt kavuşma noktasında iken, karanlık yüzü bize dönüktür. Dolun olduğunda, Güneş'in arkasındadır ve görülemez. Merkür'ün kavuşum dönemi; yani aynı evreyi tekrar geçirmesi için gerekli olan süre, ortalama 116 Dünya günüdür. Yani Merkür, yeni olduğu günün üzerinden 116 gün geçtikten sonra tekrar yeni olacaktır. MERKÜRÜN YÖRÜNGESİ Merkür, Güneş'e uzaklığı yaklaşık 46 milyon ile 70 milyon kilometre arasındadır. Ve oldukça eliptik bir yörünge izler. Tüm gezegenlerin, yörüngelerinde gözlenen günberi noktasının, yer değiştirme hareketinin, hızlı olduğu fark edilmiştir. Günberi noktası, yörüngenin Güneş'e en yakın noktasıdır. Bu farklılık, Einstein'ın görelilik kuramı ile açıklanabilmiş ve bu kuramı destekleyen bulgulardan biri olarak kabul edilmiştir. Kendi ekseni etrafında dönme süresi; 58,65 Dünya günü olduğundan, kendi ekseni etrafında dönmesi yavaştır. Bu süre, Güneş'in etrafında dönme süresinin üçte ikisine eşittir. Buda 88 Dünya günüdür. Merkür üzerinde duran bir gözlemciye göre, iki Güneş doğuşu arasındaki süre, 176 Dünya günüdür. Bunun yanı sıra, aşırı eliptik yörünge izlemektedir. Değişen yörünge hızı nedeniyle, bu gezegenin Güneş çevresindeki açısal hızı, bazen kendi etrafındaki açısal hızını aşmaktadır. Bu durum, Güneş'in hareketinin tersi yönünde dönüyor görünmesine yol açmaktadır. YÜZEY ŞEKİLLERİ
Merkür yüzeyi ile ilgili tüm bilinenler, aslında tek bir uzay aracının; yani 1973 ve 1974'te üç ölçüm yapmış olan Mariner 10'un gönderdiği verilere dayanmaktadır. Böylece, sadece bir yarım küresini görüntüleyebilmiştir. Bugün bile Merkür yüzeyinin, ancak % 45'nin haritası çıkarılabilmiştir. Ancak geri kalan kısmının da bundan çok farklı olabileceği sanılmamaktadır. Merkür üzerindeki en büyük çarpışma izi, 1300 km çapındaki Caloris Havzasıdır. Bu dev lav denizi, 100 km çapındaki bir gökcisminin çarpması ile gezegenin manto tabakasından yüzeye çıkan sıvılaşmış materyal ile oluşmuştur. Gezegen yüzeyinin en dışta kalan birkaç metre kalınlığındaki kısmının, Ay yüzeyindekine benzer biçimde, çok küçük göktaşlarının milyarlarca yıldır süren bombardımanıyla oluşmuştur. Bu, ince toz haline gelmiş regolit tabakasıdır. Aynı Ay'da gözlendiği gibi az sayıdaki genç kraterin, ışınsal olarak kendilerini çevreleyen parlak beyaz çizgilerin ortasında yer aldığı görülmektedir. Bu çizgiler, çarpma sırasında, kirli regolitin üzerine sıçrayan taze materyal ile ilişkilidir. Erozyona neden olacak uygun bir atmosferi yoktur. Merkür yüzeyindeki kütle çekim kuvveti Ay'ın iki katıdır. ATMOSFER Bir gök cisminin atmosfer tutabilmesi, iki etkene; sıcaklık ve kurtulma hızına bağlıdır. Dünya, pek değişmeyen sıcaklığı ve saniyede 11,2 km lik kurtulma hızı ile kalın bir atmosfer tutabilmektedir. Ay ise 2,4 km olan kurtulma hızı yüzünden bu konuda başarısızdır. Merkür, saniyede 4,2 km lik kurtulma hızı, büyük olasılıkla sınır değere çok yakındır. Ancak Merkür gezegeni, çok sıcaktır. Sıcaklık arttığında atmosferdeki moleküllerin hızları artacağından, bu moleküllerin kaçma olasılıkları da artacaktır. Bu nedenle, Merkür, orta ağırlıktaki elementler içeren, son derece seyrek bir atmosfere sahiptir. Atmosferinin basıncı, bir milibarın milyarda biri kadar bile değildir. Merkür atmosferinde sodyum ve potasyum atomları hâkim durumdadır. Bunlar, gezegenin yüzeyinden gelmektedir. Atmosferindeki yoğunlaşmaları kullanarak, yüzeyindeki yoğunlaşmaların anlaşılabileceği düşünülmektedir. Bu ise Merkür'ün nasıl oluştuğu konusunda, bize hayati bir bilgi sağlayabilirdi. Ne yazık ki sodyum ve potasyumun çoğu dönüşüme uğramıştır. Yüzeyinde ortaya çıkanlar, belli bir zaman atmosferde uçarak, yüzeye dönmektedir. Ayrıca sodyum ve potasyumun tamamı, sadece Merkür'den değil, bir kısmı da çarpan meteoritlerden gelmektedir. Tüm atmosfer yüzey sistemi, oldukça karmaşıktır. Merkür uzmanları arasında, atmosfer bileşimi ve dinamiği konusunda hararetli bir tartışma vardır. DEMİR GEZEGEN Merkür, Güneş sistemi'nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi gibi, katı bir yapıya sahiptir. Merkür'ün, 5.43 g/cm3 olan yüksek yoğunluğu, Dünya'dan sonra, Güneş sistemi'nde karşılaşılan en büyük değerdir. Büyük bir metalik çekirdeğin varlığını göstermektedir. Merkür'ün bileşiminin, özellikle ne kadar sülfür içerdiğinin detaylarına bağlı olarak; Jeofizikçiler, Merkür çekirdeğinin, gezegenin ağırlığının % 70-80 nini oluşturduğunu hesapladılar. Karşılaştırıldığında, Dünya'nın çekirdeğinin ağırlığı, gezegenin ağırlığının sadece %32 sidir. GİZEMLİ MANYETİK ALAN
Merkür'ün manyetik alanı, Dünya'nın manyetik alanının bir minyatürüdür. Ancak, kutupları, Dünya'nın manyetik kutuplarına göre terstir. Yani kuzey manyetik kutbu, gezegenin coğrafi güney kutbuna karşı gelmektedir. Dünya'nın manyetik alanının yüzde biri gücüne sahiptir. Merkür'ün manyetik alanı, Güneş rüzgârı ile gelen parçacıkları, yakalayıp gezegen çevresinde tutacak kadar güçlü olmadığı için, Van Allen kuşakları yoktur. Manyetik eksen, dönüş eksenine göre 14 derece daha eğiktir. Merkür'ün çekirdek sıcaklığının, bir manyetik alan oluşturmak için gerekli olan sıvı demir kütlesini barındırmaya izin vermeyecek kadar düşüktür. Bu nedenle, bugün gözlenen manyetik alan, gezegen içindeki aktif bir manyetik dinamo tarafından sağlanmıyor. Çok önceleri mıknatıslanmış olan katı haldeki çekirdek tarafından sağlandığı sanılıyor. MERKÜR'DE BUZ Ay gibi Merkür'ün de kutuplara yakın sürekli gölge olan kraterleri, soğuk olduğundan buz bulunmalıdır. Su, kuyrukluyıldız çarpmalarıyla taşınmıştır. 1991 de çalışmalarını, New Mexico'daki radarlarla sürdüren gökbilimcilerin elde ettiği verilere dayanan bir açıklamada, Merkür'ün kuzey kutbu yakınlarından alınan yankıların, düpedüz buz'un varlığını gösterdiği belirtilmiştir. MERKÜR'ÜN OLUŞUMU Merkür'ün kimyasal birleşimi, gezegenlerin nasıl oluştuğu, fikirlerini test etmekte önemlidir. Gezegen hakkındaki iki önemli kimyasal gerçeği biliyoruz. Birincisi gezegenin demir çekirdeği, diğer kaya yapılı gezegenlerden farklı olarak, gezegenin ağırlığının %70-80 nini meydana getirmektedir. İkincisi, demir oksit(FeO) oranı düşüktür. Merkür yüzeyinin, daha az demir oksit içerdiğini biliyoruz. Fakat gezegenin içinde de daha az demir oksit olduğunu nasıl bilebiliriz? Lav akımları, çok miktarda demir oksit içermediğinden, manto da çok miktarda demir oksit içermemelidir. Güneş sistemi'nde, demir oksit miktarı, Merkür de düşük, Venüs ve Dünya'da (%8) orta, Mars'da(%18) yüksektir. Dünya'dan Merkür'e gönderilen uzay araçları, gezegenin Güneş'e yakın konumu nedeniyle, yörüngeye girebilmek için çok yüksek enerjiye gereksinim duymaktadır. Bu nedenle, Mariner 10 programında, gözlemler için çok az zaman tanıyan hızlı yakın geçişler düzenlenmiştir. 1980'lerin sonlarına doğru, NASA bilim adamlarından Chen-Wan Yen, bir uzay sondasını, Merkür çevresinde yörüngeye sokmak için ekonomik uçuş yolları tasarladı. Messenger, bu plan üzerine kurulmuş, karmaşık ve uzun bir rota izleyerek, Mart 2011'de Merkür etrafında yörüngeye girmek üzere, 3 Ağustos 2004'te fırlatıldı. Gelişmiş bilimsel aygıtlarla donatılan sonda, yörüngeye girmeye uygun bir açı ve hız elde edebilmek için gerekli 'kütle çekim yardım manevralarını', 1. kez Dünya, 2. kez Venüs ve 3. kez de Merkür yakın geçişi ile gerçekleştirecektir. Bir yıl sürmesi planlanan yörünge etkinlikleri, şu konular üzerinde yoğunlaşacaktır: 1. Merkür'ün tüm yüzeyinin yüksek çözünürlüklü (250 metre/piksel) görüntülerinin elde edilmesi.
