Gezegenler hakkinda tüm bilgiler!

[Turania™]

MERKÜR

Çiplak gözle görülebilen gezegenler arasinda en az dikkat çeken Merkür’dür. Büyük olasilikla onu görmemis birçok insan vardir çünkü onu görebilmek için dogru saatte dogru yere bakmak gerekir. Sehirlerde ve endüstri bölgelerinde yasayan kisilerin onu görebilme sansi neredeyse hiç yoktur.(bütün sehrin elektrikleri kesilmedikçe)



Merkür aslinda birçok yildizdan hatta Sirius’tan bile daha parlak olabilir. Sorun onu asla karanlik bir zemin üzerinde göremememizdir. Durumu zorlastiracak sekilde her zaman Günes’e çok yakin bir yerdedir. Dolayisiyla çiplak gözle görülebilmesi sadece günbatimindan hemen sonra batida ve gün dogumundan hemen önce doguda ufka çok yakin bir noktadayken olanaklidir. Merkür bir yil içinde çiplak gözle ancak onbes-yirmi görülebilir.



Eski arastirmacilarinda farkinda olduklari gibi güneye inildikçe Merkür’ün görülmesi kolaylasir. Ilk zamanlarda sabah Merkür’ü ile aksam Merkür’ünün iki farkli gök cismi olmasi gerektigi düsünülüyordu; ama sonradan ikisinin ayni oldugu anlasildi. Gezegen çok hizli hareket ettiginden ona “tanrilarin habercisi” Hermes’in adi verildi. Yunan tanrisi Hermes Roma tanrilarindan Merkür ile özdeslestirilir.



Yakin geçmise kadar Merkür’ün yüzey sekilleri hakkinda çok az sey biliniyordu. 4870 km kadar olan çapiyla oldukça küçüktür; Günesten ortalama uzakligi 58.000.000 kilometredir yani Dünyaya 80.000.000 kilometreden fazla yaklasamaz. Aslin yüzeyiyle ilgili tüm bilinenler tek bir uzay aracinin yani 1973 ve 1974’te üç ölçüm yapmis olan Mariner 10’un gönderdigi verilere dayanir.



Hareketlerini ve kütlesin belirlerken bir sorunla karsilasmiyoruz. Merkür’ün Günes etrafindaki dolanim süresi yani bir Merkür yili 88 Dünya günüdür; çapi da daha önce belirttigim gibi 4870kmkadardir. (Karsilastirma yapilabilmesi açisindan Ay’imizin çapi 3472 km.dir. ) Kütlesi ise Dünyanin kütlesinin 038’i kadardir. Dünyadaki agirligimiz 80 kg ise Merkür’de bu 20 kiloya düser.



Mariner 10’un dillere destan yolculugundan önce Merkür’ün yüzeyinde Ay’daki gibi daglar ve kraterler oldugu düsünülüyordu ama bu konuda kesin bir bilgi yoktu. Küçük ve uzak oldugunu bir kenara atsak bile Merkür Dünya’dan gözlemlenmeye uygun bir gök cismi degildir. Bize en yakin oldugu anda yani alt kavusum noktasindayken karanlik yüzü bize dönüktür ve evre büyüdükçe görünen çapi küçülür. Dolun oldugunda günesin arkasindadir ve kesinlikle görülemez. Teleskopla çalisan gözlemciler hep bu tür zorluklarla ugrasmak zorunda kalirlar.



Sistemli olarak yürütülen gözlemlerin ilki. 18. yüzyilin sonlarina dogru William Herschel tarafindan gerçeklestirilmis ama pek de basarili bir sonuç elde edilememisti. Yine ayni tarihlerde Alman J. H. Schöter teleskopla yaptigi gözlemler sonucunda Merkür’ün yüzeyinde yükselen daglar gördügünü öne sürdü; her ne kadar Schöter’e saygimiz sonsuz olsa da ve dürüstlügünden süphe etmesek de bu sonucu ciddiye almamiz pek mümkün degil. Sonra sira enerjik bir Italyan olan Giovanni Virginio Schiaparelli’ye geldi. 1881’de basladigi seri gözlemlerini 1889 yilina kadar sürdürdü. Milan’da yaptigi çalismalarinda 22 ve 50 santim açiklikli mercekli teleskoplar kullandi.



Merkür’ün çiplak gözle görülebildigi anlarda ufka çok yakin bir noktada bulundugunu ve bu yüzden gözlem kosullarinin elverissiz oldugunu süphesiz Schiaparelli de biliyordu. Bu durumda tek seçenek Merkür’ün tepede oldugu anlarda yani gün isiginda gözlem yapmakti. Schiaparelli de bu yöntemi kullaniyordu; hatta gezegenin aydinlik ve karanlik alanlar olarak adlandirdigi bölgelerini gösteren bir haritasini bile çikarmisti. Ayrica Merkür’ün dolanim süresi ile dönme süresinin esit oldugunu(88 Dünya günü) yani gezegenin hep ayni yüzünün günese dönük oldugunu öne sürdü.



Ama gezegenin bir yarisinin sürekli aydinlik diger yarisinin ise sürekli karanlik oldugunu söylemek dogru olmaz çünkü Merkür’ün yörüngesi dairesel degil dikkat çekecek kadar dismerkezli bir elipstir. Günes’ten uzakligi günberi noktasinda 458 milyon km günöte noktasinda 852 milyon km olmak üzere iki deger arasinda degisiyordu. Bu da dönüs hizi degismezken yörüngesel hizin degistigi anlamina gelir. Yani yörüngedeki konum ve dönüs miktari zaman zaman birbirlerine ayak uyduramazlar. Sonuçta Merkür tipki ay gibi yavasça öne arkaya dogru sallanir. Bu duruma sallanti (librasyon) adi verilir. (Bu konuda IV. Bölüm’de “Ay” konusunda daha ayrintili olarak bahsedilmistir.) Bun durumda Merkür üzerinde sürekli gündüz olan bölge sonsuza kadar karanlik olan bir bölge ve bu ikisinin arasinda Günes’in ufukta bir görünüp bir kayboldugu ince bir alacakaranlik olacaktir. (Alacakaranlik kusagi Merkür’ün dayanilabilir sicakliga sahip tek bölgesidir.)



Antoniadi 1934’te Merkür hakkinda içinde gezegenin yüzey haritasinin da bulundugu bir kitap yayinladi. Bu kitapta tartisilabilir pek çok konu vardi bunlardan birisi de Merkür’ün fark edilebilir bir atmosfere sahip oldugu iddiasidir. Bu ilk bakista pek olabilirmis gibi görünmüyor. Bir gök cisminin atmosfer tutabilmesi iki etkene baglidir: Sicaklik ve kurtulma hizi. Pek degismeyen sicakligi ve saniyede 112 kilometrelik kurtulma hizi ile Dünya kalin bir atmosfer tutabilmektedir. Ay ise 24 olan kurtulma hizi yüzünde bu konuda basarisizdir. Merkür’ün kurtulma hizi saniyede 42 kilometredir ki bu da büyük bir olasilikla sinir degere çok yakindir. Ama gezegen çok sicak oldugundan ve sicaklik arttiginda atmosferdeki moleküllerin hizlari artacagindan bu moleküllerin kaçma olasiliklari da artacaktir.



Antoniadi Merkür üzerinde sik sik kararmalar görüldügünü ve Merkür’ün bulutlarinin Mars’inkilere göre daha yogun ve etkili oldugunu; bu bulutlarin bazen günlerce yok olmayip “Solitudo Criophori” gibi karanlik bölgelerin durduklarini iddia etmisti. ama ne yazik ki bulutlarinin kalici oldugu süpheli.



Peki o zaman hayat var miydi? Antoniadi bu konuda “Merkür’ün kutuplarina yakin bölgelerinde mikrop gibi az gelismis hayat biçimleri yoktur diyemeyiz her ne kadar olmayabilirlerse de bu mümkün” diyor. Kitabinda geçtigi sekliyle Merkür’ü tarif edisine bakmak ilginç olabilir.



Akla yatkin ama ne yazik ki tamamen yanlis. Bu gün bu betimlemenin Merkür’e zerre kadar bile benzemedigini biliyoruz. Son otuz yilda yapilan kesifler Merkür’ün pek misafirperver olmadigini gösteriyor.



Merkür’ün gerçek yüzüne dair ilk bilgi 1962 yilinda W.E. Howard ve meslektaslarinin Michigan’da yaptiklari çalismalar sonucu alindi. Merkür’den yansiyan uzun dalga isinimlari (kizilötesi isinlar) ölçen ekip gezegenin karanlik yüzünün hiç günes isigi almamasi durumunda olmasi gerektigi kadar soguk olmadigi sonucuna vardi. Daha sonra Rolf Dyce ve Gordon Pettengill tarafindan yürütülen ve Porto Riko’nun Arecibo kentinde dogal bir çanak içine yerlestirilmis güçlü bir yansitici kullanilan radar çalismalarindan da bu iddiayi destekleyici sonuçlar elde edildi.



Merkür küçük ve anlasilmasi zor bir hedefti ama 1960’larin ortalarinda radar menzili içine girmisti. Sinyaller dönmekte olan bir cisimden geri yansidiklarinda elde edilen yanki dönüstürülerek cismin dönme hizi bulunabilir. Arecibo ekibi dönme süresinin 88 degil 587 Dünya günü oldugunu buldu. Yani sürekli günes alan bölge veya sonsuza kadar gece olan bir bölge yoktu ayrica alacakaranlik kusagi da yoktu.



Merkür’ün Günes sisteminin ilk zamanlarinda su andakinden daha hizli dönüyor oldugu ve Günes’in çekim kuvveti tarafindan yavasladigi varsayimi son derece mantiklidir. Ama rastlanti sonucu olup olmadigi belli olmayan garip bir iliski daha vardir. En basitinden de olsa matematiksel arastirmalara girmek istemiyorum dolayisiyla elimden geldigince kisa bir biçimde durumu özetlemeye çalisacagim:



1. Merkür’ün kavusum dönemi ortalama 116 Dünya günüdür.



2. Dönme süresi (587 Dünya günü) dolanim süresinin üçte ikisine esittir(88 Dünya günü)



3. Merkür’de iki Günes dogusu arasindaki süre 176 Dünya günü yani 2 Merkür yilidir

.



4. Bu aralik yani 176 Dünya günü kavusum döneminin yaklasik 15 katidir.



5. Buradan çikacak sonuç söyledir: Her üç kavusum döneminden sonra Merkür’ün ayni yüzü ayni evreyi geçirecektir.



6. Simdi de rastlantisal olan duruma bakalim. Tabii böyle bir rastlanti olabilirse! Merkür’ün üç kavusum dönemi toplami yaklasik bir Dünya yili etmektedir. Netice olarak Merkür’ü gözlemlemek için en uygun zaman her üç kavusum döneminde bir gerçeklesmektedir. Simdi besinci maddeye tekrar bakalim. Sizin de farkettiginiz gibi Merkür’ün gözleme en uygun oldugu anlarda hep ayni yariküreyi görüyoruz. Yani yüzey üzerinde hep ayni konumda olan ayni izler.

En son Turania™ tarafından C.tesi 5 Mayıs - 10:32 tarihinde değiştirildi, toplamda 1 kere değiştirildi

[Turania™]

Bundan baska Merkür takvimi de oldukça tuhaftir. Daha önce bahsettigim gibi belirgin bir sekilde dis merkezlidir. Bu nedenle yörüngesel hizi günberi noktasinda saniyede 58 km günöte noktasinda saniyede 38 km olmak üzere iki deger arasinda degisir. Dünya gibi ekseni 23.5 derece egik olan bir gezegenin yaninda Merkür’ün 2 derece kadar olan eksenel egimi ihmal edilebilir; bu da demektir ki Merkür yörüngesine göre ‘dik’ bir sekilde dönmektedir. Merkür günberi noktasinin yakinindayken yörünge açisal hizi sabit olan dönme asisal hizini geçer. Bu durumda Merkür üzerindeki bir gözlemci Günes’in yavasça geriye devindigini yani ters yönde hareket etmeye basladigini görür. Her günberi döneminde tekrarlanan ve Günes’in daha küçük çapta göründügü bu süreç 8 Dünya günü kadar sürer. Daha sonra Günes ‘kizgin kutup’ diyebilecegimiz bir noktanin üzerinde asili gibi kalir. Merkür’de iki tane kizgin nokta vardir; gezegen günberi noktasina eristiginde bunlardan biri veya öbürü tam bir günes isinin tahribine maruz kalir. Bu isinim yogunlugu isinimlari 90 derecelik bir açiyla alan bölgelerin aldiginin 2.5 katidir.



Varsyalim ki ikisi de Merkür’ün ekvatorunda bulunan iki gözlemci var; ama ikisi de birbirlerinden boylamsal olarak 90 derece uzaktalar. Gözlemci A bir kizgin kutupta bu durumda Merkür günberi noktasindayken gözlemcinin basucunda baska bir deyisle tam tepesinde olacaktir. Yani Günes Merkür günöte noktasina yaklastiginda dogacak ve görünen çapi en küçük halinde olacaktir. Günes gözlemcini basucuna yaklastiginda yavaslayacak ve çapsal olarak büyüyecektir. Basucunu geçtikten sonra ise duracak ve ters yönde hareket etmeye baslayacaktir; tekrar normal hareket yönünde dönene kadar 8 Dünya günü geçecektir. Dogduktan 88 Dünya günü sonra ufukta batmak üzere oldugundaysa çapi iyice küçülmüs olacaktir.



90 derece uzakta olan Gözlemci B ise Günes’i en büyük haliyle doguyor olarak gördügünde Merkür de günberi noktasinda olacaktir. Son derece garip olan bu gün dogumunda Günes görüs alanina girdikten hemen sonra neredeyse hiç görünmez oluncaya kadar tekrar batar. Daha sonra ise gökyüzünde yükselmeye baslar ve gözlemcinin basucuna yaklastikça küçülür. Tam tepesinden geçerken herhangi bir ‘havada asili kalma durumu’ olmaz; ama günbatimi biraz uzun olacaktir. Merkür tekrar günberi noktasina geldiginde Günes bir an için ufukta yok olup sonra sanki veda etmek için geri dönmüs gibi ortaya çikacak ve nihayet 88 Dünya günü boyunca tekrar dogmamak üzere batacaktir.



Garip olan bir baska durum ise yildizlarin gökyüzünde Günes’in ortalama hizindan üç kat daha hizli hareket etmeleridir. Bir Merkürlü bu olan biteni anlamlandirmak için ne kadar ugrasacagini düsünmek bile sikinti verici!



1960’larin sonlarinda Merkür’ün pek de bizim tahmin etmedigimiz bir yer oldugunu ögrenmis ama hala yüzey sekilleri hakkinda kesin bir bilgi edinememistik. Yillar içinde çizilen çesitli haritalarda Antoniadi’nin haritasina yeni bir sey eklenememisti. Bir sonraki adim 1973’te Mariner 10’un yani Merkür’ü ziyaret eden ilk ve simdilik tek uzay sondasinin firlatilmasiyla atildi.



3Kasim’da yola çikan sonda Venüs’le 5Subat’ta gerçeklesen karsilasmasina dogru salinarak ilerlemeden önce Ay’in birkaç kaliteli pozunu çekti. Venüs’e 5800 km uzakliktan geçerken gezegenin çekim-yardimiyla kendisini 29Mart’ta Merkür’ün yakinindan geçirecek olan yörüngede ilerledi. Böylece Merkür’ün yüzeyindeki kraterleri ve daglari gösteren ilk fotograflar tahmin edilenden bes gün önce Mariner henüz gezegenden 4800000 kilometre uzaktayken alindi. Uzay araci gezegene en fazla yaklastigi geçisten sonra Günes etrafinda bir kez dönerek geri geldi ve 21Eylül’de Merkür’ün yanindan bir kez daha geçti. Üçüncü randevu 16 Mart 1975’teydi; ama bu arada araçtaki cihazlarin gücü de tükenmeye baslamisti. 24Mart’ta araçla olan baglanti kesildi. Mariner 10’un hala Günes etrafinda dönmekte oldugundan ve düzenli olarak Merkür’ün yanindan geçtiginden hiç süphe yok; ama bununla beraber bir gün onunla tekrar baglanti kurabilme olasiligi da yok.



Tabii ki tüm yüzeyin haritasini çikaramazdi. Her geçiste hep ayni bölge günes aliyordu. (Antoniadi’nin haritasinda Solitudo Hermae Trismegisti olarak gösterilen alan ise görünmüyordu.) Bugün bile yüzeyin yarisindan azinin haritasi çikarilabilmis durumda. Ama bunun yani sira geri kalan kismin da bundan çok farkli olabilecegini düsünmemizi gerektiren herhangi bir neden yok.



Mariner 10’dan aldigimiz bilgilere göre Merkür yüzeyi ilk bakista Ay yüzeyine çok benziyor; ama ayrintili olarak incelendiginde bazi önemli farkliliklar oldugu görülüyor. Merkür’de Ay üzerindeki gibi bizim yanlis oldugunu bildigimiz halde deniz demeyi sürdürdügümüz genis lav düzlükleri bulunmaz. Ama içinde yer alan kraterciklerden dolayi biraz engebeli ve hepsi asagi yukari ayni seviyede olan dalgali alanlar vardir. Ayrica dalgali uçurumlar adlandirabilecegimiz yüzlerce kilometre boyunca uzanan yilankavi izlere rastlanir. Bu izler dönen yapilariyla Ay yüzeyine hiçbir olusuma benzemez. En çok göze çarpan yüzey sekli Caloris Havzasi’dir. Günberi döneminde Günes’in tam tepede bulundugu kizgin kutuplardan birinde oldugu için Caloris adi verilen havza 1300 kilometrelik bir alani kaplar. Havzanin etrafi 15-2 kilometre yüksekligindeki dag halkalariyla çevrelenmistir.



Kraterlerden bazilari oldukça büyüktür; sözgelimi Beesoven’in çapi yaklasik 650 kilometredir. Çaplari 20 kilometreyi geçmeyen küçük kraterler -digerlerinin ortalarinda tepeler varken ve kenarlari kat kat yükselirken- düzgün birer çanak seklindedirler. Ayrica Ay’dakilere benzer isinsal kraterler de vardir. Mariner 10’un gezegene yaklastiginda tespit ettigi ilk sekil bunlardan biri olmustur. Bu kratere simdi uzay çalismalarinda öncülük etmis olan Gerard Kuiper’in anisina Kuiper adi verilmistir. Kuiper krateri yaklasik 65 km genisligindedir.



Bilindigi üzere su anda Merkür’de hiçbir faaliyet yok. Kraterler bir sekilde olusmuslar; ya çogu gök bilimcinin inandigi gibi göktasi bombardimanlariyla ya da küçük bir azinligin iddia ettigi gibi içsel tepkimelerle. Uzun zaman önce bir çok volkanik faaliyet görülmeli tabii ki. Yapilan hesaplarla Caloris Havzasi’nin yasi yaklasik 400 milyon yil olarak belirlenmistir; ayrica esas aktif dönem de Havza’nin olusumundan kisa bir süre sonra erismistir. Bugünkü Merkür bombos hiç degismeyen bir yerdir.



Atmosferin beklenildigi gibi önemsenmeye degmez oldugu kanitlanmistir. Atmosferinin basinci bir milibarin milyarda biri kadar bile degildir. Içerdigi ana element büyük bir ihtimalle günes rüzgârlariyla tasinmis olan helyumdur. Daha da sasirticisi Merkür’de zayif ama ölçülebilir bir manyetik alanin tespit edilmis olmasidir. Bizimkiyle ayni türden olan bu alan Dünya’nin manyetik alaninin yüzde biri kadar güçlüdür. Manyetik eksen dönüs eksenine göre 14 derece daha egiktir. Bir manyetik alanin varligi Merkür’ün göreceli olarak büyük (Ay’dan bile büyük olabilecek) ve agir bir demir çekirdege sahip oldugu anlamina gelir. Erimis veya kati olabilecek olan çekirdegin -hakkinda herhangi bir bilgi yok- üzerindeki kabuk tabakasi da birkaç metre çökerek ‘regolit’ olarak adlandirilan olusuma neden olmustur.



1991’de Mariner sonuçlarina degil çalismalarini New Mexico’daki radarlarla sürdüren gökbilimcilerin elde ettigi verilere dayanan çok sasirtici bir açilama yapildi. Burada Very Large Array (VLA) olarak adlandirilan çok genis bir alana yayilmis 27 antenden olusan bir sistemle karsilasiyoruz. VLA ile -özellikle diger araçlarla birlikte kullanildiginda- çok yüksek ayrim elde edilebilir. Bu çalisma sirasinda hedef olarak Merkür seçilmis ve gezegenin kuzey kutbu yakinlarindan alinan yankilar düpedüz ‘buz’un varligini gösterdigi bulunmustur!



Merkür gibi bir gezegende buzul bulunabilecegi pek tahmin edilemezdi. Ancak kutuplara yakin zeminleri hep gölge olan ve oldukça soguk olmasi beklenen bazi kraterle de var. Bununla birlikte itiraf etmeliyim ki Merkür’de hiç bir zaman su bulunamamis gibi görünüyor; su olmadan buz da olmaz.



Amatör bir gözlemci söz konusu oldugunda Merkür’den pek fazla bir sey beklenmemesi gerektigini kabul etmeliyiz. Ilgi çekebilecek tek sey gezegenin evrelerini izlemek ve dairesel dis kenarin veya gün isigi alan bölge ile karanlik bölge arasindaki ara çizginin durumunu not etmek olabilir.



Günes’in tam önünden geçisi hep Mayis ve Kasim aylari içinde gerçeklesir. Sözgelimi bir önceki geçis 6 Kasim 1993’te gerçeklesmistir. Günümüze en yakin geçis ise 15 Kasim 1999’da olmus0.



Geçis sirasinda Merkür çiplak gözle görülmeyecek kadar ufaktir; gözlem ancak bir teleskop projektör olarak kullanilarak yapilabilir.

[Turania™]

VENÜS





Günes’e uzaklik bakimindan ikinci gezegen olan Venüs Merkür’den oldukça farklidir. Aslinda aralarindaki tek ortak nokta ikisinin de çok sicak olmasidir. 12.104 kilometrelik çapiyla Venüs neredeyse Dünya ile ayni boyuttadir. Günes isigini mükemmel bir sekilde yansitir. Rastlanti sonucu yanimizdan geçen göktaslarini ve kuyruklu yildizlari saymazsak Ay’dan sonra Dünya’ya en yakin dogal gök cismi Venüs’tür. Günes etrafinda neredeyse dairesel bir yörüngede döner. Günes’ten ortalama uzakligi 108.000.000 kilometredir yani bize en yakin oldugu anda topu topu Ay’in yüz kati kadar uzaktadir. En parlak oldugu zamanlarda göz alici bir görüntüsü vardir.

Venüs de Merkür gibi gökyüzünde Hep Günes’le ayni tarafta bulunur; ancak o ve Günes arasindaki açisal uzakligin 47 dereceye kadar çiktigi olur. Yani bu Venüs’ün günbatimindan sonra veya gündogumundan önce bes buçuk saat kadar görülebildigi zamanlar oldugu anlamina gelir. Bu durumda onu karanlik zemin üzerinde muhtesem bir sekilde parildarken görebiliriz. Eskilerin ona Güzellik Tanriçasi’nin ismini vermis olmalari hiç de sasirtici degil dogrusu.

Ama ne yazik ki teleskopla bakildiginda hayal kirikligina ugranir çünkü gerçek yüzeyi kalin ve bulutlu atmosferinin arkasinda kalir. Venüs üzerinde Mars’taki gibi sert ve keskin izlerin olmayisi dikkat çekicidir. Üstelik Dünya’ya en yakin oldugu zaman yani iç kavusum konumundayken karanlik yüzü bize dönüktür. Bu durumda çok nadir olarak gerçeklesen geçisler disinda onu göremeyiz bile. Dolun oldugu zamanlarda ise Günes’in öteki tarafindadir; Günes’in arkasindayken onu görebilmek gibi bir durum söz konusu bile degildir tabii ki. En parlak oldugu an günes isigi alan yüzünün yüzde otuzunun bize dönük oldugu zamandir. Ideal kosullar altinda keskin gözlü insanlar hilâl asamasindaki evreyi görebilirler tabii ki iyi bir dürbünle son derece kolay görülür.

Venüs’ün evreleri uzun bir süredir biliniyordu. Galelio 1610 evrelerle ilgili kayitlar tutmustu. Zaten Venüs’ün hareketleri kesin bir sekilde biliniyor oldugundan evreler tahmin edilebilirlerdi. Ama ilk olarak 18. yüzyil sonlarinda enerjik Alman gözlemci Johann Schörter’in kuram gözlem nadiren çakisir. Schörter dikotomi evresini yani Venüs’ün tam yarim daire oldugu zamani dikkatle ölçtü. Sonuçlar son derece sasirticiydi. Venüs aksamlari görüldügünde yani küçülürken dikotomi hep erken; sabah ortaya çiktigindaysa yani evre büyürken de hep geç oluyordu. Üstelik bu zitlik bir görünüsten digerine degisiyordu. Hiç kuskusuz bunun sorumlusu Venüs’ün atmosferidir. Amatörlerin bu konuda yapacaklari çalismalar son derece ilginç olabilir. Venüs’ün atmosferi ilk olarak 1761yilinda Rusya’nin ilk ünlü gökbilimcisi sayilan M.V. Lomonsov tarafindan bulunmustur. Venüs’ün Günes’in tam önünden geçtigi o yil Lomonsov gezegeninin kenar çizgisinin kabarik göründügünü farketmisti. Çok iyi ifade ettigi bu durum oldukça kalin bir atmosferin varligini gösteriyordu.

Venüs’ün geçisleri çiplak gözle bakildiginda son derece ilginç görünür daha dogrusu görünürmüs çünkü geçislerin en sonuncusu 1882 yilinda gerçeklesti. Geçisler aralarinda sekiz yil olan çiftler seklinde görülür bir sonraki çifte kadar bir asirdan fazla zaman geçer. Sözgelimi 1874 ve 1882’de gerçeklesmis olan geçisler 2004 ve 2012 yillarinda gerçeklesecek olanlar izleyecektir.

Ikinci kraliyet gökbilimcisi olan Edmond Halley on yedinci yüzyilda daha önce James Gregory tarafindan önerilmis bir fikri gelistirdi. Gregory Venüs geçislerinin gök biriminin yani Dünya ile Günes arasindaki uzakligin ölçülmesi amaciyla kullanabilecegi düsünüyordu. Bunun içinde Venüs’ün Günes’in önünden geçecegi anin tam olarak hesaplanmasi ve ayrica Dünya üzerindeki birçok noktadan gözlem yapilmasi gerekiyordu. Su anda bu yöntem tamamen kullanim disi oldugundan daha ayrintili anlatmanin hiçbir anlami yok. Ancak siyah damla olarak adlandirilan bir etki yüzünden kesin bir sonuç elde edilememistir. Venüs Günes’in önünde ilerlerken arkasinda siyah bir serit birakir; bu serit geçis basladiktan bir süre sonra yok olur. Bu etkiyi yaratan yine Venüs’ün atmosferidir ve ortadan kaldirilmasi gibi bir sey söz konusu degildir. 1874 ve 1882 yillarindaki geçisler son derece iyi gözlemlenmis ama tatmin edici sonuçlar alinamamistir. Günümüzde Günes’le aramizdaki mesafeyi ölçebilecegimiz çok daha kullanisli yollar oldugu için gelecek geçis çifti eskisi kadar önem tasimiyor. Ama yine de ben 8 Haziran 2004’ü iple çekiyorum!

Venüs çok nadir olarak bir yildizin önünden geçerek onun görülmesini engeller; böyle oldugunda yildiz soluklasir ve birkaç saniye titrestikten sonra kaybolur. Bu titresmenin sebebi tutulmasindan hemen önceki isigin bize Venüs’ün atmosferinden geçerek gelmesidir. Bu etkiyi 7 Temmuz 1959’da Venüs Leo (Aslan) takimyildizindan Regulus’un önünden geçmistir. Venüs daha uzunca bir süre büyük bir yildizin önünden geçmeyecek.

Venüs’e teleskopla baktiginizda güçlü bir teleskop kullaniyor olsaniz bile parlak bir yuvarlaktan çok daha fazlasini göremezsiniz. Sansliysaniz birkaç gölgelik kesfedebilirsiniz; ama izler çok bulanik görünür dis hatlari da belirsizdir. Hizli bir sekilde yer degistirdiklerinden onlarin Venüs’ün yüzey sekilleri olmadiklarini anlariz; gördüklerimizin Venüs’ün atmosferinin üs kisimlarindaki bulutlardir ve sonuçta bize pek bir bilgi vermezler. Normal fotograflar isimize yaramazken morötesi isinlarla çekilmis olanlarda bazi çizgi sekiller görünür. 1962’ye yani gezegenin yanindan bir uzay aracinin ilk kez geçisine kadar Venüs hakkinda neredeyse hiçbir sey bilinmiyordu.

