22 Kasım 2006 Arşivi
Güneşin çevresinde dolanan ışıksız gök cismi. Güneşten başka yıldızların çevresinde dolandığı varsayılan gökcismi. Gezegenler sistemi, Güneş’in ve büyük bir olasılıkla öteki yıldızların çevresinde dolanan gezegenler kümesi. Dış gezegen, Güneş’e yerden daha uzak olan gezegen. İç gezegen, Güneş’e yerden daha yakın olan gezegen. Küçük gezegen boyutları birkaçyüz kilometreyi geçmeyen gezegen.
Bir gezegen bir yıldızdan farklı olarak kendine özgü bir ışınım yayınlamaz, yalnızca çevresinde dolandığı yıldızdan aldığı ışığı yansıttığı için parlak görünür. Bugün Güneş çevresinde bilinen dokuz ana gezegen vardır ve Güneş’e yakınlıklarına göre şöyle sıralanır.
Merkür
Venüs
Yer
Mars
Jüpiter
Satürn
Uranüs
Neptün
ve Plüton.
Bunlardan beşi yani Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn gökyüzünde çıplak gözle görülebilir. Dolayısıyla Antikçağ’dan bu yana gözlenir. Bu temel gezegenlerin dışında çoğu Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında dolanan pek çok küçük gezegen vardır.XVI. yy’da Kopernik’in günmerkezliği savunmasından sonra, XVII yy’da Kepler, gezegenlerin güneş çevresinde dolanımıyla ilgili yasaları, deneysel olarak buldu; sonra Newton’un evrensel çekim ilkesinin bir sonucu biçiminde ortaya çıktı.
Güneşe en yakın gezegen günberi noktasında 45,9 milyon km ile Merkür ve en uzak gezegen ise günöte noktasında 7,4 milyar km ile Plüton’dur. Güneş çevresinde dolanımları 3 ay ile 248 yıl arasında değişir. Öteki gezegenler bu iki uzaklık arasında yer alır ve tümü fiziksel açıdan iki ailede toplanır.Güneş’e yakın, boyutları küçük ama yoğunlukları görece yüksek olan yersel gezegenler (Merkür, Venüs, Yer, Mars). Bunlar oluşumlarından bu yana çok büyük evrim geçirmiştir. Uçucu elementlerini yitirmiş, bugünkü atmosferleri büyük bir olasılıkla gaz çıkarma ve kimyasal evrim sonucu oluşmuş ikincil atmosferdir. Ayrıca bunların çekirdekleriyle atmosferlerini ayıran katı bir kabukları vardır.Güneş’ten daha uzak, çok daha iri, daha hacimli ama yoğunlukları düşük dev gezegenler (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün). Temel maddeleri hidrojen ve helyum olan bu gezegenler, en azından Jüpiter ve Satürn kökenlerini oluşturan bulutsuya çok yakın bir bileşim taşır.
Dış katmanları gazlardan oluşur, iç katmanları ise çok yüksek basınç yüzünden sıvı yada katı halde olduğu sanılmaktadır. Görünen yüzeyleri bazı gaz bileşenlerin yoğuşması sonucu doğan bulutlarla kaplıdır. Güneş’e en uzak gezegen Plüton’a henüz iyi tanınmadığından bir sınıfta yer vermek çok güçtür. Plüton boyutları bakımından ise dev gezegenlere benzer.Kuramcılar pek çok yıldızın gezegeni bulunduğuna kesin gözüyle bakar ve bir gezegen sisteminin oluşumunu sıradan bir olay biçiminde değerlendirir. Bununla birlikte yıldızların çok uzakta bulunmaları yüzünden Güneş sistemi dışında henüz hiçbir gezegen gözlenemedi, yalnızca en yakın yıldızlardan bazılarının özdevinimlerinde, bu yıldızlardan bazılarının özdevinimlerinde, bu yıldızların çevresinde başka gezegenler bulunduğu izlenimi veren hafif salınımlar saptandı. Amerikan uzay mekiğinin 1986’da yörüngeye yerleştireceği uzay teleskobunun, sönük gökscisimleri için düzenlenen fotoğraf odasıyla Güneş dışındaki yıldızların gezegenlerini saptama olanağı vereceği umut edilmekteydi.Küçük gezegen, Sonuncu yersel gezegen Mars ile ilk dev gezegen, Jüpiter arasında Güneş sistemini ikiye bölen büyük boş bir alan uzanır. XVIII yy’ın ikinci yarısında, gezegenlerin Güneş’ten göreli uzaklıklarını deneysel olarak veren ve “Titius Bode Yasası” adıyla bilinen sayısal bir bağıntının bulunması, gökbilimcilerin, bu çoşluk içinde henüz bilinmeyen bir gezegenin yer aldığını düşünmelerine yol açtı. Böylece, Berlin gözlemevi müdürü Bode ile Macar amatör gökbilimci von Zach’ın girişimleri sonucu, sürekli olarak bu gizemli gezegeni araştırmak amacıyla bir gözlemci grubu oluşturuldu. Ne var ki, bu “Gökyüzü Polisi”nden daha önce davrananlar olmuştu.Nitekim 1 Ocak 1801’de Palermo’da P.Guiseppe Piazzi Boğa takım yıldızında hiçbir gök haritasında yer almayan bir gökcismi bulmuştu. Bu gökcisminin Güneş’e 414 milyon km’lik ortalama uzaklıkta, 1680 günde dolanımını tamamlayan küçük bir gezegen olduğu anlaşıldı. Ama Ceres adı verilen bu küçük gezegen tek değildi. Bunu izleyen yıllarda, ard arda Pallas (1802). Junon (1804), Vesta (1807) ve Astralia (1845) bulundu.1848’den bu yana her yıl yeni gezegenler saptandı. Günümüzde 2500 küçük gezegen fişlenmiştir. Yüzlercesi de karşı konumları yakınında yeniden gözlenerek yörünge öğelerinin hesaplanmasını beklemektedir. Büyük bir olasılıkla, henüz saptanamayan binlerce küçük gezegen vardır. 19 kadirden daha parlak küçük gezegen sayısının yaklaşık 30.000 ve küçük gezegen kuşağında yer alan çapları 1 km’nin üzerinde gökcisimlerinin sayısının ise 400 bin olduğu tahmin edilmektedir.
Yörüngeler küçük gezegenlerin çoğu Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında Güneş’ten ortalama 2,17 ile 3,3 astronomik birim (ab) uzaklıktaki bir bölgede toplanmıştır. Bununla birlikte bu halkanın içinde, 1866’da Amerikalı gökbilimci Kırkwood bulduğu için Kirkwood boşlukları adı verilen bazı bölgelerin hemen hemen boş olduğu sanılmaktadır. Çünkü bu bölgeler küçük gezegenlerin tutunamayacağı, Jüpiter’in rezosans ve çekim kuşakları içinde kalır. Söz konusu boşluklar özellikle Güneş’ten 2,50, 2,82, 2,96 ve 3,28 ab uzaklıklarda gözlenir. Bu uzaklıklarda yörünge çizecek gezegenler bulunsaydı dolanım süresi arasındaki oran sırasıyla 1/3, 2/5, 3/7 ve 1/2 olacaktı.
