1. Astronomi Tarihi Astronomi, ilk çağlardan beri insanların gökyüzüne karşı duydukları merak nedeniyle en

hızlı gelişen bilim dallarından biri olmuştur. Bu gelişme meydana gelirken matematik, fizik gibi birçok bilim dallarının da gelişmesine neden olmuştur. Tutulmalar, Ay'ın evreler göstermesi, akan yıldız yağmurları, kuyruklu yıldızlar gibi dikkat çekici olaylar insanların astronomiye olan ilgisini daha da artırmıştır. Bu tür gök olaylarının izlenmesi, kaydedilmesi ve kayıtların tutularak yorumlanması astronominin gelişmesini sağlamıştır.

1.1. İlk Medeniyetlerde Astronomi İlk medeniyetler daha çok ılıman bölgelerde, su kenarlarında kurulmuştur. Yıldız konumlarını yön bulmada, Ay ve Güneş'in konumlarını da zamanı belirlemede kullanmışlardır. Ay ve Güneş’in görünür hareketlerine dayalı olarak takvimler oluşturmuşlar ve (yön ve zaman dışında) yıldızların tanrılarla ilgili olduğuna inanılması nedeniyle bu çağlarda astronomiye karşı ilgi artmıştır.

1.1.1. Babilliler Babilliler, Fırat ile Dicle nehirleri arasında, Irak topraklarında yerleşmişlerdir. Tarımla

uğraşırlar, Çin, Hint, Yunan ve Mısır ile ticaret yaptıklarından kültür alışverisinde de bulunuyorlardı. Babilliler, M.Ö. 2000’li yıllarda çok sayıda yıldızın konum gözlemlerini yapmışlar ve bunları kaydetmişlerdir. Gökyüzünü, yıldızların biçimlerine göre çeşitli bölgelere ayırıp hayvan, eşya gibi isimler vermişlerdir. Merkür ve Venüs’ü gözlemişler. Venüs'ün evre gösterdiğini ortaya çıkarmışlardır. Bu gök olayı teleskopla ancak M.S. 1610 yılında Galile tarafından gözlenmiştir. O dönemde Venüs’ün evre göstermesinin Güneş ışığının yansımasıyla ilgili olduğunu bulmuşlar ve Venüs'ün Güneş etrafında yörünge hareketi yaptığını anlamışlardır. Gözlemleri astroloji amaçlı olduğundan Mars, Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin hareketleri ile ilgili konum gözlemleri de yapmışlardır. M.Ö. 5-6. yy astronomi konusunda en üst düzeye ulaşmışlar ve Ay ile Güneş tutulmalarının dönemli olduğunu, bir tutulmanın 18 yıl 10 gün (gerçeği 18 yıl 11 gün) sonra tekrar oluşacağını saptamışlardır. Bu bilgiler eski Yunan astronomisinin temelini oluşturmuştur.

1.1.2. Mısırlılar İlgi alanları daha çok takvim ve zaman olduğundan sık sık gerçekleşen Ay ve Güneş tutulmalarını bile düzenli gözlememişlerdir. İlgi alanlarının takvim olmasının nedeni, tarımın düzenli olarak yapılabilmesi idi. Nil nehrinin taşma zamanının tahmin edilmesi amacıyla Mısırlılar takvim yapmak için çalışmışlardır. Nil nehrinin taşma zamanı (göğün en parlak yıldızı) Ak yıldız (Sirius: α CMa: büyük köpek)'ın doğu yönünde görülme zamanına rastlıyordu (Ekim/Kasım ayları). Piramitlerin yapımında astronomik amaçların bulunduğu görülmüştür. Yılın belli zamanlarında piramitler gökyüzünde önemli yönleri göstermektedir.

1.1.3. Çinliler Çin'de kayıtlara göre M.Ö. 2300 yılında tutulmalar ve kuyruklu yıldız gözlemleri yapıldığı

görülmektedir. M.Ö. 8. yy’larda tutulma, kuyruklu yıldız, meteor ve Güneş lekeleri gibi özel olayların gözlendiği bilinmektedir. Güneş leke gözlemlerini nasıl yaptıkları hala anlaşılmış değildir.

1.1.4. Mayalar Mayalar, Orta Amerika'da, M.Ö. 3379 yılında takvim kullandıkları görülmektedir. Dünya’nın düz olduğuna, evrenin 13 katmandan oluştuğuna ve bunlardan herbirinde bir tanrının bulunduğuna inanırlardı. İnsanların hayatlarının Ay’ın evrelerine göre biçimlendiği inancı vardı. Binaları

1

astronomik cisimleri görecek şekilde yerleştirirlerdi (özellikle Venüs’ü). Venüs gezegeninin hareketlerini çok iyi bilmekteydiler. Ayrıca Samanyolu gibi bölgeleri dini inançları nedeniyle iyi bilmekteydiler.

1.1.5. Eski Yunanlılar Astronomik olaylardan çok onların nedenleri üzerinde durmuşlar ve ilk evren modelleri oluşturmuşlardır. Doğa filozofu Tales'e göre; Yer, suda yüzen yassı bir diskti (gezegen ve yıldızların hareketlerini yorumlamamıştır). Aynı yıllarda Anaksimander ise Yer'in uzayda yüzen silindir olduğunu ileri sürmüştür. Pitagor, gözlemlere dayandırdığı bulgularından, Yer'in küre biçimli olduğuna inanmıştı ama döndüğünü kabul etmemişti. Yunanistan’a düşen demirli bir göktaşının, Güneşten geldiğine inanarak, Güneş'in yakın olduğuna, küçük olduğuna ve bileşiminde erimiş demir olduğuna inanılmıştır. Anaxagoros'a göre Ay, Güneş kadardı ve Güneş'in ışığını yansıtıyordu. Plato (Eflatun) evrende geometrik düzenin varlığına inanmıştır. Gökcisimleri (Ay, Güneş, Venüs, Merkür, Mars, Jüpiter, Satürn) arasındaki uzaklıkları geometrik seri ile göstermiştir. Eudoxus, Yer merkezli evren modelini kurma ve gezegenlerin düzensiz hareketlerini açıklayabilmek için ikincil çember (epicycle) kavramını ortaya atmıştır. Aristo, Hipparchus, Ptolemy (Batlamyus) tarafından geliştirilen bu modelde gezegenlerin görünen hareketi açıklanabiliyordu fakat zamanla gözlem duyarlılığı arttıkça, modelden olan saplaları açıklamak için ikincil yörüngeleri artırmak gerekliliği ortaya çıkmıştır. Aristo, Yer'in çok büyük küre olduğunu göstermiştir. Delil olarak,

1- Ay tutulması sırasında, Yer'in Ay üzerindeki gölge sınırı geniş bir yay olmasını ve 2- Yer üzerinde güneye gidildikçe yeni yıldızların görünür olmasını ileri sürmüştür.

Aristo, Kutup ışıması, akan yıldız ve kuyruklu yıldız’ların Yer'in üst atmosferinde oluştuğunu ileri sürmüştür. Aristo döneminde Heraklit, Merkür ve Venüs'ün Güneş etrafında dolandığını, Yer'in kendi ekseni etrafında döndüğünü, evrenin somut olduğunu ileri sürmüştür, fakat Aristo'nun inandırıcı, süslü filozofik görüşleri arasında bu düşünce kabul görememiştir. Aristarchus, Güneş merkezli evren modelini savunmuştur. Güneş'in Ay'a göre 20 kat daha uzakta olduğunu, doğru bir düşünce ama yanlış açı ölçümü ile hesaplamıştır. Eratosthemes, Syne kentinde 22 Haziran'da (yaz gündönümü) öğle Güneş'inin tam tepede olduğunu, düşey cisimlerin gölgesi olmadığını duymuştu. Syene'den 800 km (kuzeyde) uzaktaki İskenderiye'de aynı gün öğle güneşinin başucu uzaklığını 7°.2 olarak ölçmüştür.

Syne

İskenderiye

R 7°.2

İskenderiye Syne

7°.2

~800 km

2

S=q(grad)R

Bu sayede Yer’in yarıçapı için bir hesaplama yaparak (burada S=800 km, q(rad)=7°.2 kullanılırsa R=6405 km olarak hesaplanır) Yer yarıçapının 6405 km olduğunu bulmuştur. Gerçek değer ise 6376 km’dir. Ayrıca tutulmaların geometrisinden yararlanarak Ay ile Güneş'in uzaklıklarını ve büyüklüklerini tahmin etmiştir. Çağdaş astrominin babası sayılan Hipparchus, gezegen parlaklıklarının yıl boyunca değiştiğini görerek, gezegen-Yer uzaklığının yıl boyunca değiştiğini düşünmüştür. Hipparchus'un astronomiye asıl katkısı yıldız parlaklıklarının ölçüm sistemini geliştirmiş olmasıdır. Görülebilen yıldızların parlaklıklarını altı büyüklük içinde değerlendirmiştir. 1. Derece en parlak 20 yıldızdan, 6. Derece ise çıplak gözle zar-zor görülen yıldızlardan oluşacak şekilde sınıflandırmıştır. 850 yıldızdan fazla yıldızın göreli parlaklıklarını içeren ilk kataloğu ve yıldız haritasını yapmıştır. Fehner yasasına göre algılama fizyolojisinin genel yasası, ışığın parlaklığı yada sesin gürültüsünün kuvveti (taşıdığı enerji) geometrik dizi şeklinde arttıkça bu bize aritmetik dizi halinde artıyormuş gibi gelir. Aritmetik Dizi Geometrik Dizi 1. eleman a a 2. eleman a.f a.f 3. eleman 2af af2 … … … n. eleman naf afn 10, 100 ve 1000 lik üç ampule bakıldığında 1. ile 2. arasındaki aydınlık farkının 2. ile 3. arasındaki farkla aynı olduğu hissedilir. Böylece farklı parlaklıkdaki yıldızların ışığı arasında eşit aralıklar varmış gibi görünen ışık şiddetleri sınıftan sınıfa eşit oranlarda artmaktadır. Astronomide bu parlaklık sınıflarına "kadir" adı verilir. Hipparchus’un sınıflamasında yıldız sönükleştikçe kadir sayısı büyümektedir. 1m den yıldız 6m yıldızdan 100 kez daha parlak olduğu kabul edilir. 1005 = 2.512 1 kadir farkına karşılık ışık miktarları arasındaki fark olarak elde edilir. Bu eski moda kadir kavramını günümüzde de bırakılmamıştır. Gökyüzüne bakıldığında çeşitli parlaklık sınıfından görülebilecek yıldızların sayısı kaba olarak aşağıdaki gibidir. Kadir Görsel Yıldız Sayısı 4 530 5 1620 6 4850

3

Bazı Gökcisimlerinin parlaklıkları Venüs -4m Ay -12 m.5 Güneş -26 m.7 Polaris 2 m Sirius -1 m.5 Ptolemy (Batlamyus), Yer merkezli evren modelini kabul etmiştir. 13 ciltlik bir astronomi kitabı (Almagest) yazmıştır. Hipparcus'un gözle görülen yıldızların parlaklıkları ve yıldız haritaları bu kitapta bulunmaktadır. M.S. birkaç y.y. içinde Hiristiyanlığın yayılması, Roma imparatorluğunun çökmesi ile Avrupada bilime verilen önem azalmıştır. Aristo düşüncesinin kiliseye yerleşmesi ile de bilimsel hayat karanlık bir döneme girmiştir.

