DÜNYA'NIN OLUŞUMU

DÜNYA'NIN YAŞI

Dünya'nın Yaşı
   Dünya'nın yaşı doğrudan doğruya kayaçların yaşıyla ölçülemez. Çünkü bilinen en yaşlı kayaçların bile bugün artık yeryüzünde var olmayan daha yaşlı kayaçlardan oluştuğunu biliyoruz. Bugüne kadar saptanabilen en yaşlı kayaçlar Grönland'ın batısında bulunmuştur ve 4,1 milyar yaşındadır. Demek oluyor ki Dünya'nın yaşı bundan daha fazladır.
Bugün Dünya'nın yaşını hesaplamak için elde edilen en iyi yöntem radyoaktif elementlerin yarılanmaları sonucu başka elementlere dönüşümleridir. Örneğin radyoaktif uranyum elementinin uranyum-238 ve uranyum-235 gibi iki ayrı tipte atomu (izotop) vardır. Bu atomların ikisi de çok yavaş bir süreçle kurşun atomlarına dönüşür. Öbür uranyum izotopundan biraz daha ağır olan uranyum-238'in dönüşümüyle daha hafif bir kurşun izotopu olan kurşun-206, uranyum-234'in dönüşümüyle de biraz daha ağır bir izotop olan kurşun-207 atomları oluşur. Uranyum-235'in kurşuna dönüşme hızı uranyum-238'in dönüşme hızından altı kat daha fazladır. Bu nedenler, incelenen bir kayaçtaki kurşun-206 ve kurşun-207 atomlarının oranı kayacın yaşına bağlı olarak değişir. En yaşlı olduğu düşünülen bir kurşun minerali ile bugün okyanuslarda oluşan kurşunun izotop yapısı arasındaki fark, ancak bu iki örneğin oluşumları arasında 4,55 milyar yıllık bir zaman dilimi olmasıyla açıklanabilir. Bu süre de Dünya'nın yaşı olarak kabul edilebilir. En eski kayaçların yaşını hesaplamak için radyoaktif rubidyum elementinin stronsiyuma dönüşme süreci de temel zaman ölçeği olarak alınabilir. Bunun sonucunda dünyamızın tahminen 5.5 milyar yıllık olduğu varsayılmaktadır.

İÇ YAPISI

Dünya'nın dış kabuğu ile bu kabuğun üzerindeki atmosfer(hava) ve hidrosfer (okyanuslar ve denizler)katmanları doğrudan gözlemle incelenebilir. Oysa Dünya'nın iç bölümlerine ulaşarak yapısını doğrudan inceleme olanağı yoktur. Dünya'nın iç yapısına ilişkin bütün bilgiler depremlerin incelenmesinden ve Dünya'nın içinde var olduğu düşünülen maddeler üzerindeki deneylerden elde edilmiştir. Yanardağların varlığına ve yerkabuğunun yüzeyindeki ısı akışı ölçümlerine dayanarak Dünya'nın iç böümlerinin çok sıcak olduğunu biliyoruz. Yerkabuğunun derinliklerine doğru indikçe kayaçların sıcaklığı her kilometrede 30 °C kadar yükselir. Böylece; kabuğun en alt katmanlarının çok daha üstünde yer alan kayaçlar kızıl kor haline dönüşür. Aslında Dünya'nın büyüklüğüne oranla yerkabuğu çok incedir. Eğer Dünya'yı bir futbol topu büyüklüğünde düşünürsek kabuğu da ancak topun üzerine yapıştırılmış bir posta pulu kalınlığındadır. Kabuğun altında kalan kayaçlar ise akkor sıcaklığına kadar ulaşır.
Depremlerin nedeni, yerkabuğundaki bir kırıkla birbirinden ayrılan iki büyük kütlenin (levhanın) birdenbire harekete geçerek üst üste binmesi ya da uzaklaşması sonucunda yerkabuğunun şiddetle ileri geri sarsılmasıdır. Büyük bir depremde bazi titreşimler Dünya'nın öbür yüzündeki dairesel bir alanda "odaklanır". Buna karşılık bazı titreşimler çekirdeği aşıp öbür yana geçmez. Böylece Dünya'nın öbür yüzünde hiçbir titreşimin duyulmadığı halka biçiminde bir "gölge" belirir. Bu gölgenin boyutları ölçülerek çekirdeğin büyüklüğü hesaplanabilir. Ayrıca deprem titreşimlerinin yayılma hızi saptanarak içinden geçtikleri maddelerin yoğunluğu, dolayısıyla bileşimi belirlenebilir. Eritilmiş kayaçlarla yapılan laboratuvar deneyleri bu çalışmalara büyük ölçüde ışık tutar. Dünya'nın yüzeyi, kalınlığı 6 ile 70 km arasında değişen bir "kabuk" katmanıyla örtülüdür. Yerkabuğu denen bu katman daha ağır maddelerden oluşan ve 2.865 km derine inen çok kalın "manto" katmanının üzerine oturur. Mantonun bittiği yerde Dünya'nın merkezine kadar kadar 3.473 km boyunca uzanan "çekirdek" başlar. Jeologlara göre, içteki manto katmanı çok büyük kabarma harektleri sonucunda yerkabuğunu iterek birçok yerde yüzeye cıkmıştır. Ayrıca normal olarak yerkabuğunun yapısında bulunmayan bazı kayaçlar da yanardağı hareketleri nedeniyle Dünya'nın yüzeyine ulaşmıştır. Jeologlar bu verilere dayanarak mantonun üst kesimlerinin "ültrabazik" korkayaçlardan oluştuğunu ileri sürerler. Bir yanda "asit" kayaç olarak nitelenen granitin yer aldığı kayaç sınıflandırmasının öbür ucunda bulunan bu ültrabazik kayaçlar ağır demir ve magnezyum silikatlardan oluşur. Mantonun alt bölümlerinin de aynı yapıda, ama daha ağır ve yoğun olduğu sanılmaktadır. Çekirdeğin yapısındaki maddeler ise hem mantodakilerden daha ağır, hem de hiç değilse çekirdeğin dış bölümünde sıvı haldedir. Buna karşılık çekirdeğin içinin manto ve kabuk gibi katı olduğu sanılıyor. Yerçekirdeğin olağanüstü bir basınç vardır. Bilinen elementlerin çoğu böylesine büyük bir basınç altında çok yoğunlaşmış olarak bulunabilir; ama jeologların genel kanısı, bazı demirli göktaşları (meteoritler) gibi çekirdeğin de metal halindeki nikel ve demirden oluştuğudur..

