Güneş Sistemi dışındaki gezegenleri anlatmadan önce, konunun daha iyi anlaşılabilmesi için bu gezegenlerin barınabileceği yerleri tanımamız gerekiyor. O nedenle yazı dizimizin ilk birkaç bölümü, ötegezegenlere ev sahipliği yapabilecek gökcisimleri üzerine olacak. Daha sonra da gezegenlerin özelliklerini incelemeye, burada yaşamın nasıl şekillenebileceğini görmeye çalışacağız. Bir de altını çizerek belirtelim, bu gezegenleri ele alırken kriterimiz; Dünya benzeri, sıvı suya bağımlı, karbon tabanlı yaşama uygunluklarıdır. Bilmediğimiz başka türde yaşamlar olabilir. Ancak, bilimin öncelikli amacı bildiği konuyu araştırmaktır. Bizler Dünya üzerindeki yaşam hakkında çok şey biliyoruz ve şu an benzeri bir yaşam sağlayabilecek gezegenleri bulmaya çalışıyoruz. İleride başka türde, örneğin sıvı metan kaplı bir gezegende gelişkin yaşam oluşabileceğini keşfedersek, araştırma alanımızı genişletip onları da bulmaya çalışabiliriz. Yakın zamana kadar, yıldız dediğimizde aklımıza hep ortalama Güneş büyüklüğünde, yahut çok daha büyük yıldızlar geliyordu. Kırmızı cüce olarak bilinen ve evrendeki yıldızların yaklaşık %80'ini oluşturan sınıf ise bir kenara atılmış, çok da önemsenmeyen gök cisimleriydi. Bu nedenle gezegen arayışı da Güneş benzeri yıldızlar üzerine yoğunlaşmıştı. Çünkü biz, Güneş benzeri bir yıldızın ışığı altında yaşıyorduk ve eğer üzerinde yaşam barındırabilecek bir gezegen olacaksa, bu gezegenin bizim Güneşimiz boyutlarında bir yıldızın etrafından dönüyor olması gerektiği düşünülüyordu. Fakat işin öyle olmadığı çok çabuk anlaşıldı. Güneş benzeri yıldızlar, evrende bildiğimiz yıldızların sadece yaklaşık %8'lik bir bölümünü oluşturuyor. Ortalama yaşam süreleri ise anakol evresinde 8 ila 15 milyar yıl kadar. Işıma güçleri daha büyük yıldızlarla kıyaslanamayacak derecede düşük olsa da, kırmızı cüce yıldızlarla karşılaştırıldığında çok daha fazla. Gerçekte, çıplak gözle gökyüzüne baktığımızda gördüğümüz yıldızların hemen hemen tamamı Güneşten çok daha büyük kütleli yıldızlardan oluşuyor. Dünyaya en yakın yıldız Proxima Centauri'den Güneşe baksaydınız, onu soluk bir yıldız olarak diğer yıldızlardan ayırmanız zor olacaktı. Öyleyse, Güneşten çok daha soluk kırmızı cüceleri çıplak gözle göremememiz kadar normal bir şey yok. Bu şu anlama da geliyor; Samanyolu'ndaki yıldızların %80'ini çıplak gözle göremiyoruz. Belki de bu nedenle şimdiye kadar onları ciddiye almadık. Oysa, gezegen araştırmaları gösterdi ki, kırmızı cüce yıldızlar da en az bizim Güneş sistemimiz kadar gerçek gezegen sistemi oluşturabiliyorlar. Anakol yıldızları arasında M sınıfı olarak listelenen kırmızı cüceler, düşük ışıma güçlerine (Güneşin yaklaşık yüzde 10-15'i ile on binde 1'i kadar) karşın, olağanüstü uzun ömürleriyle ünlüler. Bir kırmızı cücenin ömrü 80 100 milyar yıldan başlıyor ve kütlesinin düşüklüğüne göre 1 trilyon yıla kadar uzayabiliyor. Bu da onları aslında gezegen sistemleri ve -olası- yaşam için en uygun adaylar haline getiriyor. Çünkü uzun ömürlü olmalarının yanısıra, kırmızı cüceler aynı zamanda oldukça stabil yıldızlardır. Öyle ki, ne kadar soluk olursa olsun, bugün 7 milyar yaşındaki bir kırmızı cücenin yaydığı ışınım gücü neyse, 70 milyar yıl sonra da o olacak. Açıkcası, bizim Güneşimiz yok olduktan on hatta yüz milyarlarca yıl sonra bile, kırmızı cüce komşuları aynen bugün olduğu kadar sağlıklı parlamaya devam edecekler. Güneşe en yakın 60 küsür yıldızın 50 kadarını kırmızı cüce yıldızın oluşturduğu düşünüldüğünde onların hancı, Güneşin ise yolcu olduğunu anlamak zor değil. Daha önce de söylediğim gibi, bunların ışığı çıplak gözle göremeyeceğimiz kadar zayıf. Bu nedenle biz yakınımızdaki yıldızlardan sirius ve alpha centauri gibi büyük kütleli ve parlak olan birkaç tanesini görebiliyoruz. Araştırmalar başladıktan sonra, keşfi yapılan gezegenlerin önemli bir kısmı kırmızı cüce yıldızların çevresinde döndüğü farkedildi. Tabi bu yıldızların yaşam kuşağı, bizim Güneşimizle aynı değil. Örneğin dünya, Güneşin yaklaşık %30 kütlesine sahip bir kırmızı cücenin çevresinde olsaydı, üzerindeki yaşamın devam edebilmesi için ona bugün Güneşe olan uzaklığından yaklaşık 10 kat daha yakın olmak zorunda kalacak, yani 150 milyon değil de, 15 milyon kilometre uzaklıkta olması gerekecekti. Böylece dünya bugün olduğu kadar ısı ve ışık alabilecekti. Görüleceği üzere, bir kırmızı cüce'nin çevresinde yaşayabilmek için ona sadece Güneşte olduğundan çok daha yakın olmanız gerekiyor. Başka bir deyişle, kırmızı cücelerin yaşam alanı Güneş benzeri yıldızlardan çok daha yakın yörüngelerde yer alıyor. Eğer Güneşin bulunduğu yerde, kütlesi Güneşin yarısı kadar olan bir kırmızı cüce bulunsaydı, 35 milyon kilometre uzaklıkta dönen merkür dünya kadar ışınım alan yaşam alanı içerisinde olacaktı. Fakat eğer yıldız daha küçük, mesela Güneşin %20'si kadar kütleye sahip olsa idi, merkür oldukça soğuk bir gezegen olacaktı. Bu durumda, yaşama izin verecek olan gezegenin 8-10 milyon kilometre ötede dönmesi gerekecekti. Tabi bu da bir kütle çekimsel kilitlenmeye yol açacaktı. Tabi burada, Güneşin %25'inden daha düşük kütleli yıldızları yaşam için uygun görmek doğru olmaz. Bunlar gerçekten çok sönük yıldızlar ve bu yıldızların yaşam kuşağında yer almak için yıldıza tehlikeli derecede (3-8 milyon km) yakın olmanız gerekiyor. Bu yakınlık, hem kütleçekim kilidi nedeniyle gezegenin hep aynı yüzünün yıldıza dönük olması, hem de aşırı radyasyona ve yıldızın kütle atımlarına doğrudan maruz kalmak gibi sorunları beraberinde getiriyor. Neyse işte, işin güzel yönü, kırmızı cüceler çevresinde keşfedilen gezegenler yıldızlarına yakın konumlarda yer alıyorlar. Başka bir deyişle, yıldız küçüldükçe çevresindeki gezegenlerin yörüngeleri de aynı oranda küçülüyor. Bu da gösteriyor ki, yaşanabilir yahut yaşam oluşması mümkün gezegenleri artık sadece Güneş benzeri yıldızlar çevresinde arama zorunluluğu yok. Güneşten küçük kırmızı ve turuncu cüce yıldızlar sayıca çok daha fazlalar ve gezegen sistemlerine düşman değiller. Aksine, belki de yaşam için Güneş benzeri yıldızlardan çok daha uygunlar. Son olarak; Güneşten daha büyük (1.3 kat ve fazla kütleye sahip) yıldızlar yaşanabilir gezegen arayışları için uygun değiller. Öncelikle bu tür yıldızlar çok kısa ömürlüler. Örneğin Güneşin 1.5 katı kütleye sahip bir yıldız için anakol evresinde geçen süre ortalama 1 milyar yıl kadar. Yani çevresindeki gezegenin soğumasına bile fırsat kalmadan yıldız bir kırmızı dev'e, ardından da kütlesinin büyüklüğüne göre bir nova'ya dönüşerek yok oluyor. Zaten anakol evresi de dahil olmak üzere bu yıldızlar pek dengeli bir yaşam geçirmiyorlar. Parlaklıklarında ve ışıma güçlerinde sıkça değişiklikler yaşanıyor. Açıkcası hem çok kısa olan ömürleri, hem de dengesiz doğaları gereği olası bir yaşam için buralar pek tekin yerler değil.


Güneş sistemi dışında üzerinde bildiğimiz anlamda yaşam oluşma ihtimali olan gezegen arayışında, dev gezegenlerin uyduları gözden kaçırılıyor. Ötegezegenleri anlattığımız bu yazı dizimizin ilk bölümünde, kırmızı cüce yıldızların yaşama ev sahipliği yapabilecek gezegenleri üzerinde durmuştuk. Bu makalemizde ise gaz devi gezegenlerin uydularından söz edeceğiz. Bugün keşfedebildiğimiz gezegenlerin çok büyük kısmı dev gezegenlerden oluşuyor. Görece daha kolay keşfedildiği için bir yıldızın çevresinde eğer varsa bu tip bir gezegenin, hele ki yıldızına yakın geçiş yapıyorsa önce keşfedilmesi zaten normal. Kaldı ki, bilim adamları çevresinde böyle bir dev gezegen keşfedilmiş bazı yıldızları yakın takibe aldıklarında başka gezegenlere de rastlayabiliyorlar. Bugün çoklu gezegen sahibi olduğu düşünülen yıldızlardaki diğer gezegenlerin bir kısmı, bu gaz devi gezegenleri yakın takip sonucunda keşfedildi. Fakat takdir edersiniz ki, bu oldukça zor ve uzun uğraş gerektiren bir iş. Şöyle örnekleyelim; bir yıldızın çevresindeki gezegeni yıldızın gezegenden kaynaklanan kütleçekimsel salınımı yöntemiyle keşfetmeye çalışıyorsak, söz konusu olan yakın bir gezegen olduğunda; yıldızının çevresinde birkaç gün veya birkaç aylık periyotlarla hızlı biçimde döneceği için saptamak çok kolay olacaktır. Fakat, daha uzak bir, mesela Güneş benzeri bir yıldızın çevresinde Venüs, Dünya veya Mars kütlesi ve uzaklığında dönen bir gezegen söz konusu olduğunda iş uzar. Çünkü bu gezegenin yıldız çevresindeki dönüş süresi yaklaşık 1 yıl ve üzeri olacaktır. Dolayısıyla bu gezegenin keşfi için, o yıldızı en az 1 yıl gözlemlemek gerekir. Tabi sonrasında kontrol amaçlı birkaç gözlem daha... Yani en az 3 yıl. Keşfedilen dev gezegenlerin çevrelerindeki uydular konusu, yaşam arayışları için önem taşıyor. Yıldızının yaşam kuşağında yer alan dev bir gezegende bildiğimiz türde bir yaşamın oluşabilmesi elbette mümkün değil. Çünkü bunlar Jüpiter gibi, katı yüzeyleri olmayan gaz devleri. Bu gezegenin çevresinde dolanan öteuyduların varlığını yok sayamıyoruz. Kendi güneş sistemimiz içerisindeki dev gezegenlerin her birinin onlarca uydu sahibi olduğu düşünüldüğünde bunun neredeyse bir zorunluluk hali aldığı görülebilir. Bu uydulardan bazıları da yaşanabilir niteliklere sahip olabilir. Ki oldukça kalın bir atmosfere sahip Satürn'ün uydusu Titan verilebilecek en güzel örneklerden biri. Eğer Satürn Güneş'e daha yakın bir konumda olsaydı, Titan yeterli Güneş ışığı alabilecek, belki de bu sayede üzerinde yaşanılabilir bir yer haline gelebilecekti. Ancak, böyle olsa bile Titan'ın kütlesinin küçüklüğü nedeniyle bunun gerçekleşmesi pek mümkün değil. Bize daha büyük kütleli, örneğin Venüs veya Dünya kütlesinde bir uydu gerekiyor. Bir gaz devi gezegen tıpkı Dünya, Venüs veya Mars kütlesinde bir veya birden çok uydu da barındırıyor olabilir. Jüpiter kütlesindeki bir gezegen için böylesi bir uydu, umursayacağı büyük bir sorun değil. Bizim sistemimizde böyle büyük bir uydu bulunmuyor ama, diğer yıldız sistemlerinde gaz devlerinin böylesi büyük uydulara sahip olamayacağını düşünmek için hiçbir neden yok. (1) Gaz devleri; Satürn, Jüpiter veya bunların birkaç katı büyüklüğündeki gezegenlere deniliyor. Güneş sistemi dışı gezegen arayışlarında keşfedilen gezegenlerin çok büyük bir kısmı bunlardan oluşuyor. (2) K sınıfı yıldızlar, Güneş'in %85'i ile %60'ı arasında kütleye sahiptir. M sınıfı Kırmızı cüceler ile, G sınıfı Güneş benzeri yıldızlar arasında yer alan bir yıldız sınıfını oluştururlar. Turuncu cüce de denilen K sınıfı yıldızlar, Samanyolu galaksisinde Güneş benzeri yıldızlardan birkaç kat daha fazla sayıda bulunuyorlar. (3) Kırmızı cüce yıldızlar ile ilgili daha detaylı bilgi için sitemizden kırmızı cüce şeklinde aratarak daha fazla bilgi alabilir, yakın çevremizdeki kırmızı cüce yıldızları tanıyabilirsiniz. Yıldızlar da, evrende var olan her ...


