Gezegenler hakkında detaylı bilgiler

Güneş sistemi; güneş, dokuz gezegen, bu gezegenlere ait yaklaşık doksan tane uydu, cok sayıda kuyruklu yıldız ve asteroid, ve madde içeren gezegenler arası ortamdan oluşmuştur. Ayrıca yeni keşfedilmiş ancak resmen isimlendirilmemiş pek çok uydu da içermektedir.

Sistemin iç bölgesi, Güneş, Merkür, Venüs, Dünya ve Mars gezegenlerini, dış bölgesi ise Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Pluto gezegenlerini içerir.

Gezegenlerin yörüngeleri, merkezlerinden birinde güneşin olduğu bir elips şeklindedir. Merkür ve Pluto'nun yörüngeleri nerede ise bir çember şeklindedir. Gezegenlerin yörüngeleri, dünya yörüngesi ile aşağı yukarı aynı düzlemdedir ve bu düzleme ekliptik adı verilir. Ekliptik düzlemle güneş ekvatoru arasında 7 derecelik bir fark vardır. (dünyanın ekseninin, ya da ekvator düzleminin ekliptikle yaptığı 23.5 derecelik açıyı hatırlayın). Yörüngesi ekliptikten en çok sapan gezegen (17 derece ile) Pluto'dur. Sistemin dışından (Güneşin kuzey kutbu doğrultusunda uzak bir noktadan) bakıldığında, bütün gezegenler güneş etrafında aynı yönde (saatin aksi yönünde) dönerler. Kendi eksenlerindeki dönüşleri de Venüs, Uranüs ve Pluto dışında aynı yöndedir.

Uluslararası Gökbilim Birliği'nin (IAU), 1919 yılından bu yana kabul ettiği Güneş Sistemi'nin 8 gezegeni, Güneş'e yakınlık sıralarına göre şunlardır:

Güneşle ilgili detaylı bilgiye BURADAN ulaşabilirsiniz.

1: Merkür
2: Venus
3: Dünya
4: Mars
5: Jupiter
6: Satürn
7: Uranüs
8: Neptün

Şimdi bu gezegenleri inceleyelim.

Merkür


Güneş sistemi'nin Güneş'e en yakın ve aynı zamanda en küçük gezegeni olan Merkür, önemli bir gezegendir. Merkür'ün kimyasal bileşimi, diğer gezegenlerin nasıl oluştuğunu test etmemize yardımcı olmaktadır.


Bugün, Merkür'ün ürettiği manyetik alan, Dünya'nın manyetik alanının anlaşılmasında yardımcı olmaktadır. Diğer kaya yapılı gezegenlerle karşılaştırıldığında, çok büyük metal bir çekirdeğe sahiptir. Ay'a benzer kraterli yüzeyi, büyüleyici bir jeolojik tarihin kayıtlarını taşımaktadır. Merkür, diğer gezegenler arasında, hakkında en az bilgiye sahip olduğumuz gezegendir.

MERKÜR'ÜN GÖZLENMESİ

Merkür, aslında birçok yıldızdan daha parlak olabilir. Ancak, Güneş'in parlak ışığı nedeniyle, o karanlık bir zemin üzerinde görülememektedir. Dolayısıyla, çıplak gözle, sadece günbatımından hemen sonra batıda veya gün doğumundan hemen önce doğuda, ufka çok yakın bir noktadayken görülebilmektedir.

Merkür, Dünya'dan gözlemlenmeye uygun bir gök cismi değildir. Bize en yakın olduğu, yani alt kavuşma noktasında iken, karanlık yüzü bize dönüktür. Dolun olduğunda, Güneş'in arkasındadır ve görülemez.
Merkür'ün kavuşum dönemi; yani aynı evreyi tekrar geçirmesi için gerekli olan süre, ortalama 116 Dünya günüdür. Yani Merkür, yeni olduğu günün üzerinden 116 gün geçtikten sonra tekrar yeni olacaktır.
MERKÜR'ÜN YÖRÜNGESİ

Merkür, Güneş'e uzaklığı yaklaşık 46 milyon ile 70 milyon kilometre arasındadır. Ve oldukça eliptik bir yörünge izler.

Tüm gezegenlerin, yörüngelerinde gözlenen günberi noktasının, yer değiştirme hareketinin, hızlı olduğu fark edilmiştir. Günberi noktası, yörüngenin Güneş'e en yakın noktasıdır. Bu farklılık, Einstein'ın görelilik kuramı ile açıklanabilmiş ve bu kuramı destekleyen bulgulardan biri olarak kabul edilmiştir.

Kendi ekseni etrafında dönme süresi; 58,65 Dünya günü olduğundan, kendi ekseni etrafında dönmesi yavaştır. Bu süre, Güneş'in etrafında dönme süresinin üçte ikisine eşittir. Bu da 88 Dünya günüdür. Merkür üzerinde duran bir gözlemciye göre, iki Güneş doğuşu arasındaki süre, 176 Dünya günüdür.

Bunun yanı sıra, aşırı eliptik yörünge izlemektedir. Değişen yörünge hızı nedeniyle, bu gezegenin Güneş çevresindeki açısal hızı, bazen kendi etrafındaki açısal hızını aşmaktadır. Bu durum, Güneş'in hareketinin tersi yönünde dönüyor görünmesine yol açmaktadır.


YÜZEY ŞEKİLLERİ
Merkür yüzeyi ile ilgili tüm bilinenler, aslında tek bir uzay aracının; yani 1973 ve 1974'te üç ölçüm yapmış olan Mariner 10'un gönderdiği verilere dayanmaktadır. Böylece, sadece bir yarım küresini görüntüleyebilmiştir. Bugün bile Merkür yüzeyinin, ancak % 45'nin haritası çıkarılabilmiştir. Ancak geri kalan kısmının da bundan çok farklı olabileceği sanılmamaktadır.
Merkür yüzeyinin en dikkat çeken özelliği, tüm gezegen üzerine dağılmış olan irili ufaklı çarpma kraterleridir. İlk bakışta, Ay yüzeyine benzeyen bu görünümün, daha dikkatli bir incelemeyle birçok farklılıklar içerdiği anlaşılmaktadır.

Merkür yüzeyindeki oluşumlar ve büyük kraterlerin çoğu, Güneş Sistemi'inde büyük çarpışmaların sürdüğü 4,5 ile 3,8 milyar yıl öncesinde oluştuğu düşünülmektedir. Güneş Sistemi, 3,8 milyar yıl öncesinden günümüze kadar büyük çarpışmaların sıklığı azalmıştır.

Merkür üzerindeki en büyük çarpışma izi, 1300 km çapındaki Caloris Havzasıdır. Bu dev lav denizi, 100 km çapındaki bir gökcisminin çarpması ile gezegenin manto tabakasından yüzeye çıkan sıvılaşmış materyal ile oluşmuştur.
Ayrıca düzlükler üzerinde, yüzlerce kilometre uzunluğunda ve yüksekliği 2-3 km yi bulan kırıklar dikkati çeker. Bunlara, gezegenin soğuması sırasında, büzüşmesinin neden olduğu sanılmaktadır. Kırıkların, bazı kraterlerin içinden de geçmeleri, krater oluşum döneminden daha sonra meydana geldiklerini düşündürmektedir.

Gezegen yüzeyinin en dışta kalan birkaç metre kalınlığındaki kısmının, Ay yüzeyindekine benzer biçimde, çok küçük göktaşlarının milyarlarca yıldır süren bombardımanıyla oluşmuştur. Bu, ince toz haline gelmiş regolit tabakasıdır. Aynı Ay'da gözlendiği gibi az sayıdaki genç kraterin, ışınsal olarak kendilerini çevreleyen parlak beyaz çizgilerin ortasında yer aldığı görülmektedir. Bu çizgiler, çarpma sırasında, kirli regolitin üzerine sıçrayan taze materyal ile ilişkilidir. Erozyona neden olacak uygun bir atmosferi yoktur. Merkür yüzeyindeki kütle çekim kuvveti Ay'ın iki katıdır.
ATMOSFER

Bir gök cisminin atmosfer tutabilmesi, iki etkene; sıcaklık ve kurtulma hızına bağlıdır. Dünya, pek değişmeyen sıcaklığı ve saniyede 11,2 km lik kurtulma hızı ile kalın bir atmosfer tutabilmektedir. Ay ise 2,4 km olan kurtulma hızı yüzünden bu konuda başarısızdır. Merkür, saniyede 4,2 km lik kurtulma hızı, büyük olasılıkla sınır değere çok yakındır. Ancak Merkür gezegeni, çok sıcaktır. Sıcaklık arttığında atmosferdeki moleküllerin hızları artacağından, bu moleküllerin kaçma olasılıkları da artacaktır. Bu nedenle, Merkür, orta ağırlıktaki elementler içeren, son derece seyrek bir atmosfere sahiptir. Atmosferinin basıncı, 1 milibarın milyarda biri kadar bile değildir.

Merkür atmosferinde sodyum ve potasyum atomları hâkim durumdadır. Bunlar, gezegenin yüzeyinden gelmektedir. Atmosferindeki yoğunlaşmaları kullanarak, yüzeyindeki yoğunlaşmaların anlaşılabileceği düşünülmektedir. Bu ise Merkür'ün nasıl oluştuğu konusunda, bize hayati bir bilgi sağlayabilirdi. Ne yazık ki sodyum ve potasyumun çoğu dönüşüme uğramıştır. Yüzeyinde ortaya çıkanlar, belli bir zaman atmosferde uçarak, yüzeye dönmektedir. Ayrıca sodyum ve potasyumun tamamı, sadece Merkür'den değil, bir kısmı da çarpan meteoritlerden gelmektedir. Tüm atmosfer yüzey sistemi, oldukça karmaşıktır. Merkür uzmanları arasında, atmosfer bileşimi ve dinamiği konusunda hararetli bir tartışma vardır.
DEMİR GEZEGEN

Merkür, Güneş sistemi'nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi gibi, katı bir yapıya sahiptir. Merkür'ün, 5,43 g/cm3 olan yüksek yoğunluğu, Dünya'dan sonra, Güneş sisteminde karşılaşılan en büyük değerdir. Büyük bir metalik çekirdeğin varlığını göstermektedir. Merkür'ün bileşiminin, özellikle ne kadar sülfür içerdiğinin detaylarına bağlı olarak; Jeofizikçiler, Merkür çekirdeğinin, gezegenin ağırlığının % 70-80'nini oluşturduğunu hesapladılar. Karşılaştırıldığında, Dünya'nın çekirdeğinin ağırlığı, gezegenin ağırlığının sadece %32'sidir.


GİZEMLİ MANYETİK ALAN

Merkür'ün manyetik alanı, Dünya'nın manyetik alanının bir minyatürüdür. Ancak, kutupları, Dünya'nın manyetik kutuplarına göre terstir. Yani kuzey manyetik kutbu, gezegenin coğrafi güney kutbuna karşı gelmektedir. Dünya'nın manyetik alanının yüzde biri gücüne sahiptir.

Merkür'ün manyetik alanı, Güneş rüzgârı ile gelen parçacıkları, yakalayıp gezegen çevresinde tutacak kadar güçlü olmadığı için, Van Allen kuşakları yoktur. Manyetik eksen, dönüş eksenine göre 14 derece daha eğiktir.

Merkür'ün çekirdek sıcaklığının, bir manyetik alan oluşturmak için gerekli olan sıvı demir kütlesini barındırmaya izin vermeyecek kadar düşüktür. Bu nedenle, bugün gözlenen manyetik alan, gezegen içindeki aktif bir manyetik dinamo tarafından sağlanmıyor. Çok önceleri mıknatıslanmış olan katı haldeki çekirdek tarafından sağlandığı sanılıyor.
MERKÜR'DE BUZ

Ay gibi Merkür'ün de kutuplara yakın sürekli gölge olan kraterleri, soğuk olduğundan buz bulunmalıdır. Su, kuyrukluyıldız çarpmalarıyla taşınmıştır.
1991'de çalışmalarını, New Mexico'daki radarlarla sürdüren gökbilimcilerin elde ettiği verilere dayanan bir açıklamada, Merkür'ün kuzey kutbu yakınlarından alınan yankıların, düpedüz buz'un varlığını gösterdiği belirtilmiştir.
MERKÜR'ÜN OLUŞUMU

Merkür'ün kimyasal birleşimi, gezegenlerin nasıl oluştuğu, fikirlerini test etmekte önemlidir. Gezegen hakkındaki iki önemli kimyasal gerçeği biliyoruz. Birincisi gezegenin demir çekirdeği, diğer kaya yapılı gezegenlerden farklı olarak, gezegenin ağırlığının %70-80'ini meydana getirmektedir. İkincisi, demir oksit(FeO) oranı düşüktür.
Merkür yüzeyinin, daha az demir oksit içerdiğini biliyoruz. Fakat gezegenin içinde de daha az demir oksit olduğunu nasıl bilebiliriz? Lav akımları, çok miktarda demir oksit içermediğinden, manto da çok miktarda demir oksit içermemelidir. Güneş sistemi'nde, demir oksit miktarı, Merkür de düşük, Venüs ve Dünya'da (%8) orta, Mars'da(%18) yüksektir.

MESSENGER UZAY SONDASI

Dünya'dan Merkür'e gönderilen uzay araçları, gezegenin Güneş'e yakın konumu nedeniyle, yörüngeye girebilmek için çok yüksek enerjiye gereksinim duymaktadır. Bu nedenle, Mariner 10 programında, gözlemler için çok az zaman tanıyan hızlı yakın geçişler düzenlenmiştir.
1980'lerin sonlarına doğru, NASA bilim adamlarından Chen-Wan Yen, bir uzay sondasını, Merkür çevresinde yörüngeye sokmak için ekonomik uçuş yolları tasarladı. Messenger, bu plan üzerine kurulmuş, karmaşık ve uzun bir rota izleyerek, Mart 2011'de Merkür etrafında yörüngeye girmek üzere 3 Ağustos 2004'te fırlatıldı. Gelişmiş bilimsel aygıtlarla donatılan sonda, yörüngeye girmeye uygun bir açı ve hız elde edebilmek için gerekli "kütle çekim yardım manevralarını", 1. kez Dünya, 2. kez Venüs ve 3. kez de Merkür yakın geçişi ile gerçekleştirecektir. Bir yıl sürmesi planlanan yörünge etkinlikleri, şu konular üzerinde yoğunlaşacaktır:
1. Merkür'ün tüm yüzeyinin yüksek çözünürlüklü (250 metre/piksel) görüntülerinin elde edilmesi.
2. En azından gezegenin bir bölümünün topoğrafik haritasının çıkarılması.
3. Yüzey bileşenlerinin gezegen üzerinde dağılımı.
4. Çekim alanının ayrıntılı haritası.
5. Manyetik alanın 3-boyutlu modeli.
6. Çeşitli elementlerin yüksekliğe göre dağılımı.
7. Kutuplarda kraterlerin, Güneş almayan alanlarında korunmuş uçucu bileşenlerin araştırılması.

Ayrıca, Bepi Colombo uzay aracının, ESA (Avrupa Uzay Ajansı) tarafından 2012 yılında fırlatılması planlanmaktadır. Bu araç, Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönüşünü aydınlatan iki ayrı sondadan oluşacaktır. Merkür çevresinde iki değişik yörüngeye oturtulması planlanan sondalardan biri gezegenin manyetosferiyle, diğerinin ise yüzey ve atmosferiyle ilgili gözlemler yapması öngörülmektedir.
Kaynaklar:
1) Kenneth R. Lang, The Cambridge Guide to the Solar System, Cambridge University Press, 2003.
2) Patrick Moore, Gezegenler Klavuzu, Tübitak Popüler Bilim Kitapları, 1998.
3) psrd.hawaii.edu
4) messenger.jhuapl.edu.
5) nineplanets.org
6) nssdc.gsfc.nasa.gov
7) tr.wikipedia.org

Venüs

VENÜS


Güneş'e en yakın ikinci gezegen olan Venüs'le Güneş arasındaki uzaklık, Güneş'le Merkür arasındaki uzaklığın iki katından daha fazladır. Buna rağmen, Venüs'ün yüzeyi Merkür'ün yüzeyinden daha da sıcaktır. Yılın belirli dönemlerinde, Güneş doğmadan hemen önce, ya da battıktan sonra, çıplak gözle rahatlıkla görülebilir. Pek çok kimse, ona sabah ya da akşam yıldızı demektedir. Yörüngesinde dolanırken, Dünya'ya en yakın konumuna geldiğinde, Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzündeki en parlak cisimdir. Venüs, iç gezegen olduğundan, Dünya'dan teleskopla bakıldığında, Ay gibi evreler gösterir. Kütle, yoğunluk, atmosferin varlığı ve Güneş'e yakınlığı bakımından, Dünya'nın benzeri, hatta ikiz kardeşidir diyebiliriz.

VENÜS'ÜN HAREKETİ

Venüs'ün kendi ekseni etrafında dönme hareketi oldukça ilginçtir. Çünkü hareketi, hem çok yavaş, hem de ters yöndedir. 1Venüs günü = 243 Dünya günüdür. Bu süre, Venüs yılından birazcık daha uzundur. Eğer Venüs'te olsaydınız, Güneş'in batıdan doğup, doğudan battığını ve gökyüzünde çok yavaş ilerlediğini görecektiniz. Aynı zamanda Venüs'ün dönme hareketi ve yörünge periyodu sanki aynı tarihe tesadüf ediyormuş gibi, Venüs ve Dünya birbirlerine en yakın olduğu anda, Venüs daima aynı yüzünü göstermektedir.

