14 Mayıs 2011 Cumartesi
AY'IN OLUŞUMU
Dünya'nın uydusu Ay'ın, Dünya ile Mars büyüklüğündeki bir asteroidin çarpışması sonucu oluştuğu ileri sürüldü. Colorado'daki Southwest Araştırma Enstitüsü'nden araştırmacı Robin Canup, ''ilerlemiş bilgisayar teknolojisinden faydanılarak yapılan yeni canlandırmaların ve yeniden gözden geçirilen önceki canlandırmaların, Dünya'ya çarpan Mars kütlesindeki bir nesnenin, her ikisini şimdiki konumuna sokmak için yeterli olduğunu gösterdiğini''söyledi.
Bilim adamları ayrıca, aralarında Dünya'daki yerçekiminin Ay'ı yakaladığı ya da Dünya ve Ay'ın eş zamanda oluştuğunun bulunduğu diğer teorileri geçersiz sayıyorlar.
Öte yandan, Mars büyüklüğündeki asteroid teorisini ilk ortaya atan Harvardlı araştırmacı Al Cameron, Canup'un canlandırmasının tam oluşumu değil, ilk çarpışmayı kapsadığını ve çarpışmadan çıkan materyali taş yığını değil sert bir kaya varsaydığını bildirdi. Cameron, Ay'ı oluşturacak çarpışma zamanında Dünya'nın, Canup'un bildiği gibi tamamen değil, yalnızca 3/2'sinin oluştuğunu kaydetti.
Bilim adamları ayrıca, aralarında Dünya'daki yerçekiminin Ay'ı yakaladığı ya da Dünya ve Ay'ın eş zamanda oluştuğunun bulunduğu diğer teorileri geçersiz sayıyorlar.
Öte yandan, Mars büyüklüğündeki asteroid teorisini ilk ortaya atan Harvardlı araştırmacı Al Cameron, Canup'un canlandırmasının tam oluşumu değil, ilk çarpışmayı kapsadığını ve çarpışmadan çıkan materyali taş yığını değil sert bir kaya varsaydığını bildirdi. Cameron, Ay'ı oluşturacak çarpışma zamanında Dünya'nın, Canup'un bildiği gibi tamamen değil, yalnızca 3/2'sinin oluştuğunu kaydetti.
Neptün
Güneş’e uzaklık sırasına göre sekizinci gezegen. Çok uzakta bulunan, çıplak gözle görülemeyen, bu yüzden de, tıpkı Uranüs ve Plüton gibi, uzun süre astronomlar tarafından varlığı fark edilmeyen Neptün’ün yeri, 1845’te ve 1846’da İngiliz astronomu John Couch Adams ile Fransız astronomu Urbain Jean Joseph Leverrier tarafından, birbirlerinden bağımsız olarak, Uranüs’ün yörüngesindeki düzensizlikleri açıklayabilmek amacıyla hesaplandı. Adams’ın ulaştığı sonuçlarla, o dönemin İngiltere’sinde pek ilgilenilmemesine karşılık, Leverrier’ninkiler, hemen büyük ilgi uyandırdı: Berlin gözlemevinin yöneticisi Galle, teleskopunu belirtilen yöne doğrulttu ve aranılan gezegeni buldu. Soluk renkli bu küçük diske, “Neptün” adı verildi.
Yörüngesi, Güneş sisteminin merkezinden 4.500 milyon km uzaklıkta olan Neptün’de bir yıl 165 Yer yılı, bir günse 14 saat sürer. 1969’da yapılan ölçümlere göre, çapı 50.000 km, hacmi Yer’inkinden 65 kat çoktur; ama oluştuğu gereçlerin hafifliği nedeniyle, kütlesi Yer’inkinden ancak 17 katıdır.
Neptün’ün iç yapısı henüz bilinmemekte, ama büyük bölümleri hidrojenden oluşan büyük gezegenlerinkine ve Jüpiter’inkine çok benzediği düşünülmektedir. Yerden bakıldığında mavimsi renkli bir disk gibi görünür; bu renk, atmosferindeki dış tabakaların çok kalın bir hidrojen tabakası içinde seyrelmiş metan bakımından zengin olmasının sonucudur.
Neptün’ün yüzeyinde en yüksek sıcaklıklar 220° C’a yaklaşır ve astronom A. Dollfus, gezegenin üstünde, hareketsiz gibi görünen düzensiz lekeler gözlemiştir. Buna dayanılarak, her şeyin don olayı nedeniyle hareketsizleştiği ve atmosfer akımları bulunmadığı sanılmaktadır. Gezegenin göğünde, Triton ve Nereid adları verilen, çok soluk renkli 2 ay vardır; daha büyük olan birincisinin boyutları Yer’in uydusu Ay’ınkinden büyüktür.
1989’da ABD uzay sondası Voyager 2, Neptün’e 5.000 km yaklaşmış ve kameraları, atmosfer olaylarıyla ilgili bazı bilgiler (“Büyük Kara Leke” adı verilen çok büyük fırtına sistemi, vb.) göndermiştir.
Yörüngesi, Güneş sisteminin merkezinden 4.500 milyon km uzaklıkta olan Neptün’de bir yıl 165 Yer yılı, bir günse 14 saat sürer. 1969’da yapılan ölçümlere göre, çapı 50.000 km, hacmi Yer’inkinden 65 kat çoktur; ama oluştuğu gereçlerin hafifliği nedeniyle, kütlesi Yer’inkinden ancak 17 katıdır.
Neptün’ün yüzeyinde en yüksek sıcaklıklar 220° C’a yaklaşır ve astronom A. Dollfus, gezegenin üstünde, hareketsiz gibi görünen düzensiz lekeler gözlemiştir. Buna dayanılarak, her şeyin don olayı nedeniyle hareketsizleştiği ve atmosfer akımları bulunmadığı sanılmaktadır. Gezegenin göğünde, Triton ve Nereid adları verilen, çok soluk renkli 2 ay vardır; daha büyük olan birincisinin boyutları Yer’in uydusu Ay’ınkinden büyüktür.
1989’da ABD uzay sondası Voyager 2, Neptün’e 5.000 km yaklaşmış ve kameraları, atmosfer olaylarıyla ilgili bazı bilgiler (“Büyük Kara Leke” adı verilen çok büyük fırtına sistemi, vb.) göndermiştir.
Uranüs
 | ||
| Gezegenin bulunuşu | William Herschel 1781 | |
|---|---|---|
| Yörünge Özellikleri | ||
| yarı büyük eksen | 2.872.460.000 km. 19,2 AB | |
| Günberi | 2.741.300.000 km. 18,3 AB | |
| Günöte | 3.003.620.000 km. 20,1 AB | |
| Yörünge dışmerkezliği | 0,046 | |
| Yörünge eğikliği | 0,77o | |
| Dolanma süresi | 30.685,4 gün 84 yıl | |
| kavuşum süresi | 369,66 gün | |
| Yörünge hızı ortalama | 6,81 km/saniye | |
| Uydu sayısı | 27 | |
| Gözlem Özellikleri | ||
| Yer'e en yakın konumda | ||
| Yer'e Uzaklık | 2.581.900.000 km. 17,3 AB | |
| görünür çap | 4,1 ark saniye | |
| Görünür parlaklık | 5,3 | |
| Yer'e en uzak konumda | ||
| Yer'e Uzaklık | 3.157.300.000 km. 21,1 AB | |
| Görünür çap | 3,3 ark saniye | |
| Görünür parlaklık | 6,0 | |
| Fiziksel Özellikle | ||
| Ekvator çapı (1 bar düzeyinde) | 51.118 km. (4,01 x Yer) | |
| Kutupsal çap (1 bar düzeyinde) | 49.946 km. | |
| Basıklık | 0,023 | |
| Hacim | 63 x Yer | |
| Kütle | 14,5 x Yer | |
| Yoğunluk | 1,27 g/cm3 | |
| Eksen eğikliği | 97,77o (ters dönüş) | |
| Dönme süresi | - 17 sa. 14 dk. 24 s. (ters yönde) | |
| Ekvatorda yerçekimi (1 bar düzeyinde) | 8,87 m/s2 (0,9 x Yer) | |
| Ekvatorda kurtulma hızı (1 bar düzeyinde) | 21,3 km/saniye (1,9 x Yer) | |
| Beyazlık (albedo) | 0,51 | |
| Etkin sıcaklık | 58 K | |
Konu başlıkları[gizle] |
Yörünge [değiştir]
Uranüs, Güneş çevresinde bir devrini 84 yılda tamamlar. Hafifçe eliptik olan yörüngesi boyunca, Güneş'e uzaklığı 18-20 Astronomi birimi (Yaklaşık olarak 2.842.400.000 km'dir.)(ortalama 211-421)arasında değişir.Fiziksel özellikler [değiştir]
Uranüs’ün kütlesi Yer’inkinin 15 katı, hacmi ise 100 katıdır. Uranüs’ün çevresinde ince, keskin hatlı ve koyu renkli 10 halkanın olduğu tespit edilmiştir. Halkaların tümü, yaklaşık 1 m çapında koyu renkli kaya benzeri parçalardan oluşmaktadır. Bunların yapısı henüz belirlenememiştir. Uranüs, kutbu güneşe bakacak şekilde tekerlek gibi döner. Böylece etrafındaki halkalar da dik olarak onunla birlikte döner.Uranüs’te,Yer’in ve Satürn’ün çevresindekilerle karşılaştırılabilecek ölçüde manyetik alan vardır. Manyetik alanın ekseni, gezegenin dönme eksenine göre 55o eğiktir ve bu diğer gezegenlere oranla oldukça yüksek bir değerdir. Bu eğiklik manyetik alanın, güneş rüzgarı karşında tirbuşan benzeri uzun bir kuyruk yapmasına neden olur. Gezegenin dönme periyodu yaklaşık olarak 17.5 saattir ve dönme ekseni olağan dışıdır. Uranüs’ün eriyik halde bulunan ağır bir çekirdeği vardır. Çekirdeğin çevresinde ise su, metan ve amonyaktan oluşan birkaç bin oC sıcaklığında ve binlerce km kalınlığında bir manto yer alır. Bu aşırı sıcak mantonun, üzerindeki atmosferin ağırlığından kaynaklanan devasa basıncın etkisiyle kaynayamadığı ve buranın elektriksel olarak iletken olduğu, gezegenin manyetik alanını sınırladığı düşünülmektedir.
Atmosfer [değiştir]
- Etkin sıcaklık 58 K
- 1 bar basınçtaki sıcaklık 76 K
- 1 bar basınçtaki yoğunluk 0.42 kg/m3
- Rüzgâr hızı 0 ile 200 m/s arası
- Skala yüksekliği 27.7 km
- Ortalama moleküler ağırlık 2.64 g/mol
- Bileşim: Hidrojen (H2) % 83, Helyum (He) %15, Metan (CH4) %2, Aerosoller: Amonyum buzu; su buzu; amonyum hidrosülfit; Metan buzu
Uydular [değiştir]
Uranüs’ün 27 uydusu bilinmektedir. Jüpiter ve Satürn’den sonra en fazla uyduya sahip olan gezegendir. Beş büyük uydusunun (Miranda, Umbriel, Ariel (uydu), Oberon (uydu) ve Titania) çapı 500–1600 km arasında değişir.Küçük uydular: Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Caliban, Stephano, Trinculo, Sycorax, Prospero, Setebos, S/1986 U10, S/2001 U2, S/2001 U3, S/2003 U1, S/2003 U2, S/2003 U3
Güneş Siste
SATÜRÜN
 | Satürn'ün Kimlik Kartı Güneş'e Ort. Uzk.: 9.57 AB = 1.43x109km Güneş'e E.B. Uzk.: 10.1 AB = 1.508x109km Güneş'e E.K. Uzk: 9.06 AB = 1.356x109km Ekv. Yörüngeye Eğikliği: 26.7° Ekv. Çapı: 120,536 km = 9.449 Ryer Kütle: 5.685x1026kg = 95.16 Myer Ort. Yoğ.: 687 kg/m3 Kurtulma Hızı: 35.5 km/sn Yörünge Dışmerkezliği: 0.053 Yörüngenin Ekliptiğe Eğimi: 2.48° Yansıtma Gücü: 0.46 Kavuşum(Sinodik) Dönemi: 378 gün Ort. Yörünge Hızı: 9.64 km/sn |
Satürn, Güneş'e uzaklık olarak altıncı gezegendir. Güneş Sistemi'nde, Jüpiter'den sonra ikinci büyük dev gezegen olup, kütlesi, geriye kalan altı küçük gezegenin toplamından daha fazladır. Jüpiter, Uranüs ve Neptün'le birlikte, gaz devleri olarak sınıflandırılmaktadır.
