 |
 |
 |
|
ılıı.lı.ıllı HiperPaylas.Com ılıı.lı.ıllı'na hoşgeldiniz!
Sitemizdeki Dökümanlar,Programlar vs. Ziyaretçilere Açık Değildir.Forumumuzdan Faydalanabilmek için Öncelikle Kayıt Olmalısınız.
|
|
|||||||
| Muhabbet Cafe Buyrun Sohbetimize sizde katılın.. |
Ücretsiz Hızlı Kaydol
|
 |
|
|
Seçenekler | Arama | Stil |
 |
08-21-2008
|
 |
|
HPR_master_
  
Üyelik Tarihi: May 2008
Mesajlar: 6.480
Konular: 3044
Verebileceği Puan : 70
Rep Puanı : 5307
Ettiği Teşekkür :
Aldığı Teşekkür :
 |
Gezegenler Hakkında Geniş Bilgi
diğer gezegenler yarın JÜPİTER  Ana asteroit kuşağının arkasına geçtiğimizde karşımıza Güneş Sistemi’nin devi Jüpiter çıkar. Etrafında dönmekte olduğu Güneş’ten ortalama uzaklığı 777.000.000 kilometredir. Bir yılı bizimkinin yaklaşık oniki katıdır. Kendi etrafında döndüğü eksen, yörünge düzlemine göre dik olduğundan mevsim farklılıkları görülmez. Ama zaten Jüpiter gibi bir dünyada mevsim olmasının da bir anlamı yoktur. Yörüngesel hızı Dünya’nınkinin yarsınıdan azdır. Kavuşum dönemi 399 gündür; bu da Jüpiter’in her tıl karşı-konuma geldiği anlamına gelir. Ayrıca yılın birçok ayında gözlem için uygun durumdadır. Onu sadece Venüs –çok nadir olarak da Mars- gölgede bırakabilir. Jüpiter parlaklığını esas olarak büyüklüğüne borçludur. Çapı ekvatordan ölçüldüğünde 143.000 km kadardır. Ancak kutuplar arası çapı daha küçüktür, çünkü herhangi bir teleskopla da görülebileceği gibi bir küre olarak oldukça basıktır. Bu durum gezegenin kendi ekseni etrafında dönme hızı çoj yüksek olduğu için ortaya çıkar. Jüpiter’de bir gün Güneş sistemindeki diğer bütün gezegenlerin günlerinden kısadır. Ekvatorda bir gün 9 saat 50,5 dakikadır; yani ekvatordaki parçacıklar saatte 45 bin kilometrelik bir hızla dönmektedirler. Ekvator bölgesinden uzaklaşıldığında dönme süresi beş dakika uzar. Boylamsal olarak farklı yerlerde bulunan yüzey şekillerinin her birinin de kendilerine has dönme süreleri vardır. Jüpiter kelimenin tam anlamıyla katı değildir. Yüzeyinin yapısı gazlıdır; bizim gördüklerimiz de üst katmanlardaki bulutlardan başka birşey değildir. Toplam ağırlığı çok fazla değildir; Jüpiter hacimsel olarak Dünya’dan 1300 kat büyüktür, ancak Dünya’dan sadece 318 kat ağırdır. Böyle olduğu halde, Jüpiter’in hacmi Güneş sistemindeki diğer bütün gezegenlerin hacimlerinin toplamından büyüktür. Zaten, Güneş sistemi, Güneş, Jüpiter ve çeşitli enkazlardan oluşur, diyenler de vardır! Binizim gördüğümüz bulutlar gerçekten de çok soğuktur. Ancak çekirdek kısmının sıcaklığının 30.000 ile 50.000*C (54.000 ile 90.000*F) arasında değişiyor olduğu düşünülmektedir. Üstelik Jüpiter etrafa, sadece Güneş’ten aldığı enerjiyi yansıtıyor olması halinde yayması gerekenden 1,7 kat fazla fazla enerji yaymaktadır. Acaba o kendi çapında bir küçük yıldız olarak kabul edilebilir mi? Bu birzamanlar çok tutulan bir düşünceydi. Yüz yıldan biraz daha uzun bir süre önce R.A. Proctor şöyle yazmıştı: “Jüpiter hâlâ kor halinde olan bir kütle. Baştan başa sıvı ile kaplı yüzeyi yoğun ateşin etkisiyle kaynıyor ve fokurduyor; bu durumda da sürekli olarak büyük bulutların oluşmasına neden oluyor. Bulutlar, dev gezegenin hızlı dönüşünün etkisiyle kuşaklar şeklinde bir araya geliyorlar.” Oldukça etkileyici bir tasvir; ama bugün bir gezegen ile bir yıldız arasında farklılıklar olduğunu biliyoruz. Bu ayrımın en temel ölçütü hacme dayanır. Bu arada, ancak bin tane Jüpiter’in, hacmi Güneş kadar olan bir cisme karşılık geldiğini de belirteyim. Özetleyecek olursak: Bir yıldız toz ile gazdan oluşur. Bu maddeler kütle çekim kuvvetinin etkisi ile biraraya toplanırlar. Parçacıklar büzülen bulutun merkezine doğru hareket ederlerken meydana gelen çarpışmalar, yoğunluğun ve sıcaklığın artmasına neden olur. Sıcaklık kritik bir değer olan 10.000.000*C’a (18.000.000*F) eriştiğinde çekirdek tepkimeleri oluşur ve yıldız parlamaya başlar. Bunun gerçekleşebilmesi için, yıldızın ilk halinin, Jüpiter’in bugünkü büyüklüğünden en az on kat daha büyük olması gerekir. Dolayısıyla bu da, Jüpiter’in çeirdeğinin hiçbir zaman çekirdek tepkimelerini başlatabilecek kadar sıcak olmayacağı anlamına gelir. Son yıllarda, uzayın uzak bölgelerinde yıldız mı yoksa gezegen mi olduğu belli olmayan, ayrımın tam sınırında bulunan bazı gökcisimleri tespit edildi. Bnu tür cisimlere Kahverengi Cüceler adı verilmiştir. Onlardan daha sonra tekrar bahsedeceğim. Ancak Jüpiter, bir Kahverengi Cüce bile sayılamayacak kadar küçüktür. Jüpiter’in çekirdeğindeki yüksek sıcaklığı açıklayaniki kuram vardır. Jüpiter yılda bir milimetre gibi bir hızla yavaş yavaş büzülüyor olabilir. Bu durumda ortaya çıkan fazla enerji,kütle çekimi ile bağıntılıdır. Ancak olan biteni genellikle basit bir ısı yayılımı gibi görünüyor; demek istediğim, Güneş sistemini oluşturan bulutsudan şekillenmesinden bu yana geçen süre Jüpiter’e soğuması için yetmemiş. Teleskop ,ile Jüpiter’e baktığımızda, üzerinde koyu renk kuşaklar bulunan sarımtırak bir yuvarlak görürsünüz. Ayrıca parlak ara bölgeler ve sürekli hareket halinde olan leke, tutam veya zincir gibi görünen bazı şekiller vardır. Birkaç dakika bakacak olursanız, bu şekillerin gezegenin yuvarlağı üzerinde bir taraftan diğerine doğru yavaşça ilerlediğini görebilirsiniz. Bir şeklin bir kenardan diğerine taşınması altı saatten az sürer. 1930’larda spektroskop kullanılarak yapılan gözlemler, Jüpiter’in yapısını anlamak için gösterilen ilk çabadır. Güneş’te olduğu gibi Jüpiter’de de hidrojen ve helyumun bol miktarda bulunması bekleniliyordu. Ancak bu gazlar, Jüpiter’deki koşullara benzer koşullar altında kendilerini göstermekten utandıkları için olacak ki saptanabilen ilk gazlar amonyak ve ****n gibi bileşiklerdi. Amonyağın kimyasal formülü NH3’tür; yani üç hidrojen atomunun bir nitrojen atomu ile birleşmesinden meydana gelir. Daha çok bataklık gazı adıyla bilinen ****nın formülü ise CH4’tür; açıkça görüldüğü gibi hidrojen ve karbondan oluşmaktadır. O zamandan beri daha kesin sonuçlar elde etmeyi başardık. Jüpiter’in atmosferinin yüzde 89’unu hidrojen oluşturur; geriye kalanın yüzde 11 helyumdur; bu durumda diğer elementler için sadece yüzde birlik bir kısım kalır. Peki ya iç kısımlarda ne var? 1932 yılında Rupert Wildt, üzeri kalın bir buz tabakasıyla kaplı katı bir çekirdek olduğunu iddia etti. Bu buz tabakasının üzerinde ise hidrojen bakımından zengin