Satürn Gezegeni Yapısı ve Özellikleri
Güneş sisteminin, kütle ve hacim bakımından Jüpiter’den sonra ikinci büyük gezegeni. Güneş’ten uzaklık sıralamasına göre altıncı gezegen olan Satürn’ün görkemli halkasıyla Güneş sisteminin harikası olduğu söylenir. Eskiçağ’da, burçlar kuşağının takımyıldızları arasında en yavaş yer değiştiren gezegen olması nedeniyle, zaman tanrısını simgelemiştir. Gerçekten de, Satürn’ün yıldız yılı, yani Güneş çevresindeki dolanım süresi, Yer yılından 29,5 kez uzundur. 1.427.000.000 km olan Güneş’e ortalama uzaklığı, aşağı yukarı, Jüpiter’in uzaklığının iki katına ulaşır (Güneş’e en büyük uzaklığı 1.511.000.000 km, en az uzaklığıysa 1.346.400.000 km’dir). Ekvatorundaki çapı Jüpiter’e oranla daha belirgin bir elips biçimindedir. Satürn günü, yani yıldız dönme dönemi, gezegenin ekvatorunda 10 saat 14 dakika sürer.
Satürn’ün hacmi, Yer’in 744 katına ulaşır. Oysa gezegeni oluşturan maddelerin çok hafif olması nedeniyle, ortalama yoğunluğu sudan daha azdır ve kütlesi Yer’in 94 katı kadardır.
Satürn’le ilgili bilgilerin büyük bölümü, 1980 ve 1981’de, sırasıyla 124.000 km ve 101.000 km yakınından geçen iki Voyager (ABD yapımı) sondasından elde edilmiştir. İç yapısı, büyük ölçüde Jüpiter’’inkine benzemektedir. Büyük bölümü, hidrojen-helyum karışımından oluşur. Merkezdeki katılaşmış hidrojen-helyum çekirdeğinin çevresi, sıvı bir tabakayla (su, metan ve amonyak) çevrilidir. Jüpiter’inki gibi, Satürn’ün gömleği de ekvatorda paralel kuşaklar oluşturur ve bu görünüm Satürn’de atmosfer hareketlerinin varlığını gösterir. Ama söz konusu kuşakların rengi, Jüpiter’e oranla daha soluk, leke sayısı da daha azdır. Yapılan ölçümler, bulutsu tabakaların dış yüzeyinde sıcaklığın sıfırın altında 180° C’a düştüğünü göstermektedir. Ama kuşak ve lekelerin kanıtladığı atmosfer hareketlerinin doğması için, derinlerde kalıntı ısının bulunması gerekir.
Donuk amonyak bulutunun üstünde parıldayan halkalar, tıkız bir yapı göstermezler. Uzaklıkları nedeniyle bir bütün gibi görülen, çok küçük cisimlerden, çok küçük uydulardan oluşmuş yağmurlardır ve bir kum tanesi ile bir dağ arasında değişen boyutlarda donmuş amonyak kütleleri söz konusudur. Bütün bu mikrouydular, eşmerkezli halkalar oluşturur. 1969 yılına kadar üç halka bulunduğu sanılmaktayken, aynı yılın ekim ayında P. Guerin, sözü geçen üç halka içinde bir dördüncüsünü belirlemiş, 1970 yıllarının sonunda da belirlenen halkaların sayısı, 6’ya çıkmıştır. Ama 1980 ve 1981’de Voyager sondalarıyla alınan veriler, bu halkaların her birinin, eşmerkezli bir halkacıklar dizisinden oluştuğunu ortaya koymuş, böylece halkaların toplam sayısı binleri bulmuştur.
Satürn halkaları sisteminin dış çapı 272.000 km’yi bulur; ama kalınlığının 15-16 km, belki de daha küçük olması, şaşırtıcı bir çelişki doğurur. Gezegen ekseninin, yörünge düzlemine göre belirgin olan eğimi, halkaların bir bu yüzünü, bir öbür yüzünü göstermesine neden olur.
Uydular
Satürn’ün 1979’a kadar 9 uydusu bulunduğu sanılırken, 1980’den sonra daha birçok küçük uydusu bulunduğu anlaşılmıştır. Bunlardan altısı teleskopla görülebilir. Uydulardan en büyüğü olan Titan’ın çapı Ay’ınkinden büyüktür ve metandan bir atmosferle kuşatılmıştır. Öbürleri çok daha küçüktür ve bazılarının donmuş dev amonyak kütlelerinden oluştuğu sanılmaktadır. Uyduların en büyükleri, gezegene yakınlık sırasıyla şunlardır: Mimas, Enceladus, Tetis, Dione, Rea, Titan, Hiperion, Japet, Phoebe.
Jüpiter Gezegeni Yapısı ve Özellikleri
Güneş’e uzaklık açısından beşinci gezegen. Aynı zamanda da kütlesi bakımından en büyük gezegen olan Jüpiter’in kütlesi, bütün gezegenlerin toplam kütlesinin 2,5 katı, Yer’in kütlesininse 318 katıdır. Yoğunluğu (1,3 gr/cm3) nispeten düşük olduğundan, hacmi de Dünya’dan 1.000 kez fazladır. Buna karşılık, Güneş’ten 1.000 kez küçüktür. Jüpiter’in ekseni çevresindeki dönüş hızının yüksek oluşu (her 9 saat 55,5 dakikada bir dolanım) nedeniyle, biçimi büyük ölçüde yassıdır. Ekvator çapının 142.800 km olmasına karşılık, kuzey ve güney kutupları arasındaki uzaklık yalnızca 133.500 km’dir. Jüpiter, Güneş çevresindeki yörüngesini, Yer’in Güneş’e uzaklığının 5,2 katı olan Güneş’e 778,3 milyon km uzaklıkta bulunduğu noktada, 11,9 yılda tamamlar.
Oluşumu, Yapısı, Bileşimi ve İklimi
Jüpiter’in, tıpkı Güneş gibi, en eski Güneş bulutsusunun bir bölümünün genelçekim hızının apansızın düşmesi sonucu oluştuğu varsayılmaktadır. Jüpiter’in çekirdeği (günümüzde bu çekirdek, kütlesi Yer’in kütlesinden birçok kat fazla bir kayaç kütlesidir) oluşunca ve yeterli büyüklüğe ulaşınca, yerçekimi nedeniyle bu çekirdeğin çevresinde bulutsu gazlarından bir tabaka oluşmuştur. Güneş gibi Jüpiter de başlangıçta hidrojen ve helyumdan oluşmuştur ve sıcaklığın yeterince fazla olması nedeniyle, atmosferi altında katı düzlem bulunmaz; yalnızca gaz ile sıvı arasında dereceli bir geçiş sözkonusudur. Gezegen yüzeyinden merkeze uzaklığın yaklaşık dörtte birine ulaşıldığında, sıcaklık ve basınç öylesine artar ki, sıvı, bir metal sıvısı halindedir; bu olguyu fizikçiler, moleküllerin dış yörünge elektronlarından arınmasına bağlamaktadırlar.