Güneş etrafındaki yörüngesinin boyutları, Jüpiter'in yörüngesinin iki katı olup, büyüklüğü ve yüksek albedosu ile Yer'den çıplak gözle bakıldığında, oldukça parlak görülmektedir. Satürn'ü diğer gezegenlerden farklı kılan en önemli özelliği, çevresini saran muhteşem halka sistemidir. Satürn sistemi; halkaları, uyduları ve gezegeni birleştiren benzersiz bir ortamdır.
Satürn, hidrojen ve küçük oranlarda helyum, az miktarda diğer elementlerden meydana gelmektedir. Satürn, kaya ve buzdan oluşan küçük bir çekirdek, ince bir metalik hidrojen tabaka ve gazdan bir dış tabaka ile kuşatılmıştır. Dünya'nın aldığı Güneş ışığının, sadece 1/90'ını almakta olan Satürn, Güneş'ten aldığı enerjinin, %80'inden daha fazlasını yaymaktadır.
Güneş etrafındaki yörüngesinin boyutları, Jüpiter'in yörüngesinin iki katı olup, büyüklüğü ve yüksek albedosu ile Yer'den çıplak gözle bakıldığında, oldukça parlak görülmektedir. Satürn'ü diğer gezegenlerden farklı kılan en önemli özelliği, çevresini saran muhteşem halka sistemidir. Satürn sistemi; halkaları, uyduları ve gezegeni birleştiren benzersiz bir ortamdır.
Satürn, hidrojen ve küçük oranlarda helyum, az miktarda diğer elementlerden meydana gelmektedir. Satürn, kaya ve buzdan oluşan küçük bir çekirdek, ince bir metalik hidrojen tabaka ve gazdan bir dış tabaka ile kuşatılmıştır. Dünya'nın aldığı Güneş ışığının, sadece 1/90'ını almakta olan Satürn, Güneş'ten aldığı enerjinin, %80'inden daha fazlasını yaymaktadır.
 |
Şekil 11 |
SATÜRN'ÜN ATMOSFERİ
Belirgin bir halka yapısı dışında, Satürn; Jüpiter'e çok benzer bir gezegendir. Ekvator çapı, Jüpiter'den çok az küçük, ancak kütlesi, Jüpiter kütlesinin sadece %30'u kadardır. Her iki gezegen de, eksenleri etrafında diferansiyel dönme gösteren dış katmanlara sahiptir ve ekvatordaki dönme süreleri, kutuplardakinden daha kısadır.
Yer'den yapılan tayfsal gözlemler ve uzay araçlarından alınan veriler, her iki gezegenin de, hidrojen ve helyumca zengin, derin atmosferlere sahip olduklarını göstermiştir. Ayrıca az miktarda metan(CH4), amonyak(NH3) ve su buharı(H2O) içermektedirler. Bu benzerliklerden hareketle, Satürn atmosferinde de, aynı Jüpiter atmosferindeki gibi 3 farklı bulut katmanının var olduğu düşünülmektedir. Buna göre en üstte, donuk amonyak (NH3) kristalleri içeren üst bulut katmanı, onun altında amonyum-hidrosülfit (NH4 SH) kristallerinden oluşma bir orta bulut katmanı ve en altta ise, su buzul kristalleri tarafından şekillendirilen bir bulut katmanı yer almaktadır. Her ne kadar iki gezegenin atmosfer yapıları benzer olsa da, dış görünüm olarak fazlaca bir benzerlikten bahsetmek mümkün değildir.
 |
Şekil 12 |
Satürn bulutları, Jüpiter'de izlenen belirgin renk farklılıklarından yoksundur. Yer'den ve uzay araçlarından elde edilen Satürn görüntüleri, Jüpiter'deki kadar belirgin ve farklı renkli kuşak yapıları göstermemektedir (Şekil 11).
Ayrıca Jüpiter'de izlenen Büyük Kırmızı Leke gibi uzun ömürlü fırtına yapıları, Satürn atmosferinde izlenmemektedir. Çok ender olarak, birkaç gün veya hafta süren (Şekil 12) fırtına yapılarına rastlanmaktadır. Hubble Uzay Teleskobu tarafından 1994 yılında kaydedilen, ekvator bölgesi civarındaki bu fırtına benzeri yapılar, son 200 yıl boyunca, ancak 20 defa görülebilmiştir.
Satürn ve Jüpiter'in dış görünümleri arasındaki farklılıklar, her iki gezegenin kütleleri arasındaki fark ile açıklanabilmektedir. Jüpiter'in yüksek yüzey çekimi, 3 ayrı bulut katmanını, 75 km kalınlıklı bir üst atmosfer tabakasına sıkıştırmış durumdadır.
Satürn ve Jüpiter'in dış görünümleri arasındaki farklılıklar, her iki gezegenin kütleleri arasındaki fark ile açıklanabilmektedir. Jüpiter'in yüksek yüzey çekimi, 3 ayrı bulut katmanını, 75 km kalınlıklı bir üst atmosfer tabakasına sıkıştırmış durumdadır.
 |
Şekil 13 |
EKVATORDA RÜZGAR: 1800 KM/SA'TA ULAŞIR
Satürn'ün daha düşük kütleye ve yüzey çekimine sahip olması nedeniyle, bulut katmanları daha az sıkışmıştır ve 300 km kalınlıklı bir üst atmosfer tabakasına dağılmıştır(Şekil 13). Satürn'ün bulutları, atmosferinin daha derinlerinde yer aldığından ve üstleri daha kalın sis katmanları ile kaplı olduğundan, görünümünde belirgin renk farklılıkları gözlenmemektedir.
Satürn bulutlarındaki bazı belirgin yapıların izlenmesiyle, üst atmosfer katmanlarındaki rüzgar hızları belirlenmiştir. Jüpiter'de olduğu gibi doğu-batı doğrultusunda zıt yönlerde esen hakim rüzgar bantları gözlenmiştir. Ancak rüzgar hızları, Jüpiter'deki değerlerden belirgin bir ölçüde daha büyüktür ve ekvatorda, 1800 km/sa gibi yüksek değerlere ulaşabilmektedir.
SATÜRN'ÜN İÇ YAPISI
Satürn'ün ortalama yoğunluğu, sadece 687 kg/m3 'dür. Bu değer, Jüpiter'in ortalama yoğunluğunun ancak yarısı kadardır ve Güneş Sistemi'nde bilinen en düşük ortalama yoğunluk değeridir. Satürn'ün bu düşük yoğunluğu, büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluştuğunun açık bir delilidir. Satürn'ün düşük kütlesi, hidrojen ve helyumun kütle çekim etkisi altında, Jüpiter'e oranla daha az sıkıştırılmış olmalıdır.
 |
Şekil 14 |
Satürn, Güneş Sistemi'nde, dönmeden dolayı, basıklIk değeri, en yüksek olan gezegendir. Gezegenin basıklığı, % 9.8'dir ve ekvator çapı, kutup çapından %9.8 daha büyüktür. Basıklık, bir gezegenin ne derece hızlı döndüğünün, içerdiği madde miktarının ve bu maddenin hacmi boyunca nasıl dağıldığının bir göstergesidir.
Satürn, kabaca Jüpiter ile aynı dönme süresine, ancak daha düşük bir kütleye sahiptir. Dolayısıyla, daha düşük kütle çekimine sahip olduğundan, yüksek dönme hızı altında, ekvatoryal şişkinliği daha büyük olmaktadır.
Detaylı model hesapları sonucunda, Satürn'ün kütlesinin %10'unun, merkezindeki kayalık çekirdeğinde toplandığı düşünülmektedir. Bunun üzerinde sıvılaşmış buz(su, amonyak, metan ve bunların bileşikleri) içeren bir dış çekirdek katmanı bulunmaktadır.
Dış çekirdek, Jüpiter'de olduğu gibi, ancak kalınlığı daha düşük bir sıvı helyum ve sıvı metalik hidrojen manto ile sarılıdır. Manto ise, en dışta normal helyum ve hidrojen içeren bir katman tarafından sarılmış durumdadır (Şekil 14).
Jüpiter ile karşılaştırıldığında, daha düşük kütleye, çekime ve iç basınca sahip olan Satürn'ün, sıvı metalik hidrojen içeren manto katmanı, doğal olarak daha incedir.
Detaylı model hesapları sonucunda, Satürn'ün kütlesinin %10'unun, merkezindeki kayalık çekirdeğinde toplandığı düşünülmektedir. Bunun üzerinde sıvılaşmış buz(su, amonyak, metan ve bunların bileşikleri) içeren bir dış çekirdek katmanı bulunmaktadır.
Dış çekirdek, Jüpiter'de olduğu gibi, ancak kalınlığı daha düşük bir sıvı helyum ve sıvı metalik hidrojen manto ile sarılıdır. Manto ise, en dışta normal helyum ve hidrojen içeren bir katman tarafından sarılmış durumdadır (Şekil 14).
Jüpiter ile karşılaştırıldığında, daha düşük kütleye, çekime ve iç basınca sahip olan Satürn'ün, sıvı metalik hidrojen içeren manto katmanı, doğal olarak daha incedir.
SATÜRN: JÜPİTER'DEN DAHA FAZLA "KIZIL ÖTESİ ENERJİ" YAYMAKTADIR
Satürn, Jüpiter'de olduğu gibi Güneş'ten aldığı enerjiden daha fazlasını yaymaktadır. Bu ise, her iki gezegenin de birer iç ısı kaynağı olduğu anlamına gelmektedir. Jüpiter'in yüksek kütlesi nedeniyle, oluşumundan bu yana içinde hapsettiği ısısal enerjiyi, çok yavaş bir şekilde geri yayınlamaktadır. Yani diğer gezegenlere oranla çok daha yavaş soğumaktadır. Bu enerji, uzaya kızıl öte ışınım olarak yayınlanmaktadır. Satürn, Jüpiter'e oranla daha düşük kütleye sahip olduğundan, oluşumundan bu yana hapsettiğini; daha hızlı yaymış olmalıdır. Dolayısıyla Satürn'ün, şu anda daha düşük bir kızıl öte ışınım yaymasını beklemekteyiz. Ancak Satürn, Jüpiter'e oranla, birim kütle başına %25 daha fazla kızıl öte enerji yaymaktadır. Satürn'ün bu fazladan enerji kaynağının incelenmesi, ilginç sonuçlar da ortaya çıkarmıştır.
1980'de Voyager yakın geçişleri öncesinde, astronomlar, Jüpiter ve Satürn'ün, Güneş bulutsusundaki kimyasal bileşimi, büyük oranda korumuş olduklarına inanıyorlardı. Bu kimyasal bileşimin, şu anda da Güneş'te izlenen oranlarla aynı olduğu kabul edilmektedir. Galileo uzay aracının, Jüpiter'den aldığı ölçümler de, bu beklentiyi doğrular nitelikteydi. Jüpiter, %86.2 hidrojen, %13.6 helyum ve %0.2 oranında diğer elementlerden oluşmaktadır. Buna karşılık Voyager ölçümleri sonucunda, Satürn'ün, helyumca oldukça fakir olduğu ortaya çıkmıştır. Satürn atmosferinin, %96.3 hidrojen, %3.3 helyum ve %0.4 oranında diğer elementlerden oluştuğu görülmüştür.
SATÜRN'DEKİ DÜŞÜK HELYUM ORANIN SEBEBİ: HELYUM YAĞMURLARI
Satürn ve Jüpiter, aynı Güneş bulutsusundan oluştuklarına göre, Satürn'de izlenen düşük helyum oranının nedeni ne olabilir? Satürn'de izlenen artık kızıl ötesi ışınımına ve atmosferindeki düşük helyum oranına yapılabilecek en mantıklı açıklama; Satürn'ün, Jüpiter'e oranla daha düşük bir kütleye sahip olmasıdır. Buna göre Satürn, kütlesine oranla, aslında daha hızlı soğumuştur. Ancak, hidrojence zengin üst katmanlarında, aniden düşen sıcaklık etkisiyle sıvı damlacıkları halinde hızla yoğunlaşan helyum, gezegenin daha derin katmanlarına yağış yoluyla inmiş ve atmosferinde gözlenen düşük helyum oranına neden olmuştur. Daha sıcak iç katmanlara yağışla ulaşan bu helyum, artan sıcaklığın etkisi ile tekrar hidrojen içinde çözünmüştür. Helyum damlaları, iç katmanlara ulaştıkça, çekimsel potansiyel enerjilerini, ısı enerjisi olarak yaymışlar ve iç ısının artmasına katkıda bulunmuşlardır. Yapılan hesaplamalar, helyum yağmurlarının, bundan 2 milyar yıl önce Satürn atmosferinde gerçekleşmiş olduğunu göstermektedir. Bu süreçle yayılması gereken ek ısı enerjisi miktarı, bugün gözlenmekte olan artık kızıl öte ışınım miktarı ile uyum göstermektedir.
