Güneş Sistemi’nde Kaç Gezegen Var?

Geç olsun, güç olmasın demişler. Plüton‘un gezegenlikten çıkarıldığı günlerden beri içinde yer aldığımız Güneş Sistemi’nde kaç gezegen olduğu tartışılıp duruyor. Kimi 8, kimi 9 gezegen var derken, kimileri de onlarca gezegen olduğunu dile getiriyor. Biz bu işe biraz daha bilimsel bakmaya çalışalım ve gerçeği ortaya koyalım:

Plüton’un ötelerinde yeni küçük gezegenler bulunmaya başladığında, uluslararası astronomi birliği bir gezegenin ne olduğuna ilişkin tanımını değiştirmek, bir bakıma güncellemek durumunda kaldı. Buna göre, bir gökcisminin gezegen sıfatını elde edebilmesi için şu niteliklere uyuyor olması gerekli:

  1. Küresel bir yapıya sahip olacak kadar fazla kütleye sahip olmalı. Yani, iri meteorlar gibi yamuk yumuk bir yapıda değil, düzgün küresel bir biçimde olmalı.
  2. Doğal olarak Güneş veya başka bir yıldızın etrafından yörüngede dönmeli. Uzayda başıboş dolaşan hiçbir cisim bir gezegen olarak nitelenemez.
  3. Dolandığı yörüngeyi başka bir gezegenle paylaşmamalı ve yörüngesi üzerindeki diğer gökcisimlerini, çerçöpü temizlemiş olmalı.

Bu yukarıdaki üç kritere uyan gezegen sayısı, şu an için bildiğimiz kadarıyla Güneş Sistemi’nde sadece 8 adet: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Dolayısıyla, “evet bu bir gezegen” diyebileceğimiz sadece sekiz gökcismi var sistemimizde. Bir zamanlar gezegen olan Plüton ise, üçüncü kriteri karşılayamadığı için malesef gezegen sınıfına giremiyor. Ancak, küresel bir yapıya sahip olduğu ve Güneş’in çevresinde dolandığı için kestirip atmamız da mümkün değil. Bu durumda, Plüton ve benzeri gezegenleri ayrı bir sınıflandırma içinde isimlendirip, onlaracüce gezegen ismini veriyoruz.

Cüce gezegen Ceres (Fotoğraf: Dawn uzay aracı – NASA).

 

Plüton’dan önce gökbilimciler, Mars ile Jüpiter arasında yer alan asteroid kuşağında başka bir “gezegen” daha bulmuşlardı. Ceres adı verilen bu gezegen, çok küçük olduğu anlaşılana kadar gezegen muamelesi görmüş, ancak daha sonrasında irice bir meteor olarak tanımlanmıştı. Evet, Ceres oldukça büyüktür, bununla beraber, en küçük gezegen olan Merkür ile dahi karşılaştırıldığında çok küçük kalır. Takdire şayan emeklerle keşfedilen Plüton da yine aynı biçimde yaklaşık olarak Ceres boyutlarında bir gökcismidir. Fakat, daha şanslı olduğu için 2000’li yıllara kadar biraz basının, biraz da insanların ismine duyduğu sempatinin hatırına gezegen olarak nitelenmiştir.

Ancak, geçtiğimiz 10-15 yıl içinde Plüton’un yörüngesi yakınlarında ve daha uzakta, Kuiper Kuşağı içlerinde kendisine benzer boyutlarda onlarca gökcismi bulununca, Plüton’un gezegen ünvanı da elinden alınmak zorunda kaldı. Çünkü, bu ünvan kendisinden alınmasaydı, bulduğumuz diğer tüm gökcisimlerine de gezegen demek zorunda kalacaktık ve bu büyük bir kargaşaya neden olacaktı. Düşünsenize, Güneş Sistemi’ndeki gezegenleri saymaya kalktığımızda onlarca isim sıralamak zorunda olacaktık. İşte bu nedenlerden dolayı, Plüton ve Ceres benzeri gezegenlere “cüce gezegen” diyoruz.

Plüton ve uydusu Charon’un (ortadakiler), gezegenimiz Dünya ve uydumuz Ay ile boyut kıyaslaması.

 

Bugün, bazılarını Kozmik Anafor’da sizlere tanıttığımız, Trans Neptunian Object (Neptün Ötesi Cisimler) adıyla da anılan çok sayıda cüce gezegen var: Plüton, Ceres, Haumea, Sedna, Orcus, Quaoar, Makemake, Varuna, Eris, Ixion bunlardan birkaçı. Gökbilimciler, daha da keşfedilecek onlarca böylesi cüce gezegenin var olduğunu düşünüyor ve araştırmalara devam ediyorlar. Takdir edeceğiniz gibi, çok uzaklarda yer aldıkları için oldukça soluklar ve keşfedilmeleri de zaman alıyor. Bu da bize, önümüzdeki yıllar boyunca cüce gezegen keşiflerinin bitmek bilmeksizin süreceğini gösteriyor. Fakat, artık sayıları o kadar fazlalaştı ki, keşfedilen cüce gezegenlerin haber değeri bile olmuyor.

Evet, sorumuzun cevabına gelince:

Güneş Sistemi’nde 8 tane gezegen, en az 10 tane de cüce gezegen var diyebiliriz. Unutmayın, cüce gezegen sayısı hala belirsiz ve yenilerini keşfetmeye devam ediyoruz. Yirmi yıl sonra cüce gezegen sayısı 15-20 civarında, hatta daha fazla bile olabilir.

Zafer Emecan




Titius-Bode Yasası Doğru Mu, Yoksa Rastlantı Mı?

Titius-Bode yasası, basit bir biçimde şunu söyler; “her gezegenin Güneş’ten uzaklığı, bir önceki gezegenin iki katıdır”

1700’lü yılların sonunda, Johann Daniel Titius ve Johann Elert Bode isimli bilim insanları, Güneş Sistemi‘ndeki gezegenlerin belirli bir matematiksel modele uygun biçimde dizildiklerini ifade eden bir model ortaya koydular. Gerçekten de modele baktığınızda, gezegenlerin Güneş’e uzaklıklarının basit bir matematiksel diziyi takip ettiği görülüyordu.

Buna göre, ilk gezegen olan Merkür‘den sonra gelen Venüs‘ün Güneş’e uzaklığı Merkür’ün iki katıdır. Dünya ise Güneş’e Venüs’ten iki kat uzakta bulunur. Mars’ın uzaklığı ise Dünya’nın Güneş’e uzaklığının iki katı olmalıdır. Ve bu kural, böylece tüm gezegenlere uyarlanabilir.

Modeli matematiksel olarak basit biçimde ifade etmeye çalışalım.

İlk gezegen olan Merkür’ün uzaklığını sıfır (0), ikinci gezegeni 3 kabul edip, diğerlerinin uzaklığını da bir öncekinin iki katı şeklinde yazarsak, ortaya şöyle bir skala çıkar:

Gezegenler
0 3 6 12 24 48 96 192

Burada 0 Merkür, 3 Venüs, 6 Dünya, 12 Mars, 24 Ceres, 48 Jüpiter, 96 Satürn, 192 ise Uranüs‘tür. Önemli bir not olarak şunu düşelim; Titius-Bode yasasının ortaya atıldığı zamanlarda Asteroid kuşağında yer alan Ceres bir gezegen olarak görülüyordu. Neptün ise henüz keşfedilmemişti.

Bu oluşturduğumuz skalayı, gök bilimde kullanılan “astronomik birim“e (AB) dönüştürmek için ise, her birine dört ekleyip 10’a bölmemiz gerekiyor. İşlemi yaptığımızda şu şaşırtıcı sonuçla karşılaşıyoruz:

Gezegenlerin AB olarak uzaklıkları
0,4 0,7 1,0 1,6 2,8 5,2 10,0 19,6

Bu rakamlar, gerçekten de gezegenlerin Güneş’e olan uzaklıkların Astronomik Birim (1AB 150 milyon km’dir) olarak yaklaşık değerleridir. Tabloyu “kabaca” yorumlarsanız, gerçekten matematiksel bir düzen varmış gibi görürsünüz. Oysa bu yanıltıcıdır. Çünkü, bu skalaya göre işlem yapmaya kalkıştığınızda hata payınız milyonlarca kilometreyi bulur.

Titus-Bode
Titius-Bode Yasası’na göre gezegenlerin AB biriminden verilen uzaklıklıkları (rakamları 10’a bölmelisiniz).

 

Bu sistemde örneğin Mars’ın Güneş’e uzaklığı yaklaşık yüzde beş oranında hatalıdır. Yine, Satürn’ün uzaklığını da yüzde beş hata payıyla öngörür. Diğer gezegenler için hata payları da yüzde bir ile yüzde üç arasında değişir.

Tüm bu hata paylarına rağmen, Titius-Bode yasası “o kadar kusur kadı kızında da olur” düşüncesiyle uzun yıllar boyunca kabul gördü. Öyle ki, aslında bir yasa ile uzaktan yakından ilgisi olmadığı halde “yasa” tanımlaması dahi yapıldı. Oysa, bu sadece bir hipotezdi. Biraz da sanırız insanlardaki “mükemmellik” algısı bunda etken oldu. Düşünsenize, gezegenler bile hiç gerek olmadığı halde (evet gerek yoktur, başka ve orantısız dizilimler de mükemmel bir Güneş Sistemi oluşturabilir) belli bir sistemi takip ediyor görünüyordu ve bu insanların çok hoşuna gitti.

Ta ki, 1846 yılında Neptün keşfedilene kadar

Titius-Bode yasasının doğruluğundan çok emin olan gök bilimciler, Neptün keşfedildikten sonra hemen uzaklığını ölçme girişiminde bulundu.

pluton-neptun
Neptün ve Plüton’un yörüngeleri Titius-Bode yasasına uymadığı gibi, birbiri ile iç içe olacak kadar tuhaf bir yapıdadır.

 

Kısa süre sonra ise Neptün’ün uzaklığı (Newton kanunları kullanılarak) ölçülmüştü. Büyük bir şaşkınlık yaşadılar çünkü Neptün Güneş’e bu yasanın öngördüğünden tam yüzde 30 daha yakındı. Bu ise neredeyse 1 milyar km’lik bir hata demekti.

Sözde yasaya en büyük ve son darbeyi ise Plüton’un keşfi vurdu. Yapılan ölçümler, Plüton’un Güneş’e uzaklığının Titus-Bode Yasası ile öngörülenden tam yüzde 95 daha yakın olduğunu gösteriyordu. Hata payı milyarlarca km idi.

Nihayetinde Titius-Bode Yasası’nın sistemimizdeki Neptün’e kadar olan gezegenlere “kabaca” uyuyor görünmesinin bir rastlantıdan ibaret olduğu kabul edildi. O zamana kadar “olsa da olur, olmasa da” diye bakılan yüzde 3-5’lik hatalar tekrar göze batmaya başladı. Ne de olsa, gezegenler arasındaki mesafeler düşünüldüğünde yüzde birlik bir fark bile milyonlarca kilometre demek oluyordu.

Titius Bode yasası yanlış da olsa, bilgi yarışmalarında size kolaylık sağlayabilir. Bu arada, bilgi yarışmaları çok sıkıcı olduğu için Survivor yarışması fotosu kullanmayı uygun bulduk.
Titius Bode yasası yanlış da olsa, bilgi yarışmalarında size kolaylık sağlayabilir. Bu arada, bilgi yarışmaları çok sıkıcı olduğu için Litvanya’da yapılan Survivor yarışmasına ait bu fotoyu kullanmayı uygun bulduk.

 

Bununla beraber, yine de kullanım alanları vardır. Örneğin, Dünya’nın Güneş’e uzaklığının ortalama 150 milyon km olduğunu bilirseniz, diğer gezegenlerin uzaklıklarını (Uranüs’e kadar) aklınızdan kabaca hesaplamanıza yarayabilir. Amatör astronomlar ve bilgi yarışmalarına katılanlar için faydalı bir bilgi 😉

Bugün Titius-Bode yasası, gök bilim tarihinin anılarından biridir sadece. Hala hatırlayan ve bazen keşfettiğimiz uzak gezegenlerde benzer orantılar gördüklerinde yad eden birkaç gök bilimci haricinde, bilim tarihininde yapılmış hatalı (ancak güzel) çıkarımlardan biri olmak dışında başka yerde adı geçmez.

Zafer Emecan




Çok Uzaklardan Güneş’e Bakmak: Sedna

Üstteki, bir sanatçı tarafından yapılan ilüstrasyonda, cüce gezegen Sedna’dan (2003 VB12 veya 90377 Sedna olarak da isimlendiriliyor) yıldızımız Güneş’e atılan bir bakışın canlandırmasını görüyorsunuz.

