Dünya’daki kaynakların yönetimi
Posted by admin on November 15th, 2008
UZAYDA UZAKTAN ALGILAMA, GEZEGENİMİZİ TANIMAK İÇİN OLAĞANÜSTÜ BİR ARAŞTIRMA ARACI OLUŞTURUR.
Düzenli olarak gerçekleştirilen çekimler, aynı bölgelerin görüntülerini verir; bu bölgelerin içeriği, çeşitli tayf şeritlerinde yer alan izleri ve farklı ölçeklerdeki çekimler sayesinde duyarlı bir şekilde tanınabilir. Ekili alanların gözlemi, verimin isabetle tahmin edilmesini sağlar. Ormanların sağlıklı gelişimi yüksekten izlenir ve bitkisel her tür anormallik hemen saptanabilir. Afrika’nın Sahil Bölgesi’nde 20 yıllık bir kuraklıktan sonra yeşil alanların yıllık gelişiminin izlenmesi sonucu, bu bölge devletlerinin temel kaynağı olan otlakların yönetiminde bir iyileşme umudu doğdu. Oşinografi (denizbilim) alanında büyük gelişmeler görüldü; Seasat uydusu, ancak üç ay çalışmasına rağmen, araştırmacılara birçok yıl kullanacaktan veriler sağladı; ayrıca iklim ve biyosfer üzerindeki etkisini belirleme imkânı verdi. Yakın uydular, Avrupa’nın ERS-İ (European Remote Sensing Satellite, [1991'de fırlatıldı]) ve Topex Poseidon’ü (ABD-Fransız ortak çalışması 1992′de fırlatıldı) okyanus ile atmosfer ara kesiti araştırmasında gereken verileri sağlamaya, gelgit modelleri çıkarmaya, dalgalan, içbuzullan ve denizin rengini incelemeye yöneliktir. Topex Poseidon karbon dioksit çevrimi üzerine bilgi vermeye elverişlidir. ABD’nin NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administratlon) veya Avrupa’nın Meteosat gibi meteoroloji uydularının oynadığı rolün altını çizmeye gerek var mı? Hava tahmini alanında (siklonların, kasırgaların veya fırtınaların izlediği yol) elde edilen gelişme dışında, sıcaklık, buluduluk, aerosollerin yoğunluğu hakkında sürekli veri sağlanması, Dünya ölçeğinde ildim araştırmalarım besledi.
Haritacılık alanında, uyduların sağladığı bilgilerle topografya bilgilerini birleştiren bir harita türü ortaya çıktı. Syofun eğik konumdaki gözlemleri manzarayı engebeli gösteren çiftli görüntü sağlar; bu olgu fotoyorum, uygulamalarında ve özellikle topografya haritalarının hazırlanmasında büyük yararlar sağladı. Günümüzde bilgisayarların imkânlarıyla arazide yapılan ölçümler ile uydu görüntülerini birleştirme imkânı elde edildi. Böylece coğrafya alanında gerçek bilgi sistemleri kuruldu. Mesela, uydudan gözlenen bir bulut kümesiyle yerde ölçülen yağmur miktarı arasında bağlantı kurmak mümkün oldu.
Dünya ve Evren’in gözlemi alanında, uzay radarları, tayf görüntüsü alıcıları ve görüntü almayan ölçüm aygıtları (altimetre, sonda) gibi çeşitli sistemler sayesinde önemli bir gelişme öngörülmektedir.
Genelde uzay verilerinin kullanımında iki büyük alan vardır; birinci alan yüksek ayırma gücüne dayanan ve dinamik haritacılığı amaçlayan sistemlerdir; bu haritacılıktan, çevrenin gözetiminde, ormanların düzenlenmesinde, kentleşmede ve tanm kaynaklarının kullanımında yararlanılır. Uluslararası işbirliği gerektiren ikinci alansa, gezegenlerle ilgili olayları ele alır. Bu iki tip kullanım alam sayısal veri bankalarını beslemede birleşir; bu veriler, yaşam alanımızı daha sorumlu bir şekilde yönetmemize yardım edecektir.
Gökyüzünde gökcisimlerinin yerleri nasıl belirlenir
Posted by admin on November 15th, 2008
GÖKCİSİMLERİNİN GÖKKÜRE ÜZERİNDEKİ KONUMUNU TANIMLAMAK İÇİN YERYÜZÜNDEKİ ENLEM VE BOYLAMA BENZER KOORDİNAT SİSTEMLERİ KULLANILIR.
