Gezegenler hakkında detaylı bilgiler

Uranüs

URANÜS


Uranüs, Güneş sisteminin Güneş'ten yakınlık sırasına göre 7. gezegenidir. Çap açısından Jüpiter ve Satürn'den sonra üçüncü, kütle açısından bu iki gezegen ve Neptün'ün ardından dördüncü sırada gelir. Jüpiter, Satürn ve Neptün ile birlikte Gaz devleri sınıfına girmektedir.

URANÜS'ÜN KEŞFİ

Uranüs, 13 Mart 1781 tarihinde Alman kökenli İngiliz astronom William Herschel tarafından, kendi yaptığı teleskopla tesadüfen keşfedilmiştir. Herschel, bu tarihte yaptığı tarama gözlemleri sırasında, yıldız haritalarında yer almayan sönük bir cisim görmüş ve başlangıçta oldukça uzak bir kuyruklu yıldız olarak yorumlamıştır. Ancak 1781 yılı sonuna kadar sürdürdüğü gözlemleri sonucunda, bu cismin yörüngesinin çembere çok yakın ve Satürn yörüngesinin de dışında yer aldığını görmüştür. Halbuki kuyruklu yıldızların yörüngeleri oldukça basık elipslerdir ve görünür olmaya başladıkları anda Güneş'e çok yakındırlar. Herschel, bu gözlemleri sonucunda Güneş sisteminin 7. gezegenini keşfettiğini anlamış ve Güneş sisteminin o tarihte bilinen sınırlarını 9,5 AB'den (Satürn'ün Güneş'e uzaklığı), 19,2 AB'ye (Uranüs'ün Güneş'e uzaklığı) çıkarmıştır (AB=Yer-Güneş uzaklığı). Aslında Uranüs, bu keşiften önce çok sayıda gözlemci tarafından görülmüş ancak sönük bir yıldız olarak yorumlanmıştır.

Karşı-konum anında Yer'den bakıldığında, ancak insan gözünün alt limiti olan 6 kadirdir. Kadir; parlaklık ölçüsü birimidir, negatif, 0 ve pozitif olabilir ve parlaklık, pozitiften negatife doğru kaydıkça artmaktadır. Uranüs, bu nedenle 1670-1781 tarihleri arasında oluşturulan yirmiye yakın haritada bir yıldız olarak noktalanmıştır. Uzun bir zaman aralığında izlendiğinde, Uranüs'ün yavaş yörünge hareketinin (Yer'den bakıldığında sabit yıldızlara göre yılda ~4°) bir takım tedirginlik etkileri altında kaldığı görülmüştür. Yer'deki modern ve büyük teleskoplarla bakıldığında Uranüs, sisli ve belirgin yüzey şekli göstermeyen yeşil-mavi renklerde görünür. Yer'den görünen açısal çapları, büyük uzaklıkları nedeniyle çok küçüktür. Karşı-konum anında Yer'den bakıldığında Uranüs 4" açısal çap altında görülmektedir.

URANÜS'ÜN ATMOSFERİ


Voyager 2 uzay aracı, Ocak 1986'da Uranüs'e yakın geçişini gerçekleştirdiğinde, bilim adamları, Uranüs atmosferindeki bulutların detaylarını görebilmeyi umut ediyorlardı. Elde edilen bu yakın plan görüntülerde, Uranüs'ün atmosferinin neredeyse pürüzsüz ve bulut içermeyen bir yapıya sahip olduğu anlaşılmıştır. Voyager 2 verileri, Uranüs atmosferinin %82,5 oranında hidrojenden ve %15,2 oranında helyumdan oluştuğunu göstermiştir. Bunlara ek olarak %2,3 metan (CH[SUB]4[/SUB]) bulunmaktadır ve bu metan bolluğu, Jüpiter ve Satürn atmosferinde izlenen metan oranından 10 kat daha fazladır.
Metan, Güneş ışığındaki uzun dalga boylarını daha fazla soğurma özelliğine sahiptir. Bu nedenle Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarından yansıyan Güneş ışığı, daha fazla kısa dalga boyları içermekte ve izlenen yeşil mavi rengi oluşturmaktadır.
Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarındaki sıcaklığın -218°C olduğu belirlenmiştir. Bu sıcaklıkta amonyak(NH[SUB]3[/SUB]) ve su buharı katılaşarak donmaktadır. Dolayısıyla uzun bir zaman önce Uranüs atmosferinde yer alan amonyak(NH[SUB]3[/SUB]) ve su(H[SUB]2[/SUB]O) katılaşarak iç bölgelere doğru inmiştir.
Sonuç olarak bugün Uranüs atmosferinde amonyak ve su oranı yok denecek kadar azdır. Bu moleküllerin, Jüpiter ve Satürn bulutlarını oluşturan ana bileşikler olduğunu hatırlayacak olursak, Uranüs atmosferinde neden bulut yapısı gözlenemediğini daha kolay anlarız. Uranüs atmosferinde bazen izlenen zayıf bulutların kökeni, yeterli basınç altında damlacıklar halinde yoğunlaşabilen metandan gelmektedir.
TUHAF BİR ŞEKİLDE YAN YATMIŞ GEZEGEN

Voyager 2 gözlemleri, Uranüs'ün dönme ekseninin eğiminin, diğer gezegenlerden çok farklı olduğunu doğrulamıştır. İlk kez 1787 yılında Herschel, Uranüs'ün dönme ekseninin neredeyse ekliptik düzlemi içinde kaldığını keşfetmiştir. Herschel, 1787 yılında keşfettiği iki uydunun, Uranüs etrafındaki hareketini izleyerek bu sonuca varmıştır. Uyduların gezegen etrafındaki yörüngelerinin; gezegenin, Güneş etrafındaki yörünge düzlemine neredeyse dik olduğunu görmüştür. Herschel, Jüpiter ve Satürn'ün uydularının, gezegenin ekvator düzleminde dolandıklarını dikkate alarak, Uranüs'ün dönme ekseninin yörünge düzleminde bulunması gerektiğini tahmin etmiştir.

