1. Sayfa, Toplam 2 12 SonSon
Gösterilen sonuçlar: 1 ile 10 Toplam: 11
  1. #1
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Gezegenler ve uyduları

    MERKÜR (Mercury)
    Güneşe uzaklığı: 46 - 58 - 69 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.206
    Yörüngesel eğiklik: 7 0
    Eksensel eğiklik: 2 0
    Çap: 4870 km
    Kurtulma hızı: 4.2 km/sn
    Kütle: 0.055 (Yer = 1)
    Hacim: 0.056 (Yer = 1)
    Yoğunluk: 5.44 (su =1)
    En yüksek kadir: -1.9
    Dolanım süresi: 88 gün
    Eksensel dönme: 58.6 gün
    Kavuşum dönemi: 116 gün

    Uyduları: Yok

    Gözlem koşulları: Güneşe en yakın gezegendir. Çıplak gözle görülebilmesi ancak güneş ufkun hemen altındayken mümkün olabilir. Merkür'ün kavuşum dönemi 116 gündür bu sürenin yarısında Güneşin önünden gider, yani batısındadır,diğer yarısında ise Güneşin arkasından gider yani doğusundadır.
    Merkür Mart ve Nisan aylarında akşam yıldızı olarak, Eylül ve Ekin aylarında ise sabah yıldızı olarak en iyi şekilde görülebilir.

    Küçük teleskopla yoğun, beyaz bir cisim olarak görülür ve dönemleri ayırt edilebilinir

  2. #2
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Venus

    VENÜS (Venus)
    Güneşe uzaklığı: 107.3 - 107.5 - 107.8 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.007
    Yörüngesel eğiklik: 3.4 0
    Eksensel eğiklik: 178 0
    Çap: 12.104 km
    Kurtulma hızı: 10.3 km/sn
    Kütle: 0.815 (Yer = 1)
    Hacim: 0.86 (Yer = 1)
    Yoğunluk: 5.25 (su =1)
    En yüksek kadir: -4.4
    Dolanım süresi: 224.7 gün
    Eksensel dönme: 243.16 gün
    Kavuşum dönemi: 584 gün
    Uyduları: Yok

    Gözlem koşulları: Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzündeki en parlak cisimdir. En parlak olduğu dönemlerde (Güneşe çok yakın olmadığında) gündüz de görülebilir. Venüs'ün kavuşum dönemi 584 gündür. Bu sürenin yarısında (10 aydan biraz kıs bir süre) Güneş'den önce doğar, diğer yarısında da Güneş'den sonra batar. Kuzey yarımkürede, en iyi gözlem zamanı sonbahar sabahlarıdır. Çıplak göze Venüs, sabit, beyaz bir ışıkla parıldayan parlak bir cisim olarak görülür. Çok parlak olmasının nedenleri güneşe yakın olması ve Güneşten gelen ışığın %80'ini yansıtmasıdır (albedo değeri).

  3. #3
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Dunya (earth)

    DUNYA (Earth)

    Güneşe uzaklığı: 147.2 - 149.6 - 152 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.017
    Yörüngesel eğiklik: 23.4 0
    Eksensel eğiklik: 0 0
    Çap: 12.753 km
    Kurtulma hızı: 11.2 km/sn
    Kütle: 1
    Hacim: 1
    Yoğunluk: 5.52 (su =1)
    En yüksek kadir: - - -
    Dolanım süresi: 365.2 gün
    Eksensel dönme: 23 s 56 dk
    Kavuşum dönemi: - - -
    Uyduları: 1 tane Ay

  4. #4
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Cevap: Gezegenler

    MARS

    Güneşe uzaklığı: 208 - 228 - 248 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.093
    Yörüngesel eğiklik: 1.90
    Eksensel eğiklik: 24 0
    Çap: 6790 km
    Kurtulma hızı: 5.1 km/sn
    Kütle: 0.107 (Yer = 1)
    Hacim: 0.15 (Yer = 1)
    Yoğunluk: 3.94 (su =1)
    En yüksek kadir: -2.8
    Dolanım süresi: 687 gün
    Eksensel dönme: 24 s 37 dk
    Kavuşum dönemi: 780 gün
    Uyduları: 2 tane Phobos, Deimos

    Gözlem koşulları: Çıplak gözle bakıldığında Mars belirgin kırmızımsı turuncu renkli bir ışık noktası olarak görülür. Mars'ın parlaklığı Dünya'ya yakınlaşıp uzaklaşmasıyla değişir. En yakın konumundaki parlaklığı en uzak konumundaki parlaklığının 50 katıdır. Mars, karşı konumda (opposition) olduğunda yani Dünya, Güneş ve gezegen arasında iken, Mars Gün batımında doğar ve gece boyunca gökyüzünde kalır. Yörüngesel dışmerkezliliği nedeniyle Mars karşı konumda iken Dünya'ya 50 ila 90 milyon kilometre uzakta olabilir. Mars'ın en çok tercih edilen karşı konumu enberi (perihelion - Güneşe ve tabiki Dünya'ya en yakın olduğu) dönemidir. Tüm bu koşullar her 17 yılda bir oluşur.

  5. #5
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Cevap: Gezegenler

    JÜPİTER (Jupiter)

    Güneşe uzaklığı: 740 - 777 - 815 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.048
    Yörüngesel eğiklik: 1.3 0
    Eksensel eğiklik: 3.10
    Çap: 143.000 km
    Kurtulma hızı: 59.5 km/sn
    Kütle: 318 (Yer = 1)
    Hacim: 1319 (Yer = 1)
    Yoğunluk: 1.3 (su =1)
    En yüksek kadir: -2.6
    Dolanım süresi: 11.9 yıl
    Eksensel dönme: 9 s 50 dk
    Kavuşum dönemi: 399 gün

    Uyduları: 16 tane Metis, Adrastea, Amalthea, Thebe, Io, Europa, Ganymede, Callisto, Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphae, Sinope

    Gözlem koşulları: Jüpiter'in kavuşum dönemi yaklaşık 13 aydır. Bunun 5 ayında sabahları, beş ayında ise akşamları görülebilir. Gei kalan 3 ay boyunca Güneşin diğer tarafındadır ve görülemez. Güneş, Ay ve Venüs'den sonra en parlak gök cismidir. Küçük teleskoplar ve dürbünler ile yuvarlak şekli kolayca görülebilir. Orta boy teleskoplar ile atmosferindeki bantlar ve "büyük kırmızı leke" (Dünya'ya dönük olduğunda) ayırt edilebilir. Jupiterin 4 Galilean uydusu dürbünle bile görülebilir. Uydularının döngüsü 2 ila 17 gün arasında değiştiği için her akşam farklı bir konumda gözlenebilirler.