VENÜS
Güneş'e en yakın ikinci gezegen olan Venüs'le Güneş arasındaki uzaklık, Güneş'le Merkür arasındaki uzaklığın iki katından daha fazladır. Buna rağmen, Venüs'ün yüzeyi Merkür'ün yüzeyinden daha da sıcaktır. Yılın belirli dönemlerinde, Güneş doğmadan hemen önce, ya da battıktan sonra, çıplak gözle rahatlıkla görülebilir. Pek çok kimse, ona sabah ya da akşam yıldızı demektedir. Yörüngesinde dolanırken, Dünya'ya en yakın konumuna geldiğinde, Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzündeki en parlak cisimdir. Venüs, iç gezegen olduğundan, Dünya'dan teleskopla bakıldığında, Ay gibi evreler gösterir. Kütle, yoğunluk, atmosferin varlığı ve Güneş'e yakınlığı bakımından, Dünya'nın benzeri, hatta ikiz kardeşidir diyebiliriz. VENÜS'ÜN HAREKETİ Venüs'ün, kendi ekseni etrafında dönme hareketi, oldukça ilginçtir. Çünkü hareketi, hem çok yavaş, hem de ters yöndedir. 1Venüs günü = 243 Dünya günüdür. Bu süre, Venüs yılından birazcık daha uzundur. Eğer Venüs'te olsaydınız, Güneş'in batıdan doğup, doğudan battığını ve gökyüzünde çok yavaş ilerlediğini görecektiniz. Aynı zamanda Venüs'ün dönme hareketi ve yörünge periyodu sanki aynı tarihe tesadüf ediyormuş gibi, Venüs ve Dünya birbirlerine en yakın olduğu anda, Venüs daima aynı yüzünü göstermektedir. VENÜS'ÜN ATMOSFERİ Venüs atmosferinin yüzeydeki basıncı, 90 atmosferdir. Bu basınç, Dünya'da ki bir okyanusun, 1 km derinliğindeki basınçla hemen hemen aynıdır. Venüs'ün atmosferi, daha çok Karbondioksitten(CO2) oluşmuştur. Burada, birkaç km. kalınlığındaki, çeşitli bulut katmanları, Sülfürik asitten(H2SO4) meydana gelmiştir. Bu bulutlar, gezegenin yüzeyini tamamen görmemizi engellemektedir. Bu yoğun atmosfer, bir sera etkisi oluşturarak, Venüs yüzeyinin sıcaklığını, 127 ºC den 447 ºC ye çıkarmaktadır. Bu ise, kurşunu eritecek sıcaklıktır. Bulutların tepelerinde güçlü rüzgâr akımları olmasına rağmen, yüzeydeki rüzgârlar saatte birkaç km'den fazla değildir. Bunun nedeni, Dünya'da iklim koşullarını dengede tutan döngülerin Venüs'te bulunmayışıdır. Güneş'e yakın olan bu komşumuzda, atmosferik süreçler hep tek yönlüdür. Dünya, Güneş'e biraz daha yakın olsaydı, Venüs ile aynı kaderi paylaşabilirdi. VENÜS'ÜN GÖRÜNTÜLENMESİ 1962 yılından bu güne kadar, Venüs'e giderek resimlerini çeken, yüzeyini tarayan, yapısını tahlil eden ve hatta yüzeyine inen 26 robot uzay aracı, gezegen hakkında bize önemli bilgi sağlamıştır. Uzun bir süre, Venüs'ü perdeleyen bulutlar, yüzeyin yeterince gözlemlenmesini engellemiştir. Magellan uzay aracı, bu durumu tamamen değiştirmiştir. 1990-1994 yılları arasında, bulut örtüsünü delip geçen radar sinyalleriyle, gezegenin tüm yüzeyi, yüksek çözünürlükte görüntülemiştir. Elde edilen görüntüler, geçmişe ait muazzam yanardağ patlamalarını ortaya çıkarırken, halen volkanik aktivitelerin de devam ettiğini göstermekteydi. VENÜS'TE KÜRESEL İKLİM DEĞİŞİKLİĞİ Venüs'ün jeolojik geçmişinin incelenmesine paralel olarak, ayrıntılı bilgisayar simülasyonlarıyla, gezegen ikliminin son bir milyar yıllık tarihi, yeniden oluşturulmaya çalışılmıştır. Bu çalışmalar sonucunda, araştırmacılar, Venüs'te yoğun volkanik etkinliğin, büyük oranda iklim değişikliklerine yol açtığını görmüşlerdir. Venüs'teki iklim, Dünya'dakine benzese de, başka hiçbir gezegende görülmediği kadar, karmaşık ve değişkendir. Dünya ve Venüs, jeolojik ve atmosferik süreçlerin dinamik etkileşimleriyle yönetilen iklimlere sahipler. Dünya'dakine benzer kuvvetlerin, Venüs'te böylesine farklı sonuçlara yol açması, şaşırtıcıdır. Bu gezegen üzerinde yürütülen araştırmalar, iklim konusunda, bilim adamlarına, bazı önemli soruları yanıtlamak için yeni olanaklar sağladı. Örneğin, Dünya'nın iklimi çok mu özel? Gezegenimizin ikliminin, kararlığını bozmak için, insanoğlu ne kadarda çok çabalamaktadır. Günümüzde insanlık, hâkimiyet ve güç hırsıyla, giderek ürettiği atıklarının, Dünya iklimindeki etkileri dolayısıyla, kontrolsüz büyük bir deney yaşamaktadır. Güneş sistemindeki diğer gezegenlerin, iklim -atmosfer olayları ve akıbetleri, insan kaynaklı tahribatın, Dünya iklimini nereye götüreceği konusunda elbette bizleri aydınlatmalıdır. Dünya atmosferindeki ozon deliği, önemli bir konu haline gelmeden önce, bilim adamları, Venüs'ün üst atmosferinin, gizemli fotokimyasının sırlarını çözmeye çalışmaktaydı. Sonunda vardıkları sonuç şuydu: Klor gazı, Venüs'ün bulutlarının üstündeki serbest oksijen düzeyini azaltmaktadır. Venüs'teki bu sürecin aydınlatılması, Dünya'da da benzer bir sürece ışık tutmuştur. İnsanoğlunun üretim anlayışı ve kazanma hırsıyla ortaya çıkan klor fazlalığı, stratosferdeki ozon tabakasını yok etmektedir. VENÜS'ÜN YÜZEYİ VE KRATERLER
Magellan aracının yaptığı araştırmanın en çarpıcı bulgularından birisi, gezegende çarpma kraterlerinin az olmasıdır. Çapı bir kilometreye kadar olan ve gezegene çarpması halinde, 15 kilometre genişliğinde kraterler açabilecek meteoridler, Venüs'ün atmosferini delip geçememektedir. Ama işin ilginç yanı, daha büyük çaplı kraterlerin de son derece az olmasıdır. İç Güneş Sistemindeki asteroid ve kuyruklu yıldızların gözlenen bolluğu ve Ay yüzeyindeki kraterlerin sayısı, Venüs'e çarpacak göktaşları konusunda bir fikir vermektedir. Bu ise her bir milyon yıl için 1,2 krater olarak düşünülmektedir. Magellan ise, gezegen düzeyine rasgele dağılmış, yalnızca 963 krater sayabilmiştir. Bunun anlamı ise gezegenin ilk 3,7 milyar yıllık tarihine ait kraterlerin, bir biçimde örtülmüş olmasıdır. Krater azlığı, Dünya için de geçerli bir olgudur. Kendi gezegenimizde, eski kraterler rüzgâr ve su tarafından aşındırılmaktadır. Venüs'ün yüzeyi, suyu bulunduracak sıcaklığın kat kat üzerindedir. Gezegenin yüzeyindeki rüzgâr hızı da oldukça düşüktür. Erozyon da olmadığından, kraterleri aşındıracak ve sonunda tümüyle silecek süreçlerden, sadece volkanik ve tektonik etkinlikler kalmaktadır. Venüs'teki kraterlerin büyük çoğunluğu, taze görünmektedir. Venüs'te daha çok keskin olmayan, inişli çıkışlı yüzeyler ve aynı zamanda çeşitli geniş çukurlar vardır. Venera 8 uzay aracı, gama ışını tayfıyla, Venüs kayalarında doğal radyoaktivite ölçümü yaptı. Ve uranyum, toryum ve potasyum oranının, Dünya kabuğundaki volkanik kayalardakiyle aynı oranda olduğu görüldü. Vega 2 den atılan modül Aphrodite bölgesinde, Dünya'da ender bulunan kaya parçaları bulmuştur. Bu tür parçalar, Ay ve Mars'ın daha yaşlı bölgelerinde bulunmaktadır. Bunların yaşları, 3,8 ile 4,6 milyar yıl arasında belirlenmiştir. Venüs'ün yavaş dönmesinden dolayı, Güneş rüzgârlarını engelleyen, güçlü bir manyetik alanı, muhtemelen yoktur. ÇİKOLATA KABUK VE JEOLOJİK YAPI Ne var ki çevrenin olağanüstü kuruluğu, bu yarıkların su tarafından kazılmış olmasını olanaksız kılmaktadır. Muhtemelen bu işin sorumlusu, kalsiyum karbonat, kalsiyum sülfat, ya da başka bazı tuzlardır. Gerçekten de eski Sovyetler Birliği'nin Venüs yüzeyine indirdiği Venera uzay araçları, yüzey kayalarının %7-10 oranında kalsiyum minerallerinden (kuşkusuz karbonat biçiminde) ve % 1-5 oranında da sülfatlardan oluştuğunu belirlediler. Bu tuzlarla yüklü lavlarsa, ancak Venüs'ün bugünkü yüzey sıcaklığının yüzlerce derece üzerindeki sıcaklıklarda erimektedir. Venüs yüzeyinin yüzlerce metreyle birkaç kilometre arasındaki derinliklerinde, Dünya'daki yeraltı su gölleri gibi, erimiş Karbonatit (tuzlu) mağmanın muazzam rezervler halinde bulunduğu, bilim adamlarınca öne sürülmektedir. Venüs'teki platolar, litosferin, yani gezegenin kabuk ve mantosunun üst kesimlerinden oluşan sert dış iskeletinin bir uzantısıdır. Araştırmacılar, bu süreci, üzeri çikolata kaplı bir karamelanın çekilip uzatılmasına benzetmektedirler. İçerideki yumuşak kütle esnedikçe, üzerindeki ince ve kırılgan kabuk buruşmaktadır. Bugün ise litosferin kırılgan dış kısmı, buruşmaya elvermeyecek ölçüde kalınlaşmış durumdadır. Garip oluşumlardan sonuncusu ise tüm gezegeni kaplayan çatlak ve buruşukluklardır. Bu oluşumlardan en azından bazıları, özellikle de buruşuk sırtlar diye adlandırılan oluşumlar, muhtemelen küresel çapta bir iklim değişiklikleriyle ilişkilidir. Yüzey sıcaklığında, 100°C düzeyinde bir oynamanın, litosferde yaratacağı basıncın 1000 bar olacağı araştırmacılar tarafından hesaplanmıştır. Bu basınç Dünya'da sıradağların oluşmasını sağlayan basınca eşdeğerdir ve bu basınç, Venüs'ün yüzeyini deforme etmek için yeterlidir. VENÜS'ÜN 'SERA GAZLARI' VE ISINMA
Sonuçta yüzey sıcaklığı, atmosfer olmaksızın alacağı değerin, üç katına yükselmektedir. Gerçekte sera etkisinin, yüzey sıcaklığında yol açtığı artış, yalnızca % 15 dolayında olmalıdır. Şayet Yanardağ lavları, Venüs'ün yüzeyini 800 milyon yıl önce yeniden kapladılarsa, kısa bir süre içinde atmosfere çok yoğun ölçeklerde sera gazları atmış olmaları gerekir. Bu yoğun volkanik dönemde, gezegen yüzeyi, 1-10 kilometre yüksekliğinde bir lav tabakası ile örtülmüş olmalıdır. Bu durumda, atmosferdeki Karbondioksit miktarında fazla bir oynama gerçekleşmiş olamaz. Çünkü zaten bu gaz, atmosfer de çok yoğun miktarlarda bulunmaktaydı. Ancak atmosferdeki su buharı 10; Kükürtdioksit de 100 kat artmış olmalıdır. Su buharı ve Kükürt, büyük miktarlara erişince, sera etkisini güçlendirmekle kalmaz, aynı zamanda bulutları da kalınlaştırmaktadır. Bulutlar ise Güneş ışınlarını, uzaya geri yansıtıp gezegenin soğumasını sağlamaktadırlar. İşte bu zıt etkileşimlerden dolayı, su buharı ve Kükürtdioksitin iklim üzerindeki net etkisini saptamak güçtür. Isınma ve soğuma arasındaki savaşı önce bulutlar kazanmış ve Venüs'ün yüzey sıcaklığı, VENÜS'TE SU BUHARI AZALMASI VE MORÖTESİ IŞINIM Atmosferin üst katmanlarındaki su buharı, incelip seyrelmiş, daha sonra da Güneş'ten gelen morötesi ışınım(UV) nedeniyle, molekülleri parçalanmıştır. Hidrojen, yavaş yavaş uzaya dağılmaya başlamış ve tüm hidrojenin yarısı, 200 milyon yıl içinde kaybolmuştur. Bu arada, Kükürtdioksit de karbonat kayalarıyla etkileşmiştir. Venüs atmosferindeki Kükürtdioksitin, yüzeydeki karbonat tarafından soğurulması süreci, suyun uzaya kaçması sürecinden çok daha hızlı gerçekleşmiştir. Böylece bulutlar inceldikçe, daha çok Güneş enerjisi alan yüzey ısınmaya başlamıştır. 