Neptün (Neptune)

NEPTÜN (Neptune) Güneşe uzaklığı: 4455.3 4494 4532.5 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.009
Yörüngesel eğiklik: 1.8 0
Eksensel eğiklik: 28.8 0
Çap: 50.538 km
Kurtulma hızı: 24.1 km/sn
Kütle: 17.2 (Yer = 1)
Hacim: 57 (Yer = 1)
Yoğunluk: 2.1 (su =1)
En yüksek kadir: 7.7
Dolanım süresi: 164.8 yıl
Eksensel dönme: 16 s 7 dk
Kavuşum dönemi: 367.5 gün
Uyduları: 8 tane Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Proteus, Triton, Nereid

Gözlem koşulları:Yaklaşık 8 kadir parlaklığı ile Neptün oldukça sönüktür. Gök yüzünde çok yavaş ilerler. 90′lı yıllar boyunca Yay ve Oğlak takımyıldızlarında olacaktır. Çıplak gözle gök yüzünde ayırt edilemez ama belki dürbünle görülebilir. Küçük teleskop ile küçük yeşilimsi bir yuvarlak olarak görülür. Uydusu Triton 20 cm’lik teleskoplar ile ancak çok iyi koşullar altında görülebilir.
Güneş sisteminin derinliklerinde,Uranüs’ün 1,6 milyar kilometre ötesinde dev gezegenlerin sonuncusu olan Neptün bulunur. Neptünlü gökbilimciler -tabii eğer varlarsa- Dünya hakkında hiçbir şey bilmiyor olmalılar. Ama çok gariptirki Dünyalı gökbilimciler daha onu gözlemlememişken bile varlığından haberdarlardı.
Onlar bu imkânı, Herschel 1781’de onu tanımlamadan önce de birçok kez görüldüğü kaydedilen Uranüs vermişti. Flamsteed’in ilk Uranüs kaydı 1690 gibi eski bir tarihtir. Bu gezegen neredeyse yüz yıl boyunca gözlemlendiği anlamına geliyordu ki bu süre bir Uranüs yılından uzundu. Dolayısıyla Uranüs için kesin sayılabilecek bir yörünge çizilebir demekti. Ama maalesef önceki gözlemler ile 1781’den sonra yapılanlar birbirlerini tutmuyordu. Bir yerlerde yanlış olan birşey vardı. Daha sonra Fransız matematikçi Alexis Bouvard, eski gözlemleri tamamen gözardı ederek, yani sadece, Uranüs’ün bir gezegen olduğu tespit edildikten sonra yapılan ölçümleri kullanarak yeni bir yörünge çizdi.
Ancak bu bile işe yaramadı. Uranüs bir türlü beklenildiği gibi davranmıyor ve sürekli olarak öngörülen yörüngesinin dışına çıkıyordu. Üstelik 1822 yılına kadar hızlı hareket ediyor gibi görünmüşken 1822’den sonra yavaşlamıştı. Bu durumda, daha önce hesaba katılmış yeni bir etkenin varlığı kaçınılmazdı.
1834 yılında, Papaz T.J. Hussey çok ilginç bir fikir öne sürmüştür. Bilmediğimiz bir gezegen Uranüs’ü etkiliyor olamaz mı? Bu gezegenin hareketindeki düzensizliği açıklayabilirdi. İzleri takip ederek suçluyu bulabilirdik.
Hussey, 1835 yılında Greenwich’e Kraliyet Gök Bilimcisi olan George Airy’ye bir mektup yazacak kadar ileri gitmişti. Onunla pek ilgilenmeyen Airy, cevabında kuram için, Uranüs üzerindeki herhangi bir dışsal etkiyi açıklayabilme açısından en ufak bir ümit vaadetmiyor demişti. Terslendiğini anlayan Hussey ise bu konuyla ilgilenmekten vazgeçmişti. Bundan sonraki ilk adım 1837 yılında Alexis Bouvard’ın yeğeni Eugéne Bouvard’dan gelmişti. Airy ile mektuplaşan Bouvard, ona görünmeyen bir cismin sorumlu olabileceğini yazdığında, ondan, böyle birşey olsa bile o cismin tespit etmek imkânsız gibi birşeydir diye bir cevap almıştı. Bu sırada Uranüs de sorun çıkarmaya devam ediyordu. 1841 yılında genç bir Cambridge öğrencisi olan John Couch Adams tarafından tekrar gündeme getirildi. Adams günlüğüne şöyle yazmıştı:
“Bu hafta başında bir karar verdim, mezun olur olmaz, bugüne kadar üzerinde pek durulmamış bir konu olan, Uranüs’ün hareketindeki düzensizlikleri araştıracağım; bu duruma ondan daha uzak henüz keşfedilmemiş bir gezegen yol açıyor olabilir mi olamaz mı; belki bu gezegenin yörüngesi veya keşfini mümkün kılacak benzeri bir özelliği tespit edilebilir.”
1843’te mezun oldu, hem de büyük bir başarıyla. Ve o andan itibaren Uranüs’ün harektleri üzerinde çalışmaya başladı. Aynı yılın Ekim ayına gelindiğinde araştırmasının büyük bir bölümünü tamamlamıştı. 1845 yılının ortalarında ise yeni gezegenin konumunu yaklaşık olarak belirlemişti. Artık tek yapması gereken bir teleskop alıp onu aramaktı.
Adams, gözlem konusunda pek tecrübeli değildi ve kendine yardımcı olacak birini bulmaya çalıştı. Cambridge Üniversitesi’nde gök bilimi profesörü olan James Challais ile zaten görüşüyordu. Bir de Airy’ye mektup yazdı. Böylece yıllar süren ve hiç de hoş olmayan bir dizi talihsizliğin başlamasına neden oldu. Airy, genç ve tanınmış bir matematikçiye güvenmediği için olsa gerek, Adams ile hiç ilgilenmedi. Adams, iki kere onu görmeye gitti. Ancak birincisinde Airy seyahatteydi; ikincisindeyse uşak Adams’a, Kraliyet Gök Bilimcisi’nin akşam yemeğini yemekte olduğunu ve rahatsız edilemeyeceğini söyledi. Adams, daha fazla uğraşmadı ve ona varsayımsal gezegenin uzaklığını gök bilimi ölçütleriyle 38,4 olarak belirttiği, (ki bu Bode Yasası’na da uygundu) bir mektup bıraktı.
Airy ona Kasım ayında bir cevap yazdı; ancak mektubunda Adams’ın gereksiz bulduğu bir soru sormuş olduğundan yine bir sonuç alınamadı. Airy, hiç kuşkusuz büyük bir gökbilimciydi; ancak düzen ve yöntem takıntısı vardı. Ayrıca bir karar verdiğinde fikrini değiştirmek neredeyse imkânsız gibi bir şeydi. O sırada Kanal’ın karşı tarafında da bazı gelişmeler yaşanıyordu.
Urbain Jean Joseph Le Verrier adlı genç bir Fransız matematikçi de Uranüs ile ilgileniyordu ve Adams’ınkine benzer bir çalışma yapmıştı. Tabii ki o sırada Adams’ın çalışmasından haberdar değildi çünkü ortada basılı herhangi birşey yoktu. Le Verrier olaya daha farklı bir biçimde yaklaştı ve biri 1845 diğeri ise 1846 yıllarında olmak üzere iki rapor bastırttı. Airy, bu raporlardan ikincisini okuduğunda Le Varrier’in sonuçlarının Adams’ınkilere neredeyse tıpa tıpaynı olduğunu gördü. Böylece yeni gezegen avına başlandı.
Bu durumda Airy’nin, İngiltere’nin en büyük gözlemevinin müdürü ve Kraliyet Gök Bilimcisi Olarak kişisel bir araştırma yapması beklenirdi. Ancak o böyle yapmadı. Greenwich’te buna uygun bir teleskop ve Airy hiçbir koşul altında normal işleyişi bozacak bir harekette bulunma taraftarı değildi. Challis’i aradı ve üniversitedeki güçlü Northumberland mercekli teleskobunu kullanarak bir araştırma yapmasını istedi. Challis pek istemeyerek de olsa bunu kabul etti; ancak elinde o bölgeye ait gerektiğince iyi bir yıldız çizelgesi yoktu. Bu durumda çalışmasını çok zaman alan, zor bir yöntemle yürütmesi gerekiyordu.
Le Verrier elde ettiği sonuçları Paris Gözlemevi’ne yollamış, ama hiçbir sonuç alamamıştı. Sabır, Le Verrier’in sahip olduğu meziyetlerden biri değildi; bir süre sonra raporunu Berlin Gözlemevi’ne, Johann Galle’ye de yolladı ve ondan belirlediği noktaya bakmasını istedi. Galle bu öneiye sıcak baktı ve genç yardımcısı Heinrich d’Arrest ile birlikte çalışmalara başladı.
Mükemmel bir teleskobu ve yeni yapılmış bir gök haritası olduğu için çok şanslıydı; üstelik Le Verrier’in çalışmasına olan güveni de sonsuzdu. Sonuçta gezegen, gözlem yapılan ilk gece tespit edildi. Küçüktü ama yuvarlak yüzeyi kolayca farkedilebiliyordu. Ayrıca birkaç saat içinde hatırı sayılır bir yol katetmişti.
Berlin Gözlemevi’nin müdürü Johann Encke, bu keşfi duyurmak için zaman kaybetmedi. 28 Eylül 1846′da Le Verrier’e yazdığı mektupta: “Bayım, izin verin de sizi gökbilimini zenginleştiren bu parlak keşfimizden dolayı en içten dileklerimle kutlayayım. Adınız, evrensel genelçekimin geçerliliğinin en ikna edici kanıtıyla birlikte sonsuza kadar anılacak. Sanırım bu birkaç kelimeyle bir bilim adamının duymak için beklediği sözleri özetlemiş oluyorum. Birşey eklemeye çalışmam lüzumsuz olacak.”
Bu arada artık avda yalnız olmadığının farkında olmayan Challis de Cambridge’de araştırmalarını sürdürüyordu. Le Verrier’in zaferini duyduğunda, yaptığı gözlemleri inceledi ve gezegeni, gözleme başladığı ilk dört gün içinde iki kez kaydetmiş olduğunu gördü. Notlarını karşılaştırdı; sonuçta keşfi kendisinin yapmamış olduğunu kabullenmesi biraz zor oldu!
Adams’ın Le Varrier ile aynı sonucu bulmuş ve hesaplarını ondan çok önce bitirmiş olduğunu öğrenen Fransızlar bu duruma çok sinirlendi. İngilizler keşif şerefini çalışıyorlarmış gibi bir hava yaratılmıştı. Sonuçta neredeyse uluslararası bir skandal yaşanıyordu. Neyse ki ne Adams ne de Le Varrier böyle şeylerle ilgilenmiyorlardı; ilk karşılaştıkları an aralarında bir dostluk doğdu. Üstelik Adams, Fransızca bilmiyordu; Le Varrier de İngilizce’ye en az onun Fransızca’ya olduğu kadar yabancıydı. Kısa süren bir tartışmadan sonra yeni gezegene Roma Deniz Tanrısı Neptün’ün adı verildi.
Neptün keşfedilir keşfedilmez, Uranüs’ün yörüngesi tekrar hesaplandı. Bu sefer eski gözlemler yerine oturdu. 1882 yılında karşı-konumda olan Neptün, bu tarihten önce Uranüs üzerinde hızlandırıcı bir etki yaratmıştı. 1882’den sonra bu durum tersine döndü. Ondokuzuncu yüzyılın ilk yıllarında Neptün ve Uranüs Güneş’in farklı taraflarında oldukları için, Neptün’ün Uranüs üzerinde tedirgin edici etkisi belirsizdi. Böylece Neptün’ün keşfi gecikmiş oldu. Gezegenin dolanım süresi 164,8 yıldır. Ayrıca daha önce de bahsettiğimiz gibi Neptün Bode Yasası’na uymaktadır.
Bu konuyla ilgili ilginiç bir durum daha vardır. Galileo, 1610 yılının Ocak ayında, Jüpiter’in dört büyük uydusunu gözlemlerken yaptığı çizimlerde, komşu yıldızları da göstermiştir. Bu yıldızlardan birinin Neptün olduğu konusunda hiçbir şüphe yoktur. Hatta Galileo onun yer değiştirdiğini bile belirtimiştir; ancak yeni bir cismi farkedemediği için suçlamaya hiç hakkımız yok sanırım.
Neptün, büyüklük olarak yaklaşık Uranüs kadardır. Aslında ondan azıcık daha küçüktür; ama hem daha yoğun hem de daha ağırdır. Mavi yuvarlağı üzerinde Dünya’daki teleskopları kullanarak birşey görebilmek mümkün değildir. Ancak kısa dalgaboyu kullanarak çekilen bazı fotoğraflarda birkaç leke farkedilebiliyor.
Neptün bulunduktan hemen sonra, Avrupa’daki en iyi teleskoplardan birine sahip olan ünlü İngiliz amatör gözlemci William Lassell onu gözlemlemeye başladı. Lassell, soluk bir halka gördüğünü iddia etti ama sonradan bir göz yanılması olduğu ortaya çıktı. Gerçek halka sistemi, 1989’da Voyager 2 tarafından keşfedilene kadar bilinmiyordu. Ancak Lassell büyük uydu Triton’u doğru görmüştü. Dairesel bir yörüngesi olan Triton, en büyük uydularda az rastlanır biçimde ters yönde dönüyordu. Voyager öncesi bilinen ikinci uydu olan Nereid’in keşfi, ancak 1949 yılında mümkün oldu. Onu çalışmalarını Teksas’taki McDonald Gözlemevi’nde sürdüren G.P. Kuiper bulmuştu. Nereid küçük bir uyduydu ve oldukça dışmerkezli olan yörüngesi bir uydununkinden çok, bir kuryuklu yıldızınkine benziyordu. Neptün ile arasındaki mesafe 1.345.000 kilometreden 9.000.000 kilometreye kadar değişiyordu. Gezegen etrafındaki bir tam dolanımını 360 günde tamamlıyordu.
Bunlardan başka daha birçok şey daha biliniyordu. Neptün’ün ekseni, Uranüs’ünki gibi aşırı eğik değildi. Eksenel eğikliği Dünya’nınkinden sadece 5 derece daha fazlaydı. Dönüş süresini bulmak zordu, çünkü gezegen üzerinde görünür bir ayrıntı yoktu. Bu süre, ancak Voyager’ın geçişinden sonra kesin olarak belirlenebildi ve 16 saat 7 dakika olarak hesaplandı. Uranüs ve Neptün ikiz gibi görünüyorlardı ama tek yumurta kizi sayılamazlardı. Neptün, Uranüs’ten farklı olarak güçlü bir iç ısı kaynağına sahipti. Dolayısıyla daha aktif ve hareketli bir dünya olduğu tahmin ediliyordu, daha sonra öyle olduğu da kanıtlandı.
25 Ağustos 1989’da Voyager 2, Neptün’ün karanlıkta kalan kutbu üzerinde, bulutların üst kısımlarının 5000 kilometre kadar yukarısından geçti. Bu, öbür devlerle yapılan buluşmalarla karşılaştırıldığında gerçekleşen en yakın buluşmadır. Uzay aracı görevini kusursuz bir biçimde yerine getirdi. Üstelik oniki yıldan beri yoldaydı ve 6,5 milyar kilometreye yakın bir mesafe katetmişti. Gönderdiği fotoğraflar ise en az 1979’da Jüpiter’den gönderdikleri kadar kaliteliydi.
Gezegen üzerinde görülen en büyük oluşum, bugün Büyük Kara Benek olarak adlandırılan iri oval bir şekildi. Neptün üzerinde yer alan bu şeklin büyüklüğü, Büyük Kızıl Benek’in Jüpiter’e oranıyla aynıydı. Bu iki leke enlemsel olarak da benzerlik gösteriyorlardı. Yakınındaki bulutlara göre batıya doğru hareket eden leke, ters saat yönünde dönüyordu. Üzerinde, metan kristallerinden oluşan ve metan sirriusları olarak bilinen seyrek bulutlar yer alıyordu. Güneyinde ise dönme süresi çok daha kısa olan küçük ve değişken bir şekil vardı; bu şekil bugün Scooter adıyla anılır. Daha da güneye indiğimizde ikinci bir kara leke (D2) ile karşılaşıyoruz. D2, beş Dünya gününde bir, Büyük Kara Leke’ye tur bindiriyor. Neptün’ün rüzgârlı bir dünuya olduğu çok açıktır; rüzgârın hızının saatte 1100 kilometreye kadar çıktığı olur. Diğer dev gezegenlerde olduğu gibi, dönme süresinin en kısa olduğu yer ekvator, en uzun olduğu yer ise kutuplardır. Sıcaklık aşağı yukarı Uranüs’ünki kadardır; Güneş’e çok daha uzak oluşunun yarattığı fark, iç ısı kaynağı sayesinde kapatılır.
Üst atmosferi, yüzde 85 hidrojen, yüzde 13 helyum, yüzde 1-2 arası metan oluşturur. Çeşitli bulut katmanlarına rastlanır. Bunlardan en sık görüleni büyük bir olasılıkla hidrojen sülfitten oluşmaktadır. Daha yukarıda ise onlardan ayrı ve alttaki bulutların üzerine ışığı süzerek ileten bulutlar vardır. Tabii düzenli olarak yaşanan bir takım süreçler de vardır. Söz gelimi, üst atmosferdeki metan Güneş’ten gelen kısadalga ışınımlarla dağılır ve hidrokarbon halini alır; bunlar aşağı doğru inmeye başlar, o zaman da önce buharlaşır sonra da yoğunlaşırlar. Alttaki daha sıcak atmosfere ulaşan hidrokarbon buz parçacıkları, tekrar metan halini alırlar. Oluşan metan bulutlara üst atmosfere doğru yükselmeye başlar ve böylece herşey en baştan başlamış olur.
Neptün’ün iç yapısı büyük bir olasılıkla Uranüs’ünkine benzemektedir. Demir silkatlı bir çekirdeği olabilir. Kürenin kendisinin de esas olarak buzlardan, özellikle de su buzundan oluştuğu tahmin edilmektedir. Çekirdeğin kesin bir şekilde ayrı olup olmadığı ise bilinmemektedir; ancak bariz bir sınırı olduğundan çok, aşamalı olarak karıştığı düşünülmektedir. Sonuçta bilinen birşey var ki o da Neptün’ün etrafa, Güneş’ten aldığı enerjininm 2,8 katı daha çok enerji yayıyor olduğudur. Bu da sıcaklığın niçin Uranüs’ünkinden daha düşük olmadığını açıklar.
Gezegen elde herhangi bir kanıt olmadığı halde beklenileni doğrular biçimde radyo dalgaları yaymaktadır. Aslında gerçek sürprizi, manyetik alanın, neredeyse Uranüs’ünki kadar eğik oluşu yaratmıştır. Dönme ekseni ile manyetik eksen arasındaki açı 47 derecedir; ve yine Uranüs’te olduğu gibi manyetik eksen gezegenin merkezinden geçmektedir. Uranüs’ün manyetik ekseninin bu garip duruşuna, dönme ekseninin aşırı eğik oluşunun yol açtığı zannediliyordu, ancak sonradan bir ilgisi olmadığı anlaşıldı. Bu konu hâlâ esrarını korumaktadır.
Voyager öncesinde, Neptün’ün önlerinden geçtiği yıldızların gözlem- lenmesi sonucunda, gezegenin tam olmayan halkalara, başka bir değişle halka yaylarına, sahip olabileceği sonucuna varılmıştı. Ancak Voyager 2 oraya vardığında gezegenin Uranüs’ünkilerden bile daha net, beş tam halkası olduğu görüldü. Çok düzgün değillerdi; ana halkanın içinde daha parlak olan bazı bölgeler vardı. Halka sistemini oluşturan bütün parçalar biraraya getirilecek olsa ortaya 5 km çaplı bir uydu ancak çıkardı.
Yeni küçük uydular bulunacağı umuluyordu; öyle de oldu. Voyager altı uydu tespit etmişti: Naid, Thalassa, Despina, Galetea, Larissa ve Proteus. En büyükleri olan Proteus’un çapı 415 km kadardı. Aslında Nereid’den daha büyüktü ama Neptün’e çok yakın olduğundan Dünya’dan görülmesi imkânsızdı.Voyager, onun bir fotoğrafını çekmişti; fotoğrafta Proteus’un engebeli ve kraterli bir yüzeye sahip olduğu görülebiliyordu. Galatea, halkalarından birine çok yakın bir konumda hareket ediyordu yani büyük bir olasılıkla bir çobandı. Ancak dikkatle yürütülen aramalara rağmen, başka bir halka çobanı bulunamamıştı. Yeni bulunan uyduların hepsi de gezegene hem Trito’dan hem de Nereid’den daha yakındı.
Voyager 2, Neptün’ün kuzey kutbu üzerinden geçtikten beş saat sonra, artık gerçekten de son hedefi olan Triton’a ulaştı. Triton oldukça etkileyici bir dünyaya benziyordu. Olduğu zannedilenden daha küçüktü; çapı topu topu 2705 kilometreydi; yani bizim Ay’ımızdan bile daha ufaktı. Yüzeyinin bulutlar yüzünden görülemeyeceği düşünülmüştü; ancak bu da doğru çıkmadı. Triton’un atmosferi o kadar inceydi ki, görüşü ancak hafif bir sis kadar etkileyebiliyordu. Yüzeyi, Satürn ile Uranüs’ün orta boylu veya küçük uydularınkilerle karşılaştırıldığında, daha fazla kaya ve daha az buzdan oluşuyordu. Ayrıca yüzey sıcaklığı da oldukça düşüktü. -236*C (-400*F) olan sıcaklığıyla Triton, insan yapımı bir sondanın o güne kadar ziyaret ettiği en soğuk dünyaydı.
Triton’un yüzeyi bir buz tabakasıyla kaplı gibi görünüyordu. Bu tabakanın altta su buzu, üstte de onu örten nitrojen ve metan buzlarından oluştuğu zannediliyordu. Su buzu spektroskop kullanılarak saptanmıştı. Ama olması gerektiği düşünülüyordu; çünkü nitrojen ve metan buzları yüzey şekillerini uzun süre muhafaza edebilecek kadar güçlü değillerdir ve genellikle hareket etme eğiliminde olurlar. Aslında Triton üzerinde fazla yüzey şekli de bulunmuyordu; söz gelimi hiç dağ yoktu, dolayısıyla uydu üzerindeki en alçak bölge ile en yüksek bölge arasındaki fark 70-80 metreyi geçmiyor olmalıydı.
Güneş ışığı güney kutbu, nitrojen karı ve buzu nedeniyle pembe görünüyordu. Renk oldukça çarpıcıydı; ayrıca orda burda ilk başta neden oldukları açıklanamayan bazı ilginç lekeler de vardı. Normal kraterlerin sayısı son derece azdı, ancak büyük bir olasılıkla artık donmuş olan amonyak su karışımı bir sıvının akmasıyla açılmış geniş izler vardı. Pembe kutup takkesinin kenarında, ince metan buzu kristalleri yüzünden o renk görünen mavimsi bir bölge göze çarpıyordu. Ekvatora doğru indiğimizde, uzun çatlakları ve yumuşak engebeleriyle kavun kabuğuna benzetildiği için Kantalup Arazisi olarak adlandırılan bölgeyi görürüz. Diğer yerlerde ise çukurlara ve bazılarının gutta dediği, mantara benzeyen garip şekillere rastlarız. Ayrıca bir de muhtemelen su buzundan oluşmuş ortaları düz, basık, donmuş göller vardır.
Pembe kutup takkesini de içine alan bölge yani Uhlanga Regio’da koyu renkli lekeler göze çarpar. Donmuş yüzeyin altında sıvı nitrojenden oluşan bir katman varmış gibi durmaktadır. Bu nitrojen bir gün herhangi bir nedenle kabuğun üzerine çıkacak olursa, basınç nedeniyle artık sıvı olarak kalamayacağı noktaya geldiğinde patlayacak, nitrojen buzu ve buharından oluşan bir sağnağa neden olacaktır. Sonuçta fışkıran parçacıklar ince atmosferi aşıp etrafa dağılacaktır. Bu durumda lekelerin gayzer olduğu söylenebilirdi yani Triton aktif bir dünyaydı ki böyle birşey kesinlikle beklenmiyordu. Bir başka açıklama da yüzeydeki toz parçacıklarının güneş ışığını tutarak sıcaklığı nitrojenin kaynama noktasının üstüne çıkardığı yönündeydi. Ancak her iki açıklama da gayzer fikrini geçerli hale getiriyordu. Fışkıran parçacıklar 8 kilometre yükseğe çıkabilir ve rüzgârla 150 kilometre kadar taşınabilirdi. Triton’un atmosferi nitrojen ve metan gazlarının bir karışımından oluşuyordu. Uydunun yüzeyindeki basıncın sadece 1/70.000’i kadardı.
Elimizdeki verileri değerlendirdiğimizde Triton’un oldum olası Neptün’ün uydusu olmadığı, bir zamanlar bağımsız bir cisim olduğu sonucuna varabiliriz. Uydu, Neptün tarafından yakalandığında, büyük bir olasılıkla eliptik bir yörüngeye sahipti; ancak sonrasında geçen bir milyar yıllık süre yörüngeyi dairesel bir şekil alması için zorlamış olmalıydı. Bu süre boyunca uydunun içi çalkalanıp ısınmış iç kısımları oluşturan madde yüzeye çıkmıştı; sonuçta da orada donup kalmıştı. Pembe karı ve nitrojen gayzerleriyle Triton, Güneş sistemindeki dünyaların hiçbirine benzemez.
Yakın gelecekte yapmayı istediğimiz şeylerden biri de Triton’u bir kez daha görebilmek olsa gerek. Triton mevsimleri son derece uzun ve karmaşıktır; Bu mevsimler boyunca buz dağılımında önemli değişiklikler meydana gelir. Nitrojen buzu tıpkı bir buzul gibi yüzebilir; hatta bir kutuptan diğerine kadar gitmeleri bile mümkündür. Ne yazık ki bugün için, Güneş sisteminin dış kesimlerine yeni sondalar göndermek söz konusu değildir. Bu da orayla ilgili yeni şeyler öğrenmek için daha çok bekleyeceğimiz anlamına gelmektedir. Üstelik yörüngesi oldukça dış merkezli olan Nereid, Voyager 2’nin geçişi sırasında görüntüleme açısından uygun olmayan bir konumdaydı; dolayısıyla onun hakkında çok az şey biliyoruz.
Neptün’den bakıldığında güneş ışığı en az 700 dolunay kadar güçlü bir şekilde görünecektir. Başka bir deyişle, bir metre uzakta yanan normal bir mum alevinden sekiz kat fazla biçimde. Neptün’den bakıldığında güneş ile Venüs arasındaki uzanım 11/2 derece. Dünya 2 derece, Mars 3 derece, Jüpiter ise 10 derece olacaktır. Satürn, uygun konumda olduğundan çıplak gözle görülebilecektir. Bu arada Satürn’ün Neptün’e bize olduğundan daha uzak olduğunu aklınızdan çıkarmayın. Ancak Uranüs bile uzun süreler boyunca gözden uzak olacaktır. Dolayısıyla Neptün’lü gök bilimciler var olsalardı diğer gezegenler hakkında çok az bilgi sahibi olacaklardı.
Neptün bizi ana Güneş sisteminin sınırına getirir. Tabii plüto da var ama Neptün’e uzun süre boyunca gezegen ailesinin en dıştaki üyesi olarak bakılmıştı.