  6. #6
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Saturn

    SATÜRN (Saturn)

    Güneşe uzaklığı: 1343 - 1425.5 - 1509 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.056
    Yörüngesel eğiklik: 2.50
    Eksensel eğiklik: 26.40
    Çap: 120.500 km
    Kurtulma hızı: 35.4 km/sn
    Kütle: 95 (Yer = 1)
    Hacim: 744 (Yer = 1)
    Yoğunluk: 0.7 (su =1)
    En yüksek kadir: -0.3
    Dolanım süresi: 29.5 yıl
    Eksensel dönme: 10 s 14 dk
    Kavuşum dönemi: 378.1 gün

    Uyduları: 17 tane Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Janus, Epimetheus, Mimas, Encaladus, Tetyhs, Telesto, Calypso, Dione, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus, Phoebe

    Gözlem koşulları: Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Saturn daha sönük görülür. Yaklaşık12.5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle yılın büyük bir bölümünde gökyüzündedir. Yörüngesinde çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Her 15 - 17 yılda bir Dünya Satürn'ün halkalarını düzleminden geçer bu durumda halkalar görülemez. Satürn'ün uydularından sadece Titan ve Rhea orta boy teleskoplar ile görülebilir

  7. #7
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Cevap: Gezegenler

    URANÜS (Uranus)

    Güneşe uzaklığı: 2733.6 - 2868.8 - 3004 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.047
    Yörüngesel eğiklik: 0.8 0
    Eksensel eğiklik: 98 0
    Çap: 51.120 km
    Kurtulma hızı: 22.5 km/sn
    Kütle: 14.6 (Yer = 1)
    Hacim: 67 (Yer = 1)
    Yoğunluk: 1.3 (su =1)
    En yüksek kadir: 5.6
    Dolanım süresi:84 yıl
    Eksensel dönme: 7 s 14 dk
    Kavuşum dönemi: 370 gün

    Uyduları: 15 tane Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon

    Gözlem koşulları: Uranüs hiçbir zaman 6. kadirden daha parlak olmaz. Bu nedenle çıplak gözle ancak olağanüstü açık ve temiz gökyüzü koşullarında bile sadece küçük sönük bir yıldız gibi görülebilir. Küçük teleskoplarla yeşil bir yuvarlak olarak görülür, ayrıntı seçilemez. Uyduları ancak çok büyük teleskoplar ile görülür. 84 yıl süren dolanım süresi ile Uranüs bir takımyıldızdan diğerine çok yavaş geçer. 90'lı yıllar boyunca Yay ve Oğlak takımyıldızlarında olacaktır.

  8. #8
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Cevap: Gezegenler

    NEPTÜN (Neptune)

    Güneşe uzaklığı: 4455.3 - 4494 - 4532.5 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.009
    Yörüngesel eğiklik: 1.8 0
    Eksensel eğiklik: 28.8 0
    Çap: 50.538 km
    Kurtulma hızı: 24.1 km/sn
    Kütle: 17.2 (Yer = 1)
    Hacim: 57 (Yer = 1)
    Yoğunluk: 2.1 (su =1)
    En yüksek kadir: 7.7
    Dolanım süresi: 164.8 yıl
    Eksensel dönme: 16 s 7 dk
    Kavuşum dönemi: 367.5 gün

    Uyduları: 8 tane Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Proteus, Triton, Nereid

    Gözlem koşulları: Yaklaşık 8 kadir parlaklığı ile Neptün oldukça sönüktür. Gök yüzünde çok yavaş ilerler. 90'lı yıllar boyunca Yay ve Oğlak takımyıldızlarında olacaktır. Çıplak gözle gök yüzünde ayırt edilemez ama belki dürbünle görülebilir. Küçük teleskop ile küçük yeşilimsi bir yuvarlak olarak görülür. Uydusu Triton 20 cm'lik teleskoplar ile ancak çok iyi koşullar altında görülebilir.

  9. #9
    Onursal Üye
    Üyelik tarihi
    Nov 2005
    Nerden
    Uzay:))
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Erkek
    Yaş
    42
    Mesaj
    11.462
    Blog Mesajları
    33
    Rep Gücü
    93742

    Cevap: Gezegenler

    PLÜTO (Pluto)

    Güneşe uzaklığı: 4450.5 - 5898.5 - 7374 Mio km
    Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.248
    Yörüngesel eğiklik: 17.10
    Eksensel eğiklik: 1220
    Çap: 2323 km
    Kurtulma hızı: 1.1 km/sn
    Kütle: 0.002 (Yer = 1)
    Hacim: 0.007 (Yer = 1)
    Yoğunluk: 2.02 (su =1)
    En yüksek kadir: 14
    Dolanım süresi: 248 yıl
    Eksensel dönme: 6 gün 9 s
    Kavuşum dönemi: 367 gün

    Uyduları: 1 tane Charon

    Gözlem koşulları: Pluto ancak orta boy teleskoplar ile görülebilir ve hiçbir zaman 14 kadirden daha parlak olmaz. Teleskopla bile ancak küçük bir ışık noktası olarak görülür. Pluto 90'lı yıllarda Terazi, Akrep ve Yılancı takımyıldızlarından geçecektir.

    kaynak : Istanbul Ali Kuscu Amatör Astronomi Toplulugu WEB Sitesi

  10. #10
    Onursal Üye dogangunes - ait Kullanıcı Resmi (Avatar)
    Üyelik tarihi
    Apr 2007
    Burç:
    Kova
    Cinsiyet
    Kadin
    Mesaj
    17.801
    Rep Gücü
    137443

    Gezegenler

    Gezegenler
    Güneş

    Güneş Sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız, Dünya’dan ortalama 149.591.000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş’in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha ağır elementleri içerir. 1,99x10(33) erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer’de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir

    Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha ağır olan bilinen en büyük yıldızlara karşılaştırılınca, Güneş, astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer. Ama kütlesi ve yarıçapı, Gökadamız’daki (samanyolu) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüğüne yakındır; çünkü birçok yıldız
    Yer’den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklığı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce” diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaydığı ışığın tayf şiddeti, 5000 A’ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışığının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir Güneş’le ilgili modern çalışmalar, Galilei’nin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneş’in dönüşünü bulmasıyla 1611’de başladı.

    Güneş’in büyüklüğüne ve Yer’den

    uzaklığına ilişkin ilk yaklaşık doğru belirleme, 1684’te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi’nin 1672’de Mars’ın Yer’e yaklaşması sırasında yaptığı nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814’te Güneş’in soğurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859’da bunun fiziksel yorumunun yapılması, güneş astrofiziği çağını başlattı; bu dönemde, Güneş’i oluşturan Maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanağı doğdu. 1908’de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939’da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı rolü aydınlattı.

    Yeni gelişmeler, Bilim adamlarının Güneş’le ilgili görüşlerini değiştirmeyi
    sürdürmektedir. Güneş rüzgarının doğrudan doğruya belirlenmesi 1962’de
    gerçekleştirilmiş, Güneş’in yüksek hızlı tekrarlanan akıntılarının kaynaklarıysa
    1969’da taç (korona) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir.

