Güneş Sistemi Nedir? Nasıl Oluşmuştur, Nasıl Evrimleşmiştir?

Transkript

1 Güneş Sistemi Nedir? Nasıl Oluşmuştur, Nasıl Evrimleşmiştir? Merhaba arkadaşlar, yepyeni ve uzun soluklu bir yazı dizisiyle, sizlerle birlikteyiz. Bu yazı dizimizde, öncelikle Güneş Sistemi'ni göreceğiz. Bütün dinamikleriyle Güneş Sistemi'ni işledikten sonra, gezegenlere geçeceğiz. Faydalı olacağını umarak, başlıyoruz. Öncelikle Güneş Sistemi ve diğer yıldız sistemleri hakkındaki basit bir önyargıyı yok etmenin faydalı olacağını düşünüyoruz. Güneş Sistemi, kapalı bir küre değildir. Güneş, Samanyolu Galaksisi'nin merkezinin çevresindeki hareketi sırasında, birçok gökcismini da birlikte sürükler. Bunların en büyükleri gezegenler, en küçükleriyse, sürüklenen atom altı parçacıkları saymazsak, gezegenler arası toz tanecikleridir. -Güneş Sistemi (genel): Güneş Sistemi, Samanyolu Galaksisi'nde bulunur. Samanyolu Galaksisi ise, Yerel küme'nin, yani bizim galaksimizin de içinde bulunduğu galaksiler kümesinin bir parçası olan,çubuklu sarmal türde bir galaksidir. Gözlemlenebilir Evren'deki milyarlarca gökadadan sadece bir tanesidir. Samanyolu Galaksisi'nin şekli hakkındaki yaygın görüş, bir çubuklu sarmal galaksi olduğu yönündedir. Merkezinde bulunan çubuk formundaki yıldız yoğunlaşmasının iki ucundan logaritmik spiral şeklinde uzanan iki ana kol ve yardımcı kollar, galaksinin genel formunu oluşturur. Bu görüş, Spitzer Uzay Teleskobu'ndan alınan bilgilerle kuvvetlendirilmiştir. Orion kolu, Samanyolu Galaksisi'nin küçük sarmal bir koludur. Güneş Sistemi ve dolayısıyla Dünya, Orion kolu'nun içinde bulunur. Güneş Sistemi'nin, Samanyolu Galaksisi'nin merkezine olan uzaklığı, ışık yıllık bir mesafedir.

2 Yukarıda, Samanyolu Galaksisi görülmektedir. Fotoğraf dikkatli incelenirse, Güneş'in galaksi içerisindeki konumu da görülebilir. -Güneş Sistemi (özel): Güneş Sistemi'nin en önemli bileşeni, hepimizin tahmin edeceği üzere, sistemin bilinen kütlesinin % 99,8'ini oluşturan; çekim kuvveti ile sistemin dağılmasını önleyen ve ana kolda yer alan, G2V* tipi bir sarı cüce olan Güneş'tir. Sistemin kalan kütlesinin % 90'ından fazlasını da Güneş'in etrafında dolanan en büyük iki gezegen olan Jüpiter ve Satürn oluşturur. Hatta Güneş Sistemi'ne, kimi kaynaklarda Güneş-Jüpiter Sistemi olarak da rastlayabilirsiniz; zira Jüpiter'in ileride göreceğimiz manyetik alanı, Güneş Sistemi'nin neredeyse yarısına yayılmış durumdadır. Gökcisimleri, Güneş'in çevresinde Kepler yasalarına uygun şekilde hareket ederler. Her gezegen, odak noktalarından birinde Güneş'in bulunduğu yaklaşık bir elips yörünge üzerinde hareket eder. Güneş'e daha yakın olan gökcisimleri daha hızlı hareket eder. Güneş Sistemi'ndeki astronomik uzaklıkları betimlemek için, astronomik birim (İngilizce: Astronomical Unit: AU) adlı bir birim kullanılır. 1 astronomik birim, Dünya'mızın Güneş'e uzaklığı olan km'dir. Güneş Sistemi, çekim etkisindeki 8 gezegen ile onların, şimdilik bilinen 166 uydusu, 5 cüce gezegen (Ceres, Plüton, Eris, Haumea, Makemake) ile onların yine şimdilik bilinen 6 uydusu ve milyarlarca

3 küçük gökcisminden oluşur. Biraz daha açarsak, Güneş, 4 yerbenzeri iç gezegen, küçük, kaya ve metal içerikli asteroitlerden oluşmuş bir asteroit kuşağı, 4 gaz devi dış gezegen, ve Kuiper kuşağı denen buzsu cisimlerden oluşan ikinci bir kuşaktan ibarettir. Kuiper kuşağı'nın ötesinde ise seyrek disk, gündurgun (heliopause) ve en son olarak da varsayımsal Oort bulutubulunur. Güneş'ten olan uzaklıklarına göre gezegenler, şöyle sıralanır: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, ve Neptün. Bu 8 gezegenin 6'sının çevresinde doğal uydulardöner. Doğal uyduların özellikleri, gezegenin kendisinden ayrılmamış olup, sonradan gezegenin yörüngesine girmiş gökcisimleri olmalarıdır. Ayrıca dış gezegenlerin her birinin toz ve diğer parçacıklardan oluşan halkaları vardır. Beş cüce gezegen ise; Kuiper kuşağı'nda yer alan Plüton, Haumea ve Makemake; asteroit kuşağındaki en büyük cisim olan Ceres ve seyrek diskte yer alan Eris'tir. Eris, bilinen en büyük cüce gezegendir. Güneş Sistemi Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimine geçmeden önce, Güneş'in enerji kaynağından da biraz bahsetmek faydalı olacaktır. Güneş, bilinen tüm yıldızlar göz önüne alındığında, orta büyüklükte bir yıldızdır. Işık ve ısı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerindeki hayatın hemen hemen tamamının var olmasını ve sürmesini sağlar; Dünya'daki iklimi ve hava durumunu önemli derecede etkiler. Güneş yüzeyi, Güneş kütlesinin %74'ünü ve hacminin %92'sini oluşturan hidrojen,kütlesinin %24-25'ini ve hacminin %7'sini oluşturan helyum ile Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca,ve Cr gibi diğer elementlerden oluşur. Güneş'in yıldız sınıfı, daha önce de belirttiğimiz gibi,g2v'dir. G2, Güneş'in yüzey sıcaklığının yaklaşık K olduğu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduğu anlamına gelir. Gün ışığının atmosferden geçerken kırılması sonucu, sarı gibi görünür. Peki Güneş, Güneş Sistemi'ni derleyip toplayacak enerjiyi nasıl üretir? Güneş, enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder vehidrostatik denge içindedir; yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür. Saniyede 600 milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür. Bu da, Güneş'in her

