Güneş Sistemi ve Gezegenler ile İlgili Yeni Bilgiler

Son yıllarda Güneş gökbilimi alanında iki önemli buluş gerçekleştirildi: Gökcisminin yüzeyinin (fotosfer) uzun devirli salınmamın ortaya çıkarılması ve atmosferinin üst bölümündeki “taç boşluklari’nın varlığı.

1974 yazında Kırım gözlemevinde, Severniy yönetimindeki bir Sovyet gökbilimciler ekibi, devri 160 dakika olan pülsasyonları buldu; kısa bir süre soma olay İngiliz gökbilimcileri tarafından doğrulandı ve o zamandan beri, devirleri 5 dakika ile 3 saat arasında değişen salınmalar gözlendi (bunlar alçak frekanslı, ses titreşimleri türünde olan dalgalardır ve gökcisminin çekirdeği ile görsel yüzeyi arasında yaklaşık 200 000 km boyunca uzanan konvektif bölgenin kalınlığındaki bir değişildikten ileri gelirler). Bu gözlemler Güneş sismolojisinin doğuşuna yol açtı. Taş boşluklarının X ışınları fotoğraflarından ortaya çıkarılması da 1974 yılında gerçekleştirildi; bu fotoğrafları Skylab yörünge istasyonundaki (gerçek bir Güneş gözlemeviyle donatılmıştı) astronotlar elde etti. Söz konusu boşluklar, Güneş atmosferinin, aslında X ışınları bölgesinde ışınım yayınlamayan, buna karşılık, ilk kez 1962’de Mariner 2 uzay aracıyla ortaya çıkarılmış olan “Güneş rüzgârı”nı oluşturan elektrik yüklü taneciklerin (elektronlar, protonlar) çıktığı bölgelerdir. Demek ki, bu “rüzgâr” Güneş’in en dış atmosferinin yalnızca bir yayılmasıdır ve gökcisminin magnetik alanının bir bölümünü sanki hapsetmektedir; magnetik alan daha sonra Yer alanıyla etkileşerek magnetik fırtınalara yol açar. Kutup ışıklarının oluşumunda olduğu gibi, bu magnetik alanlar da Güneş’in gezegenimiz üstündeki fiziksel bir etkisinin görsel belirtisidirler. Söz konusu etkiler, gökbilimde yeni bir bölüm oluşturur: Güneş-Yer ilişkileri. Son zamanlardaki çalışmalar arasında İngiliz G. Brown ve J. John’unkiler sayılabilir; bu araştırmacılar Güneş etkinliğinin düzeyine uygun olarak, Kuzey Atlas Okyanusu büyük alçak basınçlarının izlediği “yollarda” bir değişme ortaya çıkarmışlardır. Güneş püskürmelerinin yayınladığı protonlar, ayrıca, fırtına yaratıcı kümülonimbüs bulutlarının doruk noktasına ulaştığı 15 km yüksekliğe doğru hava iyonlaşmasında bir artışa neden olurlar; kararsız bir bulutun elektrik gücündeki bir artma, böylece bir tür “tetik çekme olayı”yla bir fırtınayı başlatabilir. Meteoroloji özellikli etkilerin açıklanması gene de güçtür; çünkü, troposferin (içinde bu olayların oluştuğu atmosfer tabakası) “yanıt verme süresi” nispeten uzundur ve kısa süreli olayların gözlenmesini engeller. 1410-1510 ve daha sonra 1645-1715 yılları arasında Güneş etkinliğinin çok zayıf bir düzeyde bulunduğunun saptanmış olması ilgi çekicidir; belki de Güneş etkinliği gerçekte yoktu (gözlenen kutup ışıklarının azlığı, Güneş diski üstünde önemli lekelerin bulunmaması). Oysa “Spörer ve Maunder’in minimumları” adıyla bilinen bu iki dönem, tarihsel olarak iyi bilinen çok sert iki iklim dönemiyle şaşılacak biçimde çakışır. Daha da ilgi çekici olanı, insanın kendisini, Güneş etkinliğinin etkisinden, en azından kısa süreli değişikliklerinden kurtaramamış olmasıdır. Ne olursa olsun, 1979-1980 arasında yücelim noktasına ulaşan Güneş çevrimi, gökbilimcilerin Güneş’i izlemeye başlamalarından bu yana, yani yaklaşık dört yüzyıldır gözlenenlerin tümünden daha şiddetli olmuştur. Güneş’in çevresinde dolanan gezegenler konusunda, özellikle artık “yerinde” bir incelemeyi sağlayan uzay sondaları sayesinde çok sayıda yeni veriler elde edilmiştir.