    Yeni Gelişmeler
    Güneş’in hala çözülememiş birçok gizi vardır. Sözgelimi, güneş enerjisinin en büyük kaynağı olduğu düşünülen proton-proton tepkimesinin, “nötrino” diye adlandırılan belirli sayıda parçacık da üretiyor olması gerekir; ama günümüze kadar yapılan araştırmalarda, kuramın öngördüğünden çok daha az nötrino belirlenmiştir. İleri sürülen köktenci bir önermeye göre, Güneş, beklendiğinden daha az nötrino üretir; çünkü toplam kütlesinin yaklaşık %0,5’ini oluşturan
    demir-plazma bir çekirdeği vardır.

    Bazı fizikçilerse, büyük birleşme kuramlarında öngörülen ve bazen evrendeki “kayıp madde” olduğu ileri sürülen zayıf etkileşimli çok büyük parçacıkların (“Wimp”lerin) Güneş’in derinliklerinde var olabilecekleri ve Güneş’in sıcaklığını, nötrinoların olmayışını açıklayacak kadar düşürebilecekleri biçiminde bir kuram geliştirmişlerdir. Başka bir öneriye göre de, Güneş’in çekirdeğindeki elektron türü nötrinolar, yüzeye doğru ilerlerken, günümüzdeki detektörlerle gözlenemeyen muon türü nötrinolara dönüşmektedir.

    1960 yıllarının başlarında, ışıkkürenin ışınım salınımları (osilasyon) belirlenmiştir; o tarihten bu yana söz konusu salınımlar, Güneş’in taşınım kuşağını oluşturan belirli tabakalar arasında “ses dalgalarının rezonant
    yakalanması” diye açıklanmaktadır. ABD Ulusal Güneş Gözlemevi’nin öncülüğüyle, Küresel Salınım Ağı Grubu, bu salınımları yakından araştırmaktadır. Bu tür araştırmalar sayesinde bilimadamları, ışıkkürenin altında gözlenen Güneş tabakalarının yoğunluk, sıcaklık ve hız kalıplarını irdeleme olanağını elde etmektedirler: Bilimadamları, yaklaşık 80 yıllık bir çevrimle Güneş’in çapının, ortalama çapın aşağı yukarı %0,01’i kadar dalgalandığını da gözlemişlerdir. Daha uzun dönemli genleşip büzülmelerin de söz konusu olabileceği düşünülmektedir.

    Ay
    Ay, Dünya’nın tek doğal uydusudur ve bazı özellikleri nedeniyle Güneş sisteminin değişik bir üyesidir. 3.476 km’lik çapıyla Dünya’nın dörtte biri büyüklüğündedir ve 81,3 kat daha hafiftir. Güneş sisteminde Ay’dan hem daha büyük, hem de daha ağır uydular bulunmasına karşın, Pluton’un yeni keşfedilen uydusu dışında hiçbiri, uydusu oldukları gezegenlerden yoğunluk ve hacim bakımından fazla farklı değildir. Dünya-Ay sistemi tam anlamıyla çift gezegen oluşturmaktadır.

    Gökbilimsel Veriler

    Ay, Dünya’nın çevresinde, Dünya’nın Güneş çevresinde döndüğü düzleme 5° 8’ 43” bir eğimi olan elips biçimli bir yörünge üzerinde döner. Dünya’ya olan uzaklığı 356.000 km ile 407.000 km arasında değişir; ortalama uzaklığı 384.000 km’dir. Bu uzaklık en yakın durumda olduklarında bile Venüs ve Merih’e olan uzaklığın %1’i kadardır. Gökyüzünde gördüğümüz Ay yuvarlağının çapı 31’ 5” 2 dolayındadır.

    Ay’ın Dünya çevresindeki dönüşünü tamamlayarak gökyüzünde eski durumunu alması, 27 gün, 7 saat, 43 dakika ve 11,6 saniye alır. Dünya Güneş’in çevresinde Ay’ın dönüş yönüyle aynı yönde döndüğü için aynı görünüşe ulaşılması 29 gün, 12 saat, 44 dakika ve 2,8 saniye sürer. Bu süre iki dolunay arasındaki zamana eşittir ve çok eski zamanlardan beri bilinmektedir. Ay'’n ortalama hızı, 1,023 km/saniye’dir. Ve bu değer ortalama açısal hız olarak saatte 33 dakikalık bir açıya eşdeğerdir; bu da Ay’ın çapından biraz fazladır.

    Uzaydaki hareketinin yanısıra Ay, 27 gün, 7 saat, 43 dakika ve 11,6 saniyede kendi ekseni çevresinde de döner. Bunun sonucu olarak hemen hemen her zaman aynı yüzü Dünya’ya dönüktür. Yörüngesel hareketindeki düzensizlikler ve yörüngesinin ekliptik düzleme eğik olması “optik titremeler” yaratarak Dünya’dan Ay’ın yüzeyinin %59’unun görünmesini sağlar. Kalan %41’lik bölüm, Luna 3 adlı Rus uzay gemisinin Ekim 1959’da fotoğraflarını çekmesine kadar bilinmiyordu. O günden bu yana ayrıntılı haritaları çıkarılmıştır.

    İç Yapısı

    Ay’ın iç yapısına ilişkin en önemli ipuçlarını yoğunluğu ve hacmi verir: Ortalama yoğunluğu 3,34 gr/cm3’tür. Apollo Programı 31’in Ay’dan Dünya’ya getirdiği taşların yoğunluğu 3,1 ve 3,5 gr/cm3 arasında değiştiği için, bu bulgu Ay’ın iç yapısının dış yapısından çok fazla farklı olması –yani yoğunluğunun çok farklı olması- olasılığını azaltmaktadır.

    Ay’ın litostatik basıncı, yüzeyde sıfır ve merkezde 47,1 kilobar, Litosferin çoğu yerindeyse ortalama 10 kb’dır. Bu değer, tipik Ay taşlarının ezici gücünün de üzerindedir ve bu yüzden egemen olan basınç, kütlesinin çoğunun katı maddelerden oluşmasına karşın Ay’ın küresel biçimli olmasını sağlar. Kütlesinin sertliği, Apollo’nun Ay yüzeyine yerleştirdiği sismograflarca da doğrulanmıştır. Tüm kanıtların ışığında, Ay’ın depremler açısından Dünya’dan çok daha sakin olduğu görülmektedir.

    Kaydedilen Ay sarsıntılarının merkezlerinin Ay’ın kabuğunun 600-900 km altında olduğu saptanmıştır. Bu sarsıntıların sismik kayıtlarının gösterdiği basınç ve esnek dalgalar, bu dalgaların yayıldığı katmanların sıvı olamayacağını göstermektedir. Ay sarsıntılarının sönme süresinin bu denli uzun olması, Ay yüzeyinin ölçülebilen miktarda sismik dalgalar yayabilmesi için oldukça çatlak katmanlardan oluştuğunu göstermektedir.

