Volkanik Hareketler ve Levha Tektoniği
Posted by admin on November 12th, 2008
DEPREMLER GİBİ YANARDAĞLAR DA, ÖZELLİKLE TAŞKÜRE LEVHALARININ SINIRLARINDA YER ALMAKTADIR.
Volkanik hareketler üç büyük grupta toplanabilir.
Okyanus sırtlanndaki volkanik hareketler. Yaklaşık 80 000 km’Iik bir zincir oluşturan okyanus sırtlan, okyanus tabanının tamamını, yani Dünya yüzeyinin üçte ikisini oluşturmuş olan, gezegenimizin en önemli yanardağ sistemini temsil eder. İki levhanın birbirinden uzaklaşmasıyla meydana gelen çökme, üst mantoda erimeye yol açar ve böylece bazaldi bir magma oluşur. Bu magma, yerkabuğundaki dikey çatlaklardan dışan sızar ve rift seviyesinde yayılır.
Dalma-batma bölgelerindeki volkanik hareketler. İki taşküre levhasının birbirine yaklaşması yerkabuğu üzerindeki volkanik hareketlere ve dağ sıralarının oluşmasına yol açar. Dalma-batma hareketleri iki ayn şekilde ortaya çıkar. İlkinde, bir kıta levhasıyla bir okyanus levhası birleşir. Bu durumda, yoğun ve soğuk olan okyanus levhası, kıta levhasının altına doğru kayar ve manto içine dalarak, sıradağların oluşumuna neden olur (Andlar gibi). Ikincideyse, iki okyanus levhası yer değiştirir. LevhaVrdan biri diğerinin altına kayarken, ada yayları oluşur (Tonga ve Manana adalan gibi).
Levha içi volkanik hareketler. Bu hareketler, birer sorguç gibi mantonun derinliklerine sapla’ narak, sıcak maddelerin taşküre tabanına kadar çıkmasına neden olan « sıcak noktalar »in varlığından kaynaklanır. Böylece ortaya çıkan volkanik oluşumlarda önce, akınlar ve lav çeşmeleri şeklinde dökülen, akışkan ve alkali bazalt kökenli bir magma görülür. Bugüne kadar yüze yakın sıcak nokta saptanmıştır (Hawaii ve Tahiti gibi). Kıta levhalanndaki bu sıcak noktalara veya genleşmeye bağlı çatlaklar çökmelere yol açar; oluşan çukur alanlarda da alkali esaslı volkanik oluşumlar görülür (Afrika rifti gibi).
Yanardağlar
Posted by admin on November 12th, 2008
En basit yanardağ derinlerde yer alan magma haznesinden beslenen bir ana baca çevresinde birikmiş kalıntılardan oluşan bir konidir. Bulunduğu ortamdaki çok yüksek basınç ve ısı, magmayı akışkan halde tutar. Aslında yanardağlar üzerinlerde hâkim olan basıncı serbest bırakıp, magmayı dışarı atarak Dünya’nın güvenlik supapları işlevi görür. Basınçs kadar yüksekse, püskürme de o kadar güçlü olur. Belirleyici etken, gazın oranıdır. Magma yeryüzüne çıkarken gazlar sıvı haldeki maddeden ayrılarak magmanın üzerine yayılır ve böylece basıncın artmasına neden olur. Magma gazla ne kadar yüklüce, püskürme de o kadar patlamalı ve tehlikeli olur.
Yanardağbilimin (volkanoloji) amacı, püskürme olaylarının anlaşılmasının yanı sıra patlama tehlikelerine karşı tedbir alabilmektir. 1985 yılında Kolombiya’da, Nevado del Ruiz’in patlaması 20 000 kişinin ölümüne neden oldu. Filipinler’deki Pinatubo Yanarda-ğı’nın 1991 haziranında patlaması, yüzyılın en büyük volkanik felaketine yol açtı; 800′den fazla insan öldü, 1,2 milyon kişi evsiz kaldı. Ancak, püskürme olaylarının ötesinde, yanardağlara bağlı doğal zenginliklerin (jeoter-mal enerji, magma hareketlerinden doğan maden yatakları) işletilmesi ve dünyanın evrimini yönlendiren süreç hakkında bilgi edinilmesi de söz konusudur. Aslında jpşğma, hem mantonun içindeki, hem de mantoyla kabuk arasındaki ısı ve madde alışverişlerinin başlıca taşıyıcısıdır. Volkanik hareketlerin ve yeryüzüne çıkan püskürtü maddelerinin incelenmesi, bize, Dünya’nın yaşamını yönlendiren mekanizmalar hakkında bilgi edinme imkânı sağlar.