Yazı dizimizin daha önceki iki serisinde önce cüce yıldızları, daha sonra da gaz devi gezegenlerin uydularını incelemiştik. Eğer okumadıysanız, öncelikle o iki yazımızı okumanızı tavsiye ederiz. Bu yazımızda ise, yaşama ev sahipliği yapabilecek bir diğer uygun yıldız türüne göz atacağız. Gökbilimle az veya çok ilgilenen herkesin bildiği birkaç yıldız tipi vardır: O-B türü parlak dev yıldızlar, kırmızı devler, Güneş benzeri G tipi yıldızlar ve kırmızı cüce denilen M tipi yıldızlar. Ancak, bunlar haricinde bir yıldız türü daha vardır ki, gerçekte asıl ilgiyi üzerinde toplaması gerekirken ilginç bir biçimde gözardı edilir. Yıldızlar ilk oluştukları anda çekirdek bölgelerinde hidrojeni nükleer reaksiyona sokarak enerji üretmeye başlarlar. Çekirdekteki hidrojen tükenene kadar da bu böyle devam eder. Daha sonrasında ise sırasıyla hidrojenin nükleer reaksiyonu sonucu çekirdekte biriken helyumu, o bittikten sonra helyumun reaksiyonu sonucu oluşan karbonu, sonra oksijeni vs vs kullanarak enerji üretmeye devam ederler. Nihayetinde demire kadar tüm elementleri yakan yıldızımız artık enerji üretemez hale gelir ve ölür. Tabi bir yıldızın demire kadar olan tüm elementleri kullanması kütlesiyle ilintilidir. Örneğin bizim yıldızımız Güneş, karbondan sonraki elementleri yakıp enerji üretebilecek kütlede olmadığı için karbon sonrasında ölecektir. Sözün özü, bir yıldızın hidrojen yakmaya devam ettiği, diğer elementleri yakmaya başlayarak ölüm sürecine girmediği döneme anakol evresi denir. Yıldız bu evrede en sağlıklı günlerini geçirmektedir. Güneş kütlesine yakın G tipi yıldızlarda bu anakol evresi 8-13 milyar yıl arasında sürer. O-B tipi dev yıldızlarda 1 ila 10 milyon yıl, Sirius benzeri A tipi yıldızlarda 300-900 milyon yıl, M tipi kırmızı cücelerde ise 70 milyar ila birkaç trilyon yıl arasıdır. K tipi yıldızların kütleleri G tipi yıldızlardan küçük, M tipi yıldızlardan ise büyüktür. Yani, Güneş benzeri yıldızlar ile kırmızı cüceler arasında bir yerde bulunurlar. Gökbilimciler arasında turuncu cüce olarak da adlandırıldıkları olur . Bu yıldızlar, Güneş'in %85'i ile %65'i arasında bir kütleye sahiptirler ve yüzey ısıları da kütlelerine göre 4.000 4.900 santigrat derece arasında değişir. Bu özellikleriyle yaydıkları enerji Güneş'ten epey düşük olmasına rağmen, kırmızı cüce yıldızlardan hatırı sayılır ölçüde yüksektir. Örneğin, en parlak kırmızı cücenin yaydığı enerji Güneş'in %10'una bile yaklaşamazken, en soluk K tipi turuncu cüce Güneş'in %15'inden fazla enerji yayar. Kütle arttıkça aydınlatma gücü de artar. Güneş'in %80'i civarında kütleye sahip bir turuncu cüce yıldızın aydınlatma gücü, Güneş'in %40'ından fazla olabilir. Turuncu cücelerin evrendeki bolluğu Güneş benzeri yıldızlardan daha fazladır. Tüm yıldızların sadece %3.5'i Güneş benzeri G tipi yıldız iken, %8'i K tipi turuncu cücedir. Kaba bir hesapla, Samanyolu galaksisinde 400 milyar yıldız olduğunu varsayarsak, 32 milyar turuncu cüce olduğu sonucuna varabiliriz. Aynı sayı, Güneş benzeri yıldızlar için 14 milyar civarındadır. K tipi yıldızları önemli kılan şey, objektif gözle bakıldığında aslında yaşama ev sahipliği yapmak için aslında Güneş benzeri yıldızlardan bile daha uygun oluşları. Şöyle ki, Güneş benzeri yıldızlar her ne kadar 10 milyar yıla yakın yaşıyor olsalar da, bu yaşamlarının sadece 5 veya 6 milyar yılı gibi bir süre boyunca dost canlısı biçimde gezegenleri aydınlatırlar. Örneğin Dünya ve Güneş yaklaşık 5 milyar yaşındadır ve gezegenimiz üzerinde hayat 4 milyar yıldır sürmekte. Ancak, yıldızımız ömrünü yarılamış durumda ve sıcaklığı ilk günden beri düzenli olarak artıyor. Kaba bir hesapla yaklaşık 1 milyar yıl sonra yıldızımız Dünya gezegenini gereğinden fazla ısıtacak ve gezegenimiz yaşanmaz, kuru, kavrulmuş bir kaya parçasına dönüşecek. Oysa en büyük kütleye sahip bir turuncu cücenin ömrü 25 milyar yıl civarındadır. Kütlesi küçüldükçe bu süre 50 milyar yıla kadar çıkar. Bu da, K tipi yıldızların çevrelerindeki gezegenleri kavurma konusunda Güneş benzeri yıldızlardan daha insaflı oldukları anlamına gelir. Örneğin, 25 milyar yıl ömre sahip tipik bir turuncu cücenin çevresindeki yaşam kuşağında yer alan Dünya benzeri bir gezegenin kavrulmaksızın güvende kalabileceği süre 15 milyar yıldan daha uzundur. Ömür süresini yaşam için bir kriter olarak görürsek, elbette ki kırmızı cüce yıldızlar yüzlerce milyar yıl yaşayabildikleri için daha uygunmuş gibi görünebilirler. Ancak, bu yıldızlar çok az enerji yaydıkları için, yaşam kuşakları yıldıza çok yakındır. Bu yakınlık yüzünden gezegenler kütle çekim kilidine yakalanırlar ve bir yüzleri sürekli M tipi yıldıza dönük kalır. Yani gezegenin yıldıza bakan yüzü sürekli gündüz ve çok sıcak iken, arka yüzü sürekli karanlık ve soğuktur. Bu durum, gelişkin yaşamın böylesi gezegenlerdeki varlığını tehlikeye düşürebilir. Turuncu cücelerin yaşam kuşağı ise yaydıkları görece yüksek enerji nedeniyle, gezegenlerin kütle çekim kilidine kapılmayacakları güvenli bir uzaklıktadır. Örneğin Güneş'in %70'i kütleye sahip bir turuncu cücenin 60 milyon km ötesinde bir yörüngeye Dünya'yı yerleştirseniz, bugünkü gibi yaşamaya devam edebilirdik. Yeterince uzak olduğumuz için gel-git etkilerinden kaynaklanan kütle çekim kilidi sorunumuz da olmaz, bugünküne benzer gece/gündüz döngüsü devam ederdi. Yıldızların yaşam kuşağı hakkındaki bu yazımızı okumanızı tavsiye ederiz. Not: En üstteki görselde, bize en yakın K tipi yıldız olan Alpha Centauri B ve çevresindeki olası bir gezegen bir sanatçı tarafından resmedilmiş. Ay Milyarlarca Yıl Önceki Kadar Yakın Olsaydı... Bundan yaklaşık 4.5 milyar yıl önce...


Güneş Sistemi dışındaki yıldız sistemlerinde, yıldızının gezegen yüzeyinde suyun sıvı halde kalabildiği yaşam kuşağında yer alıp; Dünya'dan daha az, hatta hiç su içermeyen gezegenler olabilir. Fakat, benzeri konumda olup, çok daha fazla su içeren ve hiç karasal yüzeyi bulunmayan gezegenlerin de, sayıca oldukça fazla olabileceği göz ardı edilemez. Evrende, tümüyle sıvı suyla kaplı yüzlerce trilyon gezegenin var olması ciddi bir olasılık. Dünyamız gibi bir miktar su, ve bir miktar karasal alan içeren gezegenlerin sayısı sandığımızdan az olabilir. Su dünyaları olasılıkla atmosferlerinde bitmek bilmeyen fırtınaların koptuğu; aylar hatta yıllar süren kasırgaların yaşandığı yerler olmalı. Güneş sistemindeki karasal yüzeyi olmayan gaz devleri üzerinde ve kendi gezegenimizdeki fırtına sistemlerinin işleyişlerine yönelik yaptığımız araştırmalarda bunu gördük: Atmosferik fırtınalar ani ısı değişimine neden olan karasal yüzeylerle karşılaşmadıkları sürece çok zor duruluyorlar! Benzeri uzun süreli kasırgalar gezegenimizde de gerçekleşiyor fakat, karasal yüzeyle karşılaştıklarında enerjilerini kaybederek yok oluyorlar. Karasal yüzeyi olmayan bir gezegende ise dev kasırgaları durdurabilecek çok daha zayıf kuvvetler var. Fırtınalar yıllar sürse de önünde sonunda elbette duruyor ancak, tümüyle suyla kaplı bu gezegenlerdeki olası yaşam üzerinde tehdit oluşturmaları çok zor. Karaların olmaması, bir su dünyasında hayat olmayacağı anlamına gelmiyor. Bu gezegenler tıpkı Dünya okyanuslarındaki gibi oldukça zengin deniz yaşamına sahip olabilirler. Hatta, belki de en az insanlar kadar zeki deniz canlılarına ev sahipliği yapıyor olmaları da olasılık dahilinde. Dünya'nın yaklaşık 4 milyar yıl önce, suya ilk kavuştuğu dönemlerde tümüyle suyla kaplı ve karasal yüzeyi olmayan bir gezegen olduğu biliniyor. Fakat, daha sonraki tektonik levha hareketleri sayesinde yerkabuğumuz çıkıntılar yaratarak karasal bölgeler oluşturmayı başarmış. Ancak, eğer Dünya'nın su miktarı günümüzdekinden %20-25 daha fazla olsaydı, bugün su yüzeyinin üstünde yer alan kıtalar ya hiç oluşamayacak, ya da sadece volkan tepelerinin yarattığı adacıklar şeklinde var olabileceklerdi. Dünyamızın, Güneş Sistemi içinde su içeren Jüpiter ve Satürn'ün çoğu uydusundan daha az suya sahip olduğu gerçeğini de düşündüğümüzde, su dünyalarının nadir gezegenler olmadığı düşüncesi biraz daha pekişiyor. Dolayısıyla Dünyamız, belki de karasal yaşamın filizlenebildiği az bulunan şanslı gezegenler arasında yer alıyor olabilir. Bu soruya tatmin edici bir cevap vermek güç olsa da, böylesi bir ortamda gelişen canlıların teknolojik gelişmişliğe ulaşmasının oldukça zor olacağını söylemek yerinde olur. Gezegenimizin okyanusları, balinalar, yunuslar ve ahtapotlar gibi zeka açısından oldukça gelişmiş canlılara ev sahipliği yapıyor. Ancak, bu canlıların hiçbiri çevrelerini kendi yaşamlarına uygun biçimde dönüştürebilecek ve karmaşık aletler yapabilecek kadar gelişmiş zekaya sahip değil. Karmaşık aletten kastımız nedir? Çok basit; uzaktaki bir avı yakalamak için çevrenizdeki çalı çırpıyı kullanarak yapacağınız basit bir mızrak dahi karmaşık alettir. Çünkü yapımı ve kullanılış biçimi ciddi bir düşünsel süreç gerektirir. Dolayısıyla karmaşık aletin ne olduğunu düşünürken aklınıza katı meyve sıkacağı veya makara/vinç sistemleri gibi şeyler gelmesin. Okyanus suları, hangi tür gezegende bulunursanız bulunun, elektriksel olarak iletken yapıda olacaktır. Dolayısıyla, Su Dünyaları'nda yaşayan canlıların elektriği kullanılabilir biçimde kontrol etmelerini bekleyemeyiz. Aynı biçimde, fosil yakıtların ısı enerjisini de alet ve makina yapmak için kullanmaları mümkün olmayacaktı. Örneğin ateş yakarak besinlerini pişiremeyecekler veya normalde yemeleri mümkün olmayan yiyecekleri yenebilir hale getiremeyeceklerdi. Bildiğiniz gibi bizler; ateşi bulamasaydık, asla bakliyatları yiyemeyecektik. Bununla beraber, hayal gücümüzü kullanmamıza kimse engel değil. Okyanus dünyalarından çıkabilecek olası bir teknolojik uygarlığın gelişimini birlikte hayal edebiliriz. Uzak Su Dünyalarındaki bazı zeki sualtı canlıların, okyanusların yoğun gün ışığı alan sıcak sığ bölgelerinde barınmak için evler, şehirler inşa edebileceklerini düşünsek de, bu şehirlerdeki hayatları teknolojik açıdan milattan önce 5 binli yılların Dünyasının dahi gerisinde olacaktı. Tabi ki bu yorumu kendi teknolojik gelişimimizi baz alarak yapıyoruz. Gerçekleşmesi imkansıza yakın görünüyor olsa da, okyanus dünyalarında yaşayan zeki canlılar; teknolojik gelişim için ihtiyaç duyulan enerjiyi bizim şu an için bilmediğimiz, gerek duymadığımızdan dolayı hayal de edemediğimiz biçimde kullanmayı öğrenmiş olabilirler. Belki de bu okyanuslarla kaplı Su Dünyalarında bazı türler sığ alanlarda yüzeye yakın yaşamaya alışmış, bir süre sonra da okyanus yüzeyinde nefes alabilecek biçimde evrilmişlerdir. Hava soluyabilen bu canlılar zamanla okyanus dışında yaşamaya iyice uyum sağlayıp, suyun üzerinde yüzen yapılar inşa ederek buralarda yaşamaya başlamış, ardından da suyun kısıtlamalarından kurtularak teknolojik açıdan ileri düzeye ulaşmışlardır. Belki de bu zeka sahibi amfibiler; yarısı hava, diğer yarısı su dolu gemileri ile evreni keşfe bile çıkmış olabilirler. Daha da ileri gidersek, okyanuslarda gelişen ve daha sonrasında hava solumaya adapte olan bu zeki canlıların, aradan geçen onbinlerce yıl içinde neredeyse tümüyle okyanus dışında yaşayabilecek hale gelmeleri de mümkün. Not: İlk olarak 28 Haziran 2015 tarihinde yayınlanan bu yazımız, güncellenerek tekrar yayına sunulmuştur. Kepler Uzay Teleskopu Tekrar Görev Başında!


İnsanlık yıllarca evrenin her köşesinde yeni yaşamlar veya yaşanabilecek yerler keşfetmek istedi. Bu istek sonucu yapılan çalışmalar Güneş Sistemi'miz dışında yeni gezegenlerin keşfedilmesine de yardımcı oldu. 1. Kepler-42 d: Dünya'nın kütlesine neredeyse eşit olan bu ötegezegenin yarıçapı Dünya'nın yarısı kadardır. Yani Dünya'dan daha yoğun maddeleri içinde barındırır. Sistemi içindeki dolanımını yaklaşık 1,8 günde tamamlar (Dünya'nın 365 gününe kıyaslarsak bu süre oldukça kısadır). Ayrıca 2012 yılında keşfedilen bu ötegezegen, 0,13 Güneş kütleli ve 3.000 kelvin sıcaklığında bir yıldızın etrafında dolanır. Son olarak, bulunduğu sistemde kendisi dışında iki ötegezegen daha bulunur. Bunlardan birisi Kepler-42 b, diğeri ise Kepler-42 c'dir. 2. Kepler-138 d: Dünya'nın kütlesine neredeyse eşit olan diğer bir ötegezegen olan Kepler-138 d'nin yarıçapı ise Dünya'ın yarıçapının 1,61 katı kadardır. Buradan Kepler-138 d'nin Dünya'dan daha az yoğun maddeler barındırıyor olduğu çıkarımını yapabiliriz. Gezegen, yörünge dönemini yaklaşık 24 günde tamamlar. Ayrıca 2014 yılında keşfedilen bu ötegezegen, 0,57 Güneş kütleli ve 3871 kelvin sıcaklığındaki KOI-134 adlı yıldızın etrafında dolanır. 3. Kepler-138 c: Bu ötegezegen, Kepler-138 d ile aynı sistemde bulunur. Kardeş olan bu iki gezegenin farkı, Kepler-138 c'nin dolanma süresidir. Kepler-138 c, yaklaşık 14 günde yörünge dönemini tamamlar. 4. Alpha Centauri Bb: Bu ötegezegenin kütlesi 1,1 Dünya kütlesidir. Yarıçapı hakkında henüz bilgi sahibi olmadığımız bu gezegenin yörünge süresi ise yaklaşık 3,5 gündür. Alpha Centauri Bb, Alpha Centauri B yıldızının etrafında dolanırken 2012 yılında keşfedildi. Alpha Centauri Bb yıldızının kütlesi Güneş'in kütlesine neredeyse eşittir. 0,94 Güneş kütleli bu yıldız sıcaklığı ile de Güneş'e oldukça benzer. Yaklaşık olarak 5214 kelvin sıcaklığındadır ve yarıçapı Güneş'in 0,86 katıdır. 5. Kepler-307 c: 2013 yılında keşfedilmiştir. Kütlesi 1,2 Dünya kütlesi olan bu yıldızın yarıçapı ise Dünya'nın 2,8 katıdır. Yörünge dönemini 13 günde tamamlayan bu gezegen, Kepler-307 yıldızının etrafında dolanır. 6. OGLE-2013-BLG-0341L b: Adı bir garip bu gezegenimiz hakkında çok fazla bilgiye sahip olmasak da yaklaşık 1,66 Dünya kütleli olduğunu biliyoruz. Yörünge dönemi ve kütlesi henüz bilinmiyor. Ayrıca OGLE-2013-BLG-0341L b ötegezegeni microlensing hassas mercek yöntemi ile keşfedilmiş nadir ötegezegenlerdendir. 7. Kepler-78 b: Dünya'nın 1,6 katı kütleye sahip olan bu gezegen, yarıçapının küçüklüğü ile dikkat çekiyor. Dünya'nın yarıçapının 1,2 katı büyüklüğünde olan ötegezegenin yörünge dönemi 0,3 gün. Bu, yıldızının etrafında 6 saatte dolandığı anlamına geliyor. Yarı-küçük ekseni 0,01 AB olan ötegezegen, kendi yıldızına Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığından 100 kat daha yakın. 8. Kepler-177 b: 1,7 Dünya kütleli bu gezegenin yarıçapı 2,9 Dünya yarıçapıdır. Yörünge dönemi 35 gün olan bu gezegen, Güneş'in çok benzeri Kepler-177 yıldızının etrafında dolanır. Kepler-177 yıldızı kütle, yarıçap ve yüzey sıcaklığı olarak Güneş'e çok benzer. 9. Kepler-11 b: 2011 yılında keşfedilmesine rağmen 2014 yılında birçok verisine ancak ulaşılabilen bu gezegenin kütlesi yaklaşık 4.5 Dünya kütlesi kadardır. Yarıçap olarak Dünya'dan 1,8 kat daha büyük olması bize Dünya'ya görece yakın oranda yoğunluğa sahip olduğunu gösteriyor. Yörünge dönemi ise 10 gündür. 10. Kepler-42 c: Kepler-42 d ile aynı yıldızda bulunan bu gezegen, kütle olarak Dünya'nın tam iki katı büyüklüğündedir. Yarıçapı 0,8 Dünya yarıçapı olan bu gezegen sadece 8 saatte dolanımını sağlamaktadır. Yukarıda bahsedilen bilgilerin sürekli güncellenmekte ve değişmekte olduğunu hatırlatalım. Teknoloji ilerledikçe kullanılan aletlerin hassasiyeti artacak ve yeni Dünya benzeri ötegezegenlerin keşiflerinde bu aletler bizlere yeni kapılar açmış olacak.