Voyager 2 gözlemleriyle de doğrulanan bu durum için yapılan detaylı hesaplar, Uranüs'ün dönme ekseninin 98°lik bir eğime sahip olduğunu göstermiştir. 90°den büyük eğim açısı, Uranüs'ün ekseni etrafında retrograt(ters) yönde döndüğünün bir göstergesidir.
Bilim adamları, Uranüs'te izlenen bu tuhaf eğim açısını, milyarlarca yıl önceki oluşumu sırasında gerçekleşen, büyük boyutlu bir başka ön-gezegen ile çarpışmasına bağlamaktadırlar.
Bügün de kabul gören bir başka teoriye göre ise dev komşularının, yer çekim etkisi ile yan yattığı düşünülmektedir. Dünya'nın bir an için bu şekilde yan yattığı varsayılsa; ekvator ormanlarının buza dönüştüğü, kuzey kutup dairesinin yazın buharlaşarak tropik bir cennete dönüştüğü görülürdü.
Uranüs'ün dönme ekseninin bu yüksek eğimi, 84 yıl süren yörünge dönemi boyunca, kuzey-güney kutup noktasının ardışık olarak Güneş'e yönlenmesine ve iki yarım küresinin ileri düzeyde mevsimsel etkiler altında kalmasına neden olmaktadır. Voyager 2 yakın geçişi sırasında; Uranüs'ün güney kutup noktası Güneş'e doğru yönlenmiş durumdaydı. Bu tarihlerde güney kutup bölgesi yaz mevsimini yaşarken, kuzey kutup bölgesinde dondurucu bir kış mevsimi hüküm sürmektedir. Bu tarihten sonra Uranüs'ün yörüngesinde yavaşça ilerlemesi ile kuzey yarım küresi, Güneş ışığı almaya başlar.

1998 yılında Hubble Uzay Teleskobu'ndan elde edilen kızılötesi görüntüden, kuzey yarım küre üzerine düşen Güneş ışığı arttıkça, "fırtına yapıları"nın ortaya çıktığı anlaşılmaktadır. Yandaki görüntü; dev gezegenlerde gözlenen "fırtına oluşumları"nda, esas enerji kaynağının Güneş ışınları olduğunu, bir kez daha kanıtlamaktadır. Kızılötesi dalga boylarında elde edilen bu görüntüde Uranüs'ün halkaları ve birkaç uydusu da görülebilmektedir. İzlenen her bir kuzey yarım küre fırtınasının boyutları 1000 km civarındadır. Sadece kızılötesi dalga boylarında görülebilen bu fırtınalar ve sönük kuşaklar, uzun zaman aralıklarında izlenmiş ve Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarında oluşan rüzgarlar hakkında ilginç sonuçlar ortaya çıkmıştır.
ATMOSFERİK HAREKETLER
Uranüs'te rüzgarlar, yüksek kuzey ve güney enlemlerinde sadece doğu yönünde eserken, ekvator civarında sadece batı yönünde esmektedir. Ki bu yön, aynı zamanda gezegenin kendi ekseni etrafındaki dönme yönüdür. Bu durum Jüpiter ve Satürn kuşaklarının sınırlarında izlenen "ters yönlü hava akımları"ndan tamamen farklı bir yapıdır. Uranüs'te izlenen en yüksek rüzgar hızı 700 km/saat mertebesindedir ve bu hız ekvatorda ölçülmüştür.
Voyager 2 geçişi sırasında çok az Güneş ışığı almakta olan ekvatorda, atmosferik sıcaklık -218 °C olarak ölçülmüştür. Bu değer, yine o tarihlerde Uranüs'ün kutuplarının bir yörünge dönemi boyunca, yoğun Güneş ışığı alan güney kutup noktasında ölçülen atmosferik sıcaklıktan çok da farklı değildir.
Bilim adamları, ekvator ve kutupta izlenen sıcaklıkların neredeyse eşit olmasını, "Uranüs atmosferi"nde oluşan hızlı karışım hareketlerine bağlamışlardır. Etkin bir ısı dağıtımına yol açan bu karışım hareketleri, Uranüs'ün bugün için izlenen pürüzsüz yüzey görüntüsüne kavuşmasını sağlamaktadır. Uranüs'ün ekseni etrafındaki ortalama dönme süresi 16 saat civarındadır ve bu dönme diferansiyel bir dönmedir. Voyager 2 ile yapılan manyetik alan ölçümlerinden, gezegenin iç bölgelerinin dönme süresi ise 17,24 saat olarak bulunmuştur.
URANÜS: JÜPİTER VE SATÜRN'DEN DAHA FAZLA AĞIR ELEMENT İÇERİR
İlk bakışta Uranüs, Jüpiter'in daha küçük çapa ve kütleye sahip olan bir benzeri veya bir türevi gibi görünmektedir. Jüpiter'in kimyasal bileşimi kabaca Güneş'e çok benzemektedir. Ancak Uranüs'ün 1320 kg/m[SUP]3[/SUP] olan ortalama yoğunluğu, Jüpiter'e oranla beklenenden daha fazladır. Bu sonucu, Uranüs'ün daha fazla ağır element içerdiği şeklinde yorumlayabiliriz.
Dev gezegenlerin oluştuğu bu bölgede, oluşum zamanlarında daha fazla hidrojen ve helyum bulunduğunu biliyoruz. Bu koşullar altında, Uranüs'te daha düşük hidrojen ve helyuma karşı daha fazla ağır element bulunması beklenmeyen bir durumdur. Dev gezegenlerin, oluşumlarını iki temel aşamada tamamladıklarına ilişkin belirgin delillere sahibiz. Buna göre ilk aşamada gezegenimsilerin ve buzların birleşmesiyle büyük boyutlu kaya yapılı çekirdekleri oluşmuştur. İkinci aşamada ise, katı kaya yapılı çekirdeklerinin yüksek çekim etkisiyle, çevrelerindeki hidrojen ve helyum gibi hafif gazları yakalamasıyla, üst katmanları oluşmuştur. Ayrıca Güneş sistemini oluşturan bulutsunun dış bölgelerine gidildikçe, parçacık yoğunluğunun azaldığı, büyük ölçüde kabul gören bir yaklaşımdır. Ancak yapılan hesaplamalar, Uranüs'ün çekirdek boyutunun, Jüpiter ve Satürn çekirdekleri ile karşılaştırılabilir boyutta olduğunu ortaya koymaktadır.
URANÜS NASIL OLUŞTU?
Önerilen bir teoriye göre, Uranüs'ün ilk oluşum aşamaları, Jüpiter ve Satürn'e oranla daha uzun sürmüştür. Çevresindeki parçacık sayısının düşük olması sonucu uzun zaman alan çekirdek oluşumu süresince, çevresindeki hidrojen ve helyumun önemli bir miktarı yıldızlararası ortama kaçmıştır.
Sonuç olarak Uranüs, çevresinden daha az hidrojen ve helyum yakalayabilmiştir. Ancak bu teorinin açıklamakta zorluk çektiği önemli bir ayrıntı bulunmaktadır. Eğer Uranüs bugünkü izlenen konumunda oluşmuşsa, bu uzaklıktaki seyrek maddeden bugünkü kütlesine ulaşabilmesi için geçmesi gereken süre, Güneş sisteminin yaşını geçmektedir.
Bu sorun Uranüs'ün, Güneş bulutsusunun daha iç bölgesinde oluştuğu varsayımı ile aşılabilmektedir. Bu koşulu dikkate alan diğer bir teoriye göre, Uranüs, Güneş'ten 4 AB uzaklıkta oluşmaya başlamıştır. Bu uzaklıkta yeterince büyük çekirdeği oluşarak, ilk aşamayı geçmiş, ancak ikinci aşamayı tamamlayamadan, ön-Jüpiter ön-Satürn'ün birleşik çekim etkisiyle, bugün izlenen daha geniş yörüngesine yerleşmiştir. Yeni yörüngesi civarındaki düşük parçacık yoğunluğu nedeniyle yeterince hidrojen ve helyum yakalayamamış ve gelişimini sona erdirmiştir.
URANÜS VE NEPTÜN'ÜN İÇ YAPI MODELLERİNİN KARŞILAŞTIRILMASI


