Astronomi ve Uzay Bilimleri

‘Güneş sistemi’ Kategorisi

Güneş sistemimizi oluşturan büyük gezegenleri ve uydularını gördük. Bu gezegenlerin arasındaki uzayın tamamen boş olduğunu düşünmek yanlıştır. Bu boşlukta sistemin küçük üyeleri olan kuyruklu yıldızlar, küçük gezegenler ve gök taşlan ile beraber gaz ve toz parçacıkları bulunur. Küçük üyelerin toplam kütleleri Ay’ın kütlesi yöresindedir. Bu küçük cisimlerin incelenmesi gök bilimcilere güneş sisteminin oluşumu konusunda ip uçları verdiği için çok önemlidir.

Küçük   Gezegenler
Küçük gezegenler çok küçük oldukları için çıplak gözle geceleyin gök yüzünde görülemezler. 1800 yıllarına kadar insanoğlu bunların varlığından habersizdi. 1781 yılında Uranüs keşfedildiğinde, Titius-Bode yasasının doğruluğu iyice kanıtlanmış oldu. Bu nedenle zamanın gök bilimcileri, Güneş’ten 2.8 GB uzaklıktaki kayıp gezegeni  aramaya   başladılar.   1801 yılında bu araştırma sonuca ulaştı ve tam 2.8 GB uzaklığında Ceres adı verilen bir gezegen bulundu. 1802 ve 1807 yılları arasında gezegen benzeri üç küçük cisim daha keşfedildi. Bunların Güneş’e olan uzaklıkları 2.3 ile 2.8 GB arasındaydı. Çapları küçük olduğu için bunlara küçük gezegen adı verildi. 1890 yılına gelindiğinde, küçük gezegenlerin sayısı 300 ü bulmuştu. Bunlara keşif sıra numarası verilir, yörüngesi saptandıktan sonra ise keşfeden kişi ona bir isim verir Örneğin; 1 Ceres, 2 Pallas, 4 Vesta gibi. içlerinde bir tane/siniry,adı da Ankara’dır. Bugün yörüngesi bilinenlerin sayısı 2000′den fazladır ve 100000 tanesi keşfedilmeyi beklemektedir. En büyükleri 1 Ceres’dir ve çapı 1020 km yöresindedir Büyük olanları hariç, diğerleri küre değil düzensiz bir şekle sahiptirler.

 Küçük gezegenlerin çoğu, Mars ve Jüpiter gezegenleri arasındaki bölgede bulunur ve büyük gezegenler gibi Güneş etrafında bir yörüngede doıanırlar. Çok az sayıda olan bazıları da bu bölgenin dışında bulunurlar ve bunların basık elips yörüngeleri Merkür yörüngesini keser. Dolayısıyla bunların Yer’e çarpma olasılıkları vardır. Bu tür yörüngeye sahip olanlara, Apollo küçük gezegenleri adı verilir. Apollo, Icarus ve Eros bunlara örnektir. Bugün bilinen Apollo küçük gezegenlerinin sayısı 15′ten fazladır ve dünyamıza çarpma olasılığı olduğundan dolayı bunların yörüngelerini gök bilimciler dikkatle incelerler Bu türlerin kökeni olarak ya büyük kütleli Jüpiter gezegeninin tedirginlik etkisi ile ilk yörüngelerinden çıkarılmış küçük gezegenler veya ölü kuyruklu yıldız çekirdeği oldukları ileri sürülmektedir.

Küçük gezegenlerin diğer bir türü de Jüpiter yörüngesinde dolanırlar. Bunlar Jüpiter’in 60^ arkasında ve 60′ önünde yer alırlar. Bu noktalara gök biliminde Lagrange noktaları denir ve bunlardan birinde 45 tane küçük gezegen bulunmuştur Trojan adı verilen bu türün üyeleri içinde bugüne kadar bilinen en büyüğünün adı Hektor’dur. 300 km uzunluğunda ve 100 km genişliğinde, yumurtamsı bir cisimdir. Bunların Jüpiter yörüngesinde oluştukları ileri sürülmektedir.

Son olarak Jüpiter dışında da küçük gezegenler bulunmaya başlanmıştır. Bunlardan ilki olan 2060 Chiron 1977 yılında keşfedilmiştir. Güneş etrafındaki yörüngesi, Satürn yörüngesi ile Uranüs yörüngesi arasında yer alır.Keşfedildiğinde gök bilimciler onuncu gezegen olduğunu ileri sürdüler, fakat özellikleri saptandığında onun küçük gezegen olduğu anlaşıldı Yapısının kirli buzdan oluştuğu sanılmakta ve bu nedenle eğer birgün Satürn’ün tedirginlik etkisi ile Güneş’e yakın bir yörüngeye geçerse gök yüzünü süsleyen büyük bir kuyruklu yıldız olur. Çapının 300 km yöresinde olduğu tahmin edilmektedir Son yıllarda bu türden iki küçük gezegen daha bulundu.

Küçük gezegenlerin tayfları incelenerek yapıları anlaşılmaya çalışılmıştır. 2.8 GB uzaklığında bulunanların çoğu, demir ve kayadan oluşmuştur. Bazılarının yüzeyinde içinde su barındıran mineraller vardır. 4 Vesta’nın yüzeyi ise bazaltik lavlarla kaplıdır. Daha dış bölgelerde bulunan küçük gezegenlerin yüzeyi ise, su ve karbonca zengin bir materyal ile kaplıdır. Bu nedenle bunların güneş ışığını yansıtma yüzdeleri, yani aklık dereceleri küçüktür. Jüpiter yöresindeki küçük gezegenlerin kaya ve buzdan oluştukları ileri sürülmektedir. Apollo türünün üyelerinin yapısı ise yukarıda anlatılanların tam bir karışımıdır. Apollo türü küçük gezegenlerde, metal ve mineraller bol miktarda bulunduğundan ve Yer’e çok yakın geçtiklerinden dolayı, bunlardan insanoğlunun nasıl yararlanacağı konusunda uzay merkezlerinde uzun zamandır plânlar yapılmaktadır. Bir diğer konu da bunların yüzeyine inmek ve kalkmak için Ay’dakinden çok daha az enerji gerekeceğidir: Uzay istasyonu faaliyete geçtiğinde, saf nikel ve demir içeren bir Apollo küçük gezegeninde madencilik yaparak, gerekli materyali Yer’den taşımaya göre çok daha ekonomik elde etmek mümkün olacaktır.

Kuyruklu  Yıldızlar

Gök yüzünün en görkemli küçük cisimleri kuyruklu yıldızlardır. Yörüngelerinde hareket ederken güneş sisteminin iç bölgelerine ve özellikle Yer’e yaklaştıklarında uzun kuyrukları, gök yüzünün büyük bir bölümünü kapsar. Dikkatli incelendiğinde, arka plândaki yıldızlara göre hareketli olduğu hemen anlaşılır. Ne yazık ki böyle görkemli görünen kuyruklu yıldızların sayısı çok çok azdır. Sönük olanların sayısı ise fazladır ve sadece teleskoplarla gözlenebilir. Kuyruklu yıldızlar, güneş sisteminin dışından bir hiperbolik yani açık bir yörünge izleyerek Güneş’e çok değişik yönlerden yaklaşırlar, yani yörüngelerinin ekliptik düzleminde olma koşulu yoktur. Bunlara aniden görünen cisimler denilir, ne zaman ortaya çıkacakları bilinmez. Bir bölümü de güneş sistemine bu şekilde girdikten sonra büyük gezegenlerin çekim etkisi ile yörüngelerini değiştirerek kapalı elips yörüngelerde dolaşmaya başlarlar ve güneş sisteminin içinde kalırlar. Bunlara da dönemsel kuyruklu yıldızlar denir ve bir daha ne zaman görünecekleri kesin olarak bilinir. Dönemsel kuyruklu yıldızların en güzel örneği Halley’dir. Kayıtlı ilk gözlemi i.O. 467 yılında yapılan Halley, son kez 1986 yılında gözlendi, ingiliz gök bilimci Edmund Halley onun 1682 yılında yapılan gözlemlerini inceledi ve yaklaşık her 76 yılda bir gözüken bu görkemli cismin aynı kuyruklu yıldız olduğunu kanıtladı. Bu nedenle ona Halley kuyruklu yıldızı adı verildi.

Bugün kuyruklu yıldızlara, onu keşfedenin (Enke ky.) veya keşfedenlerin (ıkeya-Seki ky.) adları verilmektedir. Amatör gök bilimcilerin en çok   uğraş   verdiği   bir   araştırma   alanıdır.   Yılda   yaklaşık   20-30   ky. keşfedilmektedir. Bu keşiflerde amatör gök bilimcilerin katkısı oldukça fazladır Aşağıda açıklandığı gibi bu tür cisimler Güneş’e yaklaştıkça parlaklıkları arttığından, amatör gök bilimciler bir kuyruklu yıldız keşfedebilmek için, sabahleyin Güneş doğmadan önce doğu, akşam vakti Güneş battıktan sonra ise batı ufkunu uzun süre dürbünle tararlar. Bu zor gözlem tekniğinin yanında ayrıca bilgiye de gereksinim vardır. Taradıkları bölgelerdeki bulutsuları (yıldızlararası bulutlar) ezbere bilmeleri gerekir, çünkü bunların görünüşü kuyruklu yıldızların görünüşü ile hemen hemen aynıdır.

Bir kuyruklu yıldızın fotoğrafı çekildiğinde onun parlak bir baş bölgesi ve bu bölgenin içinde bir çekirdeği olduğu ve son olarak da sönük bir kuyruğu olduğu görülür. Kuyruk her zaman Güneş’in aksi yönünde uzanır, örneğin, Güneş battıktan sonra batı utkunda bir kuyruklu yıldız görürseniz onun kuyruğu gök yüzüne doğrudur. Çıplak gözle kuyruk kısa gözükmesine karşın teleskopla bakıldığında veya totografı çekildiğinde onun çıplak gözle görülenden daha uzun olduğu anlaşılır. Çekirdek, bu cismin tek katı olan bölgesidir ve boyutu 1-20 km arasındadır. Yapılan ayrıntılı araştırmalardan, çekirdeğin kirli buzdan, yani toz ve buz karışımından oluştuğu bulunmuştur. Baş ve kuyruk bölgesi ise gaz ve tozdan oluşmuştur.
Kuyruklu yıldız Güneş’e yaklaştıkça Güneş ışınlan çekirdeği ısıtır ve buz buharlaşmaya başlar ve buharlaşan gazlar serbest kalan tozlarla birlikte çekirdeği sarar. Güneş ışınlarının ışınım basıncı ile bu gaz ve tozlar, doğal olarak Güneş’in aksi yönünde sürüklenmeye başlar ve kuyruğu oluşturur. Bu nedenle kuyruklu yıldız Güneş’e yaklaştıkça kuyruğu büyür, uzaklaştıkça kuyruk yavaş yavaş küçülür.

