Gezegenler

[zarathustra]

                                        MERKÜR



                         


Çıplak gözle görülebilen gezegenler arasında en az dikkat çeken Merkür’dür. Büyük olasılıkla onu görmemiş birçok insan vardır, çünkü onu görebilmek için doğru saatte doğru yere bakmak gerekir. Şehirlerde ve endüstri bölgelerinde yaşayan kişilerin onu görebilme sansı neredeyse hiç yoktur.(bütün şehrin elektrikleri kesilmedikçe)

Merkür aslında birçok yıldızdan hatta Sirius’tan bile daha parlak olabilir. Sorun onu asla karanlık bir zemin üzerinde göremememizdir. Durumu zorlaştıracak şekilde her zaman Güneş’e çok yakın bir yerdedir. Dolayısıyla çıplak gözle görülebilmesi sadece günbatımından hemen sonra batıda ve gün doğumundan hemen önce doğuda ufka çok yakın bir noktadayken olanaklıdır. Merkür bir yıl içinde çıplak gözle ancak onbeş-yirmi görülebilir.

Eski araştırmacılarında farkında oldukları gibi güneye inildikçe Merkür’ün görülmesi kolaylaşır. İlk zamanlarda sabah Merkür’ü ile akşam Merkür’ünün iki farklı gök cismi olması gerektiği düşünülüyordu; ama sonradan ikisinin aynı olduğu anlaşıldı. Gezegen çok hızlı hareket ettiğinden ona “tanrıların habercisi” Hermes’in adı verildi. Yunan tanrısı Hermes Roma tanrılarından Merkür ile özdeşleştirilir.

Yakın geçmişe kadar Merkür’ün yüzey şekilleri hakkında çok az şey biliniyordu. 4870 km kadar olan çapıyla oldukça küçüktür; Güneşten ortalama uzaklığı 58.000.000 kilometredir, yani Dünyaya 80.000.000 kilometreden fazla yaklaşamaz. Aslın yüzeyiyle ilgili tüm bilinenler, tek bir uzay aracının yani 1973 ve 1974’te üç ölçüm yapmış olan Mariner 10’un gönderdiği verilere dayanır.

Hareketlerini ve kütlesin belirlerken bir sorunla karşılaşmıyoruz. Merkür’ün Güneş etrafındaki dolanım süresi, yani bir Merkür yılı 88 Dünya günüdür; çapı da daha önce belirttiğim gibi 4870kmkadardır. (Karşılaştırma yapılabilmesi açısından Ay’ımızın çapı 3472 km.dir. ) Kütlesi ise Dünyanın kütlesinin 0,38’i kadardır. Dünyadaki ağırlığımız 80 kg ise Merkür’de bu 20 kiloya düşer.

Mariner 10’un dillere destan yolculuğundan önce, Merkür’ün yüzeyinde Ay’daki gibi dağlar ve kraterler olduğu düşünülüyordu ama bu konuda kesin bir bilgi yoktu. Küçük ve uzak olduğunu bir kenara atsak bile Merkür, Dünya’dan gözlemlenmeye uygun bir gök cismi değildir. Bize en yakın olduğu anda yani alt kavuşum noktasındayken karanlık yüzü bize dönüktür ve evre büyüdükçe görünen çapı küçülür. Dolun olduğunda, güneşin arkasındadır ve kesinlikle görülemez. Teleskopla çalışan gözlemciler hep bu tür zorluklarla uğraşmak zorunda kalırlar.

Sistemli olarak yürütülen gözlemlerin ilki. 18. yüzyılın sonlarına doğru William Herschel tarafından gerçekleştirilmiş ama pek de başarılı bir sonuç elde edilememişti. Yine aynı tarihlerde Alman J. H. Schöter teleskopla yaptığı gözlemler sonucunda Merkür’ün yüzeyinde yükselen dağlar gördüğünü öne sürdü; her ne kadar Schöter’e saygımız sonsuz olsa da ve dürüstlüğünden şüphe etmesek de bu sonucu ciddiye almamız pek mümkün değil. Sonra sıra enerjik bir İtalyan olan Giovanni Virginio Schiaparelli’ye geldi. 1881’de başladığı seri gözlemlerini 1889 yılına kadar sürdürdü. Milan’da yaptığı çalışmalarında 22 ve 50 santim açıklıklı mercekli teleskoplar kullandı.

Merkür’ün çıplak gözle görülebildiği anlarda ufka çok yakın bir noktada bulunduğunu ve bu yüzden gözlem koşullarının elverişsiz olduğunu şüphesiz Schiaparelli de biliyordu. Bu durumda tek seçenek Merkür’ün tepede olduğu anlarda yani gün ışığında gözlem yapmaktı. Schiaparelli de bu yöntemi kullanıyordu; hatta gezegenin aydınlık ve karanlık alanlar olarak adlandırdığı bölgelerini gösteren bir haritasını bile çıkarmıştı. Ayrıca Merkür’ün dolanım süresi ile dönme süresinin eşit olduğunu(88 Dünya günü) yani gezegenin hep aynı yüzünün güneşe dönük olduğunu öne sürdü.

Ama gezegenin bir yarısının sürekli aydınlık diğer yarısının ise sürekli karanlık olduğunu söylemek doğru olmaz, çünkü Merkür’ün yörüngesi dairesel değil, dikkat çekecek kadar dışmerkezli bir elipstir. Güneş’ten uzaklığı günberi noktasında 45,8 milyon km, günöte noktasında 85,2 milyon km olmak üzere iki değer arasında değişiyordu. Bu da dönüş hızı değişmezken yörüngesel hızın değiştiği anlamına gelir. Yani yörüngedeki konum ve dönüş miktarı zaman zaman birbirlerine ayak uyduramazlar. Sonuçta Merkür tıpkı ay gibi yavaşça öne arkaya doğru sallanır. Bu duruma sallantı (librasyon) adı verilir. (Bu konuda IV. Bölüm’de “Ay” konusunda daha ayrıntılı olarak bahsedilmiştir.) Bun durumda Merkür üzerinde, sürekli gündüz olan bölge, sonsuza kadar karanlık olan bir bölge ve bu ikisinin arasında Güneş’in ufukta bir görünüp bir kaybolduğu ince bir alacakaranlık olacaktır. (Alacakaranlık kuşağı Merkür’ün dayanılabilir sıcaklığa sahip tek bölgesidir.)

Antoniadi, 1934’te Merkür hakkında içinde gezegenin yüzey haritasının da bulunduğu bir kitap yayınladı. Bu kitapta tartışılabilir pek çok konu vardı bunlardan birisi de Merkür’ün fark edilebilir bir atmosfere sahip olduğu iddiasıdır. Bu ilk bakışta pek olabilirmiş gibi görünmüyor. Bir gök cisminin atmosfer tutabilmesi iki etkene bağlıdır: Sıcaklık ve kurtulma hızı. Pek değişmeyen sıcaklığı ve saniyede 11,2 kilometrelik kurtulma hızı ile Dünya kalın bir atmosfer tutabilmektedir. Ay ise 2,4 olan kurtulma hızı yüzünde bu konuda başarısızdır. Merkür’ün kurtulma hızı saniyede 4,2 kilometredir ki bu da büyük bir olasılıkla sınır değere çok yakındır. Ama gezegen çok sıcak olduğundan ve sıcaklık arttığında atmosferdeki moleküllerin hızları artacağından, bu moleküllerin kaçma olasılıkları da artacaktır.

Antoniadi, Merkür üzerinde sık sık kararmalar görüldüğünü ve Merkür’ün bulutlarının Mars’ınkilere göre daha yoğun ve etkili olduğunu; bu bulutların bazen günlerce yok olmayıp “Solitudo Criophori” gibi karanlık bölgelerin durduklarını iddia etmişti. ama ne yazık ki bulutlarının kalıcı olduğu şüpheli.

Peki o zaman hayat, var mıydı? Antoniadi bu konuda “Merkür’ün kutuplarına yakın bölgelerinde, mikrop gibi, az gelişmiş hayat biçimleri yoktur diyemeyiz, her ne kadar olmayabilirlerse de bu mümkün” diyor. Kitabında geçtiği şekliyle Merkür’ü tarif edişine bakmak ilginç olabilir.

Akla yatkın ama ne yazık ki tamamen yanlış. Bu gün bu betimlemenin Merkür’e zerre kadar bile benzemediğini biliyoruz. Son otuz yılda yapılan keşifler, Merkür’ün pek misafirperver olmadığını gösteriyor.

Merkür’ün gerçek yüzüne dair ilk bilgi, 1962 yılında W.E. Howard ve meslektaşlarının Michigan’da yaptıkları çalışmalar sonucu alındı. Merkür’den yansıyan uzun dalga ışınımları (kızılötesi ışınlar) ölçen ekip, gezegenin karanlık yüzünün hiç güneş ışığı almaması durumunda olması gerektiği kadar soğuk olmadığı sonucuna vardı. Daha sonra Rolf Dyce ve Gordon Pettengill tarafından yürütülen ve Porto Riko’nun Arecibo kentinde, doğal bir çanak içine yerleştirilmiş güçlü bir yansıtıcı kullanılan radar çalışmalarından da bu iddiayı destekleyici sonuçlar elde edildi.

Merkür küçük ve anlaşılması zor bir hedefti ama, 1960’ların ortalarında radar menzili içine girmişti. Sinyaller dönmekte olan bir cisimden geri yansıdıklarında, elde edilen yankı dönüştürülerek cismin dönme hızı bulunabilir. Arecibo ekibi, dönme süresinin, 88 değil 58,7 Dünya günü olduğunu buldu. Yani sürekli güneş alan bölge veya sonsuza kadar gece olan bir bölge yoktu, ayrıca alacakaranlık kuşağı da yoktu.

Merkür’ün Güneş sisteminin ilk zamanlarında şu andakinden daha hızlı dönüyor olduğu ve Güneş’in çekim kuvveti tarafından yavaşladığı varsayımı son derece mantıklıdır. Ama rastlantı sonucu olup olmadığı belli olmayan garip bir ilişki daha vardır. En basitinden de olsa matematiksel araştırmalara girmek istemiyorum, dolayısıyla elimden geldiğince kısa bir biçimde durumu özetlemeye çalışacağım:

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

2. Dönme süresi (58,7 Dünya günü), dolanım süresinin üçte ikisine eşittir(88 Dünya günü)

3. Merkür’de iki Güneş doğuşu arasındaki süre 176 Dünya günü, yani 2 Merkür yılıdır
.

4. Bu aralık, yani 176 Dünya günü, kavuşum döneminin yaklaşık 1,5 katıdır.

5. Buradan çıkacak sonuç şöyledir: Her üç kavuşum döneminden sonra Merkür’ün aynı yüzü, aynı evreyi geçirecektir.

6. Şimdi de rastlantısal olan duruma bakalım. Tabii böyle bir rastlantı olabilirse! Merkür’ün üç kavuşum dönemi toplamı, yaklaşık bir Dünya yılı etmektedir. Netice olarak, Merkür’ü gözlemlemek için en uygun zaman, her üç kavuşum döneminde bir gerçekleşmektedir. Şimdi beşinci maddeye tekrar bakalım. Sizin de farkettiğiniz gibi, Merkür’ün gözleme en uygun olduğu anlarda, hep aynı yarıküreyi görüyoruz. Yani yüzey üzerinde hep aynı konumda olan aynı izler.

Bundan başka, Merkür takvimi de oldukça tuhaftır. Daha önce bahsettiğim gibi belirgin bir şekilde dış merkezlidir. Bu nedenle yörüngesel hızı günberi noktasında saniyede 58 km, günöte noktasında saniyede 38 km olmak üzere iki değer arasında değişir. Dünya gibi ekseni 23.5 derece eğik olan bir gezegenin yanında Merkür’ün 2 derece kadar olan eksenel eğimi ihmal edilebilir; bu da demektir ki Merkür, yörüngesine göre ‘dik’ bir şekilde dönmektedir. Merkür günberi noktasının yakınındayken, yörünge açısal hızı sabit olan dönme aşısal hızını geçer. Bu durumda Merkür üzerindeki bir gözlemci Güneş’in yavaşça geriye devindiğini yani ters yönde hareket etmeye başladığını görür. Her günberi döneminde tekrarlanan ve Güneş’in daha küçük çapta göründüğü bu süreç, 8 Dünya günü kadar sürer. Daha sonra Güneş ‘kızgın kutup’ diyebileceğimiz bir noktanın üzerinde asılı gibi kalır. Merkür’de iki tane kızgın nokta vardır; gezegen günberi noktasına eriştiğinde, bunlardan biri veya öbürü tam bir güneş ışının tahribine maruz kalır. Bu ışınım yoğunluğu ışınımları 90 derecelik bir açıyla alan bölgelerin aldığının 2.5 katıdır.

Varsyalım ki ikisi de Merkür’ün ekvatorunda bulunan iki gözlemci var; ama ikisi de birbirlerinden boylamsal olarak 90 derece uzaktalar. Gözlemci A, bir kızgın kutupta, bu durumda Merkür günberi noktasındayken, gözlemcinin başucunda başka bir deyişle, tam tepesinde olacaktır. Yani Güneş, Merkür günöte noktasına yaklaştığında doğacak ve görünen çapı en küçük halinde olacaktır. Güneş gözlemcini başucuna yaklaştığında yavaşlayacak ve çapsal olarak büyüyecektir. Başucunu geçtikten sonra ise duracak ve ters yönde hareket etmeye başlayacaktır; tekrar normal hareket yönünde dönene kadar 8 Dünya günü geçecektir. Doğduktan 88 Dünya günü sonra, ufukta batmak üzere olduğundaysa çapı iyice küçülmüş olacaktır.

90 derece uzakta olan Gözlemci B ise, Güneş’i en büyük haliyle doğuyor olarak gördüğünde, Merkür de günberi noktasında olacaktır. Son derece garip olan bu gün doğumunda Güneş, görüş alanına girdikten hemen sonra, neredeyse hiç görünmez oluncaya kadar tekrar batar. Daha sonra ise gökyüzünde yükselmeye başlar ve gözlemcinin başucuna yaklaştıkça küçülür. Tam tepesinden geçerken herhangi bir ‘havada asılı kalma durumu’ olmaz; ama günbatımı biraz uzun olacaktır. Merkür tekrar günberi noktasına geldiğinde, Güneş bir an için ufukta yok olup sonra sanki veda etmek için geri dönmüş gibi ortaya çıkacak ve nihayet 88 Dünya günü boyunca tekrar doğmamak üzere batacaktır.

Garip olan bir başka durum ise yıldızların gökyüzünde Güneş’in ortalama hızından üç kat daha hızlı hareket etmeleridir. Bir Merkürlü bu olan biteni anlamlandırmak için ne kadar uğraşacağını düşünmek bile sıkıntı verici!

1960’ların sonlarında Merkür’ün pek de bizim tahmin etmediğimiz bir yer olduğunu öğrenmiş, ama hala yüzey şekilleri hakkında kesin bir bilgi edinememiştik. Yıllar içinde çizilen çeşitli haritalarda, Antoniadi’nin haritasına yeni bir şey eklenememişti. Bir sonraki adım, 1973’te Mariner 10’un yani Merkür’ü ziyaret eden ilk ve şimdilik tek uzay sondasının fırlatılmasıyla atıldı.

3Kasım’da yola çıkan sonda, Venüs’le 5Şubat’ta gerçekleşen karşılaşmasına doğru salınarak ilerlemeden önce Ay’ın birkaç kaliteli pozunu çekti. Venüs’e 5800 km uzaklıktan geçerken, gezegenin çekim-yardımıyla, kendisini 29Mart’ta Merkür’ün yakınından geçirecek olan yörüngede ilerledi. Böylece Merkür’ün yüzeyindeki kraterleri ve dağları gösteren ilk fotoğraflar tahmin edilenden beş gün önce, Mariner henüz gezegenden 4800000 kilometre uzaktayken alındı. Uzay aracı, gezegene en fazla yaklaştığı geçişten sonra Güneş etrafında bir kez dönerek geri geldi ve 21Eylül’de Merkür’ün yanından bir kez daha geçti. Üçüncü randevu 16 Mart 1975’teydi; ama bu arada araçtaki cihazların gücü de tükenmeye başlamıştı. 24Mart’ta araçla olan bağlantı kesildi. Mariner 10’un hala Güneş etrafında dönmekte olduğundan ve düzenli olarak Merkür’ün yanından geçtiğinden hiç şüphe yok; ama bununla beraber bir gün onunla tekrar bağlantı kurabilme olasılığı da yok.

Tabii ki tüm yüzeyin haritasını çıkaramazdı. Her geçişte hep aynı bölge güneş alıyordu. (Antoniadi’nin haritasında Solitudo Hermae Trismegisti olarak gösterilen alan ise görünmüyordu.) Bugün bile yüzeyin yarısından azının haritası çıkarılabilmiş durumda. Ama bunun yanı sıra, geri kalan kısmın da bundan çok farklı olabileceğini düşünmemizi gerektiren herhangi bir neden yok.

Mariner 10’dan aldığımız bilgilere göre Merkür yüzeyi ilk bakışta Ay yüzeyine çok benziyor; ama ayrıntılı olarak incelendiğinde bazı önemli farklılıklar olduğu görülüyor. Merkür’de Ay üzerindeki gibi, bizim yanlış olduğunu bildiğimiz halde deniz demeyi sürdürdüğümüz geniş lav düzlükleri bulunmaz. Ama içinde yer alan kraterciklerden dolayı biraz engebeli ve hepsi aşağı yukarı aynı seviyede olan dalgalı alanlar vardır. Ayrıca dalgalı uçurumlar adlandırabileceğimiz yüzlerce kilometre boyunca uzanan yılankavi izlere rastlanır. Bu izler dönen yapılarıyla Ay yüzeyine hiçbir oluşuma benzemez. En çok göze çarpan yüzey şekli Caloris Havzası’dır. Günberi döneminde Güneş’in tam tepede bulunduğu kızgın kutuplardan birinde olduğu için Caloris adı verilen havza 1300 kilometrelik bir alanı kaplar. Havzanın etrafı 1,5-2 kilometre yüksekliğindeki dağ halkalarıyla çevrelenmiştir.

Kraterlerden bazıları oldukça büyüktür; sözgelimi Beethoven’in çapı yaklaşık 650 kilometredir. Çapları 20 kilometreyi geçmeyen küçük kraterler, -diğerlerinin ortalarında tepeler varken ve kenarları kat kat yükselirken- düzgün birer çanak şeklindedirler. Ayrıca Ay’dakilere benzer ışınsal kraterler de vardır. Mariner 10’un gezegene yaklaştığında tespit ettiği ilk şekil bunlardan biri olmuştur. Bu kratere şimdi uzay çalışmalarında öncülük etmiş olan Gerard Kuiper’in anısına Kuiper adı verilmiştir. Kuiper krateri yaklaşık 65 km genişliğindedir.

Bilindiği üzere şu anda Merkür’de hiçbir faaliyet yok. Kraterler bir şekilde oluşmuşlar; ya çoğu gök bilimcinin inandığı gibi göktaşı bombardımanlarıyla ya da küçük bir azınlığın iddia ettiği gibi içsel tepkimelerle. Uzun zaman önce bir çok volkanik faaliyet görülmeli tabii ki. Yapılan hesaplarla Caloris Havzası’nın yaşı yaklaşık 400 milyon yıl olarak belirlenmiştir; ayrıca esas aktif dönem de Havza’nın oluşumundan kısa bir süre sonra erişmiştir. Bugünkü Merkür bomboş hiç değişmeyen bir yerdir.

Atmosferin beklenildiği gibi önemsenmeye değmez olduğu kanıtlanmıştır. Atmosferinin basıncı bir milibarın milyarda biri kadar bile değildir. İçerdiği ana element büyük bir ihtimalle güneş rüzgârlarıyla taşınmış olan helyumdur. Daha da şaşırtıcısı, Merkür’de zayıf ama ölçülebilir bir manyetik alanın tespit edilmiş olmasıdır. Bizimkiyle aynı türden olan bu alan, Dünya’nın manyetik alanının yüzde biri kadar güçlüdür. Manyetik eksen, dönüş eksenine göre 14 derece daha eğiktir. Bir manyetik alanın varlığı, Merkür’ün göreceli olarak büyük (Ay’dan bile büyük olabilecek) ve ağır bir demir çekirdeğe sahip olduğu anlamına gelir. Erimiş veya katı olabilecek olan çekirdeğin -hakkında herhangi bir bilgi yok- üzerindeki kabuk tabakası da birkaç metre çökerek ‘regolit’ olarak adlandırılan oluşuma neden olmuştur.

1991’de Mariner sonuçlarına değil, çalışmalarını New Mexico’daki radarlarla sürdüren gökbilimcilerin elde ettiği verilere dayanan çok şaşırtıcı bir açılama yapıldı. Burada Very Large Array (VLA) olarak adlandırılan, çok geniş bir alana yayılmış 27 antenden oluşan bir sistemle karşılaşıyoruz. VLA ile -özellikle diğer araçlarla birlikte kullanıldığında- çok yüksek ayrım elde edilebilir. Bu çalışma sırasında hedef olarak Merkür seçilmiş ve gezegenin kuzey kutbu yakınlarından alınan yankılar düpedüz ‘buz’un varlığını gösterdiği bulunmuştur!

Merkür gibi bir gezegende buzul bulunabileceği pek tahmin edilemezdi. Ancak kutuplara yakın, zeminleri hep gölge olan ve oldukça soğuk olması beklenen bazı kraterle de var. Bununla birlikte itiraf etmeliyim ki, Merkür’de hiç bir zaman su bulunamamış gibi görünüyor; su olmadan buz da olmaz.

Amatör bir gözlemci söz konusu olduğunda, Merkür’den pek fazla bir şey beklenmemesi gerektiğini kabul etmeliyiz. İlgi çekebilecek tek şey, gezegenin evrelerini izlemek ve dairesel dış kenarın veya gün ışığı alan bölge ile karanlık bölge arasındaki ara çizginin durumunu not etmek olabilir.

Güneş’in tam önünden geçişi, hep Mayıs ve Kasım ayları içinde gerçekleşir. Sözgelimi, bir önceki geçiş 6 Kasım 1993’te gerçekleşmiştir. Günümüze en yakın geçiş ise 15 Kasım 1999’da olmuş.

Geçiş sırasında Merkür çıplak gözle görülmeyecek kadar ufaktır; gözlem ancak bir teleskop, projektör olarak kullanılarak yapılabilir.

[zarathustra]

                                      VENÜS


   


Güneş’e uzaklık bakımından ikinci gezegen olan Venüs, Merkür’den oldukça farklıdır. Aslında aralarındaki tek ortak nokta ikisinin de çok sıcak olmasıdır. 12.104 kilometrelik çapıyla Venüs neredeyse Dünya ile aynı boyuttadır. Güneş ışığını mükemmel bir şekilde yansıtır. Rastlantı sonucu yanımızdan geçen göktaşlarını ve kuyruklu yıldızları saymazsak Ay’dan sonra Dünya’ya en yakın doğal gök cismi Venüs’tür. Güneş etrafında neredeyse dairesel bir yörüngede döner. Güneş’ten ortalama uzaklığı 108.000.000 kilometredir, yani bize en yakın olduğu anda, topu topu Ay’ın yüz katı kadar uzaktadır. En parlak olduğu zamanlarda göz alıcı bir görüntüsü vardır.

Venüs de Merkür gibi gökyüzünde Hep Güneş’le aynı tarafta bulunur; ancak o ve Güneş arasındaki açısal uzaklığın 47 dereceye kadar çıktığı olur. Yani bu, Venüs’ün günbatımından sonra veya gündoğumundan önce, beş buçuk saat kadar görülebildiği zamanlar olduğu anlamına gelir. Bu durumda onu, karanlık zemin üzerinde muhteşem bir şekilde parıldarken görebiliriz. Eskilerin ona Güzellik Tanrıçası’nın ismini vermiş olmaları hiç de şaşırtıcı değil doğrusu.

Ama ne yazık ki teleskopla bakıldığında hayal kırıklığına uğranır, çünkü gerçek yüzeyi kalın ve bulutlu atmosferinin arkasında kalır. Venüs üzerinde Mars’taki gibi sert ve keskin izlerin olmayışı dikkat çekicidir. Üstelik Dünya’ya en yakın olduğu zaman yani iç kavuşum konumundayken karanlık yüzü bize dönüktür. Bu durumda çok nadir olarak gerçekleşen geçişler dışında onu göremeyiz bile. Dolun olduğu zamanlarda ise Güneş’in öteki tarafındadır; Güneş’in arkasındayken onu görebilmek gibi bir durum söz konusu bile değildir tabii ki. En parlak olduğu an güneş ışığı alan yüzünün yüzde otuzunun bize dönük olduğu zamandır. İdeal koşullar altında keskin gözlü insanlar hilâl aşamasındaki evreyi görebilirler tabii ki iyi bir dürbünle son derece kolay görülür.

Venüs’ün evreleri uzun bir süredir biliniyordu. Galelio, 1610 evrelerle ilgili kayıtlar tutmuştu. Zaten Venüs’ün hareketleri kesin bir şekilde biliniyor olduğundan evreler tahmin edilebilirlerdi. Ama ilk olarak 18. yüzyıl sonlarında enerjik Alman gözlemci Johann Schörter’in kuram gözlem nadiren çakışır. Schörter, dikotomi evresini, yani Venüs’ün tam yarım daire olduğu zamanı dikkatle ölçtü. Sonuçlar son derece şaşırtıcıydı. Venüs akşamları görüldüğünde yani küçülürken, dikotomi hep erken; sabah ortaya çıktığındaysa yani evre büyürken de hep geç oluyordu. Üstelik bu zıtlık bir görünüşten diğerine değişiyordu. Hiç kuşkusuz bunun sorumlusu Venüs’ün atmosferidir. Amatörlerin bu konuda yapacakları çalışmalar son derece ilginç olabilir. Venüs’ün atmosferi ilk olarak 1761yılında Rusya’nın ilk ünlü gökbilimcisi sayılan M.V. Lomonsov tarafından bulunmuştur. Venüs’ün, Güneş’in tam önünden geçtiği o yıl, Lomonsov, gezegeninin kenar çizgisinin kabarık göründüğünü farketmişti. Çok iyi ifade ettiği bu durum, oldukça kalın bir atmosferin varlığını gösteriyordu.

Venüs’ün geçişleri çıplak gözle bakıldığında son derece ilginç görünür, daha doğrusu görünürmüş, çünkü geçişlerin en sonuncusu 1882 yılında gerçekleşti. Geçişler, aralarında sekiz yıl olan çiftler şeklinde görülür, bir sonraki çifte kadar bir asırdan fazla zaman geçer. Sözgelimi 1874 ve 1882’de gerçekleşmiş olan geçişler, 2004 ve 2012 yıllarında gerçekleşecek olanlar izleyecektir.

İkinci kraliyet gökbilimcisi olan Edmond Halley, on yedinci yüzyılda, daha önce James Gregory tarafından önerilmiş bir fikri geliştirdi. Gregory, Venüs geçişlerinin, gök biriminin yani Dünya ile Güneş arasındaki uzaklığın, ölçülmesi amacıyla kullanabileceği düşünüyordu. Bunun içinde Venüs’ün Güneş’in önünden geçeceği anın tam olarak hesaplanması ve ayrıca Dünya üzerindeki birçok noktadan gözlem yapılması gerekiyordu. Şu anda bu yöntem tamamen kullanım dışı olduğundan daha ayrıntılı anlatmanın hiçbir anlamı yok. Ancak siyah damla olarak adlandırılan bir etki yüzünden kesin bir sonuç elde edilememiştir. Venüs Güneş’in önünde ilerlerken, arkasında siyah bir şerit bırakır; bu şerit geçiş başladıktan bir süre sonra yok olur. Bu etkiyi yaratan yine Venüs’ün atmosferidir ve ortadan kaldırılması gibi bir şey söz konusu değildir. 1874 ve 1882 yıllarındaki geçişler son derece iyi gözlemlenmiş ama tatmin edici sonuçlar alınamamıştır. Günümüzde Güneş’le aramızdaki mesafeyi ölçebileceğimiz çok daha kullanışlı yollar olduğu için, gelecek geçiş çifti eskisi kadar önem taşımıyor. Ama yine de ben 8 Haziran 2004’ü iple çekiyorum!

Venüs çok nadir olarak bir yıldızın önünden geçerek onun görülmesini engeller; böyle olduğunda yıldız soluklaşır ve birkaç saniye titreştikten sonra kaybolur. Bu titreşmenin sebebi tutulmasından hemen önceki ışığın, bize Venüs’ün atmosferinden geçerek gelmesidir. Bu etkiyi 7 Temmuz 1959’da Venüs, Leo (Aslan) takımyıldızından Regulus’un önünden geçmiştir. Venüs daha uzunca bir süre büyük bir yıldızın önünden geçmeyecek.

Venüs’e teleskopla baktığınızda güçlü bir teleskop kullanıyor olsanız bile parlak bir yuvarlaktan çok daha fazlasını göremezsiniz. Şanslıysanız birkaç gölgelik keşfedebilirsiniz; ama izler çok bulanık görünür, dış hatları da belirsizdir. Hızlı bir şekilde yer değiştirdiklerinden onların Venüs’ün yüzey şekilleri olmadıklarını anlarız; gördüklerimizin Venüs’ün atmosferinin üs kısımlarındaki bulutlardır ve sonuçta bize pek bir bilgi vermezler. Normal fotoğraflar işimize yaramazken morötesi ışınlarla çekilmiş olanlarda bazı çizgi şekiller görünür. 1962’ye yani gezegenin yanından bir uzay aracının ilk kez geçişine kadar Venüs hakkında neredeyse hiçbir şey bilinmiyordu.

O zamana kadar yapabileceğimiz tek şey atmosferin üst tabakasını spektroskop kullanarak incelemekti. 1930’larda atmosferin bizim atmosferimizden oldukça farklı olduğu ve çoğunluğunu ağır bir gaz olan karbondioksitin oluşturduğu saptanmıştı. Bu gazın yükselmesi değil alçalması beklendiğinden mantıksal olarak atmosferin gezegenin yüzeyine kadar tamamen karbondioksit-ten oluşması gerekiyordu. Bu da Venüs’ü gerçekten çok sıcak bir gezegen yapacak olan sera etkisine yol açardı. Peki bu durumda Venüs’te deniz olabilir miydi?

