Yer ve yersel gezegenler
Çizelge 3.1 de; gezegenlerin büyüklükleri, kütleleri ve kimyasal bileşimleri göz önüne alındığında iki ayrı gruba ayrıldıkları hemen farkedilmektedir. Güneş’e yakın olan Merkür, Venüs, Yer ve Mars’a yersel gezegenler; sistemin daha dışında olan Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün’e ise dev gezegenler denir. Gerçekten de ikinci grup gezegenlerin yarıçapları ve kütleleri, yersel gezegenlere göre çok büyüktür. Pluto gezegenini, özellikleri bakımından bu iki gruptan birine koyamıyoruz. Bu iki grubu birbirinden sadece yarıçap, kütle ve kimyasal birleşimleri ayırmaz. Yoğunluk, basıklık ve uydu sayılarına baktığımızda da belirgin farklılıklar olduğunu görürüz. Bu, Çizelge 3.1′de görülmektedir.
Yersel gezegenlerin kimyasal yapıları, kayasal materyal ve demirdir. Bu nedenle hemen hemen tamamen gazdan oluşmuş dev gezegenlere göre ortalama yoğunlukları yaklaşık üç kez daha fazladır. Belirgin bir yüzeyleri vardır, bu nedenle Merkür dışında diğer iki yersel gezegenin yüzeylerine uzay aracı indirilerek onları inceleme olanağı doğmuştur.
Gezegenlerin kütlelerini Nevvton yasalarını kullanarak duyarlı saptamanın birçok yöntemi vardır. Bu yöntemlerden en önemlisi uydu yörüngelerinin saptanmasıdır. Eğer gezegenin uydusu yok ise ona gönderilen bir uzay aracının gezegen çevresindeki yörüngesinden veya uydu gezegene yakın geçiş yapıyorsa, gezegenin o yapay uyduya uyguladığı çekımsel kuvvetten bulunur. Bir küçük gezegen, eğer büyük bir gezegenin yanından geçerken yörüngesindeki değişimler gözlenmişse aynı matematiksel yöntemle gezegenin kütlesi duyarlı olarak bulunur.
Yersel gezegenler içinde belirgin bir atmosferi olmayan sadece Merkür’dür. Venüs, çok yoğun bir atmosfere dolayısıyla kalın bulutlara sahip olduğundan yüzeyini görmek olanaksızdır. Mars’ın atmosferi ise Yer atmosferine göre daha az yoğundur. Gezegenler, atmosferlerinden uzaya madde kaybederler. Bu olaya, buharlaşma süreci denir. Buharlaşma, atmosfer sıcaklığı yüksek ve yüzey çekimi düşük olan gezegenlerde çok daha etkindir. Gezegenlerin yüzey sıcaklıkları, Güneş’ten yüzeylerine gelen enerjiye bağlıdır. Bu nedenle Güneş’e yakın olan gezegenlerin yüzey sıcaklıkları, uzaktaki gezegenlere göre daha yüksektir. Merkür, küçük kütlesinden dolayı yüzey çekim ivmesi az ve sıcaklığı yüksek olduğundan atmosferini tutamamıştır. Venüs, Yer ve Mars yine atmosfer sıcaklıklarının yüksek olmasından dolayı hafif gazlarını tutamamış ve uzaya kaybetmiştir. Örneğin hidrojen gazı, yersel gezegenlerde %1′in çok altında bulunurken, Jüpiter atmosferinin %90′nını oluşturur.
Atmosfere sahip yersel gezegenler; Venüs, Yer ve Mars Güneş’ten aldıkları enerjiye göre hesaplanan ortalama yüzey sıcaklıklıkları, gözlenen sıcaklıklardan daha düşüktür. Sera etkisinden kaynaklanan bu fark ortalama olarak; Venüs’te 500°C, Yer’de 35°C ve Mars’ta 5°C’dir. Sera etkisi, Güneş’ten gelen enerjinin gezegen atmosferinde tutulmasıdır. Atmosferde soğurulan enerji dışarı kolayca kaçamaz, dolayısıyla sıcaklık hızla artar. Sera etkisinin büyük olması gezegen atmosferinin yoğunluğuna ve içinde bulundurduğu CO2‘in miktarına bağlıdır.
Mevsimler, birim yüzeye gelen enerjinin değişmesinden kaynaklanır. Atmosfer hareketleri iklimi yumuşatır. Atmosfer hareketleri olmasaydı iklim çok sert olurdu. Hiç atmosfer yoksa, gece ve gündüz arasındaki sıcaklık farkı büyük olur. Merkür’ün belirgin bir atmosferi olmadığı için Güneş’e bakan yüzü ile bakmayan yüzü (gece- gündüz) arasındaki sıcaklık farkı 500- 600°C kadardır. Dünyada atmosfer olmasaydı gece- gündüz arasındaki sıcaktık farkı 80- 90°C olurdu. Ay ve Merkür’de belirgin bir atmosfer olmadığını biliyoruz. Hava olmadığından yüzeyinde sıvı su da bulunduramaz, çünkü basınç olmadığından su hemen buharlaşır. Bu nedenle eğer bir zamanlar bu gök cisimlerinin yüzeylerinde su bulunmuş olsa bile hemen buharlaşmıştır ve kütlesel çekim kuvvetleri küçük olduğundan, diğer gazlarla birlikte uzaya kaçmıştır.
Gezegenlerde yüzey şekillerinin zamanla değişimi üç nedenden kaynaklanır: Aşınma, bombardıman süreci ve volkanik süreç. Meteorolojik aşınma ile arazinin düzleşmesi için yeterli yoğunluğa sahip bir atmosfer gerekir. Göktaşlarının çarpması sonucu yüzeyde krater açılırken kraterden dışarı çıkan materyel krater yöresine dağılarak arazinin değişimine neden olabilir. Eğer atmosfer yoksa yüzeyde krater yoğunluğu fazla olacaktır. Yine aynı nedenle meteorolojik etmenlerle oluşacak aşınma da az olmayacaktır.