200 milyon yıl kadar sonra, yüzey sıcaklığı, bulutları alttan buharlaştıracak düzeylere yükselmiştir. Bu zincirleme bir etkiye yol açmış, bulutlar aşınıp eridikçe, daha az Güneş ışığı, atmosfere geri yansıdığından, yüzey daha da ısınmıştır. Yüzey sıcaklığı arttıkça da bulutların buharlaşması daha da hızlanmıştır. Sonunda, görkemli bulut katmanları hızla dağılmıştır. Venüs semasında, 400 milyon yıllık bir süreçde görülenler, çoğunlukla su buharından oluşmuş, ince ve yüksek bulut parçalarından ibarettir. Ama atmosferdeki su buharı düzeyi oldukça yüksek olduğundan ve ince bulutların da Güneş enerjisini geri yansıtmayıp, sera etkisine katkıda bulunmaları sebebiyle, yüzey sıcaklığını, bugün olduğundan 100°C daha artırmıştır. Venüs'te hâlâ yanardağların etkin durumda bulunmaları muhtemeldir. Bu ise Venüs'te değişen oranlarda Kükürtdioksit gözlemlenmesiyle de örtüşen bir bulgudur. Venüs'ün bulutları üzerindeki Kükürtdioksit miktarının, gezegene yapılan Pioneer seferlerinin 1978-1983 arasındaki ilk beş yılı süresince, 10 kat azaldığı açıklanmıştır. Kükürtdioksit gazı ve bununla birlikte görülen sis parçacıklarının bolluğundaki dalgalanmalar, gezegen yüzeyindeki aktif yanardağlara bağlanmıştır DÜNYA'DAKİ VOLKANİK ETKİNLİK VE SONUÇLARI Dünya'da da oldukça hareketli bir volkanik etkinlik bulunmaktadır. Ancak bitkiler ve bol miktarda su tarafından sağlanan zengin oksijenli atmosfer, yanardağlardan çıkan kükürt gazlarını, kısa sürede yok edebilmektedir. Su bulutları, gezegenin ısı dengesinin korunmasında çok önemli bir rol oynamaktadır. Bu bulutları besleyecek su buharının miktarı, okyanuslarındaki buharlaşma düzeyine bağlıdır. Buharlaşma düzeyi de yüzey sıcaklığıyla değişmektedir. Dünya'da sera etkisinde çok az bir artış olduğunu varsayalım. Bu, atmosfere daha yoğun buhar taşınması ve daha yoğun bir bulut örtüsü anlamına gelmektedir. Bulutların artan yansıtma gücü, Dünya'ya ulaşan Güneş enerjisini azaltacak, bu da yüzey sıcaklığının düşmesine neden olacaktır. Yani bu mekanizma, bir termostat işlevi görerek, gezegenin yüzey sıcaklığını, birkaç günden, birkaç yıla kadar değişen kısa aralıklarda, ılıman düzeyle- re düşürecektir. DÜNYA'DA 'KARBON SİLİKAT DÖNGÜSÜ' Bununla birlikte, insan kaynaklı etkiler de orta vadeli süreçlerde ters bir işlev görmektedir. Karbondioksitin, Dünya iklimini düzenleyen döngüleri alt edecek kritik bir yoğunluk düzeyinin olup olmadığı bilinmemektedir. Ancak kuşku yok ki: Dünya türü gezegenlerin iklimleri, küresel boyutlu süreçlerin karşılıklı etkileşimiyle ani değişikliklere uğrayabilmektedir. Venüs'ün yakından incelenmesi, iklim değişiminin genel ilkelerinin belirlenebilmesi için gereklidir. Bu, aynı zamanda, kendi gezegenimizdeki dengelerin de ne kadar hassas olduğunu anlamamıza yardımcı olacaktır. DÜNYA VE VENÜS'ÜN BENZERLİKLERİ-FARKLILIKLARI Dünya ve Venüs'ün iklimlerindeki olağanüstü farklılık, bu iki gezegendeki suyun tarihçesi ile yakından ilgilidir. Bugün Dünya'nın atmosferi ve okyanuslarında bulunan su, Venüs'ün atmosferindekinden 100 000 kat daha fazladır. Sıvı su, Karbondioksitin, gezegen yüzeyindeki kayalarla etkileşiminde başlıca aracıdır. Su sayesinde, havadaki Karbondioksit, mineraller oluşturmaktadır. Suyun yaptığı işler, gezegen yüzeyiyle de sınırlı değildir. Dünya'nın kabuğu altındaki mantoya sızan suyun, astenosfer denen ve litosfer levhalarının üzerinde kaydığı, akışkanlığı düşük katmanın oluşmasını sağladığı zannedilmektedir. Karbonlu minerallerin (Karbonat) oluşması ve daha sonra bunların tektonik levhaların üzerine çökelmesi, Dünya atmosferindeki Karbondioksitin, Venüs'teki düzeylere yükselmesini önlemektedir. Tüm bu farklılıklara rağmen, gezegen oluşum modelleri, başlangıçta Dünya ve Venüs'ün, aynı miktarda suyla donatılmış olması gerektiğini göstermektedir. Çünkü her ikisine de su, 'dış güneş sistemin'den gelen 'buzlu gök cisimleri'nin çarpması sonucu taşınmıştır. Hatta başlangıçta Venüs'ün daha çok su topladığı yolunda, işaretler vardır. 1978 yılında Venüs çevresinde yörüngeye oturan Pioneer uzay aracı, gezegenin bulutları üzerindeki suda, döteryumun (ağır hidrojenin), bildiğimiz hidrojene oranını ölçtü. Aynı kimyasal yapıya sahip olan hidrojen ve döteryum, su moleküllerinde bağlı durumda bulunmaktadır. Bu oran, Dünya'dakinin 150 katıydı. Bunun akla en yakın açıklamasıysa, Venüs'ün bir zamanlar, Dünya'ya göre çok daha fazla su tutmuş, ama sonra suyunu yitirmiş olmasıdır. VENÜS'TE MORÖTESİ IŞINLAR(UV) VE 'AZGIN SERA ETKİSİ'
Araştırmacılar, kontrolden çıkmış bir sera etkisi için gereken kritik Güneş enerjisinin, günümüzde Dünya üzerine düşmekte olan enerjiden, % 40 daha fazla olması gerektiğini hesaplamışlardır. Komşu gezegenin ortaya çıkmasından kısa bir süre sonraya kadar, Güneş'in ışığının bugünkünden % 30 daha soluk olduğu tahmin edilmektedir. Bu nedenle, Venüs'ün yörüngesine isabet etmesi gereken ışınım miktarı, yukarıdaki kritik Güneş enerjisinyle hemen hemen aynıdır. Bu durumda Venüs'ün, varlığının ilk 30 milyon yıl içinde Dünya'da bir okyanusu dolduracak kadar suyu yitirmiş olması muhtemeldir. Ancak Venüs, başlangıçta da bugünkü kadar kalın bir Karbondioksit atmosfere sahip olsaydı, suyunun büyük bölümünü korumuş olması gerekirdi. Suyun ne kadarının yitirildiği, atmosfer içinde ayrışacak kadar yükseğe çıkabilmesine bağlıdır. Kalın bir atmosferde su buharı, fazla yükselemez. Üstelik bu süreç içinde oluşan bulutların, Güneş ışınını uzaya geri yansıtarak, dizginlenemez sera etkisini sona erdirmeleri gerekmektedir. VENÜS'TE SICAK OKYANUSLAR O halde muhtemelen; Venüs'te sıcak okyanusların ve nemli bir stratosfer tabakasının bulunmuş olması gerekmektedir. Denizler, Karbondioksit gazını eriterek ve Karbonat oluşumuna aracılık ederek, atmosferdeki karbondioksit düzeyini düşük tutmuşlardır. Kısacası, Venüs de, bugün Dünya'da gördüğümüze benzer iklim düzenleyici mekanizmalara sahip olmuştur. Ama Venüs atmosferinin daha düşük olan yoğunluğu, suyun yükseklere kaçmasını önleyememiştir. Sonuç olarak, 600 milyon yılda bir Dünya okyanusu kadar su yitirilmiştir. SONUÇ Gezegenlerin 'yüzeyinde ve atmosferindeki süreçler', birbirlerini güçlendirerek, başlangıçtaki 'kararlı durumu' korumakta, ya da yine aynı süreçlerin olumsuz işbirliğiyle, bu gezegenlerin kendi sonlarını hazırlayabilmektedir. Bu nedenledir ki, Venüs'te, bir zamanlar okyanuslar ve hatta canlı bir yaşamdan sözedilebilir. Bunu bugün kesin olarak bilemiyoruz. Ancak Mars ve Venüs gibi gezegenlerin, bir zamanlar sulu ve yaşamsal gezegenler olması, insanoğlundan farklıda olsa, bir 'canlı türü'nün bu gezegenlerde yaşamış olacağı gerçeğini çağrıştırmaktadır. Nitekim Kur'an'ın, Cinlerle ilgili şu ayetlerini hatırlamadan edemiyoruz: (Cinler): " Muhakkak bizden Müslümanlar da, zalimlerde var. Her kim teslim olursa, böyle olanlar, gerçeği arayanlardır. Ancak zalimler, cehennem odunu olmuşlardır."
DÜNYA'NIN KATMANLARI(TABAKALARI) VE İÇYAPISI
ATMOSFER Atmosfer, Dünya'nın oluşumundan bu yana, çeşitli gazların karışımından oluşan ve gezegenimizi saran, binlerce kilometre kalınlıkta bir gaz kütlesidir. Atmosfer, yerçekimi etkisi ile Dünya'ya bağlı kalır. Yerçekimi dolayısıyla, havanın yeryüzüne yaptığı ağırlık "hava basıncı" olarak tanımlanır. Dünya'yı, Güneş'in zararlı ışınlarından koruduğu gibi, canlılar için yaşamsal önem taşıyan gazları da içermektedir. Atmosfer, Güneş'ten gelen ısıyı tutarak, havanın yeryüzüne yakın kesiminin ısınmasına; dolayısıyla hava koşullarının oluşmasına neden olur. Atmosfer'i oluşturan başlıca gazlar: nitrojen(azot) (% 78), oksijen (% 21), argon (% 0,934), karbondioksit(% 0,033) ve geri kalan (% 0,0033) miktarı ise, neon, helyum, kripton, ksenon, hidrojen, metan gibi gazlardır. Ayrıca, toz tanecikleri ve su buharı da bulunur. TROPOSFER STRATOSFER-OZON TABAKASI Buradaki hava, kuru ve daha az yoğundur. Yeryüzünden gelen ısı etkisi, yükseldikçe azalır. Sonuç olarak, yükseldikçe havanın daha da soğuması gerekirken, stratosfer daha sıcaktır. Troposferin sınırında(ortalama 11km yükseklikte) hava sıcaklığı, yaklaşık -56 °C iken, stratosferin sınırında (ortalama 50 km) 0 °C civarındadır. Demek ki bu katmanda bir enerji kaynağı var. O da, Güneş'ten gelen, morötesi (ültraviyole-UV) ışınlarının, yüksek frekanslı kısmını soğuran ozon tabakası. Yeryüzündeki hayatı, bu ışınların zararlı etkilerinden koruyan, stratosferde oluşan ve yaklaşık 12 km kalınlığında olan ozon tabakasıdır. Ancak bu tabakada, ortalama 2-3 mm kalınlığında, çok yoğun bir halka vardır ki; adeta Dünya için bir zırh görevi yapmaktadır. Ozon tabakasının, iki önemli işlevi vardır: Birincisi yeryüzündeki temel ısı dengesine yardımcı olmak, ikincisi zararlı UV radyasyonunun yeryüzüne ulaşmasına engel olmak. Ozon, atmosfer içinde, Dünya yüzeyinden 50 km yüksekliğe kadar olan kısımda yayılmış olsa da, stratosferdeki yoğunluğu çok fazladır. Stratosferde, kısa dalga(yüksek frekanslı) mor ötesi ışınlar, oksijeni, ozona dönüştürür. Ozonun, atmosferdeki dağılımı farklıdır. Gazın % 90'ı stratosferde tutulur, geriye kalan % 10 troposferdedir ve bu % 10'un, ancak onda biri, yer yüzeyine yakın bölgelerdedir. Yapılan araştırmalar, son zamanlarda, troposferin yeryüzüne yakın bölgelerinde, ozon miktarı artarken, stratosferdeki ozon tabakasında, azaldığını göstermektedir. Ozon tabakasındaki incelme, mor ötesi ışınlarının, Dünya'ya ulaşması dışında, troposferi de etkilemektedir. Stratosfer soğurken, troposfer gittikçe ısınmaktadır. Stratosfer, troposferin yalnızca sıcaklığını etkilemekle kalmaz, hava basıncını da etkiler. Çünkü troposferde, ne zaman bir alçak basınç bölgesi oluşsa, stratosferde de, aynı anda yüksek basınç bölgesi oluşur. Yani, alçak basınç bölgesindeki hava yükselince, yarattığı etki, üst katmandaki ters etki ile dengelenir. Tersine, alt katmandaki hava alçalır ve yoğunlaşırsa, yüksek bölgedeki basınç düşer. Troposferden stratosfere geçen parçacık, uzun süre yeryüzüne dönmeden, birkaç yıl orada kalabilir. Örneğin, büyük volkanik patlamalardan oluşan küller, stratosferde korunur ve küresel soğuma işlemine sebep olur. MEZOSFER Mezosferde, 50 km' den daha yukarıda, ozon yoğunluğu, birden bire azalır ve üst sınırda (yaklaşık 80 km de) sıcaklık, -93°C'a kadar düşer. Mezosferde rastlanan incecik zar gibi buz tabakaları, bu yükseklikte bile su buharı bulunduğunu gösterir. Daha da yükseğe çıkıldığında, atmosferin yapısının, büsbütün değiştiği gözlenir. Alt katmanlar için fiziksel, orta katmanlar için kimyasal süreçler, tipik özellik arz ederken, üst katmanlarda, tamamen farklı olaylar gelişir. İYONOSFER VE TERMOSFER HİDROSFER(Su Küresi)
Dünya'daki Suyun Dağılımı