Kuyruklu yıldızların güneş sistemi düzlemine çok değişik açılarda geldiği daha önce belirtilmişti. Yörüngelerinin bu özelliğinden, onların Güneş sistemini saran uzayda disk benzeri değil de küresel bir hacimden geldiklerini söyleyebiliriz. 1950 yılında Hollandalı bilim adamı Jan Oort, o zamana kadar gözlenen   kuyruklu   yıldız  yörüngelerini   inceleyerek   bu   küresel   kuşağın Güneş’ten 50000 GB uzaklıkta yer aldığını ileri sürdü. Milyonlarca kuyruklu yıldızın bulunduğu bu kuşağa Oort bulutu adı verildi. Güneş sisteminden çok uzakta olan bu bölgede yer alan kuyruklu yıldızlara, Güneş’in uyguladığı çekim kuvveti kadar diğer yakın yıldızların uyguladığı çekim kuvveti de önem kazanır. Bulutta meydana gelen tedirginlikler sonucu kuşaktan ayrılan kuyruklu yıldızın güneş sistemine gelerek geri kuşağa dönmesi yaklaşık 30 milyon yıl alır. Bunlara uzun dönemli kuyruklu yıldızlar diyoruz. Uzun dönemliler eğer yörüngelerinde hareket ederken Jüpiter’in yeteri kadar yakınından geçerlerse onun çekim etkisiyle yörüngeleri değişir ve artık güneş sistemi içinde dolanmaya başlarlar. Bunlara da kısa dönemli kuyruklu yıldızlar denir. Bunların içinde en kısa döneme sahip olan Encke (3.3 yıl), bilinen en uzun döneme sahip olan Rigollet (151 yıl) ve en meşhur olanı ise Halley (76 yıl) kuyruklu yıldızıdır. Halley’in 1986 ziyareti sırasında Giotto uzay aracı, ilk kez bir kuyruklu yıldızın çekirdeğinin ayrıntılı fotoğraflarını çekmeyi başardı. Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar Güneş’e her yaklaştıklarında buharlaşma süreci ile önemli ölçüde kütle kaybederler. Bu nedenle dönemli bir kuyruklu yıldız bir gün ölebilir. Halley’in son gelişi çok sönük oldu ve Güneş’ten uzaklaşırken iyice parçalandığı dolayısıyla bir daha yani 2062 yılı ziyaretini yapamayacağı ileri sürülmektedir.

Akan  Yıldızlar

Güneş sistemi içinde çok değişik yörüngelerde dolaşan her türlü kaya parçasına gök taşı denir. Örneğin; ölen bir kuyruklu yıldızın katı küçük çekirdeği, yine kuyruklu yıldızdan parçalanma süreci sırasında açığa çıkmış toz parçacıkları ve parçalanmış Apollo türü küçük gezegen artıkları Boyutları 10 km çaplı kaya parçalarından başlar, 1 mikron büyüklüğündeki toz parçalarına kadar değişir. Gök taşlarının büyük olanlarının kökeni küçük gezegenler, küçük olanların kökeni ise kuyruklu yıldızlardır. Eğer uzayda bol miktarda bulunan bu gök taşlarının yörüngeleri Yer yörüngesi ile kesişirse, gök taşı büyük bir hızla (12-72 km/sn) Yer atmosferine girer. Meydana gelen sürtünme ile gök taşı ısınır ve ışık saçmaya başlar. Bu olaya, akan (kayan) yıldız adı verilir. Özellikle açık yaz gecelerinde her insanın gördüğü hatta niyet tuttuğu bu olayın aslında uzaydaki yıldızlarla bir ilişkisi yoktur, bu olay bize çok yakın bir konumda, Yer atmosferinde meydana gelir.

Yer’den yaklaşık 120 km yukarıda ışık saçmaya başlayan gök taşlarının çoğu 60 km yukarıda yanıp biter. Bunlar boyutları çok küçük olanlardır Eğer gök taşı yeteri kadar büyükse Yer yüzüne kadar ulaşabilir. Böyle büyük olanlar gök yüzünde çok daha fazla ışık saçtığı için bunlara ateş topu adı da verilir. Yer’e ulaşan gök taşlarının sayısı çok azdır. Yılda 2-3 tane tuğla büyüklüğünde gök taşı bulunmaktadır.  1972 yılında ağırlığı yaklaşık 1000 ton olan bir gök taşı Yer atmosferine hafifçe değerek yoluna devam etti. Eğer bu gök taşı dünyamıza çarpsaydı, bir nükleer bombanın patlamasına eş bir enerji açığa çıkardı ve birçok canlının ölümüne neden olabilirdi. Yer tarihinde böyle büyük çarpışmalar olmuştur ve bu çarpışmalar sonucu oluşan kraterlerden bazıları hâlâ şekillerini korumaktadır. Bunlardan bir tanesi ABD’nin Arizona eyaletindedir ve çapı 1200 metredir. Bu krateri meydana getiren çarpışmanın yaklaşık 2500 yıl önce olduğunu ve diğer birtakım bilimsel bulgular altında, böyle büyük çarpışmaların çok seyrek olduğunu söyleyebiliriz.

Yer’e ulaşabilen gök taşları yandığı için siyahtır ve atmosferde gazla sürtünmesinden dolayı da yüzeyi cilalanmış gibi düzdür. Kimyasal bileşimleri ve yapıları birbirinden farklıdır. Bu bakımdan onları üçe ayırabiliriz: 1) Demirli gök taşlarının yapılarında bol miktarda demir ve demir birleşenleri vardır. Bunlar; %91 demir, %8′i nikel, ve az miktarda da kobalt ve silikat içerirler Parçalanıp incelendiklerinde Yerdeki kayalara benzemediği ve kristalleşmiş olduğu görülür. 2) Taş ve demirli göktaşlarında ise metal ve SıO hemen hemen aynı orandadır. Bazılarında olivin adı verilen magnezyumlu birleşikler de vardır. 3) Taşımsı gök taşları ise yersel kayalara çok benzerler. Kimyasal birleşimleri; %42 oksijen, %20 silisyum, %16 magnezyum ve %16’sı da demirdir. Bugüne kadar ele geçen gök taşlarının %93′nün taşımsı, ancak %5′inin demirli olduğu görülmüştür. Demirli gök taşlan daha dayanıklı olduğu için   doğada   bulunan   gök   taşlarının   çoğu   bu   türdendir.    Radyoaktif izotoplardan hareketle yapılan yaş tayinlerinden gök taşlarının 1-4 milyar yıllık oldukları yani güneş sistemimiz ile aynı yaşta oldukları, bulunmuştur. Bu nedenle uzun yıllar yapılarını koruyan bu küçük cisimlerin incelenmesi ile güneş sisteminin başlangıçtaki koşulları hakkında ve nasıl oluştuğu konusunda bazı ip uçları elde edilebilir.

Yılın belirli gecelerinde akan yıldızların sayısı çoğalır. Bu olaya da akan yıldız yağmuru adı verilir. Eğer her akan yıldızın ışığının gök yüzünde yıldızlara göre izlediği yol, bir gök atlası üzerine çizilirse, tüm bu yolların bir noktada kesiştiği görülür. Yani o gece, tüm gök taşlarının gök yüzünde bir noktadan geliyormuş izlenimini verir. Bu noktaya saçılma noktası denir. Aslında hepsi birbirine paralel yörünge izleyen gök taşları atmosfere girmektedir. O geceki akan yıldız yağmuru bu saçılma noktasının bulunduğu takımyıldızın adı ile anılır. Örneğin; Perseid, Leonid akan yıldız yağmuru gibi. Akan yıldızların yörüngeleri incelendiğinde, onların kısa dönemli kuyruklu yıldızların yörüngeleri ile hemen hemen çakıştığı anlaşılmıştır. Kuyruklu yıldızdan buharlaşma süreci ile ayrılan toz parçacıkları kuyruklu yıldızın yörüngesinde dolanmaya devam ederler. Yer yörüngesi ile kuyruklu yıldız yörüngesi kesiştiğinde de bu toz parçacıkları atmosferimize girerek akan yıldız yağmurlarını oluştururlar. Bu nedenle bazı akan yıldız yağmurları da o yörüngeyi paylaşan kuyruklu yıldızın adı ile anılır; örneğin, Bielid akan yıldız yağmuru gibi. Bazı önemli akan yıldız yağmurları ve meydana geldikleri yaklaşık tarihler, Çizelge 3 5te verilmiştir.

SORULAR
1 Dünya büyüklüğünde bir gezegen oluşturmak için kaç tane küçük gezegene gereksinmeniz var, merak ettiniz mi? Bir küçük gezegenin çapını 120 km, Yer yarıçapını da 12000 km alarak merakınızı gideriniz.
2.  Bu akşam, bulunduğunuz yerde eğer hava açıksa, gök yüzüne bakın. Gezegenleri görebilir misiniz, onları yıldızlardan ayırt edebilir misiniz? Eğer gök yüzünde Ay varsa, yaklaşık olarak Güneş’in doğduğu ve battığı noktaları Ay’la birleştiren yarım çember yöresine bakın. Bildiğiniz gibi bu, ekliptik düzlemidir. Tüm gezegenler bu düzleme yakın hareket ederler Burada gördüğünüz parlak bir cismin gezegen olup olmadığını anlamanız için ekteki gök haritalarına bakın. Eğer gök haritasında yoksa bu, bir gezegen demektir. Bulgunuzdan emin olabilmeniz için bazı bilimsel dergilerde yayınlanan, o aya ilişkin gök haritalarını da inceleyebilirsiniz. Unutmayın, gök haritalarını incelemek, kent haritalarını incelemek kadar ilginçtir.
3.  Okulunuzun veya bir arkadaşınızın teleskopu varsa, bu teleskopla Jüpiter’i inceleyiniz. Bu gözlemi gerçekleştirmek için, teleskopunuzun çapı 10 cm veya daha büyük olması gerekir, ikinci olarak da sizlerin büyük bir sabıra sahip olmanız gerekir, önünüze bir defter, kalem alarak Jüpiter’in yüzeyinde gördüğünüz her şeyi resimlemeye çalışın. Kuşakları ve bölgeleri görebiliyor musunuz? Hangi bölgeler daha parlaktır? Jüpiter’in güney yarım küresinde olan mı yoksa kuzey yarım küresinde olan mı? Büyük Kırmızı Lekeyi (BKL) görebildiniz mi? Uydularını da işaretlediniz mi? Yaklaşık bir saat sonra uyduların konumlarını defterinize tekrar işaretleyiniz. Bir fark gördünüz mü?
4.  Aynı teleskopla Satürn’ü inceleyiniz ve halkasının görünüşünü defterinize not ediniz. Halkanın size göre kaç derece eğik olduğunu tahmin edebilir misiniz? Halkadaki Cassini boşluğunu görebiliyor musunuz? Yaklaşık 1 sene sonra aynı gözlemi tekrarlayınız, halkanın eğiminde bir fark görebilir misiniz, niçin? Satürn yüzeyindeki olguları da defterinize işaretlediniz mi? Orada da bölgeler ve kuşaklar var mı?
5.  Kolunuzda bugün kullandığınız bir saat ile sizi önce Merkür, sonra sırasıyla Venüs ve Mars yüzeyine bıraksak (yaşayabileceğiniz çevre koşulları içinde); orada bir günün ve bir yılın ne kadar sürdüğünü söyleyebilir misiniz? Yer yüzünde ortalama insan ömrü 65 yıl iken; bu, hangi gezegenlerde dana az, hangilerinde daha fazladır? En uzun geceler ve en kısa geceler hangi gezegendedir?
6. Çapı 15 cm veya daha büyük ve büyütmesi de 250 yöresinde olan bir teleskopla Mars gezegenini karşı konumda iken incelersek, yüzeyinde herhangi bir ayrıntı görebilir miyiz? Kutup başlıkları küçük parlak görünüşleri ile ilk göze batan olgulardır. Herhangi bir karanlık olgu görebiliyor musunuz? Bu gözlemi birkaç gün tekrarlayınız ve saptadığınız farkları tartışınız.
7.  Gezegenler içinde Yer küre’ye en çok yaklaşan gezegen hangisidir? Bu sorunu çözmek için defterinize güneş sisteminin bir modelini çiziniz Tüm gezegenlerin Güneş etrafındaki yörüngelerini, Ek- 6′daki (Sayfa 264) çizelgede yer alan verileri kullanarak göstermeye çalışınız.