Güneş Sistemi’nin çok uzak dış kısımlarında, Plüton’un da ötesinde yüzbinlerce asteroid ve cüce gezegenin yer aldığı Kuiper Kuşağı yer alır. Kuiper Kuşağı; tıpkı Mars ile Jüpiter arasında yer alan Asteroid Kuşağı‘nın, İç Güneş Sistemi’ni sarmaladığı gibi, tüm gezegenleri bir halka biçiminde ama bu kez çok uzaklardan sarmalar.

Güneş’e en uzak olduğu dönemde 140 milyar km ötede, bu kuşak içinde yer alan cüce gezegen Sedna’dan bakıldığında çok uzaklardaki Güneş ve gökyüzü ilustrasyondaki gibi görünüyor olmalı. Plüton’un Güneş’ten sadece 6 milyar kilometre uzakta olduğu düşünüldüğünde Sedna’nın ne kadar uzak olduğunu daha iyi anlayabilirsiniz.

Sedna
Sedna’nı bir sanatçı tarafından yapılan tasviri. Bu cüce gezegen çok uzakta ve oldukça küçük olduğu için maalesef teleskoplarımızla sadece bir ışık noktası şeklinde görünür. Yapısı ile ilgili bildiklerimizin tümünü, ondan yansıyan ışığın tayf analizi ve yörünge hızının ölçümlenmesiyle elde ediyoruz.

 

Sistemimiz aslında seyrek bir gaz ve toz tabakası ile kaplıdır. Ancak, içerisinde yer aldığımız için bu seyrek tabakanın varlığını kolayca farkedebilmemiz mümkün olmaz. Kimi zamanlar “burçlar ışığı” şeklinde gördüğümüz tozdur aslında bu. Güneş Sistemi’nin içerisinde yer alan işte bu toz, o mesafeden bakıldığında Güneş ışınlarını saçarak yörünge düzleminde bulanık bir kuşak oluşturur.

Sedna oldukça küçük bir cüce gezegendir. Plüton’dan daha küçük, yaklaşık 1.000 km’lik bir çapa sahiptir. Güneş çevresindeki geniş yörüngesini yaklaşık 11.500 yılda tamamlar. Aslına bakılırsa Sedna, Kuiper Kuşağı ile çok daha uzakta yer alan Oort Bulutu arasında gelip giden aşırı eliptik yörüngeye sahip olan bir gezegenciktir.

Sedna
Cüce gezegen Sedna’nın keşfedilmesini sağlayan teleskop görüntüsü. Bu fotoğrafta yer alan gökyüzü bölgesinde, arka plandaki yıldızlara göre küçük bir hareket gerçekleştiren bir gökcismi olduğu farkedildi. Daha sonra bu cismi izleyen gökbilimciler, onun aslında cüce bir gezegen olduğunu anladılar.

 

Güneş, bu cüce gezegenin göklerinde çok çok parlak bir yıldız şeklinde görünmesine karşın, Güneş’ten aldığı ısı ve ışık, yörüngesinin en yakın olduğu zamanlarda bile (11.5 milyar km) bizden tam 6 bin kat daha azdır. Gezegenin yüzeyini bırakın ısıtmayı; bir mum ışığı kadar ancak aydınlatabilir. Bu nedenle, Sedna’da sıcaklık hiçbir zaman -200 santigrat derecenin üzerine çıkamaz.

Eğer burada yaşayan birileri olsaydı, gelişmiş teleskoplara sahip olmadıkları sürece büyük ihtimalle ne bizden ne de Güneş Sistemi’ndeki diğer gezegenlerden haberdar olmayacaklardı. Çünkü o mesafeden bakıldığında gezegenler Güneş’e çok yakın bir açısal mesafede yer alır ve yıldızımızın parlaklığı arasında kaybolurlar.

Zafer Emecan




Plüton, 1 Milyon Kuyruklu Yıldızdan Oluşmuş Olabilir!

Aslında Plüton devasa bir kuyruklu yıldız olabilir. Araştırmacılar, Plüton’un ünlü “kalbi”nin sol tarafını oluşturan ve azot buzu içeren geniş bir buzul olan Sputnik Planitia’ya yakından baktıktan sonra cüce gezegenin kökeniyle ilgili yeni bir teori geliştirdiler.

San Antonio’da bulunan Southwest Araştırma Enstitüsü’nde çalışan bir bilim insanı olan Chris Glein açıklamasında, buzul içindeki tahmini azot miktarı ile, eğer Plüton Rosetta’nın incelediği 67P kuyruklu yıldızındaki kimyasal bileşenlerle benzer bir yapıya sahip olan yaklaşık bir milyon kuyruklu yıldız ile veya Kuiper Kuşağı‘nda bulunan diğer cisimler ile oluşturulsaydı o zaman sahip olacağı tahmini azot miktarı arasında merak uyandırıcı bir tutarlılık bulduklarını söyledi.

Avrupa Uzay Ajansı’nın Rosetta aracı,  2014-2016 yılları arasında 67P/Churyumov-Gerasimenko kuyruklu yıldızının yörüngesinde dolandı. Yörüngedeki ana araç, kuyruklu yıldızın buzlu gövdesine ilk yumuşak dokunuşu yapmayı başaran Philae adlı iniş aracını yerleştirdi. Kuiper Kuşağı ise, Neptün’ün yörüngesinin ötesinde yer alan donmuş cisimlerden oluşmuş bir halkadır ve Plüton da bu kuşağın en büyük sakinidir.

Plüton’da bulunan azotlu bir buz ovası olan Sputnik Planitia’nın bu görüntüsü,  2015 yılının Temmuz ayında cüce gezegene yakın geçiş yapan New Horizons (Yeni Ufuklar) uzay aracı tarafından çekildi. (Telif: NASA/JHUAPL/SwRI)

 

Glein ve meslektaşı  Hunter Waite, Rosetta’dan ve Temmuz 2015’te Plüton’a yakın geçiş yapan NASA’nın New Horizons (Yeni Ufuklar) görevinden gelen verileri analiz ettikten sonra yeni bir Plüton oluşum senaryosu tasarladılar. Glein, “araştırmamız, Plüton’un kuyruklu yıldızların yapı taşlarından miras aldığı ilk kimyasal yapısının – belki de yer altı okyanuslarında – kimyasal olarak sıvı su ile değiştirilmiş olduğunu öne sürmektedir” diye açıkladı.

Glein ve Waite, Plüton’un kökenini kesin olarak ortaya attıklarını iddia etmiyor: İkili, Güneş’tekine yakın kimyasal bileşimlerle soğuk buzların birleştiği cüce gezegenin yer aldığı  “Güneş modeli”nin de oyunda kaldığını belirtiyorlar. Glein, ayrıca bu araştırmanın Yeni Ufuklar ve Rosetta misyonlarının Plüton’nun kökeni ve evrimi konusundaki anlayışımızı genişletmeye yönelik fantastik başarılarına dayandığını belirtiyor. “Kimyayı dedektiflik aracı olarak kullanarak bugün Plüton’da gördüğümüz bazı özellikleri uzun zaman önce oluşum süreçlerine kadar takip edebiliyoruz” diye ekledi.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.space.com/40687-pluto-formation-1-billion-comets.html




Güneş Sistemi Gezegenlerinde Mevsimler

Mevsimler, gezegenin yıldızı etrafındaki yörüngesinin ve kendi eksen eğikliğinin doğal bir sonucu olarak meydana gelir. Bunlara bağlı olarak bazı zamanlarda bazı atmosfer olayları sık ya da seyrek yaşanır.

Bildiğimiz üzere dünyamızda genel anlamda 4 mevsim yaşanmaktadır. Neden diğer gezegenler de mevsim yaşamasın ki? Elbette onlar da mevsim yaşarlar. Tabi süreleri ve mevsimler arasındaki değişiklikler birbirlerinden oldukça farklılık göstermektedir. Öncelikle bir gezegende mevsimler nasıl oluşur ve mevsimlerin oluşmasını sağlayan unsurlar nelerdir, açıklamakta fayda var.

Mevsimler, gezegenin yıldızı etrafındaki yörüngesinin ve kendi eksen eğikliğinin doğal bir sonucu olarak meydana gelir. Eksen eğikliği nedeniyle yılın bazı aylarında Güneş ışınları bir yarım küreye daha dik açıyla gelirken diğer yarım küreye ise daha eğik açılarla gelir.

Mevsimleri oluşturan olgu, Güneş’e yakınlaşıp uzaklaşmamız değildir.

 

Örneğin Dünya’da, 21 Haziran’da Güneş ışınları Yengeç Dönencesi’ne dik açı ile gelirken yılın en uzun günü yaşanır ve kuzey yarım küre için yaz mevsiminin başlangıcı iken, Oğlak Dönencesi’ne daha eğik bir açı ile gelir ki bu da kış mevsiminin başlangıç tarihini temsil eder.

Çünkü bu durum atmosferden geçen radyasyon miktarı ve Güneş ışınlarının geliş açısı ile bazı atmosfer olaylarının daha sık gerçekleşmesine neden olur. Bu olayların bütünü ise mevsimler olarak adlandırılır. Dünya’da mevsimler arası süre ortalama olarak 90-93 gün arası iken Mars’ta 7 ay, Satürn’de ise 7 yıla kadar çıkabilir.

Dünyamızda mevsimlerin oluşmasında eksen eğikliği eliptik yörüngeden daha etkin bir rol oynar. Eliptik yörüngenin etkisinin az olmasının sebebi ise Dünya’nın Güneş etrafındaki yörüngesinin daireye yakın bir eliptik şekil ortaya koymasıdır.

Yani Güneşe en yakın ve en uzak konumu arasındaki mesafe, mevsimler üzerinde anlamlı bir fark yaratacak kadar fazla değildir -bu da yaklaşık 5 milyon kilometreye tekabül eder-.

Peki diğer gezegenlerde durum nedir?

Mesela Merkür’de bir mevsimin başladığı veya bittiği anlaşılabilir değildir. Çünkü Merkür’ün bir günü 57, bir yılı da 88 dünya günüdür. Yani 2 dolanma hareketi 3 dönme hareketine eşittir (Detaylı bilgi için: Merkür’de Farklı Bir Gün). Ama merak etmeyin, zaten orada mevsim yaşayacak bir atmosfer de bulamazsınız.

Eksen eğiklikleri yaklaşık olarak 3 derece olan Venüs ve Jüpiter’de de mevsimler arasındaki fark çok azdır. Venüs’te atmosfer basıncı ve sera etkisi hakimken Jüpiter’de ise saatte binlerce kilometreye ulaşan ve yüzlerce yıl sürebilen fırtınalarla uğraşmak zorunda kalacaksınız.

Lakin Mars’ta durum biraz farklı. Mars’ın mevsim döngüleri Dünya’ya benzese de Mars’ta mevsimlerin döngüsünü eksen eğikliği değil daha çok eliptik yörünge sağlar. Güneş’e en yakın ve en uzak konumu arasındaki fark oldukça fazladır. Bu da mevsimler arasındaki farkları bariz hale getirir.

Görsel üzerine tıklayıp büyütebilirsiniz.

 

Mars’ta da Dünya’daki gibi kuzey yarım kürede yaz mevsimi, gezegenin Güneş’e en uzak olduğu zamanlarda yaşanır. Yani güney yarım kürede yaz, kuzey yarım küreye göre daha sıcak; kış da daha uzun ve soğuk geçer. Ancak burada da mevsimsel döngünün önemli bir parçası olan toz fırtınalarına maruz kalacaksınız.

Yörünge ve Eksen Eğikliğine Dair Bazı Rakamlar

Sonuç olarak sadece bizim gezegenimizde değil, diğer birçok Güneş Sistemi gezegeninde de mevsimsel döngüler yaşanmaktadır. Ancak bize uygun yaşam için elverişli koşulları, evimiz Dünya’dan başka hiçbir yer sunmuyor.

Ek Sorular ve Cevapları:

Eksen eğikliği olmasaydı ne olurdu?

  • Mevsimler oluşmazdı.
  • Gece ve gündüz her zaman eşit olurdu.
  • Güneş ışıkları her zaman ekvatora dik düşerdi.
  • Matematik iklim kuşakları ortadan kalkardı.

Gezegenlerin yörüngeleri neden eliptiktir?

Kepler Yasalarınca hiçbir gök cisminin yörüngesi çember değildir (Detaylı Bilgi İçin: Kepler Yasaları). Bir gezegen, yıldızının etrafında ne kadar yüksek hızla dönüyorsa o kadar basık bir yörüngeye sahiptir.

