Galileo'nun çizimlerine bakınca Neptün'ü 28 Aralık 1612'de ve 27 Ocak 1613'te gözlemlediğini görebiliriz ancak, Galileo her seferinde hareketsiz görüntüsünden dolayı Neptün'ü yıldız sanmıştır. O tarihte Neptün ve Dünya'nın yörüngedeki hareket yönleri tersine dönmekteydi, bu kısa zaman aralığı boyunca gezegenler gökyüzünde sabit duruyormuş gibi görünür. Bu da Galileo'nun o zamanki teleskobuyla gezegenin hareketini farketmesini iyice güçleştirmişti. Bu sebeple bu gözlemleri Neptün'ün keşfi olarak sayılmamaktadır. Neptün bize bu kadar uzakken, hakkında bilgi edinmeyi geçtik, keşfedilmesi bile mucizeydi. Ama keşfe yol açan bir sebep vardı; Uranüs'ün garip hareketleri ve huysuzlukları. Uranüs bir türlü beklenildiği gibi davranmıyor ve sürekli öngörülen yörüngenin dışına çıkıyordu. Bu durumda farklı bir etkenin varlığı kaçınılmaz oluyordu. Bu fikri 1834 yılında papaz T.J. Hussey ortaya attı ve bilmediğimiz bir gezegen Uranüs'ü etkiliyor olabilir mi? dedi. İzleri takip ederek suçluyu bulabilirdik. Bu düşünce Hussey'in aklını 1835 yılında Greenwich'e, kraliyet gökbilimcisi George Airy'ye mektup yazacak kadar yoruyordu. Airy bu konuyla pek ilgilenmemişti ve ümit vaadetmedigini söylemişti. Hussey ise bu konuyla ilgilenmekten vazgeçmişti. Bundan sonraki adımı 1837 yılında Alexus Bouvard'ın yeğeni Eugene Bouvard attı. Airy'ye mektup yazan Bouvard, görünmeyen bir cismin bu durumun sorumlusu olabileceğini söylemişti fakat, böyle bir şey olsa bile gözlemlenemeyeceği yanıtını almıştı. Bu sırada Uranüs sorun çıkarmaya devam ediyordu. Bu durum 1841 yılında genç bir Cambridge öğrencisi olan John Couch Adams tarafından tekrar gündeme getirildi. Adams, günlüğünde bugüne kadar üzerinde durulmamış olan bu durumla ilgilenecegini anlatmış, Bu duruma ondan daha uzak henüz keşfedilmemiş bir gezegen yol açıyor olabilir mi olamaz mı; belki bu gezegenin yörüngesi veya keşfini mümkün kılacak benzeri bir özelliği tespit edilebilir yazmıştı. Adams 1843'de mezun oldu ve o andan itibaren Uranüs'ün hareketleri üzerine çalışmaya başladı. 1845'de yeni gezegenin konumunu yaklaşık olarak hesaplamıştı ve bir teleskop bulup onu aramaya başlaması gerekiyordu. Airy'ye mektup yazdı ve böylece bir dizi talihsizliğin başlamasına neden oldu. Airy, Adams ile de ilgilenmedi. Adams daha fazla uğraşmadı ve ona varsayımsal gezegenin uzaklığını gökbilimi ölçütleriyle 38,4 AB olarak belirttiği bir mektup bırakıp Airy'ye yazmayı kesti. Airy büyük bir gökbilimciydi fakat, düzen ve yöntem takıntısı vardı. O sırada başka tarafta başka gelismeler yaşanıyordu. Urbain Jean Joseph le Verrier adlı genç bir fransız matematikçi de Uranüs ile ilgileniyordu. Adams'ınkine benzer bir çalışma yapmıştı ve Adams'ın çalışmasından haberdar değildi. Le Verrier iki rapor bastırttı. Airy bu raporları okuduğunda Adams'ın çalışmasıyla neredeyse aynı olduğunu gördü ve yeni gezegen avı başladı. Airy, Challis'i aradı ve üniversitedeki güçlü Northumberland mercekli teleskobunu kullanarak bir araştırma yapmasini istedi. Challis pek istemeyerek de olsa bunu kabul etti. Le Verrier de elde ettiği sonuçları Paris Gözlemevi'ne, ardından Berlin Gözlemevi'nden Johann Galle'ye yolladı ve belirlediği noktaya bakmasını istedi. Galle bu öneriye sıcak baktı. Ardından o gezegen, gözlem yapılan ilk gece tespit edildi. Berlin Gözlemevi de bu keşfi hemen duyurdu. Adams'ın Le Varrier ile aynı sonucu bulmuş ve hesaplarını ondan çok önce bitirmiş olduğunu öğrenen Fransızlar bu duruma çok sinirlenmişti; neyse ki ne Adams ne de Varrier böyle seylerle ilgilenmiyordu, ilk karşılaştıkları an aralarında dostluk doğdu. Neptün keşfedilir keşfedilmez Uranüs'ün yörüngesi tekrar hesaplandı. Gezegenin Uranüs üzerindeki çekim etkileri hesaplara eklendiğinde, açıklanamayan tüm garipliklerin ortadan kalktığı görüldü. Neptün, 23 Eylül 1846'da keşfedildikten kısa bir süre sonra en büyük uydusu Triton keşfedildi. Kalan 12 uydusunun keşfi ise ancak 20. yy'da mümkün olabildi. Neptün'ün atmosferi, Jüpiter ve Satürn gibi ağırlıklı olarak Hidrojen ve Helyum'dan oluşmakla beraber, onlardan farklı olarak su, amonyak ve metan buzları barındırır. Buzdan bir dev olan Neptün hakkında çok az şey biliyoruz. Neptün'e tek bir uzay aracı gitti ve o da 25 Ağustos 1989 tarihinde sadece Naptün'ün yakınından geçti. Voyager görevi, uzaktaki dış gezegenlere yakından bakmak için tasarlanmıştı ve bu görev için 12 yıl içinde iki uzay aracı tasarlandı. İkiz Voyager araçları 1977'de birbirinden birkaç hafta aralıklarla fırlatılarak destansı yolculuğa başladılar, üstelik Güneş Sistemi'nin dışına götürmesi için Dünya'dan sesler taşıyan altın bir plak ile beraber. Voyager 2, güneş sisteminin dışına yaklaştıkça bizi şaşırtmaya başlamıştı. Çünkü buralarda bize yuvamızı hatırlatan bir şey vardı; mavi-yeşil bir gezegen! Atmosferinin rengi ve beyaz bulutlarıyla Neptün bize kendimizi evimizde gibi hissettiriyordu. Bu gezegende günler çabuk geçiyor, her bir günü 16 Dünya saatiyle eşdeğer. Bir yılı 90.000 gün, yani Güneş yörüngesini 165 Dünya yılında dönüyor. Dev bir hidrojen ve helyum topu olan Neptün'e mavi rengini metan gazı veriyor. Ama bu kadar mavi olması için metan gazı tek başına yeterli bir bileşen değil. Bunun için başka bir bileşen gerekli ama, biz bunu henüz bilmiyoruz. Tabii tek gizem rengi değil. Neptün Güneş Sistemi'nin en güçlü rüzgarlarına sahip. Bu rüzgarlara sebep olan bir şey var ve bu gizemini koruyor. Aynı zamanda Neptün kısa sürede yok olan devasa koyu lekelere sahip, bu da bir diğer şaşırtıcı olay. Bu lekeler ve atmosfer olayları 2.100km/s'e varan hızlara sahip, Güneş Sistemi'ndeki en güçlü rüzgarlar tarafından gerçekleşir ve lekeler kısa zaman dilimleri içerisinde şaşırtıcı bir şekilde yok olur. Örneğin; 1989'daki Voyager 2'nin yakın geçişi sırasında gezegenin Güney yarım küresinde Jüpiter'deki Büyük Kırmızı Lekeye benzer bir Büyük Kara Leke vardı . Büyük Kara Leke, yaklaşık Dünya boyutundaydı ama o leke aslında Neptün atmosferinin derinliklerine açılan, daha alt katmanlardaki koyu bulutları görmemizi sağlayan ve bu şekilde koyu görünen bir delikti. İlk olarak Voyager aracının gözlemlediği bu lekeyi 1994'de NASA yörüngedeki teleskobu Hubble'ı Neptün'e çevirerek tekrar gözlemlemek istedi fakat, lekenin 5 yıl içerisinde ortadan kaybolduğunu gördü. Neptün'ün bu hava olaylarının güç kaynaklarından biri Güneş. Ama Güneş bu kadar uzun bir mesafeden Güneş sisteminin en sert rüzgarlarını oluşturuyor olamaz, çünkü Neptün üzerindeki etkisi oldukça zayıf. Zaten, Neptün'ün Güneş'ten aldığı enerjinin 2.8 kat fazlasını çevresine yaydığı düşünüldüğünde, Güneş'in asli etken olmadığı anlaşılabilir. Bilim insanlarına göre, güç kaynağı gezegenin hala içinde saklı duran kendi oluşum ısısı. Bu da bizi, Neptün'ün çekirdeğinin hala sıkışma aşamasında olduğu fikrine itiyor. Neptün'de gerek oluşumdan, gerekse hala devam eden sıkışmadan kaynaklı ısı, sıcak gazlar halinde yayılıyor. Böylelikle Neptün, Güneş'e kendisinden çok daha yakın olan Uranüs kadar ısıya sahip olabiliyor. Bu ısı dışarı çıkınca atmosfere kadar yükselip soğuk hava akımlarıyla karşılaşıyor ve böylece tüm gezegen sert rüzgarlar oluşturan bir makineye dönüşüyor. Onu durduracak karasal alanlar olmadığı için de Neptün'ün jet akımları durmaksızın dönüyor. Çoğu uzman Neptün'ün derinliklerinde su olduğu konusunda hemfikir. Fakat hangi halde bulunduğu henüz bilinmiyor. Eğer Neptün'de okyanuslar varsa çok derinliklerde bulunuyordur. Bu da, suyun çok yüksek basınçlı gaz halde bulunduğunu gösterir, tıpkı gezegen boyutunda bir sauna gibi! Neptün'ün halkalarının varlığı da gözle görülene kadar tartışılıyordu. Voyager uzay aracı halkaların varlığını kanıtladı ama, dağınık halde, kesik kesik bulunuyorlardı. Dolayısıyla bunlara halka değil de, halka yayları desek daha doğru olur. Güneş sisteminin en güzel halkaları olmayabilirler ama ufak da olsa bir hayranlığı hakediyorlar. Neptün'ün bilinen 14 uydusu var. Bunların en büyüğü William Lassell tarafından gezegenin keşfinden sadece 17 gün sonra gözlemlenen Triton'dur. Güneş Sistemi'ndeki diğer uydulara göre ters bir yörüngeye sahip olan Triton, Neptün etrafında dönen uyduların toplam kütlesinin %99.5'ini oluşturuyor. İkinci keşfedilen uydusu, Güneş sistemindeki en eliptik uydu yörüngesine sahip Nereid'dir. Elimizdeki verileri değerlendirdiğimizde Triton'un oldum olası Neptün'ün uydusu olmadığı, bir zamanlar bağımsız bir cisim olduğu sonucuna varabiliriz. Uydu, gezegen tarafından yakalandığında büyük bir olasılıkla eliptik bir yörüngeye sahipti, ancak sonrasında geçen bir milyar yıllık süre yörüngeyi dairesel bir şekil alması için zorlamış olmalı. Bu süre boyunca uydunun içi çalkalanıp ısınmış iç kısımları oluşturan madde yüzeye çıkmış, orada donup kalmıştır. Neptün'ün uydu üzerinde yarattığı gelgit etkileri hala uydunun içini ısıtarak, tıpkı Jüpiter'in uydusu Io gibi aktif tutar. Ancak, büyük oranda buzdan oluşan çok soğuk Triton'da yanardağlar lav değil, sıvı nitrojen püskürtür. Triton'un, gezegenin tüm uydularının toplam kütlesinin %99'undan fazlasına sahip olduğunu dile getirmiştik. Bu şu anlama gelir; Triton haricindeki diğer tüm uyduları aslında küçük birer kaya parçasından ibaret. Bilim insanlarının aklını kurcalayan sorulardan biri de bu. Neden böylesine büyük kütleli bir gezegen olan Neptün'ün Triton haricinde doğru düzgün uydusu bulunmuyor? Bu sorunun cevabından emin değiliz ancak, gezegenin Güneş'e daha yakın konumda oluşup, şu an bulunduğu çok uzak bölgeye göçene kadar yolda Jüpiter ve Satürn'ün güçlü kütleçekim etkilerine maruz kalıp uydularını kaybettiği düşünülüyor.