   Dünya kendi çevresinde (23 saat 56 dakika 4,098903691 saniye)^[1] ve güneş çevresinde (365 gün, 6 saat, 48 dakika) hareket eder. Günlük ve yıllık hareketlerine bağlı olarak gece, gündüz, mevsimler, kayaçların oluşması ve diğer canlılık ve biyolojik olaylar gerçekleşir. Mevsimlerin oluşmasında etken ise 23 derecelik eksen eğikliğidir.

Hareketleri

Sürekli olarak hareket eden Dünya'nın iki çeşit hareketi vardır. Bu hareketlerden birisi kendi ekseni etrafında olur ve batıdan doğuya doğrudur. Bu dönmesini 24 saatte tamamlar. Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki bu dönmesi ile birlikte olan ikinci hareketi ,güneş etrafındadır. Güneş etrafında Dünya, elips şeklinde çok geniş bir yörünge üzerindeki hareketini de 365 1/4 günde, yani bir yılda tamamlar. Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki ve güneş etrafındaki bu iki hareketi, iki önemli olaya sebep verir. Kendi ekseni etrafında dönmesi ile gece ve gündüz, güneşin etrafında dönmesi ile mevsimler meydana gelir. Dünya'nın yüzeyi : Dünya'nın yüzölçümü 509.200.000 kilometrekaredir. Bunun % 70 denizler 360.600.000 kilometrekare, % 30,u karalar ,148.600.000 kilometrekare dir. Kuzey kutup çevresinde karalarla çevrilmiş bir deniz, Güney Kutup çevresinde denizlerle kuşatılmış bir kara parçası vardır.

DÜNYA

    Almanca kökleri Hiristiyanlık öncesi döneme dayanan, Almanca da Deutsch olarak adlandırılan gelişmiş bir dildir. Hint-Avrupa dillerinin Cermence koluna bağlıdır ve dünyanin yaygın dillerinden birisidir. Avrupa Birligi'nin resmi dillerinden biri ve en cok konusulanıdır. Özellikle Almanya, Avusturya, Lihtenşıtayn, Lüksenburg, İsviçre'nin büyük bölümü, İtalya'nın güney Tyrol bölümü, Belçika'nın dogu kantonları, Polonya ve Romanya'nın bazı bölgeleri

Fransızca Hint-Avrupa dillerinden, Fransa ve Fransız uygarlığının etkilediği toplumlar tarafından kullanılan dil,

İngiltere kökenli bir dil olan İngilizce ABD, Avustralya, Yeni Zelanda, İrlanda, Güney Afrika ve Kanada gibi pek çok ülkede ana dil olarak kullanılıyor. İngilizce 380 milyon kullanıcısı ile dünya üzerinde en çok konuşulan 3. dildir. (Çince ve Hintçe'den sonra)

 Güneş ve uyduları ile birlikte gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve meteor akımları da dâhil olmak üzere, onun etrâfında dönen gök cisimleri. Güneş ve güneş çevresinde dolanan gök cisimlerinden meydana gelir. Güneş sisteminde gezegen, uydu, kuyruklu yıldız ve meteor bulunur. Güneş sisteminin oluşumu ile ilgili en çok bilinen teori Kant-Lapslace teorisidir.

 Güneş ve uyduları ile birlikte gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve meteor akımları da dâhil olmak üzere, onun etrâfında dönen gök cisimleri. Güneş ve güneş çevresinde dolanan gök cisimlerinden meydana gelir. Güneş sisteminde gezegen, uydu, kuyruklu yıldız ve meteor bulunur. Güneş sisteminin oluşumu ile ilgili en çok bilinen teori Kant-Lapslace teorisidir.

Özellikleri

Dünyanın toplam yüzey alanı yaklaşık olarak 510.2 milyon km2dir. Bu yüzölçümünün yaklaşık yüzde 70.8’i su ile ve 29.2’si de kara ile örtülüdür. Kıtalar daha ziyade kuzey yarım kürede toplanmıştır. Coğraf kuzey kutup, okyanus ortasına; güney kutup ise, buzlarla kaplı Antarktika kıtasına rastlar.

Dünya kabuğu devamlı hareket halinde olup, radyoaktif maddelerin reaksiyonu ile meydana çıkan ısı neticesi devamlı dışarı itilir. Bu kuvvet yer yer kırılmalar ve yeni toprağın yüzeye çıkmasına sebep olur. Yer kabuğu kalınlığı kıtalarda yaklaşık 35 km, okyanuslarda 4,8-6,4 km mesafeye ulaşır.