VENÜS'ÜN ATMOSFERİ

Venüs atmosferinin yüzeydeki basıncı, 90 atmosferdir. Bu basınç, Dünya'da ki bir okyanusun, 1 km derinliğindeki basınçla hemen hemen aynıdır. Venüs'ün atmosferi, daha çok Karbondioksitten(CO2) oluşmuştur. Burada, birkaç km. kalınlığındaki, çeşitli bulut katmanları, Sülfürik asitten(H2SO4) meydana gelmiştir. Bu bulutlar, gezegenin yüzeyini tamamen görmemizi engellemektedir. Bu yoğun atmosfer, bir sera etkisi oluşturarak, Venüs yüzeyinin sıcaklığını, 127 ºC den 447 ºC ye çıkarmaktadır. Bu ise, kurşunu eritecek sıcaklıktır.
Bulutların tepelerinde güçlü rüzgâr akımları olmasına rağmen, yüzeydeki rüzgârlar saatte birkaç km'den fazla değildir. Bunun nedeni, Dünya'da iklim koşullarını dengede tutan döngülerin Venüs'te bulunmayışıdır. Güneş'e yakın olan bu komşumuzda, atmosferik süreçler hep tek yönlüdür. Dünya, Güneş'e biraz daha yakın olsaydı, Venüs ile aynı kaderi paylaşabilirdi.
VENÜS'ÜN GÖRÜNTÜLENMESİ

1962 yılından bu güne kadar, Venüs'e giderek resimlerini çeken, yüzeyini tarayan, yapısını tahlil eden ve hatta yüzeyine inen 26 robot uzay aracı, gezegen hakkında bize önemli bilgi sağlamıştır. Uzun bir süre, Venüs'ü perdeleyen bulutlar, yüzeyin yeterince gözlemlenmesini engellemiştir. Magellan uzay aracı, bu durumu tamamen değiştirmiştir. 1990-1994 yılları arasında, bulut örtüsünü delip geçen radar sinyalleriyle, gezegenin tüm yüzeyi, yüksek çözünürlükte görüntülemiştir. Elde edilen görüntüler, geçmişe ait muazzam yanardağ patlamalarını ortaya çıkarırken, halen volkanik aktivitelerin de devam ettiğini göstermekteydi.
VENÜS'TE KÜRESEL İKLİM DEĞİŞİKLİĞİ
Venüs'ün jeolojik geçmişinin incelenmesine paralel olarak, ayrıntılı bilgisayar simülasyonlarıyla, gezegen ikliminin son bir milyar yıllık tarihi, yeniden oluşturulmaya çalışılmıştır. Bu çalışmalar sonucunda, araştırmacılar, Venüs'te yoğun volkanik etkinliğin, büyük oranda iklim değişikliklerine yol açtığını görmüşlerdir. Venüs'teki iklim, Dünya'dakine benzese de, başka hiçbir gezegende görülmediği kadar, karmaşık ve değişkendir.
Dünya ve Venüs, jeolojik ve atmosferik süreçlerin dinamik etkileşimleriyle yönetilen iklimlere sahipler. Dünya'dakine benzer kuvvetlerin, Venüs'te böylesine farklı sonuçlara yol açması, şaşırtıcıdır. Bu gezegen üzerinde yürütülen araştırmalar, iklim konusunda, bilim adamlarına, bazı önemli soruları yanıtlamak için yeni olanaklar sağladı. Örneğin, Dünya'nın iklimi çok mu özel? Gezegenimizin ikliminin, kararlığını bozmak için, insanoğlu ne kadarda çok çabalamaktadır.
Günümüzde insanlık, hâkimiyet ve güç hırsıyla, giderek ürettiği atıklarının, Dünya iklimindeki etkileri dolayısıyla, kontrolsüz büyük bir deney yaşamaktadır. Güneş sistemindeki diğer gezegenlerin, iklim -atmosfer olayları ve akıbetleri, insan kaynaklı tahribatın, Dünya iklimini nereye götüreceği konusunda elbette bizleri aydınlatmalıdır.
Dünya atmosferindeki ozon deliği, önemli bir konu haline gelmeden önce, bilim adamları, Venüs'ün üst atmosferinin, gizemli fotokimyasının sırlarını çözmeye çalışmaktaydı. Sonunda vardıkları sonuç şuydu: Klor gazı, Venüs'ün bulutlarının üstündeki serbest oksijen düzeyini azaltmaktadır. Venüs'teki bu sürecin aydınlatılması, Dünya'da da benzer bir sürece ışık tutmuştur. İnsanoğlunun üretim anlayışı ve kazanma hırsıyla ortaya çıkan klor fazlalığı, stratosferdeki ozon tabakasını yok etmektedir.

VENÜS'ÜN YÜZEYİ VE KRATERLER
Venüs'te, muhtemelen sınırlı bir bilginin ötesinde, levha tektoniği konusunda bir kanıt yoktur. Gezegenin, en azından yakın geçmişinde, geniş bazaltik lav ovalarının püskürmesiyle ve daha sonra da bunların üzerinde yanardağların oluşmasıyla, ısı transferi gerçekleşmiş görünüyor.
Magellan aracının yaptığı araştırmanın en çarpıcı bulgularından birisi, gezegende çarpma kraterlerinin az olmasıdır. Çapı bir kilometreye kadar olan ve gezegene çarpması halinde, 15 kilometre genişliğinde kraterler açabilecek meteoridler, Venüs'ün atmosferini delip geçememektedir. Ama işin ilginç yanı, daha büyük çaplı kraterlerin de son derece az olmasıdır. İç Güneş Sistemindeki asteroid ve kuyruklu yıldızların gözlenen bolluğu ve Ay yüzeyindeki kraterlerin sayısı, Venüs'e çarpacak göktaşları konusunda bir fikir vermektedir. Bu ise her bir milyon yıl için 1,2 krater olarak düşünülmektedir. Magellan ise, gezegen düzeyine rasgele dağılmış, yalnızca 963 krater sayabilmiştir. Bunun anlamı ise gezegenin ilk 3,7 milyar yıllık tarihine ait kraterlerin, bir biçimde örtülmüş olmasıdır.
Krater azlığı, Dünya için de geçerli bir olgudur. Kendi gezegenimizde, eski kraterler rüzgâr ve su tarafından aşındırılmaktadır. Venüs'ün yüzeyi, suyu bulunduracak sıcaklığın kat kat üzerindedir. Gezegenin yüzeyindeki rüzgâr hızı da oldukça düşüktür. Erozyon da olmadığından, kraterleri aşındıracak ve sonunda tümüyle silecek süreçlerden, sadece volkanik ve tektonik etkinlikler kalmaktadır. Venüs'teki kraterlerin büyük çoğunluğu, taze görünmektedir. Venüs'te daha çok keskin olmayan, inişli çıkışlı yüzeyler ve aynı zamanda çeşitli geniş çukurlar vardır.
Venera 8 uzay aracı, gama ışını tayfıyla, Venüs kayalarında doğal radyoaktivite ölçümü yaptı. Ve uranyum, toryum ve potasyum oranının, Dünya kabuğundaki volkanik kayalardakiyle aynı oranda olduğu görüldü. Vega 2 den atılan modül Aphrodite bölgesinde, Dünya'da ender bulunan kaya parçaları bulmuştur. Bu tür parçalar, Ay ve Mars'ın daha yaşlı bölgelerinde bulunmaktadır. Bunların yaşları, 3,8 ile 4,6 milyar yıl arasında belirlenmiştir.
Venüs'ün yavaş dönmesinden dolayı, Güneş rüzgârlarını engelleyen, güçlü bir manyetik alanı, muhtemelen yoktur.

ÇİKOLATA KABUK VE JEOLOJİK YAPI
Venüs'ün yüzeyini biçimlendiren önemli bir unsur volkanik etkinliktir. Buna karşın, bazı garip jeolojik oluşumlar, Venüs'ün ikliminin, köklü bir biçimde değiştiğine işaret etmektedir. Bunların başında, su tarafından oyulmuş izlenimi veren bazı çizgiler gelmektedir. Bunlar, 7000 kilometreyi bulan uzunluklarıyla, Dünya'da kıvrılıp giden ırmakları ve sel ovalarını hatırlatmaktadır. Bu çizgilerin çoğu, ırmak deltasını andıran boşalma kanallarıyla noktalanmaktadır.

Ne var ki çevrenin olağanüstü kuruluğu, bu yarıkların su tarafından kazılmış olmasını olanaksız kılmaktadır. Muhtemelen bu işin sorumlusu, kalsiyum karbonat, kalsiyum sülfat, ya da başka bazı tuzlardır. Gerçekten de eski Sovyetler Birliği'nin Venüs yüzeyine indirdiği Venera uzay araçları, yüzey kayalarının %7-10 oranında kalsiyum minerallerinden (kuşkusuz karbonat biçiminde) ve % 1-5 oranında da sülfatlardan oluştuğunu belirlediler. Bu tuzlarla yüklü lavlarsa, ancak Venüs'ün bugünkü yüzey sıcaklığının yüzlerce derece üzerindeki sıcaklıklarda erimektedir.
Venüs yüzeyinin yüzlerce metreyle birkaç kilometre arasındaki derinliklerinde, Dünya'daki yeraltı su gölleri gibi, erimiş Karbonatit (tuzlu) mağmanın muazzam rezervler halinde bulunduğu, bilim adamlarınca öne sürülmektedir.
Venüs'teki platolar, litosferin, yani gezegenin kabuk ve mantosunun üst kesimlerinden oluşan sert dış iskeletinin bir uzantısıdır. Araştırmacılar, bu süreci, üzeri çikolata kaplı bir karamelanın çekilip uzatılmasına benzetmektedirler. İçerideki yumuşak kütle esnedikçe, üzerindeki ince ve kırılgan kabuk buruşmaktadır. Bugün ise litosferin kırılgan dış kısmı, buruşmaya elvermeyecek ölçüde kalınlaşmış durumdadır.
Garip oluşumlardan sonuncusu ise tüm gezegeni kaplayan çatlak ve buruşukluklardır. Bu oluşumlardan en azından bazıları, özellikle de buruşuk sırtlar diye adlandırılan oluşumlar, muhtemelen küresel çapta bir iklim değişiklikleriyle ilişkilidir.
Yüzey sıcaklığında, 100°C düzeyinde bir oynamanın, litosferde yaratacağı basıncın 1000 bar olacağı araştırmacılar tarafından hesaplanmıştır. Bu basınç Dünya'da sıradağların oluşmasını sağlayan basınca eşdeğerdir ve bu basınç, Venüs'ün yüzeyini deforme etmek için yeterlidir.

VENÜS'ÜN "SERA GAZLARI" VE ISINMA
Venüs'ün alışılmadık yapısı ve yaşama düşman koşulları, atmosferinin yapısıyla da yakından ilgili görünmektedir. Su buharı, çok küçük ölçeklerde bulunsa da, Karbondioksitin zapt edemediği dalga boylarında, morötesi ışınımı soğurmaktadır. Kükürtdioksit (SO2) ve öteki kükürt gazlarıysa, aynı ışınımın daha başka dalga boylarını yakalamaktadır. Tüm bu sera gazlarının, bir arada etkileleri, Venüs atmosferini, Güneş ışınlarına geçirgen, ama geri dönen ısı ışınımına kapalı hale getirmektedirler.

Sonuçta yüzey sıcaklığı, atmosfer olmaksızın alacağı değerin, üç katına yükselmektedir. Gerçekte sera etkisinin, yüzey sıcaklığında yol açtığı artış, yalnızca % 15 dolayında olmalıdır. Şayet Yanardağ lavları, Venüs'ün yüzeyini 800 milyon yıl önce yeniden kapladılarsa, kısa bir süre içinde atmosfere çok yoğun ölçeklerde sera gazları atmış olmaları gerekir. Bu yoğun volkanik dönemde, gezegen yüzeyi, 1-10 kilometre yüksekliğinde bir lav tabakası ile örtülmüş olmalıdır.
Bu durumda, atmosferdeki Karbondioksit miktarında fazla bir oynama gerçekleşmiş olamaz. Çünkü zaten bu gaz, atmosfer de çok yoğun miktarlarda bulunmaktaydı. Ancak atmosferdeki su buharı 10; Kükürtdioksit de 100 kat artmış olmalıdır. Su buharı ve Kükürt, büyük miktarlara erişince, sera etkisini güçlendirmekle kalmaz, aynı zamanda bulutları da kalınlaştırmaktadır. Bulutlar ise Güneş ışınlarını, uzaya geri yansıtıp gezegenin soğumasını sağlamaktadırlar. İşte bu zıt etkileşimlerden dolayı, su buharı ve Kükürtdioksitin iklim üzerindeki net etkisini saptamak güçtür. Isınma ve soğuma arasındaki savaşı önce bulutlar kazanmış ve Venüs'ün yüzey sıcaklığı,
100°C kadar düşmüştür. Ama daha sonra bulutlar yavaş yavaş yok olmuştur.

VENÜS'TE SU BUHARI AZALMASI VE MORÖTESİ IŞINIM

Atmosferin üst katmanlarındaki su buharı, incelip seyrelmiş, daha sonra da Güneş'ten gelen morötesi ışınım(UV) nedeniyle, molekülleri parçalanmıştır. Hidrojen, yavaş yavaş uzaya dağılmaya başlamış ve tüm hidrojenin yarısı, 200 milyon yıl içinde kaybolmuştur. Bu arada, Kükürtdioksit de karbonat kayalarıyla etkileşmiştir. Venüs atmosferindeki Kükürtdioksitin, yüzeydeki karbonat tarafından soğurulması süreci, suyun uzaya kaçması sürecinden çok daha hızlı gerçekleşmiştir.
Böylece bulutlar inceldikçe, daha çok Güneş enerjisi alan yüzey ısınmaya başlamıştır. 200 milyon yıl kadar sonra, yüzey sıcaklığı, bulutları alttan buharlaştıracak düzeylere yükselmiştir.
Bu zincirleme bir etkiye yol açmış, bulutlar aşınıp eridikçe, daha az Güneş ışığı, atmosfere geri yansıdığından, yüzey daha da ısınmıştır. Yüzey sıcaklığı arttıkça da bulutların buharlaşması daha da hızlanmıştır. Sonunda, görkemli bulut katmanları hızla dağılmıştır. Venüs semasında, 400 milyon yıllık bir süreçde görülenler, çoğunlukla su buharından oluşmuş, ince ve yüksek bulut parçalarından ibarettir. Ama atmosferdeki su buharı düzeyi oldukça yüksek olduğundan ve ince bulutların da Güneş enerjisini geri yansıtmayıp, sera etkisine katkıda bulunmaları sebebiyle, yüzey sıcaklığını, bugün olduğundan 100°C daha artırmıştır.

Venüs'te hâlâ yanardağların etkin durumda bulunmaları muhtemeldir. Bu ise Venüs'te değişen oranlarda Kükürtdioksit gözlemlenmesiyle de örtüşen bir bulgudur.
Venüs'ün bulutları üzerindeki Kükürtdioksit miktarının, gezegene yapılan Pioneer seferlerinin 1978-1983 arasındaki ilk beş yılı süresince, 10 kat azaldığı açıklanmıştır. Kükürtdioksit gazı ve bununla birlikte görülen sis parçacıklarının bolluğundaki dalgalanmalar, gezegen yüzeyindeki aktif yanardağlara bağlanmıştır DÜNYA'DAKİ VOLKANİK ETKİNLİK VE SONUÇLARI

Dünya'da da oldukça hareketli bir volkanik etkinlik bulunmaktadır. Ancak bitkiler ve bol miktarda su tarafından sağlanan zengin oksijenli atmosfer, yanardağlardan çıkan kükürt gazlarını, kısa sürede yok edebilmektedir.
Su bulutları, gezegenin ısı dengesinin korunmasında çok önemli bir rol oynamaktadır. Bu bulutları besleyecek su buharının miktarı, okyanuslarındaki buharlaşma düzeyine bağlıdır. Buharlaşma düzeyi de yüzey sıcaklığıyla değişmektedir. Dünya'da sera etkisinde çok az bir artış olduğunu varsayalım. Bu, atmosfere daha yoğun buhar taşınması ve daha yoğun bir bulut örtüsü anlamına gelmektedir. Bulutların artan yansıtma gücü, Dünya'ya ulaşan Güneş enerjisini azaltacak, bu da yüzey sıcaklığının düşmesine neden olacaktır. Yani bu mekanizma, bir termostat işlevi görerek, gezegenin yüzey sıcaklığını, birkaç günden, birkaç yıla kadar değişen kısa aralıklarda, ılıman düzeylere düşürecektir.

DÜNYA'DA "KARBON SİLİKAT DÖNGÜSÜ"
Karbon-silikat döngüsü de, daha uzun sürelerde etki etmekle birlikte, atmosferdeki Karbondioksit miktarını sabit tutacak benzer bir işlev görmektedir. Levha tektoniğinin ağır işleyen süreciyle yönlendirilen bu mekanizma, yarım milyon yıl gibi uzun sürelerde döngüsünü tamamlamaktadır. İşte hayat ve suyla iç içe geçmiş bu döngüler sayesindedir ki, Dünya iklimi, kardeş gezegeninin başına gelenlerden korunmuştur.

Bununla birlikte, insan kaynaklı etkiler de orta vadeli süreçlerde ters bir işlev görmektedir. Karbondioksitin, Dünya iklimini düzenleyen döngüleri alt edecek kritik bir yoğunluk düzeyinin olup olmadığı bilinmemektedir. Ancak kuşku yok ki: Dünya türü gezegenlerin iklimleri, küresel boyutlu süreçlerin karşılıklı etkileşimiyle ani değişikliklere uğrayabilmektedir. Venüs'ün yakından incelenmesi, iklim değişiminin genel ilkelerinin belirlenebilmesi için gereklidir. Bu, aynı zamanda, kendi gezegenimizdeki dengelerin de ne kadar hassas olduğunu anlamamıza yardımcı olacaktır.
DÜNYA VE VENÜS'ÜN BENZERLİKLERİ-FARKLILIKLARI

Dünya ve Venüs'ün iklimlerindeki olağanüstü farklılık, bu iki gezegendeki suyun tarihçesi ile yakından ilgilidir. Bugün Dünya'nın atmosferi ve okyanuslarında bulunan su, Venüs'ün atmosferindekinden 100 000 kat daha fazladır. Sıvı su, Karbondioksitin, gezegen yüzeyindeki kayalarla etkileşiminde başlıca aracıdır. Su sayesinde, havadaki Karbondioksit, mineraller oluşturmaktadır. Suyun yaptığı işler, gezegen yüzeyiyle de sınırlı değildir.
Dünya'nın kabuğu altındaki mantoya sızan suyun, astenosfer denen ve litosfer levhalarının üzerinde kaydığı, akışkanlığı düşük katmanın oluşmasını sağladığı zannedilmektedir. Karbonlu minerallerin (Karbonat) oluşması ve daha sonra bunların tektonik levhaların üzerine çökelmesi, Dünya atmosferindeki Karbondioksitin, Venüs'teki düzeylere yükselmesini önlemektedir.
Tüm bu farklılıklara rağmen, gezegen oluşum modelleri, başlangıçta Dünya ve Venüs'ün, aynı miktarda suyla donatılmış olması gerektiğini göstermektedir. Çünkü her ikisine de su, 'dış güneş sistemin'den gelen 'buzlu gök cisimleri'nin çarpması sonucu taşınmıştır. Hatta başlangıçta Venüs'ün daha çok su topladığı yolunda, işaretler vardır.
1978 yılında Venüs çevresinde yörüngeye oturan Pioneer uzay aracı, gezegenin bulutları üzerindeki suda, döteryumun (ağır hidrojenin), bildiğimiz hidrojene oranını ölçtü. Aynı kimyasal yapıya sahip olan hidrojen ve döteryum, su moleküllerinde bağlı durumda bulunmaktadır. Bu oran, Dünya'dakinin 150 katıydı. Bunun akla en yakın açıklamasıysa, Venüs'ün bir zamanlar, Dünya'ya göre çok daha fazla su tutmuş, ama sonra suyunu yitirmiş olmasıdır.


VENÜS'TE MORÖTESİ IŞINLAR(UV) VE "AZGIN SERA ETKİSİ"
Su buharı, atmosferin üst kesimlerine tırmandığında, Güneş'ten gelen morötesi ışınım(UV), molekülleri parçalayarak, oksijen ve hidrojen ya da döteryum atomlarını ayrıştırır. Daha hafif olan hidrojen, kolaylıkla uzaya kaçabildiğinden, Venüs atmosferinde döteryumun oranı artmıştır. Peki, bu süreç neden Dünya'da değil de Venüs'te ortaya çıkmıştır?