1.1.5. İslam Astronomisi Müslümanlık ortaya çıkmadan önce Araplar, Romalılarla yani Yunan kültürü ile temas içindeydiler. Bu dönemde Latince eserler Arapçaya çevrilmiştir. Müslümanlığın ilk yıllarından itibaren dini günlerin, namaz ve oruç zamanlarının hesaplamasına yarayacak astronomi bilgisi daha da önem kazanmıştır (Kıble doğrultusunun belirlenmesinde de). Bu dönemde çalışılan astronomi konuları:

1. Coğrafi astronomi 2. Konum astronomisi (İlm-ül-eflak) Güneş, Ay, gezegen ve yıldızların görünür

hareketleri. 3. Astroloji (İlm-i ahkam-ı nücum) 4. Zaman hesapları (İlm-ül rükat) İlk dönemlerdeki en önemli çalışmalar; Ay hareketine dayalı bir takvimin oluşturulması ve

yıldızların çok daha uzakta uzaya yayılmış olduğuna inanılmasıdır. Yunanlılar ise o dönemde yıldızların Satürn gezegenin dışında bir küre üzerinde bulunduğuna inanılıyordu. İslam dünyasının astronomiye en önemli katkısı modern gözlemevlerinin kurulmasıdır. Eski Yunanda astronomik bilgi gözleme dayalı olmadan filozofik yollarla geliştirilmeye çalışılıyordu. Ayrıca bu gözlemevlerinde yeni gözlem aletleri geliştirilmiş ve çok sayıda astronom yetiştirilmiştir. Bugün de gözlemevinin önemi ve sayısı dünyada gittikçe artmaktadır. Bağdatta 5. Abbasi Halifesi Harun el-Reşid zamanında gelişmeye başlayan gözlemsel astronomi, 7. halife El-Mamun zamanında daha fazla destek görmüştür. Dönemin büyük astronomi El-Battani yaptığı çok duyarlı gözlemlerle, Güneş'in görünen hareketindeki düzensizlikleri incelemiş, düğümler noktasının yılda 54".5 kaydığını, ekliptiğin ekvator düzlemiyle 23° 35' (doğrusu 23° 27') açı yaptığını hesaplamıştır. Ayrıca "Yıldızlar Bilimi" adlı bir astronomi kitabı yazmıştır. Bu dönemin (10. ve 11. yy) meşhur iki astronomu El-Sufi ve El-Biruni‘dir. Mısırda ise İbn-Yunus yetişmiştir. 1260 yılında Hilagü Han desteğiyle Nasir-El Tusi tarafından Meraga'da büyük bir gözlemevi kurulmuştur. Bu gözlemevi 50 yıl aktif hizmet etmiştir. Bunu gören İlhanlı Hümümdarı Gazan Han, 1300 yılında Tebriz'de giderleri Vakıf tarafından karşılanan bir gözlemevi kurmuştur. Burada Güneş gözlemleri için yeni gözlem aletleri geliştirilip kullanılmıştır. Yine Meraga gözlemevini inceleyen Muhammed Turgay Uluğbey (Timur Lenk'in torunu) Semerkand'ta başka bir gözlemevi kurmuştur. Burada büyük bir yıldız kataloğu (1018 yıldızın adı,

4

parlaklığı, konumu) yayınlanmıştır. Arapça yayınlanan kitap Farsça ve İngilizce dillerine çevrilmiştir. Burada Kadı Zade Rumi ve Ali Kuşcu gibi bilimadamları çalışmıştır. Aslında, eski İslam dünyasındaki çalışmalar yeterince gün ışığına çıkarılmamıştır. Bugün parlak yıldızların bütün dünyada kullanılan isimleri genellikle Arapçadır. Algol, Antares, Al de Baren, Adhara, Almach sadece "A" karakteri ile başlayan birkaç örnektir. Ayrıca Astronomik terimlerin birçoğu da İslam kaynaklıdır, Zenit, Nadir, Azimut gibi.

Astronominin medresede eğitimi yoktu (hadis, kelam, fıkıh gibi İslami ilimler daha çoktu), ancak özel ders ve kişisel çabalarla bu eğitim gerçekleşebiliyordu (çıraklık usulu). Fatih Sultan Mehmed döneminde İstanbul medreselerinde Matematik ve Astromomi dersleri okutulmuştur. 1610 yılında teleskobun icadından önce son İslam gözlemevi III. Murat emriyle Takiyyüddin tarafından İstanbul Tophane'de kurulan (1577) İstanbul Gözlemevi'dir. Bu gözlemevi 2 yıl sonra yıkılmıştır. Kanuni Sultan Süleyman’ın ölümünden sonra Osmanlılarda astronomların yerini musakkitler (namaz saati, dini günler vb.) zaman hesaplayıcıları almıştır. Bunlar halk için takvim, Padişah için ahkam (bir çeşit yıllık yıldız falı) hazırlarlardı. Astrolojiye verilen önem o kadar büyüktü ki, Osmanlı idare teşkilatında bir "Mektebi Fünunu Nücum" bile bulunmaktaydı. 1870 yılında Abtülaziz zamanında bir Gece Üniversitesi açılmıştır ve ilk konulan ders Astronomi olmuştur. 1.2. Avrupa'da Astronominin Yeniden Gelişmesi

İslam dünyasında astronomi çalışmaları önemini yitirmeye başladığı sıralarda Rönesansla beraber, Orta Avrupa bilim merkezi olma yolunda idi. Latinceye çevrilen kitaplardan astronomi öğrenilip, Üniversitelerde okutuluyordu. Amaç denizcilerin yön ve konum saptama ihtiyaçları, dini günlerin belirlenmesi ve genel olarak takvimde düzenlemelerin yapılması ihtiyacıydı. Bu dönemde asıl gelişme gözlemsel değil kuramsal çalışmalarda olmuştur. N. Copernicus, Yer ve diğer gezegenlerin Güneş etrafında düzgün dairesel hareket yaptıklarını, gök cisimlerinin günlük görünür hareketlerinin Yer'in dönmesinden kaynaklandığını düşünmüştür. Dairesel hareketin gözlemleri tam sağlamaması nedeniyle Güneş'in tam merkezde olmadığı yargısına varmıştır. Ünlü astronom Tycho Brahe doğru bir Güneş sistemi modeli için çok duyarlı gözlemlere ihtiyaç olduğunu vurgulamıştır. Kendi modeline göre, Ay ve Güneş, Yer’in etrafında, diğer gezegenler ise Güneş etrafında düzgün dairesel yörüngelerde dolanıyorlardı. T.Brache'nin öğrencisi J.Kepler, Brahe'nin gözlemlerini kullanarak Mars'ın yörüngesinin (odaklarından birinde Güneş olan) elips oldugunu bulmuştur. Sonradan tüm gezegenlerin böyle davrandığını hesaplamıştır. Kepler, halen yıldızların, Satürn yörüngesinin ötesinde dar bir bölgede olduklarına inanıyordu. Kepler Yasaları

1) Tüm gezegenler, odaklarından birinde Güneş bulunan elips yörüngeler üzerinde hareket ederler.

2) Gezegeni Güneş'e birleştiren doğru parçası eşit zamanlarda eşit alanlar tarar. 3) Gezegenlerin dolanma sürelerinin (P) kareleri, elipsin yarı-büyük ekseninin küpü ile

orantılıdır.

5

• • ° a yarıbüyük eksen

b yarı-küçük eksen odak odak

fiekil: Bir elipste odaklar ve yarı-büyük ile yarı-küçük eksenler.

1610 yılında teleskop keşfedilmiştir. Mekaniğin kurucularından Galile teleskobunu kullanarak,

1) Jüpiter'in 4 uydusunu keşfetti 2) Ay'ın haritasını yaparak yüzey şekillerini isimlendirdi 3) Venüs'ün evrelerini gözledi 4) Samanyolunun yıldızlardan oluştuğunu gördü 5) Satürn gezegenini kenarında çıkıntılar olduğunu gözledi (halka olduğunu farkedemedi) 6) Güneş lekelerinin gözlemlerinden, Güneş'in 26 günde bir dönme hareketi yaptığını

buldu.

Kepler ve Galile'den sonra astronomiye en büyük katkı Newton (F=ma) tarafından olmuştur. Kepler, gezegenleri yörüngelerinde tutan kuvvetin Güneşten kaynaklanan manyetik güç olduğunu kabul etmişti. Newton, Kepler kanunlarını kullanarak, bu kuvvet gezegen-Güneş uzaklığının karesiyle ters orantılı olduğunu göstermiştir. Bu kuvvetin evrensel kütle çekim kuvvetiydi. Bu dönemde modern teleskoplar geliştirilmiş ve Paris'de, Greenwich'de ve Berlin'de gözlemevleri kurulmuştur. Yer-Güneş ve Mars-Güneş uzaklıkları hesaplanmıştır. 1706 yılında ilk kez bir kuyruklu yıldızın yörüngesi hesaplanarak kuyruklu yıldızların atmosferik olmadıkları onun bir gökcismi olduğu bulunmuştur.

6

2. Güneş Sistemi Güneş sistemi; Güneş, dokuz gezegen, gezegenler etrafında dolanan 67 adet uydu, çok

sayıda küçük kütleli cisim (kuyrukluyıldız ve asteroid) ve gezegenlerarası maddeden oluşmaktadır. Gezegenler, odağının birinde Güneş bulunan eliptik yörüngelerde dolanırlar. Bu gezegenlerden Merkür ve Pluto’nun yörüngeleri daireden çok uzaktır. Gezegenlerin Güneş etrafında dolandıkları düzlem az veya çok neredeyse aynıdır, bu düzleme ekliptik adı verilir ve Dünya'nın yörünge düzlemi ile tanımlanır. Ekliptik düzlemi, Güneşin ekvator düzlemi ile 7° lik açı yapar. Pluto gezegeninin yörüngesinin ekliptik düzlemi ile yaptığı açı 17° dir ve bu değer dokuz gezegenin içinde en büyük değerdir. Gezegenlerin tümü aynı yönde (saat yönünün tersi yönde) dolanırlar, fakat Venüs, Uranüs ve Pluto gezegenleri ayrıca kendi eksenleri etrafında saat yönünde dönerler (retrograde hareket). Göreli olarak gezegenlerin boyutlarını anlayabilmemiz için boyut olarak Güneş’in çapını 100 mm (10 cm) aldığımızda, gezegenlerin ve diğer önemli uzaklıkların büyüklükleri aşağıdaki gibi olacaktır. Bu boyutlarda çok sayıdaki küçük cisme yer verilmemiştir (gezegenlerin etrafında dolanan uyduları, Güneş'in etrafında dolanan çok sayıdaki asteoridler ve kuyruklu yıldızlar gibi). Çap (mm) Uzaklık Işığın Ulaşma Uzay Aracının (metre) Süresi Ulaşma Süresi Merkür 0.3 4.163 3.2 dk 5 Ay Venüs 0.8 7.767 6 dk 3 Ay Dünya 0.9 10.745 8.3 dk - Mars 0.4 16.368 12.7 dk 8 hafta Jüpiter 10 55.904 43 dk 1.5 yıl Satürn 8.3 102.521 1.3 saat 3.2 yıl Uranüs 3.3 206.214 2.7 saat 8.5 yıl Neptün 3.2 323.291 4.2 saat 12 yıl Pluto 0.1 424.815 5.5 saat ? henüz gidilemedi Işığın hızı bu boyutlarda 21.5 mm/sn Işık Yılı 679.6 km A Centauri 2902.2 km Sirius 5872.4 km Deneb 952913.2 km Galaksi Merkezi 18834039.8 km O5 (sıcak yıldız) Çapı 0.9 m M5 (soğuk yıldız) 1.6 cm Kırmızı Dev 37.5 m Beyaz Cüce 0.99 mm Nötron Yıldızı 0.0014 mm Gezegenlerin Sınıflandırılması

Güneş sisteminde bulunan cisimleri sınıflandırırken geleneksel olarak gezegenler, uyduları, asteroidler ve kuyruklu yıldızlar şeklinde incelenir. Fakat güneş sisteminin bu sınıflandırmadan çok daha karmaşık olduğu bir gerçektir.

a) Pluto'dan daha büyük birkaç tane doğal uydu ve Merkür'den büyük iki doğal uydunun bulunması,

7

b) Bazı küçük doğal uyduların asteroid kökenli olmaları, c) Kuyrukluyıldızların zamanla madde kaybetmeleri sonucunda görünüm olarak

asteroidlerden ayrılamaz duruma geldikleri, d) Kuiper Kuşağı cisimleri ve Chiron gibi başka cisimlerin bu şemaya uymadıkları, e) Yer/Ay ikilisi ve Pluto/Charon ikilisinin bazen "çift gezegen" olarak ele alınması gibi

özellikler mevcuttur. Başka sınıflandırmalar kimyasal bileşime ve/veya daha fiziksel geçerliliği olan açılardan ele

alınarak yapılmaktadır. Fakat genellikle bu tür sınıflamalar çok fazla sınıfın ortaya çıkmasına veya çok fazla uygunsuzlukların bulunmasına neden olurlar. Bu nedenle geleneksel sınıflamanın yapılmasının en doğru olduğu inancındayız. Güneş sisteminde bulunan 9 gezegen aşağıdaki şekillerde sınıflandırabilmektedir;

Bileşim Olarak:

Karasal veya Kayasal Gezegenler: Merkür, Venüs, Dünya ve Mars: Genellikle kaya ve metalden oluşurlar, göreli olarak daha yoğun, yavaş dönme, katı yüzey, halka yapısı bulunmayan ve birkaç doğal uydusu bulanlar. Gaz veya Dev Gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün: Temel yapısında hidrojen ve helyum bulunan ve yoğunluğu genellikle düşük olan, hızlı dönen, derin atmosferi bulunan, halka yapısına sahip ve çok sayıda uydusu bulunan gezegenlerdir. ve Pluto gezegeni Boyut Olarak: Küçük Gezegenler: Merkür, Venüs, Dünya, Mars ve Pluto Bu gezegenlerin çapları 13000 km'den daha azdır. Dev Gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün Bu gezegenlerin çapları 48000 km'den daha büyüktür. Merkür ve Pluto gezegenleri zaman zaman daha küçük kütleli gezegenler olarak sınıflandırılmaktadır (yani asteroid olarak). Dev gezegenler zaman zaman Gaz Devleri olarakta isimlendirilmektedir. Güneş'e Uzaklıklarına Göre: İç Gezegenler: Merkür, Venüs, Dünya, Mars Dış Gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Pluto Mars ile Jüpiter gezegenleri arasındaki asteroid kuşağı uzaklık sınıflandırması için sınırı temsil etmektedir. Dünya'ya Göre Konumuna Göre: İnferior (Güneş’e Dünya’dan Daha Yakın) Gezegenler: Merkür ve Venüs: Güneş'e Yer'den daha yakındırlar ve evre yapısı gösteren gezegenlerdir. Superior (Güneş’e Dünya’dan Daha Uzak) Planets: Mars ile Pluto arasındaki gezegenler. Güneş'e Yer'den daha uzakta olan gezegenlerdir. Bu gezegenler evre yapısı göstermezler. Tarihsel Olarak: Klasik Gezegenler: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn Çok eski zamanlardan beri çıplak gözle bile gözlenebildikleri için bilinmektedir. Modern Gezegenler: Uranus, Neptün ve Pluto Yakın geçmişte keşfedildikleri ve teleskoplarla gözlenebilirler.