Okyanuslarda Su Akıntıları Okyanus akıntıları, okyanus sularının hareketleridir. Bu hareketler, okyanuslara akan büyük nehirler gibidir. Okyanus akıntılarına sebep olan, çeşitli faktörler vardır. Okyanus yüzeyinde gözlenen ve rüzgârların neden olduğu akıntılara, yüzey akıntıları denir. Yüzey akıntılarının şekli, kendisine neden olan rüzgârın şekline benzemektedir. Kuzey yarımkürede yüzey akıntıları, saat yönünde iken, güney yarımkürede saatin tersi yönündedir. Bu akıntılar, dünyanın dönmesinin, yollarını değiştirmesinden dolayı, kuzey-güney yönünde değildir. Akıntıların, balıkçılık üzerinde büyük etkileri vardır. Çünkü sıcak ve soğuk akıntıların karşılaştıkları yerlerde, bol miktarda oksijen, yosun ve plankton bulunur. Buralar balıkçılık için elverişlidir. İngiltere, Japonya ve Norveç, balıkçılıktan yararlanan ülkelerdir. Ayrıca, soğuk ve sıcak akıntıların karşılaştıkları yerlerde tehlikeli sisler oluşur. LİTOSFER(Taşküre)
Kabuğun kalınlığı, değişkendir. Kıtalarda 35-70 km, okyanus tabanlarında 5-10 km kadardır. Zirve noktası, Himalayalarda, 8.850 m yüksekliğindeki Everest tepesidir. En çukur nokta, Pasifik Okyanusu'nun 10.911 m derinliğindeki, Mariana Çukurudur. Yapısı genelde, aluminosilikat ağırlıklıdır. Kıtasal kısmı, çoğunlukla granitten oluşuyor. Yani bu kayalar bolca, açık renkli anlamında felsik olarak nitelendirilen feldspar ve kuartz minerallerini içeriyor. Okyanus tabanlarındaki kabuk ise, bazalt ağırlıklı. Kıtasal ve okyanus dibi kabuklarının kalınlığı ve birleşimi yanında ortalama yoğunlukları da farklıdır. Kıtasal kabuğunki, 2.8 gr/cm3 okyanus kabuğunki, 3.3 g/cm3 Daha ince olan okyanus kabuğunun, daha yoğun olması, kıtasal kabuğu, bir bakıma dengeliyor. Manto; demir, magnezyum ve silikondan oluşmaktadır. Manto, sıcak ve katı tabakadır. Manto'nun üst kısımları, hem katı, hem de bir sıvı gibi davranır. Manto'nun etrafında, üzerinde yaşadığımız, ince bir kaya olan dış tabaka vardır. Buna kabuk denir. Kabukla birlikte, mantonun, katı ve elastik olan dış kısmından oluşan katmana, litosfer denir. Litosferin hemen altında, sismik dalgaların hızında, bir artış vardır. Kaya tipinin, görece az yoğundan, çok yoğuna geçişine işaret eden bu sıçrama bölgesine, Mohorovicic süreksizliği deniyor. Bu süreksizliğin, kıtalar altındaki, 15-20 km ila, 70-80 km arasında değişen ortalama derinliği, 35 km. Okyanusların altında ise, tabanın 7 km altındadır. Dolayısıyla, dünyaya göre litosferin kalınlığı, yaklaşık olarak, yumurtaya göre, kabuğunun kalınlığı kadar incedir. Geçmişte, yerkabuğunda bir delik açarak, manto'ya ulaşma önerileri yapılmıştı. Sovyetler Birliği zamanında, Kola Yarımadası'nda, bu amaçla bir delik açılmaya çalışılmıştır. Ancak, maliyetler, derinlikle birlikte, üstel olarak arttığından, 12 km' den sonra terk edilmiştir. Magma Ve Bazalt Kayaların Mıknatıslığı Magmanın, oluşan yarıklardan çıkan kısmı katılaşarak, yeni kabuk oluşturuyor. Çıkamayıp geri dönen kısmı ise, tekrar dibe dalarak, konveksiyon hücrelerini ayakta tutuyor. Bu yüzden, çıkıntı boyunca, iki tarafta dağ silsileleri oluşmuş durumdadır. Ve dipteki kabuk sürekli yenilenmektedir. Buna, deniz tabanının yayılması deniyor. Oluşan bazalt kayalar, bir miktar manyetik mineral içerdiklerinden, dünyanın manyetik alanı, o sıralar hangi yönde ise, o yönde mıknatıslık kazanarak donuyorlar. Öte yandan, manyetik kutuplar, periyodik olarak yer değiştirmektedir. Okyanus ortası çıkıntının iki yanındaki kayalar, çıkıntıya paralel şeritler halinde, değişik yönlerde mıknatıslanmış bölgeler sergiliyor. Eski kabuk ise, dalma bölgesi denilen yakınsak sınırlarda, mantoya dalıp eriyor. Okyanus kabuğu, kıtasal bir plakaya karşı ilerlediğinde, daha yoğun olduğundan, alta dalarak, bir çukur oluşturuyor. Derine indikçe, ısınıp eriyor ve bu arada bulduğu çatlaklardan, geri fışkırıp, ada yaylarına vücut veriyor. Dalmaya devam eden parçaları ise, soğuk kütleler halinde, mantonun derinliklerine doğru yol alıyor. Bazen de, iki kıtasal plaka, yakınsak sınırda buluştuğunda, biri diğerine göre ağır basıp, alta dalamadığından, birbirlerini omuzlayarak, kırılmalara ve yükselmelere yol açıyorlar. Asya plakasıyla, Hint plakasının çarpışma sürecinde oluşan Himalayalar da olduğu gibi. Dış çekirdeğin sıvı hali, Dünya'nın manyetik alanın kaynağı görülüyor. Alttaki katmanlarda ise, sıcaklıklar, mıknatıslık özelliğinin ortadan kalktığı Curi sıcaklığı'nın üzerinde. Dolayısıyla, yerin manyetik alanını, atomların manyetik çift kutupluluğunun eşyönlüleşmesiyle açıklamak imkânsız. Geriye bir olasılık kalıyor. O da dış çekirdekteki sıvı akıntılarının yol açtığı, kendi kendisini ayakta tutan bir dinamo etkisi. Yerin, kendi ekseni etrafında dönmesi nedeniyle, dış çekirdeğin, alt ve üst yarısında oluşan, zıt yönler de spiral akıntılardaki sıvı demirin elektrik iletkenliğinin, zıt yönlü spiral akımlar oluşturduğu düşünülüyor. Su ve rüzgâr yeryüzünü değiştirebilir. Bu kuvvetler, kayaçları kırarak, küçük kayaçları taşır. Bu partiküller farklı yerlerde yerleşirler. Buralarda, küçük parçacıklar toparlanarak, basınç altında çimentolaşıp, daha büyük kayaçları meydana getirirler. Bu kayaçlar, genellikle suda oluşur ve magmatik kayaçlardan daha yumuşaktırlar. Tortul kayaçlar, birçok tabakaları meydana getirir ve fosilce zengindir. Tortul kayaçların dört tipi vardır:
Tuz ve diğer mineraller, başka minerallerin çözünürlüğünü düşürür. Bu nedenle, tatlı suda çözülmeyen mineraller, denizlere ulaşarak denize karışır. Yeraltı akımları, bu işlemi hızlandırır. Bu mineraller, tabakaların tabanına çökelir. Daha büyük ağır partiküller, alt tabakaları, daha hafif partiküller ise, üst tabakaları oluşturur. Su basıncı, kayaç oluşum sürecini hızlandırır. Bir tortul kayaç, yukarıdaki kayaç sınıflarından, birden fazlasına ait olabilir. Örneğin, bir kayaç, organik esaslı olduğu halde, denizde kimyasal işlemle oluşabilir. Metamorfik Kayaçlar
PLAKALARIN HAREKETİ Litosfer, yedisi büyük, bir düzine kadar plakalara ayrılmış durumdadır. Bu plakalardan bazıları, kısmen kıtasal olup, kısmen de okyanus tabanını kapsıyor. Tektonik kuvvetler nedeniyle, birbirlerine göre hareket halindeler. Litosferin parçaları, adeta, dış mantonun, kısmen sıvı olan üst 'astenosfer' katmanı üzerinde yüzüyor. Bazı plakalar, birbirine yaklaşırken, diğer bazıları birbirinden uzaklaşıyor. Plakaların birbirine yaklaştığı sınırlara, yakınsak, uzaklaştığı sınırlara ise, ıraksak sınır denir. Plakaların bir de, sınır boyunca birbirlerine göre, kayma hareketi var ki, buna da muhafazakâr (conservative) sınır deniyor.
Bugün bu hareket, levha tektoniği ile açıklanmaktadır. Hareket edenin, kıtalar olmayıp, litosferin bölümleri olduğunu biliyoruz. Litosferin, kıtaları ve deniz tabanını içeren kısımlarına plaka denir. Bu plakalar, mantonun üstündedir. Manto, katı kayalardan meydana gelmesine rağmen, 100 km.lik üst kısmı, plastik gibidir ve akabilir. Bu nedenle, plakalar, manto üzerinde hareket edebilir. Bunu yaparken plakalar, o kıtaları ve okyanus tabanını, kendileri ile birlikte taşırlar. Dağların Oluşumu
Plaka tektoniği teorisine göre, iki plakanın birbiriyle çarpışması sonucu, karadaki dağlar oluşur. Dağlar, genel olarak üç ana sınıfa ayrılır: DÜNYADA YAŞAM NE ZAMAN BAŞLADI ? Gezegenimizin yaşı, yaklaşık olarak 5 milyar yıldır. Ayrıca Dünya'daki yaşamın başlaması için, yaklaşık 3 milyar yıl geçtiği tahmin ediliyor. Yine başlangıçta, Dünyadaki yaşamın, çok basit olduğu düşünülmektedir. Dünya yüzeyini kaplayan ilkel canlılar, zaman geçtikçe çeşitlilik ve karmaşıklık kazandı. Yeni hayvanlar ve bitkiler ortaya çıktı. Çoğu bitkiler, önceden dev atkuyrukları gibiydi, küçük beyinleri olan dev hayvanlar vardı. Bugün bu hayvanlara, biz dinazor diyoruz. Zamanla yaşam şartları değişti. Dinazorlar, daha fazla yeryüzünde yaşayamadı. Dev bitkiler, toprağa gömülerek, burada kömüre dönüştü. Bugün milyonlarca değişik canlı, yeryüzünde yaşıyor. Bazıları, ilkçağ canlıları gibi görünse de, çoğu değişik canlılardır. Fosil Nedir? Yeryüzündeki yaşam tarihini, nasıl biliyoruz? Bilim ilerlese de, geçmişle ilgili bilgi toplamak oldukça zor. Geçmişle ilgili bilgilerin çoğunu, fosiller yardımıyla öğreniyoruz. Fosiller, eski çağ canlılarının kalıpları, etkileri ve kalıntılarıdır. Fosilleri araştıran bilim dalına, paleontoloji diyoruz. Fosillerin çoğu, tortul kayalarda bulunur.
AY
DÜNYA'NIN UYDUSU AY
Dünya'nın tek doğal uydusu Ay, uzaydaki en yakın komşumuzdur ve Güneş�ten sonra en parlak cisimdir. Gökyüzündeki göz alıcı görünümüyle, yüzyıllar boyunca insanları etkilemiştir. Bunun yanı sıra, Ay�ın evrelerinin düzenli olarak birbirini izlemesi, Ay, hafta ve yıl zaman ölçüsüne kaynak teşkil etmiştir. Yakınlığı nedeniyle, gözlenmesi kolay olan Ay, binlerce yıldan beri çeşitli araştırmalara konu olmuştur. Ay'a ilk kez Sovyet uzay aracı Luna 2, 1959'da inmişti. Ay, halen insanların ziyaret edebildiği, tek uzay cismidir. Ay'a, ilk insanlı iniş, 20 temmuz 1969'da ve sonuncusu da 1972 aralığında gerçekleşmiştir. Ay, yüzeyinden örnekler toplanarak, Dünya�ya getirilen tek cisim olma özelliğini halen korumaktadır.
3) Bölünme Kuramı: Güneş Sistemi�nin, ilk evrelerinde Dünya, çok hızlı dönüyordu. Dünya, manto tabakasından fırlayıp, kopan bir parça Ay�ı oluşturdu. Bu kuram, Ay�ın, Yer mantosuna benzemesini açıklamaktadır. Ay�ın, Dünya�dan koptuğu yerkabuğunda, büyük bir çukur olması gerekir diyen W. H.Pickering, Ay�ın, Dünya�da bıraktığı bu büyük yaranın, Pasifik Okyanusu tarafından doldurulduğunu, iddia etmiştir. Ancak, yapılan enerji ve momentum korunumu hesapları, Ay�ın, bulunduğu yerde olmaması gerektiğini göstermektir. 4) Çarpışan Küçük Gökcisimleri Kuramı: Güneş Sistemi'nde, ilk başlarda Dünya ve Güneş'in çevresindeki yörüngelerde, hareket eden gezegenimsi asteroidlerin, çarpışarak parçalanmaları sonucunda Ay oluştu. Bu kuramla ilgili, bu güne kadar hiç bir ipucu bulunabilmiş değildir. Bilim dünyasında, en çok kabul gören, bu sonuncu kuramdır. İlk kez 1975�de, Amerika�lı araştırmacıların, Ay toprağı üzerindeki ilk incelemelerini tamamlamalarından sonra açıklanmıştır. Özellikle Dünya�da çok yüksek oranda demir bulunmasına karşın, Ay�da bu oranın çok az olduğu ortaya çıkmıştır. Rus akademisyen Oleg Bogatikov�un, son zamanlarda, X-ışınlarıyla tarama yapan bir mikroskop kullanarak, yaptığı araştırmaya göre; Ay�ın, en eski kayası 4 milyar yıldan daha yaşlıyken, Dünya�nın en eski kayasının yaşı, en fazla 1,2-2,6 milyar yıldır. Bogatikov�a göre, Dünya gezegeninin ve onun doğal uydusunun, erken safhaları birbiriyle örtüşmediğinden, Dünya ve Ay�ın atalarının, farklı gökcisimleri olduğu düşünülmektedir.