Merkür

Çevresinde, 1974 ve 1975 yıllarında bir uzay sondası üç kez dolandı. Elde edilen binlerce fotoğraf, bu gezegenin ayrıntılı bir haritasının hazırlanmasına olanak sağladı. Merkür’ün, tıpkı Ay gibi, en büyüğünün çapı 240 km olan kraterlerle dolu bir yüzeyi vardır; bununla birlikte, kraterler, Ay’daki aynı çapta olanlar kadar derin değildir, ayrıca kırıklar (faylar) da ortaya çıkarılmıştır (en uzunu 550 km’dir). Bu haritada Ay “denizleri”ne benzeyen üç büyük havza da “görülür; aralarında en önemli olanı (”Isı Denizi”) 1 300 km çapındadır. Bu oluşuma yol açan küçük bir gezegenin çarpması, gezegenin bütün bir yarı küresini etkilemiş olan gerçek bir felakete neden olmuştur. Merkür’ün özelliği, oldukça güçlü bir magnetik alanı bulunmasıdır.

Venüs

Gezegeniyle ilgili en yeni veriler, bir yandan radar gökbiliminin yoğun biçimde kullanılmasıyla, öte yandan yüzeye yerleştirilmiş olan yeni sondalar aracılığıyla elde edildi. Nitekim sürekli bir “buluttan mantolun varlığı, yüzey biçimlerinin doğrudan doğruya yapılacak her gözlemini engeller; bu nedenle de gezegenin yüzeyine mikrodalgalarla “dokunmak” gerekir. “Pioneer- Venus” uydusunun radarı, Venüs yüzeyinin küresel bir planının düzenlenmesini sağlamıştır; yüzeyin en belirgin özellikleri, kıtaları biçimlendiren ve “İştar” ile “Afrodit” adları verilen iki yüksek yayladır. “İştar”ın üstünde, gezegenin en yüksek tepesi olan “Maxwell tepesi” (10 200 m) bulunur. Büyük bir olasılıkla yanardağ kökenli olan kraterlerin varlığı da saptanmıştır. Başka uzay sondalarından da, Venüs atmosferinin tabakalarını gösteren kesitin çizilmesinde yararlanılmıştır. Yüzeyin üstünde 33 km yüksekliğe kadar bu atmosfer, Yer üstünde olup bitenlerin tersine durgun, saydam ve tümüyle bulutsuzdur. Yüzeydeki rüzgârların 3 km/ s’lik bir ortalama hızları vardır; ama bu düzeyde egemen olan önemli derecedeki basınç göz önüne alınırsa, rüzgârların önemli bir enerji taşıdıkları anlaşılır. Daha yükseklere çıkıldıkça, hızları artar ve 45 km’lik yüksekliğe doğru, yaklaşık 400 km/s’a ulaşırlar. Ama bu çok büyük kasırga, seyrelmiş bir atmosferde gelişir; dolayısıyla Yer’inkine benzeyen bir rüzgârla karşılaştırılmamalıdır. Uzay araçlarından yapılan bütün gözlemler, Venüs bulutlarının 49 ve 63 km yükseklikler arasında, özellikle en alt üç kilometrede bulunduğunda uyuşurlar; üstteki bölüm, temelde ortalama çapları mikron düzeyinde olan küçük damlacıklardan oluşmuş bir sis tabakasından kuruludur. Bulutlar, büyük bir olasılıkla asit yağmurlarına yol açan sülfürik asit damlalarından oluşur; ama bu yağmurlar hiç bir zaman yüzeye erişemezler, çünkü aşağı atmosferdeki yüksek basınç ve yüksek sıcaklık, 15 km’lik bir düşüşten sonra bu damlacıkların buharlaşmasına neden olur. Venüs atmosferi, dinamik açıdan, 42. km’de birbirinden ayrılan ve birbiri üstünde kayan eşmerkezli iki kabuğa ayrılır. Alttaki yarı durgundur; buna karşılık üstteki (rüzgârları içerir) yarı hareketlidir ve fırtınalara yol açar. Bunlar ilk olarak 1978 yılında “Venera 11-12” ve “Pioneer-Venus” sondalarıyla ortaya çıkarılmıştır. 1990 Ağustosunda “Magellan” sondasının Venüs çevresinde yörüngeye oturması ve radar görüntüleri yollaması, gezegenin içinde yoğun bir etkinlik bulunduğunu, yüzeysel kabuğunun da son derece hareketli olduğunu ortaya koymuştur; Oysa, kabuğunun kalınlığının yaklaşık 100 km olduğu düşünüldüğünden, o güne kadar Venüs’ün kabuğunun nispeten oturmuş olduğu sanılmaktaydı.