Güneş sisteminin altıncı gezegeni olan Satürn'ü bilmeyen yoktur. Hidrojen ve helyumdan oluşmuş, çok sayıda uydusu olan halkalı bir gaz devi gezegendir Satürn. Aslında Güneş sistemimizdeki bütün gaz devleri kendi halkalarına sahiplerdir ancak, Satürn'ün halkaları oldukça büyük ve belirgin olmaları sayesinde diğerlerini gölgede bırakır. Sahip olduğu bu harikulade halka sistemi ile özellikle teleskop ile gözlemlemek için harika bir gezegendir. Halkalarını farkedebilmek için en az 15-20 mm mercek çaplı bir teleskop gerektiğinden dolayı, 1610'da Galileo Galilei onları keşfedene kadar bilinmediler . Günümüzde Satürn ve sahip olduğu onlarca uydu hakkında geniş bir bilgi dağarcığına sahibiz, halkalarının nelerden oluştuğunu biliyoruz, iç yapısının katmanları hakkında birçok fikrimiz var. Yörüngesinde dolanan Cassini sondası her geçen gün, Satürn ve uyduları hakkında yeni bilgiler ve fotoğraflar gönderiyor hatta en ilgi çekici uydusu olan Titan'a bir robot indirmeyi başardık. Belki bir gün Satürn'ün yörüngesinde ve uydularında insanlar yaşıyor olacak. Romanın tarım tanrısından ismini alan Satürn, çıplak gözle görülebilen en uzak gezegendir. Bu sayede modern zamanlardan çok önce, Babilli, Romalı ve Yunanlı astronomlar tarafından gözlemlenmekteydi. Satürn'ün Güneş çevresinde attığı bir tam tur 29.46 yıldır. İki turunun bir integral sayısı olan 59 yılı verdiğini fark eden Babilliler ve Yunanlıların gözünde Satürn zamanın bir temsilcisi olmuştur ve bizzat Yunanlılar tarafından Cronos ismini alarak, Yunan mitolojisindeki Jupiter'in babası yerine konmuştur. Romalılar ise Satürn onuruna Saturnalia kış festivalleri kutlamışlardır. İngilizcede Saturday olan Cumartesi günüde ismini Satürn'den almaktadır. Satürn'ün keşifler tarihçesi de tıpkı Jüpiter gibi Dünya tarihinin en karanlık dönemlerine denk gelir. Bugün, insan ırkının aydınlanmasına, herhangi bir politik veya askeri liderden çok daha büyük katkıları olmuş dünyaca ünlü ve saygın bilim insanları, bir zamanlar birçok çevrece hor görülüyor, mahkemelerde yargılanıyor ve hapsediliyorlar iken, içinde bulundukları çağın karanlığına rağmen evreni anlamak için bilimden vazgeçmemişlerdir. Bu sebeple yazımızda onlardan bahsetmemek, anılarına ve miraslarına saygısızlık olur. Bunların aslen ince ve yassı bir halka sistemi olduğunun, Satürn'e temas etmediklerinin ve eğimli bir şekilde durduklarının keşfi ise 45 yıl sonra, 1655'te kendi yaptığı teleskobu ile Satürn'ü gözlemleyen Hollandalı astronom Christiaan Huygens'e aittir . Galileo gibi Huygens de çağının önde gelen bilim insanlarındandı. Satürn'ün en büyük ve en ilgi çekici uydusu Titan'ın keşfi de bizzat Huygens'e aittir. Hatta kendisini onore etmek için Titan'a indirilen robota da Huygens ismi konulmuştur. Huygens, Satürn ile ilgili gözlemlerinin yanı sıra, Cosmotheoros isimli eserinde Dünya gibi su barındıran gezegenlerde hayat olabileceğini yazarak çağının çok ilerisinde fikirler ortaya atmıştır. Satürn sisteminin keşfine büyük katkıları olan bir diğer bilim insanı da ünlü İtalyan astronom, matematikçi ve mühendis olan Giovanni Domenico Cassini'dir. Cassini, Mars ve Jüpiter ile ilgili gözlemleri yanı sıra, Satürn'ün dört büyük uydusu, Iapetus (1671), Rhea (1672), Tethys (1684) ve Dione'nin (1684) keşfi ile adını duyurmuştur. Ayrıca, Satürn'ün A ve B halkaları arasında ayrık bir bölge olduğunu fark edip buraya Cassini Division demiş ve Iapetus uydusunun bir yarısının diğer yarısına kıyasla daha koyu olduğunu da keşfetmiştir. İlerleyen yıllarda, 1789'da William Herschel, Mimas ve Enceladus uydularını keşfederken, 1848'de William Lassell, Hyperion uydusunu keşfetmiştir. 1899'da ise ilginç bir tesadüf eseri bir başka William, William Henry Pickering, Phoebe isimli sıradışı yörüngeye sahip uyduyu keşfetmiştir. 1903'te yaptığı gözlemler ile Titan'ın kalın bir atmosfere sahip olduğu izlenimi edinen Josep Comas i Sola'nın şüpheleri 1944'te Gerard P. Kuiper tarafından doğrulanmıştır. Yüzyıllara yayılan bu keşiflerden sonra bu bilim insanlarının bize kazandırdığı bilimsel altyapı sayesinde bugün diğer gezegenlerin olduğu gibi Satürn'ün de sırlarını keşfetmeyi sürdürüyoruz. Uydu Sayısı: 82 + 150'den fazla moonlet denen boyutları bir kaç yüz metre olan küçük uydular. Satürn'ün düşük yoğunluğunun yarattığı farka örnek olması için daha anlaşılır bir kıyaslama yapmamız gerekirse: Jüpiter'in yarıçapı, Satürn'ün yarıçapından sadece 1.2 kat fazlayken, kütlesi Satürn'ün 3 katından daha büyüktür. Bu gaz devi; 74-75% Hidrojen, 24-25% Helyum, 0.4% Metan, 0.01% Amonyak, 0.01% Hidrojen döterid ve 0.0007% Etan'dan oluşmaktadır. Tıpkı Jüpiter gibi, Satürn'ün derinliklerine inildiğinde artan basınç ve sıcaklığın etkisiyle hidrojen önce sıvılaşmakta ve sonra sıvı metalik bir hal almaktadır. Hidrojenin bu Süperkritik Akışkan ve Sıvı Metalik halleri için Jüpiter yazımızın ilgili bölümlerine göz atabilirsiniz. Satürn'ün 25.000 kilometre çapında ve Dünya'nın 9 22 katı aralığında kütleye sahip 11.700 santigrat derecede kayasal yapılı katı bir çekirdeğe sahip olduğu düşünülüyor. Bu çekirdek kalın bir sıvı metalik hidrojen ve katmanıyla çevrilidir. Bu katman ise gezegenin derinliklerine çöken helyumca zenginleşmiş bir sıvı hidrojen okyanusu ile çevrilidir. Bazı araştırmalar dibe çökmekte olan helyumun da tıpkı hidrojen gibi metalik bir hal almış olabileceğini göstermektedir. Satürn, Güneşten aldığı enerjinin çok daha fazlasını dışarı yayar. Tıpkı Jüpiter gibi, bu bir iç ısınma mekanizması ürünüdür. Jüpiter için iç ısınma kaynağının sebebi Kelvin-Helmholtz mekanizması ile kütle çekimsel sıkışmadır. Yani Jüpiter hala oluşum evresindedir diyebiliriz. Satürn içerisinde de aynı mekanizma düşük bir ölçüde işliyor olsa bile, oluşum evresi uzun zaman önce sona ermiştir. Bu nedenle iç ısınmanın ana kaynağı farklıdır. Satürn'de oluşumu sırasında üst katmanlarda yoğunlaşan helyum, yaklaşık son 2 milyar yıldır derin hidrojen katmanlarına doğru yağış halindedir. Bu yağış halindeki helyumun hidrojen ile sürtünmesi ve kütle çekim etkisi ile sıkıştırılıp ısınması iç ısının ana kaynağıdır. Aynı nedenle dış katmanlardaki helyum oranı oldukça azalmıştır. Uzak gelecekte helyum yağışı sonlandığında Satürn'ün iç ısınması sonlanacak ve sadece Güneş'ten aldığı kadar enerji yayacaktır. Satürn atmosferinin üst katmanlarında, -170 ve -110 santigrat derece ile 0.5 ve 2 bar basınç aralıklarında amonyak kristali bulutları mevcuttur. Bu üst katmanlarda aynı zamanda Güneş'ten gelen ultraviyole radyasyonu, metanın bozunmasına yol açıp, etan ve acetylene gibi hidrokarbonlar üretmektedir. Bu hidrokarbonlar derinlere çökerken atmosferdeki renk farklılıklarına neden olurlar. Daha derin katmanlardaki bulutlar ise amonyum hidrosülfat ve su içeriklidir. Genel olarak bulut katmanları, Jüpiter gibi şeritler halinde olsa da, biraz daha soluklardır. Bu bulut paternleri ilk kez 1980'lerde Voyager sondaları gezegenin yakınından geçerken gözlemlendiler. Satürn atmosferindeki rüzgarlar, Neptün'den sonra (Voyager gözlemlerinde saatte 2.400 kilometre olan bir rekor) Güneş sistemindeki ikinci en hızlı rüzgarlardır. Özellikle üst atmosferde doğu yönlü rüzgarlar saatte 1.800 kilometreye ulaşabilmektedir. İlk kez Voyager görüntülerinde 78 kuzey boylamı civarında heksagon şeklinde altıgene benzer bir yapı tespit edilmiştir. Kenar uzunlukları 13.800 kilometre olan bu oluşumun kaynağı tam olarak bilinmese de, çeşitli hipotezlere ve laboratuvar deneylerine göre bir sıvının çeşitli bölgelerindeki farklı akış hızları bu ve benzeri desenler oluşturmaktadır. Jüpiter'in muazzam manyetosferinin 20'de 1'i gücünde olsa da, Satürn'ün derin katmanlarındaki sıvı metalik hidrojenin akışkan dinamiğinden kaynaklanan manyetosfer tabakası, Dünya'nın sahip olduğundan 500-1.000 kat arası daha kuvvetlidir. Bu da Satürn'ün manyetosferini, Güneş sisteminin en güçlü ikinci manyetik alanı yapmaktadır. Bu manyetosfer, halkaları ve 16 uyduyu içerisinde bulunduracak şekilde, Güneş yönüne doğru ortalama 1.44 milyon kilometre kadar uzanmaktadır. Titan, ortalama 1.2 milyon kilometrelik yörüngesi ile Güneş rüzgarlarının şiddetine göre zaman zaman manyetosferin dışına çıkmaktadır. Satürn'ün manyetosferi ile ilgili ilk kesin olmayan ölçümler 1955'te yapılmış, 1974'te ise gezegenden kaynaklanan 1MHz değerindeki zayıf radyo emisyonu tespit edilmişti. Ancak bunlar yeterli bilimsel kanıtlar olarak kabul görmediği için, 1979'da Pioneer 11 manyetosferden bizzat geçip şiddetini ölçene kadar Satürn'ün manyetosferi onaylanmadı. Detaylı ölçümler için ise sırayla Voyager 1, 2 ve en nihayetinde Cassini sondalarının verilerini beklememiz gerekti. Satürn'ün manyetosferi 4 katmandan oluşur. İçteki çift kutuplu bölge yaklaşık 3 Rs (3 Satürn yarıçapı) bir bölgeyi kaplar ve halkalar sayesinde tamamen plazmadan arınmıştır. Ancak halkaların ötesinde radyasyon bölgeleri mevcuttur. İkinci bölgeye iç manyetosfer denir ve 3-6 Rs mesafede bulunur ve çoğunlukla çift kutuplu bir manyetik alandır. Burada soğuk plazma torusu denen bir bölge mevcuttur. Bu plazma bölgesini içeriğini Enceladus uydusundan gayserler ile püskürtülen parçacıklardan almaktadır. Bunlar genellikle pozitif yüklü oksijen, su ve benzeri moleküllerden oluşurlar. Enceladus ile birlikte, Dione ve Titan uydularından salınan parçacıklar da plazmaya katkıda bulunmaktadırlar. Üçüncü bölge 6 ile 12-14 Rs mesafe arasında bulunur. Extended plasma sheet denen bu bölgede değişken manyetik akımlar hüküm sürer ve sıcak ve soğuk plazma bölgeleri bulunur. Dördüncü ve son bölge ise 15 Rs mesafe dışında bulunur ve manyetosferin sonlandığı manyetopause bölgesine kadar devam eder. Düşük plazma yoğunluğuna sahiptir ve Güneş rüzgarlarına göre değişen, çift kutuplu olmayan bir yapısı vardır. 15-20 Rs mesafedeki bölgede ekvator hizasında manyetik alan, manyetodisk denen disk biçiminde bir hal alır. Manyetodisk Güneş'e bakan tarafta, Güneş rüzgarlarının etkisiyle manyetosferin eriminin 23 Rs ve altına düştüğü zamanlarda kaybolurken Güneş'in aksi yönünde her zaman mevcuttur. Manyetosferin iç bölgelerindeki soğuk plazma, dış bölgelerde bulunan sıcak plazma ile sirkülasyon halindedir. Satürn sistemi sayısız katı objeyle doludur. Halkalarında moonlet denen küçük uydulara ve görece daha büyük aylara sahiptir. Haliyle gezegenin manyetosferi bu cisimlerle etkileşim halinde olsa da, bu etkileşim Jüpiter'in uyduları ile olan etkileşimden daha yumuşaktır. Manyetosferdeki plazma gezegenle aynı yönde dönüş halindeyken, birçok uydu tarafından emilmekte, ancak Enceladus, Dione ve Titan uydularından kaynaklı parçacıklar tarafından beslenmektedir. Eskiden manyetosferdeki bu plazmanın ana kaynağı Titan zannedilirken, Cassini sondası Enceladus gayzerlerini gözlemleyerek bu konuda ki bilgilerimizi güncellemiştir. Yolu üstündeki plazmayı emen diğer uydular gerilerinde plazma bırakmadıkları için, manyetik alan uyduların arkasında kuvvetlenmektedir. Bu uydularda ve plazmaya maruz kalan halka parçacıklarında radyoliz sonucu ozon, hidrojen peroksit ve moleküler oksijen açığa çıkmaktadır. Satürn, ultraviyole ve kızılötesi tayflarda gözlemlenebilen parlak aurora bölgelerine sahiptir. Bu aurora bölgeleri 70-80 derece parelellerde bulunur ve genelde halka biçimiyle kutupları çevrelerler. Auroraların yapısı ve bulundukları yerler Güneş rüzgarlarının etkisine göre değişkenlik gösterir. Bu aurora bölgeleri ultraviyole tayfında 50 GW ve kızılötesi tayfta 150-300 FW olmak üzere enerji açığa çıkarırlar. Gezegenlerin radyo emisyonlarının gezegenin dönüşü tarafından modüle edilmesi, özellikle gaz devlerinin iç yapılarında ki akışkanların dönüş hızı hakkında fikir verirken, Satürn için SKR'nın değişken değerleri sebebiyle bu çok zordur. Voyager 1 ve 2, modülasyon değerlerinden 10 saat 30 dakika 24 +/-7 saniye olarak ölçtükleri akışkan dönüş hızı, Cassini ve Galileo sondaları tarafından 10 saat 45 dakika 45 +/- 36 saniye olarak ölçülmüştür. Bu sebeple Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşüyle ilgili kesin bir değer verilememektedir. Satürn zayıf radyasyon kuşaklarına sahiptir bunun sebebi yüksek enerjili parçacıkların gezegeni kuşatan halkalar ve onlarca uydu tarafından emilimidir. En yoğun radyasyon kuşağı Enceladus gaz torusunun iç sınırı 3.5 Rs ve A halkasının dış sınırı 2.3 Rs arasında yer alır. Bu radyason kuşaklarının içeriğini protonlar ve yüksek hızlı elektronlar oluşturur. Enerji değerleri ise onlarca megaelektronvolta kadar yükselebilir. 3.5 Rs mesafede radyasyon kuşaklarını oluşturan yüksek enerjili parçacıklar, nötr gazlar tarafından soğurulur ancak 6 Rs mesafede tekrardan yoğunluk kazanarak halka sistemindeki akıma katkıda bulunurlar. Radyasyon kuşaklarındaki elektronlar, manyetosfer tarafından yakalanan Güneş rüzgarlarından gelmektedir. Ancak proton içeriğinin düşük enerjili (10 MeV) bölümü manyetosferden gelirken, yüksek enerjili (20 MeV) bölümü kozmik ışınların Satürn sistemindeki katı elementler ile etkileşimi sonucu üretilmektedir. Bahsettiğimiz bu radyasyon kuşakları, Jüpiter'de bulunanlardan çok daha zayıftır. Fakat yine de buzlu ayların yüzeylerini aşındıracak, yer yer suyu ayrıştıracak ve oksijen açığa çıkartacak kuvvettedir. Satürn'ün karakteristik görünümünü oluşturan göz alıcı halkaları, mikrometre ve bir kaç metre arasında boyutları değişen sayısız su buzu ile çok az miktarda tholin ve silikat toz parçacıklarından oluşur. Zayıf teleskoplar ile tek parça, daha güçlü teleskoplar ile üç parça ve yakınına gönderdiğimiz uzay araçları ile sayısız parça ve yapıdan oluştuğunu gözlemlediğimiz bu halkalar, keşif sıralarına göre alfabetik olarak adlandırılıyor. Ana halkalar dışarıdan içeri doğru C , B ve A halkaları olarak isimlendirilir. Daha sonradan keşfedilen ikincil soluk halkalar ise gezegene en yakın olan F halkası, A'nın hemen dışındaki D halkası ve uzaktaki G ve E halkalarıdır. Bunların dışında da çok daha soluk toz halkaları ve ana halkalar içerisinde farklı yapılar ve ayırımlar mevcuttur. Bazı belirgin ayırımlar Pan benzeri küçük uydular tarafından temizlenmiştir. Gezegenin bu muazzam halka sistemi başlı başına incelenmesi gereken çok geniş bir konudur. O nedenle halka sistemini detaylarıyla geniş biçimde şu yazımızda ele aldık. Satürn; 13 tanesi 50 kilometreden büyük çaplara sahip, 53 tanesi isimlendirilmiş 62 ay ve sayılarının en az 150 olduğunu bildiğimiz moonlet denen çok küyük boylu uyduya sahiptir. Satürn sistemi, Güneş sisteminin sayı olarak en zengin uydu sistemini barındırır. Ancak kütle dağılımı uydular arasında pek dengeli değildir, Titan, Satürn'ü çevreleyen uydu ve halkaların toplamının kütle olarak 96%'sını oluşturur. Küresel yapıya sahip geri kalan 6 büyük uydu, Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea ve Iapetus geri kalan 4%'ün çok büyük bir kısmını oluştururken, diğer 55 küçük uydu ve bütün halka sistemleri birlikte Satürn çevresindeki kütlenin 0.04%'ünü oluştururlar. Bu uyduların en küçük üyeleri yaklaşık 500 metre çapıyla Aegaeon ve B halkası içerisindeki yörüngesiyle moonlet sınıfından olan yaklaşık 300 metre çaplı S/2009 S 1 dir. Satürn'ün ikinci büyük uydusu olan 1.527 kilometre çaplı Rhea, düşük yoğunluğu ile 75% su buzu içermektedir. Gerek fiziksel yapısı, gerekse çok ince atmosferi ile Dione uydusuna çok benzer. İki uydu da yörünge hareket yönü yerine, arkada kalan yarı kürelerinde yoğun krater izlerine sahiptir. Buna sebep olarak Satürn'ün oluşumu sırasında bu yönden meteor bombardımanına maruz kalmış olması düşünülmektedir. Neredeyse 80% buzdan oluşan 1.468 kilometre çaplı Iapetus, birçok sıra dışı coğrafi özelliğe sahiptir. En dikkat çekeni ekvatoru boyunca uzanan dağ sırasıdır. Bu dağ sırası 1.300 kilometre boyunca uzanmakta, 20 kilometre genişliğinde ve 13 kilometre yüksekliğindedir. Bu yapının nasıl oluştuğu ve nasıl ekvatoru mükemmel bir şekilde takip ettiği henüz kesin olarak belirlenememiştir. Başka bir ilginç özellik de yüzeydeki dikkat çekici renk farklılıklarıdır. Yörünge hareket yönündeki yarı küre ve yakın bölgeleri santimetreler kalınlığında koyu bir birikim ile kaplıyken, arka yarıküresi ve kutupları oldukça parlak görünmektedir. NASA bilim insanları, bu birikimin orjinalde yörünge üzerindeki artık maddelerden geldiğini, ama artık yüzeyden süblimleşen buzun Güneş ışığı etkisiyle kararması sonucu oluşmaya devam ettiğini düşünüyor. İç bölgenin 1.122 kilometre çaplı en büyük ikinci uydusu olan Dione, aynı zamanda Güneş Sistemi'ndeki kendisinden küçük bütün uyduların toplamından daha fazla kütleye sahiptir. Dione'nin yüzeyi neredeyse tamamen su buzundan oluşsa da, yoğunluğu ile Titan ve Enceladus'dan sonra üçüncü sıradadır. Bu sebeple kütlesinin %46'sının yoğun kayalarda oluştuğu tahmin edilmektedir. Dione'nin yörüngesindeki ilerleyiş yönüne bakan yarıküresi, E halkasından kaynaklı materyal birikimi ile kaplıyken diğer yarıküresi kraterlerle, buzdan oluşmuş parlak tepeler ve vadilerle doludur. Genel olarak kütle çekimsel kilitteki uyduların hareket yönüne bakan yarı küreleri daha fazla kraterlerle kaplı olurken, Rhea gibi Dione'de bu durum tersinedir. Dione'nin bir diğer ilginç özelliği de, çok ince bir oksijen atmosferi tabakasına sahip olmasıdır. 500 kilometrelik çapı ile Enceladus, Satürn'ün 6. büyük uydusudur. Gündüzleri ancak -198 santigrat dereceye kadar yükselen sıcaklığı ile tamamen buzla kaplı bir aydır. Özellikle Cassini'nin keşfettiği, güney kutbunda bulunan saniyede 200 kilogram su buharı ve buz parçaları püskürten en az 100 adet gayzer benzeri buz volkanı , bu uydunun en önemli jeolojik özelliklerini oluşturuyor. Bu buz volkanlarından püskürtülen parçacıkların bi kısmı Enceladus'a kar yağışı benzeri bir şekilde yağarken, kaçış hızına ulaşan parçacıklar E halkasını oluşturmaya devam ediyor. Bu gayserler aynı zamanda güney kutbunda yer altında bulunan yaklaşık 10 kilometre kalınlığındaki sıvı su okyanusunun da kanıtıdır. Enceladus hakkında daha detaylı bilgiyi şu yazımızdan alabilirsiniz. Güneş Sistemi'ndeki en düşük yoğunluğa sahip uydulardan biri olan Tethys, kraterlerle ve fay hattı bölgelerine benzer vadilerle dolu bir uydudur. Diğer uydular gibi Tethys de, yörünge hareketi yönüne bakan yarı küresinde E halkasından kaynaklanan madde birikimi ve bu madde birikiminin yarattığı renk farklılığına sahiptir. Tethys hakkında detaylı yazımızı buradan okuyabilirsiniz. Mimas'ın yüzey alanı İspanya'dan biraz daha azdır. 396 kilometre çaplı bu uydu 130 kilometre uzunluğunda dikkat çekici Herschel isimli kratere sahiptir. Bu krater Mimas'a, Yıldız Savaşları serisindeki Ölüm Yıldızı benzeri bir görüntü vermektedir. Krater 1980'de keşfedildiği ve Yıldız Savaşları daha önce çekildiği için bu benzerlik bir raslantıdır. Kraterin yanında, irili ufaklı sayısız başka kraterler ve vadiler Mimas'ın buz kaplı yüzeyini süslemektedir. Güneş Sistemi'nin süngeri denebilecek bu uydu, kaotik ve biçimsiz düzensizliği ile hayret vericidir. Yaklaşık 270 kilometrelik yarıçapa sahip, en büyük düzensiz uydulardan biri olan Hyperion'un yüzeyi kelimenin tam anlamıyla parçalanmıştır. Hyperion hakkında daha fazla bilgi için şu yazımızı okuyabilirsiniz. Hyperion'un ilginç bir özelliği de, kaotik bir yörüngeye sahip olmasıdır. Tıpkı Plüton'nun uyduları Nix ve Hydra gibi, bu kaotik yörünge, uydunun ilerleyen tarihlerde nerede olacağının belirlenmesini zorlaştırmaktadır. Böyle uyduların maruz kaldığı en ufak kuvvetler bile yörüngelerinde değişimlere neden olmaktadır. Titan, hidrokarbon döngüsü ve zengin organik maddeleri ile Dünya dışı yaşam için uygun bir aday konumundadır. Elbette Titan'daki olası canlılar Dünya'da aşina olduklarımızdan çok daha farklı olacaklardır. Her şeyden önce su yerine değil metan kullanıyor olmalılar. Cornell Üniversitesi'nde yapılan çalışmalar, Metan bazlı canlıların olası olduğunu söylüyor. Teorik olarak organik nitrojen bileşiklerinden oluşan hücre duvarları, Titan'ın soğuk ve sert ikliminde -202 derecelik sıvı metan denizlerinde işler kalabilir. Mühendisler bu teorik hücre zarına Azotosome adını vermiş. Titan'da bolca bulunan nitrojen , karbon ve hidrojen moleküllerinden oluşup Dünya'ya özgü hücre duvarları kadar esnek ve stabil bir yapıya sahip olabiliyor. Araştırmacılar şu anda böylesi hücre yapılarının Metan içerisinde nasıl davranışlar göstereceği ve metan bazlı canlıların üremeye eşdeğer faliyetlerinin neler olabileceği üzerinde çalışıyor. Böylesi canlılar teorik olarak modellenebiliyor iken, Titan üzerinde veya denizlerinde bulunmalarını bekleyebiliriz. Ya da en azından umut edebiliriz. Güney kutbunun derinlerinde sıvı su okyanusu olduğunu bildiğimiz Enceladus, su bazlı yaşam için oldukça uygun bir uydu. Tıpkı Europa, Ganymede ve Callisto uydularında da olası olduğu gibi, bu okyanus yaşama ev sahipliği yapıyor olabilir. Bazı çalışmalar Enceladus okyanusunun kayasal mantosu ile temas halinde olduğunu ve bunun birçok kimyasal reaksiyona neden oluyor olabileceğini gösteriyor. Bu etkileşimler, su ile temas eden metallerin serpentinization yöntemi yeni minerallere dönüşmesine ve bu esnada suya moleküler hidrojen katarken, pH derecesinin artmasına neden olmaktadır. Oldukça tuzlu olan bu okyanus pH 11 12 aralığı ile amonyak bazlı solüsyonlar kıvamında olsa bile, yine de Dünya'daki canlıların tolerans limiti içerisinde. Üstelik sudaki moleküler hidrojen, Dünya'daki aminoasitler gibi karmaşık organik bileşikler oluşumuna yardımcı olabileceği gibi, tek hücreli canlılar için de besin kaynağı olabilir. Bildiğimiz canlı türlerinin kesinlikle evrimleşemeyeceği düşman bir ortam olan Satürn atmosferi, tıpkı Jüpiter gibi amonyak bazlı canlılar için olası bir yaşam alanı olabilir. Tabi saatte 1800 kilometre sürat ile esen rüzgarların olduğu bir atmosferde yaşayacak canlı türlerini hayal etmek oldukça zordur. Bir zamanlar sadece hayal iken, şimdi teknolojinin gelişmesi ile birlikte Güneş Sistemimizin üyelerine bilimsel cihazlarımızı gönderebiliyoruz. Bu halkalı gezegene gönderilen ve gönderilecek olan uzay araçlarını inceleyelim. Pioneer 11: 5 Nisan 1973'te fırlatılan Pioneer 11, 1979 Eylülünde Satürn'ün yakınından geçti. Pioneer 11 adından da anlaşılacağı gibi bir yol bulucuydu. Gezegenler arası uzayın koşullarını ve Satürn çevresindeki bölgeyi test etmek amacıyla gönderilmişti. Voyager 1 ve Voyager 2: 1977'nin 1 Eylül ve 20 Ağustos tarihinde fırlatılan bu sondalardan Voyager 1, 13 Kasım 1980'de ve Voyager 2, 27 Ağustos 1981'de Satürn'ün yakınından geçtiler. Pioneer 11'den edinilen bilgiler ışığında geliştirilen bu karmaşık sondalar; Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün hakkındaki bilgi dağarcığımızı inanılmaz ölçüde genişletmiştir. Gönderdikleri fotoğraflar ve bilgiler yüz yıl önceki bilim insanları tarafından hayal bile edilemeyecek ölçüdeydi. Cassini/Huygens: NASA ve ESA'nın ortak projesi olan Cassini/Huygens, tamamen Satürn'ün keşfine adanmış olan ilk görev. Cassini, 6 Kasım 1997'de fırlatılırken sahip olduğu nükleer radyoizotop jeneratörü sebebiyle oldukça tepki çekmişti. Ancak bu jeneratör sayesinde Temmuz 2004'te Satürn sistemine giriş yaptığından beri verimli bir şekilde işler vaziyette. Bu görevin en önemli dönüm noktası ise, Cassini ile birlikte gönderilen Huygens sondasının Titan'a indirilmesi olmuştur. Böylece hidrokarbon ve metan okyanuslarına sahip bu soğuk cennetin kalın atmosferinin altını ilk kez görebildik. Satürn sistemi keşif için oldukça ilginç bir aday olsa da, ne yazık ki birçok keşif görevi ödenek ayırılamadığı için hayata geçirilemedi. Bunların arasında en önde gelen 2.5 milyar dolarlık NASA/ESA ortak Titan Saturn System Mission aracı, Titan'a biri atmosfer balonu diğeri denizaltı olacak şekilde iki robot indirmeyi planlıyordu. Ancak Europa Jupiter System Mission görevine öncelik verildiği için hayata geçirilemedi. Şu anda Enceladus ve Titan'a ayrı ayrı gönderilecek araçlar üzerinde çalışmalar devam ediyor olsa da, bir denizaltı aracı olması planlanan yeni Titan görevi için henüz çok erken. Enceladus'a gidecek bir robot için ise 2016 yılında son onay kararı verilmesi bekleniyor. Yakın gelecekte herhangi bir araç fırlatılana kadar, daha uzun yıllar boyunca Cassini, Satürn sistemindeki gözümüz ve kulağımız olmaya devam edecek. Daha önce belirttiğimiz gibi, uzak gelecekte Satürn sistemi kolonizasyon için oldukça uygun bir aday. Yoğun su miktarı, geleceğin füzyon ekonomisini destekleyecek miktarda helyum-3, düşük radyasyon ve bol miktarda uydu ile Jüpiter'den çok daha yüksek bir potansiyel barındırıyor.


