AKAN YILDIZLAR

Akan Yıldızlar

Güneş sistemi içinde çok değişik yörüngelerde dolaşan her türlü kaya parçasına gök taşı denir. Örneğin; ölen bir kuyruklu yıldızın katı küçük çekirdeği, yine kuyruklu yıldızdan parçalanma süreci sırasında açığa çıkmış toz parçacıkları ve parçalanmış Apollo türü küçük gezegen artıkları. Boyutları 10 km çaplı kaya parçalarından başlar, 1 mikron büyüklüğündeki toz parçalarına kadar değişir. Gök taşlarının büyük olanlarının kökeni küçük gezegenler, küçük olanların kökeni ise kuyruklu yıldızlardır. Eğer uzayda bol miktarda bulunan bu gök taşlarının yörüngeleri Yer yörüngesi ile kesişirse, gök taşı büyük bir hızla (12-72 km/sn) Yer atmosferine girer. Meydana gelen sürtünme ile gök taşı ısınır ve ışık saçmaya başlar. Bu olaya, akan (kayan) yıldız adı verilir. Özellikle açık yaz gecelerinde her insanın gördüğü hatta niyet tuttuğu bu olayın aslında uzaydaki yıldızlarla bir ilişkisi yoktur, bu olay bize çok yakın bir konumda, Yer atmosferinde meydana gelir.

Yer’den yaklaşık 120 km yukarıda ışık saçmaya başlayan gök taşlarının çoğu 60 km yukarıda yanıp biter. Bunlar boyutları çok küçük olanlardır. Eğer gök taşı yeteri kadar büyükse Yer yüzüne kadar ulaşabilir. Böyle büyük olanlar gök yüzünde çok daha fazla ışık saçtığı için bunlara ateş topu adı da verilir. Yer’e ulaşan gök taşlarının sayısı çok azdır. Yılda 2-3 tane tuğla büyüklüğünde gök taşı bulunmaktadır. 1972 yılında ağırlığı yaklaşık 1000 ton olan bir gök taşı Yer atmosferine hafifçe değerek yoluna devam etti. Eğer bu gök taşı dünyamıza çarpsaydı, bir nükleer bombanın patlamasına eş bir enerji açığa çıkardı ve birçok canlının ölümüne neden olabilirdi. Yer tarihinde böyle büyük çarpışmalar olmuştur ve bu çarpışmalar sonucu oluşan kraterlerden bazıları hâlâ şekillerini korumaktadır. Bunlardan bir tanesi ABD’nin Arizona eyaletindedir ve çapı 1200 metredir. Bu krateri meydana getiren çarpışmanın yaklaşık 2500 yıl önce olduğunu ve diğer birtakım bilimsel bulgular altında, böyle büyük çarpışmaların çok seyrek olduğunu söyleyebiliriz.

Şekil 3.47: Küçük bir parçacık Yer atmosferine girdiğinde biz akan yıldız görürüz. Akan yıldızların fotoğrafını çekebilmek için uzun poz süresi vermek gerekir. O zaman da dünya döndüğü için yıldızlar kısa çizgiler halinde çıkar. Burada yıldız görüntülerini kesen uzun düz çizgiler ise akan yıldızları göstermektedir.

Yer’e ulaşabilen gök taşları yandığı için siyahtır ve atmosferde gazla sürtünmesinden dolayı da yüzeyi cilalanmış gibi düzdür. Kimyasal bileşimleri ve yapıları birbirinden farklıdır. Bu bakımdan onları üçe ayırabiliriz: 1) Demirli gök taşlarının yapılarında bol miktarda demir ve demir birleşenleri vardır. Bunlar; %91 demir, %8’i nikel, ve az miktarda da kobalt ve silikat içerirler. Parçalanıp incelendiklerinde Yer’deki kayalara benzemediği ve kristalleşmiş olduğu görülür. 2) Taş ve demirli göktaşlarında ise metal ve SiO hemen hemen aynı orandadır. Bazılarında olivin adı verilen magnezyumlu birleşikler de vardır. 3) Taşımsı gök taşları ise yersel kayalara çok benzerler. Kimyasal birleşimleri; %42 oksijen, %20 silisyum, %16 magnezyum ve %16’sı da demirdir. Bugüne kadar ele geçen gök taşlarının %93’nün taşımsı, ancak %5’inin demirli olduğu görülmüştür. Demirli gök taşları daha dayanıklı olduğu için doğada bulunan gök taşlarının çoğu bu türdendir. Radyoaktif izotoplardan hareketle yapılan yaş tayinlerinden gök taşlarının 1-4 milyar yıllık oldukları yani güneş sistemimiz ile aynı yaşta oldukları, bulunmuştur. Bu nedenle uzun yıllar yapılarını koruyan bu küçük cisimlerin incelenmesi ile güneş sisteminin başlangıçtaki koşulları hakkında ve nasıl oluştuğu konusunda bazı ip uçları elde edilebilir.

Şekil 3.48: Yeryüzüne kadar ulaşan bir gök taşının açtığı krater. 2500 yıl önce oluşan Arizona krateri bunlara çok güzel bir örnektir. Çapı 1.2 km ve derinliği 200 metredir.