Yer (Dünya)

Çevresinin sanıldığından çok daha karmaşık olduğu anlaşılmıştır. Yapay uydular gerçekten de gezegenimizin magnetik alanının hacim olarak haritasının çıkarılmasını sağlamışlar ve 20 000 km yüksekliğin üstünde, bu alanın iki kutuplu olmadığını ortaya çıkarmışlardır. Magnetik alanın kuvvet çizgileri, Güneş rüzgârının yaptığı basınçla Güneş’in doğrultusunda yoğunlaşmıştır. Buna karşılık, magnetik kuvvet çizgileri, Yer’in “magnetik kuyruğunu” oluşturmak için geriye doğru, aşırı bir biçimde uzamıştır; öyle ki, bu kuyruğun uzunluğu 600 000 km’yi geçer; bu da Ay yörüngesinin dışına çıktığını gösterir. Bu topluluk, dış yüzeyi magnetopoz olan magnetosferi sınırlar. Güneş’in yönünde, magnetosfer yaklaşık 60 000 kilometrelik bir uzaklıkta yer alır; bu uzaklık, Yer yarıçapının on katı demektir; ama Güneş etkinliğine göre 12-19 Yer yarıçapı arasında değişebilir. Bununla birlikte, magnetopozun iyice belirlenmiş bir sınırı yoktur.

Mars

İlk olarak 1972 yılında “Mariner” uzay aracıyla, bütünüyle, daha sonra 1977’de, “Viking” 1 ve 2’nin yörünge bölmeleriyle daha ayrıntılı biçimde incelendi; bunun sonucunda da eksiksiz bir haritası çıkarıldı. Bu gezegen, meteor bombardımanının, rüzgâr aşındırmasının ve eskiden gerçekleşmiş ırmak aşındırmasının, yanardağ olaylarıyla birlikte neden oldukları büyük bir topografya zenginliği gösterir. Öte yandan, “Mariner Vadileri”nde belirlendiği gibi, tektonik kuvvetler Mars kabuğunda uzun bir yarık oluşturmuştur; 4 000 km’den fazla olan bu yarık, ekvator ile 20. güney paraleli arasında bulunur ve genişliği 120 km’ye, derinliği de 6 000 m’ye varır. Aynı biçimde şaşırtıcı olan görüntüler, tümü Kuzey yarımkürenin iyice sınırlanmış iki bölgesinde (’’Tharsis” ve “Elysium” yaylaları) toplanmış olan Mars yanardağlarıdır. Bu yanardağların en önemlisi, “Nix 01ympica”dır. Taban çapı 600 km olan bu geniş, koni biçimindeki yanardağın en yüksek tepesi 25 km’dir; ağzıysa 100 km genişliktedir. Yamaçları üstünde bulunan çarpma kraterlerinin azlığı, yaklaşık 100 milyon yıldan beri sönmüş bulunduğunu gösterir (bu süre gezegenin yaşına oranla nispeten azdır); öbürleriyse çok daha eskidir. Mars, tektonik açıdan durgun bir gezegendir; depremler çok seyrek olur; “Viking 2” uzay aracı üç yıl içinde ancak iki deprem saptamıştır. 1992’de fırlatılan “Mars Öbserver” (A.B.D.) sondasının, Mars’ta ilgili bilgileri önemli ölçüde geliştireceği umulmaktadır.