Ay yüzeyi, yüzey şekilleri bakımından, iki ana sınıfta toplanır: Yoğun bir şekilde kraterlerle kaplı; eski yüksek bölgeler ve nispeten düz-daha genç denizler(maria) dediğimiz bölgeler. Ay yüzeyinin % 16'sını oluşturan bu kuru denizlerin içleri, daha sonradan magma ile dolmuş çok büyük kraterlerdir. Ay yüzeyinde, daha koyu olarak gözüken ve çoğunluğu Ay'ın ön yüzünde bulunan bu düzlükler, çok eskiden beri deniz olarak adlandırılır. Yüzeyin büyük bölümü, regolit adı verilen meteor çarpmaları sonu oluşmuş; toz, taş ve kayalarla kaplıdır. Ay'ın yüzey özellikleri, basit bir dürbün ya da bir teleskop yardımıyla, açıkça görülebilir. Özellikle ilk ve son dördün evrelerinde, yani Güneş ışınları, yüzeyde gölgeler oluşturduğunda, Ay yüzeyi, daha açık olarak görülebilir. AY'IN KABUK TABAKASI VE YAPISI
Magma okyanusu modeli, ilk bakışta, Ay�ın arka yüzünde, sorunlu görünüyor. Çünkü burada bulunan, 2600 km çapındaki Güney kutbu-Aitken havzasının tabanı, demir bakımından zengindir. Bölgenin tabanında, demirden başka, görece yüksek yoğunlukta titanyum ve toryum da bulunuyor. Buna karşlılık havzayı çevreleyen tepelerde, demir az; alüminyum çoktur. Güneş Sistemi�nde bir asteroid çarpması sonucu oluşmuş, en büyük çarpma krateridir. Peki Ay�ın, deniz diye adlandırılan alçak bölgelerindeki, koyu bazaltlar, nasıl açıklanacaktır. Araştırmacılar, bu katmanın, magma tabakasının katılaşmasından sonra, bugünden geriye doğru; 4,3 milyar yıl öncesinden başlayıp; 3,1 milyar yılına kadar gelen, aktif volkanlar aşamasında oluştuğu ve yaklaşık 30 m kalınlığında olduğu görüşündeler. YANARDAĞ ETKİNLİKLERİ VE AY'IN ÖLÜMÜ Ay�a, 3,8 milyar yıl önce, Göktaşları'nın çarpması sonucu, yüzey ve alt yüzey kırılmaları ve ısınma oluşmuştur. Bu ise, şiddetli yanardağ etkinlikleri sürecine sebep olmuştur. Bu dönemde, artık göktaşı bombardımanı kesilmiştir. Çünkü, Güneş Sistemi'nin kalıntılarının çoğu oluşmuş, gezegenlerce yakalanıp, çevrelerindeki yörüngelerde tutulmaya başlanmıştır. Yanardağlar'ın oluşturduğu lavlar, alçak alanları ve birçok krateri doldurmuştur. Akan lavlar, katılaşarak; çok küçük kraterlerle kaplı, düz ve koyu renkli alanlar olan, Ay denizlerini oluşturmuştur. Buralardaki kraterlerin çoğu lav akıntılarıyla kaplanmıştır.
Bu bölgelere, aktif yanardağlar döneminden bu yana, kayda değer büyüklükte yalnızca birkaç göktaşı çarptığı sanılıyor. Lav akıntılarının, kaplamadığı bölgelerde ise yüksek karalar oluşmuştur. Yanardağların oluşturduğu kraterlerin çaplarının, 200 km�yi geçmesi, çok ender görülmektedir. Bunların çapları, çarpma kraterlerine göre daha küçüktür. Çarpışma yapılarının çapları, 300 km�yi geçtiğinde, bunlara krater yerine, çarpma havzaları denilmektedir. Ay�da böyle 40�dan fazla havzanın varlığı bilinmektedir. Ay�da kayda değer atmosferin olmaması ve suyun da, ya çok az, ya da hiç bulunmaması nedeniyle, en yaygın olarak püskürük (ateşle şekillenmiş) kayalar bulunur. Bu da, Ay yüzeyi ile Dünya arasında, çarpıcı malzeme farkını oluşturmaktadır. AY'IN İÇ YAPISI
Ay yüzeyindeki toprak tabakası, küçük çarpmaların etkisi ile; pudraya benzeyen ve regolit adı verilen bir tabakaya dönüşmüş bulunuyor. Bu tabaka, denizlerde 4-5 m, yüksek bölgelerin altında ise, 9 m derine kadar inmektedir. Ay yüzeyinin altında, 50-75 km kalınlığında homojen katı bir kabuk, onun altında 800 km aşağıya kadar giden bir manto(litosfer) ve daha sonra Ay merkezinin yarısına kadar inen bir ara tabaka; astenosfer katmanları yer alır. Merkezindeyse, büyük ölçüde erimiş demirden oluşan küçük bir çekirdek olduğu düşünülmektedir. Sınırlı sayıda sismik veriden çıkan sonuç, dış çekirdeğin erimiş olabileceğidir. Ay�ın çekirdeğinin yarıçapının, 350 km veya daha az olduğu yönünde, deliller bulunmaktadır. Ay�ın çekirdeği, büyüklüğünün % 20 si kadarken; diğer karasal gezegenlerde bu oran, % 50 civarındadır. AY'IN "MANYETİK ALANI" Dünya�da olduğu gibi, Ay yüzeyinde de, en bol bulunan element, oksijendir. Tabii, oksitler biçiminde, her yerde çokça sillikatlar bulunmaktadır. Ay denizlerinin yüzeyleri, yalnızca pyroxen değil, magnezyum, demir ve titanyum elementleri bakımından da zengindir. Yüksek karalardaki kayalarsa, kalsiyum ve aluminyum bakımından zengindir. Toprakta sülfür, fosfor, karbon, hidrojen, nitrojen, helyum ve neon olduğuna dair izler bulunmaktadır. AY'IN KARANLIK YÜZÜ
Ay, kendi ekseni çevresinde, tam bir dönme hareketini, bir yıldız ayı süresince tamamladığı için; Dünya�dan, her zaman aynı tarafı görülür. Yörünge hareketindeki önemsenmeyecek kadar küçük salınımlar ve yörüngenin eliptik düzleme(Dünya�nın Güneş etrafındaki yörüngesinin bulunduğu düzleme) olan eğimi nedeniyle, Ay yüzeyinin % 59�u, Dünya�dan bir kerede, ya da bir kaç gözlemde görülebilir. Bu bölüm, Ay�ın yakın tarafı olarak adlandırılır. Bu farkın nedeni, uzak tarafta, Ay kabuğunun, 40 km daha kalın olması sonucu, erimiş materyallerin, yüzeye çıkmasının daha zor olmasıdır.
Ay yüzeyinde, uzun dar vadilere, Rille denmektedir. Apollo 15 misyonu, bunlardan biri olan 125 km uzunluğunda, 400 m derinliğinde ve en geniş noktada, 1500 m genişliğe sahip Hadley Rille�yi, ziyaret etmeden önce, bir tartışma sözkonusu idi. Bazı bilim adamları, bunların nehir yatağı olduğunu ve belirli bir zamanda, buradan suların aktığını, diğer bir grup ise, bunların, lav akışından oluşmuş kanallar olduğunu, iddia etmekteydi. Bugün için, bu kanalların, magmatik olduğu sanılmaktadır. Diğer taraftan, bazı İslam bilginleri, bu uzun(125 km) ve oldukça da derin(400 m) olan Hadley Rille kanalını, Peygamberimiz Muhammed(a.s.)'ın, Ay'ı, bir mucize olarak ikiye ayırmasının, bir işareti olarak görmektedirler. Bilindiği gibi Kur'an da da; Ay'ın, "kıyamet alameti" olmak üzere yarıldığı ifade edilmektedir:
MARS
KIZIL GEZEGEN MARS Mars, hiç kuşkusuz "Dünya dışı yaşam" açısından en güçlü aday. Mars'ın geçmişte, yaşama ev sahipliği yaptığı görüşü, gezegenin bir zamanlar ılık ve sulak olduğu varsayımına dayanıyor. Volkanik etkinliğin de yüksek düzeyde olacağı bu erken dönemde Mars atmosferinin, karbondioksit ve su bakımından zengin olduğu tahmin ediliyor. Güneş'e uzaklığı göz önüne alınacak olursa, bu durum, büyük olasılıkla gezegenin donmasını engelleyecek sera etkisini, sağlamış olmalıydı. Ancak, çekirdeğinin giderek soğuması nedeniyle Mars, yaklaşık 3,9 milyar yıl önce, küresel manyetik alanını kaybetti. Kozmik ışınım yoluyla, Mars atmosferinin önemli bir bölümünün uzaya kaçtığı sanılıyor. Sonuçta, yüzey sıcaklığı, yaklaşık bugünkü düzeylerine; yani ortalama -50 °C'ye düşmüş oluyor. Yine de ABD Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi NASA'nın Mars robot araçları, Avrupa Uzay Dairesi ESA'nın Mars Express yörünge araçları ve daha önceki çalışmalardan elde edilen bulgular, Mars'ta bir zamanlar, sıvı suyun, akmakta olduğunu gösteriyor. Son bulgularsa, büyük miktarda suyun Mars yüzeyinde donmuş halde tutulduğunu göstermektedir. Şayet bir zamanlar Mars'ta yaşam gerçekten başladıysa, daha sonra atmosferini kaybetmesi sebebiyle, yüzeyde yaşam bitmiş olmalıydı. Zira Mars yüzeyinin maruz kaldığı kozmik ve morötesi ışınım bombardımanı ve yüzeysel kayalarının da yüksek derecede oksitleyici olması, yüzeyi, kimyasal bakımdan fazlaca zehirli hale getiriyordu. Bu da bizimkine benzer yaşam biçimlerini, oldukça güçleştirmektedir.
MARS'IN BİYOSFERİ(CANLI KATMANI) Acaba Mars'ın yeraltı canlı katmanı bugün neler içeriyor olabilir? Akla uygun görünen bir ihtimal; soğuğa uyum gösterebilmiş ve buzun eridiği bölgelerde yaşayan mikroorganizmalardan söz edilebilir. Bu katmanın derinliği, karasal mikroorganizmaların gelişip üreyebildikleri, en düşük sıcaklıklara (-18 °C), karşılık geliyor. İkinci bir senaryo ise, daha derinlerde var olabilecek bir yaşamın, olsa olsa Dünya'dakine benzer termofiller yaşamı olabileceğini öngörüyor. Durum hangi görüşün lehine olursa olsun, kesin olarak bir şeyler söyleyebilmek için, derinlerde araştırma yapabilecek donanıma sahip olmak gerekiyor. Bunun da, şimdilik öngörülmüş robotlu araştırmalarla gerçekleştirilmesi, pek mümkün gözükmüyor. MARS'TA METAN GAZI Mars atmosferinde, metanın keşfi, oldukça ilgi uyandıran bir gelişmedir. Üretimini sürekli kılacak belirli bir kaynak olmadan, metanın, atmosferde en çok birkaç yüz yıl kalabileceği düşünülüyor. Metanı besleyen olası kaynaklar, volkanik ya da jeotermal etkinliklerdir. Tabii ki Dünya'da ise metanın önemli kaynaklarından birisi de yaşamın kendisi ve mikroorganizmalardır. Metan, Mars'ta, yüzey altı suyunun bol olduğu bölgelerde, yoğunlaşma eğilimi gösteriyor. Bu bağlantı umut vericidir. Ancak bunu yaşamla ilişkilendirmek için, Mars'taki metan üretiminin, hızı ve miktarıyla ilgili hesapları da, göz önüne almak gerekir. Tahminlerse, gazın, biyolojik kökenli olması durumunda, Mars canlı kütlesinin, 20 tondan öteye geçemeyeceği yönündedir. Bu da, yaşam için oldukça küçük bir rakam. MARS'TA YAŞAM BELİRTİLERİ Mars'ta geçmiş yaşama, ya da günümüzde var olan yaşama ilişkin izlere rastlanması önemlidir. Her iki durum, beraberinde ilginç sonuçlar getirecektir. Birincisi, Mars'ta yaşamın canlı kimyasının, Dünya'dakine benzerliğinin kaçınılmaz oluşudur. O zaman da, dünyasal yaşamın, Mars'tan türediği, ya da dünyasal yaşamın Mars'a da 'bulaştığı' iddia edilecektir! Avustralya'daki, Maquarie Üniversitesi'nden, Paul Davies, Mars'ın, 'yaşamın kökeni' açısından, Dünya'dan daha uygun bir yer olduğunu, savunanlardan birisidir. Mars, Dünya kütlesinin yalnızca onda birine sahiptir. Erken dönemlerinde Dünya'ya oranla, daha az bombardımana maruz kalmış, dolayısıyla daha hızlı soğumuş olsa gerek. Bu da elbette, yaşamsal koşulların Mars'ta daha erken bir dönemde olgunlaşmış olması anlamına geliyor. Mars'tan Dünya'ya bilinen 32 meteoridin gelmiş olmasıysa, iki gezegen arasında, bir tür kaya alışverişi söz konusu. İkinci sonuçsa, Mars canlı kimyasının, Dünya'dakinden farklı olduğu noktasında ağırlık kazanıyor. Buna göre Mars'ta yaşamın ortaya çıkışı, Dünya'dakinden bağımsız olmak durumundadır. Bu, da ilginç başka sonuçlar doğurur. Çünkü yaşamın, aynı yıldız sistemindeki iki gezegende birden gelişmesinin kabulü, evrende başka bölgelerde de gelişebileceği anlamını taşıyabilir. MARS'TA "SU" VAR MI? İnsanlık, bugün bu soruya yanıt aramaktadır. Acaba Mars'ta hayat var mıydı? Şayet varsa, ne tür canlılardı bunlar? İnsana benzer miydi? Yaşamın temel kaynağı olan su olmadan, Mars'ta bir yaşam belirtisi olmayacağı kesindi. O halde tüm bu sorulara cevap bulabilmek için ilk iş, Mars'ta bir damla da olsa, su aramak olacaktı. Bu nedenledir ki başta NASA olmak üzere, Avrupa Uzay Ajansı'ndaki birçok bilim adamları, yüzlerce milyar dolar harcayarak, bu soruya yanıt aramaktadır. İnsanlık, 1976 yılına kadar, Mars'la ilgili sorulara, tahmini cevaplar veriyor ve birbirinden ilginç teoriler üretiyordu. Ancak, Amerikalılar, 1976 yılında, Mars'a Viking 1 ve Viking 2 adlı uzay araçlarını gönderdiler. Böylece kimi teoriler çürürken, bazı sorular, daha da derinleşmeye başladı. Ve böylece tüm araştırmalar, adeta Mars'ta 'bir damla su' var mı sorusuna kilitlenmiş oldu.
