Neptün’deki Dev Fırtına, Hubble Onu İzlerken Ortadan Kayboluyor!

Bir zamanlar İstanbul’dan Çin’e kadar uzanabilecek büyüklükte olan Neptün’deki fırtına, Hubble onu izlemeye devam ederken gittikçe küçülüyor.

Voyager 2 uzay aracı 1989 yılında Neptün‘ün yakınından geçtiğinde, bu uzak gezegenin atmosferinde oluşan büyük, koyu fırtınaları gözlemledi. O zamandan beri, bilim insanları Neptün’ü Hubble Uzay Teleskobu’nu kullanarak izlemekte ve yeni fırtınaların geliştiğini görmekteydi.

Ancak en az iki yüzyıldır devam eden bir fırtına olan Jüpiter’deki Büyük Kırmızı Leke’nin aksine, rüzgarlı gezegen Neptün’de ortaya çıkan fırtınalar birkaç yılda gelip geçiyor ve şu an ilk defa yetkililerin açıkladığı üzere araştırmacılar, bir tanesinin yok olmaya başlamasını görebildiler.

Hubble Uzay Teleskobu, Neptün’deki dev boyutlu fırtınanın giderek küçüldüğünü gözlemliyor (Telif: M.H. Wong and A.I. Hsu (UC Berkeley)/NASA/ESA).

Berkeley’deki Kaliforniya Üniversitesi’nden araştırmacı ve yeni çalışmanın asıl yazarı olan Michael Wong, yaptığı açıklamada bu koyu girdabın yok oluşunu yakalamış gibi göründüklerini ve bunun, diğer çalışmalardan bildiklerini umdukları şeylerden farklı olduğunu söyledi.

Önceki simulasyonlar, girdabın gezegenin ekvatoruna doğru sürükleneceğini ve “girdabın ekvatora çok yaklaştığında dağılacağını ve belki de olağanüstü bir bulut aktivitesi patlaması yaratacağını” önermişti. Ancak bunu yerine, gezegenin güney kutbuna doğru sürüklendi ve şu anda usulca gözden kaybolmakta. Girdap, Hubble onu 2015 yılında fark ettiğinde uzun bir eksen boyunca 5.000 km genişliğinde idi ama şu anda 3.700 km genişliğe kadar düşmüş durumda.

Bu koyu fırtına gibi gezegenin antisiklonları, dönerlerken Neptün’ün atmosferinin derinliklerinden koyu maddeleri çekiyor; bir tanesi ekvatordan batıya doğru ve diğer ikisi her iki kutbun doğusuna doğru giden gezegenin çevresini dolaşmakta olan üç tane rüzgar jeti tarafından ileri taşınıyorlar (Neptün’ün güçlü rüzgarları, Güneş Sistemi’nde şimdiye kadar tespit edilen en hızlı rüzgarlardır ve süpersonik hızlara ulaşabilirler). Hubble’ın dikkatli takibi, aşağısında neler olduğunun yanı sıra bu fırtınaların ne kadar yaygın olduğunu da ortaya çıkarmada yardımcı olabilir.

“Hubble ve Voyager dışındaki hiçbir araç bu girdapları gözlemlemeyi başaramadı” diye açıklıyor Wong. “Şimdilik sadece Hubble, bu etkileyici Neptün hava olaylarının ne kadar sık veya ne kadar nadir gerçekleşebildiği hakkındaki ihtiyacımız olan verileri bize sağlayabiliyor.”

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.space.com/39719-hubble-watches-giant-neptune-storm-disappear.html




Kuiper Kuşağı Cisimleri

Yakın geçmişimize kadar Güneş Sistemi’nin en uzağındaki cismin Plüton olduğunu düşünüyorduk. Ne var ki, 1992 yılına kadar. Bu tarihten sonra, hem Güneş Sistemi’nin büyüklüğü, hem de gezegen algımız baştan sona değişti…

Palomar Gözlemevi’nde çalışan iki astronom David Jewitt ve Jane Luu, 1992 yılında Plüton gezegeninin de ötesinde yaklaşık 190 km çapında buzla kaplı bir cisim keşfetti. 1992 QB1 adı verilen bu cisim Güneş çevresindeki bir turunu 296 yılda tamamlıyordu.

1992 QB1, keşfedilen ilk Kuiper Kuşağı (Ecnebicesi Kuiper Belt) cismi olma özelliği taşımaktadır. İlk keşfin hemen ardından yeni keşiflerin ardı arkası kesilmedi ve yüzlerce yeni cisim keşfedilmeye devam edildi. Bu keşifler neticesinde, bilim insanlarının uzun süredir kuşku duydukları Kuiper Kuşağı’nın kesin bir şekilde varlığı kanıtlanmış oluyordu.

1930’lu yıllardan beri varlığı tartışılan bu kuşak ile ilgili ilk ciddi makaleyi 1951’de Gerard Kuiper yayınlanmıştır ve kuşak keşfedildikten sonra da onun adı ile anılmaya başlanmıştır. İşin ilginç yanı, Gerard Kuiper’in böyle bir kuşağın artık günümüzde kalmamış olması gerektiğini savunan kişilerden birisi olmasıydı.

Artist's_conception_of_Sedna

Cüce gezegen Sedna gibi, Kuiper Kuşağı objeleri o kadar uzaktır ki, o mesafeden Güneş sadece çok parlak bir yıldız gibi görünür. Bu nedenle kuşaktaki gök cisimlerinin hemen hemen tümü -240 santigrat derecenin altında ısıya sahip, aşırı soğuk yapılardır. Bu aşırı soğuk yüzünden büyük oranda azot, karbondioksit ve su buzundan meydana gelirler.

Kuiper Kuşağı, Neptün gezegeninin ötesinde, yaklaşık 30 ile 55 Astronomik Birim (1 Astronomik Birim = Dünya ile Güneş arasındaki uzaklık yani 150 milyon km’dir) arasında bir uzaklıktan başlamaktadır. Yani 4.5 ile 8.5 milyar km gibi bir uzaklıktan söz ediyoruz. Buradan başladığı düşünülen kuşağın tümü ise 100 milyar km’den daha öteye kadar uzanır. 

Güneş Sistemi’nin oluşmasının ardından geriye kalan “döküntü” cisimlerinin toplandığı Kuiper Kuşağı, genel olarak Mars ile Jüpiter’in yörüngeleri arasında yer alan Asteroit Kuşağı ile benzerlik göstermektedir ve simit şeklindedir. Asteroit Kuşağı’ndan bir farkla ki, Kuiper Kuşağı’nda yer alan cisimler daha çok buzla kaplıdır.

Çok küçük milyonlarca parçanın yanı sıra çok daha büyük çapta “Cüce Gezegen“ler de bu kuşakta yer alır. Yapılan gözlemler neticesinde Kuiper Kuşağı’nda, 100 km çapından büyük 100 bin civarı cisim olduğu tahmin edilmektedir. Daha küçük boyutlarda ise 1 milyonun üzerinde cisim olduğu düşünülüyor.

Kuiper Kuşağı

Eskiden gezegen olarak isimlendirdiğimiz, ancak şu anda bir cüce gezegen olarak tanımlanan Plüton’un yörüngesi de Kuiper Kuşağı içinden geçer.

Kuşakta yer alan cisimlerin bazılarının yörüngesi aşırı eliptik ve basık olabilir. Örnek vermek gerekirse; kuşak içerisinde yer alan Sedna’nın korkunç eliptik bir yörüngesi vardır ve Güneş etrafındaki bir turunu tamamlaması 11.300 yıl kadar sürmektedir (Hatırlatalım, Plüton bir turunu 248 yılda tamamlar).

Bu cisimler, gezegenlerin yer aldığı yörüngelerin çok ötesinde yaklaşık 25 Astronomik Birim genişliğindeki bir alanda kararlı yörüngelerinde dönmektedirler. Nadir olarak ise bazıları buz devi gezegenlerin kütle çekimine kapılarak onların birer uydusu haline gelebilirler. Neptün’ün uydusu Triton örneğinde olduğu gibi… Ya da daha ötesinde, aynı etki sebebi ile Güneş’e doğru hızla yol alarak aşırı eliptik bir yörünge ile kısa periyotlu bir kuyruklu yıldıza dönüşebilirler.

Güneş Sistemi’nde şu anda hızla yol alan Yeni Ufuklar (New Horizons) Plüton’un ötesinde yeni hedefine doğru yol alıyor ve bu Kuiper Kuşağı cismine ulaştığında bize hakkında ayrıntılı bilgiler ulaştıracak. Daha sonrasında da Güneş Sistemi dışına doğru yoluna devam edecek.

Zafer Emecan & Sinan Duygulu




Yörünge Rezonansı

Yörünge rezonansı veya yörüngesel rezonans, aynı cismin (bir gezegenin veya yıldızın) yörüngesinde dolanan gök cisimlerinin birbirlerine uyguladıkları kütle çekim etkileri nedeniyle ölçülebilir bir yörüngesel periyotta dönmelerine deniliyor.

Tamam, kabul ediyoruz, biraz karışık geldi bunu okuduğunuzda, ama izah edeceğiz, sakin olun.

Bu olaya örnek vermek için en bilindik örneği seçelim; “Jüpiter’in Galileo uyduları“. Galileo tarafından keşfedilmiş olan Io, Europa, Ganymede ve Callisto; kütle çekim rezonansına verilebilecek en mükemmel örnektir. Bunlardan epey uzakta yer alan Callisto uydusunu bir kenara bırakıp, Io, Europa ve Ganymede arasındaki ilişkiye bakalım.

Io, bu uydular arasında Jüpiter’e en yakın olanıdır ve gezegenin çevresindeki bir turunu tam 1.769 günde tamamlar. İkinci sırada gelen Europa bir tam turunu 3.551 günde atar. Güneş Sistemi’ndeki en büyük uydulardan biri olan Ganymede ise Jüpiter çevresinde 7.155 günde dolanır. Şimdi, bu dolanım sürelerinin arasındaki ilişkiye bakalım:

Yörünge Rezonansı

Io 1.769 günde dolanıyordu. Ondan sonra gelen Europa ise 3.551 günde. Europa’nın bu dönüş süresi, Io’nun hemen hemen iki katıdır. Yani, Io iki tur atarken Europa bir tur atar. Jüpiter çevresinde 7.155 günde dolanan Ganymede’ye gelelim: Bu uydunun dolanım süresi de Io’nun yaklaşık dört katı. Yani, Io dört tur attığında Ganymede sadece bir tur atmış olur. Kısacası Io, Europa ve Ganymede arasındaki yörünge rezonansı; 1:2:4 şeklinde özetlenebilir.

Peki neden böyle?