Yer kubuğunu 2900 km kalınlıkta ergimiş metal tabaka takip eder. En içeride 3.200 km çapında top biçimde iç kor kütle vardır. Dünyanın kütlesi 5,98X10 27 gram olarak hesaplanmıştır. Dünya kabuğunun analiz neticesine göre % 46’sı oksijen, % 28’i silikon, % 11’i kalsiyum, potasyum, mağnezyum ve % 8’i alüminyumdur.

Dünyanın etrafında dönüşü, metal kordan ötürü elektrik akımları doğurur. Bu elektrik akımlarının doğurduğu manyetik saha ise dünya üzerinde yaşayan canlıları güneş ve diğer yıldızların yaydığı zararlı parça radyasyonlarına karşı koruma görevi yapar. Manyetik saha yönü değişirse bu değişmenin dünya üzerinde yaşıyan canlıların çoğunun ölmesine sebeb olacağı, deniz dibi incelemelerinde bir zamanlar ölmüş olan hayvanlardan anlaşılmıştır. Kayaların incelenmesinden dünya manyetik saha yönünün değişmesinin 750.000 ile 7.700.000 senede bir tekrarlandığı anlaşılmıştır. Bugünkü durumun 730.000 sene önce yine aynı olduğu tahmin edilmektedir.

Yüzeyden merkeze tabakaları

Yer, yüzeyden merkeze doğru genel olarak üç tabakadan meydana gelir:

1. Litosfer (Taşküre)+ Kabuk:

Yerin üzerinde bulunduğumuz katı kısmıdır. Yüzeyden içeri doğru 33 m’de 1° sıcaklık artar. Yer kabuğu yaklaşık 35 km kalınlıktadır. Bu tabakada alüminyumlu silikatlar esas kütleyi teşkil eder. Ortalama yoğunluğu 2,5-3’tür.

2. Pirosfer (Ateşküre)-Örtü (Manto):

Kalınlığı 2.900 km’dir. Sima ve Nifesima diye iki tabakaya ayrılır. Merkeze doğru sıcaklığın kısmen artması sebebiyle bu tabakanın sıvı olması ileri sürülmüş, fakat faaliyette bulunan volkanlardan lavların alınması, deprem dalgalarının hızlarından yerin içinin sıvı olmadığı anlaşılmıştır. Mağnezyumlu silikatlar ve demirli elementlerin bulunduğu bu tabakanın ortalama yoğunluğu 3-5’tir.

3. Barisfer (Ağırküre)-Çekirdek:

Ağır madenlerden demir ve nikel bulunur. Ortalama yoğunluğu 11’dir. İç çekirdeğe kütle sebebiyle yapılan basınç 4 milyon atmosfere varır. Çelikten daha sert durumdadır.

Yer’in Dış Yapısı

Yerin etrafını atmosfer adı verilen Lui gaz tabakası sarmıştır. Eski Yunanca Atmos= nefes, sphere= küre, Atmosfer= nefes alınan küre, hava küre demektir. % 78,09 azot, % 20,95 oksijen, % 1’de su buharı, karbondioksit, hidrojen, helyum ve soy gazlar bulunduğu daha önce bildirilmişti. Atmosferin yoğunluğu yere yakın kısımlarda azalır.

YERDEN UZAYA DOĞRU TABAKALAR

YER KABUĞU

Yerkabuğu mantoya oranla daha hafif maddelerden oluşmuştur ve bu iki katman arasındaki geçiş bölgesi nerdeyse kesin bir sınır çizer. Bu geçiş bölgesi, böyle bir sınırın varlığını ilk kez saptayan Yugoslav bilim adamı Andrije Mohoroviçiç'in ( 1857- 1936) adıyla "Mohoroviçiç süreksizliği" kısaca " M-süreksizliği" ya da "moho" olarak anılır. Bu sınırın varlığını gösteren en önemli kanıt yerkabuğundaki deprem titreşimlerinin süreksizlik bölgesinden geçip mantoya ulaştığında bir denbire hızlanmasıdır.

Yer kabuğu okyanusların ve denizlerin altında uzandığı zaman "okyanus kabuğu" , kıtaları oluşturduğu zaman'da "kıta kabuğu" olarak adlandırılır. Okyanus kabuğunun kalınlığı 6-8 km arasındadır. Oysa ortalama kalınlığı 40 kilometreyi bulan kıta kabuğu yüksek sıradağların altında 60-70 kilometreye ulaşır.

Okyanus kabuğu üç katmandan oluşur. En alt katman, yerin derinlerindeki erimiş maddelerin ( magmanın) katılaşmasıyla oluşan korkayaçlardır. Orta katman yanardağ lavrarından, üst katman ise temel olarak kum ve çamur gibi tortullardan oluşur. Okyanus kabuğu sürekli hareket halindedir. Bu nedenle kabukta okyanus sırtları boyunca çatlaklar oluşur ve bu çatlakların arasından yüzeye çıkan erişmiş maddelerin sertleşmesiyle okyanus kabuğuna yeni katmanlar eklenir. Bu yeni kabuk sertleşdikten sonra yılda 1 ile 10 cm kadar ilerliyerek yavaş yavaş okyanus sırtından iki yana doğru yayılır. Böylece okyanus sırtları suyun altında yüksek sırdağlar oluşturur.