Umut Can Güven

https://www.universetoday.com/15462/how-far-are-the-planets-from-the-sun/
https://bilimfili.com/gezegen-atmosferleri/
http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/baska-gezegenlerde-de-mevsimler-gorulur-mu




Garip Bir Nesne: Ay

İnsanların çoğu icin bir romantizm kaynağı, insan davranışlarını etkileyen astrolojik bir cisim veya karanlık gecelerin aydınlatıcısı iken, diğer bir kısım insan için bilimsel bir merak konusu. Hatta bazıları Ay’ı görmüyor, merak bile etmiyor. Etmez de, işleri var, güçleri var. Ya da ilgileri yok, olmak zorunda değil ki…

Plüton-Charon ikilisini saymazsak, bir gezegenin kendi kütlesine göre sahip olabileceği en büyük ve en yakın uydu. Aslında uydudan öte; bir eş… Dünya ve Ay, tam olarak öyle olmasa da birer çift gezegen olarak nitelenir bazen, tıpkı Plüton ve Charon gibi.

Görece dünyaya çok yakın olması yüzünden Dünya’nın kütleçekim kilidine kapılmış Ay. O yüzden kendi cevresindeki dönüş hızıyla Dünya çevresindeki dönüş hızı aynı. Dolayısıyla bize aynı yüzünü gösteriyor sürekli.

Benzer bir durum biraz daha yumuşak olsa da, Güneş ve Merkür arasında söz konusu. Merkür de Güneş’e çok yakın oldugu icin çekim kilidine yakalanmış durumda. Yani bir yüzün uzun süreler boyunca yanarken, diğer yüzü soğuktan donuyor, Allah düşmanıma vermesin…

Oluşumu icin farklı görüşler mevcut: kimine göre Dünya’nın henüz katılaşmadığı dönemde bir gökcismi ile çarpışması sonucu oluşmuş. Kimine göre ise milyarlarca yıl önce Dünya’nın çekim kuvvetine kapılıp hapsolmuş bir gökcismi.

Dev gezegenlerin Güneş’e yakın konumlarından yavaşca uzaklaşırken, cekim etkileriyle yörüngelerini darmadağın ettiği kayaç iki gezegenin yakınlaşması belki de…

Nedir, ne değildir bilemem… Bildigim Ay’ın güzelliği ve bizim var olmamıza olan katkıları. O kadar uzaktan ne yapıyor demeyin, üzerindeki kraterlere bakarsanız anlayabilirsiniz. Bazen birilerinin kalkan olmasi gerekiyor diğerlerine gelecek tehlikelere karşı… Dahası da var ama anlatmak uzun sürer. Gel-git döngüsünün Dünya’nın içinde yarattığı sürtünmenin gezegenimizin hala jeolojik olarak “canlı” kalmasına destek olduğunu söyleyip geçeyim. Efendim, deprem ve volkanlar gereklidir yaşam icin; zaman zaman çok can alsalar da geleceğimizi garanti altına da alırlar.

Ay iyidir, güzeldir… Yavasca, her yıl 4 santimetre kadar uzaklaşıyor Dünya’dan. Bir gün, uzun yıllar sonra bir gün, çok ama çok uzak olacak bize. Yine de; ne ben, ne o, ne sen, ne de torununun bilmemkaç bin kuşak sonrası Ay’ın yokluğunu göremeyecek. Hatta belki onun gittiğini görecek hiç kimse kalmayacak buralarda. Öyle olsa da, şimdilik bakmakla yetinelim, henüz o ve biz buralardayken.

Zafer Emecan




Dev Bir Asteroid: 4 Vesta

Yukarıda gördüğünüz bu fotoğraf, Mars ile Jüpiter arasındaki Asteroid Kuşağı‘ndaki en büyük gökcisimlerinden biri olan 4 Vesta isimli asteroide ait.

Güneş’ten ortalama 345 milyon km uzakta yer alan 4 Vesta, bir cüce gezegen olarak nitelenemeyecek kadar küçük olmasına rağmen, bir asteroid için “dev” sayılabilecek kütle ve boyutlardadır.

Biraz “yamuk” olmasına karşın, ortalama 572 × 557 × 446 km çapındaki bu asteroidi ilk kez “net” biçimde Dawn (Şafak) uzay aracının gönderdiği fotoğraflar sayesinde inceleyebildik. Daha öncesinde yeryüzündeki en güçlü teleskoplarla bile, üstteki fotoğrafın sağ üst köşesindeki küçük bulanık bir görüntü olarak görebiliyorduk.

4 Vesta
4 Vesta asteroidinin Dawn uzay aracı tarafından çekilmiş bir fotoğrafı.


4 Vesta, Güneş çevresindeki bir tam dönüşünü 3.6 yılda bir tamamlıyor. Aslında, Güneş Sistemi içindeki küçük, önemsiz bir gökcisminden öte, tek önemli özelliği “Pallas” ile birlikte bildiğimiz en büyük asteroidlerden biri olması. Tabii, önümüzdeki yüzyıllarda şu an aklımıza gelmeyen birçok konuda önem kazanabilir. Örneğin, ülkemizin yüzölçümüne sahip bu asteroid, gözde bir madencilik merkezi olabilir.

2011 yılında 4 Vesta’yı ziyaret eden Dawn uzay aracı, incelemesini tamamladıktan sonra Asteroid Kuşağı’ndaki “tek” cüce gezegen olan Ceres‘e doğru yola çıktı ve şu anda Ceres yörüngesinde incelemelerini sürdürüyor

Zafer Emecan




Gezegen Büyüklüğünde Uydu: Ganymede

Güneş Sistemi’nin en büyük gezegeni olan gaz devi Jüpiter’in bilinen 63 uydusu arasındaki en büyük ve ayrıca Güneş Sistemi’nin de bilinen en büyük uydusu Ganymede’dir.

Uydu, 1610 Yılında Galileo Galilei tarafından Jüpiter’in diğer 3 büyük uydusu ile birlikte keşfedilmiştir. Galileo Uyduları olarak adlandırılan bu 4 uydu, küçük bir teleskop ya da dürbünle dahi çok rahat gözlemlenebilir. Güneş Sistemi’nin bilinen en büyük 6 uydusunun 4’ünü bu Galileo Uyduları oluşturmaktadır.

Ganymede, 5.262 km lik çapı ile Merkür gezegeninden bile daha büyüktür (Merkür’ün ekvator çapı 4.879 Km dir). Dolayısıyla, Satürn’ün uydusu Titan ile beraber, gezegen boyutlarında olup da başka bir gezegenin uydusu olmak zorunda kalan nadide gökcisimleri arasında yer alır.

titan-merkur-ganymede
Ganymede, Satürn’ün uydusu Titan ve Merkür gezegenlerinin boyut karşılaştırması. Titan ve Ganymede her ne kadar Merkür’den daha büyük boyutlarda olsalar da, oldukça hafif buz yapılı gökcisimleridir. Merkür ise büyük oranda kayaç yapılıdır ve dev boyutlarda bir demir çekirdeğe sahiptir. Bu nedenle her iki uydudan çok daha fazla kütleye sahiptir.

Öyle ki onu Jüpiter’in yörüngesinden alarak Güneş’in yörüngesinde bir yere koymuş olsaydık eğer, boyutları ile hiç göze batmadan rahatlıkla bir gezegen olarak kabul edilebilirdi. Ancak, Merkür’den daha büyük çapa sahip olmasına rağmen Ganymede oldukça hafiftir. Kütlesi, Merkür’ün kütlesinden yaklaşık 2.8 kat daha azdır. Bu da uydunun yapısının büyük oranda buzdan oluştuğunu gösteriyor.

Ganymede uydusunun yüzeyinde kalın bir buz tabakası mevcut fakat, farklı olarak bu tabakanın üzerinde bolca miktarda çarpma izleri, oluklar ve kraterler var. Yüzeyindeki kraterlerden bazıları 4 Milyar yaşını bulabiliyor. Kraterlerin bu denli uzun süre korunabilmiş olmasının sebebi, uydunun kabuğunda çok fazla tektonik hareketlerin gerçekleşmiyor olmasına bağlanıyor. Yani, Ganymede jeolojik olarak pek aktif bir yapıya sahip değil.

ganymede-icyapi
Ganymede’nin iç yapısı ve boyut olarak Dünya-Ay ikilisi ile kıyaslanması. Ganymede, küçük bir demir-kaya karışımı çekirdeğin çevresine toplanmış büyük miktarda su buzundan oluşan bir yapıya sahiptir.

Ganymede, en büyük olmasının yanı sıra kendine ait manyetosfere sahip olan tek uydudur. Uydunun iç yapısı hala sıcaktır ve eriyik durumda bir tabakası vardır. Jüpiter’in manyetosferi içinde yer almasına rağmen, kendi manyetosferi çapının iki katı bir alanda etkilidir. Bu manyetosferi, özellikle uydunun ekvator bölgelerini Jüpiter kaynaklı yüksek enerjili parçacık akışından korumaktadır.

Ancak bu manyetosfer, yine de uydunun yüzeyinin günde 8 rem (0.08 sievert) iyonize edici radyasyona maruz kalmasını engelleyemez (Radyasyon oranları ve etkileriyle ilgili şu yazımızda detaylı bilgi bulabilirsiniz). Dünya’da günlük normalimizin 0.14 rem olduğunu düşünecek olursak, Ganymede uydusuna gelecekte insanlı kolonilerin radyasyona karşı güçlendirilmiş olması veya yer altına kurulmaları gerekliliği ortadadır.

Yakın zamanda yer atlında tuzlu su okyanusu bulunduğunu öğrendiğimiz Ganymede, bizim yaşamamızın yanı sıra Dünya dışı yaşam ihtimali için de önemli bir yer konumunda.

Berkan ALPTEKİN & Sinan DUYGULU

En üstteki görselde Ganymede’nin Galileo Uzay Aracı tarafından çekilmiş olan bir fotoğrafı yer alıyor.




Mars’ta Zaman: Yıllar, Günler, Saatler…

Gelecekte bir gün, insanlar Mars üzerinde kolonileşip yaşamaya başladığında, bugün alışık olduğumuz “saat” ve “yıl” kavramlarının orada Dünya ile eş zamanlı olarak aynen kullanılmasını bekleyemeyiz.

Çünkü her iki gezegenin hem Güneş çevresinde, hem de kendi çevrelerindeki dönüş hızları farklıdır ve bu durum, ciddi sorunlara yol açar.

Mars’ın Güneş çevresindeki bir turu, bizde olduğunun aksine 365 gün değil, 687 “Dünya günü” sürer. Yani, Bir Mars yılı neredeyse iki Dünya yılına denktir. “Mars günü” açısından ise, bir Mars yılı yani Mars’ın Güneş’in çevresinde dönüşü 668 gündür. Dolayısıyla Dünya’daki 365 günlük takvimi Mars’ta kullanmaya kalktığımızda, daha ilk yıl dolmadan Güneş’in gökyüzündeki konumundan mevsimlere varana kadar her şey birbirine girer.

Mars Yörünge
Dünyamız, Güneş’e Mars’tan iki kat daha yakındır ve bu nedenle Güneş çevresindeki bir turunu Mars’tan iki kat hızlı gerçekleştirir. Yani, Mars gezegeni Güneş çevresinde bir tur atmışken, Dünya iki tur atmış olur.

Gün(gece gündüz döngüsü) kısmından devam edelim:

Dünya’nın kendi çevresindeki bir turuna denk gelen 24 saatlik “gün” kavramı da Mars’ta işlemez olur. Maalesef bir Mars günü (Mars gününe “sol” adı veriliyor), Dünya gününe çok yakın olsa da, 24 saat değil, 24,6 saattir. Bu da, yaklaşık her 48 günde bir, Dünya’ya göre tam bir tur eksik döndüğü anlamına gelir. Daha başka bir deyişle; Dünya’da 48 gün geçmişken, Mars’ta sadece 47 sol yaşanmıştır. Geçen zaman aynıdır, fakat ölçekler gece-gündüz döngüsüne göre oranlandığı için, iki gezegende ne saatler, ne günler, ne de yıllar birbirini tutmaz.

Dünya ile bağları korumak adına Dünya saat kavramının kullanılması Mars’ta yaşayanlar için ciddi bir sorun demektir. Günlerinizin (gece-gündüz döngüsü) şaşacak olması yetmezmiş gibi, Mars’ın mevsimsel döngülerini de bu zaman ölçeğiyle belirleyemezsiniz. Çünkü Mars’ta da döngüsel mevsimler yaşanmaktadır ve gezegendeki toz fırtınaları öncelikle bu döngünün düzenli bir parçasıdır. Dolayısıyla, hayati önemi olan mevsim değişikliklerini belirlemek için bir Mars saati ve takviminin belirlenmesi zorunludur.