4 geçen saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar. Güneş Sistemi'nin Oluşumu ve Evrimi Güneş Sistemi'nin oluşumunu açıklamak için, tarih boyunca farklı görüşler ileri sürülmüştür. Bilinen ilk ciddi görüşü, 17. yüzyıl'da yaşayan Fransız matematikçi, bilim insanı ve filozof, René Descartesortaya atmıştır. Descartes'ın ''burgaçlar modeli'', oldukça kısa sürede terk edildi; çünkü söz konusu olan bu modelde, gezegenlerin az çok aynı düzlem içinde döndüğü göz önüne alınmamıştı. 18. yüzyıl'da ise Alman filozofu, Immanuel Kant ve sonra Fransız matematikçi ve astronom, Pierre-Simon Laplace, ''İlkel bulutsu modeli''ni benimsediler. O zamanki İlkel bulutsu modeline göre (''o zamanki'', çünkü modeller gelişir, değişir; bu model de bilgimizin artmasıyla birlikte değişmiştir), Güneş Sistemi, önceleri çekimin etkisiyle büzülen bir gaz ve toz bulutsusu şeklindeydi. Büzülme, bu bulutsu galaksi çevresinde dönüyorken, bunun sarmal kollarından geçerken başladı. Dönüş hızı arttığından, bulutsu, bir disk biçimini aldı. Daha sonra, merkezde Güneş oluşurken, gezegenler ve uydular bu disk içerisindeki yerel yoğunlaşmalar sonucunda ortaya çıktı. Buraya kadar olanlar, İlkel bulutsu modelinin ilkel zamanlarında, yani 18. yüzyıl'da Güneş Sistemi'nin oluşumu için yaptığı yorumlardır. Bundan bağımsız olarak, asteroitlere gelince; bunlar Jüpiter'in çekimi yüzünden, gezegen oluşturmak için yeterince büyüme olanağı bulamayan cisimlerdir. Gelişen ve güncel İlkel bulutsu modeli ise, son 50 yılda elde edilen kanıtlarla beraber, iyice güçlenmiştir. Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Kuramın gelişmiş versiyonunda, başlangıç, ilkel olana benzer. Bu kurama göre; Güneş Sistemi, girdap gibi dönen dev bir yıldızlararası gaz ve toz bulutundan oluştu. Tam da burada,yoğunlaşma olgusu karşımıza çıkıyor; bu olgunun niteliklerini anlamak için, biraz soluklanmamız gerekecek. Buradaki kullanımında yoğunlaşma, bir gaz buluttan katı veya sıvı parçacıkların olusumu anlamını taşır. Yoğunlaşmanın bu türevi, gezegenlerin oluşumunu anlamamız açısından önemlidir. Oluşuma devam edersek, devam eden süreçte bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça, içindeki atomlar, artan frekanslarla çarpışmaya başladı. Hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da arttı. Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe, kabaca 200 AB çapında, kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir ön yıldız oluştu. Çok eski göktaşlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması, Güneş'in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası, çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek, Güneş'in oluşmasını tetiklemiş de olabilir. 100 milyon yıla yakın bir süre sonra, çöken bulutsunun merkezinde oluşan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı, ön yıldızın nükleer füzyona başlamasına yetecek miktara gelmişti. Bildiğimiz gibi, nükleer füzyon için, hafif hidrojen çekirdeklerinin birleşip, ağır helyum atomlarını oluşturması gerekir; işte bu da, söz konusu bulutsunun merkezinde sağlanıyordu. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı

5 durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar, bu artış devam etti. İşte bu noktada Güneş, artık tam bir yıldız olarak kabul edilebilir. Geride kalan gaz ve tozdan oluşan bulutsudan, çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun, kaynaşma ve yukarıda bahsettiğimiz yoğunlaşma süreciyle meydana geldiği düşünülmektedir. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yeralan ön yıldız çevresinde dönen toz taneleri olarak başlamaları, yavaş yavaş bir ile 10 metre çapında topaklar haline gelmeleri, daha sonra çarpışarak, 5-10 km çapında gezegenciklere dönüşmeleri ve sonraki birkaç milyon yıl boyunca çarpışmalara devam ederek, her yıl kabaca cm kadar büyümeleri sürecidir. Bulutsu Modelinin Şematizasyonu Peki, İlkel bulutsu kuramını destekleyen kanıtlar nelerdir? Diğer genç ve gözlemleyebildiğimiz yıldız oluşum bölgelerinde, yıldızların etrafında oluşan gaz ve toz bulutlarından meydana gelen gezegenimsi cisimler, bize bu konuda oldukça sağlam bir kanıt sunmaktadır. Ayrıca bu kanıtı sağlamlaştıran, bu tip oluşumları, bütün genç yıldız oluşum bölgelerinde gözlemleyebilmemizdir. Aşağıda bu gözlemlere örnekler görebilirsiniz.

6 Merkezdeki yıldızın ışığı engellendiğinde, yıldızın etrafında toplanan gaz ve toz bulutunda, bazı gezegenimsi yapılar gözlemlenebilir. Yukarıdaki resimde her ne kadar yıldızın parlaklığı engellenmişse de, etrafındaki gezegenimsi yapılar biraz da küçük kaldığı için, pek dikkat çekmeyebilir; ancak resmin derinliklerinde, sayamayacağımız kadar çok gezegenimsi yapının mevcut olduğunu söyleyebiliriz. Bir çift yıldız sistemi etrafındaki ikiz toz diski görüyoruz. Burada ortadaki sarıya yakın bölgeler, sıcak bölge olan yıldızlar; maviye doğru kayan bölgeler ise gaz ve toz bulutlarıdır. (Görüntü, VLA teleskopları ile radyo dalgaboylarında alınmıstır.)

7 Yukarıdaki fotoğrafta ise bir çift yıldız sisteminin radyo teleskoplarıyla alınmış görüntüsü vardır. Renklerin ne anlama geldiğini, fotoğrafın altına açıkladık. Gezegenimsi yapılar, maviye doğru kayan gaz ve toz diski içerisinde yer almaktadır. Spitzer Kızılötesi Uzay Teleskopu'nun keskin gözleri, yukarıda bir görüntüsü görülen Orion Bulutsusu'nda çevrelerinde gaz ve toz diskleriyle oluşum aşamasında 2300 yıldız belirlemiştir. Bu gaz ve toz disklerinin her biri, uygun koşullarda birer güneş sistemi oluşturmaya adaydır. Çıplak gözle bakıldığında Orion (Avcı) takımyıldızı'nda bulanık bir nokta gibi görünen bulutsu, aslında görece yeni doğmuş ya da doğmakta olan binlerce yıldızı barındıran bir bölgedir. Bulutsu içindeki toz ya da çevrelerindeki toz disklerince gizlendikleri için, optik teleskoplarla görülemeyen bu yıldızlar, yıldızlarından aldıkları ısıyı yeniden yayan toz sayesinde Spitzer'e yakalanıyorlar. Spitzer'le yapılan gözlemler, bulutsu içindeki yıldızların %60 ila %70'inin toz disklerine sahip olduğunu ortaya koymuştur. Astronomlar, Güneş Sistemi'nin, Güneş ana koldan uzaklaşana kadar, şimdiki şekliyle ve durumuyla kalacağını tahmin etmektedir. Güneş, hidrojen yakıtını yaktıkça geride kalan yakıtı yakabilmek için giderek ısınır, dolayısıyla da daha hızlı yakmaya devam eder. Bundan dolayı, her 1 milyar yılda bir, parlaklığı %10 oranında artmaktadır. Yine tahminlere göre, bugünden aşağı-yukarı 6,4 milyar yıl sonra, Güneş'in çekirdeği o kadar ısınmış olacak ki, daha az yoğun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluşmaya başlayacak. Sonuç olarak Güneş, şimdiki çapının yaklaşık 100 katı kadar genişleyecek ve bir kırmızı dev olacaktır. Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı

8 nedeniyle,soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir. En sonunda Güneş'in dış katmanları ayrılacak ve geride olağanüstü derecede yoğun bir gökcismi olan beyaz cüce kalacaktır. Bu beyaz cüce,güneş'in ilk kütlesinin yarısına sahip olacak ancak büyüklüğü Dünya kadar olacaktır. Güneş Sistemi'nin İçeriği ve Diğer Dinamikleri Güneş Sistemi'nin içeriği hakkında biraz katetmek istersek, şunları söyleyebiliriz: maddelerin her biri yoğunlaşma sıcaklıklarına göre dört ayrı grupta toplanır: metaller, kayalar, hidrojen bilesikleri vehafif gazlar. Metaller: çoğunlukla demir, nikel ve alüminyumdan; kayalar: yeryüzündeki maddeler ve silikatlardan; hidrojen bileşikleri: 150K altında buza dönüşen, metan (CH4), amonyak (NH3),ve su (H2O) gibi bileşiklerden; hafif gazlar: hidrojen ve helyumdan oluşur. Güneş, ışıkla beraber, plazma denilen yüklü parçacıklardan oluşan güneş rüzgârını da ışıma yoluyla uzaya yayar. Söz konusu parçacık akısı, yaklaşık km/sa hızla yol alır vegünküre denen, Güneş Sistemi'nin içine yaklaşık 100 AB kadar giren seyrek bir atmosfer oluşturur. Buna aynı

