GÜNEŞ SİSTEMİMİZ
Güneş Sistemi, Güneş adını vermiş olduğumuz bir yıldız , bu yıldızın çevresindeki belirli yörüngelerde bulunan 9 gezegen ve çok sayıda küçük gökcisminden oluşmaktadır. Güneş Sistemi'nde yer alan gezegenlerin isimleri sırası ile Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton dur. Evrende sayısız yıldız olduğu tahmin edilmektedir. Bu yıldızlar belli galaksilerde yer alır. Güneş Sistemi de Samanyolu Galaksisi'nin bir elemanıdır. Samanyolu Galaksisi içinde %90'ının büyüklüğü güneş kadar olan 100 milyar yıldız olduğu tahmin edilmektedir. Bu yıldızlardan her birinin çevresinde 9 gezegen olduğunu düşünürsek (bazı yıldız sistemlerinde çok daha fazla gezegen vardır.) sadece Samanyolu Galaksisi'nde 1 trilyona yakın gezegen olduğu sonucuna ulaşırız. Tüm evreni ele alırsak sayılarla ifade edemeyeceğimiz bir sonuç ortaya çıkar. Evrende keşif bekleyen sayısız gezegen olmasına rağmen insanoğlunun henüz Güneş Sistemi’ndeki gezegenler hakkındaki bilgileri bile çok yetersizdir. İnsanoğlunun evren ve gezegenler hakkındaki araştırmaları çok eskilere dayansa da ancak günümüzde bu araştırmalar bilimsel boyut kazanabilmiştir. Son yıllarda uzaya yollanan uzay araçları ve sondalar sayesinde çok değerli bilgiler edinilmişse de bu güne kadar uzay bilimi konusunda yapılabilen en büyük gelişme Ay'a ayak basmak olmuştur.

Güneş sisteminde, diğer tüm galaksi ve sistemlerde de olduğu gibi belli bir düzen vardır. Her gezegen kendisine ait yörüngesinde hiç bir sapma yapmadan dönmektedir. Aynı zamanda yörüngesi yada ekseni etrafındaki dönme süresi hiç değişmeden sabit kalmaktadır. Bu yörüngeler ve periyotların hepsi matematiksel bir düzen içerisindedir. Bu düzeni ilk olarak keşfeden kişi Kepler'dir. Kepler çalışmaları sonucunda Güneş Sistemi'ndeki tüm gezegenlerin periyotlarının bir formüle bağlı olduğunu bulmuştur. Bu formüldeki orantı "BodeYasası" olarak bilinir.

Her ne kadar bu yasanın adı Bode Yasası olarak bilinse de,aslında Johann Titus adlı bir fizikçi ve matematikçi tarafından 1766 yılında bulunmuştur.Bu yasa daha sonra,1772'de Bode tarafından yeniden ele alınmış ve bu nedenle onun adıyla tanınmıştır.

Bode Yasası,gezegenlerin Güneş'e uzaklığının hesaplanacağı basit bir formüle dayanır.Formülde uzaklıklar,astronomi birimiyle (ab)ifade edilir.(Bir astronomi birimi Dünya'nın Güneş'e uzaklığıdır.Yaklaşık 150 milyon km)Bode sayısına göre 0,3,6,12,24,...,(3.2n) serisindeki sayılardan her biri Güneş'e olan uzaklıklarına göre,bir gezegene denk gelir. Yani 0 Merkür'e,3 Venüs'e,6 Dünya'ya .... Gezegenin uzaklığını bulmak için,bu seriden o gezegene denk gelen sayıya 4 eklenir.Bulunan sonuç 10'a bölündüğünde gezegenin uzaklığı astronomi cinsinden bulunur.Örneğin Merkür'ün uzaklığı (0+4)/10=0,4 , Dünya'nın uzaklığı (6+4)/10=1 astronomi birimi olarak bulunur.(Gezegenlerin Güneş'e göre sıralanmalarına göre 0,3,6,9,... baz alınır)

Bilim adamları evrenin yaradılışını, evrenin yoktan var edildiğini kabul eden "Big Bang" teorisi ile açıklamaktadırlar. Bu teoriye göre; "Evren, yaklaşık 15 milyon yıl önce sıfır hacim ve sonsuz yoğunluğa sahip olan bir yokluğun şiddetle patlaması sonucunda oluşmuştur". "Big Bang" teorisi evrenin yaradılışı ile ilgili teoriler arsında en çok kanıtı bulunan ve en çok kabul edilenidir. Güneş Sisteminin oluşumu hakkında ise hiç biri tam olarak kabul görememiş bir çok teori bulunmaktadır. Güneş Sistemi'nin oluşumuyla ilgili bilinen ilk teori Decartes'e aittir. En çok destek toplayan teori ise, Samanyolu Galaksisi'nde yer alan büyük bir gaz toz bulutunun bir kısmı zamanla yoğunlaşarak Güneş'i ve diğer gezegenleri oluşturduğunu iddia etmektedir. Bu teori en mantıklı teori olarak kabul edilse de cevaplayamadığı bir çok soru vardır.

Güneş Sistemi

Güneş'in kütlesel çekim alanının belirlediği bölge içinde kalan cisimlerin oluşturduğu bir sistem. Sistemi idare eden baş cisim Güneştir. Sisteme bağlı dokuz gezegeni, asteroit kuşağını, kuyruklu yıldızları ve meteorları belirli yörüngelerde tutan ve onların hareketlerini belirleyen yine Güneştir.