Olduğunu düşünenlerden biri, (yaptığı çalışma ona bir Nobel Ödülü kazandıracak kadar başarılı olan) İsveçli kimyager Svante Arrhenius, Venüs’ün, Dünya’nın yaklaşık 200 milyon yıl önce geçirdiği, Kömür Ormanları’nın oluştuğu ve en gelişmiş canlı biçiminin amfibyumlar olduğunu hatta henüz dinozorların bile uzak bir geleceğe ait olduğu Karbonifer Dönem’i yaşadığını iddia ediyordu. Arrhenius’a göre: “Hiç kuşkusuz Venüs yüzeyinin büyük bir kısmı Dünya’dakilere benzeyen, içinde kömür yataklarının oluştuğu ama yaklaşık 30 derece daha sıcak olan bataklıklarla kaplıdır. Ona belirli bir renk verecek biçimde toz kalkmaz; dışardan sadece bulutlardan yansıyan şaşırtıcı beyazlık görülür. Bu da gezegene dikkat çekici ve göz alıcı, parlak beyaz görüntüsünü verir. Atmosferin en üst tabakasındaki güçlü hava akımları, ekvator ve kutuplar arasındaki sıcaklık farkını neredeyse ortadan kaldırır. Yani Dünya’nın en sıcak olduğu dönemlerdeki koşullara benzer şekilde gezegen üzerinde tek tip bir iklim sürmektedir.

Venüs üzerindeki sıcaklık, bol ve bereketli bir bitki örtüsünü engelleyecek kadar yüksek değildir. Her tarafta aynı iklim koşulları hüküm sürdüğü için, değişen çevre koşullarına uyum sağlama gibi bir durum söz konusu değildir. Sadece, çoğu bitkiler alemine ait olan gelişmemiş canlı türleri bulunacaktır. Tüm gezegen üzerindeki organizmalar da az çok aynı türden olacaktır. Bitkisel süreç, yüksek sıcaklık yüzünden hız kazanacaktır. Dolayısıyla organizmaların büyük bir olasılıkla kısalacaktır. Bitkilerin cansız gövdeleri, açık havada bulunuyorsa, hızla çürüyecek ve boğucu gazlar yayacaktır. Nehirler tarafından taşınan çamurun içine gömülü olurlarsa, hızla küçük kömür parçalarına dönüşeceklerdir. Bunlar da daha sonra yeni katmanların yaptığı basınç ve yüksek sıcaklık sonucu grafit taneleri haline geleceklerdir...

Sıcaklık Venüs’ün kutup bölgelerinde, gezegenin ortalama sıcaklığından 10 derece kadar düşük olacaktır. Oralardaki organizmalar, diğer yerlerdekilerden daha üst düzey bir gelişim göstereceklerdir. Ayrıca böyle bir kıyaslama yapılabilirse gelişmişlik ve kültür açısından daha üstün olacaklardır. Bu gelişmiş tür kutuplardan ekvatora doğru aşamalı olarak yayılacaktır. Daha sonra sıcaklık düşecek, kalın bulutlar ve dolayısıyla kasvetli hava dağılacak ve belki bir gün, Dünya üzerindeki hayat, tekrar eski basit türlere dönmüşken veya yok olmuşken, Venüs’te, bizim ölümlü gözlerimizin alışık olduğu bir bitki veya hayvan türü ortaya çıkacaktır. O zaman da Venüs, göz alıcı parlaklığı sayesinde elde ettiği Babilli şöhretin yani Gökler Kraliçesi payesini, Güneş sistemindeki üst düzey varlıkları barındırışıyla gerçekten hak edecektir.”

Gerçekten de büyüleyici bir tablo. Ancak gezegenin, üzerinde bir damla bile su bulunmayan kupkuru bir çöl olabileceği fikri de var. 1950’li yıllarda bu iki görüş de geçerliliğini koruyordu, ayrıca bazı alışılmadık fikirler de vardı. Sözgelimi, Sir Fred Hoyle, Venüs’te petrol okyanusları olabileceğini ve dolayısıyla Venüs’ün Teksaslı en zengin petrol kralının bile rüyasında göremeyeceği bir yer olduğunu düşünüyordu. Amerikalı iki ünlü gök bilimci tarafından öne sürülen kurama Hoyle’unkinden daha fazla itimat gösteriliyordu. Fred Whipple ve Donald Menzel, okyanusların bildiğimiz su olduğunu ve bulutların da tıpkı okyanuslar gibi H2O’dan oluştuğunu öne sürüyorlardı.

Zamanın kısıtlı bilgileri ışığında Whipple-Menzel deniz kuramı oldukça akla yatkındı. Tahminen, atmosferdeki karbondioksit, suyu bozmuş ve maden sodasından okyanuslar oluşmasına yol açmıştı. Dünya üzerindeki hayat, sıcak denizlerde başlamış gibi görünüyor. O dönemde atmosferde bugünküne göre çok daha fazla karbon dioksit ve çok daha az serbest oksijen vardı. Dolayısıyla Venüs ilkel koşulları yaşayan bir dünya olmaz mı; yani Dünya gibi evrimleşebilme ve benzer bir gelişmiş hayat üretme kabiliyetine sahip olamaz mı? Bu açıdan da değerlendirildiğinde Whipple ve Menzel’in düşüncelerinin, Arrhenius’unkinden pek de farklı olmadığı görülüyor.

Dünya üzerinden yapılan gözlemlerde sorun çıkartan başka bir konu da dönüş süresiydi. Venüs yılı yaklaşık 225 Dünya günüdür; ama yapılan gözlemler sonucu kesin bir dönüş süresi belirlenememiştir. Aslında genel kanı dönüşün tıpkı Merkür için de geçerli olduğu zannedilen tutuluyor olabileceği yönündeydi. İlk doğru bilgi 1956’da spektroskobik çalışmalar sonucunda alındı; dönme süresi çok uzun olmalıydı. Bugün dönme süresinin 243 Dünya gününden biraz fazla olduğunu biliyoruz. Bu da teknik olarak Venüs gününün, Venüs yılından uzun olduğu anlamına geliyordu. İşleri daha da karıştıran bir şey de Dünya ya da Mars’a göre ters yönde yani doğudan batıya doğru dönüyor olmasıdır. Gezegenin üzerinde Güneş’e bakacak olsaydınız, batıdan doğduğunu ve 118 Dünya günü sonra doğudan battığını görecektiniz.

Venüs’ün bu alışılmadık davranışının nedenini hiç kimse bilmiyor. İlk zamanlarında, büyük bir gök cisminin çarpışıyla ters döndüğü gibi iddialar inandırıcılıktan çok uzak ama akla başka bir olasılık da gelmiyor. Üstelik bugün, üst kısımdaki bulutların dönme sürelerinin sadece dört gün olduğunu biliyoruz. Bu durumda genel tablo daha da karmaşıklaşıyor. Dört günlük süreyi ilk olarak 1960’lı yılların başında Fransız gök bilimciler yaptıkları bulanık gölgelikler çalışmaları sonucunda ileri sürmüşlerdi.

Uzay Çağı gelişmelerine geçmeden önce, onyedinci yüzyıldan beri bilinmekte olan, Ashen Işığı ile ilgili bir şey söylemek istemiyorum. Ondan ilk olarak, günümüzde Ay’ın kraterlerine isim koyan adam olarak tanınan cizvit gökbilimci Giovanni Riccioli söz etmiştir.

Ay hilâl evresindeyken, siyah zemin üzerinde görülebilecek kadar yükselmişken, Ay yuvarlağının aydınlanmayan, yani gece olan kısmını belli belirsiz bir şekilde parladığını görürüz. Genç Ay’ın kollarındaki Yaşlı Ay olarak da adlandırılan bu durumda esrarengiz bir taraf yoktur. Böyle olmasının nedeni Dünya’dan Ay’a yansıyan ışıktır. Teleskopla bakıldığında, Venüs üzerinde de bu benze bir durum görüldüğü olur. Ama bu benzer bir nedenle gerçekleşiyor olamaz, çünkü Venüs’ün uydusu yoktur. Ashen Işığı, neredeyse Venüs’ü ciddi olarak gözlemleyen herkes tarafından görülmüştür ama kontrast etkisi olduğu düşünülerek uzun yıllar boyunca ciddiye alınmamıştır. Ayrıca elimizde bu durumu gösteren herhangi bir fotoğraf da yok.

Bugün bu duruma, Venüs’ün atmosferinin üst kısımlarında meydana gelen elektrik olaylarının neden olduğu düşünülüyor. Durumun tam anlamıyla açıklanmasında amatör gözlemcilerin yapacağı çalışmaların çok yararı olabilir. Ashen Işığı, Venüs hilâl evresindeyken ve kısa bir süre için görülebilindiğinden eldeki veriler son derece yetersizdir.

Venüs’e gönderilen ilk uzay sondası, Ruslar tarafından 12 Şubat 1961’de fırlatıldı. Ancak sondayla bağlantı oldukça kısa bir süre sonra kesildiğinden ona ne olduğunu hiçbir zaman öğrenemedik. Amerikalıların gerçekleştirdiği bir sonraki girişimse daha da başarısızdı. 22 Temmuz 1962 yılında Cape Canaveral’dan ayrılan Mariner 1 kısa bir süre sonra denize düştü. Başarıya aynı yılın 27 Ağustos’unda fırlatılan Mariner 2 ile ulaşıldı. 14 Aralık’ta Venüs’ün 34.000 km yakınından geçen sonda, bize çoğu gerçekten hayal kırıcı olan bol miktarda bilgi gönderdi.

Dönüş süresinin uzun olduğu doğruydu. Manyetik alanın varlığına dair herhangi bir belirti yoktu ve sıcaklık ölçümleri Venüs’ün yanı kavrulmakta olduğunu gösteriyordu. Bugün yüzey sıcaklığının 500derece santigrattan (900 F) fazla olduğu biliniyor. Bu durumda geniş denizler fikri suya düşmüş oluyor; ayrıca bu yükseklikteki bir sıcaklıkta ve atmosfer basıncın da, sıvı halde su bulunmaz. Yani Mariner 2, bize Venüs üzerinde hayat bulunduğu yönündeki fikirlerimizden vazgeçmemiz gerektiğini gösterdi.

Daha sonra Ruslar, gezegen üzerine kontrollü iniş yapma ve yüzeyden doğrudan bilgi toplama amaçlı bir dizi deneme gerçekleştirdiler. Bu çabalar bir süre boyunca hep başarısızlıkla sonuçlandı. Ya araçlarla bağlantı kesiliyor ya da yeni farkedebildiğimiz bir sorun olan atmosfer basıncı yüzünden sondalar inişe geçtiklerinde parçalanıyorlardı. Venera 5 ve 6’nın sonu böyle olmuştu. Ama 1969’da fırlatılan Venera 7, gezegene inerek yarım saat kadar, yüksek sıcaklığı ve basıncı doğrulayan bilgileri göndermeyi başarmıştı.1972’de Venera 8 daha da başarılı olmuş ve sessizliğe gömülmeden önce elli dakika kadar onunla bağlantı kurulabilmiştir. Daha sonra Ekim 1975’te ilk yüzey fotoğrafları alınmıştır. Venera 9, keskin kenarlı taş yığınlarının bulunduğu bir bölgeye; Venera 10 ise ona yakın daha düz bir alana iniş yapmıştı. Rüzgarın hızı oldukça düşüktü. Veneraların ikisinde de projektörler vardı ama kullanmalarına gerek kalmadı, çünkü ışık düzeyi, yeterince yüksekti.

1982’de Venera 13 ve 14’ten yüzeyle ilgili daha fazla bilgi alındı. Venüs hakkında edinilen her yeni bilgi, onun ıssızlığını daha da pekiştirdi. Kayaların portakal rengi görünmelerinin nedeni gökyüzünden gelen yansımaydı, kayaların rengi aslında griydi ve atmosferin alt tabakası saydamdı, gökyüzünde bulutlar vardı. Gezegenin yüzeyinden hiçbir koşul altında Güneş veya Dünya görülemiyordu, çünkü karbondioksitli, kalın ve yoğun atmosfer buna izin vermiyordu.

Amerikalıların Venüs çıkarması biraz daha farklıydı; çünkü amaç Dünya’dan ve uzay araçlarından radar kullanarak yüzey haritasının çıkartılmasıydı. 1978’de bir orbiterden ve yüzeyin farklı noktalarına inecek olan dört küçük sondayı taşıyan, otobüs olarak adlandırabileceğimiz büyük uzay sondasından oluşan bir filo fırlatıldı. Orbiter üzerine düşen görevi başarıyla tamamladı ve irtibatın kesildiği 9 Ekim 1992’ye kadar da çalışmaya devam etti.

1985 yılı Haziran ayında ilginç bir karşılaşma yaşandı. Rus Vega sondaları, Halley kuyruklu yıldızıyla olan randevularına giderken, Venüs atmosferine balonlar bıraktılar. Bu balonlar farklı seviyelerde hareket ederlerken birkaç saat boyunca izlenebildiler. O zamandan sonra Galileo ve Magellan uçuşları yapıldı. Galileo uzay aracının hedefi Jüpiter’di; Şubat 1990’da Venüs’ün yanından geçerek yoluna devam etti. Magellan bize şimdiye kadar elde edilmiş radar fotoğraflarını gönderdi. 1993 yılında hâlâ mükemmel bir şekilde çalışıyordu.

Şu ana kadar Venüs’ün yüzde doksanının haritası çıkarıldı. Sonuç oldukça büyüleyici. Venüs volkanik bir dünya; volkanik faaliyetlerin bugün de sürdüğüne inanmamız için bütün koşullar mevcut. Yüzeyin büyük bir bölümünü inişli yokuşlu çok geniş bir ova kaplıyor. Ayrıca iki ana dağlık bölge var: Kuzey yarım kürede Ishtar Terra, güney yarım kürede Aphrodite Terra. Ishtar büyüklük açısından Kuzey Amerika kadar; Aphrodite ise çok daha büyük. Çeşitli dağlar var; bunların en büyüğü olan Maxwell Dağları Ishtar’ın kenarında ve komşularına göre yüksekliği 8 km kadar. Ayrıca vadiler, kraterler ve örümcek ağlarını andırdıkları için araknoid olarak adlandırılan bazı yüzey şekilleri var. Dairesel volkanik yapılar olan araknoidlerin etrafı çeşitli karmaşık yüzey şekilleriyle çevrili.

Çoğu kakan tipinde olan ve Havaii’deki volkanlardan büyüklükleri dışında pek de farklı olmayan volkanlar da var. Beta Regio dağlık bölgesi üzerinde büyük bir ihtimalle halen aktif olan Atla ve Theie adlı iki büyük kalkan dağı yükselmektedir. Hâlâ aktif olduğunu düşündüğümüz diğer bir bölge de Aphrodite’nin kenarında bulunan Atla Regio’dur. Heybetli Sapas volkanı, 400 kilometrelik tabanı ve en az 1,5 kilometrelik yüksekliğiyle burada yer alır. Venüs yüzeyinde birçok yerde olduğu gibi burada da lav akıntıları olması kaçınılmazdır. Ayrıca Sapas Dağı’nın tepesinde çukurlar vardır.

Bütün bunlar bir yana, sonunda atmosferin yapısı ve bileşimi hakkında kesin bilgiler edinmeyi başardık. Hatırlıyorsanız gezegenin kendisi 243 günde dönerken, üst kısımdaki bulutlar için dönme süresi dört gündü ki bu bir süper dönme durumudur. Üst kısımdaki kasırga şiddetinde rüzgâr eserken yüzeyde yaprak bile kıpırdamaz. Bu da yüzey şekillerinin neden beklenenden az aşınmış olduğunu Venüs seviyesindeki basınç, Dünya’da deniz seviyesindeki basınçtan doksan kat fazladır; bulutlar da esas olarak sülfürik asitten oluşmaktadırlar. Kuşkusuz yağmur yağacaktır ama, yağan su değil, daha yüzeye varmadan buharlaşacak olan sülfürik asit damlacıkları olacaktır.

Venüs’te saptanabilir bir manyetik alan yoktur. Yani ağır ve demir açısından zengin çekirdeği Dünya’nınkinden hem göreli hem de gerçek anlamda daha küçüktür. Çekirdeğin üzerinde manto, onun üzerinde de yerkabuğu bulunur. Dünya’nın yerkabuğu manto üzerinde hareket etmektedir; zaten bunun için yanardağlar sonsuza kadar faal durumda kalamazlar. Bir volkan, mantodaki sabit bir sıcak nokta üzerinde oluşur; daha sonra yerkabuğunun kaymasıyla volkan yer değiştirir ve patlaması kesilir. Sözgelimi Hawaii adalarının oluşumu böyle gerçekleşmiştir. Yerkabuğu aslında karşılıklı hareket eden, birbirinden bağımsız levhalardan oluşmaktadır. Venüs’te ise böyle oluyor gibi görünüyor; yani orada bir volkan oluştuğunda, sıcak nokta üzerinde çok uzun bir süre kalabilir ve anormal boyutlara ulaşabilir.

Venüs’e ismi Olympus Kraliçesi’nin anısına verilmiştir. Bu yüzden, yüzey şekillerinin tümüne de kadın isimlerinin verilmesi kararlaştırılmıştır. Ancak bir istisna var :Maxwell Dağları. Bu isim dağlara, karar resmen uygulanmaya başlamadan önce İskoçyalı bir matematikçinin anısına verilmiştir.

Venüs ile Dünya ikiz gibidirler demiştik; o zaman neden birbirlerinden bu kadar farklılar? Bu sorunun yanıtı Venüs’ün Güneş’e çok daha yakın oluşunda yatıyor. Güneş sisteminin ilk zamanlarında, yani dört buçuk milyar yıl kadar önce, Güneş’in bugünkünden daha az parlak olduğu ve Dünya ile Venüs’ün aynı tip bir evrim sürecine girdikleri, örneğin benzer atmosferlere ve denizlere sahip oldukları düşünülüyordu. Ama sonra güneşin sıcaklığı artınca, bunun Venüs üzerindeki sonuçları korkunç oldu. Atmosferdeki su buharı molekülleri, Güneş’ten gelen kısa dalga ışınlarla parçalandı, buna bağlı olarak da oksijen v hidrojen molekülleri serbest kaldı. Hafif olan hidrojen, atmosferin üst kısımlarına doğru yükselerek uzaya dağıldı. Oksijen ise yüzeydeki kayaçlarla birleşti. Açıkça görülen sonuç, suyun yok oluşuydu. Venüs kozmik ölçütlerle kelimenin tam anlamıyla kupkurudur. Sıcaklık daha düşük olduğundan aynı süreç Dünya’da yaşanmadı. Böylece atmosferdeki su buharının büyük bir kısmı, 15 kilometreden daha az bir yükseklikte, yani güvenlikte oldukları bir yerde kalmış oldu. Oldukça az bir miktarı en üst katmanlara ulaşabildi.

Süreç devam edince Venüs’te kısa süre içinde bir çeşit sera etkisi yaşanmaya başlandı. Kayalardaki karbon tuzları yok oldu; Venüs hızlı bir şekilde canlı barındırma potansiyeli olan bir dünyadan, bugünkü kavurucu cehennem haline dönüştü. Artık karşımızda atmosfer basıncı parçalayıcı, sıcaklığı tahammül edilemez ve bulutların öldürücü asitle yüklü bir gezegen vardır. Venüs’e kadar gidip uzay aracınızdan çıktığınızda, anında boğulacak, kızaracak, ezilecek ve eriyeceksiniz. Pek hoş bir deneyim olmasa gerek!

Venüs’ün bir gün astronotlar tarafından ziyaret edilip edilmeyeceği belli değil; ama yakın gelecekte böyle bir şey kesinlikle imkansız. Atmosferindeki karbon dioksit moleküllerini parçalayıp oksijeni serbest bırakarak, gezegeni dünyalaştırma gibi öneriler var. Ama bu tür bir çalışma mevcut teknolojimizin o kadar ötesinde ki, bu konu üzerinde tartışmanın hiçbir anlamı yok. Bizim için Venüs, belli bir mesafeden izlememiz gereken bir gezgen. Peki teleskop kullanan gökbilimcinin yapabileceği şeyler nelerdir?

Şunların kayıtlarını tutabilir: Evreler (ama gözlem ve kuramın her zaman çakışmadığını aklından çıkarmadan),görülebilen herhangi bir gölge, ara çizgideki herhangi bir aykırılık, Ashen Işığı’nın herhangi bir belirtisi. Filtreler genellikle çok yararlı olur. Ashen Işığı sadece, hilal evresindeki Venüs karanlık zemin üzerindeyken görülebilir. Ama diğer gözlemlerin çoğunda en iyi sonuç günışığnda alınır ki, bu da guruba bakmaya uygun bir kullanmanız gerektiği anlamına gelir.

Venüs macerasının beklenmedik şekilde hüsranla sonuçlandığını kabul etmek gerekir. Sözgelimi, Camille Flammarion şu satırları yazalı henüz yüz yıl bile olmamıştır: “ Venüs üzerindeki yerleşik yaşam Dünya’dakinden biraz farklı olmalı... bu dünya bizimkinden hacim, ağırlık, yoğunluk, gün ve gecelerin uzunluğu bakımından çok az farklıdır. Dolayısıyla oradakiler, bitkiler, hayvanlar ve insan ırkları da neredeyse Dünya’dakilerle aynı olacaktır” Ama ne yazık ki Venüs bizi, Güneş sistemindeki diğer gezegenlerden daha fazla hayal kırıklığına uğrattı. Adını Aşk ve Güzellik Tanrıçası’ndan alıyor olabilir, ama yüzeyindeki koşullar geleneksel cehennem görüntüsüne daha fazla benziyor.

[zarathustra]

                        DÜNYA





Güneş sistemi hakkında genel bir sayfa hazırlarken, Dünya’ya sıra gelince nasıl bir tutum takınmak gerektiğini saptamak hiç kolay değil. O aslında normal bir gezegen; ama biz, üzerinde yaşıyor olduğumuzdan onu istisnai bir konuma yerleştiriyoruz. Halbuki bu, gök bilimcilerden çok jeofizikçileri ilgilendiren bir konu. Dolayısıyla ben burada sadece gök bilimi açısından bir anlam ifade eden durumlarla kısıtlamanın en iyisi olacağı kanısındayız.

Dünya’nın yörüngesinde herhangi bir olağandışılık yok. Dünya’nın Güneş’ten ortalama uzaklığı 149.597.000 kilometre; Güneş etrafında dolanım süresi 3651/4 gün; yörüngesel hızı saniyede ortalama 29,8 kilometre, yani saatte 107.000 kilometredir. Dünya’nın Güneş etrafında izlediği yol kusursuz bir daire değildir; Ocak’ta günberi, Temmuz’da günöte noktalarına ulaşırız. Ama mevsimler, değişen uzaklık (147.200.000 km ile 152.000.000 km) yüzünden değil Dünya’nın dönme ekseni yörünge düzlemine göre 231/2 derece eğik olduğu için ortaya çıkar. Diğer gezegenlerden Mars, Satürn ve Neptün’ün eksenleri de bizimkine benzer şekilde eğiktir. Jüpiter ve Merkür ise neredeyse dimdiktirler. Venüs, daha önce söz ettiğim gibi biraz gariptir; bize göre ters yönde dönmektedir. Uranüs daha da gariptir, çünkü eğikliği doksan dereceden fazladır.

Dünya büyüklük ve yoğunluk açısından da aynı şekilde özelliksizdir. Ekvatordaki çapı 12.757 kilometreyken, kutuplar esas alınarak ölçülen çapı 12.714 kilometre kadardır. Yani tam bir küre değildir, kutuplardan basıktır. Bu basıklık Mars’ınkinden az, ama Merkür ve Venüs’ünkilerden çoktur. Özgül ağırlığı 5,5’tur; yani Dünya, kendisiyle aynı hacmi kaplayan sudan 5,5 kat daha ağırdır. Venüs ve Mars Dünya’dan daha düşük yoğunluktayken, Merkür neredeyse aynıdır.

Dünya sadece tek bir konuda benzersizdir. Büyük bir uyduya sahip olan göreli en küçük gezegen odur. (Plüton ve refakatçisi Charon’u saymıyorum çünkü Plüton tam olarak bir gezegen sayılmıyor.) Ben Dünya Ay birlikteliğini çift gezegen olarak görüyorum. Geceleri aydınlatan bir ışık kaynağı olmasını bir kenara bırakırsak, Ay, okyanus gelgitlerinin esas yaratıcısıdır. Dünya dönerken Ay’ın çekim kuvveti, suların şişkinlik yapacak şekilde yükselmelerine neden olur, bu şişkinlik Dünya’nın diğer tarafında da görülür. Bu şişkinlikler Dünya ile birlikte dönmez ve Ay’ın altında kalmayı sürdürürler. İki şişkinlik olduğundan, Dünya üzerinde bir noktada günde iki kere gelgitle karşılaşılır, yani şişkinlikler bir günde Dünya’yı iki kere dolaşıyor gibi görünürler. Gerçek hayatta durum daha karışıktır. Güneş’in de Dünya üzerinde gelgit yaratıcı güçlü bir etkisi vardır. Güneş ve Ay’ın aynı yönde çektikleri anlar (yani yeni ay ve dolunayda), gelgitlerin en güçlü oldukları zamanlardır. Büyük gelgitler olarak adlndırılan bu gelgitlere, bahar mevsimiyle hiçbir ilgisi olmadığı halde yanlış bir şekilde bahar gelgitleri de denir. En zayıf gelgitler ise yarım ayda görülür ve küçük gelgitler olarak adlandırılırlar.

Diğer gezegenlerde deniz olsaydı, yaşayacakları gelgit bizimkinden farklı olacaktı. Venüs’ün uydusu yoktur; varsayımsal Mars denizleri ise, hem Mars Güneş’ten uzak olduğundan hem de iki ufak uydu Phobos ve Demios gelgit yaratamayacak kadar çelimsiz olduklarından, sakin ve hareketsiz kalacaktır. Aslında bu ufak uyduların, Mars tarafından uzun süre önce yakalanmış iki asteroit olduğu düşünülüyor. Eğer bu mümkünse, Dünya’nın da henüz farkedemediğimiz küçük uyduları olabilir mi?

İkinci uydu fikri çok eskiden beri vardır. Hatta Jules Verne, ünlü romanı Ay’a Seyahat ‘te bu fikri kullanmıştır. Başka uydu, romanın öyküsü açısından gerekliydi, çünkü bu uydu insanları taşıyan füzeye çarparak onu rotasından çıkartıyor; füze de Ay etrafında bir tur atıp Dünya’ya geri dönüyordu. Ancak bir küçük uydu varsa bu gerçekten de çok küçük olmalıdır. Dünya kadar yansıtma gücü veya ‘albedo’su (beyazlık derecesi) olan (yani yüzde kırk), 40 km çaplı bir uydu, bizden Ay kadar uzaktayken, birçok yıldız kadar, örneğin Orion’daki Betelgeux kadar, parlak görüncektir ki bu duumda onu eski zamanlardan beri biliyor olurduk. 40 km çaplı bir cisim 3 milyon kilometre uzaklıktayken bile çıplak gözle görülebilir. 20 km çaplı bir cisim ise aynı uzaklıktayken dürbün ile rahatça farkedilir. Uydunun çapının topu topu 1,5 kilomete olduğunu varsaysak bile ortaboy bir teleskop onu milyonlarca kilometre uzaktayken gösterecektir. Bu da eğer varolsaydı çok uzun zaman önce farkedilirdi demek oluyor. Yani eğer sonuçta küçük bir uydumuz varsa da ufacık ve büyük bir ihtimalle de şekilsiz bircisimden başka birşey olamaz.

Plüton’un kâşifi Clyde Tombaugh, savaşın sona ermesinden çok kısa bir süre sonra, yürüttüğü uzun ve sistemli çalışma ile küçük bir uydu aramaya girişti Kullandığı araçlar, binlerce kilometre uzaktaki futbol topu büyüklüğünde bir cismi yansıtma özelliği olmasa bile, saptayabilecek kapasitedeydi. Bu durumda 3 metre çapındaki bir cisim 15.000 km uzaktayken belirlenebilirdi. Ancak hiçbirşey bulamadı.

Bir süre önce 1685 nolu asteroit Toro hakkında ilginç bir varsayım ortaya atıldı. Çapı 10 kilometre kadar olan Toro, 8 Ağustos 1972’de, Dünya’ya oldukça yakın sayılabilecek bir mesafeden 21.000.000 km uzağımızdan geçmişti. Yörüngesi Dünya’nınkinden çok farklı değildi ve düzenli zaman aralıklarıyla yanımıza yaklaşıyordu. Bunun üzerine basında, onun Dünya’nın uydusu haline geldiği yönünde iddialar yer aldı. Ancak böyle bir şey söz konusu bile olamazdı; Toro, son derece normal bir asteroitti.

Ayrıca Ay ile aynı yörüngede ama biri Ay’ın 60 derece ilerisinde, diğeri de 60 derece gerisi olmak üzere Dünya’nın etrafında dönen, gök taşı parçacıkların- dan oluşmuş seyrek bulutlar olabileceğine dair bir düşünce vardı. Bu sabit noktalar, büyük Fransız matematikçisi Lagrange’ın anısına onun adıyla anılır. Böyle birşey imkansız değildi ve Polonyalı gök bilimci K. Kordylewski, bu bulutların görülebildiğini iddia ediyordu. Ama u bulutlar varlarsa bile yoğunlukları çok düşük olacaktır.

Gezegenlerarası madde ise kendini Burçlar Işığı ve Gegenschein olarak bilinen gök aydınlıkları şeklinde gösterir. Burçlar Işığı tutulum dairesi boyunca uzanır; ancak ya günbatımından hemen sonra ya da gündoğumundan biraz önce kısa bir süre için görülebilir. Samanyolu’nun orta derecede parlak kısımlarından bile daha parlak olduğu anlar vardır. Bu duruma Güneş sisteminin ana düzlemi etrafında yayılmış parçacıklar yol açar. Bu parçacıkların ortalama büyüklüğü bir iki mikron kadardır.(bir mikron, metrenin milyonda birine eşittir.). Burçlar Işığı, tutulum dairesi boyunca uzandığından, tutulum dairesi ufka göre dik olduğunda, başka bir deyişle Şubat/Mart ve Eylül/Ekim aylarında, iyi şekilde görülür.