1980'de Voyager yakın geçişleri öncesinde, astronomlar, Jüpiter ve Satürn'ün, Güneş bulutsusundaki kimyasal bileşimi, büyük oranda korumuş olduklarına inanıyorlardı. Bu kimyasal bileşimin, şu anda da Güneş'te izlenen oranlarla aynı olduğu kabul edilmektedir. Galileo uzay aracının, Jüpiter'den aldığı ölçümler de, bu beklentiyi doğrular nitelikteydi. Jüpiter, %86.2 hidrojen, %13.6 helyum ve %0.2 oranında diğer elementlerden oluşmaktadır. Buna karşılık Voyager ölçümleri sonucunda, Satürn'ün, helyumca oldukça fakir olduğu ortaya çıkmıştır. Satürn atmosferinin, %96.3 hidrojen, %3.3 helyum ve %0.4 oranında diğer elementlerden oluştuğu görülmüştür.
SATÜRN'DEKİ DÜŞÜK HELYUM ORANIN SEBEBİ: HELYUM YAĞMURLARI
Satürn ve Jüpiter, aynı Güneş bulutsusundan oluştuklarına göre, Satürn'de izlenen düşük helyum oranının nedeni ne olabilir? Satürn'de izlenen artık kızıl ötesi ışınımına ve atmosferindeki düşük helyum oranına yapılabilecek en mantıklı açıklama; Satürn'ün, Jüpiter'e oranla daha düşük bir kütleye sahip olmasıdır. Buna göre Satürn, kütlesine oranla, aslında daha hızlı soğumuştur. Ancak, hidrojence zengin üst katmanlarında, aniden düşen sıcaklık etkisiyle sıvı damlacıkları halinde hızla yoğunlaşan helyum, gezegenin daha derin katmanlarına yağış yoluyla inmiş ve atmosferinde gözlenen düşük helyum oranına neden olmuştur. Daha sıcak iç katmanlara yağışla ulaşan bu helyum, artan sıcaklığın etkisi ile tekrar hidrojen içinde çözünmüştür. Helyum damlaları, iç katmanlara ulaştıkça, çekimsel potansiyel enerjilerini, ısı enerjisi olarak yaymışlar ve iç ısının artmasına katkıda bulunmuşlardır. Yapılan hesaplamalar, helyum yağmurlarının, bundan 2 milyar yıl önce Satürn atmosferinde gerçekleşmiş olduğunu göstermektedir. Bu süreçle yayılması gereken ek ısı enerjisi miktarı, bugün gözlenmekte olan artık kızıl öte ışınım miktarı ile uyum göstermektedir.
JÜPİTER: GAZ DEVİ
 | Jüpiter'in Kimlik Kartı Ekvator Çapı: 142,984 km Kütle: 318 Myer Ortalama Yoğ.: 1,330 kg/m3 Kurtulma Hızı: 60.2 km/sn Beyazlık Derecesi: 0.52 Yörünge Basıklığı: 0.048 Yörünge Eğimi: 1.30 Ekvatorun Yör. Eğimi:3.12 Güneş'e Uzaklık: Ort: 5.20 AB En Yakın Uzaklık: 4.95 AB En Uzak Uzaklık: 5.46 AB |
Güneş Sistemi'nin dış bölgesine girildiğinde, Jüpiter ile karşılaşılır. Bir gaz devi olan Jüpiter, gerek çap ve gerekse kütle açısından, Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegendir. Jüpiter�in kütlesi, yer kütlesinin, yaklaşık 318 katı, Güneş kütlesinin 1/1000 kadardır. Güneş Sistemi'mizdeki diğer bütün gezegenlerin, uyduların, asteroidlerin, kuyrukluyıldızların ve meteorların toplam kütlesinden, 2.5 kat daha büyüktür. Jüpiter, hacim olarak da Dünya�nın 1400 katıdır. Güneş�e yakınlık bakımından ise beşincidir. Dünya�ya göre, 5.2 kat daha Güneş�e uzaktır.
 |
"Büyük kırmızı leke" ve jüpiterin 4 uydusu. |
Jüpiter, en güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahiptir. Büyüklük ve çeşitlilik açısından, en zengin uydu sistemini barındırmaktadır. Uydularından oluşan ailesiyle, minik bir Güneş Sistemi'ne benzemektedir. Güneş Sistemi'nin, en büyük gezegen uydusu Ganymede, Jüpiter etrafında dönmektedir. Büyük miktarda hidrojenle, az bir oranda helyumdan oluşmaktadır.
Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün ile birlikte gaz devleri olarak sınıflandırılmaktadır. Jüpiter'in, küçük kaya çekirdeği, büyüklük olarak kaya yapılı gezegenlerle karşılaştırılabilir. Jüpiter, katı olmadığından; tüm bölümleri, aynı hızla dönmemektedir. Bulutlarının dönüş periyodu; kutuplarda, ekvatordan beş dakika daha uzundur. Jüpiter�in yüzeyinde; katı bir kıta ve sudan bir okyanus bulunmamaktadır.
JÜPİTER'İN GÖZLENMESİ
Bir dış gezegen olan Jüpiter, Güneş etrafında, 12 yıllık dolanma süresine sahiptir. Kendi etrafında döndüğü eksen, yörünge düzlemine dik olduğundan; mevsim farklılıkları görülmez. Güneş, Ay ve Venüs'ten sonra, gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Mars, parlaklıkta, Jüpiter'i belirli zamanlarda geçebilir.
Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün ile birlikte gaz devleri olarak sınıflandırılmaktadır. Jüpiter'in, küçük kaya çekirdeği, büyüklük olarak kaya yapılı gezegenlerle karşılaştırılabilir. Jüpiter, katı olmadığından; tüm bölümleri, aynı hızla dönmemektedir. Bulutlarının dönüş periyodu; kutuplarda, ekvatordan beş dakika daha uzundur. Jüpiter�in yüzeyinde; katı bir kıta ve sudan bir okyanus bulunmamaktadır.
JÜPİTER'İN GÖZLENMESİ
Bir dış gezegen olan Jüpiter, Güneş etrafında, 12 yıllık dolanma süresine sahiptir. Kendi etrafında döndüğü eksen, yörünge düzlemine dik olduğundan; mevsim farklılıkları görülmez. Güneş, Ay ve Venüs'ten sonra, gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Mars, parlaklıkta, Jüpiter'i belirli zamanlarda geçebilir.
Jüpiter hakkındaki detaylı bilgilerimizin çoğu, gezegene yakın geçiş yapan veya çevresinde yörüngeye oturtulan insansız uzay araçlarının gözlemlerine dayanmaktadır. Jüpiter�e, çıplak gözle bakıldığında, parlak bir yıldıza benzemektedir. Parlaklığını, büyüklüğüne borçludur. Küçük bir teleskopla bile, açık-koyu renkli bulut kuşakları, kırmızı lekeler ve Galileo uyduları görülebilmektedir.
 |
Galileo uzay aracı yakın fotoğraflar çekiyor. |
JÜPİTER'İN KEŞFİ
3 Aralık 1973 tarihinde, Jüpiter�e ulaşan Pioneer 10, Dünya�ya, Jüpiter�in bulutlarına ait ilginç fotoğraflar göndermiştir. 1979 yılında Voyager araçları, Jüpiter�in, Dünya�dan görülemeyecek kadar ince; 3 tane halkası olduğunu bulmuştur. 1995 den 2003 yılına kadar Jüpiter�in yörüngesinde kalan Galileo uzay aracı, yakın plan fotoğraflar çekmiş ve atmosfere girerek bazı deney ve ölçümler yapmıştır.
Son olarak Satürn ve halkaları üzerinde inceleme yapmak üzere yollanan Cassini uzay aracı, 2000-2001 yılları arasında Jüpiter üzerinde, yakın incelemeler de bulunmuştur. Ayrıca teleskoplarla da gözlemler yapılmaktadır. Bu araştırmalar sonucunda, Jüpiter�in uydularının sayısının, 63'den fazla olduğu belirlenmiştir.
JÜPİTER'İN DIŞ TABAKASINDA: KASIRGALAR- TÜRBÜLANSLAR
3 Aralık 1973 tarihinde, Jüpiter�e ulaşan Pioneer 10, Dünya�ya, Jüpiter�in bulutlarına ait ilginç fotoğraflar göndermiştir. 1979 yılında Voyager araçları, Jüpiter�in, Dünya�dan görülemeyecek kadar ince; 3 tane halkası olduğunu bulmuştur. 1995 den 2003 yılına kadar Jüpiter�in yörüngesinde kalan Galileo uzay aracı, yakın plan fotoğraflar çekmiş ve atmosfere girerek bazı deney ve ölçümler yapmıştır.
Son olarak Satürn ve halkaları üzerinde inceleme yapmak üzere yollanan Cassini uzay aracı, 2000-2001 yılları arasında Jüpiter üzerinde, yakın incelemeler de bulunmuştur. Ayrıca teleskoplarla da gözlemler yapılmaktadır. Bu araştırmalar sonucunda, Jüpiter�in uydularının sayısının, 63'den fazla olduğu belirlenmiştir.
JÜPİTER'İN DIŞ TABAKASINDA: KASIRGALAR- TÜRBÜLANSLAR
 |
Atmosferin yapısı |
Jüpiter, sürekli olarak bulutlarla kaplıdır. Atmosferinde, derinlik arttıkça, basınç ve sıcaklık artmaktadır. Bu derinlikle birlikte basınç ve sıcaklık artışı, bulut tepelerinin altında, hidrojenin, elektriksel iletken bir akışkan haline gelmesini sağlar. Bununla birlikte, herhangi bir derinlikte katı bir yüzeye sahip değildir.
Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin, özellikle ekvatora yakın enlemlerinde belirginleşen, ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülmektedir. Sarıdan kahverengiye kadar değişik renk ve tonlardaki kuşaklar, gezegendeki yoğun atmosfer hareketlerinin bir ürünüdür. Bu kuşaklar, küçük bir kuzey-güney hareketi ile doğu veya batı yönünde akan gazlardır.
Jüpiter�in kuşak ve bölgelerindeki dönen bulut desenlerinin anlaşılmasında, Dünya�daki fırtına veya kasırga yapılarından faydalanılmaktadır. Bu fırtınalar beyaz ovaller ve kahverengi ovaller olarak bilinmektedir. Beyaz ovallerin, Jüpiter atmosferinde ortalama bulutlardan daha yüksek olan, soğuk bulutlar olduğu gözlenmiştir. Kahverengi ovaller ise, daha sıcak ve alçak bulutlardır. Bunlar normal bulut tabakalarındaki oyuklardır.
Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin, özellikle ekvatora yakın enlemlerinde belirginleşen, ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülmektedir. Sarıdan kahverengiye kadar değişik renk ve tonlardaki kuşaklar, gezegendeki yoğun atmosfer hareketlerinin bir ürünüdür. Bu kuşaklar, küçük bir kuzey-güney hareketi ile doğu veya batı yönünde akan gazlardır.
Jüpiter�in kuşak ve bölgelerindeki dönen bulut desenlerinin anlaşılmasında, Dünya�daki fırtına veya kasırga yapılarından faydalanılmaktadır. Bu fırtınalar beyaz ovaller ve kahverengi ovaller olarak bilinmektedir. Beyaz ovallerin, Jüpiter atmosferinde ortalama bulutlardan daha yüksek olan, soğuk bulutlar olduğu gözlenmiştir. Kahverengi ovaller ise, daha sıcak ve alçak bulutlardır. Bunlar normal bulut tabakalarındaki oyuklardır.
BÜYÜK KIRMIZI LEKE
İlk kez 1664 yılında, İngiliz astronom Robert Hooke tarafından gözlenmiştir. Galileo uzay aracından alınan görüntülerden, Büyük Kırmızı Leke�nin çevresindeki bulut yapılarına göre, 50 km daha yüksekte yer alan bir yüksek basınç alanı olduğu anlaşılmıştır.
Büyük Kırmızı Leke; gezegenin dinamik atmosferinde, aşağıdan yukarıya doğru hızla yükselen maddeden kaynaklanmış olup, yaklaşık olarak 8 km yüksekliğinde, 25,000 km uzunluğunda ve 12,000 km genişliğindedir.
Büyük Kırmızı Leke�nin içerisinde ve çevresindeki bulut hareketlerinden, lekenin, saatin dönme yönünün ters yönünde döndüğü anlaşılmıştır. Ayrıca lekenin kuzeyinde, hakim rüzgarların batıya; güneyinde ise doğuya doğru esmekte olduğu görülmüştür.
İlk kez 1664 yılında, İngiliz astronom Robert Hooke tarafından gözlenmiştir. Galileo uzay aracından alınan görüntülerden, Büyük Kırmızı Leke�nin çevresindeki bulut yapılarına göre, 50 km daha yüksekte yer alan bir yüksek basınç alanı olduğu anlaşılmıştır.