Bir önceki yazımızda belirttiğimiz gibi, birçok parametrenin ortak olması koşulunda bir gezegene Dünya benzeri gezegen diyebiliriz. Fakat buradaki amacımız farklı parametrelerin neler olduğunu göstermek. Bu yüzden parametreleri bölerek, size benzerlikleri kadar farklılıkları da olabilen gezegenlerden bahsediyoruz. Bu yazımızda, yarıçapı bakımından Dünya'ya benzeyen Güneş Sistemi dışındaki gezegenlerden söz edeceğiz. Dünya'nın yarıçapı 6,371 km. Yani verdiğimiz birimi bu sayı ile çarparak bahsettiğimiz ötegezegenin yarıçapını bulabileceğiz. Size bu yazıda bahsedeceğim 10 ötegezegen de 1 Dünya biriminde. Yani tam tamına Dünya kadar yarıçaplı gezegenleri kast ediyoruz. - Kepler 271 c, evet bu gezegenimiz tıpkı anlatacağım diğer 9 gezegen gibi yarıçap olarak Dünya'nın tıpatıp benzeri. Kütlesi hakkında bilgi sahibi olamadığımız bu gezegenimizin yörünge dönemi yaklaşık 7,4 gün olmakla beraber yarı küçük ekseni yaklaşık 0,071 astronomik birimdir (1AB=149600000km). Yıldızına oldukça yakın olan bu gezegen, 5500 K derece sıcaklığında ki, Kepler 271 c yıldızının etrafında dolanmakta. - Kepler 392 b, 1 Dünya yarıçapı büyüklüğünde. Bu gezegenimiz 5,34 günde yörünge dönemini tamamlamakta. Yine kütlece bir bilgimiz olmayan bu gezegenimizin yarı küçük ekseni 0,059 AB dir. 1,13 Güneş kütleli ve yaklaşık 5900 K dereceli Kepler 392 yıldızının etrafında dolanmakta. - Kepler-20 f, 1 Dünya yarıçaplı ötegezegenler arasında kütlesini tek bildiğimiz güzel bir gezegen. Yaklaşık 14 Dünya kütlesine sahip (1 Dünya kütlesi=5.9736x1024kg). Bu bilgi bize Dünya'dan 14 kat daha yoğun bir gezegenle karşı karşıya olduğumuzu gösteriyor. Yörünge dönemi 1 Dünya kütleliler arasında en yükseği bu gezegen. 19 günlük dolanım yapıyor. Yarı küçük ekseni 0,11 AB olan bu gezegen birçok yönü ile Güneş'e benzeyen Kepler-20 yıldızının etrafında dolanıyor. - Kepler -322 b, yine 1 Dünya yarıçalı bu gezegenimizin yörünge dönemi yaklaşık 1,6 gün. 1 yılları 1,6 gün. Yine muazzam bir dolanma hızı. Hem de yarı küçük ekseni 0,27 AB olan bir gezegen için... Özellikle Güneş'in 0,91 katı olan Kepler 322 yıldızının çevresinde dolanıyorsanız gerçekten dikkat çeken bir gezegen olursunuz. - Kepler-282 b, 1 Dünya yarıçaplı bu gezegenin yörünge dönemi ise 11 gün ve yarı küçük ekseni 0,083 AB. Güneş'in her anlamda ikizi olan Kepler 282 yıldızının etrafında dolanarak dikkat çekiyor. - Kepler-398 c, 1 Dünya yarıçaplı bu gezegen, diğer 1 yarıçap benzeri gezegenlere göre en yüksek yarı büyük eksende dolanmakta. Yaklaşık 0,087 AB. Yörünge dönemi ise yaklaşık 11,5 gün. Güneş'in yarısı kadar olan Kepler 398 yıldızının etrafında dolanıyor. - Kepler 336 b, 1 Dünya yarıçaplı bu gezegen, sadece 2 günde bir yılını tamamlıyor. Yarı küçük ekseni 0,33 AB'dir. - Kepler 197 b, 1 Dünya yarıçaplı başka bir gezegenimiz olan Kepler 197 b 'nin yörünge dönemi 5,5 gün, yarı küçük ekseni ise 0,06 AB'dir. 0.86 Güneş kütlesine sahip yıldızının sıcaklığı yaklaşık olarak 6000 K derece, yarıçapı ise 1,12 güneş yarıçapıdır. - Kepler-130 b, 1 Dünya yarıçaplı olan gezegenimizin yörünge dönemi yaklaşık 8,5 gündür. Yarı küçük ekseni 0,079 AB'dir. Yıldızı Kepler 130'un kütlesi tam tamına 1 Güneş'tir. Yarıçap olarak Güneş'in 1,13 katı olan bu yıldızın sıcaklığı yaklaşık 5830 K derecedir. - Kepler- 327 c, son olarak bahsedeceğim bu gezegenin yörünge dönemi yaklaşık 5,5 gün olup yarı küçük ekseni 0,047 AB'dir. Bu bahsettiğimiz gezegenlerin ortak bir özellikleri daha var; o da neredeyse hepsinin 2014 yılında keşfedilmesidir. Sadece Kepler-20 f gezegeni 2011 yılında keşfedilmiş, güncellemesi ise 2012 de yapılmıştır. Bu bilgiler exoplanet.eu sitesinden alınmıştır. Venüs, büyüklük ve kütle olarak Dün...


Dünya dışı yaşamları keşfetmek için önemli bir rol oynayan Jüpiter benzeri ötegezegenlerden , gaz devlerinden bahsedeceğiz. Neden önemli olduğunu şuradaki makalemizden okuyabilirsiniz. Yaşam arayışları için bizim için asıl önemli olan Jüpiter benzeri gaz devi ötegezegenler değil, bunların yörüngesindeki yakalanmış veya beraberinde oluşmuş Dünya, Mars, Venüs vb. katı yüzeye sahip karasal uydularıdır. Bizim için bu gezegenlerin uyduları önemli olsa da, bu uyduların orada olmasını sağlayan gaz devi ötegezegenler de o kadar önemli ve değerlidir. Diğer sistemler hakkında bilgi sahibi olmak, bize Dünya benzeri ötegezegenleri anlamamız yolunda büyük katkı sağlayacaktır. O nedenle bu gezegen türünü de, Dünya'nın tam benzeri gezegenleri anlamamızı sağlayacak olan Güneş Sistemi dışındaki gezegenler yazı dizimize ekleme ihtiyacı duyduk. Hemen size bazı önemli benzeri Jüpiter benzeri ötegezegenlerimizden bahsedelim. İlk olarak XO-5 b ötegezegeninden bahsedelim. 2008 yılında keşfedilen bu dev gezegen, yaklaşık 1,077 Jüpiter kütleli (Jüpiter'in kütlesi 1,899x10 üzeri 27 kg) ayrıca yarıçapı 1,03 Jüpiter yarı çaplıdır (Jüpiter'in yarıçapı 71,492 km). Gezegenin yarı küçük ekseni yaklaşık 0,0487 AB, yani yaklaşık 7 milyon kilometredir. Bu gezegenimizin yıldızı G tayf türündendir ve Güneş'e oldukça benzerdir. G tayf türü yıldızların yaşanabilir kuşak aralığı, yaklaşık 0,725 AB'den başlar (1 AB = 150 milyon km). XO-5 b ise bu kuşağa göre yıldızına oldukça yakındır. Az önce de bahsettiğimiz gibi XO-5 b gezegeninin uyduları yaşanabilir kuşakta olamayacak. Bu yüzden buralarda gelişkin canlı araştırmaları çok büyük olasılıkla hüsranla sonuçlanacak. 1,25 Jüpiter kütleli olan olan bu gezegenin yarı çapına dair bir bilgimiz bulunmamakta. Fakat 1,02 AB yarı küçük ekseni, bize var olabilecek karasal uydularının tam da Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığına eşit olabileceğini gösteriyor. Ayrıca HD 142 b'nin etrafında dolandığı yıldız olan HD 142, G1 tayf türünde, 1,1 Güneş kütleli, 0,86 güneş yarıçaplı ve yüzey sıcaklığının 6.180 Kelvin olması, buradaki herhangi bir uyduda canlılığı keşfedebileceğimiz konusunda bizi umutlandırıyor. Evet parametrelerin çok yakın olmaması veya eksik parametrelerin olması buraları araştırmamıza engel olmuyor. Çünkü araştırdığımız aralıklar somutlaştırmakta güçlük çektiğimiz büyüklükte. Ross 458 c, gezegeninin yarı küçük ekseni 1.168 AB. Yani, Neptün'ün Güneş'e uzaklığının yaklaşık 39 katı kendi yıldızına uzak olan bu gezegen; 11,3 Jüpiter kütleli ve 1,07 Jüpiter yarı çaplıdır. Yıdızı M tayf türünden bir kırmızı cüce olup, yaklaşık 0,6 Güneş kütlelidir. Yani, bu gezegen tam anlamıyla buz kesmiş durumda. Çevresinde var olabilecek karasal uyduları -250 santigrat derecenin daha altında bir sıcaklığa sahip.


Mevsimler, gezegenin yıldızı etrafındaki yörüngesinin ve kendi eksen eğikliğinin doğal bir sonucu olarak meydana gelir. Bunlara bağlı olarak bazı zamanlarda bazı atmosfer olayları sık ya da seyrek yaşanır. Bildiğimiz üzere dünyamızda genel anlamda 4 mevsim yaşanmaktadır. Neden diğer gezegenler de mevsim yaşamasın ki? Elbette onlar da mevsim yaşarlar. Tabi süreleri ve mevsimler arasındaki değişiklikler birbirlerinden oldukça farklılık göstermektedir. Öncelikle bir gezegende mevsimler nasıl oluşur ve mevsimlerin oluşmasını sağlayan unsurlar nelerdir, açıklamakta fayda var. Mevsimler, gezegenin yıldızı etrafındaki yörüngesinin ve kendi eksen eğikliğinin doğal bir sonucu olarak meydana gelir. Eksen eğikliği nedeniyle yılın bazı aylarında Güneş ışınları bir yarım küreye daha dik açıyla gelirken diğer yarım küreye ise daha eğik açılarla gelir. Örneğin Dünya'da, 21 Haziran'da Güneş ışınları Yengeç Dönencesi'ne dik açı ile gelirken yılın en uzun günü yaşanır ve kuzey yarım küre için yaz mevsiminin başlangıcı iken, Oğlak Dönencesi'ne daha eğik bir açı ile gelir ki bu da kış mevsiminin başlangıç tarihini temsil eder. Çünkü bu durum atmosferden geçen radyasyon miktarı ve Güneş ışınlarının geliş açısı ile bazı atmosfer olaylarının daha sık gerçekleşmesine neden olur. Bu olayların bütünü ise mevsimler olarak adlandırılır. Dünya'da mevsimler arası süre ortalama olarak 90-93 gün arası iken Mars'ta 7 ay, Satürn'de ise 7 yıla kadar çıkabilir. Dünyamızda mevsimlerin oluşmasında eksen eğikliği eliptik yörüngeden daha etkin bir rol oynar. Eliptik yörüngenin etkisinin az olmasının sebebi ise Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngesinin daireye yakın bir eliptik şekil ortaya koymasıdır. Yani Güneşe en yakın ve en uzak konumu arasındaki mesafe, mevsimler üzerinde anlamlı bir fark yaratacak kadar fazla değildir -bu da yaklaşık 5 milyon kilometreye tekabül eder-. Mesela Merkür'de bir mevsimin başladığı veya bittiği anlaşılabilir değildir. Çünkü Merkür'ün bir günü 57, bir yılı da 88 dünya günüdür. Yani 2 dolanma hareketi 3 dönme hareketine eşittir . Ama merak etmeyin, zaten orada mevsim yaşayacak bir atmosfer de bulamazsınız. Eksen eğiklikleri yaklaşık olarak 3 derece olan Venüs ve Jüpiter'de de mevsimler arasındaki fark çok azdır. Venüs'te atmosfer basıncı ve sera etkisi hakimken Jüpiter'de ise saatte binlerce kilometreye ulaşan ve yüzlerce yıl sürebilen fırtınalarla uğraşmak zorunda kalacaksınız. Lakin Mars'ta durum biraz farklı. Mars'ın mevsim döngüleri Dünya'ya benzese de Mars'ta mevsimlerin döngüsünü eksen eğikliği değil daha çok eliptik yörünge sağlar. Güneş'e en yakın ve en uzak konumu arasındaki fark oldukça fazladır. Bu da mevsimler arasındaki farkları bariz hale getirir. Mars'ta da Dünya'daki gibi kuzey yarım kürede yaz mevsimi, gezegenin Güneş'e en uzak olduğu zamanlarda yaşanır. Yani güney yarım kürede yaz, kuzey yarım küreye göre daha sıcak; kış da daha uzun ve soğuk geçer. Ancak burada da mevsimsel döngünün önemli bir parçası olan toz fırtınalarına maruz kalacaksınız. Sonuç olarak sadece bizim gezegenimizde değil, diğer birçok Güneş Sistemi gezegeninde de mevsimsel döngüler yaşanmaktadır. Ancak bize uygun yaşam için elverişli koşulları, evimiz Dünya'dan başka hiçbir yer sunmuyor. - Mevsimler oluşmazdı. - Gece ve gündüz her zaman eşit olurdu. - Güneş ışıkları her zaman ekvatora dik düşerdi. - Matematik iklim kuşakları ortadan kalkardı.


İçinde yaşadığımız Güneş Sistemi, yüz milyonlarca yıllık uzun bir oluşum evresiyle meydana gelmiş bir yapıdır. Güneş Sistemi'nin oluşumu bilim insanlarının yüz yıldan uzun süredir çözmeye çalıştığı bir bulmaca. Tam anlamıyla olmasa da, bu bulmacayı büyük oranda çözmüş durumdayız. Ancak belirtelim ki, Güneş Sistemi'nin oluşumu burada kısa bir yazıyla anlatabileceğimiz kadar basit bir süreç değil. O nedenle, yazının altında verdiğimiz ve sistemimizin oluşumunu uzun uzun anlattığımız yazılarımızı sırayla okumanızı tavsiye ederiz. 1) Yıldızlararası gaz ve toz, nebula denilen yapılarda kütle çekimsel etkilerle, örneğin bir süpernova patlamasının rüzgarı, yakından geçen bir yıldız veya galaksi, ya da kendi içindeki devinim sonucu sıkışmaya başlar. 3) Merkezde topaklanan madde, kütle çekim etkisiyle öyle bir noktaya kadar sıkışır ve ısınır ki, sonunda hidrojen atomları nükleer füzyon yoluyla birleşerek enerji üretmeye başlar. Böylelikle merkezde bir yıldız oluşur. Bu arada yıldız oluşum diskinin kalan bölgelerinde daha küçük ölçekte madde topakları oluşmaya başlamıştır. 4) Disk üzerindeki, kütle çekimsel olarak bir araya gelen gaz ve toz birleşerek daha büyük yapılar oluşturmaya başlarlar. Her oluşan gezegencik çevresindeki gaz, toz ve küçük meteoritleri yutarak büyümesini sürdürür. Bu gezegencikler, daha büyük gezegencikler tarafından yutulup nihayetinde büyük gezegenleri oluşturur. 5) Yüz milyonlarca yıl sonra merkezdeki yıldızın rüzgarlarıyla yıldız oluşum diskini oluşturan gaz ve toz dağılır. Gezegenler de bu süre içinde, yörüngelerinde bulunan her şeyi yutarak kalıcı büyüklüklerine ulaşır.