MARS EKSPRESS PROJESİ Mars'la ilgili en önemli bilgilere, Avrupa Uzay Ajansı'nın Mars Express projesi ile ulaşıldı. 2003 yılı Haziran ayında Kazakistan'ın Baykonur uzay merkezinden havalanan Mars Express, 6 ay sonra Kızıl Gezegene ulaştı. Mars Express'den ayrılan Beagle 2 adlı uzay aracının görevi, Mars yüzeyinde, 2 metre derinlikte sondaj yaparak, çeşitli toz ve parçacıklar alarak, su ve canlı izi aramaktı. Ne var ki, 6 ay sürmesi planlanan bu çalışma bazı kazalarla yavaşladı. Mars atmosferinin sanıldığından daha düşük bir yoğunluğa sahip olmasından dolayı; paraşütler, düşüşü yavaşlatamadı ve uzay aracı büyük bir hızla yüzeye çakıldı. Proje maliyetinin yüzde sekseninin harcandığı uzay aracı, artık bir işe yaramayacaktı. Neyse ki, Mars Express'in taşıdığı ve yörüngede dönen çok hassas kameralar, biraz olsun bilim adamlarını teselli etti. Çünkü Almanya'da geliştirilen çok yüksek çözünürlüklü kameralar, Mars yüzeyinde çektiği üç boyutlu fotoğraf ve videoları uydu aracılığı ile Dünya'ya göndermeye başladı. Bu kameralar, 10 Mart 2004'ten bu yana, Mars çevresinde 3 bin tur attı ve ±100 ºC de, birçok kozmik ışının etkisine rağmen sorunsuz çalıştı. Bu 'uydu makine' bir Mars yılı, yani 687 gün süren yolculuk boyunca, gezegenin üçte birini detaylı bir şekilde görüntüledi. Şu anda, 10 farklı ülkeden bilim adamları, bu ayrıntılı fotoğrafları incelemektedirler. Mars Express yörüngeye oturduğunda, Amerika'nın da iki uzay aracı, Kızıl Gezegen'deydi. Hatta NASA, 10 Mart 2006'da, bir üçüncüyü de gönderdi. Ancak Mars Express'ini gönderinceye kadar en büyük sorun, araştırmalara yön verecek üç boyutlu yüksek çözünürlüklü fotoğraf ve video görüntülerinin elde edilemeyişi idi. Böylece bu engel aşılmış oldu.
MARS GÖRÜNTÜLENİYOR Bu topoğrafik görüntüler, Mars'taki volkanlar, lav akıntıları, derin nehir yatakları ve kraterler gibi jeolojik oluşumlar hakkında önemli bilgiler veriyordu. Daha da önemlisi bu görsel dokümanlar; Mars'ın tarihinin ve değişim sürecinin anlaşılmasına yardımcı olacak önemli ipuçları sağladı. Hem NASA'daki, hem de Avrupa Uzay Ajansı'ndaki Mars'la ilgili çalışmaları yakından takip eden Dr. Lutz Richter (NASA görevlisi) iki görev arasındaki farkı şöyle özetliyor: Şu anda Avrupa, Amerika, Japonya ve Tayvan'dan 42 bilim adamı, bu üç boyutlu görüntüleri incelemektedir. İlk incelemelere göre, Mars'taki dev volkanların, büyük bir ihtimalle, yeni bir jeolojik zamanda oluştuğu ortaya çıktı. Uzmanlar, vaktiyle Mars'taki akışkan suyun, merkezi bir rol oynadığını ifade etmektedirler. Bu yüzden bilim adamları öncelikle, Mars'taki derin vadileri incelemektedirler.
MARS'TA KURUMUŞ SU YATAKLARI Milyarlarca yıl önce, bu derin yarıklardan suların aktığı düşünülüyor. Bunun kanıtı olarak da, vadilerdeki, suyollarına benzeyen derin izler gösteriliyor. Çekilen üç boyutlu resimler sayesinde, ilk defa, bir nehir yatağının derinliği ölçülebildi. Bugün, kuru olan nehir yataklarının, genişliği ve derinliğinden yola çıkılarak, nehirlerin ortalama debisi hakkında, bir tahmin yapılabiliyor. Buna göre, Mars'taki nehirlerde, saniyede 5 bin metreküp su akıyordu. Bu rakam, Ren Nehri'nin bugünkü debisinin, iki katı anlamına geliyor. Bazı uzmanlar, bu rakamın çok büyük olmadığını, nehir yataklarının ölçülerine bakılırsa, daha çok su akması gerektiğini söylüyorlar. Bugüne kadar, su miktarı, üzerinde yapılan tahminler yaklaşık değerlerdi. Ancak yapılan son tahminler, daha kesin sonuçlar vermektedir. Buna göre, yaklaşık bir buçuk milyar yıl önce, uzun süreli dönemler arasında, aktif olan nehirler vardı. Bu süre de, 100 milyon yıl olarak hesaplanıyor. Bir nehrin uzun süre akması; erozyonular, taşınan tortunun miktarı gibi nedenlerle, pek mümkün görünmüyor. Buradan da, Mars'taki nehirlerin, bir süre su taşıdıktan sonra, milyonlarca yıl boyunca kuru kaldığı anlaşılıyor. Yani uzmanlara göre, Mars'ta bugün olduğu gibi, ilk zamanlarda da sürekli su bulunmuyordu. Sular ortaya çıkıyor, ama bir süre sonra kayboluyordu. Bu olayda da, volkan faaliyetlerinin rolünün olduğu, böylece derinlerdeki buz tabakalarının eridiği düşünülüyor. VOLKANLAR
ÜPİTER: GAZ DEVİ
Güneş Sistemi'nin dış bölgesine girildiğinde, Jüpiter ile karşılaşılır. Bir gaz devi olan Jüpiter, gerek çap ve gerekse kütle açısından, Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegendir. Jüpiter�in kütlesi, yer kütlesinin, yaklaşık 318 katı, Güneş kütlesinin 1/1000 kadardır. Güneş Sistemi'mizdeki diğer bütün gezegenlerin, uyduların, asteroidlerin, kuyrukluyıldızların ve meteorların toplam kütlesinden, 2.5 kat daha büyüktür. Jüpiter, hacim olarak da Dünya�nın 1400 katıdır. Güneş�e yakınlık bakımından ise beşincidir. Dünya�ya göre, 5.2 kat daha Güneş�e uzaktır.
Jüpiter, en güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahiptir. Büyüklük ve çeşitlilik açısından, en zengin uydu sistemini barındırmaktadır. Uydularından oluşan ailesiyle, minik bir Güneş Sistemi'ne benzemektedir. Güneş Sistemi'nin, en büyük gezegen uydusu Ganymede, Jüpiter etrafında dönmektedir. Büyük miktarda hidrojenle, az bir oranda helyumdan oluşmaktadır. Jüpiter hakkındaki detaylı bilgilerimizin çoğu, gezegene yakın geçiş yapan veya çevresinde yörüngeye oturtulan insansız uzay araçlarının gözlemlerine dayanmaktadır. Jüpiter�e, çıplak gözle bakıldığında, parlak bir yıldıza benzemektedir. Parlaklığını, büyüklüğüne borçludur. Küçük bir teleskopla bile, açık-koyu renkli bulut kuşakları, kırmızı lekeler ve Galileo uyduları görülebilmektedir.
JÜPİTER'İN KEŞFİ
Jüpiter, sürekli olarak bulutlarla kaplıdır. Atmosferinde, derinlik arttıkça, basınç ve sıcaklık artmaktadır. Bu derinlikle birlikte basınç ve sıcaklık artışı, bulut tepelerinin altında, hidrojenin, elektriksel iletken bir akışkan haline gelmesini sağlar. Bununla birlikte, herhangi bir derinlikte katı bir yüzeye sahip değildir. BÜYÜK KIRMIZI LEKE
Bu fırtına, Jüpiter yüzeyinde hareket ederken, saatte 500 km hızla esen rüzgarıyla, önüne çıkan diğer fırtınaları yutar. Çoğunlukla kahverengi ya da kırmızı olan bu büyük fırtınanın, zaman zaman pembeye dönüştüğü de görülmektedir. Bu kararlı rüzgar yapısı, Jüpiter�in detaylı gözlemlerinin yapıldığı, son 300 yıldan beri, genel karakterini değiştirmemiştir. Jüpiter atmosferinin, kutuplar yakınında dönme periyodu, 9 saat 55 dakika 30 saniye olup, ekvatordaki dönme periyodundan, 5 dakika daha uzundur. Bu yüzden, farklı enlemlerdeki bulutlar, zıt yönlerde dönerler. Diferansiyel dönmenin varlığı, Jüpiter�in yüzey tabakalarının, henüz katılaşmamış bir gezegen olduğunun, en güzel göstergesidir.
Jüpiter, kütlesiyle orantılı olarak büyük bir ısı kapasitesine sahiptir. Dolayısıyla ilk oluşumu süresince, çekimsel büzülme altında kazandığı ısı enerjisini, son derece düşük bir hızla, ışınım olarak geri yayınlamıştır. Bu ısı enerjisinin, büyük bir kısmını, milyarlarca yıldan beri koruyarak, halen kızılöte dalga boylarında yayınlamaya devam etmektedir. KONVEKSİYON HAREKETLER VE ÜST ATMOSFERİN YAPISI Bu ısı enerjisi, Jüpiter atmosferinde, etkin konveksiyon hareketlerinin başlamasına neden olmaktadır. Konveksiyon hareketleri ile gezegenin diferansiyel dönmesinin etkileşmesi sonucu; aydınlık ve karanlık kuşaklar oluşmaktadır. Buna göre ısınarak, iç bölgelerden yükselen gazlar, yüzeye ulaştıklarında soğuyarak, açık renkte görünürler. Buna karşılık yüzeyde, soğumuş olan gazlar, hızla iç bölgelere doğru geri dönerek; ısınmaya başlarlar ve koyu renkte görünen bölgeleri oluştururlar.
JÜPİTER'İN ATMOSFER GAZLARI VE GÜNEŞ Galileo sondasının, Jüpiter atmosferinde sürpriz sayılabilecek önemli bir bulguda, helyum gibi birer asal gaz olan, argon (Ar), kripton (Kr) ve zenon (Xe) elementlerinin oranlarının, Güneş�tekinden üç kat daha fazla olmasıdır. Jüpiter�de izlenen bu artık asal gaz bolluğu, bugün için büyük ölçüde kabul gören bir teori ile açıklanmaya çalışılmaktadır. Bu teoriye göre; Jüpiter, Güneş�ten çok daha uzaktaki soğuk bir bölgede; yeterince katılaşmış Ar, Xe, Kr içeren gezegenimsilerden oluşmuştur. Güneş ve diğer sistem üyeleri ile çekimsel olarak etkileşen Jüpiter�in, yörüngesi, zamanla daralmış ve bugünkü Güneş�e daha yakın olan kararlı yörüngesine oturmuştur. Jüpiter, ağır elementler içeren büyük kütleli, kayadan oluşan bir çekirdeğe sahiptir. Bu durumda, gezegenin bir bütün halindeki kimyasal bileşimi; % 71 Hidrojen, % 24 Helyum ve % 5 oranında diğer ağır elementler olarak karşımıza çıkmaktadır. ATMOSFER'DEKİ "ŞİMŞEKLER ŞİDDETLİ" Atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar, kristal amonyak ve su parçacıklarından oluşmaktadır. Atmosferin derinliklerine doğru; yoğunluk sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar, tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde, dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenmektedir. JÜPİTER'İN ÇEKİRDEĞİ
YÜKSEK BASINÇ ALTINDA: "SIVI METALİK HİDROJEN" Bir elektron ve bir protondan oluşan hidrojen atomları, çok yüksek basınç altında birbirlerine yaklaştığında, elektron alış-verişinde bulunurlar. Jüpiter�in yüksek basınç altındaki bölgelerinde, elektrik akımı üreten elektronların hareket yönleri, gezegenin dönmesi ve konvektif hareketleriyle kontrol edilmektedir. Bu hareketler, üzerinden elektrik akımı geçen bir bakır teldeki elektronların hareketine benzemektedir. Böylece yüksek basınç altında, Jüpiter�in derinliklerinde yer alan hidrojen, bir metal gibi davranır. Bu durum, sıvı metalik hidrojen halidir. Jüpiterin iç yapısı, genel olarak, dört ana katmandan oluşmaktadır. 11,000 km çapında kayalık katı bir çekirdek, kabaca 3,000 km kalınlıklı sıvılaşmış buzul maddeleri içeren bir katmanla sarılıdır. Bunu 56,000 km kalınlıklı, helyum ve metalik hidrojen içeren bir manto tabakası takip etmektedir. Jüpiter�in, nispeten düşük olan yoğunluğu,suyun yoğunluğunun 1.33 katıdır ve akışkan bir yapısı vardır. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının, konveksiyon akımlarıyla yüzeye kadar aktarılabilmesi, ancak tümüyle akışkan bir iç yapıyla mümkündür. Sonuç olarak, Jüpiter, dev kütlesi ve kütlesel çekim gücüyle, Dünya gezegeninin, koruyucu bekçiliğini yapmaktadır. Asteroid ve kuyrukluyıldızları üzerine çekerek; Dünya yaşamını olumlu anlamda etkilemektedir. Özellikle, Mars-Jüpiter arasında bulunan asteroid kuşağındaki göktaşlarını, kendisine çekerek; bir bilardo deliği görevi yapmaktadır.