O zamana kadar yapabilecegimiz tek sey atmosferin üst tabakasini spektroskop kullanarak incelemekti. 1930’larda atmosferin bizim atmosferimizden oldukça farkli oldugu ve çogunlugunu agir bir gaz olan karbondioksitin olusturdugu saptanmisti. Bu gazin yükselmesi degil alçalmasi beklendiginden mantiksal olarak atmosferin gezegenin yüzeyine kadar tamamen karbondioksit-ten olusmasi gerekiyordu. Bu da Venüs’ü gerçekten çok sicak bir gezegen yapacak olan sera etkisine yol açardi. Peki bu durumda Venüs’te deniz olabilir miydi?

Oldugunu düsünenlerden biri (yaptigi çalisma ona bir Nobel Ödülü kazandiracak kadar basarili olan) Isveçli kimyager Svante Arrhenius Venüs’ün Dünya’nin yaklasik 200 milyon yil önce geçirdigi Kömür Ormanlari’nin olustugu ve en gelismis canli biçiminin amfibyumlar oldugunu hatta henüz dinozorlarin bile uzak bir gelecege ait oldugu Karbonifer Dönem’i yasadigini iddia ediyordu. Arrhenius’a göre: “Hiç kuskusuz Venüs yüzeyinin büyük bir kismi Dünya’dakilere benzeyeniçinde kömür yataklarinin olustugu ama yaklasik 30 derece daha sicak olan batakliklarla kaplidir. Ona belirli bir renk verecek biçimde toz kalkmaz; disardan sadece bulutlardan yansiyan sasirtici beyazlik görülür. Bu da gezegene dikkat çekici ve göz alici parlak beyaz görüntüsünü verir. Atmosferin en üst tabakasindaki güçlü hava akimlari ekvator ve kutuplar arasindaki sicaklik farkini neredeyse ortadan kaldirir. Yani Dünya’nin en sicak oldugu dönemlerdeki kosullara benzer sekilde gezegen üzerinde tek tip bir iklim sürmektedir.

Venüs üzerindeki sicaklik bol ve bereketli bir bitki örtüsünü engelleyecek kadar yüksek degildir. Her tarafta ayni iklim kosullari hüküm sürdügü için degisen çevre kosullarina uyum saglama gibi bir durum söz konusu degildir. Sadece çogu bitkiler alemine ait olan gelismemis canli türleri bulunacaktir. Tüm gezegen üzerindeki organizmalar da az çok ayni türden olacaktir. Bitkisel süreç yüksek sicaklik yüzünden hiz kazanacaktir. Dolayisiyla organizmalarin büyük bir olasilikla kisalacaktir. Bitkilerin cansiz gövdeleri açik havada bulunuyorsa hizla çürüyecek ve bogucu gazlar yayacaktir. Nehirler tarafindan tasinan çamurun içine gömülü olurlarsa hizla küçük kömür parçalarina dönüseceklerdir. Bunlar da daha sonra yeni katmanlarin yaptigi basinç ve yüksek sicaklik sonucu grafit taneleri haline geleceklerdir...

Sicaklik Venüs’ün kutup bölgelerinde gezegenin ortalama sicakligindan 10 derece kadar düsük olacaktir. Oralardaki organizmalar diger yerlerdekilerden daha üst düzey bir gelisim göstereceklerdir. Ayrica böyle bir kiyaslama yapilabilirse gelismislik ve kültür açisindan daha üstün olacaklardir. Bu gelismis tür kutuplardan ekvatora dogru asamali olarak yayilacaktir. Daha sonra sicaklik düsecek kalin bulutlar ve dolayisiyla kasvetli hava dagilacak ve belki bir gün Dünya üzerindeki hayat tekrar eski basit türlere dönmüsken veya yok olmusken Venüs’te bizim ölümlü gözlerimizin alisik oldugu bir bitki veya hayvan türü ortaya çikacaktir. O zaman da Venüs göz alici parlakligi sayesinde elde ettigi Babilli söhretin yani Gökler Kraliçesi payesini Günes sistemindeki üst düzey varliklari barindirisiyla gerçekten hak edecektir.”

Gerçekten de büyüleyici bir tablo. Ancak gezegenin üzerinde bir damla bile su bulunmayan kupkuru bir çöl olabilecegi fikri de var. 1950’li yillarda bu iki görüs de geçerliligini koruyordu ayrica bazi alisilmadik fikirler de vardi. Sözgelimi Sir Fred Hoyle Venüs’te petrol okyanuslari olabilecegini ve dolayisiyla Venüs’ün Teksasli en zengin petrol kralinin bile rüyasinda göremeyecegi bir yer oldugunu düsünüyordu. Amerikali iki ünlü gök bilimci tarafindan öne sürülen kurama Hoyle’unkinden daha fazla itimat gösteriliyordu. Fred Whipple ve Donald Menzel okyanuslarin bildigimiz su oldugunu ve bulutlarin da tipki okyanuslar gibi H2O’dan olustugunu öne sürüyorlardi.

Zamanin kisitli bilgileri isiginda Whipple-Menzel deniz kurami oldukça akla yatkindi. Tahminen atmosferdeki karbondioksit suyu bozmus ve maden sodasindan okyanuslar olusmasina yol açmisti. Dünya üzerindeki hayat sicak denizlerde baslamis gibi görünüyor. O dönemde atmosferde bugünküne göre çok daha fazla karbon dioksit ve çok daha az serbest oksijen vardi. Dolayisiyla Venüs ilkel kosullari yasayan bir dünya olmaz mi; yani Dünya gibi evrimlesebilme ve benzer bir gelismis hayat üretme kabiliyetine sahip olamaz mi? Bu açidan da degerlendirildiginde Whipple ve Menzel’in düsüncelerinin Arrhenius’unkinden pek de farkli olmadigi görülüyor.

Dünya üzerinden yapilan gözlemlerde sorun çikartan baska bir konu da dönüs süresiydi. Venüs yili yaklasik 225 Dünya günüdür; ama yapilan gözlemler sonucu kesin bir dönüs süresi belirlenememistir. Aslinda genel kani dönüsün tipki Merkür için de geçerli oldugu zannedilen tutuluyor olabilecegi yönündeydi. Ilk dogru bilgi 1956’da spektroskobik çalismalar sonucunda alindi; dönme süresi çok uzun olmaliydi. Bugün dönme süresinin 243 Dünya gününden biraz fazla oldugunu biliyoruz. Bu da teknik olarak Venüs gününün Venüs yilindan uzun oldugu anlamina geliyordu. Isleri daha da karistiran bir sey de Dünya ya da Mars’a göre ters yönde yani dogudan batiya dogru dönüyor olmasidir. Gezegenin üzerinde Günes’e bakacak olsaydiniz batidan dogdugunu ve 118 Dünya günü sonra dogudan battigini görecektiniz.

Venüs’ün bu alisilmadik davranisinin nedenini hiç kimse bilmiyor. Ilk zamanlarinda büyük bir gök cisminin çarpisiyla ters döndügü gibi iddialar inandiriciliktan çok uzak ama akla baska bir olasilik da gelmiyor. Üstelik bugün üst kisimdaki bulutlarin dönme sürelerinin sadece dört gün oldugunu biliyoruz. Bu durumda genel tablo daha da karmasiklasiyor. Dört günlük süreyi ilk olarak 1960’li yillarin basinda Fransiz gök bilimciler yaptiklari bulanik gölgelikler çalismalari sonucunda ileri sürmüslerdi.

Uzay Çagi gelismelerine geçmeden önce onyedinci yüzyildan beri bilinmekte olan Ashen Isigi ile ilgili bir sey söylemek istemiyorum. Ondan ilk olarak günümüzde Ay’in kraterlerine isim koyan adam olarak taninan cizvit gökbilimci Giovanni Riccioli söz etmistir.

Ay hilâl evresindeyken siyah zemin üzerinde görülebilecek kadar yükselmisken Ay yuvarlaginin aydinlanmayan yani gece olan kismini belli belirsiz bir sekilde parladigini görürüz. Genç Ay’in kollarindaki Yasli Ay olarak da adlandirilan bu durumda esrarengiz bir taraf yoktur. Böyle olmasinin nedeni Dünya’dan Ay’a yansiyan isiktir. Teleskopla bakildigindaVenüs üzerinde de bu benze bir durum görüldügü olur. Ama bu benzer bir nedenle gerçeklesiyor olamaz çünkü Venüs’ün uydusu yoktur. Ashen Isigi neredeyse Venüs’ü ciddi olarak gözlemleyen herkes tarafindan görülmüstür ama kontrast etkisi oldugu düsünülerek uzun yillar boyunca ciddiye alinmamistir. Ayrica elimizde bu durumu gösteren herhangi bir fotograf da yok.

Bugün bu duruma Venüs’ün atmosferinin üst kisimlarinda meydana gelen elektrik olaylarinin neden oldugu düsünülüyor. Durumun tam anlamiyla açiklanmasinda amatör gözlemcilerin yapacagi çalismalarin çok yarari olabilir. Ashen Isigi Venüs hilâl evresindeyken ve kisa bir süre için görülebilindiginden eldeki veriler son derece yetersizdir.

Venüs’e gönderilen ilk uzay sondasi Ruslar tarafindan 12 Subat 1961’de firlatildi. Ancak sondayla baglanti oldukça kisa bir süre sonra kesildiginden ona ne oldugunu hiçbir zaman ögrenemedik. Amerikalilarin gerçeklestirdigi bir sonraki girisimse daha da basarisizdi. 22 Temmuz 1962 yilinda Cape Canaveral’dan ayrilan Mariner 1 kisa bir süre sonra denize düstü. Basariya ayni yilin 27 Agustos’unda firlatilan Mariner 2 ile ulasildi. 14 Aralik’ta Venüs’ün 34.000 km yakinindan geçen sonda bize çogu gerçekten hayal kirici olan bol miktarda bilgi gönderdi.

Dönüs süresinin uzun oldugu dogruydu. Manyetik alanin varligina dair herhangi bir belirti yoktu ve sicaklik ölçümleri Venüs’ün yani kavrulmakta oldugunu gösteriyordu. Bugün yüzey sicakliginin 500derece santigrattan (900 F) fazla oldugu biliniyor. Bu durumda genis denizler fikri suya düsmüs oluyor; ayrica bu yükseklikteki bir sicaklikta ve atmosfer basincin da sivi halde su bulunmaz. Yani Mariner 2 bize Venüs üzerinde hayat bulundugu yönündeki fikirlerimizden vazgeçmemiz gerektigini gösterdi.

Daha sonra Ruslar gezegen üzerine kontrollü inis yapma ve yüzeyden dogrudan bilgi toplama amaçli bir dizi deneme gerçeklestirdiler. Bu çabalar bir süre boyunca hep basarisizlikla sonuçlandi. Ya araçlarla baglanti kesiliyor ya da yeni farkedebildigimiz bir sorun olan atmosfer basinci yüzünden sondalar inise geçtiklerinde parçalaniyorlardi. Venera 5 ve 6’nin sonu böyle olmustu. Ama 1969’da firlatilan Venera 7 gezegene inerek yarim saat kadar yüksek sicakligi ve basinci dogrulayan bilgileri göndermeyi basarmisti.1972’de Venera 8 daha da basarili olmus ve sessizlige gömülmeden önce elli dakika kadar onunla baglanti kurulabilmistir. Daha sonra Ekim 1975’te ilk yüzey fotograflari alinmistir. Venera 9 keskin kenarli tas yiginlarinin bulundugu bir bölgeye; Venera 10 ise ona yakin daha düz bir alana inis yapmisti. Rüzgarin hizi oldukça düsüktü. Veneralarin ikisinde de projektörler vardi ama kullanmalarina gerek kalmadi çünkü isik düzeyiyeterince yüksekti.

1982’de Venera 13 ve 14’ten yüzeyle ilgili daha fazla bilgi alindi. Venüs hakkinda edinilen her yeni bilgi onun issizligini daha da pekistirdi. Kayalarin portakal rengi görünmelerinin nedeni gökyüzünden gelen yansimaydi kayalarin rengi aslinda griydi ve atmosferin alt tabakasi saydamdi gökyüzünde bulutlar vardi. Gezegenin yüzeyinden hiçbir kosul altinda Günes veya Dünya görülemiyordu çünkü karbondioksitli kalin ve yogun atmosfer buna izin vermiyordu.

Amerikalilarin Venüs çikarmasi biraz daha farkliydi; çünkü amaç Dünya’dan ve uzay araçlarindan radar kullanarak yüzey haritasinin çikartilmasiydi. 1978’de bir orbiterden ve yüzeyin farkli noktalarina inecek olan dört küçük sondayi tasiyanotobüs olarak adlandirabilecegimiz büyük uzay sondasindan olusan bir filo firlatildi. Orbiter üzerine düsen görevi basariyla tamamladi ve irtibatin kesildigi 9 Ekim 1992’ye kadar da çalismaya devam etti.

1985 yili Haziran ayinda ilginç bir karsilasma yasandi. Rus Vega sondalari Halley kuyruklu yildiziyla olan randevularina giderken Venüs atmosferine balonlar biraktilar. Bu balonlar farkli seviyelerde hareket ederlerken birkaç saat boyunca izlenebildiler. O zamandan sonra Galileo ve Magellan uçuslari yapildi. Galileo uzay aracinin hedefi Jüpiter’di; Subat 1990’da Venüs’ün yanindan geçerek yoluna devam etti. Magellan bize simdiye kadar elde edilmis radar fotograflarini gönderdi. 1993 yilinda hâlâ mükemmel bir sekilde çalisiyordu.

Su ana kadar Venüs’ün yüzde doksaninin haritasi çikarildi. Sonuç oldukça büyüleyici. Venüs volkanik bir dünya; volkanik faaliyetlerin bugün de sürdügüne inanmamiz için bütün kosullar mevcut. Yüzeyin büyük bir bölümünü inisli yokuslu çok genis bir ova kapliyor. Ayrica iki ana daglik bölge var: Kuzey yarim kürede Ishtar Terra güney yarim kürede Aphrodite Terra. Ishtar büyüklük açisindan Kuzey Amerika kadar; Aphrodite ise çok daha büyük. Çesitli daglar var; bunlarin en büyügü olan Maxwell Daglari Ishtar’in kenarinda ve komsularina göre yüksekligi 8 km kadar. Ayrica vadiler kraterler ve örümcek aglarini andirdiklari için araknoid olarak adlandirilan bazi yüzey sekilleri var. Dairesel volkanik yapilar olan araknoidlerin etrafi çesitli karmasik yüzey sekilleriyle çevrili.

Çogu kakan tipinde olan ve Havaii’deki volkanlardan büyüklükleri disinda pek de farkli olmayan volkanlar da var. Beta Regio daglik bölgesi üzerinde büyük bir ihtimalle halen aktif olan Atla ve Seie adli iki büyük kalkan dagi yükselmektedir. Hâlâ aktif oldugunu düsündügümüz diger bir bölge de Aphrodite’nin kenarinda bulunan Atla Regio’dur. Heybetli Sapas volkani 400 kilometrelik tabani ve en az 15 kilometrelik yüksekligiyle burada yer alir. Venüs yüzeyinde birçok yerde oldugu gibi burada da lav akintilari olmasi kaçinilmazdir. Ayrica Sapas Dagi’nin tepesinde çukurlar vardir.

Bütün bunlar bir yana sonunda atmosferin yapisi ve bilesimi hakkinda kesin bilgiler edinmeyi basardik. Hatirliyorsaniz gezegenin kendisi 243 günde dönerken üst kisimdaki bulutlar için dönme süresi dört gündü ki bu bir süper dönme durumudur. Üst kisimdaki kasirga siddetinde rüzgâr eserken yüzeyde yaprak bile kipirdamaz. Bu da yüzey sekillerinin neden beklenenden az asinmis oldugunu Venüs seviyesindeki basinç Dünya’da deniz seviyesindeki basinçtan doksan kat fazladir; bulutlar da esas olarak sülfürik asitten olusmaktadirlar. Kuskusuz yagmur yagacaktir ama yagan su degil daha yüzeye varmadan buharlasacak olan sülfürik asit damlaciklari olacaktir.

Venüs’te saptanabilir bir manyetik alan yoktur. Yani agir ve demir açisindan zengin çekirdegi Dünya’ninkinden hem göreli hem de gerçek anlamda daha küçüktür. Çekirdegin üzerinde manto onun üzerinde de yerkabugu bulunur. Dünya’nin yerkabugu manto üzerinde hareket etmektedir; zaten bunun için yanardaglar sonsuza kadar faal durumda kalamazlar. Bir volkan mantodaki sabit bir sicak nokta üzerinde olusur; daha sonra yerkabugunun kaymasiyla volkan yer degistirir ve patlamasi kesilir. Sözgelimi Hawaii adalarinin olusumu böyle gerçeklesmistir. Yerkabugu aslinda karsilikli hareket eden birbirinden bagimsiz levhalardan olusmaktadir. Venüs’te ise böyle oluyor gibi görünüyor; yani orada bir volkan olustugunda sicak nokta üzerinde çok uzun bir süre kalabilir ve anormal boyutlara ulasabilir.

Venüs’e ismi Olympus Kraliçesi’nin anisina verilmistir. Bu yüzden yüzey sekillerinin tümüne de kadin isimlerinin verilmesi kararlastirilmistir. Ancak bir istisna var :Maxwell Daglari. Bu isim daglara karar resmen uygulanmaya baslamadan önce Iskoçyali bir matematikçinin anisina verilmistir.

Venüs ile Dünya ikiz gibidirler demistik; o zaman neden birbirlerinden bu kadar farklilar? Bu sorunun yaniti Venüs’ün Günes’e çok daha yakin olusunda yatiyor. Günes sisteminin ilk zamanlarinda yani dört buçuk milyar yil kadar önceGünes’in bugünkünden daha az parlak oldugu ve Dünya ile Venüs’ün ayni tip bir evrim sürecine girdikleri örnegin benzer atmosferlere ve denizlere sahip olduklari düsünülüyordu. Ama sonra günesin sicakligi artinca bunun Venüs üzerindeki sonuçlari korkunç oldu. Atmosferdeki su buhari molekülleri Günes’ten gelen kisa dalga isinlarla parçalandi buna bagli olarak da oksijen v hidrojen molekülleri serbest kaldi. Hafif olan hidrojen atmosferin üst kisimlarina dogru yükselerek uzaya dagildi. Oksijen ise yüzeydeki kayaçlarla birlesti. Açikça görülen sonuç suyun yok olusuydu. Venüs kozmik ölçütlerle kelimenin tam anlamiyla kupkurudur. Sicaklik daha düsük oldugundan ayni süreç Dünya’da yasanmadi. Böylece atmosferdeki su buharinin büyük bir kismi 15 kilometreden daha az bir yükseklikte yani güvenlikte olduklari bir yerde kalmis oldu. Oldukça az bir miktari en üst katmanlara ulasabildi.

Süreç devam edince Venüs’te kisa süre içinde bir çesit sera etkisi yasanmaya baslandi. Kayalardaki karbon tuzlari yok oldu; Venüs hizli bir sekilde canli barindirma potansiyeli olan bir dünyadan bugünkü kavurucu cehennem haline dönüstü. Artik karsimizda atmosfer basinci parçalayici sicakligi tahammül edilemez ve bulutlarin öldürücü asitle yüklü bir gezegen vardir. Venüs’e kadar gidip uzay aracinizdan çiktiginizda aninda bogulacak kizaracak ezilecek ve eriyeceksiniz. Pek hos bir deneyim olmasa gerek!

Venüs’ün bir gün astronotlar tarafindan ziyaret edilip edilmeyecegi belli degil; ama yakin gelecekte böyle bir sey kesinlikle imkansiz. Atmosferindeki karbon dioksit moleküllerini parçalayip oksijeni serbest birakarak gezegeni dünyalastirma gibi öneriler var. Ama bu tür bir çalisma mevcut teknolojimizin o kadar ötesinde ki bu konu üzerinde tartismanin hiçbir anlami yok. Bizim için Venüs belli bir mesafeden izlememiz gereken bir gezgen. Peki teleskop kullanan gökbilimcinin yapabilecegi seyler nelerdir?

Sunlarin kayitlarini tutabilir: Evreler (ama gözlem ve kuramin her zaman çakismadigini aklindan çikarmadan)görülebilen herhangi bir gölge ara çizgideki herhangi bir aykirilik Ashen Isigi’nin herhangi bir belirtisi. Filtreler genellikle çok yararli olur. Ashen Isigi sadece hilal evresindeki Venüs karanlik zemin üzerindeyken görülebilir. Ama diger gözlemlerin çogunda en iyi sonuç günisignda alinir ki bu da guruba bakmaya uygun bir kullanmaniz gerektigi anlamina gelir.

Venüs macerasinin beklenmedik sekilde hüsranla sonuçlandigini kabul etmek gerekir. Sözgelimi Camille Flammarion su satirlari yazali henüz yüz yil bile olmamistir: “ Venüs üzerindeki yerlesik yasam Dünya’dakinden biraz farkli olmali... bu dünya bizimkinden hacim agirlik yogunluk gün ve gecelerin uzunlugu bakimindan çok az farklidir. Dolayisiyla oradakilerbitkiler hayvanlar ve insan irklari da neredeyse Dünya’dakilerle ayni olacaktir” Ama ne yazik ki Venüs bizi Günes sistemindeki diger gezegenlerden daha fazla hayal kirikligina ugratti. Adini Ask ve Güzellik Tanriçasi’ndan aliyor olabilirama yüzeyindeki kosullar geleneksel cehennem görüntüsüne daha fazla benziyor.

[Turania™]

DÜNYA





Günes sistemini hakkinda genel bir sayfa hazirlarken Dünya’ya sira gelince nasil bir tutum takinmak gerektigini saptamak hiç kolay degil. O aslinda normal bir gezegen; ama biz üzerinde yasiyor oldugumuzdan onu istisnai bir konuma yerlestiriyoruz. Halbuki bu gök bilimcilerden çok jeofizikçileri ilgilendiren bir konu. Dolayisiyla ben burada sadece gök bilimi açisindan bir anlam ifade eden durumlarla kisitlamanin en iyisi olacagi kanisindayim.

Dünya’nin yörüngesinde herhangi bir olagandisilik yok. Dünya’nin Günes’ten ortalama uzakligi 149.597.000 kilometre; Günes etrafinda dolanim süresi 3651/4 gün; yörüngesel hizi saniyede ortalama 298 kilometre yani saatte 107.000 kilometredir. Dünya’nin Günes etrafinda izledigi yol kusursuz bir daire degildir; Ocak’ta günberi Temmuz’da günöte noktalarina ulasiriz. Ama mevsimler degisen uzaklik (147.200.000 km ile 152.000.000 km) yüzünden degil Dünya’nin dönme ekseni yörünge düzlemine göre 231/2 derece egik oldugu için ortaya çikar. Diger gezegenlerden Mars Satürn ve Neptün’ün eksenleri de bizimkine benzer sekilde egiktir. Jüpiter ve Merkür ise neredeyse dimdiktirler. Venüs daha önce söz ettigim gibi biraz gariptir; bize göre ters yönde dönmektedir. Uranüs daha da gariptir çünkü egikligi doksan dereceden fazladir.

Dünya büyüklük ve yogunluk açisindan da ayni sekilde özelliksizdir. Ekvatordaki çapi 12.757 kilometreyken kutuplar esas alinarak ölçülen çapi 12.714 kilometre kadardir. Yani tam bir küre degildir kutuplardan basiktir. Bu basiklik Mars’inkinden az ama Merkür ve Venüs’ünkilerden çoktur. Özgül agirligi 55’tur; yani Dünya kendisiyle ayni hacmi kaplayan sudan 55 kat daha agirdir. Venüs ve Mars Dünya’dan daha düsük yogunluktayken Merkür neredeyse aynidir.

Dünya sadece tek bir konuda benzersizdir. Büyük bir uyduya sahip olan göreli en küçük gezegen odur. (Plüton ve refakatçisi Charon’u saymiyorum çünkü Plüton tam olarak bir gezegen sayilmiyor.) Ben Dünya Ay birlikteligini çift gezegen olarak görüyorum. Geceleri aydinlatan bir isik kaynagi olmasini bir kenara birakirsak Ay okyanus gelgitlerinin esas yaraticisidir. Dünya dönerken Ay’in çekim kuvveti sularin siskinlik yapacak sekilde yükselmelerine neden olur bu siskinlik Dünya’nin diger tarafinda da görülür. Bu siskinlikler Dünya ile birlikte dönmez ve Ay’in altinda kalmayi sürdürürler. Iki siskinlik oldugundan Dünya üzerinde bir noktada günde iki kere gelgitle karsilasilir yani siskinlikler bir günde Dünya’yi iki kere dolasiyor gibi görünürler. Gerçek hayatta durum daha karisiktir. Günes’in de Dünya üzerinde gelgit yaratici güçlü bir etkisi vardir. Günes ve Ay’in ayni yönde çektikleri anlar (yani yeni ay ve dolunayda) gelgitlerin en güçlü olduklari zamanlardir. Büyük gelgitler olarak adlndirilan bu gelgitlere bahar mevsimiyle hiçbir ilgisi olmadigi halde yanlis bir sekilde bahar gelgitleri de denir. En zayif gelgitler ise yarim ayda görülür ve küçük gelgitler olarak adlandirilirlar.

Diger gezegenlerde deniz olsaydi yasayacaklari gelgit bizimkinden farkli olacakti. Venüs’ün uydusu yoktur; varsayimsal Mars denizleri ise hem Mars Günes’ten uzak oldugundan hem de iki ufak uydu Phobos ve Demios gelgit yaratamayacak kadar çelimsiz olduklarindan sakin ve hareketsiz kalacaktir. Aslinda bu ufak uydularin Mars tarafindan uzun süre önce yakalanmis iki asteroit oldugu düsünülüyor. Eger bu mümkünse Dünya’nin da henüz farkedemedigimiz küçük uydulari olabilir mi?

Ikinci uydu fikri çok eskiden beri vardir. Hatta Jules Verne ünlü romani Ay’a Seyahat ‘te bu fikri kullanmistir. Baska uydu romanin öyküsü açisindan gerekliydi çünkü bu uydu insanlari tasiyan füzeye çarparak onu rotasindan çikartiyor; füze de Ay etrafinda bir tur atip Dünya’ya geri dönüyordu. Ancak bir küçük uydu varsa bu gerçekten de çok küçük olmalidir. Dünya kadar yansitma gücü veya ‘albedo’su (beyazlik derecesi) olan (yani yüzde kirk) 40 km çapli bir uydu bizden Ay kadar uzaktayken birçok yildiz kadar örnegin Orion’daki Betelgeux kadar parlak görüncektir ki bu duumda onu eski zamanlardan beri biliyor olurduk. 40 km çapli bir cisim 3 milyon kilometre uzakliktayken bile çiplak gözle görülebilir. 20 km çapli bir cisim ise ayni uzakliktayken dürbün ile rahatça farkedilir. Uydunun çapinin topu topu 15 kilomete oldugunu varsaysak bile ortaboy bir teleskop onu milyonlarca kilometre uzaktayken gösterecektir. Bu da eger varolsaydi çok uzun zaman önce farkedilirdi demek oluyor. Yani eger sonuçta küçük bir uydumuz varsa da ufacik ve büyük bir ihtimalle de sekilsiz bircisimden baska birsey olamaz.

Plüton’un kâsifi Clyde Tombaugh savasin sona ermesinden çok kisa bir süre sonra yürüttügü uzun ve sistemli çalisma ile küçük bir uydu aramaya giristi Kullandigi araçlar binlerce kilometre uzaktaki futbol topu büyüklügünde bir cismi yansitma özelligi olmasa bilesaptayabilecek kapasitedeydi. Bu durumda 3 metre çapindaki bir cisim 15.000 km uzaktayken belirlenebilirdi. Ancak hiçbirsey bulamadi.

Bir süre önce 1685 nolu asteroit Toro hakkinda ilginç bir varsayim ortaya atildi. Çapi 10 kilometre kadar olan Toro 8 Agustos 1972’de Dünya’ya oldukça yakin sayilabilecek bir mesafeden 21.000.000 km uzagimizdan geçmisti. Yörüngesi Dünya’ninkinden çok farkli degildi ve düzenli zaman araliklariyla yanimiza yaklasiyordu. Bunun üzerine basinda onun Dünya’nin uydusu haline geldigi yönünde iddialar yer aldi. Ancak böyle bir sey söz konusu bile olamazdi; Toro son derece normal bir asteroitti.

Ayrica Ay ile ayni yörüngede ama biri Ay’in 60 derece ilerisinde digeri de 60 derece gerisi olmak üzere Dünya’nin etrafinda dönengök tasi parçaciklarin- dan olusmus seyrek bulutlar olabilecegine dair bir düsünce vardi. Bu sabit noktalar büyük Fransiz matematikçisi Lagrange’in anisina onun adiyla anilir. Böyle birsey imkansiz degildi ve Polonyali gök bilimci K. Kordylewski bu bulutlarin görülebildigini iddia ediyordu. Ama u bulutlar varlarsa bile yogunluklari çok düsük olacaktir.

Gezegenlerarasi madde ise kendini Burçlar Isigi ve Gegenschein olarak bilinen gök aydinliklari seklinde gösterir. Burçlar Isigi tutulum dairesi boyunca uzanir; ancak ya günbatimindan hemen sonra ya da gündogumundan biraz önce kisa bir süre için görülebilir. Samanyolu’nun orta derecede parlak kisimlarindan bile daha parlak oldugu anlar vardir. Bu duruma Günes sisteminin ana düzlemi etrafinda yayilmis parçaciklar yol açar. Bu parçaciklarin ortalama büyüklügü bir iki mikron kadardir.(bir mikronmetrenin milyonda birine esittir.). Burçlar Isigi tutulum dairesi boyunca uzandigindan tutulum dairesi ufka göre dik oldugundabaska bir deyisle Subat/Mart ve Eylül/Ekim aylarinda iyi sekilde görülür.