Modern Laplace Teorisi günümüzde Güneş Sistemi'nin oluşumunu en iyi anlatan ve en kabul görmüş teoridir. Ancak, Güneş Sistemi'nin oluşumunu açıklamaya çalışan teorileri geçmişten günümüze doğru anlatmaya çalıştığımız yazı dizimizi eğer okumadıysanız, öncelikle birinci ve ikinci bölümlerini okumanızı öneririz. Bu uğraşlar sayesinde Güneş Sistemi'nin oluşum sürecindeki farklı olaylara zaman içinde açıklıklar getirilmiş, 1974'te astronom Andrew Prentice tarafından Modern Laplace Teorisi adı altında daha bütünlüklü bir teori oluşturulmuştur. Teori, kendisinden birkaç sene önce ortaya konulan Güneş Nebulası Teorisi'nin bir devamı gibi durmasının yanında gezegen oluşumlarını ele alışı Protoplanet Teorisi ile benzerlik taşır. Güneş Sistemimizi oluşturan ana nebulanın çapının 20 parsek (1 parsek = 3.26 ışık yılı, yani 31 trilyon km) olduğu düşünülmektedir. Güneş sistemi bu nebulanın sadece 0.01-0.1 parsek çapındaki bir parçasının çökmeye, yoğunlaşmaya başlamasıyla meydana gelmiştir. Güneş öncesi nebulası adını verdiğimiz bu parçada yoğunlaşmaya neden olan, daha doğrusu katalizör görevi gören şeyin süpernovalardan yayılan şok dalgaları olabileceği tahmin edilmiştir. Bu şok dalgaları sayesinde ortamdaki gaz ve toz kümelenmeye başlar ve kütle çekimi etkisiyle yıldız sistemleri meydana gelir. Süpernovalar kütlesi oldukça yüksek olan ve dolayısıyla kısa ömürlü olan yıldızların ömürlerinin sonuna gelince infilak etmeleri sonucu etrafa şok dalgasıyla birlikte içlerindeki materyali de saçarlar. Demir elementinin kararsız izotoplarından olan 60Fe ve benzer şekilde aluminyum izotopu 26Al, sadece süpernova patlamalarıyla ortaya çıkan ürünlerdendir ve Dünya'ya düşmüş meteoritlerde bu izotoplar bulunmuştur. 60Fe daha eser miktarda bulunduğu için Güneş Sistemi'ni oluşturan etkiyi yaratacak patlamadan çok daha önceki çevrimlerden arta kaldığı düşünülmektedir fakat 26Al miktarı, etrafta 20 Güneş kütlesinden daha büyük bir yıldızın Güneş Sistemi oluşmadan önce patladığını ve sistemimizi oluşturacak gaz ve toza etki ettiğini doğrulamakta. Supernova'dan gelen şok dalgasının etkisiyle kümelenmeye başlayan bulutsu kütle çekimsel olarak baskın hale geldiğinde çökmeye başlar. Merkezde yoğun bir çekirdek oluştuktan sonra kütle çekimsel alan büyüyüp etraftaki gazları da çekmeye başlar ve daha da büyür. Akresyon adı da verilen bu süreçle etraftaki gazlar sistemin içine dahil edilir ve sistem dışarıdan bağımsız bir hale gelir. Bu andan itibaren içsel süreçlerle evrilme devam eder. Sisteme yandan baktığımız zaman, nebulanın yukarısından ve aşağısından çekilen parçacıkların çarpışmaları ve dikey enerjilerini bu şekilde yok etmeleri nedeniyle sistem yüksekliğini kaybedip genişleyerek bir disk şeklini almaya başlar. Gezegenlerin Güneş ile neredeyse aynı düzlemde yer almalarının nedeni budur. Disk küçülmeye devam ederken 10 milyon yıl içinde gaz yapılı dış gezegenler oluşur. Kayaç gezegenlerin oluşması 10-100 milyon yıl içinde gerçekleşir. 50 Milyon yıl içinde ise merkezdeki T-Tauri benzeri proto yıldızın kütlesinin yarattığı basınç ve sıcaklık Hidrojen füzyonu başlatacak seviyeye ulaşır, Güneş doğar. Maddenin nasıl dağıldığına bakacak olursak; bu disk oluşumu sırasında Güneş'e 4 AU (1 AU astronomik birim = 150 milyon km) kadar yakın konumlarda hafif gazlar sıcaklık ve basınç dolayısıyla kendilerine yer bulamazken yüksek sıcaklıklarda yoğunlaşma özelliğine sahip olan Kalsiyum ve Alüminyum açısından zengin oluşumlar Güneş'e yakın konumlarda toplanmaya başlarlar. Kalsiyum-Alüminyum oluşumlarının biraz daha ötesinde ise milimetre ve daha ufak ölçeklerde Krondül adı verilen ve serbestçe dolaşan erimiş damlalar olan silikat küreleri oluşur. En yaygın meteorit tipi olan Krondrit'lerde yani kaya meteoritlerinde bulunurlar. Yoğunlaşan bu gibi moleküllerin ve demir, nikel alüminyum gibi metal elementlerinin birleşmesiyle oluşan taş ve kaya parçacıkları Güneş Sistemi'nin iç kesimlerinde, çapı 10km'ye varan, Planetesimal'ler adını verdiğimiz yapıları meydana getirmeye başlarlar ve disk halkalı bir yapıya dönüşme sürecine girer. Gaz ve tozdan oluşan bu diskin iç kısımlarında su molekülleri sıcaklıktan dolayı kristalleşip donamaz. Dış kısımlara doğru gidildikçe, buz hattının ötesinde su molekülleri donmaya başlar. İç kısımlardaki metaller ve silikatlara göre çok daha yüksek miktarda bulunan bu moleküller, donup çarpışmaya ve daha büyük yapıları; buz kayaları oluşturmaya başlarlar. Yeterince büyüyüp gezegenimsiler halini aldıklarında hızlı bir şekilde birkaç milyon yıldır var olan gaz diskinin en büyük parçasını oluşturan hidrojen ve helyum ile beslenmeye başlarlar. 3 milyon yıl içinde Dünya'nın kütlesinin 4 katı kadar kütle kazanabilirler ve bu gezegenimsiler 10 milyon yıl içinde gaz devlerini oluştururlar. Bu sebeple güneş sistemimizdeki dış gezegenler, iç gezegenlere oranla çok daha hızlı bir şekilde oluşmuştur. Jüpiter'in buz hattının hemen ötesinde olması bir rastantı değildir. Buz hattına geçince yoğunlaşmaya başlayan materyaller bir bariyer görevi görerek ortalama 5 AU uzaklıkta birikmeye neden olmuş ve gezegenimsinin oluşum sürecini hızlandırmıştır. Satürn ise Jüpiter'den birkaç milyon yıl sonra oluşumunu tamamlamıştır, Jüpiter'den daha düşük kütleli olmasının nedeni etraftaki hidrojen ve helyum gazlarının büyük bir kısmının daha önce Jüpiter tarafından ele geçirilmesinden kaynaklanmaktadır. Uranüs ve Neptün'ün ise günümüzde bulundukları bölgede oluşma ihtimali düşük görülmekte. Materyal dağılımına bakıldığı zaman bu kadar fazla kütleye sahip olmaları oldukça zor görünmesinin yanında, oluşmaları için geçen süre de birkaç yüz milyon yıla yayılıyor. Bu nedenle Uranüs ve Neptün'ün Güneş'e daha yakın bir konumda, Jüpiter ve Satürn civarlarında gezegen çekirdeklerini oluşturduklarını ve daha sonra yörüngelerinin değiştiğine dair geliştirilmekte olan yörünge göçü modellerinden Nice 2 Modeli günümüzde çalışılmakta. Bu teoriye göre, buz devleri ilk evrelerinde rezonansa kapılmış durumdalar ve oluşumlarından milyonlarca yıl kadar sonra günümüzdeki yörüngelerine yerleşiyorlar. Dış gezegenlerin yaşadıkları rezonanslar ve yörünge göçleri, Güneş sisteminin daha dış bölgelerindeki yapıların oluşumunda da pay sahibiler. Neptün'ün ötesindeki Kuiper kuşağı, saçılma diski ve Oort Bulutu buzul yapıya sahip olan kuyruklu yıldızların kaynağını oluşturmaktalar. Güneş'ten oldukça uzakta olan bu bölgelerde yeterli kütle olmadığı için madde akresyona uğrayamaz ve gezegenler oluşturamaz. Kuiper kuşağı günümüzde 30-55AU uzaklıkları arasında olsa da Güneş sisteminin ilk zamanlarında daha yakın konumdaydı ve yoğunluğu daha fazlaydı. Dış kısımları 30AU'ya kadar uzanırken içeride günümüzde Neptün ve Uranüs'ün bulunduğu yörüngeleri kapsamaktaydı. Modele göre Jüpiter ve Satürn'ün, yörüngelerini temizlerken ilk 500 milyon yıl içinde 2:1 oranında rezonansa girmeleri (yani Satürn Güneş çevresinde 2 tam tur atarken Jüpiter'in 1 tam tur atması), çevrelerinde kütle çekimsel bir itki etkisi oluşturuyor ve bu nedenle önceden Güneş'e daha yakın olan Neptün, Uranüs'ün ötesine doğru sürükleniyor. Bu sırada eski Kuiper Kuşağı kalıntılarını da süpürüyor. Buz devlerinin yörüngelerinin ötelenmesiyle birlikte daha dışarıdaki ufak buz kayaları da onların çekim etkisiyle birlikte iç bölgelere doğru yöneliyorlar. Jüpiter'in etkisiyle çok daha eliptik ve parabolik yörüngelere girmeye başlayan bu cisimlerin bir kısmı sistemin dışına doğru yol almaya başlıyor ve Oort Bulutu'nun da bu şekilde olduştuğu tahmin ediliyor. Buz hattından daha yakınlarda ise diskteki katı materyalleri bünyesine katan gezegenimsiler, biraz daha karmaşık bir oluşum süreci geçirirler. Güneş sisteminin iç kesimindeki silikat ve metal ağırlıklı cisimler çarpışmalar ve birleşmeler sonucu 1km civarı boyutlara ulaştıklarında, yakın çevrelerini kütleçekimsel olarak etkileyebilen planetesimal'ler dediğimiz ufak parçaları; gezegenimsi parçalarını oluştururlar. Bir çok planetesimal çarpışmalar sonucu dağılır fakat aralarından bazıları çekimlerine kapılan ve türbülanslar sonucu bünyesine dahil ettiği kaya parçalarıyla sıkışmaya ve büyümeye devam eder. Böylelikle boyutları birkaç yüz km'yi bulan gezegenimsileri oluşur. Çarpışmaya ve birleşmeye süreçleriyle Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde 50-100 civarı Ay/Mars büyüklüğünde gezegenimsi oluştuğu tahmin edilmektedir. 100 milyon yıl süresince bu gezegenimsiler kütleçekimsel olarak birbirlerini etkiler, çarpışmaya ve büyümeye devam ederler ve sonucunda 4 adet iç gezegeni oluştururlar. Bu dönemin sonlarına doğru ortalama büyüklüğü Mars kadar olan gezegenimsilerden birinin Dünya'ya çarpması sonucu ise uydumuz Ay oluşmuştur. İlk 10 milyon yılda dış gezegenler, 100 milyon yılda ise iç gezegenler oluşmakta. Fakat hem iç gezegenlerin oluşum sürecinden arta kalan planetesimaller, hem de dış gezegenlerin yörünge değişimleri nedeniyle Kuiper Kuşağı ve saçılım diskine etki etmeleri nedeniyle; Güneş Sistemi'nde 4.1 ila 3.8 milyon yıl öncesine uzanan, iç gezegenlere yönelik yüksek sayıda meteorit çarpışmasının yaşandığı düşünülen Ağır Bombardıman Dönemi adı verilen bir zaman aralığı vardır. Ay'daki en büyük kraterler incelendiğinde tarihlenmeleri bu zaman aralığına denk gelir. Dünya'daki suyun da bir kısmı bu dönemde çarpan buz meteoritlerinden gelmektedir. Geç Ağır Bombardıman dönemi sonlarında artakalan planetesimal'lerinin bazıları gezegenlerin yörüngeleri tarafından yakalanıp uyduları meydana getirir. Mars'ın uyduları ve Jüpiter gibi devlerin yüksek deklinasyona sahip uyduları bu şekilde yakalanmış cisimlerdir.