Yani, Dünya ile eş zamanlı olarak aynı takvim ve saat sistemini Mars’ta kullanamayız. Bu da demek oluyor ki, gelecekte Mars sakinleri farklı bir takvim ve saat sistemi kullanacaklar. Yahut, her iki gezegen için sorun yaratmayacak, gece-gündüz ve mevsim döngülerinden bağımsız yeni bir zaman ölçüm sistemi geliştireceğiz.

Zafer Emecan




Asteroit Kuşağından Geçmek Ne Derece Tehlikeli Olabilir?

Bilim Kurgu filmlerinde genellikle Asteroit Kuşağı’ndan geçen uzay araçları karşısına aniden çıkan devasa gök taşları sebebi ile sürekli ani manevralar yapmak zorunda kalır ve filmi izleyen kişi bu sahneleri soluksuz takip eder.

Peki Mars ile Jüpiter arasında yer alan Asteroid Kuşağı gerçekte de bu kadar dolu dolu ve tehlikeli bir yer midir?

Şu an itibari ile bildiğimiz kadarı ile bu bölgede yaklaşık olarak 500 Binden fazla irili ufaklı asteroit mevcut. Bunlardan yalnızca 200’e yakınının çapı 100 km den daha büyük. Bunların haricindekiler birkaç metre ile 100-200 metre çapları arasında değişiyor.

StarTrek_starship_Enterprise_NCC1701A_firing_phasers_freecomputerdesktop_wallpaper_1024
Bilimkurgu filmlerinde, Asteroid kuşakları geçilmesi zor manevralar gerektiren mayın tarlaları gibi gösterilir. Film için gerekli aksiyonu sağlaması açısından oldukça heyecan verici sahnelere yol açsa da, bu durum malesef yanlıştır.

Bu kuşaktaki asteroitlerin tamamını bir araya getirsek Uydumuz Ay’ın toplam kütlesine ulaşamayacak kadar az bir sayıda ve kütledeler diyebiliriz.

Kuşak içinde herhangi iki asteroit arasındaki ortalama mesafe Dünya ve Ay arasındaki mesafe ile hemen hemen aynı sayılır. Yani ortalama 400.000 km civarı… O kadar ki, Asteroit Kuşağı’nın Mars’a en yakın kenarında yer alan bir Asteroit, Güneş çevresindeki bir tur dönüşünü 3 yılda tamamlarken kuşağın en dış kenarındaki bir asterotin bir tur dönüşü 6 yılı bulabiliyor. Bu durum aslında Asteroit Kuşağı’nın sanılanın aksine ne kadar boş bir alan olduğu gerçeğini ortaya koyuyor.

Tabii ki bu durum kuşağın her yerinde mesafeler bu şekildedir gibi bir kesin olgu da yaratmıyor. Bazılarının Güneş çevresindeki yörüngelerinde dönüşleri sırasında yolları kesişebiliyor ve çarpışmalar meydana gelebiliyor. Böyle durumlarda Asteroitler daha küçük parçalara ayrılarak yörüngelerde dönüşlerini sürdürüyorlar.

L5zmg
Güneş Sistemimiz’deki gezegenlerin sıralaması ve Asteroid Kuşağı’nın Konumu. Kuşaktan önceki gezegenler sırasıyla Merkür, Venüs, Dünya ve Mars gibi karasal gezegenler iken, kuşak sonrasında gaz devi gezegenler olan Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün yer alır.

Bilim insanları 70’li yıllardan itibaren günümüze dek birçok uzay aracını bu kuşaktan sorunsuz olarak geçirdiler. Hatta bazı uzay araçlarını Asteroitlerin yüzeylerine indirerek araştırmalar gerçekleştirdiler.

En basitinden şu şekilde düşünürsek; Asteroit Kuşağı sanılanın aksine o kadar boştur ki, bir asteroitin üzerinde yaşıyor olsaydık eğer ömrümüzün sonuna gelene dek çevremizdeki bir başka asteroiti hiçbir zaman çok yakından göremeyebilirdik. Aynı durum, Neptün’ün ötesinde yer alan ve büyük miktarda asteroid içeren “Kuiper Kuşağı” için de geçerlidir.

Sinan DUYGULU




Güneş Battıktan Sonra Görülen Parlak Yıldız

Gün batımları, o rengindeki ahenk ile insanı iyileştiren bir güzelliğe sahiptir. Öylece Güneş’in batışını izlemek, bir terapidir adeta. Bazı zamanlarda bu gün batımına bir de parlak yıldız eşlik eder.

Öylesine parlak görünür ki, gökyüzüne o anda bakanlar muhakkak onu fark eder. Aslında bu görülen bir yıldız değildir. Bu parlak gök cismi, çoğunlukla Venüs ya da Jüpiter gezegenidir. Bazen ise bu gökcismi Satürn gezegeni olabilir.

(Bu yazıda anlattığımız gökcismi, tesadüf eseri 2016 yılının yaz aylarında gün batımından hemen sonra görülen parlak Mars gezegeni ile karıştırılmamalıdır. Bu yazımızda, ömrünüz boyunca sıkça göreceğiniz bir yıldız, daha doğrusu bir gezegenden söz edeceğiz).

Peki nasıl oluyor da bu kadar parlak oluyorlar, hangisinin hangisi olduğunu nasıl ayırt edebiliriz? Yıldızlardan ayırt edebilmemiz mümkün mü?

Venüs ve hemen üstünde yer alan Satürn gezegeni. (Foto: Michael Daugherty)

Gördüğümüz o parlak yıldızın Venüs mü Jüpiter mi olduğunu anlamak aslında oldukça kolay. Her şeyden önce gökyüzünün en parlak iki cismi bu iki gezegenimizdir. Dolayısıyla öncelikle gördüğümüz o parlak yıldızın gerçekten bir yıldız mı yoksa Venüs veya Jüpiter mi olup olmadığını anlayabiliriz. Burada ayırt etmede en önemli faktörlerden birisi yıldızların nokta kaynak olmalarından ötürü, atmosferdeki dalgalanmalardan etkilenmeleri ve ışıklarının göz kırpar gibi görünmesidir. Gezegenlerde bu etki çok daha azdır. Bu sayede gezegen olduğunu anladık diyelim, peki hangisi olduğunu nasıl ayırt edebiliriz?

Uzun yazı okumaktan hoşlanmayanlar için yazımızın hemen başında şunu söyleyeyim: 2018 yılı bahar ve yaz aylarında gün batımı sırasında göreceğiniz parlak gökcismi, Venüs gezegenidir. Detaylı bilgi almak isteyen okurlarımız, şimdi yazının kalanını okuyabilirler…

Her şey çok basit bir geometrik olaya dayanıyor. Venüs bir iç gezegen olduğu için, yani Dünya ile Güneş arasında bir yörüngeye sahip olduğu için biz Dünya’dan baktığımızda Venüs’ün yörünge hareketini ayırt edebiliriz. Yani Venüs yörüngesi etrafında nasıl Güneş’in etrafında dolanıyorsa, gökyüzünde de Güneş’in etrafında benzer şekilde dolanır.

merc-ven-sunset-horiz-BC
Merkür ve Venüs’ün gökyüzünde Güneş etrafındaki hareketleri bize onların birer iç gezegen olduğunu söyler.

Dolayısıyla Venüs; zaman zaman Güneş’in önünden geçerken, zaman zaman arkasında kalır. Aynı şekilde bu dolanma hareketi sırasında bize göre Güneş’in sağında veya solunda da kalabilir. Bu sebeple Ay gibi evreler gösterirken, ayrıca bu hareketi ile bir gezegen olduğunu anlamamıza imkan verdiği gibi bize onun Jüpiter olup olmadığını anlamamıza da imkan sağlar.

Aşağıdaki görselde Venüs ile Dünya’nın yörüngeleri arasında bir üçgen görülüyor. Buradaki alfa açısı bize Venüs’ün gökyüzünde Güneş’ten kaç derece uzakta olduğunu verir. Dikkat ederseniz bu açı hiçbir zaman belirli bir değerin üzerine çıkamaz, yani Venüs gökyüzünde Güneş’ten en fazla belirli bir derece uzakta görülebilir. Bunun aksine Jüpiter bir dış gezegen olduğu için gökyüzünde Güneş’ten olan görsel uzaklığında bir sınırlama yoktur.

Aşağıdaki görselde verilen açı en büyük açı değeri değildir. En büyük açı değeri için Venüs’ün bulunduğu yerdeki açı 90 derece, yani teğet olmalıdır.

Venus_yorunge

Dolayısıyla bir gün batımı sonrasında görüldüğü dönemlerde, Venüs asla doğu ufkunda görülmez (gün doğumu sırasında görüldüğü dönemlerde de asla batı ufkunda görünmez). Çünkü açısal uzaklığı buna el verecek kadar fazla değildir. Eğer doğu ufkunda parlak bir yıldız görüyorsanız bu Jüpiter’dir. Peki ya Jüpiter de yörüngesindeki konumu sebebiyle Venüs ile yakın görülüyorsa, o zaman hangisinin hangisi olduğunu nasıl ayırt ederiz?

Bu durumda da parlaklıklarına bakmamız yeterli, Venüs gökyüzünde Jüpiter’e oranla daha parlak görünür. Dolayısıyla parlak olan Venüs’tür diyebiliriz.

Yukarıdaki görselin bir diğer sonucu da Merkür‘ün gökyüzündeki hareketidir. Merkür daha küçük bir yörüngede dolandığı için onun Güneş’ten olabilecek en büyük açısal uzaklığı Venüs’ten de küçüktür. Dolayısıyla Merkür’ü asla doğu veya güney ufkunda göremeyiz. Eğer gökyüzündeki onca parlak gök cismi arasından Merkür’ün hangisi olduğunu tahmin etmek istiyorsak, Güneş’e yakın bir yerlere bakınmakta fayda var. (Bkz. bir üstteki infografik)

Buradan da bir diğer sonuca ulaşıyoruz, yalnızca gün batımında görünmedikleri. Yörüngeleri dolayısıyla bir taraftayken Güneş’in solunda diğer taraftayken ise sağında kalırlar. Haliyle ya gün doğumu öncesinde Güneş’ten önce doğarlar ya da gün batımı sonrasında Güneş’ten hemen sonra batarlar. Fakat biz genelde gün doğmadan önce uyanık olmadığımız için daha sıklıkla gün batımında görmeye alışkınız. Halbuki benzeri şekilde gün doğumu sırasında görmek de mümkündür.

9 Nisan 2018 tarihinde Türkiye Antalya’dan saat 20:00’da gökyüzü ve Venüs gezegeninin konumu (Görsel: Starry Night Pro Plus 7 astronomi yazılımı).

Hemen üstteki, Starry Night programından alınmış görselde ise 9 Nisan 2018 tarihinde gün batımında  Venüs‘ün batı ufkunda kendisini gösterdiğini görüyoruz. Yani, 2018 bahar ve yaz ayları boyunca günbatımları sırasında göreceğiniz o çok parlak gökcisimi Venüs olacak.

Bazen bu Venüs olur, bazen Jüpiter, bazen Satürn. Bazen ikisi veya hepsi birden de olabilir. Bu durum tamamen Dünya’nın ve bu gezegenlerin yörüngelerindeki konumlara bağlıdır. Jüpiter ile aramıza Güneş girdiğinde, Jüpiter’i gün doğumu veya batımında Güneş’e yakın olarak görürüz. Jüpiter ve Satürn, Dünya’dan sonra yer alan gezegenler olduğu için onları Güneş’le yan yana görmemiz ancak bu şekilde mümkündür. Tabi ki bu durumda rahatça söyleyebiliriz ki Jüpiter ve Satürn Güneş’e yakın görünen bir konumdaysa, bize yörünge olarak oldukça uzak bir konumdadır.

Her ne kadar Venüs aşırı parlak bir yıldız gibi, Jüpiter ve Satürn de parlak birer yıldız gibi görünse de bazen parlak yıldızlar da onları tanımamızı zorlaştırabilir. Yani gün batımı sırasında gördüğümüz o parlak yıldız gerçekten bir yıldız olabilir. Bunu ayırt etmek için elbette ki en etkili yöntem yukarıda fotoğrafını paylaştığımız Stellarium, Starry Night gibi bir programdan yardım almaktır. Fakat yukarıda da ele aldığımız gibi profesyonel gözler ve bilgili birisi için tek bakışta olayı anlamak da mümkündür.