9 zamanda gezegenlerarası ortam adı da verilir. Güneş'in 11 yıllık güneş çevrimi, sıklıkla oluşan güneş parlamaları ve koronal kütle atımları ile günküreyi karıştırarak uzayda bir hava durumu oluşturur. Güneş'in dönen manyetik alanı, gezegenlerarası ortamı etkileyerek, Güneş Sistemi'nde en büyük yapı olan günküresel akım katmanını oluşturur. Dünya'nın manyetik alanı, atmosferini, Güneş rüzgârı ile etkileşime girmekten korur. Venüs ve Mars'ın manyetik alanı yoktur; dolayısıyla da Güneş rüzgârı bu gezegenlerin atmosferinin yavaş yavaş uzaya doğru kaçmasına sebep olmuştur. Güneş rüzgârının, Dünya'nın manyetik alanıyla etkileşime geçmesi sonucunda manyetik kutuplar yakınlarında gözlemlenen kutup ışıkları (auroralar) oluşur. Kozmik ışınlar ise Güneş Sistemi dışı kaynaklıdır. Günküre Güneş Sistemini kısmen korur; ayrıca gezegenlerin manyetik alanları (eğer varsa) da koruma sağlar. Yıldızlararası ortamda bulunan kozmik ışınların yoğunluğu ve Güneş'in manyetik alanının kuvveti, çok uzun zaman dilimleri içinde salınımlar gösterir. Dolayısıyla da Güneş Sistemi içinde kozmik ışıma düzeyi değişiklik gösterir; ama bunun ne kadar olduğu bilinmemektedir. Gezegenlerarası ortamda, en az iki disk tipi kozmik toz bölgesi bulunur.birincisi, iç Güneş Sistemi'nde yer alan ve zodyak ışıklarına sebep olan zodyak toz bulutudur. Büyük bir olasılıkla, gezegenler arasındaki etkileşim nedeniyle asteroit kuşağında meydana gelen çarpışmalar sonucunda oluşmuştur. İkincisi ise 10 AB ile 40 AB arasında uzanır ve büyük bir olasılıklakuiper kuşağı'nda meydana gelen benzer çarpışmalar sonucunda oluşmuştur. Kuyruklu yıldızlardan bahsetmek gerekirse, sadece birkaç kilometre büyüklüğünde olan ve uçucu buzlardan oluşan küçük, hareketli gökcisimleridir. Aşırı dışmerkezli yörüngeleri bulunur; yani izledikleri yörünge, o yörüngeye sahip olan yıldıza çok uzaktır. Bir kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemi'ne girdiğinde, Güneş'e yakınlığı nedeniyle buzdan yüzeyleri süblimleşerek iyonize olur ve çıplak gözle görülebilen gaz ve tozdan oluşan uzun kuyruklu yıldız saçını (koma) oluşturur. Kısa periyotlu, yani Güneş Sistemi'ne sık sık (astronomik anlamda sık) kuyruklu yıldızlar, iki yüz yıldan az süren periyotlarla Güneş Sistemi'ne uğrarlar. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızların periyotları ise binlerce yıl sürer. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızların Kuiper kuşağı'nda, Hale-Bopp kuyruklu yıldızı gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızların da Oort bulutu'nda doğdukları tahmin edilmektedir. Hiperbolik yörüngeye sahip bazı kuyruklu yıldızlar, Güneş Sistemi dışından gelmiş olabilir; ancak bunların yörüngelerini belirlemek oldukça zordur. Uçucu bileşenlerinin çoğu Güneş'e yaklaştıklarında oluşan ısınma nedeniyle artık tamamen kaybolmuş olan eski kuyruklu yıldızlar, sıklıkla asteroit olarak sınıflandırılır.

10 Hale-Bopp Kuyruklu yıldızı. Bu dizinin bir sonraki yazısında, Güneş'i ele alacağız. Daha sonrasında gezegenlerle devam edeceğiz. Güneş Sistemi ile ilgili birçok konuya burada değinmedik; çünkü gezegenleri işlerken, onları da en ince ayrıntılarıyla ele alacağız. Umarız bu yazı dizimizin ilk yazısı faydalı olmuştur. Sevgiler.

11 *G2V tipi yıldız: Tayflarına göre çok sıcak olan O sınıfı yıldızlardan gazyuvarlarında özdeklerin (molekül) oluşabileceği kadar soğuk olan M sınıfı yıldızlara kadar farklı yıldız sınıflandırmaları bulunur. Azalan yüzey sıcaklıklarına göre ana yıldız sınıflandırmasındaki sınıflar şöyledir: O, B, A, F, G, K, ve M. Nadir bulunan tayf özelliklerine sahip yıldızlara özel sınıflandırmalar da bulunur. Bu tiplerin içinde en çok rastlananlar en soğuk düşük kütleli yıldızlar için L sınıfı ve kahverengi cüceler için de T sınıfıdır. Her harfin 0'dan 9'a (en sıcaktan en soğuğa) sıralanan 10 alt sınıfı bulunur. Bu sistem sıcaklıklar ile oldukça uyumlu da olsa en sıcak uca gidildikçe sistem bozulur; O0 ve O1 sınıfı yıldızlar varolmayabilirler. Bunlara ek olarak yıldızların uzaysal boyutu ve yüzey kütleçekimine denk gelen ''parlaklık etkilerine'' göre de sınıflandırılabilir. Bu ölçekteki yıldızlar sınıfından (üstün devler) III sınıfına (devler), V sınıfından (ana dizi cüceleri) VII sınıfına (beyaz cüceler) dizilirler. Yıldızların çoğu, hidrojen yakan sıradan yıldızların oluşturduğu ana dizide bulunur. Güneş Sistemi: Güneş, Var Oluşu, Evrimi, Özellikleri ve Yıldızımıza Dair Geriye Kalan Her Şey... Ciddi ciddi sokağa çıkıp, ''Bize en yakın yıldız hangisidir?'' diye sormak isterdik insanlarımıza. Güneş'in bir yıldız olduğunu bilmeyen var mıdır? Olmasa bile Güneş bir yıldızdır; Dünya'ya en yakın yıldız. Peki yıldız nedir? Genellikle hidrojen-helyum dönüşümü (füzyon) ile enerji üreten plazma küreleri olarak tanımlansalar da, daha ağır elementleri (karbon, nikel gibi) bünyesinde barındıran yıldızlar da mevcuttur. Samanyolu Galaksisi'nin sarmal Orion kolu üzerinde, Samanyolu Galaksisi'nin merkezinden ışık yılı uzaklıkta bulunan Güneş, kendi çevresindeki bir dönüşünü, ortalama 25 günde tamamlar. Güneş'in fiziksel özelliklerini nicel olarak direkt vermektense, Dünya'mıza bağıl özelliklerini vermenin daha mantıklı olduğunu düşünüyoruz. Güneş'in çapı, Dünya'nın çapının 109 katı; yani km'dir. Hacmi ise Dünya'mızın katı ve ağırlığı katı kadardır. Toplam kütlenin hacme oranı olarak değerlendirebileceğimiz yoğunluğa gelirsek; Güneş'in yoğunluğu, Dünya'nın yoğunluğunun çeyreği kadardır; ki bunu da Güneş'teki sıcaklık ve basınç dolayısıyla bekleyebiliriz. Güneş'in kendi ekseni etrafındaki dönüş hızı, km/sa'tir. Yüzey sıcaklığı 5500 C; çekirdeğinin sıcaklığıysa C'dir. Dünya'mız, Güneş'teki toplam ısının 2 milyarda 1'ini alır. Geriye kalan ısı ise uzay boşluğuna dağılır.