Yıl boyunca pek çok kez Güneş ve Ay tutulması olur. Peki bu tutulmalardan hangisi daha yaygındır? Bu sorunun cevabı, son hesaplamaya hangi tür Ay tutulmalarını dahil edeceğimize bağlı. Bilimsel terimlerin açıklamalarını yaparak başlayalım. Tam Güneş tutulması; Ay'ın Güneş'in önünden geçmesi sonucu, Güneş'in görüntüsünün bizim açımızdan kararmasıyla gerçekleşir. Tam Ay tutulması ise Ay'ın Dünya'nın gölgesi nedeniyle kararması olayıdır ve Ay'ın bakırımsı bir koyu bir kızıllıkta görünmesine yol açar. Parçalı Ay tutulması göze çarpmayan türden bir tutulmadır. Bu tutulmanın nasıl oluştuğuna beraber bakalım. Dünya'nın oluşturduğu gölgenin iki ayrı parçası vardır: Daha içte bulunan koyu gölge ve sınırda bulunan yarıgölge . İki farklı gölge alanı, iki farklı Ay tutulmasına sebep olur: Tam Gölgeli ve Yarıgölgeli . Yarıgölgeli Ay tutulması meydana geldiğinde Ay'ın yüzeyi Dünya'nın daha açık olan yarıgölge alanından etkilenir. Bazı insanlar bu tutulmanın gerçekleştiğini fark edemediklerini söylerler. Ay'dan bakıldığında Dünya'yı kısmi olarak örten Güneş'i görebildiğiniz için tutulma daha da belirgindir. Aslına bakarsanız, Dünya'dan parçalı Güneş tutulmasını izlerken, Ay'ın yarıgölgesinin altında duruyorsunuz. Dünya çapında bir ölçeklendirmeye bakarsak, bazen Güneş tutulmasının Ay tutulmasından üçe ikilik bir oranla sayıca daha fazla olduğunu görürüz. Ancak bu bahsettiğimiz ölçek, yarıgölgeli Ay tutulmasının tamamen görmezden gelmektedir. Yarıgölgeli Ay tutulmasını hesaba kattığınızda ise Dünya çapındaki Güneş ve Ay tutulmalarının birbirine neredeyse eşit olduğunu görüyoruz. Hatta yarıgölgeli Ay tutulmalarını hesaba kattığınız bazı zamanlarda, Ay tutulması sayısı Güneş tutulması sayısından fazla çıkıyor. Belçikalı Astronom Jean Meeus bilinen kitabı More Mathematical Astronomical Morselsın içinde 1901'den 2000'e kadar 228 tane Güneş tutulması, 229 tane ise Ay tutulması yaşandığını yazmıştır. 1'den 3000'e kadar olan yıllar için ise 7,124 Güneş tutulması ve 7,245 Ay tutulması tasvir etmiştir. Bunlara ek olarak NASA'dan Fred Espenak ya da daha bilinen adıyla Mr. Eclipse, MÖ. 2000 MS. 3000 yılları arasını kaplayan beş bin yıllık bir süre içinde 11,847 Güneş ve 12,186 Ay tutulması bulmuştur. Söz açılmışken, Güneş tutulmaları çoğunlukla Ay'ın Dünya ve Güneş'in arasından duruma göre daha çok veya daha az geçtiği yeni ay dönemlerinde olur. Tam Güneş tutulması sırasında, bir alacakaranlık tüm görüş ufkunuzu çevreler ve yıldızımız bir anlığına karanlığa gömülür. Bu sırada Güneş'i çevreleyen bu karanlık kürenin aslında Ay'ın etrafında Güneş'in ateşli koronası görülebilir. Tüm Ay tutulmaları ise dolunay döneminde, Dünya'nın gölgesi dolunayı kısmen veya tamamen sardığında gerçekleşir. Ay tutulması, Güneş tutulmasından olağanüstülük bakımından aşağı kalsa da, etkileyiciliğinde eksik kalır yanı yoktur. Ay tutulmasını izlerken, sanki Dünya'nın gölgesi Ay'ın yüzeyinden karanlık ısırıklar almış gibi hissedebilirsiniz. Bu karanlık ürperti Ay yüzeyinde tutulmanın birkaç saati boyunca dolanır. Sonuç ne olursa olsun; Güneş tutulması da, Ay tutulması da kendilerine has güzelliklere sahiplerdir. Büyük Gölcük depremi olduğunda ben ...


Biliyorsunuz, toplumumuz içinde Ay ve Güneş tutulmalarının depremle ilişkili olduğu, maalesef yaygın bir yanlış inanış. Yani, herhangi bir günün ardından gerçekleşen depremlerle, Güneş tutulmaları dönemlerinde gerçekleşenler arasında oransal olarak hiç bir fark bulunmuyor. Bu durum, Ay tutulmaları için de geçerli. Var olan Ay tutulmaları, süper Ay, en büyük dolunay vs dönemlerine yakın zamanlarda gerçekleşen büyük depremler ile, yılın rastlantısal olarak seçilen herhangi bir zamanında yaşanan depremler arasında istatistiksel açıdan bir fark yok. Unutmayın, Dünya üzerinde her yıl 7 ve üzeri büyüklükte 2 ila 5 arası deprem olur. Ancak bu depremler, çoğunlukla insan yerleşiminin olmadığı bölgelerde gerçekleştiği için haber niteliği taşımazlar. Çünkü, %70'i sularla kaplı olan Dünya üzerindeki %30'luk karasal alanın sadece yaklaşık %5'lik bir kısmında insan yerleşimi vardır. Geri kalan karasal alanlar ya ıssız çöller, ya da insan yerleşiminin çok düşük olduğu dağlık yüksek bölgelerdir. Tübitak'ın burada yazdığımız çalışması haricinde, İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü'nden Dr. Tansel Ak'ın farklı bir araştırmasını buradan okuyabilirsiniz. Güneş tutulması, Yer ile Güneş aras... Tripogon loliiformi, ya da yaygın b... verdiğin deprem istatistiği ilginç. yani tutulmaların +/- 10 gün içinde %80e yakın olasılıkla deprem kaydı var görünüyor. acaba bu depremler tutulma izine yakın mı? tam iz üzerinde olanalar unların % kaçı? , +/- 10 km içindeki bölgede olanlar bunların % kaçı? .... gibi bir istatistik te var mı elimizde? hatta bunları temmuz şenliğinde sunmak, veya, sunmsan da, paylaşmak veya duyurmak nasıl olur? öyle bir listemiz olsa: Tutulma tarihi, deprem bölgesi ve büyüküğü, hasar bilgisi vs. Asında yazı zamanında yayınlandı, ama ben sonradan sayın Bursalı ile aramızdaki yazışmadan bahsediyordum.


Güneş tutulması, Yer ile Güneş arasına Ay'ın girerek Güneş'i kısmi veya tam olarak örtmesi olayıdır. Ay her Yeni Ay evresine geldiğinde zaten Yer ile Güneş arasında bir yerlerdedir, fakat Güneş tutulmaları oldukça nadiren gerçekleşir. Bunun sebebi Güneş, Yer ve Ay'ın masa gibi bir düzlemde yer almamaları, aralarında eğim olmasıdır. Eğer bir masa üzerindeki toplar gibi konumlansaydık, Ay Güneş ile her aramıza girdiğinde, yani her yeni ay evresinde tutulma gözlemlerdik. Her Dolunay evresinde ise Ay tutulması olurdu. Fakat Ay'ın bizim etrafımızdaki yörüngesi ile, bizim Güneş etrafımızdaki yörüngemiz arasında yaklaşık 5 derecelik bir açısal fark vardır. Bu sebeple bir tutulmanın gerçekleşebilmesi için bu yörüngelerin kesişmesi gerekir, bu da olasılıklara ve çeşitliliklere sebep olur. Bu çeşitliliğe sebep olan temel etmen ise Güneş ile Ay'ın açısal boyutlarının, yani gökyüzünde kapladıkları alanların, yaklaşık olarak eşit olmasıdır. Fakat Kepler Yasaları'nda da bahsedildiği üzere, yörüngeler elips şeklinde olduğundan zaman zaman Ay bize daha yakın veya uzak, zaman zaman Güneş bize daha yakın veya uzak olur. Bu da açısal boyutlarının değişmesi demektir, Güneş'e yakın olduğumuzda Güneş daha büyük görünürken, Ay'a daha uzak olduğumuzda Ay daha küçük görünür. Bu da arada bir fark yaratarak tutulmalarda çeşitliliklere sebep olur. Ay'ın Yer etrafındaki yörüngesine bağlı olarak en uzak ve en yakın konumundaki Ay'ın görünür boyutu aşağıdaki gibidir (29.94 33.66 ark-dakika). Güneş ve Ay gökyüzünde yaklaşık olarak yarım derece yer kaplasa da, bu yukarıda verildiği şekilde değişir. Bu da tutulmalarda çeşitliliğe sebep olur. Ay'ın Güneş'in kenarından bir kısmını örttüğü Güneş tutulması türüdür. En sık gözlenen Güneş tutulması türüdür. Halkalı Güneş tutulması, Güneş'in ve Ay'ın yörüngeleri üzerinde belirli bir konumda olmalarıyla gerçekleşir. Ay bize uzaktayken , biz Güneş'e yakın olduğumuzda , Ay tam olarak Güneş'i örtemez. Tam olarak Güneş'in üzerinden geçse de, Ay'ın etrafında Güneş bir simit şeklinde görünür. Bu tutulma türü ikinci olarak sıklıkla yaşanır. Tam Güneş tutulması da halkalı tutulmanın tam aksine, Güneş'e uzak olduğumuz bir konumda Ay'ın bize yakın olduğu zaman gerçekleşir. Bu tutulmada Ay, Güneş'i tamamen örter. Tutulma sırasında hava anlık olarak kararırken, normal bir zamanda Güneş'in parlaklığından ötürü göremediğimiz Güneş'in koronası Ay'ın etrafında görünür. Tam tutulma gerçekleştikten hemen sonra, Ay Güneş'in önünden çekilirken önce Güneş'in ufak bir kısmı görünür. Bu tıpkı bir tek taş pırlantı gibi bir görüntü verdiğinden böyle anılır. Hibrit Güneş tutulması ise, Yer üzerinden gözlenen konuma bağlı olarak hem halkalı hem de tam Güneş tutulmasının birlikte görülmesidir. Bu iki tutulmayı da barındırdığı için hibrit tutulma olarak adlandırılır. En nadir bu tutulma gerçekleşir.