Hazırlayan: Ögetay Kayalı
Geliştiren: Zafer Emecan

Not: En üstte yer alan kapak fotoğrafımız, Julie Fletcher tarafından Avustralya’da Eyre Gölü üzerinde çekilmiştir. Fotoğrafta Venüs’ün solunda Samanyolu, hemen altında ise burçlar ışığı rahatlıkla görülebiliyor. 


teleskoplar-2254-2-meade

Amacınıza en uygun ve en kaliteli teleskop ya da dürbünü, en uygun fiyata sadece Gökbilim Dükkanı‘nda bulabilir, satın alma ve kullanım sürecinde her zaman bize danışabilirsiniz
GÖKBİLİM DÜKKANI’NA GİT




Üç Günde Mars’a Gitmek

Varacağımız mesafeler ne kadar uzak olsa da bizi uzayda zorlayan en büyük etken, kullandığımız araçların yavaşlığı. Parçacıkları ışık hızına yakın hızlara kadar hızlandırabiliyoruz ama uzay araçlarının hızı, ışık hızının yüzde üçüne bile çıkamıyor. Mars’a gitmek, bugünkü teknoloji ile “en az” beş ay sürüyor.

Şu aralar kızıl gezegene üç günde varmamızı sağlayacak bir sistemden bahsediliyor. NASA ile çalışan bilim insanı Philip Lubin uzay aracını lazerlerin ittiği dev yelkenlerle hızlandıracak bir sistem üzerinde çalışıyor. Sistemin arka planında fotonların yarattığı momentum var ama Güneş kaynaklı fotonlar yerine bu kez Dünya merkezli dev lazerlerden bahsediyor. Lubin’e göre son gelişmeler bu olayı bilimkurgudan bilimsel gerçekliğe taşıyor ve bunu yapmamamız için bir sebep yok.

Bu sistemin nasıl çalışacağını anlamaya çalışalım. Günümüzde kullanılan kimyasal yakıtlar büyük bir itki sağlasa bile bu, kısa süreli ve ancak büyük miktarların yakılması ile sağlanabiliyor. Kimyasal itki sistemleri, ışınım ya da ışık kullanılan elektromanyetik sistemlere göre çok verimsiz. Lubin’in bir makalesinde dediği gibi, kimyasal sistemler kimyasal enerji ile sınırlıyken, elektromanyetik ivmelenme ışık hızıyla sınırlı.

Mars bize şu anki teknolojimizle yorucu ve uzun bir yolculuğa neden olacak kadar uzak ancak, bu uzun süre yakında çok azalabilir.

Burada şöyle bir sorun var: Elektromanyetik ivmelenmeyi laboratuvar ortamında yaratmak basit olsa da fotonik itki, pek çok karmaşık sisteme ihtiyaç duyar. Öncelikle CERN‘deki LHC’de bulunanlar gibi çok güçlü süper iletken mıknatıslar gerekir ve bunları uzay seyahati için gereken uygun boyutlarda tasarlamak hiç kolay değildir.

Peki fotonlar kocaman uzay aracını nasıl itecek? Fotonlar kütlesiz olmakla birlikte yüksek enerji ve momentum taşırlar. Bir nesneden yansıdıklarında o nesneye ufak bir itme uygularlar. Büyük bir yelkene uygulamaya devam ederlerse sonuç olarak uzay aracı hızlanır. Lubin ve ekibi sistemlerini henüz denemedi ama, 100 kiloluk bir yükü Mars’a üç günde götürebileceklerini hesap etti.

Gönderilen roketlerin tonlarca olan kütlesini düşünecek olursak bu miktar inanılmaz küçük kalır çünkü araç, üzerinde hiçbir yakıt taşımayacak. Hesaplara göre insanlı bir aracın Mars’a gitmesi ise yaklaşık bir ay alacak. Yani bugünkü en güçlü roketin (Space Launch System-SLS) beşte biri. Fotonik itki bir uzay aracını ışık hızının yüzde otuzuna kadar hızlandırabilir ve bu 50-100 gigawatts kimyasal enerjiye denktir. Ama asıl faydası, bizi Güneş Sistemi’nin ötesine taşıyacak uzun mesafelerde görülecektir.

Bir gün Mars gezegeni yeni evimiz olacak. Ancak, şimdilik buna epeyce zaman var gibi.

Açıkçası bu sistem insan taşıma amacıyla tasarlanmadı çünkü, uzun mesafeleri gitmek için çok daha ağır olması gerekir. Lubin’e göre robotlar uzun mesafe için daha iyi bir seçenek ve hatta Lubin, zar kadar ince uzay araçlarını ışık hızına yakın hızlara çıkarmayı öneriyor. Yine de yapay zekamızı uzak mesafelere, özellikle yaşanabilir gezegenlere göndermek çok büyük bir şey.  Lubin’in makalesinde belirttiği gibi, bizi evimizden uzaklara götürecek yolculuğa çıkmanın zamanı gelmiştir belki de.

Lubin ve ekibi 2015 yılında NASA’dan fon kazandı ve fotonik itki sisteminin uzay seyahatlerinde kullanılabileceğini kanıtlamaları bekleniyor. Bizler de onlardan gelecek sonuçları merakla bekliyoruz.

Not: Uzay araçlarında kullanılacak yüksek teknolojili itiş sistemleri hakkında çok geniş kapsamlı bilgi için, “geleceğin itki sistemleri” isimli yazı dizimizi okuyabilirsiniz. 

Çeviri: Nazlı Turan

Kaynak




Galeri: Curiosity’den Mars’ın Jeolojik Katmanları

Mars’taki en gelişmiş uzay aracımız olan Curiosity, gezegenin bugüne kadar alınmış en detaylı jeolojik katman görüntülerini Dünya’ya gönderdi. Fotoğraflarda “Murray Tepeleri” olarak adlandırılan Gale Krateri içindeki bölgenin katmanlaşmış kumtaşı yapısı detaylarıyla gözler önüne seriliyor.

curiosity
Tepe boyunca, Mars’ın “sulak olduğu” zamanlarda oluşmuş kumtaşı katmanları.

curiosity111
Kumtaşı katmanları, artık kurak olan Mars’ta oluşamıyor.

curiosity113
Günümüzde bu jeolojik katmanlar, Mars’ın ince atmosferinin yarattığı rüzgar aşındırması ile gün yüzüne çıkıyorlar.

curiosity114
Rüzgarın yarattığı aşındırma, katmanları gün yüzüne çıkartığı gibi, önümüzdeki milyonlarca yıl içinde yavaş yavaş yok edecek.

curiosity115
Gale Krateri’nin Curiosity tarafından alınmış genel bir görüntüsü.




Gelecekte Marslı Kolonicileri Nasıl Tanıyabiliriz?

Biliyorsunuz, yüz yıl içinde kaçınılmaz olarak Mars’ta bir insan kolonisi oluşacak. Ve yine kaçınılmaz olarak, Marslı kolonicilerin ayrı bir kültürü, yaşam şekli, dili ve belki de inancı gelişecek.

Gelecekte Mars’ta doğup büyüyecek olan insan neslinin Dünya’ya dönmesinin fizyolojik açıdan kendilerini biraz zorlayacağı da aşikar. Mars gezegeni her ne kadar gezegenimizin yarı boyutlarında olsa da, kütlesi Dünya’nın sadece 10’da 1’i kadar ve yüzeyindeki kütle çekimi de sadece 3’te 1’i civarında.

Yani, 60 kg ağırlığa sahip olan bir insan, Mars’a gittiğinde kendini 23 kg ağırlıkta gibi hissedecek. Daha açık bir ifade ile, kendini 3 kat daha kuvvetli hissedip, yeryüzünde kaldırabildiği ağırlığın 3 katını rahatlıkla kaldırabilecek.

Mars’ta manzara izlemek bile çok sıkıcı olsa gerek. Marslı dostlarımız maalesef yüzeyde uzay elbiseleri ve oksijen tüpleri ile dolaşmak zorunda…

Ancak bu durum geçici, çünkü vücudumuz Dünya’nın çekim kuvveti ile baş etmek üzere şekillenmiştir ve daha düşük veya yüksek kütle çekime sahip yerlerde kendisini hızlıca bu duruma adapte etmeye çalışır. Şu yazımızda, vücudumuza böylesi ortamlarda neler olduğunu açıklamaya çalışmıştık.

Dolayısıyla, Mars’ta geçirilen zaman içerisinde vücudumuz da bu düşük kütle çekim ortamına alışıp, daha zayıf bir yapıya kaçınılmaz olarak bürünecek.

Mars kolonisinde ise, adaptasyon biraz daha dramatik boyutlarda olacak. Dünya’nın 1/3’ü kadar olan yerçekimi nedeniyle, daha doğum aşamasında bizlerden daha zayıf kemik ve kas yapısına sahip olacak Marslı dostlarımız, Dünya’nın “kendileri için” yüksek yerçekiminde hareket etmekte zorlanacaktır. Gezegenimize geldiklerinde kendileri aniden 3 kat daha ağır hissedecekler ve kas yapıları bu ani ağırlık değişimine uyum sağlamakta güçlük çekecek.

Bir Marslı kolonist için Dünya’da alışveriş yapmak zor olacak gibi. Uzun boylarına uygun kıyafet bulmakta zorlanabilirler. Tabii, turizm sektörü onlara satacak uygun kıyafetleri üretmekte gecikmeyecektir…

Yine, Mars’ta doğup büyümüş olanlar zayıf yerçekimi nedeniyle bizlerden daha uzun boylu da olacaklar. Marslı kolonistlerin ortalama boyu 2 metre veya üzerinde olacaktır muhtemelen. Kısaca gelecekte orada doğup büyüyenler, uzun boylu ve zayıf kas ve kemik yapılı insanlar olarak karşımıza çıkacaklar.

Yeryüzünün kendileri için yüksek yerçekimine alışmaları için yoğun bir beslenme ve egzersiz programı uygulamaları gerekecek ki, bu da aylar boyu uyum için çaba sarfetmeleri gerektiği anlamına geliyor. Genç olanları için bu uyum süreci görece kolay atlatılabilir ancak, orta yaş ve üstü Mars kolonistlerinin işi gerçekten zor olacak.

Günümüzdeki selfie çılgınlığı gelecekte de değişecek gibi görünmüyor. Mars’a giden Dünyalı turistlerin iner inmez selfie çekip sosyal medyaya yüklediklerini bol bol göreceğiz…

Dolayısıyla ticaret veya turizm amaçlı Dünya’yı ziyaret edecek Mars kolonisi mensuplarını yolda yürürken bile çabucak yorulmalarından, birkaç kilogramlık küçük çantaları bile taşıyamayışlarından, uzun boylarından veya ağır aksak kan ter içinde yürümeye çalışmalarından tanımak çok kolay olacak.

Hatta birçoğu, Dünya’daki yüksek yerçekiminin yarattığı sıkıntılar nedeniyle, sokaklarda dolaşırken tekerlekli sandalye benzeri araçları tercih edecektir. Ya da o zamanın teknolojisi yeterince ilerlemiş olursa, vücutlarını güçlendirecek mekanik yürüyüş aparatları takarak gezindiklerini görebileceğiz. 

Bizden oraya turist olarak gidenler ise, 3 kat daha güçlü olacaklarından; kendilerini birkaç ay için de olsa Superman gibi hissedecekler. Onlar için bir kabus olacak Dünya ziyaretine karşın, Mars’ı ziyaret etmek bizler için çok keyifli olacağa benziyor…

Zafer Emecan




Güneş Sistemi’nin Mavi Devi: Neptün

Güneş Sistemi’nin kıyılarından derinliklere doğru açılıyoruz. Yunan mitolojisindeki, denizlerin tanrısı, depremlerin ve atların kadim yaratıcısı Neptün. Namı diğer Poseidon. Bize uzak olduğu kadar, mavi-yeşil atmosferi ve beyaz bulutlarıyla gezegenimizi en fazla andıran güzel gezegen…

Keşfi

Galileo’nun çizimlerine bakınca Neptün’ü 28 Aralık 1612’de ve 27 Ocak 1613’te gözlemlediğini görebiliriz ancak, Galileo her seferinde hareketsiz görüntüsünden dolayı Neptün’ü yıldız sanmıştır. O tarihte Neptün ve Dünya’nın yörüngedeki hareket yönleri tersine dönmekteydi, bu kısa zaman aralığı boyunca gezegenler gökyüzünde sabit duruyormuş gibi görünür. Bu da Galileo’nun o zamanki teleskobuyla gezegenin hareketini farketmesini iyice güçleştirmişti. Bu sebeple bu gözlemleri Neptün’ün keşfi olarak sayılmamaktadır.