Güneş sisteminin en önemli özelliği, içinde yaşam barındıran bilinen tek yıldız sistemidir. Güneş sistemine ilişkin bazı genel bilgiler tabloda gösterilmiştir.

Gezegen	Çapı (km)	Yoğunluk (g/cm³)	Güneşe uzaklık (milyon km)	Dönüş süresi (gün)	YIL (gün)	Uydu Sayısı
Merkür	4878	5.42	57.85	58.65	87.97	-
Venüs	12104	5.25	108.1	243	224.7	-
Dünya	12756	5.55	149	1	365	1
Mars	6796	3.94	227.8	1.026	686.98	2
Jüpiter	142500	1.31	777.84	0.408	4328.9	16
Satürn	120600	0.69	1426.08	0.425	10752.9	18
Uranüs	51400	1.29	2867.41	0.746	30660	15
Plato	2300	2.03	5909.74	6.39	90410.5	1
Neptün	49528	1.64	4493.9	0.796	60152	8

 

Güneş Sistemi Nasıl Oluştu?

1.Astronomlar Güneş’in milyonlarca yıl önce dev bir gaz ve toz bulutundan oluştuğunu düşünüyorlar. Gaz bulutu büzüldü ve sıcaklığı arttı.
2.Kütleçekimi gittikçe daha çok miktarda gaz ve toz bulutunun içine çektiğinden bulutun içindeki basınç çok arttı.
3.Yüksek sıcaklık ve basınç, şiddetli nükleer tepkimelerin başlamasına yol açtı ve parlak bir ışık topu yani Güneşimiz oluştu.
4.Artan madde, sonunda tümüde Güneş’in çevresinde dönen gezegenleri, kuyrukluyıldızları ve astroidleri oluşturdu.

GÜNEŞ
Evrendeki sayısız yıldızdan sadece biri olan Güneş, Samanyolu Galaksisi'nde yer almaktadır. Güneş, üzerinde yaşadığımız gezegenin de içinde bulunduğu Güneş Sistemi'nin merkezini oluşturur. 4,65 milyar yaşında olduğu tahmin edilen bu dev enerji kaynağının yarı çapı 7x105 km yani dünya yarıçapının 100 katıdır. Ekliptik düzlem normaliyle 75° 15' açı yapan Güneş, ekseni etrafındaki dönüşünü yaklaşık 27 günde tamamlar. Güneşin merkez sıcaklığı 10 milyon derece, dış sıcaklığı ise 5700 K° dir. Başlangıçta 2x1030 kg'lık kütlesinin %73 'lük kısmının hidrojenden, geri kalan kısmını ise helyumdan oluştuğu tahmin edilmektedir.

Güneşin bu bitmez tükenmez ısıyı nasıl ürettiği sorusu, ilk zamanlar insanların kafasını en çok meşgul eden soru olmuştur. Fakat günümüzde güneşin bu ısı enerjisini içindeki hidrojeni çekirdek füzyonu ile helyuma çevirerek elde ettiği anlaşılmıştır. Ve Güneş çekirdek füzyonu sayesinde çevresine 4x1026 Watt' lık güç yaymaktadır. Başlangıçta %73 hidrojen olan hidrojen oranının günümüzde %38'e düştüğü tahmin edilmektedir. Bu tahmine dayanarak güneşin ömrünü yarıladığını söyleyebiliriz.

Güneş’in yüzeyinde sanki karanlık bölgeler varmış gibi gözükür. Güneş lekeleri adı verilen bu bölgelerin sıcaklıkları çevredeki bölgelerin sıcaklığından biraz daha düşüktür. Güneş lekeler çevrelerinde görece parlak bölgeler bulunabilir. Bunlar Güneş yüzeyinin hemen üzerinde bulunan ve ışıldayan gaz bulutlarıdır. Çok daha büyük gaz bulutları patlayarak yüzeyden çok yükseklere ulaşabilir. Bunlar kuş tüyüne benzeyen kırmızı yay biçiminde gaz bulutları, akan ve fışkıran gaz sütunları olup uzayın derinliklerine ulaşırlar. Çok daha şiddetlilerine güneş parlaması adı verilir.

MERKÜR

Merkür güneş sistemindeki en küçük ikinci gezegendir ve güneşe en yakın olan gezegen olma unvanını taşır. Güneşe olan ortalama uzaklığı 57.9 milyon kilometredir. Çapı çok küçük olmasına rağmen(4878 km), çapına göre büyük bir çekirdeği vardır. Bu çekirdeğin %65'i demirden oluşmuştur. Fakat çekim gücü çok yüksek değildir, oluşturduğu manyetik alan yaklaşık olarak dünyadakinin 100/1'i kadardır. Güneşe en yakın gezegen olmasından dolayı gündüz sıcaklığı 427 C° 'ye kadar ulaşır. Bir atmosferi olmadığı için bu sıcaklığı tutamaz ve geceleri sıcaklığı -173 C° 'ye kadar iner. Merkür güneşe yakın olduğu için gün doğumunda ve gün batımında çıplak gözle güneşin yanında parlak bir yıldız gibi gözlenebilir. Merkür ilk olarak 1974 yılında Mariner 10 adlı uzay sondası ile incelenmiştir. Yapılan incelemeler sonucunda Merkür ile ilgili kesin olmasa da büyük bulgular elde edilmiştir. Bu inceleme sayesinde Merkür gezegeninde su ve hayat olmadığı kesin olarak tespit edilmiştir.
Merkür'ün yüzeyi derin kraterlerle kaplıdır. Bunun nedeni bir atmosferinin olmayışıdır. Ay'da da olduğu gibi atmosferi olmayan Merkür yüzeyine sayısız meteor çarpmış ve irili ufaklı derin kraterler oluşmasına neden olmuştur. Merkür yüzeyinin teleskoplarla net bir şekilde incelenmesi zordur. Fakat Mariner 10 uzay sondasının göndermiş olduğu resimler sayesinde yüzeyi hakkında bilgi edinilmiş ve buna bağlı olarak iç yapısı hakkında tahminlerde bulunulmuştur. Çoğunlukla çarpma ve volkan kraterlerinden oluşmuş yüzeyde büyük ve geniş ovalar da yer almaktadır.