8

Gezegenler, Kepler ve Newton yasalarına göre Güneş etrafında elips yörüngelerde dolanırlar. Güneş sistemi bir disk şeklindedir, yani gezegenlerin yörünge düzlemleri birbirine çok yakındır. Bu diske kuzey yönünden bakıldığında tüm gezegenlerin saatin ters yönünde dolandıkları görülür. Ayrıca, yine aynı yönden bakıldığında, Venüs, Uranüs ve Pluto gezegenleri dışında tüm gezegenler kendi eksenleri etrafında yine saatin ters yönünde dönerler. Astronomide yörüngedeki harekete "dolanma", kendi ekseni etrafındaki harekete "dönme" denir. Gezegenlerin Güneş'e olan uzaklıklarını basitce göstermek için 1766 yılında iki Alman bilimadamı (Titius, Boode) bir yasa ortaya koymuşlardır. Bu yasaya göre gezegenlerin Güneş’ten olan uzaklıkları, an=0.4+0.3x2n ifadesine uygun olarak değişmektedir. Bu ifade “n” değeri için gezegenlerin an uzaklıklarını AB cinsinden hesaplanmasını sağlar. Titius-Boode yasası kullanılarak aşağıdaki tablo elde edilebilir; Gezegen Merkür Venüs Yer Mars K. Gez. Jüpiter Satürn Uranüs Neptün Pluto n -∞ 0 1 2 3 4 5 6 7 8 an 0.4 0.7 1.0 1.6 2.8 5.2 10.0 19.6 38.8 77.2 gerçek 0.39 0.72 1.0 1.52 2.8 5.2 9.5 19.2 30.1 39.5 Güneş'ten uzaklaştıkça yasa ile gerçek uzaklık değerleri arasındaki fark büyümektedir. Kepler yasası P2=ka3 (a: AB biriminde, P: yıl biriminde) => k=1 yıl2/AB2 Merkür Venüs Yer Mars Jüpiter Satürn an->P (yıl) 0.25 0.6 1 2 11.9 31.6 Gerçek 0.24 0.62 1 1.88 11.86 29.46 Güneş sisteminin kökeni ve evrimi için çeşitli modeller ileri sürülmüştür. Yeni gözlemsel veriler ışığında modellere yeni düzeltmeler getirilmiştir. Bugün hiçbir model tam bir kabul görmemiştir fakat genel olarak Güneş sisteminin oluşumu şu basamaklardan oluşmaktadır:

a) Yıldızlarası gaz ve/veya tozdan oluşan bir bulut kendi çekimsel gücü sonucunda içeriye doğru büzülmeye başlıyor. Bu büzülmeyi başlatan olay bu bulutun yakınında meydana gelen bir Süpernova patlaması sonucu ortaya çıkan şok dalgaları ile gerçekleşebilir.

b) Bulut çökmeye başladıktan sonra bulut ısınır ve merkezi bölgeye basınç uygular. Tozun buharlaşmasını sağlayacak kadar bir ısınma meydana gelebilir. Bu ilk büzülme evresinin 100000 yıl kadar süreceği düşünülmektedir.

c) Merkezi bölge yeterince basınca maruz kalması durumunda bir ön yıldızın doğmasını sağlayabilir ve dış kısımlarda kalan gaz ve toz bu merkezi bölgenin etrafında dolanmaya devam eder. Dış bölgelerde bulunan gaz ve toz’un büyük bir kısmı merkezi bölgedeki kütleye eklenerek merkezdeki ön yıldızın daha da büyümesine neden olur. Bu sırada çevrede bulunan gaz hala dolanmaya devam eder. Merkezkaç kuvveti bu gazların tümünün merkezi bölgeye taşınmasını engeller ve o bölgelerde bir yığılma diskinin oluşmasına neden olur. Bu disk enerjisini salarak daha da soğumasına neden olur.

d) Birinci kırılma noktası burada meydana gelir. Eğer merkezi ata yıldızın çevresinde dolanan gaz kararlı değilse bu durumda kendisi ayrı bir yıldız oluşturacak şekilde büzülmeye uğrayabilir. Bu durumda çift yıldız sistemlerinin oluştuğu düşünülmektedir.

e) Çevrede soğumaya devam eden gaz metal, kaya ve küçük parçacıkların oluşmasına neden olur ve bir kısım gaz ise tekrar toz haline geri döner. Metallerin yoğunlaşması

9

diskin oluşmasından hemen sonra meydana gelebilir (4.55-4.56 milyar yıl önce). Kayamsı yapılar ise biraz daha geç oluşmaya başlar (4.4 ile 4.55 milyar yıl önce).

f) Toz parçacıkları birbirleri ile çarpışarak daha büyük parçacıkların oluşmasına neden olurlar. Bu olay küçük asteroidlerin oluşmasına kadar devam eden bir süreçtir.

g) Büyüme bu şekilde devam ederken daha büyük parçacıklar, kendi çekimsel güçlerini oluşturacak şekilde büyüyebilirler. Bu büyüme ile kendileri çevreden daha fazla parçacık toplayarak daha hızlı büyümelerine neden olabilirler. Hangi boyutlarda büyüyebilecekleri merkezi yıldıza olan uzaklığa ve o bölgedeki maddenin yoğunluğa bağlıdır. Güneş sistemimiz için oluşturulan teorilere göre büyüklükler iç güneş sistemi için asteroid boyutlarından Ay büyüklüğüne kadar ve dış güneş sistemi için Dünya'nın 15 katı kadar büyüklüklere kadar ulaşabilir. Mars ile Jüpiter arasındaki bir bölgede oluşabilecek kütlenin büyüklüğü konusunda büyük bir atlama bulunması gerekmektedir: bunu sağlayacak olan mekanizmanın Güneş'in yakın uzaklıklardaki materyali buharlaştırması uzakta bulunan materyalin ise katı, buz halinde bulunması olabilir. Bu parçacıkların yoğunlaşması birkaç yüz ile yaklaşık yirmi milyon yıl gibi bir sürede gerçekleştiği düşünülmektedir. Güneş sisteminin dış kısımlarında ise bu olayın daha da uzun bir sürede gerçekleştiği düşünülmektedir.

h) İkinci olay ve ikinci kırılma noktası burada ortaya çıkmaktadır. Ön gezegenler ne kadar büyük olabilir ve ne kadar hızlı oluşabilir? sorusu burada önem kazanmaktadır. Hemen hemen nebulanın soğumasından 1 milyon yıl sonra merkezi yıldız çok güçlü güneş rüzgarları üretebilir. Üretilen bu güneş rüzgarı bulutun çökmesinin ardından geriye kalan gaz ve tozları süpürerek sistemin dışına atabilir. Eğer merkezi gezegen yeterince büyük ise çevredeki bu artık gazı kendi üzerine çekebilir ve yıldız bir dev gaz kütlesi haline gelebilir. Eğer böyle değilse bu gaz ve tozlar kayamsı veya buz kütleleri halinde kalır.

i) Bu noktada güneş sistemi sadece katı parçacıklar, gezegenimsi cisimler ve dev gaz kütlelerinden oluşur. Gezegenimsi cisimler yavaş yavaş birbirleri ile çarpışarak daha büyük kütleli cisimleri oluşturabilirler.

j) Son olarak, on ile yüzlerce milyon yıl sonra sonuçta 10 veya daha fazla gezegen barındıran, kararlı yörüngeli bir güneş sistemi ortaya çıkar. Gezegenlerin büyüklükleri ve yüzey biçimleri bu en son adımdaki çarpışmalar tarafından belirlenir.

Bu teori henüz güneş sistemi dışında başka güneş sistemleri keşfedilmeden önce kabul

edilen bir model olmasına rağmen artık günümüzde yapılan keşifler neticesinde başka gezegenler sisteminde bizim güneş sistemimizdeki yapıya benzemeyen yapıların ortaya çıktığı görülmüştür. Yani hala bu teorinin tam olarak geçerli olup olmadığı kesin değildir ve bu konuda daha yapılması gereken çok iş vardır.

Gezegenlerin kütleleri, uydu yörüngelerinin saptanması ile duyarlı olarak bulunur (doğal uydu yoksa ona gönderilen uzay araçlarının gezegene yakın geçişi sırasında uyguladığı çekimsel kuvvetlerden bulunur). 1 Myer=6x1024kg=6x1021 ton 1Ryer=6378 km 1 Mgüneş=2x1030 kg= 333000Myer 1Rgüneş=110 Ryer=7x105 km Gezegenler, atmosferlerinden uzaya madde kaybederler (buna buharlaşma süreci denir). Bu olay atom sıcaklığına ve yüzey çekimine bağlıdır (sıckalık yüksek, yüzey çekimi düşük ise buharlaşma fazladır). Güneş'e yakın gezegenlerin yüzey sıcaklıkları uzaktakilere göre daha yüksektir.

10

Gezegenlerin yüzey çekim ivmeleri aşağıdaki ifade yardımıyla hesaplanır, g=GM/R2 burada G; evrensel çekim sabitidir ve değeri 6.67x10-8 cm3g-1s-2, M gr cinsinden kütle ve R cm cinsinden yarıçapı göstermektedir. Gezegenlerin Genel Özellikleri Gezegen d(x106 km) P(gün) i (Derece) e m(V) Keşfeden Merkür 57.91 87.97 7.00 0.21 -1.9 Venüs 108.2 224.7 3.39 0.01 -4.4 Dünya 149.6 365.26 0.00 0.02 - Mars 227.94 686.98 1.85 0.09 -2.0 Jüpiter 778.33 4332.71 1.31 0.05 -2.7 Satürn 1429.4 10759.5 2.49 0.06 0.7 Uranüs 2870.99 30685 0.77 0.05 5.5 Herschel, 1781 Neptün 4504.3 60190 1.77 0.01 7.8 Adams, 1846 Pluto 5913.52 90800 17.15 0.25 13.6 Tombaugh, 1930 Burada d: km cinsinden gezegenin Güneş’e olan uzaklığını, P(gün) gezegenin Güneş etrafında dolanma dönemini, i(Derece) gezegenin yörünge düzleminin ekliptik ile yaptığı açıyı, e; dışmerkezlik, m(V) gezegenin görünür parlaklığı anlamına gelmektedir. Gezegen R(km) M(kg) ρ(gr/cm3) P(gün) g vo(km/sn) i(°) P (atm) Güneş 695000 1.99e30 1.41 24.6 274 m/s2 618 7.25 Merkür 2440 3.30e23 5.43 58.6 0.378 4.44 0 0 Venüs 6052 4.87e24 5.24 -243 0.907 10.36 177.36 93 Dünya 6378 5.97e24 5.52 0.99 1.000 11.19 23.45 1 Mars 3397 6.42e23 3.93 1.03 0.373 5.03 25.19 0.007 Jüpiter 71492 1.90e27 1.33 0.41 2.364 59.5 3.13 - Satürn 60268 5.68e26 0.69 0.45 0.916 35.5 26.73 - Uranüs 25559 8.68e25 1.32 -0.72 0.889 21.3 97.86 - Neptün 24766 1.02e26 1.64 0.67 1.125 23.5 29.60 - Pluto 1137 1.27e22 2.06 -6.39 0.067 1.3 122.52 1e-5 Burada R(km) gezegenin km cinsinden yarıçapı, M(kg) gezegenin kütlesini, r(gr/cm3) gezegenin yoğunluğunu, P(gün) gezegenin kendi ekseni etrafında dönme süresini, g gezegenin yüzey çekim ivmesini, vo(km/sn) gezegenin yüzeyinden kaçma hızını, i gezegenin dönme ekseni ile ekliptik arasındaki açıyı ve P(atm.) gezegenin yüzey basıncını göstermektedir. 2.1. Karasal Gezegenler 2.1.1. Merkür Güneş'e en yakın gezegendir ve gezegenler içinde büyüklük olarak 8. büyük gezegendir. Merkür gezegeni çap olarak Jüpiter gezegeninin uydusu Ganymede ve Satürn gezegeninin uydusu Titan'dan daha küçük olmasına rağmen bu iki uydudan daha büyük kütleye sahiptir. Merkür gezegeninin Güneş'ten olan uzaklığı 57.91 milyon km (0.38 AB). Çapı 4880 km ve kütlesi 3.30x1023 kg'dır. Mitolojide “Tanrının Habercisi” olarak bilinmektedir ve bu ismin verilmesindeki asıl nedenin Güneş etrafında çok hızlı dolanıyor olmasıdır. Merkür gezegeni Sümerlerden beri bilinmektedir (MÖ 3. yy). 1974 ile 1975 yılları arasında sadece Mariner-10 uzay aracı tarafından ziyaret edilmiş ve yüzeyin sadece %45'i bu dönemde haritalandırılmıştır.