PLÜTON

    Güneş ve uyduları ile birlikte gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve meteor akımları da dâhil olmak üzere, onun etrâfında dönen gök cisimleri. Güneş ve güneş çevresinde dolanan gök cisimlerinden meydana gelir. Güneş sisteminde gezegen, uydu, kuyruklu yıldız ve meteor bulunur. Güneş sisteminin oluşumu ile ilgili en çok bilinen teori Kant-Lapslace teorisidir.

  

Plüton ve uydu isimlerinin mitolojik hikayeleri

Yunan mitolojisine göre Nyx, Pluto tarafından yönetilen yer altı dünyasına Styx nehri üzerinden ruhları taşıyan kayıkçı Charon’un annesi ve aynı zamanda da gece tanrıçası. Uyduları keşfeden Uluslarası Gökbilim Birliği, ismi önceden Nyx olarak adlandırılan iki asteroid’le karışmaması için Nix olarak değiştirdi. Hydra ise Pluto’nun krallığını koruyan dokuz başlı mitolojik yılanın adı. Uyduları keşfeden takımın başındaki astronom Alan Stern, bu isimleri seçerken Güneş sistemimizin kapısını korumaya uygun olduklarını düşündüklerini belirtiyor. İsimlerin seçiminde rol oynayan bir başka etken ise NASA’nın Plüton projesi olan New Horizons (Yeni Ufuklar) kelimeleri ile aynı baş harflerini taşıyor olmaları.(Bu bölüm, Whop dergisinin Temmuz 2006 sayısında yer alan Umut Eroğlu imzalı "Uzaydan Haberler" sayfasından alıntıdır)

 

Plüton gezegen mi?

Ağustos 2006'da toplanan Uluslararası Astronomi Birliği, yeni bir gezegen tanımı geliştirmişti. Buna göre güneş sistemindeki gezegenlerin sayısı 9'dan 12'ye çıkacak ve Plüton da gezegen statüsünü koruyacaktı. Ancak birçok gökbilimci buna karşı çıktı ve Plüton'un 'cüce gezegen' olarak nitelendirilmesine karar verdi.

Plüton 1930'da keşfedilerek Güneş Sistemi'nin dokuzuncu ve son gezegeni olarak kabul edilmişti. Bu zamana dek Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen vardı. Bunların Güneş'e uzaklığı mesafe sırasıyla, Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür.

Ancak son dönemde bazı uzmanlar diğer sekiz gezegenden çok daha küçük ve uzak olan, bir buz ve kaya kütlesi durumundaki Plüton'un gezegen kabul edilemeyeceğini savunuyordu.

Eğer söz konusu tanım kabul edilmiş olsaydı üç gökcismi daha gezen olarak kabul edilecekti. Bunlar, şimdiye dek Plüton'un uydusu kabul edilen Charon, üç yıl önce keşfedilen 2003 UB313 adlı gök cismi ve Mars ile Jüpiter arasındaki Ceres adlı dev bir asteroid.

NEPTÜN

   Güneş ve uyduları ile birlikte gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve meteor akımları da dâhil olmak üzere, onun etrâfında dönen gök cisimleri. Güneş ve güneş çevresinde dolanan gök cisimlerinden meydana gelir. Güneş sisteminde gezegen, uydu, kuyruklu yıldız ve meteor bulunur. Güneş sisteminin oluşumu ile ilgili en çok bilinen teori Kant-Lapslace teorisidir.

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldızdır. Orta büyüklükte olan Güneş tek başına Güneş Sistemi'nin kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geri kalan kütle Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, göktaşları, kuyrukluyıldızlar ve kozmik tozdan oluşur. Günışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerisindeki hayatın hemen hemen tamamının varolmasını sağlar ve Dünya'nın iklimiyle hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.

Bir yıldızın etrafında dolanan ve kendisi yıldız olmayan doğal gök cisimlerine gezegen adı verilir. Dar anlamıyla, Güneş Sistemi içinde, Güneş'in doğrudan uydusu olan ve Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU) tarafından bu tanıma uygun bulunmuş 8 gök cismini belirlemede kullanılır.

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.

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.

URANÜS

  Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldızdır. Orta büyüklükte olan Güneş tek başına Güneş Sistemi'nin kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geri kalan kütle Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, göktaşları, kuyrukluyıldızlar ve kozmik tozdan oluşur. Günışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerisindeki hayatın hemen hemen tamamının varolmasını sağlar ve Dünya'nın iklimiyle hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.

Bir yıldızın etrafında dolanan ve kendisi yıldız olmayan doğal gök cisimlerine gezegen adı verilir. Dar anlamıyla, Güneş Sistemi içinde, Güneş'in doğrudan uydusu olan ve Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU) tarafından bu tanıma uygun bulunmuş 8 gök cismini belirlemede kullanılır.
   

Güneşe uzaklığı: 2733.6 2868.8 3004 Mio km

Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.047
Yörüngesel eğiklik: 0.8 0
Eksensel eğiklik: 98 0
Çap: 51.120 km
Kurtulma hızı: 22.5 km/sn
Kütle: 14.6 (Yer = 1)
Hacim: 67 (Yer = 1)
Yoğunluk: 1.3 (su =1)
En yüksek kadir: 5.6
Dolanım süresi:84 yıl
Eksensel dönme: 7 s 14 dk

Kavuşum dönemi: 370 gün

Gözlem koşulları:

Uranüs hiçbir zaman 6. kadirden daha parlak olmaz. Bu nedenle çıplak gözle ancak olağanüstü açık ve temiz gökyüzü koşullarında bile sadece küçük sönük bir yıldız gibi görülebilir. Küçük teleskoplarla yeşil bir yuvarlak olarak görülür, ayrıntı seçilemez. Uyduları ancak çok büyük teleskoplar ile görülür. 84 yıl süren dolanım süresi ile Uranüs bir takımyıldızdan diğerine çok yavaş geçer. 90'lı yıllar boyunca Yay ve Oğlak takımyıldızlarında olacaktır.