Güneş Sistemi Ve Diğer Gezegenler

GÜNEŞ SİSTEMİ VE DİĞER GEZEGENLER
a)Güneş sistemi
Güneş sistemi yaşama, 4,6 milyar yıl önce, içinde kayaç ve buz parçacıkları bulunan büyük bir gaz bulutu kütlesi olarak başlamıştır. Bulut kendi çekim gücü nedeniyle sıkıştığında güneş oluşmuş, tanecikler de bir araya gelerek gezegenleri ortaya çıkarmıştır.
Güneşin iç bölümünde nükleer füzyonla hidrojen helyuma dönüşür ve bu dönüşüm sonucu açığa çıkan enerji, önce ışık yuvarına, oradan da uzaya gider.
b)Merkür
Güneşe en yakın gezegen Merkür’dür. Ortalama 57,9 milyon km. olan Merkür-Güneş uzaklığı astronomideki diğer uzaklıklara kıyasla gerçekten çok küçüktür.
Güneşe çok yakın olduğundan, gündüz vakti Merkür’deki sıcaklık 423 C ye kadar çıkar. Ama güneş battığı zaman sıcaklığın –183 C ye kadar indiği olur. Güneşe bu kadar yakın olmasına karşın bazı uzmanlar Merkürde hala kraterlerin güneş görmeyen yerlerinde buz bulunabileceğini düşünüyorlar.
Bir teoriye göre Merkür, bundan milyonlarca yıl önce 2 kez hemen hemen kendisi kadar büyük gök cisimleriyle çarpıştı. İlk çarpışma sonucunda Merkür neredeyse tümüyle sıvılaştı, ağır metaller dibe batarak büyük çekirdeği oluşturdu. İkinci çarpışma sonucunda da kabuğun büyük bir kısmı parçalanarak ince bir kabuk kaldı.
c)Venüs
Güneşe en yakın ikinci gezegendir. Güneşe uzaklığı 108 milyon km.dir. Dünyaya en yakın konuma geldiğinde güneş ve aydan sonra en parlak cisimdir. Işığı bazen gölgeler oluşturabilir.
Venüs’ün atmosferi çok yoğundur. Öylesine yoğundur ki; dünyadaki en güçlü teleskopla bile yeryüzü şekillerinin görülmesi imkansızdır. Atmosferinin basıncı yüzünden ezileceğinden, gökyüzünden yağan sülfürik asitten yanacağından, atmosferi nefes almaya uygun olmadığından büyük bir olasılıkla hiçbir insan Venüs’ün yüzeyine ayak basamayacaktır.
Venüs çok yavaş döner. Kendi çevresinde dönmesi 243 gün sürerken, güneş çevresinde dönmesi 224 gün sürer. Bu nedenle bir Venüs günü bir Venüs yılından daha büyüktür.
d)Yer
Dünya, güneş sisteminde yaşam olan tek gezegendir. Güneşe uzaklığı ortalama 149,6 milyon km.dir. Dünya, demir ve nikel bir çekirdeği saran kayaç tabakasından oluşur. Derinlere indikçe sıcaklık artar.
Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce, bir gaz ve toz bulutu yoğunlaşarak güneşi oluşturmuştur. Bulutun içindeki başka maddeler birleşerek dünya ve diğer gezegenleri oluşturmuştur. Dünyada demir ve nikel eriyerek çekirdeği oluşturmuştur. 4 milyar yıl önce dünyanın kabuğu oluşup yanardağlardan çıkan su buharı yoğunlaşarak denizleri meydana getirmiştir.
e)Mars
Dünyanın yarısı büyüklüğünde olan Mars birçok yönden dünyaya benzer. Mars gününden sadece bir saat uzundur. Marsta da dünyadaki gibi mevsimler vardır. Ama güneşe uzaklığı 227,4 milyon km. olduğu için ortalama sıcaklığı –28C dir. Ayrıca bir Mars yılı 687 dünya günü sürer.
Marstaki nehir yatakları Mars’ın ikliminin bir zamanlar daha sıcak, atmosfer basıncının da suyun yüzeye çıkmasını sağlayacak kadar yüksek olduğunu gösteriyor. Belki de bilinmeyen bir olay Mars’ın atmosferinin uzaya kaçmasına ve demirce zengin olan toprağının pas rengi almasına neden oldu
Uzay yolculuklarının ateşli taraftarları 2030 yılı civarında insanoğlunun Mars’a ayak basacağını umuyorlar. Daha sonra Mars’ta üsler kurulacak, bu üsler büyüyüp gelişecek ve en sonunda uzayın daha uzak bölgelerine yapılacak yolculuklar için fırlatma rampası olarak kullanılacaktır.
f)Jüpiter
Güneş sistemindeki en büyük gezegen Jüpiter’dir. 16 uydudan oluşan ailesi ile minik bir güneş sistemine benzer. Çok küçük olan katı çekirdeği dışında minyatür bir güneş gibi hemen hemen tümüyle gazdan oluştuğu için Jüpiter diğer gezegenlerden farklı gözükür.
3 Aralık 1973 tarihinde, Jüpiter’e ulaşan Pioneer-10, dünyaya Jüpiter’in bulutlarına ait ilginç fotoğraflar gönderdi. 1979 yılında Voyager araçları Jüpiter’in dünyadan görülemeyecek kadar ince 3 tane halkası olduğunu buldular.
Jüpiter’deki kırmızı leke ilk kez İngiliz astronom Robert Hooke tarafından 1664 yılında gözlenmiştir. Aşağıdan yukarıya doğru hızla yükselen maddenin yarattığı 8 km. yüksekliğinde, 40.000 km. uzunluğunda ve 14.000 km. genişliğinde olan bir fırtınadır. Saatte 500 km. hızla esen bu fırtına önüne çıkan küçük fırtınaları yutarak büyür.
g)Satürn
Güneş sistemindeki ikinci gezegen olan Satürn, güneşe uzaklık sıralamasında 6. dır. Jüpiter gibi Satürn’de neredeyse tümüyle gazdan oluşur. Kendi çapının beş katı çapa sahip olan çok güzel görünüşlü halkaları oldu için Satürn’e “Halkalı Gezegen” de denir.
Satürn’ün yoğunluğu o kadar azdır ki büyük bir göle konsa batmayacak kadar hafiftir.
Satürn’ün halkaları aletleri oldukça ilkel olan eski astronomların aklını karıştırmıştı. Galileo 1610 yılında ilk kez teleskopla Satürn’e baktığında, sanki üçlü bir gezegen sistemiymiş gibi, her iki yanında birer uydu gördüğünü sanarak şaşırmıştı. İki yıl sonraysa uydular görünmez olmuştu.
Satürn’ün en büyük uydusu Titan’dır. Merkür’den daha büyük olan bu uydunun yoğun ve kalın bir atmosferi vardır. Bir uydudan çok küçük bir gezegene benzer. 21.yy.ın başlarında Amerikan Cassini uzay sondasından ayrılacak olan Avrupa yapımı bir sondanın, uydunun atmosferine sokulması planlanıyor.
h)Uranüs
Uranüs, 1781 yılında İngiliz astronom William Herschel tarafından bulundu. Daha önce iki kez gözetlenmiş ama yeni bir gezegen olduğu anlaşılamamıştı. Uranüs’ün güneşten ortalama uzaklığı 2 milyar 869 milyon km.dir. Uranüs, güneş çevresindeki bir dönüşünü 84 yıldan biraz daha uzun bir zamanda tamamlar.
Uranüs güneş çevresindeki yörüngesinde yan yatmış olarak döner, tıpkı yuvarlanan bir varil gibi. Bu nedenle de zaman zaman her iki kutbu da bize doğru döner. Bu garip dönüşe, milyarlarca yıl önce dev bir gök taşının gezegene çarpması neden olmuş olabilir.
Uranüs’ün halkaları 1977 yılında, astronomlar gezegenin arkasından bir yıldızı gözledikleri sırada bulundu. Yıldızın ışığı beklenenden 5 dk. önce sönükleşince yıldızın ışığını engelleyenin bir uydu olabileceği düşünüldü. Aynı şey gezegenin öbür yanında da tekrarlanınca bunun bir halka sistemi sonucu olduğu anlaşıldı.
i)Neptün
j)Plüton
k)Onuncu gezegen