Büyük Kırmızı Leke; gezegenin dinamik atmosferinde, aşağıdan yukarıya doğru hızla yükselen maddeden kaynaklanmış olup, yaklaşık olarak 8 km yüksekliğinde, 25,000 km uzunluğunda ve 12,000 km genişliğindedir.
Büyük Kırmızı Leke�nin içerisinde ve çevresindeki bulut hareketlerinden, lekenin, saatin dönme yönünün ters yönünde döndüğü anlaşılmıştır. Ayrıca lekenin kuzeyinde, hakim rüzgarların batıya; güneyinde ise doğuya doğru esmekte olduğu görülmüştür.
 |
Büyük kırmızı leke |
Bu fırtına, Jüpiter yüzeyinde hareket ederken, saatte 500 km hızla esen rüzgarıyla, önüne çıkan diğer fırtınaları yutar. Çoğunlukla kahverengi ya da kırmızı olan bu büyük fırtınanın, zaman zaman pembeye dönüştüğü de görülmektedir. Bu kararlı rüzgar yapısı, Jüpiter�in detaylı gözlemlerinin yapıldığı, son 300 yıldan beri, genel karakterini değiştirmemiştir.
KÜÇÜK KIRMIZI LEKE
2006 yılında, Jüpiter�in ünlü Büyük Kırmızı Leke�sinden başka, ikinci bir kırmızı lekeye daha kavuşmakta olduğu gözlenmiştir. Bazı gözlemcilerce, Küçük Kırmızı Leke diye adlandırılan bu leke, büyüğünün, yarısı kadar çapa sahiptir. Daha önce beyaz bir leke olarak belirlenen oluşumun, Büyük Kırmızı Leke gibi uzun süreli bir fırtına olduğu düşünülmektedir. Astronomlara göre fırtına, alt katmanlardan aldığı maddeyi, Jüpiter�in ana bulut katmanının kilometrelerce üstüne taşıyan ve önce beyaz bir kütle olarak beliren oluşumdur.
ATMOSFER'DE "DİFERANSİYEL DÖNME"
İtalyan astronom Cassini, 1690 yılında, Jüpiter�in aydınlık ve karanlık kuşakları üzerinde yaptığı gözlemlerden, kutup enlemlerindeki dönme hızının, ekvatordakinden daha yavaş olduğuna dikkat çekmiştir. Bu şekilde, enleme bağlı hız farklılığı gösteren dönmeye, diferansiyel dönme denmektedir.
KÜÇÜK KIRMIZI LEKE
2006 yılında, Jüpiter�in ünlü Büyük Kırmızı Leke�sinden başka, ikinci bir kırmızı lekeye daha kavuşmakta olduğu gözlenmiştir. Bazı gözlemcilerce, Küçük Kırmızı Leke diye adlandırılan bu leke, büyüğünün, yarısı kadar çapa sahiptir. Daha önce beyaz bir leke olarak belirlenen oluşumun, Büyük Kırmızı Leke gibi uzun süreli bir fırtına olduğu düşünülmektedir. Astronomlara göre fırtına, alt katmanlardan aldığı maddeyi, Jüpiter�in ana bulut katmanının kilometrelerce üstüne taşıyan ve önce beyaz bir kütle olarak beliren oluşumdur.
ATMOSFER'DE "DİFERANSİYEL DÖNME"
İtalyan astronom Cassini, 1690 yılında, Jüpiter�in aydınlık ve karanlık kuşakları üzerinde yaptığı gözlemlerden, kutup enlemlerindeki dönme hızının, ekvatordakinden daha yavaş olduğuna dikkat çekmiştir. Bu şekilde, enleme bağlı hız farklılığı gösteren dönmeye, diferansiyel dönme denmektedir.
Jüpiter atmosferinin, kutuplar yakınında dönme periyodu, 9 saat 55 dakika 30 saniye olup, ekvatordaki dönme periyodundan, 5 dakika daha uzundur. Bu yüzden, farklı enlemlerdeki bulutlar, zıt yönlerde dönerler. Diferansiyel dönmenin varlığı, Jüpiter�in yüzey tabakalarının, henüz katılaşmamış bir gezegen olduğunun, en güzel göstergesidir.
Jüpiter atmosferindeki hareketler, Güneş�ten aldığı ışınım, gezegenin iç ısısı ve diferansiyel dönme ile kontrol altında tutulmaktadır. 1960�lı yılların sonuna doğru, Jüpiter�in, Yer�den yapılan gözlemleri, önemli bir özelliği daha ortaya çıkarmıştır. Buna göre Jüpiter, kızılöte bölgede, Güneş�ten soğurduğu ışınımın, iki katı bir ışınım yaymaktadır.
Jüpiter atmosferindeki hareketler, Güneş�ten aldığı ışınım, gezegenin iç ısısı ve diferansiyel dönme ile kontrol altında tutulmaktadır. 1960�lı yılların sonuna doğru, Jüpiter�in, Yer�den yapılan gözlemleri, önemli bir özelliği daha ortaya çıkarmıştır. Buna göre Jüpiter, kızılöte bölgede, Güneş�ten soğurduğu ışınımın, iki katı bir ışınım yaymaktadır.
 |
Atmosfer kuşaklarının hareketleri |
Jüpiter, kütlesiyle orantılı olarak büyük bir ısı kapasitesine sahiptir. Dolayısıyla ilk oluşumu süresince, çekimsel büzülme altında kazandığı ısı enerjisini, son derece düşük bir hızla, ışınım olarak geri yayınlamıştır. Bu ısı enerjisinin, büyük bir kısmını, milyarlarca yıldan beri koruyarak, halen kızılöte dalga boylarında yayınlamaya devam etmektedir.
KONVEKSİYON HAREKETLER VE ÜST ATMOSFERİN YAPISI
Bu ısı enerjisi, Jüpiter atmosferinde, etkin konveksiyon hareketlerinin başlamasına neden olmaktadır. Konveksiyon hareketleri ile gezegenin diferansiyel dönmesinin etkileşmesi sonucu; aydınlık ve karanlık kuşaklar oluşmaktadır. Buna göre ısınarak, iç bölgelerden yükselen gazlar, yüzeye ulaştıklarında soğuyarak, açık renkte görünürler. Buna karşılık yüzeyde, soğumuş olan gazlar, hızla iç bölgelere doğru geri dönerek; ısınmaya başlarlar ve koyu renkte görünen bölgeleri oluştururlar.
Jüpiter�in üst atmosfer katmanlarında, 3 temel bulut yapısının olduğu anlaşılmıştır. En üstte, donmuş amonyak kristallerinden oluşan 25 km kalınlığında bir bulut katmanı bulunmaktadır. Bunun altında, amonyak (NH3) ve hidrojen sülfür (H2S) moleküllerinin birleşmesiyle meydana gelen amonyum-hidrosülfit (NH4SH) kristallerini içeren, ikinci bir bulut katmanı yeralmaktadır. En altta ise, ağırlıklı olarak donmuş su kristalleri içeren, üçüncü bir bulut katmanı daha bulunmaktadır.
Galileo sondasının, 1995 te, Jüpiter�in üst atmosferi İçindeki kısa yolculuğu süresince, atmosferin kimyasal bileşimi ile ilgili detaylı ölçümler yapmıştır. Bu ölçümlere göre, hidrojen ve helyumun göreceli fazlalığının, Güneşle aynı olduğu gözlenmiştir. Bunun yanısıra, karbon, azot ve kükürt gibi ağır elementlerin de, kayda değer miktarda bulunduğu kesinlik kazanmıştır.
Jüpiter�in ağır elementler açısından bu zenginliğin nedeni, oluşumundan bu yana, kütlesel çekimle, üzerine düşen bol miktardaki gezegenler arası artık maddelerden kaynaklanmaktadır. Bunlara en son örnek, SL-9 kuyrukluyıldızıdır.
Jüpiter�in üst atmosfer katmanlarında, 3 temel bulut yapısının olduğu anlaşılmıştır. En üstte, donmuş amonyak kristallerinden oluşan 25 km kalınlığında bir bulut katmanı bulunmaktadır. Bunun altında, amonyak (NH3) ve hidrojen sülfür (H2S) moleküllerinin birleşmesiyle meydana gelen amonyum-hidrosülfit (NH4SH) kristallerini içeren, ikinci bir bulut katmanı yeralmaktadır. En altta ise, ağırlıklı olarak donmuş su kristalleri içeren, üçüncü bir bulut katmanı daha bulunmaktadır.
Galileo sondasının, 1995 te, Jüpiter�in üst atmosferi İçindeki kısa yolculuğu süresince, atmosferin kimyasal bileşimi ile ilgili detaylı ölçümler yapmıştır. Bu ölçümlere göre, hidrojen ve helyumun göreceli fazlalığının, Güneşle aynı olduğu gözlenmiştir. Bunun yanısıra, karbon, azot ve kükürt gibi ağır elementlerin de, kayda değer miktarda bulunduğu kesinlik kazanmıştır.
Jüpiter�in ağır elementler açısından bu zenginliğin nedeni, oluşumundan bu yana, kütlesel çekimle, üzerine düşen bol miktardaki gezegenler arası artık maddelerden kaynaklanmaktadır. Bunlara en son örnek, SL-9 kuyrukluyıldızıdır.
 |
Jüpiter'in, atmosferik gaz-toz-parçacık katmanlarının hareketinden bir kesit. |
JÜPİTER'İN ATMOSFER GAZLARI VE GÜNEŞ
Galileo sondasının, Jüpiter atmosferinde sürpriz sayılabilecek önemli bir bulguda, helyum gibi birer asal gaz olan, argon (Ar), kripton (Kr) ve zenon (Xe) elementlerinin oranlarının, Güneş�tekinden üç kat daha fazla olmasıdır.
Jüpiter�deki bu gazların kaynağı, yalnızca Güneş Sistemi'ni meydana getiren Güneş bulutsusu olsaydı, bu oranların Güneş�teki ile aynı olması gerekirdi. Bu durumda; argon, kripton ve zenon oranlarında görülen fazlalığın; aynı karbon, azot ve kükürt oranlarındaki fazlalıkları sağlayan, katı gezegenimsilerce sağlanmış olabileceği akla gelmektedir. Ancak, Jüpiter�in, Güneş�e olan uzaklığı dikkate alındığında; oluşum anındaki Güneş bulutsusu sıcaklığının, bu bölgelerde argon, zenon ve kripton�un katılaşmasına engel olacak kadar yüksek olduğu ortaya çıkmaktadır.
Jüpiter�deki bu gazların kaynağı, yalnızca Güneş Sistemi'ni meydana getiren Güneş bulutsusu olsaydı, bu oranların Güneş�teki ile aynı olması gerekirdi. Bu durumda; argon, kripton ve zenon oranlarında görülen fazlalığın; aynı karbon, azot ve kükürt oranlarındaki fazlalıkları sağlayan, katı gezegenimsilerce sağlanmış olabileceği akla gelmektedir. Ancak, Jüpiter�in, Güneş�e olan uzaklığı dikkate alındığında; oluşum anındaki Güneş bulutsusu sıcaklığının, bu bölgelerde argon, zenon ve kripton�un katılaşmasına engel olacak kadar yüksek olduğu ortaya çıkmaktadır.
Jüpiter�de izlenen bu artık asal gaz bolluğu, bugün için büyük ölçüde kabul gören bir teori ile açıklanmaya çalışılmaktadır. Bu teoriye göre; Jüpiter, Güneş�ten çok daha uzaktaki soğuk bir bölgede; yeterince katılaşmış Ar, Xe, Kr içeren gezegenimsilerden oluşmuştur. Güneş ve diğer sistem üyeleri ile çekimsel olarak etkileşen Jüpiter�in, yörüngesi, zamanla daralmış ve bugünkü Güneş�e daha yakın olan kararlı yörüngesine oturmuştur.
JÜPİTER'İN: ATMOSFER KİMYASI
Jüpiter'in, kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Galileo sondasının, 1995 te Jüpiter atmosferinde aldığı veriler, Güneş Sistemi'ni oluşturan Güneş Bulutsusu'nun yapısına benzemektedir. Atmosferinin, % 86 oranında, moleküler hidrojen (H2) ve % 13 oranında helyum(He) içerdiği belirlenmiştir. Jüpiterin atmosferindeki atomların oranları; farklı maddelerin kütlelerine dönüştürüldüğünde, % 75 hidrojen ve % 24 helyum ve % 1 oranında diğer maddeler içermektedir.
