Gezegenler

[SeaL34]

ROHAN2 WORLD 1-120 TR TİPİ OFFICIAL YOHARA, BALATHOR VE AMON! 80. GÜNÜNDE! +10.000 ONLİNE! HİLE VE BOT %100 ENGELLİ HEMEN TIKLA!

Gezegenler
Gezegenler
Güneş
Güneş Sisteminin merkezinde yeralan en yakın yıldız Dünya’dan ortalama 149.591.000 km uzaklıkta 139 milyon km çapında ışık saçan dev bir Gaz küresi olan Güneş’in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha ağır Elementleri içerir. 199x10(33) erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji en çok görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer’de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir

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

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

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

Yeni Gelişmeler
Güneş’in hala çözülememiş birçok gizi vardır. Sözgelimi güneş enerjisinin en büyük kaynağı olduğu düşünülen proton-proton tepkimesinin “nötrino” diye adlandırılan belirli sayıda parçacık da üretiyor olması gerekir; ama günümüze kadar yapılan araştırmalarda kuramın öngördüğünden çok daha az nötrino belirlenmiştir. İleri sürülen köktenci bir önermeye göre Güneş beklendiğinden daha az nötrino üretir; çünkü toplam kütlesinin yaklaşık %05’ini oluşturan
demir-plazma bir çekirdeği vardır.

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

1960 yıllarının başlarında ışıkkürenin ışınım salınımları (osilasyon) belirlenmiştir; o tarihten bu yana söz konusu salınımlar Güneş’in taşınım kuşağını oluşturan belirli tabakalar arasında “ses dalgalarının rezonant
yakalanması” diye açıklanmaktadır. ABD Ulusal Güneş Gözlemevi’nin öncülüğüyle Küresel Salınım Ağı Grubu bu salınımları yakından araştırmaktadır. Bu tür araştırmalar sayesinde bilimadamları ışıkkürenin altında gözlenen Güneş tabakalarının yoğunluk Sıcaklık ve hız kalıplarını irdeleme olanağını elde etmektedirler: Bilimadamları yaklaşık 80 yıllık bir çevrimle Güneş’in çapının ortalama çapın aşağı yukarı %001’i kadar dalgalandığını da gözlemişlerdir. Daha uzun dönemli genleşip büzülmelerin de söz konusu olabileceği düşünülmektedir.

Ay
Ay Dünya’nın tek doğal uydusudur ve bazı özellikleri nedeniyle Güneş sisteminin değişik bir üyesidir. 3.476 km’lik çapıyla Dünya’nın dörtte biri büyüklüğündedir ve 813 kat daha hafiftir. Güneş sisteminde Ay’dan hem daha büyükhem de daha ağır uydular bulunmasına karşın Pluton’un yeni keşfedilen uydusu dışında hiçbiri uydusu oldukları gezegenlerden yoğunluk ve Hacim bakımından fazla farklı değildir. Dünya-Ay sistemi tam anlamıyla çift gezegen oluşturmaktadır.

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

Ay’ın Dünya çevresindeki dönüşünü tamamlayarak gökyüzünde eski durumunu alması 27 Gün 7 Saat 43 Dakika ve 116 saniye alır. Dünya Güneş’in çevresinde Ay’ın dönüş yönüyle aynı yönde döndüğü için aynı görünüşe ulaşılması 29 gün 12 saat 44 dakika ve 28 saniye sürer. Bu süre iki dolunay arasındaki zamana eşittir ve çok eski zamanlardan beri bilinmektedir. Ay'’n ortalama hızı 1023 km/saniye’dir. Ve bu değer ortalama açısal hız olarak Saatte 33 Dakikalık bir Açıya eşdeğerdir; bu da Ay’ın çapından biraz fazladır.

Uzaydaki hareketinin yanısıra Ay 27 gün 7 saat 43 dakika ve 116 saniyede kendi ekseni çevresinde de döner. Bunun sonucu olarak hemen hemen her zaman aynı yüzü Dünya’ya dönüktür. Yörüngesel hareketindeki düzensizlikler ve yörüngesinin ekliptik düzleme eğik olması “optik titremeler” yaratarak Dünya’dan Ay’ın yüzeyinin %59’unun görünmesini sağlar. Kalan %41’lik bölüm Luna 3 adlı Rus uzay gemisinin Ekim 1959’da fotoğraflarını çekmesine kadar bilinmiyordu. O Günden bu yana ayrıntılı haritaları çıkarılmıştır.