Eski zamanlarda gezegenlerden beş tanesi biliniyordu. Bunlara Güneş ve Ay da eklendiğinde Güneş sisteminin yedi üyesi oldu. Yedi mistik rakamdı, dolayısıyla bundan daha uygun bir sayı da olamazdı. Ayrıca yeni bir büyük gezegen olabileceği pek akla gelen bir fikir değildi. Bu durum, tanınmamış bir amatör gözlemcinin gök bilimi dünyasını sarsan keşfini yaptığı 1781 yılına kadar böyle kalmıştı.

   Uranüs’ü ilk farkedenin Herschel olduğu doğrudur; ama o, gezgeni ilk gören kişi değildir. Daha önceki yıllarda birçok kez kayda geçirilmiştir. İlk Kraliyet Gök Bilimcisi olan John Flamsteed, 1690 ile 1725 yılları arasında Uranüs’ü tam altı kere görmüştür. Normal bir yıldız olduğunu düşünerek pek üzerinde durmayan Flamsteed ona, bir yıldız ismi ( 34 Tauri) bile vermiştir. Keskin gözlü insanlar nereye bakacaklarını bilirlerse, ortalama kadri 5,7 olan gezegeni çıplak gözle kolayca görebilirler.
Uranüs de devlerden sayılabilir. Jüpiter’e veya Satürn’e göre küçük sayılabilir; ancak Dünya’dan çok daha büyüktür. Ekvatoral çapı 51.120 kilometre kadarken, küresel olarak basık sayılabileceğinden kutupsal çapı bu değerden daha düşüktür. Satürn’e göre çok yoğun sayılabilecek Uranüs, sudan yoğundur. Hacimsel olarak Dünya’dan 67 kat büyüktür; ancak kütlesi Dünya’nınkinin sadece 141/2 katı kadardır. Kurtulma hızı saniyede 22,5 kilometredir. Yüzey çekimi ise Dünya’nınkinden biraz daha fazladır.

 

SATÜRN

  Güneş ve uyduları ile birlikte gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve meteor akımları da dâhil olmak üzere, onun etrâfında dönen gök cisimleri. Güneş ve güneş çevresinde dolanan gök cisimlerinden meydana gelir. Güneş sisteminde gezegen, uydu, kuyruklu yıldız ve meteor bulunur. Güneş sisteminin oluşumu ile ilgili en çok bilinen teori Kant-Lapslace teorisidir.

Bir yıldızın etrafında dolanan ve kendisi yıldız olmayan doğal gök cisimlerine gezegen adı verilir. Dar anlamıyla, Güneş Sistemi içinde, Güneş'in doğrudan uydusu olan ve Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU) tarafından bu tanıma uygun bulunmuş 8 gök cismini belirlemede kullanılır.

Güneşe uzaklığı: 1343 1425.5 1509 Mio km

Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.056
Yörüngesel eğiklik: 2.50
Eksensel eğiklik: 26.40
Çap: 120.500 km
Kurtulma hızı: 35.4 km/sn
Kütle: 95 (Yer = 1)
Hacim: 744 (Yer = 1)
Yoğunluk: 0.7 (su =1)
En yüksek kadir: 0.3
Dolanım süresi: 29.5 yıl
Eksensel dönme: 10 s 14 dk

Kavuşum dönemi: 378.1 gün

Uyduları: 17 tane

Gözlem koşulları:

Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Saturn daha sönük görülür. Yaklaşık 12.5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle yılın büyük bir bölümünde gökyüzündedir. Yörüngesinde çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Her 15 17 yılda bir Dünya Satürn'ün halkalarını düzleminden geçer bu durumda halkalar görülemez. Satürn'ün uydularından sadece Titan ve Rhea orta boy teleskoplar ile görülebilir.

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 metalik 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 metana da rastlanmıştır ki, metan 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.

JÜPİTER

Güneşe Olan Uzaklığı 778.000.000 km

Yarı Çapı 71370 km
Kütlesi 1898 x 10 24 kg
Yoğunluğu 1326 kg/m3
Atmosferik Basınç ----
Sıcaklığı 110 K°
Görünür Parlaklığı -2.0 m
Güneş Etrafında Dönme Süresi 11.86 gün
Kendi Ekseninde Dönme Süresi 9.9250 saat
Dönme Hızı 13.07 km/sn

Jüpiter, 71370 km ekvator yarı çapı ile Güneş Sistemindeki en büyük gezegendir ve Güneş'e yakınlık bakımından 5. sırada yer alır. Kütlesi yaklaşık olarak dünya kütlesinin 318 katıdır. Bu dev gezegen Güneş çevresindeki turunu 11.86 yılda tamamlar. Çok büyük bir gezegen olduğu için küçük bir teleskopla bile ekvatora paralel olarak uzanan farklı renkteki kuşakları seçilebilir. Jüpiter hakkında ne yazıkki halen kesin bilgiler bulunmamaktadır. Yüzeyi atmosferi ve uyduları hakkında sadce tahminlerde bulunulmaktadır. Bu tahminlere göre çok yoğun bir atmosferi ve de küçük bir çekirdeği bulunmaktadır. Gezegenin içi hakkında yapılan tahminlere göre saf hidrojen veya %1-2 helyum içeren hidrojen ve %1-2 oranında diğer elemanlardan oluşmuştur. Jupiter güneşten aldığı enerjini yaklaşık olarak 2.5 katını çevresine yaymaktadır bunun nedenini gezegendeki gravitasyonel çökmenin hala sürmmesi olarak tahmin edilmektedir. Jupiterin çevresinde 6500 km genişliğinde ve bir kaç km kalınlığında bir halkası bulunmaktadır.

