Sitemize reklam vermek için [email protected] adresine mail atabilirsiniz
For Advertising Contact [email protected]


Güneş Sistemi ve Gezegenler

Durum
Üzgünüz bu konu cevaplar için kapatılmıştır...

oscar61

son of god
Fahri Üye
Ticaret - 0%
0   0   0
Katılım
1 May 2009
Mesajlar
11,956
Beğeniler
840
MmoLira
0
DevLira
0
#1
GÜNEŞ
Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız, Dünya’dan ortalama 149.591.000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş’in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha ağır elementleri içerir. 1,99x10(33) erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer’de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir.
Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha ağır olan bilinen en büyük yıldızlara karşılaştırılınca, Güneş, astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer. Ama kütlesi ve yarıçapı, Gökadamız’daki (samanyolu) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüğüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yer’den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklığı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce” diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaydığı ışığın tayf şiddeti, 5000 A’ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışığının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir.
Güneş’le ilgili modern çalışmalar, Galilei’nin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneş’in dönüşünü bulmasıyla 1611’de başladı. Güneş’in büyüklüğüne ve Yer’den uzaklığına ilişkin ilk yaklaşık doğru belirleme, 1684’te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi’nin 1672’de Mars’ın Yer’e yaklaşması sırasında yaptığı nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814’te Güneş’in soğurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859’da bunun fiziksel yorumunun yapılması, güneş astrofiziği çağını başlattı; bu dönemde, Güneş’i oluşturan maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanağı doğdu. 1908’de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939’da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı rolü aydınlattı.
Yeni gelişmeler, bilim adamlarının Güneş’le ilgili görüşlerini değiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgarının doğrudan doğruya belirlenmesi 1962’de gerçekleştirilmiş, Güneş’in yüksek hızlı tekrarlanan akıntılarının kaynaklarıysa 1969’da taç (korona) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir...!!!


Yeni Gelişmeler
Güneş’in hala çözülememiş birçok gizi vardır. Sözgelimi, güneş enerjisinin en büyük kaynağı olduğu düşünülen proton-proton tepkimesinin, “nötrino” diye adlandırılan belirli sayıda parçacık da üretiyor olması gerekir; ama günümüze kadar yapılan araştırmalarda, kuramın öngördüğünden çok daha az nötrino belirlenmiştir. İleri sürülen köktenci bir önermeye göre, Güneş, beklendiğinden daha az nötrino üretir; çünkü toplam kütlesinin yaklaşık %0,5’ini oluşturan demir-plazma bir çekirdeği vardır. Bazı fizikçilerse, büyük birleşme kuramlarında öngörülen ve bazen evrendeki “kayıp madde” olduğu ileri sürülen zayıf etkileşimli çok büyük parçacıkların (“Wimp”lerin) Güneş’in derinliklerinde var olabilecekleri ve Güneş’in sıcaklığını, nötrinoların olmayışını açıklayacak kadar düşürebilecekleri biçiminde bir kuram geliştirmişlerdir. Başka bir öneriye göre de, Güneş’in çekirdeğindeki elektron türü nötrinolar, yüzeye doğru ilerlerken, günümüzdeki detektörlerle gözlenemeyen muon türü nötrinolara dönüşmektedir.
1960 yıllarının başlarında, ışıkkürenin ışınım salınımları (osilasyon) belirlenmiştir; o tarihten bu yana söz konusu salınımlar, Güneş’in taşınım kuşağını oluşturan belirli tabakalar arasında “ses dalgalarının rezonant yakalanması” diye açıklanmaktadır. ABD Ulusal Güneş Gözlemevi’nin öncülüğüyle, Küresel Salınım Ağı Grubu, bu salınımları yakından araştırmaktadır. Bu tür araştırmalar sayesinde bilimadamları, ışıkkürenin altında gözlenen Güneş tabakalarının yoğunluk, sıcaklık ve hız kalıplarını irdeleme olanağını elde etmektedirler: Bilimadamları, yaklaşık 80 yıllık bir çevrimle Güneş’in çapının, ortalama çapın aşağı yukarı %0,01’i kadar dalgalandığını da gözlemişlerdir. Daha uzun dönemli genleşip büzülmelerin de söz konusu olabileceği düşünülmektedir...!!!