Bu her iki gezegenin de kabaca Yer hacminde, ancak Yer'den daha büyük kütleye sahip kaya yapılı çekirdekleri bulunmaktadır. Her iki gezegenin kaya yapılı çekirdeği sıvılaşmış su ve amonyak buzu içeren bir manto ile sarılıdır. Her iki gezegenin dış katmanı ise büyük oranda sıvılaşmış hidrojen, helyum ve düşük oranda sıvı metan içerir. Uranüs'deki bu katman, Jüpiter ve Satürn'dekine oranla daha sığdır ve yeterli basınç üretilemediğinden metalik yapılı sıvı hidrojen oluşumu gerçekleşememiştir.
URANÜS MANYETİK ALANI

Uranüs'ün manyetik alanın Voyager 2 manyetometreleriyle yapılan ölçümleri, manyetosferindeki yüklü parçacıkların radyo gözlemleri ile birleştirildiğinde şaşırtıcı sonuçlar ortaya çıkmıştır. Uranüs'ün manyetik ekseni, dönme ekseni ile çok büyük açı yapmaktadır. Jüpiter ve Satürn için 12°den daha büyük olmayan bu açı Uranüs'te 59°dir. Ayrıca manyetik merkezi, kütle merkezi ile çakışık değildir ve büyük sapmalar göstermektedir.
Manyetik karakterindeki bu beklenmedik yapının bir zamanlar karşı karşıya kaldığı büyük boyutlu çarpışmalarla oluştuğu düşünülmektedir. Uranüs'ün dönme ekseni, eğiminde izlenen sıra dışı açının kökeni de bu varsayıma dayandırılmaktadır. Bir başka teoriye göre, gezegenin manyetik kutuplarını değiştirme aşamasında olduğu düşünülmektedir. Yer'in uzak geçmişinde manyetik kutupların birkaç kez değiştiğine dair elimizdeki kanıtlardan hareketle, bu varsayım yapılmaktadır.
Manyetik kutup değişimi sırasındaki kararsızlıklar, Uranüs'de izlenen tuhaf manyetik alan yönelimini doğurabilecek niteliktedir. Uranüs, içerdiği hidrojeni metalik karaktere ulaştırabilecek iç basınca sahip değildir. Bu koşul altında, bu gezegenin, manyetik alanının, sıvılaşmış buz içeren manto katmanı tarafından üretildiği düşünülmektedir. Bu katmandaki yüksek basınç altında elektronlarını kaybeden amonyağın, ortamın elektrik iletkenliğini arttırdığı varsayılmaktadır. Bu şekilde yüklü parçacık içeren mantoda gerçekleşen akışkan hareketleri, gözlenen manyetik alanı üretmektedir.
URANÜS İNCE VE KARANLIK BİR HALKA SİSTEMİNE SAHİPTİR


