VENÜS

VENÜS

Venüs, Güneş ve Ay'dan sonra gök yüzünün en parlak gök cismidir. Bir iç gezegen olduğundan Güneş’ten fazla ayrılamaz. Bu nedenle Güneş battıktan biraz sonra batıda ya da Güneş doğmadan biraz önce doğuda görülür. İnsanoğlu onu tarihte iki ayrı gök cismi olarak tanımlamış, sabah yıldızı ve akşam yıldızı olarak adlandırmıştır. Ayrıca ülkemizde çoban yıldızı olarak da bilinmektedir. En parlak olduğu anda Yer’e bakan yüzeyinin %30'u aydınlıktır yani hilâl şeklinde gözükür. Yörüngesindeki konumuna göre Ay gibi çeşitli evreler gösterir. Venüs adı eski Romalılarda inanılan aşk tanrıçasının adıdır. Her ne kadar gök yüzünde çok güzel bir aşk tanrıçası gibi gözüküyorsa da, gezegen yüzeyi gerçek bir cehennemdir.

Yer’den ve ABD’nin Voyager-Venüs, Sovyetler Birliği’nin Venera uydularıyla optik, radar ve radyo dalgalarında yapılan gözlemlerden, Venüs'ün bulutlarla kaplı bir gezegen olduğu anlaşıldı. Bulutlar beyaz renkte ve nadiren sarı renkte görülür. Venüs gözlemlerinden ilk ortaya çıkan sonuç bulutların varlığı, dolayısıyla bir atmosferin olmasıydı. Venüs’ün aklık derecesi bulutlarından dolayı yüksek olduğundan, üzerine düşen ışığın çoğunu uzaya geri yansıtır. Bu nedenle uzaya saçılan ışınım, Venüs bulutları ve onların altındaki atmosfer katmanları hakkında herhangi bir bilgi taşımaz. Uzay araçları gönderilinceye kadar Venüs bulutlarının kimyasal birleşimleri bilinmiyordu. Bununla beraber, 1960'lı yıllarda yapılan araştırmalarda, bulutların üst katmanında CO₂ miktarının Yer atmosferindeki miktarın, 1000 katı olduğu anlaşıldı. Yine, Yer’den yapılan gözlemler sonucu bir miktar CO ve su buharı olduğu anlaşıldı.

Şekil 3.18: 1974 yılında Mariner-10 uzay aracı ile çekilen bu fotograf, Venüs bulutlarının ne denli yoğun olduğunu gözler önüne sermektedir. Yer yüzündeki bulutlar su zerreciklerinden meydana gelmişken Venüs bulutları, yoğun sülfirik asitten meydana gelmiştir. Kükürtün kaynağı olarak yüzeyinde bulunduğu tahmin edilen yanardağlar gösterilmektedir. Bu yoğun bulutlar, gezegende sera etkisinin büyük, dolayısıyla yüzey sıcaklığının Merkür’den daha yüksek (750°K) olmasına neden olur.

Bulutlar arkasından ilk bilgi, 1956 yılında yapılan bir araştırma sonucu geldi. Venüs'ün 10 mm’den daha uzun radyo dalgaboylarında ışınım yaydığı anlaşıldı. Bu ise, ışınım salan bölgenin sıcaklığının 670°K olduğunu gösteriyordu. Bu dalgaboyundaki radyo dalgaları atmosferi kolayca geçebildiğinden, bu sıcaklığın Venüs yüzeyine ait olduğu ileri sürüldü. Böylece bulutların altı ve yüzey bölgeleri, Yer ve Mars'a göre Venüs'te çok sıcaktı. Bu yüzey sıcaklığının yüksek olması, sera etkisinden kaynaklanmaktadır.

Ek 5'teki (Sayfa 263) çizelge incelendiğinde, dönme döneminin başında eksi işareti olduğu göze çarpar. Bu gezegenin, diğer gezegenlere göre ters yönde döndüğünü gösterir. Dönmenin ters olması, eksen eğiminin 90^o den büyük olması ile de belirtilir. Bugün Venüs'ün niçin ters döndüğü tam olarak bilinmiyor, fakat bulutların hızlı hareketi sürekli olarak ters hareketi besliyor ve ivmelendiriyor olabilir. Zayıf da olsa bir başka olasılık, Venüs oluştuktan kısa bir zaman sonra çok büyük bir gök cisminin ona çarparak dönme yönünü değiştirdiğidir.

Şekil 3.19: Venüs yüzeyinin topografik görünüşü. Öncü Venüs uzay aracında bulunan radar gözlem verilerinden yararlanarak bilgisayarda üretilmiş bu fotografta açık mavi bölgeler sıfır yüzeyini, koyu mavi bölgeler çukurları, yeşil ve sarı renkli bölgeler ise yükseltileri gösterirken kırmızı renkli bölge Venüs’ün en yüksek tepesini göstermektedir.

Kütle ve yoğunluk benzerliğinden dolayı Venüs'ün iç yapısının Dünya ile aynı olduğu ileri sürülmektedir. Merkezinde demir-nikel karışımı bir çekirdek, onu saran yoğun silikat ve oksitlerden oluşmuş bir manto ve daha az yoğun kayalardan oluşmuş bir kabuk vardır. Venüs'ün Yer kadar jeolojik etkinliğe sahip olmadığını biliyoruz. Bu gözlemden hareketle Venüs iç yapısının demir çekirdeğine kadar soğuk olduğu sonucu çıkmaktadır.