atmosfer vardı. W.R Ramsey ise, çekirdeğin de hidrojenden oluştuğunu ancak bu hidrojenin basınç nedeniyle ****lleştiğine inanıyordu. Ramsey’in kuramına göre çekirdeğin üzerinde normal katı hidrojenden oluşan kalın tabaka, onun üzerindeyse atmosfer vardı. Ramsey’in kuramının bazı açılardan gerçeğe çok da ters düşmediği söylenebilir. Ancak bugün elimizde, sıcak ve demir silkatlı çekirdeğin sıvı hidrojenden oluşan kabuklarla çevrili olduğu yönünde güvenilir kanıtlar var. Bu kabukların altta kalanı ****lik, üstteki ise bildiğimiz basit moleküllü hidrojenden oluşuyor. Sıvı hidrojenin hemen üzerinde başlayan atmosfer yaklaşık 1000 km kalınlığında. İçinde birçok farklı bulut katmanı yer alıyor. Bunlardan biri su buzu kristallerinden oluşuyor. Hatta sıvı sudan oluşan bir katman bile olabilir. Yukarıya doğru çıkıldığında amonyak sirrusları olarak adlandırılan amonyak kristallerine rastlanıyor. Jüpiter üzerinde görülen canlı renklerin, bazı kimyasal ve fiziksel süreçlerin (mesela yıldırımlar) aslında beyaz olan amonyak sirruslarını renklendirilmesi sonucu ortaya çıktıkları düşünülüyor. Gezegenin üzerinde en belirgin şekilde görülen yerler, ekvatora paralel olarak uzanan kuşaklardır. Hemen her zaman faredilebilen bu kuşakların enlemleri de pek değişmez. Ana kuşaklar hep görünüyor olsalar da ne kalınlık ne de yoğunluk açısından sabit kalmazlar. Genellikle Kuzey Ekvator Kuşağı (NEB), en belirgin olan kuşaktır; ama 1985-86 yıllarında olduğu gibi Güney Ekvator Kuşağı’nın (SEB)daha baskın bir hal aldığı olur. Ancak SEB çok değişkendir. 1989 yılının Mayıs ve Haziran ayları civarında yani Jüpiter Güneş’in öbür tarafındayken GEkKuş tamamen kaybolmuş, ancak bir süre sonra tekrar oluşmuştur. 1992 yılının sonlarındaysa hem GEkKuş hem de Güney Ilıman Kuşağı (STB) belli belirsiz hale gelmiştir. Bana kalırsa en ilginç yıl 1962’dir. O yıl iki ekvator kuşağı birleşerek küre üzerinde geniş, krom sarısı bir kuşak oluşturmuşlar. Jüpiter üzerindeki özel oluşumların dönüş sürelerini hesaplamak zor değildir. Dönüş hızı son derece yüksek olduğundan, birkaç dakikalık bir gözlemle bile şekillerin soldan sağa doğru küre boyunca hareket ettikleri rahatça görülebilir. Yapılması gereken tek şey, şeklin orta boylama art arda iki gelişi arasında geçen süreyi belirlemektir. Yüzey şekillerinin geçiş süreleri ise bir dakikadan daha az bir yanılma payıyla ölçülebiliyor. Bir şeklin tam aynı yerden iki kere geçmesi arasında geçen zamanın gezegenin dönüş süresini vereceği çok açık. Ancak gerçek hayatta bir şeklin iki geçişini de görebilmek nadiren mümkün olur; çünkü bu on saatlik bir zaman demektir. Ancak şekillerin geçişlerinin tam olmadığı dönüşlere de rastlanır. İlginç etkinliklerin çoğu ekvatorun yakınında, güney dönencesinde ve güneydeki ılıman kuşak çevresinde yaşanır. Kutuplarda hareket daha azdır. Kuzey yarım küre ise güneye göre daha sakindir. Bu durum, Büyük Kızıl Benek olarak adlandırılan hayli iri oluşumun güneyde bulunmasıyla bağlantılı olabilir. Benek,1878 yılında çok bariz bir şekilde görünür hale geldi, ama daha önce de vardı. 1664 yılında Robert Hooke tarafından görülmüştü; Paris Gözlemev’nin ilk müdürü Cassani de 1965 yılında onu çizmişti. Dolayısıyla daha önce de görülmüş olabilirdi. Ömrü az rastlanır biçimde uzun olan bu lekenin bir benzeri daha yoktur. Uzay çağından önce Kızıl Benek’in yapısını açıklama amacıyla bazıları oldukça çılgın sayılabilecek birçok farklı kuram öne sürülmüştür. Söz gelimi 1943 yılında E. Schönberg lekenin bir volkan ağzıolduğunu iddia etmişti. Emin olunan tek şey lekenin sabit olmadığıydı. En çok tutulan kuram, Jüpiter üzerine yaptığı çalışmalarla dünya çapında ün kazanmış olan Bertrant Peek adlı amatör bir ingilize aitti. Lekenin, Jüpiter’in atmosferinin üst kısımlarında bulunan bir gök cismi olduğunu iddia eden Peek, görüntüsündeki değişimleri de seviyedeki değişikliklere bağlıyordu. Cisim alçaldığında üzeri bulutlarla kaplanacak; bulut katmanının üstüne kadar yükseldiğinde ise tekrar görünür hale gelecekti. Yapılan hesaplamalar, seviye değişikliğinin 11 kilometreden fazla olmadığını gösteriyordu. Peek, bu yükseliş alçalış nedenini, ünlü tuzlu sudaki yumurta deneyi ile bir benzerlik kurarak açıkladı. Tuzlu su karışımı bardağın dibinde daha yoğunsa -ki genelde böyle olur- Yumurta yoğunluğun belirdiği bir seviyede suyun içinde yüzer. Suya biraz daha tuz karıştırırsak, yani karışımın yoğunluğunu arttırırsak, yumurta bardağın ağzına doğru yükselir. Dolayısıyla, Jüpiter’in atmosferinin Kızıl Benek’in bulunduğu kısmının yoğunluğunda az da olsa bir artış olursa Benek yukarı doğru itilecektir. Bu konuda başka bir kuram da Raymond Hide tarafından öne sürülmüştür. Hide, bulutların altında kalan Jüpiter’in yüzeyinde çeşitli yüzey şekilleri varsa, bunların kuvvetli rüzgârların oluşmasına neden olacağını söyler. Yüzeyde atmosferin etrafında dolaşabileceği bazı büyük oluşumlar mevcutsa -söz gelimi bir dağ- bu şeklin tepesinde Taylor kolonu olarak adlandırılan hareketsiz bir gaz kolonu oluşacaktır. Bu durumda Kızıl Benek,kolonun üst kısmı olabilir. Neyse ki uzay araştırmaları sayesinde bugğn bu iki kuramın da yanlışolduğunu anlamış bulunuyoruz. Kızıl Benek aslında Jüpiter’in hava durumunun yol açtığı dev bir kasırga. Çok büyük olduğu için bu kadar uzun sürüyor; ancak sonsuza kadar da sürmesi imkânsız tabii ki. Neden bu renk olduğu ise hâlâ esrarını koruyor; ama fosforla bir bağlantısı olabilir. 1955’te ilginç bir gelişme yaşandı. Amerikalı B.F. Burke ve K.L. Franklin, Jüpiter’in yaydığı radyo dalgalarının, dalga boyları dekametrelerden desimetrelere doğru azalırken şiddetinin arttığını buldular. Bu beklenmedik keşif şans eseri bulunmuştu. Burkeve Franklin bu tür bir araştırma yapmıyorlardı; ancak ara sıra aldıkları radyo dalgalarının, hep Jüpiter, aletlerine göre belirli bir konumdayken ortaya çıktığını saptamışlardı. Radyo dalgalarının yapay olduğu gibi bir iddia hiç olmadı. Işık dalgaları ve radyo dalgaları, elektromanyetik olaylar sonucunda ortaya çıkarlar; aralarındaki tek temel fark dalgaboylarınınuzunluğudur. Jüpiter’den yayılan dalgaların sırrı ilk başta çözülememişti. Dalgalar ile yüzey şekilleri arasında bir bağlantı kurulamamıştı. Ancak radyo dalgalarıyla, Jüpiter’in kendisine en yakın uydusu olan İo arasında bir ilişki var gibi görünüyordu. Bu da ikinci bir sürpriz oldu; çünkü o sırada henüz İo’nun volkanik bir yapıya sahip olduğu bilinmiyordu. Jüpiter’in çok büyük bir manyetik alanına ve yanı sıra Dünya’nın çevresindeki Van Allen kuşaklarına benzeyen ama onlardan çok daha güçlü olan ışınım bölgelerine sahip olduğu düşünülüyordu. Dünya’dan yürütülen gözlemler çok şey öğrenilmişti; ancak asıl ihtiyacımız olan şey, uzay araçlarının Jüpiter’in yakınından göndereceği bilgilerdi. Bunların ilki Pioner’lardı. Pioner’lardan No.10 1973 yılının Aralık ayında hedefinin yanından geçmişti; onu bir yıl sonra No:11izledi. İkisi de görevlerini başarıyla yapmışlardı; ancak ilk iki Voyager onların başarısını gölgede bıraktı. 