Uzaya İlk Adım (Ay’ın Fethi)

UZAYA İLK ADIM (AY’IN FETHİ)
1968’de Ay’ın fethine doğru yeni bir aşama gösterildi. 15 Eylülde fırlatılan SSCB uzay aracı Zond-5, ilk Yer-Ay-Yer gidiş gelişini gerçekleştirirken, ABD’nin de Apollo tasarısına başlanmıştır.

Temmuz 1969’da Apollo-9 içinde Armstrong, Aldrin ve Collins ile uzaya fırlatıldı. 21 Temmuz’da Türkiye saati ile 04.56’da Neil Armstrong, Ay üstüne ayak basan ilk insan oldu. Onu hemen Edwin Aldrin izledi. Bunlardan sonra Apollo-11, Apollo-12 ve Apollo-13 uçuşları gerçekleştirildi.

Apollo-13’ün yolculuğu sırasında (Nisan 1970) pilotların büyük bir kaza atlatmalarına karşın, uzay yarışında ABD üstün görünüyordu.

Bununla birlikte NASA bir süre için Ay programını durdurdu. SSCB ise 1970 sonunda Ay üstüne ilk otomatik yumuşak iniş gerçekleştirdi. SSCB’in fırlattığı Luna 16-20 Eylül 1970’te Bolluk denizine indi. Luna-17 Ay üstüne bir ay aracı olan Lunakod’u bıraktı. Bu araç 3600 m.lik bir taramadan sonra Ocak 1971’de Luna-17’ye geri döndü.  

Merkür (Mercury)

MERKÜR (Mercury)
Güneşe uzaklığı: 46 58 69 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.206
Yörüngesel eğiklik: 7 0
Eksensel eğiklik: 2 0
Çap: 4870 km
Kurtulma hızı: 4.2 km/sn
Kütle: 0.055 (Yer = 1)
Hacim: 0.056 (Yer = 1)
Yoğunluk: 5.44 (su =1)
En yüksek kadir: 1.9
Dolanım süresi: 88 gün
Eksensel dönme: 58.6 gün
Kavuşum dönemi: 116 gün
Uyduları: Yok