MERKÜR
üneş’e en yakın gezegen. Merkür, sıcaktan kavrulan uydusuz küçük bir dünya görünümündedir. Gök dürbünüyle ya da teleskopla gözlemlendiğinde, yörüngesinin Yer ile Güneş arasından geçmesi nedeniyle, evrelerinin Ay’a benzer olduğu görülür. Ancak, söz konusu evreler, yüzeyinin incelenmesini güçleştirmektedir; çünkü, Yer’e en yakın olduğu zaman, gezegenin Yer’e dönük yüzeyi gölgede kalır; aydınlık yarıküresini Yer’e döndürdüğünde de, çok uzakta bulunur.
Merkür’ün ekvator çapı 4.880 km’dir. Kütlesi çok küçük, ağırlığı Yer’in ağırlığının yaklaşık yirmide biri kadardır. Bir karşılaştırma gerekirse, Yer’e değil de Ay’a göre yapmak yerinde olur. Çekiminin zayıf olması nedeniyle, atmosferinin aşağı yukarı tümünü yitirdiği sanılmaktadır. Bununla birlikte Fransız gökbilimcisi Dollfus ve Rus gökbilimcisi Moroz, bir karbondioksit atmosferinin izlerine rastladıklarını ileri sürmüşlerdir. Yüzeyinin hemen üstündeki az miktarda hidrojen, helyum ve oksijenin, Güneş rüzgarı kökenli olduğu düşünülmektedir.
Merkür, dolanımını yaklaşık 88 Yer gününde tamamlar; dolayısıyla Merkür yılı, Yer yılından dört kat kısadır. Güneş’e uzaklığı yaklaşık 58 milyon km’dir; bu nedenle, Güneş’in yaydığı ışınım ve taneciklerle baştan başa taranır. Merkür’ün yüzeyinde, Ay’daki denizleri oluşturan büyük lav akıntılarına benzer, koyu renkli, hareketsiz lekeler görülür; ancak bunları gözlemlemek ve gezegenin haritasını çizmek oldukça güçtür.
XIX. yy’da yanlış bir yorumla, Merkür’ün bir yüzünün sürekli Güneş’e dönük olduğu, gölgede kalan yarıküresinde sonsuz bir gece olduğu, bu nedenle de gölgede kalan yarıkürede, sıcaklığın mutlak sıfıra yakın olması gerektiği düşünülmüştür. Oysa, 1962’de ABD’li gökbilimci Howard, Merkür’ün karanlık yarıküresinin, sanıldığından daha sıcak olduğunu belirlemiştir. Bu veri, gezegenin kendi çevresinde, yörüngesel dolanımından daha değişik bir devirle döndüğünü gösterir.
Merkür’de gün süresi, radar ölçümleriyle yapılan hesaplara göre, çok uzundur ve ekseni çevresinde çok yavaş dönen gezegen, yaklaşık 58 Yer gününde tam bir dönüş yapar. Çok hızlı dolanımı göz önünde alınırsa, Merkür’ün yüzeyindeki bir noktada Güneş’in art arda iki yükselişi arasındaki aralık, 167 Yer günü sürer: Yani, gezegende, her “gündüz”, 2 Yer yılı sürer.
Merkür’ün yüzeyindeki her noktayı, Güneş üç ay süreyle yakar, kavurur; sonraki üç aydaysa, buzlu bir gece egemendir. Bu nedenle Merkür’de yaşam bulunmadığı kesinleşmiştir.
1974’te ABD uzay aracı Mariner 10’un gönderdiği, Merkür’ün yüzeyiyle ilgili ayrıntılı fotoğraflardan, büyük yanardağ kraterleriyle dolu yüksek yaylaların, yüzeyine Ay’ın yüzeyine benzer bir görünüm verdiği belirlenmiştir. Ayrıca, Ay’dakini andırır ovalar (en büyüğü 1.300 km) bulunduğu belirlenmiştir...!!!