11

Merkür'ün yörüngesinin dışmerkezliği büyüktür (e=0.206) ve Güneş'e en yakın konuma (enberi) geldiğinde, Güneş'ten 46 milyon km ve en uzak konuma geldiğinde (enöte) 70 milyon km uzaklığa sahip olmaktadır. 1962 yılına kadar Merkür'ün kendi ekseni etrafında dönme süresi ile Güneş'in etrafında dönme süresinin birbirine eşit olduğuna inanılıyordu. Fakat 1965 yılında yapılan Radar gözlemleri ile bunun doğru olmadığı anlaşılmıştır. Yüzey sıcaklığı -184°C ile 427°C arasında değişiklik gösterir. Ve bu değişim oranı Güneş sisteminde görülen en fazla değişim miktarıdır. Merkür gezegeni bazı özelliklerinden dolayı Ay'ımıza benzemektedir. Bu benzerliklerden biri yüzeyin çok aşırı şekilde kraterlerle dolu ve yaşlı olmasıdır. Merkür gezegeni, Dünya'dan sonra yoğunluğu en büyük olan ikinci gezegen olma özelliğini taşımaktadır. Gezegeninin demirden oluşan çekirdeğinin Dünya'nın çekirdeğinden daha büyük olduğu ve yüzeye yakın katmanların ince olduğu ortaya çıkmıştır. Merkür'ün demir çekirdeğinin yarıçapı 1800 ile 1900 km arasında olduğu düşünülmektedir. Silikattan oluşan dış katmanların ise 500 ile 600 km kadardır ve çekirdeğin muhtemelen erimiş durumda olduğu düşünülmektedir. Atmosfer olarak düşük kütlesi ve Güneş rüzgarlarının etkisinin büyük olması nedeniyle çok ince bir atmosfere sahiptir. Yüzey sıcaklığının çok yüksek olması nedeniyle muhtemelen gazlarının büyük bir kısmı uzaya kaçmıştır. Merkür gezegeni Yer’in dışında önemli manyetik alanın bulunduğu tek gezegendir (220nT). Muhtemelen bu manyetik alan gezegenin demir çekirdeğinden kaynaklanmaktadır. Ayrıca uydusu bulunmamaktadır. 2004 yılında MESSENGER isimli yeni bir uydunun fırlatılarak 2009 yılında Merkür yörüngesine oturtulması düşünülmektedir. 2.1.2. Venüs

Venüs gezegeni Güneş'ten ikinci uzaklıkta bulunan gezegendir ve büyüklük olarak 6. büyük gezegendir. Güneş sisteminde yörünge dışmerkezliği en düşük olan (%1'den daha küçük) gezegendir. Yani neredeyse tam bir dairesel yörüngeye sahiptir. Güneş'e olan uzaklığı 108.2 milyon km (0.72 AB), Çapı 12.103,6 km ve Kütlesi 4.869x1024 kg'dır. Mitolojik olarak ismini aşk ve güzellik tanrısı olan Afrodit'den almıştır. Venüs gezegeni, çok eski tarihlerden beri bilinen bir gezegendir. Bunun nedeni ise Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzünde görülebilen en parlak cisimdir. Merkür gibi Venüs gezegenide iki farklı cisim olarak "sabah yıldızı" ve "akşam yıldızı" olarak adlandırılmıştır. Ülkemizde ayrıca bu gezegene "Çoban yıldızı" adı da verilmektedir. Venüs gezegeni bir iç gezegen olduğundan Ay gibi evre olayları görülebilmektedir. Yani hilal, dolun gibi evrelere sahiptir. Venüs gezegenini ilk ziyaret eden insan yapımı uydu Mariner-2 (1962) uzay aracı olmuştur. Daha sonra bu gezegeni 20'ye yakın uydu daha ziyaret etmiştir. Bunlar arasında "Pioner Venus", Sovyetlerin "Venera-7" (insanlık tarihinde bir başka gezegenin yüzeyine inen ilk uydudur) ve "Venera-9" (Venüs yüzeyinin görüntülerine Dünya'ya gönderen ilk uydudur) uyduları mevcuttur. En son Amerikalıların "Magellan" uydusu gezegenin en ayrıntılı yüzey görüntülerini Yer'e göndermeyi başarmıştır. Venüs gezegenin dönme ve dolanma gibi özellikleri biraz gariptir. Bir Venüs günü 243 Dünya günü'ne eşittir ve bu değer neredeyse bir Venüs yılından daha büyüktür ve retrograde yani saat yönünde dönmektedir. Bazen Venüs gezegenine Dünya'nın kızkardeşi olarak bakılmaktadır. Bazı özellikleri bakımından gezegenimize çok benzemektedir, bunlar;

12

- Venüs gezegeni kütle ve boyut olarak Yer'e çok benzer (kütle olarak Yer'in %80'i, çap olarak Yer'in %95'ine sahiptir).

- Her iki gezegen de genç yüzeylere sahiptirler ve az krater mevcuttur. - Her iki gezegenin de kimyasal bileşim ve yoğunluk olarak birbirine benzemektedir.

Bu özelliklere bakıldığında Venüs'te yaşam olabileceği düşünülebilir, fakat gezegen ayrıntılı incelendiğinde temelde çok farklılıkların bulunduğu görülür. Venüs'ün yüzeyindeki atmosfer basıncı 90 atm'dir (bu değer Dünya'nın okyanuslarında 1 km derinliğe inildiğindeki değere çok yakındır). Atmosferi genel olarak karbondioksit içermektedir ve km'lerce kalınlıkta asit bulutları bulunmaktadır. Bu bulutlar nedeniyle yüzey neredeyse tamamen örtülebilmektedir. "Sera" etkisi mevcuttur ve bu nedenle yüzey sıcaklığı 400 ile 700 °K (ortalama 465°C) değerlerine ulaşabilmektedir. Bu nedenle Merkür gezegeninden neredeyse iki kat daha uzakta bulunmasına rağmen Merkür'den daha sıcak bir gezegendir. Atmosferinin üst tabakalarında 350 km/saat hızla esen rüzgarlar olmasına rağmen yüzeye yakın yerlerde bu hız çok yavaşlar (birkaç km/saat'ten fazla değildir). Muhtemelen geçmişte Venüs gezegeninde Yer'deki gibi bol miktarda su bulunmaktaydı fakat yüksek sıcaklık nedeniyle suyun tümü uzaya kaçmış olmalı. fiimdiki hali ile Venüs oldukça kuru bir gezegendir. Eğer Dünya'mız da Güneş'e biraz daha yakın olsaydı belki aynı akibete uğrayacaktı. Magellan uydusunun verilerine göre Venüs gezegeninin yüzeyi lav akıntıları ile kaplıdır. Birkaç büyük boyutlu yanardağ bulunmaktadır (bunlardan birisi Sif Mons'dur). Son bulgulara göre Venüs'te volkanik aktivitelerin devam ettiğine dair belirtiler mevcuttur, fakat yüzeyin büyük bir kısmında jeolojik olarak son birkaç yüzmilyon yıldır sakin olduğu bilinmektedir. Yüzeyde iki küçük krater bulunmaktadır. Bu da atmosfere giren meteorların yüzeye inemeden çoğunun yok olduğunu gösterir. Venüs'ün iç yapısıda Dünya'nın iç yapısına benzemektedir. Gezegen yaklaşık 3000 km yarıçapında demir bir çekirdeğe ve erimiş kayamsı bir kabuğa sahiptir. Venüs mayetik alana sahip değildir, belkide yavaş dönmesinden dolayı böyledir. Ayrıca uydusu da yoktur. 2.1.3. Dünya

Dünya, Güneş'e en yakın üçüncü gezegendir. Kütle olarak 5 nci en büyük gezegendir. Güneş'e olan ortalama uzaklığı 149.6 milyon km (1 AB) ve 12756.3 km çapına sahiptir. Kütle olarak 5.9736x1024 kg'dır. Ortalama yoğunluğu 5.5 gr/cm3'tür. 16. yy da Kopernik'e kadar, Yer'in bir gezegen olduğu anlaşılamamıştır. Yer, üzerine uydu göndermeden inceleyebileceğimiz ender gezegenlerden biridir. Günümüzde uzaydan yapılan görüntü alma işlemleri ile hava tahminleri yapmak mümkün hale gelmiştir. Dünya çeşitli katmanlara bölünmüştür, bunlar; 0-40 km Kabuk 40-400 km Üst Manto 400-650 km Geçiş Bölgesi 650-2700 km Alt Manto 2700-2890 km D katmanı 2890-5150 km Dış Çekirdek ve 5150-6378 km İç Çekirdek Yer kabuğu kalınlık olarak farklı değerlere sahiptir. Örneğin okyanus derinliklerinde çok ince iken, dağlık bölgelerde daha kalındır. İç çekirdek ve kabuk katı yapıdadır. Dış çekirdek ve manto

13

tabakaları elastiki yada yarı-akışkan biçimindedir. Birbirinden ayrı katmanlar, içerdikleri yapının süreksizliği nedeniyle oluşturulmuştur. Kütlenin büyük bir kısmı manto tabakasında bulunur, geri kalan kütlenin büyük kısmı ise çekirdek kısmında bulunur. Yaşamın bulunduğu kabuğun kütlesi ise tüm kütleye oranla çok küçüktür. Atmosfer = 0.0000051 (x1024 kg) Okyanus = 0.0014 Kabuk = 0.026 Manto = 4.043 Dış Çekirdek = 1.835 İç Çekirdek = 0.09675 Çekirdek muhtemelen tamamen demir (yada nikel/demir) ve daha hafif elementlerden oluşmuştur. Çekirdek merkezindeki sıcaklığın 7500°K'e kadar ulaşabileceği bilinmektedir (bu sıcaklık Güneş'in yüzey sıcaklığından daha fazladır). Yer'in kütle olarak kimyasal bileşimi, Demir %34.6 Oksijen %29.5 Silikon %15.2 Magnezyum %12.7 Nikel % 2.4 Sülfür % 1.9 Titanyum %0.05 Dünya, güneş sisteminin en yoğun cisimlerinden biridir. Yer kabuğu, birden fazla parçadan oluşan kıtalara ayrılmıştır. Kıtaların hareketleri nedeniyle bazı kıtalar birbirlerinden uzaklaşırken arada meydana gelen boşluk yeni magma ile dolmakta, ve birbirlerine yaklaşırken de kıtalar birbirlerinin altına veya üstüne gelerek yeni oluşumların meydana gelmesine neden olmaktadır. Dünya yüzeyi astronomik zaman ölçeğine göre çok gençtir. Yaklaşık 500 milyon yıldır erozyon ve tektonik hareketler nedeniyle yüzey yeniden yapılanmakta, yenilenmektedir. Bu nedenle geçmişe ait izleri büyük oranda silinmiştir. Dünyanın 4.5-4.6 milyar yıl yaşında olduğu düşünülmektedir, fakat en yaşlı kayanın yaşı ancak 4 milyar yıldır. 3 milyar yıl yaşından daha genç kayalar ender bulunabilmektedir. En yaşlı yaşayan organizmanın yaşının 3.9 milyar yıl yaşında olduğu bilinmektedir. Dünya'nın %71'i su ile çevrilidir. Dünya güneş sisteminde suyun sıvı halde bulunduğu tek gezegendir. Bildigimiz gibi su, hayatın devamı için gerekli olan bir maddedir. Okyanusların ısısal düzenlemesi ayrıca yaşamsal öneme sahiptir. Ayrıca su hareketlerinin erozyon ve iklimsel etkileri, Yer yüzünü güneş sisteminin en nadir gezegeni haline sokmuştur. Belki geçmişte Mars gezegeni de benzer şekilde bir evrim geçirmiş olabilir. Yer atmosferinin %77'si nitrojen, %21'i oksijenden ve geri kalanlar ise argon, karbondioksit ve su'dan oluşmaktadır. Dünya'nın ilk evrelerinde çok daha büyük oranda karbondioksit mevcuttu fakat zamanla bu element karbon yapılı kayalara ve daha az bir kısmı ise okyanuslara ve bir kısmıda bitkilerin oluşmasına harcanmıştır. Yer hareketleri ve biyolojik süreçler bu dönüşümlerin devam etmesini sağlamaktadır. fiimdi atmosferde bulunan az miktardaki karbondioksit gazı yer yüzündeki sıcaklığın dengede kalmasını "greenhouse effect" sağlamaktadır. Atmosferimizde bulunan serbest oksijen atomları, normal şartlarda çok aktif elementtir ve diğer elementlerle çok kolay birleşirler. Atmofserimizdeki oksijen elementi biyolojik süreçler ile sağlanmaktadır. Eğer canlı olmasaydı oksiyen'de bulunmayacaktı.