Yılın belirli gecelerinde akan yıldızların sayısı çoğalır. Bu olaya da akan yıldız yağmuru adı verilir. Eğer her akan yıldızın ışığının gök yüzünde yıldızlara göre izlediği yol, bir gök atlası üzerine çizilirse, tüm bu yolların bir noktada kesiştiği görülür. Yani o gece, tüm gök taşlarının gök yüzünde bir noktadan geliyormuş izlenimini verir. Bu noktaya saçılma noktası denir. Aslında hepsi birbirine paralel yörünge izleyen gök taşları atmosfere girmektedir. O geceki akan yıldız yağmuru bu saçılma noktasının bulunduğu takımyıldızın adı ile anılır. Örneğin; Perseid, Leonid akan yıldız yağmuru gibi. Akan yıldızların yörüngeleri incelendiğinde, onların kısa dönemli kuyruklu yıldızların yörüngeleri ile hemen hemen çakıştığı anlaşılmıştır. Kuyruklu yıldızdan buharlaşma süreci ile ayrılan toz parçacıkları kuyruklu yıldızın yörüngesinde dolanmaya devam ederler. Yer yörüngesi ile kuyruklu yıldız yörüngesi kesiştiğinde de bu toz parçacıkları atmosferimize girerek akan yıldız yağmurlarını oluştururlar. Bu nedenle bazı akan yıldız yağmurları da o yörüngeyi paylaşan kuyruklu yıldızın adı ile anılır; örneğin, Bielid akan yıldız yağmuru gibi. Bazı önemli akan yıldız yağmurları ve meydana geldikleri yaklaşık tarihler, Çizelge 3.5’te verilmiştir.

Çizelge 3.6: Önemli akan yıldız yağmurlarının tarihleri ve bir saatteki maksimum sayıları.

Akan yıldız yağmurunun adı	Tarihi	Saatte akan yıldız sayısı
Quadrantids	4 Ocak	110
Lyrids	22 Nisan	12
Eta Aquarids	5 Mayıs	20
Delta Aquarids	27-28 Haziran	35
Perseides	12 Ağustos	68
Orionids	21 Ekim	30
Taurids	8 Kasım	12
Leonids	17 Kasım	10
Geminids	14 Aralık	58

KUYRUKLU YILDIZLAR

Kuyruklu Yıldızlar

Gök yüzünün en görkemli küçük cisimleri kuyruklu yıldızlardır. Yörüngelerinde hareket ederken güneş sisteminin iç bölgelerine ve özellikle Yer’e yaklaştıklarında uzun kuyrukları, gök yüzünün büyük bir bölümünü kapsar. Dikkatli incelendiğinde, arka plândaki yıldızlara göre hareketli olduğu hemen anlaşılır. Ne yazık ki böyle görkemli görünen kuyruklu yıldızların sayısı çok çok azdır. Sönük olanların sayısı ise fazladır ve sadece teleskoplarla gözlenebilir. Kuyruklu yıldızlar, güneş sisteminin dışından bir hiperbolik yani açık bir yörünge izleyerek Güneş’e çok değişik yönlerden yaklaşırlar, yani yörüngelerinin ekliptik düzleminde olma koşulu yoktur. Bunlara aniden görünen cisimler denilir, ne zaman ortaya çıkacakları bilinmez. Bir bölümü de güneş sistemine bu şekilde girdikten sonra büyük gezegenlerin çekim etkisi ile yörüngelerini değiştirerek kapalı elips yörüngelerde dolaşmaya başlarlar ve güneş sisteminin içinde kalırlar. Bunlara da dönemsel kuyruklu yıldızlar denir ve bir daha ne zaman görünecekleri kesin olarak bilinir. Dönemsel kuyruklu yıldızların en güzel örneği Halley’dir. Kayıtlı ilk gözlemi İ.Ö. 467 yılında yapılan Halley, son kez 1986 yılında gözlendi. İngiliz gök bilimci Edmund Halley onun 1682 yılında yapılan gözlemlerini inceledi ve yaklaşık her 76 yılda bir gözüken bu görkemli cismin aynı kuyruklu yıldız olduğunu kanıtladı. Bu nedenle ona Halley kuyruklu yıldızı adı verildi.

Bugün kuyruklu yıldızlara, onu keşfedenin (Enke ky.) veya keşfedenlerin (İkeya-Seki ky.) adları verilmektedir. Amatör gök bilimcilerin en çok uğraş verdiği bir araştırma alanıdır. Yılda yaklaşık 20-30 ky. keşfedilmektedir. Bu keşiflerde amatör gök bilimcilerin katkısı oldukça fazladır. Aşağıda açıklandığı gibi bu tür cisimler Güneş’e yaklaştıkça parlaklıkları arttığından, amatör gök bilimciler bir kuyruklu yıldız keşfedebilmek için, sabahleyin Güneş doğmadan önce doğu, akşam vakti Güneş battıktan sonra ise batı ufkunu uzun süre dürbünle tararlar. Bu zor gözlem tekniğinin yanında ayrıca bilgiye de gereksinim vardır. Taradıkları bölgelerdeki bulutsuları (yıldızlararası bulutlar) ezbere bilmeleri gerekir, çünkü bunların görünüşü kuyruklu yıldızların görünüşü ile hemen hemen aynıdır.

Şekil 3.45: Bir kuyruklu yıldızın Güneş yöresindeki yörüngesi, bu yörüngede kuyruğun büyüklüğü ve konumu görülmektedir.Kuyruğun konumuna etki eden faktör güneş rüzgârı ve onun ışınım basıncıdır.