Jüpiter’in atmosferinde ayrıca az miktarda su, amonyak, metan, vb. organik bileşikler (karbon gibi) bulunur. Astronomlar, Jüpiter’in atmosferinde birbirlerinden 30 km uzaklıkta üç bulut tabakasının yeraldığını varsaymaktadırlar. En alttaki bulut tabakası buz parçacıkları ve damlacıklarından oluşmuştur; bir üst tabaka, amonyak ve hidrojen sülfür bileşikleri billurlarından, dış tabakaysa amonyak buzlarından oluşmuştur. Gözlemlenen bulutlardan mavi renkli olanlar sıcak, dolayısıyla da en az yüksekliktedir; kahverengi, beyaz ve kırmızı olanlar renk sırasına göre az bir yükseklikten giderek daha yükseğe doğru sıralanır. Bulut tabakalaşmasının bir kimyasal dengesizlikten kaynaklandığı, bulutlara rengini de kükürt, fosfor ve organik bileşiklerin verdiği sanılmaktadır. Söz konusu dengesizliğin yüklü parçacıkların birbiriyle çarpışmasından ileri geldiği düşünülmektedir. 1979’da Jüpiter’in yakınından geçen iki Voyager uzay aracı, gezegenin karanlık yüzünde kutup ışığına benzer bir ışığın varlığını belirlemiştir.
Jüpiter’deki rüzgarlar, gezegen ekvatoruna paralel hava akımları biçiminde hareket ederler. Kimisi doğu, kimisi batı yönünde esen rüzgarların başlıcalarının hızları, iç dolanımlarına bağlı olarak saniyede yüz metreyi bulabilir. Bölgesel hava akımlarının enlemleri, yeryüzünden teleskoplarla gözlemlenen kalın turuncu-kahverengi ve beyazımsı bulut kuşaklarıyla bağıntılıdır. Bulut renkleri arasındaki farklılıklar, gaz miktarlarının bazı bulut kuşaklarında yüksek, bazı kuşaklarda düşük olmasından kaynaklanır.
Jüpiter’in iklim koşulları henüz tam anlamıyla anlaşılamamıştır. Atmosferinde bazısı birkaç gün, bazısı çok daha uzun süren burgaç ve kasırgalar oluşur. Uzun süreli beyaz lekeler ve Yer boyutlarında dev kızıl lekeler gibi büyük boyutlu burgaçlar, varlıklarını uzun süre sürdürürler.
Magnetik Alan
Gezegenin dolanımı ile içinin metalik hidrojen yapısı, Yer’in erimiş demir çekirdeğininkinden daha yüksek bir magnetik alan oluşturur; Jüpiter’in magnetik alanı Yer’inkinden 4.000 kez güçlüdür; tıpkı bir mıknatıs çubuğu gibi, kabaca iki kutupludur. Jüpiter ekseni çevresinde döndükçe, magnetik alan da sarsıntıya uğrar ve yakaladığı elektrik yüklü parçacıklarla birlikte aşağı kayar.
Uydular ve Halkalar
Jüpiter’in kendi yerçekiminin oluşturduğu basınç, bir nükleer patlama başlatacak kadar geniş olmasa da, gezegen oluştuğunda açığa çıkan korkunç bir ısı doğurmuştur. Günümüzde, yani oluşumundan 4,6 milyar yıl sonra bile, Jüpiter hala, Güneş’ten aldığı ışınımların iki katı ışınım yayar. Daha erken bir dönemde, Jüpiter’in çevresinde uydular oluştuğunda, gezegenin yaydığı ısınım, çok daha fazla olduğundan, oluşan uydular, Jüpiter’e oranla daha kayaçlı bir yapıda ve çok daha fazla buzulludur. Bu süreç Galileo Galilei tarafından 1610’da gözlemlenen ve “Galileo ayları” adı verilen dört büyük uyduda daha belirgindir. Uyduların düzenli dairesel ekvator yörüngeleri, gezegeni çevreleyen küçük parçacıklar bulutundan oluştuklarını düşündürmektedir.
“Galilei ayları”nın yanı sıra, Jüpiter’in on iki uydusu ve birçok halkası vardır. İo’nun yörüngesi içindeki en büyük uydu olan Amalthea’nın düzenli bir biçimi yoktur; uzunluğu yaklaşık 265 km, genişliği 150 km’dir. Yüzeyi karanlık ve kırmızı renktedir; Jüpiter’in magnetosferinin enerji yüklü parçacıklarının sürekli bombardımanı altındadır. Voyager 1, gezegenin yüzeyi ile Amalthea arasında orta noktada ince bir halka görüntülemiştir (1979). Gezegenin sağında, parlak halkadan aşağı doğru uzanan soluk bir halkanın varlığı da saptanmıştır. Bu soluk halka, parlak halkanın tersine, ekvator düzleminden öteye uzanarak, gezegeni çevreleyen bir parçacık bulutu oluşturur.
Jüpiter’in halkalarının yoğunluğu son derece düşüktür. Halkalarda yer alan parçacıkların büyüklüğü, ışığın dalga boyunun büyüklüğüyle orantılı, yani yalnızca birkaç mikrondur. Bu boyuttaki parçacıklar, kendilerini Jüpiter’in içinde bir sarmal haline getiren elektromagnetik etkiler altındadır. Parlak halka çok farklı boyutlarda parçacıklar içerir; bunların arasında Voyager’ın dış halkanın yakınında belirlediği iki uydu da yeralır. Voyager ayrıca, Amalthea ve İo’nun yörüngeleri arasında bir başka küçük uydunun varlığını saptamıştır.
Jüpiter’in sekiz dış uydusu, küçük boyutlu, karanlık cisimlerdir ve büyük ölçüde Trojan göktaşlarını andırırlar. Jüpiter’den iki farklı uzaklıkta yer almaları ya da öbür dört dış uydunun hareketiyle ters yönlü (Jüpiter’in yörünge dönüşünün ters yönünde) hareket etmeleri konusunda doyurucu bir açıklama getirilememiştir.
Mars Gezegeni Yapısı ve Özellikleri
Mars (eski adıyla Merih), Güneş Sistemi’nin dördüncü gezegenidir. Türkçesi Sakıttır. İsmi Eski Roma’daki savaş tanrısı Mars’tan gelmektedir (Bu Tanrı Eski Yunan Mitolojisinde Ares’e karşılık gelir). Literatürde kullanılan bir diğer ismi de Kızıl Gezegen’dir. Gece temiz bir havada basit bir teleskopla kırmızılığı görülebilir.
Mars’ın 1877 yılında Amerikan astronom Asaph Hall tarafından keşfedilen Phobos ve Deimos adında iki uydusu vardır. Bu uyduların nasıl oluştukları bilinmemekle beraber, Mars’ın kütle çekim alanına kapılmış asteroitler oldukları düşünülmektedir. Bu uyduların isimleri Eski Yunan Mitolojisinde Ares’in Afrodit’ten olma iki oğlu Phobos ve Deimos’tan gelmektedir.
