Connect with us

Dünya

Güneş Sistemi Teorileri 2

Bu yazıyı yaklaşık 9 dakikada okuyabilirsiniz.

Yazı dizimizin ilk bölümünde gözlem araçlarımızın gelişmesiyle birlikte Güneş Sistemi’nin nasıl oluştuğuna dair geliştirilen teorileri görmeye başlamıştık.

Gözlem araçlarımızın daha da gelişmesi ve bilimsel bilgi birikiminin artmasıyla bu teoriler de daha fazla olgunlaşmaya başladı. Şimdi bu teori ve modellere göz atmayı sürdürelim:

Schmidt-Lyttleton Akresyon* modeli

20.yy başlarından beri popüler olan dualist teoriler her ne kadar Henry Norris Russell sayesinde ciddi darbe alsalar da, vazgeçilmeleri pek kolay olmamıştır. 1944 yılında Sovyet gezegenbilimci Otto Schmidt oldukça farklı, modern teorilere de dahil edilebilen bir dualist teori ortaya atar.

Arkalarındaki yıldızın ışığını absorblayan (sönükleştiren veya engelleyen) soğuk ve yoğun bulutsuların bulunmaya başlanmasıyla birlikte Schmidt bu bulutsuların içinden bir yıldız geçebileceğini ve bu geçişten sonra kendi yörüngesine gaz ve tozlar çekebileceğini, ortamdan toplanan bu maddenin gezegenleri oluşturabileceğini belirtir.

IC405_big

Schmidt-Lyttleton Akresyon modeline göre, yoğun bir bulutsunun içinden geçen yıldız, bulutsuyu oluşturan maddenin bir kısmını çevresine toplar. Yıldızın çevresine yığılan bu madde ise gezegenleri oluşturur.

 

Başlarda Schmidt yakalama işleminin gerçekleşmesi için üçüncü bir cismin (Güneş’in yanında bir yıldızın daha) olması gerektiğini söyler fakat Ray Lyttleton 1961’de bunun gerekli olmadığını bir akresyon modeli ile gösterir. Kaçış hızından daha düşük olduğu müddetçe yıldız bulutsu materyalini yakalayabileceği üzerinden hareket edilir.

Bu modelin en büyük başarısı gezegenlerin nasıl oluştuğuna dair yaptığı açıklamadır. Bulutsunun içindeki toz parçacıkları açısal momentum kazanarak disk şeklini alırlar.

Fakat homojen bir yapı olmadığı için kütle çekimsel dengesizlikler ve kazandığı momentum sayesinde belirli bölgelerdeki çökmeler olur ve bu çökmeler gezegenleri oluşturacak kaya parçalarını, protoplanet’leri (ön gezegenleri), inşa eder. Birbirlerine yaklaşan parçaların elips yörüngeler çizerek çarpışıp birleştikleri, artan kütlenin saçılan ve etrafta olan diğer materyallerin de yörüngelerini değiştirip kendisine doğru çekerek kütlesini arttırdığı belirtilir.

473460a-f1.2

Protoplanetler, oluştukları diskte yer alan kaya ve toz parçalarını kütleçekim etkisiyle kendileri üzerinde toplayarak büyürler.

 

Modelin önerdiği sistem oluşum süreci ise eleştiriler almıştır. Bulutsu için öngörülen sıcaklık 3-4 Kelvin, hesaplanan hız ise 0.2km/s-1‘dir. Bu tarz bulutsularda rastlanan değer ise 10-100 K (Kelvin: -273 santigrat derece = 0 Kelvin) arasında, Güneş benzeri yıldızlarda ise hız 20km/s-1 civarındadır. Michael Woolfson parametreleri değiştirerek Lyttleton’un modelinin daha kabul edilebilir yapılabileceğini söylemiştir fakat Viktor Safranov ise hesaplarına göre modelde Neptün gibi büyük gezegenlerin oluşma sürelerin 1010 yani 10 milyar yıl mertebesinde olduğunu ve bu değerin sistemin kendi yaşından çok daha yüksek olduğunu belirlemiştir.

(*) Akresyon: Kümelenme, birikme, bir araya gelme anlamlarına gelir.

Modern Teoriler

1960 yılına gelindiğinde Güneş sistemimizin nasıl oluştuğuna dair oturaklı bir teori hala ortaya konulamamıştı. Çözülmesi gereken temel problemler hala bekliyordu. Bu tarihten itibaren, eski teorilerin parça parça getirdikleri tutarlı açıklamalar eşliğinde oluşturulan 4 adet yeni ve daha kapsamlı teori vardır.

Önceki teoriler içerdikleri hatalar nedeniyle yanlışlanırken bu teoriler açıklayamadıkları kısımlar olsa bile geçersiz kılınamamışlardır. 1960’da protoplanet teorisi, 1964’te yakalama teorisi, 1973’te güneş nebulası teorisi ve 1974’te günümüzde yaygın bir şekilde kabul görmüş olan modern laplace teorisi ortaya atılmıştır. Sırasıyla bu son 4 teoriye değineceğiz.

Protoplanet Teorisi

1960 yılına gelindiğinde William McCrea gezegenimsi oluşumlarını açıklayan teoriyi bir adım ileri götürürken Güneş’in yavaş dönüşü ile gezegenlerin açısal momentumu arasındaki ilişkiyi açıklamak için monistik modele başvurdu. Yıldız ve gezegen oluşumlarının eş zamanlı olarak ilerlediğini düşünüyordu.

Başlangıç noktasını yıldızlarası bir gaz ve toz bulutu olarak aldı. Bulutun %1 kadarı toz parçaları geri kalan kısmı ise hidrojen ve helyum’dan oluşuyordu. Bu karışımın türbülanslar içerdiği varsayımından yola çıkarak, türbülansların yarattığı madde akımlarının çarpıştığını, partiküllerin bu şekilde belirli bölgelerde yoğunlaşacağını belirtti. Başka varsayımsal parametreler kullanmaktan ise elinden geldiğince çekinerek modelini test etmeye çalıştı.