Çizelge 3.4 yakından incelendiğinde, yersel gezegenlerin uydu sayısı bakımından ne denli fakir olduğu görülmektedir. Gerçekten Merkür ve Venüs gezegenlerinin uyduları yoktur. Bunun yanında Yer, bir tane büyük; Mars ise iki tane çok küçük uyduya sahiptir. Ay’ı, Yer konusunu incelerken ayrıntılı görmüştük. Mars’ın iki uydusu ise iki büyük kayayı andırmakta ve onları da Mars konusunda incelemiştik. Dev gezegenlerin doğal uydularının genel özellikleri de aşağıda verilmiştir.

Jüpiter uyduları: Jüpiter’i teleskoptan ilk kez Galile 1610 yılında incelediğinde, dört büyük uydusunu hemen keşfetti. O uydulara, bu nedenle “Galile uyduları” denir. Jüpiter’den uzaklıkları sırasına göre; lo, Europa, Ganymede ve Callisto, mitolojideki Jüpiter’in eşlerinin isimlerini almışlardır. Şu anda bu dev gezegenin dört değil tam 16 uydusu olduğunu biliyoruz. Son bulunan uyduların tamamı, boyutça Galile uydularından daha küçüktür. Yörünge özelliklerini göz önünde bulundurduğumuzda, Jüpiter’in uydularını üç bölümde inceleyebiliriz. Ana gezegene en yakın grup 8 uydudan oluşur ve Galile uyduları da bu grubun üyeleridir. Bu grubun üyelerinin hepsi yörünge üzerinde doğru yönde hareket eder, yörüngeleri çembere çok yakın ve Jüpiter’in ekvator düzlemindedir. Ortanca grup uyduların yörüngeleri çemberden iyice ayrılır ve yörünge düzlemlerinin eğikliği büyüktür. En dış grubun yörüngeleri ise iyice basık elips şeklinde ve yörünge hareketleri ters yöndedir.

Dört Galile uydusundan hiçbirinde belirgin bir atmosfer bulunmamaktadır ve hepsi de Jüpiter’e göre kilitlenmiş yörüngelerde dolanmaktadırlar. Yer yüzünden yapılan tayfsal çalışmalarla, lo hariç diğer üç uydu da bol miktarda su buzu saptanmıştır. En dıştaki Galile uydusu olan Callisto’nun yüzeyi yoğun şekilde kraterlerle kaplıdır. Kraterlerin yapısı onların çarpışma sonucu oluştuğunu göstermektedir ve yüzey kayalarla değil su buzu ile kaplıdır. Callisto’nun yüzeyi buzla kaplı olmasına karşın çok karanlıktır.

Ganymeda’nın yüzeyinin bazı bölümleri Callisto kadar kraterli ve karanlıktır, fakat yüzeyinin geri kalanı daha az kraterli, daha az karanlıktır. Yüzeyde birbirine paralel veya sarmal şekilde çizgiler gözükür. Bu durum, Ganymeda’nın yüzeyinin Callisto’dan çok sonra yenilendiğini gösterir. Bu iki uydu hemen hemen aynı kütle ve yoğunluğa sahip olmasına karşın farklı yüzey şekillerine, Jüpiter’den olan farklı uzaklıkları neden olmuş olabilir fakat neden henüz bilinmemektedir.

Europa’nın yüzeyi belirgin bir şekilde düzdür. Çok az çarpışma krateri vardır. 300- 400 metre yüksekliğinde birkaç kilometre genişliğinde çok sayıda alçak dağ silsileleri yüzeyi kaplamaktadır. Ayrıca, yüzlerce kilometre boyunda çok sayıda karanlık şeritler gözükür, fakat bunların yüksekliği ve derinliği önemsenmeyecek kadar azdır. Bu dağ silsileleri ve karanlık şeritler yüzeydeki ince  buzun  altında  bulunan   su  okyanusunun  donması   ile   açıklanabilir.

Yüzeyde karanlık şeritler arasındaki özgün buzun yüksek aklık derecesi onun çok saf olmasından kaynaklanır. Donma aynı zamanda yüzeydeki buzu kıvırarak alçak dağ silsileleri de meydana getirmektedir. Çarpışma kraterlerinin azlığını sıvı okyanusun varlığı doğal olarak açıklamaktadır Böyle bir okyanusun varlığını sürdüren iç ısı, radyoaktif parçalanmalardan kaynaklanmaktadır. Europa’nın yoğunluğu yeter derecede silikat bulunduracak kadar yüksektir ve ısıyı üretmek için yeterli radyoaktif izotop bulundurur. Bazı gök bilimciler Europa’da yaşam olabileceğini ileri sürdüler. Voyager 1 ve 2′nin verilerini inceleyen araştırmacılar, Ay büyüklüğündeki uydunun yüzeyini kaplayan buzun kalınlığının 5 km yöresinde olduğunu ve buzun altında geniş okyanuslar olabileceğini düşünüyorlar. Bu buzun altında birtakım bitkilerin kolayca yaşayabileceği ve yaşamlarını sürdürebilecekleri kanıtlandı. Antartika’da da sürekli buzların altında yaşayan küçük bakteriler ve tek hücreli bitkiler vardır. Bu bitkiler fotosentez olayını buz kristalinden geçerek gelen Güneş ışınları ile yapabilmektedirler.

lo’nun yüzeyi, Jüpiterin diğer üç uydusundan farklıdır. Yüzeyde çarpışma krateri gözükmez ve gözlenen tüm olgular volkanik kökenlidir. Güneş sisteminde volkanik etkinlik gösteren yegâne uydudur. Yüzeyde çok sayıda yanardağ olduğu ve etkinliklerini sürdürdükleri uzay sondalarının çektikleri fotoğraflardan anlaşılmaktadır. Ne su ne de diğer tür buzlardan hiçbiri lo yüzeyinde bulunmaz. Eğer bir zamanlar yüzey buzlarla kaplı ise de volkanik etkinliğin gösterdiği iç ısı bunları buharlaştırıp yok etmiş olmalıdır. Yüzeyde, kükürt (S) ve kükürtdioksit (SO?) bol miktarda bulunur ve lo’nun yüzeyinin renkli görünmesine neden olurlar. Bu sülfürlü bileşiklerin çoğunun yanardağlardan çıktığı kesindir. Volkanik etkinliğin sürüp gitmesine Jüpiter’in uyguladığı tedirginlik hareketleri neden olmaktadır.

Satürn uyduları: 1651 yılında Huyghens Satürn’ün bir uydusunu keşfetti. Adını mitolojide Uranüs ve Gaia’nın dev çocuğundan alan Titan büyük bir uydudur. Titan güneş sisteminde yoğun atmosfere sahip tek uydu olması ona ayrı bir önem kazandırır. Voyager ziyaretlerinden önce Yer’den yapılan gözlemlerle atmosferinde metan ve yoğun bulutlar olduğu bulundu. Fakat bir çok özelliği tam olarak bilinmiyordu. Yer atmosfer kütlesinden daha fazla atmosferik kütleye ve Yer yüzü basıncından daha fazla yüzey basıncına sahip olduğunu biliyoruz. Yer atmosferi 50- 60 km de biterken Titan atmosferi 600 km ye kadar uzanır. 1980 yılından önce atmosferinin büyük bir bölümünün metandan oluştuğu sanılıyordu. Daha sonra Voyager. Titan’ın  yapısında % 90- 99  oranında   azot   (N2)   buldu.   Böylece   Titan uydusunun diğer bir özelliği de ortaya çıktı. Atmosferinde bol miktarda azot molekülünü bulunduran, Yer haricinde tek gök cisimdir. Bununla beraber Yer’de bulunan diğer gaz bileşenleri Titan’da az olup bunların yerini metan gibi hidrojen bakımından zengin moleküller almıştır, iç yapısı %45 su buzu, %35 kayalık materyal içerir. Yüzeyinde 100 km kalınlığında buz olduğu tahmin ediliyor. Voyager ile alınan fotoğraflarda, Titan bulutlarında parlaklık farkı gözlendi. Ayrıca kuzey yarım küre güney yarım küreden daha karanlıktır. Bunun nedeni tam olarak bilinmiyor.

Uzay araçları Satürn’ü ziyaret etmeden önce sadece yedi uydusu biliniyordu. Bugün 17 uydusu olduğunu biliyoruz Titan dışında geri kalan altısı 400- 1500 km çapları arasında olup benzer özellikler gösterir. Yer’den yapılan tayfsal gözlemlerle bu uydularda egemen materyalin su buzu olduğu bulunmuştur Bu uyduların yörüngeleri doğru yönde, çember ve Satürn’ün ekvator düzlemindedir. Son bulunan 10 tanesi ise küçüktür ve çoğu gezegenlerarası ortamda yakalanmış küçük gezegenler ve uydu çarpışmalarından ortaya çıkmış parçalardır.

Mımas yüzeyinde en önemli özellik, Arthur isimli bir kraterin bulunmasıdır. Bu kraterin çapı 130 km, derinliği 10 km ve merkezindeki çıkıntının yüksekliği ise 6 km’dir. Uydu çapının 1/3 büyüklüğüne sahip bu kraterin oluşması için büyük bir cismin çarpmış olması gerekir. Yüzeyde bu dev kraterin dışında küçüklü büyüklü birçok krater vardır. Uydu, hemen hemen buzdan oluşmasına karşın kraterlerin görünüşü Ay kraterlerine benzemektedir. Yüzeyde kraterlere ek olarak 100 km uzunluğunda, 10 km genişliğinde ve 1-2 km derinliğinde çatlaklar vardır. Bunların da çarpışma sonucu oluştuğu ileri sürülmektedir.

Enceladus’un yüzey yapısı diğer buzul uydulardan çok farklıdır. Herşeyden önce yüzeyi çok parlak ve üstüne düşen ışığın %90 nını geri yansıtmaktadır. Bu aklık derecesine ulaşmak için, yeni oluşmuş saf buza gereksinim vardır, toz ve kayalar olmaması gerekir. Bu uydu ayrıca diğerlerinden daha soğuktur. Satürn’ün bir halkasının yapı taşlarının Enceladustan taşındığına inanılmaktadır. Voyager ile alınan fotoğraflarda yüzeyde kanala benzer yapılar görüldü, bu ise bir zamanlar yüzeyde sıvının hareket ettiğini göstermektedir.