    Sismik kayıtların gösterdiği sertlik derecesine koşut olarak, Ay’ın uzaydaki hareketi boyunca Güneş rüzgarıyla etkileşmesinin kayıtları da Ay’ın bir iletken gibi davrandığını doğrular. İletkenliği, 1.500° C’de hala katı gibi davranabilen silikon taşlarınkine denktir. Ay’ın iki kutuplu bir magnetik alanının olmaması, Ay’ın madeni bir çekirdeği olmadığını kanıtlar.

    Kimyasal Yapısı
    Ay’ın kimyasal yapısına ilişkin ilk verileri, 1969 yılında Apollo Dünya’ya getirdi. Bu verilerin dayandığı taşlar Ay’ın yüzeyinden alınmış olmasına karşın, Ay’ın iç yapısının fazlaca farklı olduğunu düşünmek için bir neden yoktur. Atom ik bileşim olarak Ay’da en fazla bulunan element oksijendir: Ay’ın kabuğunun ağırlık olarak %60’ını oluşturur. Oksijeni, %16-17 ile silikon, %6-10 ile alüminyum, %4-6 ile kalsiyum, %3-6 ile magnezyum, %2-5 ile demir ve %1-2 ile titanyum izler. Tüm diğer elementler ağırlık olarak %1’den daha azdır. Oksijen, silikon ve alüminyum, Ay’da da Dünya’da bulundukları miktara yakın miktarda bulunurlar. Demir ve titanyum miktarları Ay’da daha fazladır; alkali metaller, kömür ve nitrojense Dünya’ya oranla daha az bulunur.

    Bu elementlerden oluşan bileşiklerden silis (SiO2), ağırlık olarak Ay kabuğunun %40-50’sini oluşturur. Dünya’nın kabuğundaki silis miktarı %48,5’tir. Demir oksit (FeO) ve kalsiyum oksit (CaO) Ay’ın kabuğunda %10-20’lik bir ağırlık taşırlar. Tüm oksitlenmiş bileşikler Ay’da oksitlenmelerinin en düşük durumunda bulunurlar: çünkü, 1.100-1.200° C ısılarda katılaşmışlardır. Ay’da H2O’nun (suyun) hiçbir biçimi bulunmaz; ayda su izine rastlanmamıştır. Ay’da bulunan hidrojen, Güneş rüzgarlarınca taşınmıştır ve oksitlenmeyle oluşan su, hemen Güneş tarafından ayrıştırılır.

    Yüzey Özellikleri
    Daha ayrıntılı teleskopik ve uydu gözlemleri olduğu kadar çıplak gözle yapılan gözlemler de Ay’ın iki farklı türde araziden oluştuğunu gösterir. İlki engebeli, daha parlak, dağlarla doludur ve Ay’ın görünen yarısının üçte ikisini görünmeyen yarısınınsa onda dokuzunu kaplar. İkinci türe Latince “denizler” anl***** gelen maria adı verilir. Kıtalar için kullanılan “yükseklikler” sözcüğü de, gerçek anlamı düşünüldüğünde, o alanın tümü yüksek olmadığı için yanlıştır. Maria da, o alanın suyla hiç ıslanmadığı düşünüldüğünde yanlış bir addır.

    Ay’ın teleskoplarla incelemesi sonucunda tüm yüzeyinin kraterlerle kaplı olduğu anlaşılmıştır. Kraterlerin sayıları çok fazladır; büyüklükleri, Mare İmbrium (Yağmur denizi) ya da Mare Orientale (Doğu denizi) gibi oluşumların 1.000 km genişliğinden, Apollo’nun Dünya’ya getirdiği saydam taşların oluşturduğu 10-20 mikronluk çukurlara kadar değişir.

    Bu oluşumların kökeni artık belirlenmiştir: Asteroitlerden kuyrukluyıldızlara kadar çeşitli gök cisimlerinin etkisiyle oluşmuşlardır. Ay’ın yüzeyi bir Atmosfer tabakasıyla kaplı olmadığı için, Ay’a
    çarpan tüm cisimlerin Ay üzerindeki etkileri, saniyede birkaç kilometrelik kozmik hızlarla oluşmaktadır. 3 km/saniye hızla hareket eden bir parçacık, aynı ağırlıktaki TNT’nin patlamasıyla çıkan enerjiye eşit miktarda kinetik enerjiye sahiptir. Bu kinetik enerji bir etkiyle harcandığında, mekanik ya da ısıl enerji olarak başka bir biçim alır; sonuç, krater adı verilen izlerdir. Küçük ve orta
    büyüklükteki kraterler, vuruş merkezindeki taş tabakalarını ortaya çıkaracak biçimde oluşmuştur. 100 km’lik büyük kraterlerin oluşumunda ortaya çıkan ısı, tüm krater yüzeyinin eriyik maddelerle kaplanmasına yolaçmıştır. Ay’ın yüzeyindeki en büyük oluşumlardan dairesel Maria’da yüzeyin lavlarla kaplanması, kraterin oluşumundan yalnızca birkaç yüz milyon yıl sonra oluşmuştur.

    Bu bilgiler, Apollo’nun getirdiği Ay taşlarının mineral bileşimiyle tamamen uyuşmaktadır. Mineraloji açısından Ay “maria”sının çukurlarını kaplayan koyu saydam maddenin ana yapısı, bazaltlı gabbro olarak tanımlanabilir. Bu madde, Dünya’daki lavlara benzerse de demir ve titanyumca daha zengindir. Buna karşı, kıtasal alanları oluşturan taşlar, Dünya’daki granitlere benzeyen feldispat taşlarıdır. Bunlar, Anortozit denen bir çeşit saf feldispat içerirler.

    Anortozitler bazalt taşların demir ya da magnezyumunu alüminyumla değiştirip onların hem daha açık renkli olmasını sağlamış, hem de ağırlıklarını azaltmıştır. Ay’da anortozitlerin bulunması, Ay’ın kabuğunun kimyasal olarak farklılaşmış ve demir gibi ağır elementlerin daha hafif bileşenlere ayrılmış olduğunu gösterir. Buna ek olarak, anortozitler çoğunlukla iri taneli mineraller içerirler. Bunun anlamıysa, eriyik durumundayken yavaş yavaş soğudukları, dolayısıyla bu olayın Ay yüzünde gerçekleşmediğidir.

    Ay’daki kayaların fiziksel dokusu, kimyasal bileşimlerinden daha da ilginçtir Çünkü bu doku, Ay yüzeyi oluşumlarının kökenini ortaya koymaktadır. Dikkat çekici olan, Ay kıtalarından getirilen gereçlerin ağırlıkla %85-90’ını breşlerin oluşturmasıdır. Breşler, önceden var olan billursu yapıdaki kayalardan oluşan polimiktik (çeşitli maden tozlarından oluşan) konglomeralardır. Bu kayalar, ilk
    katılaşmalarından önce ortaya çıkan olaylar sonucu, farklı kökenlerden türemiş köşeli parçalar oluşturarak kaynaşmışlardır.