6_01f3c2cab5cf417ad24ef2a3539cb89c2

Protoplanet teorisine göre, yıldız oluşum diskindeki türbülanslar, ön gezegen veya gezegenimsi diyebileceğimiz yapıları meydana getirir. Bu yapılar, zamanla çevrelerindeki gaz ve tozu bünyelerinde toplayarak gezegenlere dönüşürler.

 

Bu modelin en dikkat çekici kısmı yıldız oluşum sürecini açıklama şeklidir. Rastgele konumlardan gelen türbülanslar ve kümelenmeler Güneş’in oldukça düşük açısal momentuma sahip olmasını sağlarlar. Güneş’in varolan açısal momentumuna göre teori yine de daha fazlasını öngörmektedir fakat ilksel Güneş’in bu açısal momentum farkını kaybetmesi için zamana sahiptir ve iyonize olmuş Güneş rüzgarlarıyla taşınan materyallerin manyetik alanların etrafında spiraller çizmesi ve ayrılması açısal momentumu azaltıcı etki için tatminkardır.

Türbülanslar nedeniyle bölge bölge yoğunlaşan gazlar gezegenlerin en az bir kaç katı büyüklükte oluyor, birbirleriyle kesişenler birleşiyor ve etrafına karşı basın konuma gelip etrafındaki maddeleri de kendine çekiyor, daha sonra bu yapılar kendi kütleçekimleri dahilinde çökmeye başlayıp gezegenimsileri oluşturuyorlardı.

McCrea aynı zamanda gezegenimsilerin gezegenlerden daha büyük olduğunu savunuyordu. Çökme süreci sırasında artan hız nedeniyle gezegenimsilerin dönüş biçimi kararsız bir hale bürünüyor ve gezegenimsi 8’e 1 oranında iki parçaya ayrılıyor, bir kütle merkezi etrafında önceki açısal momentuma yakın bir hızda birbirleri etrafında dönen gezegenimsilerden daha ufak olanı kaçış hızından daha hızlı olduğu için fırlayıp başka bir yörüngeye oturuyordu. Bu iki gezegenimsinin etkileşimi sırasında ise uydular oluşuyordu.

spitzer-distantsystem-browse

Haliyle bu modele göre Güneş sistemindeki gezegenlerin sınıflandırması değişmektedir. Venüs ve Dünya 2 ana kaya gezegen olurlar. Merkür Venüs’ün kardeş gezegeni, Mars ise Dünya’nın kardeş gezegenidir. Ayrıca bu gezegenlerin yoğunluklarının da birbirlerine yakın olacağı öngörülmektedir. Jupiter ve Satürn 2 ana gezegen, Uranüs ve Neptün ise 2 dış gezegendir. Plüton da Mars ve Merkür gibi kardeş gezegenlerin içinde kabul edilir.

Teori gezegenlerin yörüngelerinin neden dairesele yakın bir şekilde olduğu konusuna bir açıklama getirememiştir. Ayrıca rastgele bir şekilde oluşan gezegenlerin hepsinin de Güneş’in etrafında aynı yönde seyretmeleri pek akla yatkın değildir.

Yakalama Teorisi

1964 yılında Michael Woolfson‘un geliştirdiği bu teori zamanında oldukça kabul görmüş olan James Jeans‘in Gelgit teorisi (1917) gibi dualist teoriler sınıfındadır. Jeans’in teorisinden farklı olarak yıldızlar rollerini değiştirmişlerdir. Güneş yanından geçen hiperbolik yörüngeli, henüz tam bir yıldız olamamış düşük yoğunluklu ve daha az kütleli fakat daha büyük bir protoyıldıza (ön yıldız) gelgit etkisi yapar. Bunun sonucunda protoyıldızın atmosferinden güneşe doğru filament şeklinde madde akışı başlar. Yörüngeye oturan bu madde bölge bölge yoğunlaşarak topaklar oluşturur ve bunlar da zamanla gezegenimsileri meydana getirirler.

Woolfson, makalesinde geçiş yapan yıldızın kütlesini 0.15 güneş kütlesi, yarıçapını ise 20 astronomik birim olarak belirtmiştir. Yapılan parçacık simülasyonlarında büyük kütleli gezegenimsilerin Güneş’in yakınlarında oluşmasının pek de mümkün olmadığı görülmüştür.

Filamentin gezegenimsileri oluşturması sırasında bu gezegenimsiler aphelion (Güneş’e en uzak) konumlarında olurlar ve yüksek dış merkezli yörüngeler ile (0.7 ile 0.9 arası) 100AU’dan daha öteden Güneş’e doğru rota çizerler. Perihelion’a (Güneş’e en yakın konum) ulaşmaları binlerce yıl alacağı için yoğunlaşıp Güneş’in gelgit etkisi ile dağılmamaları için zamanları olur.

Güneş Nebulası Teorisi

1960’larda meteoritlerin artık iyice anlaşılmaya başlanmasının ve 1972’de sovyet astronom Victor Safranov‘un gezegen oluşumları için yazdığı makalenin ardından tekrar gündeme gelip gelişmeye başlayan nebula modeli 1973’te ise Kanadalı astrofizikçi Alastair Cameron sayesinde olgunlaşmıştır.

Güneş sisteminde bulunan belli kompozisyonların farklı sıcaklıklarda ve basınçlarda soğumalarının nasıl yapılar ortaya çıkardığına dair bir çok makale çıkmaya başlamıştır bu dönemde. Bunlardan elde edilen sonuç, Güneş sisteminin ilk zamanlarında sıcak gaz formunda olduğudur.

artists-impression-shows-the-disc-of-gas-and-cosmic-dust-around-the-young-star-HD-142527

Eski Laplace modelinde merkezdeki önyıldız ile disk birbirlerinden ayrı bir gelişim göstermektedirler ve disk gezegenleri oluşturmak için halkalar halinde bölünmüştür. Güneş nebulası teorisinde ise disk halkalar halinde bölünmez. Gezegen formasyonu %1 civarı katı materyal bulunduran ve merkezden uzaklaştıkça kademeli bir şekilde sıcaklığı azalan gaz diskinde akresyon ile oluşmaya başlar.