1977 yılında fırlatılan iki Voyager’dan ilki olan Voyager1, 1979 yılının 5 Mart’ında, ikizi Voyager2 ise yine yine aynı yılın 9 Temmuz’unda Jüpiter’in yanından geçti. O zamamdan beri iki sonda daha gönderildi. Ulysses, Güneş’in kutuplarını incelemek üzere yola çıkmıştı ama daha önce, Şubat 1992’de Jüpiter’in yakınlarından geçti. Başı çeken Pioneer 10, yolculuğuna 2 Mart’ta 1972’de Cape Canaveral’dan başlamıştı. Bir yıl dokuz ay sonra asteroit kuşağını sağ salim geçmeyi başararak Jüpiter’e 132.000 km kadar yaklaştı. Ayrıca Jüpiter’in ışınım bölgelerinin umulandan çok daha güçlü çıkması sonucu Pioneer 10, öngörülmemiş bir tehlike altına girmişti. Araç bulutlara biraz yaklaşacak olursa içindeki aletler tamamen bozulacaktı. Neyse ki herşey yolunda gitti; araç tehlikeden kılpayı kurtularak bize Kızıl Benek’in, renkli alanların, kuşakların ve bölgelerin harikulâde fotoğraflarını gönderdi. Böylece Jüpiter’in, sürekli korkunç fırtınaların görüldüğü son derece zalim bir dünya olduğu doğrulanmış oldu. Ayrıca manyetik alanının da gerçekten çok güçlü olduğu anlaşılmıştır. Kendinden bir öncekinin ikizi sayılabilecek olan Pioneer 11, Jüpiter’in yakınınaondan bir yıl kadar sonra vardı. Pioneer 11’in yörüngesi değiştirilmişti; bulutların üst kısmına 46.500 km kadar yaklaştı ve ışınım tehlikesinin en yüksek olduğu ekvator bölgesinin üzerinden hızla geçip gitti. Daha önce öğrendiklerimizi doğrulayan bilgiler yollayın aracın görevi henüz bitmemişti; çünkü hâlâ, Satürn ile 1979 yılında buluşmasına olanak verecek kadar gücü vardı. Pioneer’lardan hiçbiri geri dönmeyecekti. Birkaç yıl sonra çok hızlı hareket eden bu araçların izini tamamen kaybetmiş olacağız. Sadece birer öncü olan Pioneer’lar üzerinde daha fazla durmayacağım. Ayrıca 1979 yılnda gezegene sırayla 350.005 ve 723.994 km kadar yaklaşn Voyager’laedan çok daha fazla şey öğrendik. En büyük keşiflerden biri halka sisteminin keşfiydi. Jüpiter’in halkaları Satürn’ünkilere hiç benzemez; çok ince ve koyu renkli olduklarından onları Dünya’dan, teleskop kullanarak görmek imkânsızdır.Kızıl Benek’in yapısı anlaşılmıştı; ayrıca Pioneer’lar geçtiği zamandan o yana oldukça değişmiş olan yüzeyinin mükemmel fotoğrafları da çekmişti. Kutup ışıklarına rastlanmıştı; üstelik gezegene neredeyse sürekli olarak yıldırım düştüğü ve şimşeklerin çaktığı saptanmıştı. Bu da Jüpiter’in fırtınalı bir dünya olmanın yanı sıra gürültülü de olduğunu gösteriyordu ( ****n ve amonyak gazlarının varlığını da göz önüne alırsak üstüne bir de kokulu!) Belki de Voyager’lar tarafından yürütülen çalışmalar sonucunda yapılan en büyük keşif, Jüpiter’in manyetik alanıyla ilgiliydi. Bu manyetik alan çok güçlü olmasının yanı sıra son derece de genişti. Manyetosfer o kadar genişti ki Satürn’ü bile içine aldığı zamanlar oluyordu. Üstelik Voyager’lar Jüpiter’in manyetik alanı ile volkanik uydu İo arasında bir ilişki olduğnu da doğrulamışlardı. Şu ana kadar Jüpiter’e eşlik edenlerden çok az söz ettim; ancak özel olarak incelemeye değecekleri kesin. Büyük olan dört tanesi o kadar iri ve parlaktır ki, onları herhangi bir teleskopla veya iyi bir dürbünle rahatça görebilirsiniz. Hatta kekin gözlü insanlar çıplak gözle görebilir. Galileo’nun 1610 yılının Ocak ayında ilkel teleskobunu kullanarak incelediği bu dörtlü, Galilei uyduları olarak bilinir. Ancak aslında, Galileo’dan çok kısa bir süre önce Marius adlı başka bir gözlemci tarafından keşfedilmiş de olabilirler. Onlara bugün kullanmakta olduğumuz isimlerin (İo, Europa, Ganymede ve Calisto) verilmesini öneren de yine Marius'tur. İo, Ay’ımızdan biraz büyüktür; Europa biraz küçük; Ganymede ve Callisto ise çok daha büyüktür. Ganymedenin çapı Merkür’ünkinden büyüktür; ama ağırlık olarak ondan hafiftir. Voyager’lardan önce, Galilei uydularına Dünya’daki güçlü telsekoplarla bakıldığında yüzeylerinde birkaç bulanık gölgelik görüldüğü olmuştu; ancak şekiller hiçbir zaman ayrıntılı olarak görülememişti. Voyager’lar sayesinde, dört uydunun birbirine benzemediğini kanıtlayan mükemmel görüntüler elde edilmişti. Ganymede ile Callisto buzlu ve kraterli; Europa buzlu ama yumuşak yapılı; İo ise sülfür kaplı ve volkanikti. İo gerçek bir şok yaratmıştı. Sülfür volkanlarından püsküren lavlar yüzeyin çok yukarılarına kadar çıkıyordu; dağlar neredeyse hiç durmadan patlıyorlardı. Lav akıntıları inanılmayacak kadar geniş alanlara yayılıyordu. Volkan ağızlarında 550*C (1000*F) gibi yüksek bir sıcaklık ölçülmüştü; ancak yüzeyin ortalama sıcaklığı –55*C ( -100*F)’nin altındaydı. Püskürtülen maddelerin hızı da oldukça yüksekti. Bu açıdan İo’nun volkanlarının bizimkilerden çok daha sert olduğu söylenebilir. Bunlardan başka yüzeyde, sıvı sülfürle dolu siyah göller vardı ve bu göllerin içinde, bizim aysbergleri, hatırlatan katı sülfür kütleleri yüzüyordu. İo’nun kabuğu büyük olasılıkla, sadece üstten 800 metrelik kısmı katı olan sülfür ve sülfür dioksitten oluşan beş altı kilometre derinliğinde bir denizdi. Isı içeriden sülfür okyanusununaltından püsküren lav şeklinde dışarı atılıyordu. Sonuçta ortaya sülfür, sülfür dioksit gazı ve sülfür dioksit karından oluşan bir karışım çıkıyordu. Asında İo’daki bu oluşumlara, volkan değil gayzer dememiz daha uygun olur. İç ısısı, İo’nun Jüpiter etrafında yörüngesinin dairesel olmasıyla ilgili olabilir. Yörüngenin dairesel olmaması ise İo’nun, hem Jüpiter’in hem de diğer Galilei uydularının kütlesel çekişlerine maruz kalmasıyla bağlantılıdır. Bu durum uydunun çalkalanmasına ve ısınmasına neden olur. İo volkanlarının püskürttüğü parçalar, Jüpiter tarafından yakalanır. Bu parçalar gezegenin etrafında İo’nun yörüngesini merkez alır bir biçimde bir boru gibi uzanırlar. Ayrıca İo