    Böylesi breşlerin yapısında ani başkalaşımlar (yüksek sıcaklığın ve çarpmayla oluşan basıncın yol açtığı değişiklikler) belirgin biçimde görülür. Buradan da, çeşitli büyüklüklerdeki gök cisimlerinin yüksek hızlarla Ay yüzeyine çarparak breşlerin kendilerine has yapısını değiştirdiği kesin olarak anlaşılmaktadır. Ay yörüngesindeki uzay araçları, yerçekiminin son derece yüksek olduğu bölgeler buldu. Maskon adı verilen bu bölgeler, genellikle maria alanlarının pek çoğunun altında bulunur. Bunların, çarpma etkileriyle maria alanlarını oluşturan cisimlerdeki maddelerin ya da aynı alanların lav püskürmesi sonucu eriyik durumundaki iç katmanlardan gelen volkanik kayalardaki yoğun maddelerin derine gömülmüş artıklarının kimi yerlerde yoğunlaşması sonucu ortaya çıktıkları düşünülmektedir.

    Sıcaklık
    Ay’ın tek ısı kaynağı Güneş’tir, dolayısıyla atmosferden yoksun olmasaydı
    ortalama sıcaklığı yeryüzününkiyle aynı olacaktı. En yüksek ve en düşük
    sıcaklıklar arasındaki fark çok yüksektir. Güneş’in hemen altındaki Ay’ın
    tropikal bölgesinde yüzey sıcaklığı 130° C’dir; ancak, yüzey gün batımına doğru
    hızla soğur ve gece yarısıyla Güneş’in doğması arasında 173° C düşer. Bu yüzden
    Ay’ın tropikal bölgesindeki günlük sıcaklık değişimi, 300° C’ı geçer; suyun
    günlük kaynama sıcaklığının çok yukarılarından sıvı havanın sıcaklığına kadar
    değişiklikler gösterir. Ancak bu alt ve üst sınırlar, yalnızca tropikal bölge ve
    uzaya açık yüzey için geçerlidir. Ay yüzeyindeki maddelerin yalıtıcı
    özelliklerinden ötürü, günlük sıcak ya da soğuk dalgaları, yarım metreden daha
    aşağısını etkilemez: Bu derinliklerde radyo spektrumu içinde kalan ısı yayılımı
    gün boyunca sabit kalır ve -30° C dolayında bir ortalama sıcaklığa denktir.

    Oluşum ve Evrim
    1969-72 yılları arasında Apollo ekiplerinin Ay’ın çeşitli yerlerinden topladıkları kayaların radyometrik yüzölçümleri, Ay’ın yerbilimsel tarihine ilişkin kanıtlar ortaya koydu. Her bir bölgede bulunan maddeler arasındaki en eski parçacıkların yaşı, 4,5-4,6 milyar yıl arasındaydı. Bilinen en eski krondritik meteorların yaşı da bu civarda olduğundan, tüm Güneş sisteminin yaşı da 4,6 milyar yıl olabilir. Bu yaştaki hiçbir madde büyük parçalar halinde duramayacağından Ay’ın oluşumunun ilk 200 ya da 300 milyon yılı sırasında, yani bombardıman etkisi yapacak gezegenler arası maddelerin büyük ölçüde yok olmasından önce, Ay yüzeyinin bombalanması sonucu bu maddeler, parçalanıp Ay’ın dört bir yanına taşınmış olabilir.

    Yaş ölçümü sonuçları, Ay’ın değişik bölgelerini ortadan kaldıran ve kraterler oluşturan çarpmaların büyük bir bölümünün, Ay’ın oluşumunun ilk 500 milyar yılı içinde gerçekleştiğini gösterdi. Dairesel maria olarak bildiğimiz oyuklara yolaçan bu çarpmaların en büyüğü, Ay’ın oluşumundan 400-800 milyon yıl sonra ya da günümüzden 3,3-3,8 milyon yıl önce gerçekleşti. Oluşumunun ilk 800 milyon yılında Ay yüzeyinde başka bir bazalt görülmedi, 600 milyon yıl sonrasına kadar da yeni bazalt oluşmadı.

    Ay’ın yaşamının üçte ikisinden çoğunu oluşturan geçtiğimiz 3 milyar yıl içinde, Ay’da başka bir şey olmadı. Taşlarla kaplı yüzü kozmik havanın etkisinde kalmaya devam etti ve yeni çarpmaların sıklığı giderek azaldı. Sonraki milyonlarca yıl süresince, Ay’ın yüzeyi gitgide taşlaşmış bir buruşukluk kazandı. Bu geçen uzun zaman içinde Ay’da gerçekleşen gelişmeler Güneş sisteminin durumunu yansıtmaktadır; Ay, adeta geçmişi yansıtan bir fosil gibidir. MARS (MERİH)

    Yer ile Jüpiter arasında yeralan Merih (ya da Mars), Güneş’e ortalama uzaklığı 228 milyon kilometre olan bir yörünge çizer ve bir Merih yılı 687 yer günü sürer. 1877’de bulunan çok küçük iki uydusundan (yakınından geçerken çekim gücüyle yakaladığı küçük gezegenler oldukları sanılır) büyüğü Phobos, yaklaşık 25 km boyunda, 21 km eninde, çevresi düzensiz bir gezegendir. Küçük uydusu Deimor’un çapı, ortalama 8 km’dir.

    Merih’in çapı 6.794 km, kütlesi Yer kütlesinin %11’i kadardır. Yüzeyindeki genelçekim, Yer’deki çekimin yüzde 38’i kadardır; yani, Yer’de 70 kg olan bir astronot, Merih’te 27 kg gelecektir. Bu zayıf genelçekim, gezegenin çevresinde önemli bir atmosfer tutulmasına olanak vermemiş ve gaz moleküllerinin büyük bölümünün, uzayda dağılmasına yolaçmıştır. Söz konusu atmosfer tabakasının düşük yoğunluğu, ancak böyle bir olayla açıklanabilir. ABD uzay araçları Mariner 4, 6, 7, 9’un ve SSCB uzay araçları Mars 2 ve 3’ün yardımıyla elde edilen bulgulara göre, çevresinde, 30 km yükseltideki Yer atmosferine eşdeğerli olan seyreltik bir atmosfer vardır.

    Ayrıca, 1947’den bu yana tayfçekerlerle elde edilen verilere göre, Merih’in atmosferi Yer’dekinden çok değişiktir ve temel bileşeni azot değil, karbondioksittir. 1963’te aynı yöntemle, 1972’de de Mariner 9 aracıyla sağlanan bulgularsa, Merih atmosferinde çok az su buharı bulunduğunu ortaya koymuştur.