Bir kuyruklu yıldızın fotografı çekildiğinde onun parlak bir baş bölgesi ve bu bölgenin içinde bir çekirdeği olduğu ve son olarak da sönük bir kuyruğu olduğu görülür. Kuyruk her zaman Güneş’in aksi yönünde uzanır. Örneğin, Güneş battıktan sonra batı ufkunda bir kuyruklu yıldız görürseniz onun kuyruğu gök yüzüne doğrudur. Çıplak gözle kuyruk kısa gözükmesine karşın teleskopla bakıldığında veya fotografı çekildiğinde onun çıplak gözle görülenden daha uzun olduğu anlaşılır. Çekirdek, bu cismin tek katı olan bölgesidir ve boyutu 1-20 km arasındadır. Yapılan ayrıntılı araştırmalardan, çekirdeğin kirli buzdan, yani toz ve buz karışımından oluştuğu bulunmuştur. Baş ve kuyruk bölgesi ise gaz ve tozdan oluşmuştur. Kuyruklu yıldız Güneş’e yaklaştıkça Güneş ışınları çekirdeği ısıtır ve buz buharlaşmaya başlar ve buharlaşan gazlar serbest kalan tozlarla birlikte çekirdeği sarar. Güneş ışınlarının ışınım basıncı ile bu gaz ve tozlar, doğal olarak Güneş’in aksi yönünde sürüklenmeye başlar ve kuyruğu oluşturur. Bu nedenle kuyruklu yıldız Güneş’e yaklaştıkça kuyruğu büyür, uzaklaştıkça kuyruk yavaş yavaş küçülür.

Şekil 3.46: 8 Mart 1986 tarihinde Halley kuyruklu yıldızının çekilmiş fotografı. Burada Halley’in gaz (ince düz olan) ve toz kuyrukları ayrı ayrı görülmektedir.

Kuyruklu yıldızların güneş sistemi düzlemine çok değişik açılarda geldiği daha önce belirtilmişti. Yörüngelerinin bu özelliğinden, onların Güneş sistemini saran uzayda disk benzeri değil de küresel bir hacimden geldiklerini söyleyebiliriz. 1950 yılında Hollandalı bilim adamı Jan Oort, o zamana kadar gözlenen kuyruklu yıldız yörüngelerini inceleyerek bu küresel kuşağın Güneş’ten 50000 GB uzaklıkta yer aldığını ileri sürdü. Milyonlarca kuyruklu yıldızın bulunduğu bu kuşağa Oort bulutu adı verildi. Güneş sisteminden çok uzakta olan bu bölgede yer alan kuyruklu yıldızlara, Güneş’in uyguladığı çekim kuvveti kadar diğer yakın yıldızların uyguladığı çekim kuvveti de önem kazanır. Bulutta meydana gelen tedirginlikler sonucu kuşaktan ayrılan kuyruklu yıldızın güneş sistemine gelerek geri kuşağa dönmesi yaklaşık 30 milyon yıl alır. Bunlara uzun dönemli kuyruklu yıldızlar diyoruz. Uzun dönemliler eğer yörüngelerinde hareket ederken Jüpiter’in yeteri kadar yakınından geçerlerse onun çekim etkisiyle yörüngeleri değişir ve artık güneş sistemi içinde dolanmaya başlarlar. Bunlara da kısa dönemli kuyruklu yıldızlar denir. Bunların içinde en kısa döneme sahip olan Encke (3.3 yıl), bilinen en uzun döneme sahip olan Rigollet (151 yıl) ve en meşhur olanı ise Halley (76 yıl) kuyruklu yıldızıdır. Halley’in 1986 ziyareti sırasında Giotto uzay aracı, ilk kez bir kuyruklu yıldızın çekirdeğinin ayrıntılı fotograflarını çekmeyi başardı. Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar Güneş’e her yaklaştıklarında buharlaşma süreci ile önemli ölçüde kütle kaybederler. Bu nedenle dönemli bir kuyruklu yıldız bir gün ölebilir. Halley’in son gelişi çok sönük oldu ve Güneş’ten uzaklaşırken iyice parçalandığı dolayısıyla bir daha yani 2062 yılı ziyaretini yapamayacağı ileri sürülmektedir.

GÜNEŞ SİSTEMİNİN DİĞER ÜYELERİ

3.6 Güneş Sisteminin Diğer Üyeleri

Güneş sistemimizi oluşturan büyük gezegenleri ve uydularını gördük. Bu gezegenlerin arasındaki uzayın tamamen boş olduğunu düşünmek yanlıştır. Bu boşlukta sistemin küçük üyeleri olan kuyruklu yıldızlar, küçük gezegenler ve gök taşları ile beraber gaz ve toz parçacıkları bulunur. Küçük üyelerin toplam kütleleri Ay’ın kütlesi yöresindedir. Bu küçük cisimlerin incelenmesi gök bilimcilere güneş sisteminin oluşumu konusunda ip uçları verdiği için çok önemlidir.

Şekil 3.44: Mars ile Jüpiter arasında yer alan küçük gezegenler kuşağı. Bu şematik resimde farklı gruptaki küçük gezegenlerin yörüngeleri gösterilmiştir.

Küçük Gezegenler

Küçük gezegenler çok küçük oldukları için çıplak gözle geceleyin gök yüzünde görülemezler. 1800 yıllarına kadar insanoğlu bunların varlığından habersizdi. 1781 yılında Uranüs keşfedildiğinde, Titius-Bode yasasının doğruluğu iyice kanıtlanmış oldu. Bu nedenle zamanın gök bilimcileri, Güneş’ten 2.8 GB uzaklıktaki kayıp gezegeni aramaya başladılar. 1801 yılında bu araştırma sonuca ulaştı ve tam 2.8 GB uzaklığında Ceres adı verilen bir gezegen bulundu. 1802 ve 1807 yılları arasında gezegen benzeri üç küçük cisim daha keşfedildi. Bunların Güneş’e olan uzaklıkları 2.3 ile 2.8 GB arasındaydı. Çapları küçük olduğu için bunlara küçük gezegen adı verildi. 1890 yılına gelindiğinde, küçük gezegenlerin sayısı 300’ü bulmuştu. Bunlara keşif sıra numarası verilir, yörüngesi saptandıktan sonra ise keşfeden kişi ona bir isim verir. Örneğin; 1 Ceres, 2 Pallas, 4 Vesta gibi. İçlerinde bir tanesinin adı da Ankara’dır. Bugün yörüngesi bilinenlerin sayısı 2000’den fazladır ve 100000 tanesi keşfedilmeyi beklemektedir. En büyükleri 1 Ceres’dir ve çapı 1020 km yöresindedir. Büyük olanları hariç, diğerleri küre değil düzensiz bir şekle sahiptirler.