Volkanizma ve Tektonik
Posted by admin on November 8th, 2008
Merkür’ün yüzeyi, tümüyle volkanik kayaçlardan oluştuğu izlenimi vermektedir; bu kayaçların geçmişinin, gezegenin oluşum başlangıcına kadar uzanması mümkündür. Buna karşılık, yakın geçmişte bu gezegen üzerinde bir yanardağ etkinliğinin olmadığı sanılmaktadır.
Venüs’ün yüzeyi ise tersine, yakın geçmişi olan önemli volkanik oluşumlarla kaplıdır ve yer yer, volkanik kaynaklı olması muhtemel büyük kraterler gözlemlenmektedir. Yüzeyde görülen çember biçiminde, önemli bir engebe dev bir volkandan kaynaklanabilir ve Mars üzerinde saptamış volkanlarla karşılaştırılabilecek boyutlardadır.
Gerçekte, Mars üzerinde, dört dev volkan vardır; bunların yüksekliği 26 kilometre, taban çapları ise yaklaşık 500-600 kilometredir; ayrıca bunlar dışında çok sayıda küçük volkan bulunur. Bu oluşumlar günümüzde artık etkin görünmüyor; ama bir olasılıkla uzun zaman, çağımızdan yaklaşık 800 milyon yıl öncesine kadar etkinliklerini sürdürmüşlerdir. Bunların Mars yüzeyinin ve atmosferinin evriminde, önemli bir rol oynadığı sanılmaktadır. Tektonik de, gezegenden gezegene çok değişen, önemli bir rol oynamıştır. Nitekim, Merkür üzerinde, gezegenin dönüş hızının yavaşlamasından kaynaklandığı sanılan, çok eski bir kırıklar ağı saptandı. Öte yandan, çekirdek soğurken, litosferin (taşküre) sıkışması, yüzlerce kilometre uzaktan gözlemlenen yarıkların (3 kilometre yüksekliğinde) oluşumuna yol açar. Venüs üzerinde, kuzeyde ve ekvatorda yer alan büyük engebelerin yakınlarında, önemli tektonik yapılar (faylar, kıvrımlar) gözlemlendi. Bunlar belki de genel genleşme ve büzülme hareketlerinden kaynaklandı. Mars üzerinde tektoniğin etkisi, binlerce kilometre boyunca uzanan ve önemli çöküntüleri (grabenler) sınırlayan büyük faylarla kendini gösterir.
Güneş Enerjisi
Posted by admin on November 8th, 2008
Gerçek bir termonükleer kaynaşma reaktörü olan Güneş, sürekli olarak çok büyük miktarda enerji yayımlar. Yeryüzündeki enerji kaynaklarının büyük bir kısmı aslında bu ışımanın dönüşümünden doğmaktadır: biyokimyasal (fotosentezle) olarak biyokütleye dönüşüm (mesela odun) veya eski biyokütlenin dönüşümü sonucu oluşan petrol ve kömür gibi…; ısıl dönüşümün rüzgâr veya denizlerin ısıl enerjisi haline geçmesi gibi…
Bununla birlikte, Dünya’nın aldığı ışıma Güneş’in yaydığı ışımanın çok küçük bir kesridir. Ekvatorun yakınlarında bunun yıllık ortalama değeri 2 500 kWsa/m2; Türkiye’de 1 500 kWsa/m2′nin biraz üstündedir. Güneş enerjisinin saat veya mevsime göre değişme ve yayınım özelliği, doğrudan yararlanılması için özel yoğunlaşma ve depolama teknikleri gerektirmektedir. Bir güneş fırınında, ışımanın optik bir yöntemle yoğunlaşması sonucu sıcaklık 1700 °C’yi aşar.