VENÜS
Güneş sisteminde Yer ile Merkür arasında yeralan gezegen. Güneş ve Ay’dan sonra en parlak gök cismi olan, gece ilk parlayan, sabah son sönen yıldız olduğundan halk arasında Çobanyıldızı, Çolpan, Çulpan da denen Venüs, 50 km kalınlığında, 400 km/saat hızla esen şiddetli rüzgarların etkisiyle çevresini 4 günde dolaşan kalın bulutumsu bir örtüyle kaplı olduğundan Yer’e en yakın (41 milyon kilometre) gezegen olmasına karşılık, en az tanınan gezegendir. Atmosferin başlıca özellikleri arasında 25 km yükseltiye kadar berrak ve sakin olması, sıcaklığın 500 C’a, basıncın 100 bara yaklaşması ve %95 oranında karbondioksit gazı içermesi sayılabilir. Ekvator çapı 12.104 km, kutup çapı 12.104 km, basıklığı 0, Güneş’e en çok uzaklığı 109.000.000 km, Yer’e en çok uzaklığı 258.000.000 km, Güneş’e en az uzaklığı 107.400.000 km, Yer’e en az uzaklığı da 41.000.000 km’dir.
Venüs 8 sondasıyla yapılan ölçümler, gezegen yüzeyinde sıcaklığın 460 C – 48 C arasında değiştiğini göstermiştir. Güneş ışınları bulutlardan yavaş yavaş sızarak yüzeye ulaşır; gezegenin göğü sürekli kapalı olduğundan, ısı çok küçük ölçülerde ışıyabilir. Üstelik atmosfer, kayaçlar üstünde büyük bir basınç uygular. Sondalar, gezegen yüzeyinde yaklaşık 87,3 atmosferlik bir basınç ölçmüştür. Yüzeyin ilk fotoğraflarını, Venera 9 ve Venera 10 uyduları çekmiş, 1982’de Venera 13 ve Venera 14 renkli fotoğraflar elde etmişlerdir...!!!

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



Gökbilimsel Veriler
Ay, Dünya’nın çevresinde, Dünya’nın Güneş çevresinde döndüğü düzleme 5 8’ 43” bir eğimi olan elips biçimli bir yörünge üzerinde döner. Dünya’ya olan uzaklığı 356.000 km ile 407.000 km arasında değişir; ortalama uzaklığı 384.000 km’dir. Bu uzaklık en yakın durumda olduklarında bile Venüs ve Merih’e olan uzaklığın %1’i kadardır. Gökyüzünde gördüğümüz Ay yuvarlağının çapı 31’ 5” 2 dolayındadır.
Ay’ın Dünya çevresindeki dönüşünü tamamlayarak gökyüzünde eski durumunu alması, 27 gün, 7 saat, 43 dakika ve 11,6 saniye alır. Dünya Güneş’in çevresinde Ay’ın dönüş yönüyle aynı yönde döndüğü için aynı görünüşe ulaşılması 29 gün, 12 saat, 44 dakika ve 2,8 saniye sürer. Bu süre iki dolunay arasındaki zamana eşittir ve çok eski zamanlardan beri bilinmektedir. Ay'’n ortalama hızı, 1,023 km/saniye’dir. Ve bu değer ortalama açısal hız olarak saatte 33 dakikalık bir açıya eşdeğerdir; bu da Ay’ın çapından biraz fazladır.
Uzaydaki hareketinin yanısıra Ay, 27 gün, 7 saat, 43 dakika ve 11,6 saniyede kendi ekseni çevresinde de döner. Bunun sonucu olarak hemen hemen her zaman aynı yüzü Dünya’ya dönüktür. Yörüngesel hareketindeki düzensizlikler ve yörüngesinin ekliptik düzleme eğik olması “optik titremeler” yaratarak Dünya’dan Ay’ın yüzeyinin %59’unun görünmesini sağlar. Kalan %41’lik bölüm, Luna 3 adlı Rus uzay gemisinin Ekim 1959’da fotoğraflarını çekmesine kadar bilinmiyordu. O günden bu yana ayrıntılı haritaları çıkarılmıştır...!!!