Küçük gezegenlerin çoğu, Mars ve Jüpiter gezegenleri arasındaki bölgede bulunur ve büyük gezegenler gibi Güneş etrafında bir yörüngede dolanırlar. Çok az sayıda olan bazıları da bu bölgenin dışında bulunurlar ve bunların basık elips yörüngeleri Merkür yörüngesini keser. Dolayısıyla bunların Yer’e çarpma olasılıkları vardır. Bu tür yörüngeye sahip olanlara, Apollo küçük gezegenleri adı verilir. Apollo, Icarus ve Eros bunlara örnektir. Bugün bilinen Apollo küçük gezegenlerinin sayısı 15'ten fazladır ve dünyamıza çarpma olasılığı olduğundan dolayı bunların yörüngelerini gök bilimciler dikkatle incelerler. Bu türlerin kökeni olarak ya büyük kütleli Jüpiter gezegeninin tedirginlik etkisi ile ilk yörüngelerinden çıkarılmış küçük gezegenler veya ölü kuyruklu yıldız çekirdeği oldukları ileri sürülmektedir.

Küçük gezegenlerin diğer bir türü de Jüpiter yörüngesinde dolanırlar. Bunlar Jüpiter’in 60° arkasında ve 60° önünde yer alırlar. Bu noktalara gök biliminde Lagrange noktaları denir ve bunlardan birinde 45 tane küçük gezegen bulunmuştur. Trojan adı verilen bu türün üyeleri içinde bugüne kadar bilinen en büyüğünün adı Hektor’dur. 300 km uzunluğunda ve 100 km genişliğinde, yumurtamsı bir cisimdir. Bunların Jüpiter yörüngesinde oluştukları ileri sürülmektedir.

Son olarak Jüpiter dışında da küçük gezegenler bulunmaya başlanmıştır. Bunlardan ilki olan 2060 Chiron, 1977 yılında keşfedilmiştir. Güneş etrafındaki yörüngesi, Satürn yörüngesi ile Uranüs yörüngesi arasında yer alır.Keşfedildiğinde gök bilimciler onuncu gezegen olduğunu ileri sürdüler, fakat özellikleri saptandığında onun küçük gezegen olduğu anlaşıldı. Yapısının kirli buzdan oluştuğu sanılmakta ve bu nedenle eğer birgün Satürn’ün tedirginlik etkisi ile Güneş’e yakın bir yörüngeye geçerse, gök yüzünü süsleyen büyük bir kuyruklu yıldız olur. Çapının 300 km yöresinde olduğu tahmin edilmektedir. Son yıllarda bu türden iki küçük gezegen daha bulundu.

Küçük gezegenlerin tayfları incelenerek yapıları anlaşılmaya çalışılmıştır. 2.8 GB uzaklığında bulunanların çoğu, demir ve kayadan oluşmuştur. Bazılarının yüzeyinde içinde su barındıran mineraller vardır. 4 Vesta’nın yüzeyi ise bazaltik lavlarla kaplıdır. Daha dış bölgelerde bulunan küçük gezegenlerin yüzeyi ise, su ve karbonca zengin bir materyal ile kaplıdır. Bu nedenle bunların güneş ışığını yansıtma yüzdeleri, yani aklık dereceleri küçüktür. Jüpiter yöresindeki küçük gezegenlerin kaya ve buzdan oluştukları ileri sürülmektedir. Apollo türünün üyelerinin yapısı ise yukarıda anlatılanların tam bir karışımıdır. Apollo türü küçük gezegenlerde, metal ve mineraller bol miktarda bulunduğundan ve Yer’e çok yakın geçtiklerinden dolayı, bunlardan insanoğlunun nasıl yararlanacağı konusunda uzay merkezlerinde uzun zamandır plânlar yapılmaktadır. Bir diğer konu da bunların yüzeyine inmek ve kalkmak için Ay’dakinden çok daha az enerji gerekeceğidir: Uzay istasyonu faaliyete geçtiğinde, saf nikel ve demir içeren bir Apollo küçük gezegeninde madencilik yaparak, gerekli materyali Yer’den taşımaya göre çok daha ekonomik elde etmek mümkün olacaktır.

NEPTÜNÜN UYDULARI

Neptün uyduları: 

Neptün'ün ilk uydusu 1846 yılında keşfedildi ve bu uyduya Triton adı verildi. İkinci Neptün uydusu 1949 yılında bulundu ve Nereid adı verildi. Triton ve Nereid mitolojide Neptün'ün muhafızlarıydı. Voyager 2, Neptün'de de birçok yeni uydu buldu ve Neptün'den çok uzakta bir yörüngede dolaşan Nereid uydusunun da fotografını çekmeyi başardı. Nereid, Güneş sistemi içinde dış merkezliği en büyük olan uydu olarak bilinir. Triton'un yörüngesi ise çemberdir.

Neptün sisteminde Voyager 2 için en ilginç cisim Triton uydusu oldu. Beyaz renkte bir yapıya sahip olan bu uydu, donmuş azottan oluşan kutup başlıklarına sahipti. Yüzey yapısı o denli karmaşıktı ki çekilen fotograflardan hemen bir yorum yapma olanağı olmamıştır. Uydunun güney kutbu buzla kaplı bir bölgedir ve aklık derecesi %100'e yakındır. Yüzeyindeki sıcaklık, azotun donma sıcaklığının çok altındadır. Sadece ekvatora yakın bölgelerde aklık derecesi %50 yöresindedir. Uydu yüzeyinde, buzul yanardağların varlığına ilişkin belirtiler vardır. Daha çok kuzey yarım küresinde görülen bu soğuk yanardağlarda iç yapıdan çıkan materyal göl oluşturmuştur.

