3:19 am - Perşembe Aralık 8, 2016

Güneş Gezegenler ve Uydulardan Oluşan Sistem

Pazar, 4 Eylül 2016, 23:40 | Öğrenciye Bilgiler | 0 Yorum

Bilinen dokuz gezegen, Güneş sisteminde Güneş dışındaki kütlenin çoğunu (yüzde 99’dan fazla) içerir. Bu kütlenin yüzde 90’ı da Jüpiter ile Satürn’de bulunur. Gezegen­lerin çoğu, Güneş çevresinde çembere ya­kın yörüngelerde, hemen hemen aynı düz­lemde dolanırlar. Yalnızca Güneş’e en ya­kın gezegen olan Merkür ile en uzaktaki Plüton’un dışmerkezlikleri 0,2’den ve yö­rünge eğiklikleri de 5°’den büyüktür (dış- merkezlik, yörüngenin çembersellikten ne kadar uzak olduğunu belirtir; çemberin dışmerkezliği sıfır, parabolünki ise l’dir. Yörünge eğikliği, gezegenin yörünge düzle­mi ile Yer’in yörünge düzlemi arasındaki açıdır). Bu iki gezegen aynı zamanda en küçük iki gezegendir.

Gezegenler fiziksel yapıları bakımından iki gruba ayrılabilir. Birinci grupta Merkür, Venüs, Yer ve Mars gibi, Güneş’e daha yakın, küçük, kayaç yapılı ve daha büyük yoğunluklu gezegenler bulunur. Bunlara iç gezegenler ya da yerbenzeri gezegenler denir. İkinci grupta Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gibi, daha büyük, gaz yapılı ve düşük yoğunluklu gezegenler bulunur. Bun­lar da dış gezegenler ya da dev gezegenler olarak adlandırılır. Küçüklüğü, buzlu yapısı ve düşük yoğunluğuyla, bir gezegenden çok uyduyu andıran Plüton ise bunlardan ayrı bir yer tutar.

GEZEGENLERİN YÜZEY YAPILARI

İç geze­genler: Bunlar genellikle, dışta silikattan bir kabuk ve içte metalik bir çekirdekten oluşur. Bununla birlikte, bu gezegenler 4,5 milyar yılı aşan bir süre olarak tahmin edilen gelişim süreci içinde, son derece değişik çevre koşulları nedeniyle, yüzeyle­rinde çok farklı yapılanmalar gösterirler. İç gezegenler, benzer bileşimde olmalarına karşın, içerdikleri karbon dioksit (CO2) ve su (HjO) gibi gaz haline geçebilen madde­lerin miktarı bakımından birbirlerinden ay­rılır. İç gezegenlerin öteki ayırt edici özel­likleri, Merkür’ün yüzeyinin çok sıcak ve kraterli bir yapıda olması, Venüs’ün çok yoğun ve yüzeyini gizleyen bir atmosfer içinde bulunması, Mars’ın dev tufanlar ve hiç erimeyen buzlu yüzeyler içeren bir geçmişe sahip olması ve Yer’in okyanuslarının bulunmasıdır.

Dış gezegenler: Dış gezegenlerden Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gazlarla kaplı olduklanndan yüzey şekillerini görmek çok zordur. Kayalık yapıdaki çekirdekleri dev bir atmosferle örtülüdür. Plüton, hem çok uzak hem de çok küçük olduğundan, bu konuda pek bilgi bulunmamaktadır.

GEZEGENLERİN ATMOSFERLERİ

Geze­genlerin ve Güneş sistemindeki öteki gökci­simlerinin atmosferi, çoğu kez gaz yapıda bulunan bölümleridir. Güneş’e en yakın gezegen olan Merkür’ün belirgin bir atmos­feri yoktur. Venüs’ün, Yer’in ve Mars’ın katı bölümlerini çevreleyen ince atmosfer katmanları vardır. Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün’ün atmosferleri son derece yo­ğundur; öyle ki 1980’lerin ortalarına değin bu gezegenlerin katı bölümlerini gözlemek olanaklı olamamıştır. Ama kuramsal mo­deller bu gezegenlerin katı çekirdekleri olduğunu öngörmektedir. Plüton’un yüze­yinde de ince bir metan (CH4) gazı katmanı belirlenmiştir.