Deprem sırasında meydana gelen dalgaların sismograf kayıtları, gezegenin iç yapısı hakkında bilgi verir. Bu dalgalar; P (birincil), S (ikincil) ve L (uzun) dalgaları olmak üzere üç türlüdür. S dalgaları sıvı ortamlarda hareket edemez, eğer bu dalga bir sıvı ortamdan geçiyorsa bunu sismograflar kaydedemez. Yeryüzünün her tarafına dağılmış sismografların yardımıyla yapılan ölçümlerle gezegen çekirdeğinin sıvı olup olmadığı anlaşılabilmektedir. Yine aynı amaçla Ay ve Mars’a sismograflar yerleştirilmiştir. Fakat Ay’da depremlerin az olması, Mars’ta ise rüzgâr etkinliğinin fazla olması nedeniyle kesin sonuçlara tam olarak ulaşılamamıştır.
Gezegenin kimyasal yapısını oluşturmada onun ortalama yoğunluğu bize önemli bilgi sağlar. Doğru bir model yapabilmek için her materyalden uygun oranda alınmalıdır. Örneğin; gezegenin yüzeyi silikatlardan oluşmuş ise ve biz tüm iç yapı da silikattır dersek, hata yaparız, çünkü bu materyalin yoğunluğu düşüktür. Ortalama yoğunluğu tutturabilmek için modelimize demir, nikel gibi ağır materyaller koymamız gerekecektir Ortalama yoğunluğu çeşitli materyallerle sağlamak mümkündür. Bu noktada güneş sisteminin oluştuğu Güneş bulutsusunun kimyasal yapısı bize yardım edebilir. Örneğin demir ve çinko aynı yoğunluğa sahiptir, fakat Güneş bulutsusunda demirin bolluğu çinkoya göre daha fazla olduğu için, gezegenin merkezinde de demir daha çoktur, diyebiliriz.
Gezegenin kimyasal yapısını oluşturmada onun ortalama yoğunluğu bize önemli bilgi sağlar. Doğru bir model yapabilmek için her materyalden uygun oranda alınmalıdır. Örneğin; gezegenin yüzeyi silikatlardan oluşmuş ise ve biz tüm iç yapı da silikattır dersek, hata yaparız, çünkü bu materyalin yoğunluğu düşüktür. Ortalama yoğunluğu tutturabilmek için modelimize demir, nikel gibi ağır materyaller koymamız gerekecektir. Ortalama yoğunluğu çeşitli materyallerle sağlamak mümkündür. Bu noktada güneş sisteminin oluştuğu Güneş bulutsusunun kimyasal yapısı bize yardım edebilir. Örneğin demir ve çinko aynı yoğunluğa sahiptir, fakat Güneş bulutsusunda demirin bolluğu çinkoya göre daha fazla olduğu için, gezegenin merkezinde de demir daha çoktur, diyebiliriz.
Yer
Yer konusunun gök bilim kitaplarında yer alması birçok kişiyi şaşırtmaktadır. Çünkü bu yer bilimlerinin ana konusudur. Fakat ayağımızın altındaki toprağın diğer gezegen yüzeylerindeki toprağın da iyi bir örneği olduğunu göz önüne alırsak, Yer dışındaki gezegenleri analiz etmenin en iyi yolu, üstünde yaşadığımız gezegeni iyi bilmekten geçer, örneğin; Ay yüzeyine ayak basıldığında ayaklarının altında ne tür bir materyal olacağını insanoğlu çok düşünmüştü. Tüm gezegenler beraber oluştu, fakat her gezegenin; bugün kendine özgü bir iç yapısı, iklimi, yüzey yapısı vardır. Bu ise onların her birinin farklı bir evrim geçirdiğini ortaya koyar. “Hangi koşullar gezegenlerin bu şekilde evrimleşmesine neden olmuştur?” sorusuna burada girmeyeceğiz, yalnız bugünkü durumu öğrenmeye çalışacağız.
Atmosferde basınç, yükseklikle çok hızlı bir şekilde düşer. Atmosfer kütlesinin yaklaşık %90′nı ilk 16 km yüksekliğin içinde bulunur. Bu, havanın yüzeye iyice çökmüş olması demektir. Atmosfer, sıcaklığın değiştiği katmanlar sınır olmak üzere, 4 bölgeye ayrılır (Şekil 3.7).
Troposferde iki türlü sıcaklık kaybı vardır. Birincisi, yüzeydeki suyun buharlaşıp yükselmesi sonucu oluşur, diğeri ise kırmızıöte ışınım yapmasından kaynaklanır. Stratosferde sıcaklığın artma nedeni, ozon (O3) katmanının burada bulunmasıdır. Bu katman, Güneş’ten gelen toplam enerjinin %13 ünü soğurduğundan kinetik sıcaklık artar.
Yer’in iç yapısını öğrenmek diğer gezegenlerin evrimi konusunda bize ipuçları verir. Deprem dalgalarının incelenmesi, Yer’in iç yapısı konusunda bize en önemli bulguyu, yani Yer’in sıvı bir çekirdeğe sahip olduğunu göstermiştir. Bu bilgilerden hareketle Yer’in iç yapısının bir modeli oluşturulabilir. Böyle bir modelde kimyasal yapı, sıcaklık ve yoğunluğun derinlikle nasıl değiştiği verilir. Unutulmaması gereken bir nokta da tüm değişimlerin derinlikle olması, yatay konumda herhangi bir değişimin olmamasıdır. Böyle modellere küresel simetrik model denir.