14

Yer ile Ay'ın birbirlerini etkilemesi nedeniyle Yer'in dönmesi yüz yıl başına 2 milisaniye kadar yavaşlamaktadır. fiu andaki araştırmalara göre yaklaşık 900 milyon yıl önce bir günün 18 saat olduğu hesaplanabilir. Dünya'nın normal bir manyetik alanı vardır ve Yer çekirdeğinin dinamo gibi davranmasından kaynaklanmaktadır. Güneş rüzgarları ile Yer atmosferinin etkileşmesi nedeniyle Yer'in üst atmosferlerinde aurora'lar (kutup ışımaları) görülebilmektedir. Bu olay Güneş rüzgarları ile taşınan yüklü parçacıkların Yer'in manyetik alanı ile etkileşmeleri sonucunda ortaya çıkmaktadır. Ayrıca Yer'in manyetik alanının güneş rüzgarı ile etkileşmesi sonucunda Van Allen ışınım kuşakları mevcuttur. Bu kuşak Yer'in etrafında kabuklu fıstık şeklinde bir yapıya sahiptir ve iyonize gaz (yada plazmanın) Yer yörüngesine girmesini engelleyerek orada tutmaktadır. Dış kuşak yerden yaklaşık 19000 km ile 41000 km arasında iç kuşak ise 13000 km ile 7600 km arasındadır. Yer'in bildiğimiz bir tane doğal uydusu vardır fakat insanlığın eriştiği teknolojik düzey nedeniyle günümüzde yüzlerce yapay uydunun Yer'in etrafında haberleşme, görüntüleme gibi amaçlarla dolandığını artık biliyoruz. 2.1.4. Ay

Yer'den ortalama uzaklığı 384500 km olan uydumuz Ay'ın çapı 3476 km ve kütlesi 7.35x1022 kg'dır. Ay çok eski tarihlerden beri gökyüzünün ikinci en parlak cismi olması nedeniyle iyi gözlenen bir cisim olmuştur. Bir aylık bir sürede Ay'ın Yer etrafında dolanması sonucu, Yer-Ay-Güneş arasındaki açıların değişmesi nedeniyle dönemli evrelerin görüldüğü bilinmektedir. Ard arda aynı iki evreye gelebilmesi için 29.5 gün (709 saat) geçmesi gerekmektedir. Boyut ve bilşemine bakıldığında Ay'ımız zaman zaman karasal gezegenler sınıfında incelenir. İlk kez Sovyetler Birliği tarafından Luna-2 uydusu ile 1959 yılında Ay yüzeyine inilmiştir. İnsanlık tarafından ziyaret edilen tek karasal cisim olma özelliğini taşımaktadır. İlk ayak basma 20 Temmuz 1969 tarihinde ve en son ayak basma ise Ekim 1972 tarihinde gerçekleşmiştir. Ayrıca uydumuz, uzaydan parça getirilerek yeryüzünde incelenen ilk gökcismi olma özelliğini taşımaktadır. Ay ile Dünya'nın birbirlerini çekimsel olarak etkilemeleri nedeniyle yeryüzünde bazı ilginç olaylar meydana gelmektedir. Bunlardan birisi gel-git olayı olarak bilinmektedir ve bu olay Dünya'nın bir yüzünün Ay'a daha yakın ve diğer yüzünün Ay'dan daha uzakta olması nedeniyle çekimsel olarak farklı etkilenmesinden kaynaklanmaktadır. Yeryüzünün tamamen katı olmaması nedeniyle, Ay'ın bulunduğu konuma doğru şişkinleşmektedir. Yeryüzü açısından bakıldığında Dünya'nın hem Ay'a bakan yüzünde hemde tam aksi yönde iki küçük şişkinlik meydana gelir. Bu olayın okyanuslara denk gelmesi durumunda bu şişkinlikler karasal bölgelere göre daha fazla olmaktadır. Ayrıca Dünya'nın kendi ekseni etrafında Ay'ın yörüngede dolanma hızından daha hızlı dönmesi nedeniyle bu şişkinlikler günde iki defa gel-git olayı şeklinde meydana gelmektedir. Dünya'nın tamamen sıvı olmaması nedeniyle günde iki kez yeryüzünü dolaşan bu gel-git olayı nedeniyle Dünya'nın dönmesi yavaşlama eğilimindedir. Gerçekten de yüzyılda yaklaşık dönmede 2 milisaniye kadar bir yavaşlama meydana gelmektedir. Dünya'nın dönmesinin yavaşlaması açısal momentumun korunumu gereğince Ay'ın bizden biraz daha uzaklaşmasını gerektirmektedir. Bu durumda Ay bizden yılda yaklaşık 3.8 cm uzaklaşmaktadır. Çekimsel kuvvetlerin asimetrik etkileri nedeniyle gelecekte başka değişimlerin de olması beklenmektedir. Ay'ın kendi ekseni etrafındaki dolanım süresi ile Dünya'nın etrafındaki dolanım süresinin birbirne eşit olduğunu biliyoruz (senkronizasyon). Eğer Ay bizden uzaklaşmaya devam ederse yörüngedeki dolanma dönemi değişeceğinden bu senkronizasyon da değişecektir. Yerin kendi ekseni etrafındaki dönmesinin yavaşlaması, Ay'ın daha uzak bir yörüngede dolanması ve

15

dolayısıyla dolanma süresinin uzaması, çekimsel güçlerin bu iki gökcismi için senkronize olma yönünde işlemesi nedeniyle bir zaman sonra senkronizasyon öyle sağlanacaktır ki artık gel-git olayı ile meydana gelen şişkinlikler hep Ay yönünde kalacaktır. Bu tür olaylar Pluto ve Charon ikilisinde şu anda mevcut olan bir olaydır. Ay'ın bize hep aynı yüzünü göstermesi nedeniyle Ay'ın arka yüzü uzun yıllar bir sır olarak kalmıştır. Gerçi Ay yörüngesinin tamamen dairesel olmaması nedeniyle toplam görülebilen yüzey miktarı biraz daha fazladır ama arka tarafta kalan yüzeyin büyük kısmı görülemez durumdadır. Ay yüzeyinin %41'ini her zaman, %41'ini hiç göremeyiz. %18'i ise bazan görülebilmektedir. İlk defa Sovyet yapımı Luna-3 uydusu 1959 yılında Ay'ın arka yüzeyinin görüntülerini almıştır. Ay'ın karanlık yüzü ifadesi zaman zaman oranın hiç ışık almadığını düşündürtmektedir, fakat bu terim bizim göremediğimiz yüzü veya bilemediğimiz yüzü anlamında kullanılmalıdır. Yoksa Ay'ın o yüzüde Güneş'ten ışık almaktadır. Ay'ın atmosferi yoktur fakat yüzeyin yapısı nedeniyle kutuplarında bulunan krater derinliklerinde su buzu bulabilir. "Lunar Prospector" uydusu artık Ay'ın güney kutbunda buz yapılarının bulunduğunu ispatlamıştır. Ay kabuğunun 68 km ile 107 km arasında değişen kalınlıklarda olduğu düşünülmektedir. Kabuğun altında ise manto tabakası ve küçük bir çekirdek (kabaca 340 km yarıçapında ve toplam kütlenin %2'si boyutlarındadır) bulunmaktadır. Ay çekirdeğinin kısmen eriyik durumda olduğu düşünülmektedir. Çekirdeğinin geometrik merkezi ile kütle merkezi arasında 2 km'lik bir fark bulunmaktadır. Bu'da Dünya'ya doğru kaymış şekildedir. Ayrıca Dünya'ya bakan yüzeyindeki kabuğun kalınlığı daha incedir. Ay'da temel olarak iki baskın yüzey şekli bulunmaktadır. Bunlar çok fazla kraterleşmiş ve yaşlı olan "yükseltiler" (highlands) ve göreli olarak daha düzlükten oluşan ve genç "deniz" (maria) yapılarıdır. Denizler, yüzeyin yaklaşık %16'sını oluşturmaktadır ve büyük boyutlu çarpışmalar sonucu oluşan kraterlerdir. Sonradan eriyerek doldurulan bölgelerden oluşmaktadır. Yüzeyin büyük bir kısmı meteor çarpmaları sonucu ortaya çıkan ve "regolith" adı verilen toz ve kayamsı parçacıklardan oluşmaktadır. Nedeni bilinmemesine rağmen deniz yapıları Dünya'ya bakan yüzde daha fazladır. Dünya'ya bakan yüzeyde bulunan kraterlerin büyük kısmı eski bilim adamlarının adları ile anılmaktadır (Tycho, Copernicus ve Ptolemaeus gibi). Arka yüzdeki yapılara ise daha modern örneğin "Apollo", "Gagarin" ve "Korolev" gibi isimler verilmiştir. Ayrıca Ay yüzeyinde güney kutup bölgesinde "Aitken" adı ile bilinen ve çapı 2250 km ve derinliği 12 km olan güneş sisteminin en büyük çarpışma krateri bulunmaktadır. Bir diğeri ise "Oriantale" olarak bilinmektedir. Ay'dan toplam 382 kg ağırlığında kaya örnekleri Apollo ve Luna programları ile Dünya'ya getirilmiştir ve bu örneklerin incelenmesi sonucunda Ay hakkında daha fazla bilgiye ulaşmamız sağlanmıştır. Günümüzde bile bu örneklerin incelenmesine devam edilmektedir. Ay yüzeyinde bulunan kayaların büyük bir kısmının yaşı 4.6 ile 3 milyar yıl arasında oldukları belirlenmiştir. Uydumuz Ay geçmişe ait izleri hale üzerinde taşıdığı için bilimadamları için önemlidir. Ay'ın genel olarak manyetik alanı yoktur fakat yüzeydeki bazı kayalarda geçmişten kalan manyetik alan izlerine rastlanmıştır. Buda geçmişte Ay'ın bir manyetik alana sahip olduğuna delil olabilir. Ay'ın Oluşumu

1. Parçalanma Kuramı: Yer, genç ve kendi ekseni etrafında hızla dönem bir gezegen iken merkezkaç kuvveti ile kopan maddeden Ay oluşmuştur. Pasifik okyanusunun bulunduğu bölge Ay'ın koptuğu bölgedir. Son zamanlarda bu teorinin değişik şekli

16

önerilmiştir. Ay, genç ve hızla dönen Yer kürenin ekvatorundan çıkan gazlardan meydana gelmiştir (hızla dönen bisiklet tekerleğinden fırlayan çamur gibi).

2. Çarpma Kuramı:Ay'ı oluşturan materyal, büyük bir gökcisminin Yer'e çarpması sonucu yerden fırlatılmıştır.

3. Çift Gezegen Kuramı: Bu yıldızların ve gezegenlerin gaz bulutlarının yoğunlaşması sonucu oluştuğu düşüncesine dayanır. Ay ve Yer, Güneş bulutsusundaki iki komşu gaz halkasından çift gezegen olarak beraberce oluşmuştur.

4. Yakalanma Kuramı: Ay, Yer'den bağımsız olarak Güneş sisteminin başka bir yöresinde küçük gezegen olarak meydana gelmiştir. Yörüngesinde dolanırken Yer yakınında olduğu sırada çekim kuvveti ile yakalanmıştır.