Herhangi bir gezegen üzerine düşen Güneş enerjisi, yeterince güçlü olması halinde, yüzeydeki suyu hızla buharlaştırmaktadır. Artan su buharıysa, atmosferi daha da ısıtmakta ve dizginleri koparmış bir sera etkisine sebep olmaktadır. Bu süreçte, gezegendeki suyun büyük bölümü, üst atmosfere taşınmakta ve sonunda su moleküllerinin ayrışmasıyla yitirilmektedir.

Araştırmacılar, kontrolden çıkmış bir sera etkisi için gereken kritik Güneş enerjisinin, günümüzde Dünya üzerine düşmekte olan enerjiden, % 40 daha fazla olması gerektiğini hesaplamışlardır. Komşu gezegenin ortaya çıkmasından kısa bir süre sonraya kadar, Güneş'in ışığının bugünkünden % 30 daha soluk olduğu tahmin edilmektedir. Bu nedenle, Venüs'ün yörüngesine isabet etmesi gereken ışınım miktarı, yukarıdaki kritik Güneş enerjisinyle hemen hemen aynıdır.
Bu durumda Venüs'ün, varlığının ilk 30 milyon yıl içinde Dünya'da bir okyanusu dolduracak kadar suyu yitirmiş olması muhtemeldir. Ancak Venüs, başlangıçta da bugünkü kadar kalın bir Karbondioksit atmosfere sahip olsaydı, suyunun büyük bölümünü korumuş olması gerekirdi. Suyun ne kadarının yitirildiği, atmosfer içinde ayrışacak kadar yükseğe çıkabilmesine bağlıdır. Kalın bir atmosferde su buharı, fazla yükselemez. Üstelik bu süreç içinde oluşan bulutların, Güneş ışınını uzaya geri yansıtarak, dizginlenemez sera etkisini sona erdirmeleri gerekmektedir.

VENÜS'TE SICAK OKYANUSLAR

O halde muhtemelen; Venüs'te sıcak okyanusların ve nemli bir stratosfer tabakasının bulunmuş olması gerekmektedir. Denizler, Karbondioksit gazını eriterek ve Karbonat oluşumuna aracılık ederek, atmosferdeki karbondioksit düzeyini düşük tutmuşlardır.
Kısacası, Venüs de, bugün Dünya'da gördüğümüze benzer iklim düzenleyici mekanizmalara sahip olmuştur. Ama Venüs atmosferinin daha düşük olan yoğunluğu, suyun yükseklere kaçmasını önleyememiştir. Sonuç olarak, 600 milyon yılda bir Dünya okyanusu kadar su yitirilmiştir.
SONUÇ

Gezegenlerin 'yüzeyinde ve atmosferindeki süreçler', birbirlerini güçlendirerek, başlangıçtaki 'kararlı durumu' korumakta, ya da yine aynı süreçlerin olumsuz işbirliğiyle, bu gezegenlerin kendi sonlarını hazırlayabilmektedir. Bu nedenledir ki, Venüs'te, bir zamanlar okyanuslar ve hatta canlı bir yaşamdan sözedilebilir. Bunu bugün kesin olarak bilemiyoruz.
Ancak Mars ve Venüs gibi gezegenlerin, bir zamanlar sulu ve yaşamsal gezegenler olması, insanoğlundan farklıda olsa, bir 'canlı türü'nün bu gezegenlerde yaşamış olacağı gerçeğini çağrıştırmaktadır. Nitekim Kur'an'ın, Cinlerle ilgili şu ayetlerini hatırlamadan edemiyoruz:
(Cinler): "Muhakkak bizden Müslümanlar da, zalimlerde var. Her kim teslim olursa, böyle olanlar, gerçeği arayanlardır. Ancak zalimler, cehennem odunu olmuşlardır."
(Allah): "Şayet onlar(cinler), (doğru) yol üzere gitselerdi, biz onlara bol bol su verirdik, ki onları 'orada' deneyelim. Ve kim de Rabb'inin zikrinden yüz çevirirse, (Allah) onu artan azaba sürükler."
[CİN(72)/ 14-17]

Kaynaklar:
1) Bilim ve Teknik, Haziran 1999, (Bullock, M.A., Grinspoon, D.H., "Global Climate Change On Venus", Scientific American, Mart 1999.
2) K. R. Lang, "The Cambridge Guide to the Solar System", Cambridge University Press
3) O. Demircan, G. Bayer, "Evrende Yaşadığımız Yer Güneş Sistemi", Doruk Yy. 1997
4) nineplanet s.org
5) nasa.gov
6) solarviews.com

Dünya

DÜNYA

DÜNYA'NIN KATMANLARI(TABAKALARI) VE İÇ YAPISI
Atmosfer, Dünya'nın oluşumundan bu yana, çeşitli gazların karışımından oluşan ve gezegenimizi saran, binlerce kilometre kalınlıkta bir gaz kütlesidir. Atmosfer, yerçekimi etkisi ile Dünya'ya bağlı kalır. Yerçekimi dolayısıyla, havanın yeryüzüne yaptığı ağırlık "hava basıncı" olarak tanımlanır. Dünya'yı, Güneş'in zararlı ışınlarından koruduğu gibi, canlılar için yaşamsal önem taşıyan gazları da içermektedir. Atmosfer, Güneş'ten gelen ısıyı tutarak, havanın yeryüzüne yakın kesiminin ısınmasına; dolayısıyla hava koşullarının oluşmasına neden olur. Atmosfer'i oluşturan başlıca gazlar: nitrojen(azot) (% 78), oksijen (% 21), argon (% 0,934), karbondioksit(% 0,033) ve geri kalan (% 0,0033) miktarı ise, neon, helyum, kripton, ksenon, hidrojen, metan gibi gazlardır. Ayrıca, toz tanecikleri ve su buharı da bulunur.

Atmosferi oluşturan gazların; (su buharı ve ozon hariç) yerden 80 km ye kadar, temel özellikleri değişmez. Bu bölge, homosfer olarak adlandırılır. 80 km'nin üzerinde ise, atmosferik gazlar, molekül ağırlıklarına göre ayrışır. Bu tabakaya da, heterosfer denir. Atmosfer'in yoğunluğu, deniz seviyesinde en fazla olup, yükseklere çıkıldıkça azalır. Giderek, gezegenler arası uzayın, boşluk denecek kadar seyrek moleküllü hüviyetini kazanır. Bu nedenle, atmosfer'in üst sınırını, dolayısıyla kalınlığını kesin olarak tespit etmek mümkün değildir. Atmosfer'in, kütlesinin % 97'si, yeryüzünden 29-30 kilometrelik bir yükseklik içinde bulunur. Daha yukarılarda, gaz moleküllerinin yoğunluğu elbette çok azalır.


TROPOSFER
Troposfer, atmosferin en alt tabakasıdır. Kalınlığı, kutuplarda 7 km, ekvatorda 17 km civarındadır. Bu farklılık, havanın kutuplarda, soğuyarak alçalması, ekvatorda ise ısınarak yükselmesinden kaynaklanır. İklim olayları, troposferin genellikle 3-4 km'lik alt katında, meydana gelir. Bunun başlıca sebebi, su buharının, troposferin alt katlarında olmasıdır. Bu tabaka, ısı değişkenliğinin en çok görüldüğü tabakadır. Troposfer, daha çok yerden yansıyan ışınlarla ısındığından, yerden yükseldikçe her 100 metrede sıcaklık 0,5 °C azalır. Atmosferi oluşturan gazların, % 75'i, su buharının % 99'u, bu katmanda bulunur. Su buharı yoğunlaşması, enlemlere göre değişiklik gösterir ve büyük bölümü tropik enlemlerde yer alır. Su buharı, Güneş enerjisini ve yerden gelen ısı radyasyonunu emerek, sıcaklığın ayarlanmasında önemli rol oynar. Şayet, atmosferdeki bütün su miktarı, yağış olarak yere bir kerede düşseydi, Dünya'nın zemini, 2,5 cm derinliğinde suyla kaplanırdı.

Atmosfer ve yerküre arasındaki enerji alışverişinin, neredeyse tamamı bu katmanda meydana gelir. Ayrıca genel bir ısınma olarak adlandırılabilecek olan, sera etkisi de, atmosferdeki önemli gazlardan biri olan, karbondioksite bağlıdır. Doğal karbondioksit(CO[SUB]2[/SUB]) döngüsü, yılda 70 milyar tondur. Ayrıca, insanların ürettiği milyarlarca ton CO[SUB]2[/SUB] de, buna eklenmektedir. Troposferden sonraki katman, 50 km yüksekliğe kadar yükselen stratosferdir.


STRATOSFER-OZON TABAKASI

Buradaki hava, kuru ve daha az yoğundur. Yeryüzünden gelen ısı etkisi, yükseldikçe azalır. Sonuç olarak, yükseldikçe havanın daha da soğuması gerekirken, stratosfer daha sıcaktır. Troposferin sınırında(ortalama 11km yükseklikte) hava sıcaklığı, yaklaşık -56 °C iken, stratosferin sınırında (ortalama 50 km) 0 °C civarındadır. Demek ki bu katmanda bir enerji kaynağı var. O da, Güneş'ten gelen, morötesi (ultraviyole-UV) ışınlarının, yüksek frekanslı kısmını soğuran ozon tabakası.
Yeryüzündeki hayatı, bu ışınların zararlı etkilerinden koruyan, stratosferde oluşan ve yaklaşık 12 km kalınlığında olan ozon tabakasıdır. Ancak bu tabakada, ortalama 2-3 mm kalınlığında, çok yoğun bir halka vardır ki; adeta Dünya için bir zırh görevi yapmaktadır. Ozon tabakasının, iki önemli işlevi vardır: Birincisi yeryüzündeki temel ısı dengesine yardımcı olmak, ikincisi zararlı UV radyasyonunun yeryüzüne ulaşmasına engel olmak. Ozon, atmosfer içinde, Dünya yüzeyinden 50 km yüksekliğe kadar olan kısımda yayılmış olsa da, stratosferdeki yoğunluğu çok fazladır.

OZONUN DAĞILIMI VE TROPOSFERE ETKİLERİ

Stratosferde, kısa dalga(yüksek frekanslı) mor ötesi ışınlar, oksijeni, ozona dönüştürür. Ozonun, atmosferdeki dağılımı farklıdır. Gazın % 90'ı stratosferde tutulur, geriye kalan % 10 troposferdedir ve bu % 10'un, ancak onda biri, yer yüzeyine yakın bölgelerdedir. Yapılan araştırmalar, son zamanlarda, troposferin yeryüzüne yakın bölgelerinde, ozon miktarı artarken, stratosferdeki ozon tabakasında, azaldığını göstermektedir.
Ozon tabakasındaki incelme, mor ötesi ışınlarının, Dünya'ya ulaşması dışında, troposferi de etkilemektedir. Stratosfer soğurken, troposfer gittikçe ısınmaktadır. Stratosfer, troposferin yalnızca sıcaklığını etkilemekle kalmaz, hava basıncını da etkiler. Çünkü troposferde, ne zaman bir alçak basınç bölgesi oluşsa, stratosferde de, aynı anda yüksek basınç bölgesi oluşur. Yani, alçak basınç bölgesindeki hava yükselince, yarattığı etki, üst katmandaki ters etki ile dengelenir. Tersine, alt katmandaki hava alçalır ve yoğunlaşırsa, yüksek bölgedeki basınç düşer. Troposferden stratosfere geçen parçacık, uzun süre yeryüzüne dönmeden, birkaç yıl orada kalabilir. Örneğin, büyük volkanik patlamalardan oluşan küller, stratosferde korunur ve küresel soğuma işlemine sebep olur.


MEZOSFER

Mezosferde, 50 km'den daha yukarıda, ozon yoğunluğu, birden bire azalır ve üst sınırda (yaklaşık 80 km de) sıcaklık, -93°C'a kadar düşer. Mezosferde rastlanan incecik zar gibi buz tabakaları, bu yükseklikte bile su buharı bulunduğunu gösterir. Daha da yükseğe çıkıldığında, atmosferin yapısının, büsbütün değiştiği gözlenir. Alt katmanlar için fiziksel, orta katmanlar için kimyasal süreçler, tipik özellik arz ederken, üst katmanlarda, tamamen farklı olaylar gelişir.
Mezosferde, hava basıncı ve yoğunluğu, en düşük seviyededir. Mezosfer tabakası, yeryüzünü uzaydan gelen meteorlardan korur. Meteorlar, bu tabakaya girdiklerinde, yanarlar. Bu yükseklikte, nefes alacak oksijen yoktur.


İYONOSFER VE TERMOSFER
Güneş'ten kaynaklanan güçlü enerji yayılımı, molekülleri ayırır. Böylece elektronlar ve iyonlar oluşur. Bu nedenle, 80 km'nin üstündeki bu tabaka; iyonosfer, ya da termosfer, olarak adlandırılır. Termosferde, Güneş'ten gelen elektromanyetik dalgalar, yansıtılır. Bu katmandaki tüm hareketler, Güneş'ten gelen elektrik yüklü parçacıklardan kaynaklanır. Atmosferde, saatteki hızı 1000 km'ye kadar çıkan bu parçacıklar, ışık yayan cisimlere dönüşürler. "Kutup ışığı", bu şekilde meydana gelir. Ne kadar yükseğe çıkılırsa, Güneş ışınlarının etkisi de, o kadar artar. 600 km yükseklikte, sıcaklık da, yaklaşık 1000°C'dir. Termosferin ötesinde, seyrelme devam eder ve gezegenler arası gazlarla karışır.



HİDROSFER(Su Küresi)

SU DEVRİ DAİMİ
Hayatın kaynağı sudur. İnsan vücudunun % 55-60 sudan oluşmaktadır. Su, bütün yaşam sürecinde, en temel maddedir. Su çevriminin başlama noktası yoktur. Su çevrimini, harekete geçiren Güneş, okyanuslardaki suyu ısıtır, ısınan su, buharlaşır. Yükselen hava akımları, su buharını, atmosfer içinde yukarıya kadar taşır. Orada bulunan daha soğuk hava bulutlar içinde yoğunlaşır. Hava akımları, bulutları dünya çevresinde hareket ettirir. Bulutların içinde, damlaları taşıyan toz zerreleri, bir araya gelerek, büyürler ve yağış olarak gökyüzünden düşerler. Bazı yağışlar, kar olarak Dünya'ya geri döner ve donmuş su kütleleri halinde, binlerce yıl kalabilecek olan buz dağları ve buzullar şeklinde birikebilir.

Ilıman iklimlerde, ilkbahar geldiğinde, çoğu zaman kar örtüleri erir ve eriyen su, erimiş kar olarak, toprak yüzeyinde akışa geçer ve bazen de sellere sebep olur. Yağışın çoğu, okyanuslara, ya da toprağa düşerek, yerçekiminin etkisiyle yüzey akışı olarak akar. Akışın bir kısmı, vadilerdeki nehirlere karışır ve buradan da nehirler vasıtasıyla okyanuslara doğru hareket eder. Yüzey akışları ve yeraltı menşeli kaynaklar, tatlı su olarak, göllerde ve nehirlerde toplanır. Bütün yüzey akışları nehirlere ulaşmaz. Akışın çoğu, sızarak yeraltına geçer. Bu suyun bir kısmı, yüzeye yakın kalır. Yeraltı suyu boşaltımı olarak, tekrar yüzeydeki su kütlelerine ve okyanusa katılır. Bazı yeraltı suları, yer yüzeyinde buldukları açıklıklardan, tatlı su kaynakları olarak tekrar ortaya çıkarlar. Sığ yeraltı suyu, bitki kökleri tarafından alınır ve yaprak yüzeyinden terlemeyle atmosfere geri döner.


DÜNYA'DAKİ SUYUN DAĞILIMI
Dünya'daki, yaklaşık 1milyar 386 milyon kilometre küp toplam suyun, % 96'dan fazlasının tuzlu su olduğu bilinmektedir. Bütün tatlı su kaynaklarının, % 68'inden fazlası, buz ve buzulların içinde hapsedilmiştir. Tatlı suyun, kalan % 30'u ise yeraltındadır. Nehirler, göller gibi yüzeysel tatlı su kaynakları, dünyadaki toplam suyun, yaklaşık % 1'inin 1/700'ü olan 93 100 kilometre küptür. Bununla birlikte, insanların, her gün kullandığı su kaynağının çoğunu, nehirler ve göller teşkil etmektedir.










OKYANUSLARDA SU AKINTILARI
Okyanus akıntıları, okyanus sularının hareketleridir. Bu hareketler, okyanuslara akan büyük nehirler gibidir. Okyanus akıntılarına sebep olan, çeşitli faktörler vardır. Okyanus yüzeyinde gözlenen ve rüzgârların neden olduğu akıntılara, yüzey akıntıları denir. Yüzey akıntılarının şekli, kendisine neden olan rüzgârın şekline benzemektedir. Kuzey yarımkürede yüzey akıntıları, saat yönünde iken, güney yarımkürede saatin tersi yönündedir. Bu akıntılar, dünyanın dönmesinin, yollarını değiştirmesinden dolayı, kuzey-güney yönünde değildir.

Gulf stream, kuzey Amerika'nın doğu kıyılarından kuzeye akan en büyük yüzey akıntısıdır. Bu sıcak su akıntısı, İzlanda ve İngiliz adalarındaki iklimin ılıman kalmasına neden olmaktadır. Gulf stream, üzerindeki havayı ısıtır ve toprak üzerindeki sıcak hava kütlesi, yumuşak hava oluşturmak için hareket eder. Gulf stream, kuzey Avrupa'daki yağmurlu havadan ve buzulların erimesinden sorumludur. Diğer yandan, bazı yüzey akıntıları, kutuplardan ekvatora doğru hareket ederek, beraberinde soğuk havayı taşırlar. Bu akıntıların ulaşmadığı bölgeler, daha sıcak bir iklime sahiptir.

Okyanuslardaki derin su akıntıları, yoğunluk farklılıklarına neden olur. Tuzlu sudaki, tuz oranı arttıkça yoğunluk artmaktadır. Yoğunluğu yüksek olan su, yoğunluğu daha az olan suyun altına çökerek, yoğun bir akıntıya sebep olur. Atlas okyanusundaki yoğun akıntıların, üç seviyesi vardır. Bu akıntının iki tanesi güney kutbundan, biri ise kuzey kutbundan gelmektedir.
Akıntıların, balıkçılık üzerinde büyük etkileri vardır. Çünkü sıcak ve soğuk akıntıların karşılaştıkları yerlerde, bol miktarda oksijen, yosun ve plankton bulunur. Buralar balıkçılık için elverişlidir. İngiltere, Japonya ve Norveç, balıkçılıktan yararlanan ülkelerdir. Ayrıca, soğuk ve sıcak akıntıların karşılaştıkları yerlerde tehlikeli sisler oluşur.


LİTOSFER(Taşküre)
Yerküremiz; kabuk, manto ve çekirdek kısımlarından oluşur. Manto ve çekirdek ayrıca, iç ve dış olarak nitelendirilen, ikişer kısma ayrılır.