1970li yılların başındaki petrol krizi, fosil enerjilerin tükenmesi endişesi ve çevreyi koruma gereği güneş enerjisine ilişkin araştırmaları yeniden güncelleştirdi. Güneş enerjisinden yararlanma teknikleri çok yer kaplar, ama çevreyi hiç kirletmez. Isı veya elektriğe dönüştürülen güneş enerjisi, ulaşılması güç bölgelerde veya fosil enerjilerin az olduğu ülkelerde bir ek enerji kaynağı, hatta bir çözüm olabilir. Bu şekilde, mesela israil Devleti, 2015 yıllarına doğru, enerji ihtiyacının yüzde 40′ını güneşten sağlamayı hedeflemektedir.
Bununla birlikte, bu enerjinin yayınım özelliği, ancak aralıklı kullanılabilmesi ve depolanma zorluğu, merkezîleşemeyecek bir üretim tarzının benimsenmesine yol açar; böyle bir durumda « merkez » bir kasabanın veya bir evin ihtiyacını karşılayacak çapta olabilir. Bu yol özellikle, masraflı klasik santrallara yatırım yapmak için ne ekonomik imkânları ne de ihtiyaçları olan Üçüncü Dünya ülkeleri için uygundur. Gelişmiş ülkelerdeyse bu enerji, çevre kirliliğini azaltma politikası bağlamında tamamlayıcı olabilir.
Dünya’nın Biçimi, Boyutları ve Hareketi
Posted by admin on October 9th, 2008
Dünya
DÜNYA, Güneş’in çevresinde dolanan doku; gezegenden biridir. Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton olarak adlandırılan bu gezegenlerin Güneş’e en yakın olan ilk dördüne “yerbenzeri gezegenler” denir. Çünkü üzerinde yaşadığımız gezegenin bir adı da Yer’dir ve öbür üç gezegenin boyutları, kütlesi ve dış yapısı bizim gezegenimize oldukça benzer. Gerçekten de, içlerinde en büyüğü Dünya olan yerbenzeri gezegenler öbür beş gezegenden daha küçük, sertleşmiş kay aç yapısında, dolayısıyla daha yüksek yoğunluktadır. Buna karşılık “dev gezegenler” denen Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün yerbenzeri gezegenlerden çok daha büyük, ama temel olarak soğuk gazlardan oluştukları için düşük yoğunlukta gezegenlerdir. Dokuzuncu gezegen olan Plüton’un yapısı ve özellikleri ise Dünya’dan çok uzakta bulunduğu için henüz yeterince aydınlatılamamıştır. Merkür ve Venüs’ün yörüngeleri Dünya’nın yörüngesinin içinde kaldığı için bunlara ayrıca “iç gezegenler” de denir; Mars’tan başlayarak bütün öbür gezegenler ise Dünya yörüngesinin dışında kaldıkları için “dış gezegenler”dir.
Dünya birçok özelliğiyle bütün öbür gezegenlerden ayrılır. Örneğin yüzeyinde bol miktarda su bulunan tek gezegendir. Yaşamın başlaması ve sürmesi için mutlaka su gerektiğinden, bütün Güneş Sistemi içinde canlıları barındıran tek gezegen de gene Dünya’dır. Yeryüzünün her yanını kaplayacak, denizleri dolduracak kadar gür ve çeşitli olan bu yaşam Dünya’nın atmosferini bile değişikliğe uğratmıştır; çünkü soluduğumuz havadaki oksijenin tümü bitkisel yaşamdan kaynaklanır.
Dünya üzerinde büyük kara parçaları ve okyanus çanakları bulunmasaydı, ne yaşamın başlangıcı için gerekli olan engin ve kalıcı su kütleleri, ne de insanın ve üstün yapılı hayvanların yaşadığı bugünkü topraklar var olurdu.