Gegenschein’i görmek çok zordur. Gökyüzünde Günes’in tam zit yönünde zayif bir aydinlanma olarak görülür. En büyük halinde çapi dolunay’in kirk kati kadar olabilir. Almanca olan ismi Ingilizce’ye Counterglow (Türkçe’ye ise Karsigün) olarak çevrilmistir. Bu olayin sebebi de gezegenler arasi maddedir.

Meteorlar yani akan yildizlarin da gezegenler arasi çöplüge dahil olduklari zannedilir. Ama gerçekte durum böyle degildir. Aslinda meteorlar kuyruklu yildizlarin arkalarinda biraktiklari izlerdir. Dünya bu tür bir izin içinden geçecek olursa sonuç bir meteor yagmuru olur.

Bazi meteor yagmurlari her yil yasanir. Bunlardan en görülmeye deger olani Agustos’un ilk günlerinde gerçeklesen Perseid yagmurudur. Bu isimle anilmasinin nedeni meteorlarin Perseus takimyildizinin bulundugu bölgeden geliyor gibi görünmeleridir. Bu durumun ortaya çikmasina neden olan Swift-Tuttle kuyruklu yildizi yörüngesini 130 yilda tamamlar. Dünya’nin yakinindan en son 1992 yilinda geçmistir. Bir meteor atmosferin üst tabakalarina girdiginde atmosferdeki parcaciklarla arasinda olusan sürtünme sonucu yanarak parçalanir. Tabii hiçbir meteor etrafindaki hava sürtünme sonucu isi yaratacak kadar yogun degilse akanyildiz olarak görülmez. Üstelik saniyede 70 kilometrelik bir hizla gidiyor olmasi da birsey degistirmez. Akan yildizlarin genellikle deniz seviyesinden 190 km yukaridayken görünür hale geldigi ve 65 kilometreye düsene kadar yandigi belirlenmistir. Yere dogru olan yolculuklarini tamamladiklarinda ise iyi kalite toz haline gelmislerdir. Bilinen meteor yagmurlarindan baska ara sira görülen ve herhangi bir yönden gelen akanyildizlar da vardir ki bunlar bilinen hiçbir kuyruklu yildizla baglantili degillerdir.

Hava bulunmayan Ay’da yildiz kaymasi görülmez; çünkü orada sürtünme yaratip cismin parlamasina neden olacak hiçbirsey yoktur. Venüs’te ise bir meteor fazla yol almadan yok olacaktir. Yildiz kaymasi görmek istiyorsaniz ya evinizde oturmali ya da akanyildizlarin çok sik görüldügü Mars’a gitmelisiniz.

Gök taslari yani meteoritler ise hayli farklidir. Küçük gezegen kusagindan gelen göktaslarinin kuyruklu yildizlarla veya akanyildizlarla bir baglantilari yoktur. Büyükçe bir göktasi küçük bir asteroit kadar olabilir. Bir göktasi düstügü yerde krater olusturabilir.

Meteorit düstügünü gören çok fazla kisi yoktur. Ancak 1965 yili Noel arifesinde Barwell gök tasini Ingiltere göklerini boydan boya katederek parçalarini Leicestershire üzerine dagitmadan önce gören çok kisi olmustur. Daha yakin bir zamanda ise yine yolculugu çok kisi tarafindan izlenen Bovedy gök tasinin parçalarinin büyük bir bölümü Irlanda Denizi’ne düserken bir kismi Kuzey Irlanda’da bulunmustur. Son Ingiliz göktasi da 5 Mayis 1991’de Cambridgeshire yakinlarindaki Glatton’da görülmüstür. Bu 767 gram agirligindaki minik gök tasi bahçesinde çiçekleriyle ilgilenmekte olan Bay Pettifor’dan 20 metre kadar uzagina düsmüstür. Su ana kadar göktasi çarpmasi sonucu ölen veya yaralanan olmamistir. Ancak birkaç kisinin kil payi kurtuldugu da bir gerçek.

Birçok müzenin gök tasi kolleksiyonu vardir. Ama siz en agir göktasi rekorunu halen elinde bulundurani görmek istiyorsaniz Güney Afrika’da Grootfontein yakinlarinda bulunan Hoba West çiftligine gitmelisiniz Bu göktasi hâlâ tarihöncesi zamanlarda düstügü yerde duruyor. Toplam agirligi altmis tondan fazla oldugu için kimsenin onu kaçirmaya kalkismayacagi çok açik.

Uzay Çagi’ndan önce elde edebildigimiz tek dünya disi madde göktaslariydi. Yapilan incelemeler birçok alt ayrim bulunsa da tassi ve demirli olmak üzere iki ana tür oldugunu gösteriyor. Dünya’ya düsmüs bazi göktaslarinin Mars veya Ay’daki patlamalar sonucu onlardan kopmus parçalar pldugu yönünde benim süphe ile baktigim bir sey de var. Aslinda ben Sir Fred Hoyle’ün Dünya’ya hayatin bir göktasi araciliyla geldigini söyleyen kuramina pek de sicak bakmiorum. Evet hayatin ortaya çikisi esrarini hâlâ koruyor;ama bana kalirsa göktasi kurami beraberinde çözülebileceginden daha çok sorun getiriyor.

Simdi de gezegenlerarasi maddeden son derece farkli olan atmosferimizi inceleyelim. Bildiginiz gibi atmosfer birçok katmandan olusmaktadir.Bu konudaki terminoloji fazlasiyla karmasiktir; bu yüzden durumu basitlestirmek için sadece en temel kavramlari kullanmayi amaçliyorum.

Atmosfer esas olarak iki gazdan olusmaktadir: Nitrojen (%78) ve oksijen (%21). Ayrica bilesimde az miktarda da olsa argon ve karbon dioksit gibi baska gazlar ve degisken miktarda su buhari bulunur. Günes sistemindeki baska hiçbir gezegen bizimkine benzer bir atmosfere sahip degildir. Satürn’ün en büyük uydusu olan Titan’in atmosferinitrojn açisindan zengindir; ancak geri kalan kismin çogunu aaaan olustururken neredeyse hiç serbest oksijen yoktur.

Atmosferin en alt tabakasi troposfer olarak bilinir. Troposferin kalinligi 8 ile 18 km arasinda degisir. Kalinligi enlem göre degisiklik gösterir; en kalin oldugu bölge ekvatorun üzeridir. Normal bulutlarimizin ve havamizin bulundugu yer burasidir. Yükseklik arttikça sicaklik azalir; troposferin üst kisimlarinda -44 santigrat’a (-80F) kadar düstügü görülür. Elbette ki bu yükseklikte yogunluk da oldukça düsük olacaktir.

Troposferin üzerinde 48 km yüksege kadar uzanan stratosfer vardir. Yukari dogru çikildikça sicakligin düsmeye devam etmeyip aksine artmasi sasirticidir; tabakanin üst kisimlarinda aaaa santigrat’a (+60F) kadar çikar. Bunun nedeni oksijenin özel bir biçimi olan ozonun varligidir. Bir ozon molekülü alisilagelmis ki oksijen atomu yerine üç oksijen atomundan (O3) olusmaktadir. Günes’ten yayilan kisa dalga isima ozon tabakasini isitir ve stratosferdeki sicakligin daha fazla düsmesini engeller. Yalniz bu arada bilimsel anlamiyla sicaklik ile bizim anladigimiz isi arasinda bir fark oldugunu da gözden kaçirmayin. Sicaklik atomlarin ve moleküllerin hareket etmelerine baglidir; hareketler hizlandikça sicaklikartar. Ancak stratosferde o kadar az molekül kalmistir ki isi ihmal edilebilir. Burada durumu bir benzetmeyle açiklayabiliriz. Havaî fisek kivilcimlari çok sicaktir; ancak kütlleri o kadar düsüktür ki onlar elinizle tutmanin hiçbir sakincasi yoktur(Yani sadece kirmizi olan bir demir parçasi daha düsük bir sicakliktadir denebilir;ama yine de elinizde tutmanizi tavsiye etmem).

Bir genelleme yapacak olursak isigin keskin hatlara sahip alt kenarlari deniz seviyesinden 95 kilometre kadar yukarida baslar ve en fazla 110 kilometreye kadar çikar. Normal üst sinir ise 300 kilometre kadardir; ancak istisnai olarak 965kilometreye kadar çiktigi da olmustur. Kutup isiklari çok çesitli görünüslerde ortaya çikar; sadece basit bir parildama olarak görülebilecegi gibi yay isin serityelpaze perde gibi biçimler aldigi da olur. Canli renklerde ve hareketli bir yapida olmasi da mümkündür. Izlemek için kullanacagniz en iyi araç gözlerinizdir. Isik sirasinda kirilma sesleri ve keskin bir koku duyuldugu yönünde iddialar var; ancak belirtmem gerekir ki ben herzamanki gibi böyle bir iddialara süphe ile yaklasiyorum ve ne gürültü ne de koku olabilecegine ihtimal vermiyorum.

Merkür veya Ay’da kutup isiklari görülmez. Mars`ta olabilir ama elimizde görülebildigi yönünde bir kanit yok. Venüs’e gelinceorada görülen Ashen Isigi ile kutup isiklari arasinda bir baglanti var gibi görünüyor. Dev gezegenlerdeyse güçlü kutup isiklarina rastlaniyor. Ancak Uranüs ve Neptün’deki büyük isik gösterileri gezegenleri gördügümüzsekliyle kutuplardan çok ekvatora yakin bölgelerde olusuyor. Bu da söz ettigimiz iki gezegenin dönüs eksenleriyle manyetik eksenleri arasinda asiri bir egiklik olusundan kaynaklaniyor.

Iyonosferin üzerinde atmosferin en dis bölümü olan egzozfer vardir. Ancak egzozferin ulastigi saptanabilir bir üst sinir yoktur; yogunlugun genel gezegenlerarasi atmosferik ortalamadan fazla olmadigi yerde azalip yok olur. Egzosferin üst kisimlari çarpismasiz gazdan olusur; yani oradaki atomlar ve moleküller komsulariyla çarpismadan sakin bir biçimde Dünya etrafinda yörüngelerinde ilerler.

Simdi de biraz Dünya`nin manyetik alanin en güçlü oldugu bölge olarak tanimlanabilecek manyetosferden bahsedelim. Damla seklinde oldugu bölge oldugu söylenebilcek bu alanin sivri ucu Günes’ten öte tarafa dogru uzar. Manyetosferin üst siniri Dünya`nin Günes`e bakan yüzünde 64.000 kilometreye kadar çikarken karanlik tarafta çok daha yukarilara uzanir. Günes`ten Günes rüzgârlari olarak adlandirilan sürekli bir parçacik akisi vardir. Günes rüzgârini olusturan bu parçaciklar Dünya`nin manyetik alaniyla karsilastiklarinda bir sok dalgasi olsmasina neden olurlar.

Manyetosferin içinde Van Allen kusaklari olarak adlandirilan iki yogun isima bölgesi vardir. Kusaklar adlarini kesiflerini mümkün kilmis Amerikali bilim adami James Van Allen`dan almislardir. Bu kusaklarin varliklari 1 Subat 1958`de firlatilan ve Amerika`nin ilk basarili yapay uydusu olan Explorer 1`in tasidigi araçlar sayesinde saptanmistir. Iki ana kusak vardir; birincisinin alt siniri 8000 kilometrede baslar ikincisi ise 37.000 kilometreye kadar uzanir. Esas olarak protonlardan olusan alt kusak Brezilya kiyisi bölgesinde Dünya yüzeyine dogru yaklasir. Bunun nedeni Dünya’nin manyetik alani ile dönme ekseni arasinda bir denge bulunmasidir. Güney Atlantik Anormalligi adi verilen bu durum yapay uydularda bulunan teknik malzeme açisindan tehlike olusturur. Bu bölge içinde uzun süre kalan duyarli araçlarda çesitli sorunlar ortaya çikar.

Dünya`nin manyetik alaninin varligi demir açisindan zengin çekirdegin hareketleriyle ilgilidir. Ancak onu anlamak istedigimiz kadar anlayabildigimizi söyleyemeyiz. Ama en azindan diger gezegenlerin manyetik alanlariyla kiyaslayabiliriz. Bugün bildigimiz kadariyla sunlari söyleyebiliriz: Ay`da ve Venüs`te manyetik alan dolayisiyla Van Allen benzeri kusaklaryoktur. Mars`ta böyle bir alan varsa da oldukça zayiftir. Dev gezegenlere gelince hepsi güçlü birer miknatis gibidirler.Jüpiter incelendiginde gezegenin etrafini saran isinim alanlarini insanli bir uzay aracinin kesif amaçli yolculugunu engelleyebilecek kadar güçlü oldugu görülür. Bu birçok açidan uygun bir hedef sayilabilecek Jüpiter`i konu disi birakabilecek kadar ciddi bir tehdittir.

Dünya`nin iç kisimlari hakkinda bildiklerimizin çogunu deprem soklari sonucu ortaya çikan dalgalari inceleyerek ögrenmisizdir. Burasi bu konunun ayrintilarina girmek için uygun biryer degil ancak; bizi ilgilendiren iki deprem dalgasi türünden kisaca sözetmek istiyorum. Bunlardan birincisi bir sivi içinde ilerleyebilirken digeri ilerleyebilirken digeri ilerleyemez.Çekirdegin sivi kismini ölçme çalismalari ikinci tip dalganin tam olarak nerede durduguna bakilarak yürütülür.

Dünya`nin kabugunun okyanuslarin altindaki ortalama kalinligi 10 kilometredir bu sayi kitalarin altinda 50 kilometreye kadar çikar. Yerkabugunun altinda 2850 kilometre kadar asagiya inen ve Dünya`nin kütlesinin %67`sini olusturan manto vardir. Mantoyu olusturan maddenin erimis hali genellikle deniz yatagindaki volkanik agizlarinçevresinde görülen bazalti olusturur. Mantonun altinda ise çekirdek vardir; sivi ve kati olmak üzere iki bölümden olusan çekirdegin kati kismi içtedir. Dünya`nin merkezindeki sicaklik yaklasik 4000 santigrat (7000 F) derece kadardir. Bu diger iç gezegenlerde veya Ay`da görülmeyen yükseklikte bir sicakliktadir.



Jeoloji bize Dünya`nin tarihiyle ilgili çok önemli bilgiler saglayabilir. Yasi hakkinda herhangibir kuskumuz yok sayilir. Ilk bastaki atmosferin yok oldugunu ve Dünya`nin iç kismindan çikan gazlarin ve buharin bugünkü atmosferi olusturdugunu düsünüyoruz. En ilkel biçimiyle hayat dünya tarihinde oldukça erken sayilabilecek bir dönemde büyük bir olasilikla da denizlerde basladi. Baslangiçtayeni atmosfer karbon dioksit açisindan çok zengindi. Bitkilerin karalar üzerinde yaygin biçimde yasamaya baslamasiile bu durum degisti. Bitkiler fotosenaaa olarak adlandirdigimiz süreç içinde atmosferdeki karbon dioksiti kullandilar ve serbest oksijen açiga çikardilar. Kendimizi bir zaman makinesiyle geçmise örnegin 500 milyon yil önce yasamakta olan Kambriyen Dönem`e gönderebilsek bogulup gideriz.

Dünya`da düzenli araliklarla buzul çaglari yasanmaktadir. Bu duruma henüz mantikli bir açiklama getirilememistir. Sonuncusu 10.000 yil kadar önce bitmis olan bu buzul çaglarinin gelecekte de yasanacagi konusunda hiçbir süphe yoktur. Küçük gezegenlerin etkisinden Dünya`nin yörüngesindeki degisikliklere kadar degisen birçok konuyu içeren kuramlar ortaya atilmistir. Ancak herseyi gözönüne alip düsündügümüzde isin içinde Günes`in olmasi gerektigini görürüz. Ne de olsa Günes degisken bir yildizdir.

Apollo astronotlarinin gördügü gibi Ay`dan bakildiginda Dünya`nin muhtesem bir görüntüsü vardir. Kalin bulutlar yüzünden Venüs yüzeyinden Dünya`yi görmek imkansizdir. Ama Venüs bulutlarinin hemen üzerine çikilip bakilabilse Dünya (65 açi saniyelik büyüklügüyle) birinci kadirden bir yildiz olarak çok etkileyici bir görüntüye sahip olacaktir. Marstan Ay tipi evreler geçiren çok hareket eden bir iç gezegen olarak görülecektir. Mars`tan görülen Dünya hareketleri bakimindan bizim gördügümüz Venüs'e benzer. Jüpiter üzerinde bir gözlemci Dünya`yi görme konusunda zorlanacaktir. Daha disaridaki gezegenlerden bakildigindaysa Dünya Günesin parlakligi içinde yok olacaktir. Günes sistemi içinde önemsiz bir konumu oldugu çok açik; ancak o bizim gezegenimiz bizim evimiz üstelik tam bize göre.

[Turania™]

MARS




Dünya-Ay sisteminden sonra sira bizim için her zaman özel bir konuma sahip olan kizil gezegen Mars'a geldi. Su anda içinde bulundugumuz yüzyilda bile Mars'ta gelismis bir hayat olabilecegi düsünülüyordu ve Marslilardan gelen sinyallerle ilgili hikayeler oldukça ciddiye aliniyordu. Sonra bu fikirden vazgeçilmek zorunda kalindi; ancak Mars'in çesitli bitkilere sahip olabilecegi iddiasi sürdürüldü.

Simdi daha çok sey biliyoruz. Insansiz ilk uzay araci Mars'in yakinindan geçtiginde gezegenle ilgili fikirlerimizi degistirmek zorunda kaldik. Aslinda hâlâ Mars'in tamamen temiz oldugundan emin degiliz; ancak elimizdeki kanitlar öyle gösteriyor. Konuya bazi olgulari belirterek ve sayilar vererek girelim.

Mars'in etrafinda dönmekte oldugu Günes'ten ortalama uzakligi 228.000.000 kilometredir. Eliptik yörüngesi oldukça dis merkezli oldugundan Günes ile arasinda ki mesafe çok degiskendir. Bu uzaklik Mars günöte noktasindayken yaklasik 248.000.000 km; günberi noktasindayken ise yaklasik 208.000.000 km kadardir. Bunun 687 gün süren Mars yili içinde yer alan mevsimler üzerindeki etkisi büyüktür. Eksenel egimi bizimkine çok yakin oldugundan (24* ; Dünya'ninki ise 235*) Marsta Dünya'da oldugu gibi güney yarim kürede yaz mevsimi gezegenin Günes'e en yakin oldugu zamanlarda yasanir. Dolayisiyla güney yarim kürede yaz kuzey yarim küreye göre daha kisa ve sicak; kis daha uzun ve soguk geçer. Beklenildigi üzere Mars biraz serindir. Sicak bir yaz gününde ekvatordaki sicaklik 10*C'a (50*F) kadar çikabilir; ancak herhangi bir Mars gecesi Dünya'daki bir kutup gecesinden daha soguk geçer. Yani termometre Günes batmadan çok önce donma noktasinin altina düsmüs olacaktir. Eksenel dönme süresi 24 saat 37 dakika 226 saniyedir. Bu degeri böylesine kesin bir sekilde bulabilmemizin nedeni yüzey sekillerinin açik bir sekilde görülebilmesi sonucu Mars'in dönüsünü rahatlikla izleyebilmemizdir. Gezegenin yüzeyine yumusak inis yapan ilk uzay sondalarindan yani Vikinglerden beri Mars'in bir günü sol olarak tanimlanmaktadir.

Mars yaklasik 780 günlük araliklarla karsi-konuma gelir. Mart 1997'de ve Nisan 1999'da karsi konuma geldi. Ancak Mars'in yörüngesinin dismerkezli olusu karsi-konumlarin hepsinin ayni olmasini beraberinde getirir. Sözgelimi 1988'deki Karsi-konum Mars günberi noktasinin yakinindayken yani Dünya'dan uzakligi 58.400.000 km kadarken gerçeklesti. Ama 1995'tekinde günötedeDünya'dan en az 101.000.000 km uzakta olmustur. Mars Dünya'ya 1988'deki gibi yakin bir noktadayken gökyüzündeki cisimlerin neredeyse hepsinden (Günes Ay ve Venüs’ü hariç tutarsak hepsinden) daha parlak olur. Ama karsi-konum sonrasinda Kutup Yildizi gibi ikinci kadirden bir gök cismi olarak görülür. Elimizde 1917 yilinda Mars’in asiri parlak olduguna dair bilgiler var. Hatta o kadar ki insanlar kirmizi bir kuyruklu yildizin Dünya'ya çarpmak üzere oldugu gibi yanlis bir kaniya kapilarak alarma geçmisler.

Teleskopla bakildiginda Mars'in Ay'in dolunaydan önceki ve sonraki evrelerine benzer sekilde görüldügü gözlemlenebilir. Hiçbir zaman yarim ya da hilal olmaz daha dogrusu bu evreler Dünya'dan görülmez.

Gök bilimi ölçütlerine göre bize yakin sayilabilecek olan Mars'in gözlemlenmesi düsünüldügü kadar kolay degildir. Öncelikle çok küçüktür. Çapi 6790 km kadardir; bu da Dünya ile Ay arasinda bir büyüklük anlamina gelir. Yakin bir karsi-konumda olmadigi sürece yüzeyindeki sekilleri ayrintili olarak sadece büyük teleskoplar kullandigimizda görebiliriz. Zaten Uzay Çagi öncesinde çok çesitli tartismalara yol açmasi da bu yüzdendir.

Ay'in atmosferi yoktur; ancak Dünya göreli olarak büyük olan kütlesi ve yüksek kurtulma hizi sayesinde kalin bir atmosfer tutabilmektedir. Mars'in atmosferinin ince oldugu tahmin ediliyordu nitekim öyle oldugu saptandi; ama yine de astronomlarin 1965'tan önce umdugundan bile daha seyrek oldugu görüldü. Hiçbir zaman Dünya üzerinde yasayan yaratiklar gibi yani bize benzer canlilarin Mars'ta nefes alabilecegi yönünde ciddi bir iddia olmamisti. Bilim kurgu yazarlarinca çok sik kullanilan Marslilarin degisik ve alisilmadik bir görüntüleri oldugu varsayilmisti.

Mars Venüs'ten görünebilir yüzey sekillerinin keskin hatli ve bariz olusu ile ayrilir. Onlari ilk olarak 1659 gibi eski bir tarihte Hollandali gök bilimci Christiaan Huygens çizmistir. Yaptigi V biçimli koyu renkli sekil kolayca taninir. O sekil bugün Syrtis Major ismiyle anilmaktadir. Yüzeyin büyük bir kismi kirmiziyken kutup bölgeleri -kutup takkeleri olarak anilan kisim- beyazdir.

Ilk Mars haritalari on dokuzuncu yüzyilin ilk yarisinda çizilmistir. 1870'li yillara gelindiginde yapilmis olan haritalar oldukça basarili sayilirdi; ayrica bu haritalarda yüzey sekillerine son derece hos isimler verilmisti. Genel kani karanlik bölgelerin deniz; kirmizi bölgelerin ise kara oldugu yönündeydi. Onlar gezegeni gözlemleyen gök bilimcilerin isimleri verildi. Sözgelimi Madler Kitasi Lassel Arazisi gibi. Daha sonra 1877'de Italya gök bilimci Giovanni Virgino Schiaparelli Milan'in açik açik gökyüzü altinda kullandigi 22 santimlik mercekli teleskop ile bir dizi gözlem yapti ve terminolojiyi degistirdi. Beer Kitasi Lockyer Arazisi ve digerleri gittiyerlerini Solis Lacus Chryse Utopia ve Margaritifer Sinus aldi. Üçgen seklin adi Syrtis Major olmustu.

Yine o tarihlerde Mars atmosferinin denizlerin varligina izin vermeyecek kadar ince ve kuru oldugunu saptamistik. Karanlik bölgelerin su anda bitkilerle kapli olan eski deniz yataklari veya bataklik olduklari yönünde iddialar vardi. Schiaparelli tüm yüzey sekillerini dikkatli bir sekilde çizmisti; ama haritasinda ne olduklar anlasilmayan bazi sekiller de vardi. Asi boyasi kirmizisi çölleri boydan boya geçen Italyanca canali adini verdigi düz çizgiler yapmisti. Ancak bu sözcük Ingilizce'ye gerçek anlami olan oyuk (channel) olarak degil yanlis bir sekilde kanal (canal) olarak çevrilince ünlü Mars kanallari söylemi ortaya çikmis oldu. Schiaparelli'nin haritasinin çok garip bir görüntüsü vardi. Kanal agi neredeyse simetrik bir yapiya sahipti; tüm bunlarin üstüne Schiaparelli bir de bazi kanallarin yaninda onlarla tamamen ayni birer kanal daha uzandigini söyleyince hersey daha da karisti.

Bir süre boyunca bu kanallari gören baska kimse çikmadi. Ancak1886 yilinda Perrotin ve Sollon adli iki fransiz gözlemci Nice'teki güçlü teleskop vasitasiyla onlari gördüklerini iddia ettiler. Kanallar bir anda herkesin ilgi odagi haline geldi. Schiaparelli bile onlarin olusumlari konusunda süpheci bir tutum sergilerken zengin bir Amerikali olan Percival Lowell kendinden çok emindi. Lowell Arizona Flagstaff'ta gezegeni gözlemlemek için özel olarak bir gözlemevi kurdurmustu. 1895'ten ölümüne yani 1916'ya kadar yüzlerce çizim yapmisti. Çizimlerinde dogal yollardan olusmasi imkânsizmis gibi duran bir kanal sistemi görülüyordu. Lowell bunun Marslilar tarafindan buzlarla kapli kutuplardan ekvatora yakin kuru bölgelere su tasima amaciyla yapilmis sunî bir sulama agi oldugundan emindi. Hatta söyle yazacak kadar da ileri gitmisti: "Mars'ta su ya da bu tür canlilarin yasiyor oldugu o canlilarin ne olduklarinin bilinmedigi kadar açik."

Lowell gözlemlerini yaparken 60 santimlik bir mercekli teleskop kullaniyordu. Türünün en gelismis örneklerinden biriydi.

Her sey Lowell ve kanal sisteminin varligina inanan digerlerinin yaptigi çizimlere bagliydi. Çizimler gerçegi göstermekteyse Mars'ta hayat var demekti. Ama ne yazik ki durumun böyle olmadigini biliyoruz. Kanallarin net hiçbir fotografi çekilemedi. Tek görülen sey insan elinden çikmisa benzemeyen garip biçimli sekillerdi. Sorun 1965 yilinda Mars'in yakinindan geçen ilk uzay aracinin gönderdigi yakin plan fotograflar sayesinde çözüldü. Mars üzerinde kanal olarak adlandirabilecegimiz herhangi bir sey yoktu. Sadece basit bir göz aldanmasiydi. Aslinda bu pek de sasirtici degil; yani görüs sinirliyken ayrintili bir çalisma yapma çabasi sonucu ortaya böyle seyler çikabiliyor. Ayrica su da bir gerçek ki pek çok bakimdan büyük bir adam olan Lowell güvenilir bir gözlemci degilmis. Lowellbu çizgili sekilleri sadece Mars üzerinde degil Merkür Venüs ve Jüpiter üzerinde de gördügünü öne sürüyordu.

Buradan çikarilmasi gereken bir ders var. Bir kisi Mars üzerinde kanal sistemi gördügünü öne sürdükten sonra birçok baska gözlemci de kanallari görmeye basladi (Ya da gördüklerini sandilar). 15 santimlik gibi küçük teleskoplarla yapilmis gözlemlere dayanan kanal çizimleri bile yapildi. Oysa 15 santimlik bir teleskopla Mars'in yüzey sekillerini görme imkâniimkansiz denecek kadar azdir. Demek ki insanin görmeyi ümit ettigi seyi görmesi çok daha kolay.

Uzay araçlarinin gönderdigi verilere dayanan modern bir harita ile yüzey sekillerinin hatlarinin Lowell'in kanal haritasiyla karsilastirilacak olursa hiçbir benzerlik bulunamayacaktir.

Diger taraftan belirtmem gerekir ki Mars sadece uygun konumda oldugu zaman gözlemlenebilecek pek çok ayrinti vardir. Ancak büyütme orani çok yüksek olan aletlere ihtiyaç duyulur. Bu da amatör gözlemcinin sahip oldugu aletlerden yalnizca yilin birkaç ayinda yararlanabilecegi anlamina gelir.

1965'ten yani basariyla sonuçlanan ilk Mars uçusundan önce bile koyu renkli bölgelerin bitkilerle kapli oldugu düsünülüyordu. Herkes bitkilerin çok karmasik bir yapilari konusunda hemfikirdi; ancak çok az kisi varliklarindan kuskulaniyordu. Ikna edici bir iddia da Kuzey Irlanda'da yasayan Estonyali gök bilimci Ernst Öpik tarafindan öne sürülmüstü. Öpik'in iddiasina göre – ki oldukça dogrudur-kirmizi çöller çok tozluydu ve buralarda sik sik toz firtinalari çikiyordu. Dolayisiyla eger koyu renkli bölgelerde yasayan herhangi bir bitki varsa tozla bas edebilecek türden olmaliydi; yoksa kisa zamanda üzeri kaplanirdi. Çöller kumlu degillerdi; daha çok demir oksit veya demir silkat gibi minerallerle kapli gibi görünüyorlardi. Bu da Mars'in çok pasli bir dünya oldugu anlamina geliyordu.