Şekil 3.43: Neptün’ün en büyük uydusu Triton’un bu görüntüsünü oluşturmak için 14 fotograf birleştirilmiştir. Alt tarafta uydunun parlak güney kutup bölgesi, üst tarafta ise ekvator bölgesi yer almaktadır. 1989 yılında Voyager 2 tarafından çekilmiştir.

Yeni bulunan uydulara; bulunduğu yılı, gezegenini ve bulunma sırasını gösteren bir kod adı verilir. Yörünge özellikleri tam olarak saptandıktan sonra bir komisyon onlara isim verir. Yeni bulunan uyduların en dış yörüngede olanına 1989N1 adı verildi; bu uydunun yüzeyi karanlıktır. Uydunun yüzeyi kraterlerle kaplıdır. İçeri doğru yeni bulunan ikinci uydu (1989N2), küresel bir yapıda değildir ve 1989N1'in yarı büyüklüğündedir. Yüzeyinde çapları, 30 ile 50 km arasında değişen kraterler vardır. 1989N3 ve 1989N4'ün her ikisi de gezegenin birer halkasının içerisinde bulunurlar. 1989N4 ise parlak yay parçalarına sahip halkanın içindedir. Yeni bulunan uydular içerisinde sadece 1989N6 yörünge eğimi bakımından diğerlerinden farklıdır. Hepsi hemen hemen gezegenin ekvator düzleminde bulunurken, 1989N6'nın yörüngesi bu düzlemle 4.5 derecelik bir açı yapar. Triton ise 20 derecelik bir eğime sahiptir.

URANÜS'ÜN UYDULARI

Uranüs uyduları:

Voyager uzay sondasının ziyaretinden önce bilinen beş uydunun da yüzeyinde su buzu olduğu, Yer yüzünden yapılan tayfsal çalışmalardan anlaşılmıştır. Elektromanyetik tayfın kırmızıötesi bölgesine düşen su buzuna ait çizgiler, Umbriel'de daha az belirgindir ve bu uyduda su buzunun, ya başka bileşiklerle beraber ya da yüzeyinin çok az bir bölümünü kapladığı şeklinde yorumlanmaktadır. İçlerinde en büyük olanı Titania'dır. Beş uydu içinde en küçüğü ise 160 km ile Miranda'dır. Uydular, yarı yarıya buz ve kayalık materyalden oluşur ve bu nedenle de yoğunlukları 1.5 ve 2 gr/cm³ arasındadır. Hiç birinin atmosferi yoktur. Beş uydunun da yörüngeleri aynı bir düzlem içindedir ve bu düzlem, gezegenin ekvator düzlemine yakındır. Ana gezegene yakınlıkları göz önüne alındığında, uyduların uzaydan yakalanmış cisimler olmadığı anlaşılır. Uranüs'ün ince halkası da aynı düzlemdedir.

Voyager 2, Uranüs'ün 10 yeni uydusunu buldu. Bunların tümü, daha önce Yer’den keşfedilmiş 5 uydudan daha iç bölgelerde, yani Uranüs’e daha yakındır. Ayrıca yeni bulunan bu 10 uydunun tamamının, daha önce bulunan 5 uydudan daha küçük ve daha karanlık oldukları anlaşıldı. Uranüs'ün beş büyük uydusu; Titanya, Oberon, Umbriel, Ariel ve Miranda'nın Voyager 2 den çekilen fotograflarında, yüzeylerinin çatlaklarla örtülü olduğu görülmüştür. Bu ise bize, bu küçük uydularda beklenmeyen tektonik etkinliğin var olduğunu göstermektedir. Tektonik hareket bilindiği gibi gezegen kabuğundaki hareketlerdir ve sadece büyük gezegenlerde gözlenebilir. Bu harekete, iç ısının, konveksiyon ile yukarı doğru aktarımı neden olur. Uranüs uydularında, belki tedirginlik kuvvetleri belki de çarpışma sonucu ortaya çıkan kuvvetler yüzeyde etkinliğini sürdürmektedir.

Şekil 3.42: Uranüs’ün beş büyük uydusunun fotoğrafı görülmektedir. Umbriel, üste parlak gözüken krater hariç genelde karanlık gözükür. Titania, Uranüs’ün en büyük uydusudur ve üstünde görülen nehir yatağına benzer vadinin uzunluğu 1500 km kadardır. Oberon’nun yüzeyinde ise bol miktarda krater vardır.

SATÜRN'ÜN UYDULARI

Satürn uyduları:

1651 yılında Huyghens Satürn'ün bir uydusunu keşfetti. Adını mitolojide Uranüs ve Gaia'nın dev çocuğundan alan Titan büyük bir uydudur. Titan güneş sisteminde yoğun atmosfere sahip tek uydu olması ona ayrı bir önem kazandırır. Voyager ziyaretlerinden önce Yer’den yapılan gözlemlerle atmosferinde metan ve yoğun bulutlar olduğu bulundu. Fakat bir çok özelliği tam olarak bilinmiyordu. Yer atmosfer kütlesinden daha fazla atmosferik kütleye ve Yer yüzü basıncından daha fazla yüzey basıncına sahip olduğunu biliyoruz. Yer atmosferi 50-60 km de biterken Titan atmosferi 600 km ye kadar uzanır. 1980 yılından önce atmosferinin büyük bir bölümünün metandan oluştuğu sanılıyordu. Daha sonra Voyager, Titan'ın yapısında % 90-99 oranında azot (N₂) buldu. Böylece Titan uydusunun diğer bir özelliği de ortaya çıktı. Atmosferinde bol miktarda azot molekülünü bulunduran, Yer haricinde tek gök cisimdir. Bununla beraber Yer’de bulunan diğer gaz bileşenleri Titan'da az olup bunların yerini metan gibi hidrojen bakımından zengin moleküller almıştır. İç yapısı %45 su buzu, %35 kayalık materyal içerir. Yüzeyinde 100 km kalınlığında buz olduğu tahmin ediliyor. Voyager ile alınan fotograflarda, Titan bulutlarında parlaklık farkı gözlendi. Ayrıca kuzey yarım küre güney yarım küreden daha karanlıktır. Bunun nedeni tam olarak bilinmiyor.