İç Yapısı
Ay’ın iç yapısına ilişkin en önemli ipuçlarını yoğunluğu ve hacmi verir: Ortalama yoğunluğu 3,34 gr/cm3’tür. Apollo Programı 31’in Ay’dan Dünya’ya getirdiği taşların yoğunluğu 3,1 ve 3,5 gr/cm3 arasında değiştiği için, bu bulgu Ay’ın iç yapısının dış yapısından çok fazla farklı olması –yani yoğunluğunun çok farklı olması- olasılığını azaltmaktadır.
Ay’ın litostatik basıncı, yüzeyde sıfır ve merkezde 47,1 kilobar, litosferin çoğu yerindeyse ortalama 10 kb’dır. Bu değer, tipik Ay taşlarının ezici gücünün de üzerindedir ve bu yüzden egemen olan basınç, kütlesinin çoğunun katı maddelerden oluşmasına karşın Ay’ın küresel biçimli olmasını sağlar. Kütlesinin sertliği, Apollo’nun Ay yüzeyine yerleştirdiği sismograflarca da doğrulanmıştır. Tüm kanıtların ışığında, Ay’ın depremler açısından Dünya’dan çok daha sakin olduğu görülmektedir.
Kaydedilen Ay sarsıntılarının merkezlerinin Ay’ın kabuğunun 600-900 km altında olduğu saptanmıştır. Bu sarsıntıların sismik kayıtlarının gösterdiği basınç ve esnek dalgalar, bu dalgaların yayıldığı katmanların sıvı olamayacağını göstermektedir. Ay sarsıntılarının sönme süresinin bu denli uzun olması, Ay yüzeyinin ölçülebilen miktarda sismik dalgalar yayabilmesi için oldukça çatlak katmanlardan oluştuğunu göstermektedir.
Sismik kayıtların gösterdiği sertlik derecesine koşut olarak, Ay’ın uzaydaki hareketi boyunca Güneş rüzgarıyla etkileşmesinin kayıtları da Ay’ın bir iletken gibi davrandığını doğrular. İletkenliği, 1.500 C’de hala katı gibi davranabilen silikon taşlarınkine denktir. Ay’ın iki kutuplu bir magnetik alanının olmaması, Ay’ın madeni bir çekirdeği olmadığını kanıtlar...!!!




Kimyasal Yapısı
Ay’ın kimyasal yapısına ilişkin ilk verileri, 1969 yılında Apollo Dünya’ya getirdi. Bu verilerin dayandığı taşlar Ay’ın yüzeyinden alınmış olmasına karşın, Ay’ın iç yapısının fazlaca farklı olduğunu düşünmek için bir neden yoktur. Atomik bileşim olarak Ay’da en fazla bulunan element oksijendir: Ay’ın kabuğunun ağırlık olarak %60’ını oluşturur. Oksijeni, %16-17 ile silikon, %6-10 ile alüminyum, %4-6 ile kalsiyum, %3-6 ile magnezyum, %2-5 ile demir ve %1-2 ile titanyum izler. Tüm diğer elementler ağırlık olarak %1’den daha azdır. Oksijen, silikon ve alüminyum, Ay’da da Dünya’da bulundukları miktara yakın miktarda bulunurlar. Demir ve titanyum miktarları Ay’da daha fazladır; alkali metaller, kömür ve nitrojense Dünya’ya oranla daha az bulunur.
Bu elementlerden oluşan bileşiklerden silis (SiO2), ağırlık olarak Ay kabuğunun %40-50’sini oluşturur. Dünya’nın kabuğundaki silis miktarı %48,5’tir. Demir oksit (FeO) ve kalsiyum oksit (CaO) Ay’ın kabuğunda %10-20’lik bir ağırlık taşırlar. Tüm oksitlenmiş bileşikler Ay’da oksitlenmelerinin en düşük durumunda bulunurlar: çünkü, 1.100-1.200 C ısılarda katılaşmışlardır. Ay’da H2O’nun (suyun) hiçbir biçimi bulunmaz; ayda su izine rastlanmamıştır. Ay’da bulunan hidrojen, Güneş rüzgarlarınca taşınmıştır ve oksitlenmeyle oluşan su, hemen Güneş tarafından ayrıştırılır...!!!