İç Yapısı
Ay’ın iç yapısına ilişkin en önemli ipuçlarını yoğunluğu ve Hacmi verir: Ortalama yoğunluğu 334 gr/cm3’tür. Apollo Programı 31’in Ay’dan Dünya’ya getirdiği taşların yoğunluğu 31 ve 35 gr/cm3 arasında değiştiği için bu bulgu Ay’ın iç yapısının dış yapısından çok fazla farklı olması –yani yoğunluğunun çok farklı olması- olasılığını azaltmaktadır.

Ay’ın litostatik basıncı yüzeyde sıfır ve merkezde 471 kilobar Litosferin çoğu yerindeyse ortalama 10 kb’dır. Bu değer tipik Ay taşlarının ezici gücünün de üzerindedir ve bu yüzden egemen olan Basınç kütlesinin çoğunun katı maddelerden oluşmasına karşın Ay’ın küresel biçimli olmasını sağlar. Kütlesinin sertliği Apollo’nun Ay yüzeyine yerleştirdiği sismograflarca da doğrulanmıştır. Tüm kanıtların ışığında Ay’ın depremler açısından Dünya’dan çok daha sakin olduğu görülmektedir.

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

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

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

Bu elementlerden oluşan bileşiklerden silis (SiO2) ağırlık olarak Ay kabuğunun %40-50’sini oluşturur. Dünya’nın kabuğundaki silis miktarı %485’tir. Demir oksit (FeO) ve kalsiyum oksit (CaO) Ay’ın kabuğunda %10-20’lik bir ağırlık taşırlar. Tüm oksitlenmiş bileşikler Ay’da oksitlenmelerinin en düşük durumunda bulunurlar: çünkü 1.100-1.200° C ısılarda katılaşmışlardır. Ay’da H2O’nun (suyun) hiçbir biçimi bulunmaz; ayda Su izine rastlanmamıştır. Ay’da bulunan Hidrojen Güneş rüzgarlarınca taşınmıştır ve oksitlenmeyle oluşan Su hemen Güneş tarafından ayrıştırılır.

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

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

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

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

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

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

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

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

Oluşum ve Evrim
1969-72 yılları arasında Apollo ekiplerinin Ay’ın çeşitli yerlerinden topladıkları kayaların radyometrik yüzölçümleri Ay’ın yerbilimsel tarihine ilişkin kanıtlar ortaya koydu. Her bir bölgede bulunan maddeler arasındaki en eski parçacıkların yaşı45-46 milyar yıl arasındaydı. Bilinen en eski krondritik meteorların yaşı da bu civarda olduğundan tüm Güneş sisteminin yaşı da 46 milyar yıl olabilir. Bu yaştaki hiçbir madde büyük parçalar halinde duramayacağından Ay’ın oluşumunun ilk 200 ya da 300 milyon yılı sırasında yani bombardıman etkisi yapacak gezegenler arası maddelerin büyük ölçüde yok olmasından önce Ay yüzeyinin bombalanması sonucu bu maddeler parçalanıp Ay’ın dört bir yanına taşınmış olabilir.

Yaş ölçümü sonuçları Ay’ın değişik bölgelerini ortadan kaldıran ve kraterler oluşturan çarpmaların büyük bir bölümünün Ay’ın oluşumunun ilk 500 milyar yılı içinde gerçekleştiğini gösterdi. Dairesel maria olarak bildiğimiz oyuklara yolaçan bu çarpmaların en büyüğü Ay’ın oluşumundan 400-800 milyon yıl sonra ya da günümüzden 33-38 milyon yıl önce gerçekleşti. Oluşumunun ilk 800 milyon yılında Ay yüzeyinde başka bir bazalt görülmedi 600 milyon yıl sonrasına kadar da yeni bazalt oluşmadı.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Neptün
Güneş’e uzaklık sırasına göre sekizinci gezegen. Çok uzakta bulunan çıplak gözle görülemeyen bu yüzden de tıpkı Uranüs ve Plüton gibi uzun süre astronomlar tarafından varlığı fark edilmeyen Neptün’ün yeri 1845’te ve 1846’da İngiliz astronomu John Couch Adams ile Fransız astronomu Urbain Jean Joseph Leverrier tarafından birbirlerinden bağımsız olarak Uranüs’ün yörüngesindeki düzensizlikleri açıklayabilmek amacıyla hesaplandı. Adams’ın ulaştığı sonuçlarla o dönemin İngiltere’sinde pek ilgilenilmemesine karşılık Leverrier’ninkiler hemen büyük ilgi uyandırdı: Berlin gözlemevinin yöneticisi Galle teleskopunu belirtilen yöne doğrulttu ve aranılan gezegeni buldu. Soluk renkli bu küçük diske “Neptün” adı verildi.