Yıldızımız Güneş, bizleri Dünya, Venüs, Merkür ve hatta Mars gibi görece kendisine yakın gezegenlerin yüzeyinde çok ciddi miktarda aydınlatır. Bu aydınlatma gücü o kadar fazladır ki, gökyüzünde doğrudan Güneş'e bakmamız gözümüze ciddi zararlar verir. Güneş'in daha uzakta yer alan Jüpiter ve Satürn gibi gezegenlere kadar olan mesafede ise hatırı sayılır bir aydınlatma gücü vardır. Her ne kadar uzaklığa bağlı olarak bu aydınlatma gücü düşüş gösterse de, insan gözü için kabul edilebilir bir aydınlatma ve enerji sağlar. O nedenle, yaklaşık 800 milyon km uzaktaki Jüpiter civarına kadar gönderdiğimiz uzay araçları enerji kaynağı olarak Güneş panelleri kullanır. Çünkü, yıldızımızın yaydığı ışık ve enerji oldukça güçlüdür. Uranüs (2.8 milyar km), Neptün (4.5 milyar km) gibi çok daha ötelerdeki gezegenlerde ise, Güneş'in aydınlatma gücü dramatik bir düşüş gösterir. Örneğin, en üstte yer alan görseldeki hanım kızımız gibi Neptün'deki hayali bir evin çatı katında otursaydınız, Güneş sizi ve odanızı sadece 8 10 mumluk bir ampülün yapabildiği kadar aydınlatacaktı. Kıyas yapmanız için hatırlatalım; sıradan bir evin oturma odasında kullanılan lambalar genellikle 60-100 mumluk bir aydınlatma sağlarlar. 10 mumluk ampül, genellikle yatak odalarında gece lambası olarak kullanılır. Türü ne olursa olsun, ışık kaynağından uzaklaştıkça, o kaynaktan size ulaşan foton sayısı azalır. Yıldızlar küresel ışık kaynaklarıdır ve ürettikleri enerji, kürenin yüzeyinden her yöne dağılır. Eğer yıldıza yakınsanız, o kürenin daha fazla yüzey alanından yayılan ışık fotonu size çarpacaktır. Ancak, uzaklaştıkça fotonlar sizi ıskalamaya başlar. Yıldızdan çıkan aynı miktarda foton aynı uzaklığa ulaşmış olmasına rağmen, birim alana düşen foton sayısı çok azalır. Bir ışık kaynağının aydınlatma gücü uzaklığın karesi ile doğru orantılı azaldığına göre, Güneş'e bizden 30 kat uzakta olan Neptün, Dünya'dan 900 kat daha az ışık alacaktır. Bu oran size küçük görünmesin, çünkü dolunay evresindeki Ay'ın yeryüzünü aydınlatma gücünden yaklaşık 700 kat fazladır. Kısa keselim; Neptün'deki hayali şehrimizde öğle vaktinde bile ortalık, ancak Dünya'da Güneş ufukta battıktan yarım saat sonraki kadar aydınlanabilecek, ortalık alacakaranlık gibi olacak, Sirius, Arcturus, Capella, Rigel, Aldebaran gibi parlak yıldızlar gündüzleri bile görülebilecekti. Ancak bu durumda bile bizler çıplak gözlerimizle, rahatlıkla her şeyi görebilecektik. Çünkü, insan gözü alacakaranlıkta bile görmek üzere evrimleşmiştir. Tarih, Ocak 1967 yılını gösterdiği ...


Yıldızımız Güneş, sistemimizdeki hem boyut olarak en büyük, hem de en fazla kütleye sahip gökcismidir. Tüm Güneş Sistemini bir araya getirdiğimizde oluşacak olan kütlenin %99.8'ini Güneş tek başına karşılar. Kalan %0.2'lik kütlenin ise yarısından fazlası Jüpiter'e aittir. Daha başka bir ifadeyle Jüpiter, Güneş haricinde sistemimizdeki her şeyin; tüm gezegenlerin, meteorların, cüce gezegenlerin ve kuyruklu yıldızların toplamından daha ağırdır. Güneş ve Jüpiter'den artan yaklaşık %0.07'lik kütlenin yarısından fazlası Satürn'den ibarettir. Ondan geri kalan %0.03'lük kütle'nin de dörtte üçünden fazlası Neptün ve Uranüs'ü meydana getirir. Üstteki görseli bize ulaştıran okurumuz Onur Gündüz'e teşekkür ederiz. Görselin dev boyutlu halini buradan veya buradan bilgisayarınıza indirebilirsiniz. 1989 yılında Güneş Sistemi'nin son ...


Bu yazımızda ısı ve ışık kaynağımız olan Güneş ve Güneş sistemi'nin oluşumu hakkında bilgi sahibi olacağız. Güneş Sistemi, günümüzden yaklaşık 4.6 milyar yıl önce oluşmaya başlamış ve bugünkü şeklini almasının üzerinden 4 milyar yıl geçmiştir. Sistemin oluşumuna dair süregelen araştırmalar sonucunda en çok kabul gören görüş; Nebula hipotezidir. 18. Yüzyılda Laplace ve Kant birbirlerinden habersiz şekilde aynı teoriyi ortaya atmışlar, daha sonrasında yüzlerce bilim insanının katkısıyla bu teori geliştirilip büyük oranda kesinleştirilmiştir. Güneş sisteminin tamamı, kendi ekseni etrafında dönen Güneş bulutsusu adı verilen toz ve gaz kütlesinin sıkışması ile oluşmuştur. En çok kabul gören bu teorinin en önemli kanıtlarından biri; Güneş ve etrafında dönen cisimlerin hepsinin aynı yönde ve hemen hemen aynı düzlemde hareket ediyor olmasıdır. Teorinin ortaya koyduğu modele göre, dönmekte olan Güneş bulutsusunun parçaları birbirlerine kütle çekim kuvveti uygular. Bu sayede merkezde büyük miktarda madde birikir, sıkışıp ısınırak ışıma yapmaya başlayıp 'ön güneş'i oluşturur. Daha sonra çökme merkezi daha da yoğunlaşıp merkezinde nükleer reaksiyon başlar ve bir yıldız meydana gelir. Eğer bahsettiğimiz nebula sistemi dönme hareketi yapmıyor olsaydı tüm maddeler Güneş'i oluşturacak olan ön güneş üzerine düşüyor olacaktı. Bu durum da, bulutsu içinde gezegenleri oluşturacak hiçbir şeyin kalmamasına sebep olacaktı. Teoriye göre gezegenlerin oluşum sırası, en dıştaki gezegenden içeriye doğrudur. Yani Güneş'e en yakın gezegen olan, Merkür en son; Güneş'e en uzak gezegen olan Neptün ise ilk sırada oluşmuştur. Not: Şu anda gezegenlerin sıralaması, oluştukları zamana göre değildir. Milyar yıllar içinde kimi gezegenler dışa göç ederken, kimileri de içe doğru göç etmiştir. Yani, ilk oluşan gezegen Neptün, son oluşan ise Merkür şeklinde düşünmeyin. Çok hafif olan ve bol miktarda bulunan Hidrojen elementinin çok daha fazla toplanmasını sağlayan dış Güneş sistemindeki gezegenler diğer gezegenlere oranla daha büyük oldu ve çevrelerinde ki girdaplar uyduları oluşturdu. Güneş'ten Dünya'ya yayılan enerji, fotosentez yoluyla yer yüzündeki hayatın var olmasını ve devamlılığını sağlamaktadır. Güneş Sistemi, Samanyolu galaksisinde bulunan 200 milyardan fazla yıldızdan sadece bir tanesidir. Büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluşan Güneş'in çapı, Dünya'nın çapının 109 katı kadardır ve kendi etrafında dönüşünü 25 günde tamamlamaktadır. Güneş'in yıldız sınıfı G2V'dir. Bu sınıfta ki G2 kodu güneşin yüzey sıcaklığından kaynaklıdır. G2 kodu, yıldızın tayf türünü tanımlar. V harfi ise, yıldızımızın anakol dediğimiz evrede olduğuna işaret eder. Anakol evresindeki yıldızları, çekirdek bölgelerinde hala bol miktarda bulunan hidrojeni helyuma çevirerek enerji üreten, sağlıklı yıldızlardır. Güneş'in sahip olduğu muazzam enerji, hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde edilir. Güneş'te her saniye 600 milyon ton hidrojen helyum elementine dönüşmektedir. Bu dönüşüm Güneş'in her bir saniyede 4.5 milyon ton hafiflemesine yani, her saniyede yakıtının 4.5 milyon tonunun bitmesine sebep olur. Güneş Fırtınası : Güneş'in içerisinde de fırtına olayına rastlamak mümkündür. Ancak bu fırtına gezegenimizde ki fırtınalardan çok daha farklıdır. Güneş yüzeyinin derinliklerinden yükselek yoğun ve sıcak gazlar, devasa patlamalar halinde yüzeyden onbinlerce km yukarı fırlar. Bu olaya 'Güneş Fırtınası' adı verilir. Güneş Lekeleri: Güneş'in yüzeyinde zaman zaman koyu renkli bölgeler oluşur. Bu bölgelere 'Güneş Lekeleri' adı verilmektedir. Bu bölgeler manyetik alanlarla kaplıdır. Bu bölgelerin diğer bölgeler nazaran daha koyu görünmesinin sebebi ise daha soğuk olmalarıdır. Güneş lekeleri on bir yıllık döngülerle meydana gelmektedir. Her döngünün ortasına doğru 'solar maximum' denen dönemde pek çok güneş lekesi gözlemleriz.


Yaşam kaynağımız olan Güneş'in katı bir dış yüzeyi bulunmaz. Oldukça hareketli olan en dış katmanı, sürekli değişen hücresel yapısı ile bilim insanları tarafından yoğun biçimde inceleniyor. Yaklaşık 500 km kalındığındaki bu hareketli dış yüzeyine ışıkyuvar adı veriliyor. Yakından bakıldığında Güneş Tanecikleri olarak nitelenen hücresel bir yapıda olduğunu görüyoruz. Sayıları milyonları aşan bu bulgurcukların her biri, bir baştan bir başa yaklaşık 1.000-1500 km uzunluğundadır ki, bu da her birinin neredeyse bir Türkiye büyüklüğünde olduğu anlamına gelir. Güneş Tanecikleri , Güneş'in konveksiyon bölgesinde, dev ısı iletimi hücrelerindeki sıcak hidrojen gazının bulgurcuğun parlak alanları boyunca yükselmesi ve yayılıp soğuyarak kenarlara dağılması sonucu oluşurlar. Bu da bulgurcukların, nispeten daha serin ve bu sebeple de daha koyu renkli bulgurcuklar arası şeritler yardımı ile sınırlandırılmış biçimde görünmesine neden olur. Ömürleri yaklaşık bir saat civarında olan bulgurcuklar, alttan gelen sıcak plazma sebebi ile sürekli fokurdayan değişken bir görünüm sergilerler. Yıldızımızın çok sıcak iç yüzeyindeki ısının nasıl yüzeye ulaştığının bir kanıtını bizlere sunan bu bulgurcukların incelenmesiyle gökbilimciler; Güneş lekelerinden, güçlü Güneş patlamalarının nasıl meydana geldiğine kadar çok sayıda Güneş aktivitesinin nasıl oluştuğuna dair geniş bir yelpazede bilgi sahibi olabiliyorlar. Örneğin, bu yüzeyden çok daha uzakta, daha dışta yer alan korona katmanının yaklaşık 1 milyon santigrat derecelik sıcaklığının, bulgurcuklardan yükselen yüksek enerji nedeniyle olduğu da gökbilimciler tarafından düşünülüyor. En üstteki kapak fotoğrafında, Güneş'in bulgurcuklu yüzey yapısının Hawaii'de bulunan 4.2 metre ayna çaplı Inouye Solar Telescope tarafından alınmış bir fotoğrafı görülüyor. Fotoğraf, 705 nanometre dalga boyunda çekilmiş olup, yaklaşık 19.000 km genişliğindeki bir alanı gösteriyor. Videoda ise, aynı teleskobun 10'ar dakikalık aralıklarla aldığı görüntülerin birleştirilmesiyle bulgurcuklu yüzeyin fokurdaması rahatlıkla izlenebiliyor. Parker Güneş Sondası İlk Rekorunu Kırdı! Parker Güneş Sondası (Parker Solar ... İsveçli Göran Strand isimli amatör ...


Bazıları bu iddiayı; Dünya Güneş'e 1 mm daha yakın olsaydı ... şeklinde de dile getiriyor. Biz milimetreyi bir kenara bırakıp 1 metre kavramı üzerinden gidelim. En azından 1 mm'den daha zekice duruyor. Oysa gerçekler bunun tam tersidir. Bırakın 1 metre yakınlaşmayı, eliptik yörüngesi nedeniyle yıl içinde Dünya Güneş'e birkaç milyon kilometre yakınlaşır ve tekrar uzaklaşır. Her yıl kış mevsiminin başlangıcında Güneş'e uzaklığımız 147 milyon kilometre iken, yaz başlarken 152 milyon kilometre uzakta yer alırız. Aradaki fark tam 5 milyon kilometredir. İşin doğrusu şudur; Her yıldızın kütlesine ve parlaklığına göre değişen, suyun yüzeyde sıvı halde kalmasının mümkün olduğu bir yaşam kuşağı bulunur. Güneş'in yaşam kuşağı, kendisine yaklaşık olarak 110 milyon kilometre uzaktaki bir yörüngeden başlayıp 250 milyon kilometreden biraz daha uzak bir yörüngeye kadar devam eder. Yaklaşık 140 milyon kilometre genişliğe sahip bu yörünge aralığında, Dünya gibi uygun fiziksel ve kimyasal yapıya sahip gezegenler üzerinde yaşam için gerekli şartlar sağlanabilir. Yıldızların yaşam kuşağı hakkında bu linkteki yazımızda çok daha detaylı bilgi bulabilirsiniz. Bir gezegenin yüzey sıcaklığı, yıldızına olan yakınlığı kadar; atmosferinin yıldızından aldığı ışığı nasıl koruduğu ve sakladığı ile de sıkı sıkıya bağıntılıdır. Gezegenimiz Dünya, Güneş'e olan şu anki uzaklığı ile gezegen genelinde ortalama 15 santigrat derecelik (ekvatorda yaklaşık +25, kutuplarda -25 küsür derece civarı) bir sıcaklığı koruyabilecek atmosfer kalınlığına sahiptir. Eğer atmosferimiz biraz daha kalın olsa veya sera etkisi yaratabilecek gazların miktarı daha fazla olsaydı, gezegenimizin ortalama sıcaklığı 15 değil, 25 santigrat dereceye hatta daha fazlasına yükselebilirdi. Benzer biçimde Mars gezegeni aslında ortalama 8-10 santigrat derecelik bir sıcaklığa sahip olabilecekken, çok ince atmosferi nedeniyle ortalama yüzey sıcaklığı çok düşüktür. Mars'ı şu an alıp Dünya'nın bulunduğu yere yerleştirmiş olsaydık, yine ince atmosferi nedeniyle yüzey sıcaklığı düşük kalmaya devam edecekti. Mevsim değişiklikleri, yani gezegenimizin farklı bölgelerinde yıl içinde yaşanan sıcaklık artış ve azalışlarının Güneş'e yaklaşıp uzaklaşmamızla ilgisi bulunmaz. Bu, tümüyle gezegenimizin yörünge eğikliği ile ilintilidir. Bu eğim nedeniyle, yörüngemiz boyunca kimi zaman kuzey yarımküre, kimi zaman da güney yarımküre Güneş'e doğru eğilir. Bu da, her iki yarımkürenin yıl içinde farklı miktarda Güneş ışığına maruz kalmasına yol açar. İşte mevsimler böyle oluşur. Bilim dışı bazı çevreler bu iddiayı; yaklaşma ve uzaklaşma oranı sabit. Hep aynı miktarda yakınlaşıp uzaklaşıyor, eğer öyle olmasaydı yeryüzünde yaşam mümkün olmazdı şeklinde dile getiriyor. Oysa bu da doğru değil, çünkü Dünya Güneş'ten her yıl giderek uzaklaşıyor. Bu uzaklaşmanın miktarını ve nedenleri bu linkteki yazımızdan okuyabilirsiniz. Özetle anlatmaya çalıştığımız şu; şimdi Dünya'yı alıp Güneş'den 50 milyon kilometre uzaklaştırsanız da donmayız. Evet, ortalama sıcaklık biraz daha az olur, mevsimler biraz daha farklılaşır ama donmayız, buna da alışır, mutlu mesut yaşamaya devam ederiz.