SATÜRN
Satürn, Güneş'e uzaklık olarak altıncı gezegendir. Güneş Sistemi'nde, Jüpiter'den sonra ikinci büyük dev gezegen olup, kütlesi, geriye kalan altı küçük gezegenin toplamından daha fazladır. Jüpiter, Uranüs ve Neptün'le birlikte, gaz devleri olarak sınıflandırılmaktadır.
SATÜRN'ÜN ATMOSFERİ Belirgin bir halka yapısı dışında, Satürn; Jüpiter'e çok benzer bir gezegendir. Ekvator çapı, Jüpiter'den çok az küçük, ancak kütlesi, Jüpiter kütlesinin sadece %30'u kadardır. Her iki gezegen de, eksenleri etrafında diferansiyel dönme gösteren dış katmanlara sahiptir ve ekvatordaki dönme süreleri, kutuplardakinden daha kısadır. Yer'den yapılan tayfsal gözlemler ve uzay araçlarından alınan veriler, her iki gezegenin de, hidrojen ve helyumca zengin, derin atmosferlere sahip olduklarını göstermiştir. Ayrıca az miktarda metan(CH4), amonyak(NH3) ve su buharı(H2O) içermektedirler. Bu benzerliklerden hareketle, Satürn atmosferinde de, aynı Jüpiter atmosferindeki gibi 3 farklı bulut katmanının var olduğu düşünülmektedir. Buna göre en üstte, donuk amonyak (NH3) kristalleri içeren üst bulut katmanı, onun altında amonyum-hidrosülfit (NH4 SH) kristallerinden oluşma bir orta bulut katmanı ve en altta ise, su buzul kristalleri tarafından şekillendirilen bir bulut katmanı yer almaktadır. Her ne kadar iki gezegenin atmosfer yapıları benzer olsa da, dış görünüm olarak fazlaca bir benzerlikten bahsetmek mümkün değildir.
Satürn bulutları, Jüpiter'de izlenen belirgin renk farklılıklarından yoksundur. Yer'den ve uzay araçlarından elde edilen Satürn görüntüleri, Jüpiter'deki kadar belirgin ve farklı renkli kuşak yapıları göstermemektedir (Şekil 11). Ayrıca Jüpiter'de izlenen Büyük Kırmızı Leke gibi uzun ömürlü fırtına yapıları, Satürn atmosferinde izlenmemektedir. Çok ender olarak, birkaç gün veya hafta süren (Şekil 12) fırtına yapılarına rastlanmaktadır. Hubble Uzay Teleskobu tarafından 1994 yılında kaydedilen, ekvator bölgesi civarındaki bu fırtına benzeri yapılar, son 200 yıl boyunca, ancak 20 defa görülebilmiştir.
EKVATORDA RÜZGAR: 1800 KM/SA'TA ULAŞIR Satürn'ün daha düşük kütleye ve yüzey çekimine sahip olması nedeniyle, bulut katmanları daha az sıkışmıştır ve 300 km kalınlıklı bir üst atmosfer tabakasına dağılmıştır(Şekil 13). Satürn'ün bulutları, atmosferinin daha derinlerinde yer aldığından ve üstleri daha kalın sis katmanları ile kaplı olduğundan, görünümünde belirgin renk farklılıkları gözlenmemektedir. Satürn bulutlarındaki bazı belirgin yapıların izlenmesiyle, üst atmosfer katmanlarındaki rüzgar hızları belirlenmiştir. Jüpiter'de olduğu gibi doğu-batı doğrultusunda zıt yönlerde esen hakim rüzgar bantları gözlenmiştir. Ancak rüzgar hızları, Jüpiter'deki değerlerden belirgin bir ölçüde daha büyüktür ve ekvatorda, 1800 km/sa gibi yüksek değerlere ulaşabilmektedir. SATÜRN'ÜN İÇ YAPISI Satürn'ün ortalama yoğunluğu, sadece 687 kg/m3 'dür. Bu değer, Jüpiter'in ortalama yoğunluğunun ancak yarısı kadardır ve Güneş Sistemi'nde bilinen en düşük ortalama yoğunluk değeridir. Satürn'ün bu düşük yoğunluğu, büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluştuğunun açık bir delilidir. Satürn'ün düşük kütlesi, hidrojen ve helyumun kütle çekim etkisi altında, Jüpiter'e oranla daha az sıkıştırılmış olmalıdır.
Satürn, Güneş Sistemi'nde, dönmeden dolayı, basıklIk değeri, en yüksek olan gezegendir. Gezegenin basıklığı, % 9.8'dir ve ekvator çapı, kutup çapından %9.8 daha büyüktür. Basıklık, bir gezegenin ne derece hızlı döndüğünün, içerdiği madde miktarının ve bu maddenin hacmi boyunca nasıl dağıldığının bir göstergesidir. Satürn, kabaca Jüpiter ile aynı dönme süresine, ancak daha düşük bir kütleye sahiptir. Dolayısıyla, daha düşük kütle çekimine sahip olduğundan, yüksek dönme hızı altında, ekvatoryal şişkinliği daha büyük olmaktadır. SATÜRN: JÜPİTER'DEN DAHA FAZLA "KIZIL ÖTESİ ENERJİ" YAYMAKTADIR Satürn, Jüpiter'de olduğu gibi Güneş'ten aldığı enerjiden daha fazlasını yaymaktadır. Bu ise, her iki gezegenin de birer iç ısı kaynağı olduğu anlamına gelmektedir. Jüpiter'in yüksek kütlesi nedeniyle, oluşumundan bu yana içinde hapsettiği ısısal enerjiyi, çok yavaş bir şekilde geri yayınlamaktadır. Yani diğer gezegenlere oranla çok daha yavaş soğumaktadır. Bu enerji, uzaya kızıl öte ışınım olarak yayınlanmaktadır. Satürn, Jüpiter'e oranla daha düşük kütleye sahip olduğundan, oluşumundan bu yana hapsettiğini; daha hızlı yaymış olmalıdır. Dolayısıyla Satürn'ün, şu anda daha düşük bir kızıl öte ışınım yaymasını beklemekteyiz. Ancak Satürn, Jüpiter'e oranla, birim kütle başına %25 daha fazla kızıl öte enerji yaymaktadır. Satürn'ün bu fazladan enerji kaynağının incelenmesi, ilginç sonuçlar da ortaya çıkarmıştır.
"Çapı 1 km üzerinde iki bin dolayında asteroit, Güneş'in çevresinde ve Dünya'ya yakın yörüngelerde vızır vızır dönüyor. Bunların binde biri büyüklüğünde bir tanesi, yüz yılımızın başında Sibirya'ya düşmüştü." DÜNYA'YA ÇARPAN GÖKTAŞLARININ BIRAKTIĞI İZLER İÇİN TIKLAYIN.. Yıldız Kayması(Meteor): Dünya'nın atmosferine giren bir toz parçasının, belki de çakıl büyüklüğünde bir göktaşının yanarak renkli bir ışık yaymasıdır. Bu tür göktaşlarının büyük bölümü, yere ulaşmadan daha atmosferin üst kısımlarındayken buharlaşır. Yaydıkları ışığın rengiyse, içerdiği kimyasal maddelerin yapısına göre değişir. Örneğin demirden bir göktaşı, sarı ışık yayarken; silisyum ağırlıklı olan, kırmızı ışık yayar. Bu olay tipik olarak atmosferin 80-110 km'leri arasında oluşur. Karanlık bir gecede saatte 8-10 meteor izlemek olasıdır. Her yıl belli zamanlarda oluşan meteor yağmurları sırasında saatte 100'ün üzerinde meteor izlenebilir. Meteoroid: Güneş ya da herhangi bir güneş sistemi cisminin çevresinde yörüngede olan ve kuyruklu yıldız ya da asteroit olarak sınıflanamayacak kadar küçük olan cisimlerdir. Mikro boyuttaki cisimler ve kozmik toz partikülleri de mikrometeoroid olarak anılırlar. Meteorit: Uzaydan tamamen buharlaşamadan Dünya yüzeyine ulaşan meteoroidlerdir. Meteoritlerin büyük bir bölümünün kaynağı asteroitlerdir. Her gün binlerce asteroit, atmosfere girer, yanar. Zaman zaman birkaç metre çapında büyük meteoritlerin de atmosfere girdiği olur. Onlar da girer girmez yanmaya ve buharlaşmaya başlar. Ancak bütünüyle buharlaşmadan, küçük bir parça olarak ve büyük bir hızla yeryüzüne düşerler. Yere ulaşabilen bu parçalara meteorit denir. Asteroit(Göktaşı): Yörüngeleri, Mars ve Jüpiter gezegenleri arasında kalan ve sayıları yaklaşık 40 000 kadar olan bu küçük gezegenlere, asteroit denir. Bu küçük gezegenler, kütle ve hacimlerinden ötürü gezegenimsi olarak da bilinirler. Ayrıca, bilindiği kadarıyla, bunların içinde bazılarının birer uydusu da vardır. Asteroitlerin günümüzdeki keşfi, Bode Kanunu'nun matematiksel olarak ispatlanmasıyla yol almıştır. Gezegenler arasındaki orantı, Johann Titius tarafından 1766 yılında belirtilirken, J.E. Bode, 'formüla'yı 1778 yılında yazmıştır. Bode ve Titius'un belirttiği üzere, Jüpiter ve Mars arasında kaybolmuş bir gezegen vardır. 1801'de Ceres 1 asteroidinin keşfi ile; İngilizce diline Yunanca kökenli Astreoides kelimesi "Astreoid" olarak 1803 yılında geçmiştir. Mayıs 2004 itibariyle; günümüz teknolojisi üstün teleskoplar sayesinde 40,500 astreoidin varlığından haberdar olunmuştur.
Sonuçta; günümüze bir zamanlar oluşmaya fırsat bulamayan bir gezegenin yapı taşları kaldı. Ancak ilginç olan nokta, bu asteroit kuşağının, Güneş'in çevresinde belli ölçüde eliptik bir yörünge izlemesidir. Turlarını 3-6 Dünya yılı içinde çeşitli sürelerde tamamlarlar. İşte bu nedenle, asteroitler, seyahatleri sırasında yaklaştıkları gezegenlerin çekim etkisiyle yörüngelerinden çıkabilir ve bu durum iki şeye yol açabilir: O gezegenin çevresinde yeni bir yörüngeye oturarak, onun uydusu haline gelebilirler, veya gezegen yüzeyine düşerek, büyük bir enerji patlamasına ve meteor krateri oluşumuna yol açabilirler. Birincisi için örnek, çoğu gökbilimcinin düşüncesine göre, Mars gezegeninin iki uydusu Phobos ve Deimos'un tarihçesini yansıtır. İkincisi için örnek ise, günümüzden yetmiş milyon yıl önce, Meksika körfezinde bulunan, bugünkü Yukatan Yarımadası yöresine düşen dev göktaşıdır. Başlattığı olaylar dizisinde, o zamanki pekçok canlı türünün ve bu dinozorların tüm Dünya'da hızla değişen iklim koşullarına ayak uyduramayarak yeryüzünden silinmiş olmalarıdır. Asteroitler, kimyasal bileşimlerine göre 3 e ayrılır: 1- C tipi: Bileşimindeki hidrojen ve helyum gazlarıyla, öteki uçucu maddeleri çıkardığımızda, Güneş'inkiyle aynıdır. Yani büyük oranda; karbon, oksijen, silisyum gibi yeryüzündeki kayalarda da bolca bulunan elementleri içerirler. 2- S tipi: Yaklaşık % 17 lik bir oranı oluşturur. Nikel, demir karışımı ve demir, magnezyum silikatlarından oluşurlar. 3- M tipi: Geriye kalanların çoğunu oluşturur ve neredeyse saf demir-nikel karışımından oluşur.