Kutup takkeleri de inceleme konusuydu. Mars mevsimlerine bagli olarak büyüyüp küçülüyorlardi. Kis boyunca son derece parlak ve belirgin olurlarken yazin görülmeyecek kadar küçülüyorlardi. Genel kani onlarin ince bir kiragi tabakasi oldugu yönündeydi. Ancak kuru buz (kati karbon dioksit) nedeniyle ortaya çiktiklarini savunan bir görüs de vardi. Bir de Mars atmosferinin esas olarak nitrojenden olustugu ve yüzey basincinin 87 milibar kadar oldugu tahmin ediliyordu. Bu deger Dünya üzerindeki Everest Tepesi'nin yüksekliginin iki kati kadar bir yükseklikte görülebilecek basinca esitti. Mars'ta daglar oldugunu gösteren isaret yoktu; yüzeyin hiçbir yerde asiri bir yükseltinin bulunmadigi dalgali bir yapisi oldugu düsünülüyordu.

Mariner 4Cape Canaveral Hava Üssü'nden 20 Kasim 1964 günü firlatildi 14 Temmuz 1965'te Mars'in 9500 km kadar yakinindan geçti. Bu geçisiyle de birkaç gün içinde neredeyse tahminleri çürüttü. Atmosfer beklenildiginden de daha inceydi. Yüzey basinci her yerde on milibardan düsüktü ki bu neredeyse bizim laboratuar boslugu olarak kabul ettigimiz degerdir. Ana element ise nitrojen degil karbon dioksitti. Koyu renkli bölgelerin hepsi alçak degildi; söz gelisi Syrtis Major yüksek bir platoydu. Ayrica bitki örtüsüyle de kapli degillerdi. Mars rüzgârlarini kaldirdigi kirmizi tozun altinda daha koyu renkli olan yüzey görünüyordu. Kutup takkelerinin beyazligina gerçekten de buz neden oluyordu. Ama bu buz su buzu ve karbon dioksit buzunun bir karisimiydi; ayrica basit yüzey tabakasi olmaktan uzak bir sekilde kalindi. En önemli seylerden biri de Mars'in kraterli bir yapiya sahip olmasiydi. Bu sekliyle Dünya'dan çok Ay'a benzedigi söylenebilirdi.

1969'da firlatilan Mariner 6 ve 7 de bu sonuçlari dogruladi. Bu arada basarisiz olan bazi Rus araçlari da oldu (Ruslar bugün bile Mars konusunda sanssizlar; aslinda onlarin çok daha zor bir hedef olan Venüs’e ulasabildikleri göz önüne alinirsa bu durum çok garip) Sonra 1971’de Mariner 9 Mars yörüngesine oturtuldu ve çalistigi bir yil boyunca bize birçok –tam 7329 adet- mükemmel resim gönderdi. Böylece Mars’taki volkanlari kanyonlari uçurumlari ovalari ve oyuklari ilk kez görmüs olduk.

Yüzey sekilleri arasinda en yüksek mevkiyi en büyüklerinin Olimpus Dagi oldugu volkanlara vermeliyiz. Bu dag 24 km yüksekligindedir; tepesinde 85 km çapinda bir zirve krateri bulunmaktadir; taban uzunlugu ise yaklasik 600 kilometredir. Ayrica Sarsis Yaylasi'nda bulunan sira daglari olusturan üç büyük volkan daha vardir. Bunlar Pavonis Arsia ve Ascraeus Daglari'dir. Bu yüzey sekillerinin hepsi Dünya'dan görülebilir.

Mars'ta bir de Valles Marineris gibi kanyonlar vardir. Valles Marineris'in toplam uzunlugu 4500 kilometreyi bulur; genisliginin 600 kilometreye ve derinliginin 7 kilometreye kadar çiktigi görülür. Bu haliyle Colorado'daki Büyük Kanyon'u gölgede birakir.

Mars'in iki yarim küresi birbirine benzemez. Gezegenin güney kesimi daha yüksektir; daha kraterli bir yapidadir ve daha eskidir. Ancak yine bu yarim kürede Hellas ve Argyre adli iki derin ve düzgün sekilli havza vardir. Kuzey yarim küre ise güneye göre daha genç daha alçak ve daha az kraterli bir yapidadir. Sarsis Yaylasi'nin bir kismi da buradadir. Gezegenin üzerindeki en koyu renkli bölge olan Syrtis Major ekvatorun hemen kuzeyindedir. Daha kuzeyde karanlik bir bölge daha vardir; bu üçgen biçimli sekil Acidalia Planitia'dir.

Eski dere yataklarina benzeyen bazi sekillerde vardir. Hatta ortalarinda adalar olanlarina bile rastlanir. Bu da geçmisteki Mars'inkalin atmosferi ve akarsulariyla bugünkünden daha sevimli ve sicak bir yer oldugunu gösteriyor. Kutup takkeleri de birbirinden farklidir. Güney kutbundaki takke üstünde karbon dioksit buzunun bulundugu su buzu ile kaplidir. Kuzey kutbundaki karbon dioksit örtünün yaz ortalarinda kalktigi ve alttaki su buzunun görünür hale geldigi olur. Mars'in eksenel egikligi bizimki kadar oldugundan ve güney yarimkürede yaz mevsimi gezegen günberi noktasinin yakinlarindayken yasandigindan güney yarim kürede hüküm süren iklim kuzeydekinden farklidir.

Bir sonraki adim 1975'te iki Viking uzay aracinin Mars'a gönderilmesiyle atildi. Viking 1 Haziran 1976'da; Viking 2 ise ayni yilin Agustos ayinda gezegene vardilar. Bu iki uzay sondasi da bir orbitlerden ve bir inis aracindan olusuyordu. Orbiter gezegenin çevresinde yörüngeye oturuluyor ve hem harita çalismalarinda kullaniliyor hem de yedek olarak tutuluyordu. Inis araci ise parasütlerin ve roket freninin yardimiyla yavasça gezegenin yüzeyine iniyordu. Iki Viking de basarili oldu. Ilk araç ekvatorun kuzeyinde bulunan Chryse'ye inerken ikincisi daha kuzeydeki bir ova olan Utopia'ya indi. Ikisi de kirmizi kayalik manzaranin hâkim oldugu son derece güzel fotograflar gönderdiler. Gökyüzü birçok kisinin olacagini zannettigi gibi koyu mavi degil pembeydi. Sicaklik ise çok düsüktü. Chryse'de sicaklik hiçbir zaman -13*C'in (-24*F) üzerine çikmiyordu; üstelik Utopia daha dondurucuydu. Rüzgâr orta siddetteydi. Herhangi bir hayat belirtisi olup olmadigini anlamak üzere çöllerden örnekler alinip araca götürülerek incelendi. Sonucun çok kesin oldugunu iddia edemeyiz; ama yasayan herhangi bir canli olduguna dair hiçbir belirti bulunamadi. Bu durumda Mars'ta -en azindan su an için- hayat olmadigi söylenebilir. Yani anlayacaginiz Percival Lowell'in kanal insa eden akilli Marslilari henüz çok uzakta.

Diger taraftan hatirlarsaniz geçmiste akan sular bulunduguna dair kanitlarimiz oldugunu da söylemistik. Bu durumdan Mars iklimlerinin çok degisken oldugu sonucu çikarilabilir. Üstelik büyük olasilikla gezegenin kabugunun çok altinda olmayan bir yerde buz bulunuyor. Bu da Mars'in Ay;'dan farkli olarak olusumundan beri kuru olmadigi anlamina geliyor. Ayrica geçmiste yasanmis sel baskinlarinin izleri de görülüyor. Bu bilgilerin isiginda Mars'ta bir zamanlar hayat oldugu; ama simdi bu hayatin ya bilinmeyen nedenlerle yok oldugunu ya da uzun bir kis uykusuna yattigini söyleyebiliriz. Kesin bir yanit bulmak ancak Mars'tan alinan örneklerin kapsamli bir incelemeden geçirilmesiyle mümkündür. Mars'ta fosil bulunma olasiligini iddia etmiyorum ama kesinlikle bulunmuyor da diyemem.

1993 yilinda gönderilen son uzay sondasi Mars Observer gezegene inis yapmadi. Onun görevi onun görevi yüzey haritalarimizin genisletilmesini saglamakti. Ayrica Hubble Uzay Teleskopu sayesinde de ayrintili ve muhtesem fotograflar elde ettik. Peki bütün bunlari göz önünde tutarsak Dünya'dan gözlem yapmanin bir anlami kalmamistir diyebilir miyiz?

Diyemeyiz çünkü Mars sürekli degisen bir gezegendir. Öncelikle bulut fenomeni olarak adlandirilan olusumlar vardir. Diger olusumlardan ayri bir sekilde bir arada duran bulutlara çok sik rastlanir. Bu bulutlar genis bir alani etkileyen toz firtinalarindan farklidirlar. Ne zaman ve nerede ortaya çikacaklari belli olmaz; ancak onlari izlemek çok önemlidir. Böylece Mars'taki hava kosullari konusunda daha fazla bilgi edinebiliriz. Karanlik ve parlak alanlarin sinirlarindaki degisimleri ve ayrica kutup takkelerinin büyüyüp küçülmelerini not etmek son derece önemlidir. Son olarak Mars volkanlarinin sönmüs olduklarindan nasil emin olabiliriz? Kanitlanmasi olanaksiz bir iddia ama; büyük bir volkanik patlama gerçeklesse büyük bir olasilikla ilk fark edecek olan kisi uygun aletler sahip bir amatör olacaktir . Sonuçta gezegende pek fazla degisiklik olmayacaktir ama hiç olmayacak da denemez.

Mars'in Phobos ve Deimos adlarinda iki uydusu vardir. Ikisi de 1877'de Asaph Hall tarafindan yürütülen uzun bir çalisma sonucu kesfedilmistir. Küçük ve sekilsizdirler. Phobos 27 x 225 x 19 km büyüklügündeyken Deimos topu topu 95 x 11 x 145 km kadardir. Mariner 9 ve Vikingorbitleri tarafindan yakin plan fotograflari çekilmistir. Sonuçta ikisinin de kraterli bir yapiya sahip olduklari anlasilmistir. Phobos'un üzerinde 5 km çapinda bir krater oldugu görülmüstür. Eger bu krater bir göktasi çarpmasi sonucunda olustuysa Phobos parçalanmaktan ucuz kurtulmus demektir. Bu minik arkadaslar bizim Ay'imiza hiç benzemezler; zaten onlar büyük bir ihtimalle bir zamanlar küçük gezegenlerken Mars tarafindan yakalanmis ve onun uydusu haline gelmislerdir.

Mars yüzeyinin 5800 km kadar yukarisinda hareket eden Phobos'un dolanim süresi 7 saat 39 dakikadir; bu da bir Mars solünden daha kisadir. Gezegen üzerindeki bir gözlemciPhobos'un batidan dogduktan 45 saat sonra dogudan battigini görecektir; üstelik uydu bu sirada yeniden dolun olana kadar olan evrelerin yarisindan fazlasini geçirecektir. Görülebilir oldugu iki dogus arasinda geçen süre 11 saatten biraz fazla olacaktir. Mars yüzeyinden yaklasik 20.00 km yukarida dolanan Deimos'un dolanim süresi ise 30.25 saattir. Bu iki buçuk sol boyunca ufuk çizgisinin üzerinde kalacagi anlamina gelir. Geceleri pek isik yaydiklari söylenemez. Mars'tan bakildiginda Phobos Ay'in Dünya'dan göründügünün üçte biri; Deimos ise dokuzda biri kadar görünecektir. Ufkun üstünde bulunduklari sürenin büyük bir kisminda Mars'in gölgesinde olacaklardir. Ayrica Deimos'un evrelerini çiplak gözle görmek pek kolay olmayacaktir. Günes tutulmasina neden olmazlar ama sik sik Günes ile Mars'in arasindan geçerler. Phobos bir Mars yili içinde 1300 kere Günes'in önünden geçer; bu yolculugu yirmi saniye kadar sürer. Yörüngeleri gezegenin ekvatoruyla ayni düzlemde oldugundan hiçbir zaman Mars yüzeyindeki yüksek enlemlere çikamazlar.

Bu iki gök cismi son derece soluktur; ayrica bir de Mars'in parlakligi içinde kalirlar. 38 santimlik aynali teleskopla tutulumlarda kullanilan bir tür göz mercegi kullanilirsa ikisi de görülebilir ama pek de kolay olmaz. Bir gün dogal uzay istasyonlari olarak kullanilabilirler; ama kütle çekimleri ihmâl edilebilecek kadar düsük oldugundan onlara inmek bir rihtima yanasmak gibi zor olacaktir.

Bazi kisiler için Mars hayal kirikligi yaratti. Çesitli bitkilerin ve hatta yeralti kaynak sularinin bulundugu canli bir dünya bekleyenler karsilarinda volkanik bir çöplük buldular. Ama yine de Mars Günes sistemindeki gezegenler arasinda en cana yakin olanidir. Insanli uzay arastirmalarimiz için bir sonraki hedefin o olmasi gerektigi de çok açiktir. Bana önümüzdeki yüzyilin ilk yarisi içinde bir Mars üssü kurulacakmis gibi geliyor. Ancak olasiligi daha yüksek olan bir sey var ki o da Mars'a ayak basacak ilk adamin dogmus oldugu.

[Turania™]

JÜPITER




Ana asteroit kusaginin arkasina geçtigimizde karsimiza Günes Sistemi’nin devi Jüpiter çikar. Etrafinda dönmekte oldugu Günes’ten ortalama uzakligi 777.000.000 kilometredir. Bir yili bizimkinin yaklasik oniki katidir. Kendi etrafinda döndügü eksen yörünge düzlemine göre dik oldugundan mevsim farkliliklari görülmez. Ama zaten Jüpiter gibi bir dünyada mevsim olmasinin da bir anlami yoktur.

Yörüngesel hizi Dünya’ninkinin yarsinidan azdir. Kavusum dönemi 399 gündür; bu da Jüpiter’in her til karsi-konuma geldigi anlamina gelir. Ayrica yilin birçok ayinda gözlem için uygun durumdadir. Onu sadece Venüs –çok nadir olarak da Mars- gölgede birakabilir.

Jüpiter parlakligini esas olarak büyüklügüne borçludur. Çapi ekvatordan ölçüldügünde 143.000 km kadardir. Ancak kutuplar arasi çapi daha küçüktür çünkü herhangi bir teleskopla da görülebilecegi gibi bir küre olarak oldukça basiktir. Bu durum gezegenin kendi ekseni etrafinda dönme hizi çoj yüksek oldugu için ortaya çikar. Jüpiter’de bir gün Günes sistemindeki diger bütün gezegenlerin günlerinden kisadir. Ekvatorda bir gün 9 saat 505 dakikadir; yani ekvatordaki parçaciklar saatte 45 bin kilometrelik bir hizla dönmektedirler. Ekvator bölgesinden uzaklasildiginda dönme süresi bes dakika uzar. Boylamsal olarak farkli yerlerde bulunan yüzey sekillerinin her birinin de kendilerine has dönme süreleri vardir.

Jüpiter kelimenin tam anlamiyla kati degildir. Yüzeyinin yapisi gazlidir; bizim gördüklerimiz de üst katmanlardaki bulutlardan baska birsey degildir. Toplam agirligi çok fazla degildir; Jüpiter hacimsel olarak Dünya’dan 1300 kat büyüktür ancak Dünya’dan sadece 318 kat agirdir. Böyle oldugu halde Jüpiter’in hacmi Günes sistemindeki diger bütün gezegenlerin hacimlerinin toplamindan büyüktür. Zaten Günes sistemi Günes Jüpiter ve çesitli enkazlardan olusur diyenler de vardir!

Binizim gördügümüz bulutlar gerçekten de çok soguktur. Ancak çekirdek kisminin sicakliginin 30.000 ile 50.000*C (54.000 ile 90.000*F) arasinda degisiyor oldugu düsünülmektedir. Üstelik Jüpiter etrafa sadece Günes’ten aldigi enerjiyi yansitiyor olmasi halinde yaymasi gerekenden 17 kat fazla fazla enerji yaymaktadir. Acaba o kendi çapinda bir küçük yildiz olarak kabul edilebilir mi?

Bu birzamanlar çok tutulan bir düsünceydi. Yüz yildan biraz daha uzun bir süre önce R.A. Proctor söyle yazmisti: “Jüpiter hâlâ kor halinde olan bir kütle. Bastan basa sivi ile kapli yüzeyi yogun atesin etkisiyle kayniyor ve fokurduyor; bu durumda da sürekli olarak büyük bulutlarin olusmasina neden oluyor. Bulutlar dev gezegenin hizli dönüsünün etkisiyle kusaklar seklinde bir araya geliyorlar.” Oldukça etkileyici bir tasvir; ama bugün bir gezegen ile bir yildiz arasinda farkliliklar oldugunu biliyoruz. Bu ayrimin en temel ölçütü hacme dayanir. Bu arada ancak bin tane Jüpiter’in hacmi Günes kadar olan bir cisme karsilik geldigini de belirteyim.

Özetleyecek olursak: Bir yildiz toz ile gazdan olusur. Bu maddeler kütle çekim kuvvetinin etkisi ile biraraya toplanirlar. Parçaciklar büzülen bulutun merkezine dogru hareket ederlerken meydana gelen çarpismalar yogunlugun ve sicakligin artmasina neden olur. Sicaklik kritik bir deger olan 10.000.000*C’a (18.000.000*F) eristiginde çekirdek tepkimeleri olusur ve yildiz parlamaya baslar. Bunun gerçeklesebilmesi için yildizin ilk halinin Jüpiter’in bugünkü büyüklügünden en az on kat daha büyük olmasi gerekir. Dolayisiyla bu da Jüpiter’in çeirdeginin hiçbir zaman çekirdek tepkimelerini baslatabilecek kadar sicak olmayacagi anlamina gelir. Son yillarda uzayin uzak bölgelerinde yildiz mi yoksa gezegen mi oldugu belli olmayan ayrimin tam sinirinda bulunan bazi gökcisimleri tespit edildi. Bnu tür cisimlere Kahverengi Cüceler adi verilmistir. Onlardan daha sonra tekrar bahsedecegim. Ancak Jüpiter bir Kahverengi Cüce bile sayilamayacak kadar küçüktür.

Jüpiter’in çekirdegindeki yüksek sicakligi açiklayaniki kuram vardir. Jüpiter yilda bir milimetre gibi bir hizla yavas yavas büzülüyor olabilir. Bu durumda ortaya çikan fazla enerjikütle çekimi ile bagintilidir. Ancak olan biteni genellikle basit bir isi yayilimi gibi görünüyor; demek istedigim Günes sistemini olusturan bulutsudan sekillenmesinden bu yana geçen süre Jüpiter’e sogumasi için yetmemis.

Teleskop ile Jüpiter’e baktigimizda üzerinde koyu renk kusaklar bulunan sarimtirak bir yuvarlak görürsünüz. Ayrica parlak ara bölgeler ve sürekli hareket halinde olan leke tutam veya zincir gibi görünen bazi sekiller vardir. Birkaç dakika bakacak olursaniz bu sekillerin gezegenin yuvarlagi üzerinde bir taraftan digerine dogru yavasça ilerledigini görebilirsiniz. Bir seklin bir kenardan digerine tasinmasi alti saatten az sürer.

1930’larda spektroskop kullanilarak yapilan gözlemler Jüpiter’in yapisini anlamak için gösterilen ilk çabadir. Günes’te oldugu gibi Jüpiter’de de hidrojen ve helyumun bol miktarda bulunmasi bekleniliyordu. Ancak bu gazlar Jüpiter’deki kosullara benzer kosullar altinda kendilerini göstermekten utandiklari için olacak ki saptanabilen ilk gazlar amonyak ve aaaan gibi bilesiklerdi. Amonyagin kimyasal formülü NH3’tür; yani üç hidrojen atomunun bir nitrojen atomu ile birlesmesinden meydana gelir. Daha çok bataklik gazi adiyla bilinen aaaanin formülü ise CH4’tür; açikça görüldügü gibi hidrojen ve karbondan olusmaktadir. O zamandan beri daha kesin sonuçlar elde etmeyi basardik. Jüpiter’in atmosferinin yüzde 89’unu hidrojen olusturur; geriye kalanin yüzde 11 helyumdur; bu durumda diger elementler için sadece yüzde birlik bir kisim kalir. Peki ya iç kisimlarda ne var?

1932 yilinda Rupert Wildt üzeri kalin bir buz tabakasiyla kapli kati bir çekirdek oldugunu iddia etti. Bu buz tabakasinin üzerinde ise hidrojen bakimindan zengin atmosfer vardi. W.R Ramsey ise çekirdegin de hidrojenden olustugunu ancak bu hidrojenin basinç nedeniyle aaaallestigine inaniyordu. Ramsey’in kuramina göre çekirdegin üzerinde normal kati hidrojenden olusan kalin tabaka onun üzerindeyse atmosfer vardi.

Ramsey’in kuraminin bazi açilardan gerçege çok da ters düsmedigi söylenebilir. Ancak bugün elimizde sicak ve demir silkatli çekirdegin sivi hidrojenden olusan kabuklarla çevrili oldugu yönünde güvenilir kanitlar var. Bu kabuklarin altta kalani aaaalik üstteki ise bildigimiz basit moleküllü hidrojenden olusuyor. Sivi hidrojenin hemen üzerinde baslayan atmosfer yaklasik 1000 km kalinliginda. Içinde birçok farkli bulut katmani yer aliyor. Bunlardan biri su buzu kristallerinden olusuyor. Hatta sivi sudan olusan bir katman bile olabilir. Yukariya dogru çikildiginda amonyak sirruslari olarak adlandirilan amonyak kristallerine rastlaniyor. Jüpiter üzerinde görülen canli renklerin bazi kimyasal ve fiziksel süreçlerin (mesela yildirimlar) aslinda beyaz olan amonyak sirruslarini renklendirilmesi sonucu ortaya çiktiklari düsünülüyor.

Gezegenin üzerinde en belirgin sekilde görülen yerler ekvatora paralel olarak uzanan kusaklardir. Hemen her zaman faredilebilen bu kusaklarin enlemleri de pek degismez.

Ana kusaklar hep görünüyor olsalar da ne kalinlik ne de yogunluk açisindan sabit kalmazlar. Genellikle Kuzey Ekvator Kusagi (NEB) en belirgin olan kusaktir; ama 1985-86 yillarinda oldugu gibi Güney Ekvator Kusagi’nin (SEB)daha baskin bir hal aldigi olur. Ancak SEB çok degiskendir. 1989 yilinin Mayis ve Haziran aylari civarinda yani Jüpiter Günes’in öbür tarafindayken GEkKus tamamen kaybolmus ancak bir süre sonra tekrar olusmustur. 1992 yilinin sonlarindaysa hem GEkKus hem de Güney Iliman Kusagi (STB) belli belirsiz hale gelmistir. Bana kalirsa en ilginç yil 1962’dir. O yil iki ekvator kusagi birleserek küre üzerinde genis krom sarisi bir kusak olusturmuslar.

Jüpiter üzerindeki özel olusumlarin dönüs sürelerini hesaplamak zor degildir. Dönüs hizi son derece yüksek oldugundan birkaç dakikalik bir gözlemle bile sekillerin soldan saga dogru küre boyunca hareket ettikleri rahatça görülebilir. Yapilmasi gereken tek sey seklin orta boylama art arda iki gelisi arasinda geçen süreyi belirlemektir. Yüzey sekillerinin geçis süreleri ise bir dakikadan daha az bir yanilma payiyla ölçülebiliyor. Bir seklin tam ayni yerden iki kere geçmesi arasinda geçen zamanin gezegenin dönüs süresini verecegi çok açik. Ancak gerçek hayatta bir seklin iki geçisini de görebilmek nadiren mümkün olur; çünkü bu on saatlik bir zaman demektir. Ancak sekillerin geçislerinin tam olmadigi dönüslere de rastlanir.

Ilginç etkinliklerin çogu ekvatorun yakininda güney dönencesinde ve güneydeki iliman kusak çevresinde yasanir. Kutuplarda hareket daha azdir. Kuzey yarim küre ise güneye göre daha sakindir. Bu durum Büyük Kizil Benek olarak adlandirilan hayli iri olusumun güneyde bulunmasiyla baglantili olabilir.

Benek1878 yilinda çok bariz bir sekilde görünür hale geldi ama daha önce de vardi. 1664 yilinda Robert Hooke tarafindan görülmüstü; Paris Gözlemev’nin ilk müdürü Cassani de 1965 yilinda onu çizmisti. Dolayisiyla daha önce de görülmüs olabilirdi. Ömrü az rastlanir biçimde uzun olan bu lekenin bir benzeri daha yoktur.

Uzay çagindan önce Kizil Benek’in yapisini açiklama amaciyla bazilari oldukça çilgin sayilabilecek birçok farkli kuram öne sürülmüstür. Söz gelimi 1943 yilinda E. Schönberg lekenin bir volkan agzioldugunu iddia etmisti. Emin olunan tek sey lekenin sabit olmadigiydi. En çok tutulan kuram Jüpiter üzerine yaptigi çalismalarla dünya çapinda ün kazanmis olan Bertrant Peek adli amatör bir ingilize aitti. Lekenin Jüpiter’in atmosferinin üst kisimlarinda bulunan bir gök cismi oldugunu iddia eden Peekgörüntüsündeki degisimleri de seviyedeki degisikliklere bagliyordu. Cisim alçaldiginda üzeri bulutlarla kaplanacak; bulut katmaninin üstüne kadar yükseldiginde ise tekrar görünür hale gelecekti. Yapilan hesaplamalar seviye degisikliginin 11 kilometreden fazla olmadigini gösteriyordu.

Peek bu yükselis alçalis nedenini ünlü tuzlu sudaki yumurta deneyi ile bir benzerlik kurarak açikladi. Tuzlu su karisimi bardagin dibinde daha yogunsa -ki genelde böyle olur- Yumurta yogunlugun belirdigi bir seviyede suyun içinde yüzer. Suya biraz daha tuz karistirirsak yani karisimin yogunlugunu arttirirsak yumurta bardagin agzina dogru yükselir. Dolayisiyla Jüpiter’in atmosferinin Kizil Benek’in bulundugu kisminin yogunlugunda az da olsa bir artis olursa Benek yukari dogru itilecektir.

Bu konuda baska bir kuram da Raymond Hide tarafindan öne sürülmüstür. Hide bulutlarin altinda kalan Jüpiter’in yüzeyinde çesitli yüzey sekilleri varsa bunlarin kuvvetli rüzgârlarin olusmasina neden olacagini söyler. Yüzeyde atmosferin etrafinda dolasabilecegi bazi büyük olusumlar mevcutsa -söz gelimi bir dag- bu seklin tepesinde Taylor kolonu olarak adlandirilan hareketsiz bir gaz kolonu olusacaktir. Bu durumda Kizil Benekkolonun üst kismi olabilir.

Neyse ki uzay arastirmalari sayesinde buggn bu iki kuramin da yanlisoldugunu anlamis bulunuyoruz. Kizil Benek aslinda Jüpiter’in hava durumunun yol açtigi dev bir kasirga. Çok büyük oldugu için bu kadar uzun sürüyor; ancak sonsuza kadar da sürmesi imkânsiz tabii ki. Neden bu renk oldugu ise hâlâ esrarini koruyor; ama fosforla bir baglantisi olabilir.

1955’te ilginç bir gelisme yasandi. Amerikali B.F. Burke ve K.L. Franklin Jüpiter’in yaydigi radyo dalgalarinin dalga boylari dekametrelerden desimetrelere dogru azalirken siddetinin arttigini buldular. Bu beklenmedik kesif sans eseri bulunmustu. Burkeve Franklin bu tür bir arastirma yapmiyorlardi; ancak ara sira aldiklari radyo dalgalarinin hep Jüpiter aletlerine göre belirli bir konumdayken ortaya çiktigini saptamislardi. Radyo dalgalarinin yapay oldugu gibi bir iddia hiç olmadi. Isik dalgalari ve radyo dalgalari elektromanyetik olaylar sonucunda ortaya çikarlar; aralarindaki tek temel fark dalgaboylarininuzunlugudur. Jüpiter’den yayilan dalgalarin sirri ilk basta çözülememisti. Dalgalar ile yüzey sekilleri arasinda bir baglanti kurulamamisti. Ancak radyo dalgalariyla Jüpiter’in kendisine en yakin uydusu olan Io arasinda bir iliski var gibi görünüyordu. Bu da ikinci bir sürpriz oldu; çünkü o sirada henüz Io’nun volkanik bir yapiya sahip oldugu bilinmiyordu. Jüpiter’in çok büyük bir manyetik alanina ve yani sira Dünya’nin çevresindeki Van Allen kusaklarina benzeyen ama onlardan çok daha güçlü olan isinim bölgelerine sahip oldugu düsünülüyordu.