Gegenschein’ı görmek çok zordur. Gökyüzünde Güneş’in tam zıt yönünde zayıf bir aydınlanma olarak görülür. En büyük halinde çapı dolunay’ın kırk katı kadar olabilir. Almanca olan ismi İngilizce’ye Counterglow (Türkçe’ye ise Karşıgün) olarak çevrilmiştir. Bu olayın sebebi de gezegenler arası maddedir.

Meteorlar yani akan yıldızların da gezegenler arası çöplüğe dahil oldukları zannedilir. Ama gerçekte durum böyle değildir. Aslında meteorlar, kuyruklu yıldızların arkalarında bıraktıkları izlerdir. Dünya, bu tür bir izin içinden geçecek olursa, sonuç bir meteor yağmuru olur.

Bazı meteor yağmurları her yıl yaşanır. Bunlardan en görülmeye değer olanı Ağustos’un ilk günlerinde gerçekleşen Perseid yağmurudur. Bu isimle anılmasının nedeni meteorların Perseus takımyıldızının bulunduğu bölgeden geliyor gibi görünmeleridir. Bu durumun ortaya çıkmasına neden olan Swift-Tuttle kuyruklu yıldızı yörüngesini 130 yılda tamamlar. Dünya’nın yakınından en son 1992 yılında geçmiştir. Bir meteor atmosferin üst tabakalarına girdiğinde atmosferdeki parcacıklarla arasında oluşan sürtünme sonucu yanarak parçalanır. Tabii hiçbir meteor, etrafındaki hava sürtünme sonucu ısı yaratacak kadar yoğun değilse akanyıldız olarak görülmez. Üstelik saniyede 70 kilometrelik bir hızla gidiyor olması da birşey değiştirmez. Akan yıldızların genellikle deniz seviyesinden 190 km yukarıdayken görünür hale geldiği ve 65 kilometreye düşene kadar yandığı belirlenmiştir. Yere doğru olan yolculuklarını tamamladıklarında ise iyi kalite toz haline gelmişlerdir. Bilinen meteor yağmurlarından başka ara sıra görülen ve herhangi bir yönden gelen akanyıldızlar da vardır ki, bunlar bilinen hiçbir kuyruklu yıldızla bağlantılı değillerdir.

Hava bulunmayan Ay’da yıldız kayması görülmez; çünkü orada sürtünme yaratıp cismin parlamasına neden olacak hiçbirşey yoktur. Venüs’te ise bir meteor fazla yol almadan yok olacaktır. Yıldız kayması görmek istiyorsanız ya evinizde oturmalı ya da akanyıldızların çok sık görüldüğü Mars’a gitmelisiniz.

Gök taşları yani meteoritler ise hayli farklıdır. Küçük gezegen kuşağından gelen göktaşlarının kuyruklu yıldızlarla veya akanyıldızlarla bir bağlantıları yoktur. Büyükçe bir göktaşı küçük bir asteroit kadar olabilir. Bir göktaşı düştüğü yerde krater oluşturabilir.

Meteorit düştüğünü gören çok fazla kişi yoktur. Ancak 1965 yılı Noel arifesinde Barwell gök taşını, İngiltere göklerini boydan boya katederek parçalarını Leicestershire üzerine dağıtmadan önce gören çok kişi olmuştur. Daha yakın bir zamanda ise yine yolculuğu çok kişi tarafından izlenen Bovedy gök taşının parçalarının büyük bir bölümü İrlanda Denizi’ne düşerken bir kısmı Kuzey İrlanda’da bulunmuştur. Son İngiliz göktaşı da 5 Mayıs 1991’de Cambridgeshire yakınlarındaki Glatton’da görülmüştür. Bu 767 gram ağırlığındaki minik gök taşı, bahçesinde çiçekleriyle ilgilenmekte olan Bay Pettifor’dan 20 metre kadar uzağına düşmüştür. Şu ana kadar göktaşı çarpması sonucu ölen veya yaralanan olmamıştır. Ancak birkaç kişinin kıl payı kurtulduğu da bir gerçek.

Birçok müzenin gök taşı kolleksiyonu vardır. Ama siz en ağır göktaşı rekorunu halen elinde bulunduranı görmek istiyorsanız, Güney Afrika’da Grootfontein yakınlarında bulunan Hoba West çiftliğine gitmelisiniz Bu göktaşı hâlâ tarihöncesi zamanlarda düştüğü yerde duruyor. Toplam ağırlığı altmış tondan fazla olduğu için kimsenin onu kaçırmaya kalkışmayacağı çok açık.

Uzay Çağı’ndan önce elde edebildiğimiz tek dünya dışı madde göktaşlarıydı. Yapılan incelemeler birçok alt ayrım bulunsa da taşsı ve demirli olmak üzere iki ana tür olduğunu gösteriyor. Dünya’ya düşmüş bazı göktaşlarının Mars veya Ay’daki patlamalar sonucu onlardan kopmuş parçalar plduğu yönünde benim şüphe ile baktığım bir şey de var. Aslında ben Sir Fred Hoyle’ün Dünya’ya hayatın bir göktaşı aracılıyla geldiğini söyleyen kuramına pek de sıcak bakmıorum. Evet hayatın ortaya çıkışı esrarını hâlâ koruyor;ama bana kalırsa göktaşı kuramı beraberinde çözülebileceğinden daha çok sorun getiriyor.

Şimdi de gezegenlerarası maddeden son derece farklı olan atmosferimizi inceleyelim. Bildiğiniz gibi atmosfer birçok katmandan oluşmaktadır.Bu konudaki terminoloji fazlasıyla karmaşıktır; bu yüzden durumu basitleştirmek için sadece en temel kavramları kullanmayı amaçlıyorum.

Atmosfer esas olarak iki gazdan oluşmaktadır: Nitrojen (%78) ve oksijen (%21). Ayrıca bileşimde az miktarda da olsa argon ve karbon dioksit gibi başka gazlar ve değişken miktarda su buharı bulunur. Güneş sistemindeki başka hiçbir gezegen, bizimkine benzer bir atmosfere sahip değildir. Satürn’ün en büyük uydusu olan Titan’ın atmosferinitrojn açısından zengindir; ancak geri kalan kısmın çoğunu metan oluştururken neredeyse hiç serbest oksijen yoktur.

Atmosferin en alt tabakası troposfer olarak bilinir. Troposferin kalınlığı 8 ile 18 km arasında değişir. Kalınlığı enlem göre değişiklik gösterir; en kalın olduğu bölge ekvatorun üzeridir. Normal bulutlarımızın ve havamızın bulunduğu yer burasıdır. Yükseklik arttıkça sıcaklık azalır; troposferin üst kısımlarında -44 santigrat’a (-80F) kadar düştüğü görülür. Elbette ki bu yükseklikte yoğunluk da oldukça düşük olacaktır.

Troposferin üzerinde 48 km yükseğe kadar uzanan stratosfer vardır. Yukarı doğru çıkıldıkça sıcaklığın düşmeye devam etmeyip aksine artması şaşırtıcıdır; tabakanın üst kısımlarında +15 santigrat’a (+60F) kadar çıkar. Bunun nedeni oksijenin özel bir biçimi olan ozonun varlığıdır. Bir ozon molekülü alışılagelmiş ki oksijen atomu yerine üç oksijen atomundan (O3) oluşmaktadır. Güneş’ten yayılan kısa dalga ışıma ozon tabakasını ısıtır ve stratosferdeki sıcaklığın daha fazla düşmesini engeller. Yalnız bu arada bilimsel anlamıyla sıcaklık ile bizim anladığımız ısı arasında bir fark olduğunu da gözden kaçırmayın. Sıcaklık, atomların ve moleküllerin hareket etmelerine bağlıdır; hareketler hızlandıkça sıcaklıkartar. Ancak stratosferde o kadar az molekül kalmıştır ki ısı ihmal edilebilir. Burada durumu bir benzetmeyle açıklayabiliriz. Havaî fişek kıvılcımları çok sıcaktır; ancak kütlleri o kadar düşüktür ki onlar elinizle tutmanın hiçbir sakıncası yoktur(Yani sadece kırmızı olan bir demir parçası daha düşük bir sıcaklıktadır denebilir;ama yine de elinizde tutmanızı tavsiye etmem).

Bir genelleme yapacak olursak, ışığın keskin hatlara sahip alt kenarları, deniz seviyesinden 95 kilometre kadar yukarıda başlar ve en fazla 110 kilometreye kadar çıkar. Normal üst sınır ise 300 kilometre kadardır; ancak istisnai olarak 965kilometreye kadar çıktığı da olmuştur. Kutup ışıkları çok çeşitli görünüşlerde ortaya çıkar; sadece basit bir parıldama olarak görülebileceği gibi yay, ışın, şerit, yelpaze, perde gibi biçimler aldığı da olur. Canlı renklerde ve hareketli bir yapıda olması da mümkündür. İzlemek için kullanacağnız en iyi araç gözlerinizdir. Işık sırasında kırılma sesleri ve keskin bir koku duyulduğu yönünde iddialar var; ancak belirtmem gerekir ki ben herzamanki gibi böyle bir iddialara şüphe ile yaklaşıyorum ve ne gürültü ne de koku olabileceğine ihtimal vermiyorum.

Merkür veya Ay’da kutup ışıkları görülmez. Mars`ta olabilir ama elimizde görülebildiği yönünde bir kanıt yok. Venüs’e gelince, orada görülen Ashen Işığı ile kutup ışıkları arasında bir bağlantı var gibi görünüyor. Dev gezegenlerdeyse güçlü kutup ışıklarına rastlanıyor. Ancak Uranüs ve Neptün’deki büyük ışık gösterileri, gezegenleri gördüğümüzşekliyle kutuplardan çok ekvatora yakın bölgelerde oluşuyor. Bu da, söz ettiğimiz iki gezegenin dönüş eksenleriyle manyetik eksenleri arasında aşırı bir eğiklik oluşundan kaynaklanıyor.

İyonosferin üzerinde atmosferin en dış bölümü olan egzozfer vardır. Ancak egzozferin ulaştığı saptanabilir bir üst sınır yoktur; yoğunluğun genel gezegenlerarası atmosferik ortalamadan fazla olmadığı yerde azalıp yok olur. Egzosferin üst kısımları çarpışmasız gazdan oluşur; yani oradaki atomlar ve moleküller komşularıyla çarpışmadan sakin bir biçimde Dünya etrafında yörüngelerinde ilerler.

Şimdi de biraz Dünya`nın manyetik alanın en güçlü olduğu bölge olarak tanımlanabilecek manyetosferden bahsedelim. Damla şeklinde olduğu bölge olduğu söylenebilcek bu alanın sivri ucu Güneş’ten öte tarafa doğru uzar. Manyetosferin üst sınırı Dünya`nın Güneş`e bakan yüzünde 64.000 kilometreye kadar çıkarken karanlık tarafta çok daha yukarılara uzanır. Güneş`ten, Güneş rüzgârları olarak adlandırılan sürekli bir parçacık akışı vardır. Güneş rüzgârını oluşturan bu parçacıklar Dünya`nın manyetik alanıyla karşılaştıklarında bir şok dalgası olşmasına neden olurlar.

Manyetosferin içinde Van Allen kuşakları olarak adlandırılan iki yoğun ışıma bölgesi vardır. Kuşaklar adlarını, keşiflerini mümkün kılmış Amerikalı bilim adamı James Van Allen`dan almışlardır. Bu kuşakların varlıkları 1 Şubat 1958`de fırlatılan ve Amerika`nın ilk başarılı yapay uydusu olan Explorer 1`in taşıdığı araçlar sayesinde saptanmıştır. İki ana kuşak vardır; birincisinin alt sınırı 8000 kilometrede başlar, ikincisi ise 37.000 kilometreye kadar uzanır. Esas olarak protonlardan oluşan alt kuşak Brezilya kıyısı bölgesinde Dünya yüzeyine doğru yaklaşır. Bunun nedeni Dünya’nın manyetik alanı ile dönme ekseni arasında bir denge bulunmasıdır. Güney Atlantik Anormalliği adı verilen bu durum, yapay uydularda bulunan teknik malzeme açısından tehlike oluşturur. Bu bölge içinde uzun süre kalan duyarlı araçlarda çeşitli sorunlar ortaya çıkar.

Dünya`nın manyetik alanının varlığı, demir açısından zengin çekirdeğin hareketleriyle ilgilidir. Ancak onu anlamak istediğimiz kadar anlayabildiğimizi söyleyemeyiz. Ama en azından diğer gezegenlerin manyetik alanlarıyla kıyaslayabiliriz. Bugün bildiğimiz kadarıyla şunları söyleyebiliriz: Ay`da ve Venüs`te manyetik alan, dolayısıyla Van Allen benzeri kuşaklar,yoktur. Mars`ta böyle bir alan varsa da oldukça zayıftır. Dev gezegenlere gelince, hepsi güçlü birer mıknatıs gibidirler.Jüpiter incelendiğinde, gezegenin etrafını saran ışınım alanlarını insanlı bir uzay aracının keşif amaçlı yolculuğunu engelleyebilecek kadar güçlü olduğu görülür. Bu, birçok açıdan uygun bir hedef sayılabilecek Jüpiter`i konu dışı bırakabilecek kadar ciddi bir tehdittir.

Dünya`nın iç kısımları hakkında bildiklerimizin çoğunu, deprem şokları sonucu ortaya çıkan dalgaları inceleyerek öğrenmişizdir. Burası bu konunun ayrıntılarına girmek için uygun biryer değil ancak; bizi ilgilendiren iki deprem dalgası türünden kısaca sözetmek istiyorum. Bunlardan birincisi bir sıvı içinde ilerleyebilirken diğeri ilerleyebilirken diğeri ilerleyemez.Çekirdeğin sıvı kısmını ölçme çalışmaları, ikinci tip dalganın tam olarak nerede durduğuna bakılarak yürütülür.

Dünya`nın kabuğunun okyanusların altındaki ortalama kalınlığı 10 kilometredir, bu sayı kıtaların altında 50 kilometreye kadar çıkar. Yerkabuğunun altında, 2850 kilometre kadar aşağıya inen ve Dünya`nın kütlesinin %67`sini oluşturan manto vardır. Mantoyu oluşturan maddenin erimiş hali genellikle deniz yatağındaki volkanik ağızlarınçevresinde görülen bazaltı oluşturur. Mantonun altında ise çekirdek vardır; sıvı ve katı olmak üzere iki bölümden oluşan çekirdeğin katı kısmı içtedir. Dünya`nın merkezindeki sıcaklık yaklaşık 4000 santigrat (7000 F) derece kadardır. Bu diğer iç gezegenlerde veya Ay`da görülmeyen yükseklikte bir sıcaklıktadır.



Jeoloji bize Dünya`nın tarihiyle ilgili çok önemli bilgiler sağlayabilir. Yaşı hakkında herhangibir kuşkumuz yok sayılır. İlk baştaki atmosferin yok olduğunu ve Dünya`nın iç kısmından çıkan gazların ve buharın bugünkü atmosferi oluşturduğunu düşünüyoruz. En ilkel biçimiyle hayat, dünya tarihinde oldukça erken sayılabilecek bir dönemde, büyük bir olasılıkla da denizlerde başladı. Başlangıçtayeni atmosfer karbon dioksit açısından çok zengindi. Bitkilerin karalar üzerinde yaygın biçimde yaşamaya başlamasıile bu durum değişti. Bitkiler fotosentez olarak adlandırdığımız süreç içinde atmosferdeki karbon dioksiti kullandılar ve serbest oksijen açığa çıkardılar. Kendimizi bir zaman makinesiyle geçmişe örneğin 500 milyon yıl önce yaşamakta olan Kambriyen Dönem`e, gönderebilsek boğulup gideriz.

Dünya`da düzenli aralıklarla buzul çağları yaşanmaktadır. Bu duruma henüz mantıklı bir açıklama getirilememiştir. Sonuncusu 10.000 yıl kadar önce bitmiş olan bu buzul çağlarının gelecekte de yaşanacağı konusunda hiçbir şüphe yoktur. Küçük gezegenlerin etkisinden, Dünya`nın yörüngesindeki değişikliklere kadar değişen birçok konuyu içeren kuramlar ortaya atılmıştır. Ancak herşeyi gözönüne alıp düşündüğümüzde, işin içinde Güneş`in olması gerektiğini görürüz. Ne de olsa Güneş değişken bir yıldızdır.

Apollo astronotlarının gördüğü gibi Ay`dan bakıldığında Dünya`nın muhteşem bir görüntüsü vardır. Kalın bulutlar yüzünden Venüs yüzeyinden Dünya`yı görmek imkansızdır. Ama Venüs bulutlarının hemen üzerine çıkılıp bakılabilse Dünya (6,5 açı saniyelik büyüklüğüyle) birinci kadirden bir yıldız olarak çok etkileyici bir görüntüye sahip olacaktır. Mars,tan Ay tipi evreler geçiren çok hareket eden bir iç gezegen olarak görülecektir. Mars`tan görülen Dünya, hareketleri bakımından bizim gördüğümüz Venüs'e benzer. Jüpiter üzerinde bir gözlemci Dünya`yı görme konusunda zorlanacaktır. Daha dışarıdaki gezegenlerden bakıldığındaysa Dünya Güneşin parlaklığı içinde yok olacaktır. Güneş sistemi içinde önemsiz bir konumu olduğu çok açık; ancak o bizim gezegenimiz, bizim evimiz, üstelik tam bize göre.

[zarathustra]

             MARS



Dünya-Ay sisteminden sonra sıra, bizim için her zaman özel bir konuma sahip olan, kızıl gezegen Mars'a geldi. Şu anda içinde bulunduğumuz yüzyılda bile, Mars'ta gelişmiş bir hayat olabileceği düşünülüyordu ve Marslılardan gelen sinyallerle ilgili hikayeler oldukça ciddiye alınıyordu. Sonra bu fikirden vazgeçilmek zorunda kalındı; ancak Mars'ın çeşitli bitkilere sahip olabileceği iddiası sürdürüldü.

Şimdi daha çok şey biliyoruz. İnsansız ilk uzay aracı Mars'ın yakınından geçtiğinde gezegenle ilgili fikirlerimizi değiştirmek zorunda kaldık. Aslında hâlâ Mars'ın tamamen temiz olduğundan emin değiliz; ancak elimizdeki kanıtlar öyle gösteriyor. Konuya bazı olguları belirterek ve sayılar vererek girelim.

Mars'ın etrafında dönmekte olduğu Güneş'ten ortalama uzaklığı 228.000.000 kilometredir. Eliptik yörüngesi oldukça dış merkezli olduğundan, Güneş ile arasında ki mesafe çok değişkendir. Bu uzaklık, Mars günöte noktasındayken yaklaşık 248.000.000 km; günberi noktasındayken ise yaklaşık 208.000.000 km kadardır. Bunun, 687 gün süren Mars yılı içinde yer alan mevsimler üzerindeki etkisi büyüktür. Eksenel eğimi bizimkine çok yakın olduğundan (24* ; Dünya'nınki ise 23,5*), Marsta Dünya'da olduğu gibi güney yarım kürede yaz mevsimi gezegenin Güneş'e en yakın olduğu zamanlarda yaşanır. Dolayısıyla güney yarım kürede yaz, kuzey yarım küreye göre daha kısa ve sıcak; kış daha uzun ve soğuk geçer. Beklenildiği üzere Mars biraz serindir. Sıcak bir yaz gününde ekvatordaki sıcaklık 10*C'a (50*F) kadar çıkabilir; ancak herhangi bir Mars gecesi, Dünya'daki bir kutup gecesinden daha soğuk geçer. Yani termometre Güneş batmadan çok önce donma noktasının altına düşmüş olacaktır. Eksenel dönme süresi 24 saat 37 dakika 22,6 saniyedir. Bu değeri böylesine kesin bir şekilde bulabilmemizin nedeni, yüzey şekillerinin açık bir şekilde görülebilmesi sonucu Mars'ın dönüşünü rahatlıkla izleyebilmemizdir. Gezegenin yüzeyine yumuşak iniş yapan ilk uzay sondalarından yani Vikinglerden beri, Mars'ın bir günü, sol olarak tanımlanmaktadır.

Mars yaklaşık 780 günlük aralıklarla karşı-konuma gelir. Mart 1997'de ve Nisan 1999'da karşı konuma geldi. Ancak Mars'ın yörüngesinin dışmerkezli oluşu karşı-konumların hepsinin aynı olmasını beraberinde getirir. Sözgelimi, 1988'deki Karşı-konum Mars günberi noktasının yakınındayken yani Dünya'dan uzaklığı 58.400.000 km kadarken gerçekleşti. Ama 1995'tekinde günötede, Dünya'dan en az 101.000.000 km uzakta olmuştur. Mars, Dünya'ya 1988'deki gibi yakın bir noktadayken, gökyüzündeki cisimlerin neredeyse hepsinden (Güneş Ay ve Venüs’ü hariç tutarsak hepsinden) daha parlak olur. Ama karşı-konum sonrasında Kutup Yıldızı gibi ikinci kadirden bir gök cismi olarak görülür. Elimizde 1917 yılında Mars’ın aşırı parlak olduğuna dair bilgiler var. Hatta o kadar ki insanlar kırmızı bir kuyruklu yıldızın Dünya'ya çarpmak üzere olduğu gibi yanlış bir kanıya kapılarak alarma geçmişler.

Teleskopla bakıldığında Mars'ın, Ay'ın dolunaydan önceki ve sonraki evrelerine benzer şekilde görüldüğü gözlemlenebilir. Hiçbir zaman yarım ya da hilal olmaz, daha doğrusu bu evreler Dünya'dan görülmez.

Gök bilimi ölçütlerine göre bize yakın sayılabilecek olan Mars'ın gözlemlenmesi düşünüldüğü kadar kolay değildir. Öncelikle çok küçüktür. Çapı 6790 km kadardır; bu da Dünya ile Ay arasında bir büyüklük anlamına gelir. Yakın bir karşı-konumda olmadığı sürece, yüzeyindeki şekilleri ayrıntılı olarak sadece büyük teleskoplar kullandığımızda görebiliriz. Zaten Uzay Çağı öncesinde çok çeşitli tartışmalara yol açması da bu yüzdendir.

Ay'ın atmosferi yoktur; ancak Dünya, göreli olarak büyük olan kütlesi ve yüksek kurtulma hızı sayesinde kalın bir atmosfer tutabilmektedir. Mars'ın atmosferinin ince olduğu tahmin ediliyordu, nitekim öyle olduğu saptandı; ama yine de astronomların 1965'tan önce umduğundan bile daha seyrek olduğu görüldü. Hiçbir zaman Dünya üzerinde yaşayan yaratıklar gibi, yani bize benzer canlıların, Mars'ta nefes alabileceği yönünde ciddi bir iddia olmamıştı. Bilim kurgu yazarlarınca çok sık kullanılan Marslıların, değişik ve alışılmadık bir görüntüleri olduğu varsayılmıştı.

Mars Venüs'ten, görünebilir yüzey şekillerinin keskin hatlı ve bariz oluşu ile ayrılır. Onları ilk olarak, 1659 gibi eski bir tarihte Hollandalı gök bilimci Christiaan Huygens çizmiştir. Yaptığı V biçimli koyu renkli şekil kolayca tanınır. O şekil bugün Syrtis Major ismiyle anılmaktadır. Yüzeyin büyük bir kısmı kırmızıyken kutup bölgeleri -kutup takkeleri olarak anılan kısım- beyazdır.

İlk Mars haritaları on dokuzuncu yüzyılın ilk yarısında çizilmiştir. 1870'li yıllara gelindiğinde yapılmış olan haritalar oldukça başarılı sayılırdı; ayrıca bu haritalarda yüzey şekillerine son derece hoş isimler verilmişti. Genel kanı karanlık bölgelerin deniz; kırmızı bölgelerin ise kara olduğu yönündeydi. Onlar gezegeni gözlemleyen gök bilimcilerin isimleri verildi. Sözgelimi, Madler Kıtası, Lassel Arazisi gibi. Daha sonra 1877'de İtalya gök bilimci Giovanni Virgino Schiaparelli, Milan'ın açık açık gökyüzü altında, kullandığı 22 santimlik mercekli teleskop ile bir dizi gözlem yaptı ve terminolojiyi değiştirdi. Beer Kıtası, Lockyer Arazisi ve diğerleri gitti, yerlerini Solis Lacus, Chryse, Utopia ve Margaritifer Sinus aldı. Üçgen şeklin adı Syrtis Major olmuştu.

Yine o tarihlerde, Mars atmosferinin denizlerin varlığına izin vermeyecek kadar ince ve kuru olduğunu saptamıştık. Karanlık bölgelerin şu anda bitkilerle kaplı olan eski deniz yatakları veya bataklık oldukları yönünde iddialar vardı. Schiaparelli tüm yüzey şekillerini dikkatli bir şekilde çizmişti; ama haritasında ne olduklar anlaşılmayan bazı şekiller de vardı. Aşı boyası kırmızısı çölleri boydan boya geçen, İtalyanca canali adını verdiği düz çizgiler yapmıştı. Ancak bu sözcük İngilizce'ye gerçek anlamı olan oyuk (channel) olarak değil, yanlış bir şekilde kanal (canal) olarak çevrilince, ünlü Mars kanalları söylemi ortaya çıkmış oldu. Schiaparelli'nin haritasının çok garip bir görüntüsü vardı. Kanal ağı neredeyse simetrik bir yapıya sahipti; tüm bunların üstüne Schiaparelli bir de bazı kanalların yanında onlarla tamamen aynı birer kanal daha uzandığını söyleyince herşey daha da karıştı.

Bir süre boyunca bu kanalları gören başka kimse çıkmadı. Ancak1886 yılında, Perrotin ve Thollon adlı iki fransız gözlemci Nice'teki güçlü teleskop vasıtasıyla onları gördüklerini iddia ettiler. Kanallar bir anda herkesin ilgi odağı haline geldi. Schiaparelli bile onların oluşumları konusunda şüpheci bir tutum sergilerken zengin bir Amerikalı olan Percival Lowell kendinden çok emindi. Lowell, Arizona Flagstaff'ta gezegeni gözlemlemek için özel olarak bir gözlemevi kurdurmuştu. 1895'ten ölümüne yani 1916'ya kadar yüzlerce çizim yapmıştı. Çizimlerinde doğal yollardan oluşması imkânsızmış gibi duran bir kanal sistemi görülüyordu. Lowell, bunun Marslılar tarafından buzlarla kaplı kutuplardan, ekvatora yakın kuru bölgelere su taşıma amacıyla yapılmış sunî bir sulama ağı olduğundan emindi. Hatta şöyle yazacak kadar da ileri gitmişti: "Mars'ta şu ya da bu tür canlıların yaşıyor olduğu, o canlıların ne olduklarının bilinmediği kadar açık."

Lowell gözlemlerini yaparken 60 santimlik bir mercekli teleskop kullanıyordu. Türünün en gelişmiş örneklerinden biriydi.

Her şey Lowell ve kanal sisteminin varlığına inanan diğerlerinin yaptığı çizimlere bağlıydı. Çizimler gerçeği göstermekteyse Mars'ta hayat var demekti. Ama ne yazık ki durumun böyle olmadığını biliyoruz. Kanalların net hiçbir fotoğrafı çekilemedi. Tek görülen şey, insan elinden çıkmışa benzemeyen garip biçimli şekillerdi. Sorun 1965 yılında Mars'ın yakınından geçen ilk uzay aracının gönderdiği yakın plan fotoğraflar sayesinde çözüldü. Mars üzerinde kanal olarak adlandırabileceğimiz herhangi bir şey yoktu. Sadece basit bir göz aldanmasıydı. Aslında bu pek de şaşırtıcı değil; yani görüş sınırlıyken ayrıntılı bir çalışma yapma çabası sonucu ortaya böyle şeyler çıkabiliyor. Ayrıca şu da bir gerçek ki pek çok bakımdan büyük bir adam olan Lowell, güvenilir bir gözlemci değilmiş. Lowell, bu çizgili şekilleri sadece Mars üzerinde değil Merkür, Venüs ve Jüpiter üzerinde de gördüğünü öne sürüyordu.

Buradan çıkarılması gereken bir ders var. Bir kişi Mars üzerinde kanal sistemi gördüğünü öne sürdükten sonra birçok başka gözlemci de kanalları görmeye başladı (Ya da gördüklerini sandılar). 15 santimlik gibi küçük teleskoplarla yapılmış gözlemlere dayanan kanal çizimleri bile yapıldı. Oysa 15 santimlik bir teleskopla Mars'ın yüzey şekillerini görme imkânı,imkansız denecek kadar azdır. Demek ki insanın görmeyi ümit ettiği şeyi görmesi çok daha kolay.

Uzay araçlarının gönderdiği verilere dayanan modern bir harita ile yüzey şekillerinin hatlarının Lowell'ın kanal haritasıyla karşılaştırılacak olursa hiçbir benzerlik bulunamayacaktır.

Diğer taraftan belirtmem gerekir ki Mars sadece uygun konumda olduğu zaman gözlemlenebilecek pek çok ayrıntı vardır. Ancak büyütme oranı çok yüksek olan aletlere ihtiyaç duyulur. Bu da amatör gözlemcinin sahip olduğu aletlerden yalnızca yılın birkaç ayında yararlanabileceği anlamına gelir.

1965'ten yani başarıyla sonuçlanan ilk Mars uçuşundan önce bile koyu renkli bölgelerin bitkilerle kaplı olduğu düşünülüyordu. Herkes bitkilerin çok karmaşık bir yapıları konusunda hemfikirdi; ancak çok az kişi varlıklarından kuşkulanıyordu. İkna edici bir iddia da Kuzey İrlanda'da yaşayan Estonyalı gök bilimci Ernst Öpik tarafından öne sürülmüştü. Öpik'in iddiasına göre – ki oldukça doğrudur-, kırmızı çöller çok tozluydu ve buralarda sık sık toz fırtınaları çıkıyordu. Dolayısıyla eğer koyu renkli bölgelerde yaşayan herhangi bir bitki varsa tozla baş edebilecek türden olmalıydı; yoksa kısa zamanda üzeri kaplanırdı. Çöller kumlu değillerdi; daha çok demir oksit veya demir silkat gibi minerallerle kaplı gibi görünüyorlardı. Bu da Mars'ın çok paslı bir dünya olduğu anlamına geliyordu.