Uzay araçları Satürn'ü ziyaret etmeden önce sadece yedi uydusu biliniyordu. Bugün 17 uydusu olduğunu biliyoruz. Titan dışında geri kalan altısı 400-1500 km çapları arasında olup benzer özellikler gösterir. Yer’den yapılan tayfsal gözlemlerle bu uydularda egemen materyalin su buzu olduğu bulunmuştur. Bu uyduların yörüngeleri doğru yönde, çember ve Satürn'ün ekvator düzlemindedir. Son bulunan 10 tanesi ise küçüktür ve çoğu gezegenlerarası ortamda yakalanmış küçük gezegenler ve uydu çarpışmalarından ortaya çıkmış parçalardır.

Mimas yüzeyinde en önemli özellik, Arthur isimli bir kraterin bulunmasıdır. Bu kraterin çapı 130 km, derinliği 10 km ve merkezindeki çıkıntının yüksekliği ise 6 km’dir. Uydu çapının 1/3 büyüklüğüne sahip bu kraterin oluşması için büyük bir cismin çarpmış olması gerekir. Yüzeyde bu dev kraterin dışında küçüklü büyüklü birçok krater vardır. Uydu, hemen hemen buzdan oluşmasına karşın kraterlerin görünüşü Ay kraterlerine benzemektedir. Yüzeyde kraterlere ek olarak 100 km uzunluğunda, 10 km genişliğinde ve 1-2 km derinliğinde çatlaklar vardır. Bunların da çarpışma sonucu oluştuğu ileri sürülmektedir.

Şekil 3.40: Satürn’ün orta büyüklükteki altı uydusundan en küçüğü ve en içteki uydusu Mimas’tır. 400 km çapa sahip uydunun yüzeyinde çapı 130 km olan büyük bir krater bulunmaktadır. Bu fotograf 2005 yılında Cassini uzay aracı ile çekilmiştir.

Enceladus’un yüzey yapısı diğer buzul uydulardan çok farklıdır. Herşeyden önce yüzeyi çok parlak ve üstüne düşen ışığın %90 nını geri yansıtmaktadır. Bu aklık derecesine ulaşmak için, yeni oluşmuş saf buza gereksinim vardır, toz ve kayalar olmaması gerekir. Bu uydu ayrıca diğerlerinden daha soğuktur. Satürn’ün bir halkasının yapı taşlarının Enceladus'tan taşındığına inanılmaktadır. Voyager ile alınan fotograflarda yüzeyde kanala benzer yapılar görüldü, bu ise bir zamanlar yüzeyde sıvının hareket ettiğini göstermektedir.

Tethys de yüzeyinde bol miktarda krater bulunduran bir uydudur. Bu ise yüzey yaşının eski olduğunu gösterir. Kraterlerden birinin çapı 400 km dir ve adı Odysseus'dur. Arthur'dan büyük olan bu krater onun kadar keskin yapılı değildir. Yüzeyin yarısından fazlasını dolanan 2000 km uzunluğunda 100 km genişliğinde ve birkaç km derinliğinde büyük bir vadi yapısı görülmektedir. Bunun bir çarpma sonucu oluşmuş çatlak olabileceği ileri sürülmektedir.

Şekil 3.41: Enceladus’un yüzeyinde görülen bu çizgilerin akan buz ile oluştuğu ileri sürülmektedir. Bu bölgelerde krater yoğunluğu düşüktür, onun için çok yeni oluşmuş bir yüzey yapısı vardır, diyebiliriz. Bu fotoğraf 2005 yılında Cassini uzay aracı tarafından çekilmiştir. Çektiği anda Enceladus'un güney kutup bölgesinin üstünde ve 270 km uzaklıktaydı.

Phoebe haricinde diğer uydular Satürn'e yakın bir düzlemde hareket ederler. Phoebe'nin yörünge düzleminin eğimi 90^°'yi geçer. Buradan yörünge hareketinin ters olduğu sonucu çıkar. Bu durum onun sonradan Satürn'ün çekim etkisiyle yakalandığı düşüncesini destekler.

JÜPİTER UYDULARI

Jüpiter uyduları: 

Jüpiter'i teleskoptan ilk kez Galile 1610 yılında incelediğinde, dört büyük uydusunu hemen keşfetti. O uydulara, bu nedenle "Galile uyduları" denir. Jüpiter'den uzaklıkları sırasına göre; Io, Europa, Ganymede ve Callisto, mitolojideki Jüpiter'in eşlerinin isimlerini almışlardır. Şu anda bu dev gezegenin dört değil tam 16 uydusu olduğunu biliyoruz. Son bulunan uyduların tamamı, boyutça Galile uydularından daha küçüktür. Yörünge özelliklerini göz önünde bulundurduğumuzda, Jüpiter'in uydularını üç bölümde inceleyebiliriz. Ana gezegene en yakın grup 8 uydudan oluşur ve Galile uyduları da bu grubun üyeleridir. Bu grubun üyelerinin hepsi yörünge üzerinde doğru yönde hareket eder, yörüngeleri çembere çok yakın ve Jüpiter'in ekvator düzlemindedir. Ortanca grup uyduların yörüngeleri çemberden iyice ayrılır ve yörünge düzlemlerinin eğikliği büyüktür. En dış grubun yörüngeleri ise iyice basık elips şeklinde ve yörünge hareketleri ters yöndedir.