Bununla birlikte bazı küçük gezegenler çoğunluğun toplandığı bölgeden oldukça uzaklaşır. Çok büyük dışmerkezli yörüngeleri, bunların dönemsel olarak Yer’e Venüs’e, hatta Merkür’e yaklaşmalarına yol açar. Yer’e bu ölçüde yaklaşan gezegenler ( earth-grazers ya da earth-grazing asteriods; kısaca EGA) arasında özellikle Eros, İkar ve Hermes sayılabilir. Bu kategorideki bazı gökcisimleri arasında Yer’in yörüngesinin içinde kalan yörüngeler çizneler, dolayısıyla dolanım süreleri Yer’in dolanımından kısa olanlar da vardır.Truvalılar gezegenleri ise küçük gezegen kuşağının dışında dolanan bir başka özel küçük gezegen grubunu oluşturur. Kuşkusuz Mars’ın iki küçük uydusu Phobos ve Deimos çekim etkisiyle yakalanmış eski küçük gezegenlerdir. Aynı varsayım Jüpiter’in dış uyduları, Starün sistemindeki Phoebe ve Neptün sistemindeki Nereid içinde öne sürülmektedir.Bugün için Güneş’ten en uzak küçük gezegen, 1977’de bulunan ve Satürn ile Uranüs’ün yörüngeleri arasında bir yörünge çizen Chirondur.Kütleler ve boyutlar küçük gezegenlerin incelenmesinde, kütlelerinin ve boyutlarının belirlenmesi büyük önem taşır.Bir küçük gezegenin deviniminde yol açtığı çekimsel tedirginliklerden çıkarılabilir. Gerçekte bu tedirginlikler, ölçülemeyecek kadar zayıf olması yüzünden bu yöntem yalnızca üç ana gezegene uygulandı. Ceres, Pallas ve Vesta. Öteki küçük gezegenlerin kütlelerini saptamak için önce çaplarını belirlemek ve ortalama yoğunluklarını tahmin etmek gerekir. yakın zamana dek küçük bir gezegenin çapını belirlemek için yalnızca bir yöntem vardı. Gök dürbünüyle görsel olarak gözlemek ve görünen çapını ölçmek. Ne var ki küçük gezegenlerin çoğu, en güçlü aygıtlarla bile nokta biçiminde görünür. Dolayısıyla bu yöntem de ancak en hacimli dört küçük gezegene uygulanabildi. Kaldı ki bu ölçümlerde bile hata payı olasılığı oldukça büyüktü ve gözlenen görüntülerin açısal çapı en çok yay saniyesinin onda birinin birkaç katını geçmiyordu. 1970’ten sonra dolaylı iki yeni teknik başarıyla kullanıldı. Her iki teknikte de albedoya başvuruldu. Nitekim bir küçük gezegenin parlaklığı uzaklığı ve albedosu bilinirse küresel olduğu varsayılarak yaklaşık çapı belirlenebilir. Birinci yöntem küçük gezegenin farklı açılarda yansıttığı ışığın kutuplanmasını ölçmektir. Gerçekten göktaşlarının laboratuarda çözümlenmesi, kutuplanmanın, yüzeyin yansıma gücünün fonksiyonu olduğunu göstermiştir.Yüzey ne kadar koyu olursa, bir başka deyişle albedo ne kadar küçükse kutuplama o kadar büyür. İkinci teknik küçük gezegenin parlaklığının görünen ışıkta ve kızılaltında ölçümüne dayanır. Bu ölçüm gökcisminin yansıttığı, güneş ışığı miktarı ile soğurup ısı biçiminde yayınladığın ışık miktarını karşılaştırmaya olanak verir.Birbirinden tümüyle bağımsız bu iki yöntem, tamamen çakışan sonuçlar verdi ve 200’ün üstünde küçük gezegenin boyutlarının saptanmasını sağladı. Bu gökcisimleri arasında yalnızca 8’inin çapı 300 km’nin üzerindedir ve çapı 100 km ya da daha büyük olanların sayısı 100’ü geçmez.Bir küçük gezegenin bir yıldızı örtmesi çok seyrek rastlanan bir olay olsa bile böyle bir olayın gözlemi söz konusu küçük gezegenin boyutlarını tam belirleme olanağı verir. 1977’de Herculina küçük gezegenine uygulanan bu yöntem, en büyük çapı için 240 km’lik bir değer bulunmasını sağlamakla kalmayıp, ayrıca çevresinde 1000 km uzaklıkta dolanan 40-50 km çapında bir uydunun varlığını da ortaya koydu. Bu ikili, bilinen ilk çift küçük gezegendir.
Gerçekte, küçük gezegenlerin çoğu dönemsel parlaklık değişimleriyle ortaya çıkan düzensiz bir biçim taşır. Nitekim çeşitli gözlemler, Eros’un 10×15x36 km büyüklüğünde, Mars’ın uydularına benzeyen uzunca bir cisim olduğunu ortaya koydu.Yüzeysel bileşim küçük gezegenlerin fiziksel özelliklerini araştırmada çeşitli teknikler (ışıkölçüm, tayfölçüm, polarimetri, kızılaltı ışınölçümü vb.) geliştirilmiştir. 70’lerin başından bu yana bu alanda elde edilen en önemli sonuçlardan biri küçük gezegenlerin fiziksel açıdan 6 büyük grupla toplanmasıdır.O türünde (incelenen küçük gezegenlerin %47’si), yüzeyleri karbonla kaplı gökcisimleri yer alır. Koyu renkli (albedo 0,02-0,06) bu cisimler karbonlu göktaşlarının yansıtma özelliklerini sunar.S türünde (incelenen küçük gezegenlerin %35’i) yüzeyleri silikatlı gökcisimleri (albedo, 0,10-0,22) toplanır. Yansıma tayfları silikatlarca zengin göktaşlarını andırır.M türü (incelenen küçük gezegenlerin %3’ü) metal bakımından zengin cisimleri (albedo.0,08-0,15) içerir.R türü (incelenen küçük gezegenlerin %1’i) demirce fakir olağan kondritlere benzer cisimlerdir.(albedo, 0,20-0,30). E türü yüzeylerinde hiçbir demir bulunmayan ender cisimlerden (albedo, 0,30-0,38) oluşur.Vesta türünde çok az sayıda cisim (albedo yaklaşık0,25) yer alır. Bazalt kökenli kimi kondritleri andıran bir yüzey taşırlar.Bu türler içinde C ve S incelenen küçük gezegenlerin %80’den çoğunu kapsar. Buna karşılık, incelenen küçük gezegenlerin yaklaşık %13’ü yukarıdaki 6 türün hiçbirine girmez. Şimdilik U (unclassified, sınıflanmamış) ile belirtilen bu gökcisimlerinin gelecek yıllarda başka göktaşı sınıfları içine alınması gerekir.Köken son yıllarda küçük gezegenler ile ilgili bilgilerin çok artmasına ve araştırmaların ilerlemesine rağmen, kökenleri henüz tartışma konusudur. geçen yüzyılda Alman gökbilimci Olbers, bu küçük gökcisimlerinin çok eskiden bilinmeyen bir nedenle patlayan büyük bir gezegenin kalıntıları olduğu varsayımını ortaya attı. Bu kuramın yandaşları hala vardır. bununla birlikte, uzmanların büyük çoğunluğu küçük gezegenlerin tek bir cisimden kaynaklanmadığı kanısındadır. Daha çok kütle yetersizliği (10-9 Güneş kütlesi, yani Merkür’ün %1’i) yüzünden bir gezegen biçiminde toplaşamayan, başlangıçtaki Güneş bulutsusunun yoğuşması sonucunda oluştukları sanılmaktadır. Bazı küçük gezegenlere uzay sondalarının gönderilmesi, yakın gelecekte, çok sayıda soruya yanıt getirecek yeni öğelerin elde edilmesini sağlayacaktır.
UYDU
Kütlesi kendi kütlesinden büyük bir gökcisminin özellikle bir gezegenin çekiminde bulunan Peyk.
Haberleşme, askeri, meteoroloji vb alanlarda veya araştırma için kullanılmak üzere insan eliyle yapılan ve bir füze veya uzay taşıma sistemi yardımıyla bir gök cisminin, özellikle de Yer’in yörüngesine yerleştirilen araç. Yapay uydu.Bir başkasının güdümü altında, ona bağımlı olarak yaşayan kişi. * Siyasi, ekonomik, askeri vb. yönden kendinden güçlü bir başka devlete bağımlı olan devlet.Doğal uyduların, gezegenler çevresinde izledikleri yol genellikle gezegenlerin Güneş çevresindeki dolanımlarıyla aynı yöndedir. Doğal uyduların sayısı 33’tür. En çok uydulu Jüpiter’in 13, ondan sonra gelen Satürn’ün 10 uydusu bulunmasına karşılık Merkür, Venüs ve Plüton’un hiç uydusu yoktur. Bazı uydular, Ay gibi tam küre biçimdeyken, Merih’in uyduları Phobos ve Deimos ile Jüpiter’in 9 uydusu, biçimsiz küçük gezegenlerden oluşmuştur. Güneş Sisteminin de 5 uydu Ay’dan büyüktür. Bunlardan Jüpiter’in uydusu Ganimed’in 5100 km’lik çapı, Merkür’ünkinden (4900 km) daha büyüktür.Patol Uydu adenopati, komşu bir bölgedeki lezyona eşlik eden ve onun evrimini izleyen adenopati (örneğin frengi şankrı adenopatisi).Virol Uydu virüs başka bir virüse eşlik eden ve olmadığı zaman çoğalamayan virüs.Doğal uyduların gezegenler çevresindeki dolanımı, genellikle gezegenlerin Güneş çevresindeki dolanımlarıyla aynı yöndedir. Yalnız Satürn’ün uydusu Phoebe ile Neptün’ün uydularından biri olan Triton ve Uranüs’ün dört temel uydusu için durum bunun tersidir.
Bu amaçla incelenen bütün uyduların gezegenler çevresindeki dolanımı, genellikle gezegenlerin Güneş çevresindeki dolanımlarıyla aynı yöndedir. Yalnız Satürn’ün uydusu Phoebe ile Neptün’ün uydularından biri olan Triton ve Uranüs’ün dört temel uydusu için durum bunun tersidir.