Gel-git etkileri yüzünden, tıpkı Dünya ve Ay gibi her iki uydunun da yalnız bir yüzü Mars’a dönüktür. Phobos Mars’ın çevresinde Mars’ın kendi ekseni etrafında döndüğünden daha hızlı döndüğü için yörüngesi giderek küçülmektedir. Bu nedenle ileriki bir tarihte Phobos Mars’a çarpacaktır. Buna karşın, Deimos Mars’tan yeterince uzakta olduğu için, yörüngesi giderek büyümektedir.
İnce bir atmosferi olan karasal gezegen Mars’ın yüzey şekilleri Ay’daki kraterlerle ve Dünya ‘daki volkanlar vadiler ve çöller ve kutuplarla benzerlik göstermektedir. Olimpus Dağı, mars yüzeyindeki bilinen en yüksek dağdır. En büyük kanyonu iseValles Marineris’dir. Mars’ın coğrafik yapısı dışında, dönüş periodları ve mevsim döngüleri de Dünya’ya benzemektedir.
1965′te Mariner 4′ün Mars yakınındaki gözlemlerinden önce, gezegenin yüzeyinde sıvı halde su bulunabileceği düşünülüyordu. Bu düşüncenin temel dayanağı yapılan gözlemlerde özellikle kutup bölgelerinde denizler ve kıtalar gibi görünen aydınlık ve karanlık bölgeler ve düz çizgiler bulunması ve bunların bazı gözlemciler tarafından su kanalları veya vadi benzeri oluşumların varlığı ve gezegende sıvı halde suyun varlığı olarak yorumlanmasıdır. Daha sonra bu düz çizgilerin gerçek olmadığı ispatlandı ve bunların bir ışık yanılsamasından ibaret olduğu açıklaması getirildi. Ancak halen daha Mars, güneş sistemimizde dünyadan sonra suyun ve belki de yaşamın var olabileceği yegane gezegen olarak görülmektedir.
Mars gezegeni hala bir takım uzay araçlarına ev sahipliği yapmaktadır, bunlar: Mars Odyssey, Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter’dir. Dünya dışındaki tüm gezegenler içinde bu en yüksek rakamdır.
Venüs Gezegeni Yapısı ve Özellikleri
Güneş sisteminde Yer ile Merkür arasında yeralan gezegen. Güneş ve Ay’dan sonra en parlak gök cismi olan, gece ilk parlayan, sabah son sönen yıldız olduğundan halk arasında Çobanyıldızı, Çolpan, Çulpan da denen Venüs, 50 km kalınlığında, 400 km/saat hızla esen şiddetli rüzgarların etkisiyle çevresini 4 günde dolaşan kalın bulutumsu bir örtüyle kaplı olduğundan Yer’e en yakın (41 milyon kilometre) gezegen olmasına karşılık, en az tanınan gezegendir. Atmosferin başlıca özellikleri arasında 25 km yükseltiye kadar berrak ve sakin olması, sıcaklığın 500° C’a, basıncın 100 bara yaklaşması ve %95 oranında karbondioksit gazı içermesi sayılabilir. Ekvator çapı 12.104 km, kutup çapı 12.104 km, basıklığı 0, Güneş’e en çok uzaklığı 109.000.000 km, Yer’e en çok uzaklığı 258.000.000 km, Güneş’e en az uzaklığı 107.400.000 km, Yer’e en az uzaklığı da 41.000.000 km’dir.
Venüs 8 sondasıyla yapılan ölçümler, gezegen yüzeyinde sıcaklığın 460° C – 48° C arasında değiştiğini göstermiştir. Güneş ışınları bulutlardan yavaş yavaş sızarak yüzeye ulaşır; gezegenin göğü sürekli kapalı olduğundan, ısı çok küçük ölçülerde ışıyabilir. Üstelik atmosfer, kayaçlar üstünde büyük bir basınç uygular. Sondalar, gezegen yüzeyinde yaklaşık 87,3 atmosferlik bir basınç ölçmüştür. Yüzeyin ilk fotoğraflarını, Venera 9 ve Venera 10 uyduları çekmiş, 1982’de Venera 13 ve Venera 14 renkli fotoğraflar elde etmişlerdir.
Merkür Gezegeni’nin Yapısı ve Özellikleri
Merkür (Utarit), Güneş sistemi’nin Güneş’e en yakın gezegenidir. Büyüklük açısından 8 gezegen arasında sekizinci sırayı alır. Adını Roma mitolojisinde ticaret ve yolculuk tanrısı ve tanrıların habercisi olarak bilinen Merkür’den alır. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Yer benzeri ya da ‘kaya’ yapılı gezegenler sınıfına girmektedir. Güneş’e yakınlığı nedeniyle yeryüzünden izlenmesi güçtür ve hakkında bilinenler sınırlıdır. Uydusu bulunmamaktadır.
Merkür, Güneş’e uzaklığı yaklaşık 46 milyon ile 70 milyon kilometre arasında değişen oldukça eliptik bir yörünge izler. Plüton’dan sonra Güneş sistemi’nin gezegenleri arasında gözlenen en yüksek dışmerkezlik değerine sahip bu yörüngenin milyonlarca yıllık bir çevrim içinde zaman zaman daha da basıklaşarak dışmerkezlik derecesinin günümüzdeki 0,21′den 0,5 düzeyine dek yükselebildiği sanılmaktadır.
Tüm gezegenlerin yörüngelerinde gözlenen günberi noktasının yer değiştirme hareketinin, Merkür yörüngesi sözkonusu olduğunda klasik mekanik kuramının öngördüğünden daha hızlı olduğu fark edilmiştir. Bu farklılık Einstein’ın görelilik kuramı ile açıklanabilmiş ve bu kuramı destekleyen bulgulardan biri chg olarak kabul edilmiştir.
Merkür, Güneş sistemi’nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi gibi katı bir yapıya sahiptir. 5,43 g/cm³ olan yoğunluğu Yer ile karşılaştırılabilecek denli yüksektir ve Yer’den sonra Güneş Sistemi’nde karşılaşılan en büyük değerdedir. Merkür Güneş’e yakınlığı nedeniyle güneş ışınlarının güçlü etkisi altındadır ve sıcak bir gezegendir. Yüzey ısısı uzun süren Merkür günü sırasında 450 °C üzerindeki düzeylere çıkabilirken, etkili bir atmosferin yokluğu nedeniyle gece -170 °C’ye kadar düşmektedir. Gezegenin koyu bir yüzeyi vardır. Yüzeyin 0,11 albedo değeri vardır, yani üzerine düşen güneş ışınlarının ancak yaklaşık onda birini yansıtır.