2.1.5. Mars Mars gezegeni Güneş'ten uzaklık olarak 4 ncü sırada ve kütle olarak 7 nci en büyük gezegendir. Güneşten olan uzaklığı 227.94 milyon km (1.52 AB) ve 6794 km çapındadır. Kütlesi ise 6.4219x1023 kg'dır. Zaman zaman "kızıl gezegen" veya "kırmızı gezegen" olarak da adlandırılır. Mart ayının adı bu gezegenden gelmektedir. Mars gezegeni bilimkurgu hikayelerinin en çok yazıldığı bir gezgen olmuştur. 1877 yılında Yer'e çok yakın konumda iken (yörünge dışmerkezliği çok büyük olduğundan Yer-Mars uzaklığı sabit değildir) yüzeyindeki karanlık bölgelerin deniz, aydınlık bölgelerin ise kıtalar olduğuna inanılıyordu. Bazıları ise karanlık bölgelerin bitki örtüsü olduğunu savunuyorlardı. "Kutup Başlığı" nın olması atmosfere sahip olduğunu göstermekteydi. Atmosfer olunca yaşam olması düşüncesi ortaya çıktı. 1877 yılının son aylarında Yer'den Mars'a haber göndermeye çalışıldı. O dönemlerde mercekli teleskoplarla Mars'ın yüzey haritası çıkarıldı. Yaklaşık 40 tane ince çizgisel yapı ortaya çıkarılmıştır ve bunlara Kanal denilmiştir. Bunların ışığında Mars'ta kanal açacak kadar akıllı bir yaşam olduğuna inanıldı. Ancak Mars'a giden uzay sondaları onun yüzeyinde kanal ve benzeri olguların olmadığını kesin olarak ortaya çıkarmıştır. Mars'ı ziyaret eden ilk uzay aracı 1965 yılında Mariner-4 olmuştur. Mars yüzeyine ilk inen uzay aracı 1976 yılında Viking uzay aracı olmuş ve en son Pathfinder adındaki uzay aracı 4 Temmuz 1997 tarihinde yüzeye inerek çok değerli bulgular göndermiştir. Ekvatoru yörünge düzlemine göre 23° 59' eğiktir (Yer için 23° 27'). Dünya’dakine benzer mevsimler oluşmaktadır. Kutup başlıkları sonbahardan itibaren oluşmaya başlar, kış boyunca büyür, bahardan itibaren alanları küçülür. Mars yüzeyinin ortalama sıcaklığı 218°K dir (-55°C). Enberi ve enötede iken sıcaklıkları arasında yaklaşık 30 °C kadar bir değişiklik ortaya çıkmaktadır. Mars'ın toplam yüzeyi Dünya'daki kıtaların toplam yüzeyi kadardır. Mars Dünya'dan çok küçük olmasına rağmen güneş sisteminde en ilginç yüzey yapıları bu gezegende bulunmaktadır. Bunlardan birkaçı şunlardır;

- Olympus Mons: Güneş sisteminin en yüksek dağıdır yaklaşık 28 km yüksekliğinde ve etek çapı 500 km kadardır.

- Tharsis: Yüzeyde bulunan çok büyük bir şişkinliğe verilen isimdir. Yaklaşık 4000 km uzunluğunda ve 10 km yüksekliğindedir.

- Valles Marineris: 4000 km uzunluğunda ve 2 ile 7 km arasında derinliğe sahip kanyonlar sistemidir.

- Hellas Planitia: Güney yarıkürede bulunan bir çarpışma krateridir ve 6 km derinliğinde ve 2000 km çapında bir yapıdır.

17

Mars, 1700 km yarıçapında bir çekirdeğe ve erimiş kayamsı bir mantoya sahiptir. Mars Global Surveyor uydusunun verilerine göre güney küredeki kabuğun kalınlığının 80 km, kuzey küredeki kalınlığın ise 35 km kadar olduğu ortaya çıkmıştır. Diğer gezegenlere göre Mars'ın yoğunluğu daha azdır. Yüzeyde erozyonun olduğuna dair deliller mevcuttur (büyük akıntılar ve küçük ırmak sistemleri gibi), bunlar geçmişte Mars'ta suyun bulunduğuna dair delillerdir. Hatta geçmişte büyük göller ve okyanuslar varolmuş olabilir. Fakat bunların çok eski zamanlarda olması gerektiği ortadadır. Çünkü erozyona uğramış kanalların hesaplanan yaşları 4 milyar yıl çıkmaktadır. Fakat geçmişte Mars'ın Dünyamıza çok benzer bir gezegen olduğu açıktır. Ve uzaklığından dolayı Mars, Dünya'mızdan çok daha soğuk bir gezegendir. Mars, çok ince bir atmosfere sahiptir ve atmosferin büyük bir kısmı Karbondioksitten oluşmaktadır (%95.3). İlave olarak %2.7 oranında Nitrojen, %1.6 oranında Argon ve %0.15 oranında Oksiyen ve %0.03 oranında ise su bulunmaktadır. Yüzey basıncı ise 7 milibar düzeyindedir (Dünyanın %1'i kadar). Fakat bu bile çok güçlü rüzgarların oluşması için yeterlidir ve oluşan bu rüzgarlar aylarca sürebilmektedir. Marst'ta ilkelde olsa bir yaşamın olup olmadığı konusu halen araştırılmaktadır. Viking uydusunun verilerine göre deneylerde yaşamın olduğuna dair bir bulguya rastlanamamıştır. Fakat iyimser bilimadamları, hala Mars'ta çok az bir bölgenin araştırıldığını ve hayatın olabileceği düşüncesindedirler. Gelecekte yapılacak olan çalışmalar ile bu soruya cevap bulunabilecektir. Ağustos 1996 tarihinde Mars'tan Dünya'ya geldiğine inanılan küçük meteoritlerin bazılarında organik bileşiklere rastlanmıştır, şayet bu durum gerçek ise dünya dışı yaşamın bulunduğu ilk gezegen olma özelliğini Mars taşıyacaktır. Gezegen genelinde olmasa dahi büyük boyutlu ve küçük boyutlu manyetik alanların bulunduğu görülmüştür. Bu olay geçmişten kalan ve azalmaya devam eden manyetik alandan kaynaklanıyor olabilir. Geceleri çıplak gözle de görülebilen bu gezegen, Yer'e göre olan konumuna göre parlaklığında çok büyük değişmeler göstermektedir. Phobos ve Deimos adında iki adet doğal uydusu bulunmaktadır. Bunların yüzeyleri kraterlerler kaplıdır ve sırasıyla gezegenden olan uzaklıkları 9000 ve 23000 km ve yarıçapları 11 ve 6 km'dir. fiekil olarak kürdesellikten uzak yapılardır. 2.2. Dev Gezegenler Bunlar; Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gezegenleridir. Kütle ve yarıçapları yersel gezegenelre göre daha büyüktür. Ortalama yoğunlukları ise düşüktür (ort.yoğ= 1.3 gr/cm3). Dev gezegenlerin atmosferlerinin kimyasal bileşimi Güneş'e benzerdir. Kütlelerinin çoğu Hidrojen ve Helyumdan oluşmuştur. 2.2.1. Jüpiter

Jüpiter, Güneşten itibaren beşinci ve Güneş sisteminin en büyük gezegenidir. Diğer bütün gezegenlerin toplam kütlesinin iki katından daha büyük kütleye sahiptir (Dünya’nın kütlesinin 318 katı). Güneşten ortalama 778.330.000 km (5.20 AB) uzaklıkta, Ekvatoryal çapı 142.984 km ve kütlesi 1.900x1027 kg’dır. Gökyüzünün dördüncü en parlak cismidir. Çok eski tarihlerden beri bilinmektedir. 1610 yılında Galile tarafından Jüpiter’in dört büyük uydusu Io, Europa, Ganymede ve Callisto keşfedilmiş

18

ve bu uydulara Galile uyduları adı verilmiştir. Bu keşif uzayda bir cismin başka bir cisim etrafında dolandığını ispatlayan ilk doğrudan gözlem olmuştur. Jüpiter ilk defa Pioner-10 uydusu tarafından 1973 yılında ziyaret edilmiş ve ardından Pioner-11, Voyager-1, Voyager-2 ve Ulysses uyduları Jüpiter’e uğramışlardır. Galile adındaki bir uydu halen Jüpiter yörüngesinde bulunmakta ve gezegen hakkında bilgi göndermeye devam etmektedir. Gazdan oluşan bu gezegenin katı bir yüzeyi yoktur, sadece daha derinlere inildikçe daha yoğun madde ile karşılaşılır. Görsel olarak bakıldığında dikkati çeken en önemli olay atmosferinin üst kısımlarında gördüğümüz bulutlardır. Jüpiter’in %90’ı hidrojen ve %10’u helyumdan oluşmaktadır. Metan, su ve amonyum izlerine atmosferinde rastlanmıştır. Bu kimyasal bileşim ise güneş sisteminin oluştuğu bulutsunun kimyasal bileşimi ile tamamen aynıdır. Merkezi bölgesi hakkındaki bilgilerimiz tamamen dolaylı yoldan elde edilen bilgilerden oluşmaktadır. Galile uydusunun Jüpiterin atmosferine gönderdiği aracı sadece 150 km derinliğe kadar bilgi gönderebilmiş ve ardından iletişim yokolmuştur. Muhtemelen Jüpiter gezegeni 10 ile 15 yer kütlesinde kayamsı materyalden oluşan bir çekirdeğe sahiptir. Bu çekirdeğin hemen üzerinde sıvı metalik hidrojenden oluşan bir yapı yer alır. Sıvı metalik hidrojen, iyonize olmuş protonlar ve elektronlardan oluşur. Bu sıcaklık ve basınçta Jüpiterin iç kısımlarının sıvı hidrojenden oluşmuş olması gerekir yani gaz halinde bulunmaz. Bu elektriksel olarak iletkenlik sağlayarak Jüpiterin manyetik alanın oluşmasını sağlar. Bu katmanda biraz helyum ve başka buz yapılarının bulunduğu düşünülmektedir. En dış katman bildiğimiz moleküler hidrojen ve helyumdan oluşur. İç kısımlara inildikçe sıvı hallerine, dış kısımlarda ise gaz hallerine rastlanır. Bizim gözleyebildiğimiz atmosferi ise atmosferin en üst katmanlarıdır. Su, karbondioksit, metan ve diğer basit moleküller azda olsa mevcuttur. Jüpiterin atmosferinde üç farklı bulut yapısının olduğuna inanılmaktadır, bunlar amonyum buzu, amonyum hidrosulfit ve su ve bunların karışımından oluşan yapılardır. Galile uydusunun atmosferik araştırma aracından gelen verilere göre, beklenenden daha az suyun bulunduğu görülmektedir. Daha önceden Jüpiterin atmosferinde Güneş’tekinden yaklaşık iki kat daha fazla oksijenin bulunduğu düşünülmesine olmasına rağmen son bulgular gerçek miktarın Güneş’tekinden çok daha az olduğudur. Başka bir sürpriz bulgu ise atmosferin üst katmanlarının yüksek sıcaklıklarda ve yoğunluklarda olmasıdır. Jüpiter ve diğer gaz gezegenlerde çok yüksek hızlı rüzgarlar mevcuttur ve bu nedenle de çeşitli yüzey şekilleri ortaya çıkmaktadır. Bu yapılar atmosferde farklı kimyasal ve sıcaklığa sahip bölgelerin çeşitli bandlar şeklinde görülmesini sağlar. Yüzeydeki parlak bandlara “sınır” adı verilir ve karanlık olanlara ise “kuşak” adı verilir. Bu karanlık kuşaklar ancak Voyager uydusunun gönderdiği verilerden sonra görülebilmiştir. Parlak olanlar ise çok uzun yıllardır bilenen yapılardır. Atmosferde oluşan rüzgarların hızı 400 m/saat den daha fazladır ve atmosferin binlerce km derinliklerine kadar inebilmektedir. Jüpiter’in en dikkate çeken atmosferik yapısına Great Red Spot (Büyük Kırmızı Leke) adı verilmektedir. Bu yapı neredeyse 300 yıldır gözlenebilmektedir. Bu büyük yapı ovalimsi bir şekle şahiptir ve yaklaşık 12000 km’ye 25000 km boyutlarındadır (iki tane Dünya’yı içine alabilecek bir büyüklük). Benzer fakat daha küçük yapılar ise son birkaç çeyrek asırda gözlenebilmiştir. Kırmızıöte gözlemleri ve bu lekelerin dönme yönleri dikkate alındığında buraların yüksek basınç bölgeleri olduğu ve çevrelerine göre daha soğuk olduğu ortaya çıkmıştır. Benzer yapılar Satürn ve Neptün gezegenlerinde de gözlenmiştir. Jüpiter gezegeni Güneş’ten aldığı enerjiden daha fazlasını uzaya yayar. Jüpiter’in iç kısımları sıcaktır, çekirdeğinin yaklaşık 20.000°K sıcaklığa sahip olduğu düşünülmektedir. Bu ısı