Dünya’nın Biçimi, Boyutları ve Hareketi
Dünya bir küre biçimindedir. Uzaklaşan bir geminin ufuk çizgisinin altında gözden kaybolması gibi basit gözlemlerle eskiden beri bilinen bu gerçek, astronotların ve Dünya çevresindeki yörüngelerinde dolanan yapma uyduların uzaydan çektiği fotoğraflarla hiçbir kuşkuya yer bırakmayacak biçimde kanıtlanmıştır. Dünya’nın yuvarlak olduğunu söyleyen ilk kişi, İÖ 6. yüzyılda yaşamış Eski Yunanlı bilgin Pisagor’dur. Gene Eski Yunanlı matematikçi ve bilim adamlarından Eratosthenes de İÖ 3. yüzyılda ilk kez Dünya’nın çevresini ölçmüştür. Eratosthenes bu ölçüme girişmeden önce, 21 Haziran günü öğle saatinde Güneş ışınlarının Mısır’ın Assuan kentinde yere tam dik olarak geldiğini öğrenmişti. Bu bilgiyi aktaranlara göre o gün o saatte Güneşin yansıması derin bir kuyunun dibindeki suda görülebiliyordu. Eratosthenes, Assuan’ın 800 km kuzeyinde olduğunu tahmin ettiği İskenderiye’de aynı gün ve aynı saatte Güneş ışınlarının düşeyle 7 x/ı derecelik bir açı yaptığını, yani yere 7 W eğik geldiğini ölçtü. Böylece bu iki bilgiden yararlanarak Dünya’nın çevresini bugün bilinen değerine çok yakın olarak hesapladı. Gene de 16. yüzyılda kâşifler Dünya’nın çevresini denizden dolaşıncaya kadar Dünya’nın yuvarlak olduğu kolay kolay benimsenemedi.
Dünya’nın yuvarlaklığı aslında çok düzgün ve kusursuz değildir. Kendi ekseni çevresinde dönmesinden doğan merkezkaç kuvvetin etkisiyle ekvatorda hafifçe şişkinlik yapar. BU şişkinlik nedeniyle kutuplar da hafifçe basıktır; kutup noktalarının Dünya’nın merkezine olan uzaklığı ekvatordaki bir noktanın uzaklığından yaklaşık 21 km daha azdır. Dünya’nın boyutlarına ilişkin bazı bilgiler aşağıda verilmiştir.
Ekvatordaki çapı 12.756.776 metre
Kutuplardaki çapı 12.713.824 metre
Yüzölçümü 510.100.934 km2
Hacmi 1.083.319.780.000 km3
Kütlesi 5.988.000.000.000.000.000.000 ton
Ortalama yoğunluğu 5,52 gr/cm3
Dünya kendi ekseni çevresindeki dönme hareketini 23 saat 56 dakika 4,09 saniyede tamamlar. Demek ki bu dönme hareketinin süresi 24 saatlik bir tam günden yaklaşık dört dakika daha kısadır. Ama Dünya Güneş’in çevresindeki dolanımını 365 gün 6 saatte tamamladığı için, bu yörüngede bir günlük yol aldığında üzerindeki her noktanın Güneş’e göre konumu değişir. Böylece, Dünya’nın bir tam dönüşünden ancak dört dakika sonra belirli bir noktada yeniden öğle olur. Sonuçta Dünya üzerindeki her noktada günün uzunluğu 24 saattir.