Asteroit

Asteroit adı verilen ve Mars ile Jüpiter arasında dolanan binlerce küçük gezegen, son zamanlarda önemli araştırmalara konu olmuş, fotometri ve polarimetri gözlemleri, büyük bir bölümünün dönme devirlerinin ölçülmesini sağlamıştır; bu süreler 2 ile 39 saat arasındadır. “Tayf işaretleri”nin laboratuvarda gözlenen çeşitli minerallerinkiyle karşılaştırılması sonucunda, küçük gezegenlerin iki büyük kategoride toplandığı görülmüştür; Karbonlu kondritler kümesi ve aerosiderolitler kümesi. Birinciler (tümünün % 80’i) çok koyu renklidirler (yansıtma gücü ancak % 3) ve kuşağın, Jüpiter’e bakan dış bölümünde dolanırlar. İkincilerse, belirgin kırmızımtrak bir özellikle birlikte daha açık renklidirler (yansıtma gücü % 8); başlıca silikatlar ile metallerden oluşurlar ve Mars’a daha yakın olarak dolanırlar. Yörüngesi Yer’inkiyle kesişen bazı başıboş küçük gezegenler bu türdendir.

Jüpiter

İlk olarak 1973-1974’te “Pioneer” 10 ve 11 uzay sondalarının çevresinde dolanmalarından sonra, 1979 yılında “Voyager” 1 ve 2’nin kameraları altında daha da ayrıntılı biçimde gözlenmiştir. Yapılan başlıca buluşlar şunlardır; Atmosferin büyük kırmızı lekesinin 6 günlük bir dönüşünün ortaya çıkarılması; atmosferde fırtınalı şimşeklerin ve kutup ışıklarının bulunması; ince koyu renkli taneciklerden oluşmuş bir halkanın varlığı. Söz konusu ‘genişliği 9 000 km’den az, dış çapı 128 000 km’dir. En büyük açıklama, bu dev gezegeni çevreleyen en önemli dört uydusunun büyütülmüş fotoğrafları olmuştur: Avrupa adlı uydusu, genel görünüşü bakımından Ay’a oldukça benzer; ama birkaç bin kilometre uzunluğunda ve 50-200 km genişliğindeki kırıklarla kaplıdır; uyduların en büyüğü olan Ganimed aşağı yukarı bütünüyle buzla kaplıdır ve yüzeyinde her yöne yayılan doğru ya da eğri sayısız çizgiler yer alır; kraterlerle parçalanmış eski bir kabuk olan Kallisto’nun eşmerkezli yükseltilerle çevrili çok geniş bir havzası bulunur; uzaktan en ilgi çekici olanı İo, üstü yer yer 300’den çok yanardağla kaplı (bu yanardağlardan 8’i günümüzde etkinliğini sürdürmektedir; !en etkin olanı fumerollerini 280 km yükseğe kadar fırlatır) şaşırtıcı bir gökcismidir. İo’nun etkin yanardağlarının tümü, garip bir biçimde, ekvator bölgesinde, ekvator ile 30° enlemi arasındaki bir kuşak içinde dağılmışlar ve boylamsal olarak tek bir yarıkürede toplanmışlardır. İo’nın kırmızı ve sarı rengin egemen olduğu kabuğu, özellikle sülfür bileşimleri içerir.
1989 Ekiminde fırlatılan “Galileo” sondasının (A.B.D.; 1995 Aralığında gezegene ulaşacaktır), gezegenle ilgili bilgileri önemli ölçüde yenilemesi beklenmektedir.

Satürn

Satürn’ün yakınından ilk olarak 1979 Eylülünde bir uzay sondası (’’Pioneer 11”) geçti. Ama bu gezegenle ilgili bilgimizin gerçek anlamda gelişmesi, “Voyager” 1 ve 2 sondalarıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981’de alınmış olan fotoğraflar aracılığıyla oldu. Satürn’ün atmosferi hareketlidir: Ekvator düzeyindeki akımların hızı 1 800 km/s’tir. Özellikle hidrojenden oluşan bu atmosfer içinde, 80 km kalınlığındaki ince toz tanecikleri tabakasının üstünde metan ve amonyak bulutları dolanıp durur. Bu dev gezegeni çevreleyen halkaların sayısı, sanıldığı gibi 6 değil, en az 120’dir. Yer’den gözlenen geniş, düz ve parlak halkalar, aslında, çapları 10 m’yi bulan ve gezegenin çevresinde, birbirleriyle sıkışık olarak dolanan sayısız buz kütlelerinden oluşan ince bir halkalar dizisinden kuruludur. Koyu renkli kuşaklar bile (Cassini bölmesi gibi) boş olmayıp, katı parçacıkları içerirler; ama küçük yansıtma güçleri, Yer’den bakıldığında, görünmelerini engellemektedir. Satürn’ün uydularının salları 16’dır ve tümünün göktaşı ombardımanlarınm yol açtığı, krater delikleriyle dolu yüzeyleri vardır. Bunlar, Titan dışında, atmosferden yoksun buz dünyalarıdır. İçlerinde en büyük olan ve ince bir azot atmosferle kuşatılmış bulunan Titan’m yüzey sıcaklığı -190 °C, yüzey basıncı 3 atmosferdir. Satürn’ün, şiddeti Yer’inkiyle karşılaştırılabilir büyüklükte bir magnetik alanının bulunduğu da bilinmektedir.