Tethys de yüzeyinde bol miktarda krater bulunduran bir uydudur. Bu ise yüzey yaşının eski olduğunu gösterir. Kraterlerden birinin çapı 400 km dir ve adı Odysseus’dur. Arthur’dan büyük olan bu krater* onun kadar keskin yapılı değildir. Yüzeyin yarısından fazlasını dolanan ?000 km uzunluğunda 100 km genişliğinde ve birkaç km derinliğinde büyük bir vadi yapısı görülmektedir. Bunun bir çarpma sonucu oluşmuş çatlak olabileceği ileri sürülmektedir.

Phoebe haricinde diğer uydular Satürn’e yakın bir düzlemde ha-eket ederler. Phoebe’nin yörünge düzleminin eğimi 90°’yi geçer Buradan yörünge hareketinin ters olduğu sonucu çıkar. Bu durum onun sonradır Satürn’ün çekim etkisiyle yakalandığı düşüncesini destekler.

Uranüs uyduları: Voyager uzay sondasının ziyaretinden önce bilinen beş uydunun da yüzeyinde su buzu olduğu, Yer yüzünden yapılan tayfsal çalışmalardan anlaşılmıştır. Elektromanyetik tayfın kırmızıötesi bölgesine düşen su buzuna ait çizgiler, Umbriel’de daha az belirgindir ve bu uyduda su buzunun, ya başka bileşiklerle beraber ya da yüzeyinin çok az bir bölümünü kapladığı şeklinde yorumlanmaktadır, içlerinde en büyük olanı Titania’dır. Beş uydu içinde en küçüğü ise 160 km ile Miranda’dır. Uydular, yarı yarıya buz ve kayalık materyalden oluşur ve bu nedenle de yoğunlukları 1.5 ve 2 gr/cm3 arasındadır. Hiç birinin atmosferi yoktur. Beş uydunun da yörüngeleri aynı bir düzlem içindedir ve bu düzlem, gezegenin ekvator düzlemine yakındır. Ana gezegene yakınlıkları göz önüne alındığında, uyduların uzaydan yakalanmış cisimler olmadığı anlaşılır. Uranüs’ün ince halkası da aynı düzlemdedir.

Voyager 2, Uranüs’ün 10 yeni uydusunu buldu. Bunların tümü, daha önce Yerden keşfedilmiş 5 uydudan daha iç bölgelerde, yani Uranüs’e daha yakındır Ayrıca yeni bulunan bu 10 uydunun tamamının, daha önce bulunan 5 uydudan daha küçük ve daha karanlık oldukları anlaşıldı. Uranüs’ün beş büyük uydusu; Titanya, Oberon, Umbriel, Ariel ve Miranda’nm Voyager 2 den çekilen fotoğraflarında, yüzeylerinin çatlaklarla örtülü olduğu görülmüştür. Bu ise bize. bu küçük uydularda beklenmeyen tektonik etkinliğin var olduğunu göstermektedir. Tektonik hareket bilindiği gibi gezegen kabuğundaki hareketlerdir ve sadece büyük gezegenlerde gözlenebilir. Bu harekete, iç ısının, konveksiyon ile yukarı doğru aktarımı neden olur Uranüs uydularında, belki tedirginlik kuvvetleri belki de çarpışma sonucu ortaya çıkan kuvvetler yüzeyde etkinliğini sürdürmektedir.

Neptün uyduları: Neptün’ün ilk uydusu 1846 yılında keşfedildi ve bu uyduya Triton adı verildi, ikinci Neptün uydusu 1949 yılında bulundu ve Nereid adı verildi. Triton ve Nereid mitolojide Neptün’ün muhafızlarıydı. Voyager 2, Neptün’de de birçok yeni uydu buldu ve Neptün’den çok uzakta bir yörüngede dolaşan Nereid uydusunun da fotoğrafını çekmeyi başardı. Nereid, Güneş sistemi içinde dış merkezliği en büyük olan uydu olarak bilinir. Triton’un yörüngesi ise çemberdir.

Neptün sisteminde Voyager 2 için en ilginç cisim Triton uydusu oldu. Beyaz renkte bir yapıya sahip olan bu uydu, donmuş azottan oluşan kutup başlıklarına sahipti. Yüzey yapısı o denli karmaşıktı ki çekilen fotoğraflardan hemen bir yorum yapma olanağı olmamıştır. Uydunun güney kutbu buzla kaplı bir bölgedir ve aklık derecesi %100′e yakındır. Yüzeyindeki sıcaklık azotun donma sıcaklığının çok altındadır. Sadece ekvatora yakın bölgelerde aklık derecesi %50 yöresindedir. Uydu yüzeyinde, buzul yanardağların varlığına ilişkin belirtiler vardır. Daha çok kuzey yarım küresinde görülen bu soğuk yanardağlarda iç yapıdan çıkan materyal göl oluşturmuştur.

Yeni bulunan uydulara; bulunduğu yılı, gezegenini ve bulunma sırasını gösteren bir kod adı verilir. Yörünge özellikleri tam olarak saptandıktan sonra bir komisyon onlara isim verir. Yeni bulunan uyduların en dış yörüngede olanına 1989N1 adı verildi; bu uydunun yüzeyi karanlıktır. Uydunun yüzeyi kraterlerle kaplıdır, içeri doğru yeni bulunan ikinci uydu (1989N2), küresel bir yapıda değildir ve 1989N1′in yarı büyüklüğündedir. Yüzeyinde çapları, 30 ile 50 km arasında değişen kraterler vardır. 1989N3 ve 1989N4′ün her ikisi de gezegenin birer halkasının içerisinde bulunurlar. 1989N4 ise parlak yay parçalarına sahip halkanın içindedir. Yeni bulunan uydular içerisinde sadece 1989N6 yörünge eğimi bakımından diğerlerinden farklıdır. Hepsi hemen hemen gezegenin ekvator düzleminde bulunurken, i989N6′nın yörüngesi bu düzlemle 4.5 derecelik bir açı yapar. Triton ise 20 derecelik bir eğime sahiptir.

Mars’ın dışındaki dört büyük gezegen dev gezegenler grubunu oluşturur. Ek 5′i (Sayfa 263) yakından incelediğimiz zaman sırasıyla; Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gezegenlerinin kütle ve yarıçaplarının yersel gezegenlere göre çok büyük olduğunu görürüz. Dev gezegenlerin diğer bir özelliği ise yoğunlukları yersel gezegenlere göre düşüktür. Dev gezegenler Dev gezegenlerin diğer bir özelliği ise yoğunlukları yersel gezegenlere göre düşüktür. Dev gezegenlerin ortalama yoğunluğu 1.34 gr/cm³ dür.

Dev gezegenlerin atmosferlerinin kimyasal bileşimi, Güneş’e benzer. Gezgin (Voyager) uzay aracı bu dev gezegenlerin atmosferlerinde çok çeşitli moleküller olduğunu buldu. Aşağıdaki çizelgede Jüpiter ve Satürn’ün kimyasal birleşimi Güneş’in kimyasal birleşimi ile karşılaştırılmaktadır.

Hidrojen, dev gezegenlerin kütlesinin çoğunu oluşturmaktadır. Bu gezegenlerin içinde hidrojenin davranışını incelemek çok önemlidir, iç bölgelerde sıcaklık atmosfere göre daha yüksektir. Böylece yüzeyden merkeze doğru giderken sıcaklık ve basıncın artacağı açıktır. Bu nedenle derinlere gittikçe gaz hâlindeki moleküler hidrojen (H2), gittikçe yoğunlaşır. Hidrojenin yoğunluğu öyle bir düzeye gelir ki artık bu bir gazın değil, sıvının özelliklerini taşır. Bu nedenle Jüpiter’in içlerine girdiğimizde herhangi bir yüzey ile karşılaşmayız fakat aşağılara indikçe kendimizi bir okyanusun ortasında buluruz. Okyanustaki hidrojenin katı bir yüzeyi olup olmadığı yine de merak edilmektedir. Yüksek basınçta molekülü meydana getiren hidrojen atomları, birbirlerine bağlı oldukları kadar komşu moleküllerin atomlarına da bağlı olmaktadırlar. Bu basınçta hidrojen molekülleri parçalanır. Daha da derinlere inildiğinde basınç o denli artar ki her hidrojen atomunda çekirdek etrafında dolanan elektron aynı zamanda komşu atomunda çekirdeği tarafından da etkilenir ve atomlar da parçalanır. Bu durumda hidrojen, atom çekirdekleri arasında hareket eden elektron gazından oluşmuştur. Metallere özgü bu özelliği, gösterdikleri için, bu durumdaki hidrojen “metalik hidrojen” olarak bilinir. Metalik hidrojenin en önemli özelliği, metallerde olduğu gibi yüksek elektrik iletkenliğine sahip olmasıdır.

Hidrojen ve helyumdan oluşmuş büyük bir kütleye sahip bir gezegenin iç yapısı için iki temel ısı kaynağı vardır. Birincisi, gezegenin oluşum anından geriye kalan ısıdır, iç yapıdaki ikinci enerji kaynağı olarak, “çekimsel ayrılma” olayı ileri sürülmektedir. Hidrojenden daha ağır olan helyum elementinin, çekim kuvveti ile merkeze doğru hareketi sonucu oluşan kinetik enerjinin ısı enerjisine dönüşmesi sonucu bu ısı açığa çıkar.

Jüpiter

Yersel gezegenlere hiç benzemeyen Jüpiter, gök yüzünün Güneş, Ay ve Venüs ten sonra en parlak cismidir. Çok seyrek olarak bazen Mars da gök yüzünde Jüpiter’den daha parlak görülebilir. Yörüngesinde çok yavaş hareket etmesinden ve parlak olmasından dolayı, Romalılar bu gezegene, tanrıların kralı olan Jüpiter adını vermişlerdir.

Uzay araçlarının çektiği Jüpiter fotoğraflarının ayırma gücü Yerdeki teleskoplarla alınanlardan 500 kez daha iyidir. Böyle olmasına karşın yüzeydeki büyük ölçekti sekiler son 100-150 yıldır Yer’den kolayca gözlenmiş ve onların çok az değiştiği anlaşılmıştır. Ayrıca yüzeyin bandlar hâindeki yapısı, band sınırları ve yüzeyin görünen rengi, son 100 yıldır hiç değişmemiştir. Son 100 yıldır yapılan gözlemlerden, gezegenin etrafını saran zengin renklere sahip bulutların sadece üst bölgelerini incelediğimiz ortaya çıkmıştır. Bantların ekvatora paralel oldukları anlaşılmıştır. Parlak bandlara “bölge”, karanlık olanları ise “kuşak” adı verilir.