Öncelikle, bu uydular birbirlerine çok yakındırlar. Bu yakınlık birbirleri üzerinde ciddi bir kütle çekim baskısı oluşturur. Örneğin Io ile Europa yörünge düzleminde aynı hizaya geldiklerinde, önemli bir gel-git etkisi meydana gelir. Bu gel-git etkisi de şu yazımızda anlattığımız biçimde uyduların yörüngelerini bozar. Her uydu, bir diğerini ya çeker, ya da iter. Bu itme ve çekme, uyduların yörüngelerini birbirlerini artık etkileyemeyecekleri bir uzaklığa gelene kadar değiştirir.

Yörünge Rezonansı

Jüpiter ile yörünge rezonansı içinde hareket eden “Troyalı” asteroidler.

Bu itme ve çekme savaşında elbette büyük cisim (örneğimizde Jüpiter) de etkilidir. Çünkü, gel-git etkisinin en önemli kısmını çevrelerinde döndükleri yıldız veya gezegen yaratır. Sonuç nedir peki?

Daha önce “Lagrange noktaları” hakkında yazdığımız yazıyı okumuşsunuzdur. Okumadıysanız şimdi okuyun. Evet, tüm bu uydular yörüngesel dengeyi birbirlerinin lagrange noktalarında bulabilirler ancak. Birbirlerinden yeterince uzaklaştıklarında (veya yakınlaştıklarında), hem gezegenin, hem de diğer uydunun kütleçekim etkisi eşitlenir.

Örneğin; Io ile Europa dolanımları sırasında aynı hizaya geldiklerinde, Io’nun Europa üzerine uyguladığı kütle çekim gücü, Jüpiter’in uyguladığı ile aynı olur. Aynı biçimde, Europa ile Ganymede aynı hizaya geldiğinde, Europa’nın Ganymede üzerindeki kütle çekim etkisi Jüpiter ile eşit seviyededir. Devamında her üç uydu aynı hizaya gelir ve birbirleri üzerine Jüpiter ile eşit oranda kütle çekim uygularlar. Bu da, her üç uydunun bu uyumlu dönüşünün sebebidir.

Satürn'ün halka yapısı içindeki "C" boşluğu. Bu boşluğun sebebi, gezegenin dev uydusu Titan ile halkaları oluşturan parçacıklar arasındaki yörünge rezonansıdır.

Satürn’ün halka yapısı içindeki “C” boşluğu. Bu boşluğun sebebi, gezegenin dev uydusu Titan ile halkaları oluşturan parçacıklar arasındaki yörünge rezonansıdır.

Yörünge rezonansı, sadece birbirlerini etkileyebilecek kadar yakın geçiş yapan gök cisimleri için geçerlidir ve Güneş Sistemi’nde sıklıkla görünür. Örneğin, Plüton Neptün’le kesişen bir yörüngeye sahip olduğu için benzeri bir rezonans ile (2:3) Güneş çevresinde döner: Neptün’ün Güneş çevresindeki her üç turuna karşı, Plüton iki tur atar. Bunun nedeni de yine Güneş, Neptün ve Plüton’un birbirleri üzerine uyguladıkları gel-git etkileridir.

Satürn’ün halkaları da yörünge rezonansı ile biçimlenir. Halkalar arasında görülen boşlukların sebebi, halka içlerinde veya yakınlarında bulunan uyduların, halka parçacıklarını itip çekerek kendi lagrange noktalarına taşıması nedeniyle bu boşluklar oluşur. Buna ek olarak, Neptün ve Jüpiter gibi dev gezegenlerin “Güneş ile” ortak lagrange noktalarında hapsolmuş olan asteroidler de yörünge rezonansına ilginç birer örnektir. Jüpiter’in yakınındaki “Hildalar” adı verilen asteroidler, Güneş çevresindeki bir tam turlarını Jüpiter ile aynı sürede tamamlarlar. Yani, Jüpiter ve hildalar arasındaki rezonans 1:1’dir.

Yörünge rezonansı hakkında daha fazla bilgi almak için şu videoyu (ingilizce) izleyebilirsiniz.

Zafer Emecan

Kapak fotoğrafı; Eylene Pirez




Neptün ve Uydusu Despina

Evinizde, oturduğunuz yerden astronomik bir keşif yapabilir misiniz? Gördüğünüz bu fotoğrafı ilginç ve biraz da mucizevi kılan şey, Voyager 2 uzay aracı tarafından 1989 yılında çekildikten tam 20 yıl sonra farkedilmiş olması.

Amatör bir gökbilimci olan Ted Stryk, 2009 yılında halka açık biçimde internetten ulaşılabilen Voyager görüntülerinin yer aldığı arşivi incelerken, Despina’nın Neptün üzerinden gölge yaratarak geçişini gösteren dört adet fotoğraf buldu. Daha sonra bu dört görüntüyü işleyip birleştirerek bu gördüğünüz fotoğrafı elde etti.

Despina, Neptün’ün bilinen 14 uydusundan biridir ve 180×148×128 km’lik boyutlarıyla oldukça küçük, biçimsiz bir kaya parçasından ibarettir. 9’ar dakika arayla çekilmiş olan dört görüntüde, uydunun yörüngesinde ilerlerken Neptün’ün üst atmosferinde bulunan bulutlar üzerinde yarattığı gölge açıkca görülüyor. Bu da, gölgenin ilerleyişi sırasında geçtiği bölgelerde Güneş tutulması yarattığı anlamına geliyor.

Despina

Voyager araçları, görev süreleri boyunca Dünya’ya onbinlerce fotoğraf gönderdiler. Sayı bu kadar büyük olduğu için, fotoğrafların incelenmesine hala devam ediliyor. Siz de şurayı ziyaret edip (eğer kaybolmazsanız) Voyager’lardan gelen fotoğraf ve bilimsel verilere ulaşabilirsiniz.

Buradan şunu anlamanızı istiyoruz; Plüton‘u ziyaret eden Yeni Ufuklar (New Horizons) uzay aracı da tıpkı Voyager’lar gibi binlerce görüntü gönderdi ve göndermeye devam ediyor. Bu görüntülerin ayrılıp sınıflandırılması ve neye ait olduklarının belirlenmesi ise çok uzun yıllar sürecek olan bir uğraş. Yeni Ufuklar’ın tüm görüntüleri yeryüzüne ulaştıktan sonra, Voyager görüntülerinin yer aldığı arşiv gibi bir New Horizons arşivi oluşturulacak ve dileyen herkes buraya girip ham görüntüleri inceleyebilecek.

İşte o günlerde, bu görüntüleri inceyenlerde biri olursanız, Ted Stryk veya bir galaksiden bile daha çok ses getiren bir keşfe imza atan, kendi halindeki bir öğretmen Hanny Ankel gibi belki yepyeni bir keşif yaparsınız, neden olmasın?

Zafer Emecan


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




Konaklama Tesislerimiz: Lagrange Noktaları

Bilindiği gibi büyük veya küçük her cisim bir kütleçekimine sahiptir ve yine büyüklüğünden bağımsız olarak başka bir cismin kütleçekiminden öyle ya da böyle etkilenir. Yani, çok büyük bir kütle olan Dünya gezegeninin kütleçekiminden etkilenir ve üzerine doğru çekilirsiniz. Ancak, siz de Dünya’yı aynı biçimde kendinize doğru çekersiniz. Tabi, sizin kütleçekiminiz Dünya için zırhlı bir tanka atılan taş kadar önemsizdir ve ölçebileceğiniz hiçbir etkiye yol açmaz.

Boyutlar ve kütleler büyümeye başladıkça iş değişir. Örneğin gezegenimizin kütleçekimi Ay üzerinde büyük bir etkiye sahiptir. Onu kendi yörüngesinde tutar ve Ay hiçbir yere kaçamaz.

Ancak, Ay’ın da bir kütleçekimi vardır ve gezegenimiz üzerinde hatırı sayılır bir etkiye sahiptir. Oldukça büyük bir kütle olduğu için gezegenimizin dönüş hızına etki eder. Ayrıca, gel-git kuvvetleri ile gezegenimizi çekiştirir, denizleri kabartır, yerkabuğunu eğer, büker.

lagrange010831035

Sadece Dünya sizi değil, siz de Dünya’yı kendinize çekiyorsunuz. Tabi, kütleniz çok küçük olduğu için bu durum Dünya’nın umurunda bile olmuyor…

Şimdi bakış açımızı genişletip şunu düşünelim;

Dünya’nın güçlü bir kütleçekimi var. Ay’ın da var. Eğer Ay’a yakın isek, onun kütleçekimi baskın olur ve bizi çeker. Ama Dünya’ya daha yakın isek, bu kez de Dünya’nın kütleçekimi bizi çeker. Peki, biz öyle bir yerde duralım ki, hem Ay’ın, hem de Dünya’nın kütleçekimi bize eşit derecede etki etsin. Biri diğerinden üstün olmasın. Bu durumda ne olur?

O noktada, ikisinin arasında sabit biçimde ve “güvenle” kalabilirsiniz. İşte en temel anlatımı ile Lagrange noktası budur. İki gökcisminin kütleçekimlerinin birbirini dengelediği, dolayısıyla kütleçekimi hiç yokmuş gibi hissedebileceğiniz bir yerdir. İsmini, bu konuda yaptığı çalışmalarıyla bilinen İtalyan astronom ve matematikçi Louis Lagrange’dan (1736-1813) almıştır.

Ancak Lagrange noktalarının sayısı, iki gökcismi arasındaki kütleçekiminin “eşitlendiği” tek bir yerle sınırlı değildir. Birbiriyle ilişkili iki gökcisminin yörüngeleri üzerinde 5 adet ana Lagrange noktası bulunur. Bunları sırasıyla inceleyelim:

lagrange0010123

Dünya-Ay ikilisinde, Ay’ın yörüngesi üzerinde yer alan Lagrange noktaları. Bu görsel’de Dünya yerine Güneş’i, Ay yerine de Dünya’yı koyarsanız, elde edeceğiniz bu kez de Dünya Güneş arasındaki Lagrange noktalarını bulursunuz. 

L1 Noktası:

Bu nokta, yukarıda izah ettiğimiz biçimde, her iki gökcisminin arasında kalan ve iki gökcisminin de kütleçekim güçlerinin eşitlendiği noktadır. (Dünya ve Ay arasındaki L1 noktası, gezegenimizden 321 bin km ötede yer alır.) Meraklısı için L1 noktasının hesaplanması için kullanılan matematiksel formül şudur:

(“r” küçük, “R” büyük gökcismi arasındaki mesafe. “M1” küçük, “M2” büyük cismin kütlesi)

L1 001001

L2 Noktası:

Küçük gökcisminin “arka tarafında” yine her iki gökcisminin kütleçekiminin eşit hale geldiği bir alan bulunur. L2 noktası, tam burasıdır. (Dünya ve Ay örneğinde L2 noktası, gezegenimizden 444 bin km ötede yer alır.) Şu şekilde formülize edilir:

L20102

L3 Noktası:

Küçük gökcisminin arka tarafında olduğu gibi, büyük gökcisminin de arkasında bir Lagrange noktası yer alır. Burada da her iki gökcisminin uyguladığı çekim kuvveti birbirine eşittir. (Dünya ve Ay ikilisi için L3 noktası, gezegenimizden 386 bin km ötede yer alır.) Matematiksel ifadesi şudur:

L301010

L4 ve L5 Noktası

Lagrange noktaları arasında en ilginç özellik gösteren iki noktadır. Büyük ve Küçük gezegene eşit uzaklıkta doğrularla, 60 derecelik bir dik üçgen çizerseniz, L4 ve L5 noktalarını bulursunuz. Bu noktada büyük gezegenin kütleçekimi etkindir, ancak, küçük gezegenin kütleçekimi de “kilit” etkisi yaratır. Bunu daha sonra açıklayacağız. (Dünya ve Ay ikilisi için L4/5 noktası, gezegenimizden “ortalam” 382 bin km ötede yer alır.)