Bu amaçla incelenen bütün uyduların kendi çevrelerindeki dolanım süresi merkez gezegenin çevresindeki dolanım süresi merkez gezegenin çevresindeki dolanım süresine eşittir. Bu nedenle, uyduların hep aynı yüzleri her zaman bu gezegene dönüktür (Ay’ın Yer’e yalnız bir yüzünün dönük olduğu gibi). Ana gezegenlerin kimi uydularının, çoğu zamanda en uzakta olanlarının, çevresinde dolandıkları gezegen tarafından çekilen küçük gezegenler olduğu düşünülebilir. Bunların dışındaki uyduların Güneş’in çevresindeki gezegenlerin oluşumuna benzer bir sürece göre oluştuğu sonucuna varılabilir.
UYDU
Gökbilim bir gezegenin çekiminde bulunarak onun çevresinde dolanan gökcismi, değişik amaçlarda Yer’den fırlatılan ve genellikle kapalı bir yörünge çizerek Yer’in ya da doğal bir uydunun çevresinde dolanan aygıt (yapay uydu). Doğal uydulardan olan gezegenler, herhangi bir yıldızın uydusu durumundadırlar. Bazen gezegenlerinde uyduları vardır (sözgelimi Ay, Dünyanın uydusudur). Büyük teknolojik atılımların gerçekleştirildiği 20.yy’ın ikinci yarısından sonra insanoğlu önce insansız olarak atmosfer dışına çıkan uzay araçları gerçekleştirdi. Sonra da insanlı ilk uçuşlar yaptı. Uzayın fethini amaçlayan ub uçuşlarının ardından, insanoğlunu değişik amaçlarla taşıyan yapay uyduları dünya yörüngesinde oturtmaya başladı. Günümüzde yapay uydu yapmak ve dünya yörüngesine oturtmak bir çok ulusun temel amaçlarından biri haline geldi. Nitekim bugün dünya çevresinde dolanan yapay uyduların sayısı her geçen gün artmaktadır. Her yıl yaklaşık 125-150 yapay uydu dünya çevresindeki yörüngeye yerleştirilmektedir. Bu uyduların büyük bölümü SSCB yapısı belirli bir bölümü de ABD yapısıdır. Ayrıca her geçen gün sayıları giderek artan birçok ülkede kendisini uydu kullanan ülke olarak tanımlanmaktadırlar.Uydular kullanım amaçlarına göre dünyanın çevresinde değişik yörüngelere yerleştirilir. Uyduların büyük bölümü atmosfer ya da yeryüzüyle ilgili barışçıl amaçlarla olduğu gibi, keşif ya da acasusluk amacıyla da kullanılır. Uyduların önemli bir bölümü de yeryüzünün üstündeki belirli değişmez nokatalardan hareket eden haberleşme uydularıdır. Çok az sayıda uydu da bilimsel amaçlarla kullanılır; bunların bir bölümünden gökbilim araştırmalarında yararlanılır.
İlke olarak, dünyanın çevresinde bir uydunun hareketinde, gezegenlerin güneşinm ya da ayın dünyanın çevresindeki hareketlerinde egemen olan yasaların aynısı geçerlidir. Öteki özellikler yanında, bu gerçek bir uydunun yörünge düzlemini dünyanın merekzinden geçtiği ve dünyanın, uydunun çizdiği elips biçimli yörüngenin odak noktalarından birinde bulunduğu anlamına gelir. Bir uydunun hızı, merkezkaç kuvvetlerle merkezcil kuvvetler arasında bir denge durumu sağlayabilecek büyüklükte olmalıdır. Dünya yüzeyinin hemen üzerinde, bu yörünge hızının 7.9 km/sn olması gerekirdi. Atmosfer dirence nedeniyle, böyle bir hızın elde edilmesi olanaksız olduğundan, bir uydu her zaman yeryüzünden birkaç yüz kilometre yükseklikteki bir yörüngeye yerleştirilir.
Yeryüzünden 500 km yüksekliktki atmosfer direnci çok düşük olduğundan bu direncin etkileri ancak yıllar sonra ortaya çıkar. Bir uydunun çizdiği yörüngede dünyadan en uzak olduğu noktaya apoje en yakın olduğu noktaya da perije denir. yörünge düzleminin ekvator düzlemiyle yaptığı açı, uydunun hangi coğrafi enlemler üzerinde yörüngesini çizeceğini belirler. Bu açı ne kadar büyürse, ulaşılan enlemin derecesi de o kadar artar. Açı 900olduğunda, yörünge düzlemi kutuplardan geçer ve ilke olarak uydu dünya yüzeyindeki her noktanın üzerinden geçebilir. Uydunun dünyaya uzaklığı ne kadar büyükse, yörünge hızı o kadar düşük ve yörüngede dönme süresi de o kadar uzun olur. yaklaşık 36.000 km’lik bir yükseklikte yörüngede dönme süresi 24 saattir. Bu durumda, yörünge düzlemi ekvatoral düzlemle de çakıştığından, uydu dünyaya göre hareketsiz gibi görünür; böyle senkron bir uydu dünyayla birlikte dünyanın ekseni çevresinde döner. Bu tür bir yörünge, haberleşme ve meteoroloji uyduları için elverişli bir yörüngedir. Bu gibi uyduların dünyanın hemen yarısını inceleyebilmelerinin yanı sıra bir istasyonuyla da sürekli bağlantı durumunda kalabilmekte bu elverişliği yaratır.Bir uzay gemisinin dünyanın çevresinde yörüngeye oturtulması düşüncesi 20.yy’ın başlarına kadar uzanır. 1930’larda uydu fırlatıcı sistemleri geliştirildiği, bu gibi uyduların fırlatılmasının ileri bir tarihte gerçekleştirilebileceği düşünülüyordu. Savaş sırasında bu düşünce bir kenara bırakıldıysa da daha sonraları yeniden gündeme geldi. 1950’lerin başlarında stratejik füzeler hızla geliştirilirken uydularla ilgili uygulamqalar hem ABD hem de SSC’nin dikkatini çekti.
ABD’de bu gelişme özellikle Uluslararası Jeofizik Yılları boyunca geçerliydi. 1957-1959 arasını kapsayan bu dönemde, jeofiziğin bütün alanlarında çeşitli gözleme tekniklerinin kullanıldığı geniş boyutlu bir araştırma tasarısı uygulamaya konulmuştu. Bu dönem, güneşin en fazla etkinlik gösterdiği ve atmosferde güneşin etkisinin en yoğun olduğu dönemle çalışacak biçimde, bilinçli olarak seçilmişti. Bununla birlikte, 4 Ekim 1957’de SSCB’nin sputniki yörüngeye oturtarak dünya çevresine bir uydu yerleştirebilecek güçte olduğunu ortaya koyması büyük bir Sputniki 1’i içinde canlı bir varlığı Laika adlı köpeği taşıyan Sputnik 2 izledi; ancak bu uydu dünyaya dönemedi. Bunun üzerine ABD’de bir uydu fırlatmayı amaçlayan ivedi bir programı yürürlüğe koyduysa da ilk girişim başarısızlıkla sonuçlandı. Bundan sonra 31 Ocak 1958’de Explorer 1 dünya çevresinde yörüngeye koyuldu. Böylece ABD içinde Uzay Çağı başlamış oldu. Başlangıçta uydular yalnız bilimsel araştırma, özellikle dünyanın binlerce km uzağında bölgenin araştırılması için kullanılıyordu; ancak bu uyduları çok geçmeden ilk haberleşme ve metyeoroloji uydularıyla casusluk amacıyla kullanılan uydular izledi. Fırlatılan uyduların sayısı da hızla arttı. 1960-1964 arasında fırlatılan uyduların sayısı 20’den 100’e çıktı. 