Yüzey Özellikleri
Daha ayrıntılı teleskopik ve uydu gözlemleri olduğu kadar çıplak gözle yapılan gözlemler de Ay’ın iki farklı türde araziden oluştuğunu gösterir. İlki engebeli, daha parlak, dağlarla doludur ve Ay’ın görünen yarısının üçte ikisini görünmeyen yarısınınsa onda dokuzunu kaplar. İkinci türe Latince “denizler” 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 madde, Dünya’daki lavlara benzerse de demir ve titanyumca daha zengindir. Buna karşı, kıtasal alanları oluşturan taşlar, Dünya’daki granitlere benzeyen feldispat taşlarıdır. Bunlar, Anortozit denen bir çeşit saf feldispat içerirler. Anortozitler bazalt taşların demir ya da magnezyumunu alüminyumla değiştirip onların hem daha açık renkli olmasını sağlamış, hem de ağırlıklarını azaltmıştır. Ay’da anortozitlerin bulunması, Ay’ın kabuğunun kimyasal olarak farklılaşmış ve demir gibi ağır elementlerin daha hafif bileşenlere ayrılmış olduğunu gösterir. Buna ek olarak, anortozitler çoğunlukla iri taneli mineraller içerirler. Bunun anlamıysa, eriyik durumundayken yavaş yavaş soğudukları, dolayısıyla bu olayın Ay yüzünde gerçekleşmediğidir.
Ay’daki kayaların fiziksel dokusu, kimyasal bileşimlerinden daha da ilginçtir. Çünkü bu doku, Ay yüzeyi oluşumlarının kökenini ortaya koymaktadır. Dikkat çekici olan, Ay kıtalarından getirilen gereçlerin ağırlıkla %85-90’ını breşlerin oluşturmasıdır. Breşler, önceden var olan billursu yapıdaki kayalardan oluşan polimiktik (çeşitli maden tozlarından oluşan) konglomeralardır. Bu kayalar, ilk katılaşmalarından önce ortaya çıkan olaylar sonucu, farklı kökenlerden türemiş köşeli parçalar oluşturarak kaynaşmışlardır. Böylesi breşlerin yapısında ani başkalaşımlar (yüksek sıcaklığın ve çarpmayla oluşan basıncın yol açtığı değişiklikler) belirgin biçimde görülür. Buradan da, çeşitli büyüklüklerdeki gök cisimlerinin yüksek hızlarla Ay yüzeyine çarparak breşlerin kendilerine has yapısını değiştirdiği kesin olarak anlaşılmaktadır. Ay yörüngesindeki uzay araçları, yerçekiminin son derece yüksek olduğu bölgeler buldu. Maskon adı verilen bu bölgeler, genellikle maria alanlarının pek çoğunun altında bulunur. Bunların, çarpma etkileriyle maria alanlarını oluşturan cisimlerdeki maddelerin ya da aynı alanların lav püskürmesi sonucu eriyik durumundaki iç katmanlardan gelen volkanik kayalardaki yoğun maddelerin derine gömülmüş artıklarının kimi yerlerde yoğunlaşması sonucu ortaya çıktıkları düşünülmektedir...!!!