Kutup takkeleri de inceleme konusuydu. Mars mevsimlerine bağlı olarak büyüyüp küçülüyorlardı. Kış boyunca son derece parlak ve belirgin olurlarken, yazın görülmeyecek kadar küçülüyorlardı. Genel kanı onların ince bir kırağı tabakası olduğu yönündeydi. Ancak kuru buz (katı karbon dioksit) nedeniyle ortaya çıktıklarını savunan bir görüş de vardı. Bir de, Mars atmosferinin esas olarak nitrojenden oluştuğu ve yüzey basıncının 87 milibar kadar olduğu tahmin ediliyordu. Bu değer, Dünya üzerindeki Everest Tepesi'nin yüksekliğinin iki katı kadar bir yükseklikte görülebilecek basınca eşitti. Mars'ta dağlar olduğunu gösteren işaret yoktu; yüzeyin hiçbir yerde aşırı bir yükseltinin bulunmadığı dalgalı bir yapısı olduğu düşünülüyordu.

Mariner 4,Cape Canaveral Hava Üssü'nden 20 Kasım 1964 günü fırlatıldı 14 Temmuz 1965'te Mars'ın 9500 km kadar yakınından geçti. Bu geçişiyle de birkaç gün içinde neredeyse tahminleri çürüttü. Atmosfer beklenildiğinden de daha inceydi. Yüzey basıncı her yerde on milibardan düşüktü ki, bu neredeyse bizim laboratuar boşluğu olarak kabul ettiğimiz değerdir. Ana element ise nitrojen değil karbon dioksitti. Koyu renkli bölgelerin hepsi alçak değildi; söz gelişi Syrtis Major yüksek bir platoydu. Ayrıca bitki örtüsüyle de kaplı değillerdi. Mars rüzgârlarını kaldırdığı kırmızı tozun altında, daha koyu renkli olan yüzey görünüyordu. Kutup takkelerinin beyazlığına gerçekten de buz neden oluyordu. Ama bu buz, su buzu ve karbon dioksit buzunun bir karışımıydı; ayrıca basit yüzey tabakası olmaktan uzak bir şekilde kalındı. En önemli şeylerden biri de Mars'ın kraterli bir yapıya sahip olmasıydı. Bu şekliyle Dünya'dan çok Ay'a benzediği söylenebilirdi.

1969'da fırlatılan Mariner 6 ve 7 de bu sonuçları doğruladı. Bu arada başarısız olan bazı Rus araçları da oldu (Ruslar bugün bile Mars konusunda şanssızlar; aslında onların çok daha zor bir hedef olan Venüs’e ulaşabildikleri göz önüne alınırsa bu durum çok garip) Sonra 1971’de Mariner 9, Mars yörüngesine oturtuldu ve çalıştığı bir yıl boyunca bize birçok –tam 7329 adet- mükemmel resim gönderdi. Böylece Mars’taki volkanları, kanyonları, uçurumları, ovaları ve oyukları ilk kez görmüş olduk.

Yüzey şekilleri arasında en yüksek mevkiyi, en büyüklerinin Olimpus Dağı olduğu volkanlara vermeliyiz. Bu dağ 24 km yüksekliğindedir; tepesinde 85 km çapında bir zirve krateri bulunmaktadır; taban uzunluğu ise yaklaşık 600 kilometredir. Ayrıca Tharsis Yaylası'nda bulunan sıra dağları oluşturan üç büyük volkan daha vardır. Bunlar, Pavonis, Arsia ve Ascraeus Dağları'dır. Bu yüzey şekillerinin hepsi Dünya'dan görülebilir.

Mars'ta bir de Valles Marineris gibi kanyonlar vardır. Valles Marineris'in toplam uzunluğu 4500 kilometreyi bulur; genişliğinin 600 kilometreye ve derinliğinin 7 kilometreye kadar çıktığı görülür. Bu haliyle Colorado'daki Büyük Kanyon'u gölgede bırakır.

Mars'ın iki yarım küresi birbirine benzemez. Gezegenin güney kesimi daha yüksektir; daha kraterli bir yapıdadır ve daha eskidir. Ancak yine bu yarım kürede Hellas ve Argyre adlı iki derin ve düzgün şekilli havza vardır. Kuzey yarım küre ise güneye göre daha genç, daha alçak ve daha az kraterli bir yapıdadır. Tharsis Yaylası'nın bir kısmı da buradadır. Gezegenin üzerindeki en koyu renkli bölge olan Syrtis Major, ekvatorun hemen kuzeyindedir. Daha kuzeyde karanlık bir bölge daha vardır; bu üçgen biçimli şekil Acidalia Planitia'dır.

Eski dere yataklarına benzeyen bazı şekillerde vardır. Hatta ortalarında adalar olanlarına bile rastlanır. Bu da geçmişteki Mars'ın, kalın atmosferi ve akarsularıyla bugünkünden daha sevimli ve sıcak bir yer olduğunu gösteriyor. Kutup takkeleri de birbirinden farklıdır. Güney kutbundaki takke, üstünde karbon dioksit buzunun bulunduğu su buzu ile kaplıdır. Kuzey kutbundaki karbon dioksit örtünün yaz ortalarında kalktığı ve alttaki su buzunun görünür hale geldiği olur. Mars'ın eksenel eğikliği bizimki kadar olduğundan ve güney yarımkürede yaz mevsimi gezegen günberi noktasının yakınlarındayken yaşandığından güney yarım kürede hüküm süren iklim kuzeydekinden farklıdır.

Bir sonraki adım 1975'te, iki Viking uzay aracının Mars'a gönderilmesiyle atıldı. Viking 1, Haziran 1976'da; Viking 2 ise aynı yılın Ağustos ayında gezegene vardılar. Bu iki uzay sondası da bir orbitlerden ve bir iniş aracından oluşuyordu. Orbiter, gezegenin çevresinde yörüngeye oturuluyor ve hem harita çalışmalarında kullanılıyor hem de yedek olarak tutuluyordu. İniş aracı ise paraşütlerin ve roket freninin yardımıyla yavaşça gezegenin yüzeyine iniyordu. İki Viking de başarılı oldu. İlk araç, ekvatorun kuzeyinde bulunan Chryse'ye inerken ikincisi daha kuzeydeki bir ova olan Utopia'ya indi. İkisi de kırmızı, kayalık manzaranın hâkim olduğu son derece güzel fotoğraflar gönderdiler. Gökyüzü birçok kişinin olacağını zannettiği gibi koyu mavi değil pembeydi. Sıcaklık ise çok düşüktü. Chryse'de sıcaklık hiçbir zaman -13*C'ın (-24*F) üzerine çıkmıyordu; üstelik Utopia daha dondurucuydu. Rüzgâr orta şiddetteydi. Herhangi bir hayat belirtisi olup olmadığını anlamak üzere çöllerden örnekler alınıp araca götürülerek incelendi. Sonucun çok kesin olduğunu iddia edemeyiz; ama yaşayan herhangi bir canlı olduğuna dair hiçbir belirti bulunamadı. Bu durumda Mars'ta -en azından şu an için- hayat olmadığı söylenebilir. Yani anlayacağınız, Percival Lowell'ın kanal inşa eden akıllı Marslıları henüz çok uzakta.

Diğer taraftan, hatırlarsanız, geçmişte akan sular bulunduğuna dair kanıtlarımız olduğunu da söylemiştik. Bu durumdan Mars iklimlerinin çok değişken olduğu sonucu çıkarılabilir. Üstelik büyük olasılıkla gezegenin kabuğunun çok altında olmayan bir yerde buz bulunuyor. Bu da Mars'ın Ay;'dan farklı olarak, oluşumundan beri kuru olmadığı anlamına geliyor. Ayrıca geçmişte yaşanmış sel baskınlarının izleri de görülüyor. Bu bilgilerin ışığında Mars'ta bir zamanlar hayat olduğu; ama şimdi bu hayatın ya bilinmeyen nedenlerle yok olduğunu ya da uzun bir kış uykusuna yattığını söyleyebiliriz. Kesin bir yanıt bulmak ancak Mars'tan alınan örneklerin kapsamlı bir incelemeden geçirilmesiyle mümkündür. Mars'ta fosil bulunma olasılığını iddia etmiyorum ama kesinlikle bulunmuyor da diyemem.

1993 yılında gönderilen son uzay sondası Mars Observer, gezegene iniş yapmadı. Onun görevi onun görevi yüzey haritalarımızın genişletilmesini sağlamaktı. Ayrıca Hubble Uzay Teleskopu sayesinde de ayrıntılı ve muhteşem fotoğraflar elde ettik. Peki bütün bunları göz önünde tutarsak Dünya'dan gözlem yapmanın bir anlamı kalmamıştır diyebilir miyiz?

Diyemeyiz, çünkü Mars sürekli değişen bir gezegendir. Öncelikle, bulut fenomeni olarak adlandırılan oluşumlar vardır. Diğer oluşumlardan ayrı bir şekilde bir arada duran bulutlara çok sık rastlanır. Bu bulutlar, geniş bir alanı etkileyen toz fırtınalarından farklıdırlar. Ne zaman ve nerede ortaya çıkacakları belli olmaz; ancak onları izlemek çok önemlidir. Böylece Mars'taki hava koşulları konusunda daha fazla bilgi edinebiliriz. Karanlık ve parlak alanların sınırlarındaki değişimleri ve ayrıca kutup takkelerinin büyüyüp küçülmelerini not etmek son derece önemlidir. Son olarak Mars volkanlarının sönmüş olduklarından nasıl emin olabiliriz? Kanıtlanması olanaksız bir iddia ama; büyük bir volkanik patlama gerçekleşse büyük bir olasılıkla ilk fark edecek olan kişi, uygun aletler sahip bir amatör olacaktır . Sonuçta gezegende pek fazla değişiklik olmayacaktır, ama hiç olmayacak da denemez.

Mars'ın Phobos ve Deimos adlarında iki uydusu vardır. İkisi de 1877'de Asaph Hall tarafından yürütülen uzun bir çalışma sonucu keşfedilmiştir. Küçük ve şekilsizdirler. Phobos, 27 x 22,5 x 19 km büyüklüğündeyken Deimos topu topu 9,5 x 11 x 14,5 km kadardır. Mariner 9 ve Vikingorbitleri tarafından yakın plan fotoğrafları çekilmiştir. Sonuçta ikisinin de kraterli bir yapıya sahip oldukları anlaşılmıştır. Phobos'un üzerinde 5 km çapında bir krater olduğu görülmüştür. Eğer bu krater bir göktaşı çarpması sonucunda oluştuysa Phobos parçalanmaktan ucuz kurtulmuş demektir. Bu minik arkadaşlar bizim Ay'ımıza hiç benzemezler; zaten onlar büyük bir ihtimalle, bir zamanlar küçük gezegenlerken Mars tarafından yakalanmış ve onun uydusu haline gelmişlerdir.

Mars yüzeyinin 5800 km kadar yukarısında hareket eden Phobos'un dolanım süresi 7 saat 39 dakikadır; bu da bir Mars solünden daha kısadır. Gezegen üzerindeki bir gözlemci,Phobos'un batıdan doğduktan 4,5 saat sonra doğudan battığını görecektir; üstelik uydu bu sırada yeniden dolun olana kadar olan evrelerin yarısından fazlasını geçirecektir. Görülebilir olduğu iki doğuş arasında geçen süre 11 saatten biraz fazla olacaktır. Mars yüzeyinden yaklaşık 20.00 km yukarıda dolanan Deimos'un dolanım süresi ise 30.25 saattir. Bu, iki buçuk sol boyunca ufuk çizgisinin üzerinde kalacağı anlamına gelir. Geceleri pek ışık yaydıkları söylenemez. Mars'tan bakıldığında Phobos, Ay'ın Dünya'dan göründüğünün üçte biri; Deimos ise dokuzda biri kadar görünecektir. Ufkun üstünde bulundukları sürenin büyük bir kısmında Mars'ın gölgesinde olacaklardır. Ayrıca Deimos'un evrelerini çıplak gözle görmek pek kolay olmayacaktır. Güneş tutulmasına neden olmazlar ama sık sık Güneş ile Mars'ın arasından geçerler. Phobos bir Mars yılı içinde 1300 kere Güneş'in önünden geçer; bu yolculuğu yirmi saniye kadar sürer. Yörüngeleri, gezegenin ekvatoruyla aynı düzlemde olduğundan hiçbir zaman Mars yüzeyindeki yüksek enlemlere çıkamazlar.

Bu iki gök cismi son derece soluktur; ayrıca bir de Mars'ın parlaklığı içinde kalırlar. 38 santimlik aynalı teleskopla tutulumlarda kullanılan bir tür göz merceği kullanılırsa ikisi de görülebilir, ama pek de kolay olmaz. Bir gün doğal uzay istasyonları olarak kullanılabilirler; ama kütle çekimleri ihmâl edilebilecek kadar düşük olduğundan onlara inmek, bir rıhtıma yanaşmak gibi zor olacaktır.

Bazı kişiler için Mars hayal kırıklığı yarattı. Çeşitli bitkilerin ve hatta yeraltı kaynak sularının bulunduğu canlı bir dünya bekleyenler karşılarında volkanik bir çöplük buldular. Ama yine de Mars, Güneş sistemindeki gezegenler arasında en cana yakın olanıdır. İnsanlı uzay araştırmalarımız için bir sonraki hedefin o olması gerektiği de çok açıktır. Bana önümüzdeki yüzyılın ilk yarısı içinde bir Mars üssü kurulacakmış gibi geliyor. Ancak olasılığı daha yüksek olan bir şey var ki o da Mars'a ayak basacak ilk adamın doğmuş olduğu.

[zarathustra]

                     JÜPİTER






Ana asteroit kuşağının arkasına geçtiğimizde karşımıza Güneş Sistemi’nin devi Jüpiter çıkar. Etrafında dönmekte olduğu Güneş’ten ortalama uzaklığı 777.000.000 kilometredir. Bir yılı bizimkinin yaklaşık oniki katıdır. Kendi etrafında döndüğü eksen, yörünge düzlemine göre dik olduğundan mevsim farklılıkları görülmez. Ama zaten Jüpiter gibi bir dünyada mevsim olmasının da bir anlamı yoktur.

Yörüngesel hızı Dünya’nınkinin yarsınıdan azdır. Kavuşum dönemi 399 gündür; bu da Jüpiter’in her tıl karşı-konuma geldiği anlamına gelir. Ayrıca yılın birçok ayında gözlem için uygun durumdadır. Onu sadece Venüs –çok nadir olarak da Mars- gölgede bırakabilir.

Jüpiter parlaklığını esas olarak büyüklüğüne borçludur. Çapı ekvatordan ölçüldüğünde 143.000 km kadardır. Ancak kutuplar arası çapı daha küçüktür, çünkü herhangi bir teleskopla da görülebileceği gibi bir küre olarak oldukça basıktır. Bu durum gezegenin kendi ekseni etrafında dönme hızı çoj yüksek olduğu için ortaya çıkar. Jüpiter’de bir gün Güneş sistemindeki diğer bütün gezegenlerin günlerinden kısadır. Ekvatorda bir gün 9 saat 50,5 dakikadır; yani ekvatordaki parçacıklar saatte 45 bin kilometrelik bir hızla dönmektedirler. Ekvator bölgesinden uzaklaşıldığında dönme süresi beş dakika uzar. Boylamsal olarak farklı yerlerde bulunan yüzey şekillerinin her birinin de kendilerine has dönme süreleri vardır.

Jüpiter kelimenin tam anlamıyla katı değildir. Yüzeyinin yapısı gazlıdır; bizim gördüklerimiz de üst katmanlardaki bulutlardan başka birşey değildir. Toplam ağırlığı çok fazla değildir; Jüpiter hacimsel olarak Dünya’dan 1300 kat büyüktür, ancak Dünya’dan sadece 318 kat ağırdır. Böyle olduğu halde, Jüpiter’in hacmi Güneş sistemindeki diğer bütün gezegenlerin hacimlerinin toplamından büyüktür. Zaten, Güneş sistemi, Güneş, Jüpiter ve çeşitli enkazlardan oluşur, diyenler de vardır!

Binizim gördüğümüz bulutlar gerçekten de çok soğuktur. Ancak çekirdek kısmının sıcaklığının 30.000 ile 50.000*C (54.000 ile 90.000*F) arasında değişiyor olduğu düşünülmektedir. Üstelik Jüpiter etrafa, sadece Güneş’ten aldığı enerjiyi yansıtıyor olması halinde yayması gerekenden 1,7 kat fazla fazla enerji yaymaktadır. Acaba o kendi çapında bir küçük yıldız olarak kabul edilebilir mi?

Bu birzamanlar çok tutulan bir düşünceydi. Yüz yıldan biraz daha uzun bir süre önce R.A. Proctor şöyle yazmıştı: “Jüpiter hâlâ kor halinde olan bir kütle. Baştan başa sıvı ile kaplı yüzeyi yoğun ateşin etkisiyle kaynıyor ve fokurduyor; bu durumda da sürekli olarak büyük bulutların oluşmasına neden oluyor. Bulutlar, dev gezegenin hızlı dönüşünün etkisiyle kuşaklar şeklinde bir araya geliyorlar.” Oldukça etkileyici bir tasvir; ama bugün bir gezegen ile bir yıldız arasında farklılıklar olduğunu biliyoruz. Bu ayrımın en temel ölçütü hacme dayanır. Bu arada, ancak bin tane Jüpiter’in, hacmi Güneş kadar olan bir cisme karşılık geldiğini de belirteyim.

Özetleyecek olursak: Bir yıldız toz ile gazdan oluşur. Bu maddeler kütle çekim kuvvetinin etkisi ile biraraya toplanırlar. Parçacıklar büzülen bulutun merkezine doğru hareket ederlerken meydana gelen çarpışmalar, yoğunluğun ve sıcaklığın artmasına neden olur. Sıcaklık kritik bir değer olan 10.000.000*C’a (18.000.000*F) eriştiğinde çekirdek tepkimeleri oluşur ve yıldız parlamaya başlar. Bunun gerçekleşebilmesi için, yıldızın ilk halinin, Jüpiter’in bugünkü büyüklüğünden en az on kat daha büyük olması gerekir. Dolayısıyla bu da, Jüpiter’in çeirdeğinin hiçbir zaman çekirdek tepkimelerini başlatabilecek kadar sıcak olmayacağı anlamına gelir. Son yıllarda, uzayın uzak bölgelerinde yıldız mı yoksa gezegen mi olduğu belli olmayan, ayrımın tam sınırında bulunan bazı gökcisimleri tespit edildi. Bnu tür cisimlere Kahverengi Cüceler adı verilmiştir. Onlardan daha sonra tekrar bahsedeceğim. Ancak Jüpiter, bir Kahverengi Cüce bile sayılamayacak kadar küçüktür.

Jüpiter’in çekirdeğindeki yüksek sıcaklığı açıklayaniki kuram vardır. Jüpiter yılda bir milimetre gibi bir hızla yavaş yavaş büzülüyor olabilir. Bu durumda ortaya çıkan fazla enerji,kütle çekimi ile bağıntılıdır. Ancak olan biteni genellikle basit bir ısı yayılımı gibi görünüyor; demek istediğim, Güneş sistemini oluşturan bulutsudan şekillenmesinden bu yana geçen süre Jüpiter’e soğuması için yetmemiş.

Teleskop ,ile Jüpiter’e baktığımızda, üzerinde koyu renk kuşaklar bulunan sarımtırak bir yuvarlak görürsünüz. Ayrıca parlak ara bölgeler ve sürekli hareket halinde olan leke, tutam veya zincir gibi görünen bazı şekiller vardır. Birkaç dakika bakacak olursanız, bu şekillerin gezegenin yuvarlağı üzerinde bir taraftan diğerine doğru yavaşça ilerlediğini görebilirsiniz. Bir şeklin bir kenardan diğerine taşınması altı saatten az sürer.

1930’larda spektroskop kullanılarak yapılan gözlemler, Jüpiter’in yapısını anlamak için gösterilen ilk çabadır. Güneş’te olduğu gibi Jüpiter’de de hidrojen ve helyumun bol miktarda bulunması bekleniliyordu. Ancak bu gazlar, Jüpiter’deki koşullara benzer koşullar altında kendilerini göstermekten utandıkları için olacak ki saptanabilen ilk gazlar amonyak ve metan gibi bileşiklerdi. Amonyağın kimyasal formülü NH3’tür; yani üç hidrojen atomunun bir nitrojen atomu ile birleşmesinden meydana gelir. Daha çok bataklık gazı adıyla bilinen metanın formülü ise CH4’tür; açıkça görüldüğü gibi hidrojen ve karbondan oluşmaktadır. O zamandan beri daha kesin sonuçlar elde etmeyi başardık. Jüpiter’in atmosferinin yüzde 89’unu hidrojen oluşturur; geriye kalanın yüzde 11 helyumdur; bu durumda diğer elementler için sadece yüzde birlik bir kısım kalır. Peki ya iç kısımlarda ne var?

1932 yılında Rupert Wildt, üzeri kalın bir buz tabakasıyla kaplı katı bir çekirdek olduğunu iddia etti. Bu buz tabakasının üzerinde ise hidrojen bakımından zengin atmosfer vardı. W.R Ramsey ise, çekirdeğin de hidrojenden oluştuğunu ancak bu hidrojenin basınç nedeniyle metalleştiğine inanıyordu. Ramsey’in kuramına göre çekirdeğin üzerinde normal katı hidrojenden oluşan kalın tabaka, onun üzerindeyse atmosfer vardı.

Ramsey’in kuramının bazı açılardan gerçeğe çok da ters düşmediği söylenebilir. Ancak bugün elimizde, sıcak ve demir silkatlı çekirdeğin sıvı hidrojenden oluşan kabuklarla çevrili olduğu yönünde güvenilir kanıtlar var. Bu kabukların altta kalanı metalik, üstteki ise bildiğimiz basit moleküllü hidrojenden oluşuyor. Sıvı hidrojenin hemen üzerinde başlayan atmosfer yaklaşık 1000 km kalınlığında. İçinde birçok farklı bulut katmanı yer alıyor. Bunlardan biri su buzu kristallerinden oluşuyor. Hatta sıvı sudan oluşan bir katman bile olabilir. Yukarıya doğru çıkıldığında amonyak sirrusları olarak adlandırılan amonyak kristallerine rastlanıyor. Jüpiter üzerinde görülen canlı renklerin, bazı kimyasal ve fiziksel süreçlerin (mesela yıldırımlar) aslında beyaz olan amonyak sirruslarını renklendirilmesi sonucu ortaya çıktıkları düşünülüyor.

Gezegenin üzerinde en belirgin şekilde görülen yerler, ekvatora paralel olarak uzanan kuşaklardır. Hemen her zaman faredilebilen bu kuşakların enlemleri de pek değişmez.

Ana kuşaklar hep görünüyor olsalar da ne kalınlık ne de yoğunluk açısından sabit kalmazlar. Genellikle Kuzey Ekvator Kuşağı (NEB), en belirgin olan kuşaktır; ama 1985-86 yıllarında olduğu gibi Güney Ekvator Kuşağı’nın (SEB)daha baskın bir hal aldığı olur. Ancak SEB çok değişkendir. 1989 yılının Mayıs ve Haziran ayları civarında yani Jüpiter Güneş’in öbür tarafındayken GEkKuş tamamen kaybolmuş, ancak bir süre sonra tekrar oluşmuştur. 1992 yılının sonlarındaysa hem GEkKuş hem de Güney Ilıman Kuşağı (STB) belli belirsiz hale gelmiştir. Bana kalırsa en ilginç yıl 1962’dir. O yıl iki ekvator kuşağı birleşerek küre üzerinde geniş, krom sarısı bir kuşak oluşturmuşlar.

Jüpiter üzerindeki özel oluşumların dönüş sürelerini hesaplamak zor değildir. Dönüş hızı son derece yüksek olduğundan, birkaç dakikalık bir gözlemle bile şekillerin soldan sağa doğru küre boyunca hareket ettikleri rahatça görülebilir. Yapılması gereken tek şey, şeklin orta boylama art arda iki gelişi arasında geçen süreyi belirlemektir. Yüzey şekillerinin geçiş süreleri ise bir dakikadan daha az bir yanılma payıyla ölçülebiliyor. Bir şeklin tam aynı yerden iki kere geçmesi arasında geçen zamanın gezegenin dönüş süresini vereceği çok açık. Ancak gerçek hayatta bir şeklin iki geçişini de görebilmek nadiren mümkün olur; çünkü bu on saatlik bir zaman demektir. Ancak şekillerin geçişlerinin tam olmadığı dönüşlere de rastlanır.

İlginç etkinliklerin çoğu ekvatorun yakınında, güney dönencesinde ve güneydeki ılıman kuşak çevresinde yaşanır. Kutuplarda hareket daha azdır. Kuzey yarım küre ise güneye göre daha sakindir. Bu durum, Büyük Kızıl Benek olarak adlandırılan hayli iri oluşumun güneyde bulunmasıyla bağlantılı olabilir.

Benek,1878 yılında çok bariz bir şekilde görünür hale geldi, ama daha önce de vardı. 1664 yılında Robert Hooke tarafından görülmüştü; Paris Gözlemev’nin ilk müdürü Cassani de 1965 yılında onu çizmişti. Dolayısıyla daha önce de görülmüş olabilirdi. Ömrü az rastlanır biçimde uzun olan bu lekenin bir benzeri daha yoktur.

Uzay çağından önce Kızıl Benek’in yapısını açıklama amacıyla bazıları oldukça çılgın sayılabilecek birçok farklı kuram öne sürülmüştür. Söz gelimi 1943 yılında E. Schönberg lekenin bir volkan ağzıolduğunu iddia etmişti. Emin olunan tek şey lekenin sabit olmadığıydı. En çok tutulan kuram, Jüpiter üzerine yaptığı çalışmalarla dünya çapında ün kazanmış olan Bertrant Peek adlı amatör bir ingilize aitti. Lekenin, Jüpiter’in atmosferinin üst kısımlarında bulunan bir gök cismi olduğunu iddia eden Peek, görüntüsündeki değişimleri de seviyedeki değişikliklere bağlıyordu. Cisim alçaldığında üzeri bulutlarla kaplanacak; bulut katmanının üstüne kadar yükseldiğinde ise tekrar görünür hale gelecekti. Yapılan hesaplamalar, seviye değişikliğinin 11 kilometreden fazla olmadığını gösteriyordu.

Peek, bu yükseliş alçalış nedenini, ünlü tuzlu sudaki yumurta deneyi ile bir benzerlik kurarak açıkladı. Tuzlu su karışımı bardağın dibinde daha yoğunsa -ki genelde böyle olur- Yumurta yoğunluğun belirdiği bir seviyede suyun içinde yüzer. Suya biraz daha tuz karıştırırsak, yani karışımın yoğunluğunu arttırırsak, yumurta bardağın ağzına doğru yükselir. Dolayısıyla, Jüpiter’in atmosferinin Kızıl Benek’in bulunduğu kısmının yoğunluğunda az da olsa bir artış olursa Benek yukarı doğru itilecektir.

Bu konuda başka bir kuram da Raymond Hide tarafından öne sürülmüştür. Hide, bulutların altında kalan Jüpiter’in yüzeyinde çeşitli yüzey şekilleri varsa, bunların kuvvetli rüzgârların oluşmasına neden olacağını söyler. Yüzeyde atmosferin etrafında dolaşabileceği bazı büyük oluşumlar mevcutsa -söz gelimi bir dağ- bu şeklin tepesinde Taylor kolonu olarak adlandırılan hareketsiz bir gaz kolonu oluşacaktır. Bu durumda Kızıl Benek,kolonun üst kısmı olabilir.

Neyse ki uzay araştırmaları sayesinde bugğn bu iki kuramın da yanlışolduğunu anlamış bulunuyoruz. Kızıl Benek aslında Jüpiter’in hava durumunun yol açtığı dev bir kasırga. Çok büyük olduğu için bu kadar uzun sürüyor; ancak sonsuza kadar da sürmesi imkânsız tabii ki. Neden bu renk olduğu ise hâlâ esrarını koruyor; ama fosforla bir bağlantısı olabilir.

1955’te ilginç bir gelişme yaşandı. Amerikalı B.F. Burke ve K.L. Franklin, Jüpiter’in yaydığı radyo dalgalarının, dalga boyları dekametrelerden desimetrelere doğru azalırken şiddetinin arttığını buldular. Bu beklenmedik keşif şans eseri bulunmuştu. Burkeve Franklin bu tür bir araştırma yapmıyorlardı; ancak ara sıra aldıkları radyo dalgalarının, hep Jüpiter, aletlerine göre belirli bir konumdayken ortaya çıktığını saptamışlardı. Radyo dalgalarının yapay olduğu gibi bir iddia hiç olmadı. Işık dalgaları ve radyo dalgaları, elektromanyetik olaylar sonucunda ortaya çıkarlar; aralarındaki tek temel fark dalgaboylarınınuzunluğudur. Jüpiter’den yayılan dalgaların sırrı ilk başta çözülememişti. Dalgalar ile yüzey şekilleri arasında bir bağlantı kurulamamıştı. Ancak radyo dalgalarıyla, Jüpiter’in kendisine en yakın uydusu olan İo arasında bir ilişki var gibi görünüyordu. Bu da ikinci bir sürpriz oldu; çünkü o sırada henüz İo’nun volkanik bir yapıya sahip olduğu bilinmiyordu. Jüpiter’in çok büyük bir manyetik alanına ve yanı sıra Dünya’nın çevresindeki Van Allen kuşaklarına benzeyen ama onlardan çok daha güçlü olan ışınım bölgelerine sahip olduğu düşünülüyordu.