Merkür (Mariner 10 dan çekilmiş)Merkür yüzeyinin en dikkat çeken özelliği tüm gezegen üzerine dağılmış irili ufaklı çarpma kraterleridir. İlk bakışta Ay yüzeyine benzetilebilecek bu görünümün, daha dikkatli bir incelemede birçok farklılıklar içerdiği anlaşılır. Ay’da olduğu gibi kraterlerin yoğun bir şekilde iç içe geçtiği alanlar arasında, krater yoğunluğunun çok düşük olduğu, yumuşak engebeli geniş düzlükler yer alır. Bu bölgeler kraterlerin sık olduğu bölgelere göre daha alçakta yer alırlar ve Ay’daki ‘deniz’lere benzer şekilde, büyük çarpmalar sonucunda gezegen içinden yüzeye çıkan lav akıntıları ile oluştukları sanılır. Gerek bu oluşumların, gerekse büyük kraterlerin çoğunun, Güneş Sistemi içinde büyük çarpışmaların sürdüğü 4,5 ile 3,8 milyar yıl öncesini kapsayan dönemde meydana geldiği düşünülür. 3,8 milyar yıl öncesinden günümüze kadar, Güneş Sistemi büyük çarpışmaların sıklığının azaldığı, nisbeten sakin bir döneme girmiştir. Merkür üzerindeki en büyük çarpışma izi, 1300 km. çapındaki Caloris Havzasıdır. Bu dev lav denizi 100 km. çapında bir gökcisminin çarpması ile gezegenin manto tabakasından yüzeye çıkan sıvılaşmış materyel ile oluşmuş, bu arada şok dalgalarının gezegen boyunca yayılarak diğer yüzünde odaklanması sonucunda Caloris Havzasının tam karşı kutbunda 500.000 km.2 lik bir alan son derece engebeli bir hal almıştır. Ayrıca düzlükler üzerinde yüzlerce kilometre uzunluğunda ve yüksekliği 2-3 km.yi bulan kırıklar dikkati çeker. Bunlara, gezegenin soğuması sırasında küçülen hacminin neden olduğu sanılmaktadır. Kırıkların bazı kraterlerin içinden de geçmeleri krater oluşum döneminden daha sonra meydana geldiklerini düşündürür. Gezegen yüzeyinin en dışta kalan birkaç metre kalınlığındaki kısmının, Ay yüzeyindekine benzer biçimde çok küçük göktaşlarının milyarlarca yıldır süren bombardımanı sonucunda ince bir toz haline gelmiş regolit tabakası olduğu varsayılır. Aynı Ay’da gözlendiği gibi az sayıdaki genç kraterin, ışınsal olarak kendilerini çevreleyen parlak beyaz çizgilerin ortasında yer aldığı görülür. Bu çizgiler, çarpma sırasında ‘kirli’ regolitin üzerine sıçrayan taze materyel ile ilişkilidir.
Merkür’ün yüzeydeki kurtulma hızı gezegenin düşük kütlesi nedeniyle Yer’in ancak % 40′ı kadardır. Bu düzeydeki bir çekim gücü, gezegen yüzeyindeki 400 °C’yi aşan sıcaklıklar karşısında gazların uzaya kaçmasına engel olamayacak denli güçsüzdür. Bu nedenle Merkür’ün çoğunlukla orta ağırlıktaki elementler içeren (oksijen, sodyum, potasyum) son derece seyrek bir atmosferi bulunmaktadır. Bu atmosfer durağan olmaktan çok, Merkür’ün konumunda etkisi güçlü olan güneş rüzgarı ve yüksek yüzey ısıları nedeniyle gezegen yüzeyinden koparılan ve kısa sürede uzay boşluğuna kaybedilen atomlardan oluşmuş, sürekli yenilenen bir yapıdadır. Bu şekliyle, Merkür atmosferini Yer’in egzosferi ile karşılaştırmak olasıdır.
Merkür’ün küçük boyutuna oranla önemli sayılabilecek bir manyetik alanı bulunmaktadır. Ekseni Merkür’ün dönüş eksenine 11° eğimli, kutupları Yer’in manyetik kutuplarına göre ters yerleşmiş durumda, yani kuzey manyetik kutbu gezegenin coğrafi güney kutbuna komşu olan ve gezegen yüzeyinde Yer manyetik alanının % 1′i kadar güçlü bu alan, Merkür çevresinde küçük bir manyetosfer oluşturmaya yeterlidir. Manyetosfer, Güneş rüzgarı adı verilen ve güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu plazma akımının, gezegenin manyetik alanın etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir şok dalgası gözlenir. Merkür’ün manyetik alanı güneş rüzgarı ile gelen parçacıkları yakalayıp gezegen çevresinde tutacak kadar güçlü olmadığı için, Van Allen kuşakları yoktur.
Küçük bir gezegen olan Merkür’ün çekirdek sıcaklığının bir manyetik alan oluşturmak için gerekli olan sıvı demir kütlesini barındırmaya izin vermeyecek kadar düşük olduğu düşünülmektedir. Bu nedenle, bugün gözlenen manyetik alanın gezegen içindeki aktif bir manyetik dinamo tarafından sağlanmak yerine, çok önceleri mıknatıslanmış olan katı haldeki çekirdek tarafından sürdürüldüğü görüşü ortaya atılmıştır.
Gözlem koşullarının güçlüğü, Merkür’ün teleskopla ayırdedilebilen yüzey yapılarının hareketlerine dayanarak dönüş periyodunun hesaplanmasını zorlaştırmıştır. 1960′lı yıllara gelinceye dek gezegenin kendi ekseni etrafında dönüşünün, Güneş çevresindeki hareketi ile ‘kilitlenmiş’ şekilde 88 günde tamamlandığına inanılıyordu. Gezegenin bir yüzünün sürekli karanlıkta kalarak çok düşük sıcaklıkta bulunması ile sonuçlanacak bu durum, 1962 yılında radyo gökbilim tekniklerinin Merkür’ün gece yüzünde sıcaklığın hiçbir zaman -160 °C’nin altına düşmediğini ortaya koyması ile tartışmalı hale geldi. 1965 yılında radar incelemeleri, gezegenin dönüş hızının yaklaşık 59 günlük bir devir ile uyumlu olduğunu gösterdi. İtalyan gökbilimci Giuseppe Colombo bu sürenin Merkür’ün yörünge periyodunun 2/3 ü kadar olduğuna dikkati çekerek, gezegenin alışılmamış bir dönüş-yörünge kilitlenmesi olabileceğini bildirdi. Bu, Mariner 10 uzay sondasının 1974 yılında Merkür’ü ziyareti sırasında doğrulandı. Bugün, Merkür’ün kendi etrafındaki dönüşünü 58,65 günde tamamladığı bilinmektedir. Yörünge ve dönüş periyodlarının bu şekilde 3:2 oranındaki senkronizasyonu, gezegenin oldukça eliptik yörüngesinin yol açtığı önemli yörünge hızı değişimleri ile daha uyumlu görülür. Bu şekilde, 1:1 oranındaki bir kilitlenmenin özellikle günberi dönemindeki hızlanma sırasında yol açacağı librasyon hareketleri ve buna bağlı güçlü gel-git etkileri ve iç gerilimler önlenmiş olmaktadır.