12 Bu sevimsiz rakamlardan sonra, Güneş ile kucaklaşabiliriz. Güneş'in, ışıma geçirmeyen iç bölümünü incelemekle, diğer yıldızların iç bölümlerini incelemek arasında çok az fark vardır ama Güneş yüzeyinde, 500 km'den küçük ayrıntılar fark edilebilir. Gözlemlerin kesinliği sayesinde Güneş, yeryüzünde gerçekleştirilemeyen koşullarda, iyonlaşmış maddenin davranışlarını inceleme olanağı veren olağanüstü bir fizik laboratuvarı haline gelmiştir. Sakin atmosferi, konveksiyon ile iç enerji taşınımı mekanizmalarının bulunduğunu işaret eder. Etkin bölgeleri ise dış katmanlarını bazen kararsız olan manyetik alanların yapılandırdığını gösterir; bu kararsızlık da 11 yıllık bir döngüye göre değişir. Güneş, bütün bunların dışında, atmosferini etkileyen olayların karmaşıklığı hakkında bize bilgi verebilen tek yıldızdır. Güneş, bir yıldız tipi olarak sarı cücedir. Neredeyse mükemmel bir küredir; basıklık oranı, 1/ 'dur (Yani, mükemmel bir küre düşündüğümüzde, ekvatoral çapın her birimlik artışında, 1 birim geç kalan bir kutupsal çap söz konusu). Güneş'in plazma halinde bulunduğunu söylemiştik; yani yapısında serbest iyonlar söz konusudur. Kayalık gezegenlerde rastlandığı gibi, Güneş'in belirli sınırları yoktur. Dış katmanlarında, merkezinden uzaklaştıkça gaz yoğunluğu düzenli olarak azalır. Ancak, dış yüzeyin aksine, Güneş'in belirli bir iç anatomisi vardır. Güneş'in yarıçapının ölçüm sınırı, merkezinden ışıkyuvarının (fotosfer) kenarına kadardır. Işık yuvarı, Güneş'e çıplak gözle (tabii ki de Gama Işını Teleskobu aracılığıyla) bakıldığında görülen yüzeydir. Güneş çekirdeği ise toplam hacmin 1/10'una ama toplam kütlenin de 2/5'ini oluşturur. Çekirdek: Nükleer füzyon enerjisinin oluştuğu yerdir. Üstündeki katmanlar ve oluşan kütleçekimi basıncının büyüklüğü nedeniyle çekirdek çok sıcak ve yoğundur. Nükleer füzyon aşırı sıcak ve yoğunluk gerektirir. Güneşin çekirdek sıcaklığı, K civarındadır. Suyun yoğunluğunun 160 katı kadar yoğunluğa sahiptir.

13 Bu durum ise suyun 7 katı yoğunluktaki demir yoğunluğunun 20 katı fazla yoğunluk demektir. Bununla birlikte, Güneş'in iç bölgesi hala gazdır. Radiyatif bölge: Süper sıcak iç bölgeden daha soğuk dış bölgeye fotonlarla enerji taşır. Teknik olarak bu terim, çekirdeği de kapsar. Radiyatif bölge, Güneş yarıçapının yaklaşık %85 kadar daha iç kısmındadır. Konvektif Bölge: Güneş yarıçapının %15'lik daha dış kısmındaki enerji, konveksiyonolarak tanımlanan bir yöntemle, büyük gaz hareketleriyle taşınır. Daha düşük sıcaklıklarda, daha çok iyon foton radyasyonunun dışarıya doğru akımını engelleyebilir. Böylece çok sıcak iç bölgelerden soğuk boşluğa, enerji taşınmasına yardımcı olmak için konveksiyonda doğal hareketler oluşur. Yüzeyin hemen altında bulunan Güneş'in bu bölgesi, konveksiyon bölgesi olarak tanımlanır. Güneş'in Yüzeyi (Fotosfer): Fotosfer, kelime olarak ''ışık küre'' anlamındadır. Güneş'in en üstünde yer aldığı için, Güneş yüzeyi olarak da adlandırılır. Fotosfer, Güneş'in en derin tabakası olarak da görülür. 500 km kalınlığındadır. Güneş tamamen gazlardan oluşmakta ve bunlar doğrudan gözlemlenemeyecek yoğunluktadır. Güneş fotosferi yaklaşık 5840 K sıcaklığa sahiptir. Güneş Atmosferi: Çekirdekten Güneş yüzeyine doğru dışarıya hareket, gazın sıcaklık ve yoğunluğunu düşürür. Yoğunluktaki azalma eğilimi, Güneş atmosferinden dışarıya doğru devam eder. Bununla birlikte fotosferin üzerinde sıcaklık artar. Sıcaklığın artış sebebi kesin olarak bilinmemekle birlikte, bazı teoriler atmosferi ısıtmak için sonik veya manyetik dalgalardan bahsetmektedirler. Kromosfer: Güneş tutulması sırasında, karanlık ay kenarından ince pembe bir tabaka süzülür. Renkli bu tabaka, kromosfer olarak tanımlanır ve renk küresi olarak da isimlendirilir. Kromosfer yalnızca km kalınlığındadır. Sıcaklığı ise fotosferden dışarıya doğru yükselmektedir.

14 Güneş'in Oluşumu, Evrimi ve Yaşam Döngüsü Bu dizinin ilk yazısında belirttiğimiz gibi, Güneş Sistemi, 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu görüşe göre; Güneş Sistemi, girdap gibi dönen dev bir yıldızlararası gaz ve toz bulutundan evrilmiş, yoğunlaşmıştır. Bu sürecin devamında, bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça, içerdiği atomlar, artan frekanslarla çarpışmaya başlamıştır. Hemen hemen kütlenin bütününün toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da artmaya başladığında, kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledi ve aşağı yukarı 200 AB çapında, kendi ekseni etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü. Merkezde sıcak ve yoğun bir ön yıldız oluştu. Çok eski göktaşlarının üzerinde yapılan araştırmalarda, ancak devasa

15 büyüklükte patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması, Güneş'in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası, çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek, Güneş'in oluşmasını tetiklemiş de olabilir. Köken olarak gezegen oluşumu ile Güneş'in oluşumu aynı izleri taşır; peki neden bugünkü yapıları ve özellikleri farklıdır? Bu soruyu cevaplayabilmek için, bir soru daha sormamız gerekiyor: Güneş'i oluşturduğundan bahsettiğimiz gaz ve toz bulutu nereden gelmiştir? Evren'de yeni yıldız oluşum bölgelerine bakıldığında, bu bölgelerin yakın zamanda (en az birkaç milyon yıl) patlamış bir süpernova sonucunda oluştuğu görülmüştür. Bu anlamda, Güneş'in de bir veya birkaç süpernova patlamasının kalıntılarıyla oluştuğu düşünülmektedir. Gezegenleri oluşturan topluluğun yoğunluğu ve basıncı yeterli gelmediği için, füzyon olayı başlamamış ve bir süre sonra bu yapı soğumaya ve kabuk bağlamaya başlamıştır. Bu konuda, son yıllarda meydana gelen gelişmelerden de bahsetmek gerekiyor. NASA'nın Genesisprojesinin 2004 ayağı kapsamında toplanan verileri inceleyen araştırmacılar, Güneş ve gezegenlerin, sanılandan daha farklı oluşmuş olabileceğini keşfetmişlerdi. Toplanan veriler, Güneş ve gezegenlerin, Güneş Sistemi'nde en çok bulunan maddeler olan, oksijen ve azot (nitrojen) içerikleri arasındaki farkı ortaya çıkarmıştı. Genesis araştırmacılarından, UCLA'da (University of California, Los Angeles) görev yapmakta olan ve Genesis bulguları ile ilgili yayınlanan iki makalenin yazarlarından olan Kevin McKeegan, şu ifadeleri kullanmıştı: 'Yeryüzü, Ay, Mars ve yine asteroit örneği denebilecek göktaşlarında O-16 konsantrasyonunun, Güneş te olduğundan daha düşük olduğunu gördük. Buradan hareketle, Güneş i oluşturan ile aynı Güneş bulutsusu maddelerinden oluşmadığımız ortaya çıkıyor; geriye yalnızca nasıl ve neden sorularını cevaplamak kalıyor.'' Yeryüzü ndeki hava, nötron sayıları ile faklılaşan üç çeşit oksijen atomu içerir. Güneş Sistemi nde oksijen atomlarının %100 e yakını O-16 dır; fakat az miktarda O-17 ve O- 18 olarak adlandırılan izotoplar da mevcuttur. Genesis'ten elde edilen oksijen örneklerini analiz eden araştırmacılar, Güneş in içerdiği O-16 oranının, Yeryüzü ve diğer karasal gezegenlerdekinden daha fazla ve dolayısı ile diğer izotopların oranının daha az olduğunu görmüşlerdi. Diğer makalede ise Güneş ve gezegenlerin azot elementi içeriği tartışıldı. Oksijene benzer bir şekilde, azotun N-14 izotopu Güneş Sistemi'ndeki azot atomlarının %100'e yakınını oluştururken, az miktarda N-15 de mevcuttur. Bulguları inceleyen araştırmacılar, Güneş ve Jüpiter'in, Yeryüzü atmosferinden biraz daha fazla N-14, fakat %40 daha az N-15 içerdiğini gördüler. Jüpiter ve Güneş ise aynı azot bileşimine sahip. Oksijen için olduğu gibi, Yeryüzü ve İç-Güneş Sistemi, azot içeriği bakımından Güneş'ten çok farklıdır. Genesis araştırmacılarından, Fransa'da, Petrografi ve Jeokimya Araştırmaları Merkezi'nde görev yapmış olan ve yayınlanan iki makalenin diğer bir yazarı olan Bernard Marty,