Yörüngesi Güneş sisteminin merkezinden 4.500 milyon km uzaklıkta olan Neptün’de bir yıl 165 Yer yılı bir günse 14 saat sürer. 1969’da yapılan ölçümlere göre çapı 50.000 km hacmi Yer’inkinden 65 kat çoktur; ama oluştuğu gereçlerin hafifliği nedeniyle kütlesi Yer’inkinden ancak 17 katıdır.

Neptün’ün iç yapısı henüz bilinmemekte ama büyük bölümleri Hidrojenden oluşan büyük gezegenlerinkine ve Jüpiter’inkine çok benzediği düşünülmektedir. Yerden bakıldığında mavimsi renkli bir disk gibi görünür; bu renkatmosferindeki dış tabakaların çok kalın bir hidrojen tabakası içinde seyrelmiş metan bakımından zengin olmasının sonucudur.

Neptün’ün yüzeyinde en yüksek Sıcaklıklar 220° C’a yaklaşır ve astronom A. Dollfus gezegenin üstünde hareketsiz gibi görünen düzensiz lekeler gözlemiştir. Buna dayanılarak her şeyin don olayı nedeniyle hareketsizleştiği ve atmosfer akımları bulunmadığı sanılmaktadır. Gezegenin göğünde Triton ve Nereid adları verilen çok soluk renkli 2 ay vardır; daha büyük olan birincisinin boyutları Yer’in uydusu Ay’ınkinden büyüktür.

1989’da ABD uzay sondası Voyager 2 Neptün’e 5.000 km yaklaşmış ve kameraları atmosfer olaylarıyla ilgili bazı bilgiler (“Büyük Kara Leke” adı verilen çok büyük fırtına sistemi vb.) göndermiştir.

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

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

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

Yörüngesi
Yer’e uzaklığından ötürü gözlenmesi çok güç olan Plüton’la ilgili kesin veriler
alnızca yörüngesiyle ilgili olanlardır. Gezegen Güneş çevresindeki dolanımını 248 yıl 4 ayda tamamlar; Güneş’e uzaklığıgünberi noktasında 442 milyar km günöte noktasında 740 milyar km’dir; dolanım düzlemi Yer’in yörünge düzlemine göre 17° ’lik bir eğim gösterir.

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

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

Uydusu
Plüton’un uydusu Charon 22 Haziran 1978’de ABD’li astrofizikçi James W. Christy tarafından bulunmuştur. Plüton’un merkezinden ortalama 19.000 km uzaklıktaki yörüngesinde 639 günde yani Plüton’la aynı dolanım süresinde dolanmaktadır. Boyutları da Plüton’unkine yakın olduğundan astronomlar bu iki gök cismini bir çiftgezegen gibi düşünmeye başlamışlardır.

Satürn
Güneş sisteminin kütle ve hacim bakımından Jüpiter’den sonra ikinci büyük gezegeni. Güneş’ten uzaklık sıralamasına göre altıncı gezegen olan Satürn’ün görkemli halkasıyla Güneş sisteminin harikası olduğu söylenir. Eskiçağ’da burçlar kuşağının takımyıldızları arasında en yavaş yer değiştiren gezegen olması nedeniyle zaman tanrısını simgelemiştir. Gerçekten de Satürn’ün yıldız yılı yani Güneş çevresindeki dolanım süresi Yer yılından 295 kez uzundur. 1.427.000.000 km olan Güneş’e ortalama uzaklığı aşağı yukarı Jüpiter’in uzaklığının iki katına ulaşır (Güneş’e en büyük uzaklığı 1.511.000.000 km en az uzaklığıysa 1.346.400.000 km’dir). Ekvatorundaki çapı Jüpiter’e oranla daha belirgin bir elips biçimindedir. Satürn günü yani yıldız dönme dönemi gezegenin ekvatorunda 10 saat 14 dakika sürer.