Merkür’ün bu dönüş biçimi ilginç sonuçlar doğurur. Gezegen kendi ekseni etrafında bir dönüşünü tamamladığı 58,65 günlük süre içinde Güneş çevresindeki dönüşünün de üçte ikisini gerçekleştirdiği için, güneşin görünür hareketi çok daha yavaş olmaktadır. Merkür’ün herhangi bir noktasında güneşin iki doğuşu arasında geçen süre dünya ölçülerine göre 176 gündür; diğer bir deyişle gezegenin bir günü iki yılına eşittir. Bunun yanı sıra aşırı eliptik yörünge nedeniyle değişen yörünge hızı, gezegenin güneş çevresindeki açısal hızının bazen kendi etrafındaki açısal hızı aşmasına, yani güneşin görünür hareketinin ters yöne dönmesine yol açar; gezegenin bu eliptik çizgi üzerinde güneşe yaklaşıp uzaklaşmasıyla güneşin görünür boyutunun da değişmesi tabloya eklendiğinde Merkür üzerinde geçen bir günün öyküsü iyice renklenir:
Caloris Havzası, güneşin meridyenden yani öğle noktasından geçişi ile günberi geçişinin aynı zamana geldiği bir konumdadır. Merkür’ün her iki yılında bir, bu bölge öğle ile yaz ortasını bir arada yaşayarak gezegenin (ve Güneş Sistemi’nin) en sıcak yeri olur. Caloris Havzası’ndaki bir gözlemci güneşin doğudan yükseldikçe büyüdüğünü ve doğudan batıya doğru hareketinin yavaşladığını görür. Güneş en yüksek noktayı geçtikten ve alçalmaya başladıktan kısa bir süre sonra durur ve geriye doğru hareket etmeye başlar. En yüksek noktadan bu kez ters yönde ikinci geçişinde en büyük görünür çapa ulaşır ve batıdan doğuya alçalırken yeniden küçülmeye başlar. Bir süre sonra tekrar yavaşlayarak durur ve doğudan batıya alışılmış hareketine döner. Batı-doğu doğrultusundaki bu geriye hareket dünya ölçüleriyle birkaç gün sürmüştür. Güneş öğle çizgisinden üçüncü kez geçer ve batıya doğru alçalırken küçülmeye devam eder. Güneş battığında bir Merkür yılı dolmuştur. İkinci yıl Caloris Havzasının gecesi boyunca geçer, güneş doğudan yükselmeye başladığında yeni bir yıla girilmiştir.
Caloris Havzasının 90 derece doğusunda bulunan bir gözlemci için gün çok farklı başlar. Büyük ve sıcak bir güneş doğudan yavaşça yükselmeye başlar, ancak bir süre sonra durarak yeniden alçalır, batarken en büyük çapa ulaşır, dünya ölçüleriyle 2 gün sonra tekrar doğar ve yükseldikçe görünür büyüklüğünün azaldığı gözlenir. Öğle çizgisinden geçerken en küçük halini almıştır, batıya doğru alçaldıkça tekrar büyümeye başlar. Batıdan battıktan kısa bir süre sonra aynı noktadan tekrar en büyük şekliyle doğduğu gözlenir, batı ufkundan bir süre yükseldikten sonra yeniden alçalır ve bir Merkür yılı boyunca görünmemek üzere batar.
Güneşin Yapısı ve Özellikleri
Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız, Dünya’dan ortalama 149.591.000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş’in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha ağır elementleri içerir. 1,99×10(33) erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer’de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir.
Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha ağır olan bilinen en büyük yıldızlara karşılaştırılınca, Güneş, astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer. Ama kütlesi ve yarıçapı, Gökadamız’daki (samanyolu) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüğüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yer’den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklığı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce” diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaydığı ışığın tayf şiddeti, 5000 A’ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışığının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir.
Güneş’le ilgili modern çalışmalar, Galilei’nin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneş’in dönüşünü bulmasıyla 1611’de başladı. Güneş’in büyüklüğüne ve Yer’den uzaklığına ilişkin ilk yaklaşık doğru belirleme, 1684’te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi’nin 1672’de Mars’ın Yer’e yaklaşması sırasında yaptığı nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814’te Güneş’in soğurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859’da bunun fiziksel yorumunun yapılması, güneş astrofiziği çağını başlattı; bu dönemde, Güneş’i oluşturan maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanağı doğdu. 1908’de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939’da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı rolü aydınlattı.
Yeni gelişmeler, bilim adamlarının Güneş’le ilgili görüşlerini değiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgarının doğrudan doğruya belirlenmesi 1962’de gerçekleştirilmiş, Güneş’in yüksek hızlı tekrarlanan akıntılarının kaynaklarıysa 1969’da taç (korona) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir.
Yeni Gelişmeler
Güneş’in hala çözülememiş birçok gizi vardır. Sözgelimi, güneş enerjisinin en büyük kaynağı olduğu düşünülen proton-proton tepkimesinin, “nötrino” diye adlandırılan belirli sayıda parçacık da üretiyor olması gerekir; ama günümüze kadar yapılan araştırmalarda, kuramın öngördüğünden çok daha az nötrino belirlenmiştir. İleri sürülen köktenci bir önermeye göre, Güneş, beklendiğinden daha az nötrino üretir; çünkü toplam kütlesinin yaklaşık %0,5’ini oluşturan demir-plazma bir çekirdeği vardır. Bazı fizikçilerse, büyük birleşme kuramlarında öngörülen ve bazen evrendeki “kayıp madde” olduğu ileri sürülen zayıf etkileşimli çok büyük parçacıkların (“Wimp”lerin) Güneş’in derinliklerinde var olabilecekleri ve Güneş’in sıcaklığını, nötrinoların olmayışını açıklayacak kadar düşürebilecekleri biçiminde bir kuram geliştirmişlerdir. Başka bir öneriye göre de, Güneş’in çekirdeğindeki elektron türü nötrinolar, yüzeye doğru ilerlerken, günümüzdeki detektörlerle gözlenemeyen muon türü nötrinolara dönüşmektedir.
1960 yıllarının başlarında, ışıkkürenin ışınım salınımları (osilasyon) belirlenmiştir; o tarihten bu yana söz konusu salınımlar, Güneş’in taşınım kuşağını oluşturan belirli tabakalar arasında “ses dalgalarının rezonant yakalanması” diye açıklanmaktadır. ABD Ulusal Güneş Gözlemevi’nin öncülüğüyle, Küresel Salınım Ağı Grubu, bu salınımları yakından araştırmaktadır. Bu tür araştırmalar sayesinde bilimadamları, ışıkkürenin altında gözlenen Güneş tabakalarının yoğunluk, sıcaklık ve hız kalıplarını irdeleme olanağını elde etmektedirler: Bilimadamları, yaklaşık 80 yıllık bir çevrimle Güneş’in çapının, ortalama çapın aşağı yukarı %0,01’i kadar dalgalandığını da gözlemişlerdir. Daha uzun dönemli genleşip büzülmelerin de söz konusu olabileceği düşünülmektedir.
