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.
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.