KABUK

Kabuğun kalınlığı, değişkendir. Kıtalarda 35-70 km, okyanus tabanlarında 5-10 km kadardır. Zirve noktası, Himalayalarda, 8.850 m yüksekliğindeki Everest tepesidir. En çukur nokta, Pasifik Okyanusu'nun 10.911 m derinliğindeki, Mariana Çukurudur. Yapısı genelde, aluminosilikat ağırlıklıdır. Kıtasal kısmı, çoğunlukla granitten oluşuyor. Yani bu kayalar bolca, açık renkli anlamında felsik olarak nitelendirilen feldspar ve kuartz minerallerini içeriyor. Okyanus tabanlarındaki kabuk ise, bazalt ağırlıklı. Kıtasal ve okyanus dibi kabuklarının kalınlığı ve birleşimi yanında ortalama yoğunlukları da farklıdır. Kıtasal kabuğunki, 2,8 gr/cm[SUP]3[/SUP] okyanus kabuğunki, 3,3 g/cm[SUP]3[/SUP] Daha ince olan okyanus kabuğunun, daha yoğun olması, kıtasal kabuğu, bir bakıma dengeliyor.

MANTO

Manto; demir, magnezyum ve silikondan oluşmaktadır. Manto, sıcak ve katı tabakadır. Manto'nun üst kısımları, hem katı, hem de bir sıvı gibi davranır. Manto'nun etrafında, üzerinde yaşadığımız, ince bir kaya olan dış tabaka vardır. Buna kabuk denir.
Kabukla birlikte, mantonun, katı ve elastik olan dış kısmından oluşan katmana, litosfer denir. Litosferin hemen altında, sismik dalgaların hızında, bir artış vardır. Kaya tipinin, görece az yoğundan, çok yoğuna geçişine işaret eden bu sıçrama bölgesine, Mohorovicic süreksizliği deniyor. Bu süreksizliğin, kıtalar altındaki, 15-20 km ila, 70-80 km arasında değişen ortalama derinliği, 35 km Okyanusların altında ise, tabanın 7 km altındadır. Dolayısıyla, dünyaya göre litosferin kalınlığı, yaklaşık olarak, yumurtaya göre, kabuğunun kalınlığı kadar incedir. Geçmişte, yerkabuğunda bir delik açarak, manto'ya ulaşma önerileri yapılmıştı. Sovyetler Birliği zamanında, Kola yarımadasında, bu amaçla bir delik açılmaya çalışılmıştır. Ancak maliyetler, derinlikle birlikte üstel olarak arttığından, 12 km'den sonra terk edilmiştir.

Kabuğun ardından, ağırlıklı olarak demir ve magnezyum silikatlarından oluşan 2900 km kalınlığındaki manto geliyor.
Derinlikle birlikte sıcaklık ve basınç artıyor. Kabuğun 100-200 km altındaki sıcaklık, kayaların ergime noktasına yakın. Ancak, basınç yüksek olduğundan, kayalar tümü ile eriyemiyor. Ve katı ile sıvı arasında, viskozitesi yüksek ve akışkanlığı az plastik bir halde bulunuyor. Litosferde bir çatlak veya oyuğun oluşması halinde atmosferin düşük basıncıyla karşılaştıklarında, hızla eriyip dışarı fışkırıyor ve volkan etkinliklerine yol açıyorlar.

Magma ve Bazalt Kayaların Mıknatıslığı

Magmanın, oluşan yarıklardan çıkan kısmı katılaşarak, yeni kabuk oluşturuyor. Çıkamayıp geri dönen kısmı ise, tekrar dibe dalarak, konveksiyon hücrelerini ayakta tutuyor. Bu yüzden, çıkıntı boyunca, iki tarafta dağ silsileleri oluşmuş durumdadır. Ve dipteki kabuk sürekli yenilenmektedir. Buna, deniz tabanının yayılması deniyor. Oluşan bazalt kayalar, bir miktar manyetik mineral içerdiklerinden, dünyanın manyetik alanı, o sıralar hangi yönde ise, o yönde mıknatıslık kazanarak donuyorlar. Öte yandan, manyetik kutuplar, periyodik olarak yer değiştirmektedir. Okyanus ortası çıkıntının iki yanındaki kayalar, çıkıntıya paralel şeritler halinde, değişik yönlerde mıknatıslanmış bölgeler sergiliyor. Eski kabuk ise, dalma bölgesi denilen yakınsak sınırlarda, mantoya dalıp eriyor.
Okyanus kabuğu, kıtasal bir plakaya karşı ilerlediğinde, daha yoğun olduğundan, alta dalarak, bir çukur oluşturuyor. Derine indikçe, ısınıp eriyor ve bu arada bulduğu çatlaklardan, geri fışkırıp, ada yaylarına vücut veriyor. Dalmaya devam eden parçaları ise, soğuk kütleler halinde, mantonun derinliklerine doğru yol alıyor. Bazen de, iki kıtasal plaka, yakınsak sınırda buluştuğunda, biri diğerine göre ağır basıp, alta dalamadığından, birbirlerini omuzlayarak, kırılmalara ve yükselmelere yol açıyorlar. Asya plakasıyla, Hint plakasının çarpışma sürecinde oluşan Himalayalar da olduğu gibi.

ÇEKİRDEK

2900 km derinlikte, mantodan çekirdeğe geçiş başlıyor. Çekirdek, iç ve dış çekirdek olmak üzere, iki parçaya bölünmüştür. Sıcaklık, 3700 °C' yi, basınç da 125 Gpa(Giga Pascal veya milyar kg/m.s[SUP]2[/SUP])düzeyini aşıyor. Bu koşullar altında, nikel demir alaşımından oluşan dış çekirdek, erimiş olmak zorundadır. Bu yüzden 2300 km kalınlığındaki dış çekirdeğe girişte, % 30'a yakın bir yoğunluk artışına karşın, sismik dalgaların P türünün hızında, bir o kadar düşüş gözleniyor.

DÜNYA'NIN MANYETİK ALANI

Dış çekirdeğin sıvı hali, Dünya'nın manyetik alanın kaynağı görülüyor. Alttaki katmanlarda ise, sıcaklıklar, mıknatıslık özelliğinin ortadan kalktığı Curi sıcaklığı'nın üzerinde. Dolayısıyla, yerin manyetik alanını, atomların manyetik çift kutupluluğunun eşyönlüleşmesiyle açıklamak imkânsız. Geriye bir olasılık kalıyor. O da dış çekirdekteki sıvı akıntılarının yol açtığı, kendi kendisini ayakta tutan bir dinamo etkisi. Yerin, kendi ekseni etrafında dönmesi nedeniyle, dış çekirdeğin, alt ve üst yarısında oluşan, zıt yönler de spiral akıntılardaki sıvı demirin elektrik iletkenliğinin, zıt yönlü spiral akımlar oluşturduğu düşünülüyor.

5200 km'ye inildiğinde, sıcaklık 4300°C'yi aşarken, çekirdeğin iç kısmına girilmiş oluyor. 1200 km kalınlığındaki bu katman, hemen tümüyle demirdir. Sıcaklığın, dünyanın merkezinde, 5200°C' ye ulaşmasına rağmen, basınç 325 Gpa'lı aşmış olduğundan, iç çekirdek katı haldedir.










KAYAÇLAR
Yer yüzeyinin altındaki erimiş kayalara, magma denir. Magma yarı erimiş durumdadır. Balın aktığı gibi akar. Bazı durumlarda yüzeye yaklaşır. Yavaş soğuduğunda ise, büyük kristaller ile kayaç oluşturur. Böyle kayaçlara, sokulum (intrusive) kütleler denir. Daha yavaş magma soğumalarında, kristaller daha büyüktür. Sokulum kütleler, granit ve gabro'dur. Bazen magma, volkanlara doğru yüzeyi terk eder. Magma yüzeye ulaştığında, lav olarak isimlendirilir. Lav hızla soğuyarak, küçük kristalleri oluşturur. Bazen lav çok hızlı soğuduğunda, kristaller oluşmaz. Yeryüzünde oluşan kayaçlara, püskürük (extrusive) kütleler denir. Püskürük kütlelerin, örnekleri bazalt, obsidyen ve pumice'dir.

Magmanın soğuması ile oluşan volkanik kayaçlar, sokulum ve püskürük kütleler olarak sınıflandırılır.

Magma, sıcak olduğundan, canlı nesneleri yok eder. Bu nedenle, volkanik kayaçlarda fosil bulamayız. Yer kabuğunu oluşturan kayaçların, çoğu volkaniktir. Volkanik kayaçlar, yapıları yüzünden serttir.

Tortul Kayaçlar

Su ve rüzgâr yeryüzünü değiştirebilir. Bu kuvvetler, kayaçları kırarak, küçük kayaçları taşır. Bu partiküller farklı yerlerde yerleşirler. Buralarda, küçük parçacıklar toparlanarak, basınç altında çimentolaşıp, daha büyük kayaçları meydana getirirler. Bu kayaçlar, genellikle suda oluşur ve magmatik kayaçlardan daha yumuşaktırlar. Tortul kayaçlar, birçok tabakaları meydana getirir ve fosilce zengindir.
Tortul kayaçların dört tipi vardır:
1) Parçalı kayaçlar: Bu kayaçlar rüzgâr ve su gibi mekanik etkilerle; kayaçların kırılarak, taşınması veya küçük parçaların, başka yerlerde toplanmasıyla oluşur. Kum taşı, çakıl taşı bunun örnekleridir.

2) Buharlaşma: Su, sadece kayaçları kırarak küçük parçaları taşımaz. Ayrıca su, birçok minerallerin üzerinden akarken, onları çözer. Daha sonra, su buharlaştığında, bu mineraller, burada kalarak kayaçları oluşturur. Pamukkale, bu tipin iyi bir örneğidir.

3) Organik Kayaçlar: Suda yaşayan birçok organizmalar, kabuğa sahiptir. Bu organizmalar, öldüğünde, geride kabukları kalır. Bu kabuklar, birikerek kayaçları oluşturur. Taş kömürü ve linyit bunun örnekleridir.

3) Kimyasal Kayaçlar: Su buharlaştığında, içindeki mineraller çökelerek birikir. Fakat bazı mineraller, su buharlaşmadan çökelebilir. Her madde, suda çözünebilirliğe sahiptir. Sudaki bir maddenin varlığı, diğer bir maddenin çözülebilirliğini etkileyebilir. Bir mineral, saf suda çözünebilir olduğu halde, deniz suyunda çözünemez olabilir.

Tuz ve diğer mineraller, başka minerallerin çözünürlüğünü düşürür. Bu nedenle, tatlı suda çözülmeyen mineraller, denizlere ulaşarak denize karışır. Yeraltı akımları, bu işlemi hızlandırır. Bu mineraller, tabakaların tabanına çökelir. Daha büyük ağır partiküller, alt tabakaları, daha hafif partiküller ise, üst tabakaları oluşturur. Su basıncı, kayaç oluşum sürecini hızlandırır. Bir tortul kayaç, yukarıdaki kayaç sınıflarından, birden fazlasına ait olabilir. Örneğin, bir kayaç, organik esaslı olduğu halde, denizde kimyasal işlemle oluşabilir.

Metamorfik Kayaçlar
Dünya yüzeyinin değişimini, sürdürmektedir. Isı ve basınç gibi faktörler, kayaçların, şeklinin ve yapısının değişiminde rol oynarlar. Bu gibi değişimlerle oluşan kayaçlara, metamorfik kayaçlar denir. Bu faktörlerin sebep olduğu değişimler, ortadan kalkarsa, bu kayaçlar, orijinal yapılarına dönerler. Bu, ters yöndeki başkalaşım olarak bilinir. Kayaçlar oluştuktan sonra değişmeden kalamazlar. Kayaçlar bir tipten başka bir tipe değişebilir. Bu, sonlanmayacak olan bir işlemdir. Bir tipten, başka bir tipe olan değişim, kayaç çevrimi olarak bilinir. PLAKALARIN HAREKETİ

Litosfer, yedisi büyük bir düzine kadar plakalara ayrılmış durumdadır. Bu plakalardan bazıları, kısmen kıtasal olup, kısmen de okyanus tabanını kapsıyor. Tektonik kuvvetler nedeniyle, birbirlerine göre hareket halindeler. Litosferin parçaları, adeta, dış mantonun, kısmen sıvı olan üst 'astenosfer' katmanı üzerinde yüzüyor. Bazı plakalar, birbirine yaklaşırken, diğer bazıları birbirinden uzaklaşıyor. Plakaların birbirine yaklaştığı sınırlara, yakınsak, uzaklaştığı sınırlara ise, ıraksak sınır denir. Plakaların bir de, sınır boyunca birbirlerine göre, kayma hareketi var ki, buna da muhafazakâr (conservative) sınır deniyor.

Kuzey Anadolu ve Kaliforniya'daki San Andreas fay hatları, bu sonuncusuna bir örnektir. Pasifik ve Atlantik okyanuslarının, ortasından geçen, birer ıraksak sınır vardır. Örneğin Atlantik ortası sınırın, altında yer alan, sıcak noktadaki mantodan kabaran magma, Avrupa ve Amerika plakalarını dışarıya doğru iterek, birbirinden uzaklaştırıyor.
Okyanus kabuğu, kıtasal bir plakaya karşı ilerlediğinde, daha yoğun olduğundan, alta dalarak, bir çukur oluşturuyor. Derine indikçe, ısınıp eriyor ve bu arada bulduğu çatlaklardan, geri fışkırıp, ada yaylarını meydana getiriyor. Dalmaya devam eden parçaları ise, soğuk kütleler halinde, mantonun derinliklerine doğru yol alıyor. Bazen de, İki kıtasal plaka, yakınsak sınırda buluştuğunda, biri diğerine göre ağır basıp, alta dalamadığından, birbirlerini omuzlayarak, kırılmalara ve yükselmelere yol açıyorlar. Asya plakasıyla, Hint plakasının çarpışma sürecinde oluşan Himalayalar da olduğu gibi.
WEGENER TEORİSİ
Bilim adamları, geçmişte kıtaların, bitişik olduğunu ve yavaş yavaş sürüklenerek, birbirinden uzaklaştığına inanmaktadırlar. Alfred Wegener(1880-1930), 1912 de, 'bütün kıtaların, büyük bir süper kıta olarak, bitişik olduğunu ve daha sonra parçalanarak, birbirinden adım adım uzaklaştığı' tezini destekleyen kanıtlar sundu. Bu süper kıtaya, bütün karalar anlamında, Pangaea ismini verdi. Kara parçalarının, birbirinden ayrılmasına, kıtasal sürüklenme denir.

Wegener teorisini destekleyen gözlemler şunlardır:
(a) Farklı kıtalardaki biyolojik türler ve fosiller benzerdir. Bu ise, yaşam formlarının, aynı bölgeden kaynaklandığı anlamına gelmektedir.
(b) Farklı kıtalardaki dağ ve kayaçlar gibi jeolojik yapılar, benzerdir. Bu ise kıtaların bitişik olduğunu bize göstermektedir.
Wegener'i destekleyen kanıtlar olmasına rağmen, kıtaların neden birbirinden uzaklaştığı, bilim adamları tarafından açıklanamıyordu.

PLAKA TEKTONİĞİBugün bu hareket, levha tektoniği ile açıklanmaktadır. Hareket edenin, kıtalar olmayıp, litosferin bölümleri olduğunu biliyoruz. Litosferin, kıtaları ve deniz tabanını içeren kısımlarına plaka denir. Bu plakalar, mantonun üstündedir. Manto, katı kayalardan meydana gelmesine rağmen, 100 km.lik üst kısmı, plastik gibidir ve akabilir. Bu nedenle, plakalar, manto üzerinde hareket edebilir. Bunu yaparken plakalar, o kıtaları ve okyanus tabanını, kendileri ile birlikte taşırlar.

Plaka hareketini içine alan teoriye, levha tektoniği denir. Plakaların, milyonlarca yıldır büyük mesafeler kat ettiğinin kanıtları vardır. Günümüzdeki kıtalar, bu yavaş hareketin sonucudur. Bu hareket, hala devam etmektedir. Kıtalar, yılda 1-5cm. Birbirinden uzaklaşarak, kaymakta ve yerin jeolojisindeki yavaş değişim ortaya çıkmaktadır. Okyanus tabanı altında, sualtı dağ zinciri sisteminde, yüz metreden bin metreye yükselmeler vardır. Coğrafya haritasına bakarsanız, büyük dağ yamaçlarının, plakaların uçlarında yer aldığını fark edersiniz.
DAĞLARIN OLUŞUMU
Plaka tektoniği teorisine göre, iki plakanın birbiriyle çarpışması sonucu, karadaki dağlar oluşur. Dağlar, genel olarak üç ana sınıfa ayrılır:
1-Volkanik dağlar
2-kırık dağlar
3-Kıvrım dağlar
Volkanik dağlar, bir volkanik püskürme sonucunda oluşmaktadır. Bunlar karada veya okyanus tabanında, oluşabilir. And Dağları, bunun bir örneğidir.

Kırık dağlar, Büyük bir iç gerilim, yerkabuğunun dev parçalarını kırar ve büker. Böyle dağlar, bir yanda keskin olarak yükselir ve diğer yanda merdiven benzeri bir yapıya sahiptir.

Kıvrım dağlar, iki plakanın karşı karşıya geldiği zaman oluşur. Plaka kırıklarının, çarpışma olmayan türüdür. Böyle dağların tepeleri eğridir. Alp ve Himalaya dağları, kıvrım dağlardır. Kıvrılan tabakaların, aşağı doğru çanaklaşan kısımlarına senklinal, kubbeleşen kısımlarına antiklinal denir. Kıvrılmayla yükselen yerlerde, sıradağlar oluşur.

Volkan, yerkabuğundaki bir açıklıktan, magmanın yüzeye ulaşmasıdır. Sıcak magmanın geçtiği yola, volkanik baca denir. Magmaya yüzeye ulaştığında lav denir. Volkanın tepesindeki açıklığa krater denir.

Bazı volkanlar, tepede çok büyük bir çukura sahiptir. Buna kaldera denir. Kaldera, bir volkanın tepesinden fışkıran lavların çökmesinin bir sonucudur. Bazen bir kaldera, bir çökmeden çok, şiddetli patlama ile oluşur. Bir volkanın lavı, dışarı aktığında, sıcaklığı 10000 °C' dir. Hızla soğur ve katılaşır. Lav, soğuduktan sonra, etrafındaki açıklığa toplanan malzemelere, volkanın konisi denir.

DÜNYA'DA YAŞAM NE ZAMAN BAŞLADI?

Gezegenimizin yaşı, yaklaşık olarak 5 milyar yıldır. Ayrıca Dünya'daki yaşamın başlaması için, yaklaşık 3 milyar yıl geçtiği tahmin ediliyor. Yine başlangıçta, Dünyadaki yaşamın, çok basit olduğu düşünülmektedir. Dünya yüzeyini kaplayan ilkel canlılar, zaman geçtikçe çeşitlilik ve karmaşıklık kazandı. Yeni hayvanlar ve bitkiler ortaya çıktı. Çoğu bitkiler, önceden dev atkuyrukları gibiydi, küçük beyinleri olan dev hayvanlar vardı. Bugün bu hayvanlara, biz dinazor diyoruz. Zamanla yaşam şartları değişti. Dinazorlar, daha fazla yeryüzünde yaşayamadı. Dev bitkiler, toprağa gömülerek, burada kömüre dönüştü. Bugün milyonlarca değişik canlı, yeryüzünde yaşıyor. Bazıları, ilkçağ canlıları gibi görünse de, çoğu değişik canlılardır.
FOSİL NEDİR?