Dünya’dan yürütülen gözlemler çok şey öğrenilmişti; ancak asıl ihtiyacımız olan şey, uzay araçlarının Jüpiter’in yakınından göndereceği bilgilerdi. Bunların ilki Pioner’lardı. Pioner’lardan No.10 1973 yılının Aralık ayında hedefinin yanından geçmişti; onu bir yıl sonra No:11izledi. İkisi de görevlerini başarıyla yapmışlardı; ancak ilk iki Voyager onların başarısını gölgede bıraktı. 1977 yılında fırlatılan iki Voyager’dan ilki olan Voyager1, 1979 yılının 5 Mart’ında, ikizi Voyager2 ise yine yine aynı yılın 9 Temmuz’unda Jüpiter’in yanından geçti. O zamamdan beri iki sonda daha gönderildi. Ulysses, Güneş’in kutuplarını incelemek üzere yola çıkmıştı ama daha önce, Şubat 1992’de Jüpiter’in yakınlarından geçti.

Başı çeken Pioneer 10, yolculuğuna 2 Mart’ta 1972’de Cape Canaveral’dan başlamıştı. Bir yıl dokuz ay sonra asteroit kuşağını sağ salim geçmeyi başararak Jüpiter’e 132.000 km kadar yaklaştı. Ayrıca Jüpiter’in ışınım bölgelerinin umulandan çok daha güçlü çıkması sonucu Pioneer 10, öngörülmemiş bir tehlike altına girmişti. Araç bulutlara biraz yaklaşacak olursa içindeki aletler tamamen bozulacaktı. Neyse ki herşey yolunda gitti; araç tehlikeden kılpayı kurtularak bize Kızıl Benek’in, renkli alanların, kuşakların ve bölgelerin harikulâde fotoğraflarını gönderdi. Böylece Jüpiter’in, sürekli korkunç fırtınaların görüldüğü son derece zalim bir dünya olduğu doğrulanmış oldu. Ayrıca manyetik alanının da gerçekten çok güçlü olduğu anlaşılmıştır.

Kendinden bir öncekinin ikizi sayılabilecek olan Pioneer 11, Jüpiter’in yakınınaondan bir yıl kadar sonra vardı. Pioneer 11’in yörüngesi değiştirilmişti; bulutların üst kısmına 46.500 km kadar yaklaştı ve ışınım tehlikesinin en yüksek olduğu ekvator bölgesinin üzerinden hızla geçip gitti. Daha önce öğrendiklerimizi doğrulayan bilgiler yollayın aracın görevi henüz bitmemişti; çünkü hâlâ, Satürn ile 1979 yılında buluşmasına olanak verecek kadar gücü vardı. Pioneer’lardan hiçbiri geri dönmeyecekti. Birkaç yıl sonra çok hızlı hareket eden bu araçların izini tamamen kaybetmiş olacağız.

Sadece birer öncü olan Pioneer’lar üzerinde daha fazla durmayacağım. Ayrıca 1979 yılnda gezegene sırayla 350.005 ve 723.994 km kadar yaklaşn Voyager’laedan çok daha fazla şey öğrendik. En büyük keşiflerden biri halka sisteminin keşfiydi. Jüpiter’in halkaları Satürn’ünkilere hiç benzemez; çok ince ve koyu renkli olduklarından onları Dünya’dan, teleskop kullanarak görmek imkânsızdır.Kızıl Benek’in yapısı anlaşılmıştı; ayrıca Pioneer’lar geçtiği zamandan o yana oldukça değişmiş olan yüzeyinin mükemmel fotoğrafları da çekmişti. Kutup ışıklarına rastlanmıştı; üstelik gezegene neredeyse sürekli olarak yıldırım düştüğü ve şimşeklerin çaktığı saptanmıştı. Bu da Jüpiter’in fırtınalı bir dünya olmanın yanı sıra gürültülü de olduğunu gösteriyordu ( Metan ve amonyak gazlarının varlığını da göz önüne alırsak üstüne bir de kokulu!)

Belki de Voyager’lar tarafından yürütülen çalışmalar sonucunda yapılan en büyük keşif, Jüpiter’in manyetik alanıyla ilgiliydi. Bu manyetik alan çok güçlü olmasının yanı sıra son derece de genişti. Manyetosfer o kadar genişti ki Satürn’ü bile içine aldığı zamanlar oluyordu. Üstelik Voyager’lar Jüpiter’in manyetik alanı ile volkanik uydu İo arasında bir ilişki olduğnu da doğrulamışlardı.

Şu ana kadar Jüpiter’e eşlik edenlerden çok az söz ettim; ancak özel olarak incelemeye değecekleri kesin. Büyük olan dört tanesi o kadar iri ve parlaktır ki, onları herhangi bir teleskopla veya iyi bir dürbünle rahatça görebilirsiniz. Hatta kekin gözlü insanlar çıplak gözle görebilir. Galileo’nun 1610 yılının Ocak ayında ilkel teleskobunu kullanarak incelediği bu dörtlü, Galilei uyduları olarak bilinir. Ancak aslında, Galileo’dan çok kısa bir süre önce Marius adlı başka bir gözlemci tarafından keşfedilmiş de olabilirler. Onlara bugün kullanmakta olduğumuz isimlerin (İo, Europa, Ganymede ve Calisto) verilmesini öneren de yine Marius'tur. İo, Ay’ımızdan biraz büyüktür; Europa biraz küçük; Ganymede ve Callisto ise çok daha büyüktür. Ganymedenin çapı Merkür’ünkinden büyüktür; ama ağırlık olarak ondan hafiftir.

Voyager’lardan önce, Galilei uydularına Dünya’daki güçlü telsekoplarla bakıldığında yüzeylerinde birkaç bulanık gölgelik görüldüğü olmuştu; ancak şekiller hiçbir zaman ayrıntılı olarak görülememişti. Voyager’lar sayesinde, dört uydunun birbirine benzemediğini kanıtlayan mükemmel görüntüler elde edilmişti. Ganymede ile Callisto buzlu ve kraterli; Europa buzlu ama yumuşak yapılı; İo ise sülfür kaplı ve volkanikti.

İo gerçek bir şok yaratmıştı. Sülfür volkanlarından püsküren lavlar yüzeyin çok yukarılarına kadar çıkıyordu; dağlar neredeyse hiç durmadan patlıyorlardı. Lav akıntıları inanılmayacak kadar geniş alanlara yayılıyordu. Volkan ağızlarında 550*C (1000*F) gibi yüksek bir sıcaklık ölçülmüştü; ancak yüzeyin ortalama sıcaklığı –55*C ( -100*F)’nin altındaydı. Püskürtülen maddelerin hızı da oldukça yüksekti. Bu açıdan İo’nun volkanlarının bizimkilerden çok daha sert olduğu söylenebilir. Bunlardan başka yüzeyde, sıvı sülfürle dolu siyah göller vardı ve bu göllerin içinde, bizim aysbergleri, hatırlatan katı sülfür kütleleri yüzüyordu.

İo’nun kabuğu büyük olasılıkla, sadece üstten 800 metrelik kısmı katı olan sülfür ve sülfür dioksitten oluşan beş altı kilometre derinliğinde bir denizdi. Isı içeriden sülfür okyanusununaltından püsküren lav şeklinde dışarı atılıyordu. Sonuçta ortaya sülfür, sülfür dioksit gazı ve sülfür dioksit karından oluşan bir karışım çıkıyordu. Asında İo’daki bu oluşumlara, volkan değil gayzer dememiz daha uygun olur. İç ısısı, İo’nun Jüpiter etrafında yörüngesinin dairesel olmasıyla ilgili olabilir. Yörüngenin dairesel olmaması ise İo’nun, hem Jüpiter’in hem de diğer Galilei uydularının kütlesel çekişlerine maruz kalmasıyla bağlantılıdır. Bu durum uydunun çalkalanmasına ve ısınmasına neden olur. İo volkanlarının püskürttüğü parçalar, Jüpiter tarafından yakalanır. Bu parçalar gezegenin etrafında İo’nun yörüngesini merkez alır bir biçimde bir boru gibi uzanırlar. Ayrıca İo ile Jüpiter’in arasında çok kuvvetli bir elektrik akımı vardır. Böylecesonunda İo’nun, Jüpiter’in radyo dalgaları üzerinde niçin bu kadar etkili olduğunu da anlayabildik.

Kesin olan birşey var ki İo’ya hiç gitmeyeceğiz. Yüzeyinin hareketli oluşu, sürekli patlamalar görülmesi ve volkanların ağızlarından uzaklaştıkça dondurucu hale gelen sıcaklık gibi bahaneler yeterli; ayrıca İo’nun Jüpiter’in ışınım alanının en kalın olduğu bölgelerden birinde hareket ediyor olması da ayrı bir konu. Volkanların bazılarını uzaktan da olsa hala izleyebiliyoruz; Hubble Uzay Teleskobu’nun bize gönderdiği fotoğraflar arasında varlar. Fotoğraflar Voyager’lardan gönderilenler kadar kaliteli değiller tabii, ama yine de ayırma gücünün yeterli sayılabileceğini söylemeliyim. Bu bile Hubble Teleskobu’nun hatalı aynasına rağmen bir başarısızlık olarak görülmemesini kanıtlıyor.

İo’dan pek de küçük olmayan ve Jüpiter’den uzaklığı İo’nunkinin iki katından az olan Europa’nın bu kadar hareketsiz oluşuna bir anlam vermek zordur.Voyager’ların gönderdiği fotoğraflarda görülen tek şekil buz üzerinde görülen çatlaklardı. Çatlak bir yumurta kabuğuna benzeyen bu görüntüsüyle Europa, bir haritacının korkulu rüyası sayılabilirdi. Buzdan kabuğun altında sıvı sudan meydana gelen bir okyanus bulunduğu ve bu okyanusta ilkel canlı türlerinin var olabileceği yönünde ciddi iddialar var.

Ganymede de buzdan bir kabukla kaplıdır; ama İo’dan farklı olarak üzerinde kraterler, ovalar ve oyuklar da vardır. Callisto’nun yüzeyinde o kadar çok krater vardır ki, yüzey seviyesi olarak kabul edilecek kadar bir yer bulmak imkânsız gibidir. Uyduların hiçbirinde aymosfere rastlanmamıştır. Göreceli olarak büyük olan Ganymede bile, bizim atmosferimizin yoğunluğunun bir katrilyonda birinden daha yoğüun bir atmosfer tutmaktadır. Jüpiterin bilinen oniki uydusu daha vardır. Bu uyduların hepsinin çapı 320 kilometreden küçüktür; dolayısıyla amatörlerin sahip olduğu normal teleskoplarla görülmeleri olanaksızdır. 1892 yılında E.E. Bernard tarafından keşfedilen Amalthea’nın şekli biçimsizdir. Voyager’ların gönderdiği fotoğraflarda, yüzeyinde kraterler, oluklar ve dağ sıraları olduğu görülmüştür. Bir gözlemcinin sadece teleskop kullanarak keşfettiğison Jüpiter uydusu odur; ondan sonrakilerin keşfinde ya fotoğraf ya da uzay araçları kullanılmıştır. Metis Adrastea, Amalthea ve Thebe Jüpiter’e Galilei uydularının hepsinden daha yakınlarken; Leda Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphaé ve Sinope ise daha uzaktalardır. Jüpiter’den uzaklıkları ise 20 ile 24 milyon km arasında değişen son dört uydu, doğudan batıya doğru hareket etmektedirler. Bu durum onların Jüpiter tarafından yakalanmış asteroitler olduğu konusunda şüpheye yer bırakmıyor. Jüpiter’den bu kadar uzakta olan bu uyduların yörüngeleri dairesel olmaktan çok uzaktır.

Jüpiter, amatör bir gözlemci için gözlenmeye değer gezegenlerden biridir denebilir. Dış yüzey sürekli değişmektedir; birazdan ne ile karşılaşacağını kimse tahmin edemez. Eskilerin, bu Dev Gezegen’e Tanrıların Kralı’nın adını vermeleri son derece yerinde bir davranıştır doğrusu.

[zarathustra]

                    SATÜRN

   

     


Eski zamanlarda bilinen en dış gezegene, Jüpiter’in babası Satürn’ün ismi verilmişti. Jüpiter kadar parlak olmayan bu gezegenin renginin sarımtıraklığı ona sanki kurşundanmış gibi bir hava verir. Ayrıca yıldızlara göre çok yavaş hareket etmektedir; bu yüzden ona hain sıfatını yakıştıranlar çıkmıştır. Ancak bir teleskopla bakıldığında, hiç tartışmasız gökyüzündeki en güzel cisim odur.

Onu benzersiz yapan halkalarıdır. Bugün bütün devrelerin halka sistemleri olduğunu biliyoruz; ancak hiçbiri Satürn’le yarışamaz. Bu halkalar, ilginin gezegenin kendisinden sapmasına neden olur. Zaten, yüzey şekillerinin etkileyici bir tarafı olmadığı da bir gerçek. Satürn temelde Jüpiter’e benzer; onun da bulut kuşakları ve lekeleri vardır, ancak gözlemlenebilecek etkinlik çok daha azdır.

Geçtiğimiz yüzyılda bile, Jüpiter ile Satürn’ün birer minyatür yıldız olduğu fikri hakimdi. R.A Proctor’un 1882 yılında yazdığı, Satürn ve Sistemi adlı kitabından alınan şu bölüme bir bakalım:

“Gezegenin yüz binlerce kilometre kare genişliğindeki yüzeyi içsel güçler tarafından yarılmış olmalıdır. Aşağıdan çıkan kuvvetli su buharı çok yükseklere kadar fışkırarak ya gezegenin yüzeyini örten bulut katmanıyla birleşiyor ya da kendi bir bulut kümesi oluşturuyordur. Bu küme, aşırı büyüklüğü veya kendini oluşturan maddelerin etrafını çeviren diğer bulutlarınkinden farklı oluşuyla ayırt edilebilir. Böyle bir oluşum Jüpiter üzerinde, Fransa kadar büyük bir kaplayabilirken; iş Satürn’e gelince alan, Rusya kadar olabilir ki bu da bizim en güçlü teleskopumuzla fark edebileceğimiz bir büyüklüktür. Bu durumda, iki gezegen de görünürde sakin bir tavır sergilerken, aşağıda yani yüzeylerinde kargaşanın en büyüğü yaşanıyor olabilir. Hepsi Yorkshire büyüklüğünde binden fazla farklı bölge olsa, tüm yüzey o sakin halini bırakıp kaynayan metale benzer bir görüntü alabilir; ancak bu tür bölgelerin üzerinde oluşacak büyük bulut kütleleri, alttaki yüzeyin hareketliliğini kapatıyor olabilir. Bu durumda en güçlü teleskoplarımızla bile en ufak bir değişim belirtisi göremeyiz. Ve Satürn bu arada biz görmeden daha da çalkantılı bir hal alıyor olabilir.”

Hiçbir şey gerçeğe bundan daha uzak olamaz; ancak Proctor’un, içinde bulunduğu koşullarda böyle bir tablo çizmesi de son derece normal. Satürn, Jüpiter’den oldukça küçüktür; çapı ekvatorda 120.500, kutuplarda ise 108.750 km kadardır. Güneş ile arasındaki mesafe de bayağı uzaktır. Güneş’ten ortalama uzaklığı 1.425.500.000 kilometredir; bu da Dünya’ya hiçbir zaman 1.200.000.000 kilometreden fazla yaklaşamayacağı anlamına gelmektedir. Dolanım hızı saniyede 9,6 kilometre; dolanım süresi ise 291/2 yıldır. Bu Satürn’ün neden gökyüzünde yavaş hareket ediyor gibi göründüğünü açıklıyor. Kendi ekseni etrafında dönüş hızı yüksektir (101/4 saat); dolayısıyla bir Satürn yılında, 25.000 Satürn günü vardır. Ayrıca dönüş hızı, gezegenin her yerinde eşit değildir; Jüpiter’de olduğu gibi, ekvatorda hızlı; kutup bölgelerinde ise daha yavaştır.

Satürn, Jüpiter dışındaki diğer gezegenlerin hepsinden çok daha büyüktür. Satürn’ün hacmi Dünyanınkinin 700 katıdır; oysa yoğunluğu çok düşük olduğundan kütlesi sadece 95 kat daha fazladır. Aslında gezegenin tümünün yoğunluğu, sudan azdır. Demek istediğim, uygun bir okyanus bulup Satürn’ü içine bırakacak olsanız, yüzecektir. Kurtulma hızı yüksekken (35,4 km), yüzeyde kütle çekim kuvveti düşüktür. Kütle çekimi, sadece cismin kütlesine bağlı değildir; cismin büyüklüğü de önemli bir faktördür. Eşit kütleli iki cisim düşünelim; küçük ve dolayısıyla daha yoğun olanın yüzey çekimi daha güçlü olacaktır. Bunun nedeni, onun üzerinde duracak bir gözlemcinin, kürenin merkezine daha yakın olacak olmasıdır. Gazlı yüzeyinde birinin dikelebileceği düşünülemez ama böyle birşey mümkün olsaydı Dünya üzerinde 90 kilo gelen bir kişinin ağırlığı Satürn’de 100 kilo kadar olacaktır. Güneş sisteminde bir Dünyalının kendini, rahatsız edecek kadar ağır hissedeceği tek gezegen Jüpiter’dir.

Satürn yapısal olarak Jüpiter’den pek de farklı değildir. Ancak çekirdeğindeki sıcaklık biraz daha düşüktür; bu değerin 15.000*C (27.000.000*F) kadar tahmin edilmektedir. Yapılan son teorik çalışmalar, çekirdeğin katı kısmının Dünya’dan daha büyük olduğunu göstermektedir. Çekirdeğin üzerinde sıvı metalik hidrojenden oluşan bir katman; onun üzerindeyse sıvı moleküller hidrojenden oluşan bir katman vardır. Sonra da sıra üst bulutlarını bizim de gördüğümüz atmosfere gelir. Bulutlardaki helyum oranı sadece yüzde 6 kadardır; gerisi sizin de tahmin edebileceğiniz gibi esas olarak hidrojendir. Satürn, Güneş’e Jüpiter’den çok daha uzak olduğundan, üst bulutlarının Jüpiter’inkilerden daha soğuk olması beklenir; nitekim öyledir de. Buradaki sıcaklığın -180*C yani -240*F kadar olduğu sanılmaktadır. Üst atmosferdeki amonyağın büyük bir kısmı donmuş haldedir. Ayrıca yapılan spektroskobik gözlemlerde donmuş metana da rastlanmıştır ki, metan kolay donan bir gaz değildir.

Gezegenin üzerinde bir şeyler görmek istiyorsak, iyi sayılabilecek bir teleskop kullanmamız gerekir. Satürn’ün, Jüpiter’in sakin zamanlarını hatırlatan bir görüntüsü vardır; ancak sonuç itibarıyla Satürn daha iyi huyludur. Kuşaklar yuvarlak hatlıdır; ekvator bölgesi genellikle parlak krem renklidir; Jüpiter’in Kızıl Benek’iyle karşılaştırılabilecek herhangi bir oluşum da yoktur. Kutuplar genellikle loştur ve hiçbir yerinde canlı renklere rastlanmaz.

Satürn de Jüpiter gibi etrafa Güneş’ten almış olabileceğinden çok daha enerji yayar. Ancak Jüpiter’e göre küçük olan Satürn’ün oluşumundan bugüne soğumak için yeterli zamanı olmuştur; dolayısıyla bu, Jüpiter’inkinden farklı bir nedene dayanıyor olabilir. En çok kabul gören görüş, sıcaklığın sıvı helyum damlacıklarının daha az yoğun hidrojenin içinden geçerek aşağıya, çekirdeğe doğru hareket etmeleri sonucu, çekimsel olarak oluştuğudur. Bu açıklama tatminkâr değil; ancak bugüne kadar daha iyisini yapan da çıkmadı.

Büyük patlamalar nadiren görülür; ancak ekvator bölgesi civarında ara sıra beyaz beneklere rastlandığı olur. Bunlardan ilk kayda geçeni 1876 yılındakilerdir; 1903’te bir tane daha görülmüştür. Bir sonraki olan 1933’teki öncekilerden çok daha etkileyiciydi. Bu beneği, o yılın Ağustos ayında keşfeden kişi amatör bir gözlemci olan W.T. Hay’di; bu İngiliz, bugün sahne ve sinema komedyeni olarak hatırlanan ünlü Will Hay’den başkası değildir. Bu olay şöyle gelişti: Beyaz benek yavaş yavaş uzadı; üzerinde bulunduğu alanın rengi ise koyulaştı. Baş tarafı belirsizleşirken, arka tarafı keskin hatlı bir şekil aldı. Kraliyet Gök BilimcisiSir Harold Spencer Jones, bu durumu “gördüğümüz yüzeyin altında meydan gelen bir volkanik patlama sonucu püsküren bir miktar madde, kendinden daha hızlı hareket eden bir hava akımıyla karşılaştı; onlar akım ile ileri taşınırlarken, sonradan püskürmeye devam eden maddeler de arka ucu oluşturdular.” diye açıklamıştı. Leke zamanla soluklaştı; birkaç ay sonra da gezegenin çevresinde uzanan parlak bir alandan başka bir şey değildi; sonra da tamamen kayboldu.

1960’ta görülen beyaz benek önceki kadar çarpıcı değildi; ancak gezegeni gözlemleyenler 1990 yılında çok zevkli anlar geçirdiler. Eylül ayının 25’inde, Amerikalı bir amatör olan Stuart Wilber, eskileriyle hemen hemen aynı boylamda yeni bir beneğin parladığını gördü. Daha sonra varlığı doğrulandı; zaten görülmemesi gibi bir şey söz konusu değildi. Daha sonra yaşananlar, alışıldık sırayı izledi. Benek, güçlü ekvator rüzgârlarının etkisiyle birkaç gün içinde yayıldı ve 14.500 km uzunluğunda bir bulut görünümünü aldı. Ekim’in ortalarına gelindiğinde, tüm ekvator boyunca uzanan parlak bir bölge olarak görünüyordu. Parlaklığı gün be gün soldu; birkaç ay içinde yine her şey normale dönmüştü.

Burada ilginç bir durumla karşılaşıyoruz. Elimizde beyaz beneklerin 1876, 1903, 1933, 1960, 1990 yıllarında görüldüklerine dair kayıtlar var. Görünüşlerin arasında geçen süre, sırayla 27 yıl, 30 yıl, 27 yıl ve yine 30 yıl. Bu Satürn’ün dolanım süresi olan 291/2 yıla çok yakın. Rastlantı peşinde koşmaktan hep sakınmış biri olduğum halde, bana sanki ikisi arasında Bir bağıntı varmış gibi geliyor. Bu durumda gözlemciler, 2020 yılı civarında bir beklenti içine girecekler. Benekler, Satürn’ün gördüğümüz yüzeyinin altında hüküm süren koşullar hakkında bilgi verici oldukları için önemliler. Ayrıca dönüş süresinin ölçülmesine de yardımcı oluyorlar.

Dolayısıyla yapılacak en akıllıca iş, göz alıcı halkalara fazla takılmamak ve kürenin kendisini sürekli gözetim altında tutmaktır. İyi aletlere sahip bir amatör de bu işi oldukça rahat bir şekilde kıvırabilir.

Ancak, Satürn’ü bu kadar görkemli yapan da halkalarıdır tabii ki. Küçük teleskop ile bile görülebilen halkalar, on yedinci yüzyıldan beri bilinmektedir. Ne olduklarını tam olarak anlayabilecek kadar net bir şekilde olmasa da, onları ilk gören Galileo’dur. Satürn’ü üçlü gezegen zanneden Galileo, birkaç yıl sonra gezegenin normal görünmesine ve yalnız oluşuna bir anlam verememiştir. Galileo hiç öğrenmemiş olsa da, biz bugün bu sorunun cevabını bulmuş durumdayız.

Galileo gözlemeye başladıktan kısa bir süre sonra halka sistemi Dünya’ya göre yan durmaya başladı. Bu konumda Galileo’nun ilkel teleskobuyla onu görmek imkânsızdı.

1659 yılında, büyük bir ihtimalle zamanının en iyi gözlemcisi olan Christiaan Huygens, ünlü anagramını (o zamanın astronomlarının kullandığı Latince şifreli bir yazı) yayınladı. Bu anagramda, Staürn’ün çevresinde tutulum dairesi boyunca uzanan ve hiçbir yeri gezegenin kendisine değmeyen yassı bir halka bulunduğu söyleniyordu. O ana kadar söyledikleri doğruydu; ancak kuramına, inanılmayacak kadar çok kişi karşı çıktı. Söz gelimi cizvit olan Fransız matematikçi Honoré Fabri, Satürn’ün garip görüntüsünün nedeninin, dört uydu olduğunu iddia ediyordu. Bu uydulardan ikisi, karanlık ve gezegene yakınken, diğer ikisi parlak ve gezegene uzaktı.

Huygens’in halkalarının bütün gökbilimcilere kabulü yıllar aldı. Bu dönemde yapılan çizimlerden bazıları oldukça gariptir; ancak kullanılan teleskopların kalitesi düşünülürse, bu pek de anormal değil.

İkisi parlak bir loş olmak üzere üç ana halka vardır. En dıştaki parlak halka 14.500 km genişliğindedir. İçeri doğru gidildiğinde, G.D. Cassani tarafından 1675 yılında keşfedilen ve bu nedenle Cassini Bölümü olarak anılan bir aralık gelir. Genişliği 4000 km kadar olan bu aralık, A halkasının genişliği yaklaşık 25.700 km olan parlak B halkasından ayırır. Huygens’in tarif ettiği halka, A ve B halkalarının bir birleşimidir.

A ve B halkaları birbirlerine benzemezler. B daha parlaktır ve geçirgenliği daha azdır. Aradaki farklı kaliteli küçük bir teleskopla bile görebilirsiniz. Halka sistemi biraz olsun eğik olduğunda 8 santimlik mercekli teleskopla bile Cassini Bölümü’nü görmekte zorlanılmaz. A halkasının içinde de dar bir aralık vardır; J.F. Encke tarafından keşfedildiği için onun adı verilen bu aralığı görmek çok daha zordur. Özellikle halkaları yandan gördüğümüz zamanlarda onu fark etmek zorlaşır.

B halkası ile gezegen arasında üçüncü bir halka vardır. C halkası Crêpee Halkası ve Karanlık Halka adlarıyla da bilinir. Onu ilk olarak 1850 yılında birbirinden bağımsız iki gözlemci, Amerika’da W. Bond ve İngiltere’de W.R. Dawes, görmüştür. Rahat bir şekilde görülemeyen bu halka yarı geçirgendir. Genişliği ise 19.300 km kadardır.

Uzay Çağı’ndan çok önce, öncekiler kadar net görülemeyen başka halkalar görenler de çıkmıştı. Bunlardan CrépeHlkası’ndan daha içeride olduğu iddia edilen halkaya D Halkası adı verilmiştir. Fransız gök bilimci G. Fournier’in 1907 yılında gördüğü ve ana sistemin dışında olan bir başkasına da, kafa karıştıracak biçimde yine D Halkası denmiştir. Bu konu çok sonra, Pioneer ve Voyager uzay araçlarının uçuşlarından sonra açıklığa kavuştu.

Satürn’de büyüleyici gölge etkileri görülür. Küreden yansıyan ışık, halkaları aydınlatarak onları kırıkmış gibi gösterir. Ayrıca halkaların Satürn’ün üzerine düşen gölgeleri çok rahat bir şekilde görülür, dikkatsiz gözlemciler yanılarak genellikle bu gölgeleri kuşak zannederler.

Halka sistemi daireseldir; ancak biz ona tepeden bakamadığımızdan elipsmiş gibi görürüz. Sistemin toplam çapı 272.000 km kadardır ama halkaların kalınlığı çok incedir. Bu durum, 1966, 1980 ve 1995 yıllarında olduğu gibi yan durduklarında görmek neredeyse imkânsızdır. Daha açık bir şekilde söyleyecek olursak, Dünya halka sistemiyle aynı düzleme girdiğinde, Güneş de aynı şeyi yaparsa halkaları görmek mümkün olmaz; çünkü bu durumda sadece halkalardan en dışta kalanının kenarı güneş ışığı alabilmektedir. Halkaların tamamen kaybolduğunu iddia edenler de çıkmıştır; ancak gerçek böyle değildir. Halkalar, sırayla 13 yıl 9 ayda ve 15 yıl 9 ayda bir yan konuma geliyorlar. Bu eşitsizliğe Satürn’ün yörüngesinin dışmerkezliliği neden oluyor. Kısa olan aralık boyunca Satürn’ün güney kutbu Güneş’e doğru eğik oluyor; bu durumda kuzey yarım küre halkaların ardında kalıyor. Satürn, günberi noktası civarındayken göreceli olarak en hızlı hareket ettiği zamanları yaşıyor. Daha uzun olan aralık boyunca ise kuzey kutbu Güneş’e dönük oluyor; bu sefer de güney yarım küre görülemiyor. Bu devre içinde Satürn, günöte noktasından en yavaş hızıyla geçiyor. Halkalar, Satürn’ün ekvator düzleminde bulunuyorlar; ancak ekvator düzlemi, yörünge düzlemine göre 261/2*kadar eğik.

Ana halkalardan A ve B’nin yekpare ve katı bir görüntüsü vardır; dolayısıyla teleskop ile bakan ilk gözlemcilerin onları sert levhalar zannetmeleri son derece doğaldır. Tabii herkes aynı fikirde değildi; söz gelimi J. Cassini1705’te, halkaların, Satürn çevresinde dönmekte olan küçük parçacıklar olduğunu iddia etmişti. Ancak bu oturaklı tahmin, on dokuzuncu yüzyıla kadar doğrulanmadı.