Dünya’nın kendi ekseni çevresindeki dönüşü nedeniyle günün yarısını gündüz, yarısını gece olarak yaşarız. Dünya’nın Güneş’e dönük olan aydınlık yüzü gündüzken, karanlık yüzü gecedir. Ama gündüz ve gecenin uzunluğu yıl boyunca değişir. Yazın gündüzler 12 saatten daha uzun, kaşın daha kısadır. Yeryüzünde yaz ve kış gibi iki ayn mevsim yaşanmasının nedeni Dünya’nın dönme ekseninin yörünge; düzlemine eğik olmasıdır. Kuzey ve güney kutup noktalarından geçtiği varsayılan dönme ekseni yörünge düzlemiyle 23 derece 27 dakikalık (23°27′) bir açı yaptığı için, Dünya Güneş çevresindeki dolanımını tamamlayıncaya kadar bu eksen uzayda hep aynı doğrultudadır. Bu nedenle yörüngenin, yani Dünya’nın Güneş çevresinde izlediği yolun yansında Güneş’e doğru, öbür yansında ters yöne eğiktir. Kuzey kutup noktası Güneş’e doğru yöneldiğinde kuzey yarıkürede yaz mevsimi yaşanır. Böylece, dönme ekseni Güneş’e doğru eğik olduğu için, yazın kuzey yarıkürenin her noktası Dünya’nın günlük dönme hareketi sırasında daha uzun süre gün ışığı alıp, daha kısa süre karanlıkta kalır. Bu nedenle gündüzler gecelerden daha uzundur. Yalnız 21 Haziran’da Kuzey Kutup Dairesi’nin kuzeyinde kalan her yer bütün gün boyunca Güneş ışığı aldığından gökyüzünde gece yansı bile Güneş vardır. Bütün bu süre içinde güney kutup noktası Güneş’in bulunduğu doğrultuya yönelmediği için güney yarıkürede mevsim kıştır, gündüzler gecelerden kısadır ve Kuzey Kutbu’nun sürekli gündüzü yaşadığı 21 Haziran’da Güney Kutbu bütün gün karanlıktadır.
Dünya’nın dönme hızı giderek yavaşlamak’ ta, dolayısıyla günler biraz daha uzamaktadır. Ay’ın çekim kuvvetinin okyanus ve denizlerde yarattığı gelgit hareketi Dünya’nın dönüşünü yavaşlatan bir fren etkisi yapar. 370 milyon yıl önceki Devoniyen Dönem’in ortalarından kalma mercan fosillerinde bir yılda oluşan günlük büyüme halkalarının 365 yerine 400 tane olduğu görülmüştür. Bu da o dönemde bir günün 22 saat olduğunu gösterir.
Dünya’nın Güneş çevresinde dolanırken çizdiği yörünge tam dairesel değil elips biçiminde, yani ovaldir. Bu nedenle, yörüngedeki dolanımı sırasında Dünya’nın Güneş’e olan uzaklığı biraz değişir. Güneş’ten en uzak noktadayken aralarında 152 milyon km, en yakın noktadayken 147 milyon km vardır. Dünya’nın Güneş çevresindeki yörüngede dolanım hızı ise saniyede 30 kilometreden biraz azdır.
Dünya, zayıf bir magnetik alanla kuşatılmış dev. bir mıknatıs gibidir. Kuvvet çizgileri kuzey ve güney magnetik kutuplarında birleşen bu magnetik alanın, Dünya’nın merkezindeki demirden çekirdeğin dönmesiyle doğan elektrik akımlarından kaynaklandığı sanılmaktadır. Dünya’nın magnetik kutuplan zamanla yer değiştirir; ama Dünya’nın dönme eksenini belirleyen coğrafi kutuplardan hiçbir zaman fazla uzaklaşmaz. Ne var ki kıtaların Dünya üzerindeki yeri başlangıçtan bu yana çok değiştiği için, bugün Kanada’nın kuzey ucunda bulunan kuzey magnetik kutbu jeolojik çağlar boyunca değişik kıtalar üzerinde yer almıştır. Aynı şey güney magnetik kutbu için de geçerlidir. 450 milyon yıl önce bu kutup noktası bugünkü Sahra Çölü’nün bulunduğu yerdeydi. Ayrıca zaman zaman magnetik kutupların konumu değişmediği halde işareti değişmiş, kuzeyken güney, güneyken kuzey magnetik kutbu olmuştur; başka bir deyişle, mıknatıslanmış pusula iğnesinin öbür kutbunu çekmeye başlamıştır.