Güneş sisteminin ve gezegenlerin oluşumuna dair eski çağlardan beri bir çok görüş bildirildiyse de bunlar bilimsel olmaktan uzaktadırlar. Her ne zaman gök cisimlerinin nasıl ve hangi güçler tarafından hareket ettiklerine dair elimizde fiziksel ve matematiksel modeller geliştirilmeye başlandıysa, teoriler de ancak o zaman bilimsel forma girmeye başlamışlardır. Bu açıdan miladı Newton olarak kabul edersek pek de yanılmış olmayız. Newton'un kütleçekim yasaları güneş sisteminin işleyişini ve evrimini araştırmak isteyen bilim insanlarına gerekli olan bilimsel zemini hazırlamıştır. Bu sayede son 250 yıl içinde gözlemser veriler ışığında bir çok oluşum modeli geliştirilmiştir. Bu modeller yapısal olarak tek bir sistem olarak evrilenler ve başka bir yıldızın müdahelede bulunmasıyla evrilenler şeklinde ikiye ayrılırlar. 18.yy'da Comte de Buffon dualist bir teori önermiş, Emanuel Swedenborg ve Immanuel Kant ise monistik bir görüş bildirmişlerdir. Kant'ın varsayımı üzerinden hareket eden Pierre-Simon Laplace teoriyi daha detaylı bilimsel bir forma soktuğu için ilerleyen yıllarda çoğu çalışma bu teori üzerinden şekillenmiştir. Laplace'ın teorisinde bulunan açıkları 19.yy'da Edouard Roche gidermeye çalışmış fakat başarılı olamamıştır. 20.yy'a gelindiğinde ise astronomlar açısal momentum ve gezegen oluşumu gibi başlıca problemleri çözmek amacıyla 15'ten fazla model geliştirmişlerdir. Ortaya konulan neredeyse her teori açıklayabildiği şeyler olduğu gibi açıklayamadıkları gözlemsel veriler de içerir. Belirli sorunları açıklamak için geliştirilen bir model her ne kadar üzerinde durduğu sorunu açıklayabilse de başka bir teorinin açıklayabildiği kısımlarda problemler yaşayabilmektedir fakat parça parça açıklamalarda bulunan bu denemeler sayesinde sonraki yıllarda daha çok açıklamayı tek bir potada eritebilen daha tutarlı teoriler geliştirilmesine ön ayak olmuşlardır. Bir fransız naturalisti olan Georges Comte de Buffon'un 1949'da yazdığı Natural History: General and Particular kitabında öne sürdüğü teori dualist sınıfına girmektedir. Güneş'e çarpan bir kuyruklu yıldız sonucu Güneş'ten dışarıya materyaller atıldığını ve gezegenlerin bu sayede oluştuğunu anlatmaktadır. Kuyruklu yıldızların doğasına ilişkin bir bilgisi olmayan Buffon açıkça kuyruklu yıldızların gerçekte bildiğimizden çok daha büyük olduğunu düşünüyordu. 1796'da Laplace Buffon'un bu teorisine eleştiri getirdi. Güneş ile bir kuyruklu yıldızın çarpışmasının sonucu dışarı saçılacak materyalin saçıldıktan sonra Kepleryen bir yörünge ile bir süre sonra tekrar Güneş'in yüzeyine düşeceğini, gezegenleri oluşturamayacağını söyledi ve gezegenlerin şimdiki yörüngelerinin, oluşum süreçlerinin bir parçası olması gerektiğini belirtti. Galileo Galilei ve Johannes Kepler ile aynı dönemde yaşamış olan fransız filozof Rene Descartes aynı zamanda fizik ve matematikle de ilgilenmektedir. Haliyle Galilei ve Kepler'in çalışmalarını yakından incelemiş ve güneş merkezli modeli benimsemiş, bunu bir adım daha ileri taşıyarak Güneş sisteminin nasıl oluştuğunu bulmaya çalışmıştır fakat çalışmasını yayınlamamış, kitabı Le Monde ölümünden sonra basılmıştır. Newton'dan önceki bir dönemde yaşadığından dolayı, problemi için gerekli matematik ve fizik henüz ortada olmadığı için yapmaya çalıştığı açıklama tatmin edicilikten oldukça uzaktır. Descartes uzayın evrensel bir akışkan ile dolu olduğunu ileri sürer. Suyun ve diğer akışkanların hareket şekillerini inceleyerek geliştirdiği teoride bu evrensel akışkan, yıldızlar etrafında girdaplar oluşturarak gezegenleri meydana getirmektedir. Gezegenlerin etrafında oluşan girdaplar ise uyduları oluşturur. Descartes'ten 1yy sonra alman filozof Immanuel Kant 1755'te yayınlanan Universal Natural History and Theory of Heaven kitabında evrensel akışkanı gaz bulutuyla değiştirmiş ve Newton mekaniğini kullanarak bu gaz bulutunun kütleçekimsel etki ile disk şeklini alabileceğini göstermiştir. 18.yy'da teleskopların da gelişmesiyle bulanık bir şekilde de olsa nebulalar görülmeye başlanmış 1791'de ingiliz astronom William Herschel etrafında bulutsu bir hale olan yıldız gözlemlemiş ve bu gözlemler yıldızların nebulalar tarafından oluşturulduğu görüşünü kuvvetlendirmiştir. Descartes, Kant ve Herschel'in teorisini fransız astronom ve fizikçi Pierre Laplace yazdığı The System of the World kitabında daha da ileriye taşımıştır. Resimde görülüldüğü gibi, yavaşça kendi etrafında dönen küresel bir bulutsunun kendi kütleçekimi dolayısıyla çökmeye başlayacaktır. Açısal momentumunu korumak için disk şeklini alıp çok daha hızlı dönmeye başlayak ve zamanla ekvator düzlemindeki madde, merkezdeki kütlenin etrafında kendi yörüngesini oluşturacaktır. Çökmeler diski halkalara çevirecek, bu halkaların yoğunlaşması gezegenleri meydana getirecektir. Daha küçük ölçekte ise benzer işlem uyduları oluşturmaktadır. Güneş'in, sistemin kütlesinin %99.86'sını oluşturmasına rağmen toplam açısal momentumun %0.3'üne sahip olması bu nebula modeli ile ilgili eleştiriler gelmesine sebep olmuştur. Kütle ve açısal momentum dağılımı sistemin Laplace'ın nebula modelinde belirtilen şekilde oluşmasına pek de olanak vermemektedir. Laplace'ın modelindeki sorundan kurtulmak amacıyla fransız astronom Edouard Roche (1854) önceden oluşmuş yoğun bir Güneş'in etrafını kaplayan düşük kütleli nebula modeli önermiştir. Fakat önceden merkezde hayli yoğunlaşmış kütlesi olan bu modelde düşük yoğunluklu nebulanın rotasyonunun nasıl sağlanacağıyla ilgili problemler baş göstermiştir. Ayrıca ingiliz astronom James Jeans bu modelde nebula için gerekli olan yoğunluğun azlığından dolayı maddenin gelgit etkisine karşı koyamayacağını ve asla yoğunlaşıp gezegen oluşturamayacağını belirtmiştir ki James Jeans'in bu argümanı Roche'nin kendi geliştirdiği ve Roche Limiti denilen mekanizmaya dayanmaktadır. Çözülemeyen momentum problemi ve gezegenlerin oluşum sürecinin bir türlü birbirleriyle uyuma kavuşturulamaması teoriyi rafa kaldırmıştır. ABD'li Jeolog Thomas Chrowder Chamberlin (1901) ve astronom Forest Ray Moulton (1905) birbirleriyle sürekli fikir alışverişi yapsalarda makalelerini genelde birbirlerinden ayrı olarak yayınlamışlardır. Çözmeye çalıştıkları ana konu gezegen oluşumlarıdır. Sistemin oluşumu içinse Laplace'ın Nebula hipotezi yerine öne sürdükleri model aslen Roche'un iki cisimli teorisinden ilham almaktadır ve Lick Gözlemevi'nde bir spiral nebulanın fotoğraflanması ile şekillenmeye başlamıştır. Güneş patlamalarını inceleyen ikili fotoğrafta görülen spirallerin bir yıldızdan dışarı atılan maddeler olduğu şeklinde yorumlamışlardır. Model oldukça aktif ve büyük patlamaları olan bir Güneş öngörür. Yanından geçecek yıldız ile gerekli gelgit etkisi yapılacaktır. Güneş patlamasıyla dışarı salınan materyallerin tekrar Güneş'e düşmeyeceği kadar fazla, fakat ondan ayırmayacak kadar da az olmayan bir etki yapması gerekmektedir geçen yıldızın. Geçiş yapacak yıldızın kütlesi ise Güneş'ten birkaç kat fazla olarak düşünülmüştür. Dışarı salınan maddenin oluşturduğu spirallerin büyük bir kısmı tekrar Güneş'e geri dönerken az bir kısmı kalacaktır. Bu kollar Neptün yörüngesine kadar uzanmaktadır. Spiral kolun Güneş'e uzak olan kısımları Güneş'in atmosferinden kopan maddeden, kolun Güneş'e yakın olan kısımları ise Güneş'in iç kısımlarından gelen daha yoğun maddeden oluşur. İç gezegenler ile dış gezegenler arası yoğunluk farkı bu şekilde açıklanmıştır. Bu geriye kalan kollardaki maddenin soğuyup yoğunlaşarak ve zamanla birbirleriyle çarpışıp kümelenerek gezegen çekirdeklerini ve gezegenimsileri oluşturmaktadırlar. Gezegenimsilerin yörüngesindeki daha ufak birleşmeler ise uyduları meydana getirmektedirler. Tarif ettikleri gezegen oluşum modeli ileriki yıllarda geliştirilmiş daha iyi Güneş sistemi modellerinde de kullanılmıştır, oldukça iyidir. Fakat sistemi oluşturan kollar detaylı hesaplamalar içermekten ziyade diyagramlar şeklinde gösterilmiştir ve pek tutulmamıştır. İlerleyen yıllarda galaksiler ile nebulaların farklı şeyler olduğunun anlaşılması ve önceleri bir spiral nebulanın fotoğrafı olarak bilinen şeyin aslında bir Galaksi olduğunun anlaşılması zaten yaygın olmayan bu modele iyice gölge düşürmüştür. Chamberlin-Moulton modeli gibi bir dualist teori varyasyonu olan Gel-git teorisi 1917 yılında İngiliz matematikçi ve fizikçi olan James Jeans tarafından ortaya atıldı. Yine Güneş'in yakınından geçen başka bir yıldızın yarattacağı etkiden söz eder fakat Jeans'in modelinde Güneş patlamaları ile oluşan spiraller bulunmamaktadır. Güneş'in Roche limiti yakınlarından geçen daha fazla kütleye sahip bir yıldızın sebep olacağı yüksek miktarda gelgit etkisi Güneş'te bozulmaya neden olur. Gelgit etkisi çok yüksek olduğu için Güneş'ten dışarıya doğru filament şeklinde madde akışı başlar. Bu filament kütleçekimsel olarak pek de stabil olmayacağı için parçalara bölünerek gezegenimsileri meydana getirir. Geçiş yapan yıldızın etkisiyle de açısal momentumları artar. Güneş'in gelgit etkisi bu gezegenimsilerin ilk perihelion geçişlerinde önceki işlemin daha ufak ölçeklisini gerçekleştirerek uyduları oluşur. Teoriye gelen eleştirilerden birini önceleri teorinin ciddi destekçilerinden olan hatta adı Jeans ile yanyana anılan Harold Jeffreys yapar. Jeffreys'e göre güneş'in yakınından büyük kütleli bir yıldızın geçme olasılığının çok düşük olması bir sorundur. Fakat bu yanlışlayıcı bir argüman değildir. Bir diğer eleştiri ise 1935 yılında astronom Henry Norris Russell'dan gelir. Bu çok daha ciddi bir eleştiridir. Russell Güneş'ten dışarıya doğru çekilen maddenin perihelion uzaklığının Güneş'in yarıçapı kadar uzaklıktan daha öteye gidemeyeceğini matematiksel olarak gösterir. Ayrıca bu sonuç açısal momentuma dair önemli açıklamalar da içerir. Monistik nebula modellerinin açısal momentum problemine karşın ortaya atılan dualist modeller bu açıklamayla birlikte ciddi darbe alırlar. Çünkü Russell Güneş'in yakınından geçecek olan bir yıldızın gelgit etkisinin gezegenimsilere gerekli olan açısal momentumu vermekten yoksun olacağını ve gezegenlerin olması gereken yörüngelere konumlanamayacağını, bunun imkansız olduğunu göstermiştir. 1939'da ise Lyman Spitzer Jüpiter'i oluşturan maddenin Güneş'in ortalama yoğunluğuna yakın bir bölgeden kopması gerektiğini ve bunun 106K sıcaklığında olacağını belirtmiş, yaptığı hesaplama ortaya 2x1029kg kütle çıkmıştır ki bu Jüpiter'in kütlesinin yüz katı kadardır. Jüpiter'in bu şekilde oluşamayacağı kesindir. James Jeans teorisini düzenlemeye çalışmış fakat bunlar sonuç vermeyince kendisi de modelin tatminkar olmaktan uzak olduğunu belirtmiştir.