Bu dev gezegen çok büyük bir mağnetik alana sahiptir. Bu alan sayesinde bilinen 16 uydusu bulunmaktadır. Fakat gezegenin uydularının 16 ile sınırlı olmadığı ve başka uydularının da bulunduğu tahmin edilmektedir. Jupiter hakkındaki ilk bilgiler Nasa'nın 70'li yıllarda gönderdiği Pioneer10 ve Pioneer11 uzay sondaları tarafından elde edilmiştir. Fakat Jüpiter hakkındaki en önemli bilgiler 1995 yılında jüpitere ulaşan Galileo uzay sondasından alınmıştır. Galileo'nun gönderdiği bilgiler sayesinde Jüpiterin 4 büyük uydusu (Io, Europa, Ganymede ve Callisto) bulunmuş ve bunlara Galileo uyduları adı verilmiştir. Bu 4 Uydu gezegen ile aynı yönde dönmektedir. Fakat daha sonra bulunan küçük ve gezegene daha yakın olan uydular gezegene zıt yönde dönmektedir. Bu udular içinde en ilginci Europa uydusudur. Dünyadan yapılan incelemelere göre bu uydunun yüzeyinin su buzlarıyla kaplı olduğu ve hiç bir çarpma kraterinin bulunmadığı anlaşılmıştır. Bu uydunu üzerinde yer alan ve değişik yönlerde düzgün olrak uzanan çatlaklar, yüzeydeki buzların attaki sıcak bir deniz üzerinde yüzdüğünün sanılmasına neden olmuştur. Bu da bu uydu üzerinde canlı olabilme olasılığını artırmaktadır.

En büyük Gezegen: Jupiter

Bu dev gezegenin kütlesi Dünya'nın kütlesininn yaklaşık 318 katıdır; çapı da 143.800 km yani Dünya'nın 11 katından az buçuk fazla. Jüpiter'in yüzeyindeki kütlesel çekim kuvveti de Dünya yüzeyindeki yerçekiminin neredeyse üç katını bulur. Hacmi ise Dünyanınkinin .1323 katıdır; yani Jüpiter'in kapladığı uzay boşluğuna 1.323 tane Dünya sığabilir. Buna karşılık Dünya ile karşılaştırıldığında oldukça hafi bir gezegendir ve yoğunluğu suyun yoğunluğundan (1 gr/cm3) biraz fazladır.

Atmosferi ise büyük ölçüde Hidrojen'den oluşmuştur.;ayrıca az miktarda helyum, metan, amonyak, etan, su, karbon monoksit, asetilen içerir. Bu atmosferin en dış bölgeleri, üst üste dizilmiş karanlık ve aydınlık kuşaklarıyla yeryüzünden harika bir gbir görsel şölen seyretmemize neden olur. Basit bir teleskopla bile kolayca ayırt edilebilen bu kuşakların nedeni, amonyak kristallerinden ya da amonyak, hidrojen ve kükürt bileşiklerinden oluşan bulutlar ile çok büyük çaplı meteoroloji olaylarıdır.

Muhteşem kızıl benek: Jüpiter

Jüpiter'in atmosferinde dolanan dev fırtınaların ya da antisiklonların yol açtığı bu meteroloji olayları Dünya atmosferinde gelişen hava olaylarına benzer; ama bunlardan çok daha güçlü ve karşılaştırılmayacak kadar büyük çaptadır.

Jüpiter'in atmosferindeki hava sistemlerinin çoğu sürekli hareket halindedir ve genellikle birkaç gün içinde yerini başka bir sisteme bırakır. Jüpiter'in güney yarımküresinde, bulutların arasından seçilen ve 17. yüzyıldan beri gözlemlenen oval biçimli büyük bir leke vardır. Büyük Kızıl Benek denen bu leke o kadar büyüktür ki, kapladığı alana Dünya kolayca sığabilir.. Bilim adamları bu lekenin bir antisiklon yada yüksek basınç merkezi olduğunu sanıyorlar.Olnlara göre leke, çevresnde saatte 290 km hıza ulaşan rüzgarların dolandığı bir dinginlik ya da durgunluk bölgesidir.

JÜPİTER NASIL KEŞFEDİLDİ?

1970'lerde NASA ,Jüpiter'in yakınından geçen bir dizi uzay aracı göndermiş ve bunların Dünya'ya ilettiği verilerle bu gezegene ilişkin bilgilerimiz büyük ölçüde artmıştır. 1973'te Pionerr 10, 1974'te de Pionerr 11, Jüpiter'in yakınında geçerek gezegenin magnetik alanının varlığı ortaya koydu. Voyager 1 il Voyager 2 ise 1979'da gezegenin çevresindeki halka sisteminin ilk görüntülerini Dünya'ya gönderdi. Daha önceleri bilinmeyen bu halkalar yaklaşık 1 km kalınlığındaydı ve mikroskobik madde parçacıklarından oluşmuştu.