Ne işi yarar?

Gökcisimleri arasındaki bu noktaların gökbilimde birçok kullanımı var. Örneğin, L1 noktasına yerleştirdiğiniz bir uzay aracı, Dünya ve Ay arasında stabil bir yörüngeye oturmuş olur. Bu yörüngedeki cisim, Ay ile beraber sabit bir noktada kalmak üzere gezegenimiz çevresinde dolanır. Böylelikle hem Dünya’yı, hem de Ay’ı aynı anda kesintisiz gözlemleyebileceğiniz bir yer elde etmiş olursunuz.

Buna benzer bir durum, L2 ve L3 noktaları için de geçerlidir. Buralarda bulunan uzay araçları çok uzun bir süre boyunca yörünge düzeltmesine gerek kalmadan stabil bir yörüngede dolanırlar.

İlginç özelliğe sahip olduğunu söylediğimiz L4 ve L5 noktaları ise “kararlılık”ları ile uzay çalışmaları için eşsiz bir fırsat sunar. L1, L2 ve L3 noktalarında bulunan cisimler her ne kadar çok uzun süre kararlı kalabilseler de, önünde sonunda büyük veya küçük gökcisimlerinden biri tarafından kendilerine çekilerek bu kararlılıklarını yitirirler. Oysa Lagrange 4 ve 5 noktaları çok daha kararlıdırlar. Burada neredeyse sonsuza kadar sabit kalabilirsiniz.

InnerSolarSystem-tr

Jüpiter’in 4 ve 5’inci Lagrange noktalarında yer alan “Trojan” asteroidler. (Hildalar dikkatinizi çekmiş olmalı. Evet, burası da bahsettiğimiz kararlı Lagrange noktalarından L3’tür.)

Aslında 4 ve 5’inci noktalar için bir “tuzak” sıfatını da kullanabiliriz. Çünkü, birçok gezegenin bu yörüngesi, buraya hapsolmuş gökcisimleri ile doludur. Örneğin, Jüpiter’in Güneş etrafındaki yörüngesinde bulunan L4 ve L5 noktalarına yüzbinlerce asteroid hapsolmuş durumdadır. Bu asteroidler Trojans (Troyalılar) olarak bilinir. Eğer bir gök cismi, bu noktaya gezegenin yörünge hızı ve doğrultusuna eşit veya yakın bir biçimde girerse, kaçınılmaz olarak burada hapsolur ve yörüngesine artık gezegenin L4/5 Lagrange noktasında kalacak biçimde devam eder.

Bu noktalar o kadar kararlıdır ki, L4 ve 5 noktalarına hapsolmuş asteroidler ve toz bulutları, gökcisimlerinin ömür süreci boyunca burada kalabilirler. Sadece Jüpiter’de değil, Güneş Sistemi’ndeki hemen her gezegenin, Mars’ın, Dünya’nın, Satürn’ün, Uranüs’ün 4. ve 5. Lagrange noktaları böylesi Troyalı göktaşları (ve de toz) barındırır. Ancak, asteroid kuşağına yakın olan Jüpiter’in ve Kuiper Kuşağı’na yakın olan Neptün’ün Troyalıları sayıca çok daha kalabalıktır.

Nasıl kullanıyoruz?

Lagrange noktalarının gökbilim açısından önemli olduğunu, buralara yerleştirilen uzay araçlarının kararlı yörüngeleri nedeniyle avantajlı çalışma koşullarına sahip olduğuna değinmiştik. Gezegenimiz Dünya/Ay ve Dünya/Güneş arasındaki noktalarda da bunun gereği çok sayıda uzay aracı bulunuyor:

SOHO Güneş Gözlem Uydusu, Dünya ve Güneş arasındaki L1 noktasında bulunuyor. Bu nokta, gezegenimizden 1.5 milyon km uzakta yer alıyor ve Güneş ile Dünya’nın çekim güçleri burada dengelendiği için SOHO uydusu kalıcı olarak buraya yerleşebildi ve Güneş gözlemini sürdürüyor.

lagrangeimagesizer

Dünya ve Ay arasındaki L1 noktasına yerleştirilmiş bir uzay istasyonu, gelecekteki ay yolculukları için bir ara durak olma özelliği taşıyacaktır.

Dünya-Güneş arasındaki, ikinci nokta olan ve Güneş yönünde Dünya’nın tam arkasında kalan L2 noktasında ise, Wilkinson Mikrodalga Düzensizlik Sondası (WMAP) yer alıyor. Burada Dünya Güneş’i tam olarak gölgelediği için, WMAP aracı yıldızımızın ışınımından etkilenmeden Kozmik Fon Işınımı’nın ölçümünü yapabiliyor. Gelecekte Hubble Uzay Teleskobu’nun yerine kullanılması planlanan James Webb Uzay Teleskobu da yine L2 bölgesindeki bu yörüngeye yerleştirilecektir.

Bunların yanında, Lagrange noktaları gelecekte kurulabilecek yörüngesel uzay kolonileri için de iyi birer konaklama yeri olarak görülüyor. Örneğin Dünya yörüngesinde L4 ve 5 noktalarına kurulacak bir koloni (veya uzay istasyonu) hem gezegenimize, hem de Ay’a eşit uzaklıkta (yaklaşık 380 bin km) olacağı için her ikisine de ulaşma açısından avantajlı ve güvenli bir konumda yer alacak. Dünya ve Ay arasındaki L1 noktası da yine ulaşım için bir “ara istasyon” olması bakımından önemli. Gelecekte burada Dünya-Ay arası yolculuklar için bir “dinlenme tesisi” kurulabilir.

Kısacası Lagrange noktaları, hem bugünkü uzay gözlemlerimiz, hem de gelecekteki uzay yerleşimlerimiz için kilit öneme sahip kütleçekimsel konaklama alanları olarak nitelenebilirler.

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




Güneş Ve Gezegenlerin Orantılı Büyüklükleri

Güneş, sistemimizdeki en büyük ve en fazla kütleye (kütleyi, aynı şey olmasa da “ağırlık” şeklinde düşünebilirsiniz) sahip gökcismidir. Tüm Güneş Sistemini bir araya getirdiğimizde oluşacak olan kütlenin %99.8’ini Güneş tek başına karşılar. Kalan %0.2’lik kütlenin ise yarısından fazlası Jüpiter‘e aittir. Daha başka bir ifadeyle Jüpiter, Güneş haricinde sistemimizdeki her şeyin; tüm gezegenlerin, meteorların, cüce gezegenlerin ve kuyruklu yıldızların toplamından daha ağırdır.

Güneş ve Jüpiter’den artan yaklaşık %0.07’lik kütlenin yarısından fazlası Satürn‘den ibarettir. Ondan geri kalan %0.03’lük kütle’nin de dörtte üçünden fazlası Neptün ve Uranüs’ü meydana getirir. 

En nihayetinde artan %0.01’den az kütle; Dünya, Mars, Venüs, Merkür, uydular, cüce gezegenler, asteroidler ve kuyruklu yıldızların tümünü oluşturur. Hepsini bir araya toplasınız, bir Neptün bile etmezler…

Görseli bizime ulaştıran okurumuz Onur Gündüz’e teşekkür ederiz. Görselin dev boyutlu halini buradan  veya buradan bilgisayarınıza indirebilirsiniz.

 

Facebook




Güneş Uzak Gezegenleri Ne Kadar Aydınlatır?

Yıldızımız Güneş, bizleri Dünya, Venüs, Merkür ve hatta Mars gibi gezegenlerin yüzeyinde çok ciddi miktarda aydınlatır. Bu aydınlatma gücü o kadar fazladır ki, gökyüzünde doğrudan Güneş’e bakmamız gözümüze ciddi zararlar verir.

Güneş’in Jüpiter ve Satürn gibi gezegenlere kadar olan mesafede hatırı sayılır bir aydınlatma gücü vardır. Her ne kadar uzaklığa bağlı olarak bu aydınlatma gücü düşüş gösterse de, insan gözü için kabul edilebilir bir aydınlatma ve enerji sağlar. O nedenle, yaklaşık 800 milyon km uzaktaki Jüpiter civarına kadar gönderdiğimiz uzay araçları enerji kaynağı olarak Güneş panelleri kullanır. Çünkü, yıldızımızın yaydığı ışık ve enerji oldukça güçlüdür.

Uranüs (2.8 milyar km), Neptün (4.5 milyar km) gibi çok daha ötelerdeki gezegenlerde ise, Güneş’in aydınlatma gücü dramatik bir düşüş gösterir. Örneğin, en üstte yer alan görseldeki hanım kızımız gibi Neptün’deki hayali bir evin çatı katında otursaydınız, Güneş sizi ve odanızı sadece 10 mumluk bir ampülün yapabildiği kadar aydınlatacaktı.

Kıyas yapmanız için hatırlatalım; sıradan bir evin oturma odasında kullanılan lambalar genellikle 60-100 mumluk bir aydınlatma sağlarlar. 10 mumluk ampül, genellikle yatak odalarında “gece lambası” olarak kullanılır.

Triton (artist's impression)

Neptün’ün uydusu Triton’dan gezegenin ve Güneş’in olası görünümü bir sanatçı tarafından resmedilmiş.

Türü ne olursa olsun, ışık kaynağından uzaklaştıkça, o kaynaktan size ulaşan foton sayısı azalır. Yıldızlar küresel ışık kaynaklarıdır ve ürettikleri enerji, kürenin yüzeyinden her yöne dağılır. Eğer yıldıza yakınsanız, o kürenin daha fazla yüzey alanından yayılan ışık fotonu size çarpacaktır. Ancak, uzaklaştıkça fotonlar sizi ıskalamaya başlar. Yıldızdan çıkan aynı miktarda foton aynı uzaklığa ulaşmış olmasına rağmen, birim alana düşen foton sayısı çok azalır.

479px-Inverse_square_law_svg

Işık kaynağından uzaklaştıkça, size çarpan (ve dolayısıyla sizi aydınlatan) foton sayısı da azalacaktır. Bu infografikte, “A” ile gösterilen alana ışık kaynağından uzaklaştıkça kaç tane foton isabet ettiğini görülüyor. Alan varsayımsal ışık kaynağımızdan dokuz foton alırken, iki katı uzaklaştığında üç, üç katı uzaklaştığında ise sadece bir tane foton tarafından aydınlatılıyor. Güneş’ten uzaklaştıkça, işte başımıza gelen de bunun çok benzeridir. 