Yer, çekirdek, manto ve kabuk olmak üzere üç bölümden oluşmuştur. Yer’in çekirdeği demir ve nikelden oluşmuştur. Manto, silikat (Si ve O içeren bileşikler) ve SiO4, SiO3 gibi çeşitli oksitlerden meydana gelmiştir. Kabuk, mantonun hemen üzerinde bulunur ve silikattan oluşmuştur. Söz konusu silikatlar ve oksitler içerisinde en çok bulunan Magnezyum elementidir. Kabuk, kimyasal yapısında en çok değişim gösteren katmandır. Manto ve kabuk her noktasında katıdır. Fakat katılık derecesi değişir. Bir maddenin katılığı onun plâstiklik derecesi ile ölçülür. Eğer çekiçle bir metale vurursanız onda sürekli kalan bir bozulma meydana getirirsiniz. Eğer metalin plâstikliği fazla ise, böyle bir bozulmayı çok daha rahat gerçekleştirebilirsiniz. Örneğin; alüminyum, demirden çok daha fazla plâstiktir. Fakat herhangi bir maddenin plâstiklik derecesi sıcaklık ile artar. Mantonun alt katmanlarının plâstiklik derecesi yüksektir, yani katı-sıvı arasıdır. Mantonun üst ve kabuğun alt bölgesi ise plâstiklik derecesi az, yani katı durumuna daha yakındır. Çekirdekteki kimyasal farklılık da onun, iç katı çekirdek ve onu saran sıvı çekirdek diye iki bölüm oluşturmasına neden olur.
Küresel simetri var sayımı ilk bakışta anlamsız gibi gelir. Himalaya dağlarını, okyanus çukurlarını düşündüğümüzde küresel simetri yokmuş izlenimine kapılırız. Fakat Yer yüzeyindeki yükseklik değişimleri yarıçapın binde 3′ü kadardır, bu nedenle yüzey şekillerinin değişimi aslında çok küçük sayılmalıdır.
Yer küre’nin kimyasal yapısını incelemek için maden ocaklarından ve derin mağaralardan alınan materyaller kullanılır. Ayrıca yanardağlar gibi doğal süreçler, Yer yüzeyinden 100 km aşağıdan bize örnek taşırlar. Yer’in kimyasal birleşimi konusunda diğer bilgiler, ortalama yoğunluktan bulunabilir. Bu, toplam kütlenin, toplam hacime bölünmesi ile elde edilir. Dünyanın ortalama yoğunluğu 5.52 gr/cm3 dür. Yoğunluğa en çok etki eden fiziksel büyüklük basınçtır. Derinlere indikçe basınç artar.
Ay
Uzaydaki en yakın komşumuz ve dünyamızın tek doğal uydusu olan Ay, insanoğlunun Güneş’ten sonra en çok ilgisini çeken gök cismidir. Küçük bir teleskopla dahi, yüzeydeki birçok ayrıntıyı görmek olasıdır. Uzay yolculuklarında ilk hedef Ay olmuştur, nedeni de oraya gitmenin Venüs ve Mars’a gitmekten çok daha kolay olmasıdır. Herşeye karşın Ay’da su ve atmosfer bulunmadığından bir yaşamın oluşması ve süregelmesi olanaksızdır. Uzay teknolojisi sayesinde üzerine ayak basılan Ay’a, yine insanoğlu 2000 yıllarında diğer gök cisimlerine gitmek için bir üs kurmayı planlamaktadır.
Ay, en parlak olduğu dolunay evresinde dahi Güneş parlaklığının 400 000 de biri kadar parlaktır Eğer tüm görünen gök yüzü dolunaylar ile kaplı olsaydı yine de meydana gelecek parlaklık Güneş parlaklığının 50 de biri kadar olurdu. Ayın parlaklığı, yansıttığı Güneş ışığı ile meydana gelir. Ay’ın yansıtma gücü, yani aklık derecesi 0.07′dir yani Ay, yüzeyine düşen ışınların %93′ünü soğurur sadece %7’sini yansıtır.
Ayın çekim ivmesi küçük olduğundan atmosferi ni tutamamıştır. Bu nedenle gece ve gündüz arasındaki sıcaklık farkı büyüktür. Yer atmosferi, gündüz Güneş ten gelen ısıyı bir battaniye gibi koruyarak, gece-gündüz büyük sıcaklık farkına meydan vermez.
Ay’a küçük bir teleskopla baktığımızda veya fotoğraflarını incelediğimizde hemen kraterleri, dağlık bölgeleri ve denizleri görürüz. Deniz adı verilen bölgeler diğer bölgelere göre düz, geniş ve karanlık alanlardır. Yüzeyin yaklaşık %25′ini denizler, geri kalan %75′ini ise parlak dağlık bölgeler oluşturmaktadır. “Rüzgârlar denizi” adı verilen bölgenin hemen yanında bulunan Appennine dağlarının yüksekliği 5500 metre kadardır.
Kraterler, Ay’ın hemen hemen her tarafında, hem dağlık bölgelerde hem de denizlerde bulunmaktadır. Birçok kraterin tam ortasında merkezi çıkıntılar vardır. Çapı 150 km’den büyük kraterler olduğu gibi çok küçükleri de bulunmaktadır. Bazen birkaç kraterin iç içe olduğu görülmektedir. Kraterlerin, göktaşlarının Ay yüzeyine çarpması sonucu mu yoksa volkanik kökenli mi olduğu tartışılmıştır. Fakat kraterlerin Ay yüzeyinde düzensiz olarak dağılmaları bunların Volkanik kökenli olmadıklarının bir göstergesidir. Ay yüzeyinde bir zamanlar yanardağlar olduğuna ilişkin belirtiler de vardır. Küçük kubbe şeklindeki tepelerin görünüşleri Yer yüzeyinde görülen volkanik kökenli dağlara benzemektedir. Yine bazı kraterler düzensiz olarak dağılmayıp bir kraterler zinciri oluşturmaktadır. Bunların da volkanik kökenli olduğu sanılmaktadır. Son olarak da ara sıra gözlendiği bildirilen gaz bulutları veya kırmızı ışımalar, yine yanardağ etkinliğinin bir sonucu olabilir. Fakat Ay kraterlerinin büyük çoğunluğu çarpışma sonucu olmuştur.