Uranüs'ün halkaları gezegenin kendisi gibi tesadüfen keşfedilmiştir. 10 Mart 1977 tarihinde Yer'den bakıldığında, Uranüs sönük bir yıldızın önünden geçecekti. Bu olay Hint Okyanusu'ndaki bir konumdan izlenebilecekti. Cornell Üniversitesinden James L. Elliot başkanlığında bir ekip, Uranüs'ün duyarlı çapının belirlenmesi ve bazı atmosferik özelliklerinin ortaya konması amacıyla yıldız örtmesi adı verilen bu olayı gözlemeye karar vermişti.
NASA'ya ait bir uçak ve üzerine monte edilmiş bir teleskop kullanan bu ekip, yıldızın, Uranüs tarafından örtülmeden önce ve sonra bir dizi ek ışık kayıpları gösterdiğini izlemiştir. Bu ilginç rastlantı sonucu, Uranüs'ün çevresinde üç temel halkadan oluşan bir halka sisteminin olduğu anlaşılmıştır. Satürn halkalarından farklı olarak bu halkalar, daha karanlık ve incedir. Çoğu 10 km'den daha geniş olmayan iç içe geçmiş halkacıklardan oluşmaktadır. Uranüs halkalarının içerdiği parçacık boyutları 0,1-10 metre arasındadır ve kömür parçaları kadar düşük yansıtma gücüne sahiptir. Bu nedenle çok düşük oranda Güneş ışığı yansıtmaktadırlar.

Tüm halkalar, gezegenin merkezinden iki Uranüs yarıçapı mesafeden daha içeride yer almaktadır. Bu uzaklık gezegenin Roche limitinden daha içeridedir. Birçok ince halkada izlenen sarmal yapılar, Satürn'ün F halkasında izlenen yapılara benzerdir ve çoban uyduları tarafından oluşturuldukları düşünülmektedir. Voyager 2 gözlemlerinden ancak iki tane çoban uydusunun varlığı tespit edilebilmiştir. Geri kalanların oldukça küçük ve sönük oldukları düşünülmektedir.
Uranüs'ün halka bölgesindeki sıcaklık, metanın, buz halinde, halka parçacıkları üzerinde yoğunlaşmasına izin verecek ölçüdedir. Ancak buna rağmen düşük yansıma gücü göstermektedir. Bilim adamları bu olayları gezegenin manyetosferi tarafından yakalanan serbest elektronların, halka buzları ile etkileşmesine bağlamaktadır. Bu teoriye göre yakalanan elektronlar, metan buzlarına büyük hızla çarparak, farklı karbonlu bileşiklerin açığa çıkmasına neden olmaktadır. Kömürün yansıtma gücü değerine sahip bu bileşikleri açığa çıkaran sürece ışınım kararması adı verilmektedir. Sonuç olarak "gezegenin halkaları" son derece düşük yansıtma gücüne sahiptir.


URANÜS'ÜN UYDULARI
Uranüs'ün Voyager 2 yakın geçişinden önce bilinen uyduları Voyager 2'nin 1986 yılındaki yakın geçişi öncesinde Uranüs'ün yalnızca 5 adet orta boyutlu uydusunun; yani Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ve Oberon'un varlığı biliniyordu.
1500 kg/m[SUP]3[/SUP] civarındaki ortalama yoğunluk değeri, buz-kaya karışımından oluştuğunun bir göstergesidir. Voyager 2 uzay aracıyla, Uranüs çevresinde dolanan ve çoğunun çapı 160 km'den küçük 10 uydunun daha varlığı tespit edilmiştir. Gelişen gözlem araçları teknolojisi ile 1997- 2003 yılları arasında, Yer'den yapılan Uranüs gözlemleriyle, 12 uydusu daha keşfedilmiştir. Böylelikle Uranüs'ün 2003 yılı sonuna kadar bilinen uydu sayısı 27'ye yükselmiştir.


Uranüs'ün uyduları son derece karanlık cisimlerdir. Halkalarının düşük yansıtma gücü için önerilen ışınım kararması mekanizmasının, uydularında izlenen karanlık yüzeylerde de aynı etkiyi yarattığı düşünülmektedir. Umbriel, Güneş sisteminde bilinen en düşük yansıtma gücüne sahip uydudur. Bu uydulara, Shakespeare'in oyunlarında kurguladığı ruh ve hayalet karakterlerinin isimleri verilmiştir. Umbirel ve Oberon'un yüzeyleri çok sayıda çarpma krateriyle kaplıdır ve jeolojik olarak ölü cisimlerdir. Buna karşılık Ariel ve Titania'nın yüzeylerinde izlenen çatlaklar ve sıvılaşmış buzların yüzeyde oluşturduğu pürüzsüz yapılar, bir zamanlar buz volkanizması benzeri süreçleri geçirdiklerini göstermektedir. Her ne kadar günümüzde Uranüs’ün en büyük 5 uydusunun yörünge dönemleri arasında "basit oranlar" izlenmiyor olsa da, bir zamanlar bu oranların var olduğu ve hem kendi iç ısıları hem de tedirginlik ısıtması etkileri altında kalarak buz volkanizması etkinlikleri gösterdikleri düşünülmektedir.
MİRANDA