1968’den bu yana, her yıl fırlatılan uydu sayısı yönünden SSCB, ABD’den üstün durumdadır.1962’den başlayarak ABD ve SSCB dışındaki ülkeler daha da dar kapsamda da olsa, uydu yapımına giriştiler. Uyduların fırlatılması için genellikle ABD ya da SSCB kuruluşlarından yararlanılıyordu. Bu ülkeler içinde yalnızca Çin ve Japonya kendi hareketleriyle uydu fırlatabilecek durumundadırlar. Avrupa Uzay Ajansı (ESA) uydularını fırlatabilmek için çok kısa bir süre öncesine kadar ABD’nin yardımına gereksinme duyuyordu. Bununla birlikte 1982’den bu yana ESA, Avrupa’da geliştirilmiş olan ariane roketini kullanabilmektedir.Uydular değişik açılardan sınıflandırılabilir; örneğin bu sınıflandırma, uydunun dünya çevresinde döndüğü yörüngenin tümüne bağlı olan uygulamaya göre yapılabilir. Böyle haberleşme uyduları, yer araştırma uyduları ve bilimsel araştırma uyduları birbirlerinden ayırt edilir. Ancak bu uygulamalar bir ölçüde iç içe geçmiş olabilir. Haberleşme uyduları haberleri, çoğu kez büyük uzaklıklara iletmek için kullanılırlar. Senkron uyduları kullanan ülkelerin sayısı giderek artmakta ve anakaralararası telefon görüşmelerinin hemen hemen %95’i bu uydular aracılığıyla gerçekleştirilir. Hem ABD ve SSCB’nin hem ülkelerin Nato ve Varşova Paktı’nda bağlaşıklarının, askeri haberleşme uydularından oluşan bir ağı vardır. ancak bu uydular değişik yörüngelerde hareket eder.Meteoroloji uyduları, bulutların fotoğrafını çekmek ve dünya yüzeyiyle atmosferin ısı ışınımı değişik dalga boyu bölgelerinde ölçmek için kullanılır. Böylece, meteoroloji uzmanları, hava durumuyla ilgili değerlendirmeler açısından önem taşıyan gelişmeleri, hem küçük hem de büyük bölgelerde sürekli olarak izleyebilirler. Meteoroloji uydularının pek çoğunun dünyanın çevresinde senkron yörüngenlerde hareket etmesine karşın, kutup bölgeleri için kuutuplar üzerindeki yörüngelerden geçen uydular kullanılır.Meteoroloji uyduları olan ülkeler ABD, SSCB, Japonya ve Avrupa Uzay Ajansı’na bağlı ülkelerdir. Yeryüzü araştırma uyduları ya da gözetleme uyduları, birtakım ölçümler yaptıkları gibi, dalga boyu değişik bölgelerde yer yüzeyinin fotoğraflarını da çekerler. Böylece elde edilen bilgiler tarımda, bahçıvanlıkta, çevre korunmasında ve doğal kaynakların bulunmasında kullanılır. Yeryüzü doğal kaynak gözlem uydularının en ünlüleri, geçmiş yıllarda, dünyanın neredeyse her köşesinin fotoğrafını 900 km yükseklikteki bir yörüngeden çekmiş olan ABD landsats uydularıdır. Bu fotoğraflarda askeri yönden önem taşıyan cisimlerinde gözle görülebileceği anlamına gelir. Bu nedenle bu, fotoğrafların sivil ve askeri amaçlarla kullanımı iç içedir. Bununla birlikte, gerçek casusluk uydularında, gözlemler yeryüzüne radyografik olarak iletilmez olarak iletilmez ya bir kapsül içindeki çekilmiş film ya da uydunun bütünü dünyaya gönderilir. Bu teknik hem ABD ve SSCB’de kullanılır. Bu fotoğraflarda bir kaç metre büyüklüğündeki cisimlerin ayrıntıları gözle görülebilir.
Çin uydularının pek çoğunun da casusluk amacıyla fırlatılmış olduğu sanılır. Bilimsel araştırmalarda kullanılmak için fırlatılan uydu sayısı çok azdır. Bu atmosferin dış tabakaları, magnetosfer ya da yıldızlar ve gezegenler arasındaki boşluk incelendiğinde, uydu çoğu kez dünyanın çevresinde elips biçimli bir yörüngede hareket eder. Bu gibi durumlarda yapılan araştırma jeofizik uzay araştırması adını alır.Bununla birlikte gökcisimlerinin gözlemlendiği gökbilimle ilgili uzay araştırmasında durum değişiktir. Uydular dünya atmosferinin dışına yerleştirildiklerinden, değişik dalga boylarındaki ışınımı gözleyebilirler ve optik gözlemler atmosfer olaylarından etkilenmez. Özellikle ABD, SSCB ve Avrupa Uzay Ajansı, bilim uyduları alanında oldukça büyük deneyim kazanmışlardır.
Bir uydunun fırlatılması sırasında roketin arka bölümü, ön bölümü ve öteki bölümleri de dünyanın çevresinde bir yörüngeye yerleşirler. 1981 sonunda hemen hemen 5000 uydu ve bazı parçalar dünyanın çevresinde yörüngede bulunuyordu. Bundan daha fazla sayıda cisimse çoktan dünyaya düştü ve çoğu, atmosferde tümüyle yanarak yok oldu. Düzinelerce parçanın dünyaya düştüğü bilinmekle birlikte, artık döküntülerin büyük bir bölümünün geri dönmemesi nedeniyle, uzayın giderek daha da “kalabalık” duruma geldiği gözlemlenmektedir. Bazı uzmanlara göre, uzaydaki cisimlerin sayısının artmayı sürdürmesi durumunda 2.000 yıllarında çarpışma olasılığı kesinlikle gündeme gelecektir. Ancak ABD ya da SSCB mekiği kullanılmaya başlandığında, bu döküntülerin oranı oldukça azaltılmış olacaktır. Uzay mekiği aracılığıyla, uydular yeniden ele geçirilebilecek ve böylece uzayda hiçbir cisim kalmayacaktır. Sık sık uydu fırlatılmasının yol açtığı başaka bir sorun da ekvator üzerindeki uyduların uzay diliminin hızla dolmakta olmasıdır. Bu durum, 36.000 km yükseklikteki şeridin bütünü için geçerli olmaktan çok, ileri düzeyde gelişmiş teknolojileri bulunan ülkelerin yeğledikleri belirli bölgeler için geçerlidir. Bu bölgelerden biri, 950 ve 1360 Batı boylamları arasında yer almakta ve burada son dönemlerde tüm Amerika Anakarası’nda iletişimde kullanılan birçok uydu bulunmaktadır. Uyduların yoğun bvir biçimde yer aldığı başka bir alanda Atlas Okyanusu üzerindeki Avrupa ile Amerika arasında uziletişim sağlayan uyduların bulunduğu bölgelerdir.
Bu uydular birbirlerine göre çok yavaş hareket ettiklerinden, karşılıklı engel oluşturmaları söz konusu değildir. ancak uyduların yayınladıkları radyo sinyallerinin birbirine karışmaya başlaması tehlikesi vardır. Bu sorunun ortadan kaldırılması için iki çözüm önerilmektedir.Radyo dalga boyları yönünden daha yüksek frekanslar, yani daha kısa dalga boyları kullanılabilir. Ancak bu dalgalar, alıcı uçta yağmurun etkisine daha duyarlıdır.Uyduyu daha iyi hedeflenmiş sinyaller veren antenlerle donatarak alıcı bölgeyi küçültmeyi içerir.Geçtiğimiz yıllarda yapılan yapay uydular pek çok araştırma ve uygulama alanında yararlı oldular. Birçok sanayileşmiş bölge, artık uyduları ve bu uydularla ilgili araçları geliştirebilmek için gerekli teknolojik düzeye ulaşmıştır. İlerlemeler, köklü değişiklikler yerine eldeki araçların daha duyarlı kılınmasını kapsayacaktır. Gelecekte uyduların uziletişim ve jeolojik araştırma gibi uygulamada amaçlara dönük önemlerinin artması ve bilimsel araştırmanın öneminin azalması beklenmektedir. Özellikle gelişmekte olan ülkeler kendileri için uzun süre yeterli olabilecek yüksek nitelikli uziletişim aygıtlarını hemen elde edeceklerdir.Çözülemeyecek sorunlardan biri, ülkenin uzayın kendi toprakları üzerindeki hak öne sürmeleridir. Bu sorun, özellikle senkron uyduların birçoğunun üzerinde yer aldığı ekvator ülkeleri için çok ciddi boyutlara ulaşacaktır. İlke olarak, ilgili ülkenin izninin alınması ve tüm bunların uçuş yasasına uygun olması gereklidir.
Uzay hukukuna göre, bir ülke kendi toprakları üzerindeki uzay dilimi üzerinde bir hak ileri süremez. Burada sorun kozmik uzay için bir alt sınırın ve hava boşluğu içinde bir üst sınırın belirlenmiş olmasıdır. Günümüze kadar özellikle siyasal nedenlerden dolayı, sınırlandırma sorunu çözümlenememiştir. Bunun sonucunda bir ülke, ister dost, ister düşman olsun, başka bir ülkenin kendi toprakları üzerinde, uzaydan gözlemler yapmasını ya da radyo ve televizyon yayını da bulunmasını önleyememektedir.
22 Kasım 2006
Mars (eski adıyla Merih), Güneş Sistemi’nin dördüncü gezegenidir. İsmi Eski Roma’daki savaş tanrısı Mars’tan gelmektedir (Bu Tanrı Eski Yunan Mitolojisinde Ares’e karşılık gelir). Gece temiz bir havada basit bir teleskopla kırmızılığı görülebilir.