Güneş'in atmosferinde -Corona'sında- gözlenen fıçı deliği, mevki olarak Güneş'in kuzey yarım küresinde yer alıyor. Yıldızımız, bu oluşan delik sonucu, uzaya geniş bir alandan Güneş rüzgarlarını kustu. NASA'nın SDO , Güneş gözlemi 3 Aralık 2015 günü erken saatlerde Corona deliklerini fotoğrafladı. Güneş rüzgarları hakkında ileri okumayı şu makalemizden yapabilirsiniz. Bu arada Güneş rüzgarlarını oluşturan bu coronal delikler, Güneş'in leke aktivitesi maksimum olduğu yıllardan sonra daha fazla gözlemlenir. Lekeler hakkındaki bilgileri şu yazımızdan okuyabilirsiniz. 6 Aralık günü Dünya'ya ulaşması beklenen bu rüzgarlar için şimdiden uyarı yapalım. Medyamızda; elektrikler kesilebilir, telefonlar çekmeyebilir, radyasyondan sekiz bacaklı ve beş gözlü olabiliriz, depremlerin ve felaketin habercisi gibi haberlere karşı dikkatli olun çünkü bu haberler asılsızdır. Son bir not: Bir alarm söz konusu ama, o da aurora alarmı. Bu görsel şölen, Güneş rüzgarları sayesinde artacak. Siz de izlemek isterseniz hemen İskandinav ülkelerine gidin, gidebilenlere şimdiden iyi seyirler. Sarı cüce G tayf sınıfı bir yıldız ...


Güneş; dengeli olarak niteleyebileceğiz aşamada, gençlik günlerini yaşayan bir yıldızdır. Gökbilimciler yıldızların bu dengeli ve sağlıklı ömür bölümünü anakol evresi olarak nitelerler. Bu süreç içerisinde yıldız, çekirdeğindeki çok yoğun maddenin büyük bir kısmını oluşturan hidrojeni helyuma çevirerek enerji üretir. Ancak, bir süre sonra yıldızın çekirdeğinde helyuma dönüştürecek miktarda hidrojen kalmaz. Çekirdek ve çevresi, yıldızın ömrü boyunca ürettip biriktirdiği Helyum'la dolmaya başlamıştır artık. Bu hidrojen kıtlığının ne zaman gerçekleşeceği yıldızın kütlesinin büyüklüğüne, daha başka bir deyimle ne kadar ağır olduğuna bağlıdır. Güneş benzeri bir yıldızda hidrojenin yanma süresi yaklaşık 10 milyar yıl kadar sürer. Hidrojen bitince yıldızın çekirdeğinde enerji üretimi durur. Duran enerji üretimi, yıldızı doğduğu günden beri içe doğru çökmeye zorlayan, ancak üretilen enerjinin dışa doğru baskısına yenik düşen kütle çekim gücünün hakimiyeti ele geçirmesine neden olur: Yıldızın çekirdek bölgesi içe doğru çökmeye, küçülmeye ve sıkışmaya başlar. Not: Kütleçekim ve yıldızın ürettiği enerji arasında yaşanan savaşa hidrostatik denge adı verilir. Yukarıdaki yıldızın içe çökmesine neden olan mekanizmayı anlayabilmek için şu iki yazımızı , okuyabilirsiniz. Enerji üretemediği için çökmeye engelleyemeyen çekirdek bir süre sonra o kadar sıkışır ve bu sıkışma sırasında oluşan sürtünmeden dolayı o kadar ısınır ki, 100 milyon santigrat dereceye ulaşmış olan birikmiş helyum ve çekirdeği çevreleyen helyum kabuk, tıpkı hidrojenin bir zamanlar yaptığı gibi enerji üretmeye başlar. Artık helyum atomları birleşerek Karbon oluşturuyordur ve üretilen enerji, eskiden hidrojen reaksiyonları ile üretilen enerjiden çok daha fazladır. Bu sırada çökme süreci devam ederken ısınan yıldızın dış katmanları da genişlemeye, yıldız daha az yoğun ama daha büyük bir hale gelmeye başlamıştır. Bu yetmezmiş gibi, çekirdekteki helyum reaksiyonu, dış katmanların daha da ısınıp çok daha fazla genleşmesine neden olur. Artık ömrünün güzel günlerini geride bırakan yıldızımız eski boyutlarından neredeyse 100 kat daha büyüktür. Helyum reaksiyonunun ürettiği büyük miktarda enerjiyle çevresine gençlik günlerinde olduğundan çok daha fazla ısı yaymasına karşın, yüzey sıcaklığı çok geniş yüzey alanı nedeniyle gençlik günlerinin yarısına kadar düşmüştür. Bu da yıldızın artık daha kırmızı görünmesine neden olur. Sonrası ise bildik hikaye; helyumun yanması biter, karbon yakılmaya başlar, o biter oksijen yakılır; sırayla neon, silikon, kükürt vs diye sürer gider bu süreç. Ancak, Güneş'in kütlesi helyum ve karbondan sonra nükleer reaksiyonları sürdürecek kadar büyük değildir. Karbon süreci sonunda büyük ihtimalle dağılıp bir gezegenimsi bulutsu gösterisiyle, ömrünü beyaz bir cüce olarak tamamlayacak. Not: Yukarıda anlattığımız sürecin çok daha detaylı anlatımı için şu makalemizi okuyabilirsiniz. Bu süreç içerisinde yaşanacakların bizi ve Güneş'i ilgilendiren kısmı için ise şu makalemizi okumanız faydalı olacaktır.


Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegen Jüpiter'dir. Ardından sırasıyla Satürn, Uranüs ve Neptün gelir. Bunlar haricinde uzaklarda da olsa, bildiklerimiz haricinde başka hiçbir dev gezegen, kahverengi cüce veya eş bir yıldıza rastlanmadı. Gökbilimciler, böylesi bir gezegen veya yıldızın varlığını beklenen etkileri görülmediği için zaten ciddiye almıyorlardı. Eğer buralarda böylesine büyük bir kütle yer alıyor ise, gerek Kuiper Kuşağı, gerek Oort Bulutu, gerekse dış gezegenler oldukça çalkantılı ve dengesiz bir yapıda olmalıydı. Oysa böyle bir dengesiz durum bulunmuyordu. Yine de bilim şüpheyle veya lafla yapılamayacağı için, yine de uzun yıllar boyunca böylesi bir gökcisminin var olup olmadığı araştırıldı, ancak hiçbir ize ulaşılamadı. Son yıllarda çok gelişmiş kızılötesi teleskoplarla ve WISE uzay teleskobu ile gökyüzünün tamamı yıllar boyu taranarak sistemimizin çok uzaklarında bu tür bir yapının var olup olmadığı nihai olarak gözden geçirildi, sonuç yine sıfırdı. Bilim insanları yakınlarımızda bu Nemesis isimli mitolojik gezegeni ararken, çok daha uzaklardaki, Güneş Sistemi'nin dışında yer alan yüzlerce kırmızı cüce ve kahverengi cüce yıldızı keşfettiler. Bu keşfedilen ışık yılları uzaklıklardaki kahverengi cücelerden bazıları öylesine soluktu ki, kızılötesi dalga boyunda zar zor görülebiliyorlardı. Dolayısı ile, bu kadar uzak ve silik yıldızsı yapıları görebiliyorsak, Nemesis'i de rahatlıkla görebilmeliydik. Ama göremedik. Dolayısıyla artık diyebiliyoruz ki; %99.99 ihtimalle Güneş'in böylesi bir ikiz yıldızı veya uzakta bırakın Jüpiter benzeri bir gezegen yok. Ancak, Kuiper Kuşağı civarındaki bazı cüce gezegenlerin alışılmadık yörüngelerine dayanarak, daha küçük boyutlu bir gezegenin var olabileceği düşünülüyor. Bu konuyla ilgili yazımızı bu linkten okuyabilirsiniz. Eski uygarlıkların kimi astronomi bilgilerine vakıf oldukları, gezegenlerin, Ay'ın ve Güneş'in hareketlerini bir dereceye kadar hesaplayabildikleri doğrudur. Ancak bu sınırlı bilgi düzeyi, bu toplulukları elde etmesi büyük teknolojiler gerektiren bilgilere vakıf kılmaz. Demiri işleyip alet yapmayı bile bilmeyen, en büyük teknolojisi çömlek yapmak olan, yazı yazmak için bile saatlerce taş yontmak zorunda olan, -sözde- onuncu gezegeni keşfeden, yine sözde gezegenler olan Marduk ve Nibiru'yu bilen ama, çok daha yakınlardaki Neptün ve Uranüs'ten habersiz yaşayan toplumların dinsel hikayelerini ve hayal güçleriyle oluşturduları öyküleri gerçekmiş gibi görmek, en başta o toplumlara, sonra insan zekasına hakarettir. Aynı mantıkla, 5 bin yıl sonra birileri bizden kalan bir Harry Potter kitabı bulursa, bizim uçan kaçan ejderlerin arasında harala gürele büyü yapıp mucizeler yaratan bir toplum olduğumuzu düşünebilir. Herhalde o zaman da bazı zeki insanlar çıkıp bunlara inananları; yapmayın arkadaşlar, yazılanlar hayal gücü, bir ev kadınının can sıkıntısından yazdığı hikayeler sadece, gerçek değil diyerek bunlara inanan halkı ikna etmeye çalışacaktır, tıpkı bizim gibi. Not: ilk olarak 2014 yılında yayınlanan bu yazımız, yeni bilgiler eşliğinde güncellenerek tekrar yayınlanmıştır.


Sarı cüce G tayf sınıfı bir yıldız olan Güneş, oluşturduğu gezegen sistemi kütlesinin yüzde 99'luk kısmını oluşturmaktadır. Güneş, kayalık gezegenlerde olduğu gibi belirgin katmanlar yerine, yüzeyine yaklaştıkça yoğunluğu değişen gaz katmanlarına sahiptir. Ancak iç yapısı belirgin katmanlardan oluşur. Elbette en iç kısmında beklendiği gibi çekirdek olmak üzere, dış kısımlara gidildikçe ışınım katmanı ve konveksiyon katmanına rastlarız. Bu noktadan daha dışarı gidildikçe fotosfer, kromosfer ve koronadan oluşan Güneş atmosferi bizi karşılar. Yazımızın anahtar kelimelerinden biri olan fotosfer, diğer bir deyişle ışık küre, Güneş yüzeyinin başladığı yerdir. Yani optik olarak gözlemlediğimiz, Güneş'in görünen yüzeyi fotosferdir ve aynı zamanda 5840 K'lik (K= Kelvin: 0 sıfır kelvin, eksi 273 santigrat derecedir) sıcaklığı ile Güneş'in en soğuk katmanıdır. Fotosferin hemen üzerinde bulunan kromosfer , 20 bin K'lik sıcaklığı ile Güneş tutulmalarında kendini gösterir. Kromosferin üzerinde, yıldızımızın en dış katmanı olarak bilinen korona katmanı ise bir milyon (10^6) K'lik, diğer katmanlara oranla aniden artan sıcaklığıyla 70 yıldan fazla süredir Koronal Isınım Sorunu adı altında bilim insanlarını meşgul etmiştir. Çünkü Güneş'in çekirdeğinde sürekli üretilmekte olan yoğun nükleer reaksiyonlardan en uzak noktada bulunan ve aynı zamanda Güneş'in en dış katmanı olan korona katmanının en soğuk katman olması gerekiyor. Ancak bırakın en soğuk katman olmasını, bu katman korona katmanının altında bulunan fotosferden bile 200 kat daha sıcak. Geçmişte sorunun çözümüyle ilgili ortaya bazı varsayımlar atılmış. Örneğin yüksek hızda hareket eden elektronların oluşturabileceği nano-parlamaların aşırı ısı üretebileceği öne sürülmüş. Ancak bu parlamalar bugüne kadar doğrudan hiçbir şekilde gözlenememişler ve dolayısıyla pek de ikna edici olamamışlar. Ancak bugün Japonya, Avrupa ve Amerika'dan oluşan uluslararası bir bilim ekibi konu hakkında Güneş'ten bazı veriler alarak önemli ipuçları elde etmeyi başarmışlar. Görünüşe göre bulmacanın cevabı Güneş'in manyetik alanı içinde gizli. Ekip, koronal katmanın etkilerini silip süpüren rezonant emilim adında bir olgu keşfetmiş. Bu olguya göre, eğer manyetik alanlar sayesinde sürmekte olan iki çeşit dalga varsa, bu durumda bir dalganın daha güçlü olmasını sağlayacak bazı türden senkronize desenler ortaya çıkıyor. Bu durumu bir trambolinde aynı anda zıplayan iki kişiden birinin daha yükseğe sıçramasına benzetebilirsiniz. Ekip, rezonant emilimin enine dalgalar ve dönüş dalgaları olmak üzere iki tür dalga arasında oluştuğunu belirlemiş. Her bir dalga hareketinin belirlenmesi için farklı türden uydular kullanılmış. Örneğin enine dalgalar için Hinode Uydusu kullanılırken, dönüş dalgaları ise IRIS Uydusu tarafından gözlenmiş. Bu iki uydu da manyetik enerjinin nasıl ısıya dönüşebildiğini çözebilmek adına Güneş'in yüzeyinden dışa doğru çıkmakta olan Güneş çıkıntılarını gösteren bir harita oluşturmuşlar. İki uydu da enine dalgaları ve dönüş dalgalarını gözlerken aynı zamanda Güneş çıkıntılarını gözlemeye devam etmiş. İlginç bir şekilde veriler, dalgaların senkron bir şekilde hareket ettiğini ortaya çıkarmış. Aynı zamanda Güneş'in manyetik alanı boyunca uzanan çıkıntıların alan boyunca 10 bin santigrat dereceden, 100 bin santigrat dereceye yükseldiği gözlenmiş. Ancak sorun şu ki, iki dalga da senkronize bir biçimde aksa bile ortada bir jimnastikçinin daha yükseğe sıçraması gibi ısı enerjisini öylece ortaya çıkaracak bir enerji bulunmuyordu. Oysa veriler çıkıntı boyunca sıcaklığın 10 kat yükseldiğini göstermekteydi. Bu yüzden verilere göre dalgalar birbirlerine senkronize gözükseler bile kusursuz bir şekilde senkron değillerdi. Enine dalgalar, dönüş dalgalarının ardından hafif bir biçimde farklı akıyordu. Bu, bizim günlük hayatta yaşadığımızın tam aksi bir durum. Çünkü örneğin bir fincan çayı bir çay kaşığıyla karıştırdığınızda kaşığın etrafında dairesel hareketler oluşur. Yani çayınızı karıştırdığınızda çayınızdaki enine dalgalar ve dönüş dalgaları kusursuz bir uyum içindedir. Ancak Güneş'in manyetik alanı içinde oluşan dönüş dalgasının gücü, enine dalga hareketinden hemen sonra zirveye ulaşıyordu. Ve aslında bu durum, akıştaki manyetik enerjinin ısı enerjisine dönüşmesi için harika bir yol olan türbülansı oluşturuyordu! Başka bir deyişle enine dalgaların ve dönüş dalgalarının tam olarak senkronize olmaması manyetik bir dinamo meydana getiriyor, bu da bilim insanlarının üzerinde hayli kafa yorduğu koronal tabakadaki aşırı ısıyı oluşturuyordu. Böylece bilim insanlarının yaklaşık 70 yıldır çözemediği Koronal Isınım Sorununun cevabı, uluslararası bilim ekibinin yoğun çabaları ve iki uydunun da katkılarıyla bulunmuş oldu. Ele alacağımız konu; tamamen bizim ... Rekorlara sahne olan Parker Güneş S...