Dünya’dan yürütülen gözlemler çok sey ögrenilmisti; ancak asil ihtiyacimiz olan sey uzay araçlarinin Jüpiter’in yakinindan gönderecegi bilgilerdi. Bunlarin ilki Pioner’lardi. Pioner’lardan No.10 1973 yilinin Aralik ayinda hedefinin yanindan geçmisti; onu bir yil sonra No:11izledi. Ikisi de görevlerini basariyla yapmislardi; ancak ilk iki Voyager onlarin basarisini gölgede birakti. 1977 yilinda firlatilan iki Voyager’dan ilki olan Voyager1 1979 yilinin 5 Mart’inda ikizi Voyager2 ise yine yine ayni yilin 9 Temmuz’unda Jüpiter’in yanindan geçti. O zamamdan beri iki sonda daha gönderildi. Ulysses Günes’in kutuplarini incelemek üzere yola çikmisti ama daha önceSubat 1992’de Jüpiter’in yakinlarindan geçti.

Basi çeken Pioneer 10 yolculuguna 2 Mart’ta 1972’de Cape Canaveral’dan baslamisti. Bir yil dokuz ay sonra asteroit kusagini sag salim geçmeyi basararak Jüpiter’e 132.000 km kadar yaklasti. Ayrica Jüpiter’in isinim bölgelerinin umulandan çok daha güçlü çikmasi sonucu Pioneer 10 öngörülmemis bir tehlike altina girmisti. Araç bulutlara biraz yaklasacak olursa içindeki aletler tamamen bozulacakti. Neyse ki hersey yolunda gitti; araç tehlikeden kilpayi kurtularak bize Kizil Benek’in renkli alanlarin kusaklarin ve bölgelerin harikulâde fotograflarini gönderdi. Böylece Jüpiter’in sürekli korkunç firtinalarin görüldügü son derece zalim bir dünya oldugu dogrulanmis oldu. Ayrica manyetik alaninin da gerçekten çok güçlü oldugu anlasilmistir.

Kendinden bir öncekinin ikizi sayilabilecek olan Pioneer 11 Jüpiter’in yakininaondan bir yil kadar sonra vardi. Pioneer 11’in yörüngesi degistirilmisti; bulutlarin üst kismina 46.500 km kadar yaklasti ve isinim tehlikesinin en yüksek oldugu ekvator bölgesinin üzerinden hizla geçip gitti. Daha önce ögrendiklerimizi dogrulayan bilgiler yollayin aracin görevi henüz bitmemisti; çünkü hâlâ Satürn ile 1979 yilinda bulusmasina olanak verecek kadar gücü vardi. Pioneer’lardan hiçbiri geri dönmeyecekti. Birkaç yil sonra çok hizli hareket eden bu araçlarin izini tamamen kaybetmis olacagiz.

Sadece birer öncü olan Pioneer’lar üzerinde daha fazla durmayacagim. Ayrica 1979 yilnda gezegene sirayla 350.005 ve 723.994 km kadar yaklasn Voyager’laedan çok daha fazla sey ögrendik. En büyük kesiflerden biri halka sisteminin kesfiydi. Jüpiter’in halkalari Satürn’ünkilere hiç benzemez; çok ince ve koyu renkli olduklarindan onlari Dünya’dan teleskop kullanarak görmek imkânsizdir.Kizil Benek’in yapisi anlasilmisti; ayrica Pioneer’lar geçtigi zamandan o yana oldukça degismis olan yüzeyinin mükemmel fotograflari da çekmisti. Kutup isiklarina rastlanmisti; üstelik gezegene neredeyse sürekli olarak yildirim düstügü ve simseklerin çaktigi saptanmisti. Bu da Jüpiter’in firtinali bir dünya olmanin yani sira gürültülü de oldugunu gösteriyordu ( aaaan ve amonyak gazlarinin varligini da göz önüne alirsak üstüne bir de kokulu!)

Belki de Voyager’lar tarafindan yürütülen çalismalar sonucunda yapilan en büyük kesif Jüpiter’in manyetik alaniyla ilgiliydi. Bu manyetik alan çok güçlü olmasinin yani sira son derece de genisti. Manyetosfer o kadar genisti ki Satürn’ü bile içine aldigi zamanlar oluyordu. Üstelik Voyager’lar Jüpiter’in manyetik alani ile volkanik uydu Io arasinda bir iliski oldugnu da dogrulamislardi.

Su ana kadar Jüpiter’e eslik edenlerden çok az söz ettim; ancak özel olarak incelemeye degecekleri kesin. Büyük olan dört tanesi o kadar iri ve parlaktir ki onlari herhangi bir teleskopla veya iyi bir dürbünle rahatça görebilirsiniz. Hatta kekin gözlü insanlar çiplak gözle görebilir. Galileo’nun 1610 yilinin Ocak ayinda ilkel teleskobunu kullanarak inceledigi bu dörtlü Galilei uydulari olarak bilinir. Ancak aslinda Galileo’dan çok kisa bir süre önce Marius adli baska bir gözlemci tarafindan kesfedilmis de olabilirler. Onlara bugün kullanmakta oldugumuz isimlerin (Io Europa Ganymede ve Calisto) verilmesini öneren de yine Marius'tur. Io Ay’imizdan biraz büyüktür; Europa biraz küçük; Ganymede ve Callisto ise çok daha büyüktür. Ganymedenin çapi Merkür’ünkinden büyüktür; ama agirlik olarak ondan hafiftir.

Voyager’lardan önce Galilei uydularina Dünya’daki güçlü telsekoplarla bakildiginda yüzeylerinde birkaç bulanik gölgelik görüldügü olmustu; ancak sekiller hiçbir zaman ayrintili olarak görülememisti. Voyager’lar sayesinde dört uydunun birbirine benzemedigini kanitlayan mükemmel görüntüler elde edilmisti. Ganymede ile Callisto buzlu ve kraterli; Europa buzlu ama yumusak yapili; Io ise sülfür kapli ve volkanikti.

Io gerçek bir sok yaratmisti. Sülfür volkanlarindan püsküren lavlar yüzeyin çok yukarilarina kadar çikiyordu; daglar neredeyse hiç durmadan patliyorlardi. Lav akintilari inanilmayacak kadar genis alanlara yayiliyordu. Volkan agizlarinda 550*C (1000*F) gibi yüksek bir sicaklik ölçülmüstü; ancak yüzeyin ortalama sicakligi –55*C ( -100*F)’nin altindaydi. Püskürtülen maddelerin hizi da oldukça yüksekti. Bu açidan Io’nun volkanlarinin bizimkilerden çok daha sert oldugu söylenebilir. Bunlardan baska yüzeyde sivi sülfürle dolu siyah göller vardi ve bu göllerin içinde bizim aysbergleri hatirlatan kati sülfür kütleleri yüzüyordu.

Io’nun kabugu büyük olasilikla sadece üstten 800 metrelik kismi kati olan sülfür ve sülfür dioksitten olusan bes alti kilometre derinliginde bir denizdi. Isi içeriden sülfür okyanusununaltindan püsküren lav seklinde disari atiliyordu. Sonuçta ortaya sülfür sülfür dioksit gazi ve sülfür dioksit karindan olusan bir karisim çikiyordu. Asinda Io’daki bu olusumlara volkan degil gayzer dememiz daha uygun olur. Iç isisi Io’nun Jüpiter etrafinda yörüngesinin dairesel olmasiyla ilgili olabilir. Yörüngenin dairesel olmamasi ise Io’nun hem Jüpiter’in hem de diger Galilei uydularinin kütlesel çekislerine maruz kalmasiyla baglantilidir. Bu durum uydunun çalkalanmasina ve isinmasina neden olur. Io volkanlarinin püskürttügü parçalar Jüpiter tarafindan yakalanir. Bu parçalar gezegenin etrafinda Io’nun yörüngesini merkez alir bir biçimde bir boru gibi uzanirlar. Ayrica Io ile Jüpiter’in arasinda çok kuvvetli bir elektrik akimi vardir. Böylecesonunda Io’nun Jüpiter’in radyo dalgalari üzerinde niçin bu kadar etkili oldugunu da anlayabildik.

Kesin olan birsey var ki Io’ya hiç gitmeyecegiz. Yüzeyinin hareketli olusu sürekli patlamalar görülmesi ve volkanlarin agizlarindan uzaklastikça dondurucu hale gelen sicaklik gibi bahaneler yeterli; ayrica Io’nun Jüpiter’in isinim alaninin en kalin oldugu bölgelerden birinde hareket ediyor olmasi da ayri bir konu. Volkanlarin bazilarini uzaktan da olsa hala izleyebiliyoruz; Hubble Uzay Teleskobu’nun bize gönderdigi fotograflar arasinda varlar. Fotograflar Voyager’lardan gönderilenler kadar kaliteli degiller tabii ama yine de ayirma gücünün yeterli sayilabilecegini söylemeliyim. Bu bile Hubble Teleskobu’nun hatali aynasina ragmen bir basarisizlik olarak görülmemesini kanitliyor.

Io’dan pek de küçük olmayan ve Jüpiter’den uzakligi Io’nunkinin iki katindan az olan Europa’nin bu kadar hareketsiz olusuna bir anlam vermek zordur.Voyager’larin gönderdigi fotograflarda görülen tek sekil buz üzerinde görülen çatlaklardi. Çatlak bir yumurta kabuguna benzeyen bu görüntüsüyle Europa bir haritacinin korkulu rüyasi sayilabilirdi. Buzdan kabugun altinda sivi sudan meydana gelen bir okyanus bulundugu ve bu okyanusta ilkel canli türlerinin var olabilecegi yönünde ciddi iddialar var.

Ganymede de buzdan bir kabukla kaplidir; ama Io’dan farkli olarak üzerinde kraterler ovalar ve oyuklar da vardir. Callisto’nun yüzeyinde o kadar çok krater vardir kiyüzey seviyesi olarak kabul edilecek kadar bir yer bulmak imkânsiz gibidir. Uydularin hiçbirinde aymosfere rastlanmamistir. Göreceli olarak büyük olan Ganymede bilebizim atmosferimizin yogunlugunun bir katrilyonda birinden daha yogüun bir atmosfer tutmaktadir. Jüpiterin bilinen oniki uydusu daha vardir. Bu uydularin hepsinin çapi 320 kilometreden küçüktür; dolayisiyla amatörlerin sahip oldugu normal teleskoplarla görülmeleri olanaksizdir. 1892 yilinda E.E. Bernard tarafindan kesfedilen Amalsea’nin sekli biçimsizdir. Voyager’larin gönderdigi fotograflarda yüzeyinde kraterler oluklar ve dag siralari oldugu görülmüstür. Bir gözlemcinin sadece teleskop kullanarak kesfettigison Jüpiter uydusu odur; ondan sonrakilerin kesfinde ya fotograf ya da uzay araçlari kullanilmistir. Metis Adrastea Amalsea ve Sebe Jüpiter’e Galilei uydularinin hepsinden daha yakinlarken; Leda Himalia Lysisea Elara Ananke Carme Pasiphaé ve Sinope ise daha uzaktalardir. Jüpiter’den uzakliklari ise 20 ile 24 milyon km arasinda degisen son dört uydu dogudan batiya dogru hareket etmektedirler. Bu durum onlarin Jüpiter tarafindan yakalanmis asteroitler oldugu konusunda süpheye yer birakmiyor. Jüpiter’den bu kadar uzakta olan bu uydularin yörüngeleri dairesel olmaktan çok uzaktir.

Jüpiter amatör bir gözlemci için gözlenmeye deger gezegenlerden biridir denebilir. Dis yüzey sürekli degismektedir; birazdan ne ile karsilasacagini kimse tahmin edemez. Eskilerin bu Dev Gezegen’e Tanrilarin Krali’nin adini vermeleri son derece yerinde bir davranistir dogrusu.

[Turania™]

SATÜRN




Eski zamanlarda bilinen en dis gezegene Jüpiter’in babasi Satürn’ün ismi verilmisti. Jüpiter kadar parlak olmayan bu gezegenin renginin sarimtirakligi ona sanki kursundanmis gibi bir hava verir. Ayrica yildizlara göre çok yavas hareket etmektedir; bu yüzden ona hain sifatini yakistiranlar çikmistir. Ancak bir teleskopla bakildiginda hiç tartismasiz gökyüzündeki en güzel cisim odur.

Onu benzersiz yapan halkalaridir. Bugün bütün devrelerin halka sistemleri oldugunu biliyoruz; ancak hiçbiri Satürn’le yarisamaz. Bu halkalar ilginin gezegenin kendisinden sapmasina neden olur. Zaten yüzey sekillerinin etkileyici bir tarafi olmadigi da bir gerçek. Satürn temelde Jüpiter’e benzer; onun da bulut kusaklari ve lekeleri vardir ancak gözlemlenebilecek etkinlik çok daha azdir.

Geçtigimiz yüzyilda bile Jüpiter ile Satürn’ün birer minyatür yildiz oldugu fikri hakimdi. R.A Proctor’un 1882 yilinda yazdigi Satürn ve Sistemi adli kitabindan alinan su bölüme bir bakalim:

“Gezegenin yüz binlerce kilometre kare genisligindeki yüzeyi içsel güçler tarafindan yarilmis olmalidir. Asagidan çikan kuvvetli su buhari çok yükseklere kadar fiskirarak ya gezegenin yüzeyini örten bulut katmaniyla birlesiyor ya da kendi bir bulut kümesi olusturuyordur. Bu küme asiri büyüklügü veya kendini olusturan maddelerin etrafini çeviren diger bulutlarinkinden farkli olusuyla ayirt edilebilir. Böyle bir olusum Jüpiter üzerindeFransa kadar büyük bir kaplayabilirken; is Satürn’e gelince alan Rusya kadar olabilir ki bu da bizim en güçlü teleskopumuzla fark edebilecegimiz bir büyüklüktür. Bu durumda iki gezegen de görünürde sakin bir tavir sergilerken asagida yani yüzeylerinde kargasanin en büyügü yasaniyor olabilir. Hepsi Yorkshire büyüklügünde binden fazla farkli bölge olsa tüm yüzey o sakin halini birakip kaynayan aaaale benzer bir görüntü alabilir; ancak bu tür bölgelerin üzerinde olusacak büyük bulut kütleleri alttaki yüzeyin hareketliligini kapatiyor olabilir. Bu durumda en güçlü teleskoplarimizla bile en ufak bir degisim belirtisi göremeyiz. Ve Satürn bu arada biz görmeden daha da çalkantili bir hal aliyor olabilir.”

Hiçbir sey gerçege bundan daha uzak olamaz; ancak Proctor’un içinde bulundugu kosullarda böyle bir tablo çizmesi de son derece normal. SatürnJüpiter’den oldukça küçüktür; çapi ekvatorda 120.500 kutuplarda ise 108.750 km kadardir. Günes ile arasindaki mesafe de bayagi uzaktir. Günes’ten ortalama uzakligi 1.425.500.000 kilometredir; bu da Dünya’ya hiçbir zaman 1.200.000.000 kilometreden fazla yaklasamayacagi anlamina gelmektedir. Dolanim hizi saniyede 96 kilometre; dolanim süresi ise 291/2 yildir. Bu Satürn’ün neden gökyüzünde yavas hareket ediyor gibi göründügünü açikliyor. Kendi ekseni etrafinda dönüs hizi yüksektir (101/4 saat); dolayisiyla bir Satürn yilinda 25.000 Satürn günü vardir. Ayrica dönüs hizi gezegenin her yerinde esit degildir; Jüpiter’de oldugu gibi ekvatorda hizli; kutup bölgelerinde ise daha yavastir.

Satürn Jüpiter disindaki diger gezegenlerin hepsinden çok daha büyüktür. Satürn’ün hacmi Dünyaninkinin 700 katidir; oysa yogunlugu çok düsük oldugundan kütlesi sadece 95 kat daha fazladir. Aslinda gezegenin tümünün yogunlugu sudan azdir. Demek istedigim uygun bir okyanus bulup Satürn’ü içine birakacak olsaniz yüzecektir. Kurtulma hizi yüksekken (354 km) yüzeyde kütle çekim kuvveti düsüktür. Kütle çekimi sadece cismin kütlesine bagli degildir; cismin büyüklügü de önemli bir faktördür. Esit kütleli iki cisim düsünelim; küçük ve dolayisiyla daha yogun olanin yüzey çekimi daha güçlü olacaktir. Bunun nedeni onun üzerinde duracak bir gözlemcinin kürenin merkezine daha yakin olacak olmasidir. Gazli yüzeyinde birinin dikelebilecegi düsünülemez ama böyle birsey mümkün olsaydi Dünya üzerinde 90 kilo gelen bir kisinin agirligi Satürn’de 100 kilo kadar olacaktir. Günes sisteminde bir Dünyalinin kendini rahatsiz edecek kadar agir hissedecegi tek gezegen Jüpiter’dir.

Satürn yapisal olarak Jüpiter’den pek de farkli degildir. Ancak çekirdegindeki sicaklik biraz daha düsüktür; bu degerin 15.000*C (27.000.000*F) kadar tahmin edilmektedir. Yapilan son teorik çalismalar çekirdegin kati kisminin Dünya’dan daha büyük oldugunu göstermektedir. Çekirdegin üzerinde sivi aaaalik hidrojenden olusan bir katman; onun üzerindeyse sivi moleküller hidrojenden olusan bir katman vardir. Sonra da sira üst bulutlarini bizim de gördügümüz atmosfere gelir. Bulutlardaki helyum orani sadece yüzde 6 kadardir; gerisi sizin de tahmin edebileceginiz gibi esas olarak hidrojendir. Satürn Günes’e Jüpiter’den çok daha uzak oldugundan üst bulutlarinin Jüpiter’inkilerden daha soguk olmasi beklenir; nitekim öyledir de. Buradaki sicakligin -180*C yani -240*F kadar oldugu sanilmaktadir. Üst atmosferdeki amonyagin büyük bir kismi donmus haldedir. Ayrica yapilan spektroskobik gözlemlerde donmus aaaana da rastlanmistir ki aaaan kolay donan bir gaz degildir.

Gezegenin üzerinde bir seyler görmek istiyorsak iyi sayilabilecek bir teleskop kullanmamiz gerekir. Satürn’ün Jüpiter’in sakin zamanlarini hatirlatan bir görüntüsü vardir; ancak sonuç itibariyla Satürn daha iyi huyludur. Kusaklar yuvarlak hatlidir; ekvator bölgesi genellikle parlak krem renklidir; Jüpiter’in Kizil Benek’iyle karsilastirilabilecek herhangi bir olusum da yoktur. Kutuplar genellikle lostur ve hiçbir yerinde canli renklere rastlanmaz.

Satürn de Jüpiter gibi etrafa Günes’ten almis olabileceginden çok daha enerji yayar. Ancak Jüpiter’e göre küçük olan Satürn’ün olusumundan bugüne sogumak için yeterli zamani olmustur; dolayisiyla bu Jüpiter’inkinden farkli bir nedene dayaniyor olabilir. En çok kabul gören görüssicakligin sivi helyum damlaciklarinin daha az yogun hidrojenin içinden geçerek asagiya çekirdege dogru hareket etmeleri sonucu çekimsel olarak olustugudur. Bu açiklama tatminkâr degil; ancak bugüne kadar daha iyisini yapan da çikmadi.

Büyük patlamalar nadiren görülür; ancak ekvator bölgesi civarinda ara sira beyaz beneklere rastlandigi olur. Bunlardan ilk kayda geçeni 1876 yilindakilerdir; 1903’te bir tane daha görülmüstür. Bir sonraki olan 1933’teki öncekilerden çok daha etkileyiciydi. Bu benegi o yilin Agustos ayinda kesfeden kisi amatör bir gözlemci olan W.T. Hay’di; bu Ingiliz bugün sahne ve sinema komedyeni olarak hatirlanan ünlü Will Hay’den baskasi degildir. Bu olay söyle gelisti: Beyaz benek yavas yavas uzadi; üzerinde bulundugu alanin rengi ise koyulasti. Bas tarafi belirsizlesirken arka tarafi keskin hatli bir sekil aldi. Kraliyet Gök BilimcisiSir Harold Spencer Jones bu durumu “gördügümüz yüzeyin altinda meydan gelen bir volkanik patlama sonucu püsküren bir miktar madde kendinden daha hizli hareket eden bir hava akimiyla karsilasti; onlar akim ile ileri tasinirlarkensonradan püskürmeye devam eden maddeler de arka ucu olusturdular.” diye açiklamisti. Leke zamanla soluklasti; birkaç ay sonra da gezegenin çevresinde uzanan parlak bir alandan baska bir sey degildi; sonra da tamamen kayboldu.

1960’ta görülen beyaz benek önceki kadar çarpici degildi; ancak gezegeni gözlemleyenler 1990 yilinda çok zevkli anlar geçirdiler. Eylül ayinin 25’inde Amerikali bir amatör olan Stuart Wilber eskileriyle hemen hemen ayni boylamda yeni bir benegin parladigini gördü. Daha sonra varligi dogrulandi; zaten görülmemesi gibi bir sey söz konusu degildi. Daha sonra yasananlar alisildik sirayi izledi. Benek güçlü ekvator rüzgârlarinin etkisiyle birkaç gün içinde yayildi ve 14.500 km uzunlugunda bir bulut görünümünü aldi. Ekim’in ortalarina gelindiginde tüm ekvator boyunca uzanan parlak bir bölge olarak görünüyordu. Parlakligi gün be gün soldu; birkaç ay içinde yine her sey normale dönmüstü.

Burada ilginç bir durumla karsilasiyoruz. Elimizde beyaz beneklerin 1876 1903 1933 1960 1990 yillarinda görüldüklerine dair kayitlar var. Görünüslerin arasinda geçen süre sirayla 27 yil 30 yil 27 yil ve yine 30 yil. Bu Satürn’ün dolanim süresi olan 291/2 yila çok yakin. Rastlanti pesinde kosmaktan hep sakinmis biri oldugum halde bana sanki ikisi arasinda Bir baginti varmis gibi geliyor. Bu durumda gözlemciler 2020 yili civarinda bir beklenti içine girecekler. Benekler Satürn’ün gördügümüz yüzeyinin altinda hüküm süren kosullar hakkinda bilgi verici olduklari için önemliler. Ayrica dönüs süresinin ölçülmesine de yardimci oluyorlar.

Dolayisiyla yapilacak en akillica is göz alici halkalara fazla takilmamak ve kürenin kendisini sürekli gözetim altinda tutmaktir. Iyi aletlere sahip bir amatör de bu isi oldukça rahat bir sekilde kivirabilir.

Ancak Satürn’ü bu kadar görkemli yapan da halkalaridir tabii ki. Küçük teleskop ile bile görülebilen halkalar on yedinci yüzyildan beri bilinmektedir. Ne olduklarini tam olarak anlayabilecek kadar net bir sekilde olmasa da onlari ilk gören Galileo’dur. Satürn’ü üçlü gezegen zanneden Galileo birkaç yil sonra gezegenin normal görünmesine ve yalniz olusuna bir anlam verememistir. Galileo hiç ögrenmemis olsa da biz bugün bu sorunun cevabini bulmus durumdayiz.

Galileo gözlemeye basladiktan kisa bir süre sonra halka sistemi Dünya’ya göre yan durmaya basladi. Bu konumda Galileo’nun ilkel teleskobuyla onu görmek imkânsizdi.

1659 yilinda büyük bir ihtimalle zamaninin en iyi gözlemcisi olan Christiaan Huygens ünlü anagramini (o zamanin astronomlarinin kullandigi Latince sifreli bir yazi) yayinladi. Bu anagramda Staürn’ün çevresinde tutulum dairesi boyunca uzanan ve hiçbir yeri gezegenin kendisine degmeyen yassi bir halka bulundugu söyleniyordu. O ana kadar söyledikleri dogruydu; ancak kuramina inanilmayacak kadar çok kisi karsi çikti. Söz gelimi cizvit olan Fransiz matematikçi Honoré Fabri Satürn’ün garip görüntüsünün nedeninin dört uydu oldugunu iddia ediyordu. Bu uydulardan ikisi karanlik ve gezegene yakinken diger ikisi parlak ve gezegene uzakti.

Huygens’in halkalarinin bütün gökbilimcilere kabulü yillar aldi. Bu dönemde yapilan çizimlerden bazilari oldukça gariptir; ancak kullanilan teleskoplarin kalitesi düsünülürse bu pek de anormal degil.

Ikisi parlak bir los olmak üzere üç ana halka vardir. En distaki parlak halka 14.500 km genisligindedir. Içeri dogru gidildiginde G.D. Cassani tarafindan 1675 yilinda kesfedilen ve bu nedenle Cassini Bölümü olarak anilan bir aralik gelir. Genisligi 4000 km kadar olan bu aralik A halkasinin genisligi yaklasik 25.700 km olan parlak B halkasindan ayirir. Huygens’in tarif ettigi halka A ve B halkalarinin bir birlesimidir.

A ve B halkalari birbirlerine benzemezler. B daha parlaktir ve geçirgenligi daha azdir. Aradaki farkli kaliteli küçük bir teleskopla bile görebilirsiniz. Halka sistemi biraz olsun egik oldugunda 8 santimlik mercekli teleskopla bile Cassini Bölümü’nü görmekte zorlanilmaz. A halkasinin içinde de dar bir aralik vardir; J.F. Encke tarafindan kesfedildigi için onun adi verilen bu araligi görmek çok daha zordur. Özellikle halkalari yandan gördügümüz zamanlarda onu fark etmek zorlasir.

B halkasi ile gezegen arasinda üçüncü bir halka vardir. C halkasi Crêpee Halkasi ve Karanlik Halka adlariyla da bilinir. Onu ilk olarak 1850 yilinda birbirinden bagimsiz iki gözlemci Amerika’da W. Bond ve Ingiltere’de W.R. Dawes görmüstür. Rahat bir sekilde görülemeyen bu halka yari geçirgendir. Genisligi ise 19.300 km kadardir.

Uzay Çagi’ndan çok önce öncekiler kadar net görülemeyen baska halkalar görenler de çikmisti. Bunlardan CrépeHlkasi’ndan daha içeride oldugu iddia edilen halkaya D Halkasi adi verilmistir. Fransiz gök bilimci G. Fournier’in 1907 yilinda gördügü ve ana sistemin disinda olan bir baskasina dakafa karistiracak biçimde yine D Halkasi denmistir. Bu konu çok sonra Pioneer ve Voyager uzay araçlarinin uçuslarindan sonra açikliga kavustu.

Satürn’de büyüleyici gölge etkileri görülür. Küreden yansiyan isik halkalari aydinlatarak onlari kirikmis gibi gösterir. Ayrica halkalarin Satürn’ün üzerine düsen gölgeleri çok rahat bir sekilde görülür dikkatsiz gözlemciler yanilarak genellikle bu gölgeleri kusak zannederler.

Halka sistemi daireseldir; ancak biz ona tepeden bakamadigimizdan elipsmis gibi görürüz. Sistemin toplam çapi 272.000 km kadardir ama halkalarin kalinligi çok incedir. Bu durum 1966 1980 ve 1995 yillarinda oldugu gibi yan durduklarinda görmek neredeyse imkânsizdir. Daha açik bir sekilde söyleyecek olursak Dünya halka sistemiyle ayni düzleme girdiginde Günes de ayni seyi yaparsa halkalari görmek mümkün olmaz; çünkü bu durumda sadece halkalardan en dista kalaninin kenari günes isigi alabilmektedir. Halkalarin tamamen kayboldugunu iddia edenler de çikmistir; ancak gerçek böyle degildir. Halkalar sirayla 13 yil 9 ayda ve 15 yil 9 ayda bir yan konuma geliyorlar. Bu esitsizlige Satürn’ün yörüngesinin dismerkezliligi neden oluyor. Kisa olan aralik boyunca Satürn’ün güney kutbu Günes’e dogru egik oluyor; bu durumda kuzey yarim küre halkalarin ardinda kaliyor. Satürn günberi noktasi civarindayken göreceli olarak en hizli hareket ettigi zamanlari yasiyor. Daha uzun olan aralik boyunca ise kuzey kutbu Günes’e dönük oluyor; bu sefer de güney yarim küre görülemiyor. Bu devre içinde Satürn günöte noktasindan en yavas hiziyla geçiyor. Halkalar Satürn’ün ekvator düzleminde bulunuyorlar; ancak ekvator düzlemi yörünge düzlemine göre 261/2*kadar egik.

Ana halkalardan A ve B’nin yekpare ve kati bir görüntüsü vardir; dolayisiyla teleskop ile bakan ilk gözlemcilerin onlari sert levhalar zannetmeleri son derece dogaldir. Tabii herkes ayni fikirde degildi; söz gelimi J. Cassini1705’te halkalarin Satürn çevresinde dönmekte olan küçük parçaciklar oldugunu iddia etmisti. Ancak bu oturakli tahmin on dokuzuncu yüzyila kadar dogrulanmadi.