Özellikleri :
Güneşe Olan Uzaklığı 57.900.000 km
Yarı Çapı 2438 km
Kütlesi 0.33 x 10 24 kg
Yoğunluğu 5427 kg/m3
Atmosferik Basınç yok
Sıcaklığı +423 C° , -183 C°
Görünür Parlaklığı -1.2 m
Güneş Etrafında Dönme Süresi 88 gün
Kendi Ekseninde Dönme Süresi 59 gün
Dönme Hızı 47.87 km/sn

VENÜS
Venüs, Merkür'den sonra güneşe en yakın 2. gezegendir. Kütlece dünyaya yakın bir büyüklüktedir. Ve kendisine ait bir atmosfere sahiptir. Gün doğumunda ve gün batımında güneşe yakın olarak, dünyadan çıplak gözle rahatlıkla görülebilir (Halk tarafından Çoban Yıldızı olarak ta bilinir). Güneş ve aydan sonraki en parlak gök cismidir. Venüs'ün diğer gezegenlerden farklı ve ilginç yanları vardır, bunlardan en ilginci 1 yılının 1 gününden daha uzun olmasıdır. Yani güneş etrafındaki dönme hızı kendi ekseni etrafındaki dönme hızından daha fazladır. Güneş etrafındaki dönme süresi 224 gün, kendi ekseni etrafında dönme süresi ise 243 gündür. Ayrıca Venüs diğer gezegenlerin tam tersi yönde dönmektedir. Diğer gezegenlerin hepsi saat yönünde dönerken Venüs saatin tersi yönünde ve çok yavaş bir şekilde dönmektedir. Bu farklılıkların nedeni hala anlaşılabilmiş değildir. Çıplak gözle çok rahat görüle bildiği halde en iyi teleskopla bile yüzeyi incelenemez. Bunun nedeni çok yoğun bir atmosfere sahip olmasıdır. %93 oranında CO2 (karbon di oksit) ve %2 oranında N2 (azot) ile az miktarda değişik gazlardan oluşmuş olan atmosfer güneşten gelen ışınları bir ayna gibi geri yansıtır. Bu olay gezegene müthiş bir parlaklık kazandırırken, yüzeyinin incelenmesini zorlaştırır.

Venüs'ün yoğun atmosferi nedeni ile basıncıda çok yüksektir. Yaklaşık olarak dünyadakinden 100 kat daha fazla basınca sahiptir. Atmosfer yoğunluğu ise dünyadakinin 70 katı kadardır. Ayrıca atmosferinde azda olsa yer alan H2SO4 ve HCL gibi asitler yağmur şeklinde gezegen üzerine yağmaktadır. Bu nedenle dünya üzerindeki hiçbir canlının bu gezegende yaşayabilmesi mümkün değildir. Venüs güneşe yakınlık açısından Merkür'den daha uzak olmasına rağmen sıcaklığı daha yüksektir. Bunun nedeni atmosferinin olmasıdır. Bu yoğun atmosfer güneşten gelen ışınların büyük bir bölümünü geri yansıtsa da küçük bir kısmını içeri alır ve dışarı çıkmasına izin vermez bu da sera etkisi yaparak gezegenin günden güne ısınmasına neden olmaktadır. Gezegenin şu anki sıcaklığının 325 C° 'nin üzerinde olduğu tahmin edilmektedir.

Venüs yüzeyi hakkında Amerikan Mariner ve Rus Venera sondaları inceleme amaçlı kullanılmış ve kızıl ötesi de olsa yüzey resimleri çekilmiştir. Bu resimlerden Venüs yüzeyinin düz ovalar, vadiler ve derin olmayan kraterlerle kaplı olduğu anlaşılmıştır. Gezegen üzerinde Ishtar Terra ve Aphrodite Terra adını taşıyan iki yüksek plato gezegenin %11' ini kaplamaktadır. Kraterlerin derin olmamasının nedeni gezegenin ,yoğun atmosferi sayesinde kendisine çarpacak olan meteorların hızını kesebilmiş olmasıdır.

DÜNYA

Üzerinde yaşadığımız gezegen, dünyanın yarıçapı 6400 km ve yoğunluğu 5,52 kg/m3'dür. Güneşe yakınlık bakımından üçüncü sırada yer alan dünya ile güneş arasındaki uzaklık 1.5 x 10 8 km'dir. Ve bu uzaklık 1 AB. (Astronomik Birim) olarak kabul edilmiştir. Güneş sistemindeki diğer gök cisimleri arasındaki mesafeler de genellikle bu birim kullanılarak belirtilir. Yapay uyduların kullanılmaya başlaması ile dünyanın tam şekli belirlenmiş ve bu şekle Geoit adı verilmiştir. Dünyanın konumu, atmosferi ve iç yapısı üzerinde yaşam barındırabilmesi için en uygun şekildedir. Güneş sisteminde ve bilinen tüm gezegenler arasında yaşama el verişli tek gezegen dünyadır. Koruyucu bir kılıf görevi gören atmosferi sayesinde meteor çarpmalarına ve güneşin yaydığı zararlı ışınlara karşı gezegen korunur.