Elbette hayır... Güneş'in, doğumundan bugüne kadar geçen yaklaşık beş milyar yıllık süre içerisinde yaydığı enerjide ciddi oranda değişim olmuştur. Güneşimiz, astronomların G tayf sınıfı olarak nitelediği sarı cüce, sıradan bir anakol yıldızdır. Yaklaşık 400 milyar yıldız içerdiğini düşündüğümüz galaksimiz Samanyolu'nda, Güneş ile aynı kütleye ve benzer özelliklere sahip en az 14 milyar yıldız olduğu hesaplanıyor. Bu da yıldızımızın özel olmadığının bir göstergesi. Sorumuza dönelim: Yıldızlar, yüzde 99'una yakını hidrojen ve helyum olan dev gaz kütlelerinin kütle çekim etkisiyle bir araya gelip sıkışmasıyla oluşurlar. Bir araya gelen gaz kütlesi sıkıştıkça ısınır ve kütle çekim baskısı nedeniyle merkez bölgesinde basınç çok büyür. Merkezdeki bu basınç bir süre sonra öyle bir kritik noktaya gelir ki, burada bulunan hidrojen molekülleri birbirleriyle birleşmeye başlarlar ve büyük bir enerji açığa çıkar. Açığa çıkan enerji, ışınım basıncı dediğimiz, merkezden dışa doğru yayılan bir güç oluşturarak, sıkışmakta olan gaz kütlesini dışa doğru itmeye başlar ve gaz kütlesinin sıkışması sona erer. Bu duruma hidrostatik denge adı verilir. Gaz kütlemiz bir yıldıza dönüşmüştür ve hayatının geri kalanı, kütle çekimin sıkıştırma isteği ile merkezde üretilen enerjinin gazı dışa doğru itme çabası arasında yaşanan savaşla devam eder. Bir yıldız ilk oluştuğunda, enerjinin üretildiği çekirdekteki alan görece küçüktür. Bu küçük alanda üretilen enerji, yıldızın sıkışmasını büyük oranda engellese de, tümüyle durduramaz. Yani yıldız daha yavaş da olsa sıkışmaya devam eder. Bu da, yıldızın çekirdeğinin zaman geçtikçe daha fazla sıkıştığı, enerjinin üretilebileceği kadar yüksek basınca sahip çekirdek bölgesinin giderek daha da büyüdüğü anlamına gelir. Güneş gibi küçük kütleli yıldızlarda milyarlarca yıl süren bu yavaş sıkışma evresi süresince, yıldız yavaş ama istikrarlı biçimde daha fazla enerji yayar. Detaylı bilgi ve sürecin tümü için şu makalemize göz atabilirsiniz. Bizim Güneşimiz örneğinden devam edelim. Bundan yaklaşık 4-4.5 milyar yıl önce, Güneş henüz 1 milyar yaşına bile girmemişken, yaydığı enerji şu ankinin yarısından bile daha azdı. Yüzey sıcaklığı günümüzdeki gibi 5.500 santigrat derece değil, yaklaşık 3.600 derece civarlarındaydı. Yani, Dünya'ya ulaşan enerji bugün Güneş'ten Mars'a ulaşan enerjiden bile azdı ve gezegenimiz şu an olduğundan çok daha serin, tümüyle buzlu olmasa da oldukça soğuk bir gezegendi. Yoğun meteor yağmurları altında olan ve volkanik faaliyetlerin çok yoğun olduğu Dünya yüzeyinin büyük kısmı lavlarla kaplıydı. Günümüzden iki milyar yıl önce ise, artık üç milyar yaşına giren ve iyice ısınan Güneş, ilk dönemlerine nazaran çok daha fazla enerji yayıyordu. Ancak bu enerji, günümüzde yaydığından hala yüzde 25 daha azdı. Yüzey sıcaklığı 3.600 santigrat dereceden 5.200-5.300 dereceye kadar yükselmişti. Bu dönemde Dünyamız, Güneş Sistemi'nin ilk dönemlerinde yaşanan yoğun meteor yağmurlarından ve gezegen çarpışmalarından sağ çıkmayı başarmış, volkanik faaliyetler eskiye oranla azalmış ve daha dost canlısı bir gezegene dönüşmüştü. Evet, Mars'ın bugün aldığından biraz daha fazla enerji alıyorduk ama, günümüzdekinin sadece yüzde 75'i kadar enerji yayan Güneş gezegenimizi fazla ısıtmıyordu. Ancak, kalın ve sera gazlarıyla yüklü atmosferimiz soluk Güneş'ten gelen ısıyı hapsediyor, gezegenimizi yaşanılabilir sıcaklıkta tutuyordu. Yaşam ortaya çıkmış, ilkel tek ve çok hücreli canlılar gezegene yayılmaya başlamıştı. Günümüzden yaklaşık bir milyar yıl sonra, yıldızımızın yüzey sıcaklığı 5.600 santigrat dereceye ulaşacak. Bu durumdayken yaydığı enerji, şu ankinden yaklaşık yüzde 15 daha fazla olacak. Gezegenimizdeki su, artık daha çok daha hızlı buharlaşacak, atmosferin üst katmanlarından daha hızlı biçimde uzay boşluğuna kaçarak kaybolacak. Ancak, tümüyle yok olmasına daha var. İki milyar yıl sonra, yıldızımızın yüzey sıcaklığı 5.800 santigrat dereceye ulaşmış olacak. Yani günümüzden yüzde 40 daha fazla enerji yayan bir yıldız tarafından aydınlatılacağız. Yeryüzü büyük oranda yaşanmaz hale gelecek. Aşırı su buharlaşması yüzünden atmosfer su buharına doymuş olacak ve hava sıcaklığı orta enlemlerde 80 santigrat dereceye yaklaşacak. Üç milyar yıl sonra yüzey sıcaklığı 6 bin santigrat dereceye ulaşmış olan Güneş, yeryüzünü tümüyle kavurur hale gelecek. Son su birikintileri de buharlaşacak ve eğer hala yaşıyorlarsa insanlığın yeraltı sularından başka kullanabileceği su kalmayacak. Hava sıcaklığı kutuplar veya ekvator fark etmeksizin 100 santigrat derecenin üzerine çıkmış olacak. Beş milyar yıl sonra ise çok daha dramatik bir olay gerçekleşecek. Güneş artık anakol denilen sağlıklı yaşam sürdüğü evreyi sona erdirecek ve bir kırmızı deve dönüşerek ölmeye başlayacak. Kırmızı dev evresinde çok fazla enerji üreten yıldızımız, kendini sıkışmaya zorlayan kütle çekim kuvvetini; ürettiği enerji ile yenerek dış katmanlarını şişirmeye başlayacak ve bugün olduğundan 100 kat daha büyük hale gelecek. Yüzey sıcaklığı yine ilk yıllarında olduğu gibi 3.500 santigrat dereceye düşecek ama, aşırı büyük çapı nedeniyle yaydığı enerji bugün olduğundan 500 kat fazla olacak.


Gökadamız Samanyolu yörüngesinde yaklaşık 230 milyon yılda döndüğü düşünülen Güneş, bu yolculuğu sırasında farklı ortamlardan geçer. Yıldızımız ve bizler, son 100 bin yıla yakın zamandır ise, Yerel Yıldızlararası Bulut adı verilen seyrek gazlardan oluşan bir bulutsunun içinde yol alıyoruz. Seyrekliği nedeniyle (santimetreküpte 0.26 atom) gözlemlenmesi oldukça zor olan bu gaz bulutu çoğunlukla hidrojen, az miktarda helyum ve eser miktarda tozdan meydana geliyor. Gökbilimciler tarafından ılık diye nitelenen plazma halindeki bulutun sıcaklığı yaklaşık 6.000 santigrat derece civarında. Buna ılık deniliyor, çünkü Samanyolu'nda gözlemlenebilen pek çok yıldızlararası bulutun sıcaklığı milyonlarca dereceyi bulabiliyor. Yerel Yıldızlararası Bulut da, tıpkı Güneş gibi hareket halinde fakat onunla birlikte değil, aksi yönde hareket ediyor. Yapılan tahminler, bu gaz bulutu içinden çıkmamızın 10 ila 20 bin yılı bulabileceği yönünde. Güneş, Samanyolu çevresindeki milyonlarca yıllık yolculuğu boyunca hemen hiç gaz bulunmayan berrak ortamlardan geçtiği gibi, şu an içinde olduğumuz gaz bulutundan çok daha yoğun ortamlardan da geçer. Öyle ki, bazı dönemlerde bulutun yoğunluğu nedeniyle yeryüzüne gelen Güneş ışığı miktarında, ciddi iklimsel değişiklikler yaratabilecek seviyede azalmalar olur. Dünya'nın 4.5 milyar yıllık serüveni boyunca, birkaç milyon yılda bir yaşanan küresel buzul dönemlerinde bu durumun da etkin olduğu düşünülüyor. En üstteki kapak görseli, Güneş'in 10 ışık yılı kadar çevresini kapsıyor ve Yerel Yıldızlararası Bulut'un gerçekci bir benzetimini içeriyor. Yıldızımızın bizi de peşinde sürüklediği Samanyolu çevresindeki yörüngesi çok uzun bir süreç aldığı için, bu dönem içinde gezegenimiz oldukça büyük değişimler yaşar. Bu son derece doğaldır, çünkü bizler için uzun olan 230 milyon yıllık dolanım süresi, evrensel ölçekler göz önüne alındığında bir göz kırpma anı kadar kısadır. Az önce belirttiğimiz gibi, şu an içinden geçtiğimiz gaz kütlesinin çok daha yoğunlarının içinden geçeriz. Bu geçiş sürecinde öylesi büyük etkiler olur ki, Güneş rüzgarlarının gücü içinde yol aldığımız bulutsuyu dağıtamaz. Hatta, Dünya göklerinden bakıldığında bugün rahatlıkla görebildiğimiz Jüpiter ve Satürn gibi gezegenler bu yoğun bulutsuların içinden geçerken görünemez hale gelebilir. Tüm bunlar, yıldızımız ve gezegenimiz için son derece sıradan ve defalarca tekrarlanan olaylar olmasına rağmen, insanlık tarihi evrensel ölçeklerde son derece kısa bir süreç olduğu için henüz bunları yaşayıp göremedik. Plazma; aşırı sıcak olduğu için elektronlarını yitirmiş Hidrojen ve Helyum'dan oluşur. Madde aşırı ısındığında elektron ve atom çekirdekleri birbirinden ayrılıp bağımsız hale gelir. Madenin; katı, sıvı ve gaz hali haricindeki bu dördüncü haline plazma adı verilir. Not: İlk kez 3 Nisan 2013'te yayınlanan bu yazımız düzenlenerek tekrar yayınlanmıştır. Aşağıdaki linkte bulacağınız; Araş. Gör. Selçuk Bilir ve Yard. Doç. Dr. Yüksel Karataş'a ait olan 2001 yılında yayınlanmış kaynak makalede çok daha geniş ve detaylı anlatımı mevcuttur.


Öncelikle şu konuda anlaşalım; susuz yaşayamayacağımız gibi, gelecekte uzun aylar, yıllar boyunca sürecek uzay görevleri için bolca suya ihtiyacımız olacak. Fakat böylesi uzun uzay görevlerine yetecek miktardaki suyu, uzay araçlarımıza yükleyip yanımızda götürmemiz mümkün değil. Çünkü her bir litre su, onu taşımak için ek yakıt, her litre ek yakıt, o yakıtı taşımak için daha fazla yakıt, ve nihayetinde daha büyük maliyet demek. O halde bunu gideceğimiz yerde temin etmemiz gerekiyor. Özetle; bir yere ulaşabileceğimiz kadar suyu yanımıza alıp, daha sonrasında ihtiyacımız olan miktarını orada bulduklarımızla karşılamak zorundayız. Bu durumda, buz halinde dahi olsa, insanlı ziyaret edeceğimiz gök cisimlerinde, hele ki oralara uzun süreli yerleşmeyi hayal ediyorsak; suyun varlığı hayati bir önem arzediyor. Güneş enerjisini elektriğe dönüştürüp, sudanelektroliz yoluyla oksijen üretmek çok basit düzeneklerle mümkün. Bunu zaten hemen hepiniz ilkokul fen bilgisi kitaplarında görmüş, bazılarınız da basit düzenekler kurarak denemişsinizdir. O halde gittiğimiz yerde su varsa, oksijen de var demektir. Hele ki atmosferi uygun olmayan örneğin Mars gibi bir yerde koloni kurmak istiyorsak, suya ulaştığımızda oksijene de ulaşmış sayılırız. Yani suyu hem içmek, hem de nefes almak için arıyoruz. Hepsi bu kadar mı? Değil elbette. Suyu içmek ve solumak dışında bir de yakıt olarak kullanabiliyoruz. Biliyorsunuz, su iki hidrojen ve bir oksijen molekülünden oluşur. Yine oksijen elde etmekte kullandığımız yöntemle; elektroliz sonucu sudan elde edilen hidrojen, uzay araçlarımızda kolaylıkla yakıt olarak kullanılabilir. Böylelikle, yanımızda geri dönüş yakıtını taşımak zorunda kalmayacağımız gibi, suyun olduğu bölgelere kalıcı üsler kurabilmemiz, yerleşmemiz, hatta buralardan başka gezegenlere veya uydulara gitmemiz mümkün olacak. Güneş Sistemi'nde insanlı bir uzay kolonisi veya uzun sürecek bir insanlı dış gezegen görevinde kendi yiyeceğimizi de kendimiz üretmek durumundayız. Dünya'dan aylar, yıllar boyu yetecek tonlarca yiyecek ile havalanmak yerine, bulunduğumuz bölgede tarım yapıp kendi besinimizi üretebileceğimiz seralar kurmak sürdürülebilirlik açısından yapılabilecek en doğru davranış olur. Tarım yapabilmek için de yine bolca su ve oksijene ihtiyacımız var. Dolayısıyla, bir besin üretim tesisi kurabilmek için bulunduğumuz bölgede suyun varlığı oldukça önemli hale geliyor. Özetle su, insanlığın evrene açılabilmesi için gerekli olan tüm temel ihtiyaçlarını karşılayan bir madde. Onun içindir ki bilim insanları, her bulduklarında çocuklar gibi seviniyorlar.


İsveçli Göran Strand isimli amatör bir astronom, evinin bahçesine kurduğu 5 cm çaplı teleskobu ile Güneş'i gözlemlerken bu dikkat çekici fotoğrafları çekti. Fotoğraf, Güneş'in yüzeyinde gerçekleşen devasa bir patlamayı gösteriyor. Büyük bir kütle atımının gerçekleştiği ve ilginç biçimde bir Eyfel Kulesi'ni andıran patlamanın yanında, yaşadığımız gezegen Dünya adeta oyuncak bir bilyeden farksız boyutlarda. Küçük bir hesap yaparsak, Dünya'nın çapından 7 kat daha yükseğe erişen bu kütle atımının boyutunun en az 90 bin km olduğunu görürüz. Güneş patlamaları ile ilgili daha fazla bilgi edinmek için şu yazımızı okuyabilirsiniz. Güneş atmosferinde yaşanan olayların detaylarını öğrenmek için ise bu yazımıza bakabilirsiniz. Ele alacağımız konu; tamamen bizim ...