ile Jüpiter’in arasında çok kuvvetli bir elektrik akımı vardır. Böylecesonunda İo’nun, Jüpiter’in radyo dalgaları üzerinde niçin bu kadar etkili olduğunu da anlayabildik. Kesin olan birşey var ki İo’ya hiç gitmeyeceğiz. Yüzeyinin hareketli oluşu, sürekli patlamalar görülmesi ve volkanların ağızlarından uzaklaştıkça dondurucu hale gelen sıcaklık gibi bahaneler yeterli; ayrıca İo’nun Jüpiter’in ışınım alanının en kalın olduğu bölgelerden birinde hareket ediyor olması da ayrı bir konu. Volkanların bazılarını uzaktan da olsa hala izleyebiliyoruz; Hubble Uzay Teleskobu’nun bize gönderdiği fotoğraflar arasında varlar. Fotoğraflar Voyager’lardan gönderilenler kadar kaliteli değiller tabii, ama yine de ayırma gücünün yeterli sayılabileceğini söylemeliyim. Bu bile Hubble Teleskobu’nun hatalı aynasına rağmen bir başarısızlık olarak görülmemesini kanıtlıyor. İo’dan pek de küçük olmayan ve Jüpiter’den uzaklığı İo’nunkinin iki katından az olan Europa’nın bu kadar hareketsiz oluşuna bir anlam vermek zordur.Voyager’ların gönderdiği fotoğraflarda görülen tek şekil buz üzerinde görülen çatlaklardı. Çatlak bir yumurta kabuğuna benzeyen bu görüntüsüyle Europa, bir haritacının korkulu rüyası sayılabilirdi. Buzdan kabuğun altında sıvı sudan meydana gelen bir okyanus bulunduğu ve bu okyanusta ilkel canlı türlerinin var olabileceği yönünde ciddi iddialar var. Ganymede de buzdan bir kabukla kaplıdır; ama İo’dan farklı olarak üzerinde kraterler, ovalar ve oyuklar da vardır. Callisto’nun yüzeyinde o kadar çok krater vardır ki, yüzey seviyesi olarak kabul edilecek kadar bir yer bulmak imkânsız gibidir. Uyduların hiçbirinde aymosfere rastlanmamıştır. Göreceli olarak büyük olan Ganymede bile, bizim atmosferimizin yoğunluğunun bir katrilyonda birinden daha yoğüun bir atmosfer tutmaktadır. Jüpiterin bilinen oniki uydusu daha vardır. Bu uyduların hepsinin çapı 320 kilometreden küçüktür; dolayısıyla amatörlerin sahip olduğu normal teleskoplarla görülmeleri olanaksızdır. 1892 yılında E.E. Bernard tarafından keşfedilen Amalthea’nın şekli biçimsizdir. Voyager’ların gönderdiği fotoğraflarda, yüzeyinde kraterler, oluklar ve dağ sıraları olduğu görülmüştür. Bir gözlemcinin sadece teleskop kullanarak keşfettiğison Jüpiter uydusu odur; ondan sonrakilerin keşfinde ya fotoğraf ya da uzay araçları kullanılmıştır. Metis Adrastea, Amalthea ve Thebe Jüpiter’e Galilei uydularının hepsinden daha yakınlarken; Leda Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphaé ve Sinope ise daha uzaktalardır. Jüpiter’den uzaklıkları ise 20 ile 24 milyon km arasında değişen son dört uydu, doğudan batıya doğru hareket etmektedirler. Bu durum onların Jüpiter tarafından yakalanmış asteroitler olduğu konusunda şüpheye yer bırakmıyor. Jüpiter’den bu kadar uzakta olan bu uyduların yörüngeleri dairesel olmaktan çok uzaktır. Jüpiter, amatör bir gözlemci için gözlenmeye değer gezegenlerden biridir denebilir. Dış yüzey sürekli değişmektedir; birazdan ne ile karşılaşacağını kimse tahmin edemez. Eskilerin, bu Dev Gezegen’e Tanrıların Kralı’nın adını vermeleri son derece yerinde bir davranıştır doğrusu. SATÜRN  Eski zamanlarda bilinen en dış gezegene, Jüpiter’in babası Satürn’ün ismi verilmişti. Jüpiter kadar parlak olmayan bu gezegenin renginin sarımtıraklığı ona sanki kurşundanmış gibi bir hava verir. Ayrıca yıldızlara göre çok yavaş hareket etmektedir; bu yüzden ona hain sıfatını yakıştıranlar çıkmıştır. Ancak bir teleskopla bakıldığında, hiç tartışmasız gökyüzündeki en güzel cisim odur. Onu benzersiz yapan halkalarıdır. Bugün bütün devrelerin halka sistemleri olduğunu biliyoruz; ancak hiçbiri Satürn’le yarışamaz. Bu halkalar, ilginin gezegenin kendisinden sapmasına neden olur. Zaten, yüzey şekillerinin etkileyici bir tarafı olmadığı da bir gerçek. Satürn temelde Jüpiter’e benzer; onun da bulut kuşakları ve lekeleri vardır, ancak gözlemlenebilecek etkinlik çok daha azdır. Geçtiğimiz yüzyılda bile, Jüpiter ile Satürn’ün birer minyatür yıldız olduğu fikri hakimdi. R.A Proctor’un 1882 yılında yazdığı, Satürn ve Sistemi adlı kitabından alınan şu bölüme bir bakalım: “Gezegenin yüz binlerce kilometre kare genişliğindeki yüzeyi içsel güçler tarafından yarılmış olmalıdır. Aşağıdan çıkan kuvvetli su buharı çok yükseklere kadar fışkırarak ya gezegenin yüzeyini örten bulut katmanıyla birleşiyor ya da kendi bir bulut kümesi oluşturuyordur. Bu küme, aşırı büyüklüğü veya kendini oluşturan maddelerin etrafını çeviren diğer bulutlarınkinden farklı oluşuyla ayırt edilebilir. Böyle bir oluşum Jüpiter üzerinde, Fransa kadar büyük bir kaplayabilirken; iş Satürn’e gelince alan, Rusya kadar olabilir ki bu da bizim en güçlü teleskopumuzla fark edebileceğimiz bir büyüklüktür. Bu durumda, iki gezegen de görünürde sakin bir tavır sergilerken, aşağıda yani yüzeylerinde kargaşanın en büyüğü yaşanıyor olabilir. Hepsi Yorkshire büyüklüğünde binden fazla farklı bölge olsa, tüm yüzey o sakin halini bırakıp kaynayan ****le benzer bir görüntü alabilir; ancak bu tür bölgelerin üzerinde oluşacak büyük bulut kütleleri, alttaki yüzeyin hareketliliğini kapatıyor olabilir. Bu durumda en güçlü teleskoplarımızla bile en ufak bir değişim belirtisi göremeyiz. Ve Satürn bu arada biz görmeden daha da çalkantılı bir hal alıyor olabilir.” Hiçbir şey gerçeğe bundan daha uzak olamaz; ancak Proctor’un, içinde bulunduğu koşullarda böyle bir tablo çizmesi de son derece normal. Satürn, Jüpiter’den oldukça küçüktür; çapı ekvatorda 120.500, kutuplarda ise 108.750 km kadardır. Güneş ile arasındaki mesafe de bayağı uzaktır. Güneş’ten ortalama uzaklığı 1.425.500.000 kilometredir; bu da Dünya’ya hiçbir zaman 1.200.000.000 kilometreden fazla yaklaşamayacağı anlamına gelmektedir. Dolanım hızı saniyede 9,6 kilometre; dolanım süresi ise 291/2 yıldır. Bu Satürn’ün neden gökyüzünde yavaş hareket ediyor gibi göründüğünü açıklıyor. Kendi ekseni etrafında dönüş hızı yüksektir (101/4 saat); dolayısıyla bir Satürn yılında, 25.000 Satürn günü vardır. Ayrıca dönüş hızı, gezegenin her yerinde eşit değildir; Jüpiter’de olduğu gibi, ekvatorda hızlı; kutup bölgelerinde ise daha yavaştır. Satürn, Jüpiter dışındaki diğer gezegenlerin hepsinden çok daha büyüktür. Satürn’ün hacmi Dünyanınkinin 700 katıdır; oysa yoğunluğu çok düşük olduğundan kütlesi sadece 95 kat daha fazladır. Aslında gezegenin tümünün