Dünyanın iç yapısı üç katmandan oluşmaktadır. Bu katmanlardan en dışta bulunan ve yaşamaya elveriş olana kabuk adı verilmektedir. Tüm canlı yaşamını üzerinde bulunduran, o bu katmanın ortalama kalınlığı 30 km kadardır. Kabuğun hemen altından başlayıp çekirdeğe kadar devam eden tabakaya manto adı verilir. 5100 km derinliğe kadar inen manto tabakasının kabuğa yakın olan bölümü kırılgan kayalardan oluşmaktadır.

Dünyanın merkezindeki ısı 5000 C° civarında olduğundan mantonun çekirdeğe yakın bölümü erimiş kayalardan oluşmaktadır. Manto tabakasındaki basınç nedeni ile erime noktaları yükselen demir ve magnezyum katı halde bulunurlar. Dünyanın merkezini oluşturan çekirdek ise %90 oranında sıvı demirden oluşmaktadır. Bunun nedeni çekirdekte tahminen 3 milyon Atm olan basınç altında demirin erime noktasının 8000 C°'yi bulan çekirdek ısısından düşük olması olarak açıklayabiliriz.

Çekirdekte bulunan sıvı demirin konveksiyon akımları ile ortaya çıkardığı dinamo etkisi, Dünyanın manyetik alanını oluşturur. Dünya yüzeyini 100km yukarısından başlayan manyetik alan yaklaşık 6500km yüksekliğe kadar uzanır. Son yıllarda elde edilen veriler ile bu manyetik alanın bir zırh gibi dünya yüzeyini ısı ve benzeri tehlikelerden koruduğu anlaşılmıştır.


Dünyamızın Uydusu AY :
Yarıçapı 1738 km olan ayın kütlesi xxx'dir. Dünyanın tek uydusu olan ay dünya çevresindeki yörüngesini sabit bir yıldıza göre ortalama 27.32166 günde tamamlar. Buna sideral periyot adı verilir. Dünyadaki her hangi bir noktaya göre ayın güneşle aynı hizaya iki kez gelişi arasında 29,53059 gün vardır buna ise sinodal periyot denir. Ay takvimi sinodal peryoda göre düzenlenmiştir. Ayın safhaları yaklaşık 19 yılda bir aynı güne denk gelir.

Ayın oluşumu henüz tam bir cevap bulamamıştır. Güneş sistemi ve dünyanın oluşumu hakkında birçok teori öne sürülmüş olmasına rağmen ayın oluşumu ile ilgili gerçekçi bir teori yoktur. İleri sürülen üç değişik teori bulunmaktadır. Bunlardan ilki George H. Darwin'e aittir. Bu teoriye göre Ay, dünya üzerinde oluşan merkez kaç kuvvetleri ve güneşin oluşturduğu çekim kuvvetin den kaynaklanan rezonans sonucu dünyadan kopmuştur. Bu teoriye parçalanma teorisi denir. Fakat Roche Limiti gereğince dünyadan kopan bir parçanın ayın bulunduğu noktaya gelmeden parçalanması gerekmektedir. Bu nedenle parçalanma teorisi geçerliliğini yitirmiştir. Diğer bir teoriye göre ise dünyayı oluşturan gaz bulutundan ayrılan bir halka daha sonra da ayı oluşturmuştur. Bu teori ise Roche'ye aittir ve kardeş hipotezi olarak adlandırılmaktadır. Bu teorilere göre daha mantıklı temellere dayanan ve T.J.J See tarafından 1909'da ileri sürülen diğer bir teoriye göre ise ay daha önce başka bir gezegenin uydusuyken, yörüngesinden sapmış ve dünya yakınlarından geçerken dünyanın çekin alanına kapılmıştır. Bu teorinin doğruluğunun kanıtlanması için dünya ve Ay'ın kimyasal özelliklerinin farklı olması gerekmektedir. Fakat 1969 yılında aydan alınan ilk örneklerin incelenmesi ile yakalanma teorisi zayıflamıştır. Ay'ın oluşumu ile ilgili günümüzde de geçerliliğini koruyan bir hipotez yoktur.

MARS
Mars güneşe yakınlık bakımından dördüncü gezegendir ortalama güneş mars uzaklığı 227.4 milyon kilometredir. Gök yüzünde kırmızı renkte görünür ve kendisine ait bir atmosferi vardır. Büyüklük olarak yaklaşık dünyanın yarısı kadardır (yarı çapı 3200 km). Gündüz ekvator sıcaklığı 10 C° civarlarına ulaşır, fakat atmosferi bu sıcaklığı tutabilmesi için yeterli olmadığından, geceleri sıcaklığı -75 C° 'ye kadar düşer.