Teoride önceleri diskin 1 güneş kütlesinde olacağı düşünülmüş fakat bunun sonucunda bir çok gaz devi oluşumu ve yörüngelerde düzensizlikler baş gösterdiği için diskin kütlesi 0.01 güneş kütlesi mertebesine indirilmiştir. Bu değer de akresyon süreci ve gezegen oluşumu için yeterlidir.

Kaya gezegenlerin ve gaz devlerinin çekirdeklerinin oluşumu sırasında diskteki ufak katı parçalar büyüklükleri yüzlerce metre ile onlarca kilometre arasında değişen planetesimal‘leri (gezegenimsileri oluşturacak olan kaya parçaları) oluşturmaktadırlar. Sonrasında ise bu planetesimal’ler birbirleriyle çarpışarak ve birleşerek kütleçekimsel olarak etrafına baskın konuma gelecek gezegenimsileri oluştururlar. Oluşan gezegenimsiler de etrafındaki diğer materyallere kütleçekimsel etkide bulunarak yörüngesini temizlemeye başlarlar.

130228103341-large

Gaz devleri çekirdeklerini oluşturduktan sonra diskteki kendilerine yakın olan gazları toplamaya başlarlar, bu işlem gaz devlerinde 10 üzeri 5 (yani 100 bin) yıl kadar sürer.

 

Güneş nebulası teorisi uydu oluşumları için spesifik bir model önermemektedir, gezegen oluşum sürecindekine benzer fakat daha küçük ölçekte bir oluşuma işaret eder. Monistik bir teoridir. Yıldız ile disk ayrı yapılar olarak görülmedikleri için oluşma sürecindeki güneş çökerken açısal hız transferini mümkün kılmaktadır fakat açısal momentum ile kütle dağılımının üstesinden yine de tam olarak gelememiştir.

Diskte oluşan gezegenlerin aynı yönde dönmeleri ve kaya gezegenlerin daha ağır moleküllerden oluştukları için Güneş’e yakın olduklarını ve gaz devlerinin Güneş’in çekim alanı dışında kalan uzaktaki gazları toplayarak oluştuğunu açıklanmaktadır.

Model ayrıca çoğu gezegen oluşumlarının makul süreler vermektedir. Dünya için 106 yıl, Jüpiter için 10yıl veya daha az bir zamanda gezegenin oluşacağını belirtmektedir. Fakat dış gezegenlerin oluşması için verdiği süreler 1010 yıl kadardır. Gezegen oluşumları sonrasında disk materyalinden geriye bir şey de kalmamaktadır ve Kuiper kuşağı hakkında da bilgi içermez.

Yazı dizimizin üçüncü ve son bölümünü bu linkten okuyabilirsiniz.

Hazırlayan: Taylan Kasar

Dünya

Ay Antlaşması – Uzay Hukukunun Öksüz Evladı

• İçerik Üreticisi:

Bu yazıyı yaklaşık 4 dakikada okuyabilirsiniz.

Birleşmiş Milletler bünyesinde kaleme alınan ve Uzay Hukukunun kaynakları arasına giren bu antlaşmanın resmi adı, “Devletlerin Ay ve Diğer Gök Cisimleri Üzerindeki Faaliyetlerini Düzenleyen Antlaşma”dır. Kısa olarak Ay Antlaşması – Moon Treaty adı ile bilinmektedir.

Soğuk Savaş’ın gölgesi Dünya üzerinde iken, peş peşe uzaya dair anlaşmalar BM tarafından uluslararası camianın oylarına sunulmuştur. Daha önceki yazılarımızda bu anlaşmaların çoğuna değindik. Ay Antlaşması’nın, bu diğer antlaşmalardan temel farkı, Dünya devletlerinin birçoğu tarafından imza edilmemiş ve kabul edilmemiş olmasıdır.

Antlaşma, Aralık 1979’da BM’ye sunulmuştur. Gerekli beş devletin imzasının Temmuz 1984’te toplanması ile de resmen yürürlüğe girmiştir. 2016 tarihi itibarı ile sadece 17 devlet tarafından onanmıştır. Kapsamlı ve tüm insanlığın çıkarlarını gözeterek kaleme alınan antlaşma, 11. maddesi yüzünden uzay yetenekli büyük devletler tarafından rağbet görmemiştir.

Ay Antlaşması

Antlaşmaya göre Ay, insanlığın ortak malıdır ve hiçbir millet yahut devlet, üzerinde tek başına hak iddia edemez.

 

Dünya devletlerinin anlaşmayı imzalamaktan çekinmesinin asıl sebebine değinmeden önce, ana hatlarıyla Ay Antlaşması hükümlerine bir göz atalım:

  • Bu antlaşma, Dünya hariç, Ay ve Güneş Sistemindeki tüm gök cisimlerini kapsar.
  • Ay ve gök cisimleri ve çevrelerindeki yörüngeler münhasıran barışçı amaçlarla kullanılır. Belirtilen bu uzay alanlarında askeri amaçlı çalışma yapılamaz, askeri üs kurulamaz, nükleer ve kitle imha silahları yerleştirilemez, bu sahalar tehdit amaçlı kullanılamaz. Ancak güvenlik ve araştırma amacıyla askeri personel bulundurulabilir.
  • Ay ve gök cisimleri insanlığın ortak malı olarak tüm devletlerin erişimine, araştırma yapmasına, istasyon kurmasına ve benzeri faaliyetlerde bulunmasına açıktır. Sayılan bu haklar engellenemez.
  • Ay ve gök cisimlerinde kurulacak üsler, buradaki laboratuvar ve cihazlar, diğer imzacı devletlerin ziyaret ve incelemelerine açık olacaktır.
  • Ay ve gök cisimlerinde yapılacak olan araştırma ve diğer faaliyetler, bunlardan elde edilen bulgu ve sonuçlar düzenli aralıklar ile BM Genel Sekreterliği’ne bildirilecektir.
  • Ay ve gök cisimlerinden getirilen örnekler, bu örnekleri getiren devletlerin mülkiyetinde olacaktır. Ancak diğer devletlerin bu örnekleri isteme ve inceleme haklarına saygı göstereceklerdir.