Yeryüzündeki yaşam tarihini, nasıl biliyoruz? Bilim ilerlese de, geçmişle ilgili bilgi toplamak oldukça zor. Geçmişle ilgili bilgilerin çoğunu, fosiller yardımıyla öğreniyoruz. Fosiller, eski çağ canlılarının kalıpları, etkileri ve kalıntılarıdır. Fosilleri araştıran bilim dalına, paleontoloji diyoruz. Fosillerin çoğu, tortul kayalarda bulunur.

Fosil çeşitleri şunlardır:

(a) Orijinal fosiller: Bu fosiller, genellikle bir organizmanın kalıntılarıdır. Bu kalıntılar, çoğunlukla, kemikler ve dişler gibi sert kısımlardır. Fakat bazen, organizmanın tamamı, elde edilebilir. Bu şekilde bulunanlar, genelde buzun içindedirler. Atlas Okyanusu'nda, bu şekilde bir mamut bulunmuştur.

(b) Yer değiştirmiş kalıntılar: Bir organizmanın, sert kısımlarının parçalanması ve yeraltı suyu ile taşınan minerallerin, bu parçalanan kısımlara tekrar yerleşmesiyle, oluşur. Çoğu kemik, mineralden yapılmıştır. Bu fosiller, taş gibi görünürler ve bunlara taşlaşmış fosiller adı verilir.

(c) Karbonlaşmış (kömürleşmiş) fosiller: Bunlar ise, bir bitki çamura gömülü olduğunda oluşur. Çamur tortulu, şiste dönüşürken; bitki, geride sadece karbon (kömür) kalana kadar, kimyasal bir reaksiyona girer.

Kaynaklar:
1) Stephen Marshak, Earth Portrait of A Planet, Norton Company, New York, 2001.
2) İhsan Ketin, Genel Jeoloji Yer Bilimlerine Giriş, İTÜ vakfı Yy, 2005.
3) Bilim ve Teknik, Temmuz, 2005.
4) Bilim ve Teknik, Ağustos, 2005.
5) Bilim ve Teknik, Eylül, 2005.
6) ga. water. usas. gov/edu
7) www.beyodbooks.com
8) evolution.itgo.com
9) mediatheek. thinkquest. nl
10) A Community of Learners Improving Our World - Winona State University

Mars

MARS


KIZIL GEZEGEN MARS

Mars, hiç kuşkusuz "Dünya dışı yaşam" açısından en güçlü aday. Mars'ın geçmişte yaşama ev sahipliği yaptığı görüşü, gezegenin bir zamanlar ılık ve sulak olduğu varsayımına dayanıyor. Volkanik etkinliğin de yüksek düzeyde olacağı bu erken dönemde Mars atmosferinin, karbondioksit ve su bakımından zengin olduğu tahmin ediliyor. Güneş'e uzaklığı göz önüne alınacak olursa bu durum, büyük olasılıkla gezegenin donmasını engelleyecek sera etkisini sağlamış olmalıydı. Ancak çekirdeğinin giderek soğuması nedeniyle Mars, yaklaşık 3,9 milyar yıl önce, küresel manyetik alanını kaybetti. Kozmik ışınım yoluyla Mars atmosferinin önemli bir bölümünün uzaya kaçtığı sanılıyor. Sonuçta, yüzey sıcaklığı yaklaşık bugünkü düzeylerine; yani ortalama -50 °C'ye düşmüş oluyor.

Yine de ABD Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi NASA'nın Mars robot araçları, Avrupa Uzay Dairesi ESA'nın Mars Express yörünge araçları ve daha önceki çalışmalardan elde edilen bulgular, Mars'ta bir zamanlar sıvı suyun akmakta olduğunu gösteriyor. Son bulgularsa, büyük miktarda suyun Mars yüzeyinde donmuş halde tutulduğunu göstermektedir. Şayet bir zamanlar Mars'ta yaşam gerçekten başladıysa, daha sonra atmosferini kaybetmesi sebebiyle, yüzeyde yaşam bitmiş olmalıydı. Zira Mars yüzeyinin maruz kaldığı kozmik ve morötesi ışınım bombardımanı ve yüzeysel kayalarının da yüksek derecede oksitleyici olması, yüzeyi kimyasal bakımdan fazlaca zehirli hale getiriyordu. Bu da bizimkine benzer yaşam biçimlerini oldukça güçleştirmektedir.


MARS'IN BİYOSFERİ(CANLI KATMANI)

Acaba Mars'ın yeraltı canlı katmanı bugün neler içeriyor olabilir? Akla uygun görünen bir ihtimal; soğuğa uyum gösterebilmiş ve buzun eridiği bölgelerde yaşayan mikroorganizmalardan söz edilebilir. Bu katmanın derinliği, karasal mikroorganizmaların gelişip üreyebildikleri, en düşük sıcaklıklara (-18 °C), karşılık geliyor. İkinci bir senaryo ise, daha derinlerde var olabilecek bir yaşamın, olsa olsa Dünya'dakine benzer termofiller yaşamı olabileceğini öngörüyor.
Durum hangi görüşün lehine olursa olsun kesin olarak bir şeyler söyleyebilmek için, derinlerde araştırma yapabilecek donanıma sahip olmak gerekiyor. Bunun da şimdilik öngörülmüş robotlu araştırmalarla gerçekleştirilmesi pek mümkün gözükmüyor.
MARS'TA METAN GAZI

Mars atmosferinde metanın keşfi, oldukça ilgi uyandıran bir gelişmedir. Üretimini sürekli kılacak belirli bir kaynak olmadan metanın atmosferde en çok birkaç yüz yıl kalabileceği düşünülüyor. Metanı besleyen olası kaynaklar, volkanik ya da jeotermal etkinliklerdir. Tabii ki Dünya'da ise metanın önemli kaynaklarından birisi de yaşamın kendisi ve mikroorganizmalardır.
Metan, Mars'ta yüzey altı suyunun bol olduğu bölgelerde yoğunlaşma eğilimi gösteriyor. Bu bağlantı umut vericidir. Ancak bunu yaşamla ilişkilendirmek için, Mars'taki metan üretiminin, hızı ve miktarıyla ilgili hesapları da göz önüne almak gerekir. Tahminlerse, gazın biyolojik kökenli olması durumunda, Mars canlı kütlesinin 20 tondan öteye geçemeyeceği yönündedir. Bu da, yaşam için oldukça küçük bir rakam.
MARS'TA YAŞAM BELİRTİLERİ

Mars'ta geçmiş yaşama ya da günümüzde var olan yaşama ilişkin izlere rastlanması önemlidir. Her iki durum, beraberinde ilginç sonuçlar getirecektir. Birincisi, Mars'ta yaşamın canlı kimyasının Dünya'dakine benzerliğinin kaçınılmaz oluşudur. O zaman da dünyasal yaşamın, Mars'tan türediği ya da dünyasal yaşamın Mars'a da "bulaştığı" iddia edilecektir! Avustralya'daki Maquarie Üniversitesinden Paul Davies, Mars'ın "yaşamın kökeni" açısından Dünya'dan daha uygun bir yer olduğunu savunanlardan birisidir.
Mars, Dünya kütlesinin yalnızca onda birine sahiptir. Erken dönemlerinde Dünya'ya oranla daha az bombardımana maruz kalmış, dolayısıyla daha hızlı soğumuş olsa gerek. Bu da elbette yaşamsal koşulların Mars'ta daha erken bir dönemde olgunlaşmış olması anlamına geliyor. Mars'tan Dünya'ya bilinen 32 meteoridin gelmiş olmasıysa, iki gezegen arasında bir tür kaya alışverişi söz konusu.

Gezegen bilimcilerin yaptıkları hesaplamalarsa, bazı mikroorganizmaların hem çarpışmalardan hem de gezegenler arası uzayda yapacakları uzun yolculuklardan, sağ çıkabilecekleri düşüncesini güçlendiriyor. Ancak bir koşulla: Onları kozmik ışınımdan koruyacak en az bir metre yarıçaplı kayayla çevrili olmaları gerekir. Çarpışma bölgesinin hemen kenarındaki kayalar, çarpışmadan kaynaklanan yüksek ısı ve şoka maruz kalmadan kaçış hızına ulaşabiliyorlar. Dünya'daki bakteriler, 33.000 G'lik ivmelenme kuvvetinin yanı sıra, uzayın boşluğu ve soğuğuna, iki yıldan uzun bir süre boyunca, direnmeyi başarabilirler. Bu bakterilerin milyonlarca yıl yarı-canlı olarak kalabilmeleri ise çok daha akla yatkın görünüyor
İkinci sonuçsa, Mars canlı kimyasının Dünya'dakinden farklı olduğu noktasında ağırlık kazanıyor. Buna göre Mars'ta yaşamın ortaya çıkışı, Dünya'dakinden bağımsız olmak durumundadır. Bu da ilginç başka sonuçlar doğurur. Çünkü yaşamın aynı yıldız sistemindeki iki gezegende birden gelişmesinin kabulü, evrende başka bölgelerde de gelişebileceği anlamını taşıyabilir.
MARS'TA "SU" VAR MI?

İnsanlık, bugün bu soruya yanıt aramaktadır. Acaba Mars'ta hayat var mıydı? Şayet varsa, ne tür canlılardı bunlar? İnsana benzer miydi? Yaşamın temel kaynağı olan su olmadan, Mars'ta bir yaşam belirtisi olmayacağı kesindi. O halde tüm bu sorulara cevap bulabilmek için ilk iş, Mars'ta bir damla da olsa, su aramak olacaktı. Bu nedenledir ki başta NASA olmak üzere, Avrupa Uzay Ajansı'ndaki birçok bilim adamları, yüzlerce milyar dolar harcayarak, bu soruya yanıt aramaktadır.

İnsanlık, 1976 yılına kadar Mars'la ilgili sorulara, tahmini cevaplar veriyor ve birbirinden ilginç teoriler üretiyordu. Ancak Amerikalılar 1976 yılında, Mars'a Viking 1 ve Viking 2 adlı uzay araçlarını gönderdiler. Böylece kimi teoriler çürürken, bazı sorular daha da derinleşmeye başladı. Ve böylece tüm araştırmalar, adeta Mars'ta "bir damla su" var mı sorusuna kilitlenmiş oldu.


MARS EKSPRESS PROJESİ

Mars'la ilgili en önemli bilgilere, Avrupa Uzay Ajansı'nın Mars Express projesi ile ulaşıldı. 2003 yılı Haziran ayında Kazakistan'ın Baykonur uzay merkezinden havalanan Mars Express, 6 ay sonra Kızıl Gezegene ulaştı. Mars Express'den ayrılan Beagle 2 adlı uzay aracının görevi, Mars yüzeyinde, 2 metre derinlikte sondaj yaparak, çeşitli toz ve parçacıklar alarak su ve canlı izi aramaktı. Ne var ki 6 ay sürmesi planlanan bu çalışma, bazı kazalarla yavaşladı.
Mars atmosferinin sanıldığından daha düşük bir yoğunluğa sahip olmasından dolayı; paraşütler, düşüşü yavaşlatamadı ve uzay aracı büyük bir hızla yüzeye çakıldı. Proje maliyetinin yüzde sekseninin harcandığı uzay aracı, artık bir işe yaramayacaktı. Neyse ki, Mars Express'in taşıdığı ve yörüngede dönen çok hassas kameralar, biraz olsun bilim adamlarını teselli etti. Çünkü Almanya'da geliştirilen çok yüksek çözünürlüklü kameralar, Mars yüzeyinde çektiği üç boyutlu fotoğraf ve videoları uydu aracılığı ile Dünya'ya göndermeye başladı. Bu kameralar, 10 Mart 2004'ten bu yana, Mars çevresinde 3 bin tur attı ve ±100 ºC de, birçok kozmik ışının etkisine rağmen sorunsuz çalıştı. Bu 'uydu makine' bir Mars yılı, yani 687 gün süren yolculuk boyunca, gezegenin üçte birini detaylı bir şekilde görüntüledi. Şu anda, 10 farklı ülkeden bilim adamları, bu ayrıntılı fotoğrafları incelemektedirler.

Mars Express yörüngeye oturduğunda, Amerika'nın da iki uzay aracı, Kızıl Gezegen'deydi. Hatta NASA, 10 Mart 2006'da bir üçüncüyü de gönderdi. Ancak Mars Express'ini gönderinceye kadar en büyük sorun, araştırmalara yön verecek üç boyutlu yüksek çözünürlüklü fotoğraf ve video görüntülerinin elde edilemeyişi idi. Böylece bu engel aşılmış oldu.

MARS GÖRÜNTÜLENİYOR

Bu topoğrafik görüntüler, Mars'taki volkanlar, lav akıntıları, derin nehir yatakları ve kraterler gibi jeolojik oluşumlar hakkında önemli bilgiler veriyordu. Daha da önemlisi bu görsel dokümanlar; Mars'ın tarihinin ve değişim sürecinin anlaşılmasına yardımcı olacak önemli ipuçları sağladı. Hem NASA'daki, hem de Avrupa Uzay Ajansı'ndaki Mars'la ilgili çalışmaları yakından takip eden Dr. Lutz Richter (NASA görevlisi) iki görev arasındaki farkı şöyle özetliyor:
"Amerika Mars'ta, daha çok jeolojik yapıyı inceliyor. Yüzeyin nasıl oluştuğunu ve özellikle suyun buradaki rolünü araştırıyor. İlk iki uydu, yüzeyin morfolojik(yapı bilgisi) ve topoğrafik durumunun yanı sıra, kimyasal elementler ve minerallerin dağılımı ile hava olaylarına ait bilgileri de topluyor. Avrupa'nın projesi Mars Express ise, eş zamanlı birçok araştırmaya ışık tutacak sonuçlar elde etti. Bu görüntüler, sadece aktüel jeolojik araştırmalar için değil, gelecek planları için de çok önemli." Avrupa Uzay Ajansı (ESA), 2011 yılında, bir uzay aracını, Mars yüzeyine indirmeyi planlıyor. Mars'ta, su ve canlı izi arayışı için önemli olan bu proje, Aralık 2005'te karara bağlandı. Mars Express'in çalışmalarının bitiş tarihi de, 2007 yılına kadar uzatıldı. Bu tarihe kadar, Kızıl Gezegen'in tamamı, üç boyutlu olarak görüntülenmiş olacak.
Şu anda Avrupa, Amerika, Japonya ve Tayvan'dan 42 bilim adamı, bu üç boyutlu görüntüleri incelemektedir. İlk incelemelere göre, Mars'taki dev volkanların, büyük bir ihtimalle yeni bir jeolojik zamanda oluştuğu ortaya çıktı. Uzmanlar, vaktiyle Mars'taki akışkan suyun merkezi bir rol oynadığını ifade etmektedirler. Bu yüzden bilim adamları öncelikle Mars'taki derin vadileri incelemektedirler.


MARS'TA KURUMUŞ SU YATAKLARI
süre akması; erozyonular, taşınan tortunun miktarı gibi nedenlerle, pek mümkün görünmüyor. Buradan da, Mars'taki nehirlerin, bir süre su taşıdıktan sonra, milyonlarca yıl boyunca kuru kaldığı anlaşılıyor. Yani uzmanlara göre, Mars'ta bugün olduğu gibi, ilk zamanlarda da sürekli su bulunmuyordu. Sular ortaya çıkıyor, ama bir süre sonra kayboluyordu. Bu olayda da, volkan faaliyetlerinin rolünün olduğu, böylece derinlerdeki buz tabakalarının eridiği düşünülüyor.


VOLKANLAR
Mars, Güneş Sistemi'nin en büyük volkanlarına sahiptir. Su anda hiç biri aktif olmayan bu volkanlar, gezegenin iki ana bölgesinde yoğunlaşmışlardır. Bu bölgeler, Tharsis ve Elysium' dur. Tharsis volkanları, daha büyük ve daha gençtirler. Bunlardan yüzey alanı bakımından en büyüğü Alba Patera, hacim ve yükseklik olarak en büyüğü Olympus Mons' tur. Olympus Mons, Tharsis grubundandır ve yüksekliği 27 km' dir. En genç volkan olup, en son 100.000.000 yıl önce faaliyette bulunduğu sanılmaktadır. Tharsis bölgesinin, diğer önemli volkanları; Arsia Mons, Pavonis Mons ve Ascraeus Mons' tur. Çapları, Olympus' tan biraz daha küçük, yükseklikleri ise hemen hemen aynıdır.

Kaynaklar:
1) Bilim ve Teknik, Şubat 2002, Ağustos 2003, Temmuz 2004, Aralık 2004, Nisan 2005.
2) Atlas, Nisan 2006.
3) bbc.co.uk
4) dw-world.de
5) ntvmsnbc.com
6) kho.edu.tr
7) akat.org-Mars Dosyası
8) kilim.net
9) voanews.com
10) science.ankara.edu.tr
11) bilbirgec.org

Jüpiter (Gaz devi)

JÜPİTER: GAZ DEVİ



Güneş Sistemi'nin dış bölgesine girildiğinde, Jüpiter ile karşılaşılır. Bir gaz devi olan Jüpiter, gerek çap ve gerekse kütle açısından, Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegendir. Jüpiter’in kütlesi, yer kütlesinin, yaklaşık 318 katı, Güneş kütlesinin 1/1000 kadardır. Güneş Sistemi'mizdeki diğer bütün gezegenlerin, uyduların, asteroidlerin, kuyrukluyıldızların ve meteorların toplam kütlesinden, 2,5 kat daha büyüktür. Jüpiter, hacim olarak da Dünya’nın 1400 katıdır. Güneş’e yakınlık bakımından ise beşincidir. Dünya’ya göre, 5,2 kat daha Güneş'e uzaktır.

Jüpiter, en güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahiptir. Büyüklük ve çeşitlilik açısından, en zengin uydu sistemini barındırmaktadır. Uydularından oluşan ailesiyle, minik bir Güneş Sistemi'ne benzemektedir. Güneş Sistemi'nin en büyük gezegen uydusu Ganymede, Jüpiter etrafında dönmektedir. Büyük miktarda hidrojenle, az bir oranda helyumdan oluşmaktadır.

Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün ile birlikte gaz devleri olarak sınıflandırılmaktadır. Jüpiter'in küçük kaya çekirdeği, büyüklük olarak kaya yapılı gezegenlerle karşılaştırılabilir. Jüpiter katı olmadığından; tüm bölümleri aynı hızla dönmemektedir. Bulutlarının dönüş periyodu; kutuplarda, ekvatordan beş dakika daha uzundur. Jüpiter'in yüzeyinde; katı bir kıta ve sudan bir okyanus bulunmamaktadır.

JÜPİTER'İN GÖZLENMESİ

Bir dış gezegen olan Jüpiter, Güneş etrafında, 12 yıllık dolanma süresine sahiptir. Kendi etrafında döndüğü eksen, yörünge düzlemine dik olduğundan; mevsim farklılıkları görülmez. Güneş, Ay ve Venüs'ten sonra, gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Mars, parlaklıkta, Jüpiter'i belirli zamanlarda geçebilir.