Kutuplarındaki sıcaklık ise -120 C° kadardır. Marstaki atmosfer basıncı altında bu sıcaklık CO2 'nin donma sıcaklığı olduğundan kutuplarda CO2 buzları bulunmaktadır. Mars günü dünya gününden yalnızca yarım saat daha fazladır fakat dünyaya göre güneşe daha uzak olduğu için bir yılı 687 gündür. Marsı atmosferinde dünyadakine benzer olarak H, O, CO ve CO2 belirlendiği halde dünyada bol olarak bulunan Ni bulunmamaktadır. 1877 yılında marsın iki uydusu bulunmuştur. Bunlar ancak çok iyi teleskoplarla gözlenebilen Phobos ve Deimos tur.

Bilindiği gibi yıllarca Marsta yaşam olduğu düşünülmüştü, bu teori için gerçekten geçerli sebepler vardı. Marsta da dünyadaki gibi eksen eğikliği olduğundan mevsimler oluşur. Değişik mevsimlerde yer kabuğunun değişik renkler alması yıllarca astronomların marsta bitkisel yaşam olduğuna inanmalarına neden olmuştur. Ayrıca mars yüzeyinde yer alan geniş kanalların marslı yaratıklar tarafından kutuplardan ekvatora su götürmek için yapıldığı sanılmaktaydı. Fakat ilki 1965'de olmak üzere yollanan bir çok uzay sondası sayesinde marstaki bu kanalların tamamen kendiliğinden var olduğu anlaşılmıştır.

Mars yüzeyi de ay yüzeyi gibi volkanik ve çarpma kraterleriyle doludur. 1965'den başlayarak yollanan uzay sondaları sayesinde elde edilen yüzey şekillerine isimler verildi. Tharsis bölgesinde artık etkinlik göstermeyen Olympus Mons, Ascraeus Mons, Pavonis Mons ve Arsia Mouns volkanları marsın en dikkat çekici yüzey şekilleridir. Bu volkanların çevresinde meteorların açtığı kraterlere rastlanmaz. Çünkü buradaki kraterler zamanla lav ile dolmuştur. Ayrıca ekvator bölgesinden başlayarak 3000 km doğuya doğru uzanan bir vadi, sonra kuzeye kıvrılarak Chryse'ye varır. Bu vadi bazı yerlerde 100 km genişliğe ve 6 km derinliğe sahiptir. Bu denli bir vadinin yalnızca akarsular tarafından oyulabileceği düşünülmektedir. Bu da daha önce Mars yüzeyinde suyun var olduğuna inanılmasını sağlamıştır.

JÜPİTER
Jüpiter, 71370 km ekvator yarı çapı ile Güneş Sistemindeki en büyük gezegendir ve Güneş'e yakınlık bakımından 5. sırada yer alır. Kütlesi yaklaşık olarak dünya kütlesinin 318 katıdır. Bu dev gezegen Güneş çevresindeki turunu 11.86 yılda tamamlar. Çok büyük bir gezegen olduğu için küçük bir teleskopla bile ekvatora paralel olarak uzanan farklı renkteki kuşakları seçilebilir. Jüpiter hakkında ne yazık ki halen kesin bilgiler bulunmamaktadır. Yüzeyi atmosferi ve uyduları hakkında sadece tahminlerde bulunulmaktadır. Bu tahminlere göre çok yoğun bir atmosferi ve de küçük bir çekirdeği bulunmaktadır. Gezegenin içi hakkında yapılan tahminlere göre saf hidrojen veya %1-2 helyum içeren hidrojen ve %1-2 oranında diğer elemanlardan oluşmuştur. Jüpiter güneşten aldığı enerjini yaklaşık olarak 2.5 katını çevresine yaymaktadır bunun nedenini gezegendeki gravitasyonel çökmenin hala sürmesi olarak tahmin edilmektedir. Jüpiter'in çevresinde 6500 km genişliğinde ve bir kaç km kalınlığında bir halkası bulunmaktadır.

Bu dev gezegen çok büyük bir manyetik alana sahiptir. Bu alan sayesinde bilinen 16 uydusu bulunmaktadır. Fakat gezegenin uydularının 16 ile sınırlı olmadığı ve başka uydularının da bulunduğu tahmin edilmektedir. Jüpiter hakkındaki ilk bilgiler Nasa'nın 70'li yıllarda gönderdiği Pioneer10 ve Pioneer11 uzay sondaları tarafından elde edilmiştir. Fakat Jüpiter hakkındaki en önemli bilgiler 1995 yılında Jüpiter'e ulaşan Galileo uzay sondasından alınmıştır. Galileo'nun gönderdiği bilgiler sayesinde Jüpiter'in 4 büyük uydusu (Io, Europa, Ganymede ve Callisto) bulunmuş ve bunlara Galileo uyduları adı verilmiştir. Bu 4 Uydu gezegen ile aynı yönde dönmektedir. Fakat daha sonra bulunan küçük ve gezegene daha yakın olan uydular gezegene zıt yönde dönmektedir. Bu uydular içinde en ilginci Europa uydusudur. Dünyadan yapılan incelemelerle bu uydunun yüzeyinin su buzlarıyla kaplı olduğu ve hiç bir çarpma kraterinin bulunmadığı anlaşılmıştır. Bu uydunu üzerinde yer alan ve değişik yönlerde düzgün olrak uzanan çatlaklar, yüzeydeki buzların attaki sıcak bir deniz üzerinde yüzdüğünün sanılmasına neden olmuştur. Bu da bu uydu üzerinde canlı olabilme olasılığını artırmaktadır.