Gözlem koşulları: Güneşe en yakın gezegendir. Çıplak gözle görülebilmesi ancak güneş ufkun hemen altındayken mümkün olabilir. Merkür’ün kavuşum dönemi 116 gündür bu sürenin yarısında Güneşin önünden gider, yani batısındadır,diğer yarısında ise Güneşin arkasından gider yani doğusundadır.
Merkür Mart ve Nisan aylarında akşam yıldızı olarak, Eylül ve Ekin aylarında ise sabah yıldızı olarak en iyi şekilde görülebilir. Küçük teleskopla yoğun, beyaz bir cisim olarak görülür ve dönemleri ayırt edilebilinir. Çıplak gözle görülebilen gezegenler arasında en az dikkat çeken Merkür’dür. Büyük olasılıkla onu görmemiş birçok insan vardır, çünkü onu görebilmek için doğru saatte doğru yere bakmak gerekir. Şehirlerde ve endüstri bölgelerinde yaşayan kişilerin onu görebilme sansı neredeyse hiç yoktur.(bütün şehrin elektrikleri kesilmedikçe)
Merkür aslında birçok yıldızdan hatta Sirius’tan bile daha parlak olabilir. Sorun onu asla karanlık bir zemin üzerinde göremememizdir. Durumu zorlaştıracak şekilde her zaman Güneş’e çok yakın bir yerdedir. Dolayısıyla çıplak gözle görülebilmesi sadece günbatımından hemen sonra batıda ve gün doğumundan hemen önce doğuda ufka çok yakın bir noktadayken olanaklıdır. Merkür bir yıl içinde çıplak gözle ancak on beş-yirmi görülebilir.
Eski araştırmacılarında farkında oldukları gibi güneye inildikçe Merkür’ün görülmesi kolaylaşır. İlk zamanlarda sabah Merkür’ü ile akşam Merkür’ünün iki farklı gök cismi olması gerektiği düşünülüyordu; ama sonradan ikisinin aynı olduğu anlaşıldı. Gezegen çok hızlı hareket ettiğinden ona “tanrıların habercisi” Hermes’in adı verildi. Yunan tanrısı Hermes Roma tanrılarından Merkür ile özdeşleştirilir.
Yakın geçmişe kadar Merkür’ün yüzey şekilleri hakkında çok az şey biliniyordu. 4870 km kadar olan çapıyla oldukça küçüktür; Güneşten ortalama uzaklığı 58.000.000 kilometredir, yani Dünyaya 80.000.000 kilometreden fazla yaklaşamaz. Aslın yüzeyiyle ilgili tüm bilinenler, tek bir uzay aracının yani 1973 ve 1974’te üç ölçüm yapmış olan Mariner 10’un gönderdiği verilere dayanır.
Hareketlerini ve kütlesin belirlerken bir sorunla karşılaşmıyoruz. Merkür’ün Güneş etrafındaki dolanım süresi, yani bir Merkür yılı 88 Dünya günüdür; çapı da daha önce belirttiğim gibi 4870kmkadardır. (Karşılaştırma yapılabilmesi açısından Ay’ımızın çapı 3472 km.dir. ) Kütlesi ise Dünyanın kütlesinin 0,38’i kadardır. Dünyadaki ağırlığımız 80 kg ise Merkür’de bu 20 kiloya düşer.
Mariner 10’un dillere destan yolculuğundan önce, Merkür’ün yüzeyinde Ay’daki gibi dağlar ve kraterler olduğu düşünülüyordu ama bu konuda kesin bir bilgi yoktu. Küçük ve uzak olduğunu bir kenara atsak bile Merkür, Dünyadan gözlemlenmeye uygun bir gök cismi değildir. Bize en yakın olduğu anda yani alt kavuşum noktasındayken karanlık yüzü bize dönüktür ve evre büyüdükçe görünen çapı küçülür. Dolun olduğunda, güneşin arkasındadır ve kesinlikle görülemez. Teleskopla çalışan gözlemciler hep bu tür zorluklarla uğraşmak zorunda kalırlar.
Sistemli olarak yürütülen gözlemlerin ilki. 18. yüzyılın sonlarına doğru William Herschel tarafından gerçekleştirilmiş ama pek de başarılı bir sonuç elde edilememişti. Yine aynı tarihlerde Alman J. H. Schöter teleskopla yaptığı gözlemler sonucunda Merkür’ün yüzeyinde yükselen dağlar gördüğünü öne sürdü; her ne kadar Schöter’e saygımız sonsuz olsa da ve dürüstlüğünden şüphe etmesek de bu sonucu ciddiye almamız pek mümkün değil. Sonra sıra enerjik bir İtalyan olan Giovanni Virginio Schiaparelli’ye geldi. 1881’de başladığı seri gözlemlerini 1889 yılına kadar sürdürdü. Milan’da yaptığı çalışmalarında 22 ve 50 santim açıklıklı mercekli teleskoplar kullandı.
Merkür’ün çıplak gözle görülebildiği anlarda ufka çok yakın bir noktada bulunduğunu ve bu yüzden gözlem koşullarının elverişsiz olduğunu şüphesiz Schiaparelli de biliyordu. Bu durumda tek seçenek Merkür’ün tepede olduğu anlarda yani gün ışığında gözlem yapmaktı. Schiaparelli de bu yöntemi kullanıyordu; hatta gezegenin aydınlık ve karanlık alanlar olarak adlandırdığı bölgelerini gösteren bir haritasını bile çıkarmıştı. Ayrıca Merkür’ün dolanım süresi ile dönme süresinin eşit olduğunu(88 Dünya günü) yani gezegenin hep aynı yüzünün güneşe dönük olduğunu öne sürdü.
Ama gezegenin bir yarısının sürekli aydınlık diğer yarısının ise sürekli karanlık olduğunu söylemek doğru olmaz, çünkü Merkür’ün yörüngesi dairesel değil, dikkat çekecek kadar dışmerkezli bir elipstir. Güneş’ten uzaklığı günberi noktasında 45,8 milyon km, günöte noktasında 85,2 milyon km olmak üzere iki değer arasında değişiyordu. Bu da dönüş hızı değişmezken yörüngesel hızın değiştiği anlamına gelir. Yani yörüngedeki konum ve dönüş miktarı zaman zaman birbirlerine ayak uyduramazlar. Sonuçta Merkür tıpkı ay gibi yavaşça öne arkaya doğru sallanır. Bu duruma sallantı (librasyon) adı verilir. (Bu konuda IV. Bölümde “Ay” konusunda daha ayrıntılı olarak bahsedilmiştir.) Bun durumda Merkür üzerinde, sürekli gündüz olan bölge, sonsuza kadar karanlık olan bir bölge ve bu ikisinin arasında Güneş’in ufukta bir görünüp bir kaybolduğu ince bir alacakaranlık olacaktır. (Alacakaranlık kuşağı Merkür’ün dayanılabilir sıcaklığa sahip tek bölgesidir.)
Antoniadi, 1934’te Merkür hakkında içinde gezegenin yüzey haritasının da bulunduğu bir kitap yayınladı. Bu kitapta tartışılabilir pek çok konu vardı bunlardan birisi de Merkür’ün fark edilebilir bir atmosfere sahip olduğu iddiasıdır. Bu ilk bakışta pek olabilirmiş gibi görünmüyor. Bir gök cisminin atmosfer tutabilmesi iki etkene bağlıdır: Sıcaklık ve kurtulma hızı. Pek değişmeyen sıcaklığı ve saniyede 11,2 kilometrelik kurtulma hızı ile Dünya kalın bir atmosfer tutabilmektedir. Ay ise 2,4 olan kurtulma hızı yüzünde bu konuda başarısızdır. Merkür’ün kurtulma hızı saniyede 4,2 kilometredir ki bu da büyük bir olasılıkla sınır değere çok yakındır. Ama gezegen çok sıcak olduğundan ve sıcaklık arttığında atmosferdeki moleküllerin hızları artacağından, bu moleküllerin kaçma olasılıkları da artacaktır.
Antoniadi, Merkür üzerinde sık sık kararmalar görüldüğünü ve Merkür’ün bulutlarının Mars’ınkilere göre daha yoğun ve etkili olduğunu; bu bulutların bazen günlerce yok olmayıp “Solitudo Criophori” gibi karanlık bölgelerin durduklarını iddia etmişti. ama ne yazık ki bulutlarının kalıcı olduğu şüpheli.
Peki o zaman hayat, var mıydı? Antoniadi bu konuda “Merkür’ün kutuplarına yakın bölgelerinde, mikrop gibi, az gelişmiş hayat biçimleri yoktur diyemeyiz, her ne kadar olmayabilirlerse de bu mümkün” diyor. Kitabında geçtiği şekliyle Merkür’ü tarif edişine bakmak ilginç olabilir.
Akla yatkın ama ne yazık ki tamamen yanlış. Bu gün bu betimlemenin Merkür’e zerre kadar bile benzemediğini biliyoruz. Son otuz yılda yapılan keşifler, Merkür’ün pek misafirperver olmadığını gösteriyor.
Merkür’ün gerçek yüzüne dair ilk bilgi, 1962 yılında W.E. Howard ve meslektaşlarının Michigan’da yaptıkları çalışmalar sonucu alındı. Merkür’den yansıyan uzun dalga ışınımları (kızılötesi ışınlar) ölçen ekip, gezegenin karanlık yüzünün hiç güneş ışığı almaması durumunda olması gerektiği kadar soğuk olmadığı sonucuna vardı. Daha sonra Rolf Dyce ve Gordon Pettengill tarafından yürütülen ve Porto Riko’nun Arecibo kentinde, doğal bir çanak içine yerleştirilmiş güçlü bir yansıtıcı kullanılan radar çalışmalarından da bu iddiayı destekleyici sonuçlar elde edildi.
Merkür küçük ve anlaşılması zor bir hedefti ama, 1960’ların ortalarında radar menzili içine girmişti. Sinyaller dönmekte olan bir cisimden geri yansıdıklarında, elde edilen yankı dönüştürülerek cismin dönme hızı bulunabilir. Arecibo ekibi, dönme süresinin, 88 değil 58,7 Dünya günü olduğunu buldu. Yani sürekli güneş alan bölge veya sonsuza kadar gece olan bir bölge yoktu, ayrıca alacakaranlık kuşağı da yoktu.
Merkür’ün Güneş sisteminin ilk zamanlarında şu andakinden daha hızlı dönüyor olduğu ve Güneş’in çekim kuvveti tarafından yavaşladığı varsayımı son derece mantıklıdır. Ama rastlantı sonucu olup olmadığı belli olmayan garip bir ilişki daha vardır. En basitinden de olsa matematiksel araştırmalara girmek istemiyorum, dolayısıyla elimden geldiğince kısa bir biçimde durumu özetlemeye çalışacağım:
Merkür’ün kavuşum dönemi ortalama 116 Dünya günüdür.
Dönme süresi (58,7 Dünya günü), dolanım süresinin üçte ikisine eşittir(88 Dünya günü)
Merkür’de iki Güneş doğuşu arasındaki süre 176 Dünya günü, yani 2 Merkür yılıdır.
Bu aralık, yani 176 Dünya günü, kavuşum döneminin yaklaşık 1,5 katıdır.
Buradan çıkacak sonuç şöyledir: Her üç kavuşum döneminden sonra Merkür’ün aynı yüzü, aynı evreyi geçirecektir.
Şimdi de rastlantısal olan duruma bakalım. Tabii böyle bir rastlantı olabilirse! Merkür’ün üç kavuşum dönemi toplamı, yaklaşık bir Dünya yılı etmektedir. Netice olarak, Merkür’ü gözlemlemek için en uygun zaman, her üç kavuşum döneminde bir gerçekleşmektedir. Şimdi beşinci maddeye tekrar bakalım. Sizin de farkettiğiniz gibi, Merkür’ün gözleme en uygun olduğu anlarda, hep aynı yarıküreyi görüyoruz. Yani yüzey üzerinde hep aynı konumda olan aynı izler.
Bundan başka, Merkür takvimi de oldukça tuhaftır. Daha önce bahsettiğim gibi belirgin bir şekilde dış merkezlidir. Bu nedenle yörüngesel hızı günberi noktasında saniyede 58 km, günöte noktasında saniyede 38 km olmak üzere iki değer arasında değişir. Dünya gibi ekseni 23.5 derece eğik olan bir gezegenin yanında Merkür’ün 2 derece kadar olan eksenel eğimi ihmal edilebilir; bu da demektir ki Merkür, yörüngesine göre ‘dik’ bir şekilde dönmektedir. Merkür günberi noktasının yakınındayken, yörünge açısal hızı sabit olan dönme aşısal hızını geçer. Bu durumda Merkür üzerindeki bir gözlemci Güneş’in yavaşça geriye devindiğini yani ters yönde hareket etmeye başladığını görür. Her günberi döneminde tekrarlanan ve Güneş’in daha küçük çapta göründüğü bu süreç, 8 Dünya günü kadar sürer. Daha sonra Güneş ‘kızgın kutup’ diyebileceğimiz bir noktanın üzerinde asılı gibi kalır. Merkür’de iki tane kızgın nokta vardır; gezegen günberi noktasına eriştiğinde, bunlardan biri veya öbürü tam bir güneş ışının tahribine maruz kalır. Bu ışınım yoğunluğu ışınımları 90 derecelik bir açıyla alan bölgelerin aldığının 2.5 katıdır.
Varsyalım ki ikisi de Merkür’ün ekvatorunda bulunan iki gözlemci var; ama ikisi de birbirlerinden boylamsal olarak 90 derece uzaktalar. Gözlemci A, bir kızgın kutupta, bu durumda Merkür günberi noktasındayken, gözlemcinin başucunda başka bir deyişle, tam tepesinde olacaktır. Yani Güneş, Merkür günöte noktasına yaklaştığında doğacak ve görünen çapı en küçük halinde olacaktır. Güneş gözlemcini başucuna yaklaştığında yavaşlayacak ve çapsal olarak büyüyecektir. Başucunu geçtikten sonra ise duracak ve ters yönde hareket etmeye başlayacaktır; tekrar normal hareket yönünde dönene kadar 8 Dünya günü geçecektir. Doğduktan 88 Dünya günü sonra, ufukta batmak üzere olduğundaysa çapı iyice küçülmüş olacaktır.
90 derece uzakta olan Gözlemci B ise, Güneş’i en büyük haliyle doğuyor olarak gördüğünde, Merkür de günberi noktasında olacaktır. Son derece garip olan bu gün doğumunda Güneş, görüş alanına girdikten hemen sonra, neredeyse hiç görünmez oluncaya kadar tekrar batar. Daha sonra ise gökyüzünde yükselmeye başlar ve gözlemcinin başucuna yaklaştıkça küçülür. Tam tepesinden geçerken herhangi bir ‘havada asılı kalma durumu’ olmaz; ama günbatımı biraz uzun olacaktır. Merkür tekrar günberi noktasına geldiğinde, Güneş bir an için ufukta yok olup sonra sanki veda etmek için geri dönmüş gibi ortaya çıkacak ve nihayet 88 Dünya günü boyunca tekrar doğmamak üzere batacaktır.
Garip olan bir başka durum ise yıldızların gökyüzünde Güneş’in ortalama hızından üç kat daha hızlı hareket etmeleridir. Bir Merkürlü bu olan biteni anlamlandırmak için ne kadar uğraşacağını düşünmek bile sıkıntı verici!
1960’ların sonlarında Merkür’ün pek de bizim tahmin etmediğimiz bir yer olduğunu öğrenmiş, ama hala yüzey şekilleri hakkında kesin bir bilgi edinememiştik. Yıllar içinde çizilen çeşitli haritalarda, Antoniadi’nin haritasına yeni bir şey eklenememişti. Bir sonraki adım, 1973’te Mariner 10’un yani Merkür’ü ziyaret eden ilk ve şimdilik tek uzay sondasının fırlatılmasıyla atıldı.
3Kasım’da yola çıkan sonda, Venüs’le 5Şubat’ta gerçekleşen karşılaşmasına doğru salınarak ilerlemeden önce Ay’ın birkaç kaliteli pozunu çekti. Venüs’e 5800 km uzaklıktan geçerken, gezegenin çekim-yardımıyla, kendisini 29Mart’ta Merkür’ün yakınından geçirecek olan yörüngede ilerledi. Böylece Merkür’ün yüzeyindeki kraterleri ve dağları gösteren ilk fotoğraflar tahmin edilenden beş gün önce, Mariner henüz gezegenden 4800000 kilometre uzaktayken alındı. Uzay aracı, gezegene en fazla yaklaştığı geçişten sonra Güneş etrafında bir kez dönerek geri geldi ve 21Eylül’de Merkür’ün yanından bir kez daha geçti. Üçüncü randevu 16 Mart 1975’teydi; ama bu arada araçtaki cihazların gücü de tükenmeye başlamıştı. 24Mart’ta araçla olan bağlantı kesildi. Mariner 10’un hala Güneş etrafında dönmekte olduğundan ve düzenli olarak Merkür’ün yanından geçtiğinden hiç şüphe yok; ama bununla beraber bir gün onunla tekrar bağlantı kurabilme olasılığı da yok.
Tabii ki tüm yüzeyin haritasını çıkaramazdı. Her geçişte hep aynı bölge güneş alıyordu. (Antoniadi’nin haritasında Solitudo Hermae Trismegisti olarak gösterilen alan ise görünmüyordu.) Bugün bile yüzeyin yarısından azının haritası çıkarılabilmiş durumda. Ama bunun yanı sıra, geri kalan kısmın da bundan çok farklı olabileceğini düşünmemizi gerektiren herhangi bir neden yok.
Mariner 10’dan aldığımız bilgilere göre Merkür yüzeyi ilk bakışta Ay yüzeyine çok benziyor; ama ayrıntılı olarak incelendiğinde bazı önemli farklılıklar olduğu görülüyor. Merkür’de Ay üzerindeki gibi, bizim yanlış olduğunu bildiğimiz halde deniz demeyi sürdürdüğümüz geniş lav düzlükleri bulunmaz. Ama içinde yer alan kraterciklerden dolayı biraz engebeli ve hepsi aşağı yukarı aynı seviyede olan dalgalı alanlar vardır. Ayrıca dalgalı uçurumlar adlandırabileceğimiz yüzlerce kilometre boyunca uzanan yılankavi izlere rastlanır. Bu izler dönen yapılarıyla Ay yüzeyine hiçbir oluşuma benzemez. En çok göze çarpan yüzey şekli Caloris Havzası’dır. Günberi döneminde Güneş’in tam tepede bulunduğu kızgın kutuplardan birinde olduğu için Caloris adı verilen havza 1300 kilometrelik bir alanı kaplar. Havzanın etrafı 1,5-2 kilometre yüksekliğindeki dağ halkalarıyla çevrelenmiştir.
Kraterlerden bazıları oldukça büyüktür; sözgelimi Beethoven’in çapı yaklaşık 650 kilometredir. Çapları 20 kilometreyi geçmeyen küçük kraterler, -diğerlerinin ortalarında tepeler varken ve kenarları kat kat yükselirken- düzgün birer çanak şeklindedirler. Ayrıca Ay’dakilere benzer ışınsal kraterler de vardır. Mariner 10’un gezegene yaklaştığında tespit ettiği ilk şekil bunlardan biri olmuştur. Bu kratere şimdi uzay çalışmalarında öncülük etmiş olan Gerard Kuiper’in anısına Kuiper adı verilmiştir. Kuiper krateri yaklaşık 65 km genişliğindedir.
Bilindiği üzere şu anda Merkür’de hiçbir faaliyet yok. Kraterler bir şekilde oluşmuşlar; ya çoğu gök bilimcinin inandığı gibi göktaşı bombardımanlarıyla ya da küçük bir azınlığın iddia ettiği gibi içsel tepkimelerle. Uzun zaman önce bir çok volkanik faaliyet görülmeli tabii ki. Yapılan hesaplarla Caloris Havzası’nın yaşı yaklaşık 400 milyon yıl olarak belirlenmiştir; ayrıca esas aktif dönem de Havza’nın oluşumundan kısa bir süre sonra erişmiştir. Bugünkü Merkür bomboş hiç değişmeyen bir yerdir.
Atmosferin beklenildiği gibi önemsenmeye değmez olduğu kanıtlanmıştır. Atmosferinin basıncı bir milibarın milyarda biri kadar bile değildir. İçerdiği ana element büyük bir ihtimalle güneş rüzgârlarıyla taşınmış olan helyumdur. Daha da şaşırtıcısı, Merkür’de zayıf ama ölçülebilir bir manyetik alanın tespit edilmiş olmasıdır. Bizimkiyle aynı türden olan bu alan, Dünya’nın manyetik alanının yüzde biri kadar güçlüdür. Manyetik eksen, dönüş eksenine göre 14 derece daha eğiktir. Bir manyetik alanın varlığı, Merkür’ün göreceli olarak büyük (Ay’dan bile büyük olabilecek) ve ağır bir demir çekirdeğe sahip olduğu anlamına gelir. Erimiş veya katı olabilecek olan çekirdeğin -hakkında herhangi bir bilgi yok- üzerindeki kabuk tabakası da birkaç metre çökerek ‘regolit’ olarak adlandırılan oluşuma neden olmuştur.
1991’de Mariner sonuçlarına değil, çalışmalarını New Mexico’daki radarlarla sürdüren gökbilimcilerin elde ettiği verilere dayanan çok şaşırtıcı bir açılama yapıldı. Burada Very Large Array (VLA) olarak adlandırılan, çok geniş bir alana yayılmış 27 antenden oluşan bir sistemle karşılaşıyoruz. VLA ile -özellikle diğer araçlarla birlikte kullanıldığında- çok yüksek ayrım elde edilebilir. Bu çalışma sırasında hedef olarak Merkür seçilmiş ve gezegenin kuzey kutbu yakınlarından alınan yankılar düpedüz ‘buz’un varlığını gösterdiği bulunmuştur!
Merkür gibi bir gezegende buzul bulunabileceği pek tahmin edilemezdi. Ancak kutuplara yakın, zeminleri hep gölge olan ve oldukça soğuk olması beklenen bazı kraterle de var. Bununla birlikte itiraf etmeliyim ki, Merkür’de hiç bir zaman su bulunamamış gibi görünüyor; su olmadan buz da olmaz.
Amatör bir gözlemci söz konusu olduğunda, Merkür’den pek fazla bir şey beklenmemesi gerektiğini kabul etmeliyiz. İlgi çekebilecek tek şey, gezegenin evrelerini izlemek ve dairesel dış kenarın veya gün ışığı alan bölge ile karanlık bölge arasındaki ara çizginin durumunu not etmek olabilir.
Güneş’in tam önünden geçişi, hep Mayıs ve Kasım ayları içinde gerçekleşir. Sözgelimi, bir önceki geçiş 6 Kasım 1993’te gerçekleşmiştir. Günümüze en yakın geçiş ise 15 Kasım 1999’da olmuş0.
Geçiş sırasında Merkür çıplak gözle görülmeyecek kadar ufaktır; gözlem ancak bir teleskop, projektör olarak kullanılarak yapılabilir.

Venüs (Venus)

VENÜS (Venus) Güneşe uzaklığı: 107.3 107.5 107.8 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.007
Yörüngesel eğiklik: 3.4 0
Eksensel eğiklik: 178 0
Çap: 12.104 km
Kurtulma hızı: 10.3 km/sn
Kütle: 0.815 (Yer = 1)
Hacim: 0.86 (Yer = 1)
Yoğunluk: 5.25 (su =1)
En yüksek kadir: 4.4
Dolanım süresi: 224.7 gün
Eksensel dönme: 243.16 gün
Kavuşum dönemi: 584 gün
Uyduları: Yok