16 "Bu bulgular, karasal gezegenler, göktaşları ve kuyruklu yıldızlar da dâhil olmak üzere tüm Güneş Sistemi cisimlerinin, Güneş Sistemi ni oluşturan ilkel bulutsunun bileşiminden bir sapma sergilediklerini gösteriyor. Bu heterojenliğin sebebini anlamak, Güneş Sistemi nin nasıl oluştuğuna dair fikirlerimizi mutlaka etkileyecektir." diyor. Veriler, Genesis'in, Güneş rüzgârlarından ve Güneş'in dış katmanlarından salınan maddelerin incelenmesi ile elde edildi. Bu maddeler, bilimsel bulgulara göre Güneş'in dış katmanı milyarlarca yıldır ölçülebilen bir değişim göstermediğinden, ilkel bulutsuya ait bir çeşit fosil olarak düşünülebilir. Genesis'in proje yürütücülerinden, California Pasadena'daki California Teknoloji Enstitüsü'nde (CIT) görev yapmakta olan Don Burnett: ''Güneş, şu anda Güneş Sistemi nde var olan maddelerin %99 undan fazlasını içermektedir; dolayısı ile önemli bir araştırma konusu diyor ve ekliyor:''beklenenden daha zorlu olmasına rağmen, bazı önemli soruları cevaplayabildik ve tüm başarılı araştırmalar gibi daha fazla soru ortaya çıktı.'' Genesis projesi, 2000 yılının Ağustos ayında başlatılmıştı. Uzay aracı, Yeryüzü'nden yaklaşık km mesafede olan L1 Lagrange noktası'nda (Güneş Sistemi'nde, zıt kütleçekimlerinin birbirini yaklaşık olarak sıfırladığı noktalardan biri) 2001 ve 2004 yılları arasında, 886 gün boyunca pasif olarak Güneş rüzgârı örnekleri toplamıştı. 8 Eylül 2004'te araç, topladığı örnekleri bir kapsül içinde Dünya'ya yolladı. Kapsül, paraşütünün açılmaması nedeniyle kötü bir iniş yapmış olsa da, 1972'deki Apollo Ay görevinden sonra, ve Ay'ın ötesinden gelen ilk numune kapsülüydü. Houston'daki NASA'ya ait Johnson Uzay Merkezi, elde edilen örnekleri düzenleme, dağıtma ve analiz desteği görevini üstlenmekteydi.

17 Bir sanatçı gözüyle Genesis Uydusu. Güneş'in yaşam döngüsünden söz edecek olursak, öncelikle yaşından başlayabiliriz. Güneş'imizin yaşı, 4,6 milyar yıl olarak (daha hassas ölçümlerle, 4,57 milyar yıl olarak) hesaplanmaktadır. Güneş, yıldız evrimi aşamasının yarı yolundadır. Bu aşamada, Güneş'imizde de olduğu gibi, çekirdekte oluşan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüştürür. Saniye başına, Güneş'in çekirdeğinde yaklaşık ton madde enerjiye çevrilir ve nötrino dediğimiz parçacıklarla beraber, radyasyon ortaya çıkar. Böylece Güneş bünyesinde, günümüze kadar 100 Dünya kütlesi kadar madde enerjiye çevrilmiştir. Güneş, yaklaşık olarak 10 milyar yıl ana dizi yıldızı olarak yaşamına devam edecektir. Süpernova halinde patlayacak kadar fazla kütleye sahip olmayan Güneş'imiz, gelecek 5-6 milyar yıl içinde, kırmızı dev evresine geçecektir. Merkezinde bulunan hidrojen yakıtı azaldıkça, dış tabakaları genişleyecek; çekirdeği büzüşerek ısınacaktır. Bu süreç sonunda, helyum füzyonu başlayacak ve karbon ile oksijen oluşacaktır. Güneş'in dış tabakalarının genişleyerek Dünya'nın yörüngesinin bulunduğu noktaya kadar gelmesi, bu süreç içinde olasıdır; ama yapılan araştırmalar, Güneş'ten kırmızı dev evresinin başlarında kaybolan kütle nedeniyle, Dünya'nın yörüngesinin daha da uzaklaşacağını, dolayısıyla da Güneş'in dış tabakaları tarafından yutulmayacağını önermektedir. Ancak Dünya'nın üstündeki suyun tamamı kaynayacak ve atmosferinin çoğu uzaya salınacaktır. Zaten birkaç milyar yıl sonra da

18 yüzeyde bulunan suyun, tamamen yok olması beklenmektedir. Güneş'in yaşam döngüsüne geri dönersek, kırmızı dev aşamasının ardından yoğun termal titreşimler, Güneş'in dış katmanlarından kurtularak bir gezegensel bulutsu oluşturmasına sebep olacaktır. Geride kalan tek cisim, aşırı derecede sıcak olan yıldız çekirdeği olacaktır. Bu çekirdek ise milyarlarca yıl boyunca aşama aşama soğuyup beyaz cüce olarak yok olacaktır. Zaten bu senaryo da, düşük ve orta kütleli yıldızların tipik gelişim senaryosu olarak bilinmektedir. Güneş Sistemi'nin Çifte Kavrulmuşu: Merkür Merkür deyince aklımıza ne geleceği, önceden belirli sanki: kavrulmak, sıcak, erimek, küçük.bunlardan yola çıkarak, bilinçaltımızda nasıl bir Merkür imajı yerleşmiş acaba? Zayıflık, küçüklük ve dayanıksızlık mı; yoksa dayanıklılık ve istikrar mı? Bilinçaltımızda beliren kavramlardan bağımsız olarak, orada bir gezegen var ve tabii ki de bilinmeyenleri ve bilinenleri ile beraber. Kuru yüzeyiyle Merkür. 1.Tarihçesi ve Anahatlarıyla ''Merkür'' Adını, diğer gezegenler gibi, bir Roma tanrıçasından alan Merkür, çıplak gözle gözlemleyebileceğimiz 5 gezegenden biridir (diğerleri: Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn'dür). Ayrıca Merkür, uydusu olmayan