Yazı dizimizin ilk bölümünde gözlem araçlarımızın gelişmesiyle birlikte Güneş Sistemi'nin nasıl oluştuğuna dair geliştirilen teorileri görmeye başlamıştık. 20.yy başlarından beri popüler olan dualist teoriler her ne kadar Henry Norris Russell sayesinde ciddi darbe alsalar da, vazgeçilmeleri pek kolay olmamıştır. 1944 yılında Sovyet gezegenbilimci Otto Schmidt oldukça farklı, modern teorilere de dahil edilebilen bir dualist teori ortaya atar. Arkalarındaki yıldızın ışığını absorblayan soğuk ve yoğun bulutsuların bulunmaya başlanmasıyla birlikte Schmidt bu bulutsuların içinden bir yıldız geçebileceğini ve bu geçişten sonra kendi yörüngesine gaz ve tozlar çekebileceğini, ortamdan toplanan bu maddenin gezegenleri oluşturabileceğini belirtir. Başlarda Schmidt yakalama işleminin gerçekleşmesi için üçüncü bir cismin olması gerektiğini söyler fakat Ray Lyttleton 1961'de bunun gerekli olmadığını bir akresyon modeli ile gösterir. Kaçış hızından daha düşük olduğu müddetçe yıldız bulutsu materyalini yakalayabileceği üzerinden hareket edilir. Bu modelin en büyük başarısı gezegenlerin nasıl oluştuğuna dair yaptığı açıklamadır. Bulutsunun içindeki toz parçacıkları açısal momentum kazanarak disk şeklini alırlar. Fakat homojen bir yapı olmadığı için kütle çekimsel dengesizlikler ve kazandığı momentum sayesinde belirli bölgelerdeki çökmeler olur ve bu çökmeler gezegenleri oluşturacak kaya parçalarını, protoplanet'leri , inşa eder. Birbirlerine yaklaşan parçaların elips yörüngeler çizerek çarpışıp birleştikleri, artan kütlenin saçılan ve etrafta olan diğer materyallerin de yörüngelerini değiştirip kendisine doğru çekerek kütlesini arttırdığı belirtilir. Modelin önerdiği sistem oluşum süreci ise eleştiriler almıştır. Bulutsu için öngörülen sıcaklık 3-4 Kelvin, hesaplanan hız ise 0.2km/s-1'dir. Bu tarz bulutsularda rastlanan değer ise 10-100 K (Kelvin: -273 santigrat derece = 0 Kelvin) arasında, Güneş benzeri yıldızlarda ise hız 20km/s-1 civarındadır. Michael Woolfson parametreleri değiştirerek Lyttleton'un modelinin daha kabul edilebilir yapılabileceğini söylemiştir fakat Viktor Safranov ise hesaplarına göre modelde Neptün gibi büyük gezegenlerin oluşma sürelerin 1010 yani 10 milyar yıl mertebesinde olduğunu ve bu değerin sistemin kendi yaşından çok daha yüksek olduğunu belirlemiştir. Akresyon: Kümelenme, birikme, bir araya gelme anlamlarına gelir. 1960 yılına gelindiğinde Güneş sistemimizin nasıl oluştuğuna dair oturaklı bir teori hala ortaya konulamamıştı. Çözülmesi gereken temel problemler hala bekliyordu. Bu tarihten itibaren, eski teorilerin parça parça getirdikleri tutarlı açıklamalar eşliğinde oluşturulan 4 adet yeni ve daha kapsamlı teori vardır. Önceki teoriler içerdikleri hatalar nedeniyle yanlışlanırken bu teoriler açıklayamadıkları kısımlar olsa bile geçersiz kılınamamışlardır. 1960'da protoplanet teorisi, 1964'te yakalama teorisi, 1973'te güneş nebulası teorisi ve 1974'te günümüzde yaygın bir şekilde kabul görmüş olan modern laplace teorisi ortaya atılmıştır. Sırasıyla bu son 4 teoriye değineceğiz. 1960 yılına gelindiğinde William McCrea gezegenimsi oluşumlarını açıklayan teoriyi bir adım ileri götürürken Güneş'in yavaş dönüşü ile gezegenlerin açısal momentumu arasındaki ilişkiyi açıklamak için monistik modele başvurdu. Yıldız ve gezegen oluşumlarının eş zamanlı olarak ilerlediğini düşünüyordu. Başlangıç noktasını yıldızlarası bir gaz ve toz bulutu olarak aldı. Bulutun %1 kadarı toz parçaları geri kalan kısmı ise hidrojen ve helyum'dan oluşuyordu. Bu karışımın türbülanslar içerdiği varsayımından yola çıkarak, türbülansların yarattığı madde akımlarının çarpıştığını, partiküllerin bu şekilde belirli bölgelerde yoğunlaşacağını belirtti. Başka varsayımsal parametreler kullanmaktan ise elinden geldiğince çekinerek modelini test etmeye çalıştı. Bu modelin en dikkat çekici kısmı yıldız oluşum sürecini açıklama şeklidir. Rastgele konumlardan gelen türbülanslar ve kümelenmeler Güneş'in oldukça düşük açısal momentuma sahip olmasını sağlarlar. Güneş'in varolan açısal momentumuna göre teori yine de daha fazlasını öngörmektedir fakat ilksel Güneş'in bu açısal momentum farkını kaybetmesi için zamana sahiptir ve iyonize olmuş Güneş rüzgarlarıyla taşınan materyallerin manyetik alanların etrafında spiraller çizmesi ve ayrılması açısal momentumu azaltıcı etki için tatminkardır. Türbülanslar nedeniyle bölge bölge yoğunlaşan gazlar gezegenlerin en az bir kaç katı büyüklükte oluyor, birbirleriyle kesişenler birleşiyor ve etrafına karşı basın konuma gelip etrafındaki maddeleri de kendine çekiyor, daha sonra bu yapılar kendi kütleçekimleri dahilinde çökmeye başlayıp gezegenimsileri oluşturuyorlardı. McCrea aynı zamanda gezegenimsilerin gezegenlerden daha büyük olduğunu savunuyordu. Çökme süreci sırasında artan hız nedeniyle gezegenimsilerin dönüş biçimi kararsız bir hale bürünüyor ve gezegenimsi 8'e 1 oranında iki parçaya ayrılıyor, bir kütle merkezi etrafında önceki açısal momentuma yakın bir hızda birbirleri etrafında dönen gezegenimsilerden daha ufak olanı kaçış hızından daha hızlı olduğu için fırlayıp başka bir yörüngeye oturuyordu. Bu iki gezegenimsinin etkileşimi sırasında ise uydular oluşuyordu. Haliyle bu modele göre Güneş sistemindeki gezegenlerin sınıflandırması değişmektedir. Venüs ve Dünya 2 ana kaya gezegen olurlar. Merkür Venüs'ün kardeş gezegeni, Mars ise Dünya'nın kardeş gezegenidir. Ayrıca bu gezegenlerin yoğunluklarının da birbirlerine yakın olacağı öngörülmektedir. Jupiter ve Satürn 2 ana gezegen, Uranüs ve Neptün ise 2 dış gezegendir. Plüton da Mars ve Merkür gibi kardeş gezegenlerin içinde kabul edilir. Teori gezegenlerin yörüngelerinin neden dairesele yakın bir şekilde olduğu konusuna bir açıklama getirememiştir. Ayrıca rastgele bir şekilde oluşan gezegenlerin hepsinin de Güneş'in etrafında aynı yönde seyretmeleri pek akla yatkın değildir. 1964 yılında Michael Woolfson'un geliştirdiği bu teori zamanında oldukça kabul görmüş olan James Jeans'in Gelgit teorisi (1917) gibi dualist teoriler sınıfındadır. Jeans'in teorisinden farklı olarak yıldızlar rollerini değiştirmişlerdir. Güneş yanından geçen hiperbolik yörüngeli, henüz tam bir yıldız olamamış düşük yoğunluklu ve daha az kütleli fakat daha büyük bir protoyıldıza gelgit etkisi yapar. Bunun sonucunda protoyıldızın atmosferinden güneşe doğru filament şeklinde madde akışı başlar. Yörüngeye oturan bu madde bölge bölge yoğunlaşarak topaklar oluşturur ve bunlar da zamanla gezegenimsileri meydana getirirler. Woolfson, makalesinde geçiş yapan yıldızın kütlesini 0.15 güneş kütlesi, yarıçapını ise 20 astronomik birim olarak belirtmiştir. Yapılan parçacık simülasyonlarında büyük kütleli gezegenimsilerin Güneş'in yakınlarında oluşmasının pek de mümkün olmadığı görülmüştür. Filamentin gezegenimsileri oluşturması sırasında bu gezegenimsiler aphelion konumlarında olurlar ve yüksek dış merkezli yörüngeler ile (0.7 ile 0.9 arası) 100AU'dan daha öteden Güneş'e doğru rota çizerler. Perihelion'a ulaşmaları binlerce yıl alacağı için yoğunlaşıp Güneş'in gelgit etkisi ile dağılmamaları için zamanları olur. 1960'larda meteoritlerin artık iyice anlaşılmaya başlanmasının ve 1972'de sovyet astronom Victor Safranov'un gezegen oluşumları için yazdığı makalenin ardından tekrar gündeme gelip gelişmeye başlayan nebula modeli 1973'te ise Kanadalı astrofizikçi Alastair Cameron sayesinde olgunlaşmıştır. Güneş sisteminde bulunan belli kompozisyonların farklı sıcaklıklarda ve basınçlarda soğumalarının nasıl yapılar ortaya çıkardığına dair bir çok makale çıkmaya başlamıştır bu dönemde. Bunlardan elde edilen sonuç, Güneş sisteminin ilk zamanlarında sıcak gaz formunda olduğudur. Eski Laplace modelinde merkezdeki önyıldız ile disk birbirlerinden ayrı bir gelişim göstermektedirler ve disk gezegenleri oluşturmak için halkalar halinde bölünmüştür. Güneş nebulası teorisinde ise disk halkalar halinde bölünmez. Gezegen formasyonu %1 civarı katı materyal bulunduran ve merkezden uzaklaştıkça kademeli bir şekilde sıcaklığı azalan gaz diskinde akresyon ile oluşmaya başlar. Teoride önceleri diskin 1 güneş kütlesinde olacağı düşünülmüş fakat bunun sonucunda bir çok gaz devi oluşumu ve yörüngelerde düzensizlikler baş gösterdiği için diskin kütlesi 0.01 güneş kütlesi mertebesine indirilmiştir. Bu değer de akresyon süreci ve gezegen oluşumu için yeterlidir. Kaya gezegenlerin ve gaz devlerinin çekirdeklerinin oluşumu sırasında diskteki ufak katı parçalar büyüklükleri yüzlerce metre ile onlarca kilometre arasında değişen planetesimal'leri oluşturmaktadırlar. Sonrasında ise bu planetesimal'ler birbirleriyle çarpışarak ve birleşerek kütleçekimsel olarak etrafına baskın konuma gelecek gezegenimsileri oluştururlar. Oluşan gezegenimsiler de etrafındaki diğer materyallere kütleçekimsel etkide bulunarak yörüngesini temizlemeye başlarlar. Güneş nebulası teorisi uydu oluşumları için spesifik bir model önermemektedir, gezegen oluşum sürecindekine benzer fakat daha küçük ölçekte bir oluşuma işaret eder. Monistik bir teoridir. Yıldız ile disk ayrı yapılar olarak görülmedikleri için oluşma sürecindeki güneş çökerken açısal hız transferini mümkün kılmaktadır fakat açısal momentum ile kütle dağılımının üstesinden yine de tam olarak gelememiştir. Diskte oluşan gezegenlerin aynı yönde dönmeleri ve kaya gezegenlerin daha ağır moleküllerden oluştukları için Güneş'e yakın olduklarını ve gaz devlerinin Güneş'in çekim alanı dışında kalan uzaktaki gazları toplayarak oluştuğunu açıklanmaktadır. Model ayrıca çoğu gezegen oluşumlarının makul süreler vermektedir. Dünya için 106 yıl, Jüpiter için 108 yıl veya daha az bir zamanda gezegenin oluşacağını belirtmektedir. Fakat dış gezegenlerin oluşması için verdiği süreler 1010 yıl kadardır. Gezegen oluşumları sonrasında disk materyalinden geriye bir şey de kalmamaktadır ve Kuiper kuşağı hakkında da bilgi içermez.


1) Küresel bir yapıya sahip olacak kadar fazla kütleye sahip olmalı. Yani, iri meteorlar gibi yamuk yumuk bir yapıda değil, düzgün küresel bir biçimde olmalı. 2) Doğal olarak Güneş veya başka bir yıldızın etrafından yörüngede dönmeli. Uzayda başıboş dolaşan hiçbir cisim bir gezegen olarak nitelenemez. 3) Dolandığı yörüngeyi başka bir gezegenle paylaşmamalı ve yörüngesi üzerindeki diğer gökcisimlerini, çerçöpü temizlemiş olmalı. Bu yukarıdaki üç kritere uyan gezegen sayısı, şu an için bildiğimiz kadarıyla Güneş Sistemi'nde sadece 8 adet: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Dolayısıyla, evet bu bir gezegen diyebileceğimiz sadece sekiz gökcismi var sistemimizde. Bir zamanlar gezegen olan Plüton ise, üçüncü kriteri karşılayamadığı için malesef gezegen sınıfına giremiyor. Ancak, küresel bir yapıya sahip olduğu ve Güneş'in çevresinde dolandığı için kestirip atmamız da mümkün değil. Bu durumda, Plüton ve benzeri gezegenleri ayrı bir sınıflandırma içinde isimlendirip, onlara cüce gezegen ismini veriyoruz. Plüton'dan önce gökbilimciler, Mars ile Jüpiter arasında yer alan asteroid kuşağında başka bir gezegen daha bulmuşlardı. Ceres adı verilen bu gezegen, çok küçük olduğu anlaşılana kadar gezegen muamelesi görmüş, ancak daha sonrasında irice bir meteor olarak tanımlanmıştı. Evet, Ceres oldukça büyüktür, bununla beraber, en küçük gezegen olan Merkür ile dahi karşılaştırıldığında çok küçük kalır. Takdire şayan emeklerle keşfedilen Plüton da yine aynı biçimde yaklaşık olarak Ceres boyutlarında bir gökcismidir. Fakat, daha şanslı olduğu için 2000'li yıllara kadar biraz basının, biraz da insanların ismine duyduğu sempatinin hatırına gezegen olarak nitelenmiştir. Ancak, geçtiğimiz 10-15 yıl içinde Plüton'un yörüngesi yakınlarında ve daha uzakta, Kuiper Kuşağı içlerinde kendisine benzer boyutlarda onlarca gökcismi bulununca, Plüton'un gezegen ünvanı da elinden alınmak zorunda kaldı. Çünkü, bu ünvan kendisinden alınmasaydı, bulduğumuz diğer tüm gökcisimlerine de gezegen demek zorunda kalacaktık ve bu büyük bir kargaşaya neden olacaktı. Düşünsenize, Güneş Sistemi'ndeki gezegenleri saymaya kalktığımızda onlarca isim sıralamak zorunda olacaktık. İşte bu nedenlerden dolayı, Plüton ve Ceres benzeri gezegenlere cüce gezegen diyoruz. Bugün, bazılarını Kozmik Anafor'da sizlere tanıttığımız, Trans Neptunian Object adıyla da anılan çok sayıda cüce gezegen var: Plüton, Ceres, Haumea, Sedna, Orcus, Quaoar, Makemake, Varuna, Eris, Ixion bunlardan birkaçı. Gökbilimciler, daha da keşfedilecek onlarca böylesi cüce gezegenin var olduğunu düşünüyor ve araştırmalara devam ediyorlar. Takdir edeceğiniz gibi, çok uzaklarda yer aldıkları için oldukça soluklar ve keşfedilmeleri de zaman alıyor. Bu da bize, önümüzdeki yıllar boyunca cüce gezegen keşiflerinin bitmek bilmeksizin süreceğini gösteriyor. Fakat, artık sayıları o kadar fazlalaştı ki, keşfedilen cüce gezegenlerin haber değeri bile olmuyor. Güneş Sistemi'nde 8 tane gezegen, en az 10 tane de cüce gezegen var diyebiliriz. Unutmayın, cüce gezegen sayısı hala belirsiz ve yenilerini keşfetmeye devam ediyoruz. Yirmi yıl sonra cüce gezegen sayısı 15-20 civarında, hatta daha fazla bile olabilir.


Tam 27 tane uydusu ve çok ince bir halkası olan Uranüs gezegeni, kendi içinde başlı başına bir Güneş Sistemi'ni andırıyor. Büyüklüğünün yanı sıra, büyüleyici ve esrarengiz bir sistemi barındırıyor. Beş büyük uydusunun en küçüğü Miranda, bu büyüleyici diyarın en çarpıcı farkını ortaya koyuyor.. 16 Şubat 1948'de Gerard Kuiper tarafından keşfedilen, sistemimizdeki hiçbir gökcismine benzemeyen ve bu özelliğiyle diğerlerinden ayrılan Miranda hakkında hala çok net bilgilere sahip değiliz. Tuhaf yüzey oluşumları ve esrarengiz yapısıyla şaşırtıcı bir duruş sergiliyor. Miranda'yı özel kılan bir çok farklılık olmasına karşın, onun bilinirliğini arttıran en önemli özelliği; sistemimizdeki en derin uçuruma ev sahipliği yapıyor olması.. Uçurumun nasıl oluştuğu tam olarak bilinmese de tektonik bir yüzey hareketi veya çok şiddetli bir çarpışma ihtimali üzerinde kuvvetle duruluyor. Kanada'da bulunan, Dünya'nın en yüksek uçurumu Thor Dağı 'ndan bile onlarca kat daha büyük olan devasa derinliğin 20 km olduğu tahmin ediliyor! Bu inanılmaz yükseklikten atlamak nasıl olurdu acaba? Düşünmeden edemiyorum. Bu devasa derinlik aklıma hemen Erik Wernquist'in hazırladığı Gezginler kısa filmini getirdi. Gelecekte insanların diğer gezegenlere açıldığında ne gibi görüntülerle karşılaşabileceğini gösteren kısa filmin bir parçasında, Verona Rupes'ten atlayan astronotlar dikkat çekiyor. En üstte kullandığımız kapak görselimiz, bu kısa filmden bir sahneyi gösteriyor. Gerçekleştirebilme ihtimalimiz olsaydı eğer, uydunun çok düşük kütle çekimi sayesinde bu inanılmaz bir deneyim olurdu. Kim bilir, belkide çok uzak bir gelecekte, gelişen teknoloji ile beraber Miranda'ya yapılacak bir insanlı yolculukta bunun keyfine varacağız..