Bir ışık kaynağının aydınlatma gücü uzaklığın karesi ile doğru orantılı azaldığına göre, Güneş’e bizden 30 kat uzakta olan Neptün, Dünya’dan 900 kat daha az ışık alacaktır. Bu oran size küçük görünmesin, dolunay evresindeki Ay’ın aydınlatma gücünden yaklaşık 700 kat fazladır.

Kısa keselim; Neptün’deki hayali şehrimizde öğle vaktinde bile ortalık, ancak Dünya’da Güneş ufukta battıktan yarım saat sonraki kadar aydınlanabilecek, Sirius, Arcturus, Capella, Rigel, Aldebaran gibi parlak yıldızlar gündüzleri bile görülebilecekti.

Zafer Emecan

 

Facebook




Fotoğraflarla Neptün Sistemi

1989 yılında Güneş Sistemi’nin son gezegeni Neptün‘ün 4,950 km yakınından geçiş yapan Voyager 2 uzay aracı tarafından Neptün ve uydularına ait gönderilen görüntülerden bazıları… Bu fotoğraflar, Neptün’e ait elimizdeki en yüksek çözünürlüklü görüntülerdir.




Güneş Sistemi Teorileri 3: Modern Laplace Teorisi

Güneş Sistemi’nin oluşumunu açıklamaya çalışan teorileri geçmişten günümüze doğru anlatmaya çalıştığımız yazı dizimizi eğer okumadıysanız, öncelikle birinci ve ikinci bölümlerini okumanızı öneririz.

Laplace’ın ortaya attığı orjinal teorideki açısal momentum sorunu Roche’nin denemesinden başlayarak 100 yılı aşkın süre boyunca çözülmeye çalışılmış, bir çok farklı model denenmiştir. Bu uğraşlar sayesinde Güneş Sistemi’nin oluşum sürecindeki farklı olaylara zaman içinde açıklıklar getirilmiş, 1974’te astronom Andrew Prentice tarafından Modern Laplace Teorisi adı altında daha bütünlüklü bir teori oluşturulmuştur. Teori, kendisinden birkaç sene önce ortaya konulan Güneş Nebulası Teorisi’nin bir devamı gibi durmasının yanında gezegen oluşumlarını ele alışı Protoplanet Teorisi ile benzerlik taşır.

orion_nebula_complex_wide

Fotoğrafta görülen Orion bulutsusu 3.5 parsek (1 parsek = 3.26 ışık yılı) büyüklüğündedir ve 700 civarı yıldıza ev sahipliği yapmaktadır.

Güneş Sistemimizi oluşturan ana nebulanın çapının 20 parsek (1 parsek = 3.26 ışık yılı, yani 31 trilyon km) olduğu düşünülmektedir. Güneş sistemi bu nebulanın sadece 0.01-0.1 parsek çapındaki bir parçasının çökmeye, yoğunlaşmaya başlamasıyla meydana gelmiştir.

Güneş öncesi nebulası adını verdiğimiz bu parçada yoğunlaşmaya neden olan, daha doğrusu katalizör görevi gören şeyin süpernovalardan yayılan şok dalgaları olabileceği tahmin edilmiştir. Bu şok dalgaları sayesinde ortamdaki gaz ve toz kümelenmeye başlar ve kütleçekimi etkisiyle yıldız sistemleri meydana gelir. Süpernovalar kütlesi oldukça yüksek olan ve dolayısıyla kısa ömürlü olan yıldızların ömürlerinin sonuna gelince infilak etmeleri sonucu etrafa şok dalgasıyla birlikte içlerindeki materyali de saçarlar.

Demir elementinin kararsız izotoplarından olan 60Fe ve benzer şekilde aluminyum izotopu 26Al, sadece süpernova patlamalarıyla ortaya çıkan ürünlerdendir ve Dünya’ya düşmüş meteoritlerde bu izotoplar bulunmuştur. 60Fe daha eser miktarda bulunduğu için Güneş Sistemi’ni oluşturan etkiyi yaratacak patlamadan çok daha önceki çevrimlerden arta kaldığı düşünülmektedir fakat 26Al miktarı, etrafta 20 Güneş kütlesinden daha büyük bir yıldızın Güneş Sistemi oluşmadan önce patladığını ve sistemimizi oluşturacak gaz ve toza etki ettiğini doğrulamakta.

Supernova’dan gelen şok dalgasının etkisiyle kümelenmeye başlayan bulutsu kütleçekimsel olarak baskın hale geldiğinde çökmeye başlar. Merkezde yoğun bir çekirdek oluştuktan sonra kütleçekimsel alan büyüyüp etraftaki gazları da çekmeye başlar ve daha da büyür. Akresyon adı da verilen bu süreçle etraftaki gazlar sistemin içine dahil edilir ve sistem dışarıdan bağımsız bir hale gelir. Bu andan itibaren içsel süreçlerle evrilme devam eder. (bkz: virial kuramı) (bkz: jeans kriterleri)

Merkezdeki çekirdek, etrafından madde aldıkça daha az hacme sıkışan bulutsu açısal momentumunu korumak için çok daha hızlı bir şekilde dönmeye başlar. (bir patencinin kendi etrafında dönmeye başladığı sırada kollarını ve bacaklarını bir araya topladığında hızlanması da aynı nedenden dolayıdır.) Sisteme yandan baktığımız zaman, nebulanın yukarısından ve aşağısından çekilen parçacıkların çarpışmaları ve dikey enerjilerini bu şekilde yok etmeleri nedeniyle sistem yüksekliğini kaybedip genişleyerek bir disk şeklini almaya başlar. Gezegenlerin Güneş ile neredeyse aynı düzlemde yer almalarının nedeni budur. (bkz: çökme zamanı ve disk oluşumu)

starbirthdisc477512

Bu ilustrasyonda görülen başlangıç diski ortalama 100 AU genişliktedir. Merkezinde proto yıldız olan bu diskte açısal momentum ve sıcaklık nedeniyle gazlar kenarlara doğru gittikçe genişleyen bir biçimde ilerlerken daha ağır maddeler kütleçekimi etkisiyle içeriye doğru sürüklenir. Nebula ortalama 100,000 yıl içinde disk şeklini almıştır.

Disk küçülmeye devam ederken 10 milyon yıl içinde dış gezegenler oluşur. Kaya gezegenlerin oluşması 10-100 milyon yıl içinde gerçekleşir. 50 Milyon yıl içinde ise merkezdeki T-Tauri benzeri proto yıldızın (ön yıldız) kütlesinin yarattığı basınç ve sıcaklık Hidrojen füzyonu başlatacak seviyeye ulaşır, Güneş doğar.

Maddenin nasıl dağıldığına bakacak olursak; bu disk oluşumu sırasında Güneş’e 4 AU (1 AU “astronomik birim” = 150 milyon km) kadar yakın konumlarda hafif gazlar sıcaklık ve basınç dolayısıyla kendilerine yer bulamazken yüksek sıcaklıklarda yoğunlaşma özelliğine sahip olan Kalsiyum ve Alüminyum açısından zengin oluşumlar Güneş’e yakın konumlarda toplanmaya başlarlar.

Kalsiyum-Alüminyum oluşumlarının biraz daha ötesinde ise milimetre ve daha ufak ölçeklerde Krondül adı verilen ve serbestçe dolaşan erimiş damlalar olan silikat küreleri oluşur. En yaygın meteorit tipi olan Krondrit’lerde yani kaya meteoritlerinde bulunurlar.

Yoğunlaşan bu gibi moleküllerin ve demir, nikel alüminyum gibi metal elementlerinin birleşmesiyle oluşan taş ve kaya parçacıkları Güneş Sistemi’nin iç kesimlerinde, çapı 10km’ye varan, Planetesimal‘ler adını verdiğimiz yapıları meydana getirmeye başlarlar ve disk halkalı bir yapıya dönüşme sürecine girer.

Allende_meteorite

Fotoğrafta Allende meteoritinden bir kesit görülmekte. Meteoritin üstündeki beyaz lekeler Güneş sisteminin ilk zamanlarında oluşmuş olan Kalsiyum-Alüminyum’lardır.

Gaz ve tozdan oluşan bu diskin iç kısımlarında su molekülleri sıcaklıktan dolayı kristalleşip donamaz. Dış kısımlara doğru gidildikçe, buz hattının ötesinde su molekülleri donmaya başlar. İç kısımlardaki metaller ve silikatlara göre çok daha yüksek miktarda bulunan bu moleküller, donup çarpışmaya ve daha büyük yapıları; buz kayaları oluşturmaya başlarlar. Yeterince büyüyüp gezegenimsiler halini aldıklarında hızlı bir şekilde birkaç milyon yıldır var olan gaz diskinin en büyük parçasını oluşturan hidrojen ve helyum ile beslenmeye başlarlar. 3 milyon yıl içinde Dünya’nın kütlesinin 4 katı kadar kütle kazanabilirler ve bu gezegenimsiler 10 milyon yıl içinde gaz devlerini oluştururlar.

Bu sebeple güneş sistemimizdeki dış gezegenler, iç gezegenlere oranla çok daha hızlı bir şekilde oluşmuştur. Jüpiter’in buz hattının hemen ötesinde olması bir rastantı değildir. Buz hattına geçince yoğunlaşmaya başlayan materyaller bir bariyer görevi görerek ortalama 5 AU uzaklıkta birikmeye neden olmuş ve gezegenimsinin oluşum sürecini hızlandırmıştır. Satürn ise Jupiter’den birkaç milyon yıl sonra oluşumunu tamamlamıştır, Jüpiter’den daha düşük kütleli olmasının nedeni etraftaki hidrojen ve helyum gazlarının büyük bir kısmının daha önce Jüpiter tarafından ele geçirilmesinden kaynaklanmaktadır.

olusumdiski54454545

Uranüs ve Neptün‘ün ise günümüzde bulundukları bölgede oluşma ihtimali düşük görülmekte. Materyal dağılımına bakıldığı zaman bu kadar fazla kütleye sahip olmaları oldukça zor görünmesinin yanında, oluşmaları için geçen süre de birkaç yüz milyon yıla yayılıyor. Bu nedenle Uranüs ve Neptün’ün Güneş’e daha yakın bir konumda, Jüpiter ve Satürn civarlarında gezegen çekirdeklerini oluşturduklarını ve daha sonra yörüngelerinin değiştiğine dair geliştirilmekte olan yörünge göçü modellerinden Nice 2 Modeli günümüzde çalışılmakta. Bu teoriye göre, buz devleri ilk evrelerinde rezonansa (Satürn ve Jüpiter’in kütleçekimsel itimine) kapılmış durumdalar ve oluşumlarından milyonlarca yıl kadar sonra günümüzdeki yörüngelerine yerleşiyorlar.