yoğunluğu, sudan azdır. Demek istediğim, uygun bir okyanus bulup Satürn’ü içine bırakacak olsanız, yüzecektir. Kurtulma hızı yüksekken (35,4 km), yüzeyde kütle çekim kuvveti düşüktür. Kütle çekimi, sadece cismin kütlesine bağlı değildir; cismin büyüklüğü de önemli bir faktördür. Eşit kütleli iki cisim düşünelim; küçük ve dolayısıyla daha yoğun olanın yüzey çekimi daha güçlü olacaktır. Bunun nedeni, onun üzerinde duracak bir gözlemcinin, kürenin merkezine daha yakın olacak olmasıdır. Gazlı yüzeyinde birinin dikelebileceği düşünülemez ama böyle birşey mümkün olsaydı Dünya üzerinde 90 kilo gelen bir kişinin ağırlığı Satürn’de 100 kilo kadar olacaktır. Güneş sisteminde bir Dünyalının kendini, rahatsız edecek kadar ağır hissedeceği tek gezegen Jüpiter’dir. Satürn yapısal olarak Jüpiter’den pek de farklı değildir. Ancak çekirdeğindeki sıcaklık biraz daha düşüktür; bu değerin 15.000*C (27.000.000*F) kadar tahmin edilmektedir. Yapılan son teorik çalışmalar, çekirdeğin katı kısmının Dünya’dan daha büyük olduğunu göstermektedir. Çekirdeğin üzerinde sıvı ****lik hidrojenden oluşan bir katman; onun üzerindeyse sıvı moleküller hidrojenden oluşan bir katman vardır. Sonra da sıra üst bulutlarını bizim de gördüğümüz atmosfere gelir. Bulutlardaki helyum oranı sadece yüzde 6 kadardır; gerisi sizin de tahmin edebileceğiniz gibi esas olarak hidrojendir. Satürn, Güneş’e Jüpiter’den çok daha uzak olduğundan, üst bulutlarının Jüpiter’inkilerden daha soğuk olması beklenir; nitekim öyledir de. Buradaki sıcaklığın -180*C yani -240*F kadar olduğu sanılmaktadır. Üst atmosferdeki amonyağın büyük bir kısmı donmuş haldedir. Ayrıca yapılan spektroskobik gözlemlerde donmuş ****na da rastlanmıştır ki, ****n kolay donan bir gaz değildir. Gezegenin üzerinde bir şeyler görmek istiyorsak, iyi sayılabilecek bir teleskop kullanmamız gerekir. Satürn’ün, Jüpiter’in sakin zamanlarını hatırlatan bir görüntüsü vardır; ancak sonuç itibarıyla Satürn daha iyi huyludur. Kuşaklar yuvarlak hatlıdır; ekvator bölgesi genellikle parlak krem renklidir; Jüpiter’in Kızıl Benek’iyle karşılaştırılabilecek herhangi bir oluşum da yoktur. Kutuplar genellikle loştur ve hiçbir yerinde canlı renklere rastlanmaz. Satürn de Jüpiter gibi etrafa Güneş’ten almış olabileceğinden çok daha enerji yayar. Ancak Jüpiter’e göre küçük olan Satürn’ün oluşumundan bugüne soğumak için yeterli zamanı olmuştur; dolayısıyla bu, Jüpiter’inkinden farklı bir nedene dayanıyor olabilir. En çok kabul gören görüş, sıcaklığın sıvı helyum damlacıklarının daha az yoğun hidrojenin içinden geçerek aşağıya, çekirdeğe doğru hareket etmeleri sonucu, çekimsel olarak oluştuğudur. Bu açıklama tatminkâr değil; ancak bugüne kadar daha iyisini yapan da çıkmadı. Büyük patlamalar nadiren görülür; ancak ekvator bölgesi civarında ara sıra beyaz beneklere rastlandığı olur. Bunlardan ilk kayda geçeni 1876 yılındakilerdir; 1903’te bir tane daha görülmüştür. Bir sonraki olan 1933’teki öncekilerden çok daha etkileyiciydi. Bu beneği, o yılın Ağustos ayında keşfeden kişi amatör bir gözlemci olan W.T. Hay’di; bu İngiliz, bugün sahne ve sinema komedyeni olarak hatırlanan ünlü Will Hay’den başkası değildir. Bu olay şöyle gelişti: Beyaz benek yavaş yavaş uzadı; üzerinde bulunduğu alanın rengi ise koyulaştı. Baş tarafı belirsizleşirken, arka tarafı keskin hatlı bir şekil aldı. Kraliyet Gök BilimcisiSir Harold Spencer Jones, bu durumu “gördüğümüz yüzeyin altında meydan gelen bir volkanik patlama sonucu püsküren bir miktar madde, kendinden daha hızlı hareket eden bir hava akımıyla karşılaştı; onlar akım ile ileri taşınırlarken, sonradan püskürmeye devam eden maddeler de arka ucu oluşturdular.” diye açıklamıştı. Leke zamanla soluklaştı; birkaç ay sonra da gezegenin çevresinde uzanan parlak bir alandan başka bir şey değildi; sonra da tamamen kayboldu. 1960’ta görülen beyaz benek önceki kadar çarpıcı değildi; ancak gezegeni gözlemleyenler 1990 yılında çok zevkli anlar geçirdiler. Eylül ayının 25’inde, Amerikalı bir amatör olan Stuart Wilber, eskileriyle hemen hemen aynı boylamda yeni bir beneğin parladığını gördü. Daha sonra varlığı doğrulandı; zaten görülmemesi gibi bir şey söz konusu değildi. Daha sonra yaşananlar, alışıldık sırayı izledi. Benek, güçlü ekvator rüzgârlarının etkisiyle birkaç gün içinde yayıldı ve 14.500 km uzunluğunda bir bulut görünümünü aldı. Ekim’in ortalarına gelindiğinde, tüm ekvator boyunca uzanan parlak bir bölge olarak görünüyordu. Parlaklığı gün be gün soldu; birkaç ay içinde yine her şey normale dönmüştü. Burada ilginç bir durumla karşılaşıyoruz. Elimizde beyaz beneklerin 1876, 1903, 1933, 1960, 1990 yıllarında görüldüklerine dair kayıtlar var. Görünüşlerin arasında geçen süre, sırayla 27 yıl, 30 yıl, 27 yıl ve yine 30 yıl. Bu Satürn’ün dolanım süresi olan 291/2 yıla çok yakın. Rastlantı peşinde koşmaktan hep sakınmış biri olduğum halde, bana sanki ikisi arasında Bir bağıntı varmış gibi geliyor. Bu durumda gözlemciler, 2020 yılı civarında bir beklenti içine girecekler. Benekler, Satürn’ün gördüğümüz yüzeyinin altında hüküm süren koşullar hakkında bilgi verici oldukları için önemliler. Ayrıca dönüş süresinin ölçülmesine de yardımcı oluyorlar. Dolayısıyla yapılacak en akıllıca iş, göz alıcı halkalara fazla takılmamak ve kürenin kendisini sürekli gözetim altında tutmaktır. İyi aletlere sahip bir amatör de bu işi oldukça rahat bir şekilde kıvırabilir. Ancak, Satürn’ü bu kadar görkemli yapan da halkalarıdır tabii ki. Küçük teleskop ile bile görülebilen halkalar, on yedinci yüzyıldan beri bilinmektedir. Ne olduklarını tam olarak anlayabilecek kadar net bir şekilde olmasa da, onları ilk gören Galileo’dur. Satürn’ü üçlü gezegen zanneden Galileo, birkaç yıl sonra gezegenin normal görünmesine ve yalnız oluşuna bir anlam verememiştir. Galileo hiç öğrenmemiş olsa da, biz bugün bu sorunun cevabını bulmuş durumdayız. Galileo gözlemeye başladıktan kısa bir süre sonra halka sistemi Dünya’ya göre yan durmaya başladı. Bu konumda Galileo’nun ilkel teleskobuyla onu görmek imkânsızdı. 