Fransiz Edouard Roche 1848 yilinda kütle çekimi yok denebilecek kadar az olan bir cismin bir gezegene (veya baska bir cisme) çok yaklasmasi durumunda parçalanacagini kanitladi. Bu tehlikeli alanin kenari Roche siniri olarak bilinir. Siniri ilgili gezegenin büyüklügü ve kütlesi beliler. Halkalar Satürn’ün Roche siniri içindedirler; bu da kati veya sivi olmalari halinde parçalanacaklari anlamina gelir. Bu iddia 1875 yilinda James Clerk Maxwell tarafindan matematiksel olarak kanitlanmistir. Ondan yirmi yil sonra J.E Keeler spektroskop kullanarak yaptigi gözlemlerden halkalarin iç kisimlarinin Satürn’ün çevresinde distakilere göre daha hizli dönüyor oldugu sonucu çikardi. Tabii bu da Kepler Yasasi’na uygun bir durumdu. Yani her bir parçacik kendi basina birer aycikmis gibi davraniyordu.

1979’dan önce halkalarin az çok yassi ve düzgün oldugu varsayiliyordu. Uzay arastirmalari sonucunda gerçekte öyle olmadigi anlasildi. Ilk baskini Pioneer 11 yapti. Daha önce de bahsettigimiz gibi bu sonda 1973’te Jüpiter’i incelemek üzere firlatilmisti. Satürn önceden planlanmis bir hedef degildi; ancak bu karsilasma çok yararli oldu; çünkü o zamanlar hiç kimse sondalarin Satürn’ün çevresindeki enkaz ile çarpismanin yol açabilecegi tehlikenin büyüklügü konusunda bir fikre sahip degildi. Pioneer’in bulutlarin 21.000 km kadar üzerinden geçmesi planlanmisti; öyle de oldu. Böylece hayatta kalma sansi yüzde 99’dan yüzde 1’e düsmüs oldu. Neyse ki hiç yara almadan kurtuldu.

1980 ve 1981 yillarinda 1979’daki Jüpiter ziyaretlerini bitiren ilk Voyager Satürn’e geldi. Bu iki Voyager bibirinin esiydi ancak Jüpiter’den ayrildiktan sonra farkli roller üstleniyorlardi. Voyager 1 sadece Satürn’ü degil gezegenin en büyük uydusu Titan’i incelemek üzere programlanmisti. Titan’in bir atmosfere sahip oldugu biliniordu; bu bakimdan özel ilgiyi hakeden bir uyduydu. Sonda Titan’i incelemek için tutulum dairesi düzleminden ayrilacakti; bu durumda da ileride baska bir gezegenle karsilasma olasiligi kalmiyacakti. Plan islerse Voyager 2 Titan’la ilgilenmeyecek ve önce Neptün’le sonra da Uranüs’le bulusmak üzere yoluna devam edecekti. Ancak Voyager 1’in basarisiz olmasi durumunda Voyager 2’nin Titan’i incelemesi gerekecekti. Bu durumda da iki uzak devi göremeyecekti. Voyager 1 üzerine düseni kusursuz bir sekilde yerine getirdiginde Görev Kontrol Merkezi’ndeki rahatlamayi tahmin edebilirsiniz.

Satürn’ün kendisinin çok güzel fotograflari elde edildi. Gezegenin üzerinde kirmizimsi ve kahverengimsi benekler bile vardi. Ekvatora simetrik olarak esen rüzgârin hizi saatte 1500 km’yi bulur ki bu Jüpiter rüzgârlarindan bile daha hizli oldugunu gösterir. Manyetik alani Jüpiterinkinden yirmi kat daha zayiftir; ancak bu haliyle bile Dünya’ninkinden bin kat güçlüdür. Manyetik ekseninin dönme ekseniyle çakistigi belirlenmistir. Yani bu durumda gezegende pusulaya bakilacak olursa ibre tam kuzeyi gösterecektir. Kutup isiklarina da rastlanmaktadir; ama tahmin edebilecegimiz gibi Jüpiter’dekilere çok daha zayif olacaktir.

Voyager 1 Satürn’e dogru yaklastiginda halkalarin kimsenin ummadigi kadar karmasik olduklari anlasildi. Binlerce ufak halkadan ve küçük bosluklardan olusuyorlardi. Bir bütün olarak ise daha önce görülmüs hiçbirseye benzemiyorlardi. Rahat görünen ayrimlarin ortaya çikis nedenininuydularin özellikle de Voyager’lardan önce en içteki olarak bilinen Mimas’in çekim gücü oldugu zannediliyordu. Bu belirgin birkaç bosluk için geçerli olabilirdi; ancak sistemin karmasikligi tek nedenin uydularin tedirgisi olmayacagini gösteriyordu. Satürn’ün halkalarinin hareketleribugün bile tam olarak açiklanabilmis degildir.

Cassini Bölümü bos degildir. Orada da halkaciklar veuzaydagörülen türden parçaciklar vardir. B Halkasi’nda merkezden çevreye dogru yayilanyaklasik 15.000 km uzunlugunda garip çubuklar görünür. Bu çubuklar halka gezegenin gölgesinden çiktiktan birkaç saat sonra kaybolurlar. Aslinda böyle bir büçüm olusturamamalari gerekir. Hatilarsaniz Kepler Yasasi söyle der: Iç kisimdaki parçacik kendine göre disarida olan parçaciktan daha hizli hareket eder. Dolayisiyla merkezden disariya dogru çubuk seklinde bir olusumun bulunmamasi gerekir. Ancak oradalar ve net bir sekilde görülebiliyorlar. Benim bugünkü fikrimi soracak olursaniz bu çubuklari manyetik güçler tarafindan halka sisteminin düzleminden çikartilan parçaciklar olusturuyor ve yükselen bu parçaciklar daha sonra manyetik alan hatlari tarafindan süpürülüyor. Su anda en mantikli açiklama bu gibi görünüyor. Dünya’dan gözlem yapan kisilerin yaptigi eski çizimlere baktigimizda bazilarida bu çubuklarin çizili oldugunu görüyoruz.

Yeni halkalar da bulundu. Daha önce D Halkasi adi verilen ve bulutlarin hemen üstüne kadar uzandigi söylenen halka gerçek bir halka sayilamazdi; daginik parçaciklarin bir alandi. Ancak A Halkasi’nin hemen disinda yeni bir halka bulundugu görüldü. Büyük olasilikla Fournier’in gördügü halka olan bu halkaya resmen F Halkasi adi verildi. F Halkasi’nin örülmüs ipliklere benzeyen garip ve karmasik bir yapisi vardi. Seyrek yapili G Halkasi ise büyük uydularin en içte olani Mimas’la ayni yolu kullanan iki küçük ayin yani Janus ve Epimesus’un yörüngesine kadar olan bölgenin needeyse tamamini kapliyordu. Son olarak bir de E Halkasi vardi. G Halkasi’ndan bile daha seyrek olan bu halkanin en parlak oldugu yer ikinci büyük uydu olan Enceladus’un yörüngesinin hemen içinde kalan bölümdü.

Halka parçaciklarini Voyager bile net olarak gösteremedi. Ancak büyüklükleri çakil tasiyla birkaç metre çapli buzbloklari arasinda degisiyor gibi görünüyordu. Ayrica halkalarin bulundugu düzlemin 65.000 km asagisina ve yukarisina kadar uzanan seyrek yapili bir hidrojen bulutuna da rastlanmisti. Halka parçaciklarinin bilesimine gelince görünüse göre parçaciklar basit su buzundan olusuyorlardi.

Uzay Çagi’ndan önce Satürn’ün dokuz uydusu oldugu zannediliyordu. Satürn ailesi Jüpiter’inkinden hayli farkliydi. Satürn’de dört büyük ve bir düzine küçük yerine bir büyük (Titan) ve birçok ortaboy uydu vardi. Uydularindan Rhea ve Iapetus’un çapi 1500 km; Dioni ve Tesys’inki ise 1100 km kadardir. Mimas Enceladus ve Hyperion’un çaplari ise 270 km ile 480 km arasinda degisir. Önceden bilinen son uydu olan Phobe’nin çapi ise topu topu 225 kilometredir. Satürn’den ortalama 13.000.000 km uzakta olan bu uydu ters yönde hareket etmektedir; bu durum onun eski bir asteroit oldugu konusunda süpheye yer birakmaz. Ondan sonra 9 yeni uydu daha bulunmustur. Bunlardan Pan Atlas Promeseus Pandora Epineseus ve Janus Satürn’e Mimas’tan daha yakindir. Telesto ve Calypso Tesys ile ayni yörünge üzerinde hareket etmektedirler. Dione’nin ise Helene adli bir Troya’lisi vardir. Bunlardan baska birkaç küçük uydu daha oldugu ve toplam uydu sayisinin yirminin üzerine çikacagi düsünülmektedir. Yeni kesfedilen uydulain hepsi çok küçüktür; aralarinda çapi 150 kilometreden büyük olan tek uydu Epimeseus’tur.

Saptanan son uydu olan Pan A Halkasi’nin ortasindaki Encke Bölümü’nün içinde hareket etmektedir. Promeseus ile Pandora’ya çoban uydulari denmektedir çünkü F Halkasi’nin iki kenarinda durarak onu sabit bir sekilde tutarlar. Promeseus’un yörüngesi halkanin biraz disindan geçer; dolayisiyla halkayi olusturan parçaciklardan daha yavas hareket etmektedir. Bir parçacik digerlerinden ayrilacak olursa Promeseus onu yavaslatarak daha içte bir yörüngeye oturmasini saglar. Ayni sekilde içeriSatürn’e dogru yol alan parçaciklar da Pandora tarafindan hizlandirilir ve ana halkaya geri gönderilir. Janus ile Epimeseus’un eskiden ayni büyük cisim parçalari oldugu kolayca anlasilmaktadir. Birçok bakimdan benzerlik gösterirler. Ayrica dört yilda bir birbirlerine yaklasirlar; bu sirada yasanan ikili etkilesimler sonucu yörüngelerini degistirirler. Uzayda sandalye kapma oyunu oynayan iki ay gibidirler!Küçük uydularin çogunun sekli biçimsizdir.

Satürn’ün uydularinin en büyügü olan Titan Ganymede’den sonra Günes Sistemi’ndeki ikinci büyük uydudur. Küçük bir teleskopla görülebilecek kadar parlaktir. Dürbünle bile gördügünü söyleyenler olmustur. 1944’te bir atmosferi oldugu belirlendei; Voyager’dan önce atmosferin esas olarak aaaandan olustugu düsünülüyordu.

8 santimlik bir mercekli teleskopla Rhea rahatça Dione ile Tesys ise biraz daha zor görülür. Iapetus’un durumu biraz gariptir; uydu Satürn’ün batisindayken dogusundayken oldugundan çok daha parlaktir. En çok Rhea kadar parlak görünür; ancak soluk oldugu zamanlarda 8 santimlik teleskobun menzili disinda kalir. Bu garip durum uydunun G.D. Cassini tarafindan 1671 yilinda kesfedilisinden beri bilinmektedir. Bu farkin mantikli tek açiklamasi vardir. Gezegenlerin en büyük uydularinin çogu gibi Iapeseus da eszamanli dönmektedir. Yani çevresinde dönmekte oldugu gezegene hep ayni yüzünü göstermektedir. Bunun nedeni gezegenin çevresindeki dolanim süresinin kendi ekseni etrafinda dönüs süresine esit olmasidir. Bu süre Iapeseus için 79 gündür. Yani bati uzaniminda her zaman yansitma orani daha yüksek olan yüzü bize dönüktür.

Voyager 1’in ana hedefi olan Titan sok yaratti denebilir. Yüzeyinin görülmesini tamamen engelleyen kalin atmosferinin bol miktarda nitrojenden ve hatiri sayilir miktarda aaaandan olustugu belirlendi. Yüzey basinci Dünya’da deniz seviyesindeki basincin birbuçuk katindan daha fazlaydi. Voyager 1 uydunun 6500 kilometre kadar yakinindan geçtigi halde tek görebildigimiz portakal renkli sis olarak adlandirilabilecek olusumun üsy katmaniydi. Yüzey sicakligi -180*C (-290*F) olarak ölçülmüstü. Bu oldukça önemliydi çünkü aaaan gazinin Titan üzerinde kati sivi veya gaz halinde bulunabilecegi anlamina geliyordu. Bu durum tipki H2O’nun Dünya’dan buz sivi su veya su buhari seklinde bulunabilmesine benziyordu. Bizim denizlerimize pek benzemese de Titan’da bir çesit kimyasal maddeden olusan denizler olabilirdi. Büyük bir olasilikla da etan ve aaaanin olusturudgu bir karisim.

Titan haytin ortaya çikmasina olanak vermeyecek kadar soguk gibi görünüyor olsa da üzerinde söz gelimi portakal renkli siste birçok organik maddeye rastlanmistir. Uyduda hayat için gerekli tüm kosullar varmis gibi durmaktadir. Bu konunun 2004 yilinda aydinliga kavusmasi bekleniyor; çünkü uydu üzerine yumusak inis yapmasi planlanan yeni sonda uyduya o yil ulasacak.

Bir konuyu daha belirtmekte yarar görüyorum. Titan’in kurtulma hizi bizim Ay’imiznkiyle ayni gibidir. Ancak Titan Ay2dan çok daha soguk oldugundan bir atmosfer tutmayi basarabilmektedir. Çünkü sicaklik düstügünde atomlar ve moleküller daha yavas hareket ederler bu da kaçma sanslarinin azalacagi anlamina gelir. Milyarlarca yil sonra Günes daha parlak hale geldiginde Titan’in üzerinde hayatin ortaya çikmasina olanak verecek kadar isinacagi düsünülmektedir. Ancak o zaman da artan sicaklik spnucu atmosferin kisa süre içinde kaybedecektir.

Bu arada Voyager’larin o sirada son derece ters bir konumda olan Phobe disinda bütün büyük uydularin çok güzel fotograflarini çktigini de belirteyim. Mmas’in buzlu ve kraterli yapisi vardir. Herschel adi verilmis büyük kraterin genisligi uydunun çapinin üçte biri kadardir. Encaladusbuzlu ve küçük kraterli düz sayilabilecek bi yüzeye sahiptir. Tesys ise neredeyse saf buzdan olusmaktadir. Üzerinde yer alan bir hendek uydunun yarisindan çogu boyunca uzanmaktadir. Dione Teehys’ten azicikdaha büyük ama çok daha agirdir. Yari kürelerinin parlakliklari birbirinden farklidir. Yüzeyinde birkaç parlak sekil ile iki üç büyük krater vardir. Rhea’nin yüzeyine bakildiginda uydunun son derece yasli oldugu görülür. Neredeyse Jüpiter sistemindeki Callistokadar kraterli bir yapiya sahiptir. Hyperion’un durumu istisnaîdir. Sekli biçimsizdir; büyüklügü 360 x 280 x225 kilometre kadardir; bir hamburgere benzedigi söylenebilir. Satürn çevresinde bir tam dönüs yapmasi 213 gün sürer; ancak bu kendi ekseni etrafinda dönme süresine esit degildir yani dönüsü tutulmus degildir. Yörüngesinde taklalar atarak ilerliyor gibi görünen Hyperion’un dönüsünün de düzensiz oldugu söylenebilir. Bu uydunun eskiden daha büyük bir gökcisminin parçasi oldugu düsünülmektedir; ancak henüz diger yarinin izine rastlanmistir.

Iapetus’un yari kürelerinden birisi parlak ve kar kadar yansitici daha çok görünen digeri ise karatahta kadar koyu renklidir. Kuramcilar buradabenim Zebra problemi olarak adlandirdigim bir sorun ile karsi karsiyadirlar: Zebra siyah çizgili beyaz bir hayvan mi yoksa beyaz çizgili siyah bir hayvan midir? Söz konusu olan Iapetus ise bu soruyu cevaplandirabiliriz. Hareketleri ve diger uydulari üzerindekietkileri incelendigindeyogunlugunun suyunkinden çok da fazla sonucuna varilmistir. Yani uydunun büyük bölümü buzdan olusmaktadir. Karanlik bölge ise hâlâ bir bilmecedir. Nedeninin en distaki uydu olan ve elimizdeki tek ve pek de tatmin edici olmayan fotografinda koyu renkli ve diger buzlu uydulara pek benzemiyor gibi görünen Phoebe’den Iapetus’a gelen toz oldugu yönünde iddialar vardir. Ancak Phobe ile Iapetus birbirlerine 95 milyon kilometreden fazla yaklasmamaktadir.; ayrica Iapetus’un üzerindeki lekenin rengi Phoebe’nin tozlarininkinden farklidir. Bu durumda ya geçmiste uyduya bir kuyruklu yildiz çarpmistir ya da bu koyu renkli madde buzlu kabugun altindan yukari çikmistir.

Jüpiter’in Galilei uydularini gözlemlemeye göre çok daha zor olsa da bu uydularin da tutulmalari geçisleri ve parçali tutulmalari gözlemlenebilmektedir. Ancak bu olaylar küçük bir teleskop ile uydular içinde bir tek Titan izlenebilir. Bu pek de hos bir durum degildir; çünkü küçük uydularin yörüngeleri tam olarak bilinmemektedir. Bu durumda tutulmalarin ve geçislerin zamanlari konuya biraz olsun açiklik getirebilirdi. Ikili olaylara da rastlanmaktadir. Söz gelimi A.E. Levin ve L.J. Comrie 8 Nisan 1921’de Titan’in gölgesinin Rhea’nin üzerine düsmesi sonucu yasanan tutulmayi gözlemlemislerdir.

Pickering Phoebe’yi Harvard College Gözlemevi’nin güney istasyonu olan Peru’daki Arequipa Gözlemevi’nin 60 santimlik teleskobuyla kesfetmistir. Alti yil sonra yörüngesi Rhea ile Titan’in yörüngeleri arasinda yer alan yeni bir uydu bulundugunu açiklayan Pickering bu uyduya Semis adini vermistir. Ancak bulundugu açiklandigi andan itibaren varligindan kusku duyulmayan bu uyduyu bir daha gören çikmamistir. Bu durumda hiç var olmadigi da söylenebilir

[Turania™]

URANÜS




Eski zamanlarda gezegenlerden bes tanesi biliniyordu. Bunlara Günes ve Ay da eklendiginde Günes sisteminin yedi üyesi oldu. Yedi mistik rakamdi dolayisiyla bundan daha uygun bir sayi da olamazdi. Ayrica yeni bir büyük gezegen olabilecegi pek akla gelen bir fikir degildi. Bu durum taninmamis bir amatör gözlemcinin gök bilimi dünyasini sarsan kesfini yaptigi 1781 yilina kadar böyle kalmisti.

William Herschel Hanover’da dogmus ancak genç sayilabilecek bir yasta Ingiltere'ye gelerek org çalmaya baslamistir. O siralarda çok gözde bir yer olan kaplicalariyla ünlü Bas’e yerlesen Herschel kisa süre içinde çok ünlü olmustu. Gök bilimi ile bir hobi olarak ilgilenen müzisyen aynali teleskoplar yapiyordu. Ayrica birinci sinif bir gözlemciydi. 1781 yilinin 13 Mart gecesinde el yapimi teleskoplarindan biriyle Gemini takimyildizini yani Ikizler’i olusturan yildizlari incelerken gördügü sey bütün hayatini degistirecekti. Onun sözlerinden alinti yapacak olursak:

“Gemini takimyildizi civarindaki yildizlara bakarken digerlerinden daha büyük olan bir tane gördüm. Bu beklenmedik görüntü karsisinda onu Gemini takimyildizindaki yildizlarla ve Auriga ile Gemini arasindaki küçük yildizla kiyasladimsonuçta hepsinden daha büyük oldugunu gördüm. Bu durumda onun bir kuyruklu yildiz oldugu sonucuna vardim.”

Kuyruklu yildilar ilginçtir ama az rastlanir degillerdir dolayisiyla Herschel de bu kesfi karsisinda pek heyecanlanmamisti. Bu cisimden bahsettigi ilk yazinin basligi Bir Kuyruklu Yildizin Beyani’ydi. Ve o bu yaziyi yazarken buldugu seyin ne kadar önemli oldugunun farkinda degildi. Daha sonra cisim üzerinde çalisan matematikçiler cismin yörüngesini belirlediler. Ortaya çikan yörünge hiç de bir kuyruklu yildizinmis gibi durmuyordu. Aslinda bu cisim Günes etrafinda bir tam dönüsünü 84 yilda tamamlayan Günes’ten ortalama 2.867.000.000 km uzakta olan ve Satürn’den çok daha uzakta bulunan bir gezegendi.

Herschel cisme Ingiltere Krali III. George’un serefine Georgium Sidus yani George Yildizi adinin verilmesini önerdi. III. George Herschel’e Kral’in Gök Bilimcisi ünvanini vermis ve ona müzigi bir is olarak devam ettirmesini gereksiz kilan tüm zamanini gök bilimine adamasina olanak veren bir aylik baglamisti. Yabanci gök bilimciler cisme verilen bu isimden pek hoslanmamis ve hatta kâsifin serefine Herschel denmesini bile kabul etmislerdir.Daha sonra mitolojik sistemin kullanimini yayginlastiginda yeni gezegenin adi gögü temsil eden tanrinin anisina Uranüs olmustur.

Kesiflerin sans meselesi oldugu genel kabul gören bir görüs olsa da bu düzenli bir sekilde gökyüzünü gözden geçirmekte olan Herschel’e yapilan bir haksizlikti. Arkadasi Dr. Hutton’a yazdigi bir mektupta söyledigi gibi: “O aksam çok çalistigim için gözden kaçirdim diyelim ama ertesi gün farketmeliydim. Teleskobum o kadar iyiydi ki kolayca görülen gezegen yüzeyini bakar bakmaz görebilirdim.” Herschell hiç teleskop yapmamis olsa bile bu yeni gezegenin o günden pek de uzak olmayan bir tarihte farkedilebilecegi çok açikti. En geç yeni yüzyilin ilk yillarinda Mars ile Jüpiter’in yörüngeleri arasindaki kayip gezegeni aramakta olan Schörter’in yilidiz polisleri tarafindan bulunacakti.

Uranüs’ü ilk farkedenin Herschel oldugu dogrudur; ama o gezgeni ilk gören kisi degildir. Daha önceki yillarda birçok kez kayda geçirilmistir. Ilk Kraliyet Gök Bilimcisi olan John Flamsteed 1690 ile 1725 yillari arasinda Uranüs’ü tam alti kere görmüstür. Normal bir yildiz oldugunu düsünerek pek üzerinde durmayan Flamsteed ona bir yildiz ismi ( 34 Tauri) bile vermistir. Keskin gözlü insanlar nereye bakacaklarini bilirlerse ortalama kadri 57 olan gezegeni çiplak gözle kolayca görebilirler.

Uranüs de devlerden sayilabilir. Jüpiter’e veya Satürn’e göre küçük sayilabilir; ancak Dünya’dan çok daha büyüktür. Ekvatoral çapi 51.120 kilometre kadarken küresel olarak basik sayilabileceginden kutupsal çapi bu degerden daha düsüktür. Satürn’e göre çok yogun sayilabilecek Uranüs sudan yogundur. Hacimsel olarak Dünya’dan 67 kat büyüktür; ancak kütlesi Dünya’ninkinin sadece 141/2 kati kadardir. Kurtulma hizi saniyede 225 kilometredir. Yüzey çekimi ise Dünya’ninkinden biraz daha fazladir.

Bir teleskop ile bakildiginda Uranüs soluk mavimsi yesil bir yuvarlak olarak görünür. Esrarengiz hiçbir tarafi yoktur. Bulutlarin üst kisimlari o kadar soguktur ki aaaan donarak altindaki amonyak bulutlarinin üzerini kaplayan bir bulut katmani olusturur. aaaan uzun dalgaboylu isiklari emerken mavi ve yesili emmez; bu da Uranüs’ün niye o renk görüldügünü açiklamaktadir. Atmosferi hidrojen açisindan zengindir; yüzde 15 oraninda da helyuma rastlanir.

Uranüs’ü Jüpiter’in veya Satürn’ün küçük bir kopyasiymis gibi görmek son derece yanlistir. Incelendiginde onlardan oldukça farkli oldugu görülür. Son kuramlara göre büyüklügü tam olarak belirlenememis olsa da bir çekirdegi vardir. Bu çekirdegin üzeri gazlarin buzlar ile karisimlarindan olusan kalin tabakalarla çevrilidir. Bu tabakalar bulutlarin üst kisimlari kadar soguklarsa donmus halde bulunmalari gerekir. Karisimlarin büyük çogunlugu bir tür su karisimindan olusuyor gibi görünmektedir. Bu su ayrica amonyak ve aaaan ile birleserek kalin buzlu bulut katmanlarini da olusturmaktadir.

Voyager 2 göreve çikmadan çok önce ortaya atilan bu görüsler uzay araçlarindan elde edilen bilgileri tarafindan dogrulandi. Uranüs ile ondan bir disaridaki dev olan neptün ikiz sayilabilirler. Jüpiter/Satürn çifti Uranüs/ Neptün çiftinden oldukça farklidir. Ayrica en distaki devler arasinda da birçok farklilik vardir. Içsel bir isi kaynagi olmayan veya en iyi olasilikla çok güçsüz bir isi kaynagi olan Uranüs’ün ekseni inanilmayacak kadar egiktir.

Jüpiter veya Satürn kadar olmasa da Uranüs’ün de hizli bir dönücü oldugu söylenebilir. Bugün dönme süresinin 1724 saat oldugunu biliyoruz. Bu süre Voyager 2’nin uçusundan önce tahmin edilenden uzundur. Dünya’dan kutup bölgeleri gezegenin yuvarlaginin orta bölümünde yer alir biçimde görüldügü zamanlar olur.

Gezegenlerin çogunun dönüs eksenleri ile yörüngeleri arasinda dik sayilabilecek bir açi vardir. Dik açidan sapma Dünya için 235 derecedir; Mars’inki de yaklasik bu kadardir; Satürn ile Neptün biraz daha egikken Jüpiter ve Merkür neredeyse dimdiklerdir. Uranüs’ün durumu ise tamamen kendine özgüdür. Eksenel egikligi 98 derecedir ki bu deger dik açidan daha fazladir; yani teknik olarak geriye dogru devinmektedir. Bu da Uranüs’te yasanan mevsimlerin biraz garip olacagi anlamina gelmektedir. Önce bir kutup daha sonra ise diger kutup 21 Dünya yili kadar süren bir karanliga gömülecektir. Bu uzun gece boyunca karsi kutupta da gce yarisi günesi hüküm sürecektir. Dönüs süresinin geri kalaninda ise uç durumlara daha az rastlanir.

Peki ama hangisi kuzey kutbu hangisi güney kutbudur? Bu soruya cevaplandirmak sanildigi kadar kolay degildir. Voyager 2’nin 1986 yilinda gerçeklesen karsilasmasi sirasinda Pasadena’daki Görev Kontrol Merkezi’nde verilen basin demeçleri hakkinda sonuç alinamayan bir tartisma çikmisti. Uluslararasi Gök Bilimi Birligi’nin (IAU) tutulum dairesinin (Dünya’nin yörünge düzlemi de diyebiliriz) üstünde kalan tüm kutuplarin kuzey kutbu altinda kalan bütün kutuplarin da güney kutbu oldugu yönünde bir karari vardir. Bu durumda Voyager 2 geçerken günes isigi alan kutup Uranüs’ün güney kutbu olacaktir. Ancak Voyager ekibi bunu tersine çevirmis ve günes isigi alan kutba kuzey kutbu demislerdir. Seçim size kalmis. Ben IAU’nun kararina uyma taraftariyim.

Bu asiri egiklik sonucunda Dünya’dan bazen tam kutba bazen de tam ekvatora dogru bakmaktaiz. Söz gelimi 1946 yilinda kuzey kutbu yuvarlagin ortasinda yer aliyor; ekvator ise kenarda dönüyordu. 1966 yilinda ise ekvator yukaridan asagiya dogru dönerken kutuplar kenarlarda yer aliyordu. 1985-86 yillarinda tekrar bir kutba (bu sefer güney) kus bakisi bakmistik. 2007 yilinda ise bir ekvator görüntüsüyle karsi karsiya olacagiz.

Hiç kimse Uranüs’ün niye bu kadar egik oldugu konusunda bir fikre sahip degildir. En çok benimsenen kuram gezegeninilk zamanlarinda ona çarpan büyük bir cisim yüzünden yana yattigi yönündedir. Kuskucu bir insan oldugumu kabul ediyorum ama çapi 50.000 kilometre kadar olan bu büyükçe ve sivi cismin nasil olup da böyle egilebilecegini anlayamiyorum. Ancak bu arada daha mantikli bir açiklama bulamadigimi da söylemek istiyorum. Sonradan bahsedecegim baska bazi etkenler Günes sisteminin dis kisimlarinda milyarlarca yil önce alisilmadik seyler oldugu yönünde belirtiler içeriyor.

Büyük teleskoplarla bile Uranüs’ün soluk yuvarlagi üzerinde gerçek anlamiyla birsey göremeyiz. Uranüs son derece kisiliksiz bir dünyadir; Jüpiter ve Satürn’e göre (ve hatta Neptün’e göre bile) çok daha donuk oldugu tartisma götürmez.

Uranüs’ün parlakliginda uzun dönemli ve kisa dönemli olmak üzere bazi farkliliklar görülür. Bunun nedeni büyük bir olasilikla üst katmanlardaki bulutlarda yasanan degisikliklerdir. Ayrica Günes’ten yayilan enerjinin az da olsa farklilik göstermesinin de bir rolü olmasi muhtemeldir. Bu konuda degisen-yildizlarla ilgili olarak yürütülenlere benzer amatör gözlemler çok yararli olabilir. Ancak kesin ölçümler yapmak pek kolay degildir çünkü Uranüs parlak bir isik noktasi gibi degil de belirgin bir yuvarlak olarak görünür.