JÜPİTER'İN: ATMOSFER KİMYASI
Jüpiter'in, kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Galileo sondasının, 1995 te Jüpiter atmosferinde aldığı veriler, Güneş Sistemi'ni oluşturan Güneş Bulutsusu'nun yapısına benzemektedir. Atmosferinin, % 86 oranında, moleküler hidrojen (H2) ve % 13 oranında helyum(He) içerdiği belirlenmiştir. Jüpiterin atmosferindeki atomların oranları; farklı maddelerin kütlelerine dönüştürüldüğünde, % 75 hidrojen ve % 24 helyum ve % 1 oranında diğer maddeler içermektedir.
Jüpiter, ağır elementler içeren büyük kütleli, kayadan oluşan bir çekirdeğe sahiptir. Bu durumda, gezegenin bir bütün halindeki kimyasal bileşimi; % 71 Hidrojen, % 24 Helyum ve % 5 oranında diğer ağır elementler olarak karşımıza çıkmaktadır.
ATMOSFER'DEKİ "ŞİMŞEKLER ŞİDDETLİ"
Atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar, kristal amonyak ve su parçacıklarından oluşmaktadır. Atmosferin derinliklerine doğru; yoğunluk sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar, tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde, dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenmektedir.
Galileo sondasının, radyo alıcıları ile yapılan gözlemler sonucunda, Jüpiter atmosferindeki şimşeklerin, Yer�deki kadar sık oluşmadığı, ancak çok daha büyük enerji taşıdığı anlaşılmıştır. Galileo sondasıyla yapılan doppler deneyi ile, Jüpiter atmosferinin, derinliklerinde esen rüzgarların, daha büyük hızlara sahip olduğu (650 km/saat) görülmüş ve Jüpiter rüzgarlarını doğuran enerji kaynağının, gezegenin kendi iç ısısı olduğu kanıtlanmıştır. Eğer rüzgarlar, Yer�de olduğu gibi sadece Güneş ışınları ile harekete geçiyor olsaydı; rüzgar hızlarının azalması gerekirdi.
Galileo sondasının, radyo alıcıları ile yapılan gözlemler sonucunda, Jüpiter atmosferindeki şimşeklerin, Yer�deki kadar sık oluşmadığı, ancak çok daha büyük enerji taşıdığı anlaşılmıştır. Galileo sondasıyla yapılan doppler deneyi ile, Jüpiter atmosferinin, derinliklerinde esen rüzgarların, daha büyük hızlara sahip olduğu (650 km/saat) görülmüş ve Jüpiter rüzgarlarını doğuran enerji kaynağının, gezegenin kendi iç ısısı olduğu kanıtlanmıştır. Eğer rüzgarlar, Yer�de olduğu gibi sadece Güneş ışınları ile harekete geçiyor olsaydı; rüzgar hızlarının azalması gerekirdi.
JÜPİTER'İN ÇEKİRDEĞİ
Jüpiter�in kendi etrafında dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, basıklık değeri, % 6.5 dir. Bu değer, 142,984 km olan ekvator çapının, 133,708 km olan kutup çapına oranıdır. Satürn kadar olmasa da, ekvatorda geniş, kutuplarda basık olan elipsoidal bir görünüme sahiptir.
Bu güne kadar yapılan modellerden en tutarlısı, Jüpiter�in kütlece % 2.6 nın çekirdekten oluştuğunu öngörmektedir.
Jüpiter�in çekirdeğinin merkezinde, demir ve ağır metaller ile bunların çevresinde de, daha hafif elementleri içeren bir buz ve kaya tabakasının bulunduğu kabul edilmektedir. Çekirdeğin merkezinde, 70 milyon atmosferlik yüksek basınç nedeniyle, yoğunluğun, 23 g/cm3 ve ısının, 25, 000 °K olduğu düşünülmektedir. Bu çekirdeğin, 11,000 km olan çapının; Yer�in çapından biraz küçük olmasına rağmen; kütlesi, Yer kütlesinin 8 katıdır. Jüpiter�in çekirdeğinin çevresi, 3,000 km kalınlıkta, yarı-akışkan bir tabaka ile sarılmıştır. Ağırlıklı olarak, kökeni, buzlu gezegenimsilerden gelen; H2O, NH3, CH4 ve bunların oluşturduğu diğer bileşikleri içermektedir.
Jüpiter�in kendi etrafında dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, basıklık değeri, % 6.5 dir. Bu değer, 142,984 km olan ekvator çapının, 133,708 km olan kutup çapına oranıdır. Satürn kadar olmasa da, ekvatorda geniş, kutuplarda basık olan elipsoidal bir görünüme sahiptir.
Bu güne kadar yapılan modellerden en tutarlısı, Jüpiter�in kütlece % 2.6 nın çekirdekten oluştuğunu öngörmektedir.
Jüpiter�in çekirdeğinin merkezinde, demir ve ağır metaller ile bunların çevresinde de, daha hafif elementleri içeren bir buz ve kaya tabakasının bulunduğu kabul edilmektedir. Çekirdeğin merkezinde, 70 milyon atmosferlik yüksek basınç nedeniyle, yoğunluğun, 23 g/cm3 ve ısının, 25, 000 °K olduğu düşünülmektedir. Bu çekirdeğin, 11,000 km olan çapının; Yer�in çapından biraz küçük olmasına rağmen; kütlesi, Yer kütlesinin 8 katıdır. Jüpiter�in çekirdeğinin çevresi, 3,000 km kalınlıkta, yarı-akışkan bir tabaka ile sarılmıştır. Ağırlıklı olarak, kökeni, buzlu gezegenimsilerden gelen; H2O, NH3, CH4 ve bunların oluşturduğu diğer bileşikleri içermektedir.
 |
Jüpiterin iç yapısı |
YÜKSEK BASINÇ ALTINDA: "SIVI METALİK HİDROJEN"
Bir elektron ve bir protondan oluşan hidrojen atomları, çok yüksek basınç altında birbirlerine yaklaştığında, elektron alış-verişinde bulunurlar. Jüpiter�in yüksek basınç altındaki bölgelerinde, elektrik akımı üreten elektronların hareket yönleri, gezegenin dönmesi ve konvektif hareketleriyle kontrol edilmektedir.
Bu hareketler, üzerinden elektrik akımı geçen bir bakır teldeki elektronların hareketine benzemektedir. Böylece yüksek basınç altında, Jüpiter�in derinliklerinde yer alan hidrojen, bir metal gibi davranır. Bu durum, sıvı metalik hidrojen halidir.
Laboratuvar deneyleri, 1.4 milyon atmosfer basınç altında hidrojenin, sıvı metal haline geldiğini göstermiştir. Jüpiter üzerine yapılan son çalışmalar, bu koşulların, bulut katmanının, 7000 km altında oluşmaya başladığını göstermektedir.
Laboratuvar deneyleri, 1.4 milyon atmosfer basınç altında hidrojenin, sıvı metal haline geldiğini göstermiştir. Jüpiter üzerine yapılan son çalışmalar, bu koşulların, bulut katmanının, 7000 km altında oluşmaya başladığını göstermektedir.
Jüpiterin iç yapısı, genel olarak, dört ana katmandan oluşmaktadır. 11,000 km çapında kayalık katı bir çekirdek, kabaca 3,000 km kalınlıklı sıvılaşmış buzul maddeleri içeren bir katmanla sarılıdır. Bunu 56,000 km kalınlıklı, helyum ve metalik hidrojen içeren bir manto tabakası takip etmektedir.
Jüpiter�in, nispeten düşük olan yoğunluğu,suyun yoğunluğunun 1.33 katıdır ve akışkan bir yapısı vardır. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının, konveksiyon akımlarıyla yüzeye kadar aktarılabilmesi, ancak tümüyle akışkan bir iç yapıyla mümkündür.
YILDIZ OLAMAMIŞ: DEV GEZEGEN
Jüpiterin çapının, bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın büyüklükte olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi, Jüpiter�den daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim etkisi ile kendi üzerine çökerek; Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacime sahip olacaktır.
Jüpiter�in bir yıldız olabilmesi için, şu anki kütlesinden, yaklaşık 80 kat daha fazla olması gerekir. Bu nedenle Jüpiter, yıldız olmayı başaramamış bir gökcismi olarak da tanımlanabilir. Son zamanlarda, uzayın uzak bölgelerinde yıldız mı yoksa gezegen mi olduğu belli olmayan ve ayrımın sınırında bulunan bazı gök cisimleri tesbit edilmiştir. Bu tip cisimlere, kahverengi cüceler denir. Jüpiter, bir kahverengi cüce olamayacak kadar küçüktür.
YILDIZ OLAMAMIŞ: DEV GEZEGEN
Jüpiterin çapının, bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın büyüklükte olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi, Jüpiter�den daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim etkisi ile kendi üzerine çökerek; Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacime sahip olacaktır.
Jüpiter�in bir yıldız olabilmesi için, şu anki kütlesinden, yaklaşık 80 kat daha fazla olması gerekir. Bu nedenle Jüpiter, yıldız olmayı başaramamış bir gökcismi olarak da tanımlanabilir. Son zamanlarda, uzayın uzak bölgelerinde yıldız mı yoksa gezegen mi olduğu belli olmayan ve ayrımın sınırında bulunan bazı gök cisimleri tesbit edilmiştir. Bu tip cisimlere, kahverengi cüceler denir. Jüpiter, bir kahverengi cüce olamayacak kadar küçüktür.
Sonuç olarak, Jüpiter, dev kütlesi ve kütlesel çekim gücüyle, Dünya gezegeninin, koruyucu bekçiliğini yapmaktadır. Asteroid ve kuyrukluyıldızları üzerine çekerek; Dünya yaşamını olumlu anlamda etkilemektedir. Özellikle, Mars-Jüpiter arasında bulunan asteroid kuşağındaki göktaşlarını, kendisine çekerek; bir bilardo deliği görevi yapmaktadır.
MARS
|
|
KIZIL GEZEGEN MARS
Mars, hiç kuşkusuz "Dünya dışı yaşam" açısından en güçlü aday. Mars'ın geçmişte, yaşama ev sahipliği yaptığı görüşü, gezegenin bir zamanlar ılık ve sulak olduğu varsayımına dayanıyor. Volkanik etkinliğin de yüksek düzeyde olacağı bu erken dönemde Mars atmosferinin, karbondioksit ve su bakımından zengin olduğu tahmin ediliyor. Güneş'e uzaklığı göz önüne alınacak olursa, bu durum, büyük olasılıkla gezegenin donmasını engelleyecek sera etkisini, sağlamış olmalıydı. Ancak, çekirdeğinin giderek soğuması nedeniyle Mars, yaklaşık 3,9 milyar yıl önce, küresel manyetik alanını kaybetti. Kozmik ışınım yoluyla, Mars atmosferinin önemli bir bölümünün uzaya kaçtığı sanılıyor. Sonuçta, yüzey sıcaklığı, yaklaşık bugünkü düzeylerine; yani ortalama -50 °C'ye düşmüş oluyor.Yine de ABD Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi NASA'nın Mars robot araçları, Avrupa Uzay Dairesi ESA'nın Mars Express yörünge araçları ve daha önceki çalışmalardan elde edilen bulgular, Mars'ta bir zamanlar, sıvı suyun, akmakta olduğunu gösteriyor. Son bulgularsa, büyük miktarda suyun Mars yüzeyinde donmuş halde tutulduğunu göstermektedir. Şayet bir zamanlar Mars'ta yaşam gerçekten başladıysa, daha sonra atmosferini kaybetmesi sebebiyle, yüzeyde yaşam bitmiş olmalıydı. Zira Mars yüzeyinin maruz kaldığı kozmik ve morötesi ışınım bombardımanı ve yüzeysel kayalarının da yüksek derecede oksitleyici olması, yüzeyi, kimyasal bakımdan fazlaca zehirli hale getiriyordu. Bu da bizimkine benzer yaşam biçimlerini, oldukça güçleştirmektedir.
 |
MARS'IN BİYOSFERİ(CANLI KATMANI)
Acaba Mars'ın yeraltı canlı katmanı bugün neler içeriyor olabilir? Akla uygun görünen bir ihtimal; soğuğa uyum gösterebilmiş ve buzun eridiği bölgelerde yaşayan mikroorganizmalardan söz edilebilir. Bu katmanın derinliği, karasal mikroorganizmaların gelişip üreyebildikleri, en düşük sıcaklıklara (-18 °C), karşılık geliyor. İkinci bir senaryo ise, daha derinlerde var olabilecek bir yaşamın, olsa olsa Dünya'dakine benzer termofiller yaşamı olabileceğini öngörüyor.Durum hangi görüşün lehine olursa olsun, kesin olarak bir şeyler söyleyebilmek için, derinlerde araştırma yapabilecek donanıma sahip olmak gerekiyor. Bunun da, şimdilik öngörülmüş robotlu araştırmalarla gerçekleştirilmesi, pek mümkün gözükmüyor.