Bir gözlem aletini bir gökcismine yöneltmek için, bunun gökyüzündeki konumunu büyük bir duyarlılıkla bilmek gerekir. Bunun için birtakım koordinat sistemleri kullanılır; gökyüzünün herhangi bir noktasının konumu, bir referans düzlemine bağlı iki parametreyle belirlenir. En çok kullanılan sistemlerden biri, ekvator koordinat sistemidir. Coğrafî koordinat sisteminin (enlem ve boylam) benzeri olan bu sistemde, referans düzlemi, Dünya ekvatorunun düzlemiyle çakışan gök ekvatorudur. Burada, gökkürenin her noktasının konumu bahar açısı ve yükselimle işaretlenir. Bunların Dünya’da kullanılan benzerleri bahar açısı için boylam, yükselim için enlemdir. Başlangıç boylamı olan Greenvvich meridyeninin eşdeğeri, kutuplardan ve Güneş’in ilkbahar ılım noktasındayken yer aldığı gökyüzü noktasından geçen büyük bir çemberdir (saat çemberi). Bu sistem, gözlem yerinden bağımsız olma üstünlüğünü taşır ve iki dönme ekseninden biri Dünya kutuplarından geçen eksene paralel olan bütün teleskoplarda kullanılır.
Yaygın olarak kullanılan bir başka sistem, yatay koordinat sistemidir; bunun referans düzlemi, gözlem yerinin ufkuna paralel olan düzlemdir, bu sistemde gökkürenin her noktası ufuktan yüksekliği ve Güney açısıyla işaretlenir; yükseklik söz konusu noktayı ufuktan ayıran açı. Güney açısıysa Güney doğrultusuyla yaptığı açıdır söz konusu sistem altazimut tipi bir donanımı olan, yani yatay ve düşey eksenler çevresinde hareket edebilen aletlerde kullanılır. Ancak bir gökcisminin bu şekilde tanımlanan koordinattan belli bir yerde ve belli bir anda geçerlidir; Dünya’mn dönmesi nedeniyle sürekli olarak değişir.
Diğer astronomi koordinat sistemleri arasından Dünya’nın Güneş çevresinde dönüş düzlemi (tutulum düzlemi) ve ilkbahar noktasıyla çakıştırılan koordinat sistemi, ayrıca gökadamızın diskinin ortalama düzlemi ve bu düzlemin, gökada merkezi doğrultusunda yer alan bir noktasına indirgenen gökada koordinat sistemi örnek gösterilebilir.
Uzay Astronomisi
Posted by admin on November 13th, 2008
Gökcisimleri hakkında sahip olduğumuz bilgiler, bunların yayımladıkları ve tayf aralığının tamamını kaplayan elektromanyetik dalgalardan kaynaklanır: gökada kümeleri veya beyaz cüceler, yüksek enerjili dalgalar (X, morötesi) yayımlar; oysa Güneş gibi yıldızlar, tayfın özellikle san bölgesinde ışıma yapar ve yıldızlar arası ortam veya kuyrukluyıldızlar, düşük enerjili dalgalar (kızılaltı) gönderir. Ancak, Dünya atmosferi astronomlar için bir engeldir; bulutlardan yayınık ışıktan, burgaçlardan ve soğurulmadan sakınmak için, gözlemevleri, daima yüksek yerlere kurulur. Dünya atmosferi, özellikle X ışımalarını, morötesi, kızılaltı ve Hertz ışımalarını soğurur veya yansıtır. Yeryüzüne ulaşan ışımalar yalnız, optik (0,4 - 0,8 um) ve radyof-rekans (0,1 mm -15 m) « pencereler »ine denk düşenlerdir. Astronomlar, uzay çağının başlangıcından bu yana balonlara? füzelere ve uydulara küçük gözlemevleri yerleştirmeye çalıştılar. Böylece, Dünya çevresindeki yörüngeden, karmaşık bilimsel uyduların yapımına bağlı malî, teknik ve lojistik engellere rağmen, görünmeyen gökcisimlerinin incelenmesine yönelik yeni bir astronomi doğdu. Günümüzde, birçoğu artık işlevini yitirse de, gezegenimizin çevresinde dönen yaklaşık 70 astronomi uydusu vardır. Öte yandan uzaktan yapılan bu uydu gözlemine, doğrudan keşif de eklendi. Günümüz teknolojisi uzay araçlarının Dünya’nın çekim gücünden kurtulmasına imkân verir; bu araçlar Güneş’in çekim alanı içinde hareket eder ve elipsler çizerek tutulum düzlemine yakın, balistik yörüngeler üzerinde, Dünya’dan, Güneş Sistemi’nin bir başka noktasına yöneltilebilmektedir. Sonuç olarak, gezegenlerin çekim güçleri yakınlanndan geçen uzay araçlarını hızlandırarak yolculuğa yardımcı olur. Buna rağmen gezegenler arası yolculuğun süresi, aylar, hatta yıllarla ölçülür ve bu uzun yolculuklarda kullanılan uzay sondaları, büyük bir güvenilirliğe sahip, otomatik robotlardır. Bütün bu yeni keşifler daha şimdiden, bize yepyeni ve gizemli birçok dünya tanıttı.
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.
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.