Gözlem koşulları:Güneş ve Ay’dan sonra gökyüzündeki en parlak cisimdir. En parlak olduğu dönemlerde (Güneşe çok yakın olmadığında) gündüz de görülebilir. Venüs’ün kavuşum dönemi 584 gündür. Bu sürenin yarısında (10 aydan biraz kıs bir süre) Güneş’den önce doğar, diğer yarısında da Güneş’den sonra batar. Kuzey yarımkürede, en iyi gözlem zamanı sonbahar sabahlarıdır. Çıplak göze Venüs, sabit, beyaz bir ışıkla parıldayan parlak bir cisim olarak görülür. Çok parlak olmasının nedenleri güneşe yakın olması ve Güneşten gelen ışığın %80′ini yansıtmasıdır (albedo değeri).
Güneş’e uzaklık bakımından ikinci gezegen olan Venüs, Merkür’den oldukça farklıdır. Aslında aralarındaki tek ortak nokta ikisinin de çok sıcak olmasıdır. 12.104 kilometrelik çapıyla Venüs neredeyse Dünya ile aynı boyuttadır. Güneş ışığını mükemmel bir şekilde yansıtır. Rastlantı sonucu yanımızdan geçen göktaşlarını ve kuyruklu yıldızları saymazsak Ay’dan sonra Dünya’ya en yakın doğal gök cismi Venüs’tür. Güneş etrafında neredeyse dairesel bir yörüngede döner. Güneş’ten ortalama uzaklığı 108.000.000 kilometredir, yani bize en yakın olduğu anda, topu topu Ay’ın yüz katı kadar uzaktadır. En parlak olduğu zamanlarda göz alıcı bir görüntüsü vardır.
Venüs de Merkür gibi gökyüzünde Hep Güneş’le aynı tarafta bulunur; ancak o ve Güneş arasındaki açısal uzaklığın 47 dereceye kadar çıktığı olur. Yani bu, Venüs’ün günbatımından sonra veya gündoğumundan önce, beş buçuk saat kadar görülebildiği zamanlar olduğu anlamına gelir. Bu durumda onu, karanlık zemin üzerinde muhteşem bir şekilde parıldarken görebiliriz. Eskilerin ona Güzellik Tanrıçası’nın ismini vermiş olmaları hiç de şaşırtıcı değil doğrusu.
Ama ne yazık ki teleskopla bakıldığında hayal kırıklığına uğranır, çünkü gerçek yüzeyi kalın ve bulutlu atmosferinin arkasında kalır. Venüs üzerinde Mars’taki gibi sert ve keskin izlerin olmayışı dikkat çekicidir. Üstelik Dünya’ya en yakın olduğu zaman yani iç kavuşum konumundayken karanlık yüzü bize dönüktür. Bu durumda çok nadir olarak gerçekleşen geçişler dışında onu göremeyiz bile. Dolun olduğu zamanlarda ise Güneş’in öteki tarafındadır; Güneş’in arkasındayken onu görebilmek gibi bir durum söz konusu bile değildir tabii ki. En parlak olduğu an güneş ışığı alan yüzünün yüzde otuzunun bize dönük olduğu zamandır. İdeal koşullar altında keskin gözlü insanlar hilâl aşamasındaki evreyi görebilirler tabii ki iyi bir dürbünle son derece kolay görülür.
Venüs’ün evreleri uzun bir süredir biliniyordu. Galelio, 1610 evrelerle ilgili kayıtlar tutmuştu. Zaten Venüs’ün hareketleri kesin bir şekilde biliniyor olduğundan evreler tahmin edilebilirlerdi. Ama ilk olarak 18. yüzyıl sonlarında enerjik Alman gözlemci Johann Schörter’in kuram gözlem nadiren çakışır. Schörter, dikotomi evresini, yani Venüs’ün tam yarım daire olduğu zamanı dikkatle ölçtü. Sonuçlar son derece şaşırtıcıydı. Venüs akşamları görüldüğünde yani küçülürken, dikotomi hep erken; sabah ortaya çıktığındaysa yani evre büyürken de hep geç oluyordu. Üstelik bu zıtlık bir görünüşten diğerine değişiyordu. Hiç kuşkusuz bunun sorumlusu Venüs’ün atmosferidir. Amatörlerin bu konuda yapacakları çalışmalar son derece ilginç olabilir. Venüs’ün atmosferi ilk olarak 1761yılında Rusya’nın ilk ünlü gökbilimcisi sayılan M.V. Lomonsov tarafından bulunmuştur. Venüs’ün, Güneş’in tam önünden geçtiği o yıl, Lomonsov, gezegeninin kenar çizgisinin kabarık göründüğünü farketmişti. Çok iyi ifade ettiği bu durum, oldukça kalın bir atmosferin varlığını gösteriyordu.
Venüs’ün geçişleri çıplak gözle bakıldığında son derece ilginç görünür, daha doğrusu görünürmüş, çünkü geçişlerin en sonuncusu 1882 yılında gerçekleşti. Geçişler, aralarında sekiz yıl olan çiftler şeklinde görülür, bir sonraki çifte kadar bir asırdan fazla zaman geçer. Sözgelimi 1874 ve 1882’de gerçekleşmiş olan geçişler, 2004 ve 2012 yıllarında gerçekleşecek olanlar izleyecektir.
İkinci kraliyet gökbilimcisi olan Edmond Halley, on yedinci yüzyılda, daha önce James Gregory tarafından önerilmiş bir fikri geliştirdi. Gregory, Venüs geçişlerinin, gök biriminin yani Dünya ile Güneş arasındaki uzaklığın, ölçülmesi amacıyla kullanabileceği düşünüyordu. Bunun içinde Venüs’ün Güneş’in önünden geçeceği anın tam olarak hesaplanması ve ayrıca Dünya üzerindeki birçok noktadan gözlem yapılması gerekiyordu. Şu anda bu yöntem tamamen kullanım dışı olduğundan daha ayrıntılı anlatmanın hiçbir anlamı yok. Ancak siyah damla olarak adlandırılan bir etki yüzünden kesin bir sonuç elde edilememiştir. Venüs Güneş’in önünde ilerlerken, arkasında siyah bir şerit bırakır; bu şerit geçiş başladıktan bir süre sonra yok olur. Bu etkiyi yaratan yine Venüs’ün atmosferidir ve ortadan kaldırılması gibi bir şey söz konusu değildir. 1874 ve 1882 yıllarındaki geçişler son derece iyi gözlemlenmiş ama tatmin edici sonuçlar alınamamıştır. Günümüzde Güneş’le aramızdaki mesafeyi ölçebileceğimiz çok daha kullanışlı yollar olduğu için, gelecek geçiş çifti eskisi kadar önem taşımıyor. Ama yine de ben 8 Haziran 2004’ü iple çekiyorum!
Venüs çok nadir olarak bir yıldızın önünden geçerek onun görülmesini engeller; böyle olduğunda yıldız soluklaşır ve birkaç saniye titreştikten sonra kaybolur. Bu titreşmenin sebebi tutulmasından hemen önceki ışığın, bize Venüs’ün atmosferinden geçerek gelmesidir. Bu etkiyi 7 Temmuz 1959’da Venüs, Leo (Aslan) takımyıldızından Regulus’un önünden geçmiştir. Venüs daha uzunca bir süre büyük bir yıldızın önünden geçmeyecek.
Venüs’e teleskopla baktığınızda güçlü bir teleskop kullanıyor olsanız bile parlak bir yuvarlaktan çok daha fazlasını göremezsiniz. Şanslıysanız birkaç gölgelik keşfedebilirsiniz; ama izler çok bulanık görünür, dış hatları da belirsizdir. Hızlı bir şekilde yer değiştirdiklerinden onların Venüs’ün yüzey şekilleri olmadıklarını anlarız; gördüklerimizin Venüs’ün atmosferinin üs kısımlarındaki bulutlardır ve sonuçta bize pek bir bilgi vermezler. Normal fotoğraflar işimize yaramazken morötesi ışınlarla çekilmiş olanlarda bazı çizgi şekiller görünür. 1962’ye yani gezegenin yanından bir uzay aracının ilk kez geçişine kadar Venüs hakkında neredeyse hiçbir şey bilinmiyordu.
O zamana kadar yapabileceğimiz tek şey atmosferin üst tabakasını spektroskop kullanarak incelemekti. 1930’larda atmosferin bizim atmosferimizden oldukça farklı olduğu ve çoğunluğunu ağır bir gaz olan karbondioksitin oluşturduğu saptanmıştı. Bu gazın yükselmesi değil alçalması beklendiğinden mantıksal olarak atmosferin gezegenin yüzeyine kadar tamamen karbondioksit-ten oluşması gerekiyordu. Bu da Venüs’ü gerçekten çok sıcak bir gezegen yapacak olan sera etkisine yol açardı. Peki bu durumda Venüs’te deniz olabilir miydi?
Olduğunu düşünenlerden biri, (yaptığı çalışma ona bir Nobel Ödülü kazandıracak kadar başarılı olan) İsveçli kimyager Svante Arrhenius, Venüs’ün, Dünya’nın yaklaşık 200 milyon yıl önce geçirdiği, Kömür Ormanları’nın oluştuğu ve en gelişmiş canlı biçiminin amfibyumlar olduğunu hatta henüz dinozorların bile uzak bir geleceğe ait olduğu Karbonifer Dönem’i yaşadığını iddia ediyordu. Arrhenius’a göre: “Hiç kuşkusuz Venüs yüzeyinin büyük bir kısmı Dünya’dakilere benzeyen, içinde kömür yataklarının oluştuğu ama yaklaşık 30 derece daha sıcak olan bataklıklarla kaplıdır. Ona belirli bir renk verecek biçimde toz kalkmaz; dışardan sadece bulutlardan yansıyan şaşırtıcı beyazlık görülür. Bu da gezegene dikkat çekici ve göz alıcı, parlak beyaz görüntüsünü verir. Atmosferin en üst tabakasındaki güçlü hava akımları, ekvator ve kutuplar arasındaki sıcaklık farkını neredeyse ortadan kaldırır. Yani Dünya’nın en sıcak olduğu dönemlerdeki koşullara benzer şekilde gezegen üzerinde tek tip bir iklim sürmektedir.
Venüs üzerindeki sıcaklık, bol ve bereketli bir bitki örtüsünü engelleyecek kadar yüksek değildir. Her tarafta aynı iklim koşulları hüküm sürdüğü için, değişen çevre koşullarına uyum sağlama gibi bir durum söz konusu değildir. Sadece, çoğu bitkiler alemine ait olan gelişmemiş canlı türleri bulunacaktır. Tüm gezegen üzerindeki organizmalar da az çok aynı türden olacaktır. Bitkisel süreç, yüksek sıcaklık yüzünden hız kazanacaktır. Dolayısıyla organizmaların büyük bir olasılıkla kısalacaktır. Bitkilerin cansız gövdeleri, açık havada bulunuyorsa, hızla çürüyecek ve boğucu gazlar yayacaktır. Nehirler tarafından taşınan çamurun içine gömülü olurlarsa, hızla küçük kömür parçalarına dönüşeceklerdir. Bunlar da daha sonra yeni katmanların yaptığı basınç ve yüksek sıcaklık sonucu grafit taneleri haline geleceklerdir…
Sıcaklık Venüs’ün kutup bölgelerinde, gezegenin ortalama sıcaklığından 10 derece kadar düşük olacaktır. Oralardaki organizmalar, diğer yerlerdekilerden daha üst düzey bir gelişim göstereceklerdir. Ayrıca böyle bir kıyaslama yapılabilirse gelişmişlik ve kültür açısından daha üstün olacaklardır. Bu gelişmiş tür kutuplardan ekvatora doğru aşamalı olarak yayılacaktır. Daha sonra sıcaklık düşecek, kalın bulutlar ve dolayısıyla kasvetli hava dağılacak ve belki bir gün, Dünya üzerindeki hayat, tekrar eski basit türlere dönmüşken veya yok olmuşken, Venüs’te, bizim ölümlü gözlerimizin alışık olduğu bir bitki veya hayvan türü ortaya çıkacaktır. O zaman da Venüs, göz alıcı parlaklığı sayesinde elde ettiği Babilli şöhretin yani Gökler Kraliçesi payesini, Güneş sistemindeki üst düzey varlıkları barındırışıyla gerçekten hak edecektir.”
Gerçekten de büyüleyici bir tablo. Ancak gezegenin, üzerinde bir damla bile su bulunmayan kupkuru bir çöl olabileceği fikri de var. 1950’li yıllarda bu iki görüş de geçerliliğini koruyordu, ayrıca bazı alışılmadık fikirler de vardı. Sözgelimi, Sir Fred Hoyle, Venüs’te petrol okyanusları olabileceğini ve dolayısıyla Venüs’ün Teksaslı en zengin petrol kralının bile rüyasında göremeyeceği bir yer olduğunu düşünüyordu. Amerikalı iki ünlü gökbilimci tarafından öne sürülen kurama Hoyle’unkinden daha fazla itimat gösteriliyordu. Fred Whipple ve Donald Menzel, okyanusların bildiğimiz su olduğunu ve bulutların da tıpkı okyanuslar gibi H2O’dan oluştuğunu öne sürüyorlardı.
Zamanın kısıtlı bilgileri ışığında Whipple-Menzel deniz kuramı oldukça akla yatkındı. Tahminen, atmosferdeki karbondioksit, suyu bozmuş ve maden sodasından okyanuslar oluşmasına yol açmıştı. Dünya üzerindeki hayat, sıcak denizlerde başlamış gibi görünüyor. O dönemde atmosferde bugünküne göre çok daha fazla karbon dioksit ve çok daha az serbest oksijen vardı. Dolayısıyla Venüs ilkel koşulları yaşayan bir dünya olmaz mı; yani Dünya gibi evrimleşebilme ve benzer bir gelişmiş hayat üretme kabiliyetine sahip olamaz mı? Bu açıdan da değerlendirildiğinde Whipple ve Menzel’in düşüncelerinin, Arrhenius’unkinden pek de farklı olmadığı görülüyor.
Dünya üzerinden yapılan gözlemlerde sorun çıkartan başka bir konu da dönüş süresiydi. Venüs yılı yaklaşık 225 Dünya günüdür; ama yapılan gözlemler sonucu kesin bir dönüş süresi belirlenememiştir. Aslında genel kanı dönüşün tıpkı Merkür için de geçerli olduğu zannedilen tutuluyor olabileceği yönündeydi. İlk doğru bilgi 1956’da spektroskobik çalışmalar sonucunda alındı; dönme süresi çok uzun olmalıydı. Bugün dönme süresinin 243 Dünya gününden biraz fazla olduğunu biliyoruz. Bu da teknik olarak Venüs gününün, Venüs yılından uzun olduğu anlamına geliyordu. İşleri daha da karıştıran bir şey de Dünya ya da Mars’a göre ters yönde yani doğudan batıya doğru dönüyor olmasıdır. Gezegenin üzerinde Güneş’e bakacak olsaydınız, batıdan doğduğunu ve 118 Dünya günü sonra doğudan battığını görecektiniz.