    Büyük bir titizlikle arandığı halde, gezegende oksijene rastlanmamıştır. Dolayısıyla, çevre atmosferde, Güneş’in morötesi ışınlarına karşı canlıları koruyacak ozon tabakası yoktur. Öte yandan 1965’te Mariner 4 aracının sağladığı bulgular, Merih’in çevresinde magnetik alan olmadığını kanıtlamıştır. Bu nedenle, uzaydan gelen taneciklere karşı bir ekran görevi yapan Yer çevresindeki Van Allen kuşağına benzer bir oluşuma, gezegenin çevre uzayında rastlanmaz. Bu olgu, Merih yüzeyinin ışınımların ve taneciklerin sürekli bombardımanı altında kaldığı sonucunu verir.

    Merih, kendi çevresinde 24 saat 37 dakikada döner. Bu nedenle, Yer ile Merih’te, gece ve gündüz süreleri aşağı yukarı aynıdır; ayrıca, gezegenin dönme ekseninin eğimi, Yer ekseninin eğiminden çok az büyüktür. Dolayısıyla, yıl boyunca gezegenin göğünde Güneş’in yüksekliği değiştiğinden, mevsimler oluşur; ama Yer’dekilere oranla daha uzun sürerler ve sıcaklık değişiklikleri büyük boyutlara ulaşır.

    Merih’te atmosferin çok seyreltik olması nedeniyle, günlük sıcaklık değişiklikleri de çok büyüktür. Gezegen ekvatorunda, öğleden az sonra sıcaklık 5° C dolayında olduğu halde, gün batımında -70° C’a düştüğü saptanmıştır. Mariner 9’un gezegenin kutuplarında ölçtüğü sıcaklık, -90° C düzeyindedir.

    Merih çevresinde yörüngeye giren uzay sondalarının, özellikle Mariner 9’un topladığı veriler, gezegenle ilgili bilgileri oldukça geliştirmiş, 7.000’i aşkın fotoğraf ve Merih atmosferinin çeşitli bağıl ölçümleri, gezegenin daha iyi tanınmasını sağlamıştır.

    Merih önemli jeolojik etkinlikler geçirmiştir; kuşkusuz hala da geçirmektedir. Dağları ve ve yanardağ kraterleri, Yer’de görülenlerden daha geniştir; ekvator bölgesinde, 4.000 km uzunluğunda ve yaklaşık 6.000 m derinliğinde çok büyük bir kanyon gözlemlenmiştir. Zaman zaman 200 km/saat hızla ulaşan rüzgarların ve çok şiddetli fırtınaların, gezegen yüzeyini etkilediği anlaşılmaktadır; nitekim, Mariner 9, yörüngesine varır varmaz, böyle bir olay saptamıştır. Kum, toz, belki de buz billurlarıyla yüklü rüzgarların, engebelerin aşınmasında en önemli etken olduğu sanılmaktadır.

    Merih konusundaki önemli sorunlardan biri de, yüzeyinde su bulunmamasıdır. Yanardağ olaylarıyla açıklanamayan dolambaçlı vadilerin fotoğrafları çekilmiş, bazı kraterlerin çevresinde bulutlar gözlemlenmiş ve 20.000 kilometre yükseltiye ulaşan bir hidrojen kuşağı ortaya çıkarılmış olmakla birlikte, söz konusu hidrojenin, Merih’in genelçekim gücünden kurtulan su buharı moleküllerinin ayrışmasından kaynaklandığı düşünülmektedir.

    Ayrıca, gezegenin kutuplarında (özellikle Kuzey kutbunda) bulunan ve karbon karından oluştuğu sanılan örtüler, büyük ölçüde, buz halinde su saklayabilir; bu varsayım, gezegen atmosferindeki su buharı oranının düşüklüğünü açıklar.

    Bununla birlikte, Merih’te ilkel bir yaşamın bulunup bulunmadığına kesin karar verebilmek için, bilgiler henüz yeterli değildir. Bu konuda, 25 Eylül 1992’de fırlatılan Mars Observer adlı uzay aracının (ABD), önemli veriler sağlayacağı umulmaktadır.

    Merkür

    Güneş’e en yakın gezegen. Merkür, sıcaktan kavrulan uydusuz küçük bir dünya görünümündedir. Gök dürbünüyle ya da teleskopla gözlemlendiğinde, yörüngesinin Yer ile Güneş arasından geçmesi nedeniyle, evrelerinin Ay’a benzer olduğu görülür. Ancak, söz konusu evreler, yüzeyinin incelenmesini güçleştirmektedir; çünkü, Yer’e en yakın olduğu zaman, gezegenin Yer’e dönük yüzeyi gölgede kalır; aydınlık yarıküresini Yer’e döndürdüğünde de, çok uzakta bulunur.

    Merkür’ün ekvator çapı 4.880 km’dir. Kütlesi çok küçük, ağırlığı Yer’in ağırlığının yaklaşık yirmide biri kadardır. Bir karşılaştırma gerekirse, Yer’e değil de Ay’a göre yapmak yerinde olur. Çekiminin zayıf olması nedeniyle, atmosferinin aşağı yukarı tümünü yitirdiği sanılmaktadır. Bununla birlikte Fransız gökbilimcisi Dollfus ve Rus gökbilimcisi Moroz, bir karbondioksit atmosferinin izlerine rastladıklarını ileri sürmüşlerdir. Yüzeyinin hemen üstündeki az miktarda hidrojen, helyum ve oksijenin, Güneş rüzgarı kökenli olduğu düşünülmektedir.

    Merkür, dolanımını yaklaşık 88 Yer gününde tamamlar; dolayısıyla Merkür yılı, Yer yılından dört kat kısadır. Güneş’e uzaklığı yaklaşık 58 milyon km’dir; bu nedenle, Güneş’in yaydığı ışınım ve taneciklerle baştan başa taranır. Merkür’ün yüzeyinde, Ay’daki denizleri oluşturan büyük lav akıntılarına benzer, koyu renkli, hareketsiz lekeler görülür; ancak bunları gözlemlemek ve gezegenin haritasını çizmek oldukça güçtür.

    XIX. yy’da yanlış bir yorumla, Merkür’ün bir yüzünün sürekli Güneş’e dönük olduğu, gölgede kalan yarıküresinde sonsuz bir gece olduğu, bu nedenle de gölgede kalan yarıkürede, sıcaklığın mutlak sıfıra yakın olması gerektiği düşünülmüştür. Oysa, 1962’de ABD’li gökbilimci Howard, Merkür’ün karanlık yarıküresinin, sanıldığından daha sıcak olduğunu belirlemiştir. Bu veri, gezegenin kendi çevresinde, yörüngesel dolanımından daha değişik bir devirle döndüğünü gösterir.

    Merkür’de gün süresi, radar ölçümleriyle yapılan hesaplara göre, çok uzundur ve ekseni çevresinde çok yavaş dönen gezegen, yaklaşık 58 Yer gününde tam bir dönüş yapar. Çok hızlı dolanımı göz önünde alınırsa, Merkür’ün yüzeyindeki bir noktada Güneş’in art arda iki yükselişi arasındaki aralık, 167 Yer günü sürer: Yani, gezegende, her “gündüz”, 2 Yer yılı sürer.