Dev Gezegenlerin Bileşimi
Posted by admin on October 6th, 2008
Bu gezegenlerin atmosferlerinde, temel bileşenler olan hidrojen ve helyum dışında, metan, amonyak, su buharı, etan, asetilen gibi gazlar, birtakım arsenik ve fosfor bileşikleri bulunur. Fotoğraflarda görülen bulutlar, aslında amonyak bulutlandır. Bunları renklendiren bileşiklerin neler olduğu, henüz bilinmemektedir. Jüpiter ve Satürn, Dünya’dan on kat daha hacimli olmasına rağmen, Dünya’nın dönüş hızının iki buçuk katına ulaşan, şaşırtıcı bir hızla döner. Bu dev gezegenlerin bulutsu örtüsü, gözle görülür bir şekilde kararlıdır ve kuşaklar halinde bulunur. Bu kuşaklar muhtemelen, yükselen ve alçalan büyük atmosfer akımlarından kaynaklanır. Jüpiter’in, ilkin 1664 yılında gözlemlenen büyük kırmızı lekesi, hiç dinmeyen dev bir siklondur. Bulutların yüzeyinde gözlemlenen ve atmosferdeki çok yoğun etkinliğe tanıklık eden daha küçük ölçekte başka oluşumlar da vardır; mesela lekeler, iplikçikler ve burgaçlar görülür. Burgaçlar birkaç gün için yok olur, sonra yeniden ortaya çıkar, birbirlerine karışır, sonra ayrılır ve nihayet birbirleri üzerine sarılır.
Günümüzde Jüpiter ve Satürn hakkında bilinenler, iç yapılan konusunda oldukça kesin bir fikir edinme olanağı verir. Nitekim, büyük derinliklerde, basınç ve sıcaklık çok yüksektir ve hidrojen ancak akışkan metal halinde kalabilir. Satürn’ün içindeki sıcaklık, helyumun, metal halindeki hidrojene her yerde iyice karışması için yeteri, değildir. Dolayısıyla, helyum damlacıklarının oluştuğu bir bölgenin var olduğu düşünülmektedir. Bu damlacıklar merkeze doğru inerek helyum bakımından zenginleşmeye yo: açar; bu olgu gezegenin geri kalan bölümünün, helyum bakımından fakir olduğu anlamına gelir. Gerçekten de. başlangıçta özdeş olmaları gerekirken, Satürn atmosferindeki helyum oranının, Jüpiter’de ölçülenden belirgin bir şekilde daha düşük olduğa doğrulanmıştır. Merkezde, ilk bulutsuya ait taneciklerin, buzların ve tozların yığışmasıyla oluşan kan bir çekirdeğin bulunması gerekir. Bu kütlesel çekirdek, daha sonra, kendisini çevreleyen hidrojen ve helyum gazlarım çekmiştir; bu gazların yavaş yavaş sıkışıp ısınarak bu gezegenlere günümüzdeki görünümlerini kazandırdığı sanılmaktadır.
Dev Gezegenler
Posted by admin on October 6th, 2008
Jüpiter ve Satürn, sırasıyla, Dünya çapının 11,2 ve 9;4 Katına eşit çaplarıyla, Güneş Sistemi’nin en büyük gezegenleridir. Her ikisi de hidrojen moleküllerinden oluşur; ama merkezlerine doğru inildikçe hidrojen basınç etkisiyle atom ve metal halini alır; merkezlerindeki basınç Dünya yüzeyindeki basıncın 200 milyon katından yüksektir. Bunların gerçek bir kata yüzeyleri yoktur; yalnız kayaçlardan ve buzlardan oluşan merkezî çekirdekleri vardır; bu çekirdeklerin her birinin boyunun Dünya’nın iki katı büyüklüğünde olduğu sanılmaktadır. Oysa çekirdek kütleleri Dünya kütlesinin en az on katına ulaşır. Bu gezegenlerde, hidrojenden sonra en çok bulunan ikinci element helyumdur. Hidrojen ile helyumun, Evren’in temelini oluşturduğu da bilinmektedir. Demek ki dev gezegenler, yersel gezegenlerin tersine, oluşumlarından bu yana çok az evrim geçirmiştir. Atmosferlerinde çok şiddetli hareketler görülmektedir. Nitekim, Jüpiter’in büyük kırmızı lekesi, gerçekte Dünya büyüklüğünde, yani dev boyutlarda sürekli bir siklondur. Satürn’ün ve özellikle Jüpiter’in yoğun bir manyetik alanı vardır. Bunlar, Güneş Sistemi’nin, günümüze kadar belirlenmiş en çok uydusu olan iki gezegenidir; Jüpiter’in çevresinde dolanan 16 ve Satürn’ün çevresinde dolanan 17 uydu (1990 yılında W. Pickering tarafından keşfedilen ve bir daha hiç görülmeyen Themis dahil edilirse, 18) keşfedilmiştir. Öte yandan, Satürn son derece karmaşık bir halkalar sistemiyle çevrelenmiştir; bu yapıyı 1980′de, Amerikan Voyager 1 sondası ortaya koydu; oysa Jüpiter’in çevresinde, çok seyrek olarak tek bir halka vardır. Bu halkayı 1979′da Voyager 1 keşfetmiş ve daha sonra Voyager Z yeniden gözlemlemiştir.