Dış gezegenlerin yaşadıkları rezonanslar ve yörünge göçleri, Güneş sisteminin daha dış bölgelerindeki yapıların oluşumunda da pay sahibiler.

Neptün’ün ötesindeki Kuiper kuşağı, saçılma diski ve Oort Bulutu buzul yapıya sahip olan kuyrukluyıldızların kaynağını oluşturmaktalar. Güneş’ten oldukça uzakta olan bu bölgelerde yeterli kütle olmadığı için madde akresyona (kümelenmeye) uğrayamaz ve gezegenler oluşturamaz. Kuiper kuşağı günümüzde 30-55AU uzaklıkları arasında olsa da Güneş sisteminin ilk zamanlarında daha yakın konumdaydı ve yoğunluğu daha fazlaydı. Dış kısımları 30AU’ya kadar uzanırken içeride günümüzde Neptün ve Uranüs’ün bulunduğu yörüngeleri kapsamaktaydı.

olusumdiski454784212

Çizimde yeşil yörünge Jupiter’i, turuncu yörünge Satürn’ü, turkuaz yörünge Uranüs’ü ve koyu mavi yörünge Neptün’ü temsil etmekte.

Modele göre Jüpiter ve Satürn’ün, yörüngelerini temizlerken ilk 500 milyon yıl içinde 2:1 oranında rezonansa girmeleri (yani Satürn Güneş çevresinde 2 tam tur atarken Jüpiter’in 1 tam tur atması), çevrelerinde kütleçekimsel bir itki etkisi oluşturuyor ve bu nedenle önceden Güneş’e daha yakın olan Neptün, Uranüs’ün ötesine doğru sürükleniyor. Bu sırada eski Kuiper Kuşağı kalıntılarını da süpürüyor. Buz devlerinin yörüngelerinin ötelenmesiyle birlikte daha dışarıdaki ufak buz kayaları da onların çekim etkisiyle birlikte iç bölgelere doğru yöneliyorlar. Jüpiter’in etkisiyle çok daha eliptik ve parabolik yörüngelere girmeye başlayan bu cisimlerin bir kısmı sistemin dışına doğru yol almaya başlıyor ve Oort Bulutu’nun da bu şekilde olduştuğu tahmin ediliyor.

oort-cloud457821

Buz hattından daha yakınlarda ise diskteki katı materyalleri bünyesine katan gezegenimsiler, biraz daha karmaşık bir oluşum süreci geçirirler. Güneş sisteminin iç kesimindeki silikat ve metal ağırlıklı cisimler çarpışmalar ve birleşmeler sonucu 1km civarı boyutlara ulaştıklarında, yakın çevrelerini kütleçekimsel olarak etkileyebilen planetesimal’ler dediğimiz ufak parçaları; gezegenimsi parçalarını oluştururlar. Bir çok planetesimal çarpışmalar sonucu dağılır fakat aralarından bazıları çekimlerine kapılan ve türbülanslar sonucu bünyesine dahil ettiği kaya parçalarıyla sıkışmaya ve büyümeye devam eder. Böylelikle boyutları birkaç yüz km’yi bulan gezegenimsileri oluşur.

Çarpışmaya ve birleşmeye süreçleriyle Güneş Sistemi’nin erken dönemlerinde 50-100 civarı Ay/Mars büyüklüğünde gezegenimsi oluştuğu tahmin edilmektedir. 100 milyon yıl süresince bu gezegenimsiler kütleçekimsel olarak birbirlerini etkiler, çarpışmaya ve büyümeye devam ederler ve sonucunda 4 adet iç gezegeni (Merkür, Venüs, Dünya, Mars) oluştururlar.

theia-smashes-earth

Bu dönemin sonlarına doğru ortalama büyüklüğü Mars kadar olan gezegenimsilerden birinin Dünya’ya çarpması sonucu ise uydumuz Ay oluşmuştur.

İlk 10 milyon yılda dış gezegenler, 100 milyon yılda ise iç gezegenler oluşmakta. Fakat hem iç gezegenlerin oluşum sürecinden arta kalan planetesimaller, hem de dış gezegenlerin yörünge değişimleri nedeniyle Kuiper Kuşağı ve saçılım diskine etki etmeleri nedeniyle; Güneş Sistemi’nde 4.1-3.8 milyon yıl öncesine uzanan, iç gezegenlere yönelik yüksek sayıda meteorit çarpışmasının yaşandığı düşünülen Ağır Bombardıman Dönemi adı verilen bir zaman aralığı vardır. Ay’daki en büyük kraterler incelendiğinde tarihlenmeleri bu zaman aralığına denk gelir. Dünya’daki suyun da bir kısmı bu dönemde çarpan buz meteoritlerinden gelmektedir.

ay45478211255

Geç Ağır Bombardıman dönemi sonlarında artakalan planetesimal’lerinin bazıları gezegenlerin yörüngeleri tarafından yakalanıp uyduları meydana getirir. Mars’ın uyduları ve Jüpiter gibi devlerin yüksek deklinasyona sahip uyduları bu şekilde yakalanmış cisimlerdir.

Asteroid kuşağı da iç gezegenlerin oluşum döneminde gezegenimsilerin olduğu bir bölgedir. Fakat dev gezegenlerin yörünge değişiklikleri döneminden kalma parçalar pek yoktur. Daha çok Ağır Bombardıman Dönemi sonrası arta kalan gezegenimsiler ve asteroidlerden oluşur. Jüpiter’in çekim gücü nedeniyle yörünge hızları, enerjileri yükseldiği için çarpışma şiddetleri birleşmelerini sağlamaktan çok parçalanmalarını sağlayacak düzeyde olmaktadır.

Taylan Kasar




Güneş Sistemi Teorileri 2

Yazı dizimizin ilk bölümünde gözlem araçlarımızın gelişmesiyle birlikte Güneş Sistemi’nin nasıl oluştuğuna dair geliştirilen teorileri görmeye başlamıştık. Gözlem araçlarımızın daha da gelişmesi ve bilimsel bilgi birikiminin artmasıyla bu teoriler de daha fazla olgunlaşmaya başladı. Şimdi bu teori ve modellere göz atmayı sürdürelim:

Schmidt-Lyttleton Akresyon* modeli

20.yy başlarından beri popüler olan dualist teoriler her ne kadar Henry Norris Russell sayesinde ciddi darbe alsalar da, vazgeçilmeleri pek kolay olmamıştır. 1944 yılında Sovyet gezegenbilimci Otto Schmidt oldukça farklı, modern teorilere de dahil edilebilen bir dualist teori ortaya atar.

Arkalarındaki yıldızın ışığını absorblayan (sönükleştiren veya engelleyen) soğuk ve yoğun bulutsuların bulunmaya başlanmasıyla birlikte Schmidt bu bulutsuların içinden bir yıldız geçebileceğini ve bu geçişten sonra kendi yörüngesine gaz ve tozlar çekebileceğini, ortamdan toplanan bu maddenin gezegenleri oluşturabileceğini belirtir.

IC405_big

Schmidt-Lyttleton Akresyon modeline göre, yoğun bir bulutsunun içinden geçen yıldız, bulutsuyu oluşturan maddenin bir kısmını çevresine toplar. Yıldızın çevresine yığılan bu madde ise gezegenleri oluşturur.

Başlarda Schmidt yakalama işleminin gerçekleşmesi için üçüncü bir cismin (Güneş’in yanında bir yıldızın daha) olması gerektiğini söyler fakat Ray Lyttleton 1961’de bunun gerekli olmadığını bir akresyon modeli ile gösterir. Kaçış hızından daha düşük olduğu müddetçe yıldız bulutsu materyalini yakalayabileceği üzerinden hareket edilir.

Bu modelin en büyük başarısı gezegenlerin nasıl oluştuğuna dair yaptığı açıklamadır. Bulutsunun içindeki toz parçacıkları açısal momentum kazanarak disk şeklini alırlar. Fakat homojen bir yapı olmadığı için kütleçekimsel dengesizlikler ve kazandığı momentum sayesinde belirli bölgelerdeki çökmeler olur ve bu çökmeler gezegenleri oluşturacak kaya parçalarını, protoplanet’leri (ön gezegenleri), inşa eder. Birbirlerine yaklaşan parçaların elips yörüngeler çizerek çarpışıp birleştikleri, artan kütlenin saçılan ve etrafta olan diğer materyallerin de yörüngelerini değiştirip kendisine doğru çekerek kütlesini arttırdığı belirtilir.

473460a-f1.2

Protoplanetler, oluştukları diskte yer alan kaya ve toz parçalarını kütleçekim etkisiyle kendileri üzerinde toplayarak büyürler.

Modelin önerdiği sistem oluşum süreci ise eleştiriler almıştır. Bulutsu için öngörülen sıcaklık 3-4 Kelvin, hesaplanan hız ise 0.2km/s-1‘dir. Bu tarz bulutsularda rastlanan değer ise 10-100 K (Kelvin: -273 santigrat derece = 0 Kelvin) arasında, Güneş benzeri yıldızlarda ise hız 20km/s-1 civarındadır. Michael Woolfson parametreleri değiştirerek Lyttleton’un modelinin daha kabul edilebilir yapılabileceğini söylemiştir fakat Viktor Safranov ise hesaplarına göre modelde Neptün gibi büyük gezegenlerin oluşma sürelerin 1010 yani 10 milyar yıl mertebesinde olduğunu ve bu değerin sistemin kendi yaşından çok daha yüksek olduğunu belirlemiştir.

(*) Akresyon: Kümelenme, birikme, bir araya gelme anlamlarına gelir.

Modern Teoriler

1960 yılına gelindiğinde Güneş sistemimizin nasıl oluştuğuna dair oturaklı bir teori hala ortaya konulamamıştı. Çözülmesi gereken temel problemler hala bekliyordu. Bu tarihten itibaren, eski teorilerin parça parça getirdikleri tutarlı açıklamalar eşliğinde oluşturulan 4 adet yeni ve daha kapsamlı teori vardır. Önceki teoriler içerdikleri hatalar nedeniyle yanlışlanırken bu teoriler açıklayamadıkları kısımlar olsa bile geçersiz kılınamamışlardır. 1960’da protoplanet teorisi, 1964’te yakalama teorisi, 1973’te güneş nebulası teorisi ve 1974’te günümüzde yaygın bir şekilde kabul görmüş olan modern laplace teorisi ortaya atılmıştır. Sırasıyla bu son 4 teoriye değineceğiz.

Protoplanet Teorisi

1960 yılına gelindiğinde William McCrea gezegenimsi oluşumlarını açıklayan teoriyi bir adım ileri götürürken Güneş’in yavaş dönüşü ile gezegenlerin açısal momentumu arasındaki ilişkiyi açıklamak için monistik modele başvurdu. Yıldız ve gezegen oluşumlarının eş zamanlı olarak ilerlediğini düşünüyordu.