Jüpiter yüzeyinde “leke” adı verilen oval şekilli yapılar, çeşitli boyut ve renktedir. Küçük ölçekli olgular sürekli değildir, zamanla yok olurlar. Bu ilginç olguların içinde en büyüğü “Büyük kırmızı leke’dir. (BKL) ve en uzun yaşayanıdır. Bu leke 4-5 dünya büyüklügündedır ve boyutu 25000×13000 km dolayındadır, ilk kez 1664 yılında gözlenen bu olgu, o günden bu yana aynı enlemdedir, fakat boyutları değişmiştir. En büyük boyutuna 100 yıl önce ulaşmış ve o zaman 40000×13000 km olmuştur. Büyük oval lekeleri, hatta büyük kırmızı lekeyi birer anafor olarak göz önüne almak ilginç olacaktır. Fakat onların yaşam süreleri kuramsal hesaplanan yaşam sürelerinden çok uzun olduğu için birer anafordur diyemiyoruz. Yer atmosferindeki anaforlar ile karşılaştırdığımızda Yer’deki anaforlarda atmosferik hareket enerjisinin çok küçük bir bolümü bulunurken, Jüpiter anafortarındaki enerji çok büyüktür. Bunun nedeni de Jüpiter de büyük iç enerji kaynaklarının olmasıdır.

Jüpiter bulutlan, kuzey yarım küreden saat yönünde hareket ederler. Lekelerin en küçüklerinin de dönerek hareket ettiklerini gösterir beirtiler vardır. Voyager 1 ‘in gönderdiği fotoğraflardan çok sayıda olgunun rüzgâr hızlan bulunmuştur. Kuzey- güney rüzgârları doğu- batı rüzgârları ile karşılaştırıldığında çok zayıf oldukları görülür. Rüzgâr hızlarının Voyager 1 ve 2′nin yakın geçişleri arasındaki zaman aralığında değişmediği görülmüştür. Her iki yarım küredeki band şekillerinde belirgin farklar olmasına karşın rüzgâr hızları arasında hemen hemen fark yoktur. Jüpiter atmosferinin bugün bilinen kimyasal birleşimi şöyledir: %90 H_2, %10 He, %0.07 CH_4, %0.02 NH₃, %0.00001 HgO ve diğer bazı gazlar. Hidrojen, helyum ve metan, bulut bölgelerindeki fiziksel koşullarda yoğunlaşarak bulut parçacıkları oluşturamazlar. Gözlem yanılgıları içinde bulunan bu göreceli kimyasal yapı, Güneş’te bulunan ile hemen hemen aynıdır.

Jüpiter atmosferinde basınç ve sıcaklıklar, çeşitti teknikler kullanarak, uzay araçları tarafından saptanmıştır. Basıncı 1 bar olan yüzey, sıfır yüzeyi olarak seçilmiştir. 0.2 barın altında kalan atmosferde yukarı doğru ısı aktarımının ısısal konveksiyonla olduğu ve atmosferin derinlerinde çok kuvvetli ısı kaynakları olduğu ortaya çıkarılmıştır. Bu kaynaklardan biri de Güneş ışınımının çok az bir bölümünün atmosferin alt katmanlarına süzülerek ulaşmasıdır.

Jüpiter atmosferinde bulutların oluşmasına; amonyak, su ve amonyum hidrosülfit neden olurlar. Her üç tür bulut da donmuş parçacıklar içerir. Bulutlar, sıcaklığın yükseklik ile azalmasından dolayı keskin bir şekilde belirgindir. Aynı nedenle herhangi bir bulut parçacığı aşağı doğru hareket ettiğinde hemen buharlaşır. Troposferdeki konveksiyon, bulut parçacıklarını tabandan yukarı doğru yükseltir; bu yükseklikte sıcaklık düştüğünden buharlaşmazlar. Böylece bulutlar, geniş bir kalınlığa sahip olur, hatta konveksıyonun zayıfladığı troposferin üst sınırlarına kadar uzanabilirler.

Jüpiter, Güneş’ten soğurduğu enerjinin 1.5 ile 2.5 kez fazlasını uzaya ışınım olarak salar. Bu ek enerjiyi açıklamak için Jüpiter’e fazladan enerji girmesi gerekmektedir. Jüpiter, çok güçlü bir ısı kaynağına sahiptir; iç yapısında bulunmakta olan bu ısı kaynağı, ışınım fazlalığından da sorumludur. Yapılan Jüpiter iç yapı modelleri, hemen hemen tamamen hidrojenden oluşmaktadır. Atmosfer ile çekirdek arasında herhangi bir sınır yoktur. Merkezde kayadan meydana gelmiş bir çekirdek olabilir, iç bölgeler çok sıcaktır.

Satürn

Güneş sistemimizde büyüklüğüyle ve sahip olduğu halka sistemiyle dikkati çeken bir gezegendir. Satürn, Jüpiter’den fazla küçük değildir. Diğer özellikler bakımından da her iki gezegen birbirine çok benzer. Fakat birer sistem olarak ele aldığımızda Jüpiter ve Satürn sistemlerinin birbirinden farklı olduğunu görürüz. Örneğin; Satürn görülmeye değer geniş bir halka sistemine sahiptir. Güneş’e olan uzaklığının çok büyük olmasından dolayı yörüngesinde Jüpiter’e göre daha yavaş hareket eder. Bu Özelliklerinden dolayı mitolojideki çiftçilerin tanrısının adını almıştır.

Satürn’de rüzgar şiddeti Jüpiter’e göre daha kuvvetlidir. Satürn ve Jupiter atmosferi arasında büyük benzerlikler vardır. Jupiter ve Satürn’e baktığımızda birbirine yakın özellikler görürüz. Fakat Satürn bulutlarının özellikleri daha az belirgindir. Batı’dan doğu’ya doğru esen rüzgarların hızı ekvatorda maksimum’a yani 800 m/sn’ye ulaşır. Bölgesel fışkırmalar olarak kabul edilen akıntıların yıllar boyu enlemsel konumlarını korudukları gözlenmiştir.

Satürn atmosferinde bulutlar Troposfer’de yer almışlardır. Üstteki amonyak bulutlarından daha alt bölgeleri göremeyiz. İçerden dışarı doğru çıkan enerji, gazı döndürmeye zorlar, işte bu nedenle büyük ölçekli olgular ortaya çıkar. Bunlar Yeryüzü’nde görülen anaforlara benzerler. Bulutların hiçbiri renkli değildir. Satürn atmosferinde gördüğümüz renklere henüz tanısını yapamadığımız bazı molaküller neden olmaktadır. Jüpiter’de olduğu gibi Satürn atmosferinin altında da katı bir yüzeyin olup olmadığı bilinmemektedir. Satürn’deki sıcaklık düşüktür, çünkü gezegen, Güneş’ten çok uzaktadır. Dönme ekseni eğik olduğu için mevsimsel değişimler beklenmektedir, fakat atmosfer çok büyük olduğu için ormal değişimlere hemen ayak uyduramaz. Boylam, gün ve mevsimlere göre bir ortalama alınacak olursa sıcaklık farkı gözlenmemektedir. Eğer ısı transferi bulutların üst kısımlarında olsaydı belirgin bir sıcaklık değişimi görülecekti. Bunun olmaması atmosferdeki ısı taşınmasının daha derin bölgelerde olduğunu göstermektedir.

Satürn’ün ortalama yoğunluğunu (bkz. Ek 6, Sayfa 264) göz önüne alırsak onun büyük bir bölümünün gaz olduğunu görürüz. Suyun yoğunluğunun 1 olduğunu düşünürsek, Satürn’ün ne denli az yoğunluğa sahip olduğunu anlayabiliriz.
Satürn’ün iç yapı modeli de hemen hemen Jüpiter’inki gibidir. Satürn’ün zayıf çekiminden dolayı iç basıncı daha düşüktür. Bundan dolayı metalik hidrojene geçiş Jüpiter’e oranla daha derinlerde olur. Dolayısıyla moleküler hidrojenden oluşmuş mantosu oldukça kalındır.
Satürn soğurduğundan daha çok enerji yayınlar. Başlangıçta bütün gezegenleri sıcak kabul etmiştik. Gezegen zamanla soğuduğu için büzülür. Gezegenlerde bu güne kadar olan enerji kaybı çeşitli yöntemlerle hesaplanabilir ve sonuçlar günümüz gözlemleri ile karşılaştırılır, işte böyle bir karşılaştırma yapıldığında, Jüpiter için yapılan hesaplamalarda bir uyum elde edilmesine karşın Satürn için bu söz konusu değildir. Gözlenen iç ısı hesaplanandan daha büyük çıkmaktadır. Buna göre ya Satürn, Jüpiter’in yarı yaşında (ki mümkün değil) ya da Satürn’ün soğuma ve büzülmenin yanında bir başka enerji kaynağı vardır.

Yer’den teleskopla gözlendiğinde halka yapısı gösteren tek gezegen Satürn’dür. Diğer dev gezegenlerin de halka yapısı vardır, fakat yoğunluğu az olan bu halkaları Yer’den gözlemek çok güçtür. Satürn’de halka sistemi gezegenin merkezinden 80000 km uzaklıkta başlar, 136000 km uzaklığa kadar devam eder. Halkanın farklı bölgeleri farklı parlaklıkta görünür. Dış parlak bölge A halkası olarak bilinir ve onun iç kısmında karanlık olan Cassini boşluğu vardır. Cassini boşluğundan sonra en parlak olan orta halka, B halkası olarak adlandırılır. Bunun altında ise sönük C halkası yer alır. Uzay sondaları Satürn’ün fotoğraflarını çektiğinde onun etrafında on binlerce halka olduğu anlaşılmıştır. Yer’den yapılan gözlemlerde boşluk olduğu sanılan bölgelerde de halka parçacıkları ile dolu olduğu görülmüştür. Bu bölgeler daha az yoğun olduğu için Yer’den parlak olarak gözlenemiyor. Halka, milyarlarca küçük parçacıktan meydana gelmiştir. Bu parçacıklar o kadar küçüktür ki ne Yer’den ne de uzay sondalarının çektiği fotoğraflardan ayrı ayrı görülemez. Halkayı oluşturan bu parçacıkların su buzu ile kaplı olduğu yapılan tayfsal çalışmalardan anlaşılmıştır.

Uranüs

Uranüs, 1781 yılında ingiliz astronom Wiiliam Herscnel tarafından bulundu. Mitolojide Uranüs, Satürn’ün babasıdır ve Olimpos’un ilk hükümdarıdır. Uranüs’ün bir önemi de bilinen tarih içinde ilk bulunan gezegen olmasıdır. Güneş’e uzaklığı, Satürn uzaklığının iki katı olduğundan, gezegenin görünen parlaklığı, aletsiz görme sınırındadır. Dolayısıyla çok iyi gözlem koşullarında ve çok iyi görebilen kişiler tarafından çıplak gözle ancak farkedilebilir işte bu nedenle Uranüs’ün bulunması teleskopların keşfini beklemiştir.

Uranüs küçük bir teleskopla bakıldığında dahi kolayca görülür. Özellikle teleskopun büyütme gücü arttırıldığında, gezegen arka fondaki yıldızlardan tamamen farklı gözükür, çünkü nokta bir kaynak değil bir disk şeklindedir. Herscnel, Uranüs’ü kendi yaptığı 15.7 cm’lik aynalı bir teleskopla keşfetti. Herscnel 1787 yılında Uranüs’ün iki uydusunu da keşfetti. Bu uydulara, Titania ve Oberon isimleri verildi. 1851 yılında bulunan diğer iki uydusuna ise Ariel ve Umbriel adları verilmiştir. Bu isimler, Shakespeare’in yapıtlarındaki peri isimleridir. 1948 yılında bulunan beşinci Uranüs uydusuna Miranda adı verildi.

