Uranüs Gezegeni Ve Uyduları

Uranüs gezegeni, her ne kadar tekdüze ve sıradan görünümü nedeniyle Jüpiter, Satürn ve Neptün’ün gölgesinde kalıp, adından pek sözedilmeyen bir gezegen olsa da; Güneş Sistemi’nin 3. büyük gezegenidir ve Güneş’ten itibaren sıralamada 7. Sırada yer alır.

Uranüs, teleskop ile keşfedilmiş ilk gezegen olma özelliğine sahiptir. İsmini Yunan Mitolojisindeki gökyüzü tanrısı Uranos tan alır… Gezegeni 1781 yılında William Herscell keşfetmiştir. Yaklaşık 14.6 Dünya kütlesine sahip olan Uranüs, 50.700 km’lik çapıyla da gezegenimizin 4 katından biraz daha büyük boyutlardadır. Bu haliyle, içine 67 Dünya sığdırabiliriz.

Gezegenin Güneş’e ortalama uzaklığı yaklaşık 19 Astronomik Birim kadardır (1 Astronomik Brim 150 Milyon km dir). Yani diğer bir deyişle bu uzaklık Dünya’nın Güneş’e olan uzaklığının 19 katı kadardır.

Uranus,_Earth_size_comparison

Uranüs’ün Voyager 2 uzay aracının yakın geçişi sırasında çekilmiş bir fotoğrafı ve büyüklük açısından Dünya ile kıyaslaması. Gezegenin kütlesi Dünya’nın 14.5 katıdır ve 51.100 km’lik çapıyla gezegenimizden 4 kat daha büyüktür.

Uranüs’ü diğer gezegenlere göre gizemli kılan en önemli özelliği yörünge düzlemine paralel şekilde yatık durmasıdır. Yani gezegen neredeyse 98 dereceye yakın bir eğiklikte Güneş çevresinde adeta bir tekerlek gibi dönmektedir.

Ayrıca aynı sebepten gezegenin kutupları yaklaşık 42 yıl boyunca aralıksız aydınlık kalmakta ya da 42 yıl boyunca aralıksız karanlığa gömülmektedir. Buna yol açan unsurun çok da emin olunmamakla birlikte, gezegenin oluşumu sırasında meydan gelmiş ciddi bir çarpışma olabileceği düşünülmektedir.

Bu gezegene ilk ve tek ziyaretimiz Voyager uzay aracı tarafından gerçekleştirildi ve elimizdeki detaylı fotoğrafların tamamı bu ziyarete aittir. Voyager’ın gönderdiği fotoğraflardan gezegen hakkında öğrendiğimiz en ilginç şey belki de, (elbette Satürn kadar görkemli olmasa da) ince bir halka yapısına sahip olmasıydı.

Uranüs

Uranüs gezegeninin temel yapısı ve uyduları.

Gezegenin bir günü yaklaşık 18 saattir ve bir yılı yani Güneş çevresinde bir tam tur dönüşü tam 84 dünya yılı sürer. Yani Uranüs gezegeninde yaşıyor olsaydık, yıl kavramını da Dünya’da yaptığımız gibi Güneş çevresindeki dönüşümüze göre belirleseydik, belki de hepimiz ömrümüz boyunca yalnızca 1 defa doğum günü kutlayabilecektik.

Gezegenin kütlesinin yaklaşık % 70 i buzdan ibarettir ve bu sebeple “Buz Devleri” statüsünde değerlendirilir. Fakat bu durum gezegenin katı bir yüzeye sahip olduğu anlamına gelmemektedir. Yapısı ağırlıklı olarak büyük oranda Hidrojen ve Helyum ile; daha az oranda su, metan ve amonyak içermektedir.

eso_phot-31b-02

Uranüs ve uydularının ESO tarafından teleskopla alınmış bir görüntüsü. Bize o kadar uzaktır ki, yeryüzünden teleskoplarla detaylı bir fotoğrafını almak çok zordur. Uranüs’e ait elimizdeki yakın plan fotoğrafların hepsi, şu an Güneş Sistemi dışına doğru yolculuk yapan Voyager uzay araçları tarafından çekilmiştir.

Gezegenin bilinen 27 adet uydusu vardır ve bu uyduların isimleri Shakespeare ve Alexander Pope’un eserlerindeki kadın ve peri isimlerinden seçilmiştir. Bilinen en büyük beş uydusu Miranda, Umbriel, Oberon, Ariel ve Titania dır. Gezegen uydu sayısı bakımından Jüpiter ve Satürn’den sonra 3. Sırada gelir. Ayrıca gezegen Satürn kadar belirgin olmasa da, ince koyu renkli halkalara sahiptir.

Uranüs gezegenin yörüngesindeki tedirgin dönüşü ve ancak başka bir cismin kütleçekiminden etkilenmesi ile oluşabilecek zaman sapmaları sebebi ile bilim insanları tarafından Neptün Gezegeni henüz fiziksel olarak keşfedilmeden önce varsayımsal olarak hesaplanıp keşfedilmiştir. Keza çok sonraları 1846 yılında da Neptün Gezegeni fiziksel olarak resmen keşfedilmiştir. Neptün’ün keşif süreci için şu makalemizi okuyabilirsiniz.

En baştaki görselde, bir sanatçı Uranüs’ü uydusu Ariel in yüzeyinden görünüşü ile hayal edip resmetmiştir.

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




Uranüs 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 tamamen metan ve su arasındaki özkütle ile ilgilidir. Gezegenin atmosferinin derinlikleri, çeşitli buz katmanlarından oluşur.

Bulutlar çok kalın ve yoğun olduğu için bunları ayırd etmek 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 değişimine 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.

Ek bilgi: 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.

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

 

 




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




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