19 iki gezegenden biridir (diğeri Venüs'tür). Merkür, Güneş Sistemi'nin en iç yörüngedeki en küçük gezegenidir. Güneş'e çok yakın oluşu, teleskopla yapılan gözlemleri güçleştirmesine rağmen, ilk ayrıntılı teleskop gözlemleri, 1800'lü yıllarda yapılmaya başlanmıştır. Bu çalışmalardan önce, 1639'da İtalyan astronom, Giovanni Battista Zupi, basit bir teleskop yardımı ile Merkür'ün evreleri olduğunu keşfetmişti ve bu gezegenin, Güneş etrafında döndüğünü bildirmişti.1880 ve 1890 yılları arasındaki 10 yıllık süreçte, İtalyan astronom, Giovanni Virginio Schiaparelli, Merkür'ün yüzey haritasını yapma çalışmasını yürütmüş ve Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönme süresinin 88 günlük Güneş etrafında dönme süresine denk olduğunu önermiştir. Yunan asıllı ve Türkiye doğumlu olmasına rağmen, Fransız astronom Eugène Michel Antoniadi, 1934 yılında yayınladığı kitabında, Merkür'ün o zamana kadar yapılmış en ayrıntılı albedo* haritasını sundu ve gezegenin dikkate değer bir atmosferi bulunduğunu öngördü. 19. yüzyıl'ın ikinci yarısından sonra, Merkür'e yönelik çalışmalar hız kazanmıştır. Merkür'ün karanlık yarıküresinin mikrodalga çalışmaları, bu yarıkürenin oldukça sıcak olduğunu belgelemiştir. 1964'e gelindiğinde, M.I.T.'de (Massachusetts Institute of Technology - Massachusetts Teknoloji Enstitüsü) yüksek lisansını yapan, Gordon Pettengill isimli radyo astronom ve gezegen fizikçisi, radar gözlemlerini kullanarak, Merkür'ün kendi etrafında dönme süresinin, Güneş etrafında dönme süresinin %65'ine denk olduğu sonucuna varmıştır. Bu da,güneş etrafında iki defa dönmeyi tamamladığında, üç defa kendi ekseni etrafında dönmeyi tamamladığı anlamına gelmektedir yılında Arecibo radyoteleskopu'ndan yapılan radar gözlemlerinde, gezegenin kutup bölgelerinde donmuş halde su bulunabileceğini düşündüren bulgular elde edilmişti; fakat halâ bu bulgulara kanıt olacak gözlemler gelmedi. Bunların dışında, Mariner 10 adlı, Merkür ve Venüs'ü araştırmak üzere uzaya gönderilen uzay sondasını da Merkür'e dair çalışmalar arasında sayabiliriz. Mariner 10, Merkür'ü ziyaret eden ilk uzay aracı oldu. Bu uzay aracı, Venüs ve Merkür'den ilk yakın plan fotoğrafları çekmeyi başarmıştır. Mariner 10'un en önemli görevi, Merkür'ün çevre yapısı, atmosferi, yüzeyinin ölçümüydü yılında Merkür yörüngesine giren Messenger uzay aracı, 1980'lerin sonlarına doğru, NASA bilim insanlarınca tasarlanmıştı. Karmaşık ve uzun bir rota izleyerek, Mart 2011'de Merkür etrafında yörüngeye girmek üzere, 3 Ağustos 2004'te fırlatılan Messenger, 17 Mart tarihinde Merkür'ün yörüngesine girmiş ve 29 Mart'ta Merkür'den ilk görüntüsünü almıştır.

20 Messenger'ın Merkür'den aldığı ilk fotoğraf. Mariner 10'dan elde edilen bilgilere göre, Güneş'e uzaklığı, yaklaşık km olan bu gezegenin, Ekvator düzlemi ile dolanma düzlemi arasında, 7º eğim bulunur. Yukarıda Gordon Pettengill'in yaptığı araştırmalar, gerçek sürelerle karşılaştırılırsa, pek de kötü öngörüler sayılmaz. Merkür, Güneş etrafındaki dönüşünü 88 günde, kendi ekseni etrafındaki dönüşünü ise58,6 günde tamamlar. Dünya'ya en yakın olduğunda, aralarındaki mesafe km'dir. Yarıçapı2439 km olan Merkür'ün kütlesi, 0,055 Dünya kütlesine eşittir. Yoğunluk yüksekliği bakımından, Güneş Sistemi'nde Dünya'dan sonra 2. gezegendir. Yoğunluğu Dünya'da deniz seviyesinde bulunan suyun 5,44 katı (Güneş'e yakın olmasının getirdiği kuraklık sebebiyle), yüzey çekim ivmesi 3,7 m/sn²'dir (Dünya'daki çekim ivmesinin yaklaşık 3'te 1'i). Bir karşılaştırma yapmak gerekirse, Dünya'da 50 kg ağırlığı olan bir cisim burada 19 kg ağırlığa sahiptir. Bir başka kıstası da şu bilgiyle elde edebiliriz: Merkür'den fırlatılan bir roketin hızı, gezegenin çekim etkisinden kurtulabilmasi için 4,3 km/sn olmalıdır. Merkür'ün Güneş'e bakan yüzeyi, sürekli değişir; dolayısıyla ya çok ısınır, ya çok soğur. Güneş'e bakan tarafı 500ºC barajının üzerindeyken, ters tarafı ise -210ºC'ye kadar soğur. Yüzeyine düşen ışınların %10'unu yansıtan Merkür, bu sebeple fazla parlak değildir. Merkür için gelecekte gerçekleştirilecek bir çalışmadan bahsetmeden geçemeyeceğiz; BepiColombo Uzay Programı. Bu programı diğerlerinden ayıran en önemli özellik, maliyeti. Zira 1,5 milyar dolarlık maliyetiyle, gerçekten çok büyük bir projedir. Projenin tamamen hayata geçirilmesi halinde, bu, Avrupa'nın bügüne kadarki en pahalı ve kapsamlı uzay macerası olacak. Japonya yla kısmen ortak yürütülecek proje kapsamında iki uzay araştırma aracı, birbirine kenetli olarak Merkür'e kadar

21 gidecek ve gezegenin yörüngesine ulaştıklarında birbirinden ayrılacak. Projenin, 2015'te çalışmaya başlayacağı açıklanmıştı; Şubat 2022'de ise uzay aracının, Merkür yörüngesine girmesi bekleniyor. Messenger'dan bir başka görüntü. 2.Jeolojik Olarak ''Merkür'' Merkür'ün yüzeyi, ilk bakışta, uydumuz, Ay'a benzetilebilir. Ancak daha dikkatli bir şekilde incelediğimizde, Tamamen farklı bir yapıda olduğu anlaşılır. Yüzeyi, silikat tozları ile kaplanmıştır. Sahip olduğu çok ince atmosfer tabakası, Helyum ve Hidrojen içerir. Gün içindeki sıcaklık farkının fazla olması sebebiyle, yüzeyindeki sert kayaçlar, hızlı bir şekilde çatlar. Ay'da rastlandığı gibi, kraterlerin yoğun bir şekilde iç içe olduğu yerlerde, krater yoğunluğunun düşük olduğu, yumuşak

22 engebeli düzlükler bulunur. Söz konusu alanlar, kraterlerin bol bulunduğu alanlara göre daha alçakta yer alırlar. Büyük meteor çarpmaları sonucunda, Merkür'ün alt tabakalarından yüzeye çıkan lav akıntılarının, Güneş Sistemi içinde büyük çarpışmaların sürdüğü 4,5 ila 3,5 milyar yıl öncesini içine alan dönemde meydana geldiği düşünülmektedir. 4 milyar yıl öncesinden bugüne kadar, Güneş Sistemi'ndeki çarpışmalar azalmıştır; böylece sistem, sakin bir döneme girmiştir. Caloris Havzası, Merkür'de bulunan en büyük çarpışma izini oluşturur km çapındaki bu devasa lav denizinin, yaklaşık 100 km çapında bir meteorun çarpması ve gezegenin mantotabakasından yüzeye çıkmasıyla oluştuğu düşünülmektedir. Ayrıca düzlükler üzerinde yüzlerce kilometre uzunluğunda ve yüksekliği 2-3 km'yi bulan kırıklar da Merkür yüzeyinde dikkati çeken unsurlar arasındadır. Esasında bunlara, gezegenin ilk zamanlarındaki soğuma sırasında küçülen hacminin neden olduğu düşünülmektedir. Gezegen yüzeyinin en dışta kalan birkaç metre kalınlığındaki kısmının, Ay yüzeyindekine benzer biçimde çok küçük göktaşlarının milyarlarca yıldır süren bombardımanı sonucunda ince bir toz haline gelmiş regolit tabakası olduğu tahmin edilir. Yine Messenger'dan Caloris Havzası. Yüzeydeki kurtulma hızının, gezegenin düşük kütlesi sebebiyle Dünya'mızın yaklaşık %40'ı kadar olduğuna, yazımızın başlarında değinmiştik. Böylesine bir çekim gücü, gezegen yüzeyindeki 400 C'yi aşan sıcaklıklar karşısında gazların uzaya kaçmasına engel olamayacak kadar cılızdır. Bundan dolayı, Merkür'ün çoğunlukla orta ağırlıktaki elementler içeren (oksijen, sodyum, silisyum, potasyum, vs.) ağır olmayan, dayanıksız bir atmosferi vardır. Bu atmosfer, durağan olmaktan çok, Merkür'ün