Neptün bize bu kadar uzakken, hakkında bilgi edinmeyi geçtik, keşfedilmesi bile mucizeydi. Ama keşfe yol açan bir sebep vardı; Uranüs‘ün garip hareketleri ve huysuzlukları.

uranus545781
Uranüs gezegeni… Neptün keşfedilene kadar, yörünge hareketlerindeki tutarsızlıklar açıklanamıyordu…

Uranüs bir türlü beklenildiği gibi davranmıyor ve sürekli öngörülen yörüngenin dışına çıkıyordu. Bu durumda farklı bir etkenin varlığı kaçınılmaz oluyordu. Bu fikri 1834 yılında papaz T.J. Hussey ortaya attı ve “bilmediğimiz bir gezegen Uranüs’ü etkiliyor olabilir mi?” dedi. İzleri takip ederek suçluyu bulabilirdik.

Bu düşünce Hussey’in aklını 1835 yılında Greenwich’e, kraliyet gökbilimcisi George Airy’ye mektup yazacak kadar yoruyordu. Airy bu konuyla pek ilgilenmemişti ve ümit vaadetmedigini söylemişti. Hussey ise bu konuyla ilgilenmekten vazgeçmişti. Bundan sonraki adımı 1837 yılında Alexus Bouvard’ın yeğeni Eugene Bouvard attı. Airy’ye mektup yazan Bouvard, görünmeyen bir cismin bu durumun sorumlusu olabileceğini söylemişti fakat, böyle bir şey olsa bile gözlemlenemeyeceği yanıtını almıştı. Bu sırada Uranüs sorun çıkarmaya devam ediyordu. Bu durum 1841 yılında genç bir Cambridge öğrencisi olan John Couch Adams tarafından tekrar gündeme getirildi.

Nüptün'ün varlığı ile ilgili çalışmaları bir türlü dikkate almayan huysuz ihtiyar, George Biddel Airy.
Nüptün’ün varlığı ile ilgili çalışmaları bir türlü dikkate almayan huysuz ihtiyar, George Biddel Airy.

Adams, günlüğünde bugüne kadar üzerinde durulmamış olan bu durumla ilgilenecegini anlatmış, “Bu duruma ondan daha uzak henüz keşfedilmemiş bir gezegen yol açıyor olabilir mi olamaz mı; belki bu gezegenin yörüngesi veya keşfini mümkün kılacak benzeri bir özelliği tespit edilebilir” yazmıştı. Adams 1843’de mezun oldu ve o andan itibaren Uranüs’ün hareketleri üzerine çalışmaya başladı. 1845’de yeni gezegenin konumunu yaklaşık olarak hesaplamıştı ve bir teleskop bulup onu aramaya başlaması gerekiyordu. Airy’ye mektup yazdı ve böylece bir dizi talihsizliğin başlamasına neden oldu. Airy, Adams ile de ilgilenmedi. Adams daha fazla uğraşmadı ve ona varsayımsal gezegenin uzaklığını gökbilimi ölçütleriyle 38,4 AB olarak belirttiği bir mektup bırakıp Airy’ye yazmayı kesti. Airy büyük bir gökbilimciydi fakat, düzen ve yöntem takıntısı vardı.

O sırada başka tarafta başka gelismeler yaşanıyordu. Urbain Jean Joseph le Verrier adlı genç bir fransız matematikçi de Uranüs ile ilgileniyordu. Adams’ınkine benzer bir çalışma yapmıştı ve Adams’ın çalışmasından haberdar değildi. Le Verrier iki rapor bastırttı. Airy bu raporları okuduğunda Adams’ın çalışmasıyla neredeyse aynı olduğunu gördü ve yeni gezegen avı başladı. Airy, Challis’i aradı ve üniversitedeki güçlü Northumberland mercekli teleskobunu kullanarak bir araştırma yapmasini istedi. Challis pek istemeyerek de olsa bunu kabul etti.

Le Verrier de elde ettiği sonuçları Paris Gözlemevi’ne, ardından Berlin Gözlemevi’nden Johann Galle’ye yolladı ve belirlediği noktaya bakmasını istedi. Galle bu öneriye sıcak baktı. Ardından o gezegen, gözlem yapılan ilk gece tespit edildi. Berlin Gözlemevi de bu keşfi hemen duyurdu. Adams’ın Le Varrier ile aynı sonucu bulmuş ve hesaplarını ondan çok önce bitirmiş olduğunu öğrenen Fransızlar bu duruma çok sinirlenmişti; neyse ki ne Adams ne de Varrier böyle seylerle ilgilenmiyordu, ilk karşılaştıkları an aralarında dostluk doğdu.

Neptün
Neptün’ün yörüngesi. Plüton, yörünge dönemi boyunca zaman zaman Neptün’ün yörüngesi içinden geçer. Bu nedenle, gerçek bir gezegen olarak kabul edilmez.

Neptün keşfedilir keşfedilmez Uranüs’ün yörüngesi tekrar hesaplandı. Gezegenin Uranüs üzerindeki çekim etkileri hesaplara eklendiğinde, açıklanamayan tüm garipliklerin ortadan kalktığı görüldü.

Sayılarla Neptün

Güneş’ten ort. uzaklığı 4,503,443,661 km / 30.1 AB
Yörünge periyodu 60,190 gün (164.79 yıl)
Ort. yörünge hızı 5.43 km/sn
Eğiklik 1.767975° (Güneş ekvatoruna göre 6.43°)
Ekvatoral çap 49,528 km (3.883 Dünya çapı)
Kutup çapı 48,682 km (3.829 Dünya çapı)
Yüzey alanı 7.6408×109 km2 (14.98 Dünya yüzeyi)
Hacim 6.254×10^13 km3 (57.74 Dünya hacmi)
Kütle 1.0243×10^26 kg (17.147 Dünya kütlesi)
Ekvatoral yerçekimi 11.15 m/s2 (1.14 g)
Kaçış hızı 23.5 km/sn
Dönme periyodu 0.6713 gün
Dönme hızı 2.68 km/sn (9,660 km/saat) (ekvatorda)
Eksen eğikliği 28.32°

Atmosfer bileşimi:
Hidrojen %80±3.2
Helyum %19±3.2
Metan %1.5±0.5
Etan~%0.00015

Çap olarak en büyük dördüncü, kütle olarak en büyük üçüncü gezegendir Neptün. Dünya’nın 17 katı kütleye (kütle kavramını aynı şey olmasa da, ağırlık olarak düşünebilirsiniz) sahip Neptün’ün Güneş’e uzaklığı ortalama 30 astronomik birimdir. (Astronomik birim; AU veya AB olarak da yazılır.)

Neptün ve uydusu Triton'un bir arada görünüşü
Neptün ve uydusu Triton’un bir arada görünüşü. Bu fotoğraf, uzay aracı Voyager tarafından çekilmişti.

Neptün, 23 Eylül 1846’da keşfedildikten kısa bir süre sonra en büyük uydusu Triton keşfedildi. Kalan 12 uydusunun keşfi ise ancak 20. yy’da mümkün olabildi. Neptün’ün atmosferi, Jüpiter ve Satürn gibi ağırlıklı olarak Hidrojen ve Helyum’dan oluşmakla beraber, onlardan farklı olarak su, amonyak ve metan buzları barındırır.

Buzdan bir dev olan Neptün hakkında çok az şey biliyoruz. Neptün’e tek bir uzay aracı gitti ve o da 25 Ağustos 1989 tarihinde sadece Naptün’ün yakınından geçti. Voyager görevi, uzaktaki dış gezegenlere yakından bakmak için tasarlanmıştı ve bu görev için 12 yıl içinde iki uzay aracı tasarlandı. İkiz Voyager araçları 1977’de birbirinden birkaç hafta aralıklarla fırlatılarak destansı yolculuğa başladılar, üstelik Güneş Sistemi’nin dışına götürmesi için Dünya’dan sesler taşıyan altın bir plak ile beraber. Voyager 2, güneş sisteminin dışına yaklaştıkça bizi şaşırtmaya başlamıştı. Çünkü buralarda bize yuvamızı hatırlatan bir şey vardı; mavi-yeşil bir gezegen! Atmosferinin rengi ve beyaz bulutlarıyla Neptün bize kendimizi evimizde gibi hissettiriyordu.

Neptün atmosferindeki bulut oluşumları
Neptün atmosferindeki bulut oluşumları

Bu gezegende günler çabuk geçiyor, her bir günü 16 Dünya saatiyle eşdeğer. Bir yılı 90.000 gün, yani Güneş yörüngesini 165 Dünya yılında dönüyor.

Dev bir hidrojen ve helyum topu olan Neptün’e mavi rengini metan gazı veriyor. Ama bu kadar mavi olması için metan gazı tek başına yeterli bir bileşen değil. Bunun için başka bir bileşen gerekli ama, biz bunu henüz bilmiyoruz. Tabii tek gizem rengi değil. Neptün Güneş Sistemi’nin en güçlü rüzgarlarına sahip. Bu rüzgarlara sebep olan bir şey var ve bu gizemini koruyor. Aynı zamanda Neptün kısa sürede yok olan devasa koyu lekelere sahip, bu da bir diğer şaşırtıcı olay.

Bu lekeler ve atmosfer olayları 2.100km/s’e varan hızlara sahip, Güneş Sistemi’ndeki en güçlü rüzgarlar tarafından gerçekleşir ve lekeler kısa zaman dilimleri içerisinde şaşırtıcı bir şekilde yok olur. Örneğin; 1989’daki Voyager 2’nin yakın geçişi sırasında gezegenin Güney yarım küresinde Jüpiter’deki Büyük Kırmızı Lekeye benzer bir Büyük Kara Leke vardı (Lekeye bu yaratıcı ismi NASA’nın Voyager görev ekibi verdi). Büyük Kara Leke, yaklaşık Dünya boyutundaydı ama o leke aslında Neptün atmosferinin derinliklerine açılan, daha alt katmanlardaki koyu bulutları görmemizi sağlayan ve bu şekilde koyu görünen bir delikti. İlk olarak Voyager aracının gözlemlediği bu lekeyi 1994’de NASA yörüngedeki teleskobu Hubble’ı Neptün’e çevirerek tekrar gözlemlemek istedi fakat, lekenin 5 yıl içerisinde ortadan kaybolduğunu gördü.

Neptune_Earth_Comparison
Neptün’ün Voyager uzay aracı tarafından görüntülenen büyük kara lekesi ve boyutunun gezegenimiz Dünya ile karşılaştırması.

Neptün’ün bu hava olaylarının güç kaynaklarından biri Güneş. Ama Güneş bu kadar uzun bir mesafeden Güneş sisteminin en sert rüzgarlarını oluşturuyor olamaz, çünkü Neptün üzerindeki etkisi oldukça zayıf. Zaten, Neptün’ün Güneş’ten aldığı enerjinin 2.8 kat fazlasını çevresine yaydığı düşünüldüğünde, Güneş’in asli etken olmadığı anlaşılabilir.

Bilim insanlarına göre, güç kaynağı gezegenin hala içinde saklı duran kendi oluşum ısısı. Bu da bizi, Neptün’ün çekirdeğinin hala sıkışma aşamasında olduğu fikrine itiyor. Neptün’de gerek oluşumdan, gerekse hala devam eden sıkışmadan kaynaklı ısı, sıcak gazlar halinde yayılıyor. Böylelikle Neptün, Güneş’e kendisinden çok daha yakın olan Uranüs kadar ısıya sahip olabiliyor. Bu ısı dışarı çıkınca atmosfere kadar yükselip soğuk hava akımlarıyla karşılaşıyor ve böylece tüm gezegen sert rüzgarlar oluşturan bir makineye dönüşüyor. Onu durduracak karasal alanlar olmadığı için de Neptün’ün jet akımları durmaksızın dönüyor.

Peki bu rüzgar kalkanının altında ne var?

Çoğu uzman Neptün’ün derinliklerinde su olduğu konusunda hemfikir. Fakat hangi halde bulunduğu henüz bilinmiyor. Eğer Neptün’de okyanuslar varsa çok derinliklerde bulunuyordur. Bu da, suyun çok yüksek basınçlı gaz halde bulunduğunu gösterir, tıpkı gezegen boyutunda bir sauna gibi!

Neptün'ün silik halka yapısı.
Neptün’ün silik halka yapısı. Halkaları görüntüleyebilmek için, parlak olan Neptün fotoğraf çekimi sırasında maskelenmiştir.