1659 yılında, büyük bir ihtimalle zamanının en iyi gözlemcisi olan Christiaan Huygens, ünlü anagramını (o zamanın astronomlarının kullandığı Latince şifreli bir yazı) yayınladı. Bu anagramda, Staürn’ün çevresinde tutulum dairesi boyunca uzanan ve hiçbir yeri gezegenin kendisine değmeyen yassı bir halka bulunduğu söyleniyordu. O ana kadar söyledikleri doğruydu; ancak kuramına, inanılmayacak kadar çok kişi karşı çıktı. Söz gelimi cizvit olan Fransız matematikçi Honoré Fabri, Satürn’ün garip görüntüsünün nedeninin, dört uydu olduğunu iddia ediyordu. Bu uydulardan ikisi, karanlık ve gezegene yakınken, diğer ikisi parlak ve gezegene uzaktı. Huygens’in halkalarının bütün gökbilimcilere kabulü yıllar aldı. Bu dönemde yapılan çizimlerden bazıları oldukça gariptir; ancak kullanılan teleskopların kalitesi düşünülürse, bu pek de anormal değil. İkisi parlak bir loş olmak üzere üç ana halka vardır. En dıştaki parlak halka 14.500 km genişliğindedir. İçeri doğru gidildiğinde, G.D. Cassani tarafından 1675 yılında keşfedilen ve bu nedenle Cassini Bölümü olarak anılan bir aralık gelir. Genişliği 4000 km kadar olan bu aralık, A halkasının genişliği yaklaşık 25.700 km olan parlak B halkasından ayırır. Huygens’in tarif ettiği halka, A ve B halkalarının bir birleşimidir. A ve B halkaları birbirlerine benzemezler. B daha parlaktır ve geçirgenliği daha azdır. Aradaki farklı kaliteli küçük bir teleskopla bile görebilirsiniz. Halka sistemi biraz olsun eğik olduğunda 8 santimlik mercekli teleskopla bile Cassini Bölümü’nü görmekte zorlanılmaz. A halkasının içinde de dar bir aralık vardır; J.F. Encke tarafından keşfedildiği için onun adı verilen bu aralığı görmek çok daha zordur. Özellikle halkaları yandan gördüğümüz zamanlarda onu fark etmek zorlaşır. B halkası ile gezegen arasında üçüncü bir halka vardır. C halkası Crêpee Halkası ve Karanlık Halka adlarıyla da bilinir. Onu ilk olarak 1850 yılında birbirinden bağımsız iki gözlemci, Amerika’da W. Bond ve İngiltere’de W.R. Dawes, görmüştür. Rahat bir şekilde görülemeyen bu halka yarı geçirgendir. Genişliği ise 19.300 km kadardır. Uzay Çağı’ndan çok önce, öncekiler kadar net görülemeyen başka halkalar görenler de çıkmıştı. Bunlardan CrépeHlkası’ndan daha içeride olduğu iddia edilen halkaya D Halkası adı verilmiştir. Fransız gök bilimci G. Fournier’in 1907 yılında gördüğü ve ana sistemin dışında olan bir başkasına da, kafa karıştıracak biçimde yine D Halkası denmiştir. Bu konu çok sonra, Pioneer ve Voyager uzay araçlarının uçuşlarından sonra açıklığa kavuştu. Satürn’de büyüleyici gölge etkileri görülür. Küreden yansıyan ışık, halkaları aydınlatarak onları kırıkmış gibi gösterir. Ayrıca halkaların Satürn’ün üzerine düşen gölgeleri çok rahat bir şekilde görülür, dikkatsiz gözlemciler yanılarak genellikle bu gölgeleri kuşak zannederler. Halka sistemi daireseldir; ancak biz ona tepeden bakamadığımızdan elipsmiş gibi görürüz. Sistemin toplam çapı 272.000 km kadardır ama halkaların kalınlığı çok incedir. Bu durum, 1966, 1980 ve 1995 yıllarında olduğu gibi yan durduklarında görmek neredeyse imkânsızdır. Daha açık bir şekilde söyleyecek olursak, Dünya halka sistemiyle aynı düzleme girdiğinde, Güneş de aynı şeyi yaparsa halkaları görmek mümkün olmaz; çünkü bu durumda sadece halkalardan en dışta kalanının kenarı güneş ışığı alabilmektedir. Halkaların tamamen kaybolduğunu iddia edenler de çıkmıştır; ancak gerçek böyle değildir. Halkalar, sırayla 13 yıl 9 ayda ve 15 yıl 9 ayda bir yan konuma geliyorlar. Bu eşitsizliğe Satürn’ün yörüngesinin dışmerkezliliği neden oluyor. Kısa olan aralık boyunca Satürn’ün güney kutbu Güneş’e doğru eğik oluyor; bu durumda kuzey yarım küre halkaların ardında kalıyor. Satürn, günberi noktası civarındayken göreceli olarak en hızlı hareket ettiği zamanları yaşıyor. Daha uzun olan aralık boyunca ise kuzey kutbu Güneş’e dönük oluyor; bu sefer de güney yarım küre görülemiyor. Bu devre içinde Satürn, günöte noktasından en yavaş hızıyla geçiyor. Halkalar, Satürn’ün ekvator düzleminde bulunuyorlar; ancak ekvator düzlemi, yörünge düzlemine göre 261/2*kadar eğik. Ana halkalardan A ve B’nin yekpare ve katı bir görüntüsü vardır; dolayısıyla teleskop ile bakan ilk gözlemcilerin onları sert levhalar zannetmeleri son derece doğaldır. Tabii herkes aynı fikirde değildi; söz gelimi J. Cassini1705’te, halkaların, Satürn çevresinde dönmekte olan küçük parçacıklar olduğunu iddia etmişti. Ancak bu oturaklı tahmin, on dokuzuncu yüzyıla kadar doğrulanmadı. Fransız Edouard Roche 1848 yılında, kütle çekimi yok denebilecek kadar az olan bir cismin, bir gezegene (veya başka bir cisme) çok yaklaşması durumunda parçalanacağını kanıtladı. Bu tehlikeli alanın kenarı Roche sınırı olarak bilinir. Sınırı, ilgili gezegenin büyüklüğü ve kütlesi beliler. Halkalar, Satürn’ün Roche sınırı içindedirler; bu da katı veya sıvı olmaları halinde parçalanacakları anlamına gelir. Bu iddia, 1875 yılında James Clerk Maxwell tarafından matematiksel olarak kanıtlanmıştır. Ondan yirmi yıl sonra J.E Keeler, spektroskop kullanarak yaptığı gözlemlerden, halkaların iç kısımlarının Satürn’ün çevresinde dıştakilere göre daha hızlı dönüyor olduğu sonucu çıkardı. Tabii bu da Kepler Yasası’na uygun bir durumdu. Yani her bir parçacık kendi başına birer aycıkmış gibi davranıyordu. 1979’dan önce, halkaların az çok yassı ve düzgün olduğu varsayılıyordu. Uzay araştırmaları sonucunda gerçekte öyle olmadığı anlaşıldı. İlk baskını Pioneer 11 yaptı. Daha önce de bahsettiğimiz gibi, bu sonda 1973’te Jüpiter’i incelemek üzere fırlatılmıştı. Satürn, önceden planlanmış bir hedef değildi; ancak bu karşılaşma çok yararlı oldu; çünkü o zamanlar hiç kimse sondaların, Satürn’ün çevresindeki enkaz ile çarpışmanın yol açabileceği tehlikenin büyüklüğü konusunda bir fikre sahip değildi. Pioneer’ın bulutların 21.000 km kadar üzerinden geçmesi planlanmıştı; öyle de oldu. Böylece hayatta kalma şansı yüzde 99’dan yüzde 1’e düşmüş oldu. Neyse ki hiç yara almadan kurtuldu. 