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

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

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

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

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

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

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

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

Venüs 8 sondasıyla yapılan ölçümler gezegen yüzeyinde sıcaklığın 460° C – 48° C arasında değiştiğini göstermiştir. Güneş ışınları bulutlardan yavaş yavaş sızarak yüzeye ulaşır; gezegenin göğü sürekli kapalı olduğundan ısı çok küçük ölçülerde ışıyabilir. Üstelik atmosfer kayaçlar üstünde büyük bir basınç uygular. Sondalar gezegen yüzeyinde yaklaşık 873 atmosferlik bir basınç ölçmüştür. Yüzeyin ilk fotoğraflarını Venera 9 ve Venera 10 uyduları çekmiş1982’de Venera 13 ve Venera 14 renkli fotoğraflar elde etmişlerdir.

JÜPİTER
Güneş’e uzaklık açısından beşinci gezegen. Aynı zamanda da kütlesi bakımından en büyük gezegen olan Jüpiter’in kütlesi bütün gezegenlerin toplam kütlesinin 25 katı Yer’in kütlesininse 318 katıdır. Yoğunluğu (13 gr/cm3) nispeten düşük olduğundan hacmi de Dünya’dan 1.000 kez fazladır. Buna karşılık Güneş’ten 1.000 kez küçüktür. Jüpiter’in ekseni çevresindeki dönüş hızının yüksek oluşu (her 9 saat 555 dakikada bir dolanım) nedeniyle biçimi büyük ölçüde yassıdır. Ekvator çapının 142.800 km olmasına karşılık kuzey ve güney kutupları arasındaki uzaklık yalnızca 133.500 km’dir. Jüpiter Güneş çevresindeki yörüngesini Yer’in Güneş’e uzaklığının 52 katı olan Güneş’e 7783 milyon km uzaklıkta bulunduğu noktada 119 yılda tamamlar.

Oluşumu Yapısı Bileşimi ve İklimi

Jüpiter’in tıpkı Güneş gibi en eski Güneş bulutsusunun bir bölümünün genelçekim hızının apansızın düşmesi sonucu oluştuğu varsayılmaktadır. Jüpiter’in çekirdeği (günümüzde bu çekirdek kütlesi Yer’in kütlesinden birçok kat fazla bir kayaç kütlesidir) oluşunca ve yeterli büyüklüğe ulaşınca yerçekimi nedeniyle bu çekirdeğin çevresinde bulutsu gazlarından bir tabaka

oluşmuştur. Güneş gibi Jüpiter de başlangıçta hidrojen ve helyumdan oluşmuştur ve sıcaklığın yeterince fazla olması nedeniyle atmosferi altında katı düzlem bulunmaz; yalnızca gaz ile sıvı arasında dereceli bir geçiş sözkonusudur. Gezegen yüzeyinden merkeze uzaklığın yaklaşık dörtte birine ulaşıldığında sıcaklık ve basınç öylesine artar ki Sıvı bir metal sıvısı halindedir; bu olguyu fizikçiler Moleküllerin dış yörünge elektronlarından arınmasına bağlamaktadırlar.

Jüpiter’in atmosferinde ayrıca az miktarda su Amonyak metan vb. organik bileşikler (karbon gibi) bulunur. Astronomlar Jüpiter’in atmosferinde birbirlerinden 30 km uzaklıkta üç bulut tabakasının yeraldığını varsaymaktadırlar. En alttaki bulut tabakası buz parçacıkları ve damlacıklarından oluşmuştur; bir üst tabaka amonyak ve hidrojen sülfür bileşikleri billurlarından dış tabakaysa amonyak buzlarından oluşmuştur. Gözlemlenen bulutlardan mavi renkli olanlar Sıcak dolayısıyla da en az

yüksekliktedir; kahverengi beyaz ve kırmızı olanlar renk sırasına göre az bir yükseklikten giderek daha yükseğe doğru sıralanır. Bulut tabakalaşmasının bir kimyasal dengesizlikten kaynaklandığı bulutlara rengini de kükürt fosfor ve organik bileşiklerin verdiği sanılmaktadır. Söz konusu dengesizliğin yüklü parçacıkların birbiriyle çarpışmasından ileri geldiği düşünülmektedir. 1979’da Jüpiter’in yakınından geçen iki Voyager uzay aracı gezegenin karanlık yüzünde kutup ışığına benzer bir ışığın varlığını belirlemiştir.