Mars’ın 1877 yılında Amerikan astronom Asaph Hall tarafından keşfedilen Phobos ve Deimos adında iki uydusu vardır. Bu uyduların nasıl oluştukları bilinmemekle beraber, Mars’ın kütle çekim alanına kapılmış asteroitler oldukları düşünülmektedir. Bu uyduların isimleri Eski Yunan Mitolojisinde Ares’in Afrodit’ten olma iki oğlu Phobos ve Deimos’tan gelmektedir.
Gel-git etkileri yüzünden, tıpkı Dünya ve Ay gibi her iki uydunun da yalnız bir yüzü Mars’a dönüktür. Phobos Mars’ın çevresinde Mars’ın kendi ekseni etrafında döndüğünden daha hızlı döndüğü için yörüngesi giderek küçülmektedir. Bu nedenle ileriki bir tarihte Phobos Mars’a çarpacaktır. Buna karşın, Deimos Mars’tan yeterince uzakta olduğu için, yörüngesi giderek büyümektedir.
22 Kasım 2006
Oort bulutu güneşin etrafında dönen kuyrukluyıldızlar kümesidir. Bu kuyrukluyıldızların enberi ölçeği 5-50 AB (Astronomi birimi) ve enöte ölçeği ise 30.000-100.000 AB’dir (bu uzaklıkların hepsi güneş merkezlidir). Unutulmamalıdır ki enöte yörüngeleri Plüton’nun yörüngesinin (ortalama 39 AB) çok ötesindedir.
Güneşe en yakın yıldız Proxima Centauri 270.000 AB uzakta olduğundan, bu kuyrukluyıldızların yörüngeleri yakınından geçtikleri yıldızlarla degiştirilebilirler. Bunun sonucu ya Güneş Dizgesi’ne doğru yada yörüngeyi değiştiren yıldıza doğru yönelirler. Doğal olarak bu tür kuyrukluyıldızların yörüngeleri 100.000′lerce yıl olabilir. Bu özelliklerinden dolayı Oort Bulutu, dönmüş kuyrukluyıldızların deposu olarak ta anılır.
İlk 1932′de Ernst Opik böyle bir şeyin varlığından söz etmiştir. 1950′de Jan Hendrik Oort çok uzak bir gezegenden gelen kuyrukluyıldızlardan söz eder.
Bulut’taki tahmini kuyrukluyıldızların sayısı 1011 ile 1012 (100-1000 milyar). Tahmini toplam kütle 1028 gm. 100.000 AB yarıçaplı bir bulut yörüngesinin yasam-süresi ise 1.1 milyar yıl olarak tahmin edilmektedir.
22 Kasım 2006
Satürn Güneş sisteminin güneşten uzaklık sırasına göre 6. gezegenidir. Büyüklük açısından Jüpiter’den sonra ikinci sırada gelir. Adını Roma tarım tanrısı Saturnus’tan alır. Arapça kökenli Zühal adı Türkçe’de giderek daha az kullanılmaktadır. Sekendiz olarak da bilinir. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.
Fiziksel özellikler
Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır. Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0.69 olan bu değer, Yerküre’nin yoğunluğunun % 12’si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn’e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görüntüsünü vermektedir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.47 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn’ün Güneş’ten aldığı enerjinin 3 kat fazlasını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş’e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K’ den (-202°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Satürn’ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan ve daha sınırlı ölçüde Jüpiter’de de gözlenen bu olgu Satürn’ün yarattığı ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya yeterli değildir. Ek bir mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa çıkarması önerilmektedir.
İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün ‘buz’ ve ‘kaya’ oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Satürn ise Jüpiter ile birlikte, adını yine Jüpiter’den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş’i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir. Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn’ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn’de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
- Satürn’ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir ‘buz’ ve ‘kaya’ tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur. Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir. Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır. Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10.000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn’ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir. Satürn‘ün merkezinde sıcaklığın 12.000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir.
- Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar’dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Jüpiter’de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20.000 km.lik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır.
- En dışta, gezegenin hacminin %90′ını oluşturan en az 30.000 km. kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir.
Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir. Satürn atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter’e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süperakışkan şeklinde gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir. Bu olasılığın geçerli olması durumunda helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir. Bugün, metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın olarak kabul edilmektedir. Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn’ün ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu düşünülmektedir. Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir. Güçlü yerçekiminin ve akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya da askıda bulunabileceği varsayılabilir. Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel bileşeni, bir gaz devi gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu’nun içeriğine benzer olarak, hidrojen gazıdır. Ancak, Jüpiter’in atmosferinden farklı olarak, helyum oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir.Bu olgunun, helyumun kütleçekimi etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan (CH4), %0,1 oranla su buharı (H2O), ve %0,01 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanır.
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir. Satürn’ün daha zayıf çekim gücü nedeniyle, atmosferi gezegenin merkezinden uzaklık bakımından daha geniş bir alana yayılmıştır; derinlikle ısı ve basınç artışı Jüpiter’e oranla daha sınırlıdır. Bu nedenle, atmosferin alt sınırı olarak kabul edilebilecek fizik koşullara çok daha derinlerde ulaşılır. Aynı şekilde, atmosferin çeşitli yükseltilerinde görülen değişik bileşiklerin yoğunlaşmasından oluşmuş bulutlar Jüpiter’e oranla birbirinden daha aralıklı yer alırlar. En yüksek bulutlar, tropopoz düzeyinin yaklaşık 100 km. altında amonyak, 200 km. altında amonyum hidrosülfid ve 300 km. altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.
Bulutlar ve atmosfer akımları
Jüpiter’dekine benzer ekvatora paralel bulut kuşakları Satürn atmosferinde de gözlenir, ancak kuşaklar arasındaki renk ve kontrast farkı aynı derecede çarpıcı değildir. Bu silik görünümün nedeni bulut katmanlarının daha geniş bir yükselti aralığına dağılmış ve kalın bir atmosfer kütlesi ile örtülmüş olmalarıdır. Birbirine komşu kuşaklarda bulutların zıt yönde ve büyük bir hızla ilerledikleri görülür. Kuşakların dağılım ve hareketleri kuzey ve güney yarımkürelerde Jüpiter’e oranla daha simetriktir. Batıdan doğuya doğru 1800 km./saat hızında kesintisiz bir akımın gözlendiği ekvator kuşağı, kuzey ve güney yönünde 35. enlem derecelerine kadar uzanarak gezegenin en büyük meteorolojik yapısını oluşturur. Yeryüzünden yapılan gözlemlerde bazıları devasa boyutlara ulaşan ‘beyaz leke’ler gözlenmiştir. Bu oluşumların, günler, bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür. Cassini uzay sondası kısa süre içinde bir çok yeni fırtına alanı saptamıştır.
2005 yılında Keck Gözlemevi’nden elde edilen yeni bir bulgu, Satürn’ün güney kutbundaki ’sıcak burgaç’tır. 87. enlem derecesinden başlayan birkaç derecelik ani sıcaklık artışı, Güneş Sistemi’nde başka örneği bulunmayan ve açıklama bekleyen bir olgudur.
Satürn’ün kendi ekseni etrafında dönüşü
Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn’ün dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi, ‘Sistem I’ ve ‘Sistem II’ olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika 24 saniyedir ve Sistem II adını alır. Satürn’den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 22,4 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. ‘Sistem III’ adı verilen bu periyod Satürn’ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir, ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu, ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800 km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker. Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn’e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi. Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte, öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır. Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması, gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir.
Halkalar
Satürn’ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları, gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn’ü diğer gezegenlerden ayırdeden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970′lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir. Halkalar, ekvator düzleminde gezegenin merkezinden uzaklıkta 67.000 km. ile 480.000 km. arasında kalan alanı kaplamaktadır. Satürn’ün yarıçapı RS=60.250 km. olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6.700 km. uzaklıkta bulunduğu görülür. Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 RS yani 150.000 km. olan Roche limitinin çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen büyük sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır. Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır.
Manyetosfer
Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter’in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu, Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir. Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter’de olduğu gibi manyetik kutupları Yer’in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Satürn’ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır. Satürn manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği, Satürn’ün Güneş’e dönük yüzünde 300-1000 km./saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen, karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ‘manyetik kuyruk‘ şeklinde devam eden, damla biçiminde bir hacmi kapsar. Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini uzay sondası tarafından Satürn’den Güneş doğrultusunda 3 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır. Manyetopoz, Satürn’ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize atomlar, serbest elektronlar, yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur, ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter’dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn’ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır.
Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn’ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.
Uydular
Satürn’ün resmi olarak ad verilmiş 34 uydusu vardır. 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005′te Uluslararası Gökbilim Birliği’nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005′ te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 47′ye ulaşmaktadır. Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır. Satürn’ün uydularının listesi, Satürn’ün doğal uyduları makalesinde yer almaktadır.