1977′de adatılan iki Amerikan Voyager sondası, Güneş Sistemi’nin büyük gezegenleri hakkında bildiklerimiz konusunda bir devrim yarattı. Bu sondalar Jüpiter ve Satürn’ü yalandan inceledi; Voyager Z daha sonra, Uranüs’ün (1986) ve Neptün’ün (1989) yakınından geçti, Her ikisinin de uzay yolculuğu hâlâ gezegenler arası ortam hakkında ‘ bilgiler ileterek sürmektedir. Her sonda, bir ton ağırlığındadır ve bazısı yönlendirilebilir bîr platform üzerinde 11 ölçü aleti taşır. 3,7 m çapındaki parabolik bir anten, Dünya’yla İletişi mi sağlar.
Jüpiter ve Satürn’ün İçi
Güneş Sistemi gezegenlerinin, en büyüğü (ekvator çapı 142 796 km) Jüpiter’in (1) kayaçlardan ve buzdan oluşan bir çekirdek, helyumla karışık kalın bir akışkan metalik hidrojen katmanı ve dışta gezegenin merkezinden uzaklaşıldıkça sıklığı giderek azalan bir moleküler hidrojen ve helyum gömlek taşıdığı sanılmaktadır. Gözlemlerde, doğrudan erişilebilir tek bölge gömleğin gaz halindeki bölümüdür; bu bölgede fotoğraflarda görüldüğü gibi renkli bulutlar yer alır. İkinci dev gezegen (ekvator çapı 120 660 km) Satürn’ün (2) Jüpiter’in çekirdeğinden daha büyük bir çekirdeği vardır; çekirdekten sonra bir metalik hidrojen ve helyum katmanı gelir; bunun çevresinde Jüpiter’de olduğu gibi bir moleküler hidrojen ve helyum gömlek bulunur. Bu gezegende, metalik hidrojen katmanı içindeki sıcaklıklar, helyumun, katmanın tümü içinde metalik hidrojenle karışması için, yeterli değildir. Dolayısıyla helyum damlacıklarının toplandığı bir bölgenin bulunduğu sanılmakta-dır; bu olgu, gezegenin merkeze yakın bölgelerinin helyum bakımından zenginleşmesine yol açarken, dış gömlekte aynı element bakımından bir fakirleşmeye neden olur.