Jüpiter ve Satürn’de yakın uydular ve halka ekvator düzleminde bulunur. Buradan hareketle Uranüs uydularının yörüngelerini incelediğimizde, Uranüs’ün dönme ekseninin eğimininin 98° yöresinde olduğu görülür. Dönme ekseninin bu büyük eğimi daha sonraları yapılan tayfsal çalışmalarla da kanıtlanmış, özellikle Voyager 2 uzay sondasının 1986 yılında gezegenin yakınından geçerken aldığı fotoğraflarda da görülmüştür. Bu fazla eğime nasıl bir olayın neden olduğu kesin olarak bilinmemektedir. Özgün olarak küçük bir eğimle Güneş etrafında dolanan Uranüs’e eğer Yer büyüklüğünde bir cisim eğik olarak çarpmış ise bugünkü gözlenen duruma gelebileceği modellerle gösterilebilmektedir. Böyle bir olayın yakın zamanda meydana gelmiş olması olanaksızdır, fakat güneş sisteminin ilk zamanlarında gezegenler çevresinde bol miktarda madde vardı ve böyle bir çarpışmanın olasılığı fazlaydı.
Yapılan değişik gözlemlerden Uranüs’ün kalın bir atmosferi olduğu uzun zamandır bilinmektedir. Görsel bölgede gezegeni incelediğimizde sadece bulutların üstünü görürüz. Eğer Uranüs’ün yüzeyi varsa, bulutlar olmasa dahi kalın atmosferden dolayı biz bu yüzeyi göremeyiz. Atmosfer, başlıca molekül hâlindeki hidrojenden meydana gelmiştir. Gözlenen atmosferin %85′i hidrojen geri kalanı ise hemen hemen helyumdan oluşmuştur. Bu kimyasal yapı; Satürn, Jüpiter ve Güneş’deki ile aynıdır. Metan ve karbonun atmosferde var olduğu kesin olarak gözlenmiştir.
Troposferde sıcaklık çok düşüktür ve bu sıcaklıkta metan yoğunlaşarak bulut parçacıkları oluşmaktadır. Atmosferin üst katmanlarında gözlenen sisin, mikron büyüklüğündeki parçacıklardan meydana geldiği sanılmaktadır. Bununla beraber kimyasal bileşimi bilinmemektedir. Ya bu yüksekliklerde yoğunlaşan metan ya da Güneş’in moröte ışınları ile oluşan bazı yeni moleküller, söz konusu sisin yapısını oluşturabilir.
Görsel dalgaboylarında, Yere dönük olan kutup bölgesi, diğer bölgelere göre daha parlak gözükmektedir. Yine bu kutup bölgesi kırmızıötesi bölgede daha parlak görülmektedir. Bu durum, kutuplardan çıkan sıcak gazların yükseldiği ve kutuplardan uzaklaştıkça tekrar aşağıya doğru yöneldiği şeklinde yorumlanmaktadır. Uranüs’de mevsimsel değişim, dönme ekseninin büyük eğiminden dolayı diğer gezegenlere oranla çok farklıdır.
Gezgin 2 uzay sondası; Uranüs’ün ışınımı, manyetik alanı, halkaları ve uyduları hakkında çok şey keşfetmiştir. Fakat çok ince olan halkaları görüntülemede birçok zorluklar meydana çıkmıştır. Uranüs’ün yüzeyi, aracın kameraları ile görüntülendiğinde, herhangi belirgin bir olguya rastlanmadı, fakat bulutlar görülüyordu ve bunların hareketleri incelenerek rüzgâr hızları bulundu. Orta enlemlerde yönleri gezegenin dönme yönü ile aynı olan bulut hızlarının saniyede 50 ile 150 metre arasında olduğu saptandı. Bu hız, gezegenin ekseni etrafındaki dönme hızından daha düşüktür. Bu ise, ekvator bölgesindeki rüzgârın yönünün ters olduğunu gösterir.

Gezgin 2′deki gözlem aygıtları, gezegenin sıcaklığını ve aklık derecesini de duyarlılıkla ölçtü, iç yapıdan kaynaklanan ısı az da olsa yüzeyden kaybolmaz, iç yapıdan gelen ısı, konveksiyondan ötürü atmosferik hareketlere neden olur. Uranüs’de yayınlanan enerjinin tamamı Güneş’ten soğurulan enerji olduğu için, yüzeyde bu tür atmosferik hareket görülmemektedir.

Uranüs’ün iç yapısında bulunan buzun, hidrojen ve helyumlu bileşiklerle beraber karışmış bir şekilde olduğu tahmin edilmektedir. Toplam kütlenin %25′i ile %70′i arasında bir bölümünün buz olduğu ileri sürülmektedir. Kayalık materyal ise toplam kütlenin %15 ile %50’sini kapsar. Eğer buz yüzdesi fazla ise kayalık materyal azdır. Ayrıca kayalık materyalin gezegenin çekirdek bölgesinde toplanmış olması mümkündür.

1977 yılında Uranüs’ün bir yıldızı örtmesi sırasında yapılan gözlemlerden, gezegenin halkaları keşfedildi. Gezegen yıldızı örtmeden önce ve sonra yıldızın ışığında değişimler gözlenmişti. Yapılan bu gözlemlerden halkanın boyutları öğrenilmişti. Fakat bu ince ve belki de değişir bir yapıya sahip halkanın birçok özellikleri, Gezgin 2′nin gezegeni ziyaretine kadar bilinmiyordu. Uzay sondası, bu halkayı ilk kez görüntüledi ve bilinen halkanın dışındaki iki halkayı daha keşfetti.

Uranüs’ün halkaları çok karanlıktır ve üzerine düşen ışığın sadece %5′ini yansıtır. Buradan da halkayı oluşturan materyalin kirli su buzu olduğu anlaşılmaktadır. Aslında parlak olan su buzunun karanlık gözükmesine neden, içerisinde metan bulundurmasıdır. Uranüs’ün halkası çok dardır. Satürn halkasının genişliği binlerce km iken Uranüs’ün halkası 10 km genişliğindedir. Son bulunan halkaların çok ince toz parçacıklarından oluştuğu da yine radyo gözlemlerinden anlaşılmıştır.
Neptün

Neptün’ün keşif öyküsü, Uranüs’ün bulunması ile başlar. Uranüs bulunmadan çok önce iki astronomun onu gördükleri, fakat yıldız sandıkları ortaya çıktı. 1690 ve 1756 yıllarında yapılan bu iki gözlemle birlikte Uranüs’ün yörüngesi çok daha duyarlı hesap edildi. Gözlemlerle kuramsal hesapların uyuşması 1820 yılına dek sürdü. O yıl Uranüs’ün son kırk yılda yapılmış konum gözlemleri birikmişti. Ayrıca 1781′den önce yıldız sanılarak yapılan konum gözlemlerinin sayısı da 17′yi bulmuştu. Bu gözlemlerden hesaplanan yörünge elamanlarından hareketle bulunan Uranüs’ün konumu gözlenen konumu ile çakışmıyordu. Yapılan hesaplarda Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin tedirginlik kuvvetleri göz önüne alındığına göre, bu farkın nereden kaynaklandığı sorusu yanıtsız kalıyordu. Bu sorunun çözülmesi için bir çok öneri ortaya atılıyordu. Bunların içinde Nevvton’un çekim yasasının Satürn’den daha uzaklarda çalışmadığı gibi saçma görüşler dahi vardı. Diğer bir görüş ise bir ingiliz amatör astronomdan gelmişti. Güneş sisteminin Uranüs dışında daha bilinmeyen bazı gezegenleri vardı. Safça ortaya atılan bu görüş, daha sonra yine bir ingiliz olan matematikçi John Couch Adams tarafından ele alındı. 1845 yılında Trtius- Bode yasasına göre 38.4 GB uzaklıktaki bir gezegenin, Uranüs sorununu çözebileceğini matematik olarak gösterdi. Fakat Adams’ın çalışmaları ingiltere’de pek ilgi görmedi.

1846 yılında Fransız Le Verrier, Uranüs dışında ve ona etki eden gezegenin kütlesini ve yörünge elemanlarını hesapladı ve böyle bir gezegenin belirli bir tarihte gök yüzünde hangi konumda görülebileceğini belirledi. Le Verrier’in Almanya’daki Berlin Gözlem Evi’ne yazdığı mektup üzerine, buradaki 23 cm’lik teleskopla, 23 Eylül 1846 günü bilinmeyen gezegen araştırılmaya başlandı. Önerilen bölgede bir disk görme amacı ile yapılan çalışmalar başarılı olmadı. Daha sonra, yine gök atlaslarında olmayan nokta kaynak bulma şeklinde araştırmaya devam edildi, iki Alman astronom bölgedeki tüm yıldızları teker teker denetlemeye başladılar. Nihayet gök atlasında olmayan bir yıldız buldular. Bu, söylenen konumdan sadece 55 yay dakikası uzaklıkdaydı. O gök cismini, o gün, batıncaya dek gözlediler. Onun aranan gezegen olup olmadığından pek emin değildiler. Ertesi günü o cismin arka fondaki yıldızlara göre yer değiştirmiş olduğunu ve saatte 3 yay saniyelik bu değişimin matematikçilerin önerdikleri ile eşdeğer olduğunu gördüler.

Neptün ismi bulunmadan birkaç ay önce belirlenmişti. Bu Satürn’ün oğlu ve okyanus diplerinin hükümdarı  Neptün idi.  Öykünün sonunda Le Verrier ve Adams’ın, gezegenin kuramsal keşfini beraberce gerçekleştirdikleri kabul edildi. Bu gezegenin asıl kâşifi ise matematik bilimidir Mekanik ve elektronik bilgisayarların olmadığı bir çağda, çok az gözlemle ve çok büyük yanılgılı gözlemleri kullanarak Adams ve Le Verrier, sadece Nevvton’un çekim yasasına dayanarak bir gezegenin varlığını tahmin ettiler ve hemen hemen doğru bir konumu önererek gezegenin keşfine ön ayak oldular.