Ay Antlaşması bu noktaya kadar, genel geçer kapsamı, barışçıl amaç ilkesi, faaliyetlerin niteliği vb. Uzay Hukuku ilkeleri kapsamında kaleme alınmıştır. Ancak Ay Antlaşması’nın 11. maddesi ABD, Rusya, Çin gibi “Uzay Yetenekli” devletlerin bu anlaşmadan uzak kalmasına sebep olmuştur.

Ay Antlaşması madde 11 özetle der ki;

  • Bu Anlaşma hükümlerinde yansıtıldığı üzere Ay ve doğal kaynakları insanlığın ortak mirasıdır. Ay’da, kullanım ya da işgal yoluyla ya da herhangi bir başka yolla ulusal egemenlik tesis edilemez. Ay’ın yüzeyi veya alt yüzeyi, herhangi bir kısmı veya doğal kaynakları, herhangi bir Devlet, uluslararası ya da hükümetler arası veya sivil toplum kuruluşu, ulusal organizasyon veya sivil toplum kuruluşu veya herhangi bir gerçek kişinin mülkiyetinde olamaz. Ay’ın yüzeyinde veya yüzey ile bağlantılı yapılar da dahil olmak üzere Ay’ın yüzeyinde veya altındaki sahalara yerleştirilen personelin, uzay araçlarının, ekipmanların, tesislerin, istasyonların ve tesisatların varlığı, Ay üzerinde herhangi bir mülkiyet hakkı tesis etmez.
  • Ay ve gök cisimlerinden geniş çaplı ekonomik veya diğer sivil amaçlar ile yararlanma söz konusu olursa, bu durum ayrı bir işletme rejimi anlaşması ile düzenlenecektir. Temel ilke, teknik olanakları ve teknolojiyi sağlayan devletlerin haklarına ve gelişmekte olan ülkelerin ihtiyaçlarına özen gösterilerek, elde edilecek kazançtan BM üyesi her devletin hakkaniyetli bir biçimde yararlanmasını sağlamaktır.

Bu hüküm çerçevesinde uzay yetenekli devletlerin büyük paralar ve çaba harcayarak bir gök cisminde elde edeceği fayda ve kazancı, tüm ülkelerle paylaşmak zorunda bırakılmalarını kabul etmemeleri temelde anlaşılır bir durumdur. Peki hangi ülkeler bu antlaşmayı imzaladı ve kabul etti?

Fransa, Hindistan, Romanya ve Guatemala Ay Antlaşması’nı sadece imzalamışlar, fakat henüz onaylamamışlardır.

Avusturya, Belçika, Şili, Kazakistan, Kuveyt, Lübnan, Meksika, Fas, Hollanda, Pakistan, Peru, Filipinler, Suudi Arabistan, Uruguay, Venezuela ve TÜRKİYE bu antlaşmayı imza ya da katılma yoluyla onamışlardır ve de antlaşmaya TARAF HALİNE GELMİŞLERDİR.

Türkiye’nin katılım bildirisi linki: http://treaties.un.org/doc/Publication/CN/2012/CN.124.2012-Eng.pdf

Ay Antlaşması’nın bağlayıcılık hususu bakımından diğer uzay anlaşmalarından bir farkı bulunmamaktadır. Bu anlaşma, anlaşmayı onayan beşinci ülkenin bunu BM’ye bildirmesinden 30 gün sonra yürürlüğe girer. Antlaşmayı daha sonra onayan ülkeler için anlaşma, bu durumu bildirmelerinden 30 gün sonra geçerli olur.Bu hali ile Ay Antlaşması sadece onu onayan ülkeler tarafından bağlayıcıdır.

Hazırlayan: Yavuz Tüğen

Bu yazımız, sitemizde ilk olarak 3 Aralık 2019 tarihinde yayınlanmıştır.

Okumaya devam et

Dünya

Aurora (Kutup Işıkları) Nedir Ve Nasıl Oluşur?

• İçerik Üreticisi:

Bu yazıyı yaklaşık 4 dakikada okuyabilirsiniz.

Aurora denilen görsel şölen, Güneş fırtınalarının uzaya yaymış olduğu yüklü parçacıkların Dünya’nın manyetik alanı ile etkileşmesi sonucu oluşan göz alıcı ışıklardır. “Kutup Işıkları” da denilen bu parıltılar, tarih boyunca insanları büyülemiş muhteşem ışık şovlarıdır.

Kuzey ve Güney kutup noktalarında gözlemleyebildiğimiz Auroralar, Aurora Borealis (Kuzey Işıkları) ve Aurora Australis (Güney Işıkları) olarak da bilinirler.

Auroralar nasıl oluşurlar?

Güneş rüzgarlarıyla, yıldızımızdan yaklaşık saatte 1 milyon mil hızla uzaya fırlatılan ve hayli yüksek oranlarda yüklü elektronlardan oluşan parçacıklar, Güneş’ten ayrıldıktan neredeyse 40 saat sonra Dünya’nın çekirdeğinin ürettiği manyetik güç çizgilerini izleyerek manyetosfere ulaşırlar ve atmosferde bulunan elementlerle etkileşime girerler.