 

JUPİTER'İN ÇEKİMİ:

Uydusu Ganymade böyle bir Jupiter manzarasına sahip Güneş Sisteminin en büyük gezegeni olan Jupiter'in öbür gökcisimleri üzerindeki çekim etkisi son derece güçlüdür. Hatta bu gezegenin uydulardan bazılarının, Güneş'in çekim alanına yakalanan küçük gezegenler olduğu sanılmaktadır. Truva Grupları olarak bilinen iki küçük gezegen grubunu bulundukları yerde tutan da Jupiter'in kütlesel çekim kuvvetidir. Jupiter'in çekim etkisi kuyrukluyıldızları yörüngelerinden saptırıp, Güneş'e yaklaştıracak kadar güçlüdür. Nasa, bilimadamları Güneş Sisteminin dış gezegenlerini keşfetmek üzere ilk Voyager uzay aracını fırlattıklarında, bu racın yörüngece yol almasını sağlamak için Jüpiter'in kütlesel çekim kuvvetinden yararlanmışlardı.

MARS

MARS

Güneş ve uyduları ile birlikte gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve meteor akımları da dâhil olmak üzere, onun etrâfında dönen gök cisimleri. Güneş ve güneş çevresinde dolanan gök cisimlerinden meydana gelir. Güneş sisteminde gezegen, uydu, kuyruklu yıldız ve meteor bulunur. Güneş sisteminin oluşumu ile ilgili en çok bilinen teori Kant-Lapslace teorisidir.

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldızdır. Orta büyüklükte olan Güneş tek başına Güneş Sistemi'nin kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geri kalan kütle Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, göktaşları, kuyrukluyıldızlar ve kozmik tozdan oluşur. Günışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerisindeki hayatın hemen hemen tamamının varolmasını sağlar ve Dünya'nın iklimiyle hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.

Bir yıldızın etrafında dolanan ve kendisi yıldız olmayan doğal gök cisimlerine gezegen adı verilir. Dar anlamıyla, Güneş Sistemi içinde, Güneş'in doğrudan uydusu olan ve Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU) tarafından bu tanıma uygun bulunmuş 8 gök cismini belirlemede kullanılır.

Güneşe uzaklığı: 208 228 248 Mio km

Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.093
Yörüngesel eğiklik: 1.90
Eksensel eğiklik: 24 0
Çap: 6790 km
Kurtulma hızı: 5.1 km/sn
Kütle: 0.107 (Yer = 1)
Hacim: 0.15 (Yer = 1)
Yoğunluk: 3.94 (su =1)
En yüksek kadir: 2.8
Dolanım süresi: 687 gün
Eksensel dönme: 24 s 37 dk

Gözlem koşulları:

Çıplak gözle bakıldığında Mars belirgin kırmızımsı turuncu renkli bir ışık noktası olarak görülür. Mars'ın parlaklığı Dünya'ya yakınlaşıp uzaklaşmasıyla değişir. En yakın konumundaki parlaklığı en uzak konumundaki parlaklığının 50 katıdır. Mars, karşı konumda (opposition) olduğunda yani Dünya, Güneş ve gezegen arasında iken, Mars Gün batımında doğar ve gece boyunca gökyüzünde kalır. Yörüngesel dışmerkezliliği nedeniyle Mars karşı konumda iken Dünya'ya 50 ila 90 milyon kilometre uzakta olabilir. Dünya'ya en yakın olduğu) dönemidir. Tüm bu koşullar her 17 yılda bir oluşur. Dünya-Ay sisteminden sonra sıra, bizim için her zaman özel bir konuma sahip olan, kızıl gezegen Mars'a geldi. Şu anda içinde bulunduğumuz yüzyılda bile, Mars'ta gelişmiş bir hayat olabileceği düşünülüyordu ve Marslılardan gelen sinyallerle ilgili hikayeler oldukça ciddiye alınıyordu. Sonra bu fikirden vazgeçilmek zorunda kalındı; ancak Mars'ın çeşitli bitkilere sahip olabileceği iddiası sürdürüldü.

Şimdi daha çok şey biliyoruz. İnsansız ilk uzay aracı Mars'ın yakınından geçtiğinde gezegenle ilgili fikirlerimizi değiştirmek zorunda kaldık. Aslında hâlâ Mars'ın tamamen temiz olduğundan emin değiliz; ancak elimizdeki kanıtlar öyle gösteriyor. Konuya bazı olguları belirterek ve sayılar vererek girelim.

Mars'ın etrafında dönmekte olduğu Güneş'ten ortalama uzaklığı 228.000.000 kilometredir. Eliptik yörüngesi oldukça dış merkezli olduğundan, Güneş ile arasında ki mesafe çok değişkendir. Bu uzaklık, Mars günöte noktasındayken yaklaşık 248.000.000 km; günberi noktasındayken ise yaklaşık 208.000.000 km kadardır. Bunun, 687 gün süren Mars yılı içinde yer alan mevsimler üzerindeki etkisi büyüktür. Eksenel eğimi bizimkine çok yakın olduğundan (24

·  ; Dünya'nınki ise 23,5

·  ), Marsta Dünya'da olduğu gibi güney yarım kürede yaz mevsimi gezegenin Güneş'e en yakın olduğu zamanlarda yaşanır. Dolayısıyla güney yarım kürede yaz, kuzey yarım küreye göre daha kısa ve sıcak; kış daha uzun ve soğuk geçer. Beklenildiği üzere Mars biraz serindir. Sıcak bir yaz gününde ekvatordaki sıcaklık 10

·  C'a (50

·  F) kadar çıkabilir; ancak herhangi bir Mars gecesi, Dünya'daki bir kutup gecesinden daha soğuk geçer. Yani termometre Güneş batmadan çok önce donma noktasının altına düşmüş olacaktır. Eksenel dönme süresi 24 saat 37 dakika 22,6 saniyedir. Bu değeri böylesine kesin bir şekilde bulabilmemizin nedeni, yüzey şekillerinin açık bir şekilde görülebilmesi sonucu Mars'ın dönüşünü rahatlıkla izleyebilmemizdir. Gezegenin yüzeyine yumuşak iniş yapan ilk uzay sondalarından yani Vikinglerden beri, Mars'ın bir günü, sol olarak tanımlanmaktadır.