Öğretmenlerimiz için hazırladığımız ve yüksek çözünürlük olarak indirip poster olarak bastırabileceğiniz bu infografikte, Güneş Sistemi'nde yer alan terrestrial, yani karasal gezegenler, cüce gezegen Plüton ve gaz devi gezegenlerin kayda değer büyüklükteki uydularını orantılı olarak göstermeye çalıştık. Bu gördüğünüz karasal gezegenler ve uyduları bir araya getirseniz, toplam kütleleri infografikte boyut kıyaslaması için örneklediğimiz küçük gaz devi Neptün'ün 10'da 1'i bile etmez. Tüm bu karasal yapılar , Güneş Sistemi'ndeki toplam kütlenin %0.0001'inden daha azdır. Geri kalan tüm kütlenin %99.8'i Güneş'e, %0.001'i Jüpiter'e, 0.0009'u Satürn, Neptün ve Uranüs'e aittir. Bu dev gezegenlerden artakalan %0.0001'lik kütlenin ise yarısını Dünya ve Venüs gezegeni bünyesinde toplamıştır. Diğer tüm katı yapılı gezegenler, cüce gezegenler, uydular, kuyruklu yıldızlar ve meteorlar ise, Güneş Sistemi'ndeki toplam kütlenin sadece %0.00005'inden meydana gelir. Karasal gezegenler hakkında daha fazla bilgi almak için bu yazımıza, uyduları detaylı biçimde görmek için bu infografiğimize, gaz devi gezegenler hakkında bilgi edinmek için bu yazımıza, Güneş'in yapısını görmek için ise bu infografiğimize bakabilirsiniz. Not: Kütle kavramını, aynı şey olmasa da ağırlık şeklinde düşünebilirsiniz. En Yakın Komşumuzda İkinci Bir Karasal Gezegen Keşfedildi! Bizden yaklaşık 4.2 ışık yılı uzakl...


Venüs, büyüklük ve kütle olarak Dünya'ya oldukça benzemektedir. Ancak, tamamen bulutlar ile gizlenmiş bu gezegene uzaydan bakıldığı vakit, yüzeyi hakkında en küçük bir ipucu elde etmek olanaklı değil. Bu nedenle, uzay araçları tarafından ziyaret edilene kadar, çok sayıda bilim insanı Venüs'ü bulutların altında ormanların, nehir ve göllerin bulunduğu tropik bir gezegen olarak düşünmüştür. 1970'li yıllarda Sovyet Venera araçlarının yüzeyine inip gönderdiği görüntüler ve 1990'lı yıllarda Macellan Uzay Sondası'nın yüksek çözünürlüklü radarı sayesinde bilim insanlar Venüs'ün bulutlarını delip geçerek yüzey oluşumlarını inceleyebildiler. Venüs'te az da olsa krater bulunmaktadır. Krater nüfusunun azlığında başlıca etmen, malum volkanik hareketliliktir. Ayrıca gezegenin çok yoğun atmosferi de, göktaşlarının yüzeye çarpmasına imkan vermeyerek imha eder. Venüs düzlükleri bugüne kadar ya hiç suyla karşılaşmadıklarından ya da gelen su miktarı pek fazla olmadığından yüzey yapısı olarak nehir kaynaklı erozyonlardan yoksundur. Ayrıca Venüs'te rüzgar hızları göreceli olarak düşük olduğundan rüzgar erozyonun etkisi Dünya'daki gibi değil, daha azdır. Erozyona bağlı etkiler yerine volkanik faaliyetler topografik değişikliklerin başlıca etkenidir. Volkanlar gezegenin her yerinde mevcuttur. 500 ila 300 milyon yıl öncesine dek uzanan bir zaman diliminde bu volkanlar Venüs'ün arazi yapısını bütünüyle yeniden şekillendirmiştir. Gezegende 1.100'den fazla volkan oluşumu bilinmektedir. Volkanlardan bazıları yeryüzünde Hawaii adalarındakine benzer ya da Mars'taki dev Tharsis volkanlarına benzer Kalkan tipi volkanlardır. Venüs, volkanik oluşumların etkili olduğu bir gezegendir. Jeolojik geçmişinin hayli aktif olduğunu bildiğimiz gezegende, kendi Dünya'mızda rastlayamayacağımız volkan türleri bulunmaktadır: Krep Kubbe, Korona ve Örümcek Ağı adı verilen sınıflandırmalara tabi volkanlar gibi. Krep Küreleri olarak da bilinen bu parçalanmış, dairesel volkanik cisimler Venüs'e özgü volkan türleridir. Alpha Regio adı verilen bölgede ortalama 25 km genişliğinde ve yaklaşık 750 m yükseliğe sahip örnekleri bulunmaktadır. Bu yapıları oluşturan etmenin ne olduğu sorusuna verilen cevap ise, silisyum dioksit bakımından zengin lavların bir kerede ama yavaş şekilde yüzeye sızmaları şeklindedir. Coronae ya da Koronalar, Venüs dışında yalnızca Uranüs'ün uydusu Miranda'da mevcut olup, Dünya'da benzeri bulunmamaktadır. Korona oluşumu, lavların koronanın merkez çıkıntısı oluştururak volkan menfezinden dışarı akması ile başlar. Volkanik malzemelerin ağırlığı altındaki kabuğu kırarlar. Kubbe etrafındaki arazi burkularak kabuk içine gömülür. Çoğu örnekte kubbenin kendisi de yavaşça soğur ve çökerek parçalanır. Bugüne kadar 30 farklı Arachnoid keşfedilen Venüs, bu yapıdaki volkanların Güneş Sistemi'nde yegane vatanıdır. 200 km'ye varan oval şekilleri ve örümcek ağına benzer yapıları ile eşsiz birer volkan türüdür. Oluşum mekanizması hakkında hala birtakım şüpheler bulunmaktadır. Terralar isimlendirilirken alışıldık üzere mitolojilerden esinlenilmiş, Yunan, Babil ve Slav mitolojilerindeki Aşk tanrıçalarının isimleri kıtalara verilmiştir . Terralar; önceki Merkür yazımızda tanıttığımız Rupes'lerden ve Planitia'lardan barındırmaktadır. Chasma adı verilen kayalık derin vadiler de Terra'larda sıklıkla bulunmaktadır. Volkanların dışında Venüs'teki tektonik plakaların tıpkı Dünya'da olduğu gibi hareketlerinden doğan Mont'lar bulunmaktadır. Montlara da isimler verilirken Dünya kültürlerinde bulunan önemli kadın karakterlerin isimleri verilmesine rağmen, bu kadınlar matinesindeki tek erkek olarak Ishtar Terra'da bulunan Maxwell Mont'u istisna olarak zikretmeliyiz. Cevap olarak şunu söylemek gerekir ki Venüs'ün bulutları ardına geçip de gezegeni tanımamızı sağlayan radar dalgalarını kullanmamız İngiliz bilim insanı James Clerk Maxwell sayesindedir ve bu başarısını taçlandırmak adına Uluslararası Astronomi Birliği, Venüs'te bir dağa kendisinin adını vermiştir. Yukarıda da bahsettiğimiz üzere Venüs'te krater oluşumu oldukça güçtür. Bu güçlüğe rağmen 500'e yakın krater bulunan gezegende, bu kraterlere ünlü kadın yazarların ve dünya dillerinde sık kullanılan kadınların isimleri verilmiştir. Bu kraterler arasında bir Türk kadın yazarın da adı var! Halide Edib Adıvar. Bu sebepten olacak ki bir kratere (40.3 K- 87.2 B) sade dille yazdığı kaside ve gazelleriyle tanınan 1460 Amasya doğumlu Mihri Hatun'un adı verilmiştir. Tabii ki bu sorunun cevabı Himala... Mars, Merkür'den sonra ikinci en kü...


Mars, Merkür'den sonra ikinci en küçük karasal gezegendir. Gezegen'in büyüklüğü Dünya'nın yüzde 53'ü kadarken; kütlesi ise yüzde 11'i kadardır. Oksitlenme nedeniyle kızıl olan ve iri kaya parçaları saçılmış olan gezegenin yüzeyi, tahrip gücü yüksek toz fırtınalarının ve dünyadaki benzerlerinden daha büyük ölçülerde bulunan krater, volkan ve kanyonların hükümranlığı altındadır. İtalyan astronom Giovanni Schiaparelli, Milano'da ilk ayrıntılı Mars haritalarını çıkarmak üzere 22 cm'lik bir teleskop kullandığında gözlemlerinde Mars yüzeyinde kendisinin kanallar adını verdiği optik yanılsamalara rastladı. Fakat bunların bir illüzyon olduğu; gezegenin yüzeyini, iklimini ve jeolojisini incelemek üzere, ABD, Avrupa ülkeleri, Japonya, Hindistan ve SSCB tarafından düzinelerce yörünge aracı, iniş aracı, sonda ve uzay keşif aracı gibi çeşitli uzay araçlarının Mars'a gönderilmesiyle açıklığa kavuşmuştur. Mars topografyası ilginç bir ikilem göstermesiyle dikkat çeker. Kuzey yarım kürenin lav akıntılarıyla düzleşmiş ovalar içermesine karşın, güney yarım küre eski çarpışmalarla çukurlar ve kraterlerle oyulmuş haldeki bir dağlık arazidir. - Yoğun kraterli güneyin yüksek arazileri - Volkanik kaynaklı kuzeyin alçak ovaları Mars'ta kıtasal levha bulunmamaktadır. Gezegen kabuğu kalın ve katıdır. Muhtemelen Dünya'nın kabuğundan çok daha kalın olup 120 km aşağıya uzanmaktadır. Bu yapısı ile çok büyük volkanların kütlesini destekleyebilmektedir. Kabuğun ayrıca hareketsiz oluşu, lavların sadece yüzeyden yukarı doğru akmasına olanak sağlamıştır, bu durum Mars'taki volkanların Güneş Sistemi'nin bilinen en büyükleri olacak şekilde nasıl büyüdüklerinin açıklamasıdır. Mars'ın yüzeyi gezegen bilimciler için çok değerli bir araştırma sahasıdır. Volkanlar öylesine devasa boyutlara sahiptir ki gezegenimizin volkanları bunların yanında sadece birer kabartı şeklinde kalmaktadır. Kanyon ve kraterler bakımından da oldukça etkileyici olan gezegenin, uzak geçmişinde bir zamanlar göller, denizler ve hatta okyanuslar olduğunun kanıtları her yerdedir. Güneş Sistemi'nin en büyük kanyonudur. Teleskoplarımızla baktığımızda neredeyse güney yarım kürenin bir yanından diğer bir yanına uzanan kara bir leke olarak gözükmektedir. Mars kabuğunda 7 km derinliğe ve 3800 km uzunluğa ulaşmasıyla gezegenin en ünlü yeryüzü şeklidir. Yani uzunluğu Avrupa'nın uzunluğuna eş olup, gezegenin çevresinin beşte biridir. Büyüklüğünün devasa boyutlarının anlaşılması amacıyla Dünya'daki Büyük Kanyon'un boyutları göz önüne getirilebilir. (Büyük Kanyon 446 km uzunluğunda ve yaklaşık 2 km derinliğindedir). Valles Marineris, yüzey altındaki magmanın yukarı doğru fışkırması ve etkin olarak yer kabuğunu yanal olarak yarması ile ortaya çıkmıştır. Devasa bir Chasma ve Labyrinthus ağı olan Valles Marineris, su erozyonunun kanıtları ile doludur. Kanyonda hapsedilen ya da yer altında yüksek basınç ile gömülü bulunan suyun aniden bırakılması sonucu oluşabilecek feci taşkınların işaretleri mevcuttur. Dünya'mızdakine benzer olarak Mars da bir çift kutup buzuluna sahiptir. Ancak bizdekiler su temelli iken Mars'takiler Kuru Buz yani büyük miktarda karbondioksit içeren buzullardır. Mars, Güneş'e yakınlaştıkça güney yarım küresi ısınır ve kutup buzulları karbondioksit buharlaştıkça yok olur. Kış mevsiminde buharlaşan CO2 yüzeye kar olarak düşer ve kutup buzulları eski büyüklüğüne geri döner. Bütün karasal gezegenler gibi Mars yüzeyi de oluşumunu tamamlamaya yakın katılaşma safhasında Çarpma Kraterleri biriktirmeye başlamıştır. İlginç bir biçimde Kızıl Gezegen'deki kraterlerin çoğu yüksek araziler olarak adlandırılan güney yarım küreyi kaplar. Kuzey yarım kürede ise kraterler, rüzgar erozyonu ve yakın geçmişteki volkanik hareketler neticesinde aşınmıştır. Volkanik faaliyetler ve su erozyonu kadar rüzgar da kıraç Mars yüzeyini yontmada rol oynamıştır. Mars'ta kum fırtınaları yaygın olup aylarca gezegenin büyük bölümünü boğucu bir şeklide kaplar. Dünya'da Yardang adı verilen oluşumlara Mars'ta da rastlamak mümkündür. Hakim rüzgarların taşıdığı ufak parçacıklar dip kayayı oyarak uzun oyuklar meydana getirir. Olympos Mons'un etekleri bu yapılarla doludur. Hellas Planitia, Mars'ta bulunan en derin noktadır. 8 km derinliğiyle eski bir çarpma havzasıdır. Everest'in üç misli yüksekliğindeki Olympus Dağı birçok büyük volkan içeren dağlık Tharsis bölgesindeki, yumuşak eğimli bir sönmüş volkandır. Olympus Mons, Güneş Sistemi'ndeki en büyük dağdır. Rakımı 27 km olan bu dağın taban genişliği yaklaşık 550 km'dir. En son püskürmesinin 10-20 milyon yıl önce olduğu düşünülmektedir. Kalkan tipli volkanlar sınıfına girmektedir. Şekli kalkana benzeyen dağlar oluşturacak şekilde zamanla biriken yüksek miktarda lav çıkartan bu volkan tipi dünyada çoklukla Hawaii ve İzlanda'da görülürler. Olympus Mons'un yakın çevresinde Tharsis Montes adı verilen Arsia Mons, Pavonis Mons ve Ascraeus Mons yapısı daha bulunmakta ve bu dağların eteklerinden Valles Marineris başlamaktadır. Mars'ın bu alanı birçok uzay sondasının da iniş bölgesi olmuştur. Mons tekil dağ sistemine verilen ad iken Montes ise sıradağ sistemlerine verilen isimdir. Küçük boyuttaki kubbeli tepelere Tholus denilmektedir. Mars'ta yaygın şekilde bulunan volkanlar, tektonik levha eksikliği sebebi ile lavların sadece belli bir alanda birikmesinden ötürü devasa boyutlardadır. Bu birikim Mars'ın batı yarımküresinde oluşmuştur, irili ufaklı volkanları ile Tharsis Tholus adı verilen bir sistem meydana getirmiştir. Olympus Mons'un aşırı yüksek zirvelerinden Tharsis Montes volkanları boyunca Valles Marineris'in derinliklerine doğru kat eden bu coğrafya bölgedeki volkanik sismitite sonucudur. Gelecekte bir gün, insanlar Mars üz...