Ay’daki kayaların Yer yüzünde görülen kayalardan bir farkı yoktur Ay denizlerindeki kayaların çoğu lav gibi erimiş materyalin soğuması sonucu oluşmuş, bazalt türü kayalardır. Yüksek bölgelerdeki kayalar ise yine erimiş materyalden fakat daha farklı fiziksel koşullar altında ve daha uzun süren bir soğuma sürecinde oluşmuşlardır. Astronotların getirdiği Ay toprağı örneklerinde çok az toz bulunmakta, gerisi çakıl taşı büyüklüğünde parçacıklardan oluşmaktaydı. Bunların, gök taşı yüzeye çarptığında yüksek ısıyla eriyip dışarı fırlatılan materyalin soğuması sonucu oluştuğu anlaşılmıştır. Tüm kaya ve topraklarda ergime noktası düşük elementlerin bolluğu Yer’dekilere göre çok azdır. Bununla beraber; kalsiyum, aliminyum ve titanyum gibi ergime noktası yüksek olan elementler, Yer’e kıyasla Ay’da daha fazla bulunmaktadır. Yer’de çok az miktarda olan titanyum elementi, bazı Ay kayalarında %10 miktarındadır. Ayrıca yine Yer’de çok az olan uranyum, toryum ve nadir elementlerin bolluğu da Ay’da fazladır. Ay kayalarının bir diğer özelliği de onları meydana getiren minerallerin içinde herhangi bir su izine rastlanmamasıdır.
Ay yüzeyindeki olguların tarihini saptamanın bir yolu göz önüne alınan bölgedeki kraterleri saymaktır. Eğer kraterleri meydana getiren olayların uzun bir süre devam ettiğini ve kuvvetli bir erozyon olmadığını var sayarsak hangi bölgede daha çok krater varsa o bölge diğerlerinden daha eski zamanda oluşmuştur, diyebiliriz. Ay denizleri gibi düz bölgeler dağlık ve kraterli bölgelere oranla daha yakın zamanda meydana gelmiştir. Çünkü, yüzey volkanik lavlar ile kaplanması sonucu düzleşmiştir Astronotların getirdiği Ay toprağının laboratuarda incelenmesi ile onların oluşum tarihi saptandı. En yaşlı kaya parçasının 4.4 milyar yıl (My) önce, en genç kayanın ise 3.1 My önce oluştuğu saptandı. Dağlık ve deniz bölgelerinden getirilen kayaların yaşları arasında belirgin bir fark bulundu. Dağlık bölgedeki kayalar 3.9 ile 4.4 My yaşlarında iken deniz bölgesi kayalar 3.1 ile 3.8 My yaşlarındadır. Dağlık bölgede bulunan kayaların çoğunun 3.95 My önce bir değişime uğradığı da saptandı. O tarihte bu kayalar eriyerek tekrar oluşmuştu. Bu ancak büyük bir olay sonucu olabilirdi. Belki de o tarihlerde, “Fırtınalar Denizi” nin tabanını oluşturan büyük bir kraterin meydana gelmesini sağlayan çok büyük bir çarpışma meydana gelmişti.
Yapılan gözlemlere dayanarak Ay tarihi konusunda bugün şöyle bir yargıya varabiliriz. Ay 4.6 My önce oluştu ve oluştuktan 200 milyon yıl sonraya kadar yüzey erimiş hâlde bulunuyordu. Ay’ın kendi özgün sıcaklığı ya da gök taşı çarpmaları sonucu meydana çıkan sıcaklık, yüzeyi o duruma getirmiş olabilir Daha sonra yüzey tamamen soğudu. 4.2 My önceden 3.9 My önceye dek gök taşı bombardımanları, bugün gördüğümüz kraterleri meydana getirdi. Yaklaşık 3.8 My önce Ay’ın iç sıcaklığı yeter derecede artarak volkanik etkinlikler başladı. Ay yüzeyinde akan lavlar ilk bombardımanlar sonucu oluştu, geniş krater tabanlarını doldurdu. Bu noktaya kadar Ay ve Yer aynı gelişim tarihini izledi. Fakat, yaklaşık 3 My önce Ay’daki volkanik etkinlik bitmiş olmasına karşın Yer küre’de şu anda dahi yanardağlar lav püskürtmektedir. Ay iç sıcaklığını, atmosferi olmadığından dolayı, çok çabuk tüketmiş ve kalın bir kabuk oluşmuştur.
Yer- Ay sisteminde. Yerin tedirginlik etkisi daha büyük olduğu için bugün, Ay’ın ekseni çevresindeki dönmesi, Yer çevresindeki dolanma dönemi ile aynıdır. Yer kürenin ekseni etrafındaki dönmesinin yavaşladığı bugün gözlenebiliyor. Bu yavaşlama yılda 1.5×10″5 saniyedir. Organizmaların yıllık ve günlük büyüme şekillerinden yararlanarak, fosiller incelendiğinde bundan 3.8 My önce, bir Yer yılının 400 gün, ve bir günün de 22 saat olduğu bulunmuştur. Gelecekte hem Dünya, hem de Ay birbirlerinin etrafında eş zamanlı dolanacaklar; dolanma ve dönme dönemlerinin 55 gün olacağı hesaplanmaktadır.
İnsanoğlu Ay’a ayak basmadan önce, onun her tarafı aynı kimyasal bileşimde olan basit bir cisim olduğu sanılıyordu. Fakat bugün; onun metalden oluşmuş bir çekirdeği, silisyumca zengin bir mantosu ve yüzeyinde bol miktarda hafif element içeren bir kabuğu olduğunu biliyoruz. Ay’ın bize bakan yüzeyinde kabuğun kalınlığı 65 km, arka tarafında ise bunun yaklaşık iki katı kalınlıktadır. Bu asimetri her iki yüzeyin farklı görünüşlerini açıklamaktadır.
Apollo astronotları Ay yüzeyinde dört farklı bölgeye sismograflar yerleştirdiler. Bu âletler yardımıyla her yıl meydana gelen binlerce zayıf Ay depremleri saptanmaktadır. Ay’daki deprem dalgaları üç nedenden kaynaklanır. Birincisi gök taşlarının ve uzay araçlarının yüzeye çarpması, ikincisi iç yapı, sonuncusu ise yaklaşık 300 ile 800 km arasındaki derinlikten kaynaklanan, büyük olasılıkla Yer tedirginliğinin neden olduğu depremler.