Kendine özgü yapısı ile Miranda, diğer uydulardan belirgin bir şekilde farklılık göstermektedir. 470 km çapa sahip bu uydunun yüzeyinin büyük bir kısmı çok sayıda çarpma krateri ile kaplıdır ve oluşumundan beri bu bölgelerin ciddi değişiklikler geçirmediğini göstermektedir.
Ancak geri kalan yüzey alanları son derece genç yapıları işaret eden, paralel uzantılı çatlaklar ve vadilerle kaplı bölgelere ayrılmıştır. İlk zamanlarda kabul gören bir teoriye göre; Miranda birkaç büyük boyutlu çarpışma ile parçalanarak dağılmış ve bu parçaların tekrar bir araya gelmesiyle de bugün izlenen tuhaf yüzey yapısına kavuşmuştur. Ancak Miranda'nın yakın zamanlı detaylı jeolojik analizleri günümüzde kabul gören bambaşka bir senaryoyu geçerli kılmaktadır.
Bu senaryoya göre Miranda'nın yörünge dönemi bir zamanlar, kendisinden daha büyük kütleye sahip Umbriel veya Ariel ile basit oranlara sahipti. Tedirginlik ısıması yaratan bu süreç boyunca Miranda'nın iç bölgeleri erimiş ve daha yoğun kayalar içeren yüzey bölgeleri, bloklar halinde iç bölgelere doğru çökerken, yüzeye daha düşük yoğunluklu buzlar yükselmiştir. Bu süreç devam ederken Miranda'nın yörünge hareketinin diğer uydularla gösterdiği basit oranlar bozulmuş ve yüzey yenilenmesi tamamlanamadan bugün izlenen çift karakterli yüzey yapısı sabitlenmiştir.

Kaynaklar:
1) R. A. Freedman, W. J. Kaufmann, "Universe" (8th edition), W. H. Freeman and Company, New York 2008.
2) N. F. Comins, W. J. Kaufmann, "Discovering The Universe"(5th edition), W. H. Freeman and Company, New York, 2005.
3) G. Faureteresa,T. M. Mensing, "Introduction to Planetary Science the Geological Perspective", Springer, 2007.
4) Barrie W. Jones, "Discovering the Solar System", John Wiley, 2007.
5) L. A. Mc Fadden, P. R. Weissman, T. V. Johnson, "Encyclopedia of the Solar System", Academic Press, 2007.
6) P. Blondel, J. W. Mason, "Solar System Update", Springer, 2006.
7) M. A. Garlick, "The Story of Solar System", Cambridge, 2003.
8) K. R. Lang, "The Cambridge Guide to the Solar System", Cambridge University, Press, 2003.
9) Patrick Moore, "Gezegenler Klavuzu", Tübitak Popüler Bilim Kitapları, 1998.
10) dione.astro.science.ankara.edu.

Neptün

NEPTÜN

Neptün, Güneş sisteminin Güneş'ten uzaklık sırasına göre 8. gezegenidir. Kütle açısından Jüpiter ve Satürn'den sonra 3.; çap açısından bu iki gezegen ve Uranüs'ün ardından 4. sırada yer alır.

NEPTÜN'ÜN KEŞFİ


1843 yılında Cambridge Üniversitesinden yeni mezun olan John Couch Adams, Uranüs'ün yörüngesinde görülen farklılıkları incelemeye başladı ve 1845 yılında bu etkinin, Uranüs'ten daha dışta dolanan bir gezegenin çekim etkisinden kaynaklanabileceğini söyledi. Adams ile yaklaşık aynı zamanda, ünlü Fransız astronom Jean Joseph Le Verrier de bağımsız olarak aynı sonuçları veren hesaplar yapmıştır. 1846 yılında Adams'ın önerisi Cambridge Gözlemevinde, Le Verrier'in önerisi ise Berlin Gözlemevinde test edildi ve beklenen konumlarda gerçekten bir gezegenin var olduğu gözlendi. Bu gezegene Le Verrier'in önerisi ile Neptün adı verildi.

NEPTÜN'ÜN GÖZLENMESİ

Neptün, Yer'den gözlendiğinde oldukça sönük görünen bir gezegendir. Karşı-konum anında bile görebilmek için ufak da olsa bir teleskopa ihtiyaç vardır. Yer'deki modern ve büyük teleskoplarla bakıldığında Neptün, sisli ve belirgin yüzey şekli göstermeyen yeşil-mavi renklerde görünür. Yer'den görünen açısal çapları, büyük uzaklıkları nedeniyle çok küçüktür. Karşı-konum anında Yer'den bakıldığında Neptün, 2" açısal çap altında görülmektedir.
İlk bakışta Neptün, Uranüs'ün bir ikizi gibi görünmektedir. Yaklaşık olarak aynı çapa sahip olmalarına karşın, Neptün'ün kütlesi Uranüs'ten %18 daha fazladır. Neptün'ün dönme ekseni, ortalama bir eğime sahiptir ve gezegenin yörünge düzlemine dik doğrultu ile 29,5°lik bir açı yapmaktadır. Voyager 2 aracının Ağustos 1989'daki yakın geçişi sırasında, Neptün atmosferinin, Uranüs atmosferine göre çok daha aktif olduğu görülmüştür. Bu durum, Neptün'ün iç enerjisinin Uranüs'e göre daha yüksek olduğu anlamına gelmektedir.

NEPTÜN'ÜN ATMOSFERİ


Voyager 2 ölçümleri, Neptün'ün atmosferik bileşiminin Uranüs'ten çok farklı olmadığını göstermiştir. %79 hidrojen, %18 helyum ve %3 oranında metan kaydedilirken; amonyak(NH[SUB]3[/SUB]) ve su buharının(H[SUB]2[/SUB]O) yok denecek kadar az olduğu görülmüştür. Metan(CH[SUB]4[/SUB]), aynen Uranüs atmosferinde olduğu gibi, Neptün'ün yeşil* mavi renkte görünmesini sağlamaktadır. Neptün'ün üst atmosfer katmanlarına ait sıcaklık, aynen Uranüs'te olduğu gibi -218 °C civarında ölçülmüştür. Bu ölçüm sonuçları da, Güneş'e Uranüs'ten daha uzak olan Neptün'ün, daha kuvvetli bir iç ısı kaynağına sahip olduğunun bir göstergesidir.
Uranüs'ten farklı olarak Neptün atmosferinde belirgin bulut yapıları izlenebilmektedir. Voyager 2, yakın geçişi sırasında izlenen en belirgin yapı Büyük Karanlık Leke olarak adlandırılan fırtına yapısıdır. Jüpiter'deki büyük kırmızı leke ile birçok açıdan benzerlik gösterir. Büyük karanlık leke içerisindeki hava akımları da saat yönünün tersi doğrultusunda hareket etmektedir. Ancak bu fırtınanın yaşam süresi, Jüpiter'de izlenen sürelerden daha kısadır. 1994 yılında Hubble Uzay Teleskopu ile elde edilen görüntülerde, büyük karanlık lekenin yok olduğu gözlenmiştir. 1995 yılında ise yeni bir fırtına bölgesinin ortaya çıktığı belirlenmiştir.