   Mars yaklaşık 780 günlük aralıklarla karşı-konuma gelir. Mart 1997'de ve Nisan 1999'da karşı konuma geldi. Ancak Mars'ın yörüngesinin dışmerkezli oluşu karşı-konumların hepsinin aynı olmasını beraberinde getirir. Sözgelimi, 1988'deki Karşı-konum Mars günberi noktasının yakınındayken yani Dünya'dan uzaklığı 58.400.000 km kadarken gerçekleşti. Ama 1995'tekinde günötede, Dünya'dan en az 101.000.000 km uzakta olmuştur. Mars, Dünya'ya 1988'deki gibi yakın bir noktadayken,

gökyüzündeki cisimlerin neredeyse hepsinden (Güneş Ay ve Venüs’ü hariç tutarsak hepsinden) daha parlak olur. Ama karşı-konum sonrasında Kutup Yıldızı gibi ikinci kadirden bir gök cismi olarak görülür. Elimizde 1917 yılında Mars’ın aşırı parlak olduğuna dair bilgiler var. Hatta o kadar ki insanlar kırmızı bir kuyruklu yıldızın Dünya'ya çarpmak üzere olduğu gibi yanlış bir kanıya kapılarak alarma geçmişler.

Teleskopla bakıldığında Mars'ın, Ay'ın dolunaydan önceki ve sonraki evrelerine benzer şekilde görüldüğü gözlemlenebilir. Hiçbir zaman yarım ya da hilal olmaz, daha doğrusu bu evreler Dünya'dan görülmez.

Gök bilimi ölçütlerine göre bize yakın sayılabilecek olan Mars'ın gözlemlenmesi düşünüldüğü kadar kolay değildir. Öncelikle çok küçüktür. Çapı 6790 km kadardır; bu da Dünya ile Ay arasında bir büyüklük anlamına gelir. Yakın bir karşı-konumda olmadığı sürece, yüzeyindeki şekilleri ayrıntılı olarak sadece büyük teleskoplar kullandığımızda görebiliriz. Zaten Uzay Çağı öncesinde çok çeşitli tartışmalara yol açması da bu yüzdendir.

   Ay'ın atmosferi yoktur; ancak Dünya, göreli olarak büyük olan kütlesi ve yüksek kurtulma hızı sayesinde kalın bir atmosfer tutabilmektedir. Mars'ın atmosferinin ince olduğu tahmin ediliyordu, nitekim öyle olduğu saptandı; ama yine de astronomların 1965'tan önce umduğundan bile daha seyrek olduğu görüldü. Hiçbir zaman Dünya üzerinde yaşayan yaratıklar gibi, yani bize benzer canlıların, Mars'ta nefes alabileceği yönünde ciddi bir iddia olmamıştı. Bilim kurgu yazarlarınca çok sık kullanılan Marslıların, değişik ve alışılmadık bir görüntüleri olduğu varsayılmıştı.

Mars Venüs'ten, görünebilir yüzey şekillerinin keskin hatlı ve bariz oluşu ile ayrılır. Onları ilk olarak, 1659 gibi eski bir tarihte Hollandalı gök bilimci Christiaan Huygens çizmiştir. Yaptığı V biçimli koyu renkli şekil kolayca tanınır. O şekil bugün Syrtis Major ismiyle anılmaktadır. Yüzeyin büyük bir kısmı kırmızıyken kutup bölgeleri -kutup takkeleri olarak anılan kısım- beyazdır.

İlk Mars haritaları on dokuzuncu yüzyılın ilk yarısında çizilmiştir. 1870'li yıllara gelindiğinde yapılmış olan haritalar oldukça başarılı sayılırdı; ayrıca bu haritalarda yüzey şekillerine son derece hoş isimler verilmişti. Genel kanı karanlık bölgelerin deniz; kırmızı bölgelerin ise kara olduğu yönündeydi. Onlar gezegeni gözlemleyen gök bilimcilerin isimleri verildi. Sözgelimi, Madler Kıtası, Lassel Arazisi gibi. Daha sonra 1877'de İtalya gök bilimci Giovanni Virgino Schiaparelli, Milan'ın açık açık gökyüzü altında, kullandığı 22 santimlik mercekli teleskop ile bir dizi gözlem yaptı ve terminolojiyi değiştirdi. Beer Kıtası, Lockyer Arazisi ve diğerleri gitti, yerlerini Solis Lacus, Chryse, Utopia ve Margaritifer Sinus aldı. Üçgen şeklin adı Syrtis Major olmuştu.

VENÜS

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:

Güneşe en yakın gezegendir. Çıplak gözle görülebilmesi ancak güneş ufkun hemen altında

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldızdır. Orta büyüklükte olan Güneş tek başına Güneş Sistemi'nin kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geri kalan kütle Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, göktaşları, kuyrukluyıldızlar ve kozmik tozdan oluşur. Günışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerisindeki hayatın hemen hemen tamamının varolmasını sağlar ve Dünya'nın iklimiyle hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.

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.