Özellikleri :
Güneşe Olan Uzaklığı 778.000.000 km
Yarı Çapı 71370 km
Kütlesi 1898 x 10 24 kg
Yoğunluğu 1326 kg/m3
Atmosferik Basınç ----
Sıcaklığı 110 K°
Görünür Parlaklığı -2.0 m
Güneş Etrafında Dönme Süresi 11.86 gün
Kendi Ekseninde Dönme Süresi 9.9250 saat
Dönme Hızı 13.07 km/sn

SATÜRN
Güneş Sisteminin ikinci büyük gezegeni olan Satürn'ün yarı çapı 60400 km dir ve 1.433.000.000 km lik mesafe ile güneşe yakınlıkta 6. sıradadır. Gezegen teleskopla incelendiğinde yeşilimsi bir renkte görünür ve çıplak gözle görülebilen en uzak gezegendir. Neredeyse tümü gazlardan oluşan bu gezegenin yoğunluğu çok küçüktür. Ortalama 700 kg/m3 yoğunluğu ile Güneş Sistemi'nde en küçük yoğunluğa sahip olan gezegendir. Güneşe olan uzaklığı nedeni ile yüzey sıcaklığı yaklaşık olarak -150 Cº dir. Vogayer aracından alınan kızılötesi bilgilere dayanılarak gezegendeki hidrojen/helyum oranı 9/1 olarak saplanmıştır. Satürn'ün çevresine yaydığı ısı enerjisi güneşten aldığı ısı enerjisinden daha fazladır.

                        

Gezegenin çevresindeki halkalar yıllarca bir sır olarak kalmış ve gezegene insanların büyük ilgi göstermesine neden olmuştur. Bu halkalar ilk olarak Galileo uzay aracı tarafından gözlenmiştir fakat ne olduğu ancak Huygens tarafından 1655'te açıklanmıştır. Gezegen çevresinde araştırma yapan sondalar. Halkaların yapısı ve içeriği hakkında bize bazı bilgiler verdi. Bu bilgilere dayanılarak en dıştaki halkadan en iç teki halkaya doğru sırası ile A, B, C, E, F ve G isimleri verilmiştir. Bu araştırmalarda halkaların sanıldığından daha karmaşık bir yapıya sahip olduğu ve çok sayıda çemberden oluştuğu anlaşıldı. Halkaların arkasındaki yıldızların parlaklığı görülebildiği için halkaların genişliğinin yalnızca 20 km kadar olabileceği tahmin edilmektedir. Ayrıca halkaların oluşumu hakkında, evrende daha önceleri başıboş dolaşan ufak meteor ve buz parçaları gibi değişik cisimlerin Satürn'ün çekim alanına yakalanmaları sonucu oluştuğu tahmini kabul edilmektedir.

Halkaların Özellikleri;
Halka İç ve dış yarıçap (km)
A 119.800 - 136.600
B 90.500 - 117.100
C 74.600
D Belirsiz
E 210.000 - 294.600
F 139.200
G 168.00
Gezegenin bilinen 17 tane uydusu vardır. Keşfedilen ilk uydusu 1655 yılında bulunan Titan dır. Titan aynı zamanda Satürn'ün en büyük uydusudur. Titan, yoğun ve portakal renkli bir atmosfere sahiptir. Yüzey basıncının 1,5 atmosferden daha fazla olduğu tahmin edilmektedir. Atmosferin yapısında azot, metan ve %12 oranında argonla az miktarda moleküler hidrojen içerir. Gezegenin tüm uydularının yüzeyleri çarpışma izleri ile doludur. Titanın ile birlikte 8 uydunun keşfinden sonra Voyager sondası ile 8 yeni uydu daha keşfedildi. Yeni keşfedilen küçük uyduların şekillerinin ve yörünge hareketlerinin daha düzensiz olduğu anlaşılmıştır.

Özellikleri :
Güneşe Olan Uzaklığı 1.433.000.000 km
Yarı Çapı 60400 km
Kütlesi 568.46 x 10 24 kg
Yoğunluğu 687 kg/m3
Atmosferik Basınç ----
Sıcaklığı -150 Cº
Görünür Parlaklığı -2.0 m
Güneş Etrafında Dönme Süresi 29.44 yıl
Kendi Ekseninde Dönme Süresi 10.656 saat
Dönme Hızı 9.69 km/sn

URANÜS

Uranüs, 2.872.460.000 km lik mesafe ile güneşe yakınlık sırasında 7. gezegendir. 1781 yılında Sir W. Herschel tarafından gözlenmiştir. Çapı yaklaşık olarak 25600 km kadardır. 17 saat civarında tamamladığı eksen periyodunu yuvarlanarak yapar. Bu nedenle kutuplardaki basıklığı yüksektir. Güneşe olan uzaklığı nedeni ile hakkında pek fazla bilgi bulunmamaktır. Gezegenin yapısı ve atmosferi hakkındaki bilgiler çoğunlukla tahminlere ve 1986 yılında gezegenin yakınlarından geçen Voyager 2 sondasından alınan bilgilere dayanmaktadır. Bu bilgiler ışığında; gezegenin, hidrojen bakımından zengin, metan ve helyum içeren çok yoğun bir atmosfere sahip olduğu, yüzey sıcaklığının -221 Cº civarlarında olduğu, dünyanınkinden daha büyük bir mağnetik alana sahip olduğu ve kayalık bir çekirdeğinin bulunduğu gibi tahminler ileri sürülmektedir.