Venüs’ün bu alışılmadık davranışının nedenini hiç kimse bilmiyor. İlk zamanlarında, büyük bir gök cisminin çarpışıyla ters döndüğü gibi iddialar inandırıcılıktan çok uzak ama akla başka bir olasılık da gelmiyor. Üstelik bugün, üst kısımdaki bulutların dönme sürelerinin sadece dört gün olduğunu biliyoruz. Bu durumda genel tablo daha da karmaşıklaşıyor. Dört günlük süreyi ilk olarak 1960’lı yılların başında Fransız gök bilimciler yaptıkları bulanık gölgelikler çalışmaları sonucunda ileri sürmüşlerdi.
Uzay Çağı gelişmelerine geçmeden önce, onyedinci yüzyıldan beri bilinmekte olan, Ashen Işığı ile ilgili bir şey söylemek istemiyorum. Ondan ilk olarak, günümüzde Ay’ın kraterlerine isim koyan adam olarak tanınan cizvit gökbilimci Giovanni Riccioli söz etmiştir.
Ay hilâl evresindeyken, siyah zemin üzerinde görülebilecek kadar yükselmişken, Ay yuvarlağının aydınlanmayan, yani gece olan kısmını belli belirsiz bir şekilde parladığını görürüz. Genç Ay’ın kollarındaki Yaşlı Ay olarak da adlandırılan bu durumda esrarengiz bir taraf yoktur. Böyle olmasının nedeni Dünya’dan Ay’a yansıyan ışıktır. Teleskopla bakıldığında, Venüs üzerinde de bu benze bir durum görüldüğü olur. Ama bu benzer bir nedenle gerçekleşiyor olamaz, çünkü Venüs’ün uydusu yoktur. Ashen Işığı, neredeyse Venüs’ü ciddi olarak gözlemleyen herkes tarafından görülmüştür ama kontrast etkisi olduğu düşünülerek uzun yıllar boyunca ciddiye alınmamıştır. Ayrıca elimizde bu durumu gösteren herhangi bir fotoğraf da yok.
Bugün bu duruma, Venüs’ün atmosferinin üst kısımlarında meydana gelen elektrik olaylarının neden olduğu düşünülüyor. Durumun tam anlamıyla açıklanmasında amatör gözlemcilerin yapacağı çalışmaların çok yararı olabilir. Ashen Işığı, Venüs hilâl evresindeyken ve kısa bir süre için görülebilindiğinden eldeki veriler son derece yetersizdir.
Venüs’e gönderilen ilk uzay sondası, Ruslar tarafından 12 Şubat 1961’de fırlatıldı. Ancak sondayla bağlantı oldukça kısa bir süre sonra kesildiğinden ona ne olduğunu hiçbir zaman öğrenemedik. Amerikalıların gerçekleştirdiği bir sonraki girişimse daha da başarısızdı. 22 Temmuz 1962 yılında Cape Canaveral’dan ayrılan Mariner 1 kısa bir süre sonra denize düştü. Başarıya aynı yılın 27 Ağustos’unda fırlatılan Mariner 2 ile ulaşıldı. 14 Aralık’ta Venüs’ün 34.000 km yakınından geçen sonda, bize çoğu gerçekten hayal kırıcı olan bol miktarda bilgi gönderdi.
Dönüş süresinin uzun olduğu doğruydu. Manyetik alanın varlığına dair herhangi bir belirti yoktu ve sıcaklık ölçümleri Venüs’ün yanı kavrulmakta olduğunu gösteriyordu. Bugün yüzey sıcaklığının 500derece santigrattan (900 F) fazla olduğu biliniyor. Bu durumda geniş denizler fikri suya düşmüş oluyor; ayrıca bu yükseklikteki bir sıcaklıkta ve atmosfer basıncın da, sıvı halde su bulunmaz. Yani Mariner 2, bize Venüs üzerinde hayat bulunduğu yönündeki fikirlerimizden vazgeçmemiz gerektiğini gösterdi.
Daha sonra Ruslar, gezegen üzerine kontrollü iniş yapma ve yüzeyden doğrudan bilgi toplama amaçlı bir dizi deneme gerçekleştirdiler. Bu çabalar bir süre boyunca hep başarısızlıkla sonuçlandı. Ya araçlarla bağlantı kesiliyor ya da yeni farkedebildiğimiz bir sorun olan atmosfer basıncı yüzünden sondalar inişe geçtiklerinde parçalanıyorlardı. Venera 5 ve 6’nın sonu böyle olmuştu. Ama 1969’da fırlatılan Venera 7, gezegene inerek yarım saat kadar, yüksek sıcaklığı ve basıncı doğrulayan bilgileri göndermeyi başarmıştı.1972’de Venera 8 daha da başarılı olmuş ve sessizliğe gömülmeden önce elli dakika kadar onunla bağlantı kurulabilmiştir. Daha sonra Ekim 1975’te ilk yüzey fotoğrafları alınmıştır. Venera 9, keskin kenarlı taş yığınlarının bulunduğu bir bölgeye; Venera 10 ise ona yakın daha düz bir alana iniş yapmıştı. Rüzgarın hızı oldukça düşüktü. Veneraların ikisinde de projektörler vardı ama kullanmalarına gerek kalmadı, çünkü ışık düzeyi, yeterince yüksekti.
1982’de Venera 13 ve 14’ten yüzeyle ilgili daha fazla bilgi alındı. Venüs hakkında edinilen her yeni bilgi, onun ıssızlığını daha da pekiştirdi. Kayaların portakal rengi görünmelerinin nedeni gökyüzünden gelen yansımaydı, kayaların rengi aslında griydi ve atmosferin alt tabakası saydamdı, gökyüzünde bulutlar vardı. Gezegenin yüzeyinden hiçbir koşul altında Güneş veya Dünya görülemiyordu, çünkü karbondioksitli, kalın ve yoğun atmosfer buna izin vermiyordu.
Amerikalıların Venüs çıkarması biraz daha farklıydı; çünkü amaç Dünya’dan ve uzay araçlarından radar kullanarak yüzey haritasının çıkartılmasıydı. 1978’de bir orbiterden ve yüzeyin farklı noktalarına inecek olan dört küçük sondayı taşıyan, otobüs olarak adlandırabileceğimiz büyük uzay sondasından oluşan bir filo fırlatıldı. Orbiter üzerine düşen görevi başarıyla tamamladı ve irtibatın kesildiği 9 Ekim 1992’ye kadar da çalışmaya devam etti.
1985 yılı Haziran ayında ilginç bir karşılaşma yaşandı. Rus Vega sondaları, Halley kuyruklu yıldızıyla olan randevularına giderken, Venüs atmosferine balonlar bıraktılar. Bu balonlar farklı seviyelerde hareket ederlerken birkaç saat boyunca izlenebildiler. O zamandan sonra Galileo ve Magellan uçuşları yapıldı. Galileo uzay aracının hedefi Jüpiter’di; Şubat 1990’da Venüs’ün yanından geçerek yoluna devam etti. Magellan bize şimdiye kadar elde edilmiş radar fotoğraflarını gönderdi. 1993 yılında hâlâ mükemmel bir şekilde çalışıyordu.
Şu ana kadar Venüs’ün yüzde doksanının haritası çıkarıldı. Sonuç oldukça büyüleyici. Venüs volkanik bir dünya; volkanik faaliyetlerin bugün de sürdüğüne inanmamız için bütün koşullar mevcut. Yüzeyin büyük bir bölümünü inişli yokuşlu çok geniş bir ova kaplıyor. Ayrıca iki ana dağlık bölge var: Kuzey yarım kürede Ishtar Terra, güney yarım kürede Aphrodite Terra. Ishtar büyüklük açısından Kuzey Amerika kadar; Aphrodite ise çok daha büyük. Çeşitli dağlar var; bunların en büyüğü olan Maxwell Dağları Ishtar’ın kenarında ve komşularına göre yüksekliği 8 km kadar. Ayrıca vadiler, kraterler ve örümcek ağlarını andırdıkları için araknoid olarak adlandırılan bazı yüzey şekilleri var. Dairesel volkanik yapılar olan araknoidlerin etrafı çeşitli karmaşık yüzey şekilleriyle çevrili.
Çoğu kakan tipinde olan ve Havaii’deki volkanlardan büyüklükleri dışında pek de farklı olmayan volkanlar da var. Beta Regio dağlık bölgesi üzerinde büyük bir ihtimalle halen aktif olan Atla ve Theie adlı iki büyük kalkan dağı yükselmektedir. Hâlâ aktif olduğunu düşündüğümüz diğer bir bölge de Aphrodite’nin kenarında bulunan Atla Regio’dur. Heybetli Sapas volkanı, 400 kilometrelik tabanı ve en az 1,5 kilometrelik yüksekliğiyle burada yer alır. Venüs yüzeyinde birçok yerde olduğu gibi burada da lav akıntıları olması kaçınılmazdır. Ayrıca Sapas Dağı’nın tepesinde çukurlar vardır.
Bütün bunlar bir yana, sonunda atmosferin yapısı ve bileşimi hakkında kesin bilgiler edinmeyi başardık. Hatırlıyorsanız gezegenin kendisi 243 günde dönerken, üst kısımdaki bulutlar için dönme süresi dört gündü ki bu bir süper dönme durumudur. Üst kısımdaki kasırga şiddetinde rüzgâr eserken yüzeyde yaprak bile kıpırdamaz. Bu da yüzey şekillerinin neden beklenenden az aşınmış olduğunu Venüs seviyesindeki basınç, Dünya’da deniz seviyesindeki basınçtan doksan kat fazladır; bulutlar da esas olarak sülfürik asitten oluşmaktadırlar. Kuşkusuz yağmur yağacaktır ama, yağan su değil, daha yüzeye varmadan buharlaşacak olan sülfürik asit damlacıkları olacaktır.
Venüs’te saptanabilir bir manyetik alan yoktur. Yani ağır ve demir açısından zengin çekirdeği Dünya’nınkinden hem göreli hem de gerçek anlamda daha küçüktür. Çekirdeğin üzerinde manto, onun üzerinde de yerkabuğu bulunur. Dünya’nın yerkabuğu manto üzerinde hareket etmektedir; zaten bunun için yanardağlar sonsuza kadar faal durumda kalamazlar. Bir volkan, mantodaki sabit bir sıcak nokta üzerinde oluşur; daha sonra yerkabuğunun kaymasıyla volkan yer değiştirir ve patlaması kesilir. Sözgelimi Hawaii adalarının oluşumu böyle gerçekleşmiştir. Yerkabuğu aslında karşılıklı hareket eden, birbirinden bağımsız levhalardan oluşmaktadır. Venüs’te ise böyle oluyor gibi görünüyor; yani orada bir volkan oluştuğunda, sıcak nokta üzerinde çok uzun bir süre kalabilir ve anormal boyutlara ulaşabilir.
Venüs’e ismi Olympus Kraliçesi’nin anısına verilmiştir. Bu yüzden, yüzey şekillerinin tümüne de kadın isimlerinin verilmesi kararlaştırılmıştır. Ancak bir istisna var :Maxwell Dağları. Bu isim dağlara, karar resmen uygulanmaya başlamadan önce İskoçyalı bir matematikçinin anısına verilmiştir.
Venüs ile Dünya ikiz gibidirler demiştik; o zaman neden birbirlerinden bu kadar farklılar? Bu sorunun yanıtı Venüs’ün Güneş’e çok daha yakın oluşunda yatıyor. Güneş sisteminin ilk zamanlarında, yani dört buçuk milyar yıl kadar önce, Güneş’in bugünkünden daha az parlak olduğu ve Dünya ile Venüs’ün aynı tip bir evrim sürecine girdikleri, örneğin benzer atmosferlere ve denizlere sahip oldukları düşünülüyordu. Ama sonra güneşin sıcaklığı artınca, bunun Venüs üzerindeki sonuçları korkunç oldu. Atmosferdeki su buharı molekülleri, Güneş’ten gelen kısa dalga ışınlarla parçalandı, buna bağlı olarak da oksijen v hidrojen molekülleri serbest kaldı. Hafif olan hidrojen, atmosferin üst kısımlarına doğru yükselerek uzaya dağıldı. Oksijen ise yüzeydeki kayaçlarla birleşti. Açıkça görülen sonuç, suyun yok oluşuydu. Venüs kozmik ölçütlerle kelimenin tam anlamıyla kupkurudur. Sıcaklık daha düşük olduğundan aynı süreç Dünya’da yaşanmadı. Böylece atmosferdeki su buharının büyük bir kısmı, 15 kilometreden daha az bir yükseklikte, yani güvenlikte oldukları bir yerde kalmış oldu. Oldukça az bir miktarı en üst katmanlara ulaşabildi.
Süreç devam edince Venüs’te kısa süre içinde bir çeşit sera etkisi yaşanmaya başlandı. Kayalardaki karbon tuzları yok oldu; Venüs hızlı bir şekilde canlı barındırma potansiyeli olan bir dünyadan, bugünkü kavurucu cehennem haline dönüştü. Artık karşımızda atmosfer basıncı parçalayıcı, sıcaklığı tahammül edilemez ve bulutların öldürücü asitle yüklü bir gezegen vardır. Venüs’e kadar gidip uzay aracınızdan çıktığınızda, anında boğulacak, kızaracak, ezilecek ve eriyeceksiniz. Pek hoş bir deneyim olmasa gerek!
Venüs’ün bir gün astronotlar tarafından ziyaret edilip edilmeyeceği belli değil; ama yakın gelecekte böyle bir şey kesinlikle imkansız. Atmosferindeki karbon dioksit moleküllerini parçalayıp oksijeni serbest bırakarak, gezegeni dünyalaştırma gibi öneriler var. Ama bu tür bir çalışma mevcut teknolojimizin o kadar ötesinde ki, bu konu üzerinde tartışmanın hiçbir anlamı yok. Bizim için Venüs, belli bir mesafeden izlememiz gereken bir gezgen. Peki teleskop kullanan gökbilimcinin yapabileceği şeyler nelerdir?
Şunların kayıtlarını tutabilir: Evreler (ama gözlem ve kuramın her zaman çakışmadığını aklından çıkarmadan),görülebilen herhangi bir gölge, ara çizgideki herhangi bir aykırılık, Ashen Işığı’nın herhangi bir belirtisi. Filtreler genellikle çok yararlı olur. Ashen Işığı sadece, hilal evresindeki Venüs karanlık zemin üzerindeyken görülebilir. Ama diğer gözlemlerin çoğunda en iyi sonuç günışığnda alınır ki, bu da guruba bakmaya uygun bir kullanmanız gerektiği anlamına gelir.
Venüs macerasının beklenmedik şekilde hüsranla sonuçlandığını kabul etmek gerekir. Sözgelimi, Camille Flammarion şu satırları yazalı henüz yüz yıl bile olmamıştır: “ Venüs üzerindeki yerleşik yaşam Dünya’dakinden biraz farklı olmalı… bu dünya bizimkinden hacim, ağırlık, yoğunluk, gün ve gecelerin uzunluğu bakımından çok az farklıdır. Dolayısıyla oradakiler, bitkiler, hayvanlar ve insan ırkları da neredeyse Dünya’dakilerle aynı olacaktır” Ama ne yazık ki Venüs bizi, Güneş sistemindeki diğer gezegenlerden daha fazla hayal kırıklığına uğrattı. Adını Aşk ve Güzellik Tanrıçası’ndan alıyor olabilir, ama yüzeyindeki koşullar geleneksel cehennem görüntüsüne daha fazla benziyor. 