Başlangıç noktasını yıldızlarası bir gaz ve toz bulutu olarak aldı. Bulutun %1 kadarı toz parçaları geri kalan kısmı ise hidrojen ve helyum’dan oluşuyordu. Bu karışımın türbülanslar içerdiği varsayımından yola çıkarak, türbülansların yarattığı madde akımlarının çarpıştığını, partiküllerin bu şekilde belirli bölgelerde yoğunlaşacağını belirtti. Başka varsayımsal parametreler kullanmaktan ise elinden geldiğince çekinerek modelini test etmeye çalıştı.

6_01f3c2cab5cf417ad24ef2a3539cb89c2

Protoplanet teorisine göre, yıldız oluşum diskindeki türbülanslar, ön gezegen veya gezegenimsi diyebileceğimiz yapıları meydana getirir. Bu yapılar, zamanla çevrelerindeki gaz ve tozu bünyelerinde toplayarak gezegenlere dönüşürler.

Bu modelin en dikkat çekici kısmı yıldız oluşum sürecini açıklama şeklidir. Rastgele konumlardan gelen türbülanslar ve kümelenmeler Güneş’in oldukça düşük açısal momentuma sahip olmasını sağlarlar. Güneş’in varolan açısal momentumuna göre teori yine de daha fazlasını öngörmektedir fakat ilksel Güneş’in bu açısal momentum farkını kaybetmesi için zamana sahiptir ve iyonize olmuş Güneş rüzgarlarıyla taşınan materyallerin manyetik alanların etrafında spiraller çizmesi ve ayrılması açısal momentumu azaltıcı etki için tatminkardır.

Türbülanslar nedeniyle bölge bölge yoğunlaşan gazlar gezegenlerin en az bir kaç katı büyüklükte oluyor, birbirleriyle kesişenler birleşiyor ve etrafına karşı basın konuma gelip etrafındaki maddeleri de kendine çekiyor, daha sonra bu yapılar kendi kütleçekimleri dahilinde çökmeye başlayıp gezegenimsileri oluşturuyorlardı. McCrea aynı zamanda gezegenimsilerin gezegenlerden daha büyük olduğunu savunuyordu. Çökme süreci sırasında artan hız nedeniyle gezegenimsilerin dönüş biçimi kararsız bir hale bürünüyor ve gezegenimsi 8’e 1 oranında iki parçaya ayrılıyor, bir kütle merkezi etrafında önceki açısal momentuma yakın bir hızda birbirleri etrafında dönen gezegenimsilerden daha ufak olanı kaçış hızından daha hızlı olduğu için fırlayıp başka bir yörüngeye oturuyordu. Bu iki gezegenimsinin etkileşimi sırasında ise uydular oluşuyordu.

spitzer-distantsystem-browse

Haliyle bu modele göre Güneş sistemindeki gezegenlerin sınıflandırması değişmektedir. Venüs ve Dünya 2 ana kaya gezegen olurlar. Merkür Venüs’ün kardeş gezegeni, Mars ise Dünya’nın kardeş gezegenidir. Ayrıca bu gezegenlerin yoğunluklarının da birbirlerine yakın olacağı öngörülmektedir. Jupiter ve Satürn 2 ana gezegen, Uranüs ve Neptün ise 2 dış gezegendir. Plüton da Mars ve Merkür gibi kardeş gezegenlerin içinde kabul edilir.

Teori gezegenlerin yörüngelerinin neden dairesele yakın bir şekilde olduğu konusuna bir açıklama getirememiştir. Ayrıca rastgele bir şekilde oluşan gezegenlerin hepsinin de Güneş’in etrafında aynı yönde seyretmeleri pek akla yatkın değildir.

Yakalama Teorisi

1964 yılında Michael Woolfson‘un geliştirdiği bu teori zamanında oldukça kabul görmüş olan James Jeans’in Gelgit teorisi (1917) gibi dualist teoriler sınıfındadır. Jeans’in teorisinden farklı olarak yıldızlar rollerini değiştirmişlerdir. Güneş yanından geçen hiperbolik yörüngeli, henüz tam bir yıldız olamamış düşük yoğunluklu ve daha az kütleli fakat daha büyük bir protoyıldıza (ön yıldız) gelgit etkisi yapar. Bunun sonucunda protoyıldızın atmosferinden güneşe doğru filament şeklinde madde akışı başlar. Yörüngeye oturan bu madde bölge bölge yoğunlaşarak topaklar oluşturur ve bunlar da zamanla gezegenimsileri meydana getirirler.

Woolfson, makalesinde geçiş yapan yıldızın kütlesini 0.15 güneş kütlesi, yarıçapını ise 20 astronomik birim olarak belirtmiştir. Yapılan parçacık simülasyonlarında büyük kütleli gezegenimsilerin Güneş’in yakınlarında oluşmasının pek de mümkün olmadığı görülmüştür. Filamentin gezegenimsileri oluşturması sırasında bu gezegenimsiler aphelion (Güneş’e en uzak) konumlarında olurlar ve yüksek dış merkezli yörüngeler ile (0.7 ile 0.9 arası) 100AU’dan daha öteden Güneş’e doğru rota çizerler. Perihelion’a (Güneş’e en yakın konum) ulaşmaları binlerce yıl alacağı için yoğunlaşıp Güneş’in gelgit etkisi ile dağılmamaları için zamanları olur.

Güneş Nebulası Teorisi

1960’larda meteoritlerin artık iyice anlaşılmaya başlanmasının ve 1972’de sovyet astronom Victor Safranov’un gezegen oluşumları için yazdığı makalenin ardından tekrar gündeme gelip gelişmeye başlayan nebula modeli 1973’te ise Kanadalı astrofizikçi Alastair Cameron sayesinde olgunlaşmıştır.

Güneş sisteminde bulunan belli kompozisyonların farklı sıcaklıklarda ve basınçlarda soğumalarının nasıl yapılar ortaya çıkardığına dair bir çok makale çıkmaya başlamıştır bu dönemde. Bunlardan elde edilen sonuç, Güneş sisteminin ilk zamanlarında sıcak gaz formunda olduğudur.

artists-impression-shows-the-disc-of-gas-and-cosmic-dust-around-the-young-star-HD-142527

Eski Laplace modelinde merkezdeki önyıldız ile disk birbirlerinden ayrı bir gelişim göstermektedirler ve disk gezegenleri oluşturmak için halkalar halinde bölünmüştür. Güneş nebulası teorisinde ise disk halkalar halinde bölünmez. Gezegen formasyonu %1 civarı katı materyal bulunduran ve merkezden uzaklaştıkça kademeli bir şekilde sıcaklığı azalan gaz diskinde akresyon ile oluşmaya başlar. Teoride önceleri diskin 1 güneş kütlesinde olacağı düşünülmüş fakat bunun sonucunda bir çok gaz devi oluşumu ve yörüngelerde düzensizlikler baş gösterdiği için diskin kütlesi 0.01 güneş kütlesi mertebesine indirilmiştir. Bu değer de akresyon süreci ve gezegen oluşumu için yeterlidir.

Kaya gezegenlerin ve gaz devlerinin çekirdeklerinin oluşumu sırasında diskteki ufak katı parçalar büyüklükleri yüzlerce metre ile onlarca kilometre arasında değişen planetesimal‘leri (gezegenimsileri oluşturacak olan kaya parçaları) oluşturmaktadırlar. Sonrasında ise bu planetesimal’ler birbirleriyle çarpışarak ve birleşerek kütleçekimsel olarak etrafına baskın konuma gelecek gezegenimsileri oluştururlar. Oluşan gezegenimsiler de etrafındaki diğer materyallere kütleçekimsel etkide bulunarak yörüngesini temizlemeye başlarlar.

130228103341-large

Gaz devleri çekirdeklerini oluşturduktan sonra diskteki kendilerine yakın olan gazları toplamaya başlarlar, bu işlem gaz devlerinde 10 üzeri 5 (yani 100 bin) yıl kadar sürer.

Güneş nebulası teorisi uydu oluşumları için spesifik bir model önermemektedir, gezegen oluşum sürecindekine benzer fakat daha küçük ölçekte bir oluşuma işaret eder. Monistik bir teoridir. Yıldız ile disk ayrı yapılar olarak görülmedikleri için oluşma sürecindeki güneş çökerken açısal hız transferini mümkün kılmaktadır fakat açısal momentum ile kütle dağılımının üstesinden yine de tam olarak gelememiştir.

Diskte oluşan gezegenlerin aynı yönde dönmeleri ve kaya gezegenlerin daha ağır moleküllerden oluştukları için Güneş’e yakın olduklarını ve gaz devlerinin Güneş’in çekim alanı dışında kalan uzaktaki gazları toplayarak oluştuğunu açıklanmaktadır. Model ayrıca çoğu gezegen oluşumlarının makul süreler vermektedir. Dünya için 106 yıl, Jüpiter için 10yıl veya daha az bir zamanda gezegenin oluşacağını belirtmektedir. Fakat dış gezegenlerin oluşması için verdiği süreler 1010 yıl kadardır. Gezegen oluşumları sonrasında disk materyalinden geriye bir şey de kalmamaktadır ve Kuiper kuşağı hakkında da bilgi içermez.

Yazı dizimizin bir sonraki bölümünü buradan okuyabilirsiniz.

Taylan Kasar




Güneş Sistemi Teorileri 1

Güneş sisteminin ve gezegenlerin oluşumuna dair eski çağlardan beri bir çok görüş bildirildiyse de bunlar bilimsel olmaktan uzaktadırlar. Her ne zaman gök cisimlerinin nasıl ve hangi güçler tarafından hareket ettiklerine dair elimizde fiziksel ve matematiksel modeller geliştirilmeye başlandıysa, teoriler de ancak o zaman bilimsel forma girmeye başlamışlardır. Bu açıdan miladı Newton olarak kabul edersek pek de yanılmış olmayız. Newton’un kütleçekim yasaları güneş sisteminin işleyişini ve evrimini araştırmak isteyen bilim insanlarına gerekli olan bilimsel zemini hazırlamıştır.

Bu sayede son 250 yıl içinde gözlemser veriler ışığında bir çok oluşum modeli geliştirilmiştir. Bu modeller yapısal olarak tek bir sistem olarak evrilenler (monistik) ve başka bir yıldızın müdahelede bulunmasıyla evrilenler (dualist) şeklinde ikiye ayrılırlar.

18.yy’da Comte de Buffon dualist bir teori önermiş, Emanuel Swedenborg ve Immanuel Kant ise monistik bir görüş bildirmişlerdir. Kant’ın varsayımı üzerinden hareket eden Pierre-Simon Laplace teoriyi daha detaylı bilimsel bir forma soktuğu için ilerleyen yıllarda çoğu çalışma bu teori üzerinden şekillenmiştir.