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



Oluşum ve Evrim
1969-72 yılları arasında Apollo ekiplerinin Ay’ın çeşitli yerlerinden topladıkları kayaların radyometrik yüzölçümleri, Ay’ın yerbilimsel tarihine ilişkin kanıtlar ortaya koydu. Her bir bölgede bulunan maddeler arasındaki en eski parçacıkların yaşı, 4,5-4,6 milyar yıl arasındaydı. Bilinen en eski krondritik meteorların yaşı da bu civarda olduğundan, tüm Güneş sisteminin yaşı da 4,6 milyar yıl olabilir. Bu yaştaki hiçbir madde büyük parçalar halinde duramayacağından Ay’ın oluşumunun ilk 200 ya da 300 milyon yılı sırasında, yani bombardıman etkisi yapacak gezegenler arası maddelerin büyük ölçüde yok olmasından önce, Ay yüzeyinin bombalanması sonucu bu maddeler, parçalanıp Ay’ın dört bir yanına taşınmış olabilir.
Yaş ölçümü sonuçları, Ay’ın değişik bölgelerini ortadan kaldıran ve kraterler oluşturan çarpmaların büyük bir bölümünün, Ay’ın oluşumunun ilk 500 milyar yılı içinde gerçekleştiğini gösterdi. Dairesel maria olarak bildiğimiz oyuklara yolaçan bu çarpmaların en büyüğü, Ay’ın oluşumundan 400-800 milyon yıl sonra ya da günümüzden 3,3-3,8 milyon yıl önce gerçekleşti. Oluşumunun ilk 800 milyon yılında Ay yüzeyinde başka bir bazalt görülmedi, 600 milyon yıl sonrasına kadar da yeni bazalt oluşmadı.
Ay’ın yaşamının üçte ikisinden çoğunu oluşturan geçtiğimiz 3 milyar yıl içinde, Ay’da başka bir şey olmadı. Taşlarla kaplı yüzü kozmik havanın etkisinde kalmaya devam etti ve yeni çarpmaların sıklığı giderek azaldı. Sonraki milyonlarca yıl süresince, Ay’ın yüzeyi gitgide taşlaşmış bir buruşukluk kazandı. Bu geçen uzun zaman içinde Ay’da gerçekleşen gelişmeler Güneş sisteminin durumunu yansıtmaktadır; Ay, adeta geçmişi yansıtan bir fosil gibidir...!!!