ABD'nin Venüs etrafında yörüngeye yerleştirdiği "Voyager-Venüs" uzay aracı, taşıdığı radar âletleriyle gezegenin %93'nün haritasını çıkardı. Radar tekniği ile yüzeyde çapı 30 km olan olgular birbirinden ancak ayrılabilmektedir, yani ayırma gücü, yüzeyde 30 km'ye karşıt gelmektedir. Yükseklik olarak ise ancak 200 metrelik fark birbirinden ayrı algılanabilmektedir. Yüzey katıdır. Yüzeydeki bir çok olguya yine mitolojiden ve önemli bilim adamlarından isimler verilmiştir. Örneğin; Ishtar bölgesindeki yüksek dağlara James Clark Maxwell adına "Maxwell Dağları" adı verilmiştir. Maxwell dağları Ishtar bölgesinin doğusunda 12 km yükseklikte ve gezegenin en yüksek olgusu özelliğine sahiptir. Yer yüzünün en yüksek tepesi Everest tepesini (8848 m) göz önüne aldığımızda, Maxwell dağlarının üçte bir oranında daha yüksek olduğunu görürüz.

Venüs atmosferinin kimyasal birleşiminde: %96 CO₂, %3.5 N₂, %0.015 SO₂ ve %0.01 H₂O bulunur. Bunlara ek olarak çok az miktarda diğer elementler de vardır. Venüs atmosferinin yoğunluğu Yer atmosferine göre çok fazladır. Yüzeyde 730°K olan sıcaklık 70 km yükseklikte 200°K'e düşer. Atmosferde bir ana bulut ve bunun alt ve üst bölgelerinde de ince bulutlar yer alır. Yüzeyden 30 km yüksekliğe kadar bulut yoktur ve çok temizdir. Yer atmosferinde bulutların 3-4 km yükseklikte olduklarını göz önüne alırsak, Venüs bulutlarının ne denli yüksek olduklarını anlayabiliriz. Venüs bulutlarının hafifçe sarı renkte gözükmelerinin nedeni, kükürt tozu içermelerindendir. Atmosferdeki bazı karanlık bölgelerin ayrıntılı çalışmalarından, bulutların üzerindeki atmosferin Venüs etrafında doğu-batı doğrultusunda hareket etttikleri ve yaklaşık 4-5 günde Venüs'ü bir kez dolandıkları ortaya çıkmaktadır. Ekvator bölgesinde, 60 km yüksekte rüzgârın hızı yaklaşık 100 m/sn'dir. Yükseklik azaldıkça rüzgâr hızının da gittikçe düştüğü, yüzeyde yaklaşık 1m/sn'ye indiği saptandı. Yükseklikle rüzgâr hızının artması, hareket enerjisinin konveksiyon ile atmosferin üst bölgelerine taşınmasının sonucu olabilir.

Yer’in ikiz kardeşi denilen Venüs’ün atmosferinde niçin su yoktur, o kuru olarak mı oluştu, yoksa oluştuktan sonra mı kurudu? Su, Güneş'in morötesi ışınları ile ayrışmış, bu ayrışma sonunda meydana çıkan hidrojen daha sonra atmosferden uzaya kaçmış olabilir. Bununla beraber atmosferin üst katmanlarındaki sıcaklık bugün 300°K'dir ve hidrojenin ısısal kaçabilmesi için bu düşük bir kinetik sıcaklıktır. Bilindiği gibi sıcaklık yükseldikçe parçacıkların hızı da yükselir ve atmosferden kaçması da kolaylaşır.Fakat atmosferin fiziksel koşulları geçmişte farklı olabilir. Yapılan araştırmalardan geçmişte Venüs'te daha fazla hidrojen olduğunu anlıyoruz. Bazı kuramsal hesaplar, sera etkisinin şimdi Yer yüzünde bulunan suyu kısa zaman aralığında uzaya kaçırabileceğini göstermektedir. Fakat hidrojenin uzaya kaçma mekanizması nasıl olursa olsun, ortaya çıkması gereken oksijen Venüs atmosferinde bulunamamıştır. Son yıllarda Venüs'e gönderilen Magellan uzay aracı bize, Venüs’ü biraz daha yakından tanıma olanağını vermiştir. Magellan, Venüs yüzeyinin çok ayrıntılı bir haritasını çıkarmıştır.

Venüs yüzeyinde normal olarak çok ince şekilde yağan sülfirik asit yağmurları vardır ve bazan yükseklerde çakan şimşeklerle bu asit yağmuru biraz daha hızlandırılmaktadır. Şimşekler dışında Venüs'te hava, yer ve zamana bağlı olarak bir değişim göstermez. Yüzey kayalık çöl şeklindedir, orada burada kükürt bileşikli birikimler göze çarpar. Dağlar, büyük vadiler, çarpma kraterleri ve bazıları etkinliklerini sürdüren yanardağlar vardır.

Şekil 3.20: 1988 yılında Mars, Yer’e çok yakın iken Lowell gözlemevinden CCD ile çekilen soldaki görüntü, o tarihe kadar alınan en iyi fotoğraf olmuştur. Sağdaki görüntü ise Hubble Uzay Teleskobu ile alınmıştır. Hariki fotoğrafta görülen beyaz bölgeler, Mars’ın kutup başlığıdır.

Venüs'ten yıldızlı gök yüzü görünmez. Çok yüksekteki bulutlar yıldızların görülmesini engeller. Bu bulutlar her 116.8 Yer gününde bir parlaklaşır ve kararır. Bulutların ötesini gözlemek ancak radyo gözlemleriyle mümkündür.