Kuyruklu yıldızların temel yapı taşları, buz halindeki su, metan ve biraz da amonyaktır. Buzun içinde toz kayalar ve organik maddeler bulunur. Gökbilimciler onlara, "kirli kartopları" der. İlk öğrenmemiz gereken şey, tabiatıyla, kuyruklu yıldızların, birer yıldız olmadıklarıdır. Bizim gördüklerimiz, Güneş Sistemi'nde uzun eliptik yörüngeler üzerinde dönen gök cisimleridir. Kendi ışıkları yoktur. Güneş'ten yansıttıkları ışınlar sayesinde görülürler. Ve 2'ye ayrılırlar: 1-Kısa dönemli: Kuiper Kuşağından geldikleri düşünülüyor. Kuiper Kuşağı, Pluton'un da ötesinde yer alıyor ve binlerce göktaşından oluştuğu tahmin ediliyor. 2-Uzun dönemli: Bu kuyruklu yıldızların, Kuiper Kuşağı'nın çok ötesindeki Oort bulutundan geldiği sanılıyor. Oort bulutunda, bir trilyon dolayında göktaşının, Güneş'in çevresinde döndüğü tahmin ediliyor.
ASTROFİZİĞİN ROSETTA TAŞI (*): "GÜNEŞ"
Güneş, gece gökyüzünde, çıplak gözle görülebilen 6000 yıldızdan, bize en yakın olan ve geceleyin göremediğimiz, bir yıldız. İçine bir milyon Dünya'nın, rahat rahat sığacağı kadar büyük. Ayrıca, o kadar yoğun ki, tek bir foton (temel ışık enerji birimi), bir atom parçacığına çarpmadan, 1 mm'nin küçücük bir bölümü kadar bile ilerleyemiyor. Bugün gördüğümüz Güneş Işınları, güneşin merkezinden çıktıkları yolculuklarına, son Buzul Çağı 'ndan önce başladılar. Işık Küre 'nin içinden kendilerine yol açmaları, yüz binlerce yıl sürdü. Ve ancak bundan sonra, uzayda 8 dakika süren, 150 milyon kilometrelik yolculuklarını tamamlayıp gözlerimize ulaşırlar. Güneş, genel yıldız sınıflamasında, G türü denilen, sarı cüceler arasında, o denli yaygın bir tür ki; sadece Samanyolu'nda, bu güneşlerden 100 milyar tane var. Güneş, yaşamımızın sürmesini sağlayan tüm enerjilerin kaynağı; havanın, iklimlerin belirleyicisi ve evrene enerji veren süreçleri işleten güç. Tahminen, 4,6 milyar yaşındaki termonükleer reaktörü(Güneşi), bilim adamları, ancak son 20 yıldır, gerçekten anlamaya başladılar. La palma'da, 1 metre çapındaki İsveç Güneş Teleskopu'yla yaptığı gözlemlerle, yüksek çözünürlük konusunda rekor kıran Scharmer: "Güneş, astrofiziğin Rosetta Taşı. Ancak şifresini, tam olarak çözebilmiş değiliz" diyor. (*) GÜNEŞ'İN YAPISI VE İŞLEVİ
Güneş'in yüzeyi yoktur. Atmosferi, incelerek Dünya'ya ve daha ötelere uzanıyor. Elektromanyetik etkinlik açısından Güneş, tam bir karmaşa. Dünya'da, elektrik ileten madde sayısı çok az. Güneş'te ise, nötr atomlarının uyarılması nedeniyle, hemen her şey çok iletken. Çok güçlü ısı ve ışınım enerjileri, elektronları, atomlarından kaçabilecekleri noktaya kadar uyarıp, pozitif(+) yüklü çekirdekler ile serbest negatif elektronlardan oluşan, foku fokur kaynayan bir çorba meydana getiriyor. Yani, elektrik akımını, bakır tel kadar kolay iletebilen ve gazsı bir karışım olan plazma. Elektrik yüklü her nesne gibi, plazma da, hareket ettiğinde, manyetik alanlar üretiyor. Bu alanlar yön değiştirdikçe, daha fazla akım oluşuyor. Sonuçta bu da, daha fazla manyetik alan meydana getiriyor. GÜNEŞ'İN ÇEKİRDEĞİ(MERKEZİ)
GÜNEŞ'TE ÇEKİRDEK KAYNAŞMASI(FÜZYON) Tüm yıldızlar gibi Güneş'de, kütle çekiminin etkisiyle sürüklenen gaz ve tozların, girdap halinde dönerek bir küre oluşturmasıyla, meydana geldi. Kütle gittikçe büyürken, merkezdeki hidrojen, çok büyük bir basınçla sıkışır. Sonunda, hidrojen çekirdeklerinin bir araya gelerek, çok aşamalı bir tepkimede, helyuma dönüşeceği, bir füzyon tepkimesini tetikler. Ortaya çıkan çekirdekler, onları oluşturan birleşimdeki hidrojen çekirdeklerinden, daha az kütleye sahiptir. Bu kütle farkı, Einstein'ın ünlü; E = mc2 formülüne göre, enerjiye dönüşüyor. Bu enerjinin büyük bölümü, gamma ışınları biçiminde, ışık olarak taşınıyor. Ki bu, elektromanyetik ışınımın, en şiddetli dalga boyudur. Ancak, Güneş'in çekirdeğinin yoğun olması nedeniyle, fotonlar, atomlara çarparak saçılıyor, ya da soğuruluyor ve yeniden yayılıyor. Foton, Güneş yüzeyine ulaşana dek, geçmesi gereken 700.000 kilometrelik yolda ilerlerken, o kadar çok enerji harcıyor ki; büyük bölümü, görünür ışık olarak adlandırdığımız, oldukça önemsiz bir ışınım olarak açığa çıkıyor. Nitekim merkezin hemen üzerindeki bölgede; (Güneş yarıçapının içten dışa doğru % 25'lik kısmından başlayıp, % 85'lik kısmına kadarki bölge), ışınım bölgesi(radiation zone), olarak adlandırılıyor. Bu bölgenin sıcaklığı, merkeze göre daha düşük; ortalama 5 milyon °C kadar. 1950'li yıllarda füzyon modeli, doğrulanmıştır. Ancak, füzyon sürecinde üretilen ve nötrino denilen, atomdan daha küçük, hayaletimsi parçacıklar, daha sonra fark edilmiştir. Araştırmacıların, onlarca yıl süren araştırmalarına göre, her gün Dünya 'ya çarpması gerektiği öngörülen nötrino miktarının, yalnızca üçte birini saptayabiliyorlardı. Sonunda, üç yıl önce, Japonya ve Kanada'daki tesisleri de içeren uluslararası düzeyde, dikkate değer bir çaba gösterildi. Ve kayıp nötrinoların, mutasyon geçirip, farklı türlere dönüştüğü kanıtlanarak, problem çözüldü. GÜNEŞ'İN YÜZEYİ YOK
IŞIKKÜRE Buradan, Güneş yüzeyi olarak betimlenen bölgeye; ışıkküre'ye(fotosfere) geliyoruz. Ancak Güneş'e baktığımızda, gazların birden yoğunlaşarak, saydamlığını neredeyse tümüyle yitirdiği, yaklaşık 500 km kalınlıkta bir sınır bölgesi var. Bir yüzey olarak algıladığımız bu bölge, aynı zamanda Güneş'e bir filtreyle baktığımızda gördüğümüz disk : bir tür hayali yüzey. İçerdiği gazın yoğunluğu da, öyle düşük ki; Dünya'nın deniz düzeyindeki atmosfer basıncının 10 binde 1'ine karşılık geliyor. Enerji, ışıkküre içinde de, ışınım yoluyla iletiliyor; çünkü burada bulunan gazın yoğunluğu, atomların enerji soğurup, sonra da salmalarına elverecek ölçüde incedir. RENKKÜRE
GÜNEŞ TACI(KORONA)
Taç kısmı, birçok ilginç özellik gösteriyor. Bunlardan biri, normalde Güneş 'in iç kısımlarından dışarıya doğru düşme eğilimi gösteren sıcaklığın, burada birden 2 milyon°C'ye kadar fırlaması. Bu ani sıcaklık artışının kanıtlarından biri, salınan elektromanyetik ışınım ve yüksek derecede iyonlaşmış atomların varlığı. Bu tür atomların oluşmasıysa, sıcaklığın milyon derece düzeylerine bağlı. Bu yüksek sıcaklığın bir nedeninin, Güneş'in manyetik alanıyla ilgili olabileceği düşünülüyor. Ancak nedenler, hala tam anlamıyla aydınlatılabilmiş değil. Bu bölümden salınan enerji, çok farklı dalga boylarındadır: Uzun dalga boylu radyo dalgalarından, kısa dalga boylu, X-ışınlarına kadar değişir. Burası, Güneş'in, X-ışını yayını yapabilmesine izin verecek sıcaklıktaki tek bölge. Dünya atmosferine giremeyen bu ışınları görüntülemekse, ancak uzay teleskoplarıyla mümkün. Taç kısmının önemli özelliği de, Güneş'in manyetik alanının etkisiyle, yer yer farklı şekillere girebilmesi. Bunlar, Güneş'in etkinliğiyle ilgili olarak, bize önemli bilgiler sağlayan ipuçlarıdır. (*)Rosetta Taşı, üstündeki yazılarla, Mısır hiyeroglif yazısının çözülmesini sağlayan taş. |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Venüs'ün yüzeyini biçimlendiren önemli bir unsur volkanik etkinliktir. Buna karşın, bazı garip jeolojik oluşumlar, Venüs'ün ikliminin, köklü bir biçimde değiştiğine işaret etmektedir. Bunların başında, su tarafından oyulmuş izlenimi veren bazı çizgiler gelmektedir. Bunlar, 7000 kilometreyi bulan uzunluklarıyla, Dünya'da kıvrılıp giden ırmakları ve sel ovalarını hatırlatmaktadır. Bu çizgilerin çoğu, ırmak deltasını andıran boşalma kanallarıyla noktalanmaktadır.
Venüs'ün alışılmadık yapısı ve yaşama düşman koşulları, atmosferinin yapısıyla da yakından ilgili görünmektedir. Su buharı, çok küçük ölçeklerde bulunsa da, Karbondioksitin zapt edemediği dalga boylarında, morötesi ışınımı soğurmaktadır. Kükürtdioksit (SO2) ve öteki kükürt gazlarıysa, aynı ışınımın daha başka dalga boylarını yakalamaktadır. Tüm bu sera gazlarının, bir arada etkileleri, Venüs atmosferini, Güneş ışınlarına geçirgen, ama geri dönen ısı ışınımına kapalı hale getirmektedirler.
Su buharı, atmosferin üst kesimlerine tırmandığında, Güneş'ten gelen morötesi ışınım(UV), molekülleri parçalayarak, oksijen ve hidrojen ya da döteryum atomlarını ayrıştırır. Daha hafif olan hidrojen, kolaylıkla uzaya kaçabildiğinden, Venüs atmosferinde döteryumun oranı artmıştır. Peki, bu süreç neden Dünya'da değil de Venüs'te ortaya çıkmıştır?
Gulf stream, kuzey Amerika'nın doğu kıyılarından kuzeye akan en büyük yüzey akıntısıdır. Bu sıcak su akıntısı, İzlanda ve İngiliz adalarındaki iklimin ılıman kalmasına neden olmaktadır. Gulf stream, üzerindeki havayı ısıtır ve toprak üzerindeki sıcak hava kütlesi, yumuşak hava oluşturmak için hareket eder. Gulf stream, kuzey Avrupa'daki yağmurlu havadan ve buzulların erimesinden sorumludur. Diğer yandan, bazı yüzey akıntıları, kutuplardan ekvatora doğru hareket ederek, beraberinde soğuk havayı taşırlar. Bu akıntıların ulaşmadığı bölgeler, daha sıcak bir iklime sahiptir. 
Yerküremiz; kabuk, manto ve çekirdek kısımlarından oluşur. Manto ve çekirdek ayrıca, iç ve dış olarak nitelendirilen, ikişer kısma ayrılır.
Yer yüzeyinin altındaki erimiş kayalara, magma denir. Magma yarı erimiş durumdadır. Balın aktığı gibi akar. Bazı durumlarda yüzeye yaklaşır. Yavaş soğuduğunda ise, büyük kristaller ile kayaç oluşturur. Böyle kayaçlara, sokulum (intrusive) kütleler denir. Daha yavaş magma soğumalarında, kristaller daha büyüktür. Sokulum kütleler, granit ve gabro'dur. Bazen magma, volkanlara doğru yüzeyi terk eder. Magma yüzeye ulaştığında, lav olarak isimlendirilir. Lav hızla soğuyarak, küçük kristalleri oluşturur. Bazen lav çok hızlı soğuduğunda, kristaller oluşmaz. Yeryüzünde oluşan kayaçlara, püskürük (extrusive) kütleler denir. Püskürük kütlelerin, örnekleri bazalt, obsidyen ve pumice'dir.
Dünya yüzeyinin değişimini, sürdürmektedir. Isı ve basınç gibi faktörler, kayaçların, şeklinin ve yapısının değişiminde rol oynarlar. Bu gibi değişimlerle oluşan kayaçlara, metamorfik kayaçlar denir. Bu faktörlerin sebep olduğu değişimler, ortadan kalkarsa, bu kayaçlar, orijinal yapılarına dönerler. Bu, ters yöndeki başkalaşım olarak bilinir. Kayaçlar, oluştuktan sonra değişmeden kalamazlar. Kayaçlar, bir tipten, başka bir tipe, değişebilir. Bu, sonlanmayacak olan bir işlemdir. Bir tipten, başka bir tipe olan değişim, kayaç çevrimi olarak bilinir.
Halley Kuyruklu yıldızı 1986