Voyager 2 gözlemleri, Neptün atmosferinde belirgin beyaz renkli bulutların varlığını da ortaya çıkarmıştır. Bu bulutlar, yüksek rüzgar hızları ile üst atmosfer katmanlarına taşınan ve hızla donan metan buzu kristalleri tarafından üretilmektedir. Voyager görüntüsünde, bu yüksek bulutların daha derin katmanlar üzerindeki gölgesi açıkça izlenebilmektedir.
NEPTÜN'ÜN İÇ ISISI

Neptün, Güneş'ten aldığı ışınım miktarından daha fazlasını yaymaktadır. Bu durum Neptün'ün halen büzülme aşamasında olduğunu göstermektedir. Ürettiği fazladan iç ısı sayesinde, atmosferi ile iç kısımları arasında konveksiyon hareketleri oluşmakta ve atmosferinde izlediğimiz bulutların ve açık-koyu renkli kuşakların oluşmasını sağlamaktadır. Uranüs'te durum farklıdır, Güneş'ten aldığı ışınıma neredeyse denk bir ışınım yaymaktadır. Dolayısıyla ek bir iç ısı kaynağı bulunmamaktadır. İç bölgelerle, atmosfer arasında belirgin konveksiyon hareketleri bulunmadığından, yüzeyinde kuşaklar ve bulutlar da oluşmamaktadır. Hubble Uzay Teleskopu ile elde edilen Neptün görüntüsünde, farklı tonlardaki kuşak yapıları ve yüksek bulutlar açıkça izlenebilmektedir. Aynen Jüpiter'de olduğu gibi, açık renkli kuşaklar, atmosferde yükselen maddelerin; koyu renkli kuşaklar ise alçalan maddelerin bulunduğu bölgelere karşılık gelmektedir.

NEPTÜN: JÜPİTER VE SATÜRN'DEN DAHA YÜKSEK ORANDA AĞIR ELEMENT İÇERİR

İlk bakışta Neptün, Jüpiter ve Satürn'den daha küçük bir çapa, daha küçük bir kütleye sahiptir, adeta bunların bir türevi gibi görünmektedir. Jüpiter ve Satürn'ün kimyasal bileşimlerinin kabaca Güneş'e çok benzediğini biliyoruz. Ancak Neptün'ün ortalama yoğunluk değeri olan 1640 kg/m[SUP]3[/SUP], Jüpiter ve Satürn'e oranla beklenenden daha fazladır. Bu sonucu Neptün'ün daha fazla ağır element içerdiği şeklinde yorumlayabiliriz.
Dev gezegenlerin oluştuğu bölgede, oluşum zamanlarında daha fazla hidrojen ve helyum bulunduğunu biliyoruz. Bu koşullar altında Neptün'ün daha düşük hidrojen ve helyuma karşı daha fazla ağır element içermesi, beklenmeyen bir sonuçtur. Dev gezegenlerin, oluşumlarını iki temel aşamada tamamladıklarına ilişkin belirgin delillere sahibiz. Buna göre ilk aşamada gezegenimsilerin ve buzların birleşmesiyle büyük boyutlu kayalık çekirdekleri oluşmuştur. İkinci aşamada ise, katı kayalık çekirdeğinin yüksek çekim etkisiyle çevresindeki hidrojen ve helyum gibi hafif gazların yakalanmasıyla üst katmanları oluşmuştur.
Ayrıca Güneş sistemini oluşturan bulutsunun dış bölgelerine gidildikçe parçacık yoğunluğunun azaldığı büyük ölçüde kabul gören bir yaklaşımdır. Ancak yapılan hesaplamalar, Neptün'ün çekirdek boyutunun, Jüpiter ve Satürn çekirdekleri ile karşılaştırılabilir boyutta olduğunu ortaya koymaktadır. Bu koşullar altında önerilen bir teoriye göre Neptün'ün ilk oluşum aşamaları, Jüpiter ve Satürn'e oranla daha uzun sürmüştür. Çevredeki parçacık sayısının düşük olması sonucu uzun zaman alan çekirdek oluşumu süresince, çevrelerindeki hidrojen ve helyumun önemli bir miktarı yıldızlararası ortama kaçmıştır. Sonuç olarak Neptün, çevresinden daha az hidrojen ve helyum yakalayabilmiştir. Ancak bu teorinin açıklamakta zorluk çektiği önemli bir ayrıntı bulunmaktadır.
Eğer Neptün, bugünkü izlenen konumunda oluşmuşsa, bu uzaklıklardaki seyrek maddeden bugünkü kütlesine ulaşabilmesi için geçmesi gereken süre, Güneş sisteminin yaşını geçmektedir. Bu sorun, Neptün'ün Güneş bulutsusunun daha iç bölgelesinde oluştuğu varsayımı ile aşılabilmektedir. Bu koşulu dikkate alan diğer bir teoriye göre, Neptün, Güneş'ten 10 AB uzaklıkta oluşmaya başlamıştır. Bu uzaklıkta yeterince büyük çekirdeğini oluşturarak ilk aşamayı geçmiş ancak ikinci aşamasını tamamlayamadan, ön-Jüpiter, ön-Satürn'ün birleşik çekim etkisiyle bugünkü izlenen daha geniş yörüngesine yerleşmiştir. Yeni yörüngesi civarındaki düşük parçacık yoğunluğu nedeniyle yeterince hidrojen ve helyum yakalayamamış ve gelişimi sona ermiştir.