Satürn araştırmalarının tarihçesi
- Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
- 1610 yılında Galileo Galilei kendi yaptığı teleskop yardımı ile gözlediği Satürn’ün küresel bir yapısı olduğunu farketti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile ‘kulak’ olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları oldukları anlaşılacak oluşumları gördü.
- 1655′te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens Satürn’ün en büyük uydusu Titan’ı keşfetti. Huygens 1659′da Galilei’nin görmüş olduğu oluşumun Satürn’ün halkası olduğunu açıkladı.
- 1670′ler ve 1680′lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini, halkalar içindeki Cassini bölümünü ve dört yeni uyduyu daha (Japetus, Rhea, Tethys, Dione)keşfetti.
- 1789′da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel Satürn’ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas, Enceladus)keşfetti.
- 1837′de Alman gökbilimci Johann Encke halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti.
- 19.cu yüzyılın ikinci yarısında Edouard Roche, James Clark Maxwell, Daniel Kirkwood halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler.
- 1848′de William Lassell Hyperion’u, 1898′de William Henry Pickering Phoebe’yi keşfetti.
- 1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi.
- 1966′da Janus ve Epimetheus keşfedildi.
Pioneer 11 uzay aracı
1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 uzay sondası, Aralık 1974′te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979′ta Satürn’ün 21.000 km. yakınından geçti. Sınırlı teknik donanıma sahip olmasına karşın bu araç daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı.
- Satürn’ün boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
- Satürn’ün ve uydularının bir çok fotoğrafı elde edildi. Gezegen ve halkaları ilk kez karanlık yüzlerinden gözlendi.
Voyager 1 ve 2 uzay araçları
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn’ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
- Satürn atmosferindeki Helyum oranının Jüpiter’dekine göre az olduğu anlaşıldı.
- Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi.
- Satürn atmosferindeki bantlar, geçici oval yapılar gözlemlendi. 1800 km./saat hızına ulaşan büyük ölçekli atmosfer akımları saptandı.
- Gezegenin karanlık yüzünden radyo dalgaları ile yapılan gözlemlerle atmosferin değişik düzeylerindeki sıcaklıklar ölçüldü.
- Kutup ışıkları gözlendi. Bu arada, orta enlemlerde mor ötesi bantta kutup ışıklarına benzer, nedeni açıklanamayan ışınımlar saptandı.
- Halkaların ayrıntılı yapısı gözlendi, sayılamayacak kadar çok miktarda küçük halkacıklardan oluştukları anlaşıldı. Yeryüzünden yapılan gözlemlerde sınırlı şekilde görülebilen D ve E halkalarının varlığı kanıtlandı, G halkası keşfedildi.
- B halkasında ‘araba tekerleklerinin çubuklarını’ andıran ışınsal yoğunluk değişimleri gözlendi.
- Satürn’ün 4 yeni uydusu keşfedildi. Bunlardan Pan’ın farkedilmesi, Voyager 2 uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti.
Cassini-Huygens programı
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs (2 kez), Yer ve Jüpiter yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004′te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005′te Satürn’ün en büyük uydusu Titan üzerine iniş yaptı. Cassini yörünge aracı ise Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve çeşitli uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı.
- Satürn’ün kendi etrafında dönüş hızı ile ilgili olarak 1997 yılında Fransız gözlemcilerin saptadığı ve daha önceki bilgilerle çelişen veriler doğrulandı ve gezegenin radyo kaynağının dönüş periyodu 10 saat 45 dakika 45 saniye olarak belirlendi.
- Araç, yörünge giriş manevrasından önce Satürn halka düzlemini kuzeyden güneye doğru geçti. F ve G halkaları arasındaki boşluktan yapılan bu geçiş, boşluk olarak kabul edilen bölgedeki parçacıkların miktarı konusunda bilgi verdi.
- Phoebe, Titan, Japetus, ve Enceladus yakın geçişleri gerçekleştirilerek uyduların yüksek çözünürlüklü görüntüleri elde edildi ve bilimsel gözlemler gerçekleştirildi.
- Huygens sondası, Titan yüzeyine iniş sırasında uydunun atmosferi ve yüzeyi hakkında veriler topladı ve görüntüler elde etti.
- Satürn’ün 4 yeni uydusu keşfedildi.
- Programın 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır.
Gözlem koşulları
Bir dış gezegen olan Satürn, Güneş çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 12.5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle, sabit yıldızlar arasında çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Güneşe Jüpiter’den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Satürn daha sönük görülür. Sarımsı rengi ve 1. kadirden parlaklığı ile yılın büyük bir bölümünde kolaylıkla gözlenebilir. Halkaların konumuna bağlı olarak parlaklığı 30 yıllık dönemlerle -0,3 kadire ulaşabilir. Satürn’ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Gezegenin 29,4 yıllık yörünge çevrimi içinde, Dünya iki kez Satürn’ün halkalarının düzleminden geçer, bu durumda halkalar görülemez. Kendi etrafındaki dönme hızının yüksekliği nedeniyle basık bir görünüme sahiptir. Satürn’ün uydularından sadece Titan küçük teleskoplar ile görülebilir.
Güneş Sistemi’nde Satürn’ün özel yeri
Bazı özellikleri, Satürn’ü eşsiz kılmaktadır:
- Güneş Sistemi’nin yoğunluğu en düşük gezegenidir. 0,69 g./cm3 yoğunluğu ile suyun üzerinde batmadan durabilir.
- Basıklık oranı en yüksek gezegendir. Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür.
- En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir. Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır.
- Üzerinde en hızlı rüzgarların estiği gezegendir. Ekvator çevresinde gözlenen sürekli batı rüzgarlarının hızı 1800 km./saati bulur.
22 Kasım 2006
Uzaya seyahat edebilmek sadece roketlerle mümkün olduğundan, roket gelişiminin tarihi, bir bakıma uzay uçuşlarının tarihi olarak görülebilir. İlk roketin ne zaman yapıldığı bilinmemekle birlikte, onun bir Çin buluşu olduğu söylenmektedir. 1232 yılında Çinliler, Moğolları uçan ateşli oklarla geri püskürtmüşlerdir. 1379′da ise Venedikliler ve Cenevizliler arasında yapılan bir savaşta kaba bir roket kullanılmıştır.
19. yüzyıl, savaş roketlerinin büyük ilgi gördüğü bir yüzyıldır. Büyük Britanyalı Sir William Congreve, Napolyon Savaşları’nda ve 1812 Savaşı’nda katı yakıtlı itici kuvvetle çalışan bir roket geliştirmiştir. Ancak akaryakıtlı roketlerin kullanılması ile Uzay’a seyahatin mümkün olacağını savunan ve bu konuda ilk bilimsel eseri yayınlayan kişi Constantin Tsiolkovsky adlı bir Rus bilim adamıdır. Onun bu çalışması ciddiye alınmazken, Robert H. Goddard adında bir Amerikalı ve Hermann adında Romanya asıllı bir Alman ayrı ayrı çalışarak modern roket biliminin temellerini atmışlardır.
Ayrıca Oberth adında bir bilgin, Dünya’dan bir cismin başka bir aleme gitmesi ile ilgili teorilerini ve formüllerini bir kitapta toplamış ve bu kitaptan esinlenerek Almanya’da Uzay’a Seyahat Kurumu kurulmuştur. Goddard ise, uzun süre üzerinde çalıştığı konu ile ilgili görüşlerini bir rapor olarak yayınlamıştır. 1919′da çıkan bu raporda Ay’a atılacak bir roketten de söz edilmektedir. 1926′da bir deney roketi hazırlamış ve bu roket yaklaşık 60 metre kadar havalanmıştır. 1929 yılında ise Goddard, içinde barometre, termometre gibi ölçü araçlarının ve bir fotoğraf makinasının bulunduğu ilk roketi havaya fırlatmıştır.
Füzecilik ve uzay yolculuğu denildiğinde akla ilk gelen isim kuşkusuz Wernher von Braun’dır. Goddard ve Oberth’in çalışmalarından haberdar olan Von Braun, Uzay’a Seyahat Kurumu’nda füze denemeleri yapmış daha sonra Alman Hava Kuvvetleri hesabına çalışmış ve bu iş için bir füze üssü kurulmuştur. Bu çalışmalar sonucunda İkinci Dünya Savaşı’nın en güçlü silahı olan V-2 roketleri doğmuştur.
Savaştan sonra von Braun, planları ile birlikte Amerika’ya kaçmış ve Kaliforniya’da kurulan Cape Canaveral (şimdiki adı Cape Kennedy) Uzay Araştırmaları Merkezi’nde çalışmaya başlamıştır.
4 Ekim 1957 tarihinde ise Ruslar dünyanın ilk yapay uydusu olan Sputnik-1′i Dünya’nın yörüngesine oturtmayı başardılar. 31 Ocak 1958′de ilk Amerikan yapay uydusu yörüngeye oturtuldu ve Uzay’a uydu gönderilmesi bu tarihten sonra baş döndürücü bir hızla devam etti.