Yer’deki tüm deprem kaynaklarının derinliği, O ile 100 km arasındadır ve bunlardan normal bir tanesinin üreteceği sismik enerji, Ay’daki tüm depremlerin ortaya çıkaracağı toplam sismik enerjiden daha fazladır. Deprem bakımından Ay’ın sakin olması artık onda volkanik bir etkinliğin kalmadığım gösterir.
Ay’ın içyapısı da Yer gibi farklı katmanlar gösterir. Dış kabuktan sonra gelen manto 1200 km kadar derine uzanır ve yoğunluğu kabuğa göre biraz daha fazladır. Bunun altında ise çapı 1000 km olan çekirdek bulunur. Dış kabuk ve mantonun katı olmasına karşın 1000 K’e varan sıcaklığıyla çekirdeğin yarı erimiş olduğu söylenebilir. Ay çekirdeği bol miktarda demir ve nikel içermediğinden, Ay’ın ortalama yoğunluğu Yer’e göre daha azdır.
“Ay, nasıl ve nerede oluştu?” sorusu bilim tarihi boyunca merak uyandırmıştır. 1898 yılında fizikçi George Darwin, Ay’ın, Yer küre genç ve ekseni etrafında hızla dönen bir gezegen iken merkezkaç kuvvetiyle Yerden koptuğunu ileri sürmüştür. Bu düşünce parçalanma kuramı olarak bilinir Darvvın’e göre Pasifik Okyanusunun bulunduğu bölge, Ay’ın koptuğu bölgedir. Son zamanlarda Darwin kuramının bir değişik şekli önerildi Buna göre Ay, genç ve hızla dönen Yer küre’nin ekvatorundan çıkan gazlardan meydana gelmiştir. Bu hızla, dönen bisiklet tekerleğinden fırlayan çamura benzer. Hızla dönen ve o zamanlar gazdan oluşmuş Yer küre’nin ekvatorundan fırlayan gazlar Ay’ı oluşturmuştur. Bu modelin bir benzerinde de A/ı oluşturan materyal, büyük bir gök cisminin Yer’e çarpması sonucu Yer’den fırlatılmıştır (”Çarpma kuramı”), üçüncü bir kuram ise yıldız ve gezegenlerin gaz bulutlarının yoğunlaşması sonucu oluştuğu düşüncesine dayanır. “Çift Gezegen Kuramı” olarak bilinen bu kurama göre Ay ve Yer Güneş bulutsusundaki iki komşu gaz halkasından çift gezegen olarak beraberce oluştu. Dördüncü ve en son ileri sürülen bir kurama göre de Ay, Dünya’dan bağımsız güneş sisteminin başka bir yöresinde küçük bir gezegen olarak meydana geldi ve yörüngesinde hareket ederken, bir gün Yer’in yakınından geçerken, onun çekim kuvveti ile yakalandı ve uydusu oldu. Bu düşünce de “Yakalanma kuramı” olarak bilinir.
Ay’ın çok yakından incelenmesi dahi onun kökeni konusundaki soruları açıklığa kavuşturmadı. Bu konu, bilim adamlarınca çözülmesi gereken bir giz olarak ortada durmaktadır.
Merkür
Merkür Güneş’e en yakın gezegendir ve Güneş’ten olan maksimum uzanımı 28° den fazla olmaz. Merkür gezegenini, bu küçük uzanımdan dolayı, Yer’den görmek zordur. En iyi görülme zamanı batı uzanımında iken Güneş doğmadan en çok 2 saat önce, doğu uzanımında Güneş battıktan en çok 2 saat sonradır. Merkür, eski Romalılarda haber götüren tanrının adıdır. Haberci çok hızlı olduğundan görülmez.
On dokuzuncu yüzyılın ilk yarısında yüzey şekilleriyle ilgili az sayıdaki gözlemden. Merkür’ün ekseni etrafında dönmesi yanlış anlaşılmış ve bu hareketin dönemi bir gün bulunmuştur. Bu sonuç, Merkür’ün yavaş dönmesinden dolayı, hemen hemen hep aynı yüzey şekillerinin gözlenmesinden çıkarılmıştı. Bu gözlemler, bir günlük dönmeye de çok uzun zamanlı dönmeye de uygundu. Bununla beraber bu yanlış sonucun düzeltilmesi 1965 yılına kadar yapılamadı. Daha sonra ikinci bir hataya düşülerek Merkür’ün de Ay gibi dönme döneminin dolanma dönemine (88 gün) eşit olduğu ileri sürüldü. Radar astronomisi yardımıyla dönme döneminin 88 gün değil, ancak 60 gün yöresinde olması gerektiği bulunmuştur. Sonunda Merkür’ün dönme döneminin hiçbir şüpheye yer vermeksizin 58.64 gün olduğu bulundu. Merkür’e 1974 yılında Mariner 10 uzay aracı gönderildi. Mariner 10 gözlemleri de bu dönmenin doğruluğunu gösterdi.
Merkür’ün yüzey sıcaklığı gezegenin yaptığı ısısal ışınımıyta saptanır. En sıcak yer ekvatordur ve sıcaklık 700°K kadardır. Gece yarım küresinde sıcaklık 100°K’e kadar düşer.
Mariner 10 şimdiye kadar Merkür’ü ziyaret eden ilk ve son uzay aracıdır. Mariner 10, 3 Kasım 19731e fırlatıldı 29 Mart 1974 de Merkür’e yakın geçiş yaptı. Mariner 10′un Güneş etrafındaki yörüngesi her 88 günde Merkür’ün yakınından geçecek şekilde ayarlanmıştı. Gözlem verilerini birinci ve ikinci yakın geçişleri sırasında yolladı. Uzay aracının yörüngesini düzeltmeye yakıtı yetmediğinden daha sonraki yakın geçişlerini yapamadı. Merkür yüzeyinin yaklaşık 1 km ayırma güçlü fotoğrafları, Mariner 10′un televizyon kamerası tarafından çekildi ve dünyaya gönderildi.