Jüpiter hakkındaki detaylı bilgilerimizin çoğu, gezegene yakın geçiş yapan veya çevresinde yörüngeye oturtulan insansız uzay araçlarının gözlemlerine dayanmaktadır. Jüpiter’e, çıplak gözle bakıldığında, parlak bir yıldıza benzemektedir. Parlaklığını, büyüklüğüne borçludur. Küçük bir teleskopla bile, açık-koyu renkli bulut kuşakları, kırmızı lekeler ve Galileo uyduları görülebilmektedir.



JÜPİTER'İN KEŞFİ
3 Aralık 1973 tarihinde, Jüpiter’e ulaşan Pioneer 10, Dünya’ya, Jüpiter’in bulutlarına ait ilginç fotoğraflar göndermiştir. 1979 yılında Voyager araçları, Jüpiter’in, Dünya’dan görülemeyecek kadar ince; 3 tane halkası olduğunu bulmuştur. 1995 den 2003 yılına kadar Jüpiter’in yörüngesinde kalan Galileo uzay aracı, yakın plan fotoğraflar çekmiş ve atmosfere girerek bazı deney ve ölçümler yapmıştır.

Son olarak Satürn ve halkaları üzerinde inceleme yapmak üzere yollanan Cassini uzay aracı, 2000-2001 yılları arasında Jüpiter üzerinde yakın incelemeler de bulunmuştur. Ayrıca teleskoplarla da gözlemler yapılmaktadır. Bu araştırmalar sonucunda, Jüpiter’in uydularının sayısının 63'den fazla olduğu belirlenmiştir.



JÜPİTER'İN DIŞ TABAKASINDA: KASIRGALAR- TÜRBÜLANSLAR

Jüpiter, sürekli olarak bulutlarla kaplıdır. Atmosferinde, derinlik arttıkça, basınç ve sıcaklık artmaktadır. Bu derinlikle birlikte basınç ve sıcaklık artışı, bulut tepelerinin altında, hidrojenin, elektriksel iletken bir akışkan haline gelmesini sağlar. Bununla birlikte, herhangi bir derinlikte katı bir yüzeye sahip değildir.

Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin, özellikle ekvatora yakın enlemlerinde belirginleşen, ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülmektedir. Sarıdan kahverengiye kadar değişik renk ve tonlardaki kuşaklar, gezegendeki yoğun atmosfer hareketlerinin bir ürünüdür. Bu kuşaklar, küçük bir kuzey-güney hareketi ile doğu veya batı yönünde akan gazlardır.

Jüpiter’in kuşak ve bölgelerindeki dönen bulut desenlerinin anlaşılmasında, Dünya’daki fırtına veya kasırga yapılarından faydalanılmaktadır. Bu fırtınalar beyaz ovaller ve kahverengi ovaller olarak bilinmektedir. Beyaz ovallerin, Jüpiter atmosferinde ortalama bulutlardan daha yüksek olan, soğuk bulutlar olduğu gözlenmiştir. Kahverengi ovaller ise, daha sıcak ve alçak bulutlardır. Bunlar normal bulut tabakalarındaki oyuklardır.

BÜYÜK KIRMIZI LEKE

İlk kez 1664 yılında, İngiliz astronom Robert Hooke tarafından gözlenmiştir. Galileo uzay aracından alınan görüntülerden, Büyük Kırmızı Leke’nin çevresindeki bulut yapılarına göre, 50 km daha yüksekte yer alan bir yüksek basınç alanı olduğu anlaşılmıştır.

Büyük Kırmızı Leke; gezegenin dinamik atmosferinde, aşağıdan yukarıya doğru hızla yükselen maddeden kaynaklanmış olup, yaklaşık olarak 8 km yüksekliğinde, 25.000 km uzunluğunda ve 12,000 km genişliğindedir. Büyük Kırmızı Leke'nin içerisinde ve çevresindeki bulut hareketlerinden, lekenin, saatin dönme yönünün ters yönünde döndüğü anlaşılmıştır. Ayrıca lekenin kuzeyinde, hakim rüzgarların batıya; güneyinde ise doğuya doğru esmekte olduğu görülmüştür.


Bu fırtına, Jüpiter yüzeyinde hareket ederken, saatte 500 km hızla esen rüzgarıyla önüne çıkan diğer fırtınaları yutar. Çoğunlukla kahverengi ya da kırmızı olan bu büyük fırtınanın zaman zaman pembeye dönüştüğü de görülmektedir. Bu kararlı rüzgar yapısı, Jüpiter'in detaylı gözlemlerinin yapıldığı, son 300 yıldan beri, genel karakterini değiştirmemiştir.

KÜÇÜK KIRMIZI LEKE

2006 yılında, Jüpiter’in ünlü Büyük Kırmızı Leke’sinden başka, ikinci bir kırmızı lekeye daha kavuşmakta olduğu gözlenmiştir. Bazı gözlemcilerce, Küçük Kırmızı Leke diye adlandırılan bu leke, büyüğünün, yarısı kadar çapa sahiptir. Daha önce beyaz bir leke olarak belirlenen oluşumun, Büyük Kırmızı Leke gibi uzun süreli bir fırtına olduğu düşünülmektedir. Astronomlara göre fırtına, alt katmanlardan aldığı maddeyi, Jüpiter’in ana bulut katmanının kilometrelerce üstüne taşıyan ve önce beyaz bir kütle olarak beliren oluşumdur.

ATMOSFER'DE "DİFERANSİYEL DÖNME"

İtalyan astronom Cassini, 1690 yılında, Jüpiter’in aydınlık ve karanlık kuşakları üzerinde yaptığı gözlemlerden, kutup enlemlerindeki dönme hızının, ekvatordakinden daha yavaş olduğuna dikkat çekmiştir. Bu şekilde, enleme bağlı hız farklılığı gösteren dönmeye, diferansiyel dönme denmektedir.

Jüpiter atmosferinin, kutuplar yakınında dönme periyodu, 9 saat 55 dakika 30 saniye olup, ekvatordaki dönme periyodundan, 5 dakika daha uzundur. Bu yüzden, farklı enlemlerdeki bulutlar, zıt yönlerde dönerler. Diferansiyel dönmenin varlığı, Jüpiter'in yüzey tabakalarının henüz katılaşmamış bir gezegen olduğunun, en güzel göstergesidir.

Jüpiter atmosferindeki hareketler, Güneş'ten aldığı ışınım, gezegenin iç ısısı ve diferansiyel dönme ile kontrol altında tutulmaktadır. 1960’lı yılların sonuna doğru, Jüpiter'in, Yer'den yapılan gözlemleri, önemli bir özelliği daha ortaya çıkarmıştır. Buna göre Jüpiter, kızılöte bölgede, Güneş'ten soğurduğu ışınımın iki katı bir ışınım yaymaktadır.



Jüpiter, kütlesiyle orantılı olarak büyük bir ısı kapasitesine sahiptir. Dolayısıyla ilk oluşumu süresince, çekimsel büzülme altında kazandığı ısı enerjisini, son derece düşük bir hızla ışınım olarak geri yayınlamıştır. Bu ısı enerjisinin büyük bir kısmını milyarlarca yıldan beri koruyarak, halen kızılöte dalga boylarında yayınlamaya devam etmektedir.
KONVEKSİYON HAREKETLER VE ÜST ATMOSFERİN YAPISI

Bu ısı enerjisi Jüpiter atmosferinde, etkin konveksiyon hareketlerinin başlamasına neden olmaktadır. Konveksiyon hareketleri ile gezegenin diferansiyel dönmesinin etkileşmesi sonucu; aydınlık ve karanlık kuşaklar oluşmaktadır. Buna göre ısınarak iç bölgelerden yükselen gazlar yüzeye ulaştıklarında soğuyarak açık renkte görünürler. Buna karşılık yüzeyde, soğumuş olan gazlar, hızla iç bölgelere doğru geri dönerek; ısınmaya başlarlar ve koyu renkte görünen bölgeleri oluştururlar.

Jüpiter’in üst atmosfer katmanlarında, 3 temel bulut yapısının olduğu anlaşılmıştır. En üstte, donmuş amonyak kristallerinden oluşan 25 km kalınlığında bir bulut katmanı bulunmaktadır. Bunun altında, amonyak (NH[SUB]3[/SUB]) ve hidrojen sülfür (H[SUB]2[/SUB]S) moleküllerinin birleşmesiyle meydana gelen amonyum-hidrosülfit (NH[SUB]4[/SUB]SH) kristallerini içeren, ikinci bir bulut katmanı yeralmaktadır. En altta ise, ağırlıklı olarak donmuş su kristalleri içeren, üçüncü bir bulut katmanı daha bulunmaktadır.

Galileo sondasının 1995'te Jüpiter'in üst atmosferi İçindeki kısa yolculuğu süresince, atmosferin kimyasal bileşimi ile ilgili detaylı ölçümler yapmıştır. Bu ölçümlere göre, hidrojen ve helyumun göreceli fazlalığının, Güneşle aynı olduğu gözlenmiştir. Bunun yanısıra, karbon, azot ve kükürt gibi ağır elementlerin de kayda değer miktarda bulunduğu kesinlik kazanmıştır.

Jüpiter'in ağır elementler açısından bu zenginliğin nedeni, oluşumundan bu yana kütlesel çekimle üzerine düşen bol miktardaki gezegenler arası artık maddelerden kaynaklanmaktadır. Bunlara en son örnek, SL-9 kuyrukluyıldızıdır.
JÜPİTER'İN ATMOSFER GAZLARI VE GÜNEŞ

Galileo sondasının, Jüpiter atmosferinde sürpriz sayılabilecek önemli bir bulguda, helyum gibi birer asal gaz olan, argon (Ar), kripton (Kr) ve zenon (Xe) elementlerinin oranlarının, Güneş’tekinden üç kat daha fazla olmasıdır.
Jüpiter’deki bu gazların kaynağı, yalnızca Güneş Sistemi'ni meydana getiren Güneş bulutsusu olsaydı, bu oranların Güneş’teki ile aynı olması gerekirdi. Bu durumda; argon, kripton ve zenon oranlarında görülen fazlalığın; aynı karbon, azot ve kükürt oranlarındaki fazlalıkları sağlayan, katı gezegenimsilerce sağlanmış olabileceği akla gelmektedir. Ancak, Jüpiter’in, Güneş’e olan uzaklığı dikkate alındığında; oluşum anındaki Güneş bulutsusu sıcaklığının, bu bölgelerde argon, zenon ve kripton’un katılaşmasına engel olacak kadar yüksek olduğu ortaya çıkmaktadır.

Jüpiter’de izlenen bu artık asal gaz bolluğu, bugün için büyük ölçüde kabul gören bir teori ile açıklanmaya çalışılmaktadır. Bu teoriye göre; Jüpiter, Güneş'ten çok daha uzaktaki soğuk bir bölgede; yeterince katılaşmış Ar, Xe, Kr içeren gezegenimsilerden oluşmuştur. Güneş ve diğer sistem üyeleri ile çekimsel olarak etkileşen Jüpiter'in yörüngesi, zamanla daralmış ve bugünkü Güneş'e daha yakın olan kararlı yörüngesine oturmuştur.

JÜPİTER'İN: ATMOSFER KİMYASI

Jüpiter'in, kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası bulunmaktadır. Galileo sondasının, 1995 te Jüpiter atmosferinde aldığı veriler, Güneş Sistemi'ni oluşturan Güneş Bulutsusu'nun yapısına benzemektedir. Atmosferinin, % 86 oranında, moleküler hidrojen (H[SUB]2[/SUB]) ve % 13 oranında helyum(He) içerdiği belirlenmiştir. Jüpiterin atmosferindeki atomların oranları; farklı maddelerin kütlelerine dönüştürüldüğünde, % 75 hidrojen ve % 24 helyum ve % 1 oranında diğer maddeler içermektedir.

Jüpiter, ağır elementler içeren büyük kütleli, kayadan oluşan bir çekirdeğe sahiptir. Bu durumda, gezegenin bir bütün halindeki kimyasal bileşimi; % 71 Hidrojen, % 24 Helyum ve % 5 oranında diğer ağır elementler olarak karşımıza çıkmaktadır.
ATMOSFER'DEKİ "ŞİMŞEKLER ŞİDDETLİ"

Atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar, kristal amonyak ve su parçacıklarından oluşmaktadır. Atmosferin derinliklerine doğru; yoğunluk sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar, tabakalar halinde birbirini izler. Atmosferde, dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenmektedir.

Galileo sondasının, radyo alıcıları ile yapılan gözlemler sonucunda, Jüpiter atmosferindeki şimşeklerin, Yer’deki kadar sık oluşmadığı, ancak çok daha büyük enerji taşıdığı anlaşılmıştır. Galileo sondasıyla yapılan doppler deneyi ile, Jüpiter atmosferinin, derinliklerinde esen rüzgarların, daha büyük hızlara sahip olduğu (650 km/saat) görülmüş ve Jüpiter rüzgarlarını doğuran enerji kaynağının, gezegenin kendi iç ısısı olduğu kanıtlanmıştır. Eğer rüzgarlar, Yer'de olduğu gibi sadece Güneş ışınları ile harekete geçiyor olsaydı; rüzgar hızlarının azalması gerekirdi.

JÜPİTER'İN ÇEKİRDEĞİ

Jüpiter'in kendi etrafında dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, basıklık değeri, % 6.5 dir. Bu değer, 142,984 km olan ekvator çapının, 133,708 km olan kutup çapına oranıdır. Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda basık olan elipsoidal bir görünüme sahiptir.

Bu güne kadar yapılan modellerden en tutarlısı, Jüpiter'in kütlece % 2.6 nın çekirdekten oluştuğunu öngörmektedir.

Jüpiter'in çekirdeğinin merkezinde, demir ve ağır metaller ile bunların çevresinde de daha hafif elementleri içeren bir buz ve kaya tabakasının bulunduğu kabul edilmektedir. Çekirdeğin merkezinde, 70 milyon atmosferlik yüksek basınç nedeniyle, yoğunluğun, 23 g/cm[SUP]3[/SUP] ve ısının, 25, 000 °K olduğu düşünülmektedir. Bu çekirdeğin 11.000 km olan çapının; Yer'in çapından biraz küçük olmasına rağmen; kütlesi, Yer kütlesinin 8 katıdır. Jüpiter'in çekirdeğinin çevresi 3000 km kalınlıkta, yarı-akışkan bir tabaka ile sarılmıştır. Ağırlıklı olarak, kökeni, buzlu gezegenimsilerden gelen; H[SUB]2[/SUB]O, NH[SUB]3[/SUB], CH[SUB]4[/SUB] ve bunların oluşturduğu diğer bileşikleri içermektedir.


YÜKSEK BASINÇ ALTINDA: "SIVI METALİK HİDROJEN"

Bir elektron ve bir protondan oluşan hidrojen atomları, çok yüksek basınç altında birbirlerine yaklaştığında, elektron alış-verişinde bulunurlar. Jüpiter'in yüksek basınç altındaki bölgelerinde, elektrik akımı üreten elektronların hareket yönleri, gezegenin dönmesi ve konvektif hareketleriyle kontrol edilmektedir.
Bu hareketler, üzerinden elektrik akımı geçen bir bakır teldeki elektronların hareketine benzemektedir. Böylece yüksek basınç altında, Jüpiter'in derinliklerinde yer alan hidrojen, bir metal gibi davranır. Bu durum, sıvı metalik hidrojen halidir.

Laboratuvar deneyleri, 1.4 milyon atmosfer basınç altında hidrojenin, sıvı metal haline geldiğini göstermiştir. Jüpiter üzerine yapılan son çalışmalar, bu koşulların, bulut katmanının, 7000 km altında oluşmaya başladığını göstermektedir.

Jüpiterin iç yapısı, genel olarak, dört ana katmandan oluşmaktadır. 11.000 km çapında kayalık katı bir çekirdek, kabaca 3000 km kalınlıklı sıvılaşmış buzul maddeleri içeren bir katmanla sarılıdır. Bunu 56.000 km kalınlıklı, helyum ve metalik hidrojen içeren bir manto tabakası takip etmektedir.
Jüpiter'in, nispeten düşük olan yoğunluğu, suyun yoğunluğunun 1,33 katıdır ve akışkan bir yapısı vardır. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının, konveksiyon akımlarıyla yüzeye kadar aktarılabilmesi, ancak tümüyle akışkan bir iç yapıyla mümkündür.

YILDIZ OLAMAMIŞ: DEV GEZEGEN

Jüpiterin çapının, bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın büyüklükte olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi, Jüpiter’den daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim etkisi ile kendi üzerine çökerek; Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacime sahip olacaktır.

Jüpiter’in bir yıldız olabilmesi için, şu anki kütlesinden, yaklaşık 80 kat daha fazla olması gerekir. Bu nedenle Jüpiter, yıldız olmayı başaramamış bir gökcismi olarak da tanımlanabilir. Son zamanlarda, uzayın uzak bölgelerinde yıldız mı yoksa gezegen mi olduğu belli olmayan ve ayrımın sınırında bulunan bazı gök cisimleri tesbit edilmiştir. Bu tip cisimlere, kahverengi cüceler denir. Jüpiter, bir kahverengi cüce olamayacak kadar küçüktür.

Sonuç olarak, Jüpiter, dev kütlesi ve kütlesel çekim gücüyle, Dünya gezegeninin, koruyucu bekçiliğini yapmaktadır. Asteroid ve kuyrukluyıldızları üzerine çekerek; Dünya yaşamını olumlu anlamda etkilemektedir. Özellikle, Mars-Jüpiter arasında bulunan asteroid kuşağındaki göktaşlarını, kendisine çekerek; bir bilardo deliği görevi yapmaktadır.


JÜPİTER'İN MANYETOSFERİ VE HALKALARI

Jüpiter, Güneş Sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir. Jüpiter'in kütlesinin, ancak küçük bir kısmını oluşturan, demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin, bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından; gezegenin manyetizmasından, metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulmaktadır.

Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektron akımı, Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur. Bu manyetik alanın etkisi ile Jüpiter, dev bir manyetosfere sahiptir.

Jüpiter'in manyetosferinin boyutları, Güneş rüzgarındaki dalgalanmalara bağlı olarak, değişim göstermektedir ve bazen minimum boyutlarının iki katına kadar genişleyebilmektedir.


VAN ALLEN BENZERİ: IŞINIM KUŞAKLARI

Jüpiter manyetosferinin iç bölgelerinde, gezegen tarafından yakalanan yüklü parçacıklarla oluşmuş, Van Allen kuşakları benzeri ışınım kuşakları bulunmaktadır. Jüpiter'in, ışınım kuşaklarında hapsettiği yüklü parçacık sayısı, manyetik alan şiddetine bağlı olarak, Yer'in, Van Allen kuşaklarındaki parçacık sayısından çok daha fazladır.

Jüpiter'in hızlı dönmesi ile basıklaşmış ve manyetik ekvator düzlemi boyunca uzanan bu kuşaklara, akım levhası denmektedir. Akım levhası, ekseni etrafında dönen bir balerinin, eteğinde görülen dalgalanma hareketlerine benzer hareketler yapmaktadır.