Atmosferi bulunan iç gezegenlerde, Gü­neş’e uzaklık arttıkça yüzey sıcaklıkları azalır ve yüzeydeki atmosfer basıncı düşer. Örneğin, Venüs’ün yüzey sıcaklığı 730 K (457°C) ve yüzeyindeki atmosfer basıncı 90 atmosfer kadardır (Yer’de deniz düzeyin­deki atmosfer basıncının 90 katı). Yer’in ortalama yüzey sıcaklığı 289 K (16°C) kadardır. Mars’ın ortalama yüzey sıcaklığı 218 K (—55°C) ve ortalama yüzey basıncı da 0,007 atmosferdir. Mars ve Yer atmosferi­nin sıcaklığı mevsimden mevsime değişir.

Dış gezegenlerin yüzey sıcaklıklarında gö­rülen farklılıklar, aldıkları Güneş ışınımının ve iç yapılarından gelen enerjinin farklı oluşundan kaynaklanmaktadır. Toplam ba­sıncın 1 atmosfere eşit olduğu düzeyde, Jüpiter’in sıcaklığı 166 K (-107°C), Satürn’ ün sıcaklığı 91 K (-182°C) kadardır. Uranüs ve Neptün’ün sıcaklıkları ise yaklaşık olarak 72 K’dir (-201°C). Jüpiter ve Satürn’ün sıcaklıkları, mevsimlere ve gezegen üzerindeki konuma bağlı olarak değişir. Plüton’un yüzey sıcaklığının 55 K (—218°C), yüzey basıncının 0,0001 atmosfer olduğu sanıl­maktadır.

Mars’ın ve Venüs’ün atmosferlerinin kim­yasal yapısı hemen hemen aynıdır. Venüs’ ün atmosferinde yüzde 96 karbon dioksit (CO2) ve yüzde 3,5 azot molekülü (N2) vardır. Mars’ta ise bu oranlar, yüzde 95 CO2 ve yüzde 2,7 N2 biçimindedir, ayrıca yüzde 1,6 oranında argon (Ar) vardır. Buna karşılık Yer atmosferinde, yüzde 77 azot molekülü, yüzde 21 oksijen molekülü (O2), yüzde 1 su ve yüzde 0,93 oranında argon bulunur.

Dış gezegenlerin atmosferleri genel olarak çok miktarda hidrojen molekülü (H2) ile bir miktar helyumdan (He) oluşur. Jüpiter’in atmosferinde, yaklaşık yüzde 89 oranında hidrojen molekülü, yüzde 11 helyum ve çok az miktarda da metan ve amonyak (NH3) gazlarının bulunduğu bilinmektedir. Sa­türn’ün atmosferine ilişkin ölçümler, bu oranların yüzde 94 hidrojen molekülü ve yüzde 6 helyum biçiminde olduğunu göstermektedir. Helyum miktarının, gezegenin iç kısmında daha bol olduğu sanılmaktadır. Uranüs’ün ve Neptün’ün temel olarak hid­rojen ve helyumdan oluşan atmosferlerinde yüzde 0,2 ile yüzde 4 arasında değişen oranlarda metan bulunur. Atmosferlerin tümünde sıvı damlacıkları ve asıltı durumunda katı parçacıkları vardır. Venüs’te sülfürik asit (H2SO4) yoğunlaşma­sıyla oluşan parlak bulutlar gezegeni örter. Yer’in atmosferi de sıvı ya da buz durumun­daki sudan oluşan bulutlarla yüzde 50 oranında kaplıdır. Su ve CO2 bulutlan kimi zaman Mars’ın atmosferinde de görülür. Mars’ın atmosferi, kuvvetli fırtınaların etki­siyle yüzeyden yukarıya taşman toz parçacıklarıyla doludur.

Dev gezegenlerdeki bulutlar genellikle gezegeni çevreleyen ve ekvatora paralel kuşaklar halindedir. Jüpiter’in kuşaklan, hem süreklilik hem de renk açısından hepsinden daha çarpıcıdır. Bu kuşaklara kimi zaman yerel, küçük bulutlar da eşlik eder. Bunların en iyi bilineni ve uzun bir süredir gözleneni Büyük Kızıl Benek’tir. Satürn’ün bulutlan renk ve kontrast bakımın­dan Jüpiter’in bulutlarına oranla daha belir­gindir. Jüpiter’in ve Satürn’ün atmosferlerinin en üst katmanlarındaki bulutlar, büyük bir olasılıkla amonyak buz parçacıklarıdır. Da­ha alt kısımlarda ise amonyum hidrojen sülfür (NH4HS) ve su bulunabilir. Bulutla- nn rengi, element durumundaki kükürtün ve karmaşık hidrokarbon moleküllerinin varlığıyla açıklanabilir.