Amerikalılar, uzay çalışmalarını bir çatı altında toplamak için Ekim 1958′de NASA’yı (Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi) kurdular. 12 Nisan 1961′de ilk defa Uzay’a insanlı bir roket fırlatıldı. Vostok-1 adlı roketle birlikte Uzay’a çıkan bu ilk insan Rus Yuri Gagarin idi.
21-27 Aralık 1968′de Frank Borman, James Lowel ve William Anders, Ay çevresini Apollo-8 ile dolaştılar ve inişe uygun yerleri tesbit ettiler. 20 Temmuz 1969 günü ise, Neil Armstrong, Edwin Aldrin ve Michael Collins idaresi altındaki Apollo-11 Uzay Aracı, Ay’ın Sessizlik Denizi denilen ıssız bir düzlüğüne inmeyi başardı ve Neil Armstrong, Ay’a ilk ayak basan insan ünvanını elde etti. Bu başarı, gezegenlere gönderilen insansız araştırma gemileri ve 1981′de uzay mekiğinin geliştirilmesiyle sürdü.
22 Kasım 2006
Güneş sıradan bir yıldızdır. Kütle ve ışıma gücü bakımından ortalamanın biraz üzerinde olmakla birlikte parlak, büyük kütleli yıldızların yanında biraz soluk benizli kalır. Bazı yıldızların kütlesi Güneş’in kütlesinin birkaç katı, bazılarınınki ise 100 katı olabilir ama yakınımızdaki yıldızların tipik kütlesi Güneş’in kütlesinin üçte biri civarındadır. Yıldızlar kimi zaman çiftler halinde bulunur. Bu durumda yıldızların yörünge hareketlerini birbirlerine uyguladıkları karşılıklı kütle çekim kuvvetleri belirler. Bu karşılıklı dans astronomlara çift yıldızların kütlelerini doğrudan ölçme olanağı sağlar.
Tek başına bulunan yıldızların kütleleri, ışıma güçleri ve renkleri gözlenerek, dolaylı bir yoldan ölçülür. Bir yıldızın ışıma gücü kütlesine çok duyarlı bir biçimde bağlıdır: kütle ikiye katlandığında ışıma gücü 10 kat artar. Yıldızın ışıma gücü arttıkça sıcaklığı da artar. Yıldız hemen hemen mükemmel bir fırına ya da kara cisme benzer. Kara cismin sıcaklığı arttıkça yaydığı karakteristik ışınımın dalgaboyu kısalır, sıcaklık azaldıkça dalgaboyu uzar. Bu nedenle sıcak kara cisimler mavi, soğuk kara cisimler ise kırmızı renklidir. Genelde, yaydığı ışınımın dalgaboyu kara cismin sıcaklığının bir ölçüsüdür. Astronomlar bir yıldızın sıcaklığını renginden, ya da başka bir deyişle ışığının tayfını elde ederek ölçerler. Yıldızlar bir dereceye kadar ideal ışınım yayıcılar olduklarından, yıldızın büyüklüğünü rengine ve ışıma gücüne bakarak anlayabiliriz: ışıma gücü yüksek, sıcak ve mavi olanlar dev; sönük, serin ve kırmızı olanlar cücedir.
Yakın yıldızlar arasında her renkten ve parlaklık sınıfından örnekler vardır. Yıldızlar hakkında bildiklerimizin çoğunu bu yakın yıldızları inceleyerek elde ederiz. Yakın yıldızlar göreceli olarak parlak olduklarından astronomlar bunların kimyasal yapıları ve hatta kimi zaman büyüklükleri ve kütleleri konusunda ayrıntılı bilgiler elde edebilirler. Yakın yıldızlar derken Güneşimize ek olarak birkaç yüz başka yıldızdan söz ediyoruz. Bu yıldızlardan bazıları boyut olarak Güneş’ten birkaç bin kat büyük kırmızı dev yıldızlar, diğerleri gene boyut olarak Güneş’ten birkaç bin kat küçük beyaz cücelerdir. Tüm bu yıldızların kütleleri Güneş’in kütlesine yakındır. Bu yıldızların çoğunluğu ise ne dev ne de cücedir. Büyük ölçüde şişmiş ya da büzülmüş yıldızlar Güneş’le karşılaştırıldığında büyük bir olasılıkla evrimlerinin ileri aşamalarında olan yıldızlardır.
Buradan bir model çıkıyor: yıldızların yüzey sıcaklığına karşı ışıma güçlerinin çizildiği diyagramda yıldızların çoğunluğu ana kol adı verilen düz bir çizgi üzerinde yer alırlar. Bu diyagram astronomlar için öylesine önemli ve vazgeçilmezdir ki özel bir adı bile vardır: Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris RusselFin adlarına izafeten bu diyagrama Hertzsprung-Russell diyagramı adı verilir. Ana kol üzerinde yıldızların ışıma güçleri arttıkça sıcaklıkları da artar.
Ana kolu farklı kütlelerde oldukları halde tümü de hidrojen yakan yıldızların geometrik yeri olarak yorumlayabiliriz. Hidrojen tükeninceye kadar çok uzun zaman geçer. Bu süre örneğin Güneş için 10 milyar yıldır. Bu nedenle hidrojen yakan ana kolda yıldızların yeri tüm hidrojen tükeninceye kadar çok az değişir. Güneş sarı renkli bir ana kol yıldızıdır. Çok değil, eğer bizden yalnızca 10 parsek uzakta olsaydı, çıplak gözle zar zor görülebilen bir ışık noktası halinde olurdu.
Buna ek olarak ana koldan uzakta yer alan yıldızlar da vardır. Bu yıldızların ışıma güçleri uç değerler alır, çok küçük ya da çok büyük. Yıldızlar da buna göre cüce veya dev olarak sınıflandırılırlar. Kırmızı devler ve mavi devler, kırmızı cüceler ve beyaz cüceler vardır. Güneş gibi bir yıldız helyum yakarken dev olmaya mahkûmdur. Yalnızca yüz milyon yıl veya biraz daha fazla zaman alan bu evre göreceli olarak kısa ömürlü olduğundan, kırmızı devler ana kol yıldızlarına oranla daha ender rastlanan yıldızlardır. Beyaz cüce, tüm yakıtını bitiren Güneş türü bir yıldızın geçireceği son evredir.
22 Kasım 2006
Astronomlar, Büyük Patlamanın 10 ila 20 milyar yıl önce meydana geldiğini tahmin etmektedirler. Buna geniş bir açıdan bakarsak, Güneş Sisteminin 4,5 milyar yaşında olduğu düşünülmektedir ve insanoğlu bir canlı türü olarak birkaç milyon yıldır mevcuttur. Astronomlar evrenin yaşını iki yolla tahmin etmektedirler: Birincisi en yaşlı yıldızlara bakarak; ve İkincisi evrenin genleşme oranını ölçerek.
En Yaşlı Yıldızlardan Daha Mı Yaşlı?
Astronomlar evrenin yaşını küresel kümeleri inceleyerek tahmin edebilirler. Küresel Kümeler yaklaşık bir milyon yıldızın yoğun bir şekilde toplanmasıdır. Küresel Kümelerin merkezine yakın yıldızlara ait yoğunluklar muazzamdır. Eğer bir Küresel Kümenin merkezine yakın yaşasaydık, o zaman en yakın takımyıldız komşumuz olan, Alfa Kentaur takımyıldızından bize daha yakın yüz binlerce yıldız olacaktı. Bir yıldızın yaşam devresi onun kütlesine bağlıdır. Yüksek kütleli yıldızlar düşük kütleli yıldızlardan çok daha parlaktırlar, nitekim hidrojen yakıtı tedarikleri vasıtasıyla hızla yanarlar. Güneş gibi bir yıldız çekirdeğinde mevcut parlaklığında yaklaşık 9 milyar yıl yakacak kadar yeterli yakıta sahiptir. Güneşin iki katı kadar kütleli bir yıldız yakıt tedarikiyle sadece 800 milyon yılda yanacaktır. 10 güneş kütleli bir yıldız, yani Güneşten 10 kat daha kütleli bir yıldız, hemen hemen bin kat daha parlak yanar ve sadece 20 milyon yıllık bir yakıt tedarikine sahiptir. Bunun tersine, Güneşin yarısı kadar kütlesi olan bir yıldız, yakıtını 20 milyar yıl sürecek kadar yavaş yakar.