İTÜ Öğrencilerinin Uydusu Uzaya Fırlatılacak
İTÜ Uçak ve Uzay Bilimleri Fakültesi Dekanı Prof. Dr. Fevzi Ünal, TÜBİTAK tarafından desteklenen “Piko Uydu Tasarımı Projesi” kapsamında öğrenciler tarafından kenarları 10′ar santimetre olan küp şeklinde bir uydu yapıldığını bildirdi. Uydunun uzayda yerini alması için gerekli başvuruların yapıldığını dile getiren Ünal, şunları söyledi: “Uydumuz, 2008 yılının sonuna doğru Kazakistan’ın Baykonur Uzay Üssü’nden uzay fırlatılacak ve uzaydaki yerini alacak. Uzaydan bize varlığını bildirir bir sinyal gönderecek. Üzerindeki düşük çözünürlüklü kamera ile kaydettiği görüntüleri üniversitedeki haberleşme laboratuvarına gönderecek. Uzaydaki yerini aldığında sadece üniversitemiz için değil, Türkiye için de çok prestijli bir görevi yerine getirecektir. Öğrencilerin yapmış olması bakımından bu uydu Türkiye için bir ilktir. Projenin ticari yönü yoktur.”
PİKO UYDU
İTÜ Uzay Bilimleri Bölüm Başkanı Prof. Dr. Alim Rüstem Aslan da, küçük uyduların mini, mikro, nano ve piko uydular olmak üzere büyüklüklüklerine göre sıralandıklarını belirtti.
Uluslararası Küpsat Projesi’ne 2005 yılında dahil olduklarını ifade eden Aslan, projenin amacının, Kaliforniya Politeknik Üniversitesi ve Stanford Üniversitesi önderliğinde özellikle öğrencilerin uzaya yönelik deneyimlerini gerçekleştirmeleri olduğunu anlattı.
Aslan, bu kapsamda yaptıkları piko uyduyu geliştirdiklerini dile getirerek, yapılan uyduların rozetlerle Kazakistan’dan uzaya gönderildiğini belirtti.
Bugüne kadar çeşitli ülkelerden üniversite öğrencileri tarafından onlarca pSat uydusunun uzaya gönderildiğini, ancak bunların arasından gerçekten çalışan 1-2 tane olduğunu ifade eden Alim Rüstem Aslan, bu tür uyduların ömürlerinin genellikle 6 ay olduğunu bildirdi.
Prof. Dr. Aslan, 2008 yılının sonuna doğru uzaya fırlatılacak olan “ITU-pSat 1″ uydusunun, uzay ortamına dayanıklılık testinden başarıyla geçtiğine işaret ederek, “Uydu 680 kilometre uzağa, yere yakın yörüngeye oturacak. Bir yıl içinde tamamlanan uydu projesinin bütçesi yaklaşık 400 bin YTL” dedi.
Aslan, bundan sonraki amaçlarının kenarları 20 santimetre olan küp şeklinde nano bir uydu yapmak olduğunu belirterek, ekonomik olması için teknolojinin küçük uydulara kaymaya başladığını söyledi.
Güneş Sisteminde 9. Gezegen
Japon bilim adamları güneş sisteminde keşfedilmemiş 9. bir gezegen olduğuna inanıyor. Kobe Üniversitesi’nden araştırmacıların bu iddiaları bilgisayar simülasyonlarına dayanıyor. Araştırmacılara göre, Dünya’nın 0,3-0,7 katı kütleye sahip keşfedilmemiş bir gezegenin var olma olasılığı yüksek.
Japon astronomlar, büyük çapta daha fazla araştırma yapılırsa bu gizemli gezegenin en fazla 10 yıl içinde keşfedileceğini belirtiyor.Kobe’nin ekibinin araştırmaları “Astronomical Journal” dergisinde nisanda yayımlanacak.
Güneş Sistemi’nde Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün olmak üzere 8 gezegenin olduğu kabul ediliyor.Uluslararası Astronomi Birliği, 1930′da keşfedilen ve Güneş Sistemi’ne dahil olup olmadığı tartışılan Plüton’u 2006′da gezegen statüsünden çıkarmıştı.
Güneşin Yapısı ve Güneş Patlamaları
Güneş: Samanyolu gökadasında bilinen 200 milyar yıldızdan birisi olan Güneş kütlesi sıcak gazlardan oluşan ve çevresine ısı ve ışık yayan bir yıldızdır.
Güneşin çapı dünya çapının 110 katı (1.4 milyon km), hacmi 1.3 milyon katı ve ağırlığı 333.000 katı kadardır. Güneşin yoğunluğu ise Dünyanın yoğunluğunun ¼’ü kadardır. Güneş kendi ekseni etrafında saatte 70 000 km hızla döner. Bir turunu ise 25 günde tamamlar.
Güneş % 75 hidrojen, % 20 helyum ve % 5 de diğer elementlerden oluşur. Güneşte hidrojenin helyuma dönüşmesi sırasında (füzyon - erime birleşme) büyük bir enerji ortaya çıkar. Saniyede 600 milyon ton hidrojen helyuma dönüşür. Buda her saniye Güneşin 4.5 milyon ton hafiflemesine yol açar. Güneşteki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ki bu olaya Güneş Fırtınası denir. Bu bilgilere bakarak günün birinde Güneşin çevresine ısı ve ışık yayamayacağını ve dolayısı ile yeryüzünde yaşamın sona ereceğini düşünebiliriz. Ancak bu çok uzun yıllar sonra olacak bir olaydır.
Güneşin yüzey sıcaklığı 6 000 °C ve merkezindeki sıcaklık ise 1.5 milyon °C’dir. Güneşten çıkan enerjinin 2 milyonda birlik kısmı yeryüzüne ulaşır. Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, Dünya’da bilinen bütün petrol, kömür ve ormanlardan elde edilecek enerjiye eşittir. Güneş ışınları 8.44 dakikada yeryüzüne ulaşır. Güneş Dünyaya en yakın yıldızdır.