23 konumunda etkisi güçlü olan güneş rüzgarı ve yüksek yüzey ısıları nedeniyle gezegen yüzeyinden koparılan ve kısa sürede uzay boşluğuna verilen atomlardan oluşmuş, devingen bir yapıdadır. Bu yönden, Merkür atmosferini ileride göreceğimiz, Dünya'mızın egzosferi ile karşılaştırmak mümkündür. Mariner 10 vemessenger'ın verilerini birleştirerek tüm Caloris havzasının iç yapısının tam bir jeolojik tarihçesini çıkaran araştırmacılar, Havza'nın, Güneş Sistemi'nin ilk bir milyar yıllık dönemindeki ağır bir bombardıman periyodu sırasında bir asteroid veya kuyruklu yıldızın çarpması ile oluşmuş olabileceğini belirtiyorlar. Volkanik aktivite iç düzlüklerdeki daha yeni çarpma krateri artıklarıyla karışık daha açık renkli kırmızı materyalin sebebidir. Caloris'in çevresindeki volkan ağızlarının keşfi, Caloris havzası'nın iç kısımları gibi, Merkür yüzeyindeki düz bölgelerin lav akıntılarıyla oluştuğunu ispatlıyor. 3.Merkür'de Manyetik Alan Uzun süre önce keşfedilmesine ve gözlenmesine karşın, Merkür'ün yüzeyinin altında ne olduğu hakkında, bilim dünyasında, kalın bir demir çekirdeğe sahip olması gerektiği tahmininden başka bir argüman bulunmuyordu. 30 yıl öncezayıf bir manyetik alana sahip olduğunun belirlenmesi, işleri daha da karıştırmıştı; çünkü, Dünya'nınkinin %5'i olan kütlesiyle Merkür'ün çekirdeğinin çoktan soğuyup katılaşmış olması ya da en azından çekirdekte manyetik alanlara yol açan ısı aktarım hareketlerinin sona ermiş olması gerekiyordu.araştırmalar, Merkür'ün Güneş çevresindeki eliptik yörüngesi nedeniyle, manto ve kabuğunda meydana gelen hareketlerin büyüklüğünün, ancak çekirdekten bağımsız hareket etmeleriyle mümkün olacağını ortaya koymuş bulunuyor. Araştırmacılar, ABD'nin doğusundan Merkür'e gönderdikleri radar sinyallerini, ülkenin batısındaki bir başka istasyonla zaptetmişlerdi. Sinyallerin gidiş ve dönüşü arasında, gezegenin kendi çevresinde yaptığı dönüş miktarı, geri dönen sinyal üzerinde belli izler bırakıyor. 4 yıl içinde yapılan 20 gözlem sonucu elde ettikleri bulguları, Science dergisinde yayımlayan araştırmacılar, Merkür'ün manyetik alanının zayıflığının bir olası nedeninin de, demir çekirdek üzerindeki sıvı katmanın inceliği olabileceğini belirtiyorlar. Merkür'ün manyetik alanının yaşadığı bulgusu da yeni gelişmeler arasındadır. Volkanik ağızlar, gezegenin dev Caloris havzası'nı çevreliyor. Dahası, Merkür önceden düşünülenden çok daha fazla küçülmüş görünüyor. Mariner 10 sondası, 1970'lerde Merkür'ün manyetik alanını keşfedene kadar,dünya, küresel bir manyetik alana sahip olan bilinen tek kayaç (yer benzeri) gezegendi. Dünya'nın manyetik alanını, manyetik dinamo adı verilen bir süreç vasıtasıyla gezegenin sıcak sıvıdemir çekirdeği oluşturuyorken, Merkür'ün çekirdeği, Dünya'nın aksine, uzun süre önce soğumuş ve manyetik alan oluşturmayı bırakmış olması gerekiyordu. Messenger'ın verileri, Merkür'ün manyetik alanının gezegenin çekirdeğindeki aktif bir dinamo tarafından üretiliyor olduğunu ortaya çıkardı.

24 Merkür'ün manyetik alanı. Messenger'ın ölçümleri, Merkür'ün manyetik alanının da Dünya gibi dipolar (çift kutuplu) olduğunu, yani bir kuzey ve güney kutbunun bulunduğunu gösteriyor. İki kutuplu olduğu gerçeği, ve bunun yanında manyetize olmuş kabuk parçalarının varlığına işaret eden kısa dalga anormallikleri bulunamamış olması, modern bir dinamo ile karşı karşıya olunduğu fikrini destekliyor. Merkür'ün çekirdeği, kütlesinin %60'ını oluşturuyor; bu, başka gezegenlerdekinin neredeyse iki katı. Bu devasa çekirdeği soğutmak, gezegenin büyük ölçüde büzülmesine yol açıyor.

25 Messenger'ın gözünden, Merkür'de gündoğumu. Messenger, Merkür'ün ekzosferini üç alanda inceledi: gündüz tarafı, gece/gündüz çizgisi(diğer adıyla, terminatör) ve km uzunluğundaki sodyum kuyruğu. Hidrojen, helyum, sodyum, potasyum, kalsiyum atomlarının tespit edildiği ekzosferde ve daha birçok element mutlaka orada bulunuyor. Bu atomlar, Merkür'den Güneş ışımasının basıncıyla uzağa itiliyorlar ve Güneş'ten uzağa doğru akan uzun bir kuyruk oluşturuyorlar. Fakat miktarları, gündüz yada gece oluşuna, manyetik alanın ve Güneş rüzgarının etkilerine ve bir olasılıkla enleme göre değişiyor. Buna rağmen Merkür'ün atmosferi oldukça etkin. Bir başka bilimsel sürpriz, gezegeni çevreleyen manyetizma balonu. Merkür'ün manyetosferihem atomik hem de moleküler pek çok çeşit yüklü parçacıkla dolu. Bir anlamda Merkür'ün plazma nebulası oldukça zengin. Nebulanın içeriği, Güneş rüzgarınınkini tutmuyor. Bu da materyalin yüzeyden geldiğini gösteriyor. Bu kadar fazla verinin sadece iki günlük görüntüleme, 30 dakikalık manyetosfer ve ekzosfer örneklemesi ve en yakın geçişte en fazla 10 dakikalık altimetri ölçümleri ve diğer veri toplaması ile elde edilmesi inanılmaz. Messenger'ın başarısını, sanıyoruz bunlarla ölçmek mümkün. Fizik Üzerine Modern Sorular ve Tartışmaları - I

26 Merhaba arkadaşlar, Okurlarımızdan, Sn. Enes Serhat bize şu soruları bir bütün halinde yöneltti; biz de adım adım bu soruların cevaplarını tartışmayı uygun gördük: 1. Karadeliklerin olağanüstü çekim kuvvetlerinin sebebi nedir? 2. Einstein-Rosen Köprüsünde ''negatif enerji'' kısmı neyi kastetmektedir? 3. Büyük Patlama sonucu, maddenin yanında antimadde de oluştu. Madde ve antimadde, Kozmos'ta farklı olarak dağılmıştır. Bu şeylerin parçacıksal farklılıkları (proton=antiproton, elektron=pozitron) farklı bir fizik yasalarının mevcut olmasını gerektirmez mi? Durum böyle iken antimadde kısmı için ''antimadde evreni'' diyebilir miyiz? Öncelikle okurumuzun kendisine, bu duyarlılık dolu, güzel soruları bize yönelttiği için teşekkür ediyoruz. Bu sorular, modern fiziğin, hatta modern astrofiziğin meşgul olduğu