Manyetik Alan

Güneş rüzgarlarının taşıdığı yüklü parçacıklar, Dünya’nın manyetik alanı tarafından saptırılarak yönlendirilir. Ancak bunların bir bölümü, manyetik alan çizgilerini takip ederek gezegenimizin manyetik kutuplarından geçer ve atmosfere ulaşır.

 

Bilim insanı Celsius, 1741 yılında Auroraların meydana getirdiği manyetik akımları, manyetik kontrolün kanıtı olarak tanımlamıştır.

Kristian Birkeland ise 1908 yılında manyetik akımın Aurora arkı boyunca bu tür partikül hareketlerinin genellikle gün ışığından karanlığa doğru, Doğu-Batı doğrultusunda hareket ettiğini savunmuştur. Bu yönlenme hareketi daha sonra “Aurorasal Elektron Hareketi” ismini almıştır (ayrıca Birkeland akımı olarak da bilinir).

1800’lü yılların sonunda, Alman gökbilimci Hermann Fritz‘in katkılarıyla Auroranın çoğunlukla “Aurorasal Bölge” de görüldüğü saptanmıştır (Aurorasal Bölge Dünya’nın manyetik kutbunun çevresinde yaklaşık 2.500 km çapında halka şeklinde bir bölgedir). Bunun dışında oluşabilecek güçlü bir manyetik fırtına, geçici olarak Aurasal ovali genişlettiğinde, nadiren ılıman enlemlerde de görülebilir.

29 Temmuz 1998 yılında THEMIS uzay sondaları ilk kez Auroralara sebep olan manyetosferik fırtınanın başlangıcını görüntülemeyi başarmıştır. Sonda, Aurorasal yoğunlaşma başlamadan 96 saniye önce manyetik temas fikrini kullanarak ölçüm yapmış ve bunun üzerine astronom Vasilis Angelopoulos “Verilerimiz ilk kez açıkça gösteriyor ki manyetik temas bu olayın tetikleyicisidir.” ifadesini kullanmıştır.

Aurora ISS

Uluslararası Uzay İstasyonu’ndan Auroraların görünüşü.

 

Büyük manyetik fırtınalar, yaklaşık olarak 11 yılda bir gerçekleşen Güneş lekesi döngüsü ile en yoğun noktalara ulaşırlar. Bu fırtınalar, takip eden 3 yıl boyunca da etkisini sürdürebilir. Aurorasal Bölgenin içinde Auroranın meydana gelme olasılığı, genel itibariyle IMF (Gezegenler arası manyetik alan) çizgilerinin eğimine, özellikle de güney yönlü olmasına bağlıdır.

Solar rüzgar (Güneş rüzgarı) partikülleri çarpışır ve Dünya’nın manyetik alan çizgileri boyunca hızlanırlar. Bu sebeple iyonize olan atmosferin üst kısımlarındaki (80 km den yukarısında) oksijen ve nitrojen atomları, bu parçacıklar tarafından uyarılırlar.

Elektron kazanan nitrojen (azot) atomları ile, uyarılan oksijen atomlarının temel enerji düzeyine dönüşümüyle foton salınımı ortaya çıkar. İşte gökyüzünde gördüğümüz Auroralar, bu fotonlardır.

Tüm bu manyetik ve elektriksel kuvvetler, sürekli kayan kombinasyonlarla birbirleri ile etkileşirler. Bu kaymalar ve akışlar, 50,000 voltta 20,000,000 ampere kadar ulaşabilen atmosferik akımlar boyunca “Aurora’nın Dansı” şeklinde görülebilmektedir.

Aurora

Kuzey kutbuna yakın görülen auroralara bir örnek. Bu fotoğrafta görülen kuzey ışıkları, çıplak gözle bu kadar belirgin görülemez. Bu fotoğraf, uzun pozlama sonucu elde edilen belirginleşmiş bir görüntüdür.

Bu göz alıcı renkler nasıl oluşmaktadır?

Auroraların renkleri, Güneş’ten rüzgarlarıyla gelen yüklü parçacıkların atmosferimizde hangi elemente ait atomla çarpıştığına ve karşı karşıya geldikleri atmosfer yüksekliğine bağlıdır. Temel olarak açıklayalım:

Oksijen: Yeşil veya kahverengimsi kırmızı, absorbe edilen enerjinin miktarına bağlı olarak 240 km yüksekliğe kadar yeşil, bunun üzerinde ise kırmızı renktedir. Oksijenin başka bir atom veya molekülle çarpışması yüksek enerjisini emecek ve temel hale geçmesine engel olacaktır. Atmosferin üstünde yüksek oranda oksijen bulunur, Bu tür çarpışmalar, seyrek olduğu için oksijen kırmızı ışık yayabilir.

240 km’den aşağıya indikçe, çarpışma olasılığı artar ve böylece kırmızı renk oluşamaz. Bunun temel sebebi, başka bir atom veya molekülle çarpışmaların, temel hale geçmesine engel olacak ve sonunda yeşil ışık yayacak olmasıdır.

Nitrojen (Azot): Mavi, veya kırmızı. Bunun dışında atom iyonize olduktan sonra tekrar elektron kazanırsa mavi ışık oluşacaktır. Yüksek enerji seviyesinden temel seviyeye geri dönüyorsa kırmızı ışık yayacaktır. 90 km yüksekliğe kadar mavi bunun üzerinde ise kırmızı ışık görülecektir.

Yazan: Ulaş AKKAYA
Düzenleyen: Sinan DUYGULU & Zafer EMECAN
Bu yazımız, sitemizde ilk olarak 14 Ocak 2018 tarihinde yayınlanmıştır.

Okumaya devam et

Dünya

Astronomide Zaman Ölçümü: Güneş Zamanı, Yıldız Zamanı ve Gün

• İçerik Üreticisi:

Bu yazıyı yaklaşık 4 dakikada okuyabilirsiniz.