Laplace’ın teorisinde bulunan açıkları 19.yy’da Édouard Roche gidermeye çalışmış fakat başarılı olamamıştır. 20.yy’a gelindiğinde ise astronomlar açısal momentum ve gezegen oluşumu gibi başlıca problemleri çözmek amacıyla 15’ten fazla model geliştirmişlerdir. Ortaya konulan neredeyse her teori açıklayabildiği şeyler olduğu gibi açıklayamadıkları gözlemsel veriler de içerir. Belirli sorunları açıklamak için geliştirilen bir model her ne kadar üzerinde durduğu sorunu açıklayabilse de başka bir teorinin açıkayabildiği kısımlarda problemler yaşayabilmektedir fakat parça parça açıklamalarda bulunan bu denemeler sayesinde sonraki yıllarda daha çok açıklamayı tek bir potada eritebilen daha tutarlı teoriler geliştirilmesine ön ayak olmuşlardır.

Buffon’un Teorisi

Bir fransız naturalisti olan Georges Comte de Buffon‘un 1949’da yazdığı Natural History: General and Particular kitabında öne sürdüğü teori dualist sınıfına girmektedir. Güneş’e çarpan bir kuyruklu yıldız sonucu Güneş’ten dışarıya materyaller atıldığını ve gezegenlerin bu sayede oluştuğunu anlatmaktadır. Kuyruklu yıldızların doğasına ilişkin bir bilgisi olmayan (o dönem kimsenin kuyruklu yıldızlar hakkında bilgisi yoktu) Buffon açıkça kuyruklu yıldızların gerçekte bildiğimizden çok daha büyük olduğunu düşünüyordu.

Space_Thanksgiving.JPEG-02e

Buffon’a göre kuyrukluyıldızlar Güneş’e çarpıyor, bu çarpışmada kopan parçalar gezegenleri oluşturuyordu.

1796’da Laplace Buffon’un bu teorisine eleştiri getirdi. Güneş ile bir kuyruklu yıldızın çarpışmasının sonucu dışarı saçılacak materyalin saçıldıktan sonra Kepleryen bir yörünge ile bir süre sonra tekrar Güneş’in yüzeyine düşeceğini, gezegenleri oluşturamayacağını söyledi ve gezegenlerin şimdiki yörüngelerinin, oluşum süreçlerinin bir parçası olması gerektiğini belirtti.

Nebula Hipotezi

Galileo Galilei ve Johannes Kepler ile aynı dönemde yaşamış olan fransız filozof Rene Descartes aynı zamanda fizik ve matematikle de ilgilenmektedir. Haliyle Galilei ve Kepler’in çalışmalarını yakından incelemiş ve güneş merkezli modeli benimsemiş, bunu bir adım daha ileri taşıyarak Güneş sisteminin nasıl oluştuğunu bulmaya çalışmıştır fakat çalışmasını yayınlamamış, kitabı Le Monde ölümünden sonra basılmıştır. Newton’dan önceki bir dönemde yaşadığından dolayı, problemi için gerekli matematik ve fizik henüz ortada olmadığı için yapmaya çalıştığı açıklama tatmin edicilikten oldukça uzaktır. Descartes uzayın evrensel bir akışkan ile dolu olduğunu ileri sürer. Suyun ve diğer akışkanların hareket şekillerini inceleyerek geliştirdiği teoride bu evrensel akışkan, yıldızlar etrafında girdaplar oluşturarak gezegenleri meydana getirmektedir. Gezegenlerin etrafında oluşan girdaplar ise uyduları oluşturur.

Descartes’ten 1yy sonra alman filozof Immanuel Kant 1755’te yayınlanan Universal Natural History and Theory of Heaven kitabında evrensel akışkanı gaz bulutuyla değiştirmiş ve Newton mekaniğini kullanarak bu gaz bulutunun kütleçekimsel etki ile disk şeklini alabileceğini göstermiştir. 18.yy’da teleskopların da gelişmesiyle bulanık bir şekilde de olsa nebulalar görülmeye başlanmış 1791’de ingiliz astronom William Herschel etrafında bulutsu bir hale olan yıldız gözlemlemiş ve bu gözlemler yıldızların nebulalar tarafından oluşturulduğu görüşünü kuvvetlendirmiştir.

Descartes, Kant ve Herschel’in teorisini fransız astronom ve fizikçi Pierre Laplace yazdığı The System of the World kitabında daha da ileriye taşımıştır.

935970_340094046137081_741466080_n

Resimde görülüldüğü gibi, yavaşça kendi etrafında dönen küresel bir bulutsunun kendi kütleçekimi dolayısıyla çökmeye başlayacaktır. Açısal momentumunu korumak için disk şeklini alıp çok daha hızlı dönmeye başlayak ve zamanla ekvator düzlemindeki madde, merkezdeki kütlenin etrafında kendi yörüngesini oluşturacaktır. Çökmeler diski halkalara çevirecek, bu halkaların yoğunlaşması gezegenleri meydana getirecektir. Daha küçük ölçekte ise benzer işlem uyduları oluşturmaktadır.

Güneş’in, sistemin kütlesinin %99.86’sını oluşturmasına rağmen toplam açısal momentumun %0.3’üne sahip olması bu nebula modeli ile ilgili eleştiriler gelmesine sebep olmuştur. Kütle ve açısal momentum dağılımı sistemin Laplace’ın nebula modelinde belirtilen şekilde oluşmasına pek de olanak vermemektedir.

Laplace’ın modelindeki sorundan kurtulmak amacıyla fransız astronom Edouard Roche (1854) önceden oluşmuş yoğun bir Güneş’in etrafını kaplayan düşük kütleli nebula modeli önermiştir. Fakat önceden merkezde hayli yoğunlaşmış kütlesi olan bu modelde düşük yoğunluklu nebulanın rotasyonunun nasıl sağlanacağıyla ilgili problemler baş göstermiştir. Ayrıca ingiliz astronom James Jeans bu modelde nebula için gerekli olan yoğunluğun azlığından dolayı maddenin gelgit etkisine karşı koyamayacağını ve asla yoğunlaşıp gezegen oluşturamayacağını belirtmiştir ki James Jeans’in bu argümanı Roche’nin kendi geliştirdiği ve Roche Limiti denilen mekanizmaya dayanmaktadır.

Çözülemeyen momentum problemi ve gezegenlerin oluşum sürecinin bir türlü birbirleriyle uyuma kavuşturulamaması teoriyi rafa kaldırmıştır.

Chamberlin-Moulton Modeli

ABD’li Jeolog Thomas Chrowder Chamberlin (1901) ve astronom Forest Ray Moulton (1905) birbirleriyle sürekli fikir alışverişi yapsalarda makalelerini genelde birbirlerinden ayrı olarak yayınlamışlardır. Çözmeye çalıştıkları ana konu gezegen oluşumlarıdır. Sistemin oluşumu içinse Laplace’ın Nebula hipotezi yerine öne sürdükleri model aslen Roche’un iki cisimli teorisinden ilham almaktadır ve Lick Gözlemevi’nde bir spiral nebulanın fotoğraflanması ile şekillenmeye başlamıştır.

Güneş patlamalarını inceleyen ikili fotoğrafta görülen spirallerin bir yıldızdan dışarı atılan maddeler olduğu şeklinde yorumlamışlardır. Model oldukça aktif ve büyük patlamaları olan bir Güneş öngörür. Yanından geçecek yıldız ile gerekli gelgit etkisi yapılacaktır. Güneş patlamasıyla dışarı salınan materyallerin tekrar Güneş’e düşmeyeceği kadar fazla fakat ondan ayırmayacak kadar da az olmayan bir etki yapması gerekmektedir geçen yıldızın. Geçiş yapacak yıldızın kütlesi ise Güneş’ten birkaç kat fazla olarak düşünülmüştür. Dışarı salınan maddenin oluşturduğu spirallerin büyük bir kısmı tekrar Güneş’e geri dönerken az bir kısmı kalacaktır. Bu kollar Neptün yörüngesine kadar uzanmaktadır. Spiral kolun Güneş’e uzak olan kısımları Güneş’in atmosferinden kopan maddeden, kolun Güneş’e yakın olan kısımları ise Güneş’in iç kısımlarından gelen daha yoğun maddeden oluşur. İç gezegenler ile dış gezegenler arası yoğunluk farkı bu şekilde açıklanmıştır.

m51rolfe

Chamberlin ve Moulton, bir spiral galaksiyi yıldız oluşum nebulası sanmıştır. Elbette bu sanrılarının sebebi, o dönemki teleskopların yeterince detaylı görüntüler sağlamamasıydı.

Bu geriye kalan kollardaki maddenin soğuyup yoğunlaşarak ve zamanla birbirleriyle çarpışıp kümelenerek gezegen çekirdeklerini ve gezegenimsileri oluşturmaktadırlar. Gezegenimsilerin yörüngesindeki daha ufak birleşmeler ise uyduları meydana getirmektedirler. Tarif ettikleri gezegen oluşum modeli ileriki yıllarda geliştirilmiş daha iyi Güneş sistemi modellerinde de kullanılmıştır, oldukça iyidir.

Fakat sistemi oluşturan kollar detaylı hesaplamalar içermekten ziyade diyagramlar şeklinde gösterilmiştir ve pek tutulmamıştır. İlerleyen yıllarda galaksiler ile nebulaların farklı şeyler olduğunun anlaşılması ve önceleri bir spiral nebulanın fotoğrafı olarak bilinen şeyin aslında bir Galaksi (whirlpool galaksisi) olduğunun anlaşılması zaten yaygın olmayan bu modele iyice gölge düşürmüştür.

Gel-Git Teorisi

Chamberlin-Moulton modeli gibi bir dualist teori varyasyonu olan Gel-git teorisi 1917 yılında İngiliz matematikçi ve fizikçi olan James Jeans tarafından ortaya atıldı. Yine Güneş’in yakınından geçen başka bir yıldızın yarattacağı etkiden söz eder fakat Jeans’in modelinde Güneş patlamaları ile oluşan spiraller bulunmamaktadır.

Güneş’in Roche limiti yakınlarından geçen daha fazla kütleye sahip bir yıldızın sebep olacağı yüksek miktarda gelgit etkisi Güneş’te bozulmaya neden olur. Gelgit etkisi çok yüksek olduğu için Güneş’ten dışarıya doğru filament şeklinde madde akışı başlar. Bu filament kütleçekimsel olarak pek de stabil olmayacağı için parçalara bölünerek gezegenimsileri meydana getirir. Geçiş yapan yıldızın etkisiyle de açısal momentumları artar. Güneş’in gelgit etkisi bu gezegenimsilerin ilk perihelion geçişlerinde önceki işlemin daha ufak ölçeklisini gerçekleştirerek uyduları oluşur.

gelgit-teorisi

Teoriye göre geçiş yapan yıldız ile Güneş arasındaki madde akıntısında gezegenler meydana gelmiştir.