19

gezegenin çekimsel olarak büzülmesi nedeniyle üretilmektedir. Ayrıca sıvı olan iç katmanların konveksiyon yolu ile karışması ve yüzeydeki karmaşık hareketler bu ısının üretilmesine neden olabilir. Jüpiter, bir gaz gezegeninin olabileceği en büyük çap’a sahip bir gezegendir. Eğer daha fazla madde kazansa bile bütün yarıçapı ancak çok küçük bir oranda artabilir. Yıldızlarda ise merkezi nükleer reaksiyonlar nedeniyle daha büyük durumdadırlar. Fakat Jüpiter gezegeninin bir yıldız olabilmesi için en azından 80 katı daha büyük kütyele sahip olmalıdır. Jüpiter’in çok büyük bir manyetik alanı vardır ve manyetosferi Satürn’ün yörüngesini de geçecek kadar büyüktür (650 milyon km’ye kadar uzanabilmektedir). Güneş yönünde ise sadece birkaç milyon km uzanabilmektedir. Bu nedenle Jüpiter’in uyduları bu manyetik alanın içerisinde bulunurlar. Uydularındaki bazı aktivitelerin bundan kaynaklandığı düşünülmektedir (Io uydusundaki aktiviteler gibi). Jüpiter gezegeninin de Satürn gibi halkaları bulunur, fakat Satürn gezegenindekinden çok daha sönük, küçük ve karanlıktır. Bu halka muhtemelen çok küçük kaya parçalarından oluşmaktadır. Atmosferik ve manyetik etkiler nedeniyle halkalarda bulunan parçacıkların uzun süre burada kalamayacakları düşünülmektedir. Bu halkaların Jüpiter’in uydularına çarpan küçük meteorların etkisiyle sürekli olarak desteklendiği düşünülmektedir. 1994 yılında Shoemaker-Levy 9 kuyrukluyıldızı Jüpiter’e çarpmıştır. Bu olay amatör astronomlar tarafından bile teleskoplarla gözlenebilmiştir. Çarpma sonucu ortaya çıkan atmosferik görüntü neredeyse bir yıl kadar görülebilmiştir. Jüpiter geceleri görülebildiği zamanlar gökyüzünde en parlak yıldızlardan biri gibi görülür. Çevresinde dolanan dört adet Galile uydusunu küçük teleskoplarla veya dürbünle bile görmek mümkündür. Jüpiter’in Uyduları Jüpiter’in bilinen16 tane uydusu vardır, bunlardan dört tanesi Galile uyduları olarak bilinir ve diğer 12 uydusu daha küçük boyutludur. Uyduların en yakını 128.000 km ile Metis ve en uzağı 23.700.000 km ile Sinope uydusudur. Boyut olarak en küçüğü 8 km yarıçapındaki Leda uydusu en büyüğü ise 2631 km yarıçapında olan Ganymede uydusudur. Jüpiter'in uyduları Jüpiter'e yakınlıklarına göre 3 grupta toplanabilir:

I. grup: Gezegene yakın 8 uydudan (Galile uyduları dahil) oluşur. Doğru yönde hareket ederler, yörüngeleri daireye çok yakındır ve Jüpiterin ekvator düzleminde dolanırlar.

II. grup: Yörüngeleri çemberden biraz ayrılmıştır ve yörünge düzlemlerinin eğikliği büyüktür.

III. grup: En dış gruptur, yörüngeleri iyice basık elipslerdir. Yörünge hareketleri ters yönderir.

2.2.2. Satürn Satürn gezegeni sıralamada Güneş’ten altıncı uzak gezegendir ve ikinci en büyük gezegendir. Güneş’ten yaklaşık 1.429.400.000 km (9.54 AB) uzaklıkta, 120.536 km çapında ve 5.68x1026 kg ağırlığındadır. Mitolojideki adı “Çiftçilerin Tanrısı” dır. Çok eski tarihlerden beri bilinen bu gezegen ilk defa Galile tarafından 1610 yılında teleskopla gözlenmiştir. Gözlemlerinde bu gezegenin garip yapısı üzerinde durmuştur. 1659 yılında

20

Huygens, bu gezegenin daha iyi görüntülerini elde ederek halkaya sahip bir gezegen olduğunu ortaya çıkarana kadar bu gariplik devam etmiştir. Satürn ilk defa Pioner-11 tarafından 1979 yılında ziyaret edilmiş ardından Voyager-1 ve Voyager-2 ziyaret etmişlerdir. fiu anda Cassini uydusu 2004 yılında bu gezegene ulaşmak için yoluna devam etmektedir. Satürn gezegeni, kendi ekseni etrafındaki hızlı dönmesi nedeniyle yaklaşık %10 oranında basıklaşmıştır (120536 km’ye 108728 km). Diğer gaz gezegenlerde de benzer basıklıklar vardır fakat bu oranda değildir. Satürn’ün yoğunluğu suyun yoğunluğundan daha azdır. Jüpiter’e benzer şekilde Satürn’ün atmosferi %75 hidrojen ve %25 helyumdan oluşmaktadır ve su, metan, amonyum elementine ilişkin belirtiler bulunmaktadır. Bu da güneş bulutsusunun başlangıcındaki kimyasal bolluğuna benzer değerlerdir. Satürn’ün iç kısımları, Jüpiter’inkine benzer olarak kayamsı bir çekirdek etrafında sıvı metalik hidrojenden oluşan bir katman ve moleküler hidrojenden oluşan en üst katmandan oluşmaktadır. Merkezi bölgenin 12000°K sıcaklığında olduğu ve bu nedenle de Güneş’ten aldığı enerjiden daha fazlasını yaydığı bilinmektedir. Fakat enerji Jüpiter gezegeninde işleyen mekanizma ile yeterince açıklanamadığından ilave başka enerji kaynağına gereksinim vardır. Satürn gezegeninde de bandlar mevcuttur fakat Jüpiter gezegeninde bulunandan çok daha sönüktür. Jüpiter’e benzer olarak Satürn gezegenin ekvator bölgesinde büyük kırmızı lekeye benzer yapı bulunmaktadır, fakat çok belirgin değildir. Yer’den yapılan gözlemlerle iki adet büyük halka (A ve B halkası) ve bir tane de sönük halka (C halkası) görülebilmektedir. A ile B halkaları arasında bulunan boşluğa “Cassini Boşluğu” adı verilir. A halkasının en dışında bulunan boşluğa ise “Encke Boşluğu” adı verilir. Voyager uydusunun gönderdiği görüntüler incelendiğinde bu halkalara ilave olarak dört adet halkanın daha olduğu bulunmuştur. Yer’den bakıldığında halkaların sürekli olduğu görülür fakat gerçekte bu halkalar birbirinden bağımsız yörüngelerde dolanan santimetre boyutundan birkaç metreye kadar küçük parçalardan oluşmaktadır. Bu parçacıklar çoğunlukla su buzundan ve kısmende buzla kaplanmış kayamsı parçacıklardan oluşmaktadır. Satürn gezegeninin halkaları son derece incedir. 250000 km veya daha fazla çapa sahip olmasına rağmen 1.5 km kadar kalınlığa sahiptir. Eğer halkalardaki maddeler biraraya toplansaydı büyüklüğü 100 km’den büyük olamazdı. Satürn’ün halkasının kaynağının ne olduğu henüz bilinmemektedir fakat bunun gezegenlerin ilk oluşumunda ortaya çıktığı düşünüllmektedir. Halka sisteminin kararlı olamayacağı ve başka süreçler ile bunların desteklenmesi gerektiği düşünülmektedir. Diğer dev gezegenlerde olduğu gibi Satürn’ün de güçlü manyetik alanı vardır. Geceleri gökyüzünde olduğunda çıplak gözle görülebilir bir gezegendir. Neredeyse Jüpiter’in parlaklığına yakındır. Halkaları ve uyduları küçük teleskoplar yardımıyla gözlenebilir. Satürn’ün Uyduları

Yörüngeleri doğru yönde (saat’in tersi yönde), dairesel ve Satürn ekvator düzlemindedir. Küçük olan uyduların çoğu gezegenlerarası ortamdan yakalanmış ve uydu çarpışmalarından ortaya çıkmış parçalardır. Dünya’dan gönderilen uzay araçları Satürn'ü ziyaret etmeden önce 7 tane uydusu bilinmekteydi, fakat bugün 18 tane isim verilmiş uydusu bulunmaktadır. Uydularından bazıları Merkür'den bile büyüktür. En azından bir düzine daha uydusu olduğu rapor edilmiştir, fakat bunlar henüz isimlendirilmemiştir veya uydu olarak henüz kabul görmemiştir.

21

Gezegene en yakın uydusu 134.000 km ile “Pan” dır, en uzak uydusu ise 12.952.000 km ile “Phoebe” dir. Büyüklük olarak en küçük uydunun yarıçapı 10 km ile yine “Pan” ve en büyük yarıçapa sahip uydu ise 2.575 km ile “Titan” uydusudur. 2.2.3. Uranüs Uranüs gezegeni Güneş’ten olan uzaklığa göre 7. nci boyut olarakta üçüncü büyük gezegendir. Uranüs, Neptün gezegeninden çap olarak daha büyük fakat kütle olarak daha küçüktür. Güneş’ten olan ortalama uzaklığı 2.870.990.000 km (19.218 AB) ve ekvatoryal çapı 51.118 km’dir. Kütlesi ise 8.683x1025 kg’dır. Dolanma dönemi 96 yıl, dönme dönemi ise 10sa50dk dır. Uranüs gezegeni modern çağda keşfedilen ilk gezegendir. William Herschel tarafından sistematik şekilde gökyüzünün incelenmesi sonucunda 13 Mart 1781 tarihinde keşfedilmiştir. Aslında uzun yıllar önce gözlenmesine rağmen bir yıldız olduğu düşüncesi ile dikkate alınmamıştır ve 1690’lı yıllarda John Flamsteed tarafından bu yıldız 34 Tauri olarak isimlendirilmiştir. Mitolojide Satürn’ün babası ve Olimpos’un ilk hükümdarının adıdır. Uranüs gezegeni günümüze kadar sadece Voyager-2 uydusu tarafından 24 Ocak 1986 tarihinde ziyaret edilmiştir. Güneş sistemindeki çoğu gezegen kendi ekseni etrafında neredeyse ekliptiğe dik doğrultuda döner, fakat bu gezegenin dönme ekseni neredeyse ekliptikle aynı doğrultudadır. Voyager uydusu bu gezegeni ziyaret ettiğinde gezegenin güney kutbu Güneş doğrultusunda idi. Buda kutupların, ekvator bölgesinden daha fazla enerji aldığını gösterir. Aslında Uranüs gezegeni konusunda halen tartışılmakta olan bir problem devam etmektedir. Uranüs gezegeninin dönme ekseninin eğiminin 90 dereceden biraz fazla olması ve Güneş etrafındaki dolanımının doğru yönde olması, ya da dönme ekseninin 90 dereceden biraz küçük olması ile dolanımının ters olması arasında karar verilememektedir. Ve bu tartışma halen devam etmektedir. Uranüs’ün atmosferinde %87 oranında hidrojen, %15 oranında helyum ve %2 oranında metan gazı bulunmaktadır. Diğer gaz gezegenlere benzer şekilde bu gezegende de bulutlardan oluşan çeşitli bandlar mevcuttur ve çok hızlı hareket ederler. Bu bulutlar diğer gezegenlerde olduğu gibi parlak yapılı değildirler ve özel aletlerle görülebilmektedirler. Günümüzde artık Uranüs gezegeninin atmosferinde meydana gelen değişimlerin mevsimsel etkilerden kaynaklandığı ortaya çıkmıştır. Uranüs’ün mavi görülmesinin nedeni üst atmosferindeki metan gazının kırmızı ışığı soğurmasından kaynaklanmaktadır. Uranüs’te de Jüpiter’deki gibi renkli bandların olabileceği fakat bunların üst atmosferde bulunan metan gazının etkisi ile görülemediği düşünülmektedir. Diğer gaz gezegenlerde olduğu gibi Uranüs gezegeninde de halka yapısı vardır. Jüpiter’de olduğu gibi bunlar parlak değildirler ve Satürn’de olduğu gibi bu halkaları oluşturan parçacıkların 10 m boyutları ile çok küçük toz parçacık boyutlu parçacıklardan oluşmuştur. Bilinen 11 adet halka vardır ve bunların tümü çok sönüktür. En parlağının adı Epsilon’dur. Bu bulgular ısığında halka yapılarının gezegenlerin ortak özellikleri olduğu ortaya çıkmıştır. Yani halkalar, gezegenlerin olağandışı yapılarından kaynaklanan özellikler değillerdir. Voyager uydusu bilinen 5 büyük uydusuna ilave olarak 10 küçük uydusunun daha olduğunu bulmuştur. Uranaüs’ün manyetik alanı biraz gariptir, manyetik ekseni dönme ekseni ile neredeyse 60° açı yapmaktadır. Bunun nedeninin Uranüs’ün merkezi kısımlarının hareketleri ile ortaya çıktığı düşünülmektedir.

22

Uranüs gezegenini temiz bir gecede hangi yönde olduğunu biliyorsanız çıplak gözle veya dürbün yardımı ile izlemeniz mümkündür. Küçük bir teleskop ile bakıldığında disk yapısını görmek mümkündür. Uyduları: Uranüs’ün uydularının adları mitolojiden değil Shakespeare ve Pope’nin romanlarındaki kahramanların isimleri verilmiştir. Voyager tarafından keşfedilen 11 küçük ve karanlık uydusu gezegene yakın diğer büyük olan 5 tanesi ise gezegenden çok uzakta bulunurlar. Çoğu uyduzun yörüngesi ekvatoruna göre neredeyse daireseldir. En dışta bulunan 4 tanesinin yörüngesi ise eliptiktir. Bu uydulardan en küçük olanının gezegenden olan uzaklığı 50.000 km ile “Cordelia”, en uzak olanı 25.000.000 km ile “1999U2” dir. Boyut olarak en küçüğü 13 km ile yine “Cordelia” ve en büyüğü ise 789 km ile “Titania” dır. Diğer uyduların da boyutları birbirine yakındır.