Dünya coğrafyasına büyük oranda hakimiz. Bunun yanında, karasal gezegenlerin coğrafyaları hakkında da bir miktar bilgi sahibiyiz. Merkür gezegeni de, bunlardan biri. Genel kültür yarışmalarından aşina olduğumuz birtakım sorular vardır ve bunların cevaplarını çoğumuz biliriz. Mesela Dünya'nın en büyük denizi, en uzun nehri, en yüksek dağı vb. Peki aynı yıldızı paylaştığımız diğer gezegenler hakkında bu tip sorulara ne kadar çabuk cevap verebiliriz? Güneş sisteminin en yüksek dağı Everest olabilir mi? Bu sorunun cevabı, hayır! Malumunuz Merkür, Güneş'e en yakın konumdaki gezegendir. Güneş'in etrafını 88 gün gibi kısa bir periyotta döner. Bundan olacak ki, adını biz Romalıların mitolojisindeki ticaret ve yolculuk tanrısı ve tanrıların habercisi olarak bilinen Merkür'den alır. İlk bakışta Merkür'ün hırpalanmış yüzeyi sevgili uydumuz Ay'ı anımsatır. Merkür yüzeyi hakkındaki bilgilerimizin önemli bir kısmını NASA'nın Mariner 10 isimli uzay aracının 1975-75 yıllarında gerçekleştirdiği uçuşlardan ve Messenger uzay sondasının 2008-2015 yılları arasında gönderdiği verilerden elde ettik. Merkür'ün yüzeyi oldukça yaşlıdır. Belirgin bir atmosfer, tektonik hareket ya da su olmadığı için gezegenin şimdi gördüğümüz engebeli manzarası hemen hemen gezegenin bütün yüzeyinin yüzde seksen-seksen beşini oluşturmaktadır. Merkür, Güneş'i dolanan eski bir fosil olup, sarp kraterli yüzeyi gezegenlerin oluşma sürecinin son aşamalarını tanımlayan ağır meteor bombardımanlarına bir kanıttır. Sıklıkla kraterleri gözümüze çarpan Merkür'ün Planitia adı verilen engin alçak arazileri ya da düzgün ovaları da gezegenin tipik topografik özelliğidir. Bu yapıları açıklayan iki görüşten ilkine göre; Merkür'ün havzalarını oluşturan çarpmalar sırasında ergiyen yüzey kayalarından oluşmuş örtülerdir. Diğer bir görüşe göre ise Ay'daki Maria oluşumlarına benzer şekilde büyük çarpmaları takiben yüzeyi dolduran lavların zemini altına hapsederek oluştukları şeklindedir. En tipik Planitialar ise gezegenin kuzey kutbuna yakın konumdaki Borealis Planitia ve Caloris Planitia'dır. Caloris Planitia 1550 km. çapı ile en büyük planitiadır. Borealis'in, Romalıların dili Latince'de Kuzey, Caloris'in ise Sıcak anlamında geldiğini de yeri gelmişken ekleyelim. Merkür'ün yüzeyi sayısız rupes ile yani uçuruma ev sahipliği yapmaktadır. Merkür'e özgü bu oluşumların bir krateri boydan boya kestikleri olmaktadır. Rupeslerin olduğu yerde kraterler genelde uçurumlara paralel yönden çok, dik yönde daha kısa çaplara sahiptir. Bu durumun en muhtemel açıklaması; uçurumların yanal sıkışmalar sonucu kabuk kısmını birbiri üzerine iterek, Merkür'ün kabuğunu çatlattığı yönündedir. Kabul edilen en olası görüş, Merkür'ün mantosu soğudukça çürüyen bir meyvenin kabuğuna benzer şekilde yüzeyin bölünerek ve buruşarak küçüldüğü yönündedir. Olur da hani bir gün elinize Merkür haritası alırsanız,


Güneş sistemimizin devi, hidrojen ve helyumdan oluşan bir renk cümbüşü, en az 67 uydunun ev sahibi, dünyamızdan daha büyük fırtınaları, ölümcül radyasyon alanları ve güçlü manyetosferi ile gökyüzünde ki en parlak cisimlerden biri olan Jüpiter gezegeninden bahsedeceğiz. İsmini Roma'nın yüce tanrısı Jüpiter'den alır bu harika gezegen. Romalılar'dan önce Babilliler için Marduk ve Yunanlılar için Zeus tanrılarının sembolü olmuştur. Gece gökyüzünde Ay ve Venüs'ten sonra en parlak cisimdir. Bu nedenle kimin keşfettiğini söylemek çok zordur, Ayı kim keşfetti demeye benzer, hep oradadır ve hep bilinmiştir. Ancak Jüpiter'in bir gezegen olduğunu Babilliler keşfetmiştir diyebiliriz. Çünkü gezegen fikrini ortaya attıklarını ve Venüs ile Jüpiter'i gözlemlediklerini biliyoruz. Jüpiter ve diğer gezegenlerin oluşumu ile ilgili detaylı bilgileri, 3 bölümlük Güneş Sistemi Teorileri yazı dizimizde bulabilirsiniz. Jüpiter'in atmosferi yüzlerce girdap benzeri yapıya ev sahipliği yapmaktadır. Bunlar gezegenin dönüş yönünde hareket eden siklonlar ve aksi yönde hareket eden anti-siklonlar şeklindedir. Dünya'dakinin aksine, Jüpiter'dekilerin %90'ı anti-siklondur. Bu anti-siklonlar arasında en ünlüleri hepimizin bildiği Büyük Kırmızı Leke ve daha az bilinen Küçük Kırmızı Leke'dir . Bu yapılar farklı yönlerde esen jet rüzgarlarından kaynaklanmaktadır. Ünlü büyük kırmızı lekenin varlığı 1665'teki Galileo'nun gözlemlerinden beri bilinmektedir. Kuzey ve güneyinde kalan jet rüzgarları sebebiyle bulunduğu enlemlerdeki yerini korumaktadır. Boyutları doğudan-batıya 24.000 km 40.000 km arasında değişirken, kuzeyden-güneye 12.000 km 14.000 km arasında değişmektedir. Yani bu fırtınanın içine 2-3 Dünya rahatlıkla sığabilir. Kızılötesi veriler, büyük kırmızı lekenin gezegenin geri kalanından daha soğuk olduğunu gösteriyor. Bu bölgenin sınırlarındaki rüzgarlar saatte 430 km'ye kadar çıkabilir. Jüpiter, gaz devleri arasında atmosferi en ayrıntılı analiz edilmiş gezegendir. Bunda Dünya'dan yapılan gözlemler, ISO Kızılötesi Uzay Gözlem Evi ve Satürn'e giderken Jüpiter yakınlarından geçen Cassini sondası yanında, en büyük miktardaki bilgi Jüpiter atmosferine bırakılan Galileo Sondası'ndan gelmiştir. Jüpiterin dış atmosferi 90% hidrojen ve 10% helyumdan oluşur. Atmosferin derinlerine inildikçe oran 75% hidrojen, 24% helyum ve 1% diğer elementler olarak bu oran değişir. Jüpiterin atmosferinin nerede başladığı, gezegenin tümünün gazdan oluşması sebebiyle çok belirgin değildir. Bu nedenle atmosferin, basıncın yaklaşık 1-10 bar arası (1 bar = Dünya yüzeyinde ki basınç) olduğu seviyeden başladığı genel kabul görmektedir . Burası yüzey kabul edildiğinde, atmosfer 5.000 kilometre yüksekliğindedir ve sırayla troposfer, stratosfer, termosfer ve eksofer katmanlarından oluşur. Termosfer katmanının basıncı 1 mikrobardan daha düşüktür ve gezegenin uzay ile sınırını oluşturur. Burası ultraviyole Güneş radyasyonuna ve manyetosferden gelen yüklü parçacıklara maruz kalıp, ışıldamalar, x-ışını yayılımı ve auroralar gibi birçok ilginç fenomene ev sahipliği yapar. Jüpiter, değişken tonlarda renklere sahip atmosferik kuşaklarla kaplıdır. Bu kuşaklardaki ton farkı, bulutların şeffaflık oranından gelir. Genellikle amonyak konsantrasyonunun daha fazla olduğu kalın bölgeler açık tonlu kuşakları oluştursa da, bölgeler arasındaki yoğun ve keskin renk farklılıklarının tam mekanizması henüz bilinmiyor. Bu kuşaklar, jet denen, saatte 360 kilometre ile esen atmosferik akım bölgeleri ile birbirinden ayrılır. Jetlerin dönüş yönüne göre kuşaklarda ve bölgelerde siklon ve antisiklon yönlerine sahip yapılar oluşmaktadır. Jüpiter'in böyle ayrışık bölgeleri ilk başta nasıl kazandığı henüz kesinleşmese de, şu anda işleyen mekanizma Dünya'daki Hadley hücreleri denen, ekvatorda yükselen ve tropik bölgelerde çöken hava akımları ile benzer yapılardadır. Genel kanıya göre çeşitli bölgelerde hava amonyak ile zenginleşince yükselerek genişler ve soğur, böylece yüksek ve kalın bulutlar oluşur. Kuşaklarda ise hava çökerek ısınır ve amonyak bulutları buharlaşarak daha derinlerde bulunan karanlık bulutları açığa çıkarır. Jüpiter Güneş'ten aldığından daha fazla enerji yayar. Bunun sebebi, Kelvin-Helmholtz mekanizması denen yoğun kütleçekimi ile Jüpiter'in sıkışmaya devam etmesidir. Yani bir anlamda Jüpiter hala oluşum evresindedir! Burada diğer gaz devleri ile örneklendirmemiz gerekirse; Satürn de iç ısınma yaymasına rağmen artık sıkışma evresinde değildir. Bunun yerine helyumun çekirdeğe doğru çökerek daha az yoğunluktaki hidrojen ile sürtünmesinden doğan bir ısı yaymaktadır. Neptün de tıpkı Jüpiter gibi hala devam eden sıkışmadan kaynaklı ısınma yaymakta iken, Uranüs'te artık devam eden bir sıkışma ve iç ısınma olayı yoktur. Jüpiter'in atmosferinden ve kasırgalarından bahsettiğimize göre artık daha derinlere inebiliriz. Yüzeyin alt sınırı kabul edilen 10 bar atmosferlik ve yaklaşık 67 santigrat derecelik bölgeyi terkettikten sonra, 20bar bölgesinde Galileo sondasının basınç ile ezilip yok olduğu seviyeyi geçeriz. Yaklaşık 1.000 kilometre boyunca gaz halinde bulunan hidrojen katmanında yavaş yavaş sıvı hidrojen hakim olmaya başlar. Sıvı hidrojenin hakim olduğu tabakada sıcaklık, Güneş yüzeyinden daha fazla olan 7.000 santigrat dereceyi bulacaktır. Buradan itibaren Jüpiter çekirdeğe kadar devam eden hidrojenden oluşmuş garip bir okyanustur. Bu ilk okyanus bölgesinde hidrojen süperkritik akışkan haldedir. Kısa Bilgi 1: Süperkritik Akışkan: Herhangi bir madde, kritik bir sıcaklık ve basınç noktadan sonra hem sıvı hemde gaz özelliklerini taşıyan bu hali alır. Süperkritik sıvıların sanayide ve günlük hayatta birçok kullanım alanları mevcuttur. Bu süperkritik hidrojen okyanusunun derinlerinde helyum ve neon gibi hidrojenden daha ağır elementler çöküş halinde bir sonraki okyanus tabakası üzerinde birikmektedirler. Bu bir sonraki tabaka, Güneş yüzeyinden daha parlak şekilde gümüşi bir maviyle paylayan sıvı-metalik hidrojen okyanusu tabakasıdır. Kısa Bilgi 2: Sıvı-Metalik Hidrojen: Hidrojenin fazlarından biri olan bu halde, hidrojen atomlarındaki elektronlar orjinal atom çekirdeklerini geride bırakıp, sürekli olarak başka atom çekirdekleri ile etkileşime girecek şekilde hareket halindedirler. Yani yüksek sıcaklık ve basınç altında elektrik yüklerini sürekli taşıyarak akım üretirler. Hidrojen normal halinde renksiz transparan, yalıtkan bir gazdır. Ancak yüksek basınç altında böylesi bir quantum sıvısına dönüşerek elektriği dirençsiz ileten bir süper iletken ve süper akışkan bir sıvı özelliklerini alır. Teorik olarak mümkün olsa da laboratuvar ortamında üretimi gigapascallarca basınç ihtiyacı sebebiyle çok zordur. Bu sebeple şu ana kadar laboratuvar şartlarında onaylanmış bir metalik hidrojen üretimi olmamıştır. Dünya çekirdeğinden daha yüksek basınçlar olan 500 Gpa civarında deneyler ile sıvı metalik hidrojen yaratma çalışmaları devam etmektedir. Bunun dışında sadece gaz devlerinde hidrojen bu halde bulunabilir. Pratik açıdan hidrojenin bu hali meta-stabil yapılabilirse, yani yüksek basınçlı ve sıcaklıklı ortamda oluşturulduktan sonra bu özelliklerini normal şatlar altında da koruyabilirse kullanım alanları inanılmaz olur. Süper-hafif yapı malzemeleri, su yüzeyinde süzülen şehirler, sıvı-hidrojenden 4 kat daha etkili bir roket yakıtı gibi birçok uçuk denebilecek kullanım alanına sahip olur. Sıvı halde akkor gibi parlayan çelik veya manyetik alana sahip bir sıvı, hidrojenin bu halini tasvir etmek için hayal edilebilir. Jüpiter'in çekirdeğinin detaylı kompozisyonu tam olarak bilinmese de, Dünyadan 12-45 kat arası daha fazla kütleye sahip, basınç sebebiyle katı halde bulunan kayasal bir çekirdek olduğu tahmin ediliyor. Çekirdek hakkında detaylı bilgi edinmek için 2016'da Jüpiter yörüngesine girecek Juno sondasını beklemek zorundayız. Jüpiter'in hayranlık uyandırıcı iç yapısından sonra gezegenden biraz uzaklaşıp sırayla halka sistemini, manyetosferini ve uydularını özetleyelim. Uzun süre tek halkalı gezegen Satürn zannedilmişken; bugün Jüpiter, Uranüs ve Neptün'ün de kendi halka sistemlerine sahip olduklarını biliyoruz. Jüpiter'in halkalarını ilk kez 1979'da Voyager-1 keşfetti. Satürn'e kıyasla oldukça soluk ve temel olarak tozdan oluşan bir halka sistemidir ve dört ana bölümden oluşur. Jüpiterin manyetosferi muazzam bir yapıdır. Güneş yönünde 7 milyon kilometreye erişip, aksi yönde Satürn yörüngesine kadar ulaşabilmesi ile Güneş Sistemi'ndeki en büyük ve en güçlü manyetosferdir. Daha önce de belirttiğimiz gibi sıvı-metalik hidrojenin ürettiği manyetik alandır bu manyetosfer. Manyetosferin şekli Dünya'nınkine benzese de, gezegenin yakınlarında yapısı oldukça farklıdır. Jovian; Jüpiter benzeri gezegen demektir. Genel olarak Jüpiter gibi büyük kütleli gaz devleri için bu tanımlama kullanılır. Io, volkanik aktiviteler ile sürekli sülfürdioksit püskürtür. Güneş rüzgarları bu sülfürdioksidi parçalayarak pozitif yüklü sülfür ve oksijen iyonlarına dönüştürür. Bu iyonlar uydudan kaçarakIo Plazma Torusu adı verilen ve Jüpiter'i çevreleyen plazma hattını oluşturur. Bu torustaki plazma sıcaklığı 10-100 eV (100.000 1.000.000 santigrat derece) aralığında olup, radyasyon kuşaklarının 1/10'u kadar sıcaktır. Bu plazma, Jüpiter ile aynı yönde dönerek manyetosferin dinamiklerini değiştirmektedir. Bu sebeple Dünya'nın manyetik alanı göz yaşına benzer bir şekildeyken, Jüpiter'inki hareket halindeki yüklü plazma torusu sebebiyle diske benzer. Manyetik alanın taşıdığı Güneş'den ve Io'dan gelen yüksek enerjili parçacıklar, kutuplarda eşsiz Aurora gösterileri yapmaktadır. Buralara yağış halinde olan elektronlarının etkisini, 10-100 keV gibi muazzam bir ultraviyole radyasyonu olarak gözlemleyebiliriz. Bu radyasyon, iyonosfere toplamda 10-100 terawatt'lık enerji girdisi ile Joule ısıtması denen süreçte oluşmaktadır ve 300 TW'lik kızılötesi radyasyon olarak Dünya'dan bile tespit edilebilir. Jüpiter'in buzlu ayları Europe, Ganymede ve Callisto da; manyetosferde ki değişikliklere göre indüklenmiş manyetik momentum üretirler. Bu da çevrelerinde manyetik alan oluşturur. Bunun sebebi, bu üç uyduda da tuzlu su okyanuslarının bulunmasıdır! 2015 itibari ile 67 tane (2020 yılında yeni keşiflerle bu sayı 79'a çıktı) olduklarını bildiğimiz uydulardan önemli olanlara bir bakalım. Galileo'nun gözlemlediği, Galilean Ayları olarak isimlendirilen 4 büyük uydu, Güneş sisteminde keşfedilen ilk uydulardır. Bunlar sistemimizde yer alan uyduların en büyüklerinden bazılarıdır ve yapısal olarak yaşam için en uygun ve en düşman Dünya çeşitlerini içlerinde barındırırlar. Detaylı bilgilerini ilgili yazımızdan bulabileceğiniz Ganymede, en büyük olmasının yanı sıra kendine ait manyetosfere sahip olan tek uydudur. Jüpiter'in manyetosferi içinde yer almasına rağmen, kendi manyetosferi iki Ganymede çapında bir alanda etkilidir. Bu manyetosferi, özellikle uydunun ekvator bölgelerini Jüpiter kaynaklı yüksek enerjili parçacık akışından korumaktadır. Detaylı bilgileri ilgili yazımı dizilerimizde bulabileceğiniz Europe, maruz kaldığı günlük 540 rem radyasyon ile bizler için fazlasıyla tehlikelidir. Bu miktarda radyasyona işe yarar bir korunma olmadan maruz kalmak, radyasyon zehirlenmesine yol açacaktır. Ancak donmuş yüzeyinin altında, radyasyondan uzakta, Jüpiter'in gel git etkileriyle ısınan devasa okyanusta yaşıyor olabilecek canlılar bu uyduyu ilgi odağı yapmıştır. Güneş sisteminin dinamosu olan bu ay, bizim için Venüs ile birlikte en ölümcül yerlerden biridir. Gerek Jüpiter'in kütleçekimsel gel git etkisi ile sürmeye devam eden volkanik aktivitelere, gerekse maruz kaldığı günlük 3.200 rem'lik korkunç radyasyon ile yakınında bulunmayı pek istemeyeceğiniz, inanılmaz bir uydudur. Jüpiter'in manyetosferine olan uzaklığı sebebiyle günlük 0.01 rem radyasyon alan Callisto, Galilean ayları arasında kolonizasyona en müsait olandır. Ayrıca tıpkı Ganymede gibi, yakın zamanda yer atlında tuzlu su okyanusu bulunduğunu öğrenmemiz ile, bizim yaşamamızın yanı sıra Dünya dışı yaşam ihtimali için de önemli başka bir uydudur. Amalthea Grubu olarak da geçen bu uydular şunlardır: Metis, Amalthea, Adrastea ve Thebe. Bu uyduların ve henüz görmemiş olabileceğimiz bir kaçının daha en büyük etkisi, Jüpiter'in halkalarını oluşturan toz ve parçacıkların bunlardan geliyor olmasıdır. Günlük 18.000 rem radyasyon ile bir Marvel kahramanına dönüşmek için çok ideal yerlerdir buralar. Oldukça egzantrik, düzensiz yörüngelere sahip, çoğunluğunun geçmişte başıboş dolaşan asteroidler olduğu düşünülen küçük uydulardır. 2 ana gruba ayrılırlar, Prograde ve Retrograde . Retrograde: Bu grupta ise en içteki S/2003 J 12 ve S/2011 J 1 uyduları, 12 uydudan oluşan Carme, 7 uydudan oluşan Ananke ve 7 uydudan oluşan Pasiphae alt gruplarıyla beraber, en dışta S/2003 J 2 uydusu mevcuttur. Bunlar bir kaç kilometrelik boyutlara sahip düzensiz şekillerdeki asteroidlere oldukça benzeyen uydulardır. Jüpiter Güneş Sistemi'nin oluşumunda olduğu gibi şimdi de büyük etkiye sahiptir. Yörüngesinin Lagrangian L4 ve L5 noktaları Truvalı denen asteroidlere ev sahipliği yapmaktadır . En büyükleri 370 x 200 kilometrelik boyutları ile 624 Hektor ismine sahip olan truvalılardan 2.000'den fazlası bu bölgeleri işgal etmektedir. Eskiden Jüpiter'e, Güneş Sistemi'nin elektrikli süpürgesi denilirdi. Bunun sebebi, sahip olduğu büyük kütleçekim kuyusu ile iç gezegenleri kuyruklu yıldız bombardımanından koruduğunun sanılmasıydı. İlgili yazımızda da bahsettiğimiz gibi, bilgisayar simülasyonlarına göre Jüpiter; iç gezegenlere giden kuyrukluyıldız sayısında net bir düşüşe neden olmaz. Evet, Shomaker-Levy 9 gibi yörüngesini bizim yararımıza değiştirdiği kuyruklu yıldzıların yanı sıra, yörüngelerini bize yakınlaşacak şekilde değiştirdikleri de vardır. Yine de Jüpiterin, Dünya'dan 200 kat daha fazla asteoroid ve kuyruklu yıldız çarpışmasına maruz kalması, ister istemez az da olsa güven vermektedir. Bu çarpışmalardan en iyi bilineni, Shomaker-Levy 9 kuyruklu yıldızıdır. Bu iki Güneş Sistemi objesinin gözlemlenebilmiş ilk çarpışmasıdır. Daha önce 1992'de Jüpiter'in yakınından geçen Levy-9, kütleçekimsel etkiler ile parçalanmış ve bu parçalar 1994'te Jüpiter'e çarpmıştır. Saniyede 60 kilometrelik hızlar ile çarpan parçalar dünyadan, Hubble Teleskobu'ndan, Rosat X Işını Teleskobu'ndan ve ozaman yolda olan Galileo sondasından gözlemlenmiştir. 16 Temmuz 1994'te gerçekleşen ilk çarpma ile 24.000 santigrat derecelik bir alev topu gözlemlenmiştir. Çarpmadan sonra Jüpiter'de Dünya boyutlarında karanlık bir leke oluşmuştur. Sonraki 6 gün boyunca, 21 adet çarpışma olayı daha gerçekleşmiş ve en güçlü olanı 6.000.000 megaton TNT(dünyanın nükleer silah cephaneliğinin 600 katı) enerji eşdeğeri açığa çıkarmıştır. Yanlış okumadınız, uydularında değil ama, Jüpiter'in kendisinde yaşam ihtimali! Gezegen, bildiğimiz anlamda karbon bazlı hayat için uygun değildir. Ama amonyak bazlı proteinler ve nükleik asitlerin oluşabilme ihtimali, Jüpiter ve benzeri gaz devlerinde atmosferik canlıların evrimleşmesine olanak tanıyabilir. Amonyak bazlı yaşamın Jüpiter atmosferinde bulunabilme ihtimali Carl Sagan ve Edwin E. Salpeter tarafından incelenmişti. Jüpiter'i bize yakından gösteren ilk uzay araçları 1973'te Pioneer 10 ve 1974'te Pioneer 11 olmuştur. Bu sondalar yörüngeye girmeyip Jüpiter'in yakınından geçerken, bizi ilk yakından çekilmiş görüntüler ile büyülemiş, Galileo uydularıyla, manyetosferle ve atmosferle ilgili bilgiler toplamışlardır. Gezegenin derinliklerinin yoğun miktarda sıvıdan oluştuğunu da bu araçlar ile öğrenmiş olduk. 1979'da Voyager 1 ve Voyager 2 sondaları, Jüpiter ile ilgili en çok bilgiyi edindiğimiz görevler olmuşlardır. Voyager görevleri Jüpiter'in halkalarını keşfetmiş, atmosferini, Io'nun volkanlarını, Ganymede'in sismik kaynaklı görünen tektonik yapısını ve Callisto'nun kraterlerini incelemiştir. Özellikle Io'da keşfedilen volkanik aktivite tamamen bir süpriz olmuştur. Europa'nın da buzlarla kaplı olduğuna ve derinliklerinde okyanuslar bulunduğuna dair ilk bulguları bize Voyagerlar sağlamıştır. Bunların yanında bir çok uydu da Voyagerlar tarafından keşfedilmiştir. 1992'de Ulysses Güneş Gözlem sondası, Jüpiter yakınlarında Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturmak için yerçekimi manevrası yapmıştır. Bu işlem sırasında manyetosfer ile ilgili ölçümler yapmıştır. 1995-2003 arasında Jüpiter yörüngesinde araştırmalar yapan Galileo uzay aracı, Jüpiter'in yörüngesine girmiş tek uzay aracıdır. Önemli bilimsel araştırmalar yürüten Galileo, Temmuz 1995'te gaz devine bir atmosferik sonra bırakmıştır. Sonda bir ısı kalkanıyla atmosfere girmiş ve daha sonra paraşüt ile alçalışına devam ederek 57.6 dakika boyunca bilgi toplamıştır. 2003'te görevi tamamlanan Galileo da, Jüpiter atmosferine saniyede 50 kilometre hız ile sokularak imha edilmiştir. Bunun sebabi, Europa uydusu ile herhangi bir çarpışmayı önleyip buradaki olası canlılara herhangi bir zarar vermekten kaçınmaktır. 2000 yılında Satürn yolunda Jüpiter yakınlarından geçen Cassini, ilk kez Jüpiter'in yüksek çözünürlüklü fotoğraflarını paylaşmıştır. Özellikle önemli atmosferik gözlemler yapan sonra, 26.000 kadar fotoğraf çekerek Jüpiter arşivini genişletmiştir. 2015 yaz aylarında Plüton'un yakınlarından geçecek olan New Horizons, 2007'de Jüpiter'de yer çekimsel manevra yaparken bilgi dağarcığımızı arttıran birçok gözlem gerçekleştirmiştir. 2011'de fırlatılan Juno, 2016 Temmuz ayında Jüpiter'e ulaşıp kutupsal bir yörüngeye oturdu. Ana görevi, gaz devinin kütle çekimini, manyetik alanlarını, manyetosferini ölçmek olan araç, ayrıca atmosferle ve çekirdekle ilgili ölçüler de yapıyor. Sondada birçok ilgili çekici bilimsel cihazın yanısıra, Galileo Galilei'nin el yazmalarını içeren bir plaka ve alüminyumdan yapılmış 3 LEGO minifigürü de; Galileo, tanrı Jüpiter ve eşi tanrı Juno'yu temsilen araçta bulunuyor. Europa Clipper: 2022'de fırlatılması planlanan bu görev sadece Europa'yı incelemek amaçlı olacak. Bu buzul dünyanın buzul yapısını, buzul-okyanus ilişkisini, kimyasal ve jeolojik yapısını inceleyip, Europa'ya gelecekte gönderilecek bir iniş aracı için uygun iniş bölgelerini araştıracak. Jüpiter sistemi, teknolojik yeterliliğe sahip olduğumuzda, faydalanabilme ihtimalimiz olan bol miktarda Helyum ve Hidrojen kaynaklarına sahip. Ganymede ile Callisto gibi yerleşilebilir uyduları ile dış gezegenlerin kolonizasyonu için de uygun bir basamak. Europa ise, gerek barındırıyor olabileceği yaşam, gerekse sahip olduğu muazzam miktarda su ile her zaman ilgi çekip, yüzey altındaki okyanusunun keşfi çok uzun yıllar boyunca bir araştırma ve macera konusu olacak bir uydu. Jüpiter sisteminde bizler için en büyük tehlike ne yazıkki yüksek miktarda ki radyasyon. Callisto yörüngesinde bu radyasyon pek sorun olmazken, Ganymede yörüngesinde önlem alınması gereken miktara geliyor. Europa yörüngesinde ise eğer yerleşmek istiyorsak, yüzeyinin derinliklerinde hatta su altında barınaklar kurulması gerekecek.