    Merkür’ün yüzeyindeki her noktayı, Güneş üç ay süreyle yakar, kavurur; sonraki üç aydaysa, buzlu bir gece egemendir. Bu nedenle Merkür’de yaşam bulunmadığı kesinleşmiştir.

    1974’te ABD uzay aracı Mariner 10’un gönderdiği, Merkür’ün yüzeyiyle ilgili ayrıntılı fotoğraflardan, büyük yanardağ kraterleriyle dolu yüksek yaylaların, yüzeyine Ay’ın yüzeyine benzer bir görünüm verdiği belirlenmiştir. Ayrıca, Ay’dakini andırır ovalar (en büyüğü 1.300 km) bulunduğu belirlenmiştir.

    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.

    Plüton

    Güneş’e uzaklık sıralamasında dokuzuncu gezegen. XIX. yy. sonunda bilinen en uzak gezegen Neptün’dü; 1846’da Le Verrier bu gezegeni, Uranüs’ün hareketinde doğurduğu tedirginlikle ilgili hesaplar sonucunda bulmuştu. Yarım yüzyıllık gözlemlerden sonra gökbilimciler, bilinmeyen bir başka gezegenin, Uranüs ve Neptün’ün hareketlerinde tedirginliğe yolaçtığı kanısına vardır. Çünkü Newton mekaniğine ve konum ölçümlerine göre yapılan kuramsal hesaplar, sürekli farklı çıkıyor ve fark, hesap hatası denebilecek değeri geçiyordu.

    ABD’li astronom Percival Lowell, bu yeni gezegenin yörüngesini hesaplayıp, XX. yy. başında Flagstaff’taki (Arizona) özel gözlemevinde gökküreyi taradı; ama araştırmaları başarısızlıkla sonuçlandı. Yörünge hesaplarını yeniden ele alan Pickering, Lowell’in bulduğu sonuçları elde etti; Humason 1918’de gök cismini ortaya çıkarmak için bir dizi fotoğraf çektiyse de, başarıya ulaşamadı.

    18 Şubat 1930’da Clyde W. Tombaugh, sonunda gezegeni bulmayı başardı ve mitolojideki Ölüler Ülkesi’nin tanrısı Hades’in adlarından biri olan, Plüton adını verdi.

    Yörüngesi
    Yer’e uzaklığından ötürü gözlenmesi çok güç olan Plüton’la ilgili kesin veriler,
    alnızca yörüngesiyle ilgili olanlardır. Gezegen, Güneş çevresindeki dolanımını 248 yıl 4 ayda tamamlar; Güneş’e uzaklığı, günberi noktasında 4,42 milyar km, günöte noktasında 7,40 milyar km’dir; dolanım düzlemi, Yer’in yörünge düzlemine göre 17° ’lik bir eğim gösterir.

    Fiziksel Özellikleri

    Birçok özelliği henüz aydınlatılamamış olan Plüton’un çapı, yalnızca 2.284 km dolayındadır; yani Güneş sistemindeki gezegenlerin en küçüğüdür. Oysa hesaplar, Uranüs ve Neptün’ün dolanımlarında tedirginlik doğurması için, kütlesinin Yer’in kütlesine eşit olması gerektiğini göstermektedir. Bu durumdaysa Plüton’un -yoğunluğunu 50 olması gerekir

    Bu, kabul edilebilecek bir sayı değildir. Dolayısıyla, gökbilimciler iki varsayım üstünde durmaktadır: Her şeyden önce, Plüton’un gerçek çapı, teleskopla ölçülenin iki katıdır; ölçümle elde edilmiş değer, aslında, Güneş ışığının değerlendirilebilir miktarını Yer’e doğru yansıtabilen tek noktası olan merkez bölgesinin çapına uyar. İkinci varsayıma göre, ölçülen çap hatalı değilse, Plüton, Güneş sisteminin son gezegeni değildir; daha uzak bir onuncu gezegen (belki başkaları da) vardır ve Neptün ile Uranüs’e uyguladıkları tedirginlik, Plüton’un kütlesi üstünde yapılan hesaplarda yanılgıya yolaçmaktadır. Sorunu kesinlikle çözmek için, kuşkusuz daha çok sayıda ve sabırla gözlemler yapılması gerekmektedir.

    Uydusu
    Plüton’un uydusu Charon, 22 Haziran 1978’de, ABD’li astrofizikçi James W. Christy tarafından bulunmuştur. Plüton’un merkezinden ortalama 19.000 km uzaklıktaki yörüngesinde, 6,39 günde, yani Plüton’la aynı dolanım süresinde dolanmaktadır. Boyutları da Plüton’unkine yakın olduğundan, astronomlar, bu iki gök cismini bir çiftgezegen gibi düşünmeye başlamışlardır.

    Satürn

    Güneş sisteminin, kütle ve hacim bakımından Jüpiter’den sonra ikinci büyük gezegeni. Güneş’ten uzaklık sıralamasına göre altıncı gezegen olan Satürn’ün görkemli halkasıyla Güneş sisteminin harikası olduğu söylenir. Eskiçağ’da, burçlar kuşağının takımyıldızları arasında en yavaş yer değiştiren gezegen olması nedeniyle, zaman tanrısını simgelemiştir. Gerçekten de, Satürn’ün yıldız yılı, yani Güneş çevresindeki dolanım süresi, Yer yılından 29,5 kez uzundur. 1.427.000.000 km olan Güneş’e ortalama uzaklığı, aşağı yukarı, Jüpiter’in uzaklığının iki katına ulaşır (Güneş’e en büyük uzaklığı 1.511.000.000 km, en az uzaklığıysa 1.346.400.000 km’dir). Ekvatorundaki çapı Jüpiter’e oranla daha belirgin bir elips biçimindedir. Satürn günü, yani yıldız dönme dönemi, gezegenin ekvatorunda 10 saat 14 dakika sürer.

    Satürn’ün hacmi, Yer’in 744 katına ulaşır. Oysa gezegeni oluşturan maddelerin çok hafif olması nedeniyle, ortalama yoğunluğu sudan daha azdır ve kütlesi Yer’in 94 katı kadardır.

    Satürn’le ilgili bilgilerin büyük bölümü, 1980 ve 1981’de, sırasıyla 124.000 km ve 101.000 km yakınından geçen iki Voyager (ABD yapımı) sondasından elde edilmiştir. İç yapısı, büyük ölçüde Jüpiter'’inkine benzemektedir. Büyük bölümü, hidrojen-helyum karışımından oluşur. Merkezdeki katılaşmış hidrojen-helyum çekirdeğinin çevresi, sıvı bir tabakayla (su, metan ve amonyak) çevrilidir. Jüpiter’inki gibi, Satürn’ün gömleği de ekvatorda paralel kuşaklar oluşturur ve bu görünüm Satürn’de atmosfer hareketlerinin varlığını gösterir. Ama söz konusu kuşakların rengi, Jüpiter’e oranla daha soluk, leke sayısı da daha azdır. Yapılan ölçümler, bulutsu tabakaların dış yüzeyinde sıcaklığın sıfırın altında 180° C’a düştüğünü göstermektedir. Ama kuşak ve lekelerin kanıtladığı atmosfer hareketlerinin doğması için, derinlerde kalıntı ısının bulunması gerekir.