Yer - Dünya (Earth)

YER (Earth) Güneşe uzaklığı: 147.2 149.6 152 Mio km
Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.017
Yörüngesel eğiklik: 23.4 0
Eksensel eğiklik: 0 0
Çap: 12.753 km
Kurtulma hızı: 11.2 km/sn
Kütle: 1
Hacim: 1
Yoğunluk: 5.52 (su =1)
En yüksek kadir:
Dolanım süresi: 365.2 gün
Eksensel dönme: 23 s 56 dk
Kavuşum dönemi:
Uyduları: 1 tane Ay


Güneş sistemini hakkında genel bir sayfa hazırlarken, Dünya’ya sıra gelince nasıl bir tutum takınmak gerektiğini saptamak hiç kolay değil. O aslında normal bir gezegen; ama biz, üzerinde yaşıyor olduğumuzdan onu istisnai bir konuma yerleştiriyoruz. Halbuki bu, gök bilimcilerden çok jeofizikçileri ilgilendiren bir konu. Dolayısıyla ben burada sadece gök bilimi açısından bir anlam ifade eden durumlarla kısıtlamanın en iyisi olacağı kanısındayım.
Dünya’nın yörüngesinde herhangi bir olağandışılık yok. Dünya’nın Güneş’ten ortalama uzaklığı 149.597.000 kilometre; Güneş etrafında dolanım süresi 3651/4 gün; yörüngesel hızı saniyede ortalama 29,8 kilometre, yani saatte 107.000 kilometredir. Dünya’nın Güneş etrafında izlediği yol kusursuz bir daire değildir; Ocak’ta günberi, Temmuz’da günöte noktalarına ulaşırız. Ama mevsimler, değişen uzaklık (147.200.000 km ile 152.000.000 km) yüzünden değil Dünya’nın dönme ekseni yörünge düzlemine göre 231/2 derece eğik olduğu için ortaya çıkar. Diğer gezegenlerden Mars, Satürn ve Neptün’ün eksenleri de bizimkine benzer şekilde eğiktir. Jüpiter ve Merkür ise neredeyse dimdiktirler. Venüs, daha önce söz ettiğim gibi biraz gariptir; bize göre ters yönde dönmektedir. Uranüs daha da gariptir, çünkü eğikliği doksan dereceden fazladır.
Dünya büyüklük ve yoğunluk açısından da aynı şekilde özelliksizdir. Ekvatordaki çapı 12.757 kilometreyken, kutuplar esas alınarak ölçülen çapı 12.714 kilometre kadardır. Yani tam bir küre değildir, kutuplardan basıktır. Bu basıklık Mars’ınkinden az, ama Merkür ve Venüs’ünkilerden çoktur. Özgül ağırlığı 5,5’tur; yani Dünya, kendisiyle aynı hacmi kaplayan sudan 5,5 kat daha ağırdır. Venüs ve Mars Dünya’dan daha düşük yoğunluktayken, Merkür neredeyse aynıdır.
Dünya sadece tek bir konuda benzersizdir. Büyük bir uyduya sahip olan göreli en küçük gezegen odur. (Plüton ve refakatçisi Charon’u saymıyorum çünkü Plüton tam olarak bir gezegen sayılmıyor.) Ben Dünya Ay birlikteliğini çift gezegen olarak görüyorum. Geceleri aydınlatan bir ışık kaynağı olmasını bir kenara bırakırsak, Ay, okyanus gelgitlerinin esas yaratıcısıdır. Dünya dönerken Ay’ın çekim kuvveti, suların şişkinlik yapacak şekilde yükselmelerine neden olur, bu şişkinlik Dünya’nın diğer tarafında da görülür. Bu şişkinlikler Dünya ile birlikte dönmez ve Ay’ın altında kalmayı sürdürürler. İki şişkinlik olduğundan, Dünya üzerinde bir noktada günde iki kere gelgitle karşılaşılır, yani şişkinlikler bir günde Dünya’yı iki kere dolaşıyor gibi görünürler. Gerçek hayatta durum daha karışıktır. Güneş’in de Dünya üzerinde gelgit yaratıcı güçlü bir etkisi vardır. Güneş ve Ay’ın aynı yönde çektikleri anlar (yani yeni ay ve dolunayda), gelgitlerin en güçlü oldukları zamanlardır. Büyük gelgitler olarak adlndırılan bu gelgitlere, bahar mevsimiyle hiçbir ilgisi olmadığı halde yanlış bir şekilde bahar gelgitleri de denir. En zayıf gelgitler ise yarım ayda görülür ve küçük gelgitler olarak adlandırılırlar.
Diğer gezegenlerde deniz olsaydı, yaşayacakları gelgit bizimkinden farklı olacaktı. Venüs’ün uydusu yoktur; varsayımsal Mars denizleri ise, hem Mars Güneş’ten uzak olduğundan hem de iki ufak uydu Phobos ve Demios gelgit yaratamayacak kadar çelimsiz olduklarından, sakin ve hareketsiz kalacaktır. Aslında bu ufak uyduların, Mars tarafından uzun süre önce yakalanmış iki asteroit olduğu düşünülüyor. Eğer bu mümkünse, Dünya’nın da henüz farkedemediğimiz küçük uyduları olabilir mi?
İkinci uydu fikri çok eskiden beri vardır. Hatta Jules Verne, ünlü romanı Ay’a Seyahat ‘te bu fikri kullanmıştır. Başka uydu, romanın öyküsü açısından gerekliydi, çünkü bu uydu insanları taşıyan füzeye çarparak onu rotasından çıkartıyor; füze de Ay etrafında bir tur atıp Dünya’ya geri dönüyordu. Ancak bir küçük uydu varsa bu gerçekten de çok küçük olmalıdır. Dünya kadar yansıtma gücü veya ‘albedo’su (beyazlık derecesi) olan (yani yüzde kırk), 40 km çaplı bir uydu, bizden Ay kadar uzaktayken, birçok yıldız kadar, örneğin Orion’daki Betelgeux kadar, parlak görüncektir ki bu duumda onu eski zamanlardan beri biliyor olurduk. 40 km çaplı bir cisim 3 milyon kilometre uzaklıktayken bile çıplak gözle görülebilir. 20 km çaplı bir cisim ise aynı uzaklıktayken dürbün ile rahatça farkedilir. Uydunun çapının topu topu 1,5 kilomete olduğunu varsaysak bile ortaboy bir teleskop onu milyonlarca kilometre uzaktayken gösterecektir. Bu da eğer varolsaydı çok uzun zaman önce farkedilirdi demek oluyor. Yani eğer sonuçta küçük bir uydumuz varsa da ufacık ve büyük bir ihtimalle de şekilsiz bircisimden başka birşey olamaz.
Plüton’un kâşifi Clyde Tombaugh, savaşın sona ermesinden çok kısa bir süre sonra, yürüttüğü uzun ve sistemli çalışma ile küçük bir uydu aramaya girişti Kullandığı araçlar, binlerce kilometre uzaktaki futbol topu büyüklüğünde bir cismi yansıtma özelliği olmasa bile, saptayabilecek kapasitedeydi. Bu durumda 3 metre çapındaki bir cisim 15.000 km uzaktayken belirlenebilirdi. Ancak hiçbirşey bulamadı.
Bir süre önce 1685 nolu asteroit Toro hakkında ilginç bir varsayım ortaya atıldı. Çapı 10 kilometre kadar olan Toro, 8 Ağustos 1972’de, Dünya’ya oldukça yakın sayılabilecek bir mesafeden 21.000.000 km uzağımızdan geçmişti. Yörüngesi Dünya’nınkinden çok farklı değildi ve düzenli zaman aralıklarıyla yanımıza yaklaşıyordu. Bunun üzerine basında, onun Dünya’nın uydusu haline geldiği yönünde iddialar yer aldı. Ancak böyle bir şey söz konusu bile olamazdı; Toro, son derece normal bir asteroitti.
Ayrıca Ay ile aynı yörüngede ama biri Ay’ın 60 derece ilerisinde, diğeri de 60 derece gerisi olmak üzere Dünya’nın etrafında dönen, gök taşı parçacıkların- dan oluşmuş seyrek bulutlar olabileceğine dair bir düşünce vardı. Bu sabit noktalar, büyük Fransız matematikçisi Lagrange’ın anısına onun adıyla anılır. Böyle birşey imkansız değildi ve Polonyalı gök bilimci K. Kordylewski, bu bulutların görülebildiğini iddia ediyordu. Ama u bulutlar varlarsa bile yoğunlukları çok düşük olacaktır.
Gezegenlerarası madde ise kendini Burçlar Işığı ve Gegenschein olarak bilinen gök aydınlıkları şeklinde gösterir. Burçlar Işığı tutulum dairesi boyunca uzanır; ancak ya günbatımından hemen sonra ya da gündoğumundan biraz önce kısa bir süre için görülebilir. Samanyolu’nun orta derecede parlak kısımlarından bile daha parlak olduğu anlar vardır. Bu duruma Güneş sisteminin ana düzlemi etrafında yayılmış parçacıklar yol açar. Bu parçacıkların ortalama büyüklüğü bir iki mikron kadardır.(bir mikron, metrenin milyonda birine eşittir.). Burçlar Işığı, tutulum dairesi boyunca uzandığından, tutulum dairesi ufka göre dik olduğunda, başka bir deyişle Şubat/Mart ve Eylül/Ekim aylarında, iyi şekilde görülür.
Gegenschein’ı görmek çok zordur. Gökyüzünde Güneş’in tam zıt yönünde zayıf bir aydınlanma olarak görülür. En büyük halinde çapı dolunay’ın kırk katı kadar olabilir. Almanca olan ismi İngilizce’ye Counterglow (Türkçe’ye ise Karşıgün) olarak çevrilmiştir. Bu olayın sebebi de gezegenler arası maddedir.
Meteorlar yani akan yıldızların da gezegenler arası çöplüğe dahil oldukları zannedilir. Ama gerçekte durum böyle değildir. Aslında meteorlar, kuyruklu yıldızların arkalarında bıraktıkları izlerdir. Dünya, bu tür bir izin içinden geçecek olursa, sonuç bir meteor yağmuru olur.
Bazı meteor yağmurları her yıl yaşanır. Bunlardan en görülmeye değer olanı Ağustos’un ilk günlerinde gerçekleşen Perseid yağmurudur. Bu isimle anılmasının nedeni meteorların Perseus takımyıldızının bulunduğu bölgeden geliyor gibi görünmeleridir. Bu durumun ortaya çıkmasına neden olan Swift-Tuttle kuyruklu yıldızı yörüngesini 130 yılda tamamlar. Dünya’nın yakınından en son 1992 yılında geçmiştir. Bir meteor atmosferin üst tabakalarına girdiğinde atmosferdeki parcacıklarla arasında oluşan sürtünme sonucu yanarak parçalanır. Tabii hiçbir meteor, etrafındaki hava sürtünme sonucu ısı yaratacak kadar yoğun değilse akanyıldız olarak görülmez. Üstelik saniyede 70 kilometrelik bir hızla gidiyor olması da birşey değiştirmez. Akan yıldızların genellikle deniz seviyesinden 190 km yukarıdayken görünür hale geldiği ve 65 kilometreye düşene kadar yandığı belirlenmiştir. Yere doğru olan yolculuklarını tamamladıklarında ise iyi kalite toz haline gelmişlerdir. Bilinen meteor yağmurlarından başka ara sıra görülen ve herhangi bir yönden gelen akanyıldızlar da vardır ki, bunlar bilinen hiçbir kuyruklu yıldızla bağlantılı değillerdir.
Hava bulunmayan Ay’da yıldız kayması görülmez; çünkü orada sürtünme yaratıp cismin parlamasına neden olacak hiçbirşey yoktur. Venüs’te ise bir meteor fazla yol almadan yok olacaktır. Yıldız kayması görmek istiyorsanız ya evinizde oturmalı ya da akanyıldızların çok sık görüldüğü Mars’a gitmelisiniz.
Gök taşları yani meteoritler ise hayli farklıdır. Küçük gezegen kuşağından gelen göktaşlarının kuyruklu yıldızlarla veya akanyıldızlarla bir bağlantıları yoktur. Büyükçe bir göktaşı küçük bir asteroit kadar olabilir. Bir göktaşı düştüğü yerde krater oluşturabilir.
Meteorit düştüğünü gören çok fazla kişi yoktur. Ancak 1965 yılı Noel arifesinde Barwell gök taşını, İngiltere göklerini boydan boya katederek parçalarını Leicestershire üzerine dağıtmadan önce gören çok kişi olmuştur. Daha yakın bir zamanda ise yine yolculuğu çok kişi tarafından izlenen Bovedy gök taşının parçalarının büyük bir bölümü İrlanda Denizi’ne düşerken bir kısmı Kuzey İrlanda’da bulunmuştur. Son İngiliz göktaşı da 5 Mayıs 1991’de Cambridgeshire yakınlarındaki Glatton’da görülmüştür. Bu 767 gram ağırlığındaki minik gök taşı, bahçesinde çiçekleriyle ilgilenmekte olan Bay Pettifor’dan 20 metre kadar uzağına düşmüştür. Şu ana kadar göktaşı çarpması sonucu ölen veya yaralanan olmamıştır. Ancak birkaç kişinin kıl payı kurtulduğu da bir gerçek.
Birçok müzenin gök taşı kolleksiyonu vardır. Ama siz en ağır göktaşı rekorunu halen elinde bulunduranı görmek istiyorsanız, Güney Afrika’da Grootfontein yakınlarında bulunan Hoba West çiftliğine gitmelisiniz Bu göktaşı hâlâ tarihöncesi zamanlarda düştüğü yerde duruyor. Toplam ağırlığı altmış tondan fazla olduğu için kimsenin onu kaçırmaya kalkışmayacağı çok açık.
Uzay Çağı’ndan önce elde edebildiğimiz tek dünya dışı madde göktaşlarıydı. Yapılan incelemeler birçok alt ayrım bulunsa da taşsı ve demirli olmak üzere iki ana tür olduğunu gösteriyor. Dünya’ya düşmüş bazı göktaşlarının Mars veya Ay’daki patlamalar sonucu onlardan kopmuş parçalar plduğu yönünde benim şüphe ile baktığım bir şey de var. Aslında ben Sir Fred Hoyle’ün Dünya’ya hayatın bir göktaşı aracılıyla geldiğini söyleyen kuramına pek de sıcak bakmıorum. Evet hayatın ortaya çıkışı esrarını hâlâ koruyor;ama bana kalırsa göktaşı kuramı beraberinde çözülebileceğinden daha çok sorun getiriyor.
Şimdi de gezegenlerarası maddeden son derece farklı olan atmosferimizi inceleyelim. Bildiğiniz gibi atmosfer birçok katmandan oluşmaktadır.Bu konudaki terminoloji fazlasıyla karmaşıktır; bu yüzden durumu basitleştirmek için sadece en temel kavramları kullanmayı amaçlıyorum.
Atmosfer esas olarak iki gazdan oluşmaktadır: Nitrojen (%78) ve oksijen (%21). Ayrıca bileşimde az miktarda da olsa argon ve karbon dioksit gibi başka gazlar ve değişken miktarda su buharı bulunur. Güneş sistemindeki başka hiçbir gezegen, bizimkine benzer bir atmosfere sahip değildir. Satürn’ün en büyük uydusu olan Titan’ın atmosferinitrojn açısından zengindir; ancak geri kalan kısmın çoğunu metan oluştururken neredeyse hiç serbest oksijen yoktur.
Atmosferin en alt tabakası troposfer olarak bilinir. Troposferin kalınlığı 8 ile 18 km arasında değişir. Kalınlığı enlem göre değişiklik gösterir; en kalın olduğu bölge ekvatorun üzeridir. Normal bulutlarımızın ve havamızın bulunduğu yer burasıdır. Yükseklik arttıkça sıcaklık azalır; troposferin üst kısımlarında -44 santigrat’a (-80F) kadar düştüğü görülür. Elbette ki bu yükseklikte yoğunluk da oldukça düşük olacaktır.
Troposferin üzerinde 48 km yükseğe kadar uzanan stratosfer vardır. Yukarı doğru çıkıldıkça sıcaklığın düşmeye devam etmeyip aksine artması şaşırtıcıdır; tabakanın üst kısımlarında +15 santigrat’a (+60F) kadar çıkar. Bunun nedeni oksijenin özel bir biçimi olan ozonun varlığıdır. Bir ozon molekülü alışılagelmiş ki oksijen atomu yerine üç oksijen atomundan (O3) oluşmaktadır. Güneş’ten yayılan kısa dalga ışıma ozon tabakasını ısıtır ve stratosferdeki sıcaklığın daha fazla düşmesini engeller. Yalnız bu arada bilimsel anlamıyla sıcaklık ile bizim anladığımız ısı arasında bir fark olduğunu da gözden kaçırmayın. Sıcaklık, atomların ve moleküllerin hareket etmelerine bağlıdır; hareketler hızlandıkça sıcaklıkartar. Ancak stratosferde o kadar az molekül kalmıştır ki ısı ihmal edilebilir. Burada durumu bir benzetmeyle açıklayabiliriz. Havaî fişek kıvılcımları çok sıcaktır; ancak kütlleri o kadar düşüktür ki onlar elinizle tutmanın hiçbir sakıncası yoktur(Yani sadece kırmızı olan bir demir parçası daha düşük bir sıcaklıktadır denebilir;ama yine de elinizde tutmanızı tavsiye etmem).
Bir genelleme yapacak olursak, ışığın keskin hatlara sahip alt kenarları, deniz seviyesinden 95 kilometre kadar yukarıda başlar ve en fazla 110 kilometreye kadar çıkar. Normal üst sınır ise 300 kilometre kadardır; ancak istisnai olarak 965kilometreye kadar çıktığı da olmuştur. Kutup ışıkları çok çeşitli görünüşlerde ortaya çıkar; sadece basit bir parıldama olarak görülebileceği gibi yay, ışın, şerit, yelpaze, perde gibi biçimler aldığı da olur. Canlı renklerde ve hareketli bir yapıda olması da mümkündür. İzlemek için kullanacağnız en iyi araç gözlerinizdir. Işık sırasında kırılma sesleri ve keskin bir koku duyulduğu yönünde iddialar var; ancak belirtmem gerekir ki ben herzamanki gibi böyle bir iddialara şüphe ile yaklaşıyorum ve ne gürültü ne de koku olabileceğine ihtimal vermiyorum.
Merkür veya Ay’da kutup ışıkları görülmez. Mars`ta olabilir ama elimizde görülebildiği yönünde bir kanıt yok. Venüs’e gelince, orada görülen Ashen Işığı ile kutup ışıkları arasında bir bağlantı var gibi görünüyor. Dev gezegenlerdeyse güçlü kutup ışıklarına rastlanıyor. Ancak Uranüs ve Neptün’deki büyük ışık gösterileri, gezegenleri gördüğümüzşekliyle kutuplardan çok ekvatora yakın bölgelerde oluşuyor. Bu da, söz ettiğimiz iki gezegenin dönüş eksenleriyle manyetik eksenleri arasında aşırı bir eğiklik oluşundan kaynaklanıyor.
İyonosferin üzerinde atmosferin en dış bölümü olan egzozfer vardır. Ancak egzozferin ulaştığı saptanabilir bir üst sınır yoktur; yoğunluğun genel gezegenlerarası atmosferik ortalamadan fazla olmadığı yerde azalıp yok olur. Egzosferin üst kısımları çarpışmasız gazdan oluşur; yani oradaki atomlar ve moleküller komşularıyla çarpışmadan sakin bir biçimde Dünya etrafında yörüngelerinde ilerler.
Şimdi de biraz Dünya`nın manyetik alanın en güçlü olduğu bölge olarak tanımlanabilecek manyetosferden bahsedelim. Damla şeklinde olduğu bölge olduğu söylenebilcek bu alanın sivri ucu Güneş’ten öte tarafa doğru uzar. Manyetosferin üst sınırı Dünya`nın Güneş`e bakan yüzünde 64.000 kilometreye kadar çıkarken karanlık tarafta çok daha yukarılara uzanır. Güneş`ten, Güneş rüzgârları olarak adlandırılan sürekli bir parçacık akışı vardır. Güneş rüzgârını oluşturan bu parçacıklar Dünya`nın manyetik alanıyla karşılaştıklarında bir şok dalgası olşmasına neden olurlar.
Manyetosferin içinde Van Allen kuşakları olarak adlandırılan iki yoğun ışıma bölgesi vardır. Kuşaklar adlarını, keşiflerini mümkün kılmış Amerikalı bilim adamı James Van Allen`dan almışlardır. Bu kuşakların varlıkları 1 Şubat 1958`de fırlatılan ve Amerika`nın ilk başarılı yapay uydusu olan Explorer 1`in taşıdığı araçlar sayesinde saptanmıştır. İki ana kuşak vardır; birincisinin alt sınırı 8000 kilometrede başlar, ikincisi ise 37.000 kilometreye kadar uzanır. Esas olarak protonlardan oluşan alt kuşak Brezilya kıyısı bölgesinde Dünya yüzeyine doğru yaklaşır. Bunun nedeni Dünya’nın manyetik alanı ile dönme ekseni arasında bir denge bulunmasıdır. Güney Atlantik Anormalliği adı verilen bu durum, yapay uydularda bulunan teknik malzeme açısından tehlike oluşturur. Bu bölge içinde uzun süre kalan duyarlı araçlarda çeşitli sorunlar ortaya çıkar.
Dünya`nın manyetik alanının varlığı, demir açısından zengin çekirdeğin hareketleriyle ilgilidir. Ancak onu anlamak istediğimiz kadar anlayabildiğimizi söyleyemeyiz. Ama en azından diğer gezegenlerin manyetik alanlarıyla kıyaslayabiliriz. Bugün bildiğimiz kadarıyla şunları söyleyebiliriz: Ay`da ve Venüs`te manyetik alan, dolayısıyla Van Allen benzeri kuşaklar,yoktur. Mars`ta böyle bir alan varsa da oldukça zayıftır. Dev gezegenlere gelince, hepsi güçlü birer mıknatıs gibidirler.Jüpiter incelendiğinde, gezegenin etrafını saran ışınım alanlarını insanlı bir uzay aracının keşif amaçlı yolculuğunu engelleyebilecek kadar güçlü olduğu görülür. Bu, birçok açıdan uygun bir hedef sayılabilecek Jüpiter`i konu dışı bırakabilecek kadar ciddi bir tehdittir.
Dünya`nın iç kısımları hakkında bildiklerimizin çoğunu, deprem şokları sonucu ortaya çıkan dalgaları inceleyerek öğrenmişizdir. Burası bu konunun ayrıntılarına girmek için uygun biryer değil ancak; bizi ilgilendiren iki deprem dalgası türünden kısaca sözetmek istiyorum. Bunlardan birincisi bir sıvı içinde ilerleyebilirken diğeri ilerleyebilirken diğeri ilerleyemez.Çekirdeğin sıvı kısmını ölçme çalışmaları, ikinci tip dalganın tam olarak nerede durduğuna bakılarak yürütülür.
Dünya`nın kabuğunun okyanusların altındaki ortalama kalınlığı 10 kilometredir, bu sayı kıtaların altında 50 kilometreye kadar çıkar. Yerkabuğunun altında, 2850 kilometre kadar aşağıya inen ve Dünya`nın kütlesinin %67`sini oluşturan manto vardır. Mantoyu oluşturan maddenin erimiş hali genellikle deniz yatağındaki volkanik ağızlarınçevresinde görülen bazaltı oluşturur. Mantonun altında ise çekirdek vardır; sıvı ve katı olmak üzere iki bölümden oluşan çekirdeğin katı kısmı içtedir. Dünya`nın merkezindeki sıcaklık yaklaşık 4000 santigrat (7000 F) derece kadardır. Bu diğer iç gezegenlerde veya Ay`da görülmeyen yükseklikte bir sıcaklıktadır.
Jeoloji bize Dünya`nın tarihiyle ilgili çok önemli bilgiler sağlayabilir. Yaşı hakkında herhangibir kuşkumuz yok sayılır. İlk baştaki atmosferin yok olduğunu ve Dünya`nın iç kısmından çıkan gazların ve buharın bugünkü atmosferi oluşturduğunu düşünüyoruz. En ilkel biçimiyle hayat, dünya tarihinde oldukça erken sayılabilecek bir dönemde, büyük bir olasılıkla da denizlerde başladı. Başlangıçtayeni atmosfer karbon dioksit açısından çok zengindi. Bitkilerin karalar üzerinde yaygın biçimde yaşamaya başlamasıile bu durum değişti. Bitkiler fotosentez olarak adlandırdığımız süreç içinde atmosferdeki karbon dioksiti kullandılar ve serbest oksijen açığa çıkardılar. Kendimizi bir zaman makinesiyle geçmişe örneğin 500 milyon yıl önce yaşamakta olan Kambriyen Dönem`e, gönderebilsek boğulup gideriz.
Dünya`da düzenli aralıklarla buzul çağları yaşanmaktadır. Bu duruma henüz mantıklı bir açıklama getirilememiştir. Sonuncusu 10.000 yıl kadar önce bitmiş olan bu buzul çağlarının gelecekte de yaşanacağı konusunda hiçbir şüphe yoktur. Küçük gezegenlerin etkisinden, Dünya`nın yörüngesindeki değişikliklere kadar değişen birçok konuyu içeren kuramlar ortaya atılmıştır. Ancak herşeyi gözönüne alıp düşündüğümüzde, işin içinde Güneş`in olması gerektiğini görürüz. Ne de olsa Güneş değişken bir yıldızdır.
Apollo astronotlarının gördüğü gibi Ay`dan bakıldığında Dünya`nın muhteşem bir görüntüsü vardır. Kalın bulutlar yüzünden Venüs yüzeyinden Dünya`yı görmek imkansızdır. Ama Venüs bulutlarının hemen üzerine çıkılıp bakılabilse Dünya (6,5 açı saniyelik büyüklüğüyle) birinci kadirden bir yıldız olarak çok etkileyici bir görüntüye sahip olacaktır. Mars,tan Ay tipi evreler geçiren çok hareket eden bir iç gezegen olarak görülecektir. Mars`tan görülen Dünya, hareketleri bakımından bizim gördüğümüz Venüs’e benzer. Jüpiter üzerinde bir gözlemci Dünya`yı görme konusunda zorlanacaktır. Daha dışarıdaki gezegenlerden bakıldığındaysa Dünya Güneşin parlaklığı içinde yok olacaktır. Güneş sistemi içinde önemsiz bir konumu olduğu çok açık; ancak o bizim gezegenimiz, bizim evimiz, üstelik tam bize göre.