Jüpiter'in manyetik alanı tarafından yakalanan yüklü parçacıkların, kutup bölgelerine inmesiyle, Yer'dekine benzer kutup ışınımları (auroralar) oluşmaktadır. Galileo uzay aracı gözlemleri, Jüpiter'deki kutup ışınımlarının, bulut tepelerinden, 300-600 km yüksekte oluştuklarını göstermiştir.
Jüpiter'in manyetik ekseni ile dönme ekseni arasında, 11° lik bir açı vardır. Manyetik kutup yönleri ile coğrafi kutup yönleri zıttır. Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu, gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır.

VAN ALLEN BENZERİ: IŞINIM KUŞAKLARI


Jüpiter manyetosferinin iç bölgelerinde, gezegen tarafından yakalanan yüklü parçacıklarla oluşmuş, Van Allen kuşakları benzeri ışınım kuşakları bulunmaktadır. Jüpiter'in, ışınım kuşaklarında hapsettiği yüklü parçacık sayısı, manyetik alan şiddetine bağlı olarak, Yer'in, Van Allen kuşaklarındaki parçacık sayısından çok daha fazladır.

Jüpiter'in hızlı dönmesi ile basıklaşmış ve manyetik ekvator düzlemi boyunca uzanan bu kuşaklara, akım levhası denmektedir. Akım levhası, ekseni etrafında dönen bir balerinin, eteğinde görülen dalgalanma hareketlerine benzer hareketler yapmaktadır.

Jüpiter'in manyetik alanı tarafından yakalanan yüklü parçacıkların, kutup bölgelerine inmesiyle, Yer'dekine benzer kutup ışınımları (auroralar) oluşmaktadır. Galileo uzay aracı gözlemleri, Jüpiter'deki kutup ışınımlarının, bulut tepelerinden, 300-600 km yüksekte oluştuklarını göstermiştir.

Jüpiter'in manyetik ekseni ile dönme ekseni arasında, 11° lik bir açı vardır. Manyetik kutup yönleri ile coğrafi kutup yönleri zıttır. Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu, gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır.


GÜNEŞ RÜZGARINA KARŞI: JÜPİTER MANYATOSFERİ

Jüpiter manyetosferi, Güneş rüzgarı adı verilen ve Güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanının etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak; hızının, ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir.
Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, uzay sondaları tarafından Jüpiter'den, Güneş doğrultusunda 30 milyon km uzaklıkta saptanmıştır. Gezegen'e yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar. Güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz, manyetosferin sınırını belirler. Bu alan da Güneş rüzgarının şiddetindeki değişimlere paralel olarak; kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte, Jüpiter'in 3-7 milyon km uzağında başlar.

Güneş rüzgarının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak; bu sınır, yanlara doğru genişleyerek, gezegenden uzaklaşır. Bir damla biçimini alarak; gezegenin arkasında bir milyar km'ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur ki bu kuyruk, Satürn yörüngesini geçebilir.

Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde, manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu, iki dev Van Allen kuşağı bulunur. Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir. Bunun, Jüpiter'in manyetik alanının oluşumuna neden olan, metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılır. Bu varsayıma dayanarak; Gezegen'in kendi etrafındaki dönüş hızını, atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur.
IO-JÜPİTER: "SICAK PLAZMA HALKASI"

Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu, Jüpiter atmosferinden koparak, manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır. Büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan; serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır.

Jüpiter'in birçok uydusu, manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan, gezegene en yakın olan Io, Jüpiter ile arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır. Bu akım,uydu yüzeyinden, iyonize atomları kopararak, Io ve Jüpiter'i iki yönden birbirine bağlar. Io Plazma Torus'u adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 gigawatt değerini bulduğu sanılmaktadır. Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km yarıçapındaki alanda; çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle, bu alandan geçen uzay sondalarının etkinlikleri, önemli ölçüde kısıtlanmıştır. Bu alan, ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için, önemli tehlikeler yaratabilecek durumdadır.

JÜPİTER'İN: "UYDULAR VE TOZ HALKA"

Voyager gözlemleri, Jüpiter'in etrafında, daha küçük boyutlu uyduların varlığını ve halka sistemini ortaya koymuştur. Bugün için Galileo uydularının dışında, Jüpiter'in bilinen 59 küçük uydusu daha vardır. Bunlardan 12'si 2000 yılı içinde, 33'ü ise 2001-2003 yılları arasında keşfedilmiştir. Küçük uydulardan en içte yer alan 4 uydunun yörüngesi, Io'nun yörüngesinden daha içeridedir. Bunlar, asteroid biçimli yapılar göstermektedir. Bunlardan en büyüğü olan Amalthea, 270x150 km boyutlarındadır ve Mars'ın benzer yapılı uydularından 10 kat daha büyüktür. Amalthea, belirgin bir kırmızı renge sahiptir ve yüzeyi, kükürt ile kaplıdır.
Jüpiter manyetosferinin, Io'nun yüzeyinden ve volkanlarından sökerek taşıdığı kükürt, Amalthea yüzeyine de taşınmıştır. Amalthea, 1892'de, Yer'den yapılan gözlemlerle keşfedilmiştir. Ancak daha küçük boyutlu Metis, Adrastea ve Thebe, ancak Voyager 1 ve 2 yakın geçişleri sırasında, 1979 yılında bulunmuştur.
Halka parçaları, 4 iç uydu ve 4 Galileo uydusu; Jüpiter etrafında ve Jüpiter'in ekvator düzlemine çok yakın yörüngelerde dolanırlar. Dolayısıyla, bunların, Jüpiter bulutsusundan oluştukları açıkça söylenebilir. Ancak geriye kalan birçok küçük uydunun, yörünge düzlemleri, Jüpiter'in ekvator düzlemi ile çakışmamaktadır. Gösterdikleri yörünge özelliklerine dayanarak; bu uyduların, Jüpiter tarafından asteroid kuşağından çekildiği ve çevresinde bir yörüngeye oturtulduğu düşünülmektedir.


JÜPİTER HALKALARI
Satürn'ün halkaları gibi Jüpiter halkaları da, toz denebilecek mikroskopik boyutlardan, onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boyutlarda, çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşmaktadır. Bu parçacıklar bir bulut oluşturarak; birbirinden bağımsız ve herbiri gezegen etrafında, kendine ait bir yörüngede hareket etmektedirler. Bu yörüngeler, gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin, karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenerek, halkaların yapısı korunur.

Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında Jüpiter'in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülmektedir. Jüpiter halkalarının, çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni, kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin, çok daha az olmasının yanısıra; ışık yansıtıcılıklarının da düşük olmasıdır. Jüpiter halkaları, 0,05 gibi bir beyazlık derecesi (albedo) ile üzerine düşen Güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler.


Satürn yolculuğu sırasında, Cassini-Huygens uzay sondası 2003 yılında Jüpiter'in yakınından geçerken ölçümler yapmıştır. Bu ölçümler, Jüpiter halkalarının küresel değil keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündürmektedir. Bu bilgiler de halkaların, Jüpiter'e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu tezini destekler niteliktedir.

1) Ana halka: Metis ve Adrastea uydularını içermekte olup, 7.000 km genişliğinde, 30 km'den daha incedir.
2) Halo: Ana halka ile kuşatılmıştır ve yaklaşık 20,000 km kalınlığa kadar devam etmektedir.
3) Gossamer halka: Amalthea ve Thebe uydularını içermektedir ve Ana halka ile Halo'nun dışında bulunmaktadır. Bu uyduların yüzeyine, mikro meteoritlerin çarpmasıyla ortaya çıkan küçük parçacıklar, bu halkayı beslemektedir.
4) En dışta, sınırları belirsiz olan bir halka, çok seyrek bir toz bulutu şeklinde, ters bir yörüngede döner. Bu halkanın kaynağı, sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış, gezegenler arası toz olabilir. L- 9 KUYRUKLU YILDIZI: JÜPİTER'E ÇARPTI

1993 yılının Mart ayında, kuyruklu yıldız avcıları Gene ve Carolyn Shoemaker, David Levy ile birlikte, ilginç bir kuyruklu yıldız keşfetmişlerdi. Shoemaker-Levy 9 (SL-9) olarak adlandırılan bu kuyruklu yıldız, Jüpiter'in yakınından geçerken, Gezegenin çekim etkisi ile 23 küçük parçaya bölünmüştü.

Shomaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının parçalanma sonrası görüntüsü; 1994'ün Mayıs ayı içinde, Hubble Uzay Teleskobu tarafından alınmıştır. Bu parçalar, 16 Temmuz - 22 Temmuz 1994 tarihleri arasında, Jüpiter'in atmosferine düşmüşlerdir. Boyutları 1 km'yi geçmeyen parçaların, çarpışma öncesi hızları, Jüpiter'in yüksek çekim etkisi altında, 60 km/sn gibi yüksek değerlere ulaşmıştır. En büyük parçanın, çarpması ile açığa çıkan enerji, 600 milyon megaton TNT'nin ürettiği enerjiye denktir. Bu enerji, Yer'de, bilinen tüm nükleer silahların üretebileceği yıkıcı enerjinin binlerce katıdır.

Tüm çarpışmalar, Jüpiter'in, Yer'den görülemeyen tarafında gerçekleşmiştir. Ancak gezegenin hızlı dönmesi sayesinde; çarpma bölgeleri, çarpışmalardan birkaç dakika sonra, Yer'den görülebilmiştir.

Çarpışma ile oluşan şok dalgaları, çarpan kuyruklu yıldız parçalarını, hızla buharlaştırarak, atmosferdeki gazlarla karıştırmış ve haftalarca izlenebilen artıklar oluşturmuşlardır. Ateş toplarından elde edilen tayflar, son derece karmaşık yapılar içermekteydi.




Kaynaklar:
1) R. A. Freedman, W.J. Kaufmann, "Universe" (6th edition), W. H. Freeman and Company, New York 2002.
2) N. F. Comins, W.J. Kaufmann, " Discovering The Universe"(5th edition), W.H.Freeman and Company, New York, 2005.
3) G. Faureteresa,T. M. Mensing, "Introduction to Planetary Science the Geological Perspective", Springer, 2007
4) Barrie W. Jones, "Discovering the Solar System", John Wiley,2007.
5) L. A. Mc Fadden, P.R.Weissman, T.V. Johnson, "Encyclopedia of the Solar System", Academic Press, 2007.
6) P. Blondel, J. W. Mason, "Solar System Update", Springer, 2006.
7) M.A.Garlick, "The Story of Solar System", Cambridge, 2003.
8) K. R. Lang, "The Cambridge Guide to the Solar System", Cambridge University, Press,2003
9) Patrick Moore, "Gezegenler Klavuzu", Tübitak Popüler Bilim Kitapları,1998.
10) P. Dossart, "Jüpiter’in Gazlı Çölleri", Bilim Teknik, Ağustos 1998(Reeherche Şubat 1998).
11) NASA Basın Bülteni, 4 Mayıs 2006.
12) galileo.jpl.nasa.gov.
13) csep10.phys.utk.edu.
14) dione.astro.science.ankara.edu.
15) Wikipedia.org
16) R.A. Freedman, W.J. Kaufmann, "Universe" (6th edition), W.H.Freeman and Company, New York 2002.
17) N. F. Comins, W.J. Kaufmann, "Discovering The Universe"(5th edition), W.H.Freeman and Company, New York. , 2005.
18) G. Faureteresa, T.M. Mensing,"Introduction to Planetary Science the Geological Perspective", Springer, 2007.
19) Barrie W. Jones, "Discovering the Solar System", John Wiley, 2007.
20) L. A. Mc Fadden, P.R. Weissman, T.V. Johnson, "Encyclopedia of the Solar System", Academic Press, 2007.
21) P.Blondel, J.W.Mason, "Solar System Update", Springer, 2006.
22) M.A. Garlick, "The Story of Solar System", Cambridge, 2003.
23) galileo.jpl.nasa.gov
24) dione.astro.science.ankara.edu.
25) Wikipedia.org

JÜPİTER'İN "GALİLEO UYDULARI"

Jüpiter'in bilinen uydularından en büyük dördü: Io, Europa, Ganymede ve Callisto. Onları, 1610 yılında keşfeden Galileo’nun adıyla, Galileo uyduları olarak bilinir.
1970'lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter'i ziyaret eden Voyager uzay araçları, 3 yeni uydu daha bulmuştur. 2000 yılından bu yana, yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla; bu sayı kısa sürede 63'ü bulmuştur. Çok daha küçük olan diğer uydular, yakalanmış asteroidler, hatta geçmişte parçalanmış bir uydunun kalıntıları olabilirler.

Küçük iç Galileo uyduları; Io ve Europa, yerdeki kayalarla karşılaştırılabilecek kadar yüksek kütle yoğunluğuna sahiptir. Bu uydular, Ay ile yaklaşık olarak aynı büyüklüğe sahiptir. Büyük dış uydular, Ganymede ve Callisto, Merkür’ün büyüklüğüne yakındır. Fakat yoğunluğu biraz düşüktür.

Ganymede, Jüpiter etrafındaki bir turunu, 7155 günde tamamlarken, Europa, bu sürede, yörüngesi üzerinde 2 tur, Io ise, 4 tur atmaktadır. Böylece Io, Europa ve Ganymede’nin yörünge dönemleri arasında 1:2:4 gibi bir oran söz konusudur. Io ve Europa’nın, birbirlerine en yakın oldukları anda, aralarındaki uzaklık, Yer-Ay uzaklığının, 2/3'ü kadar olmaktadır.

Callisto, göreli olarak daha büyük bir yörüngeye sahiptir. Diğer Galileo uyduları üzerine uyguladığı çekim kuvveti, oldukça zayıftır. Bu nedenle, Callisto ile diğer Galileo uydularının yörünge dönemleri arasında, basit oranlar bulunmamaktadır.

Galileo uydularının yörünge düzlemlerinin, kabaca ekliptik düzleminde bulunması nedeniyle; uydular, yörünge hareketleri boyunca Jüpiter’in önünden ve arkasından geçerler. Bir uydunun Jüpiter ile Dünya arasında yer alması halinde, bir transit geçiş gerçekleşir. Uydunun gölgesi, gezegen üzerine düşer. Bir uydunun Jüpiter’in arkasında yer aldığı durumlarda ise, bir tutulma-örtülme gerçekleşebilmektedir. Tutulma anında bir uydu, Jüpiter'in gölge konisi içine girip çıkmaktadır. Örtülme durumunda ise bir uydu, Jüpiter tarafından tamamen kapatılmaktadır.
UYDULARIN: KÜTLE VE YOĞUNLUKLARI
Galileo uyduları hakkındaki detaylı bilgilerimiz, Jüpiter’e yakın geçiş yapan (Pioneer 1: 1973, Pioneer 2: 1974, Voyager 1 ve 2: 1979) veya çevresinde yörüngeye oturtulan (Galileo: 1995) insansız uzay araçlarının gözlemlerinden elde edilmiştir. Jüpiter uydularının çekim etkileri, bu uzay araçlarının olağan yörüngelerinden sapmalar göstermesine neden olmuştur. Ölçülen bu sapma değerlerinden, uyduların kütleleri, büyük bir duyarlılıkla hesaplanmıştır. Kütle değerleri ve yakın plan görüntülerinden elde edilen çapları ile uyduların ortalama yoğunlukları, oldukça duyarlı hesaplanabilmiştir. Bu bilgiler bize, Galileo uydularının iç yapısı ve kimyasal bileşimleri hakkında, önemli ip uçları vermiştir.
Ganymede'nin, Güneş Sistemi'nde yer alan en büyük kütleli uydu olduğu ortaya çıkmıştır. Kütlesi, Ay kütlesinin 2 katından biraz fazladır. Galileo uydularının en küçük kütlelisi, Europa'dır ve kütlesi, Ay kütlesinin, 2/3 üdür. Ganymede ve Callisto, Io ve Europa'ya oranla, daha düşük ortalama yoğunluklara sahiptir. Ganymede ve Callisto’nun düşük ortalama yoğunluk değerleri; yalnızca kayalardan oluşmadıklarını, daha düşük yoğunluklu su buzu veya diğer buzları da önemli miktarlarda içerdiklerini göstermektedir.JÜPİTER VE UYDULARI: "MİNYATÜR BİR GÜNEŞ SİSTEMİ"


Callisto ve Ganymede gibi büyük uydularda iç basınç, su buzunun, en az kaya kadar katı bir hal almasını sağlayacak ölçüde yüksektir. Buna karşılık, Io ve Europa'nın gösterdiği yüksek ortalama yoğunluk değerleri, daha çok kaya yapılı oluşlarına bir delil sayılmaktadır.
Europa, Ganymede ve Callisto kızılöte tayflarında, su buzuna ait belirgin soğurma yapıları göstermektedir. Europa’nın yüksek ortalama yoğunluk değerine dayanarak; su buzunun büyük ölçüde yüzey tabakalarda toplandığını söyleyebiliriz. Galileo uyduları arasında yalnızca Io da, su buzunun varlığına dair hiç bir delil görülmemektedir.

Bu bilgilerin ışığı altında, Jüpiter ve çevresindeki uyduların, minyatür bir Güneş Sistemi gibi oluştuğu ve evrimleştiği, ortaya çıkmaktadır. Gezegenler, Güneş bulutsusundaki; toz, gaz ve buzların bir araya gelip, sıkışması ile oluşmuşlardır.
Buna karşılık Ganymede ve Callisto’nun bulunduğu dış bölgelerde buzlar, kaya yapılı maddelerle beraber varlıklarını sürdürebilmiştir. Böylece Jüpiter'in oluşum süreci boyunca, iki farklı Galileo uydu grubu ortaya çıkmıştır. Bu durum, Jüpiter’den uzaklaştıkça, uydu ortalama yoğunluklarının azalması özelliğiyle de, kendini açıkça göstermektedir.

UYDU: IO

Voyager uzay araçlarının, Jüpiter'e yakın geçişi öncesinde Io'nun, Ay gibi jeolojik açıdan ölü ve yüzeyinin kraterlerle kaplı bir uydu olduğu tahmin ediliyordu. Ancak, 5 Haziran 1979'da Voyager 1'in, 21.000 km uzaklıktan elde ettiği; ilk Io görüntülerinin, Yer'e ulaşması ile durumun beklenenden çok farklı olduğu ortaya çıkmıştır. Bu görüntülerde, yüzeyde, hiç çarpma kraterine rastlanmazken; bunların yerine karmaşık şekilli çukurlar ve farklı parlak renkte alanlar bulunduğu görülmüştür. İlk incelemeler sonucunda Io’nun, görünen yüzey şekillerinin, ileri düzeyde volkanik etkinlikle meydana geldiği görülmüştür.