Amatörlerin Uranüs’ün yildizlarin önünden geçislerini gözlemlemeleri de yararli olabilir. Bu konuda tek problem Uranüs’ün çok yavas hareket ediyor olmasi yüzünden bu tür örtülmelerin sik yasanmamasidir. Ancak 1977 yilinda gerçklesen bir tane çok önemli bir kesif yapilmasini olanakli kilmistir.

Tarih 10 Mart’ti ve ilgili yildiz 8. kadirdendi. Örtülme aralarinda Kuiper Airbone Gözlemevi’nin de bulundugu birçok merkezden izlenebildi. Bu gözlemevi büyük bir aynali teleskop tasiyan bir uçakti. Örtülmeden önce ve sonra yildiz birçok kez parildadi. Bunun tek açiklamasi yildizin Uranüs’ün etrafinda bulunan koyu renkli halkalarin arkasinda kaliyor olmasiydi. Daha sonra halkalar özel kizilalti teknikleriyle de saptandi. Böylece Voyager 2’nin uçusundan önce onlar hakkinda bilgi sahibi olmustuk. Halka sistemi oldukça genisti; ama yine de Satürn’ün muhtesem halkalariyla kiyaslanamazdi. Jüpiter’in halkalari parlak ve buzluyken Uranüs’ünkiler kömür tozu gibi siyah ve dardi.

Voyager 2 Satürn’den 1981 yilinda ayrildiktan sonra çok uzun bir süre boyunca yol aldi. Üstelik araçta isler pek de yolunda gitmiyordu. Ana kamerayi tasiyan tarama platformu yeterince yaglanmamis oldugu için Satürn bulusmasinin sonlarina dogru sikismisti ve bir daha normale dönemeyeceginden endise ediliyordu. Neyse ki Uranüs’e yapilan ziyarette hersey yolunda gitti ve Voyager hiç hata yapmadan görevini tamamladi. Bu bulusma öncekilerden farliydi çünkü uzay araci hedefine kutup bölgesinden yaklasacakti. Bu hedef tahtasinda tam onikiye isabet ettirmeye çalismak gibi birseydi.

Ilk büyük kesif 30 Aralik 1985’te aracin gezegene en yakin oldugu tarihten neredeyse bir ay önce yapildi. VoyagerUranüs’e o zamana kadar belirlenen en yakin uydu olan Miranda’dan daha yakin yeni bir uydu tespit etmisti. Shakespeare gelenegi devam ettirilerek bu uyduya Puck adi verildi. Onu dokuz yeni uydu izledi. Bir gök bilimci durumusanki Tanri bir karistiriciya doldurdugu uydulari gelisi güzel firlatmis diye tasfir ediyordu. Bu uydularin hepsi ufakti. En büyükleri olan Puck’un çapi bile 150 km kadardi. Voyager uydunun koyu renkli ve kraterli bir cisim olarak görünen bir fotografini çekmisti.

Daha büyük olan uydular da buzlu yapiliydilar; ancak birbirlerine pek benzemiyorlardi. Oberon’daki kraterlerin zeminleri karanlikti; Titania’nin üzerinde hem kraterler hem de vadiler ve buzdan uçurumlar vardi; Umbriel daha yumusak görünüyordu ve yüzeyi sanki daha eskiymis gibi duruyordu. Voyager’in çektigi Umbriel fotograflarindan parlak bir sekil görünüyordu ama uzay aracinin konumu nedeniyle seklin tamamifotografta yer almiyordu. Bir krater oldugu tahmin edilen bu yüzey sekline Wunda adi verilmisti. Ariel’in üzerinde akan bir sivi tarafindan açilmis gibi duran genis dallara ayrilan vadiler göze çarpiyordu. Ancak uydularin hepsi de atmosfer tutmayacak kadar küçüktü. Dolayisiyla bir zamanlar Ariel üzerinde sivi suyun akmis olabilecegini düsünmek hiç de mantikli degildi. Sistemde üzerinde durulmaya deger tek parça Miranda’ydi. Miranda’nin yüzeyinde farkli farkli olusumlar görülebiliyordu: Kraterli ovalar sarp kayaliklar ve uçurumlarla kapli parlak bölgeler korona adi verilen ve yaris pistine benzeyen ikizkenar yamuk seklindeki büyük alanlar. Çapi yaklasik 480 km kadar olan Miranda’nin garip yüzeyi bir bilmeceydi. Ilk zamanlarinda büyük bir cismin ona çarpmasiyla parçalandigi ve daha sonra tekrar sekillendigi yönünde iddialar vardir; ancak gerçegi bilmiyoruz.

Halkalar net bir biçimde görülmüstü. Toplam on taneydiler. Ayrica bir de en içteki halkadan neredeyse bulutlarin üst kisimlarina kadar yayilan seyrek bir madde vardi. Halkalarin en genis olani en distakiydi; Epsilon halkasi adi verilen bu halkanin iki çoban uydusu vardi. Cordelia ve Ophelia adli bu uydular Voyager’in ziyareti sayesinde tespit edilebilmislerdi. Voyager Uranüs’ten uzaklasirken çekilen son fotografta halka sisteminde bol miktarda toz bulundugu görülmekteydi. Halkalar birkaç metre çapli parçaciklardan olusuyordu ve sonuçta kalinliklari bir iki kilometreyi geçmiyordu.

Voyager 2 gezegene yaklasirken birkaç bulut görülmüstü. Uranüs’te Jüpiter veya Satürn’de görülenlere benzer parazitler yoktu. Gezegenin kayda deger hiçbir özelligi yokmus gibi görünüyordu. Nihayet belli belirsiz birkaç bulut ve radyo sinyallerine rastlandi; bunlar manyetik alanin varligini gösteriyordu. Daha sonra Uranüs’ün manyetik alaninin bizimkine göre ters oldugu yani bizim kuzey dönme kutbu dedigimiz kutbun manyetik güney kutup oldugu belirlendi. Manyetik eksen dönme eksenine göre 60 derece egikti ve üstelik kürenin merkezinden geçmiyordu.

Bu gerçekten de çok garip ve alisilmadik bir durumdu. Uranüs’te kutup isiklarinin dönme kutuplarindan çok ekvator civarinda görüldügü anlamina geliyordu. Manyetosfer gezegenin günes alan yüzünde 600.000 arka yüzünde ise 6.000.000 kilometreye kadar uzaniyordu; yani uydu ailesinin tümünü içine aliyor demekti. Kisa dalgaboyunda yürütülen gözlemlerdegündüz tarafinda güçlü emisyonler görüldügü saptanmistir. Bu Günes sisteminde daha önce gördügümüz hiçbir seye benzemeyen ve bugün elektro aydinlanma olarak adlandirilan olusuma neden olmaktadir.

Uranüs birçok bakimdan dev gezegenler arasinda bir istisnadir. Sadece o bir iç isi kaynagindan yoksun görünmektedir; sadece onun eksenel egikligi asiridir; yüzeyinde hiçbir etkinlik yok gibidir ve ekvatoru ile kutuplari arasinda sicaklik farki yoktur.

Uranüs’ten bakildiginda Günes 15 yay derecelik bir açiyla görünecektir ki bu Dünya’dan Jüpiter’in göründügü büyüklügün iki katindan azdir. Ancak yine de Günes çok parlak olacaktir ve bin tane dolunay kadar isik saçacaktir. Diger gezegenlerin pek azi görülebilecektir. Satürn çiplak gözle görülebilen bir cisim olacaktir; ancak Uranüs gögünde Günes’e yakin bir konumda kalacak ve tipki Merkür gibi Günes’in yanindan pek uzaklasamayacaktir. Yaklasik 223/4 yilda bir de gezegen ile Günes’in arasindan geçecektir. Jüpiter hiçbir zaman Günes’ten 17 dereceden fazla uzaklasmayacak ve çogu zaman çiplak gözle görülmesi mümkün olmayacaktir. Neptün ise karsi-konum civarindayken son derece parlak olacaktir; ancak onun ve Uranüs’ün Günes’in farkli taraflarinda olduklari uzun süreler boyunca kaybolacaktir. Bu arada Uranüs’ün Neptün’e bizim oldugumuzdan sadece biraz daha yakin oldugunu da gözden kaçirmayin. Haritalar yaniltici olabilir; bu iki gezegenin yakin komsu olduklarini düsünmek çok yanlistir. Bu tipki bazi Avrupalilarin Yeni Zellanda’nin Avustralya’dan bir tas atimi mesafede oldugunu düsünmlerine benzer.

Uranüs’ü görmek hiç de zor degildir. 1989 ile 1995 yillari arasinda Sagittarius’ta yani Yay’da bulunmustur; daha sonra geçecegi Capricornus’ta yani Oglak’ta ise bu yüzyilin sonuna kadar duracaktir. Dürbünle bakildiginda yildiza benzemeyisiyle ayirt edilebilir. Bir teleskop kullanilirsa mavimsiyesil yuvarlak görünür hale gelir. Ilginç ve garip bir dünyadir. Ayrica modern insan tarafindan kesfedilen ilk gezegen olma gibi bir özellige de sahiptir.

[Turania™]

NEPTÜN



Günes sisteminin derinliklerindeUranüs’ün 16 milyar kilometre ötesinde dev gezegenlerin sonuncusu olan Neptün bulunur. Neptünlü gökbilimciler -tabii eger varlarsa- Dünya hakkinda hiçbir sey bilmiyor olmalilar. Ama çok gariptirki Dünyali gökbilimciler daha onu gözlemlememisken bile varligindan haberdarlardi.

Onlar bu imkâni Herschel 1781’de onu tanimlamadan önce de birçok kez görüldügü kaydedilen Uranüs vermisti. Flamsteed’in ilk Uranüs kaydi 1690 gibi eski bir tarihtir. Bu gezegen neredeyse yüz yil boyunca gözlemlendigi anlamina geliyordu ki bu süre bir Uranüs yilindan uzundu. Dolayisiyla Uranüs için kesin sayilabilecek bir yörünge çizilebir demekti. Ama maalesef önceki gözlemler ile 1781’den sonra yapilanlar birbirlerini tutmuyordu. Bir yerlerde yanlis olan birsey vardi. Daha sonra Fransiz matematikçi Alexis Bouvard eski gözlemleri tamamen gözardi ederek yani sadece Uranüs’ün bir gezegen oldugu tespit edildikten sonra yapilan ölçümleri kullanarak yeni bir yörünge çizdi.

Ancak bu bile ise yaramadi. Uranüs bir türlü beklenildigi gibi davranmiyor ve sürekli olarak öngörülen yörüngesinin disina çikiyordu. Üstelik 1822 yilina kadar hizli hareket ediyor gibi görünmüsken 1822’den sonra yavaslamisti. Bu durumdadaha önce hesaba katilmis yeni bir etkenin varligi kaçinilmazdi.

1834 yilinda Papaz T.J. Hussey çok ilginç bir fikir öne sürmüstür. Bilmedigimiz bir gezegen Uranüs’ü etkiliyor olamaz mi? Bu gezegenin hareketindeki düzensizligi açiklayabilirdi. Izleri takip ederek suçluyu bulabilirdik.

Hussey 1835 yilinda Greenwich’e Kraliyet Gök Bilimcisi olan George Airy’ye bir mektup yazacak kadar ileri gitmisti. Onunla pek ilgilenmeyen Airy cevabinda kuram için Uranüs üzerindeki herhangi bir dissal etkiyi açiklayabilme açisindan en ufak bir ümit vaadetmiyor demisti. Terslendigini anlayan Hussey ise bu konuyla ilgilenmekten vazgeçmisti. Bundan sonraki ilk adim 1837 yilinda Alexis Bouvard’in yegeni Eugéne Bouvard’dan gelmisti. Airy ile mektuplasan Bouvard ona görünmeyen bir cismin sorumlu olabilecegini yazdiginda ondan böyle birsey olsa bile o cismin tespit etmek imkânsiz gibi birseydir diye bir cevap almisti. Bu sirada Uranüs de sorun çikarmaya devam ediyordu. 1841 yilinda genç bir Cambridge ögrencisi olan John Couch Adams tarafindan tekrar gündeme getirildi. Adams günlügüne söyle yazmisti:

“Bu hafta basinda bir karar verdim mezun olur olmaz bugüne kadar üzerinde pek durulmamis bir konu olan Uranüs’ün hareketindeki düzensizlikleri arastiracagim; bu duruma ondan daha uzak henüz kesfedilmemis bir gezegen yol açiyor olabilir mi olamaz mi; belki bu gezegenin yörüngesi veya kesfini mümkün kilacak benzeri bir özelligi tespit edilebilir.”

1843’te mezun oldu hem de büyük bir basariyla. Ve o andan itibaren Uranüs’ün harektleri üzerinde çalismaya basladi. Ayni yilin Ekim ayina gelindiginde arastirmasinin büyük bir bölümünü tamamlamisti. 1845 yilinin ortalarinda ise yeni gezegenin konumunu yaklasik olarak belirlemisti. Artik tek yapmasi gereken bir teleskop alip onu aramakti.

Adams gözlem konusunda pek tecrübeli degildi ve kendine yardimci olacak birini bulmaya çalisti. Cambridge Üniversitesi’nde gök bilimi profesörü olan James Challais ile zaten görüsüyordu. Bir de Airy’ye mektup yazdi. Böylece yillar süren ve hiç de hos olmayan bir dizi talihsizligin baslamasina neden oldu. Airy genç ve taninmis bir matematikçiye güvenmedigi için olsa gerek Adams ile hiç ilgilenmedi. Adams iki kere onu görmeye gitti. Ancak birincisinde Airy seyahatteydi; ikincisindeyse usak Adams’a Kraliyet Gök Bilimcisi’nin aksam yemegini yemekte oldugunu ve rahatsiz edilemeyecegini söyledi. Adams daha fazla ugrasmadi ve ona varsayimsal gezegenin uzakligini gök bilimi ölçütleriyle 384 olarak belirttigi (ki bu Bode Yasasi’na da uygundu) bir mektup birakti.

Airy ona Kasim ayinda bir cevap yazdi; ancak mektubunda Adams’in gereksiz buldugu bir soru sormus oldugundan yine bir sonuç alinamadi. Airy hiç kuskusuz büyük bir gökbilimciydi; ancak düzen ve yöntem takintisi vardi. Ayrica bir karar verdiginde fikrini degistirmek neredeyse imkânsiz gibi bir seydi. O sirada Kanal’in karsi tarafinda da bazi gelismeler yasaniyordu.

Urbain Jean Joseph Le Verrier adli genç bir Fransiz matematikçi de Uranüs ile ilgileniyordu ve Adams’inkine benzer bir çalisma yapmisti. Tabii ki o sirada Adams’in çalismasindan haberdar degildi çünkü ortada basili herhangi birsey yoktu. Le Verrier olaya daha farkli bir biçimde yaklasti ve biri 1845 digeri ise 1846 yillarinda olmak üzere iki rapor bastirtti. Airybu raporlardan ikincisini okudugunda Le Varrier’in sonuçlarinin Adams’inkilere neredeyse tipa tipayni oldugunu gördü. Böylece yeni gezegen avina baslandi.

Bu durumda Airy’nin Ingiltere’nin en büyük gözlemevinin müdürü ve Kraliyet Gök Bilimcisi Olarak kisisel bir arastirma yapmasi beklenirdi. Ancak o böyle yapmadi. Greenwich’te buna uygun bir teleskop ve Airy hiçbir kosul altinda normal isleyisi bozacak bir harekette bulunma taraftari degildi. Challis’i aradi ve üniversitedeki güçlü Norsumberland mercekli teleskobunu kullanarak bir arastirma yapmasini istedi. Challis pek istemeyerek de olsa bunu kabul etti; ancak elinde o bölgeye ait gerektigince iyi bir yildiz çizelgesi yoktu. Bu durumda çalismasini çok zaman alan zor bir yöntemle yürütmesi gerekiyordu.

Le Verrier elde ettigi sonuçlari Paris Gözlemevi’ne yollamis ama hiçbir sonuç alamamisti. Sabir Le Verrier’in sahip oldugu meziyetlerden biri degildi; bir süre sonra raporunu Berlin Gözlemevi’ne Johann Galle’ye de yolladi ve ondan belirledigi noktaya bakmasini istedi. Galle bu öneiye sicak bakti ve genç yardimcisi Heinrich d’Arrest ile birlikte çalismalara basladi.

Mükemmel bir teleskobu ve yeni yapilmis bir gök haritasi oldugu için çok sansliydi; üstelik Le Verrier’in çalismasina olan güveni de sonsuzdu. Sonuçta gezegen gözlem yapilan ilk gece tespit edildi. Küçüktü ama yuvarlak yüzeyi kolayca farkedilebiliyordu. Ayrica birkaç saat içinde hatiri sayilir bir yol katetmisti.

Berlin Gözlemevi’nin müdürü Johann Encke bu kesfi duyurmak için zaman kaybetmedi. 28 Eylül 1846'da Le Verrier’e yazdigi mektupta: “Bayim izin verin de sizi gökbilimini zenginlestiren bu parlak kesfimizden dolayi en içten dileklerimle kutlayayim. Adiniz evrensel genelçekimin geçerliliginin en ikna edici kanitiyla birlikte sonsuza kadar anilacak. Sanirim bu birkaç kelimeyle bir bilim adaminin duymak için bekledigi sözleri özetlemis oluyorum. Birsey eklemeye çalismam lüzumsuz olacak.”

Bu arada artik avda yalniz olmadiginin farkinda olmayan Challis de Cambridge’de arastirmalarini sürdürüyordu. Le Verrier’in zaferini duydugunda yaptigi gözlemleri inceledi ve gezegeni gözleme basladigi ilk dört gün içinde iki kez kaydetmis oldugunu gördü. Notlarini karsilastirdi; sonuçta kesfi kendisinin yapmamis oldugunu kabullenmesi biraz zor oldu!

Adams’in Le Varrier ile ayni sonucu bulmus ve hesaplarini ondan çok önce bitirmis oldugunu ögrenen Fransizlar bu duruma çok sinirlendi. Ingilizler kesif serefini çalisiyorlarmis gibi bir hava yaratilmisti. Sonuçta neredeyse uluslararasi bir skandal yasaniyordu. Neyse ki ne Adams ne de Le Varrier böyle seylerle ilgilenmiyorlardi; ilk karsilastiklari an aralarinda bir dostluk dogdu. Üstelik Adams Fransizca bilmiyordu; Le Varrier de Ingilizce’ye en az onun Fransizca’ya oldugu kadar yabanciydi. Kisa süren bir tartismadan sonra yeni gezegene Roma Deniz Tanrisi Neptün’ün adi verildi.

Neptün kesfedilir kesfedilmez Uranüs’ün yörüngesi tekrar hesaplandi. Bu sefer eski gözlemler yerine oturdu. 1882 yilinda karsi-konumda olan Neptün bu tarihten önce Uranüs üzerinde hizlandirici bir etki yaratmisti. 1882’den sonra bu durum tersine döndü. Ondokuzuncu yüzyilin ilk yillarinda Neptün ve Uranüs Günes’in farkli taraflarinda olduklari içinNeptün’ün Uranüs üzerinde tedirgin edici etkisi belirsizdi. Böylece Neptün’ün kesfi gecikmis oldu. Gezegenin dolanim süresi 1648 yildir. Ayrica daha önce de bahsettigimiz gibi Neptün Bode Yasasi’na uymaktadir.

Bu konuyla ilgili ilginiç bir durum daha vardir. Galileo 1610 yilinin Ocak ayinda Jüpiter’in dört büyük uydusunu gözlemlerken yaptigi çizimlerde komsu yildizlari da göstermistir. Bu yildizlardan birinin Neptün oldugu konusunda hiçbir süphe yoktur. Hatta Galileo onun yer degistirdigini bile belirtimistir; ancak yeni bir cismi farkedemedigi için suçlamaya hiç hakkimiz yok sanirim.

Neptün büyüklük olarak yaklasik Uranüs kadardir. Aslinda ondan azicik daha küçüktür; ama hem daha yogun hem de daha agirdir. Mavi yuvarlagi üzerinde Dünya’daki teleskoplari kullanarak birsey görebilmek mümkün degildir. Ancak kisa dalgaboyu kullanarak çekilen bazi fotograflarda birkaç leke farkedilebiliyor.

Neptün bulunduktan hemen sonra Avrupa’daki en iyi teleskoplardan birine sahip olan ünlü Ingiliz amatör gözlemci William Lassell onu gözlemlemeye basladi. Lassell soluk bir halka gördügünü iddia etti ama sonradan bir göz yanilmasi oldugu ortaya çikti. Gerçek halka sistemi 1989’da Voyager 2 tarafindan kesfedilene kadar bilinmiyordu. Ancak Lassell büyük uydu Triton’u dogru görmüstü. Dairesel bir yörüngesi olan Triton en büyük uydularda az rastlanir biçimde ters yönde dönüyordu. Voyager öncesi bilinen ikinci uydu olan Nereid’in kesfi ancak 1949 yilinda mümkün oldu. Onu çalismalarini Teksas’taki McDonald Gözlemevi’nde sürdüren G.P. Kuiper bulmustu. Nereid küçük bir uyduydu ve oldukça dismerkezli olan yörüngesi bir uydununkinden çok bir kuryuklu yildizinkine benziyordu. Neptün ile arasindaki mesafe 1.345.000 kilometreden 9.000.000 kilometreye kadar degisiyordu. Gezegen etrafindaki bir tam dolanimini 360 günde tamamliyordu.

Bunlardan baska daha birçok sey daha biliniyordu. Neptün’ün ekseni Uranüs’ünki gibi asiri egik degildi. Eksenel egikligi Dünya’ninkinden sadece 5 derece daha fazlaydi. Dönüs süresini bulmak zordu çünkü gezegen üzerinde görünür bir ayrinti yoktu. Bu süre ancak Voyager’in geçisinden sonra kesin olarak belirlenebildi ve 16 saat 7 dakika olarak hesaplandi. Uranüs ve Neptün ikiz gibi görünüyorlardi ama tek yumurta kizi sayilamazlardi. Neptün Uranüs’ten farkli olarak güçlü bir iç isi kaynagina sahipti. Dolayisiyla daha aktif ve hareketli bir dünya oldugu tahmin ediliyordu daha sonra öyle oldugu da kanitlandi.

25 Agustos 1989’da Voyager 2 Neptün’ün karanlikta kalan kutbu üzerinde bulutlarin üst kisimlarinin 5000 kilometre kadar yukarisindan geçti. Bu öbür devlerle yapilan bulusmalarla karsilastirildiginda gerçeklesen en yakin bulusmadir. Uzay araci görevini kusursuz bir biçimde yerine getirdi. Üstelik oniki yildan beri yoldaydi ve 65 milyar kilometreye yakin bir mesafe katetmisti. Gönderdigi fotograflar ise en az 1979’da Jüpiter’den gönderdikleri kadar kaliteliydi.

Gezegen üzerinde görülen en büyük olusum bugün Büyük Kara Benek olarak adlandirilan iri oval bir sekildi. Neptün üzerinde yer alan bu seklin büyüklügü Büyük Kizil Benek’in Jüpiter’e oraniyla ayniydi. Bu iki leke enlemsel olarak da benzerlik gösteriyorlardi. Yakinindaki bulutlara göre batiya dogru hareket eden leke ters saat yönünde dönüyordu. Üzerinde aaaan kristallerinden olusan ve aaaan sirriuslari olarak bilinen seyrek bulutlar yer aliyordu. Güneyinde ise dönme süresi çok daha kisa olan küçük ve degisken bir sekil vardi; bu sekil bugün Scooter adiyla anilir. Daha da güneye indigimizde ikinci bir kara leke (D2) ile karsilasiyoruz. D2 bes Dünya gününde bir Büyük Kara Leke’ye tur bindiriyor. Neptün’ün rüzgârli bir dünuya oldugu çok açiktir; rüzgârin hizinin saatte 1100 kilometreye kadar çiktigi olur. Diger dev gezegenlerde oldugu gibi dönme süresinin en kisa oldugu yer ekvator en uzun oldugu yer ise kutuplardir. Sicaklik asagi yukari Uranüs’ünki kadardir; Günes’e çok daha uzak olusunun yarattigi fark iç isi kaynagi sayesinde kapatilir.

Üst atmosferi yüzde 85 hidrojen yüzde 13 helyum yüzde 1-2 arasi aaaan olusturur. Çesitli bulut katmanlarina rastlanir. Bunlardan en sik görüleni büyük bir olasilikla hidrojen sülfitten olusmaktadir. Daha yukarida ise onlardan ayri ve alttaki bulutlarin üzerine isigi süzerek ileten bulutlar vardir. Tabii düzenli olarak yasanan bir takim süreçler de vardir. Söz gelimiüst atmosferdeki aaaan Günes’ten gelen kisadalga isinimlarla dagilir ve hidrokarbon halini alir; bunlar asagi dogru inmeye baslar o zaman da önce buharlasir sonra da yogunlasirlar. Alttaki daha sicak atmosfere ulasan hidrokarbon buz parçaciklari tekrar aaaan halini alirlar. Olusan aaaan bulutlara üst atmosfere dogru yükselmeye baslar ve böylece hersey en bastan baslamis olur.

Neptün’ün iç yapisi büyük bir olasilikla Uranüs’ünkine benzemektedir. Demir silkatli bir çekirdegi olabilir. Kürenin kendisinin de esas olarak buzlardan özellikle de su buzundan olustugu tahmin edilmektedir. Çekirdegin kesin bir sekilde ayri olup olmadigi ise bilinmemektedir; ancak bariz bir siniri oldugundan çok asamali olarak karistigi düsünülmektedir. Sonuçta bilinen birsey var ki o da Neptün’ün etrafa Günes’ten aldigi enerjininm 28 kati daha çok enerji yayiyor oldugudur. Bu da sicakligin niçin Uranüs’ünkinden daha düsük olmadigini açiklar.

Gezegen elde herhangi bir kanit olmadigi halde beklenileni dogrular biçimde radyo dalgalari yaymaktadir. Aslinda gerçek sürprizi manyetik alanin neredeyse Uranüs’ünki kadar egik olusu yaratmistir. Dönme ekseni ile manyetik eksen arasindaki açi 47 derecedir; ve yine Uranüs’te oldugu gibi manyetik eksen gezegenin merkezinden geçmektedir. Uranüs’ün manyetik ekseninin bu garip durusuna dönme ekseninin asiri egik olusunun yol açtigi zannediliyordu ancak sonradan bir ilgisi olmadigi anlasildi. Bu konu hâlâ esrarini korumaktadir.

Voyager öncesinde Neptün’ün önlerinden geçtigi yildizlarin gözlem- lenmesi sonucunda gezegenin tam olmayan halkalara baska bir degisle halka yaylarina sahip olabilecegi sonucuna varilmisti. Ancak Voyager 2 oraya vardiginda gezegenin Uranüs’ünkilerden bile daha net bes tam halkasi oldugu görüldü. Çok düzgün degillerdi; ana halkanin içinde daha parlak olan bazi bölgeler vardi. Halka sistemini olusturan bütün parçalar biraraya getirilecek olsa ortaya 5 km çapli bir uydu ancak çikardi.

Yeni küçük uydular bulunacagi umuluyordu; öyle de oldu. Voyager alti uydu tespit etmisti: Naid Salassa Despina GaleteaLarissa ve Proteus. En büyükleri olan Proteus’un çapi 415 km kadardi. Aslinda Nereid’den daha büyüktü ama Neptün’e çok yakin oldugundan Dünya’dan görülmesi imkânsizdi.Voyager onun bir fotografini çekmisti; fotografta Proteus’un engebeli ve kraterli bir yüzeye sahip oldugu görülebiliyordu. Galatea halkalarindan birine çok yakin bir konumda hareket ediyordu yani büyük bir olasilikla bir çobandi. Ancak dikkatle yürütülen aramalara ragmen baska bir halka çobani bulunamamisti. Yeni bulunan uydularin hepsi de gezegene hem Trito’dan hem de Nereid’den daha yakindi.

Voyager 2 Neptün’ün kuzey kutbu üzerinden geçtikten bes saat sonra artik gerçekten de son hedefi olan Triton’a ulasti. Triton oldukça etkileyici bir dünyaya benziyordu. Oldugu zannedilenden daha küçüktü; çapi topu topu 2705 kilometreydi; yani bizim Ay’imizdan bile daha ufakti. Yüzeyinin bulutlar yüzünden görülemeyecegi düsünülmüstü; ancak bu da dogru çikmadi. Triton’un atmosferi o kadar inceydi ki görüsü ancak hafif bir sis kadar etkileyebiliyordu. YüzeyiSatürn ile Uranüs’ün orta boylu veya küçük uydularinkilerle karsilastirildiginda daha fazla kaya ve daha az buzdan olusuyordu. Ayrica yüzey sicakligi da oldukça düsüktü. -236*C (-400*F) olan sicakligiyla Triton insan yapimi bir sondanin o güne kadar ziyaret ettigi en soguk dünyaydi.