İnsanların Ve Diğer Canlıların Uzaydaki Tepkileri

İNSANLARIN VE DİĞER CANLILARIN UZAYDAKİ TEPKİLERİ
Uzayda olmak insanları ve diğer canlıları etkiler. Örneğin, uzaydayken insanların boyu birkaç cm. uzar. Bunun nedeni ise, dünyadayken yerçekiminin omurgalar arasındaki kıkırdakları sıkıştırmasıdır. Ağırlıksız ortamda bu kıkırdaklar genişleyerek boy uzar.
İnsanlardaki bir başka değişim ise kanın beyne fazla miktarda pompalanmasıdır. Dünyada kalp, beynin aşağısında olduğundan kalbin beyne kan pompalaması için daha fazla uğraşması gerekir. Ağırlıksız ortamda böyle bir durum söz konusu olmadığı için kalp beyne dünyadaki gibi kan pompalamaya devam eder. Fakat yer çekimi olmadığı için beyne daha fazla kan gider. Bu da dünyada baş aşağı birkaç saat durmaya benzer.
İnsanlar ağırlıksızlığa çabuk alışırlar. Öteki canlılar ise farklı farklı tepkiler gösterirler: kurbağalar uzayda sıçramaya çalıştıklarında takla atarlar ve neye uğradıklarını şaşırırlar. Uzayda sebze ve meyvelerin nasıl yetiştirilebi-leceğini bilmiyoruz. Astronotlar bu konuda çeşitli deneyler yapıyorlar, ama şimdilik vitamin ihtiyaçlarını yanlarında götürdükleri hazır yiyeceklerden karşılamak zorundalar.
Arabella adı verilen bir örümcek uzayda ağ örmeyi başardı; ama yine de alışılmış bir ağ örene kadar birkaç gün geçti.
Uzayda yumurtadan çıkan bazı kuşlar düzgün uçmayı hiçbir zaman başaramadılar. Dünyada, kuşlar kanatlarını çırptıkları zaman yukarıya doğru bir kuvvet üretirler bu kuvvet onları havada tutar. Ağırlıksız kuşlar ise, kanat çırptıklarında havada daireler çizecek biçimde dönüp dururlar.
Bitkiler ilginç bir biçimde büyürler, yeşil kısımlar uzay aracındaki herhangi bir ışığa yönelir, ama kökler ne tarafa yöneleceklerini bilemezler. 

Astronomi

ASTRONOMİ
Astronomi tüm bilimlerin en eskisidir. Dünyada ilk insanın ortaya çıktığı günden bu yana insanlar gökyüzünü ve orada gördüklerini merak ettiler. Gördükleri şeylerin resimlerini mağara duvarlarına çizdikleri için mağara adamlarının gökyüzünü gözlediklerini biliyoruz.

Ürün ekme ve hasat için en uygun zamanın güneş, ay ve yıldızların hareketleri incelenerek bulunabildiğini gördüklerinden beri insanlar gökyüzünü gözlemlemenin yararlı olduğunu anladılar.


Her ne kadar eski Mısırlıların festival ve bayram günlerini belirlemek için güneş ay ve yıldızları kullandıkları biliniyorsa da gökyüzünü incelemeyi bir bilime dönüştürenler eski Yunanlılardır. Örneğin eski Yunanlı Hipparkhos, çok doğru yıldız haritaları çizmişti.
Her ne kadar astronomlar evrenin doğası ve yapısı konusunda oldukça çok bilgi biriktirmişlerse de, her şeyin ayrıntıları ile birlikte anlaşılması için teleskopun icadını beklemek gerekti. 1608 yılında Hans Lippershey iki merceğin art arta yerleştirilmesinin uzaktaki cisimleri büyütebildiğini gördü. Mercekleri daha rahat kullanmak için onları uzun bir borunun ucuna monte eden Lippershey ilk teleskopu yapmış oldu.

 Lippershey’in icadı dünyada çabucak yayıldı. Galileo daha gelişmiş bir teleskop yaparak gökyüzünü incelemeye başladı. Galileo gördüklerine çok şaşırdı. Ayda dağlar ve kraterler vardı. Güneşte, oynayan küçük lekeler vardı. Jüpiter’in bir sürü küçük uyduları vardı ve Venüs’ün görünüşü zaman geçtikçe değişiyordu. En son keşif hepsinin en önemlisiydi. Çünkü bu Venüs’ün dünya çevresinde değil de güneşin çevresinde döndüğünü ispatlıyordu.

Astronotlar

ASTRONOTLAR
Astronotlar, uzaya çıkabilmek için aylar süren eğitimden geçerler. Uzayda yön bulmak bu eğitimlerin en önemlilerindendir. Uzay araçlarının içinde astronotların yerine yön bulmasını sağlayan çok gelişmiş bilgisayarlar vardır. Bu bilgisayarlar hasar gördüğü zaman astronotların aracı kullanması gerekebilir.
Uzayda yapılacak tüm çalışmalar daha önce yerde bir simülatörde denenir. Burada telsiz kullanmayı, yer kontrol merkeziyle haberleşmeyi ve gerekirse arızaları nasıl giderileceği öğrenilir. Bu simülatörlerde ayrıca yangın, güç kesilmesi, paraşüt arızası, yörüngeden sapma halinde küçük roket motorlarını kullanma öğrenilir.
Uzaydaki yer çekimsiz ortama alışmak astronotlar için zor olur. Görev sırasında uzayda yürümek gerekebile-ceğinden, su altında bazı çalışmalar yapılır. Çünkü su altında hareket etmek yer çekimsiz ortamda hareket etmeye çok benzer.
Kalkış sırasında astronotlar, kendilerini dünyadakinden 3 kat daha fazla ağır hissederler. Bu çekime yer çekimin 3 katı anlamında kısaca 3g denir. Astronotların bu çekime alışabilmeleri için merkezkaç aracı denen bir araca binerler. Bu araç astronotların kendilerini dünyadakinden 3 kat daha fazla ağır hissetmelerini sağlar. Astronotlar yola çıkmadan önce 2 hafta süresince karantinaya alınırlar. Çünkü uzayda hastalanırlarsa en yakın hastaneye gitmek için 900km. yol gitmeleri gerekir.
Genelde bir ekipte 3 kişi bulunur. Ekipte bir pilot, uzay aracının içine verilen havadan sorumlu bir kişi ve bilgisayarları kullanan bir uzman bulunur. Güvenlik nedeniyle, herkes tüm görevleri yapabilecek şekilde eğitilir.

Evrenin Öyküsü

EVRENİN ÖYKÜSÜ

Evren, atomlardan galaksilere kadar var olan her şeydir. Astronomlar evreni incelemeye başladıklarından beri onun nasıl ortaya çıktığını merak ettiler.

Çevremizdeki galaksilerin bizden uzaklaştığını ve evrenin genişlediğini buldular. Eğer bu doğruysa evren geçmişte, günümüzden çok daha küçüktü. Buna dayanarak “Büyük Patlama” (big-bang) teorisini geliştirdiler. Bu teori her ne kadar tüm sorulara cevap vermese de astronomların yaptıkları gözlemlerle büyük bir uyum içindedir.


Büyük patlama teorisine göre evren, bundan 15 milyar yıl önce çok büyük, hayal bile edilemeyecek kadar şiddetli bir patlama ile ortaya çıktı.

Büyük patlamadan önce neyin varolduğunu soramazsınız, çünkü her şey büyük patlamadan sonra ortaya çıktı. Büyük patlamadan önce nelerin olup bittiğini de soramazsınız, çünkü zamanın kendisi de büyük patlamayla başladı.   

Kuyruklu Yıldızlar, Meteorlar Ve Asteroitler

KUYRUKLU YILDIZLAR, METEORLAR VE ASTEROİTLER
a)Kuyruklu Yıldızlar
Kuyruklu yıldızlar, Güneş sisteminin oluşum döneminden arta kalmış kayaç ve buz kütleleridir. Gök bilimciler, bu buzlu kayaçların, Hollanda’lı gökbilimci Jan Oort’un adıyla anılan ve Güneş Sisteminin en dışındaki Oort bulutu bölgesinde yer aldığını düşünmektedirler.
b)Meteorlar
Gökte kısa bir an için görülen ışık çizgilerinin nedeni meteorlardır. Kuyruklu yıldızlardan kalan kayaç ya da toz parçacıklarının saniyede 70 km. yi bulan hızlarla atmosfere girip yanmaları sonucu oluşurlar. Kuyruklu yıldızlar, yörüngelerinde dönerken kopan parçacıkların atmosfere girip yanmasıyla gökte “meteor yağmuru” denilen görüntü-yü yaratırlar.
c)Asteroitler:
Asteroitler, güneş çevresindeki yörüngelerde dönen ve gezegenlerden daha küçük olan gökcisimleridir. Günümüze kadar keşfedilenlerin sayısı 4000’i geçmektedir. Boyları küçük taş parçaları ile yüzlerce km. çaplı kütleler arasında değişir. Asteroitlerin çoğu Mars ile Jüpiter arasında uzanan Asteroit kuşaklarında yer alır. Ancak “Truvalılar” adı verilen, iki grup halinde Jüpiter’in yörüngesini izlerler. Öbürleri güneşin çevresinde dönerler.
En büyük Asteroit 1801 yılında keşfedilen Ceres’tir. 930 km.lik çapıyla dünyaya getirilirse Fransa yüzölçümü kadar bir yer kaplardı.