Neptün kabaca Yer hacminde ancak Yer'den daha büyük kütleye ve kayalık bir çekirdeğe sahiptir. Gezegenin kayalık çekirdeği, sıvılaşmış su ve amonyak buzu içeren bir manto ile sarılıdır. Gezegenin dış katmanı ise büyük oranda sıvılaşmış hidrojen, helyum ve düşük oranda sıvı metan içerir. Neptün'deki bu katman, Jüpiter ve Satürn'dekine oranla daha sığdır ve yeterli basınç üretilemediğinden metalik yapılı sıvı hidrojen oluşumu gerçekleşmemiştir.
NEPTÜN'ÜN MANYETİK ALANI

Neptün'ün manyetik alanının Voyager 2 manyetometreleriyle yapılan ölçümleri, manyetosferindeki yüklü parçacıkların radyo gözlemleri ile birleştirildiğinde şaşırtıcı sonuçlar ortaya çıkmıştır. Gezegenin manyetik ekseni, dönme ekseni ile çok büyük açı yapmaktadır. Yer, Jüpiter ve Satürn için 12°den daha büyük olmayan bu açı, Neptün'de ise 47°dir. Ayrıca manyetik merkezi, kütle merkezi ile çakışık değildir ve büyük sapmalar göstermektedir.

Manyetik karakterindeki bu beklenmedik yapıların, bir zamanlar karşı karşıya kaldığı büyük boyutlu çarpışmalarla oluştuğu düşünülmektedir. Bir başka teoriye göre gezegenin manyetik polaritesini değiştirme aşamasında olduğu düşünülmektedir. Yer'in uzak geçmişinde manyetik polaritesini birkaç kez değiştirdiğine dair elimizdeki kanıtlardan hareketle bu varsayım yapılmaktadır. Manyetik polarite değişimi sırasındaki kararsızlıklar, Neptün'de izlenen tuhaf manyetik alan yönelimini doğurabilecek niteliktedir. Neptün'ün içerdiği hidrojen, metalik karaktere ulaştırabilecek iç basınca sahip değildir. Bu koşul altında, gezegenin manyetik alanının, sıvılaşmış buzlar içeren manto katmanında üretildiği düşünülmektedir. Bu katmandaki yüksek basınç altında elektronlarını kaybeden amonyağın, ortamın elektrik iletkenliğini arttırdığı varsayılmaktadır. Bu şekilde yüklü parçacık içeren mantoda gerçekleşen akışkan hareketleri gözlenen manyetik alanı üretmektedir.
NEPTÜN'ÜN HALKALARI


Neptün de aynı Uranüs'te olduğu gibi bir dizi sönük halka sistemiyle sarılıdır. Neptün'ün de halkalarının varlığı yıldız örtmesi gözlemlerinden bulunmuştur. Voyager 2'nin Neptün halkalarına ilişkin ilk gözleminde, 2 ana halka yapısının yanı sıra daha içte üçüncü ve sönük bir halka daha bulunmaktaydı. Yapılan ölçümler Neptün halkalarında yer alan parçacıkların 1 µm (10-6 m) ile 10 m arasında olduğunu göstermiştir. Gezegenin halka bölgelerindeki sıcaklık, metanın buz halinde halka parçacıkları üzerinde yoğunlaşmasına izin verecek ölçüdedir. Ancak buna rağmen düşük yansıma gücü göstermektedirler.

Bilim adamları bu olayları gezegenin manyetosferi tarafından yakalanan serbest elektronların halka buzları ile etkileşmesine bağlamaktadır. Bu teoriye göre yakalanan elektronlar metan buzlarına büyük hızla çarparak farklı karbonlu bileşiklerin açığa çıkmasına neden olmaktadır. Kömürün yansıtma gücü değerine sahip bu bileşikleri açığa çıkaran sürece ışınım kararması adı verilmektedir. Sonuç olarak gezegenin halkaları son derece düşük yansıtma gücüne sahiptir.

NEPTÜN'ÜN UYDULARI

1989'daki Voyager 2 yakın geçişi öncesinde, Neptün'ün sadece iki uydusunun yani Triton ve Nereid'in varlığı biliniyordu. Voyager 2 keşifleri ile bu sayı 8'e yükselmiştir. 2003 yılı sonuna gelindiğinde ise Neptün'ün bilinen uydu sayısı 13'e yükselmiştir. Uyduların bazı fiziksel özellikleri liste halinde verilmiştir. Bu uyduların çoğu, haklarında kısıtlı bilgiye sahip olduğumuz buzla kaplı ufak cisimlerdir. Uranüs'ün küçük boyutlu uyduları ile benzer özelliklere sahip oldukları düşünülmektedir.