Jüpiter’deki rüzgarlar gezegen ekvatoruna paralel Hava akımları biçiminde hareket ederler. Kimisi doğu kimisi batı yönünde esen rüzgarların başlıcalarının hızları iç dolanımlarına bağlı olarak saniyede yüz metreyi bulabilir. Bölgesel hava akımlarının enlemleri yeryüzünden teleskoplarla gözlemlenen kalın turuncu-kahverengi ve beyazımsı bulut kuşaklarıyla bağıntılıdır. Bulut renkleri arasındaki farklılıklar gaz miktarlarının bazı bulut kuşaklarında yüksek bazı kuşaklarda düşük olmasından kaynaklanır.

Jüpiter’in iklim koşulları henüz tam anlamıyla anlaşılamamıştır. Atmosferinde bazısı birkaç gün bazısı çok daha uzun süren burgaç ve kasırgalar oluşur. Uzun süreli beyaz lekeler ve Yer boyutlarında dev kızıl lekeler gibi büyük boyutlu burgaçlar varlıklarını uzun süre sürdürürler.

Magnetik Alan
Gezegenin dolanımı ile içinin metalik hidrojen yapısı Yer’in erimiş demir çekirdeğininkinden daha yüksek bir magnetik alan oluşturur; Jüpiter’in magnetik alanı Yer’inkinden 4.000 kez güçlüdür; tıpkı bir mıknatıs çubuğu gibi kabaca iki kutupludur. Jüpiter ekseni çevresinde döndükçe magnetik alan da sarsıntıya uğrar ve yakaladığı Elektrik yüklü parçacıklarla birlikte aşağı kayar.

Uydular ve Halkalar
Jüpiter’in kendi yerçekiminin oluşturduğu basınç bir nükleer patlama başlatacak kadar geniş olmasa da gezegen oluştuğunda açığa çıkan korkunç bir ısı doğurmuştur. Günümüzde yani oluşumundan 46 milyar yıl sonra bile Jüpiter hala Güneş’ten aldığı ışınımların iki katı ışınım yayar. Daha erken bir dönemde Jüpiter’in çevresinde uydular oluştuğunda gezegenin yaydığı ısınım çok daha fazla olduğundan oluşan uydular Jüpiter’e oranla daha kayaçlı bir yapıda ve çok daha fazla buzulludur. Bu süreç Galileo Galilei tarafından 1610’da gözlemlenen ve “Galileo ayları” adı verilen dört büyük uyduda daha belirgindir. Uyduların düzenli dairesel ekvator yörüngeleri gezegeni çevreleyen küçük parçacıklar bulutundan oluştuklarını düşündürmektedir.

Galilei ayları”nın yanı sıra Jüpiter’in on iki uydusu ve birçok halkası vardır. İo’nun yörüngesi içindeki en büyük uydu olan Amalthea’nın düzenli bir biçimi yoktur; uzunluğu yaklaşık 265 km genişliği 150 km’dir. Yüzeyi karanlık ve kırmızı renktedir; Jüpiter’in magnetosferinin enerji yüklü parçacıklarının sürekli bombardımanı altındadır. Voyager 1 gezegenin yüzeyi ile Amalthea arasında orta noktada ince bir halka görüntülemiştir (1979). Gezegenin sağında parlak halkadan aşağı doğru uzanan soluk bir halkanın varlığı da saptanmıştır. Bu soluk halka parlak halkanın tersine ekvator düzleminden öteye uzanarak gezegeni çevreleyen bir parçacık bulutu oluşturur.

Jüpiter’in halkalarının yoğunluğu son derece düşüktür. Halkalarda yer alan parçacıkların büyüklüğü ışığın dalga boyunun büyüklüğüyle orantılı yani yalnızca birkaç mikrondur. Bu boyuttaki parçacıklar kendilerini Jüpiter’in içinde bir sarmal haline getiren elektromagnetik etkiler altındadır. Parlak halka çok farklı boyutlarda parçacıklar içerir; bunların arasında Voyager’ın dış halkanın yakınında belirlediği iki uydu da yeralır. Voyager ayrıca Amalthea ve İo’nun yörüngeleri arasında bir başka küçük uydunun varlığını saptamıştır.

Jüpiter’in sekiz dış uydusu küçük boyutlu karanlık cisimlerdir ve büyük ölçüde Trojan göktaşlarını andırırlar. Jüpiter’den iki farklı uzaklıkta yer almaları ya da öbür dört dış uydunun hareketiyle ters yönlü (Jüpiter’in yörünge dönüşünün ters yönünde) hareket etmeleri konusunda doyurucu bir açıklama getirilememiştir

 

[Karcemackers]

Teşekkürler

 

[musdy123]

Paylaşım için Teşekkürler.