MARS'TA METAN GAZI
Mars atmosferinde, metanın keşfi, oldukça ilgi uyandıran bir gelişmedir. Üretimini sürekli kılacak belirli bir kaynak olmadan, metanın, atmosferde en çok birkaç yüz yıl kalabileceği düşünülüyor. Metanı besleyen olası kaynaklar, volkanik ya da jeotermal etkinliklerdir. Tabii ki Dünya'da ise metanın önemli kaynaklarından birisi de yaşamın kendisi ve mikroorganizmalardır. Metan, Mars'ta, yüzey altı suyunun bol olduğu bölgelerde, yoğunlaşma eğilimi gösteriyor. Bu bağlantı umut vericidir. Ancak bunu yaşamla ilişkilendirmek için, Mars'taki metan üretiminin, hızı ve miktarıyla ilgili hesapları da, göz önüne almak gerekir. Tahminlerse, gazın, biyolojik kökenli olması durumunda, Mars canlı kütlesinin, 20 tondan öteye geçemeyeceği yönündedir. Bu da, yaşam için oldukça küçük bir rakam.
MARS'TA YAŞAM BELİRTİLERİ
Mars'ta geçmiş yaşama, ya da günümüzde var olan yaşama ilişkin izlere rastlanması önemlidir. Her iki durum, beraberinde ilginç sonuçlar getirecektir. Birincisi, Mars'ta yaşamın canlı kimyasının, Dünya'dakine benzerliğinin kaçınılmaz oluşudur. O zaman da, dünyasal yaşamın, Mars'tan türediği, ya da dünyasal yaşamın Mars'a da 'bulaştığı' iddia edilecektir! Avustralya'daki, Maquarie Üniversitesi'nden, Paul Davies, Mars'ın, 'yaşamın kökeni' açısından, Dünya'dan daha uygun bir yer olduğunu, savunanlardan birisidir. Mars, Dünya kütlesinin yalnızca onda birine sahiptir. Erken dönemlerinde Dünya'ya oranla, daha az bombardımana maruz kalmış, dolayısıyla daha hızlı soğumuş olsa gerek. Bu da elbette, yaşamsal koşulların Mars'ta daha erken bir dönemde olgunlaşmış olması anlamına geliyor. Mars'tan Dünya'ya bilinen 32 meteoridin gelmiş olmasıysa, iki gezegen arasında, bir tür kaya alışverişi söz konusu.
Gezegen bilimcilerin yaptıkları hesaplamalarsa, bazı mikroorganizmaların, hem çarpışmalardan, hem de gezegenler arası uzayda yapacakları uzun yolculuklardan, sağ çıkabilecekleri düşüncesini güçlendiriyor. Ancak bir koşulla: Onları kozmik ışınımdan koruyacak, en az bir metre yarıçaplı kayayla çevrili olmaları gerekir. Çarpışma bölgesinin hemen kenarındaki kayalar, çarpışmadan kaynaklanan yüksek ısı ve şoka maruz kalmadan kaçış hızına ulaşabiliyorlar. Dünya'daki bakteriler, 33.000 G'lik ivmelenme kuvvetinin yanı sıra, uzayın boşluğu ve soğuğuna, iki yıldan uzun bir süre boyunca, direnmeyi başarabilirler. Bu bakterilerin milyonlarca yıl yarı-canlı olarak kalabilmeleri ise çok daha akla yatkın görünüyor
İkinci sonuçsa, Mars canlı kimyasının, Dünya'dakinden farklı olduğu noktasında ağırlık kazanıyor. Buna göre Mars'ta yaşamın ortaya çıkışı, Dünya'dakinden bağımsız olmak durumundadır. Bu, da ilginç başka sonuçlar doğurur. Çünkü yaşamın, aynı yıldız sistemindeki iki gezegende birden gelişmesinin kabulü, evrende başka bölgelerde de gelişebileceği anlamını taşıyabilir.
MARS'TA "SU" VAR MI?
İnsanlık, bugün bu soruya yanıt aramaktadır. Acaba Mars'ta hayat var mıydı? Şayet varsa, ne tür canlılardı bunlar? İnsana benzer miydi? Yaşamın temel kaynağı olan su olmadan, Mars'ta bir yaşam belirtisi olmayacağı kesindi. O halde tüm bu sorulara cevap bulabilmek için ilk iş, Mars'ta bir damla da olsa, su aramak olacaktı. Bu nedenledir ki başta NASA olmak üzere, Avrupa Uzay Ajansı'ndaki birçok bilim adamları, yüzlerce milyar dolar harcayarak, bu soruya yanıt aramaktadır. İnsanlık, 1976 yılına kadar, Mars'la ilgili sorulara, tahmini cevaplar veriyor ve birbirinden ilginç teoriler üretiyordu. Ancak, Amerikalılar, 1976 yılında, Mars'a Viking 1 ve Viking 2 adlı uzay araçlarını gönderdiler. Böylece kimi teoriler çürürken, bazı sorular, daha da derinleşmeye başladı. Ve böylece tüm araştırmalar, adeta Mars'ta 'bir damla su' var mı sorusuna kilitlenmiş oldu.
 |
Valles Marineris Vadisi |
MARS EKSPRESS PROJESİ
Mars'la ilgili en önemli bilgilere, Avrupa Uzay Ajansı'nın Mars Express projesi ile ulaşıldı. 2003 yılı Haziran ayında Kazakistan'ın Baykonur uzay merkezinden havalanan Mars Express, 6 ay sonra Kızıl Gezegene ulaştı. Mars Express'den ayrılan Beagle 2 adlı uzay aracının görevi, Mars yüzeyinde, 2 metre derinlikte sondaj yaparak, çeşitli toz ve parçacıklar alarak, su ve canlı izi aramaktı. Ne var ki, 6 ay sürmesi planlanan bu çalışma bazı kazalarla yavaşladı.Mars atmosferinin sanıldığından daha düşük bir yoğunluğa sahip olmasından dolayı; paraşütler, düşüşü yavaşlatamadı ve uzay aracı büyük bir hızla yüzeye çakıldı. Proje maliyetinin yüzde sekseninin harcandığı uzay aracı, artık bir işe yaramayacaktı. Neyse ki, Mars Express'in taşıdığı ve yörüngede dönen çok hassas kameralar, biraz olsun bilim adamlarını teselli etti. Çünkü Almanya'da geliştirilen çok yüksek çözünürlüklü kameralar, Mars yüzeyinde çektiği üç boyutlu fotoğraf ve videoları uydu aracılığı ile Dünya'ya göndermeye başladı. Bu kameralar, 10 Mart 2004'ten bu yana, Mars çevresinde 3 bin tur attı ve ±100 ºC de, birçok kozmik ışının etkisine rağmen sorunsuz çalıştı. Bu 'uydu makine' bir Mars yılı, yani 687 gün süren yolculuk boyunca, gezegenin üçte birini detaylı bir şekilde görüntüledi. Şu anda, 10 farklı ülkeden bilim adamları, bu ayrıntılı fotoğrafları incelemektedirler.
Mars Express yörüngeye oturduğunda, Amerika'nın da iki uzay aracı, Kızıl Gezegen'deydi. Hatta NASA, 10 Mart 2006'da, bir üçüncüyü de gönderdi. Ancak Mars Express'ini gönderinceye kadar en büyük sorun, araştırmalara yön verecek üç boyutlu yüksek çözünürlüklü fotoğraf ve video görüntülerinin elde edilemeyişi idi. Böylece bu engel aşılmış oldu.
 |
Yukarıda Mars'ın ve Güneş sisteminin en büyük vadisi, Valles Marineris'i görmektesiniz. Uzunluğu yaklaşık 5000 km, en derin yeri 8 km, genişliği 100 km.dir. |
MARS GÖRÜNTÜLENİYOR
Bu topoğrafik görüntüler, Mars'taki volkanlar, lav akıntıları, derin nehir yatakları ve kraterler gibi jeolojik oluşumlar hakkında önemli bilgiler veriyordu. Daha da önemlisi bu görsel dokümanlar; Mars'ın tarihinin ve değişim sürecinin anlaşılmasına yardımcı olacak önemli ipuçları sağladı. Hem NASA'daki, hem de Avrupa Uzay Ajansı'ndaki Mars'la ilgili çalışmaları yakından takip eden Dr. Lutz Richter (NASA görevlisi) iki görev arasındaki farkı şöyle özetliyor:"Amerika Mars'ta, daha çok jeolojik yapıyı inceliyor. Yüzeyin nasıl oluştuğunu ve özellikle suyun buradaki rolünü araştırıyor. İlk iki uydu, yüzeyin morfolojik(yapı bilgisi) ve topoğrafik durumunun yanı sıra, kimyasal elementler ve minerallerin dağılımı ile hava olaylarına ait bilgileri de topluyor. Avrupa'nın projesi Mars Express ise, eş zamanlı birçok araştırmaya ışık tutacak sonuçlar elde etti. Bu görüntüler, sadece aktüel jeolojik araştırmalar için değil, gelecek planları için de çok önemli." Avrupa Uzay Ajansı (ESA), 2011 yılında, bir uzay aracını, Mars yüzeyine indirmeyi planlıyor. Mars'ta, su ve canlı izi arayışı için önemli olan bu proje, Aralık 2005'te karara bağlandı. Mars Express'in çalışmalarının bitiş tarihi de, 2007 yılına kadar uzatıldı. Bu tarihe kadar, Kızıl Gezegen'in tamamı, üç boyutlu olarak görüntülenmiş olacak.
Şu anda Avrupa, Amerika, Japonya ve Tayvan'dan 42 bilim adamı, bu üç boyutlu görüntüleri incelemektedir. İlk incelemelere göre, Mars'taki dev volkanların, büyük bir ihtimalle, yeni bir jeolojik zamanda oluştuğu ortaya çıktı. Uzmanlar, vaktiyle Mars'taki akışkan suyun, merkezi bir rol oynadığını ifade etmektedirler. Bu yüzden bilim adamları öncelikle, Mars'taki derin vadileri incelemektedirler.
Aşağıdaki resimler Mars'ın dev volkanlarına aittir: |
 |
 |
MARS'TA KURUMUŞ SU YATAKLARI
Milyarlarca yıl önce, bu derin yarıklardan suların aktığı düşünülüyor. Bunun kanıtı olarak da, vadilerdeki, suyollarına benzeyen derin izler gösteriliyor. Çekilen üç boyutlu resimler sayesinde, ilk defa, bir nehir yatağının derinliği ölçülebildi. Bugün, kuru olan nehir yataklarının, genişliği ve derinliğinden yola çıkılarak, nehirlerin ortalama debisi hakkında, bir tahmin yapılabiliyor. Buna göre, Mars'taki nehirlerde, saniyede 5 bin metreküp su akıyordu. Bu rakam, Ren Nehri'nin bugünkü debisinin, iki katı anlamına geliyor. Bazı uzmanlar, bu rakamın çok büyük olmadığını, nehir yataklarının ölçülerine bakılırsa, daha çok su akması gerektiğini söylüyorlar. Bugüne kadar, su miktarı, üzerinde yapılan tahminler yaklaşık değerlerdi. Ancak yapılan son tahminler, daha kesin sonuçlar vermektedir. Buna göre, yaklaşık bir buçuk milyar yıl önce, uzun süreli dönemler arasında, aktif olan nehirler vardı. Bu süre de, 100 milyon yıl olarak hesaplanıyor.
Bir nehrin uzun süre akması; erozyonular, taşınan tortunun miktarı gibi nedenlerle, pek mümkün görünmüyor. Buradan da, Mars'taki nehirlerin, bir süre su taşıdıktan sonra, milyonlarca yıl boyunca kuru kaldığı anlaşılıyor. Yani uzmanlara göre, Mars'ta bugün olduğu gibi, ilk zamanlarda da sürekli su bulunmuyordu. Sular ortaya çıkıyor, ama bir süre sonra kayboluyordu. Bu olayda da, volkan faaliyetlerinin rolünün olduğu, böylece derinlerdeki buz tabakalarının eridiği düşünülüyor.
VOLKANLAR
Mars, Güneş Sistemi'nin en büyük volkanlarına sahiptir. Su anda hiç biri aktif olmayan bu volkanlar, gezegenin iki ana bölgesinde yoğunlaşmışlardır. Bu bölgeler, Tharsis ve Elysium' dur. Tharsis volkanları, daha büyük ve daha gençtirler. Bunlardan yüzey alanı bakımından en büyüğü Alba Patera, hacim ve yükseklik olarak en büyüğü Olympus Mons' tur. Olympus Mons, Tharsis grubundandır ve yüksekliği 27 km' dir. En genç volkan olup, en son 100.000.000 yıl önce faaliyette bulunduğu sanılmaktadır. Tharsis bölgesinin, diğer önemli volkanları; Arsia Mons, Pavonis Mons ve Ascraeus Mons' tur. Çapları, Olympus' tan biraz daha küçük, yükseklikleri ise hemen hemen aynıdır.