Neptün’ün halkalarının varlığı da gözle görülene kadar tartışılıyordu. Voyager uzay aracı halkaların varlığını kanıtladı ama, dağınık halde, kesik kesik bulunuyorlardı. Dolayısıyla bunlara halka değil de, halka yayları desek daha doğru olur. Güneş sisteminin en güzel halkaları olmayabilirler ama ufak da olsa bir hayranlığı hakediyorlar.

Uyduları

Neptün’ün bilinen 14 uydusu var. Bunların en büyüğü William Lassell tarafından gezegenin keşfinden sadece 17 gün sonra gözlemlenen Triton’dur. Güneş Sistemi’ndeki diğer uydulara göre ters bir yörüngeye sahip olan Triton, Neptün etrafında dönen uyduların toplam kütlesinin %99.5’ini oluşturuyor. İkinci keşfedilen uydusu, Güneş sistemindeki en eliptik uydu yörüngesine sahip Nereid’dir.

triton
Triton’un Voyager uzay aracı tarafından alınmış olan detaylı bir fotoğrafı.

Elimizdeki verileri değerlendirdiğimizde Triton’un oldum olası Neptün’ün uydusu olmadığı, bir zamanlar bağımsız bir cisim olduğu sonucuna varabiliriz. Uydu, gezegen tarafından yakalandığında büyük bir olasılıkla eliptik bir yörüngeye sahipti, ancak sonrasında geçen bir milyar yıllık süre yörüngeyi dairesel bir şekil alması için zorlamış olmalı. Bu süre boyunca uydunun içi çalkalanıp ısınmış iç kısımları oluşturan madde yüzeye çıkmış, orada donup kalmıştır. Neptün’ün uydu üzerinde yarattığı gelgit etkileri hala uydunun içini ısıtarak, tıpkı Jüpiter’in uydusu Io gibi aktif tutar. Ancak, büyük oranda buzdan oluşan çok soğuk Triton’da yanardağlar lav değil, sıvı nitrojen (azot) püskürtür.

Neptün’ün 14 doğal uydusu şu şekilde sıralanır;

1- Naiad
2- Thalassa
3- Despina
4- Galatea
5- Larissa
6- S/2004 N1
7- Proteus
8- Triton
9- Nereid
10- Halimede
11- Sao
12- Laomedeia
13- Psamathe
14- Neso

Neptün'ün küçük bir uydusu olan Despina'nın yörüngesinde yol alırken çekilen zaman aralıklı bir görüntüsü
Neptün’ün küçük bir uydusu olan Despina’nın yörüngesinde yol alırken çekilen zaman aralıklı bir görüntüsü

Triton’un, gezegenin tüm uydularının toplam kütlesinin %99’undan fazlasına sahip olduğunu dile getirmiştik. Bu şu anlama gelir; Triton haricindeki diğer tüm uyduları aslında küçük birer kaya parçasından ibaret. Bilim insanlarının aklını kurcalayan sorulardan biri de bu. Neden böylesine büyük kütleli bir gezegen olan Neptün’ün Triton haricinde doğru düzgün uydusu bulunmuyor? Bu sorunun cevabından emin değiliz ancak, gezegenin Güneş’e daha yakın konumda oluşup, şu an bulunduğu çok uzak bölgeye göçene kadar yolda Jüpiter ve Satürn’ün güçlü kütleçekim etkilerine maruz kalıp uydularını kaybettiği düşünülüyor.

Uydusu Triton da en az kendisi kadar etkileyici olan Neptün’e 2003 yılında NASA tarafından bir uzay aracı yollama önerisi yayınlandı. Uzay aracının 2016 yılında fırlatılması öngörülüyordu ama şu anda projenin geleceği belirsizdir.

Hazırlayan: Berfin Dağ
Geliştiren: Zafer Emecan

Kaynaklar:
http://www.akat.org/sizin_icin/gunes_ve_sistemi/neptune/neptune.html
http://www.space.com/41-neptune-the-other-blue-planet-in-our-solar-system.html
https://en.wikipedia.org/wiki/Neptune




Jüpiter’in Halkalarının Keşfi!

4 Mart 1979 tarihinde Voyager 1 uzay aracı, Jüpiter’in çevresinde bulunan halkaların resimlerini çekmeyi başardı. Bu durum, Jüpiter’in halkalarının birileri tarafından görülebildiği ilk zamandı.

Halkaların çok zayıf ve soluk olması nedeniyle, bu halkaları Dünya’da bulunan yer teleskopları ile tespit etmek son derece güçtür. Hatta Jüpiter’in yakınındaki bir uzay aracı için bile; halkalar, eğer kameralar neş ışığının doğrudan halkalara vurduğu bir açıdan bakmıyorsa görünmezdir.

Jüpiter gezegeni etrafında bulunan halkanın ilk kanıtı olan aşağıdaki fotoğraf, NASA’nın Voyager 1 aracı tarafından 4 Mart 1979 yılında çekilmiştir. Çoklu pozlama ile alınan görüntüde; aşırı zayıf ve soluk olan bu halka, resimin merkezinden geçen geniş bir ışık şeridi gibi gözükmektedir. Halkanın kenarı, uzay aracından 1,212,000 km ve Jüpiter’in görülebilir bulut katmanından 57,000 km uzaklıktadır.

Voyager uzay aracı tarafından Jüpiter’in halkalarına ait alınmış ilk fotoğraf

Arka plandaki yıldızlar, uzay aracının 11 dakika 12 saniyelik pozlama süreci boyunca yaptığı hareket sebebi ile kırık saç tokası gibi görünmektedir. Yıldız izlerinin dalgalı hareketi ise, uzay aracının aşırı yavaş doğal salınımı yüzündendir. Siyah noktalar, kameranın geometrik kalibrasyon noktalarıdır.

Halkanın kalınlığı, yaklaşık 30 km veya daha az olarak tahmin edilmektedir. Bu fotoğraf, Jüpiter’in ekvator düzleminde buna benzer halkaların olup olmadığını araştırmak adına planlanıp alınan bir dizi görüntüden bir parçadır. Halka, Dünya’dan görülememektedir çünkü, ona düz açı dışındaki herhangi bir açıdan bakıldığında çok zayıf ve şeffaftır.

Voyager 1’in halkaları ilk kez görmesinden bu yana, Juno ve Gallileo gibi diğer uzay görevleri bu konuda çalışmaya devam etmişlerdir. Bilim insanları; bu halkaların, Jüpiter’in uydularına çarpan kuyruklu yıldızlar ve bu çarpışmalardan dolayı ortaya çıkıp gezegenin yörüngesine yerleşen tozlar tarafından oluşturulduklarına inanıyorlar.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.space.com/39251-on-this-day-in-space.html
En üstteki kapak fotoğrafı, Jüpiter yörüngesine gönderilen ve 1995-2003 yılları arasında görev yapan Galileo uzay aracı tarafından çekilmiştir. 




Samanyolu Galaksisi: “Gerçek Vatanımız”

Şehir ışıklarından uzakta Ay’ın olmadığı açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan öbür başa kuşatan puslu, parlak bir şerit görülür. Bugün, bu puslu şeridin Güneş’in de içinde bulunduğu 400 milyar kadar yıldız içeren, disk şeklinde bir gökada; yani Samanyolu olduğunu biliyoruz.

Bir teleskop ile Samanyolu’nu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolu’nun sayısız yıldızlardan ibaret olduğunu keşfetti. 1780’li yıllarda William Herschel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak Güneş’in galaksideki yerini çıkarmaya çalıştı. Hershel, galaksinin merkezine doğru yıldızların sayıca, büyük yoğunlukta olduğunu daha küçük yıldız yoğunluklarının ise galaksinin sınırına doğru görüleceğini düşündü.

Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoğunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş’in galaksimizin merkezinde bulunduğunu ortaya çıkardı. 1920’li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel’in görüşlerini doğruladı.

Herschel_PTRS_75_213_1785
William Herchel’a göre gökadamız Samanyolu’nun şekli. Herchel, Güneş’in gökadamızın merkezinde olduğunu düşünmüştü (Herchel’ın kendi çizimi).

Kapteyn’e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek; 1 kpc, 3 bin 260 ışık yılıdır) çapında ve 2 kpc kalınlığında olup merkezi civarında Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş’in galaksimizin merkezinde olduğu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiğinden daha sönük göründüklerini keşfetti.

Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen ışığı absorblayan, toz ortamın olduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoğunlaşmıştır. Yıldız ışığının, yıldızlararası ortam tarafından absorblanması sönükleşme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yıldızlararası sönükleşme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir başka ifade ile, Dünya’dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız yıldızlararası sönükleşmeden dolayı 2.5 kez daha sönük görülür.

Guisard_-_Milky_Way
Gökada diskimizin tozlu yapısı ve yıldız oluşum bölgeleri (Telif: Guisard).

Galaksi merkezinde olduğu gibi yoğun yıldızlararası bulutların bulunduğu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleşme idi. Sadece galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemişlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının galaksimizin merkezinde bulunduğu fikrine sahip değillerdi.

Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoğunlaştığından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley‘in öncülüğünü yapmış olduğu, pek çok Astronom, Güneş’in galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı uzaklığın yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuştur.

53405_153845948095226_165078015_o
Gökadamız Samanyolu’nun genel yapısı. Resme tıklayarak büyük boyda görüntüleyebilirsiniz (Telif: Kozmik Anafor).

Galaksi merkezine olan uzaklık, diğer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı yaklaşık 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin çekirdeği, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel bulge (şişkin bölge) ile çevrilmiştir. Bu şişkin bölgenin şekli küreseldir

Bugün için, galaksimize ait altı tane bileşenden söz edilmektedir. Bunlar; İnce Disk, Kalın Disk, Halo, Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın dışında bu bileşenlerde farklı türden yıldızlar bulunmaktadır.

Halodaki yıldızlar, yaşlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve çoğu RR Lyrae değişen yıldızları bu bileşende bulunmaktadır.

Giant_globular_cluster_Omega_Centauri
Omega Centauri küresel yıldız kümesi (Telif: NASA/ESA – Hubble).

Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş gibi genç ve metal bakımından zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileşeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon nebulaları bu bileşenlerde bulunur.

Galaksimizin diskinin mavimtrak olduğu anlaşılmıştır. Çünkü, diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların radyasyonu hakimdir. Merkezdeki şişkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yıldızlarının bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür. Nedeni ise, galaksimizin bu bölgesinde daha soğuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışığı absorbladığı için galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine kadar beklemiştir.

Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uğramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden galaksimizin disk yapısı hakkında önemli ipuçları tespit edilmiştir.

Fermi_galactic_bubbles-640x309
Radyo dalga boyunda Samanyolu galaksisinin görünümü (Telif: NASA/DDE/Fermi).

Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüğü zaman ortamın toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü değişir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır

1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, galaksi diskindeki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştığından, değişik gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür.

Galaksimizin 21 cm lik radyo dalga boyu gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Samanyolu’nun spiral yapısına ait en önemli ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiştir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır.

1467189_374638782682607_971673182_n
Samanyolu’nun olası karşıdan görünüşü ve sarmal kolları (Telif: Kozmik Anafor).

Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduğunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doğrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolu’nun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. İki büyük koldan diğer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.

Spiral kollar, galaksinin döndüğünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar Samanolu’nun merkezine düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, galaksinin dönmesi hakkında önemli ipuçları sağlar. Bu gözlemler, Samanloyu’nun katı bir cisim gibi dönmediğini, oldukça diferansiyel olarak döndüğünü açık olarak göstermektedir.

İsveçli Astronom Lindblad, galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş’in hızının 250 km/sn olduğunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak “en az” 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da galaksimizin ne kadar büyüklükte olduğunu gösterir. Güneş’in galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.

1045089_299753000171186_1818876405_n
Güneş’in samanyolu’ndaki konumu. Resme tıklayarak büyütebilirsiniz (Telif: ESO / Kozmik Anafor).

Buradan galaksimizin kütlesinin, Güneş’in kütlesinin 1.1×10 üzeri 11 katı olduğu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize sadece Güneş’in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. Güneş’in yörüngesinin dışarısındaki madde, Güneş’in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin üçüncü kanununa yansımaz.

Bugün, hala Galaksimizin gerçek sınırı tespit edilemedi ve mutlaka şaşırtıcı bir madde miktarı, galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel dağılım halinde Galaksimizi kuşatmalı (O nedenle gökbilimciler galaksimizin büyüklüğünü 80-100 bin ışık yılı olarak dile getirir). Bu maddeden dolayı, Samanyolu’nun toplam kütlesi en azından Güneş kütlesinin 6 x 10 üzeri 11 katı veya daha fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bunun için bu bölgeye “Karanlık Madde” adı verilir. Bu bölgede yıldız yoktur ve varlığı kütle çekim kuvvetinin varlığından anlaşılmaktadır.

