NEPTÜN VE KEŞİF ÖYKÜSÜ
Neptün'ün keşif öyküsü, Uranüs'ün
bulunması ile başlar. Uranüs bulunmadan çok önce iki astronomun onu gördükleri,
fakat yıldız sandıkları ortaya çıktı. 1690 ve 1756 yıllarında yapılan bu iki
gözlemle birlikte Uranüs'un yörüngesi çok daha duyarlı hesap edildi. Gözlemlerle
kuramsal hesapların uyuşması 1820 yılına dek sürdü. O yıl Uranüs'ün son kırk
yılda yapılmış konum gözlemleri birikmişti. Ayrıca 1781'den önce yıldız
sanılarak yapılan konum gözlemlerinin sayısı da 17'yi bulmuştu. Bu gözlemlerden
hesaplanan yörünge elamanlarından hareketle bulunan Uranüs’ün konumu gözlenen
konumu ile çakışmıyordu. Yapılan hesaplarda Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin
tedirginlik kuvvetleri göz önüne alındığına göre, bu farkın nereden
kaynaklandığı sorusu yanıtsız kalıyordu. Bu sorunun çözülmesi için bir çok öneri
ortaya atılıyordu. Bunların içinde Newton'un çekim yasasının Satürn'den daha
uzaklarda çalışmadığı gibi saçma görüşler dahi vardı. Diğer bir görüş ise bir
İngiliz amatör astronomdan gelmişti. Güneş sisteminin Uranüs dışında daha
bilinmeyen bazı gezegenleri vardı. Safça ortaya atılan bu görüş, daha sonra yine
bir İngiliz olan matematikçi John Couch Adams tarafından ele alındı. 1845
yılında Titius-Bode yasasına göre 38.4 GB uzaklıktaki bir gezegenin, Uranüs
sorununu çözebileceğini matematik olarak gösterdi. Fakat Adams'ın çalışmaları
İngiltere'de pek ilgi görmedi.
1846 yılında Fransız Le Verrier,
Uranüs dışında ve ona etki eden gezegenin kütlesini ve yörünge elemanlarını
hesapladı ve böyle bir gezegenin belirli bir tarihte gök yüzünde hangi konumda
görülebileceğini belirledi. Le Verrier'in Almanya'daki Berlin Gözlem Evi’ne
yazdığı mektup üzerine, buradaki 23 cm'lik teleskopla, 23 Eylül 1846 günü
bilinmeyen gezegen araştırılmaya başlandı. Önerilen bölgede bir disk görme amacı
ile yapılan çalışmalar başarılı olmadı. Daha sonra, yine gök atlaslarında
olmayan nokta kaynak bulma şeklinde araştırmaya devam edildi. İki Alman astronom
bölgedeki tüm yıldızları teker teker denetlemeye başladılar. Nihayet gök
atlasında olmayan bir yıldız buldular. Bu, söylenen konumdan sadece 55 yay
dakikası uzaklıkdaydı. O gök cismini, o gün, batıncaya dek gözlediler. Onun
aranan gezegen olup olmadığından pek emin değildiler. Ertesi günü o cismin arka
fondaki yıldızlara göre yer değiştirmiş olduğunu ve saatte 3 yay saniyelik bu
değişimin matematikçilerin önerdikleri ile eşdeğer olduğunu gördüler.
Şekil 3.33: Voyager 2 uzay aracının
çektiği bu fotografta, Neptün’ün güney yarım küresi görülmektedir. Fotografın
ortasına yakın bölgede görülen Büyük Karanlık Leke hemen hemen Yer
büyüklüğündedir. Lekenin altında beyaz renkli bulut kolayca
görülmektedir.
Neptün ismi bulunmadan birkaç ay
önce belirlenmişti. Bu Satürn'ün oğlu ve okyanus diplerinin hükümdarı Neptün
idi. Öykünün sonunda Le Verrier ve Adams'ın, gezegenin kuramsal keşfini
beraberce gerçekleştirdikleri kabul edildi. Bu gezegenin asıl kâşifi ise
matematik bilimidir. Mekanik ve elektronik bilgisayarların olmadığı bir çağda,
çok az gözlemle ve çok büyük yanılgılı gözlemleri kullanarak Adams ve Le
Verrier, sadece Newton'un çekim yasasına dayanarak bir gezegenin varlığını
tahmin ettiler ve hemen hemen doğru bir konumu önererek gezegenin keşfine ön
ayak oldular.
Neptün 'ün yörüngesi duyarlı olarak
hesaplandıktan sonra, böyle bir kütlenin Uranüs’ün hareketindeki
düzensizliklerin nedeni olup olmadığına bakıldı. Matematikçilerin hesapladıkları
tedirginlik kuvveti gerçekten Neptün'ün uyguladığı tedirginlik ile gözlem
hataları için de aynı çıktı. Ayrıca bu denetlemeler, Neptün'ün kütlesinin de
duyarlı olarak bulunmasını sağladı.
Şekil 3.34: Büyük Karanlık Leke’nin
ayrıntılı bir görüntüsü. Üstünde bulunan bulut incelendiğinde, lekenin saatin
ters yönünde döndüğü anlaşılmaktadır.
Voyager 2, daha Neptün'e gelmeden
kameraları ile aldığı fotograflardan gezegenin yüzeyinde beş büyük lekenin
varlığını saptadı. Bunlardan üç tanesi parlak, iki tanesi ise karanlıktı. Büyük
karanlık olgu (BKO), iki karanlık lekeden büyük olanıdır. Lekenin büyüklüğü
12000 x 8000 km yöresindedir ve eğer gezegenine göre boyutunu
kıyaslarsak, Jüpiter'deki BKL ile aynı göreceli büyüklüğe sahiptir. Uzun yaşam
süresine sahip bu iki olgu, birçok bakımdan birbirlerine benzemektedirler.