Uranüs'ün şu ana kadar gözlene bilinmiş 17 uydusu bulunmaktadır. Bu uydulardan ikisi olan Titana ve Oberon gezegeni ilk gözlemleme ünvanına da sahip olan Sir W. Herschel tarafından gözlenmiştir. 1948 yılına kadar beş büyük ana uydusu gözlenile bilinmişti. Fakat 1986'da Voyager 2 sondası bu uydulara ek olarak 10 küçük uydu daha bulmuştur. 31 Ekim 1997'de ise yarı çapları 160 ve 80 km olan iki uydu daha gözlenmiştir.

Gezegenin çevresinde 9 ince halka bulunmaktadır. Bu halkalar 10 Mart 1997 yılında bir yıldızın gezegenin arkasında kalması sonucunda yapılan gözlemler ile keşfedilmiştir. Halkalar gezegenin merkezinden 42000 km sonra başlamaktadır ve en genişi bile kalınlığı bile 10 Km'den fazla değildir. En içten dışa doğru halkalara 6, 5, 4, α, β, γ, δ, ε isimleri verilmiştir. Sırası ile bu halkaların gezegenin merkezine olan uzaklıkları 41980, 42360, 42663, 44844, 45799, 47323, 47746, 48423 ve 51000 km dir. En dıştaki halka olan ε halkası elips şeklindedir ve her iki ucunda yarıçapları 40-50 km olan iki uydu yer almaktadır.


NEPTÜN

Neptün güneşe Plüton'dan sonraki en uzak gezegendir. Neptün'ün yörüngesi Plüton gezegenin yörüngesi ile kesiştiği için güneş etrafındaki turunun bir bölümünde Plüton gezegeninin arkasında kalarak güneşe en uzak gezegen olur. Fakat Plüton'a göre daha kısa süre arkada kaldığı için, Güneşe en uzak ikinci gezegen olarak kabul edilir. Gezegenin bulunması tamamen matematiksel hesaplamalara dayanmaktadır. Uranüs gezegeninin yörüngesinde ki düzensizlikleri inceleyen Le Verriner, 1845 yılında Uranüs gezegeninin yörüngesindeki düzensizliklerin daha dışarıdaki bir gezegenden kaynaklandığını buldu ve yaptığı hesaplamalar sonucunda elde ettiği koordinatları Galle adındaki astronoma bildirdi. Galle elindeki verilere dayanarak yaptığı çalışmalar sonucunda 1846 yılında Neptün gezegenini gözlemlemeyi başardı. Güneşe olan uzaklığından dolayı Neptün gezegeni hakkında kesin bilgiler bulunmamaktadır. Fakat gezegenin yakınlarından geçen Voyager 2 uzay sondasından alınan bilgilere göre, gezegen 22300 km lik yarı çapa sahiptir ve kendi ekseni etrafındaki dönüşünü 17.24 saatte tamamlamaktadır.

Neptün gezegeninin bilinen iki uydusu bulunmaktadır. Bunlardan 2000 km yarı çaplı Tirion 1846'da Lassel tarafından bulunmuştur. Gezegenin ikinci uydusu olan Nereid ise 1949 yılında Kuiper tarafından keşfedilmiştir. Nereid güneş sistemindeki en büyük dış merkezliliğe sahip olan uydudur. Bu neden uydunun Neptün'den uzaklığı 1.3x10 6 km ile 9.8x10 6 km arasında değişmektedir. Tüm büyük gezegenlerde olduğu gibi Neptün gezegeninin de çevresinde halkalar bulunmaktadır. Bu halkalar tam olarak ilk kez Voyager 2 uzay sondası ile gözlenmiştir. Le Verrier, Adams, Galle gibi halkaların isimleri gezegen hakkında çalışma yapmış olan kişilerin adlarından alınmıştır. En dıştaki halka olan Adams halkası dört halkanın sicim gibi burulmasından oluşmuştur. Yoğunluğu yüksek olan bu halkanın genişliği 1000 km kadardı.

PLÜTON

Güneş'e en uzak gezegen olan Plüton gezegeni aynı zamanda, güneş sisteminin en küçük ve hakkında en az bilgi bulunan gezegeni olma özelliklerini de taşımaktadır. Plüton gezegeninin keşfi matematiksel hesaplamalara dayanmaktadır. Uranüs'ün yörüngesindeki düzensizlikler hakkında yapılan araştırmalar sonucunda Neptün gezegeni bulunmuştur fakat yapılan hesaplar bu gezegenin tek başına Uranüs'ün yörüngesindeki düzensizlikleri açıklayamayacağı anlaşılmıştır. Daha da derinleştirilen araştırmalar Plüton gezegeninin varlığını kanıtlamıştır fakat gezegen ancak 1930 yılında Tombaugh tarafından gözlene bilinmiştir. Neptün'ün yörüngesi ile kesişen yörüngesi nedeni ile güneş etrafındaki turunun küçük bir bölümünde Neptün gezegenin önüne geçerek onu güneşe en uzak gezegen yapar.
Gezegenin boyutlarına göre çok büyük bir uydusu bulunmaktadır. 1978 yılında keşfedilen ve Charon adı verilen bu uydunun büyüklüğü hemen hemen Plüton gezegenin kendisi kadardır bu nedenle gezegen ve uydusuna ikili gezegende denilmektedir. Uydusunun bulunması ile birlikte kütlesi hakkında tahmin yapılma imkanı bulunan gezegenin kütlesi 0.0125 x 10 24 kg olarak belirlenmiştir. Yaklaşık 50K° olan atmosferinde donmuş metan gazı bulunduğu tahmin edilmektedir.