Jüpiter'in uyguladığı çekim kuvvetinin etkisiyle, Io'nun küresel olan şekli bozulmaktadır. Io, yörüngesi üzerinde hareket ederken; Europa ve Ganymede'ye belli oranda yaklaşıp-uzaklaştığından; onların çekim etkilerini de üzerinde hissetmektedir. Hatırlanacak olursa, bu ritmik çekim etkisi, Io, Europa ve Ganymede'nin yörünge süreleri arasında 1:2:4 oranının kurulmasını sağlamaktaydı. Değişken çekim etkisi, Io'nun, iç bölgelerinin ısınmasına ve tekrarlanan bir şekilde, şiddetli volkanik etkinlik göstermesine neden olmaktadır.
Io'da: Volkanik Etkinlikler
Io yüzeyinde izlenen çok renkli yapı, volkanik etkinlikler sonrası, şemsiyelerden yüzeye geri düşen, kükürtdioksit ve kükürtlü bileşiklerden kaynaklanmaktadır. Isıtılmış kükürtün aniden soğutulması halinde; turuncu, kırmızı ve siyah renkler aldığı görülür. Bu ise, Io'nun, etkin volkanlarının çevresinde yoğun olarak izlenen renklerdir. Beyaz renkte görülen yüzey birikintileri ise, SO[SUB]2[/SUB] buzudur. Volkanlardan sıcak gaz halinde çıkan SO[SUB]2[/SUB], aniden vakumlanmış soğuk ortamla karşılaşınca, buz kristalleri halinde yoğunlaşmakta ve yüzeye geri yağmaktadır.
Io’nun volkanik etkinliğinin, sadece gayzer benzeri volkanik şemsiyelerle kalmayıp, lav çıkışlarıyla da sürdüğü anlaşılmıştır. Io yüzeyinde, 300'e yakın etkin volkan bulunmaktadır. Her biri ortalama olarak saniyede, 10,000 ton madde püskürtmektedir.
Io için oluşturulan iç yapı modellerine göre; 100 km kalınlıklı bir kaya kabuğun, 800 km kalınlıklı sıvı bir manto üzerinde bulunduğu düşünülmektedir. Jüpiter'in çekim etkileri altında, ileri düzeyde ısınmış ve erimiş bir iç yapıya sahip olan Io’da, kimyasal farklılaşmanın gerçekleşmiş olması beklenmektedir. Galileo ölçümlerinden elde edilen basıklaşma değerleri ile Io’nun çekirdek boyutları da tahmin edilmiştir.

Io Torus

Io volkanlarından çıkan maddenin, büyük bir çoğunluğu, uydunun yüzeyine geri inerken; bir kısmı da Jüpiter’in güçlü manyetik alanının etkisi ile manyetosferin bir parçası haline gelmektedir. Jüpiter manyetosferinde yer alan yüklü parçacıklar, Io yüzeyinde ve volkanik şemsiyelerindeki maddenin atomlarıyla çarpışır. Bu atomların, iyonlaşmasına ve Io’dan ayrılarak, Jüpiter etrafında bir yörüngeye oturmalarına sebep olur. Bu yörünge, tam olarak, Io’nun yörüngesi ile çakışmaktadır ve kızılöte dalga boylarında, Jüpiter’i saran simit şeklinde bir halka (torus) oluşturmaktadır. Bu yapı, Io Torus olarak adlandırılmaktadır.

Jüpiter'in manyetik alanı, gezegen içerisinde üretildiği bölgenin hızı ile dönmektedir. Bu manyetik alan, Io üzerinden büyük bir hız ile geçmektedir. Böylece uydu içerisinde, 400,000 volta yakın elektrik üretmekte ve 5 milyon amperlik bir elektrik akımının, Io boyunca akmasına neden olmaktadır. Bu akım, Io ve Jüpiter'i birbirine bağlayan, dev bir akı tüpü boyunca akmaktadır. Akı tüpünün, Jüpiter yüzeyine değdiği noktalarda, Aura oluşumlarının daha kuvvetli olduğu gözlenmektedir. Io’yu boydan boya kateden elektrik akımı, uyduda, zayıf bir manyetik alanın oluşmasını da sağlamaktadır.UYDU: EUROPA


Jüpiter'e uzaklık sırasına göre ikinci Galileo uydusu olan Europa, Güneş Sistemi'nin, en pürüzsüz yüzeyine sahip cismidir. Europa’nın çapı, Io'nun çapından 530 km daha küçüktür. Yaklaşık, Ay boyutlarında olan uydunun, yüzey şekillerinin yüksekliği, birkaç yüz metreyi geçmemektedir. Yüzeyinde, neredeyse hiç krater bulunmamaktadır. Yüzeyde izlenen hakim yapılar; Galileo görüntülerinde detayları izlenen şeritler ve koyu renkli çatlaklardır. Io gibi Europa’da sadece boyutlarına bakıldığında; jeolojik olarak etkinliği sona ermiş olması beklenen, ancak bu kuralı bozan bir cisimdir.
Buz Yüzeyin Altında: Okyanus
Voyager 1 ve 2 araçları, Europa'ya yeterince yakın geçiş yapamamıştır. Dolayısıyla, Europa hakkındaki detaylı bilgilerimizin çoğu, Galileo gözlemlerinden kaynaklanmaktadır. Uzay araçlarıyla yapılan ziyaretler öncesinde, Yer'den yapılan tayfsal gözlemlerle, Europa yüzeyinin hemen hemen tamamının donmuş su ile kaplı olduğu biliniyordu. Gözlemler bu yapının saf su buzu üzerinde, ince taneli dağınık su kristallerinden oluştuğunu göstermiştir.

Uydunun, çok az oksijen içeren atmosferi ise, Dünya'nın atmosferinden milyon kere daha incedir. Son verilerin yardımıyla, Europa'nın yüzey sıcaklığının yaklaşık –190 °C olduğu ve bu nedenle de soğuk su kaynakları ve çok büyük buz kütlelerinin bulunduğu anlaşılmıştır. İşte Europa'nın bu buzlarla kaplı yüzeyinin altında, sıvı sudan oluşan, Güneş Sistemi'nin en büyük okyanusunun olduğu düşünülmektedir.

Galileo görüntüleri, Europa'nın yüzeyinde ve iç katmanlarında, sürekli devam eden jeolojik aktivitelerin olduğunu yansıtan, ciddi deliller barındırmaktadır. Buzlarla kaplı yüzeyindeki tektonik hareketlerin sonucunda, yüzeyin sürekli olarak yenilendiği de anlaşılmaktadır. Kısaca Europa, her zaman genç bir yüzeye sahiptir.
Yap-Boz Buz Blokları

İlk bakışta beyaz ve yumuşak gibi görünen Europa'nın yüzeyi, yapıştırılmış kırık bir bardağı anımsatmaktadır. Öyleki buzlar çoğu yerde birbirine göre hareketli büyük parçalara ayrılmış; ancak yine de bir yap-boz gibi birbirleriyle uyumludur. Küçük bloklar, görünmeyen bir denizde yüzen buzdağlarına benzemektedir. Çoğu bloklar da, devrik durumdadır. Buradan, Europa'da gelişen bir jeolojik aktivite olduğu görülmektedir. Bu görüntü, buz kabuğun belki de sıvı suyla desteklendiğinin bir kanıtıdır.

Europa'da: Gel-Git Etkisi

Europa'nın yüzeyinde, belirlenmiş sadece birkaç büyük krater vardır. Bunun en önemli nedeni, Jüpiter'in görkemli çekim etkisiyle, Europa yüzeyinin çok sayıda küçük göktaşından özellikle de kuyrukluyıldızlardan korunmasıdır. Başka bir sebebi de, sahip olduğu aktiviteyle yüzeyinin sürekli yenilenmesidir. Yüzeydeki aktiviteye sebep olan, kuşkusuz Jüpiter'in büyük çekim gücüdür. Diğer uyduların da bu çekime katkıları, Europa'yı değişik yönlerden etkilemektedir. Bu durum, yüzeyde genişleme ve büzülmelere neden olduğu için gel-git etkisi adını alır.

Uydunun, Güneş'ten çok uzak olmasına rağmen; Jüpiter'in yarattığı gel-git etkilerinin, suyu sıvı halde tutmaya yetecek kadar sıcaklık sağlayabileceği bilinmektedir. Gel-git etkileri sonucu yükseklik, uydunun her iki tarafında yaklaşık 500 metreyi bulmaktadır. Europa yüzeyindeki bu devamlı büzülmeler, kabukta kırılmalar olana kadar devam edebiliyor. Bu şekildeki günlük aktivite, sürtünme sonucu ısı yaratıyor ve bu etkiler ise, sıvı okyanusun üzerindeki buz kabuğu etkileyerek, yapıştırılmış kırık bardak görüntüsünü oluşturmaktadır.
Yüzey Ayrıntıları

Her hangi bir Europa görüntüsüne, yakından bakıldığında, yüzeyinde, kırmızımsı bantlarla, beyaz ve açık sarı bölgeler görülmektedir. Bu görünüş, yüzeyin, karmaşık ve tektonik olarak iki jeolojik bölgeye ayrılmış olduğunu göstermektedir. Çizgiler, çatlaklar(yarıklar) ve sırtlar, tektonik özellikleri temsil ederken; lekeler, karmaşık özellikleri veren, bozuk ve karmaşık alanları göstermektedir.

Beyaz ve açık sarı bölgelerse, donmuş ince buz tabakasıdır. Bantların kırmızımsı rengi, tam olarak bilinmese de; demir veya sülfür bileşiklerinden ileri geldiği düşünülmektedir.
Europa'da Yaşam?

Eğer kabuğun altında gerçekten sıvı sudan oluşan bir okyanus varsa; Europa'da her hangi bir şekildeki yaşam olasılığı nedir? Yaşamı, besleyici bir çevre, özel bir kimya ve enerji kaynağı gerektirir. Galileo Uzay aracından elde edilenler; gelgit çatlamalarının, doğal ortam ayarlarını destekleyen fiziksel koşulların Europa'da sağlanabileceğini göstermektedir.

Bilindiği gibi Dünya'nın en soğuk bölgesi Antartika'dır. Buradaki Vostok Gölü, bir takım özellikler bakımından Europa’ya benzer bir bölge olduğundan araştırma konusudur. 1974'te bir grup bilim adamı, bu bölgede çeşitli çalışmalara başlamıştır. Buz tabakasındaki hareketler, gölü, yüzeydeki çok düşük sıcaklıklardan korumaktadır. Bir yandan da jeotermal ısının, sıvı suyu korumasını sağlamaktadır. Vostok Gölü araştırması sonucunda, buzun altında çok sayıda mikroorganizma bulunmuştur. Bunlardan çoğu; bakteriler, mantarlar, sporlar ve polenler gibi tanınabilir canlılardır. Fakat daha önce hiç tanımlanmamış mikroorganizmalar da mevcuttu. Bu durum, Europa'da yaşamın olabileceği konusunda umut ışığı olmuştur.
Yaşam Alanları

Europa'nın yüzeyle bağlantılı okyanus modeli, yaşam için gerekli ortamı sağlayabilecek fiziksel özelliklere, sahip gözükmektedir. Ancak okyanusun, yüzeyden kalın bir buz tabakasıyla izole edilmiş olması da, yaşam için daha az elverişli bir ortam yaratmaktadır. Bu durumda ekosistem, oksijen ve Güneş ışığından izole edilmiş olmaktadır.

Suda, Europa'nın içinden ve dışından kaynaklanan maddeler bulunmaktadır. Örneğin kuyrukluyıldızdan kaynaklanan maddeler; arkalarında görülebilir turuncu kahverengi doğrusal çatlaklar ve kaotik erime boyunca izler bırakırlar. Europa'nın buz yüzeyi, Jüpiter'in manyetosferinden kaynaklanan yüklü taneciklerle bombalanmıştır ve bu tanecikler, buzun içine karışmıştır. Kuyruklu yıldız kaynaklı maddelerse, yüzeye inerek; organik ve diğer maddelerle yüzeyde tortu oluşturur.
Yüzeyin birkaç santim içindeki organizmalar, Güneş'in morötesi ışınımı yüzünden ölür. Ancak yeterli Güneş ışığı da, fotosentez olayının gerçekleşmesini sağlayacak biçimde, yüzeyden birkaç metre aşağıya gidebilir. Böyle bir çatlağın her gün açılıp kapanmasıyla, (Dünya'daki gel-git bölgelerindeki gibi), göreli olarak sıcak su, yukarı ve aşağıya hareket eder. Böyle uygun bölgelerin de, zengin bir yaşamsal ekolojiyi destekleyebileceği düşünülmektedir. Olası bitkiler, Güneş ışığından dolayı yüzeye yakın bölgede yerleşmiş olabilirler. Diğer organizmalar, çatlakların duvarlarını kapamış ve günlük akışı engelliyordur.
Europa'nın steril olduğu kanıtlansa bile, karmaşık jeofiziksel süreç, jeolojik ve dinamik olaylarla olan ilişki, Europa’yı, Güneş sistemi’ndeki en aktif ve heyecan verici uydulardan biri yapmaya devam edecektir.

Gelecekteki Görevler
Tüm bu fiziksel modelleri ve yaşam olasılıklarını araştırmak üzere, 2008 yılında NASA tarafından bir uçuş planlanıyor. 2010 yılının ortalarında, Jüpiter yörüngesinde incelemelere başlayacak olan uzay aracı, 2011 sonlarına doğru da, Europa etrafındaki yörüngesinde araştırmalarını sürdürecektir.
GANYMEDE: TEKTONİK HAREKET LABORATUVARI

Io ve Europa'nın aksine Ganymede ve Callisto'nun yüzeyi, çarpma kraterleri ile kaplıdır. Ancak Ay'daki kraterlerden farklı olarak, içleri buzlarla doludur. Ganymede, Güneş Sistemi'nin en büyük uydusudur ve Merkür'den daha büyük boyutludur.

Ay'da olduğu gibi karanlık ve aydınlık yüzey yapıları bulunmaktadır. Ay'da karanlık görünen denizler, açık renkli görünen yükseltilerden daha genç yüzey yapılarıdır. Ganymede'de ise, durum tam tersinedir. Çok sayıda çarpma krateri içeren karanlık alanlar, aydınlık ve daha az kraterleşmiş bölgelere oranla, daha yaşlıdır.

Galileo ölçümleri sonucu, Ganymede'nin, Merkür'den daha şiddetli bir manyetik alana sahip olduğu bulunmuştur. Bu bulgu, Ganymede'nin iç yapısında akışkan bir tabakanın var olmasını gerektirmektedir. Bu ise uydunun halen önemli bir iç ısıya sahip olduğu anlamına gelmektedir.

Böylece Ganymede de, kimyasal farklılaşma gerçekleşmiş olmalıdır. Bu durumu doğrulayan Galileo uzay aracı ölçümlerinden sonra, Ganymede'nin iç yapısı hakkında bilgiler detaylı olarak ortaya çıkmıştır. Buna göre, 500 km yarıçaplı demir bir çekirdek, kayalık bir manto ile sarılıdır. Bunun üzerinde 800 km kalınlıkta, buzlu bir kabuk tabakası bulunmaktadır.CALLİSTO: JEOLOJİK OLARAK ÖLÜ

Callisto, diğer Galileo uyduları arasında, buzlu yüzeyinde en fazla kratere sahip uydudur. Voyager görüntüleri, Callisto yüzeyinin, hiç bir zaman jeolojik süreçlerle yenilenmediği fikrini, destekler niteliktedir.
Yörünge döneminin, diğer Galileo uyduları ile basit oranlar göstermemesi, Jüpiter'in çekim etkisi altında kalmadığının bir göstergesidir. Bu bilgilerin ışığı altında, Callisto’nun, jeolojik açıdan ölü olduğu düşünülmüştür. Ancak Galileo uzay aracının yüksek çözünürlükteki görüntüleri, Callisto'nun geçmişinin, bu derece basit olmadığını göstermiştir. Callisto yüzeyinde, çok sayıda büyük boyutlu krater yer alırken, çapı 1 km nin altında olan krater sayısı, oldukça düşüktür.
Diğer şaşırtıcı bir sonuç ise, buzlu yüzeyinin koyu renkli bir toz örtüsü ile kaplı olmasıdır. Bu toz maddesinin, nereden geldiği de, cevaplanmayı bekleyen sorular arasında bulunmaktadır.
Manyetik Alanı: Zayıftır
Callisto üzerindeki ilginç bulgulardan bir diğeri ise, Europa’daki gibi, Jüpiter'in etkisi altında oluşturulmuş, zayıf bir manyetik alana sahiptir. Callisto okyanusunun, su ve antifriz etkisi yaratan amonyak (NH[SUB]3[/SUB]) karışımından oluşmasıdır.

Callisto'nun, Galileo aracı üzerine uyguladığı çekim etkisinden, iç yapısında kimyasal farklılaşmanın oluşmadığına dair deliller ortaya çıkmıştır. Ancak Callisto için elimizde olan bilgiler, iç yapı modeli hakkında çok kaba tahminler yapmamıza izin verebilecek ölçüdedir.
Callisto'nun üzerinde yer alan yüzey şekillerinden en belirgin olanı, Valhalla olarak adlandırılan bir çarpışma krateridir. Uydunun Jüpiter'e bakan yüzünde yer alan bu krater, yaklaşık 3000 km çapındadır ve iç içe geçmiş 50-200 km aralıklı dairelerden oluşmaktadır. Bu çarpışmanın, kabuğun henüz yumuşak olduğu, yaklaşık 4 milyar yıl önce gerçekleşmiş olduğu varsayılmaktadır.

Satürn

SATÜRN

Satürn, Güneş'e uzaklık olarak altıncı gezegendir. Güneş Sistemi'nde, Jüpiter'den sonra ikinci büyük dev gezegen olup, kütlesi, geriye kalan altı küçük gezegenin toplamından daha fazladır. Jüpiter, Uranüs ve Neptün'le birlikte, gaz devleri olarak sınıflandırılmaktadır.

Güneş etrafındaki yörüngesinin boyutları, Jüpiter'in yörüngesinin iki katı olup, büyüklüğü ve yüksek albedosu ile Yer'den çıplak gözle bakıldığında, oldukça parlak görülmektedir. Satürn'ü diğer gezegenlerden farklı kılan en önemli özelliği, çevresini saran muhteşem halka sistemidir. Satürn sistemi; halkaları, uyduları ve gezegeni birleştiren benzersiz bir ortamdır.

Satürn, hidrojen ve küçük oranlarda helyum, az miktarda diğer elementlerden meydana gelmektedir. Satürn, kaya ve buzdan oluşan küçük bir çekirdek, ince bir metalik hidrojen tabaka ve gazdan bir dış tabaka ile kuşatılmıştır. Dünya'nın aldığı Güneş ışığının, sadece 1/90'ını almakta olan Satürn, Güneş'ten aldığı enerjinin, %80'inden daha fazlasını yaymaktadır.

SATÜRN'ÜN MANYETOSFERİ

Kaynaklar
1) R.A. Freedman, W.J. Kaufmann, "Universe" (8th edition), W. H. Freeman and Company, New York 2008.
2) David M. Harland, "Cassini at Saturn Huygens Results", Springer, 2007.
3) L. A. Mc Fadden, P. R. Weissman, T.V. Johnson, "Encyclopedia of the Solar System", Academic Press, 2007.
4) Barrie W. Jones, "Discovering the Solar System", John Wiley, 2007.
5) Juluis L. Benton, "Saturn and How to Observe It", Springer, 2005.
6) N. F. Comins, W. J. Kaufmann, "Discovering The Universe"(5th edition), W. H. Freeman and Company, New York, 2005.
7) dione.astro.science.ankara.edu.

Cevap: Satürn

SATÜRN'ÜN HALKALARI

HALKALARIN KEŞFİ