Teoriye gelen eleştirilerden birini önceleri teorinin ciddi destekçilerinden olan hatta adı Jeans ile yanyana anılan Harold Jeffreys yapar. Jeffreys’e göre güneş’in yakınından büyük kütleli bir yıldızın geçme olasılığının çok düşük olması bir sorundur. Fakat bu yanlışlayıcı bir argüman değildir.

Bir diğer eleştiri ise 1935 yılında astronom Henry Norris Russell‘dan gelir. Bu çok daha ciddi bir eleştiridir. Russell Güneş’ten dışarıya doğru çekilen maddenin perihelion uzaklığının Güneş’in yarıçapı kadar uzaklıktan daha öteye gidemeyeceğini matematiksel olarak gösterir. Ayrıca bu sonuç açısal momentuma dair önemli açıklamalar da içerir. Monistik nebula modellerinin açısal momentum problemine karşın ortaya atılan dualist modeller bu açıklamayla birlikte ciddi darbe alırlar. Çünkü Russell Güneş’in yakınından geçecek olan bir yıldızın gelgit etkisinin gezegenimsilere gerekli olan açısal momentumu vermekten yoksun olacağını ve gezegenlerin olması gereken yörüngelere konumlanamayacağını, bunun imkansız olduğunu göstermiştir.

1939’da ise Lyman Spitzer Jüpiter’i oluşturan maddenin Güneş’in ortalama yoğunluğuna yakın bir bölgeden kopması gerektiğini ve bunun 106K sıcaklığında olacağını belirtmiş, yaptığı hesaplama ortaya 2×1029kg kütle çıkmıştır ki bu Jüpiter’in kütlesinin yüz katı kadardır. Jüpiter’in bu şekilde oluşamayacağı kesindir. James Jeans teorisini düzenlemeye çalışmış fakat bunlar sonuç vermeyince kendisi de modelin tatminkar olmaktan uzak olduğunu belirtmiştir.

Taylan Kasar




Neptün’ün Keşfi

Neptün Gezegeni bilindiği üzere Güneş Sisteminin en ücra köşesindeki en uzak Gezegendir ve Neptün’den sonra Güneş Sisteminde başka herhangi bir Gezegen statüsünde cisim yer almamaktadır.

Neptün Gezegeni yapı ve büyüklük olarak Uranüs Gezegeni ile iki kardeş gibi görünseler de çok daha koyu mavi tonları, atmosferi boyunca uzayan büyük beyaz bulut oluşumları ve Jüpiter’inkilere benzeyen büyük fırtına sistemleri ile Uranüs’ten ayrılır.

Birbirlerine bu kadar çok benzeyip bu kadar farklı yapıda iki gezegen olsalar da Neptün Gezegeni bugün İnsanlık tarafından keşfedilmiş olmasını büyük oranda Uranüs Gezegenine borçludur.

Neptün keşfediliş şekli ile Güneş Sistemindeki hiçbir gezegene benzemez çünkü fiziki ve Gözlemsel olarak keşfedilmeden çok önce teorik olarak varlığı öngörülen ve yörünge hesapları yapılarak orada olması gerektiği üzerine kanaat getirilen tek gezegendir.

Uranüs keşfedildikten ve yörünge hesapları çıkarıldıktan sonrasında bilim insanları tarafından gözlemsel olarak da uzun süre incelendi. Fakat Uranüs, yapılan yörünge hesaplarına göre çoğu zaman olması gereken zamanda olması gereken yerde olmuyordu. Onu yörüngesi içerisinde tedirgin eden birşeyler olmalıydı.

Bilim insanları Newton’un Evrensel Küte Çekim Yasasını da kullanarak bu duruma ancak Uranüs’ün de ötesinde bulunabilecek hatırı sayılır bir kütlenin sebep olabileceği üzerinde durdular.

Ve 1846 Yılında Johan Galle tarafından Neptün Gezegeni fiziki olarak keşfedildi ve daha önce kendisi ile ilgili yapılan yörünge hesaplarına göre olması gereken yer ile arasında yalnızca 1 Derecelik bir sapma ile insanlığa merhaba dedi.

Bu durum Newton’un Kütle Çekim Yasasının da bir kez daha zaferi olarak nitelendirilmiş oluyordu

Sinan DUYGULU

Görseldeki yapay renklendirmeli fotoğraf Uranüs’ten sonra Neptün’e 3,5 yıl sonra ulaşan Voyager 2 tarafından Yıldızlararası Uzaydaki uzun yolculuğuna başlamadan hemen önce Neptün’e gerçekleştirdiği bir yakın geçiş sırasında çekilmiştir.

 

Facebook




Neptün’ün “Büyük Kara Leke”si

Mavi gezegen Neptün’e baktığımızda görebileceğimiz en belirgin ve büyük ihtimalle ilk oluşum, büyük kara benek olarak adlandırılan leke olacaktır. Bir fırtına bölgesi olan bu lekenin büyüklüğü ve konumu, büyük kırmızı beneğin Jüpiter’e oranıyla hemen hemen aynıdır. Çevresindeki bulut oluşumlarına göre göre batıya doğru hareket eden, içine Dünya olmasa da Ay’ın rahatlıkla sığabileceği bu dev fırtına, saatte binlerce kilometre hıza ulaşabilen rüzgarlarıyla saaat yönünün tersine bir dönüş sergiler.

Lekenin ilginç diyebileceğimiz bir yanı da, Jüpiter’in ünlü Kırmızı Beneği ile hemen hemen aynı boylamlar üzerinde yer alıyor oluşu. Bu da, bizlerin aklına gaz devlerinin atmosferlerinde kimi karakteristik özelliklerinin benzer olduğu düşüncesini getiriyor.

Gezegenin biraz daha güneyinde ise daha küçük ikinci bir kara leke bulunur. Gezegen çevresindeki dönüş hızı büyük kara lekeye göre daha hızlı olan bu küçük leke, her 5 Dünya gününde bir büyük kara lekeye tur bindirir.

Neptune_Earth_Comparison

Neptün gezegeni, “kara leke” isimli fırtına bölgesi ve Dünya’nın boyut olarak kıyaslanması.

Peki, Güneş’ten çok uzak ve soğuk olmasına rağmen, bu gezegende nasıl böylesi büyük fırtınalar gerçekleşebiliyor. Çünkü bu kadar muazzam hava olayları için oldukça büyük miktarlarda enerji gereklidir. Oysa Neptün Güneş’ten, gezegenimiz Dünya’nın aldığının 900 katı daha az ısı enerjisi alıyor. Bu enerji de, böylesi büyük hava olaylarını besleyemeyecek kadar küçüktür.

Ancak, Neptün’ü kızılötesi dalga boyunda incelediğimizde sorumuzun cevabına ulaşıyoruz. Neptün, Güneş’ten aldığının 2.8 katı enerjiyi çevresine yayıyor. Yani, Neptün’ün oldukça etkin bir iç ısı kaynağı mevcut. Bu durum, böylesi gaz yapılı gezegenler için normaldir. Çok büyük kütleye sahip çekirdekleri oldukça sıcaktır ve gaz yapısından dolayı bu sıcaklık yüzeye doğru yayılır. İşte Neptün’ün bu iç ısısı atmosferine ulaşıyor ve bu hava olaylarını tetikliyor.

Sistemimizin son gezegeni, dev gezegenlerin çap olarak en küçüğü, buzlu gaz devimiz Neptün’e ait bu nadir bulunan fotoğraf, 1989 yılı Ağustos ayında, Voyager 2 uzay aracı tarafından 12 yıllık bir yolculuğun ardından binbir zahmetle çekilmiştir…

Halihazırda Neptün’e yönelik herhangi bir yolculuk planlamadığı için, önümüzdeki en az 15 yıl boyunca daha kaliteli fotoğraflarını elde etmemiz malesef mümkün değil.

Zafer Emecan

 

Facebook




Satürn Sistemi

Satürn Güneş’ten sonra altıncı ve Güneş Sistemi’nde Jüpiter‘den sonra en büyük ikinci gezegen ve yarıçapı Dünya’nın 9 katı olan bir gaz devidir. Ortalama yoğunluğu Dünya’nın yoğunluğunun sadece sekizde biri olmasına rağmen, devasa hacmi nedeniyle 95 kat daha fazla kütleye sahiptir.

Satürn’ün iç kısmı muhtemelen metalik hidrojenden oluşan derin katman, sıvı helyum ve sıvı hidrojenden oluşan orta katman ve dışı gaz katmanıyla çevrelenen; demir, nikel ve kaya (slikon ve oksijen bileşikleri) içeren bir çekirdekten oluşmuştur. Gezegen, atmosferin üst tarafındaki amonyak kristallerinden dolayı soluk sarı renk göstermektedir. Metalik hidrojen katmanındaki elektrik akımının Satürn’e gezegensel manyetik alan sağladığı düşünülmektedir.

saturn_cas_lrg

Satürn’ün Cassini Uzay Aracı tarafından alınmış olan görüntüsü. Çok özel tekniklerle çekilmiş olan bu fotoğraf, gezegenin halka sistemini çok ayrıntılı biçimde gösteriyor.

Manyetik alanı birim alanda Dünya’dan daha zayıftır fakat, geniş yarıçapından dolayı manyetik momenti gezegenimizden 580 kat fazladır. Başka bir deyişle; Satürn’ün manyetik alanı Jüpiter’in yirmide biridir. Dış atmosferi genellikle kontrastan ve güçlü karekteristik yapılardan yoksundur ama, uzun ömürlü özellikler (oluşumlar, yapılar) ortaya çıkabilir. Satürn’ün atmosferinde rüzgar hızı 1800 km/h (500 m/s) ulaşabilir. Bu hız Jüpiter’dekilerden bile fazladır ama, Neptün‘ün rüzgarları kadar hızlı değildir.

saturnuydulari

Satürn’ün en büyük uydularının bizim uydumuz Ay ile (sol üstteki) boyut kıyaslaması…

Satürn büyük çoğunlukla buz partikülleri, az miktarda taş yıkıntıları ve enkazdan oluşan 9 tam halka ve 3 kesik yaydan oluşan belirgin bir halka sistemine sahiptir. 62 tane bilinen uydusu, gezegenin yörüngesinde dönmektedir. Bunlardan 53 tanesi resmi olarak isimlendirilmiştir.

Bu sayıya halkasında bulunan yüzlerce küçük uydu dahil değildir. Satürn’ün en büyük, Güneş Sistemi’nin ise en büyük ikinci uydusu olan Titan, çap olarak Merkür’den daha büyüktür ve Güneş Sistemi’nde mevcut atmosferini koruyabilen tek uydudur.

Çeviren: Harun Arpa

Kaynak: Astronomy Today

Satürn Sistemi hakkında şu diğer yazılarımızı da okuyabilirsiniz:

Güneş Sistemi’nin Mücevheri: Satürn

• Titan’da Yaz Gelecek mi?

• Bir Buz Dünyası: Enceladus

• Satürn’de Güneş Tutulması

Satürn’de Dev Bir Kasırga