MARS (MERİH)
Yer ile Jüpiter arasında yeralan Merih (ya da Mars), Güneş’e ortalama uzaklığı 228 milyon kilometre olan bir yörünge çizer ve bir Merih yılı 687 yer günü sürer. 1877’de bulunan çok küçük iki uydusundan (yakınından geçerken çekim gücüyle yakaladığı küçük gezegenler oldukları sanılır) büyüğü Phobos, yaklaşık 25 km boyunda, 21 km eninde, çevresi düzensiz bir gezegendir. Küçük uydusu Deimor’un çapı, ortalama 8 km’dir.
Merih’in çapı 6.794 km, kütlesi Yer kütlesinin %11’i kadardır. Yüzeyindeki genelçekim, Yer’deki çekimin yüzde 38’i kadardır; yani, Yer’de 70 kg olan bir astronot, Merih’te 27 kg gelecektir. Bu zayıf genelçekim, gezegenin çevresinde önemli bir atmosfer tutulmasına olanak vermemiş ve gaz moleküllerinin büyük bölümünün, uzayda dağılmasına yolaçmıştır. Söz konusu atmosfer tabakasının düşük yoğunluğu, ancak böyle bir olayla açıklanabilir. ABD uzay araçları Mariner 4, 6, 7, 9’un ve SSCB uzay araçları Mars 2 ve 3’ün yardımıyla elde edilen bulgulara göre, çevresinde, 30 km yükseltideki Yer atmosferine eşdeğerli olan seyreltik bir atmosfer vardır.
Ayrıca, 1947’den bu yana tayfçekerlerle elde edilen verilere göre, Merih’in atmosferi Yer’dekinden çok değişiktir ve temel bileşeni azot değil, karbondioksittir. 1963’te aynı yöntemle, 1972’de de Mariner 9 aracıyla sağlanan bulgularsa, Merih atmosferinde çok az su buharı bulunduğunu ortaya koymuştur.
Büyük bir titizlikle arandığı halde, gezegende oksijene rastlanmamıştır. Dolayısıyla, çevre atmosferde, Güneş’in morötesi ışınlarına karşı canlıları koruyacak ozon tabakası yoktur. Öte yandan 1965’te Mariner 4 aracının sağladığı bulgular, Merih’in çevresinde magnetik alan olmadığını kanıtlamıştır. Bu nedenle, uzaydan gelen taneciklere karşı bir ekran görevi yapan Yer çevresindeki Van Allen kuşağına benzer bir oluşuma, gezegenin çevre uzayında rastlanmaz. Bu olgu, Merih yüzeyinin ışınımların ve taneciklerin sürekli bombardımanı altında kaldığı sonucunu verir.
Merih, kendi çevresinde 24 saat 37 dakikada döner. Bu nedenle, Yer ile Merih’te, gece ve gündüz süreleri aşağı yukarı aynıdır; ayrıca, gezegenin dönme ekseninin eğimi, Yer ekseninin eğiminden çok az büyüktür. Dolayısıyla, yıl boyunca gezegenin göğünde Güneş’in yüksekliği değiştiğinden, mevsimler oluşur; ama Yer’dekilere oranla daha uzun sürerler ve sıcaklık değişiklikleri büyük boyutlara ulaşır.
Merih’te atmosferin çok seyreltik olması nedeniyle, günlük sıcaklık değişiklikleri de çok büyüktür. Gezegen ekvatorunda, öğleden az sonra sıcaklık 5 C dolayında olduğu halde, gün batımında -70 C’a düştüğü saptanmıştır. Mariner 9’un gezegenin kutuplarında ölçtüğü sıcaklık, -90 C düzeyindedir.
Merih çevresinde yörüngeye giren uzay sondalarının, özellikle Mariner 9’un topladığı veriler, gezegenle ilgili bilgileri oldukça geliştirmiş, 7.000’i aşkın fotoğraf ve Merih atmosferinin çeşitli bağıl ölçümleri, gezegenin daha iyi tanınmasını sağlamıştır.
Merih önemli jeolojik etkinlikler geçirmiştir; kuşkusuz hala da geçirmektedir. Dağları ve ve yanardağ kraterleri, Yer’de görülenlerden daha geniştir; ekvator bölgesinde, 4.000 km uzunluğunda ve yaklaşık 6.000 m derinliğinde çok büyük bir kanyon gözlemlenmiştir. Zaman zaman 200 km/saat hızla ulaşan rüzgarların ve çok şiddetli fırtınaların, gezegen yüzeyini etkilediği anlaşılmaktadır; nitekim, Mariner 9, yörüngesine varır varmaz, böyle bir olay saptamıştır. Kum, toz, belki de buz billurlarıyla yüklü rüzgarların, engebelerin aşınmasında en önemli etken olduğu sanılmaktadır.
Merih konusundaki önemli sorunlardan biri de, yüzeyinde su bulunmamasıdır. Yanardağ olaylarıyla açıklanamayan dolambaçlı vadilerin fotoğrafları çekilmiş, bazı kraterlerin çevresinde bulutlar gözlemlenmiş ve 20.000 kilometre yükseltiye ulaşan bir hidrojen kuşağı ortaya çıkarılmış olmakla birlikte, söz konusu hidrojenin, Merih’in genelçekim gücünden kurtulan su buharı moleküllerinin ayrışmasından kaynaklandığı düşünülmektedir.
Ayrıca, gezegenin kutuplarında (özellikle Kuzey kutbunda) bulunan ve karbon karından oluştuğu sanılan örtüler, büyük ölçüde, buz halinde su saklayabilir; bu varsayım, gezegen atmosferindeki su buharı oranının düşüklüğünü açıklar.
Bununla birlikte, Merih’te ilkel bir yaşamın bulunup bulunmadığına kesin karar verebilmek için, bilgiler henüz yeterli değildir. Bu konuda, 25 Eylül 1992’de fırlatılan Mars Observer adlı uzay aracının (ABD), önemli veriler sağlayacağı umulmaktadır...!!!
 
Durum
Üzgünüz bu konu cevaplar için kapatılmıştır...
Üst