VENÜS
 |
|
VENÜS'ÜN HAREKETİ
Venüs'ün, kendi ekseni etrafında dönme hareketi, oldukça ilginçtir. Çünkü hareketi, hem çok yavaş, hem de ters yöndedir. 1Venüs günü = 243 Dünya günüdür. Bu süre, Venüs yılından birazcık daha uzundur. Eğer Venüs'te olsaydınız, Güneş'in batıdan doğup, doğudan battığını ve gökyüzünde çok yavaş ilerlediğini görecektiniz. Aynı zamanda Venüs'ün dönme hareketi ve yörünge periyodu sanki aynı tarihe tesadüf ediyormuş gibi, Venüs ve Dünya birbirlerine en yakın olduğu anda, Venüs daima aynı yüzünü göstermektedir. VENÜS'ÜN ATMOSFERİ
Venüs atmosferinin yüzeydeki basıncı, 90 atmosferdir. Bu basınç, Dünya'da ki bir okyanusun, 1 km derinliğindeki basınçla hemen hemen aynıdır. Venüs'ün atmosferi, daha çok Karbondioksitten(CO2) oluşmuştur. Burada, birkaç km. kalınlığındaki, çeşitli bulut katmanları, Sülfürik asitten(H2SO4) meydana gelmiştir. Bu bulutlar, gezegenin yüzeyini tamamen görmemizi engellemektedir. Bu yoğun atmosfer, bir sera etkisi oluşturarak, Venüs yüzeyinin sıcaklığını, 127 ºC den 447 ºC ye çıkarmaktadır. Bu ise, kurşunu eritecek sıcaklıktır. Bulutların tepelerinde güçlü rüzgâr akımları olmasına rağmen, yüzeydeki rüzgârlar saatte birkaç km'den fazla değildir. Bunun nedeni, Dünya'da iklim koşullarını dengede tutan döngülerin Venüs'te bulunmayışıdır. Güneş'e yakın olan bu komşumuzda, atmosferik süreçler hep tek yönlüdür. Dünya, Güneş'e biraz daha yakın olsaydı, Venüs ile aynı kaderi paylaşabilirdi.
VENÜS'ÜN GÖRÜNTÜLENMESİ
1962 yılından bu güne kadar, Venüs'e giderek resimlerini çeken, yüzeyini tarayan, yapısını tahlil eden ve hatta yüzeyine inen 26 robot uzay aracı, gezegen hakkında bize önemli bilgi sağlamıştır. Uzun bir süre, Venüs'ü perdeleyen bulutlar, yüzeyin yeterince gözlemlenmesini engellemiştir. Magellan uzay aracı, bu durumu tamamen değiştirmiştir. 1990-1994 yılları arasında, bulut örtüsünü delip geçen radar sinyalleriyle, gezegenin tüm yüzeyi, yüksek çözünürlükte görüntülemiştir. Elde edilen görüntüler, geçmişe ait muazzam yanardağ patlamalarını ortaya çıkarırken, halen volkanik aktivitelerin de devam ettiğini göstermekteydi. VENÜS'TE KÜRESEL İKLİM DEĞİŞİKLİĞİ
Venüs'ün jeolojik geçmişinin incelenmesine paralel olarak, ayrıntılı bilgisayar simülasyonlarıyla, gezegen ikliminin son bir milyar yıllık tarihi, yeniden oluşturulmaya çalışılmıştır. Bu çalışmalar sonucunda, araştırmacılar, Venüs'te yoğun volkanik etkinliğin, büyük oranda iklim değişikliklerine yol açtığını görmüşlerdir. Venüs'teki iklim, Dünya'dakine benzese de, başka hiçbir gezegende görülmediği kadar, karmaşık ve değişkendir.Dünya ve Venüs, jeolojik ve atmosferik süreçlerin dinamik etkileşimleriyle yönetilen iklimlere sahipler. Dünya'dakine benzer kuvvetlerin, Venüs'te böylesine farklı sonuçlara yol açması, şaşırtıcıdır. Bu gezegen üzerinde yürütülen araştırmalar, iklim konusunda, bilim adamlarına, bazı önemli soruları yanıtlamak için yeni olanaklar sağladı. Örneğin, Dünya'nın iklimi çok mu özel? Gezegenimizin ikliminin, kararlığını bozmak için, insanoğlu ne kadarda çok çabalamaktadır.
Günümüzde insanlık, hâkimiyet ve güç hırsıyla, giderek ürettiği atıklarının, Dünya iklimindeki etkileri dolayısıyla, kontrolsüz büyük bir deney yaşamaktadır. Güneş sistemindeki diğer gezegenlerin, iklim -atmosfer olayları ve akıbetleri, insan kaynaklı tahribatın, Dünya iklimini nereye götüreceği konusunda elbette bizleri aydınlatmalıdır.
Dünya atmosferindeki ozon deliği, önemli bir konu haline gelmeden önce, bilim adamları, Venüs'ün üst atmosferinin, gizemli fotokimyasının sırlarını çözmeye çalışmaktaydı. Sonunda vardıkları sonuç şuydu: Klor gazı, Venüs'ün bulutlarının üstündeki serbest oksijen düzeyini azaltmaktadır. Venüs'teki bu sürecin aydınlatılması, Dünya'da da benzer bir sürece ışık tutmuştur. İnsanoğlunun üretim anlayışı ve kazanma hırsıyla ortaya çıkan klor fazlalığı, stratosferdeki ozon tabakasını yok etmektedir.
VENÜS'ÜN YÜZEYİ VE KRATERLER
Venüs'te, muhtemelen sınırlı bir bilginin ötesinde, levha tektoniği konusunda bir kanıt yoktur. Gezegenin, en azından yakın geçmişinde, geniş bazaltik lav ovalarının püskürmesiyle ve daha sonra da bunların üzerinde yanardağların oluşmasıyla, ısı transferi gerçekleşmiş görünüyor.Magellan aracının yaptığı araştırmanın en çarpıcı bulgularından birisi, gezegende çarpma kraterlerinin az olmasıdır. Çapı bir kilometreye kadar olan ve gezegene çarpması halinde, 15 kilometre genişliğinde kraterler açabilecek meteoridler, Venüs'ün atmosferini delip geçememektedir. Ama işin ilginç yanı, daha büyük çaplı kraterlerin de son derece az olmasıdır. İç Güneş Sistemindeki asteroid ve kuyruklu yıldızların gözlenen bolluğu ve Ay yüzeyindeki kraterlerin sayısı, Venüs'e çarpacak göktaşları konusunda bir fikir vermektedir. Bu ise her bir milyon yıl için 1,2 krater olarak düşünülmektedir. Magellan ise, gezegen düzeyine rasgele dağılmış, yalnızca 963 krater sayabilmiştir. Bunun anlamı ise gezegenin ilk 3,7 milyar yıllık tarihine ait kraterlerin, bir biçimde örtülmüş olmasıdır.
Krater azlığı, Dünya için de geçerli bir olgudur. Kendi gezegenimizde, eski kraterler rüzgâr ve su tarafından aşındırılmaktadır. Venüs'ün yüzeyi, suyu bulunduracak sıcaklığın kat kat üzerindedir. Gezegenin yüzeyindeki rüzgâr hızı da oldukça düşüktür. Erozyon da olmadığından, kraterleri aşındıracak ve sonunda tümüyle silecek süreçlerden, sadece volkanik ve tektonik etkinlikler kalmaktadır. Venüs'teki kraterlerin büyük çoğunluğu, taze görünmektedir. Venüs'te daha çok keskin olmayan, inişli çıkışlı yüzeyler ve aynı zamanda çeşitli geniş çukurlar vardır.
Venera 8 uzay aracı, gama ışını tayfıyla, Venüs kayalarında doğal radyoaktivite ölçümü yaptı. Ve uranyum, toryum ve potasyum oranının, Dünya kabuğundaki volkanik kayalardakiyle aynı oranda olduğu görüldü. Vega 2 den atılan modül Aphrodite bölgesinde, Dünya'da ender bulunan kaya parçaları bulmuştur. Bu tür parçalar, Ay ve Mars'ın daha yaşlı bölgelerinde bulunmaktadır. Bunların yaşları, 3,8 ile 4,6 milyar yıl arasında belirlenmiştir.
Venüs'ün yavaş dönmesinden dolayı, Güneş rüzgârlarını engelleyen, güçlü bir manyetik alanı, muhtemelen yoktur.
ÇİKOLATA KABUK VE JEOLOJİK YAPI
Venüs'ün yüzeyini biçimlendiren önemli bir unsur volkanik etkinliktir. Buna karşın, bazı garip jeolojik oluşumlar, Venüs'ün ikliminin, köklü bir biçimde değiştiğine işaret etmektedir. Bunların başında, su tarafından oyulmuş izlenimi veren bazı çizgiler gelmektedir. Bunlar, 7000 kilometreyi bulan uzunluklarıyla, Dünya'da kıvrılıp giden ırmakları ve sel ovalarını hatırlatmaktadır. Bu çizgilerin çoğu, ırmak deltasını andıran boşalma kanallarıyla noktalanmaktadır. Ne var ki çevrenin olağanüstü kuruluğu, bu yarıkların su tarafından kazılmış olmasını olanaksız kılmaktadır. Muhtemelen bu işin sorumlusu, kalsiyum karbonat, kalsiyum sülfat, ya da başka bazı tuzlardır. Gerçekten de eski Sovyetler Birliği'nin Venüs yüzeyine indirdiği Venera uzay araçları, yüzey kayalarının %7-10 oranında kalsiyum minerallerinden (kuşkusuz karbonat biçiminde) ve % 1-5 oranında da sülfatlardan oluştuğunu belirlediler. Bu tuzlarla yüklü lavlarsa, ancak Venüs'ün bugünkü yüzey sıcaklığının yüzlerce derece üzerindeki sıcaklıklarda erimektedir.
Venüs yüzeyinin yüzlerce metreyle birkaç kilometre arasındaki derinliklerinde, Dünya'daki yeraltı su gölleri gibi, erimiş Karbonatit (tuzlu) mağmanın muazzam rezervler halinde bulunduğu, bilim adamlarınca öne sürülmektedir.
Venüs'teki platolar, litosferin, yani gezegenin kabuk ve mantosunun üst kesimlerinden oluşan sert dış iskeletinin bir uzantısıdır. Araştırmacılar, bu süreci, üzeri çikolata kaplı bir karamelanın çekilip uzatılmasına benzetmektedirler. İçerideki yumuşak kütle esnedikçe, üzerindeki ince ve kırılgan kabuk buruşmaktadır. Bugün ise litosferin kırılgan dış kısmı, buruşmaya elvermeyecek ölçüde kalınlaşmış durumdadır.
Garip oluşumlardan sonuncusu ise tüm gezegeni kaplayan çatlak ve buruşukluklardır. Bu oluşumlardan en azından bazıları, özellikle de buruşuk sırtlar diye adlandırılan oluşumlar, muhtemelen küresel çapta bir iklim değişiklikleriyle ilişkilidir.
Yüzey sıcaklığında, 100°C düzeyinde bir oynamanın, litosferde yaratacağı basıncın 1000 bar olacağı araştırmacılar tarafından hesaplanmıştır. Bu basınç Dünya'da sıradağların oluşmasını sağlayan basınca eşdeğerdir ve bu basınç, Venüs'ün yüzeyini deforme etmek için yeterlidir.
VENÜS'ÜN 'SERA GAZLARI' VE ISINMA
Venüs'ün alışılmadık yapısı ve yaşama düşman koşulları, atmosferinin yapısıyla da yakından ilgili görünmektedir. Su buharı, çok küçük ölçeklerde bulunsa da, Karbondioksitin zapt edemediği dalga boylarında, morötesi ışınımı soğurmaktadır. Kükürtdioksit (SO2) ve öteki kükürt gazlarıysa, aynı ışınımın daha başka dalga boylarını yakalamaktadır. Tüm bu sera gazlarının, bir arada etkileleri, Venüs atmosferini, Güneş ışınlarına geçirgen, ama geri dönen ısı ışınımına kapalı hale getirmektedirler. Sonuçta yüzey sıcaklığı, atmosfer olmaksızın alacağı değerin, üç katına yükselmektedir. Gerçekte sera etkisinin, yüzey sıcaklığında yol açtığı artış, yalnızca % 15 dolayında olmalıdır. Şayet Yanardağ lavları, Venüs'ün yüzeyini 800 milyon yıl önce yeniden kapladılarsa, kısa bir süre içinde atmosfere çok yoğun ölçeklerde sera gazları atmış olmaları gerekir. Bu yoğun volkanik dönemde, gezegen yüzeyi, 1-10 kilometre yüksekliğinde bir lav tabakası ile örtülmüş olmalıdır.