Güneş Patlamaları:
Hiç 1.4 milyon kilometre çapında bir mıknatıs gördünüz mü ? Evet bu mıknatıs yaklaşık Dünyanın çapının 110 katı kadar büyüklükte. Sanırım bu soruya cevabınız büyük ölçüde hayır olacaktır ama aslında bahsettiğimiz bu büyük mıknatıs dünyamızda yaşamın oluşmasını ve devam etmesini sağlayan Güneş’ten başka bir şey değildir. Güneş’in de tıpkı bir mıknatıs gibi kutupları bulunmakta ve bu kutuplar arasında çok büyük manyetik kuvvetler oluşmaktadır. Bu manyetik kuvvetler bazen güneşin yüzeyinde siyah noktaların oluşmasına neden olurlar bu siyah noktalar güneş lekesi olarak adlandırılırlar. Bu lekelerin siyah görünmesinin nedeni güneşin yüzey sıcaklığından yani yaklaşık 5500 dereceden daha soğuk olmalarından kaynaklanmaktadır tabi burada soğuk kelimesi biraz anlamsız kalmaktadır çünkü güneş lekelerinin olduğu yerler de yaklaşık 4000 derece civarındadır. Güneş lekelerinin olduğu yerlerde diğer bir güneş etkinliği gerçekleşir ki bu da güneş patlamalarıdır. Patlamalar Güneş’in ürettiği yüksek enerjili ışınım ve atomik parçacıkların aniden boşalması sonucu oluşur. Bu ani ve şiddetli boşalma güneş lekelerinden çıkan parçacıkların manyetik alanlara yakalanmamasından dolayı gerçekleşir. Bu enerji atımını bir hortumdan tazyikli suyun dışarı çıkışı olarak düşünebiliriz. Astronomlar bu patlamaları X-ray ışımalarının şiddetine göre üçe ayırmışlardır buna göre X sınıfı patlamalar en büyük ve şiddetli M sınıfı patlamalar orta şiddetli ve C sınıfı patlamalar ise genellikle M sınıfı patlamalardan sonra meydana gelen küçük patlamalardır. Bu patlamalar sonucunda uzaya güneşin normal zamanda fırlattığından on milyon kat daha fazla sayıda atomik parçacık fırlatılır. Bu parçacıklardan biri olan nötrinolardan bir saniye içerisinde vucudumuzdan milyarlarcası biz hissetmeden geçmektedir. Nötrinolar elektrik yükü ve hatta neredeyse kütlesi olmayan, ışık hızında hareket eden ve çok ender olarak diğer bir maddeyle etkileşime giren temel parçacıklardır.
Güneş etkinliklerinden belkide en tehlikelisi yüzeyden yani güneşin taç tabakasından kütle atımıdır. Bu olay genellikle güneş patlamalarıyla ilgili olsada her zaman aynı şekilde gerçekleşmiyor. Yüzeyden kütle atımı sırasında atomik parçacıklar güneş yüzeyinden sanki bir balon gibi ayrılıyorlar ve hızları saniyede 2000 km’ye miktarları ise 10 milyar tona kadar çıkabiliyor.
Güneş patlamaları ve yüzeyden kütle atımları sırasında uzaya büyük hızlarla bırakılan bu atomik parçacıkların Dünya üzerinde de büyük etkileri bulunmaktadır. Güneş’ten çıkan bu parçacıklar Dünya’ya yaklaşık 8 dakikada ulaşır ve ulaşan bu parçacıklar atmosferin iyonosfer tabakasını etkileyerek uzun radyo dalgalarının iletimini bozup haberleşme uydularının yörüngelerinde değişikliğe sebep olmaktadır. Ayrıca elektrik santralleri de bu parçacık bombardımanından olumsuz yönde etkilenmekte ve devre dışı kalabilmektedir. Nitekim 1989 Mart ayında olağanüstü şiddetli bir güneş fırtınası Kanada Quebec eyaletinde tüm elektrik sistemini 9 saat süreyle felç etmiştir.
Güneş patlamaları, her ne kadar dünya üzerinde olumsuz etkiler yaratsa da bu patlamalar sonucu dünyaya ulaşan parcacıkların atmosfere girerek ordaki diger parçacıklarla etkileşiminden kaynaklanan çok güzel bir doğa olayınada neden olurlar ki bu doğa olayına Aurora yani kuzey ışıkları adı verilir. Kuzey ışıkları genellikle kutup noktasına yakın enlemlerde gerçekleşir. Ülkemizin olduğu enlemlerde oluşmamasının nedeni gelen parçacıkların dünya atmosferine dünyanın manyetik kutuplarından yani kuzey ve güney kutup noktalarından girmesidir. Ancak çok büyük patlamaların neden olduğu kuzey ışıklarının çok az da olsa ülkemizin olduğu enlemlere inme şansı vardır. Kuzey ışıklarının gözlenebildiği enlemlerde değişik renklerin gökyüzünü sanki bir perde gibi süslediği görülebilir.
İlk güneş lekesi milattan önce 325 yılında Yunanlı bilimadamı Theophrastus tarafından fark edilmiştir. Güneş üzerindeki ilk güneş patlaması ise 1 Eylül 1859 tarihinde Richard C. Carrington and Richard Hodgson adlı iki bilimadamı tarafından aynı anda gözlenmiştir. Güneş üzerindeki bu patlamalar 11 yıllık bir döngüyle birbirini takip etmekte ve bu dönem içinde maksimum seviyeye ulaşmaktadır .
Güneş’inde tıpkı dünyamız gibi mevsimleri vardır ama güneşin bir yılı 11 yılda tamamlanır. Bu 11 yıllık döngü içerisinde güneş lekelerinin hızlı bir şekilde arttığı zamanlar güneşin etkinliğinin en fazla olduğu anlardır. Güneş lekelerinin sayısı azaldıkça güneşin etkinliğide azalır. Güneş bu 11 yıllık dönem içerisinde maksimum etkinliğine genellikle bir kere ulaşır. Şu anda içinde bulunduğumuz devre 1996 yılında başlamış olup 2007 yılında sona erecektir. Bu dönem içinde güneş maksimum etkinliğine 2000 yılında ulaşmış ve patlamalar sonucu Dünya çapında iletişim uydularında bazı aksaklıklara neden olmuştu 2000 yılından sonra gitgide etkinliğini kaybeden güneş 2002 yılıyla birlikte tekrar aktif hale geçti ve güneş lekeleri artmaya başladı. Yeniden uyanan Güneş’te sık sık patlamalar olmaya başladı. Bilim adamlarının yaptığı açıklamalara göre içinde bulunduğumuz döngü çift zirveli yani güneşin iki kez maksimum etkinliğe ulaştığı devre olarak tanımlanıyor. Güneş üzerinde şimdiye kadar oluşan en büyük patlama ise 4 Kasım 2003 tarihinde gerçekleşti. Bu patlamanın hızı yaklaşık saniyede 2300 kilometreye ulaştı ama patlamanın olduğu yön dünyaya uzak olduğu için dünyamız bu patlamadan çok fazla etkilenmedi.
Güneş yaşamımız için gerekli ısı ve ışığı sağlayarak dünyayı yaşanır bir hale getiren bizim için çok önemli bir yıldızdır fakat her an güneş fırtınaları bu dengeyi bozabilir ve dünya üzerindeki yaşamı yok edebilir. Güneş üzerinde meydana gelebilecek büyük bir patlama ve beraberinde getirdiği yüklü parçacıklar dünyanın manyetik alanına zarar verek atmosferde ani değişikliklere ve ozon tabakasının delinmesine neden olabilir. İşte o zaman dünyamız güneşten ve uzaydan gelen radrasyona maruz kalıp yok olmanın eşiğine gelebilir. Bizim ise kendimize sormamız gereken soru şu acaba güneşimiz bize ne kadar dost ? Veya daha ne kadar dost kalacak ? Sanırım bu iki soruyada cevap bulmak için beklememiz gerekecek.