Merkür’ün küçük kütlesini göz önüne alarak yapısını sıkıştıracak çekim kuvvetinin az olduğunu söyleyebiliriz. Dolayısıyla bulunan ortalama yoğunluğun büyüklüğü şaşırtıcıdır. Bu nedenle Merkür gezegeninde ağır ve yoğun elementlerin bolluğunun daha fazla olduğunu anlamaktayız. Eğer Merkür’ün büyük bir demir çekirdeği ve silikat mantosu varsa, o zaman çekirdek, kütlenin %80 kadarını ve hacim olarak da %40 ını kapsar.
Göktaşlarının çarpmasıyla açılan kraterler yüzeye hakimdir. Bu şaşırtıcı değildir. Merkür’ün boyutunun küçük, dolayısıyla, jeolojik etkinliğinin az olması ve önemli bir atmosferin bulunmaması nedeniyle yüzeyi aşındıracak bir olay yoktur. Çok az sayıda volkanik kökenli krater vardır Merkür yüzeyi de Ay yüzeyi gibi iki bölümde incelenir. “Yoğun kraterli arazi” toplam yüzeyin %80 ni, “düz arazi” ise %20 sini kapsar. Yoğun kraterli arazi de kendi içinde ikiye ayrılır: Birincisi, kraterlerin sayısal yoğunluklarının maksimum olduğu bölgeler, ikincisi ise daha az yoğunlukta kraterli arazi yapısıdır, ikinci tür bölgelerde çapı 20- 30 km veya daha büyük kraterler birbirinden iyice ayrılmış durumdadır ve bunların arasındaki araziye “kraterarası düzlük” denir. Yoğun kraterli arazi yapısı, bize yüzeyin hem bombardımana uğramış hem de sonradan tekrar oluştuğunu göstermesi bakımından önemlidir. Bu iki süreç, arkası arkasına bir kez değil bir kaç kez tekrarlamış da olabilir.
Merkür’ün yüzeyinde çeşitli gazların sadece izleri vardır dolayısıyla atmosferik kütlesi çok düşüktür. Bu atmosfer, Güneş rüzgârından gezegenin yakalamayı başardığı parçacıklar ve bir de yüzey maddelerinde bulunan belirli izotopların radyoaktif parçalanması sonucu açığa çıkan gazlardan oluşmuştur.
Bulutlar arkasından ilk bilgi, 1956 yılında yapılan bir araştırma sonucu geldi. Venüs’ün 10 mm’den daha uzun radyo dalgaboylarında ışınım yaydığı anlaşıldı. Bu ise, ışınım salan bölgenin sıcaklığının 670°K olduğunu gösteriyordu. Bu dalgaboyundaki radyo dalgaları atmosferi kolayca geçebildiğinden, bu sıcaklığın Venüs yüzeyine ait olduğu ileri sürüldü. Böylece bulutların altı ve yüzey bölgeleri, Yer ve Mars’a göre Venüs’te çok sıcaktı. Bu yüzey sıcaklığının yüksek olması, sera etkisinden kaynaklanmaktadır.
Ek 5′teki (Sayfa 263) çizelge incelendiğinde, dönme döneminin başında eksi işareti olduğu göze çarpar. Bu gezegenin, diğer gezegenlere göre ters yönde döndüğünü gösterir. Dönmenin ters olması, eksen eğiminin 90° den büyük olması ile de belirtilir. Bugün Venüs’ün niçin ters döndüğü tam olarak bilinmiyor, fakat bulutların hızlı hareketi sürekli olarak ters hareketi besliyor ve ivmelendiriyor olabilir. Zayıf da olsa bir başka olasılık, Venüs oluştuktan kısa bir zaman sonra çok büyük bir gök cisminin ona çarparak dönme yönünü değiştirdiğidir.
Kütle ve yoğunluk benzerliğinden dolayı Venüs’ün iç yapısının Dünya ile aynı olduğu ileri sürülmektedir. Merkezinde demir- nikel karışımı bir çekirdek, onu saran yoğun silikat ve oksitlerden oluşmuş bir manto ve daha az yoğun kayalardan oluşmuş bir kabuk vardır. Venüs’ün Yer kadar jeolojik etkinliğe sahip olmadığını biliyoruz. Bu gözlemden harekette Venüs iç yapısının demir çekirdeğine kadar soğuk olduğu sonucu çıkmaktadır.
ABD’nin Venüs etrafında yörüngeye yerleştirdiği “Voyager- Venüs” uzay aracı, taşıdığı radar aletleriyle gezegenin %93′nün haritasını çıkardı. Radar tekniği ile yüzeyde çapı 30 km olan olgular birbirinden ancak ayrılabilmektedir, yani ayırma gücü, yüzeyde 30 km’ye karşıt gelmektedir. Yükseklik olarak ise ancak 200 metrelik fark birbirinden ayrı aklanabilmektedir. Yüzey katıdır. Yüzeydeki bir çok olguya yine mitolojiden ve önemli bum adamlarından isimler verilmiştir. Örneğin; Ishtar bölgesindeki yüksek dağlara James Clark Maxwell adına “Maxwell Dağları” adı verilmiştir. Maxwell dağları Ishtar bölgesinin doğusunda 12 km yükseklikte ve gezegenin en yüksek olgusu özelliğine sahiptir. Yer yüzünün en yüksek tepesi Everest tepesini (8848 m) göz önüne aldığımızda, Maxwell dağlarının üçte bir oranında daha yüksek olduğunu görürüz.