Fransız Edouard Roche 1848 yılında, kütle çekimi yok denebilecek kadar az olan bir cismin, bir gezegene (veya başka bir cisme) çok yaklaşması durumunda parçalanacağını kanıtladı. Bu tehlikeli alanın kenarı Roche sınırı olarak bilinir. Sınırı, ilgili gezegenin büyüklüğü ve kütlesi beliler. Halkalar, Satürn’ün Roche sınırı içindedirler; bu da katı veya sıvı olmaları halinde parçalanacakları anlamına gelir. Bu iddia, 1875 yılında James Clerk Maxwell tarafından matematiksel olarak kanıtlanmıştır. Ondan yirmi yıl sonra J.E Keeler, spektroskop kullanarak yaptığı gözlemlerden, halkaların iç kısımlarının Satürn’ün çevresinde dıştakilere göre daha hızlı dönüyor olduğu sonucu çıkardı. Tabii bu da Kepler Yasası’na uygun bir durumdu. Yani her bir parçacık kendi başına birer aycıkmış gibi davranıyordu.

1979’dan önce, halkaların az çok yassı ve düzgün olduğu varsayılıyordu. Uzay araştırmaları sonucunda gerçekte öyle olmadığı anlaşıldı. İlk baskını Pioneer 11 yaptı. Daha önce de bahsettiğimiz gibi, bu sonda 1973’te Jüpiter’i incelemek üzere fırlatılmıştı. Satürn, önceden planlanmış bir hedef değildi; ancak bu karşılaşma çok yararlı oldu; çünkü o zamanlar hiç kimse sondaların, Satürn’ün çevresindeki enkaz ile çarpışmanın yol açabileceği tehlikenin büyüklüğü konusunda bir fikre sahip değildi. Pioneer’ın bulutların 21.000 km kadar üzerinden geçmesi planlanmıştı; öyle de oldu. Böylece hayatta kalma şansı yüzde 99’dan yüzde 1’e düşmüş oldu. Neyse ki hiç yara almadan kurtuldu.

1980 ve 1981 yıllarında, 1979’daki Jüpiter ziyaretlerini bitiren ilk Voyager, Satürn’e geldi. Bu iki Voyager bibirinin eşiydi ancak Jüpiter’den ayrıldıktan sonra farklı roller üstleniyorlardı. Voyager 1 sadece Satürn’ü değil, gezegenin en büyük uydusu Titan’ı incelemek üzere programlanmıştı. Titan’ın bir atmosfere sahip olduğu biliniordu; bu bakımdan özel ilgiyi hakeden bir uyduydu. Sonda, Titan’ı incelemek için tutulum dairesi düzleminden ayrılacaktı; bu durumda da ileride başka bir gezegenle karşılaşma olasılığı kalmıyacaktı. Plan işlerse Voyager 2, Titan’la ilgilenmeyecek ve önce Neptün’le sonra da Uranüs’le buluşmak üzere yoluna devam edecekti. Ancak Voyager 1’in başarısız olması durumunda, Voyager 2’nin Titan’ı incelemesi gerekecekti. Bu durumda da iki uzak devi göremeyecekti. Voyager 1, üzerine düşeni kusursuz bir şekilde yerine getirdiğinde Görev Kontrol Merkezi’ndeki rahatlamayı tahmin edebilirsiniz.

Satürn’ün kendisinin çok güzel fotoğrafları elde edildi. Gezegenin üzerinde kırmızımsı ve kahverengimsi benekler bile vardı. Ekvatora simetrik olarak esen rüzgârın hızı saatte 1500 km’yi bulur ki, bu Jüpiter rüzgârlarından bile daha hızlı olduğunu gösterir. Manyetik alanı Jüpiterinkinden yirmi kat daha zayıftır; ancak bu haliyle bile Dünya’nınkinden bin kat güçlüdür. Manyetik ekseninin, dönme ekseniyle çakıştığı belirlenmiştir. Yani bu durumda, gezegende pusulaya bakılacak olursa, ibre tam kuzeyi gösterecektir. Kutup ışıklarına da rastlanmaktadır; ama tahmin edebileceğimiz gibi Jüpiter’dekilere çok daha zayıf olacaktır.

Voyager 1 Satürn’e doğru yaklaştığında halkaların kimsenin ummadığı kadar karmaşık oldukları anlaşıldı. Binlerce ufak halkadan ve küçük boşluklardan oluşuyorlardı. Bir bütün olarak ise daha önce görülmüş hiçbirşeye benzemiyorlardı. Rahat görünen ayrımların ortaya çıkış nedeninin, uyduların, özellikle de Voyager’lardan önce en içteki olarak bilinen Mimas’ın, çekim gücü olduğu zannediliyordu. Bu belirgin birkaç boşluk için geçerli olabilirdi; ancak sistemin karmaşıklığı, tek nedenin, uyduların tedirgisi olmayacağını gösteriyordu. Satürn’ün halkalarının hareketleribugün bile tam olarak açıklanabilmiş değildir.

Cassini Bölümü boş değildir. Orada da halkacıklar veuzaydagörülen türden parçacıklar vardır. B Halkası’nda, merkezden çevreye doğru yayılan, yaklaşık 15.000 km uzunluğunda garip çubuklar görünür. Bu çubuklar, halka, gezegenin gölgesinden çıktıktan birkaç saat sonra kaybolurlar. Aslında böyle bir büçüm oluşturamamaları gerekir. Hatılarsanız Kepler Yasası şöyle der: İç kısımdaki parçacık, kendine göre dışarıda olan parçacıktan daha hızlı hareket eder. Dolayısıyla merkezden dışarıya doğru çubuk şeklinde bir oluşumun bulunmaması gerekir. Ancak oradalar ve net bir şekilde görülebiliyorlar. Benim bugünkü fikrimi soracak olursanız, bu çubukları, manyetik güçler tarafından halka sisteminin düzleminden çıkartılan parçacıklar oluşturuyor ve yükselen bu parçacıklar daha sonra manyetik alan hatları tarafından süpürülüyor. Şu anda en mantıklı açıklama bu gibi görünüyor. Dünya’dan gözlem yapan kişilerin yaptığı, eski çizimlere baktığımızda, bazılarıda bu çubukların çizili olduğunu görüyoruz.

Yeni halkalar da bulundu. Daha önce D Halkası adı verilen ve bulutların hemen üstüne kadar uzandığı söylenen halka, gerçek bir halka sayılamazdı; dağınık parçacıkların bir alandı. Ancak A Halkası’nın hemen dışında yeni bir halka bulunduğu görüldü. Büyük olasılıkla Fournier’in gördüğü halka olan bu halkaya resmen F Halkası adı verildi. F Halkası’nın örülmüş ipliklere benzeyen garip ve karmaşık bir yapısı vardı. Seyrek yapılı G Halkası ise büyük uyduların en içte olanı Mimas’la aynı yolu kullanan iki küçük ayın yani Janus ve Epimethus’un yörüngesine kadar olan bölgenin needeyse tamamını kaplıyordu. Son olarak bir de E Halkası vardı. G Halkası’ndan bile daha seyrek olan bu halkanın en parlak olduğu yer, ikinci büyük uydu olan Enceladus’un yörüngesinin hemen içinde kalan bölümdü.

Halka parçacıklarını Voyager bile net olarak gösteremedi. Ancak büyüklükleri, çakıl taşıyla birkaç metre çaplı buzblokları arasında değişiyor gibi görünüyordu. Ayrıca halkaların bulunduğu düzlemin 65.000 km aşağısına ve yukarısına kadar uzanan, seyrek yapılı bir hidrojen bulutuna da rastlanmıştı. Halka parçacıklarının bileşimine gelince, görünüşe göre parçacıklar basit su buzundan oluşuyorlardı.

Uzay Çağı’ndan önce Satürn’ün dokuz uydusu olduğu zannediliyordu. Satürn ailesi, Jüpiter’inkinden hayli farklıydı. Satürn’de dört büyük ve bir düzine küçük yerine, bir büyük (Titan) ve birçok ortaboy uydu vardı. Uydularından Rhea ve İapetus’un çapı 1500 km; Dioni ve Tethys’inki ise 1100 km kadardır. Mimas, Enceladus ve Hyperion’un çapları ise 270 km ile 480 km arasında değişir. Önceden bilinen son uydu olan Phobe’nin çapı ise topu topu 225 kilometredir. Satürn’den ortalama 13.000.000 km uzakta olan bu uydu, ters yönde hareket etmektedir; bu durum onun eski bir asteroit olduğu konusunda şüpheye yer bırakmaz. Ondan sonra 9 yeni uydu daha bulunmuştur. Bunlardan Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Epinetheus ve Janus, Satürn’e Mimas’tan daha yakındır. Telesto ve Calypso, Tethys ile aynı yörünge üzerinde hareket etmektedirler. Dione’nin ise Helene adlı bir Troya’lısı vardır. Bunlardan başka birkaç küçük uydu daha olduğu ve toplam uydu sayısının yirminin üzerine çıkacağı düşünülmektedir. Yeni keşfedilen uydulaın hepsi çok küçüktür; aralarında çapı 150 kilometreden büyük olan tek uydu Epimetheus’tur.

Saptanan son uydu olan Pan, A Halkası’nın ortasındaki Encke Bölümü’nün içinde hareket etmektedir. Prometheus ile Pandora’ya çoban uyduları denmektedir, çünkü F Halkası’nın iki kenarında durarak onu sabit bir şekilde tutarlar. Prometheus’un yörüngesi halkanın biraz dışından geçer; dolayısıyla halkayı oluşturan parçacıklardan daha yavaş hareket etmektedir. Bir parçacık diğerlerinden ayrılacak olursa, Prometheus onu yavaşlatarak daha içte bir yörüngeye oturmasını sağlar. Aynı şekilde içeri,Satürn’e doğru yol alan parçacıklar da Pandora tarafından hızlandırılır ve ana halkaya geri gönderilir. Janus ile Epimetheus’un eskiden aynı büyük cisim parçaları olduğu kolayca anlaşılmaktadır. Birçok bakımdan benzerlik gösterirler. Ayrıca dört yılda bir birbirlerine yaklaşırlar; bu sırada yaşanan ikili etkileşimler sonucu yörüngelerini değiştirirler. Uzayda sandalye kapma oyunu oynayan iki ay gibidirler!Küçük uyduların çoğunun şekli biçimsizdir.

Satürn’ün uydularının en büyüğü olan Titan, Ganymede’den sonra Güneş Sistemi’ndeki ikinci büyük uydudur. Küçük bir teleskopla görülebilecek kadar parlaktır. Dürbünle bile gördüğünü söyleyenler olmuştur. 1944’te, bir atmosferi olduğu belirlendei; Voyager’dan önce atmosferin esas olarak metandan oluştuğu düşünülüyordu.

8 santimlik bir mercekli teleskopla Rhea rahatça, Dione ile Tethys ise biraz daha zor görülür. İapetus’un durumu biraz gariptir; uydu Satürn’ün batısındayken, doğusundayken olduğundan çok daha parlaktır. En çok, Rhea kadar parlak görünür; ancak soluk olduğu zamanlarda 8 santimlik teleskobun menzili dışında kalır. Bu garip durum, uydunun G.D. Cassini tarafından 1671 yılında keşfedilişinden beri bilinmektedir. Bu farkın mantıklı tek açıklaması vardır. Gezegenlerin en büyük uydularının çoğu gibi, İapetheus da eşzamanlı dönmektedir. Yani, çevresinde dönmekte olduğu gezegene hep aynı yüzünü göstermektedir. Bunun nedeni gezegenin çevresindeki dolanım süresinin, kendi ekseni etrafında dönüş süresine eşit olmasıdır. Bu süre İapetheus için 79 gündür. Yani batı uzanımında her zaman, yansıtma oranı daha yüksek olan yüzü bize dönüktür.

Voyager 1’in ana hedefi olan Titan, şok yarattı denebilir. Yüzeyinin görülmesini tamamen engelleyen kalın atmosferinin, bol miktarda nitrojenden ve hatırı sayılır miktarda metandan oluştuğu belirlendi. Yüzey basıncı, Dünya’da deniz seviyesindeki basıncın birbuçuk katından daha fazlaydı. Voyager 1, uydunun 6500 kilometre kadar yakınından geçtiği halde tek görebildiğimiz, portakal renkli sis olarak adlandırılabilecek oluşumun üsy katmanıydı. Yüzey sıcaklığı -180*C (-290*F) olarak ölçülmüştü. Bu oldukça önemliydi çünkü metan gazının, Titan üzerinde katı, sıvı veya gaz halinde bulunabileceği anlamına geliyordu. Bu durum, tıpkı H2O’nun Dünya’dan, buz, sıvı su veya su buharı şeklinde bulunabilmesine benziyordu. Bizim denizlerimize pek benzemese de, Titan’da bir çeşit kimyasal maddeden oluşan denizler olabilirdi. Büyük bir olasılıkla da etan ve metanın oluşturudğu bir karışım.

Titan, haytın ortaya çıkmasına olanak vermeyecek kadar soğuk gibi görünüyor olsa da üzerinde, söz gelimi portakal renkli siste, birçok organik maddeye rastlanmıştır. Uyduda hayat için gerekli tüm koşullar varmış gibi durmaktadır. Bu konunun 2004 yılında aydınlığa kavuşması bekleniyor; çünkü uydu üzerine yumuşak iniş yapması planlanan yeni sonda, uyduya o yıl ulaşacak.

Bir konuyu daha belirtmekte yarar görüyorum. Titan’ın kurtulma hızı, bizim Ay’ımıznkiyle aynı gibidir. Ancak Titan, Ay2dan çok daha soğuk olduğundan bir atmosfer tutmayı başarabilmektedir. Çünkü sıcaklık düştüğünde, atomlar ve moleküller daha yavaş hareket ederler bu da kaçma şanslarının azalacağı anlamına gelir. Milyarlarca yıl sonra Güneş daha parlak hale geldiğinde Titan’ın, üzerinde hayatın ortaya çıkmasına olanak verecek kadar ısınacağı düşünülmektedir. Ancak o zaman da, artan sıcaklık spnucu atmosferin kısa süre içinde kaybedecektir.

Bu arada Voyager’ların, o sırada son derece ters bir konumda olan Phobe dışında, bütün büyük uyduların çok güzel fotoğraflarını çktiğini de belirteyim. M,mas’ın buzlu ve kraterli yapısı vardır. Herschel adı verilmiş büyük kraterin genişliği, uydunun çapının üçte biri kadardır. Encaladus, buzlu ve küçük kraterli düz sayılabilecek bi yüzeye sahiptir. Tethys ise neredeyse saf buzdan oluşmaktadır. Üzerinde yer alan bir hendek, uydunun yarısından çoğu boyunca uzanmaktadır. Dione, Teehys’ten azıcıkdaha büyük ama çok daha ağırdır. Yarı kürelerinin parlaklıkları birbirinden farklıdır. Yüzeyinde, birkaç parlak şekil ile iki üç büyük krater vardır. Rhea’nın yüzeyine bakıldığında, uydunun son derece yaşlı olduğu görülür. Neredeyse Jüpiter sistemindeki Callistokadar kraterli bir yapıya sahiptir. Hyperion’un durumu istisnaîdir. Şekli biçimsizdir; büyüklüğü 360 x 280 x225 kilometre kadardır; bir hamburgere benzediği söylenebilir. Satürn çevresinde bir tam dönüş yapması 21,3 gün sürer; ancak bu, kendi ekseni etrafında dönme süresine eşit değildir, yani dönüşü tutulmuş değildir. Yörüngesinde taklalar atarak ilerliyor gibi görünen Hyperion’un, dönüşünün de düzensiz olduğu söylenebilir. Bu uydunun eskiden daha büyük bir gökcisminin parçası olduğu düşünülmektedir; ancak henüz diğer yarının izine rastlanmıştır.

İapetus’un yarı kürelerinden birisi parlak ve kar kadar yansıtıcı, daha çok görünen diğeri ise karatahta kadar koyu renklidir. Kuramcılar burada, benim Zebra problemi olarak adlandırdığım bir sorun ile karşı karşıyadırlar: Zebra siyah çizgili beyaz bir hayvan mı, yoksa beyaz çizgili siyah bir hayvan mıdır? Söz konusu olan İapetus ise bu soruyu cevaplandırabiliriz. Hareketleri ve diğer uyduları üzerindekietkileri incelendiğinde, yoğunluğunun suyunkinden çok da fazla sonucuna varılmıştır. Yani uydunun büyük bölümü buzdan oluşmaktadır. Karanlık bölge ise hâlâ bir bilmecedir. Nedeninin, en dıştaki uydu olan ve elimizdeki tek ve pek de tatmin edici olmayan fotoğrafında koyu renkli ve diğer buzlu uydulara pek benzemiyor gibi görünen Phoebe’den İapetus’a gelen toz olduğu yönünde iddialar vardır. Ancak Phobe ile İapetus birbirlerine 9,5 milyon kilometreden fazla yaklaşmamaktadır.; ayrıca İapetus’un üzerindeki lekenin rengi Phoebe’nin tozlarınınkinden farklıdır. Bu durumda ya geçmişte uyduya bir kuyruklu yıldız çarpmıştır ya da bu koyu renkli madde buzlu kabuğun altından yukarı çıkmıştır.

Jüpiter’in Galilei uydularını gözlemlemeye göre çok daha zor olsa da bu uyduların da tutulmaları, geçişleri ve parçalı tutulmaları gözlemlenebilmektedir. Ancak bu olaylar küçük bir teleskop ile uydular içinde bir tek Titan izlenebilir. Bu pek de hoş bir durum değildir; çünkü küçük uyduların yörüngeleri tam olarak bilinmemektedir. Bu durumda, tutulmaların ve geçişlerin zamanları konuya biraz olsun açıklık getirebilirdi. İkili olaylara da rastlanmaktadır. Söz gelimi A.E. Levin ve L.J. Comrie, 8 Nisan 1921’de Titan’ın gölgesinin Rhea’nın üzerine düşmesi sonucu yaşanan tutulmayı gözlemlemişlerdir.

Pickering, Phoebe’yi, Harvard College Gözlemevi’nin güney istasyonu olan Peru’daki Arequipa Gözlemevi’nin 60 santimlik teleskobuyla keşfetmiştir. Altı yıl sonra yörüngesi Rhea ile Titan’ın yörüngeleri arasında yer alan yeni bir uydu bulunduğunu açıklayan Pickering, bu uyduya Themis adını vermiştir. Ancak bulunduğu açıklandığı andan itibaren varlığından kuşku duyulmayan bu uyduyu bir daha gören çıkmamıştır. Bu durumda hiç var olmadığı da söylenebilir

   

[zarathustra]

            URANÜS





Eski zamanlarda gezegenlerden beş tanesi biliniyordu. Bunlara Güneş ve Ay da eklendiğinde Güneş sisteminin yedi üyesi oldu. Yedi mistik rakamdı, dolayısıyla bundan daha uygun bir sayı da olamazdı. Ayrıca yeni bir büyük gezegen olabileceği pek akla gelen bir fikir değildi. Bu durum, tanınmamış bir amatör gözlemcinin gök bilimi dünyasını sarsan keşfini yaptığı 1781 yılına kadar böyle kalmıştı.

William Herschel, Hanover’da doğmuş ancak genç sayılabilecek bir yaşta İngiltere'ye gelerek org çalmaya başlamıştır. O sıralarda çok gözde bir yer olan kaplıcalarıyla ünlü Bath’e yerleşen Herschel, kısa süre içinde çok ünlü olmuştu. Gök bilimi ile bir hobi olarak ilgilenen müzisyen, aynalı teleskoplar yapıyordu. Ayrıca birinci sınıf bir gözlemciydi. 1781 yılının 13 Mart gecesinde el yapımı teleskoplarından biriyle Gemini takımyıldızını yani İkizler’i oluşturan yıldızları incelerken gördüğü şey bütün hayatını değiştirecekti. Onun sözlerinden alıntı yapacak olursak:

“Gemini takımyıldızı civarındaki yıldızlara bakarken, diğerlerinden daha büyük olan bir tane gördüm. Bu beklenmedik görüntü karşısında onu, Gemini takımyıldızındaki yıldızlarla ve Auriga ile Gemini arasındaki küçük yıldızla kıyasladım, sonuçta hepsinden daha büyük olduğunu gördüm. Bu durumda onun bir kuyruklu yıldız olduğu sonucuna vardım.”

Kuyruklu yıldılar ilginçtir ama az rastlanır değillerdir, dolayısıyla Herschel de bu keşfi karşısında pek heyecanlanmamıştı. Bu cisimden bahsettiği ilk yazının başlığı Bir Kuyruklu Yıldızın Beyanı’ydı. Ve o bu yazıyı yazarken bulduğu şeyin ne kadar önemli olduğunun farkında değildi. Daha sonra cisim üzerinde çalışan matematikçiler cismin yörüngesini belirlediler. Ortaya çıkan yörünge hiç de bir kuyruklu yıldızınmış gibi durmuyordu. Aslında bu cisim, Güneş etrafında bir tam dönüşünü 84 yılda tamamlayan, Güneş’ten ortalama 2.867.000.000 km uzakta olan ve Satürn’den çok daha uzakta bulunan bir gezegendi.

Herschel, cisme İngiltere Kralı III. George’un şerefine Georgium Sidus yani George Yıldızı adının verilmesini önerdi. III. George, Herschel’e Kral’ın Gök Bilimcisi ünvanını vermiş ve ona müziği bir iş olarak devam ettirmesini gereksiz kılan, tüm zamanını gök bilimine adamasına olanak veren bir aylık bağlamıştı. Yabancı gök bilimciler cisme verilen bu isimden pek hoşlanmamış ve hatta kâşifin şerefine Herschel denmesini bile kabul etmişlerdir.Daha sonra, mitolojik sistemin kullanımını yaygınlaştığında, yeni gezegenin adı, göğü temsil eden tanrının anısına Uranüs olmuştur.

Keşiflerin şans meselesi olduğu genel kabul gören bir görüş olsa da bu, düzenli bir şekilde gökyüzünü gözden geçirmekte olan Herschel’e yapılan bir haksızlıktı. Arkadaşı Dr. Hutton’a yazdığı bir mektupta söylediği gibi: “O akşam çok çalıştığım için gözden kaçırdım diyelim, ama ertesi gün farketmeliydim. Teleskobum o kadar iyiydi ki kolayca görülen gezegen yüzeyini bakar bakmaz görebilirdim.” Herschell hiç teleskop yapmamış olsa bile bu yeni gezegenin o günden pek de uzak olmayan bir tarihte farkedilebileceği çok açıktı. En geç yeni yüzyılın ilk yıllarında, Mars ile Jüpiter’in yörüngeleri arasındaki kayıp gezegeni aramakta olan Schörter’in yılıdız polisleri tarafından bulunacaktı.

Uranüs’ü ilk farkedenin Herschel olduğu doğrudur; ama o, gezgeni ilk gören kişi değildir. Daha önceki yıllarda birçok kez kayda geçirilmiştir. İlk Kraliyet Gök Bilimcisi olan John Flamsteed, 1690 ile 1725 yılları arasında Uranüs’ü tam altı kere görmüştür. Normal bir yıldız olduğunu düşünerek pek üzerinde durmayan Flamsteed ona, bir yıldız ismi ( 34 Tauri) bile vermiştir. Keskin gözlü insanlar nereye bakacaklarını bilirlerse, ortalama kadri 5,7 olan gezegeni çıplak gözle kolayca görebilirler.

Uranüs de devlerden sayılabilir. Jüpiter’e veya Satürn’e göre küçük sayılabilir; ancak Dünya’dan çok daha büyüktür. Ekvatoral çapı 51.120 kilometre kadarken, küresel olarak basık sayılabileceğinden kutupsal çapı bu değerden daha düşüktür. Satürn’e göre çok yoğun sayılabilecek Uranüs, sudan yoğundur. Hacimsel olarak Dünya’dan 67 kat büyüktür; ancak kütlesi Dünya’nınkinin sadece 141/2 katı kadardır. Kurtulma hızı saniyede 22,5 kilometredir. Yüzey çekimi ise Dünya’nınkinden biraz daha fazladır.

Bir teleskop ile bakıldığında Uranüs, soluk mavimsi yeşil bir yuvarlak olarak görünür. Esrarengiz hiçbir tarafı yoktur. Bulutların üst kısımları o kadar soğuktur ki, metan donarak altındaki amonyak bulutlarının üzerini kaplayan bir bulut katmanı oluşturur. Metan, uzun dalgaboylu ışıkları emerken mavi ve yeşili emmez; bu da Uranüs’ün niye o renk görüldüğünü açıklamaktadır. Atmosferi hidrojen açısından zengindir; yüzde 15 oranında da helyuma rastlanır.

Uranüs’ü Jüpiter’in veya Satürn’ün küçük bir kopyasıymış gibi görmek son derece yanlıştır. İncelendiğinde onlardan oldukça farklı olduğu görülür. Son kuramlara göre, büyüklüğü tam olarak belirlenememiş olsa da bir çekirdeği vardır. Bu çekirdeğin üzeri, gazların buzlar ile karışımlarından oluşan kalın tabakalarla çevrilidir. Bu tabakalar bulutların üst kısımları kadar soğuklarsa donmuş halde bulunmaları gerekir. Karışımların büyük çoğunluğu bir tür su karışımından oluşuyor gibi görünmektedir. Bu su ayrıca amonyak ve metan ile birleşerek kalın, buzlu bulut katmanlarını da oluşturmaktadır.

Voyager 2 göreve çıkmadan çok önce ortaya atılan bu görüşler, uzay araçlarından elde edilen bilgileri tarafından doğrulandı. Uranüs ile ondan bir dışarıdaki dev olan neptün, ikiz sayılabilirler. Jüpiter/Satürn çifti, Uranüs/ Neptün çiftinden oldukça farklıdır. Ayrıca en dıştaki devler arasında da birçok farklılık vardır. İçsel bir ısı kaynağı olmayan veya en iyi olasılıkla çok güçsüz bir ısı kaynağı olan Uranüs’ün ekseni inanılmayacak kadar eğiktir.

Jüpiter veya Satürn kadar olmasa da Uranüs’ün de hızlı bir dönücü olduğu söylenebilir. Bugün dönme süresinin 17,24 saat olduğunu biliyoruz. Bu süre, Voyager 2’nin uçuşundan önce tahmin edilenden uzundur. Dünya’dan, kutup bölgeleri gezegenin yuvarlağının orta bölümünde yer alır biçimde görüldüğü zamanlar olur.

Gezegenlerin çoğunun dönüş eksenleri ile yörüngeleri arasında dik sayılabilecek bir açı vardır. Dik açıdan sapma Dünya için 23,5 derecedir; Mars’ınki de yaklaşık bu kadardır; Satürn ile Neptün biraz daha eğikken Jüpiter ve Merkür neredeyse dimdiklerdir. Uranüs’ün durumu ise tamamen kendine özgüdür. Eksenel eğikliği 98 derecedir ki bu değer dik açıdan daha fazladır; yani teknik olarak geriye doğru devinmektedir. Bu da Uranüs’te yaşanan mevsimlerin biraz garip olacağı anlamına gelmektedir. Önce bir kutup, daha sonra ise diğer kutup 21 Dünya yılı kadar süren bir karanlığa gömülecektir. Bu uzun gece boyunca karşı kutupta da gce yarısı güneşi hüküm sürecektir. Dönüş süresinin geri kalanında ise uç durumlara daha az rastlanır.

Peki ama hangisi kuzey kutbu, hangisi güney kutbudur? Bu soruya cevaplandırmak sanıldığı kadar kolay değildir. Voyager 2’nin 1986 yılında gerçekleşen karşılaşması sırasında Pasadena’daki Görev Kontrol Merkezi’nde verilen basın demeçleri hakkında sonuç alınamayan bir tartışma çıkmıştı. Uluslararası Gök Bilimi Birliği’nin (IAU), tutulum dairesinin (Dünya’nın yörünge düzlemi de diyebiliriz) üstünde kalan tüm kutupların kuzey kutbu, altında kalan bütün kutupların da güney kutbu olduğu yönünde bir kararı vardır. Bu durumda Voyager 2 geçerken güneş ışığı alan kutup Uranüs’ün güney kutbu olacaktır. Ancak Voyager ekibi bunu tersine çevirmiş ve güneş ışığı alan kutba kuzey kutbu demişlerdir. Seçim size kalmış. Ben IAU’nun kararına uyma taraftarıyım.

Bu aşırı eğiklik sonucunda, Dünya’dan bazen tam kutba bazen de tam ekvatora doğru bakmaktaız. Söz gelimi 1946 yılında kuzey kutbu yuvarlağın ortasında yer alıyor; ekvator ise kenarda dönüyordu. 1966 yılında ise ekvator yukarıdan aşağıya doğru dönerken, kutuplar kenarlarda yer alıyordu. 1985-86 yıllarında tekrar bir kutba (bu sefer güney) kuş bakışı bakmıştık. 2007 yılında ise bir ekvator görüntüsüyle karşı karşıya olacağız.

Hiç kimse Uranüs’ün niye bu kadar eğik olduğu konusunda bir fikre sahip değildir. En çok benimsenen kuram, gezegenin, ilk zamanlarında ona çarpan büyük bir cisim yüzünden yana yattığı yönündedir. Kuşkucu bir insan olduğumu kabul ediyorum ama, çapı 50.000 kilometre kadar olan bu büyükçe ve sıvı cismin nasıl olup da böyle eğilebileceğini anlayamıyorum. Ancak bu arada daha mantıklı bir açıklama bulamadığımı da söylemek istiyorum. Sonradan bahsedeceğim başka bazı etkenler, Güneş sisteminin dış kısımlarında milyarlarca yıl önce alışılmadık şeyler olduğu yönünde belirtiler içeriyor.

Büyük teleskoplarla bile Uranüs’ün soluk yuvarlağı üzerinde gerçek anlamıyla birşey göremeyiz. Uranüs son derece kişiliksiz bir dünyadır; Jüpiter ve Satürn’e göre (ve hatta Neptün’e göre bile) çok daha donuk olduğu tartışma götürmez.

Uranüs’ün parlaklığında uzun dönemli ve kısa dönemli olmak üzere bazı farklılıklar görülür. Bunun nedeni büyük bir olasılıkla üst katmanlardaki bulutlarda yaşanan değişikliklerdir. Ayrıca Güneş’ten yayılan enerjinin az da olsa farklılık göstermesinin de bir rolü olması muhtemeldir. Bu konuda, değişen-yıldızlarla ilgili olarak yürütülenlere benzer amatör gözlemler çok yararlı olabilir. Ancak kesin ölçümler yapmak pek kolay değildir, çünkü Uranüs, parlak bir ışık noktası gibi değil de belirgin bir yuvarlak olarak görünür.