    Donuk amonyak bulutunun üstünde parıldayan halkalar, tıkız bir yapı göstermezler. Uzaklıkları nedeniyle bir bütün gibi görülen, çok küçük cisimlerden, çok küçük uydulardan oluşmuş yağmurlardır ve bir kum tanesi ile bir dağ arasında değişen boyutlarda donmuş amonyak kütleleri söz konusudur. Bütün bu
    mikrouydular, eşmerkezli halkalar oluşturur. 1969 yılına kadar üç halka bulunduğu sanılmaktayken, aynı yılın ekim ayında P. Guerin, sözü geçen üç halka içinde bir dördüncüsünü belirlemiş, 1970 yıllarının sonunda da belirlenen halkaların sayısı, 6’ya çıkmıştır. Ama 1980 ve 1981’de Voyager sondalarıyla alınan veriler, bu halkaların her birinin, eşmerkezli bir halkacıklar dizisinden oluştuğunu ortaya koymuş, böylece halkaların toplam sayısı binleri bulmuştur.

    Satürn halkaları sisteminin dış çapı 272.000 km’yi bulur; ama kalınlığının 15-16 km, belki de daha küçük olması, şaşırtıcı bir çelişki doğurur. Gezegen ekseninin, yörünge düzlemine göre belirgin olan eğimi, halkaların bir bu yüzünü, bir öbür yüzünü göstermesine neden olur.

    Uydular
    Satürn’ün 1979’a kadar 9 uydusu bulunduğu sanılırken, 1980’den sonra daha birçok küçük uydusu bulunduğu anlaşılmıştır. Bunlardan altısı teleskopla görülebilir. Uydulardan en büyüğü olan Titan’ın çapı Ay’ınkinden büyüktür ve metandan bir atmosferle kuşatılmıştır. Öbürleri çok daha küçüktür ve bazılarının donmuş dev amonyak kütlelerinden oluştuğu sanılmaktadır. Uyduların en büyükleri, gezegene yakınlık sırasıyla şunlardır: Mimas, Enceladus, Tetis, Dione, Rea, Titan, Hiperion, Japet, Phoebe.

    Uranüs

    Güneş sisteminin Satürn’den sonraki gezegeni. 1690’dan başlanarak gözlemlenen ve o tarihlerde yıldız sanılan Uranüs’ün, 13 Mart 1781’de William Herschel’in gerçekleştirdiği bir dizi gözlem sonucunda gezegen olduğu anlaşılmıştır. Beş uydusu bulunan, metan ve amonyak bulutlarıyla örtülü bu dev gezegen (ekvator çapı 50.800 km, yani Yer’inkinin dört katı), Güneş sisteminde, aşağı yukarı kendi yörünge düzleminde yeralan bir eksen çevresinde dönmesiyle, yörüngesi üstüne “yatmış” görünümlü tek gezegendir. 10 Mart 1977’de yapılan gözlemlerde, çevresinde on halka belirlenmiştir. Çok soğuk (-170° C) bir gezegen olan Uranüs, hidrojen bakımından çok zengindir; ayrıca metan ve amonyak bulutları bulunur. Amonyağın büyük bölümü donmuş haldedir. Bulutsu atmosferin görünen dış tabakası, büyük bir hidrojen kütlesi ile seyreltik metandan oluşur; bu nedenle gezgen yeşil görünür.

    Beş uydusunun (sırasıyla Ariel, Umbriel, Titania, Oberon ve Miranda) en büyüğü olan Titania’nın çapı 1.100 km, en küçüğü olan Miranda’nın çapı yaklaşık 300 km’dir. Uranüs’ün gecesi, bu beş “ay”a karşın, çok az aydınlıktır.

    Venüs

    Güneş sisteminde Yer ile Merkür arasında yeralan gezegen. Güneş ve Ay’dan sonra
    en parlak gök cismi olan, gece ilk parlayan, sabah son sönen yıldız olduğundan
    halk arasında Çobanyıldızı, Çolpan, Çulpan da denen Venüs, 50 km kalınlığında,
    400 km/saat hızla esen şiddetli rüzgarların etkisiyle çevresini 4 günde dolaşan
    kalın bulutumsu bir örtüyle kaplı olduğundan Yer’e en yakın (41 milyon
    kilometre) gezegen olmasına karşılık, en az tanınan gezegendir. Atmosferin
    başlıca özellikleri arasında 25 km yükseltiye kadar berrak ve sakin olması,
    sıcaklığın 500° C’a, basıncın 100 bara yaklaşması ve %95 oranında karbondioksit
    gazı içermesi sayılabilir. Ekvator çapı 12.104 km, kutup çapı 12.104 km,
    basıklığı 0, Güneş’e en çok uzaklığı 109.000.000 km, Yer’e en çok uzaklığı
    258.000.000 km, Güneş’e en az uzaklığı 107.400.000 km, Yer’e en az uzaklığı da
    41.000.000 km’dir.

    Venüs 8 sondasıyla yapılan ölçümler, gezegen yüzeyinde sıcaklığın 460° C – 48° C arasında değiştiğini göstermiştir. Güneş ışınları bulutlardan yavaş yavaş sızarak yüzeye ulaşır; gezegenin göğü sürekli kapalı olduğundan, ısı çok küçük ölçülerde ışıyabilir. Üstelik atmosfer, kayaçlar üstünde büyük bir basınç uygular. Sondalar, gezegen yüzeyinde yaklaşık 87,3 atmosferlik bir basınç ölçmüştür. Yüzeyin ilk fotoğraflarını, Venera 9 ve Venera 10 uyduları çekmiş, 1982’de Venera 13 ve Venera 14 renkli fotoğraflar elde etmişlerdir.

    Her Hakkım Saklıdır®
    |l|lllll|lll||ll||lll||ll||
    ³³°¹³²¹³ °¹²¹²²³
    © σяigiиαL-ρяσfiLє ®

    Supermeydan

1. Sayfa, Toplam 2 12 SonSon

Benzer Konular

  1. Gezegenler ve Sağlık Noktaları
    dolum Tarafından Astroloji ve Fal Foruma
    Yorum: 0
    Son mesaj: 14-11-2014, 02:34 PM
  2. Dünyaya benzeyen gezegenler bulundu
    YukseLL Tarafından Astronomi Forum'u Foruma
    Yorum: 0
    Son mesaj: 19-08-2010, 04:26 PM
  3. CT Space (Gezegenler Ekran koruyucu)
    oyunx Tarafından Masaüstü Foruma
    Yorum: 0
    Son mesaj: 18-12-2006, 06:41 PM

Anahtar kelimeler

Yukarı Çık