1980 ve 1981 yıllarında, 1979’daki Jüpiter ziyaretlerini bitiren ilk Voyager, Satürn’e geldi. Bu iki Voyager bibirinin eşiydi ancak Jüpiter’den ayrıldıktan sonra farklı roller üstleniyorlardı. Voyager 1 sadece Satürn’ü değil, gezegenin en büyük uydusu Titan’ı incelemek üzere programlanmıştı. Titan’ın bir atmosfere sahip olduğu biliniordu; bu bakımdan özel ilgiyi hakeden bir uyduydu. Sonda, Titan’ı incelemek için tutulum dairesi düzleminden ayrılacaktı; bu durumda da ileride başka bir gezegenle karşılaşma olasılığı kalmıyacaktı. Plan işlerse Voyager 2, Titan’la ilgilenmeyecek ve önce Neptün’le sonra da Uranüs’le buluşmak üzere yoluna devam edecekti. Ancak Voyager 1’in başarısız olması durumunda, Voyager 2’nin Titan’ı incelemesi gerekecekti. Bu durumda da iki uzak devi göremeyecekti. Voyager 1, üzerine düşeni kusursuz bir şekilde yerine getirdiğinde Görev Kontrol Merkezi’ndeki rahatlamayı tahmin edebilirsiniz. Satürn’ün kendisinin çok güzel fotoğrafları elde edildi. Gezegenin üzerinde kırmızımsı ve kahverengimsi benekler bile vardı. Ekvatora simetrik olarak esen rüzgârın hızı saatte 1500 km’yi bulur ki, bu Jüpiter rüzgârlarından bile daha hızlı olduğunu gösterir. Manyetik alanı Jüpiterinkinden yirmi kat daha zayıftır; ancak bu haliyle bile Dünya’nınkinden bin kat güçlüdür. Manyetik ekseninin, dönme ekseniyle çakıştığı belirlenmiştir. Yani bu durumda, gezegende pusulaya bakılacak olursa, ibre tam kuzeyi gösterecektir. Kutup ışıklarına da rastlanmaktadır; ama tahmin edebileceğimiz gibi Jüpiter’dekilere çok daha zayıf olacaktır. Voyager 1 Satürn’e doğru yaklaştığında halkaların kimsenin ummadığı kadar karmaşık oldukları anlaşıldı. Binlerce ufak halkadan ve küçük boşluklardan oluşuyorlardı. Bir bütün olarak ise daha önce görülmüş hiçbirşeye benzemiyorlardı. Rahat görünen ayrımların ortaya çıkış nedeninin, uyduların, özellikle de Voyager’lardan önce en içteki olarak bilinen Mimas’ın, çekim gücü olduğu zannediliyordu. Bu belirgin birkaç boşluk için geçerli olabilirdi; ancak sistemin karmaşıklığı, tek nedenin, uyduların tedirgisi olmayacağını gösteriyordu. Satürn’ün halkalarının hareketleribugün bile tam olarak açıklanabilmiş değildir. Cassini Bölümü boş değildir. Orada da halkacıklar veuzaydagörülen türden parçacıklar vardır. B Halkası’nda, merkezden çevreye doğru yayılan, yaklaşık 15.000 km uzunluğunda garip çubuklar görünür. Bu çubuklar, halka, gezegenin gölgesinden çıktıktan birkaç saat sonra kaybolurlar. Aslında böyle bir büçüm oluşturamamaları gerekir. Hatılarsanız Kepler Yasası şöyle der: İç kısımdaki parçacık, kendine göre dışarıda olan parçacıktan daha hızlı hareket eder. Dolayısıyla merkezden dışarıya doğru çubuk şeklinde bir oluşumun bulunmaması gerekir. Ancak oradalar ve net bir şekilde görülebiliyorlar. Benim bugünkü fikrimi soracak olursanız, bu çubukları, manyetik güçler tarafından halka sisteminin düzleminden çıkartılan parçacıklar oluşturuyor ve yükselen bu parçacıklar daha sonra manyetik alan hatları tarafından süpürülüyor. Şu anda en mantıklı açıklama bu gibi görünüyor. Dünya’dan gözlem yapan kişilerin yaptığı, eski çizimlere baktığımızda, bazılarıda bu çubukların çizili olduğunu görüyoruz. Yeni halkalar da bulundu. Daha önce D Halkası adı verilen ve bulutların hemen üstüne kadar uzandığı söylenen halka, gerçek bir halka sayılamazdı; dağınık parçacıkların bir alandı. Ancak A Halkası’nın hemen dışında yeni bir halka bulunduğu görüldü. Büyük olasılıkla Fournier’in gördüğü halka olan bu halkaya resmen F Halkası adı verildi. F Halkası’nın örülmüş ipliklere benzeyen garip ve karmaşık bir yapısı vardı. Seyrek yapılı G Halkası ise büyük uyduların en içte olanı Mimas’la aynı yolu kullanan iki küçük ayın yani Janus ve Epimethus’un yörüngesine kadar olan bölgenin needeyse tamamını kaplıyordu. Son olarak bir de E Halkası vardı. G Halkası’ndan bile daha seyrek olan bu halkanın en parlak olduğu yer, ikinci büyük uydu olan Enceladus’un yörüngesinin hemen içinde kalan bölümdü. Halka parçacıklarını Voyager bile net olarak gösteremedi. Ancak büyüklükleri, çakıl taşıyla birkaç metre çaplı buzblokları arasında değişiyor gibi görünüyordu. Ayrıca halkaların bulunduğu düzlemin 65.000 km aşağısına ve yukarısına kadar uzanan, seyrek yapılı bir hidrojen bulutuna da rastlanmıştı. Halka parçacıklarının bileşimine gelince, görünüşe göre parçacıklar basit su buzundan oluşuyorlardı. Uzay Çağı’ndan önce Satürn’ün dokuz uydusu olduğu zannediliyordu. Satürn ailesi, Jüpiter’inkinden hayli farklıydı. Satürn’de dört büyük ve bir düzine küçük yerine, bir büyük (Titan) ve birçok ortaboy uydu vardı. Uydularından Rhea ve İapetus’un çapı 1500 km; Dioni ve Tethys’inki ise 1100 km kadardır. Mimas, Enceladus ve Hyperion’un çapları ise 270 km ile 480 km arasında değişir. Önceden bilinen son uydu olan Phobe’nin çapı ise topu topu 225 kilometredir. Satürn’den ortalama 13.000.000 km uzakta olan bu uydu, ters yönde hareket etmektedir; bu durum onun eski bir asteroit olduğu konusunda şüpheye yer bırakmaz. Ondan sonra 9 yeni uydu daha bulunmuştur. Bunlardan Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Epinetheus ve Janus, Satürn’e Mimas’tan daha yakındır. Telesto ve Calypso, Tethys ile aynı yörünge üzerinde hareket etmektedirler. Dione’nin ise Helene adlı bir Troya’lısı vardır. Bunlardan başka birkaç küçük uydu daha olduğu ve toplam uydu sayısının yirminin üzerine çıkacağı düşünülmektedir. Yeni keşfedilen uydulaın hepsi çok küçüktür; aralarında çapı 150 kilometreden büyük olan tek uydu Epimetheus’tur. Saptanan son uydu olan Pan, A Halkası’nın ortasındaki Encke Bölümü’nün içinde hareket etmektedir. Prometheus ile Pandora’ya çoban uyduları denmektedir, çünkü F Halkası’nın iki kenarında durarak onu sabit bir şekilde tutarlar. Prometheus’un yörüngesi halkanın biraz dışından geçer; dolayısıyla halkayı oluşturan parçacıklardan daha yavaş hareket etmektedir. Bir parçacık diğerlerinden ayrılacak olursa, Prometheus onu yavaşlatarak daha içte bir yörüngeye oturmasını sağlar. Aynı şekilde içeri,Satürn’e doğru yol alan parçacıklar da Pandora tarafından hızlandırılır ve ana halkaya geri gönderilir. Janus ile Epimetheus’un eskiden aynı büyük cisim parçaları olduğu kolayca anlaşılmaktadır. Birçok bakımdan benzerlik gösterirler. Ayrıca dört yılda bir birbirlerine yaklaşırlar; bu sırada yaşanan ikili etkileşimler sonucu yörüngelerini değiştirirler. Uzayda sandalye kapma oyunu oynayan iki ay gibidirler!Küçük uyduların çoğunun şekli biçimsizdir. Satürn’ün uydularının en büyüğü olan Titan, Ganymede’den sonra Güneş Sistemi’ndeki ikinci büyük uydudur. Küçük bir teleskopla görülebilecek kadar parlaktır. Dürbünle bile gördüğünü söyleyenler olmuştur. 1944’te, bir atmosferi olduğu belirlendei; Voyager’dan önce atmosferin esas olarak ****ndan oluştuğu düşünülüyordu. 