Venüs atmosferinin kimyasal birleşiminde: %96 C02, % 3,5 N2, %0,015 S02, ve %0 01 H20,bulunur. Bunlara ek olarak çok az miktarda diğer elementler de vardır. Venüs atmosferinin yoğunluğu Yer atmosferine göre çok fazladır Yüzeyde 730°K olan sıcaktık 70 km yükseklikte 200°K’e düşer. Atmosferde bir ana bulut ve bunun alt ve üst bölgelerinde de ince bulutlar yer alır. Yüzeyden 30 km yüksekliğe kadar bulut yoktur ve çok temizdir. Yer atmosferinde bulutların 3- 4 km yükseklikte olduklarını göz önüne alırsak, Venüs bulutlarının ne denli yüksek olduklarını anlayabiliriz Venüs bulutlarının hafifçe sarı renkte gözükmelerinin nedeni, kükürt tozu içermelerindendir. Atmosferdeki bazı karanlık bölgelerin ayrıntılı çalışmalarından, bulutların üzerindeki atmosferin Venüs etrafında doğu- batı doğrultusunda hareket etnikleri ve yaklaşık 4- 5 günde Venüs’ü bir kez dolandıkları ortaya çıkmaktadır. Ekvator bölgesinde, 60 km yüksekte rüzgarın hızı yaklaşık 100 m/sn’dir Yükseklik azaldıkça rüzgâr hızının da gittikçe düştüğü, yüzeyde yaklaşık im/sn’ye indiği saptandı. Yükseklikle rüzgâr hızının artması, hareket enerjisinin konvekstyon ile atmosferin üst bölgelerine taşınmasının sonucu olabilir.
Yer’ın ikiz kardeşi denilen Venüs’ün atmosferinde niçin su yoktur, o kuru olarak mı oluştu, yoksa oluştuktan sonra mı kurudu? Su, Güneşin morötesi ışınlan ile ayrışmış, bu ayrışma sonunda meydana çıkan hidrojen daha sonra atmosferden uzaya kaçmış olabilir. Bununla beraber atmosferin üst katmanlarındaki sıcaklık bugün 300°K’dir ve hidrojenin ısısal kaçabilmesi için bu düşük bir kinetik sıcaklıktır. Bilindiği gibi sıcaklık yükseldikçe parçacıkların hızı da yükselir ve atmosferden kaçması da kolaylaşır.Fakat atmosferin fiziksel koşuları geçmişte farklı olabilir. Yapılan araştırmalardan geçmişte Venüste daha fazla hidrojen olduğunu anlıyoruz. Bazı kuramsal hesaplar, sera etkisinin şimdi Yer yüzünde bulunan suyu kısa zaman aralığında uzaya kaçırabileceğini göstermektedir. Fakat hidrojenin uzaya kaçma mekanizması nasıl olursa olsun, ortaya çıkması gereken oksijen Venüs atmosferinde bulunamamıştır. Son yıllarda Venüs’e gönderilen Magellan uzay aracı bize, Venüs’ü biraz daha yakından tanıma olanağını vermiştir. Magellan, Venüs yüzeyinin çok ayrıntılı bir haritasını çıkarmıştır.
Venüs yüzeyinde normal olarak çok ince şekilde yağan sülfirik asit yağmurları vardır ve bazan yükseklerde çakan şimşeklerle bu asit yağmuru biraz daha hızlandırılmaktadır. Şimşekler dışında Venüs’le hava, yer ve zamana bağlı olarak bir değişim göstermez. Yüzey kayalık çöl şeklindedir, orada burada kükürt bileşikti birikimler göze çarpar. Dağlar, büyük vadiler, çarpma kraterleri ve bazıları etkinliklerini sürdüren yanardağlar vardır.
Venüs’ten yıldızlı gök yüzü görünmez. Çok yüksekteki bulutlar yıldızların görülmesini engeller. Bu bulutlar her 116.8 Yer gününde bir parlaklaşır ve kararır. Bulutların ötesini gözlemek ancak radyo gözlemleriyle mümkündür.
Mars
Karşı konumda yörünge dışmerkezliğinin büyük olmasından dolayı Mars- Yer uzaklığı sabit değildir. Bu uzaklık 55 ile 102 milyon km arasında değişir. En kısa uzaklığın meydana geldiği karşı konumlarda Mars’ın bize daha parlak ve daha büyük görüneceği açıktır. 1877 yılında Mars, Dünya’ya çok yakındı, üzerinde görülen karanlık bölgenin deniz, aydınlık bölgenin de kıtalar olduğuna inanılıyordu. Birkaç gök bilimci ise karanlık bölgenin bitki örtüsü olduğunu savunuyorlardı. Mars’ın kutup başlığının olduğu çok önceden biliniyordu. Kutup başlığındaki mevsimsel değişmeler Mars’ın ekseninin 24° eğiminden kaynaklanır. Daha 1877′de Mars’ın atmosfere sahip olduğu anlaşılmıştı, çünkü atmosfer olmasaydı kutup başlıkları olmazdı.
1809 yılında ilk kez sarı Mars bulutları gözlendi. Atmosfer olunca da Mars’ta yaşam olması düşüncesi ortaya çıktı. 5 Eylül 1877 günü, bilim adamları Yerden Mars’a haber göndermeye çalışıyorlardı. İşte bu sıralarda Mars’ı gözleyen Schiaparelli, mercekli teleskopu ile Mars haritasını çıkardı. Bu harita o zamana kadar yapılmışların en iyisiydi. Schiaparelli yaptığı bu haritada, Mars yüzeyinde parlak kırmızı alanlarda gördüğü birbirini kesen yaklaşık 40 ince çizgisel yapı gösterdi ve bunlara kanal adını verdi, insanlar tarafından açılmış su yolu anlamına gelen bu kelime gözlenen olguları tanımlamak için kullanılmıştı, fakat daha sonra bu tanımlama yorum oldu ve herkes Mars’ta yaşam olduğuna inandı. Bu yaşamın, kanal açacak kadar zeki bir yaşam olduğu sanılıyordu. 1877den itibaren çok sıcak bir tartışma başladı. Bilim adamlarının bir bölümü kanal yok, bir bölümü ise bunlar kanal değil diyordu. Schiaparelli ölümüne az bir zaman kalıncaya kadar karanlık alanların deniz, kanalların su kanalı olduğuna inanıyordu. Bu sırada Wells gibi bilim- kurgu yazarları da Mars’ın bu özelliğinden hareketle yayınladıkları yapıtlarla ortalığı iyice karıştırdılar. Bu öykü, uzay çağına kadar böyle devam etti. Nihayet Mars’a giden uzay sondalarının gönderdiği fotoğraflardan bugün onun yüzeyinde kanal veya benzeri bir olgunun olmadığını kesin olarak biliyoruz, insanoğlu Mars’ta birşeyter görmek istiyordu, işte bu nedenle zeki yaşam, teleskopun göz merceğindeydi, Mars’ta değil.