Amatörlerin Uranüs’ün yıldızların önünden geçişlerini gözlemlemeleri de yararlı olabilir. Bu konuda tek problem Uranüs’ün çok yavaş hareket ediyor olması yüzünden bu tür örtülmelerin sık yaşanmamasıdır. Ancak 1977 yılında gerçkleşen bir tane, çok önemli bir keşif yapılmasını olanaklı kılmıştır.

Tarih 10 Mart’tı ve ilgili yıldız 8. kadirdendi. Örtülme, aralarında Kuiper Airbone Gözlemevi’nin de bulunduğu birçok merkezden izlenebildi. Bu gözlemevi, büyük bir aynalı teleskop taşıyan bir uçaktı. Örtülmeden önce ve sonra yıldız birçok kez parıldadı. Bunun tek açıklaması yıldızın Uranüs’ün etrafında bulunan koyu renkli halkaların arkasında kalıyor olmasıydı. Daha sonra halkalar, özel kızılaltı teknikleriyle de saptandı. Böylece Voyager 2’nin uçuşundan önce onlar hakkında bilgi sahibi olmuştuk. Halka sistemi oldukça genişti; ama yine de Satürn’ün muhteşem halkalarıyla kıyaslanamazdı. Jüpiter’in halkaları parlak ve buzluyken, Uranüs’ünkiler kömür tozu gibi siyah ve dardı.

Voyager 2, Satürn’den 1981 yılında ayrıldıktan sonra çok uzun bir süre boyunca yol aldı. Üstelik araçta işler pek de yolunda gitmiyordu. Ana kamerayı taşıyan tarama platformu yeterince yağlanmamış olduğu için Satürn buluşmasının sonlarına doğru sıkışmıştı ve bir daha normale dönemeyeceğinden endişe ediliyordu. Neyse ki Uranüs’e yapılan ziyarette herşey yolunda gitti ve Voyager hiç hata yapmadan görevini tamamladı. Bu buluşma öncekilerden farlıydı, çünkü uzay aracı hedefine kutup bölgesinden yaklaşacaktı. Bu, hedef tahtasında tam onikiye isabet ettirmeye çalışmak gibi birşeydi.

İlk büyük keşif 30 Aralık 1985’te, aracın gezegene en yakın olduğu tarihten neredeyse bir ay önce yapıldı. Voyager, Uranüs’e o zamana kadar belirlenen en yakın uydu olan Miranda’dan daha yakın yeni bir uydu tespit etmişti. Shakespeare geleneği devam ettirilerek bu uyduya Puck adı verildi. Onu dokuz yeni uydu izledi. Bir gök bilimci durumu, sanki Tanrı bir karıştırıcıya doldurduğu uyduları gelişi güzel fırlatmış, diye tasfir ediyordu. Bu uyduların hepsi ufaktı. En büyükleri olan Puck’un çapı bile 150 km kadardı. Voyager, uydunun koyu renkli ve kraterli bir cisim olarak görünen bir fotoğrafını çekmişti.

Daha büyük olan uydular da buzlu yapılıydılar; ancak birbirlerine pek benzemiyorlardı. Oberon’daki kraterlerin zeminleri karanlıktı; Titania’nın üzerinde hem kraterler hem de vadiler ve buzdan uçurumlar vardı; Umbriel, daha yumuşak görünüyordu ve yüzeyi sanki daha eskiymiş gibi duruyordu. Voyager’ın çektiği Umbriel fotoğraflarından parlak bir şekil görünüyordu ama uzay aracının konumu nedeniyle şeklin tamamıfotoğrafta yer almıyordu. Bir krater olduğu tahmin edilen bu yüzey şekline Wunda adı verilmişti. Ariel’in üzerinde, akan bir sıvı tarafından açılmış gibi duran geniş, dallara ayrılan vadiler göze çarpıyordu. Ancak uyduların hepsi de atmosfer tutmayacak kadar küçüktü. Dolayısıyla bir zamanlar Ariel üzerinde sıvı suyun akmış olabileceğini düşünmek hiç de mantıklı değildi. Sistemde üzerinde durulmaya değer tek parça Miranda’ydı. Miranda’nın yüzeyinde farklı farklı oluşumlar görülebiliyordu: Kraterli ovalar, sarp kayalıklar ve uçurumlarla kaplı parlak bölgeler, korona adı verilen ve yarış pistine benzeyen, ikizkenar yamuk şeklindeki büyük alanlar. Çapı yaklaşık 480 km kadar olan Miranda’nın garip yüzeyi bir bilmeceydi. İlk zamanlarında büyük bir cismin ona çarpmasıyla parçalandığı ve daha sonra tekrar şekillendiği yönünde iddialar vardır; ancak gerçeği bilmiyoruz.

Halkalar net bir biçimde görülmüştü. Toplam on taneydiler. Ayrıca bir de en içteki halkadan neredeyse bulutların üst kısımlarına kadar yayılan seyrek bir madde vardı. Halkaların en geniş olanı en dıştakiydi; Epsilon halkası adı verilen bu halkanın iki çoban uydusu vardı. Cordelia ve Ophelia adlı bu uydular Voyager’ın ziyareti sayesinde tespit edilebilmişlerdi. Voyager, Uranüs’ten uzaklaşırken çekilen son fotoğrafta halka sisteminde bol miktarda toz bulunduğu görülmekteydi. Halkalar birkaç metre çaplı parçacıklardan oluşuyordu ve sonuçta kalınlıkları bir iki kilometreyi geçmiyordu.

Voyager 2, gezegene yaklaşırken birkaç bulut görülmüştü. Uranüs’te Jüpiter veya Satürn’de görülenlere benzer parazitler yoktu. Gezegenin kayda değer hiçbir özelliği yokmuş gibi görünüyordu. Nihayet belli belirsiz birkaç bulut ve radyo sinyallerine rastlandı; bunlar manyetik alanın varlığını gösteriyordu. Daha sonra Uranüs’ün manyetik alanının bizimkine göre ters olduğu, yani bizim kuzey dönme kutbu dediğimiz kutbun, manyetik güney kutup olduğu belirlendi. Manyetik eksen, dönme eksenine göre 60 derece eğikti ve üstelik kürenin merkezinden geçmiyordu.

Bu gerçekten de çok garip ve alışılmadık bir durumdu. Uranüs’te kutup ışıklarının, dönme kutuplarından çok ekvator civarında görüldüğü anlamına geliyordu. Manyetosfer gezegenin güneş alan yüzünde 600.000, arka yüzünde ise 6.000.000 kilometreye kadar uzanıyordu; yani uydu ailesinin tümünü içine alıyor demekti. Kısa dalgaboyunda yürütülen gözlemlerde, gündüz tarafında güçlü emisyonler görüldüğü saptanmıştır. Bu, Güneş sisteminde daha önce gördüğümüz hiçbir şeye benzemeyen ve bugün elektro aydınlanma olarak adlandırılan oluşuma neden olmaktadır.

Uranüs birçok bakımdan dev gezegenler arasında bir istisnadır. Sadece o bir iç ısı kaynağından yoksun görünmektedir; sadece onun eksenel eğikliği aşırıdır; yüzeyinde hiçbir etkinlik yok gibidir ve ekvatoru ile kutupları arasında sıcaklık farkı yoktur.

Uranüs’ten bakıldığında Güneş 1,5 yay derecelik bir açıyla görünecektir ki bu, Dünya’dan Jüpiter’in göründüğü büyüklüğün iki katından azdır. Ancak yine de Güneş çok parlak olacaktır ve bin tane dolunay kadar ışık saçacaktır. Diğer gezegenlerin pek azı görülebilecektir. Satürn çıplak gözle görülebilen bir cisim olacaktır; ancak Uranüs göğünde Güneş’e yakın bir konumda kalacak ve tıpkı Merkür gibi Güneş’in yanından pek uzaklaşamayacaktır. Yaklaşık 223/4 yılda bir de gezegen ile Güneş’in arasından geçecektir. Jüpiter hiçbir zaman Güneş’ten 17 dereceden fazla uzaklaşmayacak ve çoğu zaman çıplak gözle görülmesi mümkün olmayacaktır. Neptün ise karşı-konum civarındayken son derece parlak olacaktır; ancak onun ve Uranüs’ün, Güneş’in farklı taraflarında oldukları uzun süreler boyunca kaybolacaktır. Bu arada, Uranüs’ün Neptün’e bizim olduğumuzdan sadece biraz daha yakın olduğunu da gözden kaçırmayın. Haritalar yanıltıcı olabilir; bu iki gezegenin yakın komşu olduklarını düşünmek çok yanlıştır. Bu tıpkı bazı Avrupalıların Yeni Zellanda’nın Avustralya’dan bir taş atımı mesafede olduğunu düşünmlerine benzer.

Uranüs’ü görmek hiç de zor değildir. 1989 ile 1995 yılları arasında Sagittarius’ta yani Yay’da bulunmuştur; daha sonra geçeceği Capricornus’ta yani Oğlak’ta ise bu yüzyılın sonuna kadar duracaktır. Dürbünle bakıldığında yıldıza benzemeyişiyle ayırt edilebilir. Bir teleskop kullanılırsa mavimsiyeşil yuvarlak görünür hale gelir. İlginç ve garip bir dünyadır. Ayrıca modern insan tarafından keşfedilen ilk gezegen olma gibi bir özelliğe de sahiptir.

[zarathustra]

                        NEPTÜN





Güneş sisteminin derinliklerinde,Uranüs’ün 1,6 milyar kilometre ötesinde dev gezegenlerin sonuncusu olan Neptün bulunur. Neptünlü gökbilimciler -tabii eğer varlarsa- Dünya hakkında hiçbir şey bilmiyor olmalılar. Ama çok gariptirki Dünyalı gökbilimciler daha onu gözlemlememişken bile varlığından haberdarlardı.

Onlar bu imkânı, Herschel 1781’de onu tanımlamadan önce de birçok kez görüldüğü kaydedilen Uranüs vermişti. Flamsteed’in ilk Uranüs kaydı 1690 gibi eski bir tarihtir. Bu gezegen neredeyse yüz yıl boyunca gözlemlendiği anlamına geliyordu ki bu süre bir Uranüs yılından uzundu. Dolayısıyla Uranüs için kesin sayılabilecek bir yörünge çizilebir demekti. Ama maalesef önceki gözlemler ile 1781’den sonra yapılanlar birbirlerini tutmuyordu. Bir yerlerde yanlış olan birşey vardı. Daha sonra Fransız matematikçi Alexis Bouvard, eski gözlemleri tamamen gözardı ederek, yani sadece, Uranüs’ün bir gezegen olduğu tespit edildikten sonra yapılan ölçümleri kullanarak yeni bir yörünge çizdi.

Ancak bu bile işe yaramadı. Uranüs bir türlü beklenildiği gibi davranmıyor ve sürekli olarak öngörülen yörüngesinin dışına çıkıyordu. Üstelik 1822 yılına kadar hızlı hareket ediyor gibi görünmüşken 1822’den sonra yavaşlamıştı. Bu durumda, daha önce hesaba katılmış yeni bir etkenin varlığı kaçınılmazdı.

1834 yılında, Papaz T.J. Hussey çok ilginç bir fikir öne sürmüştür. Bilmediğimiz bir gezegen Uranüs’ü etkiliyor olamaz mı? Bu gezegenin hareketindeki düzensizliği açıklayabilirdi. İzleri takip ederek suçluyu bulabilirdik.

Hussey, 1835 yılında Greenwich’e Kraliyet Gök Bilimcisi olan George Airy’ye bir mektup yazacak kadar ileri gitmişti. Onunla pek ilgilenmeyen Airy, cevabında kuram için, Uranüs üzerindeki herhangi bir dışsal etkiyi açıklayabilme açısından en ufak bir ümit vaadetmiyor demişti. Terslendiğini anlayan Hussey ise bu konuyla ilgilenmekten vazgeçmişti. Bundan sonraki ilk adım 1837 yılında Alexis Bouvard’ın yeğeni Eugéne Bouvard’dan gelmişti. Airy ile mektuplaşan Bouvard, ona görünmeyen bir cismin sorumlu olabileceğini yazdığında, ondan, böyle birşey olsa bile o cismin tespit etmek imkânsız gibi birşeydir diye bir cevap almıştı. Bu sırada Uranüs de sorun çıkarmaya devam ediyordu. 1841 yılında genç bir Cambridge öğrencisi olan John Couch Adams tarafından tekrar gündeme getirildi. Adams günlüğüne şöyle yazmıştı:

“Bu hafta başında bir karar verdim, mezun olur olmaz, bugüne kadar üzerinde pek durulmamış bir konu olan, Uranüs’ün hareketindeki düzensizlikleri araştıracağım; bu duruma ondan daha uzak henüz keşfedilmemiş bir gezegen yol açıyor olabilir mi olamaz mı; belki bu gezegenin yörüngesi veya keşfini mümkün kılacak benzeri bir özelliği tespit edilebilir.”

1843’te mezun oldu, hem de büyük bir başarıyla. Ve o andan itibaren Uranüs’ün harektleri üzerinde çalışmaya başladı. Aynı yılın Ekim ayına gelindiğinde araştırmasının büyük bir bölümünü tamamlamıştı. 1845 yılının ortalarında ise yeni gezegenin konumunu yaklaşık olarak belirlemişti. Artık tek yapması gereken bir teleskop alıp onu aramaktı.

Adams, gözlem konusunda pek tecrübeli değildi ve kendine yardımcı olacak birini bulmaya çalıştı. Cambridge Üniversitesi’nde gök bilimi profesörü olan James Challais ile zaten görüşüyordu. Bir de Airy’ye mektup yazdı. Böylece yıllar süren ve hiç de hoş olmayan bir dizi talihsizliğin başlamasına neden oldu. Airy, genç ve tanınmış bir matematikçiye güvenmediği için olsa gerek, Adams ile hiç ilgilenmedi. Adams, iki kere onu görmeye gitti. Ancak birincisinde Airy seyahatteydi; ikincisindeyse uşak Adams’a, Kraliyet Gök Bilimcisi’nin akşam yemeğini yemekte olduğunu ve rahatsız edilemeyeceğini söyledi. Adams, daha fazla uğraşmadı ve ona varsayımsal gezegenin uzaklığını gök bilimi ölçütleriyle 38,4 olarak belirttiği, (ki bu Bode Yasası’na da uygundu) bir mektup bıraktı.

Airy ona Kasım ayında bir cevap yazdı; ancak mektubunda Adams’ın gereksiz bulduğu bir soru sormuş olduğundan yine bir sonuç alınamadı. Airy, hiç kuşkusuz büyük bir gökbilimciydi; ancak düzen ve yöntem takıntısı vardı. Ayrıca bir karar verdiğinde fikrini değiştirmek neredeyse imkânsız gibi bir şeydi. O sırada Kanal’ın karşı tarafında da bazı gelişmeler yaşanıyordu.

Urbain Jean Joseph Le Verrier adlı genç bir Fransız matematikçi de Uranüs ile ilgileniyordu ve Adams’ınkine benzer bir çalışma yapmıştı. Tabii ki o sırada Adams’ın çalışmasından haberdar değildi çünkü ortada basılı herhangi birşey yoktu. Le Verrier olaya daha farklı bir biçimde yaklaştı ve biri 1845 diğeri ise 1846 yıllarında olmak üzere iki rapor bastırttı. Airy, bu raporlardan ikincisini okuduğunda Le Varrier’in sonuçlarının Adams’ınkilere neredeyse tıpa tıpaynı olduğunu gördü. Böylece yeni gezegen avına başlandı.

Bu durumda Airy’nin, İngiltere’nin en büyük gözlemevinin müdürü ve Kraliyet Gök Bilimcisi Olarak kişisel bir araştırma yapması beklenirdi. Ancak o böyle yapmadı. Greenwich’te buna uygun bir teleskop ve Airy hiçbir koşul altında normal işleyişi bozacak bir harekette bulunma taraftarı değildi. Challis’i aradı ve üniversitedeki güçlü Northumberland mercekli teleskobunu kullanarak bir araştırma yapmasını istedi. Challis pek istemeyerek de olsa bunu kabul etti; ancak elinde o bölgeye ait gerektiğince iyi bir yıldız çizelgesi yoktu. Bu durumda çalışmasını çok zaman alan, zor bir yöntemle yürütmesi gerekiyordu.

Le Verrier elde ettiği sonuçları Paris Gözlemevi’ne yollamış, ama hiçbir sonuç alamamıştı. Sabır, Le Verrier’in sahip olduğu meziyetlerden biri değildi; bir süre sonra raporunu Berlin Gözlemevi’ne, Johann Galle’ye de yolladı ve ondan belirlediği noktaya bakmasını istedi. Galle bu öneiye sıcak baktı ve genç yardımcısı Heinrich d’Arrest ile birlikte çalışmalara başladı.

Mükemmel bir teleskobu ve yeni yapılmış bir gök haritası olduğu için çok şanslıydı; üstelik Le Verrier’in çalışmasına olan güveni de sonsuzdu. Sonuçta gezegen, gözlem yapılan ilk gece tespit edildi. Küçüktü ama yuvarlak yüzeyi kolayca farkedilebiliyordu. Ayrıca birkaç saat içinde hatırı sayılır bir yol katetmişti.

Berlin Gözlemevi’nin müdürü Johann Encke, bu keşfi duyurmak için zaman kaybetmedi. 28 Eylül 1846'da Le Verrier’e yazdığı mektupta: “Bayım, izin verin de sizi gökbilimini zenginleştiren bu parlak keşfimizden dolayı en içten dileklerimle kutlayayım. Adınız, evrensel genelçekimin geçerliliğinin en ikna edici kanıtıyla birlikte sonsuza kadar anılacak. Sanırım bu birkaç kelimeyle bir bilim adamının duymak için beklediği sözleri özetlemiş oluyorum. Birşey eklemeye çalışmam lüzumsuz olacak.”

Bu arada artık avda yalnız olmadığının farkında olmayan Challis de Cambridge’de araştırmalarını sürdürüyordu. Le Verrier’in zaferini duyduğunda, yaptığı gözlemleri inceledi ve gezegeni, gözleme başladığı ilk dört gün içinde iki kez kaydetmiş olduğunu gördü. Notlarını karşılaştırdı; sonuçta keşfi kendisinin yapmamış olduğunu kabullenmesi biraz zor oldu!

Adams’ın Le Varrier ile aynı sonucu bulmuş ve hesaplarını ondan çok önce bitirmiş olduğunu öğrenen Fransızlar bu duruma çok sinirlendi. İngilizler keşif şerefini çalışıyorlarmış gibi bir hava yaratılmıştı. Sonuçta neredeyse uluslararası bir skandal yaşanıyordu. Neyse ki ne Adams ne de Le Varrier böyle şeylerle ilgilenmiyorlardı; ilk karşılaştıkları an aralarında bir dostluk doğdu. Üstelik Adams, Fransızca bilmiyordu; Le Varrier de İngilizce’ye en az onun Fransızca’ya olduğu kadar yabancıydı. Kısa süren bir tartışmadan sonra yeni gezegene Roma Deniz Tanrısı Neptün’ün adı verildi.

Neptün keşfedilir keşfedilmez, Uranüs’ün yörüngesi tekrar hesaplandı. Bu sefer eski gözlemler yerine oturdu. 1882 yılında karşı-konumda olan Neptün, bu tarihten önce Uranüs üzerinde hızlandırıcı bir etki yaratmıştı. 1882’den sonra bu durum tersine döndü. Ondokuzuncu yüzyılın ilk yıllarında Neptün ve Uranüs Güneş’in farklı taraflarında oldukları için, Neptün’ün Uranüs üzerinde tedirgin edici etkisi belirsizdi. Böylece Neptün’ün keşfi gecikmiş oldu. Gezegenin dolanım süresi 164,8 yıldır. Ayrıca daha önce de bahsettiğimiz gibi Neptün Bode Yasası’na uymaktadır.

Bu konuyla ilgili ilginiç bir durum daha vardır. Galileo, 1610 yılının Ocak ayında, Jüpiter’in dört büyük uydusunu gözlemlerken yaptığı çizimlerde, komşu yıldızları da göstermiştir. Bu yıldızlardan birinin Neptün olduğu konusunda hiçbir şüphe yoktur. Hatta Galileo onun yer değiştirdiğini bile belirtimiştir; ancak yeni bir cismi farkedemediği için suçlamaya hiç hakkımız yok sanırım.

Neptün, büyüklük olarak yaklaşık Uranüs kadardır. Aslında ondan azıcık daha küçüktür; ama hem daha yoğun hem de daha ağırdır. Mavi yuvarlağı üzerinde Dünya’daki teleskopları kullanarak birşey görebilmek mümkün değildir. Ancak kısa dalgaboyu kullanarak çekilen bazı fotoğraflarda birkaç leke farkedilebiliyor.

Neptün bulunduktan hemen sonra, Avrupa’daki en iyi teleskoplardan birine sahip olan ünlü İngiliz amatör gözlemci William Lassell onu gözlemlemeye başladı. Lassell, soluk bir halka gördüğünü iddia etti ama sonradan bir göz yanılması olduğu ortaya çıktı. Gerçek halka sistemi, 1989’da Voyager 2 tarafından keşfedilene kadar bilinmiyordu. Ancak Lassell büyük uydu Triton’u doğru görmüştü. Dairesel bir yörüngesi olan Triton, en büyük uydularda az rastlanır biçimde ters yönde dönüyordu. Voyager öncesi bilinen ikinci uydu olan Nereid’in keşfi, ancak 1949 yılında mümkün oldu. Onu çalışmalarını Teksas’taki McDonald Gözlemevi’nde sürdüren G.P. Kuiper bulmuştu. Nereid küçük bir uyduydu ve oldukça dışmerkezli olan yörüngesi bir uydununkinden çok, bir kuryuklu yıldızınkine benziyordu. Neptün ile arasındaki mesafe 1.345.000 kilometreden 9.000.000 kilometreye kadar değişiyordu. Gezegen etrafındaki bir tam dolanımını 360 günde tamamlıyordu.

Bunlardan başka daha birçok şey daha biliniyordu. Neptün’ün ekseni, Uranüs’ünki gibi aşırı eğik değildi. Eksenel eğikliği Dünya’nınkinden sadece 5 derece daha fazlaydı. Dönüş süresini bulmak zordu, çünkü gezegen üzerinde görünür bir ayrıntı yoktu. Bu süre, ancak Voyager’ın geçişinden sonra kesin olarak belirlenebildi ve 16 saat 7 dakika olarak hesaplandı. Uranüs ve Neptün ikiz gibi görünüyorlardı ama tek yumurta kizi sayılamazlardı. Neptün, Uranüs’ten farklı olarak güçlü bir iç ısı kaynağına sahipti. Dolayısıyla daha aktif ve hareketli bir dünya olduğu tahmin ediliyordu, daha sonra öyle olduğu da kanıtlandı.

25 Ağustos 1989’da Voyager 2, Neptün’ün karanlıkta kalan kutbu üzerinde, bulutların üst kısımlarının 5000 kilometre kadar yukarısından geçti. Bu, öbür devlerle yapılan buluşmalarla karşılaştırıldığında gerçekleşen en yakın buluşmadır. Uzay aracı görevini kusursuz bir biçimde yerine getirdi. Üstelik oniki yıldan beri yoldaydı ve 6,5 milyar kilometreye yakın bir mesafe katetmişti. Gönderdiği fotoğraflar ise en az 1979’da Jüpiter’den gönderdikleri kadar kaliteliydi.

Gezegen üzerinde görülen en büyük oluşum, bugün Büyük Kara Benek olarak adlandırılan iri oval bir şekildi. Neptün üzerinde yer alan bu şeklin büyüklüğü, Büyük Kızıl Benek’in Jüpiter’e oranıyla aynıydı. Bu iki leke enlemsel olarak da benzerlik gösteriyorlardı. Yakınındaki bulutlara göre batıya doğru hareket eden leke, ters saat yönünde dönüyordu. Üzerinde, metan kristallerinden oluşan ve metan sirriusları olarak bilinen seyrek bulutlar yer alıyordu. Güneyinde ise dönme süresi çok daha kısa olan küçük ve değişken bir şekil vardı; bu şekil bugün Scooter adıyla anılır. Daha da güneye indiğimizde ikinci bir kara leke (D2) ile karşılaşıyoruz. D2, beş Dünya gününde bir, Büyük Kara Leke’ye tur bindiriyor. Neptün’ün rüzgârlı bir dünuya olduğu çok açıktır; rüzgârın hızının saatte 1100 kilometreye kadar çıktığı olur. Diğer dev gezegenlerde olduğu gibi, dönme süresinin en kısa olduğu yer ekvator, en uzun olduğu yer ise kutuplardır. Sıcaklık aşağı yukarı Uranüs’ünki kadardır; Güneş’e çok daha uzak oluşunun yarattığı fark, iç ısı kaynağı sayesinde kapatılır.

Üst atmosferi, yüzde 85 hidrojen, yüzde 13 helyum, yüzde 1-2 arası metan oluşturur. Çeşitli bulut katmanlarına rastlanır. Bunlardan en sık görüleni büyük bir olasılıkla hidrojen sülfitten oluşmaktadır. Daha yukarıda ise onlardan ayrı ve alttaki bulutların üzerine ışığı süzerek ileten bulutlar vardır. Tabii düzenli olarak yaşanan bir takım süreçler de vardır. Söz gelimi, üst atmosferdeki metan Güneş’ten gelen kısadalga ışınımlarla dağılır ve hidrokarbon halini alır; bunlar aşağı doğru inmeye başlar, o zaman da önce buharlaşır sonra da yoğunlaşırlar. Alttaki daha sıcak atmosfere ulaşan hidrokarbon buz parçacıkları, tekrar metan halini alırlar. Oluşan metan bulutlara üst atmosfere doğru yükselmeye başlar ve böylece herşey en baştan başlamış olur.

Neptün’ün iç yapısı büyük bir olasılıkla Uranüs’ünkine benzemektedir. Demir silkatlı bir çekirdeği olabilir. Kürenin kendisinin de esas olarak buzlardan, özellikle de su buzundan oluştuğu tahmin edilmektedir. Çekirdeğin kesin bir şekilde ayrı olup olmadığı ise bilinmemektedir; ancak bariz bir sınırı olduğundan çok, aşamalı olarak karıştığı düşünülmektedir. Sonuçta bilinen birşey var ki o da Neptün’ün etrafa, Güneş’ten aldığı enerjininm 2,8 katı daha çok enerji yayıyor olduğudur. Bu da sıcaklığın niçin Uranüs’ünkinden daha düşük olmadığını açıklar.

Gezegen elde herhangi bir kanıt olmadığı halde beklenileni doğrular biçimde radyo dalgaları yaymaktadır. Aslında gerçek sürprizi, manyetik alanın, neredeyse Uranüs’ünki kadar eğik oluşu yaratmıştır. Dönme ekseni ile manyetik eksen arasındaki açı 47 derecedir; ve yine Uranüs’te olduğu gibi manyetik eksen gezegenin merkezinden geçmektedir. Uranüs’ün manyetik ekseninin bu garip duruşuna, dönme ekseninin aşırı eğik oluşunun yol açtığı zannediliyordu, ancak sonradan bir ilgisi olmadığı anlaşıldı. Bu konu hâlâ esrarını korumaktadır.

Voyager öncesinde, Neptün’ün önlerinden geçtiği yıldızların gözlem- lenmesi sonucunda, gezegenin tam olmayan halkalara, başka bir değişle halka yaylarına, sahip olabileceği sonucuna varılmıştı. Ancak Voyager 2 oraya vardığında gezegenin Uranüs’ünkilerden bile daha net, beş tam halkası olduğu görüldü. Çok düzgün değillerdi; ana halkanın içinde daha parlak olan bazı bölgeler vardı. Halka sistemini oluşturan bütün parçalar biraraya getirilecek olsa ortaya 5 km çaplı bir uydu ancak çıkardı.

Yeni küçük uydular bulunacağı umuluyordu; öyle de oldu. Voyager altı uydu tespit etmişti: Naid, Thalassa, Despina, Galetea, Larissa ve Proteus. En büyükleri olan Proteus’un çapı 415 km kadardı. Aslında Nereid’den daha büyüktü ama Neptün’e çok yakın olduğundan Dünya’dan görülmesi imkânsızdı.Voyager, onun bir fotoğrafını çekmişti; fotoğrafta Proteus’un engebeli ve kraterli bir yüzeye sahip olduğu görülebiliyordu. Galatea, halkalarından birine çok yakın bir konumda hareket ediyordu yani büyük bir olasılıkla bir çobandı. Ancak dikkatle yürütülen aramalara rağmen, başka bir halka çobanı bulunamamıştı. Yeni bulunan uyduların hepsi de gezegene hem Trito’dan hem de Nereid’den daha yakındı.

Voyager 2, Neptün’ün kuzey kutbu üzerinden geçtikten beş saat sonra, artık gerçekten de son hedefi olan Triton’a ulaştı. Triton oldukça etkileyici bir dünyaya benziyordu. Olduğu zannedilenden daha küçüktü; çapı topu topu 2705 kilometreydi; yani bizim Ay’ımızdan bile daha ufaktı. Yüzeyinin bulutlar yüzünden görülemeyeceği düşünülmüştü; ancak bu da doğru çıkmadı. Triton’un atmosferi o kadar inceydi ki, görüşü ancak hafif bir sis kadar etkileyebiliyordu. Yüzeyi, Satürn ile Uranüs’ün orta boylu veya küçük uydularınkilerle karşılaştırıldığında, daha fazla kaya ve daha az buzdan oluşuyordu. Ayrıca yüzey sıcaklığı da oldukça düşüktü. -236*C (-400*F) olan sıcaklığıyla Triton, insan yapımı bir sondanın o güne kadar ziyaret ettiği en soğuk dünyaydı.