Neptün ‘ün yörüngesi duyarlı olarak hesaplandıktan sonra, böyle bir kütlenin Uranüs’ün hareketindeki düzensizliklerin nedeni olup olmadığına bakıldı. Matematikçilerin hesapladıkları tedirginlik kuvveti gerçekten Neptün’ün uyguladığı tedirginlik ile gözlem hataları için de aynı çıktı. Ayrıca bu denetlemeler, Neptün’ün kütlesinin de duyarlı olarak bulunmasını sağladı.
Voyager 2, daha Neptün’e gelmeden kameraları ile aldığı fotoğraflardan gezegenin yüzeyinde beş büyük lekenin varlığını saptadı. Bunlardan üç tanesi parlak, iki tanesi ise karanlıktı. Büyük karanlık olgu (BKO), iki karanlık lekeden büyük olanıdır. Lekenin büyüklüğü 12000 x 8000 km yöresindedir ve eğer gezegenine göre boyutunu kıyaslarsak, Jüpiter’deki BKL ile aynı göreceli büyüklüğe sahiptir. Uzun yaşam süresine sahip bu iki olgu, birçok bakımdan birbirlerine benzemektedirler. Örneğin, her ikisi de saatin ters yönünde dönmekte ve yine her ikisi de 20° güney enlemlerindedir Voyager 2 aracı, Neptün’ün kendi ekseni etrafında 7 dolanması boyunca BKO’yu sürekli gözledi. Bu zaman aralığı içinde lekenin şeklinde küçük değişimler saptadı.
BKO’nun hemen yanında ona, S1 olarak adlandılan parlak bir leke eşlik etmektedir.  Bu parlak bulut  BKO’nun güneyinde yer almaktaydı  ve daha önce de Yer’den yapılan gözlemlerle incelenmişti. S1 de BKO gibi zamanla şeklini değiştirmektedir. Büyümekte, küçülmekte, doğuya ve batıya doğru hareket etmektedir. Her ne kadar bu parlak lekeden yeni bulutlar oluşup ondan uzaklaşıyorlarsa da, o sürekli olarak BKO’nun güneyindeki konumunu korumaktadır. Bilim adamları S1 ve diğer beyaz bulutların çok yükseklerde olduğuna inanmaktadırlar. Neptün’ün metanca zengin hidrojen atmosferinde rüzgâr esmeye başlayınca, atmosfer gazları yükselirler. Bu yükselme, özellikle bir karanlık olgu yöresinde olur. Yeterli yüksekliğe çıkınca, fiziksel koşullar gereği, metan yoğunlaşarak beyaz bulutları oluştururlar. Böylece bulut, rüzgâr lekenin üzerinde estiği sürece sabit kalır. Bulutların yaşam süreleri kısa olduğu için onların hareketlerinin hızları ölçülememiştir.
Neptün’ün dönme dönemi 18 saat yöresinde iken, iç bölgeleri çok daha hızlı, yaklaşık 16 saatte bir döner. Bu nedenle BKO ve S1 saniyede 325 metre hızla batıya doğru hareket eder. BKO güneyinde S2 lekesi yer alır. Bu leke Neptün etrafında 16 saatte bir döner. Bu bulutun da atmosferde sıcak ve derin olan bir bölgenin üzerinde oluştuğuna inanılmaktadır.
Neptün atmosferi de sis parçacıklarından oluşmuştur. Sis parçacıkları kötü birer ışınım satıcıdır, fakat Güneş ışınımını çok iyi soğururlar. Neptün atmosferinde iç yapıdan gelen ısı, Uranüs’e göre daha fazladır. Güneşten soğurduğu enerjinin 2- 3 kat fazlasını uzaya yayar. Bu ışınım fazlalığının olması, onun Uranüs’e göre daha sıcak bir çekirdeği olduğu şeklinde yorumlanır.
Neptün’ün ortalama yoğunluğu Uranüs’ün ortalama yoğunluğundan daha büyüktür. Yoğunluğun fazla olması çekim etkisinin fazla olmasından, dolayısıyla daha da sıkışmış bir materyalin olmasından kaynaklanmaktadır. Bu farklı sıkışma, yapıyı oluşturan kimyasal bileşiklerdeki farklılıktan ortaya çıkmaktadır. Neptün’ün çekirdeği kayalık materyalden oluşmuştur. Çekirdeği saran mantosu buzuldandır. Buz’un toplam kütleye oranı %50 ile %80 arasında, kayalık materyalin toplam kütleye oranı ise %10 ile %35 arasındadır. Eğer buz oranı büyük ise kayalık oranı küçüktür. Kayalık materyalin çekirdekte toplanmış olması da büyük olasılıktır. Bu iç yapı modelini Uranüs ile karşılaştırdığımızda, Neptün’de buz ve kayalık materyalin toplam kütleye oranının daha fazla olduğunu görürüz. Ayrıca hidrojen ve helyumun toplam kütleye oranı ise Neptün’de daha azdır. Bu ise Neptün’ün ortalama yoğunluğunun fazla olmasından kaynaklanır.
Voyager 2, Neptün’e yaklaştıkça bilim adamları, yay parçası şeklinde bir halka yapısı görmeyi umuyorlardı. Çünkü daha önce Yer’den yapılan, gezegenin yıldız örtmesi gözlemlerinde, simetrik bir halka yapısı olmadığı bulunmuştu,   ilk  alınan  fotoğraflarda  bu   düşünce   desteklendi.   Bununla beraber, uzay aracı, Neptün’e yaklaştıkça uzun poz süreli fotoğraflarda lalkanın yay parçası şeklinde olmayıp bütün olduğu fakat bazı bölgelerinin »k daha parlak olduğu anlaşıldı. Neptün’de toplam dört tane halka vardır. En dıştaki halkada farklı parlak yay parçaları kolayca görülmektedir, üçüncü ‘aygın halkanın genişliği 2500 km yöresindedir. Dıştaki iki keskin halka I984N4 ve 1989N3 uydularının yörüngelerine çok yakındır. Bilim adamları bu lyduların halka parçacıklarını, bulundukları yörüngede tutmaya yaradıklarını jösterebılıyorlar, fakat halkanın bazı bölgelerinde yoğunluğun nasıl diğer rölgelere göre daha farklı olduğunu açıklayamamaktadırlar.

PlutoNeptün öyküsünün benzeri Pluto’nun keşfinde de tekrarlandı. O zamanlar yeni bulunan Neptün’ün hesaplanan konumu ile gözlenen konumu çakışmadığı için 1905 yılında gök bilimciler dokuzuncu gezegeni araştırmaya başladılar. 1930 yılında C. Tombaugh gök yüzünde küçük hareketli bir cisim buldu. Yörüngesi saptandığında Güneş’ten 39 GB uzaklıkta olduğu anlaşıldı. Bulunan bu gezegene Yer altı dünyası tanrısı Pluto’nun adı verildi. Pluto, bizim doğal uydumuz Ay’dan biraz daha küçüktür, bu açıdan normal bir gezegene benzememektedir. Yer’den yapılan tayfsal gözlemlerden ince metan gazından oluşmuş bir atmosferi olduğu anlaşılmıştır. Bu atmosfer, Güneş’in Pluto’yu ısıtması sonucu buharlaşan materyalden kaynaklanır.
Pluto, gezegenler içinde en büyük yörünge eğimine ve en büyük dış merkezlik değerine sahip gezegendir. Yörünge dış merkezliği büyük olduğu için yörünge şekli çok basık bir elipstir. Bu nedenle Pluto, bazan Neptün yörüngesinin içlerine girer. Örneğin, 1979 yılında Neptün yörüngesini kesmişti, 1999 yılına kadar Güneş’e Neptün’den daha yakın olacaktır. Bu ilginç yörünge parametrelerinden dolayı bazı gök bilimciler Pluto’yu gerçek bir gezegen olarak göz önüne almazlar.

1978 yılında gök bilimciler onun bir uyduya sahip olduğunu buldular. Uydu gezegenin yarı büyüklüğündeydi ve bu oran uydu-gezegen çiftlerinde karşılaşılanlar arasında en büyük olanıydı. Uyduya yine mitolojiden kaynaklanan bir isim olan Charon adı verildi. Bu uydu, gezegen yöresinde her 6.39 günde bir dönmektedir. Pluto’nun dönme dönemi aynı olduğu için her iki cisim her zaman birbirlerine aynı yüzlerini göstermektedir. Uydu, gezegene çok yakın olduğundan, eğer Pluto gezegenin uyduya bakan yüzeyinden   göğe   bakarsanız;   Charon,   görülen   gök   yüzünün   yarısını kaplamaktadır.   1988 yılında yapılan  bir yıldız  örtme gözlemi  sonucunda Charon’nun da gezegeni gibi ince bir atmosfere sahip olduğu bulunmuştur.

Bazı astronomlar, Pluto- Charon çiftinin zamanında Neptün’ün uyduları olduğunu ve bir çarpışma sonucu Neptün’den ayrıldığını ileri sürerler Bu tez, tam olarak kanıtlanmamıştır fakat, Neptün uydularının ilginç hareketlerini bir dereceye kadar açıklamaktadır.

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.

Venüs, Güneş ve Ay’dan sonra gök yüzünün en parlak gök cismidir. Bir iç gezegen olduğundan Güneş’ten fazla ayrılamaz. Bu nedenle Güneş battıktan biraz sonra batıda ya da Güneş doğmadan biraz önce doğuda görülür, insanoğlu onu tarihte iki ayrı gök cismi olarak tanımlamış, sabah yıldızı ve akşam yıldızı olarak adlandırmıştır. Ayrıca ülkemizde çoban yıldızı olarak da bilinmektedir. En parlak olduğu anda Yere bakan yüzeyinin %30′u aydınlıktır yani hilâl şeklinde gözükür. Yörüngesindeki konumuna göre Ay gibi çeşitli evreler gösterir. Venüs adı eski Romalılarda inanılan aşk tanrıçasının adıdır. Her ne kadar gök yüzünde çok güzel bir aşk tanrıçası gibi gözüküyorsa da, gezegen yüzeyi gerçek bir cehennemdir.

Yer’den ve ABD’nin Voyager- Venüs, Sovyetler Birliğinin Venera uydularıyla optik, radar ve radyo dalgalarında yapılan gözlemlerden, Venüs’ün bulutlarla kaplı bir gezegen olduğu anlaşıldı. Bulutlar beyaz renkte ve nadiren sarı renkte görülür. Venüs gözlemlerinden ilk ortaya çıkan sonuç bulutların varlığı, dolayısıyla bir atmosferin olmasıydı. Venüs’ün aklık derecesi bulutlarından dolayı yüksek olduğundan, üzerine düşen ışığın çoğunu uzaya geri yansıtır. Bu nedenle uzaya saçılan ışınım, Venüs bulutları ve onların altındaki atmosfer katmanları hakkında herhangi bir bilgi taşımaz. Uzay araçtan gönderilinceye kadar Venüs bulutlarının kimyasal birleşimleri bilinmiyordu. Bununla beraber, 1960′lı yıllarda yapılan araştırmalarda, bulutların üst katmanında  C0₂ miktarının Yer atmosferindeki miktarın, 1000 katı olduğu anlaşıldı. Yine, Yer’den yapılan gözlemler sonucu bir miktar CO ve su buharı olduğu anlaşıldı.

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 C0_2, % 3,5 N_2, %0,015 S0_2, ve %0 01 H_20,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 N_2, %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).

Güneş, 9 büyük gezegen, bunların uyduları, kuyruklu yıldızlar, akan yıldızlar, küçük gezegenler, meteorlar ve gezegenlerarası gaz ve tozdan oluşmuş bir sistemdir. Güneş sisteminin dış sınırı Pluto yörüngesinden daha uzaklara gider. Sistemin dış sınırının Güneşten 1- 2 ışık yılı ötelerde olduğu sanılmaktadır. Bu şekilde tanımlanan güneş sistemi, bilinen evren hacminin  10 ^-30 da birini yani teleskoplarla gözlediğimiz evrenin çok küçük bir bölümünü oluşturur Küçük olmasına karşın önemli olmasının nedeni, bizim içinde yaşıyor olmamızdır.