Şekil 3.38: Galileo uzay aracının çektiği Io’nun bu fotografrında birçok volkanik yanardağları görebilirsiniz. Küçük görüntülerde ise sadece dört tanesinin ayrıntıları görülmektedir. Siyah renkli yanardağdan çıkan lavların etrafına nasıl aktığı anlaşılmaktadır. Diğer karanlık olgular da aynı şekilde birer yanardağdır.

Dört Galile uydusundan hiçbirinde belirgin bir atmosfer bulunmamaktadır ve hepsi de Jüpiter'e göre kilitlenmiş yörüngelerde dolanmaktadırlar. Yer yüzünden yapılan tayfsal çalışmalarla, Io hariç diğer üç uydu da bol miktarda su buzu saptanmıştır. En dıştaki Galile uydusu olan Callisto'nun yüzeyi yoğun şekilde kraterlerle kaplıdır. Kraterlerin yapısı onların çarpışma sonucu oluştuğunu göstermektedir ve yüzey kayalarla değil su buzu ile kaplıdır. Callisto'nun yüzeyi buzla kaplı olmasına karşın çok karanlıktır.

Ganymeda'nın yüzeyinin bazı bölümleri Callisto kadar kraterli ve karanlıktır, fakat yüzeyinin geri kalanı daha az kraterli, daha az karanlıktır. Yüzeyde birbirine paralel veya sarmal şekilde çizgiler gözükür. Bu durum, Ganymeda'nın yüzeyinin Callisto'dan çok sonra yenilendiğini gösterir. Bu iki uydu hemen hemen aynı kütle ve yoğunluğa sahip olmasına karşın farklı yüzey şekillerine, Jüpiter'den olan farklı uzaklıkları neden olmuş olabilir fakat neden henüz bilinmemektedir.

Europa'nın yüzeyi belirgin bir şekilde düzdür. Çok az çarpışma krateri vardır. 300-400 metre yüksekliğinde birkaç kilometre genişliğinde çok sayıda alçak dağ silsileleri yüzeyi kaplamaktadır. Ayrıca, yüzlerce kilometre boyunda çok sayıda karanlık şeritler gözükür, fakat bunların yüksekliği ve derinliği önemsenmeyecek kadar azdır. Bu dağ silsileleri ve karanlık şeritler yüzeydeki ince buzun altında bulunan su okyanusunun donması ile açıklanabilir. Yüzeyde karanlık şeritler arasındaki özgün buzun yüksek aklık derecesi onun çok saf olmasından kaynaklanır. Donma aynı zamanda yüzeydeki buzu kıvırarak alçak dağ silsileleri de meydana getirmektedir. Çarpışma kraterlerinin azlığını sıvı okyanusun varlığı doğal olarak açıklamaktadır. Böyle bir okyanusun varlığını sürdüren iç ısı, radyoaktif parçalanmalardan kaynaklanmaktadır. Europa'nın yoğunluğu yeter derecede silikat bulunduracak kadar yüksektir ve ısıyı üretmek için yeterli radyoaktif izotop bulundurur. Bazı gök bilimciler Europa'da yaşam olabileceğini ileri sürdüler. Voyager 1 ve 2'nin verilerini inceleyen araştırmacılar, Ay büyüklüğündeki uydunun yüzeyini kaplayan buzun kalınlığının 5 km yöresinde olduğunu ve buzun altında geniş okyanuslar olabileceğini düşünüyorlar. Bu buzun altında birtakım bitkilerin kolayca yaşayabileceği ve yaşamlarını sürdürebilecekleri kanıtlandı. Antartika'da da sürekli buzların altında yaşayan küçük bakteriler ve tek hücreli bitkiler vardır. Bu bitkiler fotosentez olayını buz kristalinden geçerek gelen Güneş ışınları ile yapabilmektedirler.

Şekil 3.39: Io üzerinde Ra-Patera adlı bir volkanik merkezin ayrıntılı görüntüsü. Çevrede hiç çarpışma krateri görülmemektedir. Karanlık yanardağdan çıkan lavların akarken yaptıkları nehir benzeri görüntüler dikkati çekmektedir. Fotografın üst bölgesindeki küçük karanlık lekeler de birer yanardağdır.

Io'nun yüzeyi, Jüpiterin diğer üç uydusundan farklıdır. Yüzeyde çarpışma krateri gözükmez ve gözlenen tüm olgular volkanik kökenlidir. Güneş sisteminde volkanik etkinlik gösteren yegâne uydudur. Yüzeyde çok sayıda yanardağ olduğu ve etkinliklerini sürdürdükleri uzay sondalarının çektikleri fotograflardan anlaşılmaktadır. Ne su ne de diğer tür buzlardan hiçbiri Io yüzeyinde bulunmaz. Eğer bir zamanlar yüzey buzlarla kaplı ise de volkanik etkinliğin gösterdiği iç ısı bunları buharlaştırıp yok etmiş olmalıdır. Yüzeyde, kükürt (S) ve kükürtdioksit (SO₂) bol miktarda bulunur ve Io'nun yüzeyinin renkli görünmesine neden olurlar. Bu sülfürlü bileşiklerin çoğunun yanardağlardan çıktığı kesindir. Volkanik etkinliğin sürüp gitmesine Jüpiter'in uyguladığı tedirginlik hareketleri neden olmaktadır.