Triton’un yüzeyi bir buz tabakasıyla kaplı gibi görünüyordu. Bu tabakanın altta su buzu, üstte de onu örten nitrojen ve metan buzlarından oluştuğu zannediliyordu. Su buzu spektroskop kullanılarak saptanmıştı. Ama olması gerektiği düşünülüyordu; çünkü nitrojen ve metan buzları yüzey şekillerini uzun süre muhafaza edebilecek kadar güçlü değillerdir ve genellikle hareket etme eğiliminde olurlar. Aslında Triton üzerinde fazla yüzey şekli de bulunmuyordu; söz gelimi hiç dağ yoktu, dolayısıyla uydu üzerindeki en alçak bölge ile en yüksek bölge arasındaki fark 70-80 metreyi geçmiyor olmalıydı.

Güneş ışığı güney kutbu, nitrojen karı ve buzu nedeniyle pembe görünüyordu. Renk oldukça çarpıcıydı; ayrıca orda burda ilk başta neden oldukları açıklanamayan bazı ilginç lekeler de vardı. Normal kraterlerin sayısı son derece azdı, ancak büyük bir olasılıkla artık donmuş olan amonyak su karışımı bir sıvının akmasıyla açılmış geniş izler vardı. Pembe kutup takkesinin kenarında, ince metan buzu kristalleri yüzünden o renk görünen mavimsi bir bölge göze çarpıyordu. Ekvatora doğru indiğimizde, uzun çatlakları ve yumuşak engebeleriyle kavun kabuğuna benzetildiği için Kantalup Arazisi olarak adlandırılan bölgeyi görürüz. Diğer yerlerde ise çukurlara ve bazılarının gutta dediği, mantara benzeyen garip şekillere rastlarız. Ayrıca bir de muhtemelen su buzundan oluşmuş ortaları düz, basık, donmuş göller vardır.

Pembe kutup takkesini de içine alan bölge yani Uhlanga Regio’da koyu renkli lekeler göze çarpar. Donmuş yüzeyin altında sıvı nitrojenden oluşan bir katman varmış gibi durmaktadır. Bu nitrojen bir gün herhangi bir nedenle kabuğun üzerine çıkacak olursa, basınç nedeniyle artık sıvı olarak kalamayacağı noktaya geldiğinde patlayacak, nitrojen buzu ve buharından oluşan bir sağnağa neden olacaktır. Sonuçta fışkıran parçacıklar ince atmosferi aşıp etrafa dağılacaktır. Bu durumda lekelerin gayzer olduğu söylenebilirdi yani Triton aktif bir dünyaydı ki böyle birşey kesinlikle beklenmiyordu. Bir başka açıklama da yüzeydeki toz parçacıklarının güneş ışığını tutarak sıcaklığı nitrojenin kaynama noktasının üstüne çıkardığı yönündeydi. Ancak her iki açıklama da gayzer fikrini geçerli hale getiriyordu. Fışkıran parçacıklar 8 kilometre yükseğe çıkabilir ve rüzgârla 150 kilometre kadar taşınabilirdi. Triton’un atmosferi nitrojen ve metan gazlarının bir karışımından oluşuyordu. Uydunun yüzeyindeki basıncın sadece 1/70.000’i kadardı.

Elimizdeki verileri değerlendirdiğimizde Triton’un oldum olası Neptün’ün uydusu olmadığı, bir zamanlar bağımsız bir cisim olduğu sonucuna varabiliriz. Uydu, Neptün tarafından yakalandığında, büyük bir olasılıkla eliptik bir yörüngeye sahipti; ancak sonrasında geçen bir milyar yıllık süre yörüngeyi dairesel bir şekil alması için zorlamış olmalıydı. Bu süre boyunca uydunun içi çalkalanıp ısınmış iç kısımları oluşturan madde yüzeye çıkmıştı; sonuçta da orada donup kalmıştı. Pembe karı ve nitrojen gayzerleriyle Triton, Güneş sistemindeki dünyaların hiçbirine benzemez.

Yakın gelecekte yapmayı istediğimiz şeylerden biri de Triton’u bir kez daha görebilmek olsa gerek. Triton mevsimleri son derece uzun ve karmaşıktır; Bu mevsimler boyunca buz dağılımında önemli değişiklikler meydana gelir. Nitrojen buzu tıpkı bir buzul gibi yüzebilir; hatta bir kutuptan diğerine kadar gitmeleri bile mümkündür. Ne yazık ki bugün için, Güneş sisteminin dış kesimlerine yeni sondalar göndermek söz konusu değildir. Bu da orayla ilgili yeni şeyler öğrenmek için daha çok bekleyeceğimiz anlamına gelmektedir. Üstelik yörüngesi oldukça dış merkezli olan Nereid, Voyager 2’nin geçişi sırasında görüntüleme açısından uygun olmayan bir konumdaydı; dolayısıyla onun hakkında çok az şey biliyoruz.

Neptün’den bakıldığında güneş ışığı en az 700 dolunay kadar güçlü bir şekilde görünecektir. Başka bir deyişle, bir metre uzakta yanan normal bir mum alevinden sekiz kat fazla biçimde. Neptün’den bakıldığında güneş ile Venüs arasındaki uzanım 11/2 derece. Dünya 2 derece, Mars 3 derece, Jüpiter ise 10 derece olacaktır. Satürn, uygun konumda olduğundan çıplak gözle görülebilecektir. Bu arada Satürn’ün Neptün’e bize olduğundan daha uzak olduğunu aklınızdan çıkarmayın. Ancak Uranüs bile uzun süreler boyunca gözden uzak olacaktır. Dolayısıyla Neptün’lü gök bilimciler var olsalardı diğer gezegenler hakkında çok az bilgi sahibi olacaklardı.

Neptün bizi ana Güneş sisteminin sınırına getirir. Tabii Plüton da var ama Neptün’e uzun süre boyunca gezegen ailesinin en dıştaki üyesi olarak bakılmıştı.

[zarathustra]

                PLÜTON

                     
                       


Neptün’ün keşfiyle, Güneş sistemi bir kez daha tamamlanmış gibi görünüyordu. Uranüs’ün sapmaları açıklanmış; Flamsteed ve diğerlerinin yaptıkları eski gözlemler yerli yerine oturmuş ve Alexis Bouvard’ı şaşkına çeviren bütün düzensizlikler ortadan kalkmıştı. Bu, yıllar boyunca kabul görmüş bir düşünceydi. Ama sonra, çok yavaş ve belli belirsiz biçimde, dıştaki devler yollarından tekrar çıkmaya başladılar.

Gözlemlenmiş konumlar ile kuramsal konumlar arasındaki farklar o kadar küçüktü ki, bunlar kolayca ölçümlerde yapılan hatalara bağlanabilirdi. Ancak yine de bazı kuşkular vardı. Güneş’ten bilinenlerden daha da uzakta, Güneş sisteminin derinliklerinde bir gezegen daha olabilir miydi? Olduğunu düşünenlerden biri de Amerikalı gök bilimci David Peck Todd’du Todd, 1877 yılında Birleşik Devletler Deniz Gözlemevi’inin 68 santimlik teleskobuyla düzenli bir araştırma yapmaya başladı. Küçük yuvarlak bir yüzey görmeyi ümit ediyordu. Ancak birçok başka avcı gibi, o da başarılı olamadı. Ama zaman geçtikçe, izinin bulunmasını bekleyen dokuzuncu bir gezegen oladuğu fikri giderek gerçeklik kazanmaya başladı.

Percival Lowell da tam bu noktada konuyla ilgilenmeye başladı. Bildiğimiz kadarıyla Lowell, Flagstaff’taki gözlemevini Mars üzerinde çalışmak üzere kurmuştu. Bugün hatırlanmasının nedeni de kanal sistemi yapan Marslılara olan inancıydı. Bu aslında hoş bir durum değil, çünkü aslında Lowell’ın gök bilimine yaptığı katkılar anımsanacak kadar çoktur. Uzman bir matematikçi olan Lowell, yüzyıl dönümünde hesaplarına başladı. Esas olarak Uranüs’ün hareketleriyle ilgileniyordu; ama bunun nedeni sadece, Uranüs’ün hareketlerinin Neptün’ünkilerden daha kesin bir biçimde biliniyor olmasıydı. Neptün 1846 yılında keşfedilmişti ve tanımlandığından beri geçen zamanda Güneş etrafındaki bir turunu tamamlayabilmiş değildi (hâlâ da tamamlamış değil). Lowell X Gezegeni’nin dolanım süresinin 282 yıl, kütlesinin ise Dünya’nınkinden yedi kat fazla olduğuna karar vermişti. Yörüngesinin oldukça dış merkezli olduğuna ve gezegenin 1991 yılında günberi günberi noktasına ulaşacağına inanıyordu. Bir konum belirlemiş ve aramaya başlamıştı.

Araştırmasını büyük Lowell mercekli teleskobunu kullanarak 1905 ile 1907 yılları arasında sürdürdü. Aslında işi Adams’a veya Le Verrier’e göre daha kolay sayılabilirdi, çünkü fotoğraf tekniğini kullana- biliyordu. Bunun yanı sıra X Gezegeni’nin Neptün’den çok daha soluk olması bekleniyordu. Ayrıca hesapladığı konum da tam doğru olmayabilirdi çünkü Uranüs’ün hareketlerindeki çok küçük düzensizliklere dayanarak bulunmuştu. Bu şartlar altında gezegenin kendini göstermesi hiç de şaşırtıcı değildi. 1949 yılında C.O. Lampland tarafından yine Flagstaff’ta yürütülen ikinci çalışma da aynı derecede başarısız olmuştu. 1916 yılında Lowell aniden öldü; böylece X Gezegeni meselesi bir süre için rafa kalkmış oldu.

Tekrar gündeme gelişi 1919 yılında, Milton Humason’un Wilson Dağı Gözlemevi’nde W.H. Pickering adlı yine Amerikalı bir başka gök bilimcinin hesaplamalarını esas alarak ve fotoğraf tekniğini kullanarak bir araştırma başlatmasıyla olmuştur. Pickering’in yöntemi Lowell’ınkinden farklıydı. Ayrıca Uranüs yerine Neptün üzerine eğilmeyi uygun görmüştü. Üstelik elinde, yerinde durmayan narin gezginlerden yani kuyruklu yıldızlardan yararlanarak elde ettiği bir ip ucu daha vardı.

Büyük sayılabilecek bazı kuyruklu yıldızlar bulunur, ancak bunların kütleleri Phobe gibi ufak bir uyduyla karşılaştırıldığında bile ihmal edilecek bir değerdir. Kuyruklu yıldızların yörüngeleri, gezegenlerin kütle çekimlerinden kaynaklanan tedirginlikten ciddi biçimde etkilenir.

Dönemsel olarak görülen kuyruklu yıldızların çoğunun gün-öte noktası, Jüpiter’in yörüngesinden belli bir uzaklıktadır. Bu kesinlikle rastlantı değildir; gök bilimciler Jüpiter’in bir kuyruklu yıldız ailesine sahip olduğunu söylemekten çekinmezler. Pickering, günöte noktaları Güneş’ten yaklaşık 11.000.000 km uzakta olan bilinen onaltı kuyruklu yıldız olduğuna dikkat çekmiştir. Bu, onun orada bir gezegen bulunduğu fikrini daha ciddi bir biçimde düşünmesine yol açmıştır. Elde ettiği sonuç Lowell’ınkine çok benziyordu; ancak Humason da Flagstaff takımı gibi başarısız oldu ve sorun bir kez daha beklemeye alındı.

Bir sonraki adım 1929’da atıldı. Lowell’ın yardımcısı V.M. Slipher, Flagstaff’taki gözlemevinin müdürü olmuştu ve X Gezegeni’nin kendisini alt etmesine izin vermemekte kararlıydı. Sırf bu iş için 33 santimlik mercekli bir teleskop edindi. Mars’ın ve diğer gezegenlerin etkileyici çizimlerini yapmış olan genç amatör Clyde Tombaugh’u da yardıma çağırdı. Tombaugh gözlemevine geldi ve çalışmaya başladı.

Kullandığı yöntem esas itibarıyle Lowell’ınkiyle aynıydı. Birkaç gün arayla gökyüzünün aynı bölgesinin iki fotoğrafı çekilmişti. Fotoğraflarda yıldızlar aynı göreli konumlarında kalacak ama gezegen hareket etmiş olacaktı. Bu iki resim pırıldaklı mikroskop adı verilen çok marifetli bir araç kullanılarak karşılaştırılacak ve hareket eden cisim zıplıyor gibi görünecekti.

Tombaugh umduğundan çok daha kısa bir süre sonra başarıya ulaştı. 23 ve 29 Ocak tarihlerinde çekilen fotoğraflarda beklenen hızda mesafeyi katetmiş bulanık bir nokta görünüyordu. Tombaugh bunu pırıldaklı mikroskop ile de kontrol etti ve sonra şöyle bir kayıt tuttu: “ Art arda çekilen iki fotoğrafta 15. Kadirden bir cisim görünüp kaybolduğunu farkettim. Daha sonra çekilen fotoğraflarda da öncekinin üç milimetre sağında aynı şekilde davranan bir cisme rastladım. İşte bu; dedim kendi kendime.”

Gerçekten de o yeni gezegendi. Flagsrtaff’takigök bilimciler sonraki geceler boyunca, bir yanlışlık olmadığından emin olmak için tekrar kontrol ettiler. Sonunda 13 Mart’ta, Yani Lowell’ın yetmişbeşinci doğum günü ve Herschell’in Uranüs’ü keşfinin 149. Yıl dönümünde, Slipher bütün büyük gözlemevlerine birer telgraf yolladı: “Lowell’ın Neptün ötesi gezegeni bulmak üzere yıllar önce başlattığı sistemli araştırma sonucunda yedi haftadır Neptün ötesi cismin öngörülen hareketine uygun yaklaşık Lowell’ın tespit ettiği uzaklıkta bir cisim saptanmıştır.” Gerçek konum ile Lowell’ın öngördüğü konum arasındaki fark 6 dereceden azdı. Lowell, gezegenin hayli dışmerkezli ve tutulum dairesi düzlemine göre eğik bir yörüngeye sahip olacağı konusunda da yanılmıştı. Dolanım süresinin 248 yıl olduğu ve günberi noktasına 1989 yıında varacağı da bulunmuştu.

Yapılması gereken ilk şey ona bir isim bulunmasıydı. Bu konuda çeşitli öneriler vardı. Bunlardan biri, bilgelik tanrıçası Minerva’nın ismiydi. T.J.J. See tarafından önerilmiş olmasaydı büyük bir olasılıkla da kabul görürdü. See, meslektaşları arasında hiç sevilmeyen Amerikalı bir gökbilimciydi Hatta onlardan biri See hakkında şöyle yazmıştı: “Şahsen ben şimdiye kadar hiçbir insandan, hayvandan, sürüngenden veya mide bulandırıcı herhangi birşeyden ondan iğrendiğim kadar iğrenmemiştim. Şehirden gittiği gün büyük bir rahatlama hissedeceğim; onu bir daha isteyeceğimi hiç sanmıyorum. Geri dönecek olursa da tekmeyi yiyecektir.” Daha sonra yeraltı tanrısı Plüton’un ismi kabul edildi. Bu ismi öneren Vanetia Burney adlı bir ingiliz öğrenciydi. Aslında son derece yerinde bir karardı, çünkü Plüton gezegeni dondurucu ve karanlık bir yerdi.

Hemen sonra birçok sorun ortaya çıktı. Plüton’un yörüngesi çok garipti; gezegen günberi noktasında Güneş’e Neptün’den daha çok yaklaşabiliyordu. 1979 ile 1999 yılları arasında Güneş’le arasındaki mesafe Neptün’ünkinden az olacaktı. Ancak dolanım süresinin büyük bir bölümünde çok daha uzakta oluyordu. Neyse ki bir çarpışma olabilceği gibi bir endişeye kapılmak yersizdi, çünkü gezegenlerin yörünge düzlemleri arasındaki açı 17 dereceden fazlaydı ve iki gezegen içinde bulunduğumuz yüzyılda birbirlerinin yakınında olmayacaklardı. Gerçek sorun Plüton’un beklenenden küçük ve soluk oluşuydu. Zaten Lowell da bu yüzden onu gözden kaçırmıştı. Flagstaff’ta çekilen eski fotoğraflar tekrar incelendiğinde Plüton’a ait iki görüntü saptanmıştı. Humason’un başarısız olmasının nedeni ise sadece şanssızlıktı. Wilson Dağı Gözlemevi’nde çekilen fotoğraflarda da Plüton iki kere görünüyordu; ancak birinde bir yıldızın hemen üstünde diğerinde ise negatifte bulunan küçük bir izle aynı yerdeydi.

Önceden Plüton’un Dünya’dan oldukça büyük olduğu tahmin ediliyordu; ancak sonra yapılan kesin ölçümler bayağı küçük olduğunu kanıtladı. Bu çok saçmaydı; böyle küçük ve hafif bir cisim nasıl olurda Uranüs ve Neptün gibi devlerin hareketlerini etkileyebilirdi? Greenwich Gözlemevi’nden A.C.D. Crommelin, Plüton’un çok parlak olduğunu bu yüzden de tüm yüzeyini değil de belli bir parlak bölgeden yansıyan güneş ışığını görebildiğimizi iddia etti; ancak bu pek akla yatkın görünmüyor.

Gök bilimciler Plüton’un yoğunluğunu normalmiş gibi kabul ediyorlar ve gezegenin kesin büyüklüğünü saptamak istiyorlardı. Bunu bulmanın en kolay yolu da gezegenin çapını ölçmekti. Yazık ki Wilson Dağı Gözlemevi’nin 2,5 metrelik aynalı teleskobu yüzeyi net bir şekilde göstermiyordu. Bu durumda Palomar’daki 5 metrelik teleskobun kullanıma girene kadar yapacak birşey yoktu.

Kuiper 1949’da McDonald Gözlemevi’ndeki 208 santimlik aynalı teleskopla bir dizi ölçüm yaptı ve gezegenin çapını 10,300 km olarak hesapladı. Ancak bu değer yanlıştı. Bu durumda gezegenin büyüklüğü Dünya’nınkinin 8/10’u kadar olurdu. Aslında bu, Uranüs ve Neptün’de görülen tedirginlikleri açıklamak için uygun bir büyüklüktü, tabii gözlemlerde küçük hatalar yapılmış olabileceği de düşünülüyordu.

Kuiper ile Humason, 1950 yılının Mart ayında, Tombaugh’nun keşfinden yirmi yıl sonra, Palomar teleskobunu kullanarak yeni ölçümler yaptılar ve Plüton’un çapının en fazla 5800 km olabileceğini saptadılar. Bu değer Mars’ın kinden bile küçüktü. Sonuçta ortaya bir sorun çıktı. Plüton gerçekten de Mars’tan küçükse ve bu büyüklüğüyle bile Uranüs üzerinde kendisinin keşfe- dilmesine olanak verecek tedirginlik yaratabiliyorsa, yoğunluğunun Dünya’nınkinden oniki kat veya başka bir deyişle suyunkinden altı kat fazla olması gerekirdi. Bu durumda da Plüton, çok ağır bir maddeden oluşuyor olmak zorundaydı. Yüzeyindeki çekim kuvveti de aşırı yüksek olacaktı; söz gelimi Dünya’da 78 kilo gelen bir adam, plüton’dan 360 kilo gelecekti. Pek mümkünmüş gibi görünmeyen bu sonuç bilim adamlarında ciddi bi şaşkınlığa yol açmıştı.

Yalnız kesin olan birşey vardı. Plüton gerçekten de küçükse ve normal bir maddeden oluşuyorsa, Uranüs’ün veya Neptün’ün yörüngesini etkileyebilecek kadar yoğun olamazdı. Bu durumda Plüton herkesin aradığı gezegen değildi. Ya Lowell’ın hesapları şans eseri bir gezegene denk gelmişti ya da gerçek X Gezegeni hâlâ bulunamamıştı.

Plüton’un gerçek büyüklüğü konusu henüz açıklığa kavuşmamıştı. Kenarları net bir şekilde görülmeyen böyle küçük bir cismin görünen çapını ölçmek son derece zordu. Bu iş için kullanılabilecek yöntemlerden biri de örtülmelere dayanıyordu. Plüton’un bir yıldızın önünden geçtiği zamanlar oluyordu. Yıldızın Plüton’un arkasında kalış süresi bize Plüton’un çapının ne kadar olduğu konusunda bir fikir verebilirdi. Bu yöntem kuramsal açıdan kusursuzdu; ancak yavaş hareket eden soluk Plüton, nadiren ölçüm yapmaya uygun bir örtülme gerçekleştirbiliyordu.

Plüton’un yörüngesi kesin bir şekilde biliniyordu ancak, yapılacak en küçük bir hatanın, gerçekleşeceği tahmin edilen örtülmelerde yanılma payının yükselmesine neden olacak olması da bir başka olumsuz durumdu. Bu nedenle, Birleşik Devletler Deniz Gözlemevi’ndeki gök bilimciler, gözlemevinin büyük teleskobunu kullanarak Plüton’un bir dizi fotoğrafını çektikleri uzun bir çalışma başlattılar. Gezegenin yuvarlağı, çapının kesin bir şekilde tespit edilebilmesine olanak vermeyecek kadar küçüktü. Yapılan bu yeni ölçümlerin, gelecekte gerçekleşecek gözlem yapmaya uygun örtülmlerin zamanlarının saptanması konusunda yararlı olacağı ümit ediliyordu. Ancak bu araştırma sırasında hiç beklenmedik bir keşif yapıldı. Plüton uzaydaki gezisinde yalnız değildi!

Çekilen fotoğraflar incelendiğinde, ilk başta Plüton’un şeklen bir dambıla benzediği, hayli biçimsiz olduğu zannedildi. Sonradan bu görüntünün nedeninin, Plüton’dan bağımsız ve onun yarı büyüklüğünde ikinci bir cisim olduğu saptandı. Bunun son kanıtı da Hubble Uzay Teleskobu’nun gönderdiği büyüleyici fotoğraftır. İkinci cisme, ölülerin ruhlarını Styx Iramğı’nın karşısına yani Plüton’un bölgesine geçiren kayıkçı Charon’un ismi verildi.

İki cisim arasındaki uzaklık, merkezden merkeze ölçüldüğünde 19.630 kilometreydi. Sonunda Plüton’un büyüklüğü de belirlenebilmişti. Plüton’un çapı 2323 kilometreyken Charon’unki 1211 kilometreydi. Charon’un dönme süresi 6 gün 9 saatti. Daha önce Plüton’un kadrinde görülen değişmeye dayanılarak hesaplanan dönme süresi de tam bu kadar bulunmuştu. Bu durum iki cismin birlikte hareket ettiklerini göstermektedir. Plüton’un bir yarım küresinden bakıldığında Charon’un gökyüzünde hareketsiz bir biçimde asılı kaldığı görülecektir. Diğer yarım küreden ise Charon’u görmek mümkün olmayacaktır. Tüm bu gariplikler yetmezmiş gibi bir de Plüton’un dönme ekseninin 122* eğik olduğu saptanmıştır ki bu haliyle Plüton diğer gezegenler arasında en çok Uranüs’e benzemektedir.

Doğa genellikle huysuzdur, ama 1980’li yılların ortalarında ve sonlarında nazik olduğu bile söylenebilirdi. Plüton ve Charon’un yörüngelerinin eğimleri öyle denk gelmişti ki yıllar boyunca ikili örtülmeler yaşandı. Bir Plüton Charon’un önüne geçip onu saklıyor; bir Charon Plüton’un önüne geçip, Ay’ın halkalı tutulmalar sırasında Güneş’in ışığı kesmesi gibi, gezegenin ışığını kesiyordu. Bu durumda gözlemcilere, ellerine bi daha en az yüz yıl sonra geçebilecek bir fırsat veriyordu. Charon’un arkada kaldığı örtülmeler sırasında Plüton’un tayfı, görülebiliyordu. Böylece Plüton’unki önceden bilindiğinden Charon’un tayfı da belirlenebiliyordu. Ayrıca bu ikilinin hareketlerinin incelenmesiyle yoğunlukları da kesine yakın bir biçimde belirlenebilmişti. Plüton’un yoğunluğu Ay’ınkinin yüzde 18’i kadardır.

Bütün bunlar, bugün Plüton-Charon çifti hakkında birkaç yıl öncesine göre çok şey bildiğimizi gösteriyor. 1980 yılında yani Plüton’un keşfedilişinin üzerinden tam yarım asır geçmişken New Mexico’nun Las Cruces kentinde, Clyde Tombaugh’un şeref konuğu olarak katıldığı bir konferans düzenlenmişti. O zamanlar elimizdeki tüm bilginin gözden geçirilmesi sadece bir gün almıştı; üstelik Charon’un bağımsız bir cisim olduğundan bile emin değildik.

Bu iki dünya birbirine benzemiyordu. Plüton daha dikkate değerdi. Yoğunluğu suyunkinin iki katından biraz daha fazlaydı; yani Satürn ile Uranüs’ün buzlu uydularından daha az buz ve daha çok kaya içeriyordu. Plüton’un yüzeyi metan buzuyla ve biraz da nitrojen buzundan oluşuyor gibi duruyordu. Plüton’un büyük bir olasılıkla esas olarak nitrojenden ve biraz da karbon monoksitten oluşan kalın ama aynı zamanda seyrek bir atmosferi vardır. Charon’un ise atmosferi yoktur; yani en azından bizim bugünün şartlarıyla saptamayı başarabildiğimiz bir atmosferi yoktur.

Ancak ölçüldüğü sırada seyrek ama kalın olan atmosfer bir Plüton yılı boyunca hep aynı şekilde kalmıyor olabilir. Şu anda gezegenin Güneş’ten uzaklığı artıyor ve sıcaklık düşüyor. Önümüzdeki yüzyıl Plüton o kadar soğuk olacak ki atmosfer yüzey üzerinde donacak. Bu durum, gezegenin 2113 yılında ulaşacağı günöte noktasından dolaşıp tekrar içeri doğru gelişine kadar sürecek. Atmosferin bileşenlerini ayrıntılı bir biçimde bilmediğimiz için tam olarak ne zaman donacağından emin değiliz; ancak donmama olasılığı yok gibi görünüyor. Burada Chiron (Satürn’le Uranüs’ün yörüngeleri arasında hareket eden bir asteroit) ile bir benzerlik kurabiliriz. 1995 yılında günberi noktasında olan Chiron’un atmosferi 1988 yılı itibarıyle oluşmaya başlamıştır.

Elimizde Plüton’un yüzey oluşumları konusunda da bir ipucu var. Charon Plüton’un önünden geçerken görünen parlaklık değişiklikleri sayesinde, kutup takkesinin parlak olduğunu ve ekvatoru boyunca koyu renkli bir kuşak uzandığını belirleyebildik.

Artık bugün Plüton’un Lowell’ın aradığı X Gezegeni olmadığı konusunda en ufak bir şüphe bile yok. Hatta Plüton’un bir gezegen olarak nitelemek bile yanlış olur. Peki ya o zaman ona ne diyebiliriz?

Bu konuda ileri sürülen ilk görüşlerden biri R.A. Lyttleton’a aitti. Lyttleton, onu eskiden Neptün’ün uydusu olduğunu ve bir gün bir şekilde yoldan çıkıp kendi bağımsız hayatına geçtiğini öne sürmüştü. Aslında son derece mantıklı gibi görünen bu kuram, Charon’un varlığı yüzünden saf dışı kalıyor; çünkü ikisi de Neptün’ün etrfında dönüyor olsalardı, şu anda oldukları gibi kenetlenmiş bir biçimde hareket ediyor olamazlardı. Ayrıca uydunun uydusu olması son derece mantıksız gibi görünüyor. Bu arada Plüton’dan büyük ve yoğun olan Triton’un durumu da açıklayıcı olabilir. Triton’un yörüngesi de Plüton’unki gibi dış merkezlidir. Bu iki cisim aynı tip olduğunu ve Triton’un Neptün tarafından yakalandığı ama Plüton’un özgür kaldığını kabul edebiliriz. İkisinin de nitrojenden oluşan seyrek birer atmosferi olduğunu da gözden kaçırmayın.

Bir başka görüş de Plüton ve Charon’un bir asteroit çifti olduğu yönündedir. Şu anda elimizde kesin bir kanıt yok ama ana asteroit kuşağında bile çift gibi duran bazı cisimlere rastlanmıştır. Ancak bu sefer de Plüton yüzünden sorun çıkıyor; çünkü Plüton gezegenlerle karşılaştırıldığında küçük sayılsa da, bir asteroit olmak için çok büyüktür. Charon’un çapı bile, asteroit sürüsünün en büyüğü olan Ceres’inkinden bile büyüktür.

Belki de Plüton’u bir gezegenimsi, yani gezegenlerin oluştuğu bulutsudan kalmış bir parça, olarak tanımlamak daha doğru olur. Bu durumda Triton, Charon ve Chiron veya Pholus, 1992 QB1 ve 1993 FW gibi aykırı asteroitler de gezegenimsi olabilirler.

Plüton, amatörlerin kullandığı iyi teleskopların menzili içindedir. Ancak işe yarayabilecek sadece iki araştırma vardır. Birincisi, değişen-yıldız gözlemcilerinin kullandığı yöntemlerle yapılacak nadir ölçümleridir. Değişiklikler gözle görülmeyecek kadar küçük olacaktır, dolayısıyla bu iş için bir fotometre edinilmesi şarttır. İkincisi ise, örtülmeleri gözlemlemektir. Bu konuda amatörler gerçekten de yararlı olabilirler; çünkü herhangi bir profesyonele göre çok daha rahat hareket etme imkânına sahip oldukları için malzemelerini Dünya üzerinde gözleme uygun yerlere taşıyabilirler. Ancak örtülmeler o kadar nadir yaşanır ki, kişinin böyle bir fırsatı hayatı boyunca sadece bir kere eline geçirmesi mümkün olabilir.

Plüton’un durumu hâlâ bir bilmece. Gezegene benzemiyor; normal bir asteroit de değil; gezegenimsi olduğundan da emin değiliz. Yirmi birinci yüzyıl içinde onu yakından inceleme imkânımız olacak. Gönderilmesi düşünülen sondanın planları hazır, ancak ne zaman yola çıkacağını henüz bilmiyoruz. Plüton’un hayal edebileceğimiz en yalnız ve ıssız dünya olması muhtemel ama yinede görülmeye değer olduğundan hiç kuşkumuz yok.

[Lux_e_Tenebris]

Faydali bir baslik olmus, tesekkurler.