Yukarıda yapılan tanıma göre Güneş sisteminde bir çok cisim olmasına karşın, onu tamamen boş bir uzay olarak kabul edebiliriz. Bu görüşü Güneş sistemini ölçekli olarak küçülterek şöyle açıklayabiliriz. Yer küre’miz iri bir kum taneciği büyüklüğünde olsun. Bu durumda Güneş Yer küreden 4 metre uzakta bir portakal büyüklüğünde olur Bu küçültülmüş sistemde Ay bir toz parçası kadardır ve Yer’den 1 cm uzaklıktadır Merkür, Venüs ve Mars kum taneciği büyüklüğünde iken Jüpiter, Güneş’ten 20 m uzakta küçük bir kiraz gibi görülür. Jüpiterden biraz daha küçük olan Satürn, bu eşelde Güneşlen 36m uzaktadır. Uranüs ve Neptün nohut büyüklüğünde cisimler iken en dış gezegen Pluto, ortadaki portakaldan 150 m uzakta bir toz parçası büyüklüğünde yer alır. Güneş sisteminin diğer tüm üyeleri gözle görülemeyecek derecede küçüktür. Eğer büyük bir stadyumun orta yuvarlağına portakalı ve çevresindeki bu cisimlen koyarsak, tribünde otururken portakal hariç, diğer cisimlerin hiçbirini göremezdiniz ve yanınızdaki kişiye bu saha niçin bomboş diye sorardınız.


Güneş Sisteminin Yapısı ve Genel özellikleri

Gezegenler, Kepler ve Newton yasalarına göre Güneş etrafında elips yörüngelerde dolanırlar. Gezegen yörüngelerine ilişkin veriler; Ek 5 deki (Sayfa 263) çizelgede verilmiştir. Söz konusu çizelgenin incelenmesinden, gezegenlerin yörünge düzlemlerinin birbirlerine çok yakın olduğu görülür, örneğin; Merkür ve Pluto yörüngelerinin Yer yörüngesi ile aralarındaki açı sırasıyla 7° ve 17.2° dır. Diğer tüm gezegenlerin yörünge düzlemleri ise Yer yörüngesi ile 3.4°’den daha küçük açılar yaparlar. Bu nedenle güneş sistemi bir disk şeklindedir. Bu diske kuzey yönünden bakıldığında tüm gezegenlerin saatin ters yönünde Güneş etrafında dolandıkları görülür. Ayrıca, yine aynı yönden bakıldığında, Venüs ve Uranüs dışında tüm gezegenler eksenleri etrafında yine saatin ters yönünde dönerler. Astronomide yörüngedeki harekete “dolanma”, eksen etrafındaki harekete ise “dönme’ denir.

Gezegenlerin Güneş’e olan uzaklıklarını basitçe göstermek için 1766 tarihinde iki Alman bilim adamı (Titius ve Bode) bir yasa ortaya koydular. Bu yasaya göre önce bir serinin terimleri yazılıyordu. 

4, 4+(3×2⁰⁾, 4+(3×2¹⁾, 4+(3×2²⁾ , 4+(3×2³⁾, 4+(3×2⁴⁾ ,… 

Daha sonra her terim 10ile bölünüyordu.

0.4. 0.7, 1.0, 1.6, 2.8, 5.2, 10.0, 19.6, 38.8, 77.2 ….

Ortalama Güneş- Yer uzaklığına bir gök birimi (GB) denir ve cisimler arasındaki uzaklıkların çok büyük olduğu gök bilimde, uzaklık birimi olarak kullanılır. Bu birime göre, elde ettiğimiz sayılar bize gezegenlerin Güneş’ten olan uzaklıklarını vermektedir. Çizelge Ek 5′de bugün kesin olarak bildiğimiz ortalama gezegen-Güneş uzaklıkları verilmiştir. 2.8 GB değerine karşılık gelen boşluk dışında Titius- Bode yasasından bulunan değerlere özellikle, Güneş’e yakın gezegenler için çok yakındır. Güneş’ten uzaklaştıkça gezegenlerin gerçek uzaklığı ile yasanın verdiği uzaklıklar arasındaki fark da büyümektedir.

Son üç yüzyıldır, pek çok gök bilimci bir dedektif gibi çalışarak güneş sisteminin kökenini öğrenmeye çalışmışlardır, ipuçlarını bulmak için sürekli gözlem yapmışlar, daha kaliteli gözlem verileri elde etmek için âletler geliştirmişlerdir. Bu çalışmalar sonucu, güneş sisteminin evrimi konusunda çeşitli modeller ileri sürülmüş, zamanla bu modellere yeni eklemeler veya bazı küçük değişiklikler yapılmıştır. Her yeni gözlemsel veri ışığında, modellere yeni düzeltmeler getirilmiştir.
Bugün sonuç olarak, çok sayıda modelle karşı karşıyayız. Bunların hiçbiri evrensel kabul görmemesine karşın hiç benimsenmeyen modellerin sayısı çok azdır. Bu duruma neden, kesin bir kriterin bulunmayışıdır. Yani, yeni yapılan gözlemler sonucunda bir modeli seçip diğerlerini atma olanağımız yoktur. Modellerin çok esnek olmasından dolayı, bilim adamları yeni gözlemlerden elde ettikleri sonuçları kolaylıkla kendi modellerine uyarlıyabilmişlerdir.

Sözü edilen bu modelleri temelde dayandıkları bazı olgulara göre çeşitli kriterler altında inceleyebiliriz. Güneş ve gezegenlerin aynı zamanda yani, eş zamanlı oluşup oluşmadığını ileri süren veya bunların kozmik kimyasal bileşime (bkz. Bölüm 5) sahip yıldızlararası maddeden mi yoksa aynı maddenin yıldız merkezinde değişmesi sonucu oluşmuş yeni yıldızıl maddeden mi var olduklarını kabul eden modelleri örnek verebiliriz. Bu iki temel bilgiye göre güneş sisteminin kökeni konusunda ortaya konulan modelleri dörde ayırabiliriz.
İlk tür modellere göre Güneş ve gezegenler aynı zamanda ve kozmik madde içeren aynı bir yıldızlararası buluttan oluşmuştur. Bu modelde, yıldızlararası bulutun parçalanması, çok hızlı dönen bir gaz kütlesi oluşturmuş ve bu kütle daha sonra yassı bir disk şeklini almıştır. Bu bulutta, buharlaşamayan elementler yoğunlaşmışlar ve dönme merkezinden nispeten uzakta olan soğuk bölgelerde gezegenleri oluşturmak için yığılmışlardır. Bu arada merkezi bölge Güneş’i oluşturmak için büzülmüştür.

İkinci tür modellerde, gezegenler yıldızlararası materyal içeren bir buluttan oluşur. Fakat bu bulut daha önce oluşmuş Güneş’in, sonradan yakaladığı bir başka buluttur. Belirli evrelerde Güneş, galaksimizin sarmal kollarında bulunan yoğun gaz bulutlarının içinden geçer. Büyük çekim alanına sahip Güneş, bu gazın bir bölümünü yakalayabilir. Yakalanan bu materyal, sonradan Güneş etrafını sararak gezegenleri oluşturan bulutsuyu meydana getirdi. Bu tür modellerin değişik bir şekli de, genç Güneş’in geride hiç artık gaz bulutu bırakmadan oluştuğunu ve bu evrede kuvvetli bir manyetik alana sahip olduğunu kabul eder. Manyetik alan nedeniyle, çevresindeki Güneş ışınları ile iyonlaşmış atomları ve büyük çekim alanı sonucu da yüklü yüksüz her türlü parçacığı kendisine doğru çekmiştir. Parçacıkların bu yakalanma süreci sırasında dönen Güneş’in etrafında bir disk oluştu. Bu diskte buharlaşamayan elementler yavaş yavaş yoğunlaşarak gezegenleri oluşturdu. Bu modelin bir öncekinden farkı, yoğun gaz bulutuna gereksinme olmayışıdır.
Üçüncü tür modele göre, Güneş bir çift yıldızın bileşeni olarak oluştu. Yoldaş yıldız bazı nedenlerden dolayı sistemden ayrıldı ve ona ait maddeler uzaya dağıldı. Gazların çoğu Güneş tarafından çekildi ve önceki modellerde olduğu gibi bulutsu oluşmuş oldu. Bu modelde bulutu oluşturan maddeler yıldızıldır ve iki yıldız aynı zamanda oluştuğu için dolaylı olarak eşkökenlilik vardır.

Dördüncü gurubun kapsadığı modeller, yıldız çarpışmalarını içerir. Öneriye göre, Güneş’e çok yakın geçen bir yıldız çekimsel olarak büyük tedirginliklere   neden   olur.   Bu   tedirginlikler   sonucu,   Güneş’in   en   dış katmanları ani bir şekilde dışarı atılır. Sonunda maddeler uzaya yayılır ve Güneş etrafında bir yörüngede dönmeye başlarlar. Model, yıldızıl materyal gerektiriyor fakat Güneş ve gezegenler arasında eş kökenlilik öngörmemektedir.

Bu modellerin doğruluğunu, bazı gözlenen olgularla karşılaştırarak test edebiliriz. Son yılların en önemli astrofizik gözlemlerinden biri, ağır hidrojen (deuteryum) bolluğunun, normal hidrojen bolluğuna oranının ölçülmesidir (D/H). Bu oran, yıldızlararası ortamda ve Jüpiter atmosferinde aynıdır, Güneş atmosferinde ise çok düşüktür. Bunun açıklaması çok basittir: Deuteryum termonükleer tepkimelerde kararsız bir izotoptur. Öyle ki zaten çok az bolluğa sahip olan bu izotop, yıldızın iç yapısındaki fiziksel koşullarda tamamen yok olabilir. Gezegen materyalinin kimyasal bileşimi, yıldızlararası madde ile aynı olduğundan dört gruptan ikisini eleyebiliriz. Yani gezegenler, yıldızıl maddeden değil yıldızlararası maddeden oluşmuştur.
Uzun yarı yaşam süresine sahip radyoaktif izotopların bolluklarını ölçerek gezegenlerin yaşını duyarlı olarak saptayabiliriz. Örneğin; rubidyum-87, toryurn-232 ve uranyum-238 izotoplarının yarı yaşam süreleri sırasıyla 5×10¹⁰, 2x10¹⁰ ve 4,5x10⁹ yıldır. Bu radyoaktif izotopları meteoritlerde, Ay kayalarında ve Yer kayalarında bulmak mümkündür. Bu ölçümler gezegenlerin 4.5 milyar yıl önce katılaştığını, yani oluştuğunu göstermektedir. Bu ölçümün hatası yaklaşık ±100 milyon yıldır. Güneş’in yaşını doğrudan ölçemeyiz. Dolaylı olarak bulmak mümkündür. Bu tür çalışmalar sonucunda da Güneş’in yaşı yaklaşık 4.5 milyar yıl bulunmaktadır. Bu, Güneş’in ve gezegenlerin eş zamanlı oluştuğu anlamına gelmektedir.