Triton’un yüzeyi bir buz tabakasiyla kapli gibi görünüyordu. Bu tabakanin altta su buzu üstte de onu örten nitrojen ve aaaan buzlarindan olustugu zannediliyordu. Su buzu spektroskop kullanilarak saptanmisti. Ama olmasi gerektigi düsünülüyordu; çünkü nitrojen ve aaaan buzlari yüzey sekillerini uzun süre muhafaza edebilecek kadar güçlü degillerdir ve genellikle hareket etme egiliminde olurlar. Aslinda Triton üzerinde fazla yüzey sekli de bulunmuyordu; söz gelimi hiç dag yoktu dolayisiyla uydu üzerindeki en alçak bölge ile en yüksek bölge arasindaki fark 70-80 metreyi geçmiyor olmaliydi.

Günes isigi güney kutbu nitrojen kari ve buzu nedeniyle pembe görünüyordu. Renk oldukça çarpiciydi; ayrica orda burda ilk basta neden olduklari açiklanamayan bazi ilginç lekeler de vardi. Normal kraterlerin sayisi son derece azdi ancak büyük bir olasilikla artik donmus olan amonyak su karisimi bir sivinin akmasiyla açilmis genis izler vardi. Pembe kutup takkesinin kenarinda ince aaaan buzu kristalleri yüzünden o renk görünen mavimsi bir bölge göze çarpiyordu. Ekvatora dogru indigimizde uzun çatlaklari ve yumusak engebeleriyle kavun kabuguna benzetildigi için Kantalup Arazisi olarak adlandirilan bölgeyi görürüz. Diger yerlerde ise çukurlara ve bazilarinin gutta dedigi mantara benzeyen garip sekillere rastlariz. Ayrica bir de muhtemelen su buzundan olusmus ortalari düz basik donmus göller vardir.

Pembe kutup takkesini de içine alan bölge yani Uhlanga Regio’da koyu renkli lekeler göze çarpar. Donmus yüzeyin altinda sivi nitrojenden olusan bir katman varmis gibi durmaktadir. Bu nitrojen bir gün herhangi bir nedenle kabugun üzerine çikacak olursa basinç nedeniyle artik sivi olarak kalamayacagi noktaya geldiginde patlayacak nitrojen buzu ve buharindan olusan bir sagnaga neden olacaktir. Sonuçta fiskiran parçaciklar ince atmosferi asip etrafa dagilacaktir. Bu durumda lekelerin gayzer oldugu söylenebilirdi yani Triton aktif bir dünyaydi ki böyle birsey kesinlikle beklenmiyordu. Bir baska açiklama da yüzeydeki toz parçaciklarinin günes isigini tutarak sicakligi nitrojenin kaynama noktasinin üstüne çikardigi yönündeydi. Ancak her iki açiklama da gayzer fikrini geçerli hale getiriyordu. Fiskiran parçaciklar 8 kilometre yüksege çikabilir ve rüzgârla 150 kilometre kadar tasinabilirdi. Triton’un atmosferi nitrojen ve aaaan gazlarinin bir karisimindan olusuyordu. Uydunun yüzeyindeki basincin sadece 1/70.000’i kadardi.

Elimizdeki verileri degerlendirdigimizde Triton’un oldum olasi Neptün’ün uydusu olmadigi bir zamanlar bagimsiz bir cisim oldugu sonucuna varabiliriz. Uydu Neptün tarafindan yakalandiginda büyük bir olasilikla eliptik bir yörüngeye sahipti; ancak sonrasinda geçen bir milyar yillik süre yörüngeyi dairesel bir sekil almasi için zorlamis olmaliydi. Bu süre boyunca uydunun içi çalkalanip isinmis iç kisimlari olusturan madde yüzeye çikmisti; sonuçta da orada donup kalmisti. Pembe kari ve nitrojen gayzerleriyle Triton Günes sistemindeki dünyalarin hiçbirine benzemez.

Yakin gelecekte yapmayi istedigimiz seylerden biri de Triton’u bir kez daha görebilmek olsa gerek. Triton mevsimleri son derece uzun ve karmasiktir; Bu mevsimler boyunca buz dagiliminda önemli degisiklikler meydana gelir. Nitrojen buzu tipki bir buzul gibi yüzebilir; hatta bir kutuptan digerine kadar gitmeleri bile mümkündür. Ne yazik ki bugün için Günes sisteminin dis kesimlerine yeni sondalar göndermek söz konusu degildir. Bu da orayla ilgili yeni seyler ögrenmek için daha çok bekleyecegimiz anlamina gelmektedir. Üstelik yörüngesi oldukça dis merkezli olan Nereid Voyager 2’nin geçisi sirasinda görüntüleme açisindan uygun olmayan bir konumdaydi; dolayisiyla onun hakkinda çok az sey biliyoruz.

Neptün’den bakildiginda günes isigi en az 700 dolunay kadar güçlü bir sekilde görünecektir. Baska bir deyisle bir metre uzakta yanan normal bir mum alevinden sekiz kat fazla biçimde. Neptün’den bakildiginda günes ile Venüs arasindaki uzanim 11/2 derece. Dünya 2 derece Mars 3 derece Jüpiter ise 10 derece olacaktir. Satürn uygun konumda oldugundan çiplak gözle görülebilecektir. Bu arada Satürn’ün Neptün’e bize oldugundan daha uzak oldugunu aklinizdan çikarmayin. Ancak Uranüs bile uzun süreler boyunca gözden uzak olacaktir. Dolayisiyla Neptün’lü gök bilimciler var olsalardi diger gezegenler hakkinda çok az bilgi sahibi olacaklardi.

Neptün bizi ana Günes sisteminin sinirina getirir. Tabii Plüton da var ama Neptün’e uzun süre boyunca gezegen ailesinin en distaki üyesi olarak bakilmisti.

[Turania™]

PLÜTON





Neptün’ün kesfiyle Günes sistemi bir kez daha tamamlanmis gibi görünüyordu. Uranüs’ün sapmalari açiklanmis; Flamsteed ve digerlerinin yaptiklari eski gözlemler yerli yerine oturmus ve Alexis Bouvard’i saskina çeviren bütün düzensizlikler ortadan kalkmisti. Bu yillar boyunca kabul görmüs bir düsünceydi. Ama sonra çok yavas ve belli belirsiz biçimde distaki devler yollarindan tekrar çikmaya basladilar.

Gözlemlenmis konumlar ile kuramsal konumlar arasindaki farklar o kadar küçüktü ki bunlar kolayca ölçümlerde yapilan hatalara baglanabilirdi. Ancak yine de bazi kuskular vardi. Günes’ten bilinenlerden daha da uzakta Günes sisteminin derinliklerinde bir gezegen daha olabilir miydi? Oldugunu düsünenlerden biri de Amerikali gök bilimci David Peck Todd’du Todd 1877 yilinda Birlesik Devletler Deniz Gözlemevi’inin 68 santimlik teleskobuyla düzenli bir arastirma yapmaya basladi. Küçük yuvarlak bir yüzey görmeyi ümit ediyordu. Ancak birçok baska avci gibi o da basarili olamadi. Ama zaman geçtikçe izinin bulunmasini bekleyen dokuzuncu bir gezegen oladugu fikri giderek gerçeklik kazanmaya basladi.

Percival Lowell da tam bu noktada konuyla ilgilenmeye basladi. Bildigimiz kadariyla Lowell Flagstaff’taki gözlemevini Mars üzerinde çalismak üzere kurmustu. Bugün hatirlanmasinin nedeni de kanal sistemi yapan Marslilara olan inanciydi. Bu aslinda hos bir durum degil çünkü aslinda Lowell’in gök bilimine yaptigi katkilar animsanacak kadar çoktur. Uzman bir matematikçi olan Lowell yüzyil dönümünde hesaplarina basladi. Esas olarak Uranüs’ün hareketleriyle ilgileniyordu; ama bunun nedeni sadece Uranüs’ün hareketlerinin Neptün’ünkilerden daha kesin bir biçimde biliniyor olmasiydi. Neptün 1846 yilinda kesfedilmisti ve tanimlandigindan beri geçen zamanda Günes etrafindaki bir turunu tamamlayabilmis degildi (hâlâ da tamamlamis degil). Lowell X Gezegeni’nin dolanim süresinin 282 yil kütlesinin ise Dünya’ninkinden yedi kat fazla olduguna karar vermisti. Yörüngesinin oldukça dis merkezli olduguna ve gezegenin 1991 yilinda günberi günberi noktasina ulasacagina inaniyordu. Bir konum belirlemis ve aramaya baslamisti.

Arastirmasini büyük Lowell mercekli teleskobunu kullanarak 1905 ile 1907 yillari arasinda sürdürdü. Aslinda isi Adams’a veya Le Verrier’e göre daha kolay sayilabilirdi çünkü fotograf teknigini kullana- biliyordu. Bunun yani sira X Gezegeni’nin Neptün’den çok daha soluk olmasi bekleniyordu. Ayrica hesapladigi konum da tam dogru olmayabilirdi çünkü Uranüs’ün hareketlerindeki çok küçük düzensizliklere dayanarak bulunmustu. Bu sartlar altinda gezegenin kendini göstermesi hiç de sasirtici degildi. 1949 yilinda C.O. Lampland tarafindan yine Flagstaff’ta yürütülen ikinci çalisma da ayni derecede basarisiz olmustu. 1916 yilinda Lowell aniden öldü; böylece X Gezegeni meselesi bir süre için rafa kalkmis oldu.

Tekrar gündeme gelisi 1919 yilinda Milton Humason’un Wilson Dagi Gözlemevi’nde W.H. Pickering adli yine Amerikali bir baska gök bilimcinin hesaplamalarini esas alarak ve fotograf teknigini kullanarak bir arastirma baslatmasiyla olmustur. Pickering’in yöntemi Lowell’inkinden farkliydi. Ayrica Uranüs yerine Neptün üzerine egilmeyi uygun görmüstü. Üstelik elinde yerinde durmayan narin gezginlerden yani kuyruklu yildizlardan yararlanarak elde ettigi bir ip ucu daha vardi.

Büyük sayilabilecek bazi kuyruklu yildizlar bulunur ancak bunlarin kütleleri Phobe gibi ufak bir uyduyla karsilastirildiginda bile ihmal edilecek bir degerdir. Kuyruklu yildizlarin yörüngeleri gezegenlerin kütle çekimlerinden kaynaklanan tedirginlikten ciddi biçimde etkilenir.

Dönemsel olarak görülen kuyruklu yildizlarin çogunun gün-öte noktasi Jüpiter’in yörüngesinden belli bir uzakliktadir. Bu kesinlikle rastlanti degildir; gök bilimciler Jüpiter’in bir kuyruklu yildiz ailesine sahip oldugunu söylemekten çekinmezler. Pickering günöte noktalari Günes’ten yaklasik 11.000.000 km uzakta olan bilinen onalti kuyruklu yildiz olduguna dikkat çekmistir. Bu onun orada bir gezegen bulundugu fikrini daha ciddi bir biçimde düsünmesine yol açmistir. Elde ettigi sonuç Lowell’inkine çok benziyordu; ancak Humason da Flagstaff takimi gibi basarisiz oldu ve sorun bir kez daha beklemeye alindi.

Bir sonraki adim 1929’da atildi. Lowell’in yardimcisi V.M. Slipher Flagstaff’taki gözlemevinin müdürü olmustu ve X Gezegeni’nin kendisini alt etmesine izin vermemekte kararliydi. Sirf bu is için 33 santimlik mercekli bir teleskop edindi. Mars’in ve diger gezegenlerin etkileyici çizimlerini yapmis olan genç amatör Clyde Tombaugh’u da yardima çagirdi. Tombaugh gözlemevine geldi ve çalismaya basladi.

Kullandigi yöntem esas itibariyle Lowell’inkiyle ayniydi. Birkaç gün arayla gökyüzünün ayni bölgesinin iki fotografi çekilmisti. Fotograflarda yildizlar ayni göreli konumlarinda kalacak ama gezegen hareket etmis olacakti. Bu iki resim pirildakli mikroskop adi verilen çok marifetli bir araç kullanilarak karsilastirilacak ve hareket eden cisim zipliyor gibi görünecekti.

Tombaugh umdugundan çok daha kisa bir süre sonra basariya ulasti. 23 ve 29 Ocak tarihlerinde çekilen fotograflarda beklenen hizda mesafeyi katetmis bulanik bir nokta görünüyordu. Tombaugh bunu pirildakli mikroskop ile de kontrol etti ve sonra söyle bir kayit tuttu: “ Art arda çekilen iki fotografta 15. Kadirden bir cisim görünüp kayboldugunu farkettim. Daha sonra çekilen fotograflarda da öncekinin üç milimetre saginda ayni sekilde davranan bir cisme rastladim. Iste bu; dedim kendi kendime.”

Gerçekten de o yeni gezegendi. Flagsrtaff’takigök bilimciler sonraki geceler boyunca bir yanlislik olmadigindan emin olmak için tekrar kontrol ettiler. Sonunda 13 Mart’ta Yani Lowell’in yetmisbesinci dogum günü ve Herschell’in Uranüs’ü kesfinin 149. Yil dönümünde Slipher bütün büyük gözlemevlerine birer telgraf yolladi: “Lowell’in Neptün ötesi gezegeni bulmak üzere yillar önce baslattigi sistemli arastirma sonucunda yedi haftadir Neptün ötesi cismin öngörülen hareketine uygun yaklasik Lowell’in tespit ettigi uzaklikta bir cisim saptanmistir.” Gerçek konum ile Lowell’in öngördügü konum arasindaki fark 6 dereceden azdi. Lowell gezegenin hayli dismerkezli ve tutulum dairesi düzlemine göre egik bir yörüngeye sahip olacagi konusunda da yanilmisti. Dolanim süresinin 248 yil oldugu ve günberi noktasina 1989 yiinda varacagi da bulunmustu.

Yapilmasi gereken ilk sey ona bir isim bulunmasiydi. Bu konuda çesitli öneriler vardi. Bunlardan biri bilgelik tanriçasi Minerva’nin ismiydi. T.J.J. See tarafindan önerilmis olmasaydi büyük bir olasilikla da kabul görürdü. See meslektaslari arasinda hiç sevilmeyen Amerikali bir gökbilimciydi Hatta onlardan biri See hakkinda söyle yazmisti: “Sahsen ben simdiye kadar hiçbir insandan hayvandan sürüngenden veya mide bulandirici herhangi birseyden ondan igrendigim kadar igrenmemistim. Sehirden gittigi gün büyük bir rahatlama hissedecegim; onu bir daha isteyecegimi hiç sanmiyorum. Geri dönecek olursa da tekmeyi yiyecektir.” Daha sonra yeralti tanrisi Plüton’un ismi kabul edildi. Bu ismi öneren Vanetia Burney adli bir ingiliz ögrenciydi. Aslinda son derece yerinde bir karardi çünkü Plüton gezegeni dondurucu ve karanlik bir yerdi.

Hemen sonra birçok sorun ortaya çikti. Plüton’un yörüngesi çok garipti; gezegen günberi noktasinda Günes’e Neptün’den daha çok yaklasabiliyordu. 1979 ile 1999 yillari arasinda Günes’le arasindaki mesafe Neptün’ünkinden az olacakti. Ancak dolanim süresinin büyük bir bölümünde çok daha uzakta oluyordu. Neyse ki bir çarpisma olabilcegi gibi bir endiseye kapilmak yersizdi çünkü gezegenlerin yörünge düzlemleri arasindaki açi 17 dereceden fazlaydi ve iki gezegen içinde bulundugumuz yüzyilda birbirlerinin yakininda olmayacaklardi. Gerçek sorun Plüton’un beklenenden küçük ve soluk olusuydu. Zaten Lowell da bu yüzden onu gözden kaçirmisti. Flagstaff’ta çekilen eski fotograflar tekrar incelendiginde Plüton’a ait iki görüntü saptanmisti. Humason’un basarisiz olmasinin nedeni ise sadece sanssizlikti. Wilson Dagi Gözlemevi’nde çekilen fotograflarda da Plüton iki kere görünüyordu; ancak birinde bir yildizin hemen üstünde digerinde ise negatifte bulunan küçük bir izle ayni yerdeydi.

Önceden Plüton’un Dünya’dan oldukça büyük oldugu tahmin ediliyordu; ancak sonra yapilan kesin ölçümler bayagi küçük oldugunu kanitladi. Bu çok saçmaydi; böyle küçük ve hafif bir cisim nasil olurda Uranüs ve Neptün gibi devlerin hareketlerini etkileyebilirdi? Greenwich Gözlemevi’nden A.C.D. Crommelin Plüton’un çok parlak oldugunu bu yüzden de tüm yüzeyini degil de belli bir parlak bölgeden yansiyan günes isigini görebildigimizi iddia etti; ancak bu pek akla yatkin görünmüyor.

Gök bilimciler Plüton’un yogunlugunu normalmis gibi kabul ediyorlar ve gezegenin kesin büyüklügünü saptamak istiyorlardi. Bunu bulmanin en kolay yolu da gezegenin çapini ölçmekti. Yazik ki Wilson Dagi Gözlemevi’nin 25 metrelik aynali teleskobu yüzeyi net bir sekilde göstermiyordu. Bu durumda Palomar’daki 5 metrelik teleskobun kullanima girene kadar yapacak birsey yoktu.

Kuiper 1949’da McDonald Gözlemevi’ndeki 208 santimlik aynali teleskopla bir dizi ölçüm yapti ve gezegenin çapini 10300 km olarak hesapladi. Ancak bu deger yanlisti. Bu durumda gezegenin büyüklügü Dünya’ninkinin 8/10’u kadar olurdu. Aslinda bu Uranüs ve Neptün’de görülen tedirginlikleri açiklamak için uygun bir büyüklüktü tabii gözlemlerde küçük hatalar yapilmis olabilecegi de düsünülüyordu.

Kuiper ile Humason 1950 yilinin Mart ayinda Tombaugh’nun kesfinden yirmi yil sonra Palomar teleskobunu kullanarak yeni ölçümler yaptilar ve Plüton’un çapinin en fazla 5800 km olabilecegini saptadilar. Bu deger Mars’in kinden bile küçüktü. Sonuçta ortaya bir sorun çikti. Plüton gerçekten de Mars’tan küçükse ve bu büyüklügüyle bile Uranüs üzerinde kendisinin kesfe- dilmesine olanak verecek tedirginlik yaratabiliyorsa yogunlugunun Dünya’ninkinden oniki kat veya baska bir deyisle suyunkinden alti kat fazla olmasi gerekirdi. Bu durumda da Plüton çok agir bir maddeden olusuyor olmak zorundaydi. Yüzeyindeki çekim kuvveti de asiri yüksek olacakti; söz gelimi Dünya’da 78 kilo gelen bir adamplüton’dan 360 kilo gelecekti. Pek mümkünmüs gibi görünmeyen bu sonuç bilim adamlarinda ciddi bi saskinliga yol açmisti.

Yalniz kesin olan birsey vardi. Plüton gerçekten de küçükse ve normal bir maddeden olusuyorsa Uranüs’ün veya Neptün’ün yörüngesini etkileyebilecek kadar yogun olamazdi. Bu durumda Plüton herkesin aradigi gezegen degildi. Ya Lowell’in hesaplari sans eseri bir gezegene denk gelmisti ya da gerçek X Gezegeni hâlâ bulunamamisti.

Plüton’un gerçek büyüklügü konusu henüz açikliga kavusmamisti. Kenarlari net bir sekilde görülmeyen böyle küçük bir cismin görünen çapini ölçmek son derece zordu. Bu is için kullanilabilecek yöntemlerden biri de örtülmelere dayaniyordu. Plüton’un bir yildizin önünden geçtigi zamanlar oluyordu. Yildizin Plüton’un arkasinda kalis süresi bize Plüton’un çapinin ne kadar oldugu konusunda bir fikir verebilirdi. Bu yöntem kuramsal açidan kusursuzdu; ancak yavas hareket eden soluk Plüton nadiren ölçüm yapmaya uygun bir örtülme gerçeklestirbiliyordu.

Plüton’un yörüngesi kesin bir sekilde biliniyordu ancak yapilacak en küçük bir hatanin gerçeklesecegi tahmin edilen örtülmelerde yanilma payinin yükselmesine neden olacak olmasi da bir baska olumsuz durumdu. Bu nedenle Birlesik Devletler Deniz Gözlemevi’ndeki gök bilimciler gözlemevinin büyük teleskobunu kullanarak Plüton’un bir dizi fotografini çektikleri uzun bir çalisma baslattilar. Gezegenin yuvarlagi çapinin kesin bir sekilde tespit edilebilmesine olanak vermeyecek kadar küçüktü. Yapilan bu yeni ölçümlerin gelecekte gerçeklesecek gözlem yapmaya uygun örtülmlerin zamanlarinin saptanmasi konusunda yararli olacagi ümit ediliyordu. Ancak bu arastirma sirasinda hiç beklenmedik bir kesif yapildi. Plüton uzaydaki gezisinde yalniz degildi!

Çekilen fotograflar incelendiginde ilk basta Plüton’un seklen bir dambila benzedigi hayli biçimsiz oldugu zannedildi. Sonradan bu görüntünün nedeninin Plüton’dan bagimsiz ve onun yari büyüklügünde ikinci bir cisim oldugu saptandi. Bunun son kaniti da Hubble Uzay Teleskobu’nun gönderdigi büyüleyici fotograftir. Ikinci cisme ölülerin ruhlarini Styx Iramgi’nin karsisina yani Plüton’un bölgesine geçiren kayikçi Charon’un ismi verildi.

Iki cisim arasindaki uzaklik merkezden merkeze ölçüldügünde 19.630 kilometreydi. Sonunda Plüton’un büyüklügü de belirlenebilmisti. Plüton’un çapi 2323 kilometreyken Charon’unki 1211 kilometreydi. Charon’un dönme süresi 6 gün 9 saatti. Daha önce Plüton’un kadrinde görülen degismeye dayanilarak hesaplanan dönme süresi de tam bu kadar bulunmustu. Bu durum iki cismin birlikte hareket ettiklerini göstermektedir. Plüton’un bir yarim küresinden bakildiginda Charon’un gökyüzünde hareketsiz bir biçimde asili kaldigi görülecektir. Diger yarim küreden ise Charon’u görmek mümkün olmayacaktir. Tüm bu gariplikler yetmezmis gibi bir de Plüton’un dönme ekseninin 122* egik oldugu saptanmistir ki bu haliyle Plüton diger gezegenler arasinda en çok Uranüs’e benzemektedir.

Doga genellikle huysuzdur ama 1980’li yillarin ortalarinda ve sonlarinda nazik oldugu bile söylenebilirdi. Plüton ve Charon’un yörüngelerinin egimleri öyle denk gelmisti ki yillar boyunca ikili örtülmeler yasandi. Bir Plüton Charon’un önüne geçip onu sakliyor; bir Charon Plüton’un önüne geçip Ay’in halkali tutulmalar sirasinda Günes’in isigi kesmesi gibigezegenin isigini kesiyordu. Bu durumda gözlemcilere ellerine bi daha en az yüz yil sonra geçebilecek bir firsat veriyordu. Charon’un arkada kaldigi örtülmeler sirasinda Plüton’un tayfi görülebiliyordu. Böylece Plüton’unki önceden bilindiginden Charon’un tayfi da belirlenebiliyordu. Ayrica bu ikilinin hareketlerinin incelenmesiyle yogunluklari da kesine yakin bir biçimde belirlenebilmisti. Plüton’un yogunlugu Ay’inkinin yüzde 18’i kadardir.

Bütün bunlar bugün Plüton-Charon çifti hakkinda birkaç yil öncesine göre çok sey bildigimizi gösteriyor. 1980 yilinda yani Plüton’un kesfedilisinin üzerinden tam yarim asir geçmisken New Mexico’nun Las Cruces kentinde Clyde Tombaugh’un seref konugu olarak katildigi bir konferans düzenlenmisti. O zamanlar elimizdeki tüm bilginin gözden geçirilmesi sadece bir gün almisti; üstelik Charon’un bagimsiz bir cisim oldugundan bile emin degildik.

Bu iki dünya birbirine benzemiyordu. Plüton daha dikkate degerdi. Yogunlugu suyunkinin iki katindan biraz daha fazlaydi; yani Satürn ile Uranüs’ün buzlu uydularindan daha az buz ve daha çok kaya içeriyordu. Plüton’un yüzeyi aaaan buzuyla ve biraz da nitrojen buzundan olusuyor gibi duruyordu. Plüton’un büyük bir olasilikla esas olarak nitrojenden ve biraz da karbon monoksitten olusan kalin ama ayni zamanda seyrek bir atmosferi vardir. Charon’un ise atmosferi yoktur; yani en azindan bizim bugünün sartlariyla saptamayi basarabildigimiz bir atmosferi yoktur.

Ancak ölçüldügü sirada seyrek ama kalin olan atmosfer bir Plüton yili boyunca hep ayni sekilde kalmiyor olabilir. Su anda gezegenin Günes’ten uzakligi artiyor ve sicaklik düsüyor. Önümüzdeki yüzyil Plüton o kadar soguk olacak ki atmosfer yüzey üzerinde donacak. Bu durum gezegenin 2113 yilinda ulasacagi günöte noktasindan dolasip tekrar içeri dogru gelisine kadar sürecek. Atmosferin bilesenlerini ayrintili bir biçimde bilmedigimiz için tam olarak ne zaman donacagindan emin degiliz; ancak donmama olasiligi yok gibi görünüyor. Burada Chiron (Satürn’le Uranüs’ün yörüngeleri arasinda hareket eden bir asteroit) ile bir benzerlik kurabiliriz. 1995 yilinda günberi noktasinda olan Chiron’un atmosferi 1988 yili itibariyle olusmaya baslamistir.

Elimizde Plüton’un yüzey olusumlari konusunda da bir ipucu var. Charon Plüton’un önünden geçerken görünen parlaklik degisiklikleri sayesinde kutup takkesinin parlak oldugunu ve ekvatoru boyunca koyu renkli bir kusak uzandigini belirleyebildik.

Artik bugün Plüton’un Lowell’in aradigi X Gezegeni olmadigi konusunda en ufak bir süphe bile yok. Hatta Plüton’un bir gezegen olarak nitelemek bile yanlis olur. Peki ya o zaman ona ne diyebiliriz?

Bu konuda ileri sürülen ilk görüslerden biri R.A. Lyttleton’a aitti. Lyttleton onu eskiden Neptün’ün uydusu oldugunu ve bir gün bir sekilde yoldan çikip kendi bagimsiz hayatina geçtigini öne sürmüstü. Aslinda son derece mantikli gibi görünen bu kuram Charon’un varligi yüzünden saf disi kaliyor; çünkü ikisi de Neptün’ün etrfinda dönüyor olsalardi su anda olduklari gibi kenetlenmis bir biçimde hareket ediyor olamazlardi. Ayrica uydunun uydusu olmasi son derece mantiksiz gibi görünüyor. Bu arada Plüton’dan büyük ve yogun olan Triton’un durumu da açiklayici olabilir. Triton’un yörüngesi de Plüton’unki gibi dis merkezlidir. Bu iki cisim ayni tip oldugunu ve Triton’un Neptün tarafindan yakalandigi ama Plüton’un özgür kaldigini kabul edebiliriz. Ikisinin de nitrojenden olusan seyrek birer atmosferi oldugunu da gözden kaçirmayin.

Bir baska görüs de Plüton ve Charon’un bir asteroit çifti oldugu yönündedir. Su anda elimizde kesin bir kanit yok ama ana asteroit kusaginda bile çift gibi duran bazi cisimlere rastlanmistir. Ancak bu sefer de Plüton yüzünden sorun çikiyor; çünkü Plüton gezegenlerle karsilastirildiginda küçük sayilsa da bir asteroit olmak için çok büyüktür. Charon’un çapi bileasteroit sürüsünün en büyügü olan Ceres’inkinden bile büyüktür.

Belki de Plüton’u bir gezegenimsi yani gezegenlerin olustugu bulutsudan kalmis bir parça olarak tanimlamak daha dogru olur. Bu durumda Triton Charon ve Chiron veya Pholus 1992 QB1 ve 1993 FW gibi aykiri asteroitler de gezegenimsi olabilirler.

Plüton amatörlerin kullandigi iyi teleskoplarin menzili içindedir. Ancak ise yarayabilecek sadece iki arastirma vardir. Birincisi degisen-yildiz gözlemcilerinin kullandigi yöntemlerle yapilacak nadir ölçümleridir. Degisiklikler gözle görülmeyecek kadar küçük olacaktir dolayisiyla bu is için bir fotometre edinilmesi sarttir. Ikincisi ise örtülmeleri gözlemlemektir. Bu konuda amatörler gerçekten de yararli olabilirler; çünkü herhangi bir profesyonele göre çok daha rahat hareket etme imkânina sahip olduklari için malzemelerini Dünya üzerinde gözleme uygun yerlere tasiyabilirler. Ancak örtülmeler o kadar nadir yasanir ki kisinin böyle bir firsati hayati boyunca sadece bir kere eline geçirmesi mümkün olabilir.

Plüton’un durumu hâlâ bir bilmece. Gezegene benzemiyor; normal bir asteroit de degil; gezegenimsi oldugundan da emin degiliz. Yirmi birinci yüzyil içinde onu yakindan inceleme imkânimiz olacak. Gönderilmesi düsünülen sondanin planlari hazir ancak ne zaman yola çikacagini henüz bilmiyoruz. Plüton’un hayal edebilecegimiz en yalniz ve issiz dünya olmasi muhtemel ama yinede görülmeye deger oldugundan hiç kuskum yok.