Bu durumda, atmosferdeki Karbondioksit miktarında fazla bir oynama gerçekleşmiş olamaz. Çünkü zaten bu gaz, atmosfer de çok yoğun miktarlarda bulunmaktaydı. Ancak atmosferdeki su buharı 10; Kükürtdioksit de 100 kat artmış olmalıdır. Su buharı ve Kükürt, büyük miktarlara erişince, sera etkisini güçlendirmekle kalmaz, aynı zamanda bulutları da kalınlaştırmaktadır. Bulutlar ise Güneş ışınlarını, uzaya geri yansıtıp gezegenin soğumasını sağlamaktadırlar. İşte bu zıt etkileşimlerden dolayı, su buharı ve Kükürtdioksitin iklim üzerindeki net etkisini saptamak güçtür. Isınma ve soğuma arasındaki savaşı önce bulutlar kazanmış ve Venüs'ün yüzey sıcaklığı,
100°C kadar düşmüştür. Ama daha sonra bulutlar yavaş yavaş yok olmuştur.
VENÜS'TE SU BUHARI AZALMASI VE MORÖTESİ IŞINIM
Atmosferin üst katmanlarındaki su buharı, incelip seyrelmiş, daha sonra da Güneş'ten gelen morötesi ışınım(UV) nedeniyle, molekülleri parçalanmıştır. Hidrojen, yavaş yavaş uzaya dağılmaya başlamış ve tüm hidrojenin yarısı, 200 milyon yıl içinde kaybolmuştur. Bu arada, Kükürtdioksit de karbonat kayalarıyla etkileşmiştir. Venüs atmosferindeki Kükürtdioksitin, yüzeydeki karbonat tarafından soğurulması süreci, suyun uzaya kaçması sürecinden çok daha hızlı gerçekleşmiştir. Böylece bulutlar inceldikçe, daha çok Güneş enerjisi alan yüzey ısınmaya başlamıştır. 200 milyon yıl kadar sonra, yüzey sıcaklığı, bulutları alttan buharlaştıracak düzeylere yükselmiştir.
Bu zincirleme bir etkiye yol açmış, bulutlar aşınıp eridikçe, daha az Güneş ışığı, atmosfere geri yansıdığından, yüzey daha da ısınmıştır. Yüzey sıcaklığı arttıkça da bulutların buharlaşması daha da hızlanmıştır. Sonunda, görkemli bulut katmanları hızla dağılmıştır. Venüs semasında, 400 milyon yıllık bir süreçde görülenler, çoğunlukla su buharından oluşmuş, ince ve yüksek bulut parçalarından ibarettir. Ama atmosferdeki su buharı düzeyi oldukça yüksek olduğundan ve ince bulutların da Güneş enerjisini geri yansıtmayıp, sera etkisine katkıda bulunmaları sebebiyle, yüzey sıcaklığını, bugün olduğundan 100°C daha artırmıştır.
Venüs'te hâlâ yanardağların etkin durumda bulunmaları muhtemeldir. Bu ise Venüs'te değişen oranlarda Kükürtdioksit gözlemlenmesiyle de örtüşen bir bulgudur.
Venüs'ün bulutları üzerindeki Kükürtdioksit miktarının, gezegene yapılan Pioneer seferlerinin 1978-1983 arasındaki ilk beş yılı süresince, 10 kat azaldığı açıklanmıştır. Kükürtdioksit gazı ve bununla birlikte görülen sis parçacıklarının bolluğundaki dalgalanmalar, gezegen yüzeyindeki aktif yanardağlara bağlanmıştır DÜNYA'DAKİ VOLKANİK ETKİNLİK VE SONUÇLARI
Dünya'da da oldukça hareketli bir volkanik etkinlik bulunmaktadır. Ancak bitkiler ve bol miktarda su tarafından sağlanan zengin oksijenli atmosfer, yanardağlardan çıkan kükürt gazlarını, kısa sürede yok edebilmektedir.
Su bulutları, gezegenin ısı dengesinin korunmasında çok önemli bir rol oynamaktadır. Bu bulutları besleyecek su buharının miktarı, okyanuslarındaki buharlaşma düzeyine bağlıdır. Buharlaşma düzeyi de yüzey sıcaklığıyla değişmektedir. Dünya'da sera etkisinde çok az bir artış olduğunu varsayalım. Bu, atmosfere daha yoğun buhar taşınması ve daha yoğun bir bulut örtüsü anlamına gelmektedir. Bulutların artan yansıtma gücü, Dünya'ya ulaşan Güneş enerjisini azaltacak, bu da yüzey sıcaklığının düşmesine neden olacaktır. Yani bu mekanizma, bir termostat işlevi görerek, gezegenin yüzey sıcaklığını, birkaç günden, birkaç yıla kadar değişen kısa aralıklarda, ılıman düzeyle- re düşürecektir.
DÜNYA'DA 'KARBON SİLİKAT DÖNGÜSÜ'
Karbon-silikat döngüsü de, daha uzun sürelerde etki etmekle birlikte, atmosferdeki Karbondioksit miktarını sabit tutacak benzer bir işlev görmektedir. Levha tektoniğinin ağır işleyen süreciyle yönlendirilen bu mekanizma, yarım milyon yıl gibi uzun sürelerde döngüsünü tamamlamaktadır. İşte hayat ve suyla iç içe geçmiş bu döngüler sayesindedir ki, Dünya iklimi, kardeş gezegeninin başına gelenlerden korunmuştur.
Bununla birlikte, insan kaynaklı etkiler de orta vadeli süreçlerde ters bir işlev görmektedir. Karbondioksitin, Dünya iklimini düzenleyen döngüleri alt edecek kritik bir yoğunluk düzeyinin olup olmadığı bilinmemektedir. Ancak kuşku yok ki: Dünya türü gezegenlerin iklimleri, küresel boyutlu süreçlerin karşılıklı etkileşimiyle ani değişikliklere uğrayabilmektedir. Venüs'ün yakından incelenmesi, iklim değişiminin genel ilkelerinin belirlenebilmesi için gereklidir. Bu, aynı zamanda, kendi gezegenimizdeki dengelerin de ne kadar hassas olduğunu anlamamıza yardımcı olacaktır.
DÜNYA VE VENÜS'ÜN BENZERLİKLERİ-FARKLILIKLARI
Dünya ve Venüs'ün iklimlerindeki olağanüstü farklılık, bu iki gezegendeki suyun tarihçesi ile yakından ilgilidir. Bugün Dünya'nın atmosferi ve okyanuslarında bulunan su, Venüs'ün atmosferindekinden 100 000 kat daha fazladır. Sıvı su, Karbondioksitin, gezegen yüzeyindeki kayalarla etkileşiminde başlıca aracıdır. Su sayesinde, havadaki Karbondioksit, mineraller oluşturmaktadır. Suyun yaptığı işler, gezegen yüzeyiyle de sınırlı değildir. Dünya'nın kabuğu altındaki mantoya sızan suyun, astenosfer denen ve litosfer levhalarının üzerinde kaydığı, akışkanlığı düşük katmanın oluşmasını sağladığı zannedilmektedir. Karbonlu minerallerin (Karbonat) oluşması ve daha sonra bunların tektonik levhaların üzerine çökelmesi, Dünya atmosferindeki Karbondioksitin, Venüs'teki düzeylere yükselmesini önlemektedir.
Tüm bu farklılıklara rağmen, gezegen oluşum modelleri, başlangıçta Dünya ve Venüs'ün, aynı miktarda suyla donatılmış olması gerektiğini göstermektedir. Çünkü her ikisine de su, 'dış güneş sistemin'den gelen 'buzlu gök cisimleri'nin çarpması sonucu taşınmıştır. Hatta başlangıçta Venüs'ün daha çok su topladığı yolunda, işaretler vardır.
1978 yılında Venüs çevresinde yörüngeye oturan Pioneer uzay aracı, gezegenin bulutları üzerindeki suda, döteryumun (ağır hidrojenin), bildiğimiz hidrojene oranını ölçtü. Aynı kimyasal yapıya sahip olan hidrojen ve döteryum, su moleküllerinde bağlı durumda bulunmaktadır. Bu oran, Dünya'dakinin 150 katıydı. Bunun akla en yakın açıklamasıysa, Venüs'ün bir zamanlar, Dünya'ya göre çok daha fazla su tutmuş, ama sonra suyunu yitirmiş olmasıdır.
VENÜS'TE MORÖTESİ IŞINLAR(UV) VE 'AZGIN SERA ETKİSİ'
Su buharı, atmosferin üst kesimlerine tırmandığında, Güneş'ten gelen morötesi ışınım(UV), molekülleri parçalayarak, oksijen ve hidrojen ya da döteryum atomlarını ayrıştırır. Daha hafif olan hidrojen, kolaylıkla uzaya kaçabildiğinden, Venüs atmosferinde döteryumun oranı artmıştır. Peki, bu süreç neden Dünya'da değil de Venüs'te ortaya çıkmıştır?Herhangi bir gezegen üzerine düşen Güneş enerjisi, yeterince güçlü olması halinde, yüzeydeki suyu hızla buharlaştırmaktadır. Artan su buharıysa, atmosferi daha da ısıtmakta ve dizginleri koparmış bir sera etkisine sebep olmaktadır. Bu süreçte, gezegendeki suyun büyük bölümü, üst atmosfere taşınmakta ve sonunda su moleküllerinin ayrışmasıyla yitirilmektedir.
Araştırmacılar, kontrolden çıkmış bir sera etkisi için gereken kritik Güneş enerjisinin, günümüzde Dünya üzerine düşmekte olan enerjiden, % 40 daha fazla olması gerektiğini hesaplamışlardır. Komşu gezegenin ortaya çıkmasından kısa bir süre sonraya kadar, Güneş'in ışığının bugünkünden % 30 daha soluk olduğu tahmin edilmektedir. Bu nedenle, Venüs'ün yörüngesine isabet etmesi gereken ışınım miktarı, yukarıdaki kritik Güneş enerjisinyle hemen hemen aynıdır.
Bu durumda Venüs'ün, varlığının ilk 30 milyon yıl içinde Dünya'da bir okyanusu dolduracak kadar suyu yitirmiş olması muhtemeldir. Ancak Venüs, başlangıçta da bugünkü kadar kalın bir Karbondioksit atmosfere sahip olsaydı, suyunun büyük bölümünü korumuş olması gerekirdi. Suyun ne kadarının yitirildiği, atmosfer içinde ayrışacak kadar yükseğe çıkabilmesine bağlıdır. Kalın bir atmosferde su buharı, fazla yükselemez. Üstelik bu süreç içinde oluşan bulutların, Güneş ışınını uzaya geri yansıtarak, dizginlenemez sera etkisini sona erdirmeleri gerekmektedir.
VENÜS'TE SICAK OKYANUSLAR
O halde muhtemelen; Venüs'te sıcak okyanusların ve nemli bir stratosfer tabakasının bulunmuş olması gerekmektedir. Denizler, Karbondioksit gazını eriterek ve Karbonat oluşumuna aracılık ederek, atmosferdeki karbondioksit düzeyini düşük tutmuşlardır.
Kısacası, Venüs de, bugün Dünya'da gördüğümüze benzer iklim düzenleyici mekanizmalara sahip olmuştur. Ama Venüs atmosferinin daha düşük olan yoğunluğu, suyun yükseklere kaçmasını önleyememiştir. Sonuç olarak, 600 milyon yılda bir Dünya okyanusu kadar su yitirilmiştir.
SONUÇ
Gezegenlerin 'yüzeyinde ve atmosferindeki süreçler', birbirlerini güçlendirerek, başlangıçtaki 'kararlı durumu' korumakta, ya da yine aynı süreçlerin olumsuz işbirliğiyle, bu gezegenlerin kendi sonlarını hazırlayabilmektedir. Bu nedenledir ki, Venüs'te, bir zamanlar okyanuslar ve hatta canlı bir yaşamdan sözedilebilir. Bunu bugün kesin olarak bilemiyoruz.Ancak Mars ve Venüs gibi gezegenlerin, bir zamanlar sulu ve yaşamsal gezegenler olması, insanoğlundan farklıda olsa, bir 'canlı türü'nün bu gezegenlerde yaşamış olacağı gerçeğini çağrıştırmaktadır. Nitekim Kur'an'ın, Cinlerle ilgili şu ayetlerini hatırlamadan edemiyoruz:
(Cinler): " Muhakkak bizden Müslümanlar da, zalimlerde var. Her kim teslim olursa, böyle olanlar, gerçeği arayanlardır. Ancak zalimler, cehennem odunu olmuşlardır."
(Allah): " Şayet onlar(cinler), (doğru) yol üzere gitselerdi, biz onlara bol bol su verirdik, ki onları 'orada' deneyelim. Ve kim de Rabbinin zikrinden yüz çevirirse, (Allah) onu artan azaba sürükler."
Kaydol:
Kayıtlar (Atom)