Galaksimizin merkezi, Sagitarius (Sgr A) olarak bilinmektedir. New Mexicodaki VLA radyo teleskobu ile elde edilen ayrıntılı radyo görüntülerinden Sgr A nın iki koldan ibaret olduğu görülmüştür: Sgr A Batı ve Sgr A Doğu.

25283_g2Big
Çok sayıda yıldız, galaksimizin merkezindeki süper kütleli karadeliğin çevresinde aşırı eliptik yörüngeler izleyerek döner (Telif: NASA JPL).

SgrA Batı termik, diğeri ise termik olmayan radyasyon yayınlar. Termik kısımda iyonlaşmış hidrojen vardır. Bu iyonlaşmış gazın sebebi anlaşılamamıştır. Bunu açıklayabilen iki mekanizma ileri sürülmüştür: Sıcak O, B tayf sınıfı anakol yıldızları ve galaksi merkezindeki çok yüksek bir enerji kaynağı.

Ayrıca, Sgr A batı kolunun merkezinde termik olmayan çok küçük bir kaynak tespit edilmiştir. Buna Sgr A* denmektedir. Gözlemlerden, galaksimizin merkezinin bir spiral yapıya sahip olduğu anlaşılmıştır. Merkezdeki bu spiral yapının galaksimizin spiral yapısı ile bir ilgisi yoktur.

Galaksi merkezinden itibaren 2 ila 8 pc arasında moleküllerin bulunduğu bir disk bölgesi vardır. Bu bölgeye “Molekül diski” denir. Merkezden itibaren 700 pc (parsek; 1 parsek 3.26 ışık yılıdır) uzaklıktaki ekseni etrafında hızla dönen bir “Çekirdek disk” vardır.

Gerek merkezdeki spiral yapının oluşumunu açıklayabilen, gerekse yüksek hızlı gaz ve tozu galaksi merkezi etrafında tutan birşey olmalı. Yapılan dinamik hesaplardan, 2 x 10 üzeri 6 Güneş kütlesindeki bir cismin, bu gazın yıldızlararası uzaya uçup gitmesini engellediği ileri sürülmüştür. Bu da kompakt süper kütleli bir kara deliktir.

Diğer birçok galaksinin çekirdeklerinde de meydana gelen olağanüstü aktiviteyi keşfeden astronomlar, bu Galaksilerin merkezlerinde süper kütleli bir kara deliğin olabileceğini söylemektedirler.

Kaynak: akad.org
Universe, Kaufmann Third Edition, 25,483-497.

Düzenleme: Zafer Emecan
Kapak Fotoğrafı: Mehmet Ergün




Uçan Kaşık

Mars Yüzeyinde Süzülen Kaşık

Bu yazıyı, ilk olarak 5 Eylül 2015 tarihinde yayınlamıştık. Aradan epeyce zaman geçti ama, bulduğu yalan yanlış her şeye atlayıp hit alma peşinde koşan ana akım medyamız yeniden “Mars’ta bulunan kaşık” ve benzeri haberleri ısıtıp önümüze koymaya devam ediyor…

NASA’nın Curiosity uzay aracı tarafından Mars’ta çekilen üstte gördüğünüz fotoğrafta görülen sözde ”havada süzülen kaşık”, bugünlerde sosyal medya ve basında çokça konuşulmaya başladı. Ancak bilim insanlarına göre, aslında bu şekli uzun süre devam eden soğuk Mars rüzgarları oluşturmuş.

Curiosity uzay aracı tarafından görüntülenen kaşık şeklindeki esrarengiz kaya, Curiosity’nin Mars’taki 1,089’uncu gününde fotoğraflandı ve ilerleyen günlerde de internette yayıldı. 

Curiosity’nin çektiği fotoğrafta kaşık olduğu ileri sürülen alanın büyütülmüş hali.

Fotoğrafta kaya yüzeyinden çıkan çubuk benzeri bir yapının sonunda, tıpkı bir kaşıkta olduğu üzere yuvarlak bir şeklin oluştuğu görülüyor. Yapının hemen altında oluşturduğu gölgesinde ise aynı kaşık şekli görülebiliyor.

Ne yazık ki NASA’ya göre, fotoğrafta görülen ”kaşık” Marslılardan veya Marslıların mutfağından bir kalıntı değil. Tıpkı Mars’ta görülen diğer göz yanılmalarında olduğu gibi bu kaşık benzeri tuhaf yapı da garip bir şekle bürünmüş sıradan bir taş parçası.

Ayrıca NASA yetkilileri bu fotoğrafın açıklama bölümüne şu notu düşmüşler: ”Kaşık yok (There is no spoon -Matrix). Bu ilginç yapı rüzgarlar sayesinde şekil almış bir kaya.”

Marts'ta uyluk kemiği
Marts’ta uyluk kemiği benzeri taşlar

Mars’ta görülen tuhaf yapılar yalnızca ”havada süzülen kaşık” ile sınırlı değil. Mars’ta görülen esrarengiz şekillerin hikayesi NASA’nın Viking 1 uydusundan alınan fotoğrafta görülen ”Mars’taki Yüz’‘e kadar dayanıyor.

Mars’taki Yüz’den sonra NASA’nın gönderdiği birçok fotoğrafın herkes tarafından incelenmesiyle Mars’ta fare, kemik, kadın, çörek, yengeç, hatta uzaylı savaşçı gibi ilginç şekillerin görüldüğü iddia edildi. Ancak bugüne kadar her bir şekli Mars’taki kayaların oluşturduğu kanıtlandı.

Gerçekte olmayan şekil ve desenleri görmeye ”pareidolia” adı veriliyor. Yani Mars’ta görülen ”havada süzülen kaşık” benzeri tüm esrarengiz şekiller aslında insan gözünün ve beyninin birlikte oynadığı bir optik oyundan ibaret. Bu tür optik ilüzyonlara Dünya’da da günlük hayatımız sırasında sıkça rastlıyoruz. 

Özellikle fotoğrafların 2 boyutlu doğası, bu örnekteki gibi optik ilüzyonların sıkça yaşanmasına neden olur.
Özellikle fotoğrafların 2 boyutlu doğası, bu örnekteki gibi optik ilüzyonların sıkça yaşanmasına neden olur.

NASA’nın Curiosity uzay aracı Ağustos 2012’de Mars’a iniş yaptı ve şu an Curiosity Mars üzerinde 5.000’inci gününü tamamladı. Aynı zamanda Curiosity, Gale Krateri’nin içinde bulunan ve ”Stimson” olarak adlandırılan kaya yapısı hakkında çalışmalar yürütüyor. Curiosity’nin Mars üzerindeki yolculuğunu anlık olarak izleyip bilgi almak için bu linkten ulaşacağınız bağlantıyı kullanabilirsiniz. 

Kemal Cihat Toprakçı

Kaynak: Space




Uranüs Gezegeni Neden Böyle Tekdüze Ve “Pürüzsüz”?

Uranüs’ün fotoğraflarına baktığınızda, sistemimizdeki diğer gaz devi gezegenlere kıyasla daha düz ve niteliksiz bir görünüme sahip olduğu eminiz gözünüze çarpmıştır.

Öyle ki, diğer dev gezegenlerimiz olan Jüpiter, Satürn ve Neptün’deki bulut ve fırtına oluşumlarının yarattığı izlerin hiçbiri Uranüs’te görülmez. Ancak, bu izlenim sizi yanıltıp “Uranüs’te bulut oluşumu yok” yargısına düşürmesin. Çünkü bu tekdüzeliğin altında yatan en önemli neden, Uranüs’ün karmaşık bulut yapısıdır.

Uranüs büyük çoğunlukla bir gaz devinden ziyade, bünyesinde bulundurduğu çok miktardaki buz, metan ve amonyakdan dolayı bir buz devidir. Gezegen atmosferinin alçak bölgeleri su molekülleri içermesine rağmen, üst katmanlara çıkıldıkça metan bulutlarıyla karşılaşırız. Buradaki ayrımın temel nedeni, metan ve su arasındaki özkütle ile ilgilidir. Gezegenin atmosferinin derinlikleri, çeşitli buz katmanlarından oluşur.

Uranüs gezegeni, görselde kıyasladığımız Dünya’nın 4 katından daha büyük çapa ve 14 kat daha fazla kütleye sahiptir.

Bulutlar çok kalın ve yoğun olduğu için bunları ayırdetmek oldukça zordur. O kadar yoğun bir bulut yapısına sahiptir ki, bulutların arasında bir boşluk bulmak neredeyse imkansızdır. Bu yüzden görünür ışığı tümüyle eşit biçimde yansıtır ve Uranüs bize pürüzsüz, sade bir renkte görünür.

Araştırmalardan anladığımız kadarıyla, Uranüs diğer gaz devleri kadar olmasa da, halen aktif durumdadır ve çekirdeğinden yüzeye doğru önemli oranda bir ısı akışı gerçekleşir. Bu üretilen iç ısı sayesinde gezegendeki rüzgarların hızı saniyede 250 metreye kadar çıkabilir. Eğer ses hızının sıcaklık ile doğru orantılı olduğu gerçeğini de düşünürsek, bu rüzgarların muazzam süpersonik hızlara ulaşabildiğini görürüz.

Uranüs’ün kutupları gezegenin aşırı eğimli ekseninden dolayı 42 yıl boyunca Güneş ışığına maruz kalır. Bugün hala bu eksen eğimine neyin sebep olduğunu bilmiyoruz. Bilim insanları, böylesine radikal bir eksen eğiminin gerçekleşebilmesi için gezegenin geçmişte çok güçlü bir çarpışma yaşamış olabileceği ihtimalini değerlendiriyorlar.

uranus_comp
Uranüs’ün Keck Teleskobu ile alınmış olan zaman aralıklı görüntüsü. Gezegenin kızılötesi fotoğraflarında, görünür ışık dalga boyunda göremediğimiz bulut oluşumları ve diğer gaz devlerinde görmeye alışkın olduğumuz leke biçimli fırtına bölgeleri rahatlıkla izlenebiliyor.

Kutuplar Güneş’e dönük olduğu için sıcak olsa da, Uranüs’ün ekvatoru daha sıcaktır. Yine hangi tür bir mekanizmanın buna neden olduğunu bilmemekteyiz. Tabi burada sıcak derken, yeryüzünde alıştığınız sıcaklık kavramlarını düşünmeyin. Uranüs’te ortalama “sıcaklık” -200 santigrat dereceler civarındadır. Dolayısıyla bir bölgenin sıcaklığı -190 santigrat dereceye yükselmiş ise, o bölgeye “sıcak” diyebiliriz. 

Gezegenin derinlikleri tam bir su-amonyak cümbüşüdür. Su ve amonyak sürekli eriyip donma ile birbirine karışmaktadır. Çok yoğun, çok sıcak (10 bin santigrat derecenin üzerinde) ve kayasal yapılı çekirdeği ise, yaklaşık olarak 9.000 kg/m3 özkütleye sahiptir ve uyguladığı basınç ise 800 gigapaskal‘dır.

Çekirdeğe doğru inen süreçte gezegenin içindeki sıcaklık her gaz devinde olduğu gibi kademeli olarak artar. Yani, buz devi denilmesine aldanmayın, bu gezegenin iç kısmı çok sıcaktır.

Uranüs’ün temel iç yapısı ve kayda değer büyüklükteki uyduları.

Diğer gaz devlerine nazaran Uranüs’te çekirdeğe doğru kütlesel çekim ile çöküp sıkışan madde fazla ısı üretemez. Neptün bile Uranüs ile hemen hemen aynı yapıya sahip olmasına karşın çevresine daha fazla ısı yayar. Bu az ısı üretme durumu, gaz devi kategorisine giren Satürn için geçerlidir.

Sonuç olarak, Uranüs’ün bulutsuz ve pürüzsüz görünmesinin nedeninin aslında aşırı miktarda bulutlu olması olduğunu öğrendik. Güneş sistemimizdeki, yani evimizdeki bir gezegen bu kadar gizemli oluyorsa, kimbilir uzayın derinliklerinde daha ne tür gizemler bizi bekliyor, varın siz düşünün.

Alperen Erol

Not: Paskal bir basınç birimidir. Yeryüzünde havanın bize uyguladığı basınç, yaklaşık olarak 100 paskal civarındadır. Megapaskal 1 milyon, gigapaskal ise 1 milyar paskallık birimi ifade eder. Dünya’nın çekirdeğindeki basınç, yaklaşık 300 gigapaskal’dır.