Astronomik Uzaklıklar
Posted by admin on October 6th, 2008
Gökcisimleri arasındaki mesafeler çok büyükcür. O kadar ki, bunları kilometre cinsinden ifade etmek pek pratik değildir. Çoğu zaman bunların, ışık zamanı ölçeğinde belirtilmesi tercih edilir. Boşlukta ışık, 300 000 km/sn’ye çok yakın, değişmez bir hızda yayılır; böyle belli bir zaman aralığında daima aynı uzaklığı kat eder ve bu, ölçek olarak alınabilir. Yıldız uzaklıklarını ifade etmek için yaygın olarak kullanılan birim, ışığın bir yılda aldığı yola eşdeğer olan ışık yılı’dıt (simgesi: ly). Bir ışık yılı, 10 trilyon km’ye yakın bir uzaklığı gösterir. Güneş Sistemi’ne en yakın yıldız olan, Erboğa takımyıldızından Proksima yıldızı 4,22 ıy, yani 40 trilyon knrden daha uzakta yer alır. Uzaklığı 10 ıy’nın altında, yalnızca 11 yıldız ve uzaklığı 15 ıy’nın biraz altında, 40 kadar yıldız bilinmektedir. Gökada, çapı 100 000 ıy olan bir disktir ve burada, iki yıldız arasındaki ortalama uzaklık 3 ıy’dır. Nitekim en yakın komşumuz Ay, sadece 1,25 ı-şık-saniye, Güneş 8 ışık-dakika ve Güneş Sistemi’nin 1993 yılına kadar en uzak gezegeni olarak bilinen Neptün, 4,4 ışık-saatlik bir uzaklıktadır. Nisan 1993′te İngiliz ve Amerikalı bilimadamlannca Havvaii Adalan’ndaki gözlemevinden fotoğrafı çekilen Karla’nın yaklaşık 5,95 ışık-saat uzaklıkta olduğu tahmin edilmektedir. Bununla birlikte, Güneş Sistemi dahilinde, astronomlar tarafından kullanılan uzaklık ölçeği, Dünya’nın Güneş’e olan ortalama uzaklığıdır. Astronomi birimi (simgesi: ab) adı verilen bu uzaklık biriminin yaklaşık değeri, 149,6 milyon km’dir.
Uzak gökcisimleri için uzmanlar genellikle parsek’i (simgesi: pc) ve katlan olan ki-ioyarsek (1 kpc=l 000 pc) ile megaparsek’i (1 Mpc= 106 pc) kullanır, Parsek, « paralaks saniye »nin kısaltmasıdır: 1 parsek Yer yörüngesi yarıçapının 1 saniyelik bir açı (paralaks adı verilen) altında görüldüğü u-zaklığı temsil eder. 1 parsek, 3,26 ıy’na, 206 265 ab’ne veya yaklaşık 30 trilyon km’ye eşdeğerdir.
Çıplak gözle görülebilen yıldızların birçoğu 20-30 parsekle yüzlerce parsek arasında değişen uzaklıklarda bulunmaktadır. Güney gök yarıküresinde yer alan, görülebilir en yakın gökada Büyük Macellan bulutsusu, 50 kpc’lik, (ykş. 170 000 ıy) bir uzaklıktadır.
İşık sonlu bir hızla yayıldığından, bir gökcismi ne kadar uzaktaysa, ışığı bize ulaşmak için o kadar çok zaman harcar. Bu süre, Güneş için birkaç dakikadan ve Güneş Sistemi’nin en uzak gezegenleri için birkaç saatten ibarettir; ancak yıldızlar için bu süre yıllara, hatta yüzyıllara ulaşır; gökadalar içinse, daha uzun süreler gerekir. Bu durum Evren‘i, belli bir andaki konumunda görmenin imkânsız olduğu anlamına gelir. Mesela Kutup Yıldızı, 650 ıy’lık bir u-zaklıktadır: öyleyse biz söz konusu yıldızı XIV. y/daki, yani Yüz Yıl Savaşlan’nm başladığı yıllardaki haliyle görmekteyiz. Çünkü ışınları gözümüze 650 yıl sonra ulaşmaktadır. Çıplak gözle gözlenebilen en uzak gökcismi, Andromeda’dan M 31 gökadası için geçmişe doğru bu sıçrama, çok daha olağanüstü boyutlar kazamr; aynı nedenle en yakın gökada olan M 31, bize bundan yaklaşık 2 milyon yıl önceki, yani Dünya’da australopithecusun yaşadığı dönemdeki haliyle görünmektedir. Günümüzde en güçlü teleskoplar, 10 milyar ışık yılını aşan uzaklıklara kadar Evren’i taramaktadır. Bunlar, geçmişe yolculuk yapmamızı sağlayan gerçek zaman makineleridir; dolayısıyla bize çok eski dönemlere tanıklık eden gökcisimlerini gösterir ve Evren’in tarihini yeniden yazmamıza yardımcı olur.