Gezegenlerin çoğunda dağların yüksekliğini vermek için bir sıfır yüzeyi seçmek gereklidir. Bir sıvının yüzeyi hidrostatik denge halindedir, işte bu nedenle Yeryüzünde deniz seviyesi sıfır yüzeyi olarak seçilmiştir. Marsla okyanuslar olmadığından 0 yükseklik olarak atmosfer basıncı 6 milibar olan yüzey seçilmiştir. Gerçek yüzey basıncı 2-12 milibar arasında değişir. Çukur olan yerler 12 milibar, yüksek olan yerler ise 2 milibar değerinde basınca sahiptir.
Mars’ta tam bir küresel simetri hakim değildir. Mars’ı ekvatora yakın bir çizgi ile ikiye böldüğümüzde bu çizginin güneyinde kalan bölgenin ortalama yükseldiği kuzeydekine göre daha fazladır. Bunun en önemli nedenlerinden biri Mars’ın düşük yoğunlukta bir kabuğa (mantodan daha düşük bir yoğunluk) sahip olduğu ve bu kabuğun kalınlığının güneyde daha fazla olmasıdır.
Mars yüzeyinde Dünya’ya göre çok büyük yanardağlar vardır. En önemli dört yanardağ birbirlerine çok yakındır ve hemen hemen hepsinin yüksekliği 27 km civarındadır. Bu dağlar Mars’ın en yüksek dağlarıdır, içlerinde en büyüğünün adı “Olympus Mars”dır. Bu aynı zamanda güneş sisteminin de bilinen en büyük dağıdır. Mars yüzeyinde bunlardan başka çok miktarda lâv püskürten değişik boyutlarda yanardağlar vardır.
Mars yüzeyinde çarpışma sonucu oluşmuş çok sayıda krater bulunur. Bununla birlikte bu kraterler güney yarım kürede, kuzeye göre çok daha fazladır. Bu iki yarım küre arasında ikinci büyük farklılıktır. Yanardağ bölgesinde krater yoğunluğu en aza inmektedir. Bu ise yanardağın genç olduğunu gösterir. Kutup bölgelerinde kraterlerin sayısı azdır. Kraterlerin görünmemesinin başka bir nedeni de, rüzgârın etkisi ile tozların kraterleri doldurmasıdır.
Mars yüzeyinde karanlık bölgelerin arasında görülen parlak yerler ince tozdan oluşmuştur. Yüzeydeki rüzgâr bu tozları sürekli taşır. Bu parlak tozların altında bulunan karanlık materyal boyut bakımından büyük olup rüzgârla taşınmaz. Bu kurala tek karşıt gelen kutup başlıklarını tasma gibi saran kum tepeleridir. Mars üzerindeki sarı bulutlar, aslında bu ince tozları içinde bulunduran bulutlardır. Sarı bulutlar genellikle parlak materyal içerirler. Parlak materyal, demirin oksitlenmesi ile oluşmaktadır. Marsla gök yüzü genelde kırmızı gözükür. Mars atmosferinde yüzeyden 60 km yükseklikte C02 50 km yükseklikte toz bulutları, 25 km yükseklikte ise küçük buz kristallerinden oluşan su bulutları vardır.
Mars’taki kutup başlıkları, sonbahardan itibaren oluşmaya başlar. Tüm kış boyunca başlıklar büyür. Bahardan itibaren bunların kapladığı alan küçülür. Büyüme sırasında orta enlemlere kadar gelebilir. Genellikle C02 buzundan oluşmuştur, içerisinde bir miktar da su buzu vardır. C02 buzu mevsimi gelip eridiğinde, kutup başlıkları küçülür ama tamamen yok olmaz. Geriye kalanın su buzu olduğu sanılıyor. Çünkü yaz aylarındaki sıcaklıkta buz hâlinde kalamaz, sadece H2O buz hâlinde kalabilir.
Mars atmosferinin kimyasal birleşimi şöyledir: %95 CO2, %2.7 N2, %1.6 Ar, %0.13 O, %0.07 CO ve %0.03 H2O Mars yüzeyinin ortalama sıcaklığı 218K’dir. Bu nedenle atmosferde az miktarda bulunan su katı hâlde ya yüzeyde ya da yüzeyin altında bulunur. Mars yüzeyinde ince uzun olgular vardır. Bunların genellikle yüzey altında buz hâlinde duran suyun erimesi ve akması ile oluştuğu ileri sürülmektedir. Bu olguların hacmi, Mars’ta şu anda bulunan su hacminin 1000 katıdır. O hâlde bir zamanlar Mars’ta su vardı diyebiliriz. Su, Mars’ın yüzeyinde buharlaşmadan duramaz, çünkü Mars atmosferinde basınç çok küçüktür. Bazı eski kuramlar, Mars’ın yakın tarihinde atmosferinin yoğun olduğunu, dolayısıyla suyun rahatça aktığını ileri sürerler.
Viking konduları, Mars yüzeyinde bir takım deneyler yaptı. Bu deneyler sonucunda bize benzeyen karbon yapılı bir yaşam olmadığı ortaya çıktı. Mars’ın tüm yüzeyinin ayrıntılı fotoğrafları elde edildi. Ama bunların hiçbirinde yaşam izi yoktu. Ancak bu konuda son söz henüz söylenmemiştir.
1877 yılında iki küçük uydusu keşfedildi. Bunlar çok küçük uydulardır. Mars çevresindeki yörüngelerininin dış merkezliği küçüktür ve yörünge eğimleri de Mars’ın ekvator düzlemine göre azdır. Yarı büyük eksen uzunlukları da küçüktür. Bu nedenle Phobos. Mars yüzeyinden 6000 km yukarıda bulunur ve yüksek enlemlerden onu görmek olası değildir. Uzay çağına kadar bu uydular hakkında hiç bilgimiz yoktu. Viking 2 adlı uzay aracı ile alınan fotoğraflardan her iki uydu yüzeyinin de kraterlerle kaplı olduğu görüldü (Şekil 3.22).