Yaz saati, kış saati, saatler ileri geri derken, ülkemizde son yıllarda, büyükten küçüğe herkes aslında astronomik bir olguyu konuşuyor. Saat dilimimizin değişmesi iyi mi oldu kötü mü oldu bilemeyiz ama, bu konuya istinaden, Astronomide Yerel Zaman ve değişimleri üzerine sizin için bir yazı hazırlamaya çalıştık.

Neden Dünya üzerinde her coğrafi bölgede saat aynı değil, Yerel Zaman ne demek gibi sorulara yanıt olarak aklınıza ilk başta, Dünya’nın yuvarlak olduğu ve döndüğü geliyor ise doğru yoldasınız. Dünya’nın kendi ekseninde dönen yuvarlak bir cisim olması, zamanı ölçmek için temel bir birimdir.

Günlük yaşamımızda bu dönmeyi sabit, yani çok uzun zaman sürecinde de olsa değişen temel açısal döneme hızını, değişmez ve bir turu tam olarak 24 saat kabul ederiz. Ama hassas Astronomik ölçümlerde, özellikle dönme süresi önemlidir ve dikkatli hesaplanmazsa karışıklığa sebep olur.

Göksel meridyenler, enlemler… Astronomlar zaman hesaplamalarında ve gözlemlerinde ileri matematik ile çalışırlar.

 

Bu sebeple astronomlar, Dünya’nın kendi ekseninde dönme hareketine dayanan ama yörüngedeki hareketini de hesaba katarak ve Güneş’i ya da bir yıldızı referans alarak, üç temel şekilde zaman ölçü birimlerini saptarlar.

  • Yıldız Zamanı: Bir Yıldız Günü, ilkbahar noktasının bir gözlemcinin göksel meridyeninden peşi sıra geçişi arasındaki zaman aralığı olarak tanımlanır ve 24 Yıldız Zamanı Saatine eşittir. İlkbahar Noktası, Güneş’in görünen yıllık deviniminde gök eşleği(gök ekvatoru) ile tutulumun kesim noktalarından biri olarak özetlenebilir.
equinox

Vernal Equinox; İlkbahar Noktası

 

İlkbahar noktası, gözlemcinin görsel meridyeninde bulunduğu zaman o yerdeki yıldız zamanı 0h’dir. Bu tanım, her gözlemcinin Dünya’dan uzaya baktığı konum aynı olmadığı için yani, göksel meridyenleri farklı olduğu için yersel kabul edilir, bu farktan ötürü de bir yıldızın iki gözlem yerine ait saat açıları farkı, bu yerlerin boylam farkına eşittir.

Saat açısı kısaca, gözlenen yıldızın saat çemberinin, gözlem yerinin göksel meridyenine göre, batı yönünde yaptığı açı olarak tanımlanabilir.

Yıldız günü uzunluğu, ilkbahar noktasının aynı göksel meridyenden peşi sıra geçişindeki sürenin 1/120 saniyelik farkından dolayı, uzun vadede değişiklik gösterir.

  • Gerçek Güneş Zamanı: Güneş’in, bir gözlem yerine ait saat açısına, o yerdeki Gerçek Gözlem Zamanı denmektedir. Güneş, o yerin göksel meridyeninde bulunduğu anda, o yerde Gerçek Öğle Zamanı olduğu kabul edilir. Temel olarak, Dünya’nın Güneş etrafındaki eliptik yörüngesinde sabit hızla hareket etmemesinden, Gerçek Güneş Gününün uzunluğu sabit olmayıp mevsimden mevsime değişmektedir. Bu değişimler de hesaplamalarda Astronomlar tarafından göz önünde bulundurulmak durumundadır.
  • Ortalama Güneş Zamanı: Bütün bu bahsedilen düzensiz hareketler Astronomları teorik, gerçekte olmayan, düzenli hareket eden bir Güneş tanımlamaya yöneltmiştir. Ortalama Güneş diye anılan bu sanal Güneş’in, 21 Mart’ta tam İlkbahar Noktasında bulunduğu, gök ekvatoru üzerinde de düzenli hareket ettiği kabul edilir.

İşte bu Ortalama Güneş’in saat açısına Ortalama Güneş zamanı denir ve gözlemcinin göksel meridyeninden peşi sıra geçişi arasında kalan zamana bir Ortalama Güneş Günü denir.

Ve nihayetinde, Ortalama Güneş ve Ortalama Güneş Zamanı bizi günlük hayatta kullandığımız Takvim Zamanı’na götürür. Takvim Zamanı’nda Ortalama Güneş Zamanı’na göre çalışan bir saat, ortalama gece yarısında 0h’yi gösterir ve bizim için yeni bir takvim günü başlar. Takvimin Zamanı’nın bölgesel olarak özelleşmesi ise coğrafi konumlarla ilişkilidir.

Türkiye’de Yaz ve Kış Saati Uygulaması

Dünya üzerinde, Greenwich başlangıç meridyeninden itibaren, eşit aralıklı, 24 tane standart meridyen ve bunlar yardımı ile de 24 saat dilimi tanımlanmıştır. Buna göre, komşu iki meridyen arasındaki açı 15 derecedir. Bir standart meridyenin 7 dakika 15 derece sağından ve solundan geçen meridyenlerle sınırlanan bölgeye o standart meridyene ait Saat Dilimi denir. Aynı saat diliminde bulunan yerler aynı Ortalama Güneş Zamanı’nı kullanır ve bu zamana Bölge Zamanı (Yerel Zaman) denir.

Greenwich, başlangıç meridyeni ile tanımlanan bölge zamanı için Genel Zaman (Universal Time=U.T) terimi kullanılır.

turkey

Türkiye’den biri İzmit civarından olmak üzere, 30 derecelik doğu standart meridyeni, diğeri de Erzurum civarından olmak üzere, 45 derecelik doğu standart meridyeni geçmektedir.