Uranüs

En az öbürleri kadar ilgi çekici bir gökcismidir. 1977 Martında, Terazi takımyıldızının içindeki bir yıldızın önünden geçmesi nedeniyle, fotometrelerle donatılmış teleskoplarla hem yeryüzünden, hem de uçak gözlemevinden yapılan gözlemler, Uranüs’ün eşmerkezli bir halka sistemiyle kuşatılmış olduğunun belirlenmesini sağlamıştır. Gezegenin örtmesinden önce ve sonra, tam bakışımlı olarak, söz konusu yıldız, gerçekten, kısa bir süre daha gölgede kalmıştır. O zamandan beri oluşan yeni örtülmeler, çok ince ve çok koyu renkli 9 farklı halkanın varlığının ortaya çıkarılmasını sağlamıştır; bu halkaların ince ve koyu renkli olmaları, Yer’den görünür olmamalarının nedenini açıklar. Bunlar, en önemlisinin genişliği 100 km’den fazla olmayacak biçimde, gezegenin merkezinden 42 000-51 000 kilometreler arasında yayılır. Voıyajger II sondasının (A.B.D) gönderdiği fotoğraflar (1989), çevresinde gerçekten 9 halka bulunduğunu|kanıtlamış, üstelik onuncu bir halkanın varlığını da ortaya koymuştur.

Neptün

NEPTÜN’ün de, halkalarının bulunması olasıdır. Bu halkalar, Uranüs’te olduğu gibi, gelecekteki bir yıldız örtülmesinden yararlanılarak ortaya çıkarılabilecektir. Ocak 1979’dan beri Neptün, Güneş sisteminin bilinen en uzak gezegenidir: Eskiden daha uzak olan Plüton, yörüngesinin basıklığından dolayı şimdi Güneş’e daha yakındır. Voyager Il’nin gönderdiği fotoğraflar, Neptün’ün atmosferinin son derece hareketli olduğunu ve gezegenin 5 halkayla çevrelendiğini ortaya koymuş, ayrıca, Yer’den görülen Triton ve Nereid’in yanı sıra, altı başka gezegeni daha olduğu anlaşılmıştır.

Plüton

PLÜTON’un, beklenenin tersine, bir uydusu vardır. Bu buluş, Haziran 1978’de, A.B.D’li gökbilimci J. Christy’nin gezegenin fotoğraflarını ayrıntılı bir biçimde incelemesi sonucu ortaya çıkmıştır. Bu küçük “Ay” (Charon adı verilmiştir), gezegenin ekseni çevresinde onunla eşzamanlı olarak dönme özelliği gösterir; yani sürekli olarak gezegenin aynı noktasının üstünde bulunur ve dolayısıyla yarıkürelerden birinden hiç görülmez. Gökbilimciler, gökcisimlerinin hareketini betimleyen yasaya dayanarak, gezegenin o zamana kadar iyi bilinmeyen kütlesini hesaplamayı başarmışlardır: Yer’inkinin yalnızca % 0,2’si. Gezegenin çapı şimdilik 3 000 km olarak tahmin edildiğinden, bu l’e yakın bir yoğunluk vermektedir: Dolayısıyla Plüton temelde buzdan oluşmuştur ve 1976’da D. Cruikshank’ın tayölçümleriyle ilgili gözlemlerinin gösterdiği gibi, donmuş metandan bir tabakayla örtülüdür. Plüton’un dışında onununcu bir gezegenin bulunması önsel olarak olanaksız değildir. 1985-1990 arasındaki (özellikle Güneş’e en yakın olduğu 1989 Eylülünde; gezegen bu konumdan yeniden ancak ikiyüzelli yıl sonra geçecektir) gözlemler sonu cunda, Plüton ile uydusu Charon, ayrıntılı biçimde gözlenmiştir.