Birçoğumuz için burası Güneş'tir. Ama bu malesef doğru cevap değil. Çünkü Güneş Sistemi'ni en sıcak yeri Güneş'te değil, Jüpiter'de. Jüpiter'in de, Dünya'da olduğu gibi bir manyetik alanı bulunur. Tabi bu alan, bizimkiyle kıyaslanamayacak kadar büyük ve güçlüdür. İşte, Jüpiter'in bu devasa manyetik alanına yakalanan yüklü kozmik parçacıklar, yine Dünyamızda olduğuna benzer Van Allen Kuşakları oluşturur. Bu radyasyon kuşağını oluşturan sıcak parçacıkların kaynağı; Güneş, Jüpiter'in kendisi ve uydularından gelen gazlar, iyonlar ve atomaltı parçacıklardır. Jüpiter'den 3 milyon km kadar ötede başlayıp, onlarca milyon kilometre ötelere uzanan büyük radyasyon kuşaklarında, kütleçekim, parçacık bombardımanı, sürtünme vb yollarla inanılmaz yüksek enerjilere maruz kalan bu parçacıklar o kadar ısınır ki, sıcaklıkları 200 milyon santigrat derecenin üzerine çıkar. Bu, Güneş Sistemi dahilinde bildiğimiz en yüksek sıcaklıktır. Kıyaslama açısından söyleyelim, Güneş'in yüzey sıcaklığı yaklaşık 6 bin, çekirdek sıcaklığı ise 13 milyon santigrat derecedir. Güneş'in korona tabakasında da manyetik alanlar nedeniyle çok yüksek sıcaklıklar meydana gelir ama, bu sıcaklıklar Jüpiter'in manyetik alanında olduğu gibi yüz milyonlarca derece değil, birkaç milyon santigrat derece civarındadır. Burada şunu belirtmek gerekiyor: Manyetik alan içindeki radyasyon kuşaklarında yer alan bu parçacık ve gazların arasında bulunduğunuzda yanmaz veya ısınmazsınız. Çünkü, parçacık yoğunluğu çok düşüktür. Dünya atmosferi içinde bizler santimetre kare başına milyarlarca atom içeren bir ortam içinde yaşarız. Bu kadar fazla sayıda atom, hem temas hem de ışıma yoluyla yoğun bir ısı transferi yaşanmasına neden olur. Dolayısıyla gündelik algılarımızla, bir yer sıcaksa, orada kaldığımızda ısınırız şeklinde düşünürüz. Oysa bu, Dünya yüzeyinde doğru, ancak uzay boşluğundaki yapılar için doğru değil. Jüpiter'in manyetik alanındaki parçacık / atom yoğunluğu santimetre karede birkaç atomdan fazla değildir. Dolayısıyla, çok aşırı sıcaklıkta olsalar bile, bu parçacıklar dikkate almaya değer bir ısı transferine neden olmazlar. Bu düşük yoğunluk nedeniyle; tek tek ölçüldüklerinde yüzlerce milyon santigrat dereceye ulaşan sıcaklıkları çevrelerini ısıtmaya yeterli gelmez. Yani bu kuşağın, çevresindeki herhangi bir uyduyu veya gezegeni hafifçe de olsa ısıtması mümkün değil. Bununla beraber, ısı şeklinde zarar vermese bile; aşırı radyasyon seviyesi hiçbir biçimde hayatta kalmanıza izin vermeyecektir.


Tabii ki bu sorunun cevabı Himalaya'nın en yüksek zirvesi olan Everest değil! Güneş Sistemi'nin en yüksek dağı Dünya'da da değil. Dünya'nın yarı büyüklüğündeki Mars gezegeninde! İsmini Yunan Mitolojisi'nde 12 tanrının yaşadığı düşünülen dağdan alan bu oluşumla ilgili genel bilgi verecek olursak, devasa yüksekliğe sahip ve volkanik dağ biçimindedir. Everest'in yaklaşık 8,848 metre olduğunu biliyoruz, Olimpos ise yaklaşık 26,400 metre ile Everest'in 3 katından fazla yüksekliğe sahip, genişliği ise yaklaşık 160 kilometre olarak ölçülmüş. Cevap ise Mars'ın yarıçapı... Mars yüzeyinde bulunan kraterler, dağlar ve düzlüklerin ortalama yükseklikleri alınarak Mars'ın yarıçapı ortaya çıkarılmış ve bu yarıçap sıfır metre olarak kabul edilmiş. (Mars'ın yarıçapı 3,390 km). Bu dağ ne Ege'deki dağlar gibi denize dik ne de Karadeniz'deki dağlar gibi denize paraleldir. Yamaçları sadece 5 derece gibi küçük bir eğime sahiptir. Çok düşük bir atmosfer basıncına sahip dağ, neredeyse pürüzsüz Mars yüzeyinde kendisine çok uzak noktalardan dahi, başından sonuna kadar rahatça gözlemlenebilir. "Olimpos Gökyüzü ve Bilim Festivali 2017" Kapılarını Açıyor! Olimpos Gökyüzü ve Bilim Festivali ... Olimpos Gökyüzü ve Bilim Festivali 2017 Etkinlik Takvimi Güncellendi! Mars'ta elbette kar yağar. Ama bizi... Dünya neden sıra dışı olsun ki? Nep...