Örneğin, her ikisi de saatin ters yönünde dönmekte ve yine her ikisi de 20°
güney enlemlerindedir. Voyager 2 aracı, Neptün'ün kendi ekseni etrafında 7
dolanması boyunca BKO'yu sürekli gözledi. Bu zaman aralığı içinde lekenin
şeklinde küçük değişimler saptadı.
BKO'nun hemen yanında ona, S1
olarak adlandılan parlak bir leke eşlik etmektedir. Bu parlak bulut BKO'nun
güneyinde yer almaktaydı ve daha önce de Yer’den yapılan gözlemlerle
incelenmişti. S1 de BKO gibi zamanla şeklini değiştirmektedir. Büyümekte,
küçülmekte, doğuya ve batıya doğru hareket etmektedir. Her ne kadar bu parlak
lekeden yeni bulutlar oluşup ondan uzaklaşıyorlarsa da, o sürekli olarak BKO'nun
güneyindeki konumunu korumaktadır. Bilim adamları S1 ve diğer beyaz bulutların
çok yükseklerde olduğuna inanmaktadırlar. Neptün'ün metanca zengin hidrojen
atmosferinde rüzgâr esmeye başlayınca, atmosfer gazları yükselirler. Bu
yükselme, özellikle bir karanlık olgu yöresinde olur. Yeterli yüksekliğe
çıkınca, fiziksel koşullar gereği, metan yoğunlaşarak beyaz bulutları
oluştururlar. Böylece bulut, rüzgâr lekenin üzerinde estiği sürece sabit kalır.
Bulutların yaşam süreleri kısa olduğu için onların hareketlerinin hızları
ölçülememiştir.
Neptün'ün dönme dönemi 18 saat
yöresinde iken, iç bölgeleri çok daha hızlı, yaklaşık 16 saatte bir döner. Bu
nedenle BKO ve S1 saniyede 325 metre hızla batıya doğru hareket eder. BKO
güneyinde S2 lekesi yer alır. Bu leke Neptün etrafında 16 saatte bir döner. Bu
bulutun da atmosferde sıcak ve derin olan bir bölgenin üzerinde oluştuğuna
inanılmaktadır.
Neptün atmosferi de sis
parçacıklarından oluşmuştur. Sis parçacıkları kötü birer ışınım salıcıdır, fakat
Güneş ışınımını çok iyi soğururlar. Neptün atmosferinde iç yapıdan gelen ısı,
Uranüs'e göre daha fazladır. Güneş'ten soğurduğu enerjinin 2-3 kat fazlasını uzaya yayar. Bu
ışınım fazlalığının olması, onun Uranüs'e göre daha sıcak bir çekirdeği olduğu
şeklinde yorumlanır.
Neptün'ün ortalama yoğunluğu
Uranüs’ün ortalama yoğunluğundan daha büyüktür. Yoğunluğun fazla olması çekim
etkisinin fazla olmasından, dolayısıyla daha da sıkışmış bir materyalin
olmasından kaynaklanmaktadır. Bu farklı sıkışma, yapıyı oluşturan kimyasal
bileşiklerdeki farklılıktan ortaya çıkmaktadır. Neptün'ün çekirdeği kayalık
materyalden oluşmuştur. Çekirdeği saran mantosu buzuldandır. Buz’un toplam
kütleye oranı %50 ile %80 arasında, kayalık materyalin toplam kütleye oranı ise
%10 ile %35 arasındadır. Eğer buz oranı büyük ise kayalık oranı küçüktür.
Kayalık materyalin çekirdekte toplanmış olması da büyük olasılıktır. Bu iç yapı
modelini Uranüs ile karşılaştırdığımızda, Neptün'de buz ve kayalık materyalin
toplam kütleye oranının daha fazla olduğunu görürüz. Ayrıca hidrojen ve helyumun
toplam kütleye oranı ise Neptün'de daha azdır. Bu ise Neptün'ün ortalama
yoğunluğunun fazla olmasından kaynaklanır.
Voyager 2, Neptün'e yaklaştıkça
bilim adamları, yay parçası şeklinde bir halka yapısı görmeyi umuyorlardı. Çünkü
daha önce Yer’den yapılan, gezegenin yıldız örtmesi gözlemlerinde, simetrik bir
halka yapısı olmadığı bulunmuştu. İlk alınan fotograflarda bu düşünce
desteklendi. Bununla beraber, uzay aracı, Neptün’e yaklaştıkça uzun poz süreli
fotograflarda halkanın yay parçası şeklinde olmayıp bütün olduğu fakat bazı
bölgelerinin çok daha parlak olduğu anlaşıldı. Neptün'de toplam dört tane halka
vardır. En dıştaki halkada farklı parlak yay parçaları kolayca görülmektedir.
Üçüncü yaygın halkanın genişliği 2500 km yöresindedir. Dıştaki iki keskin halka
1984N4 ve 1989N3 uydularının yörüngelerine çok yakındır. Bilim adamları bu
uyduların halka parçacıklarını, bulundukları yörüngede tutmaya yaradıklarını
gösterebiliyorlar, fakat halkanın bazı bölgelerinde yoğunluğun nasıl diğer
bölgelere göre daha farklı olduğunu açıklayamamaktadırlar.