Solucan Delikleri ve Zaman Kavramı
Profesör Stephen W. HAWKING, The Physics of Star Trek (Uzay Yolculugunun Fizigin adli yeni bir kitaba yazdigi ön sözde zamanda yolculugun mümkün olabilecegini söyledi.
Zamanin iki ya da tek yönlü bir yolculuk olup olmadigi konusu, Aziz Augustin’in “zaman geçici bir sey midir, yoksa her zaman mevcut olmus mudur?” sorusunu ortaya atmasindan bu yana 1500 yildir insanlarin kafasini kurcalamayi sürdürüyor.
Bundan 100 yil önce H.G.Wells, The Time Machine (Zaman Makinesi) adli romaninda bu konunun fizikçilerce arastirilmasini önermisti. Mekanda (gerçekte mekan-zaman ya da uzay-zaman) istenen yönde yolculuk yapilabildigine göre, acaba zaman içinde de istenen yönde seyahat edilebilir mi problemi teorik fizikçilerin zihnini kurcaliyor.
Cambridge Üniversitesi’ndeki Isaac Newton kürsüsü profesörü Stephan Hawking, daha önce, eger evrenin genislemesi sona erer ve küçülmeye baslarsa, zamanin geriye dogru isleyebilecegi fikrini ortaya atmisti
Ama bu nasil bilinebilirdi? Çünkü, bu takdirde, düsünce de geriye dogru isleyecekti. Fakat 1980′lerin sonunda, Hawking’in Zamanin Kisa Tarihi adli, yalnizca ciltli baskisi 6 milyon satan kitabin ilk yayinlandigi sirada, tartismalar kizismaya basladi. Hawking yalin ve kati kabullerle zamanda yolculuga izin vermiyordu. Uzayda evrenin çesitli parçalarini birbirine baglayan “solucan delikleri” vardi. Kafalari karistiran da bu de Worm Hole’lardi zaten.
Hawking’in California Institute of Tecnoloy’deki dostu Kip Thorne 1194′te yayinlanan Kara Delikler ve Zaman Bosluklari adli kitabinda, genel relativiteye iliskin öndeyimlerin, uzaydaki bir solucan deliginden zamanda seyahat etmeyi mümkün kildigini öne sürdü. Ancak bunun için deliklerden birini açik tutmak ve buradan bir insani geçirmek gerekecegini yazdi. (Aslinda Philedelphia Deneyi’nde bilinmeden bir kurt deligi açilmis ve savas gemisi bu deligin içinden geçerek…)
“Solucan Delikleri”, Einstein’in varligini öngördügü, varsayimsal uzay bosluklaridir. Eger uzayda bosluklar varsa, zamanda da bosluklar olmaliydi. Ne var ki bu bosluklar atomdan milyar kere daha küçük ve hayal edilemeyecek kadar kisa süre ile varoluyor. Dolayisiyla, bu bosluklardan birini yakalamak, açik tutmak ve insanin geçecegi kadar genisletmek hayli güç olabilir.
Baska bir bilim adami, Princeton Üniversitesi’nden Richard Gott’a göre de, evrenin baslangici olan patlamadan, Big Bang’den arda kalan, sonsuz uzunlukta ve hayli gizemli seyler olan “kozmik ipliklerden” ikisi alinip ayni hizla birbirlerinin yanindan geçmeleri saglanirsa, teorik bir zaman makinesi yapmak mümkün olabilir.
Kurt delikleri “sonsuz ihtimali” temsil eder. Bizim bildigimiz uzayin ötesindir. Sonsuz tünel burada üst üste labirent gibi yumak gibi dolanir. Onlarin içinde zaman yoktur. Imkansiz ve zamansiz bir bölgedir.
Bu atomalti tüneller sayisiz tanedir. Boylari uzar, kisalir, birbiri üzerine dolanan solucanlar gibi hep kipir kipirdir. Birbirlerine hiç dolasmayan 10E-33 cm’lik hortumlardir. Ve her an heryerdedirler. Salinimlariyla maddeye can verirler. Worm Hole’larda zaman olmadigi için dün ve yarin, en uzak ve en yakin, en büyük ve en küçük beraberdir. Zamanin ve mekanin ötesindedirler. Tünellerin kurgusu Geometrik-Dinamik denen iki yasayla yönetilir. Kipir kipir kaynayan bu geometrik biçim, dinamiktir. Tipki Windows’taki egriler ve renkler adli ekran koruyucu gibi. Döner, sallanir, uzar, kisalir, zamansizdir, dinamiktir. Philedelphia Deneyi’nde bu bölgeyi görmeleri muhtemel tayfalarin gözlerindeki dehsete ve saskinliga sasirmamak gerekir. Bu tüneller zaten imkansizi temsil ettikleri için her türlü garabete neden olabilirler. Telepati’den rüyalara, ilhamdan isinlanmaya kadar çözemedigimiz herseyin sebebi olabilirler.
Kurt delikleri hakkinda bu yazilanlardan sonra bir de sunu okuyun;
Misir Piramitlerinde Bulunmus Bir Yazi :
“Ey Insanoglu; bu parsomende yazili olanlari iyi oku
Oku; burada varolmadigin günleri bulacaksin,
Eger Tanrilarin bahsettigi bilgelige sahipsen…
Oku çocugum; çok uzaklardan sana henüz ulasan
Geçmis ve gelecegin sirlarini oku…
Insanoglu ebediyetten bugüne kadar sadece burda yasamadi.
BIRÇOK YERDE, ZAMANDA. DÜNYADA YASADI.
Herbirinin arasinda karanlik perdesi var.
VE SIMDI KAPILAR AÇILACAK VE BASLANGIÇTAN BERI VAROLAN
TÜM KARANLIK TÜNELLER AYDINLANIP; GÖRÜNECEKLER;
Inancimiz bize SONSUZ YASAMI ÖGRETTI; simdi ebediyeti
SONUN VE BASLANGICIN OLMADIGINI ANLADIK
Bu bir SONSUZ DAIRE… Çember yasasina göre;
eger bir sey dogruysa hersey dogrudur.
YARATICI çesitli sekillerle yüzünü gösterdi.
ASLINDA O, BIRDIR. ISTEDI KI; TEK BIR TANRI olarak bilinsin.
Henüz hersey yanlis.
GÖRÜNMEYEN ZAMANLARIN KUDRETI RUHLARIN TÜMÜNÜ BAGLAYACAK
DÜNYA ÖLDÜGÜNDE; SONA GELDIGINDE VE BU ARADA BÜTÜN AYRI
GEÇMISLER ONLARA AÇIKLANMIS olacak.”