Ülkemizden iki standart meridyen geçtiğinden, 1972 yılından 2016 yılına kadar Türkiye Bölge Zamanı saati, kış ayları için genel saati gösteren saatten 2 saat ileri, yaz ayları için genel saati gösteren saatten 3 saat ileri olacak şekilde kullanılmıştır.

8 Eylül 2016 itibariyle de Türkiye Bölgesel Zamanımız, 45 derecelik doğu standart meridyeni hesaplamalarıyla, genel saati gösteren saatten 3 saat ileri olacak şekilde 29825 sayılı Resmi Gazete’de yayımlanarak yürürlüğe giren 07/09/2016 tarihli 2016/9154 sayılı Bakanlar Kurulu Kararnamesine göre kalıcı hale gelmiştir. Eh, ne diyelim, güle güle kullanalım. 🙂

Hazırlayan: Büşra Özşahin

Kaynak: Genel Astronomi, S.Karaali, 1999

Okumaya devam et

Dünya

Kitlesel Yok Oluşlar

• İçerik Üreticisi:

Bu yazıyı yaklaşık 7 dakikada okuyabilirsiniz.

Yine iç açıcı bir konuyla karşınızdayız. Bu yazımızda güzelim Dünyamızın belini büken, tam da yeni yeni türemeye ve yayılmaya başlamış  bazı türleri yok eden, bazılarını ise yeni baştan ve bambaşka şekillerde tekrar ortaya çıkmasına vesile olmuş “Kitlesel Yok Oluşlar”dan bahsedeceğiz.

Kitlesel Yok Oluş olağan dışı çok sayıda türün aynı anda ya da sınırlı bir zaman dilimi içinde ortadan kalktığı Dünya tarihi dönemlerine denir.

Dünya üzerinde canlı yaşamı baş gösterdiğinden beri farklı farklı türler güzel gezegenimize varlıklarıyla renk katmıştır. Fakat ne yazıktır ki bazı türler, daha modern insan olan Homo Sapiens ile bile tanışamadan tarih sahnesinden silinmiştir. Bunların sebepleri ise davetsizce gezegenimize yönelip atmosferin yok edemeyeceği kadar büyük olduğu için Dünya’ya çarpan çok büyük “meteoroid”ler olabileceği gibi, Dünya atmosferindeki değişimler gibi uzun süreli doğal felaketler de olabilir. Meteor çarpması ile kısa sürede gerçekleşen yok oluş, atmosferik sebeplerle olursa çok milyon yılları kapsayabilir.

  • Kretase – Tersiyer Yok Oluşu

O devasa ve korkunç dinozorların günümüzde sadece çocukların elindeki sevimli oyuncaklardan ibaret olması 66 milyon yıl önce yaşanan Kretase yok oluşuna bağlanmaktadır. Bu felaketin sebebinin, tam olarak kanıtlanamamış olmakla birlikte Meksika’nın Yucatan bölgesine düşen bir meteor olduğu düşünülmektedir. Bu meteorun çapı 10 km ve meydana getirdiği kraterin çapı da yaklaşık 180 km genişliğindedir.

Bu yok oluş öyle devasa boyutlardaydı ki yeryüzü evrelerinden Mezozoik dönemi bitirmiş ve Senozoik dönemi başlatmıştır. Mezozoikin son zamanı Kretase, Senozoikin ilk zamanı Tersiyerdir. Yeryüzünün 200 milyon yıldır en baskın canlıları olan dinazorlar ve bir çok sürüngen türü tarihe karışmıştır.

Ayrıca ilkel kuşların bir çoğu, bir çok omurgasız deniz canlısı ve plankton türlerinin çoğu da tarihin tozlu raflarında yerini almıştır. Kara bitkilerinin %35’i, tüm canlı türlerinin ise yaklaşık %70’i bu felaketten paçayı sıyıramamıştır. Çiçekli bitkililer, kertenkele, yılan ve timsah gibi sürüngenlerin yanı sıra bazı küçük ilkel memeliler bu felaketten kurtulmayı başarmışlardır.

Ayrıca bu felaket ile aynı zamanlarda faaliyete geçen (göktaşının etkisi ile olsa gerek) Hindistan’daki bir yanardağın atmosfere yaydığı gazların da yıkıma katkısı olduğu tahmin edilmektedir.

Bahsi geçen göktaşı beraberinde, dünyada çok nadir bulunan İridyumdan bol miktarda getirmiştir.

  • Permiyen – Triyas Yok Oluşu

Bazı çevrelerce “Büyük Ölüm” ya da “Büyük Yok Oluş” olarak da adlandırılır. 251 milyon yıl kadar önce meydana gelmiş Paleozoik ve Mezozoik dönemlerin haricinde Permiyen ve Triyas jeolojik dönemleri arasında geçisi başlatan bir kitlesel yok oluş olayıdır. Bu yok oluş olayı sayesinde karadaki omurgalı türlerinin %70’i, tüm türlerin ise %96’sı yok olmuştur. Dünya’da meydana gelen en şiddetli yok oluş olarak bilinir.

Bir diğer özelliği de böceklere etki eden tek yok oluş olayı olmasıdır. Bazı ailelerin %57’si yok olurken tüm cinslerin ise %83’ü ölmüştür. Bu olay biyoçeşitliliğe büyük bir darbe vurmuş, Dünya’nın kendine gelmesi, üzerindeki yaşamın kendini toparlaması diğer yok oluşlara kıyasla daha uzun sürmüştür.

Bu yok oluşun gerçekleşmesi milyonlarca yıl sürmüştür. Nedenlerine dair çeşitli teoriler ortaya atılmıştır. Bu teorilerden birine göre, daha önceden yavaş yavaş gerçekleşmeye başlayan bazı çevresel değişimlerin yanı sıra, aynı dönemlere denk gelen bir yıkımsal felaketin yok oluşu hızlandırdığı düşünülmektedir. Bu yıkımsal felaket, bol miktarda meteorun çarpması, bazalt seli patlamaları, denizlerdeki oksijenin oranının değişikliği, deniz seviyesinin gerilemesi, volkanik patlamalar veya bunların birden fazlasının birlikte görülmesi olabilir.