Proton Proton reaksiyonu, Güneş ve Güneş'ten küçük yıldızlarda görülen enerji üretim biçimidir. Daha büyük yıldızlarda enerji, CNO döngüsü ile üretilir. Bu tür reaksiyonlara füzyon, yani çekirdek birleşmesi adı verilir. Temelde iki hidrojen atomunun birleşerek bir Helyum atomu oluşturmasına dayanan Proton-proton reaksiyonu için fazla miktarda enerjiye ihtiyaç vardır. Bu enerji ihtiyacı, yıldızın kütle çekimi nedeniyle çekirdek bölgesinde oluşan çok büyük basınç yoluyla karşılanır. Enerji, yıldızların sadece çekirdek bölgesinde üretilir. Yıldızın hacminin küçük, fakat kütlesinin büyük bölümünü oluşturan, yoğun ve sıkışmış çekirdek bölgesi haricinde enerji üretimi gerçekleşmez. Bu reaksiyon, temel olarak hidrojenin bir izotopu olan iki döteryum'un (H2) birleşerek helyum-4 (He4) oluşur. Birleşme, bir elektron ve bir pozitron yayılımına yol açar. Elektron ve pozitronlar ise birbirinin anti parçacığı olduğu için birleşerek enerjiye dönüşür. Bu sırada oluşan He4, bozunur ve H3'e dönüşür. Aynı senaryonun yaşandığı bir başka birleşmede ise bu kez He4 bozunarak He3'e dönüşür. Her iki reaksiyonda açığa çıkan bir proton ve bir nötron birleşerek tekrar bir H2 meydana getirir. Proton-proton reaksiyonu bir zincirleme reaksiyon değildir ancak, yıldızın çekirdeğinde yavaş ama istikrarlı biçimde gerçekleşir. Güneş benzeri bir yıldızda oluşan çekirdek basıncı çok büyük düzeylere ulaşamadığı ve yeterli basıncın sağlanabildiği alan görece küçük olduğu için, reaksiyon yaklaşık 1 milyar yıl süren oldukça yavaş bir süreçte gerçekleşir. Yani, iki hidrojen atomunun birleşerek bir helyum atomu meydana getirmesi için geçen süre, 1 milyar yılı bulabilir. Buradan, aslında füzyon reaksiyonunun ne denli zor gerçekleşen bir süreç olduğunu anlayabilirsiniz. Ayrıca, küçük yıldızların, ağabeylerine göre çok daha uzun ömürlü olmasının en önemli nedeni, bu reaksiyonun böylesi yavaş gerçekleşmesidir denilebilir. Yıldızlarda enerjinin oluşumu ile ilgili daha kapsamlı bilgi almak için kardeş platformlarımızdan rasyonalist.org sitesine girip, yıldız astrofiziği şeklinde aratabilirsiniz. Derin Bir Nefes Alın, içimizdeki yı... Eta Carinae (Eta Karina şeklinde ok... Bize en yakın yıldızlardan biri ola...


Yörüngesinin iyi ölçülmesine dayanılarak, 3200 Phaethon yıllık Geminid Meteor Yağmuru'ndan sorumlu metreoidlerin kaynağı olarak tanınmaktadır. Çoğu meteor yağmurunun ebeveyni bir kuyrukluyıldız olmasına rağmen, 3200 Phaethon 1,4 yıllık bir yörünge dönemi olan Yakın Dünya asteroididir . Kayalık ve Güneş'te pişmiş bu asteroidin, Güneş'e yakın konumu , en içteki gezegen Merkür'ün yörüngesindedir. Bu teleskopik görüş alanında, asteroidin Kahraman Takım Yıldızı'nın soluk arka plan yıldızlarına karşı hızlı hareketinin, iki dakikalık toplam pozlama süresi boyunca kısa bir iz bıraktığı görülüyor. Meteoritin çocuklarının görülen paralel çizgileri ise, çok daha hızlı ve uzun çizgiler oluşturmuş. Bu aile portresi, Phaethon'un 16 Aralık'ta Dünya'ya en yakın konumundan önce, Geminid meteor yağmuru 13 Aralık günü çok aktif zirve noktasında iken kaydedildi. NASA Official: Phillip Newman Specific rights apply. Hayır, Yakında Bir Asteroit Dünya'ya Çarpıp Hepimizi Öldürmeyecek! Eylül ayında bir asteroid Dünya'yı ... 31 Ekim 2015 tarihinde kafatası şek...


Gökyüzüne ne oldu? Cuma günü California, Lompoc yakınlarındaki Vandenberg Hava Kuvvetleri Üssü'nden fırlatılan Space X roketi Güney Kaliforniya ve Arizona bölgeleri üzerinde, Güneş ışığının da etkisiyle, dev bir uzay balığını andıran oldukça büyük bir gösteri yarattı. Falcon 9 Roketi gelişmekte olan bir küresel iletişim ağının parçası olan düşük yörüngedeki Iridium NEXT uydularını başarıyla yerleştirdi. Çok sayıda videosu çekilen bu gökyüzü şöleninden seçtiğimiz görüntü, 2.5 saniyelik pozlama ile California, Orange County'den çekildi. NASA Official: Phillip Newman Specific rights apply. SpaceX'in Mars Aracı İçin Dev Yakıt Tankı Hazır! Telif Hakkı: NASA, CXC, SAO Samany...


Gece aniden parlak bir cisimle aydınlandı. Neydi bu? Asıl plan bir dizi aurora fotoğrafı çekip, bunu hızlandırılmış bir video haline getirmekti. Fakat gecenin karanlığı aniden aydınlanınca, astrofotoğrafçı daha muhteşem bir şey gördüğünü fark etti. Bu Büyük Ayı Takımyıldızı önünde dolaşan çok parlak ateş topu, bir Geminid meteoruydu. Şansın da yaver gitmesiyle, kamera metorun parıldadığı tüm alanı yakalamayı başardı. Bu fotoğraf çekildiğinde, astrofoğrafçının konumu Rusya'nın Murmansk'taki Lovozero Gölü yakınında, kutup dairesinin hemen kuzeyinde idi. NASA Official: Phillip Newman Specific rights apply. 2015 yılında, Tayland'dan pek çok i... Telif Hakkı: Mikiya Sato (Japon Met...


Gece göğünün çıplak gözle görülebilen en belirgin bulutsulardan biri olan Orion Nebulası'ndaki Horsehead Bulutsusu, dev karanlık bir moleküler bulutun parçasıdır . Barnard 33 olarak da bilinen bulutsunun bu sıra dışı şekli, ilk kez 1800'lü yılların sonlarında çekilen bir fotoğrafta farkedilmişti. Arkaplandaki kırmızı ışıltı, büyük oranda bulutsunun yakınlardaki parlak yıldız Sigma Orionis tarafından iyonize edilen hidrojen gazından kaynaklanmaktadır. Horsehead'in karanlık yapısı ise çoğunlukla yoğun tozdan kaynaklanır ve bulutsunun boynunun alt sol tarafına gölge düşürür. Bulutsudan ayrılan gazın oluşturduğu akıntılar, güçlü manyetik alanlar tarafından yönlendirilir. Horsehead Bulutsusu'nun tabanındaki parlak noktalar, henüz oluşma aşamasında olan genç yıldızlardır. ABD'ye ait Hawaii adasında bulunan büyük 3.6 m'lik Kanada-Fransa-Hawaii Teleskobu ile çekilen bu gördüğünüz fotoğrafı oluşturan ışığın Horsehead Bulutsusu'ndan bize ulaşması için yaklaşık 1.500 yıl geçmesi gerekir. NASA Official: Phillip Newman Specific rights apply. Telif Hakkı: Mikiya Sato (Japon Met...


Yıldızlararası toz bulutları ve ışıltılı bulutsular, genç ve üretken Orion Takımyıldızı içerisinde bolca bulunur. Avcının kemerinin kuzeyindeki bir bölgede geniş görüş alanı kaplayan, bu görüntünün merkezinde en parlaklarından olan Messier 78 bunlardan biridir ve en parlak difüzyon yansıma bulutsuları arasındadır. Mavimsi bir tonda görünen M78, bizden tahminen 1.500 ışıkyılı uzaklıkta ve yaklaşık 5 ışıkyılı çapındadır. Bulutsunun mavimsi tonu, çoğunlukla sıcak ve genç yıldızların mavi renkli ışığının, toz bulutları tarafından yansıtmasından kaynaklanmaktadır. Bu bulutsunun hemen sol tarafında ise, daha az tanınan NGC 2071 bulutsusu bulunuyor. Sağ tarafında ise çok daha kompakt görünen ve sarımsı Güneş benzeri genç bir yıldızla ilişkilendirilen McNeil Bulutsusu yer alır. Daha derinlerdeki kırmızı noktalar, Herbig-Haro objelerinden yayılan oluşum sürecindeki yıldızlardan gelen enerjik jetler ve karanlık toz şeritleri ile öne çıkıyor. Görüntüde ayrıca bölgeden etrafa yayılan atomik hidrojen gazının soluk kırmızı parıltısı da göze çarpıyor. NASA Official: Phillip Newman Specific rights apply. Telif Hakkı: NASA, CXC, SAO Samany... Telif Hakkı: Mikiya Sato (Japon Met... Telif Hakkı: Yang Sutie Gece anid... Telif Hakkı: FORS, 8.2-meter VLT A...


Samanyolu Galaksi'si devasa yıldızlar, heyecan verici hayatlara sahiptir. Geniş kozmik bulutların çökmesiyle nükleer fırınlar ateşlenip yıldızların çekirdeklerinde ağır elementler oluşturmaktadır. Birkaç milyon yıl sonra, ağır elementlerce zenginleştirilmiş bu malzemeler yıldızlararası boşluktaki yıldız oluşum alanlarına saçılır. Cassiopeia Takımyıldızı yönünde yer alan ve Cassiopeia A olarak da bilinen genişleyen bu enkaz bulutu, yıldızların yaşam döngülerinin son aşamalarına bir örnektir. Bu Süpernova kalıntısını meydana getiren patlamanın ışığı, ilk olarak 350 yıl önce Dünya'dan görülmeye başlandı. Fakat bize ulaşması için 11.000 yıl geçmesi gerekmişti. Yapay olarak renklendirilmiş, Chandra X Işını Gözlemevi tarafından alınan bu görüntü; Cassiopei A süpernova kalıntısındaki hala sıcak olan gazın meydana getirdiği iplikçileri ve düğüm yapılarını gösteriyor. Gökbilimcilerin galaksimizdeki yıldızların geri dönüşümünü keşfetmelerine yardımcı olmak için renklendirilen bu görüntüde; kırmızı silisyum, sarı sülfür, yeşil kalsiyum ve mor renk demir elementinden gelen ışığı gösteriyor. Hala yoluna devam eden patlama dalgası ise, mavi dış halka olarak görülmektedir. Kalınıtının bir nevi röngen görüntüsü sayılabilecek olan bu fotoğraf; Cassiopei A'nın tahmini uzaklığına göre yaklaşık 30 ışık yılı genişliğinde bir alan kaplar. Merkeze yakın parlak benek, yıldızın inanılmaz yoğunluktaki çökmüş çekirdeği olan bir nötron yıldızıdır. NASA Official: Phillip Newman Specific rights apply. Telif Hakkı: Yang Sutie Gece anid... Telif Hakkı: FORS, 8.2-meter VLT A...


Çok az değil mi? Elbette bunlar dışında da birkaç adet buraya ekleyebileceğimiz bilim platformu, sayfa ve site daha var. Onları da zamanla ekleyerek bu listeyi daha da uzatacağız. Ayrıca, üniversitelerin ilgili bilim alanlarına dair sitelerini de takip etmeniz faydalı olacaktır. Ancak diyebiliriz ki, şimdilik güncel biçimde takip edebileceğiniz, yalandan dolandan ve safsatadan uzak güvenilir Türkçe kaynaklar bunlar. Bizden sadece 15.8 ışık yılı uzakta... Uzay mekiği Atlantis'in 21 Temmuz 2...


Haarp ile ilgili gerçekleri açıklamadan önce, birkaç bin yıl öncesine gidip yaşananlara göz atmakta fayda var: Poseidon, bildiğiniz gibi antik dönemlerde kimi insanların tapındığı deniz ve deprem tanrısıdır. yeri sarsan Poseidon diye bilinir, depremler yaratır, denizlere hükmeder, tsunamilerle cezalandırır insanları. Fakat, gerçekte Poseidon'un bir tanrı değil de, dünya dışı zeki varlıklardan biri olduğu ve Dünya'da tanrı rolü keserek vur patlasın çal oynasın yaşadığı yönünde gizli tutulan tarihi kayıtlar ve metinler var. Fransız arkeolog Engraing de Taavetti'nin ulaşıp yayınladığı bu kayıtlara göre, Poseidon'un gücü elindeki ışıklar saçan bir cihazdan geliyormuş. Ne zaman öfkelense, korkudan dehşete düşmüş antik Yunanlıların gözü önünde bu cihaz ışıklar saçmaya başlıyor, yer sallanıyor, denizler kabarıyormuş. Tabi gerçekte, elindeki cihazın Poseidon'un göklerde gezinen aracının bir kumandası olduğu düşünülüyor. Bu araç da yüksek ihtimalle Poseidon'un yeryüzüne gelmekte kullandığı, uzay yolculuklarını gerçekleştirdiği gemisi. Aletten ışınlar çıkıp yer sallanmaya başladığında, dönemin metinlerinde bu aracın da gökyüzüne yükseldiğinden söz ediliyor. Burada bir konuya dikkat çekmek lazım: Eski Yunanlılar'ın astronomide oldukça iyi oldukları, Dünya'nın yuvarlak olup Güneş çevresinde döndüğünden, yıldızların hareketlerini detaylı bir biçimde hesaplamaya kadar, o çağdaki ilkel teknoloji ile elde edilemeyecek birçok bilgiye sahip oldukları biliniyor. Bu da Poseidon benzeri uzaylı-tanrıların insanlara bu bilgileri verdiğinin açık bir kanıtı. Yoksa böylesi bilgilere sahip olmaları milattan önceki o yıllarda mümkün olamazdı. Zurnanın zırt dediği yer HAARP Projesi ile Poseidon'un bağlantısı. Poseidon'un, Dünya'dan sıkılıp 2.000 yıl önce çekip gittiğinden ve tanrıcılık oynamayı bıraktığından beri birkaç defa daha gezegenimize gelip gittiği biliniyor. Pen State üniversitesinde nükleer fizik uzmanı olarak görev yapan Dr. Paul Edward Johansen'ın sızdırdığı Nasa'nın gizli belgelerine göre, Poseidon'un gemisi ile birkaç kez temas gerçekleştirildiği, hatta Poseidon'un Dünyalıların teknolojik ilerlemesinden etkilenip, bazı kilit uzay teknolojilerinde yardım etmeyi kabul ettiği açıkca yazıyor. Burada asıl önemli olan durum, zaten iyi niyetli olmayan Poseidon'un hava durumu ve depremleri kontrol ettiği teknolojinin temel ilkelerini ABD'ye vermiş olması. Aynı kaynaklara göre; Poseidon, ABD'nin dünyaya hakim olacak teknolojik gelişime ulaşmasını, güçlü fakat kendisine muhtaç bir müttefik haline gelmesini amaçlıyor. Dünya üzerinde ABD'nin deprem ve fırtınalar yaratmakta kullandığı HAARP projesinin bir türlü düzgün çalıştırılamaması da, hem HAARP sisteminin oldukça ilkel bir prototip olmasından, hem de Poseidon'un verdiği eksik teknolojilerden kaynaklanıyor. tam randımanlı bir çalışma için her seferinde Poseidon'a ihtiyaç duyuyorlar. Proje tamamlandığında, ABD ve birkaç küçük bölge haricinde, Dünya'nın tamamında büyük deprem ve tsunamiler oluşturarak insanların çoğu yok edilecek, kalanlar da ellerindeki her şeyi kaybetmiş ilkel toplumlar olarak yaşamaya devam edecekler. Deprem ve tsunamiler haricinde insanları Dünya'ya zarar vermeden yok etmenin yolu yok malesef. Atom bombası ve kimyasal silahlar hem doğaya, hem de diğer hayvanlara onarılması güç büyük zarar veriyorlar. Bu yıkım sonrasında, ABD toplumu Dünya'nın tüm kaynaklarından faydalanacağı gibi, Poseidon önderliğinde galakside ciddiye alınabilecek bir güç olma yolunda büyük bir adım atılmış olacak. Peki Poseidon bu şeytani plan ve ABD ile müttefikliğinden ne elde edecek? Tabi ki, dışlanmış olduğu kendi toplumuna karşı yanında yer alacak bi güç. Böylece Poseidon, yeniden gezegenlere hakim olabilen güçlü bir kişilik haline dönüşebilecek. .