23

2.2.4. Neptün Uranüs keşfedilmeden önce iki astronom tarafından görülmüş ancak yıldız zannedilmiştir. Uranüs'ün yörüngesi çok duyarlı hesaplandığında gözlemlerle uyuşmamıştır. Uranüstün konum gözlemleri yaklaşık 40 yıl biriktikten sonra kuramsal konumla gözlemsel konumunu ile uyuşmuyordu. Bu fark Uranüs dışında Güneş sisteminde bilinmeyen bir gezegenden kaynaklanıyor olmalıydı. Bunun kütlesi ve yörünge elemanları hesaplandı, hesaplardan ~1° uzaklıkta gözlenebildi (1846 sonlarında). İsmi, gezegen bulunmadan birkaç ay önce verilmiştir. Neptün, Satürn'ün oğlu ve okyanus diplerinin hükümdadır. Bu gezegenin mekanik ve elektronik bilgisayarların olmadığı, az sayıda ve büyük yanılgılı gözlemlere dayanarak bulunması matematiğin ve Newton çekim yasasının büyük bir başarısıdır. Yüzeyinde 5 büyük leke vardır (3'ü parlak ikisi karanlık). Bu lekelerin büyüklüğü ve konumu zamanla çok azda olsa değişmektedir. Atmosferi amonyak ve metandan oluşmuştur. Ortalama yoğunluğu ve çekim etkisinin fazla olması, çekirdeğin kayalık materyalden oluştuğunu gösterir. Manto buzdan dır. Yerden yapılan gözlemlerden Neptün'ün yay şeklinde yarım bir halkası olduğu zannediliyordu. Voyager-2 halkanın bütün olduğunu ancak, bazı bölgelerinin çok parlak olduğu görülmüştür. 5 tane halkası vardır. Uyduları: Triton ve Nereid (bunlar mitolojide Neptün'ün muhafızlarıdır). Voyager-2 ile ~6 tane daha yeni uydu keşfedilmiştir. Bunlara bulunduğu yıl ve sıra sayısını gösteren isimler verilmiştir (1989N1, 1989N6 gibi). Buradaki N kısaltması Neptün anlamındadır. 2.2.5. Pluto Neptün'ün öyküsünün benzeri Pluto'nun keşfinde de tekrarlanmıştır. 1930 yılında bulunan cisme yeraltı dünyası tanrısının adı, Pluto verilmiştir. Ay'dan biraz daha büyüktür. Pluto en büyük yörünge eğimine ve en basık yörüngeye sahip gezegendir. Yörünge çok basık olduğundan bazen Neptün yörüngesinin içine kadar girer. 1979 yılında Neptün'ün yörüngesini kesti ve 1999 yılına kadar Güneş'e Neptün'den daha yakın bir durumda kaldı. Bu özellikler açısından bazı gökbilimciler tarafından gezegen olarak gözönüne alınmamaktadır. 1978 yılında bir uydusu (Charon) olduğu keşfedilmiştir. Bu uydusunun boyutları gezegenin yarı büyüklüğündedir. Bu uydunun da çok ince bir atmosferi vardır. Bazı astronomlar Pluto-Charon çiftinin, eskiden Neptün'ün uyduları olduğunu ve bir çarpışma sonucu ondan ayrıldığını ileri sürmektedirler. Bu olay kanıtlanmış değildir. 2.2. Güneş Sisteminin Diğer Üyeleri 2.2.1. Küçük Gezegenler (Asteroidler): Çıplak gözle görülemezler. Titus-Bode yasası Uranüs'ün 1781 yılında keşfi ile doğruluğunu kanıtlamış oldu. Ama Mars ile Jüpiter arasında hala bir gezegen bulunamamiştı. 1801 yılında 2.8 AB uzaklığında Ceres adı verilen küçük bir gezegen bulundu. Ardından 1807 yılına kadar bu bölgede 3 tane daha cisim bulundu. Çapları çok küçük olduğundan bunlara küçük gezegenler adı verildi. 1890 yılına gelindiğinde 300 tane küçük gezegen keşfedilmişti (bunlara keşif sırasına göre numara verilmiştir. Yörüngeleri saptandıktan sonra keşfeden kişi ona bir isim verir (1 Ceres, 2 Pallas, 4 Vesta gibi). Bunlardan birisinin adı da Ankara'dır. Bugün 2000 den fazlasının yörüngesi

24

bilinmektedir. Büyük olanları (en büyüğü Ceres 1020 km çapında) hariç digerleri küresel yapılı değil düzensiz yapılara sahiptirler. Çoğunluğu Mars ile Jüpiter arasında bulunur ve Güneş etrafında bir yörüngede dolanırlar. Çok az sayıda olanları bu bölgenin dışında daha basık elips yörüngede dolanırlar (bunların yörüngeleri Merkür yörüngesini keser ve Dünya'ya çarpma olasılıkları vardır). Bunlara Apollo küçük gezegenleri denir (Örn. Apollo, Icarus, Eros) ve sayıları 15'den fazladır. Köken olarak ya Jüpiter gezegeninin tedirginlik etkileri ile başlangıçtaki yörüngelerinden çıkarılmış küçük gezegenler ya da ölü kuyruklu yıldız çekirdekleri oldukları düşünülmektedir. Jüpiter yörüngesinde dolanan küçük gezegenler de vardır ve bunlara Truvalılar adı verilir. Son yıllarda Jüpiter dışında da küçük gezegenler bulunmaya başlanmıştır. Yörüngesi Satürn yörüngesi ile Uranüs yörüngesi arasında bulunan 2060 Chiron (1977 yılında bulunmuştur) ilk keşfedildiğinde 10. gezegen olduğu düşünülmüştür. Ancak özellikleri belirlendiğinde bunun bir küçük gezegen olduğu anlaşılmıştır. Küçük gezegenlerin çoğu demir ve kayadan oluşmuştur. Bazılarında su barındıran mineraller de vardır. Dış bölgedeki küçük gezegenlerin yüzeyi su ve karbonca zengin materyal ile kaplıdır. Apollo türleri ise metal ve mineralleri bol miktarda içerir. 2.2.2. Kuyruklu Yıldızlar Yörüngelerinde hareket ederken Güneş sisteminin iç bölgelerine (Yer'e) yaklaştıklarında uzun kuyrukları gökyüzünün büyük bir bölümünü kaplar. Arka plan yıldızlara göre hareketli olmalarından tanınırlar. Kuyruklu yıldızlar Güneş sisteminin dışından açık bir yörünge izleyerek Güneş'e değişik yönlerden yaklaşırlar. Ne zaman ortaya çıkacakları belirli değildir. Bir bölümüde Güneş'in çekimsel etkisi ile kapalı eliptik yörüngelerde dolaşmaya başlarlar. Bunlara dönemli (periyodik) kuyruklu yıldızlar denir ve bir daha ne zaman görülecekleri kesin olarak bilinir. Dönemli kuyruklu yıldızlardan en önemli olanlarından biri Halley kuyruklu yıldızıdır. M.Ö. 467 yılında ilk kez gözlenmiş ve en son 1986 yılında gözlenmiştir. 76 yıllık bir dolanma dönemine sahiptir. Dönemsiz olan ve son yıllarda gözlenen Comet Hale-Bopp (Mart 1996) ve Hyakutake (30 Ocak 1996) gökyüzünde muhteşem görüntüler oluşturmuşlardır. Kuyruklu yıldızlara onu keşfedenin adı verilir. Yılda 20-30 kuyruklu yıldız keşfedilmektedir, bu keşiflerin artmasında amatör astronomların katkısı çok büyüktür. Başlangıçta olmayan kuyruk, Güneş'e yaklaştıkça ortaya çıkar. Buna etki eden faktör güneş rüzgarı ve ışınım basıncıdır. Çekirdek 1-20 km arasındadır. Bu bölge kirli buzdan yani toz ve buz karışımından oluşmuştur. Buharlaşan buz ve gaz çekirdeği sararak kuyruklu yıldızın Taç kısmını oluşturur. Gaz ve toz kuyrukları Güneş'in bulunduğu yönün aksi yönünde uzarlar. Kuyruklu yıldızların Güneş sistemine çok değişik açılardan gelmesi onların küresel bir hacimden (diskten değil) geldiklerini gösterir. 1950 yılında Jon Oort bu küresel kuşağın, Güneş'ten 50000 AB uzaklıkta olması gerektiğini hesaplamıştır. Bu kuşağa Oort bulutu adı verilir. Bulutda oluşan çekimsel tedirginlikler kuyruklu yıldızların oradan ayrılarak Güneş sistemine girmesini sağlar. Bir kuyruklu yıldızın Oort kuşağından gelip tekrar oraya dönmesi 30 milyon yıl sürer (= Uzun dönemli kuyruklu yıldızlar). Bunlar Jüpiter'in yeteri kadar yakınından geçerlerse artık Güneş sistemi içinde dolanmaya başlarlar (= kısa dönemli kuyruklu yıldızlar). Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar Güneş'e her yaklaştıklarında buharlaşma nedeni ile önemli ölçüde kütle kaybederler. Bu nedenle dönemli bir kuyruklu yıldız birgün ölebilir. (Halley'in 1986 yılında Güneş'ten uzaklaşırken iyice parçalandığı ve bir daha 2062 yılında görülemeyeceği ileri sürülmektedir.). 2.2.3. Akan Yıldızlar

25

Güneş sistemi içinde çok değişik yönlerde dolaşan her türlü kaya parçalarına meteor adı verilir. Yer yüzeyine kadar inebilenlere ise meteorit yani göktaşı adı verilir. Ölen kuyruklu yıldızların katı küçük çekirdeği ve Apollo türü küçük gezegen artıkları bunların kaynaklarıdır. Boyutları 1 mikron (1 mm'nin binde biri) toz parçacıklarından 10 km çaplı kaya parçacıklarına kadar değişir. Büyük olanlarının kökeni küçük gezegenlerdir, küçük olanları ise kuyruklu yıldızların artıklarıdır. Meteorların yörüngeleri Yer yörüngesi ile keşisirse 12-72 km/sn hızla atmosfre girerler. Sürtünme ile ısınır ve ışık saçmaya başlarlar, buna akan yıldız adı verilir. Yerden 120 km yukarıda yanmaya başlar, 60 km yukarıda yanıp biterler. Eğer yeteri kadar büyükse yer yüzeyine kadar ulaşabilirler. Gökyüzünde çok fazla ışık saçanlara ateştopu adı verilir. 1972 yılında ağırlığı 1000 ton olan bir göktaşı atmosfere hafifce değerek yonuna devam etmişitr. Böyle bir cisim Yer'e çarptığında çok sayıda canlının ölümümen neden olabilirdi. Geçmişte böyle büyük çarpışmalar gerçekleşmiştir. Böyle çarpışmalar sonucunda oluşan kraterlerden bazıları hala izlerini korumaktadır. Arizona eyaletinde çapı 1.2 km olan ve bundan 20 bin yıl önce oluşmuş büyük bir krater bulunmaktadır. Kimyasal yapıları bakımından göktaşları üçe ayrılırlar;

1. Demirli Göktaşları: Yapılarında demir ve demir bileşikleri bulunur. 2. Taş ve Demirli Göktaşları: Metal ve silisyumoksit (SiO) vardır. 3. Taşımsı Göktaşları: Yersel kayalara benzer (Oksijen, Silisyum, Magnezyum, Demir) içerirler. Yaşları 1-4 milyar yıldır yani Güneş sistemi ile aynı yaştadırlar. İncelenmeleri Güneş sisteminin başlangıçı hakkında ipuçları verir. Akan yıldızların gökyüzündeki yıldızlara göre izlediği yollar bir noktada keşirir (o geceki tüm göktaşları gökyüzünd bir noktadan geliyormuş gibi görülür). Bu noktaya saçılma noktası denir. Akanyıldız yağmurları saçılma noktasının bulunduğu takım yıldızına göre anılır. Akan yıldız yörüngeleri kısa dönemli kuyruklu yıldız yörüngeleri ile hemen hemen çakışıktır. Bazı önemli akanyıldız yağmurları ve yaklaşık tarihleri: Yağmurun Adı Tarih Saatde akan yıldız sayısı Quadrantidler 4 Ocak (1-6 Ocak) 110 Lyridler 12 Nisan 12 δ Aquaridler 30 Temmuz 35 Perseidler 12 Ağustos 68 Orionidler 22 Ekim 30 Tauridler 8 Kasım 12 Leonidler 17 Kasım 10 Geminidler 14 Aralık 58 Yer atmosferine günde yaklaşık 3 ton akanyıldız gelmektedir.

26