Bir küresel kümedeki tüm yıldızlar kabaca aynı zamanda oluştuğundan, kozmik saatler olarak hizmet edebilirler. Eğer bir küresel küme 10 milyon yaşından daha fazlaysa, o zaman onun hidrojen yakan yıldızlarının tamamı, 10 güneş kütlesinden daha az kütleli olacaktır. Bu da hiçbir özel hidrojen yakan yıldızın Güneşten bin defa daha parlak olamayacağı anlamına gelir. Eğer bir küresel küme 2 milyar yaşından daha büyükse, o zaman 2 güneş kütlesinden daha kütleli hiçbir hidrojen-yakan yıldız olmayacaktır.
En yaşlı küresel kümeler sadece 0,7 güneş kütlesinden daha az kütleli yıldızlar içermektedirler. Bu düşük kütleli yıldızlar Güneşten daha fazla sönüktürler. Bu gözlem en yaşlı küresel kümelerin 11 ila 18 milyar yaş arasında olduklarını ortaya koymaktadır. Bu tahmindeki kararsızlık bir küresel kümenin kesin mesafesini belirlemedeki zorluğa bağlıdır. Bu tahmindeki başka bir kararsızlık kaynağı da takımyıldız oluşumlarının daha iyi detayları hakkındaki bilgisizliğimizde yatmaktadır.
Büyük Patlamaya Kadar Geri Giderek Dış Değer Bulma
Galaksinin yaşını tahmin etmek için alternatif bir yaklaşım da “Hubble sabitini” ölçmektir. Hubble sabiti (H0) evrenin mevcut genleşme oranının bir ölçümüdür. Evren bilimciler bu ölçümü Büyük Patlamaya kadar geri giderek dış değer bulmada kullanmaktadırlar. Bu dış değer bulma evrenin mevcut yoğunluğuna ve evrenin bileşimine dayanmaktadır.
Eğer evren düz ise ve çoğunlukla maddeden oluşuyorsa, o zaman evrenin yaşı 2/ (3 H0) olur. Eğer evren çok düşük bir madde yoğunluğuna sahip ise, o zaman onun dış değeri bulunmuş yaşı daha büyük olacaktır: 1/ H0. Eğer Genel Görelilik Kuramı bir kozmolojik sabit içerecek şekilde değiştirilirse, o zaman sonucu çıkarılacak yaş daha büyük bile olabilir.
Bir Yaş Krizi?
Eğer iki yaş belirlemesini kıyaslarsak, potansiyel bir kriz ortaya çıkar. Eğer 1/ H0′ı 10 milyar yıl kadar küçük olduğunu tahmin eden astronomlar haklıysa, o zaman evrenin yaşı en yaşlı yıldızların yaşından daha kısa olacaktır. Bu çelişme, ya Büyük Patlama kuramının yanlış olduğu ya da genel göreliliği kozmolojik bir sabit ekleyerek değiştirmemiz gerektiği anlamına geliyor.
Bazı astronomlar bu krizin ölçümlerimizi iyileştirdikçe geçeceğine inanmaktadırlar. Eğer 1/ H0′ın daha büyük değerlerini ölçmüş olan astronomlar haklıysa ve küresel küme yaşlarının daha küçük tahminleri de doğruysa, o zaman tümü Büyük Patlama kuramı için uygun olacaktır.
MAP Evrenin Yaşını Ölçebilir
MAP uydusu tarafından yapılan ölçümler bu krizin çözümüne yardım edebilir. Eğer büyük ölçekli yapıların kökeni hakkındaki mevcut fikirlerimiz doğruysa, o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmalarının ayrıntılı yapısı evrenin mevcut yoğunluğuna, evrenin bileşimine ve nispeten basit bir yol olarak genleşme oranına bağlı olacaktır. MAP, bu parametreleri % 5′ten daha iyi biri doğrulukla belirleyebilecektir. Böylece, evrenin genleşme yaşını %5′ten daha iyi bir olasılıkla tahmin edebileceğiz. Eğer MAP tarafından ölçülen genleşme yaşı en yaşlı küresel kümelerden daha büyük olursa, o zaman Büyük Patlama kuramı önemli bir deneyi geçecektir. Eğer MAP tarafından ölçülen genleşme yaşı en yaşlı küresel kümelerden daha küçük olursa, o zaman ya Büyük Patlama kuramı hakkında ya da yıldızların oluşum kuramı hakkında bir şeyler esas itibarıyla yanlıştır. Her iki yolda da, astronomların el üstünde tuttukları bir çok fikrini yeniden düşünmeleri gerekli olacaktır.
22 Kasım 2006
Yuri Alekseyeviç Gagarin, Sovyet havacısı ve kozmonotu (1934-1968). 12 Nisan 1961: dünyada ilk defa, bir insan, Yuri Gagarin, bir uzay kabininin (Vostok I) içinde, yüz sekiz dakikadır, Dünya çevresinde uçuyor. 1934′te, Smolensk dolaylarında, babasının .marangozluk ettiği bir kolhozda doğan genç Yuri, madencilik mesleğine girmişti. Bununla birlikte, öğrenimi sırasında (on dokuz yaşında tamamladı) pilotluğa başladı.
Dört yıl sonra, deneme pilotu olarak Kızılordu’ya katıldı ve başka gönüllülerle birlikte, uzay uçuşu özel hazırlıklarına başladı. Yirmi yedi yaşında, evli ve bir kız babası olan Gagarin, uzaydaki ilk uçuşu yapmak üzere seçildi. Büyük yankılar yaratan bu uçuşundan sonra, bütün dünyayı dolaştı, her yerde büyük kalabalıklar tarafından alkışlandı, bilginleri ve gazetecileri ilgilendiren bir dizi konferans verdi.
S.S.C.B.’ye döndükten sonra, bir deneme uçuşu sırasında öldü. Otuz dört yaşındaydı. Külleri Moskova’da Kremlin Sarayı’nda, Sovyetler Birliği’nin büyük kahramanlarının küllerinin yanına gömüldü.
Gagarin, «uydulaştırılmış» ve uzun süre ağırlıksız kalmağa katlanabilmiş ilk insan oldu. Radyo ve televizyon kamerası aracılığıyla kurulan bağlantı sayesinde Sovyet mühendis ve hekimleri, ilk uzay adamının sağlık ve davranışlarını saniyesi saniyesine gözlemleyebilmişlerdir.
22 Kasım 2006
Neptün Güneş sisteminin Güneş’ten uzaklık sırasına göre 8. gezegenidir. Kütle açısından Jüpiter ve Satürn’den sonra üçüncü, çap açısından bu iki gezegen ve Uranüs’ün ardından dördüncü sırada gelir. Adını Roma deniz tanrısı Neptunus’tan alır. 1846 yılında Urbain Le Verrier ve Johann Gottfried Galle tarafından bulunmuştur. Gaz devleri sınıfına girmektedir.
Fiziksel özellikler
Güneşe olan uzaklığından dolayı Neptün gezegeni hakkında kesin bilgiler bulunmamaktadır. Fakat gezegenin yakınlarından geçen Voyager 2 uzay sondasından alınan bilgilere göre, gezegen 22300 km lik yarı çapa sahiptir ve kendi ekseni etrafındaki dönüşünü 17.24 saatte tamamlamaktadır.
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.
Uydular
Neptün gezegeninin bilinen 13 uydusu bulunmaktadır. Bunlardan 2000 km yarı çaplı Triton 1846′da Lassel tarafından bulunmuştur. Gezegenin ikinci uydusu olan Nereid ise 1949 yılında Kuiper tarafından keşfedilmiştir. Nereid güneş sistemindeki en büyük dış merkezliliğe sahip olan uydudur. Bu neden uydunun Neptün’den uzaklığı 1.3×106 km ile 9.8×106 km arasında değişmektedir.
Halkalar
Tüm büyük gezegenlerde olduğu gibi Neptün gezegeninin de çevresinde halkalar bulunmaktadır. Bu halkalar tam olarak ilk kez Voyager 2 uzay sondası ile gözlenmiştir. Le Verrier, Adams, Galle gibi halkaların isimleri gezegen hakkında çalışma yapmış olan kişilerin adlarından alınmıştır. En dıştaki halka olan Adams halkası dört halkanın sicim gibi burulmasından oluşmuştur. Yoğunluğu yüksek olan bu halkanın genişliği 1000 km kadardır.
Neptün’ün bulunması
Gezegenin bulunması tamamen matematiksel hesaplamalara dayanmaktadır. Uranüs gezegeninin yörüngesinde ki düzensizlikleri inceleyen Le Verrier, 1845 yılında Uranüs gezegeninin yörüngesindeki düzensizliklerin daha dışarıdaki bir gezegenden kaynaklandığını buldu ve yaptığı hesaplamalar sonucunda elde ettiği koordinatları Galle adındaki astronoma bildirdi. Galle elindeki verilere dayanarak yaptığı çalışmalar sonucunda 1846 yılında Neptün gezegenini gözlemlemeyi başardı.
22 Kasım 2006