Neptünün Uydusu Triton: Buzdan Genç Yüzey, Belli Belirsiz Atmosfer
Neptün'ün en büyük uydusu Triton diğer uydulardan belirgin farklılıklar göstermektedir. Yörünge hareketi retrograt yöndedir, yani Neptün'ün dönüş yönünün tersi yöndedir ve yörüngesi Neptün'ün ekvator düzlemiyle 23° gibi oldukça büyük bir açı yapmaktadır. Jüpiter ve Satürn'ün bazı dış uydularına benzer şekilde, Triton'un da Neptün tarafından asteroit kuşağından yakalandığı düşünülmektedir. 2706 km çapı ile, Güneş sisteminin asteroit kökenli uyduları arasında en büyük olanıdır.
Triton'un buzlarla kaplı, yüksek yansıtma gücüne sahip yüzeyine ilişkin, Voyager 2 görüntüleri elde edilmiştir. Çarpma krateri sayısının düşük olması, yakın geçmişindeki tektonik aktivitelerin bir göstergesidir. Dolayısıyla yüzey yaşı oldukça düşüktür. Donmuş geniş göl alanlarını andıran yapılar, bir zamanlar buz volkanizmasının son derece etkin olduğuna işaret etmektedir.
Ayrıca Europa ve Ganymede'nin yüzeyinde görülen benzer uzun çatlak yapıları bulunmaktadır. Buruşuk yüzey yapısı sadece Triton'a özgüdür ve bir kavunun yüzeyini andırmaktadır (Cantaloupe bölgesi). Voyager 2 aracıyla izlenen koyu renkli madde çıkışlarına ait volkanik şemsiye yapıları, Triton'un iç bölgelerinin halen sıcak olduğunun bir delilidir. Bu görüntüden şemsiyelerin yüzeyden olan yükseklikleri 8 km olarak ölçülmüş ve izlenen volkanik etkinliklerin, Yer'deki gayzer çıkışları ile aynı mekanizmaya sahip olduğu tespit edilmiştir.
Triton'un yüzey sıcaklığı -235°C olarak ölçülmüştür. Bu değer bugüne kadar uzay araçları tarafından, Güneş sistemi üyeleri için ölçülen en düşük yüzey sıcaklığı değeridir. Bu sıcaklık değerinde azot(N) katılaşarak buz haline gelebilmektedir.
Triton yüzeyinden alınan yansımış Güneş ışığı tayfında azot(N) ve metan(CH[SUB]4[/SUB]) buzunun oluşturduğu soğurma yapıları görülmektedir. Triton'un yüzeyindeki sıcaklık ve basınç koşulları altında azot buzları belirli oranda süblimleşerek buharlaşabilmektedir.

Voyager 2 aracı, Triton'un son derece düşük yoğunluklu ve temel olarak azottan oluşma bir atmosfere sahip olduğunu doğrulamıştır. Bu atmosfer yüzeyde 1,6x10[SUP]-5[/SUP] atm gibi çok düşük bir basınç yaratmasına rağmen Neptün'ün uydusu Triton'un yüzey detayları oldukça dinamiktir ve oluşturduğu sabit rüzgarların etkisiyle, gayzerlerden fışkıran koyu renkli maddeleri çıkış noktasından 150 km uzağa sürükleyebilmektedir.

TEDİRGİNLİK ETKİLERİ VE TRİTON'UN SONU

Triton'un, Neptün üzerinde oluşturduğu çekimsel tedirginlik etkisi, Neptün'ün Triton'a bakan yüzünde ve bunun zıt tarafında gel-git şişkinlikleri oluşturmaktadır. Hatırlanacak olursa, Yer-Ay arasındaki benzer etkileşme, Yer'in okyanuslarında gel-git kabarmaları oluşturmakta ve bu kabartılar, Ay üzerinde ek bir çekim etkisi yaratarak, Ay'ın düzenli olarak spiral bir yörünge boyunca Yer'den uzaklaşmasına neden olmaktaydı. Neptün'de oluşan şişkinliklerin benzer etkisi altında kalan Triton'un spiral yörüngesi, retrograt hareketten dolayı dışa doğru değil, içe doğrudur. Şu andaki yaklaşma oranı ile Triton'un 100 milyon yıl sonra Neptün'ün Roche limitinin içine gireceği ve parçalanarak yeni bir halka sistemi oluşturacağı tahmin edilmektedir.
"NEREİD" UYDUSU

Voyager 2 yakın geçişi öncesinde varlığı bilinen diğer uydu Nereid, Yer'den yapılan gözlemlerle 1949 yılında keşfedilmiştir. Prograt yönde yörünge hareketini yapmasına rağmen Güneş sisteminde bilinen en basık yörüngeye sahip uydudur. Bir yörünge dönemi boyunca Neptün'e olan uzaklığı 1,4 milyon km ile 9,7 milyon km arasında değişmektedir. Nereid'in bir zamanlar çember olan yörüngesinin, yakalandıktan sonra Triton ve Neptün tarafından oluşturulan ortak çekim alanı altında basık bir elipse dönüştüğü düşünülmektedir.
Kaynaklar:
1) R. A. Freedman, W. J. Kaufmann, "Universe" (8th edition), W. H. Freeman and Company, New York 2008.
2) N. F. Comins,W. J. Kaufmann, "Discovering The Universe"(5th edition), W. H. Freeman and Company, New York, 2005.
3) G. Faureteresa, T. M. Mensing, "Introduction to Planetary Science the Geological Perspective", Springer, 2007.
4) Barrie W. Jones, "Discovering the Solar System", John Wiley, 2007.
5) L. A. Mc Fadden, P. R. Weissman, T. V. Johnson, "Encyclopedia of the Solar System", Academic Press, 2007.
6) P. Blondel, J. W. Mason, "Solar System Update", Springer, 2006.
7) M. A. Garlick, "The Story of Solar System", Cambridge, 2003.
8) K. R. Lang, "The Cambridge Guide to the Solar System", Cambridge University, Press, 2003.
9) Patrick Moore, "Gezegenler Klavuzu", Tübitak Popüler Bilim Kitapları, 1998.
10) dione.astro.science.ankara.edu.

Dönem ödevi gibi. Süper bir konu. Gezegenler hakkında bu kadar geniş bilgiyi daha önce görmemiştim. Ellerine sağlık.