GEZEGENLERİN DOĞAL UYDULARININ FİZİKSEL ÖZELLİKLERİ

GEZEGENLERİN DOĞAL UYDULARININ FİZİKSEL ÖZELLİKLERİ

Çizelge 3.5: Gezegenlerin doğal uydularının fiziksel özellikleri.
Adı	Keşif Yılı	Gezegenden uzaklığı (km)	Yörünge dönemi (Gün)	Yörünge eğimi (derece)	Yörünge dış merkezliği	Yarıçap (km)	Kütle (kg)		Ortalama yoğunluk (gr/cm3)
Yer uydusu
Ay	?	384 400	27.322	18.3-28.6	0.05	1.738	7.35x 1022		3.34
Mars uyduları
Phobos	1877	9 380	0.319	1.0	0.01	14x 10	1.08x 1016		2.0
Deimos	1877	23 460	1.263	0.9-2.7	0.00	8x 6	1.80x 1015		17
Jüpiter uyduları
Metis	1979	127 960	0.295	(0)	0.00	(20)	?		?
Adrastea	1979	128 980	0.298	(0)	(0)	12x8	?		?
Amalthea	1892	181 300	0.498	0.4	0.00	135x75	?		?
Thebe	1979	221 900	0.675	(0.8)	0.01	(50)	?		?
Io	1610	421 600	1.769	0.04	0.00	1.815	8.94x 1022		3.57
Europa	1610	670 900	3.551	0.47	0.01	1.569	4.8x 1022		2.97
Ganymeda	1610	1 070 000	7.155	0.19	0.00	2.631	1.48x 1023		1.94
Callisto	1610	1 883 000	16.689	0.28	0.01	2.400	1.08x 1023		1.86
Leda	1974	11 094 000	238.72	27	0.15	(8)	?		?
Himalia	1904	11 480 000	250.57	28	0.16	(90)	?		?
Lysithea	1938	11 720 000	259.22	29	0.11	(20)	?		?
Elara	1905	11 737 000	259.65	28	0.21	(40)	?		?
Ananke	1951	21 200.000	631	147	0.17	(15)	?		?
Carme	1938	22 600.000	692	163	0.21	(22)	?		?
Pasiphae	1908	23 500 000	735	147	0.38	(35)	?		?
Sinope	1914	23 700 000	758	153	0.28	(20)	?		?
Satürn uyduları
1980 S 28	1980	137 640	0.602	(0)	(0)	20 x 15	?		?
1980 S 27	1980	139 350	0.613	(0)	0.00	70 x 40	?		?
1980 S 26	1980	141 700	0.629	(0)	(0)	55 x 35	?		?
1980 S 3	1980	151 422	0.694	0.34	0.01	70 x 50	?		?
1980 S 1	1980	151 472	0.695	0.14	0.01	110x 80	?		?
Mimas	1789	185 520	0.942	1.53	0.02	195	3.8x 1019		1.7
Enceladus	1789	238 020	1.370	0.02	0.00	250	8.4x 1019		1.24
Tethys	1684	294 660	1.888	1.09	0.00	525	7.55x 1020		1.26
1980 S 13	1980	294 660	1.888	(0)	(0)	(12)	?		?
1980 S 25	1980	294 660	1.888	(0)	(0)	15x 10	?		?
Dione	1684	377 400	2.737	0.02	0.00	560	1.05x 1021		1.44
1980 S 6	1980	377 400	2.739	0.2	0.01	18x 15	?		?
Rhea	1672	527 040	4.518	0.35	0.00	765	2.49x 1021		1.33
Titan	1655	1 221 860	15.945	0.33	0.03	2.575	1.35x 1023		1.88
Hyperion	1848	1 481 000	21.277	0.43	0.10	175x 110	?		?
Iapetus	1971	3 561 300	79.331	14.72	0.03	720	1.88x 1021		1.21
Phoebe	1898	12 952 000	550.48	175.3	0.16	110	?		?
Uranüs uyduları
Cordelia	1986	49 750	0.35	(0.14)	(0)	(15)	?		?
Ophelia	1986	53 760	0.376	(0.09)	(0.01)	(15)	?		?
Bianca	1986	59 160	0.435	(0.16)	(0)	(20)	?		?
Cressida	1986	61 770	0.464	(0.04)	(0)	(35)	?		?
Desdemona	1986	62 660	0.474	(0.16)	(0)	(30)	?		?
Juliet	1986	64 360	0.493	(0.06)	(0)	(40)	?		?
Portia	1986	66 100	0.513	(0.09)	(0)	(55)	?		?
Rosalind	1986	69 930	0.558	(0.28)	(0)	(30)	?
Belinda	1986	75 260	0.624	(0.03)	(0)	(35)	?		?
Puck	1985	86 010	0.762	(0.31)	(0)	75	?		?
Miranda	1948	129 780	1.414	3.40	0.00	235	6.89x 1019		1.35
Ariel	1851	191 240	2.520	0.00	0.00	580	1.26x 1021		1.66
Umbriel	1851	265 970	4.144	0.00	0.00	585	1.33x 1021		1.51
Titania	1787	438 840	8.706	0.00	0.00	790	3.48x 1021		1.68
Oberon	1787	582 600	13.463	0.00	0.00	760	3.03x 1021		1.58
Neptün uyduları
1989 N 6	1989	48 000	0.296	(0)	(0)	(25)	?		?
1989 N 5	1989	50 000	0.312	(4.5)	(0)	(40)	?		?
1989 N 3	1989	52 500	0.333	(0)	(0)	(90)	?		?
1989 N 4	1989	62 000	0.429	(0)	(0)	(75)	?		?
1989 N 2	1989	73 600	0.554	(0)	(0)	(95)	?		?
1989 N 1	1989	117 600	1.121	(0)	(0)	(200)	?		?
Triton	1846	355 000	5.877	157	0.00	1.350	2.14x 1022		2.07
Nereid	1949	5 513 400	360.16	29	0.75	(170)	?		?