UYDULAR. Güneş’in (ya da başka bir yıldızın) çevresinde dolanan bir gezegenin (ya da başka bir gökcisminin) çevresinde dolanan gökcisimlerine uydu denir. Güneş sisteminde son yıllara değin bilinen uydu sayısı 63’tür. Bunların büyüklükleri, yüzey şekilleri ve yapıları çok çeşitlidir. Jüpiter’in uydusu Ganymedes ve Satürn’ün uydusu Titan, Merkür gezegeninden büyüktür; bu­na karşılık Mars’ın uydusu Deimos çok küçük bir gökcismidir. Tahmin edileceği gibi, iç gezegenlerin uyduları da,silikat ya­pıdadır. Ay’ın da Yer’in kabuğuna çok benzeyen bir yapısı vardır. Ya­ni, daha çok demir-magnezyum silikattan oluşmuştur ve su yoktur. Mars’ın küçük uyduları Phobos ve Deimos’ta, önemli ölçüde silikat bileşikleri vardır. Bunların, yörüngeye yakalanmış küçük gezegenler olduğu sanılmaktadır. Jüpiter’in uyduları biraz daha karmaşık bir yapı gösterir.

Galilei uydularından olan İo, jeolojik ola­rak Güneş sisteminin en etkin gökcismi olarak bilinir. İo yörüngesinde dolanırken Jüpiter’e yaklaştığında, Jüpiter’in ve kendi­sinden daha dıştaki uydu olan Europa’nm kütleçekimi alanlarının etkisiyle, sürekli olarak çekilir ve itilir. Europa da silikat yapıdadır; ancak spektroskopik incelemeler bu uyduda buz halinde su bulunduğunu göstermektedir. Bu nedenle Europa çok daha parlaktır. Ganymedes’te öteki birkaç Galilei uydusundan daha fazla su vardır. Kallisto’daki su oranı Ganymedes’ten de fazladır ve jeolojik süreç içinde çok az kabuk değişimine uğramıştır. Daha içte, küçük bir uydu olan Amaltheia yörüngeye yakalanmış bir küçük gezegen olabilir. Bu uydu da büyük bir olasılıkla silikat yapıda­dır. Jüpiter’in dıştaki uyduları daha küçük­tür. Bunların bazıları geri hareketli yörün­gelerde dolanırlar. Bunların da Jüpiter tara­fından yörüngeye yakalanmış küçük geze­genler olduğu sanılmaktadır.

Satürn’ün Titan dışındaki uydularının yo­ğunluğu 0,4 gr/cm3 dolayındadır. Titan, gerçek bir atmosferi olan tek uydudur. Sıvı metan damlacıkları ve belirlenemeyen baş­ka kimyasal maddelerden oluşmuş bulutlar yüzeyini örter ve uydu kırmızı-turuncu renkte görünür. Metanın Titan’da oynadığı rol, büyük bir olasılıkla suyun yeryüzündeki rolüne benzer. Büyük olasılıkla, atmosferin üst katmanlarından sıvı hidrokarbonlar ya­ğar ve bu, yüzeyde 100 m kalınlığında katranımsı bir katman oluşturur.

Uranüs’ün Umbriel dışındaki en büyük uyduları, Satürn’ün en büyük uydularıyla aynı özellikleri gösterir. Bunların da, çok küçük bir bölümü kayalık, büyük bölümü ise buzlu yapıdadır. Kayalık bölümler, iç etkinlikler sonucunda şekillenmiştir. Örne­ğin, Miranda’da ve Ariel’de çökme sonucu ortaya çıkan uçurumlar ve derin çukurlar bulunur. Buna karşılık Oberon’un yüzeyi lav türünden maddelerle kaplıdır.

Neptün’ün uydularının yüzey şekilleri da­ha az bilinir. Bunların en büyüğü olan Triton’da ölçülebilecek miktarda metan ga­zı vardır ve yüzey basıncı 0,0001 atmosfer dolayındadır. Bu atmosferin, Güneş ışınımı etkisiyle, yüzeydeki metan buzlarının kıs­men erimesinden oluştuğu sanılmaktadır. Güneş sisteminin daha dıştaki buzlu yapıda­ki uydularında da büyük bir olasılıkla aynı olay gerçekleşmektedir. Ama bu uyduların kütleçekimi kuvvetleri Triton kadar büyük olmadığından, oluşan gazı tuta­mazlar.

 2017 YGS Soruları ve Yorumlar İçin Tıkla

Yorum Yazın

Yararlı Bağlantılar