Küresel soğuma bu yok oluşu açıklamak üzere önerilen diğer  görüşlerden biri. Gondvana kıtası üzerindeki buzullaşmanın Ordovisyen ve Devoniyende olduğu gibi yok oluşa neden olmuş olabileceğini ileri süren bilim adamları da var. Yaygın buzullaşma, deniz seviyesinde bir düşüşe, küresel soğumaya ve iklimsel değişimlere yol açarak yok oluşa neden olmuş olabilir.

Bugün dünya üzerinde yaşamını sürdüren tüm türler, Permiyen-Triyas yok oluşundan kurtulabilen %4’lük kısımda olan türlerden türemiştir.

  • Geç Devoniyen Yok Oluşu

359 milyon yıl önce Dünya üzerindeki tüm türlerin üçte ikisi, Devonian’ın Geç Devoniyen Kitlesel Yok Oluşu ile yok oldu. En yaygın görüşe göre tek bir olay ile değil de milyonlarca yıllık bir dizi felaketten sonra bu yok oluş gerçekleşmiş olabilir.

En kötü etkilenenler sığ denizlerdeki yaşam türleriydi. Resifler,  yeni mercan türleri 100 milyon yıl sonra ortaya çıkıncaya kadar eski ihtişamlarına geri dönmemek üzere kayboldu. Aslında, deniz yatağının büyük kısmı neredeyse oksijensiz kalmış, bakteriler haricindeki canlılar için yaşanabilir olmaktan çıkmıştı. Deniz seviyesinde meydana gelen değişiklikler, asteroid etkileri, iklim değişikliği ve toprağa karışan yeni tür bitkiler bu yok oluşlardan sorumlu tutuldu.

  • Ordovisyen – Silüryen Yok Oluşu

Dünya tarihinin üçüncü en büyük yok oluşu olan Ordovisiyen-Silüriyatik kitlesel yokoluş, gerçekleştiği yüzbinlerce yıl içerisinde iki kere yok oluşlar açısından tavan yapmıştı. Ordovisyen dönem sırasında yeryüzündeki hayatın çoğu suda yaşıyordu. Bunlar trilobitler, brachiopodlar ve graptolitler gibi deniz canlılarıydı.

443 milyon yıl önce vuku bulan bu yok oluştan dolayı toplamda, deniz hayatının yaklaşık %85’i yok oldu. Yaşanan bir buzul çağının yok oluşlardan sorumlu olduğuna dair görüşler ağırlıkta. Bu görüşe göre güney yarımkürede büyük bir buz tabakası, iklim değişikliğine ve deniz seviyesinde bir düşüşe neden oldu, böylece okyanusların kimyası da haliyle alt üst oldu.

  • Triyas – Jura Yok Oluşu

Triyas döneminin son 18 milyon yıllık döneminde, ikiye katlanan etkileri ile Trias-Jura kitlesel yokoluş olayını yaratan iki veya üç aşamalı yok oluş vardı. İklim değişiklikleri, sel felaketleri ve bir asteroid etkisi bu yaşam kaybından sorumlu tutuldu. Çok sayıda deniz sürüngenleri, bazı büyük amfibiler, resifleri oluşturan bir çok canlı ve çok sayıda yumuşakça da dahil olmak üzere pek çok hayvan öldü. O dönemde hayatta olan bütün türlerin yaklaşık yarısı yok oldu. Garip bir şekilde, bitkiler o kadar da etkilenmemişti.

Yazının bundan sonraki kısmı toplumsal mesaj içerir… 🙂

Bunca felaketten sağ çıkabilmiş türler ve onların torunları olarak güzel dünyamızı tüm canlı türlerine ait bir yer olarak görelim. Hayvanları ve doğayı sevelim, sevelim sevilelim… Bilimle ve Sevgiyle kalın…

Hazırlayan: Hakan Cibelik

Kaynakça:

1) Jin YG, Wang Y, Wang W, Shang QH, Cao CQ, Erwin DH (2000). “Pattern of Marine Mass Extinction Near the Permian–Triassic Boundary in South China”. Science 289(5478): 432–436.
2) Erwin, D.H (1993). The Great Paleozoic Crisis: Life and Death in the Permian. New York: Columbia University Press.
3) Benton M J (2005). When life nearly died: the greatest mass extinction of all time. London: Thames & Hudson.
4) Sahney S and Benton M.J (2008). “Recovery from the most profound mass extinction of all time” (PDF). Proceedings of the Royal Society: Biological 275 (1636): 759–765.
5) Labandeira CC, Sepkoski JJ (1993). “Insect diversity in the fossil record”. Science 261 (5119): 310–315.
6) Sole RV, Newman M (2003). “Extinctions and Biodiversity in the Fossil Record”. Encyclopedia of Global Environmental Change, The Earth System – Biological and Ecological Dimensions of Global Environmental Change (Volume 2). New York: Canadell JG, Mooney, HA. s. 297–391
7) Yin H, Zhang K, Tong J, Yang Z, Wu S. “The Global Stratotype Section and Point (GSSP) of the Permian-Triassic Boundary”. Episodes 24 (2): 102–114.
8) Yin HF, Sweets WC, Yang ZY, Dickins JM (1992). “Permo-Triassic events in the eastern Tethys–an overview”. Sweet WC. Permo-Triassic events in the eastern Tethys: stratigraphy, classification, and relations with the western Tethys. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ss. 1–7
9) Tanner LH, Lucas SG & Chapman MG (2004). “Assessing the record and causes of Late Triassic extinctions” (PDF). Earth-Science Reviews 65 (1–2): 103–139.
10) http://www.bbc.co.uk/nature/extinction_events/

Okumaya devam et

Çok Okunanlar