8 santimlik bir mercekli teleskopla Rhea rahatça, Dione ile Tethys ise biraz daha zor görülür. İapetus’un durumu biraz gariptir; uydu Satürn’ün batısındayken, doğusundayken olduğundan çok daha parlaktır. En çok, Rhea kadar parlak görünür; ancak soluk olduğu zamanlarda 8 santimlik teleskobun menzili dışında kalır. Bu garip durum, uydunun G.D. Cassini tarafından 1671 yılında keşfedilişinden beri bilinmektedir. Bu farkın mantıklı tek açıklaması vardır. Gezegenlerin en büyük uydularının çoğu gibi, İapetheus da eşzamanlı dönmektedir. Yani, çevresinde dönmekte olduğu gezegene hep aynı yüzünü göstermektedir. Bunun nedeni gezegenin çevresindeki dolanım süresinin, kendi ekseni etrafında dönüş süresine eşit olmasıdır. Bu süre İapetheus için 79 gündür. Yani batı uzanımında her zaman, yansıtma oranı daha yüksek olan yüzü bize dönüktür. Voyager 1’in ana hedefi olan Titan, şok yarattı denebilir. Yüzeyinin görülmesini tamamen engelleyen kalın atmosferinin, bol miktarda nitrojenden ve hatırı sayılır miktarda ****ndan oluştuğu belirlendi. Yüzey basıncı, Dünya’da deniz seviyesindeki basıncın birbuçuk katından daha fazlaydı. Voyager 1, uydunun 6500 kilometre kadar yakınından geçtiği halde tek görebildiğimiz, portakal renkli sis olarak adlandırılabilecek oluşumun üsy katmanıydı. Yüzey sıcaklığı -180*C (-290*F) olarak ölçülmüştü. Bu oldukça önemliydi çünkü ****n gazının, Titan üzerinde katı, sıvı veya gaz halinde bulunabileceği anlamına geliyordu. Bu durum, tıpkı H2O’nun Dünya’dan, buz, sıvı su veya su buharı şeklinde bulunabilmesine benziyordu. Bizim denizlerimize pek benzemese de, Titan’da bir çeşit kimyasal maddeden oluşan denizler olabilirdi. Büyük bir olasılıkla da etan ve ****nın oluşturudğu bir karışım. Titan, haytın ortaya çıkmasına olanak vermeyecek kadar soğuk gibi görünüyor olsa da üzerinde, söz gelimi portakal renkli siste, birçok organik maddeye rastlanmıştır. Uyduda hayat için gerekli tüm koşullar varmış gibi durmaktadır. Bu konunun 2004 yılında aydınlığa kavuşması bekleniyor; çünkü uydu üzerine yumuşak iniş yapması planlanan yeni sonda, uyduya o yıl ulaşacak. Bir konuyu daha belirtmekte yarar görüyorum. Titan’ın kurtulma hızı, bizim Ay’ımıznkiyle aynı gibidir. Ancak Titan, Ay2dan çok daha soğuk olduğundan bir atmosfer tutmayı başarabilmektedir. Çünkü sıcaklık düştüğünde, atomlar ve moleküller daha yavaş hareket ederler bu da kaçma şanslarının azalacağı anlamına gelir. Milyarlarca yıl sonra Güneş daha parlak hale geldiğinde Titan’ın, üzerinde hayatın ortaya çıkmasına olanak verecek kadar ısınacağı düşünülmektedir. Ancak o zaman da, artan sıcaklık spnucu atmosferin kısa süre içinde kaybedecektir. Bu arada Voyager’ların, o sırada son derece ters bir konumda olan Phobe dışında, bütün büyük uyduların çok güzel fotoğraflarını çktiğini de belirteyim. M,mas’ın buzlu ve kraterli yapısı vardır. Herschel adı verilmiş büyük kraterin genişliği, uydunun çapının üçte biri kadardır. Encaladus, buzlu ve küçük kraterli düz sayılabilecek bi yüzeye sahiptir. Tethys ise neredeyse saf buzdan oluşmaktadır. Üzerinde yer alan bir hendek, uydunun yarısından çoğu boyunca uzanmaktadır. Dione, Teehys’ten azıcıkdaha büyük ama çok daha ağırdır. Yarı kürelerinin parlaklıkları birbirinden farklıdır. Yüzeyinde, birkaç parlak şekil ile iki üç büyük krater vardır. Rhea’nın yüzeyine bakıldığında, uydunun son derece yaşlı olduğu görülür. Neredeyse Jüpiter sistemindeki Callistokadar kraterli bir yapıya sahiptir. Hyperion’un durumu istisnaîdir. Şekli biçimsizdir; büyüklüğü 360 x 280 x225 kilometre kadardır; bir hamburgere benzediği söylenebilir. Satürn çevresinde bir tam dönüş yapması 21,3 gün sürer; ancak bu, kendi ekseni etrafında dönme süresine eşit değildir, yani dönüşü tutulmuş değildir. Yörüngesinde taklalar atarak ilerliyor gibi görünen Hyperion’un, dönüşünün de düzensiz olduğu söylenebilir. Bu uydunun eskiden daha büyük bir gökcisminin parçası olduğu düşünülmektedir; ancak henüz diğer yarının izine rastlanmıştır. İapetus’un yarı kürelerinden birisi parlak ve kar kadar yansıtıcı, daha çok görünen diğeri ise karatahta kadar koyu renklidir. Kuramcılar burada, benim Zebra problemi olarak adlandırdığım bir sorun ile karşı karşıyadırlar: Zebra siyah çizgili beyaz bir hayvan mı, yoksa beyaz çizgili siyah bir hayvan mıdır? Söz konusu olan İapetus ise bu soruyu cevaplandırabiliriz. Hareketleri ve diğer uyduları üzerindekietkileri incelendiğinde, yoğunluğunun suyunkinden çok da fazla sonucuna varılmıştır. Yani uydunun büyük bölümü buzdan oluşmaktadır. Karanlık bölge ise hâlâ bir bilmecedir. Nedeninin, en dıştaki uydu olan ve elimizdeki tek ve pek de tatmin edici olmayan fotoğrafında koyu renkli ve diğer buzlu uydulara pek benzemiyor gibi görünen Phoebe’den İapetus’a gelen toz olduğu yönünde iddialar vardır. Ancak Phobe ile İapetus birbirlerine 9,5 milyon kilometreden fazla yaklaşmamaktadır.; ayrıca İapetus’un üzerindeki lekenin rengi Phoebe’nin tozlarınınkinden farklıdır. Bu durumda ya geçmişte uyduya bir kuyruklu yıldız çarpmıştır ya da bu koyu renkli madde buzlu kabuğun altından yukarı çıkmıştır. Jüpiter’in Galilei uydularını gözlemlemeye göre çok daha zor olsa da bu uyduların da tutulmaları, geçişleri ve parçalı tutulmaları gözlemlenebilmektedir. Ancak bu olaylar küçük bir teleskop ile uydular içinde bir tek Titan izlenebilir. Bu pek de hoş bir durum değildir; çünkü küçük uyduların yörüngeleri tam olarak bilinmemektedir. Bu durumda, tutulmaların ve geçişlerin zamanları konuya biraz olsun açıklık getirebilirdi. İkili olaylara da rastlanmaktadır. Söz gelimi A.E. Levin ve L.J. Comrie, 8 Nisan 1921’de Titan’ın gölgesinin Rhea’nın üzerine düşmesi sonucu yaşanan tutulmayı gözlemlemişlerdir. Pickering, Phoebe’yi, Harvard College Gözlemevi’nin güney istasyonu olan Peru’daki Arequipa Gözlemevi’nin 60 santimlik teleskobuyla keşfetmiştir. Altı yıl sonra yörüngesi Rhea ile Titan’ın yörüngeleri arasında yer alan yeni bir uydu bulunduğunu açıklayan Pickering, bu uyduya Themis adını vermiştir. Ancak bulunduğu açıklandığı andan itibaren varlığından kuşku duyulmayan bu uyduyu bir daha gören çıkmamıştır. Bu durumda hiç var olmadığı da söylenebilir Konu aryuverdi tarafından (08-21-2008 Saat 08:29 AM ) değiştirilmiştir.. |
||||||||||||||||||
    |
|||||||||||||||||||
|
|
||||||||||||||||||
|
| Etiketler |
| bilgi, geniş, gezegenler, hakkında |
«
Önceki Konu
|
Sonraki Konu
»
| Seçenekler | Arama |
| Stil | |
Normal
|
|
|||||
|
Powered by vBulletin® Version 3.7.3 Copyright ©2000 - 2009, Jelsoft Enterprises Ltd. |