27 sorunsallardan doğan sorulardır. Bu soruların hepsine birden yazılacak cevaplar, 20. yüzyıl'ın ve kısmen 21. yüzyıl'ın biliminin paradigmalarının oluşmasına katkıda bulunan gelişmeleri de barındıracaktır. İlk sorumuzla başlıyoruz; kemerlerimizi bağlayalım. 1. Karadeliklerin olağanüstü çekim kuvvetlerinin sebebi nedir? Öncelikle bu konuda şu ön bilgilere sahip olmalıyız; yıldız deviniminin ''son aşamasını'' belirleyen etmen, onun başlangıç kütlesidir. Yıldızların, yıldızlararası gaz ve toz bulutlarının dahilinde meydana geldiklerine dair güvenilir gözlemsel verilere sahibiz. İşte bu ''kozmik doğumevlerinde'' yaşamlarına belirli bir başlangıç kütlesi ile başlayan yıldızlar, kimyasal evrim geçirerek, başka bir deyişle, hafif elementleri (hidrojen, helyum, vb.) çekirdek tepkimeleriyle giderek daha ağır elementlere dönüştürerek yaşamlarını sürdürürler. Kimyasal evrimin son durağı Fe56'dır (Demir elementinin 56 kütle numaralı izotopu; bu izotop, Demir elementinin en yaygın izotopudur). Bu aşamadan sonra ise çekirdek tepkimeleri gerçekleşemez. Çünkü demirden daha ağır bir temelle oluşmuş çekirdek, yıldızın o aşamasını bir anda içe çökertir. Bu önceden ayarlanmış mıdır? Tabii ki hayır; doğal süreç böyledir. Nasıl ki saf su -48 C'de donuyorsa, yıldızların bu aşamasında da kimyasal tepkimeler durur. Konumuza dönecek olursak, yıldızı dengede tutan iki kuvvetten bahsedebiliriz; birisi kütle çekim kuvveti, diğeri yıldızın çekirdeğindeki tepkimelerde açığa çıkan gama fotonlarının ışınım basıncıdır. Peki bu ''ışınım basıncı''ndan kasıt nedir? Çekirdekte üretilen ışınım, üretildikten sonra, yıldızın yüzeyinden dışarı çıkmadan önce ve çıkarken, akıl almayacak kadar çok maddeyle etkileşerek saçılır; dolayısıyla enerjisini maddeye aktarır. Milyonlarca yılda yıldızın yüzeyine, frekansı optik bölgeye (algılayabildiğimiz renklerin bulunduğu elektromanyetik spektrum aralığı) düşmüş olarak ulaşır (evet; çekirdekten yola çıkan ışınım, milyonlarca yılda yüzeye ulaşıyor). Yıldızın çekim kuvveti, tüm kütleyi çekirdeğe toplamak istercesine bir davranış gösterirken, ışınım basıncı da, içten dışa, kütleyi çekirdekten dışarıya doğru iter. Çekirdek tepkimeleri Fe56'da durunca ışınım basıncında bir düşüş söz konusu olur; çekim kuvveti baskın duruma gelir ve yıldız kendi üzerine çöker. Böylece evrenin sıkışık yıldızları (compact stars) oluşur. İşte kilit noktaya gelmiş bulunuyoruz; bu yıldızların, evrenin sıkışık yıldızlarının bir anlamda kaderini belirleyen etmen; ilk kütle ne kadar önemlidir? Hemen skalayı verelim: Kütlesi, Güneş'in kütlesinden küçük olan yıldızlar; yaşamlarının sonunda ''yavaş çekimsel büzülme'' ile büzülerek, kahverengi ya da kara cüceye dönüşür. Kütlesi, 1 Güneş kütlesi ile 5 Güneş kütlesi arasında bulunan yıldız ise ömrünün sonunda, ''orta çekirdek büzülmesi'' ile ortalama 7000 km yarıçapında, yaklaşık g/cm³ yoğunluğunda bir beyaz cüce oluşturur. Kütlesi, 5 Güneş kütlesi ile 15 Güneş kütlesi arasında bulunan yıldız, ömrünün sonunda hızlı çekirdek büzülmesi ile yaklaşık 20 km yarıçapında, 3*10^14 g/cm³ yoğunluğunda bir nötron yıldızına dönüşür. Ve son olarak, kütlesi 15 Güneş kütlesinden büyük olan yıldızlar, ömürlerini tamamladıklarında, çok hızlı çekirdek büzülmesi aşamasından geçerek, yaklaşık 4 km yarıçapında, 10^16 g/cm³ yoğunluğunda bir kara delik oluşturur. Maddeler veya fotonlar, beyaz cüce ve nötron yıldızının yüzeyinden kurtulabilir. Ancak kara

28 deliğin olay ufkunun (event horizon) içinde çekim kuvveti o denli büyüktür ki, kara delikten maddenin veya içerde üretilmiş fotonun kurtulabilmesi için kaçış hızının ışığın boşluktaki hızından büyük olması gerekir. Kaçış hızı ise bir gök cisminin çekim alanından kurtulabilmesi için belli bir kütleye sahip bir cismin hızıdır. Kara delik, çekimsel tekillik dediğimiz, bir noktaya konsantre bir kütleye sahiptir. Bu kütle, yukarıda da sözünü ettiğimiz, kara deliğin olay ufku denilen ve sözkonusu tekilliği merkez alan bir küreyi kapsar. Bu küre, kara deliğin uzayda kapladığı yer olarak da düşünülebilir. Kütlesi Güneş'imizin kütlesine eşit olan bir kara deliğin yarıçapı yalnızca yaklaşık 3 km'dir. Bunu şöyle de düşünebiliriz; kara deliklerde hacim, kütleye göre çok düşüktür. Bizim kütle/hacim oranımız var; yoğunluk. Şu halde, çok küçük bir hacme çok büyük bir kütle söz konusuysa, çok da büyük bir yoğunluk söz konusu olmalıdır; evet, kara deliklerde de bu söz konusudur. Neredeyse 0 hacim; dolayısıyla neredeyse sonsuz yoğunluk. Bir başka örneklem; sanıyoruz ki kara delikleri anlamamızda epeyce yardımcı olacaktır. Bir kara delik, kendisiyle aynı kütledeki bir yıldızla çekim kuvvetleri yönünden karşılaştırıldığında, eşit çekim kuvveti uygular. Yani burada önemli olan, kütledir. Güneş Sistemi'mizin merkezinde eğer Güneş'in kütlesine eşit kütlede bir kara delik bulunsaydı, gezegenlerin konumlarında herhangi bir değişim gözlenmeyecekti; çünkü kütleçekim kuvveti, ilk durumda da son durumda da eşit olacaktı. Herhangi bir kara deliğin kütle ve elektriksel yükle ilgili parametreleri, klasik fiziğin (genel göreliliğin değil) uygulanabileceği doğal özelliklerdir: kütlesiyle orantılı olarak bir kütleçekim alanı ve elektriksel yüküne orantılı olarak bir elektrik alanı bulunur. Bunun dışında, açısal momentum etkisinden bahsetmek gerekirse, genel görelilik kuramına özgü bir özellik taşıdığını söylemeliyiz. Kendi ekseni etrafında dönen bazı kozmik cisimler, çevrelerindeki uzay-zamanı da eğmeye meyillidirler. Kendi ekseni etrafında dönen karadelik türünün çevresindeki yakın uzay boşluğunda bu fenomen inanılmaz ölçülerde gerçekleşmektedir. Genel görelilik kuramındaki uzay-zaman eğilmesi, söz konusu kara deliklerde gerçekten sınırlara kadar ulaşır. Bir brandayı, 3 arkadaşımızla 4 köşesinden gerdiğimizi ve brandanın üzerine bir demir top bıraktığımızı düşünelim. Bu demir top, brandanın ortasında bir çukurluk oluşturacaktır. Tıpkı burada olduğu gibi, demir topun sembolize ettiği gezegenler de, brandanın sembolize ettiği uzay-zamanı eğerek deformasyona sebep olurlar. Peki kara delikler bu imgelemin neresindedir? Yukarıda, çok büyük bir kütlenin çok küçük bir hacme sıkışması olgusunun, kara deliklerin temelini oluşturduğundan bahsetmiştik. İşte şimdi demir topumuzun, çapı 100 cm olan bir cisim olduğunu düşünürken, bir nanobilyemiz olduğunu ve çapının da 1 nanometre olduğunu varsayalım. Burada nanobilyemiz, demir topumuzdan 1 milyar kez küçüktür. Ancak demir topun milyarlarca katı kadar kütle içerdiğini düşündüğümüzde, bu nanobilyeyi brandaya bıraktığımız zaman karşılaşacağımız sonuca şaşırmamalıyız; nanobilye brandayı delercesine, bir delik oluşturur. Evet; buraya kadar herşey tamam. Peki, demir topumuzun yanından bir bir de çocukluğumuzda en az bir kez elimize aldığımız herhangi bir futbol topunu veya voleybol topunu yuvarlayalım. Brandadaki eğimden dolayı; demir topunun yarattığı eğimden dolayı (gezegenlerin uzay-zamanda yarattığı deformasyondan dolayı), yuvarladığımız top, biraz demir topa doğru sapacaktır.