Özellikleri :
Güneşe Olan Uzaklığı 5,869,660,000 km
Yarı Çapı 1195 km
Kütlesi 0.0125 x 10 24 kg
Yoğunluğu 1.750 kg/m3
Atmosferik Basınç ----
Sıcaklığı 50 K°
Görünür Parlaklığı 13.7 m
Güneş Etrafında Dönme Süresi 247.6 yıl
Kendi Ekseninde Dönme Süresi 153.29 saat
Dönme Hızı 4.72 km/sn

Güneş sisteminin oluşumu üstüne
Güneş yaklaşık beş milyar yıl yaşında ve ikinci ya da üçüncü kuşak yıldızlardandır. Süpernova patlamalarının uzay boşluğuna püskürttüğü maddelerden oluşmuştur. Yapısı %71 hidrojen ve %26.5 helyum ve yaklaşık% 3.5 diğer elementlerden oluşmuştur. Güneş ve benzeri yıldızlerın sadece hidrojen ve helyumdan oluştukları gözlemsel olarak da bilinmektedir.Ayrıca gezegenlerdeki ağır elementlerin güneş sistemi içinde sadece binde üç’lük bir paya sahip olması, sistemin süpernova kalıntılarından oluştuğu düşüncesini desteklemektedir.

Güneş sistemi merkezde “sıradan” bir yıldız olan güneş, bunun çevresinde dönen sekiz gezegen, cüce gezegenler(Pluton dahil),asteroidler, kuyrukluyıldızlar, gaz ve toz bulutları ile yaklaşık 12 milyar km. çapında dönen bir disk oluşturmaktadır. Bu disk, bunun dşında kalan Kuiper kuşağı ve Oort bulutu ile birlikte dinamik bir yapı halindedir. Bu dinamik yapı da Kepler ve Newton kanunlarıyla açıklanabilmektedir. Güneşin etrafından dönen gök cisimleri, güneşin ekvator düzleminde ve eliptik bir yörünge içinde hareket etmektedirler.  


Güneş sisteminin oluşumuna ilişkin kuramlar:Güneş sisteminin oluşumuna ait ilk bilimsel kuram Laplace Markisi Fransız Pierre Simon tarafından 1796 yılında atılmıştır. “Bulutsu Varsayımı” olarak adlandırılan bu kuram pek çok yönüyle kendisinden önce İngiliz Thomas Wright ve Alman İmmanuel Kant’ın öne sürdüğü düşüncelerden ayrılan ve gerçek olma olasılığı daha yüksek olan bir kuramdır. Laplace’a göre, önce yavaşça dönen dairesel biçimli bir gaz kütlesi geçirdiği bir dizi evrimsel süreç sonunda merkezde güneşin bulunduğu ve çevresinde gezegenlerin ve uyduların dolaştığı bir yapıya dönüşmüştü. Laplace, kuramında, gaz bulutunun soğurken sıcaklığını uzaya dağıtarak sıkıştığını ve dönme hızının, kenardaki merkezkaç kuvveti kütleçekimiyle dengelenene kadar arttığını varsayıyor ve bu aşamada ana kütleden koparak ayrılan parçaların gezegenlere dönüştüğünü ileri sürüyordu. Bu duruma göre uzak gezegenler ilk kopmayı oluşturmuşlardı ve bunun sonucunda Merkür en genç gezegendi.Daha sonra yapılan matematiksel hesaplamalar, ilk bakışta oldukça tutarlı görülen ve uzun yıllar bilim çevrelerinde kabul gören bu kuramı çürütmüştü. Sıkışma sırasında kopan parçaların gezegen oluşturamadan dağılacağı düşüncesi aşağı yukarı kesinlik kazanıyordu. Ayrıca bulutsu kuramı, gezegenlerin güneşin ekvator düzleminde bulunmasını anlaşılır kılmakla birlikte gezegenlerin ekvatoral düzleme göre eğikliğini açıklayamıyordu. Açısal momentuma göre böyle bir olayın gerçekleşebilmesi için güneşin dönüş hızının diğer uydularından çok daha fazla olması beklenir. Ama gerçekte güneş yavaş denebilecek bir hızla dönmektedir.


Bulutsu kuramlarının terkedilmesinden sonra güneş sisteminin oluşumu “gel-git” kuramlarıyla açıklanmaya çalışılmıştır.1900 yılında ABD’li bilimadamları Chamberlin ve Moulton, 1919 yılında Sir Jeans güneş sisteminin yakınından geçen bir başka yıldızın güneşle arasında muazzam bir kütleçekim oluşturduğuna ve bu kütleçekiminin güneşten çok büyük bir parça kopararak gezegenleri oluşturduğunu iddia ettiler. Güneşten kopan maddeler önce bir gaz bulutu ve daha sonra yoğunlaşarak küçük gök cisimlerini (gezegenimsileri) oluşturdular. Bu gezegenimsiler de zamanla çekim gücünün etkisiyle birleşerek daha büyük gezegenleri meydana getirmişler ve böylelikle bugün bildiğimiz güneş sistemi ortaya çıkmıştır. Bu kuramlarda da yanlışlık vardı: Matematiksel bulgular bir gezgenimsinin ancak çapı 150 km.’yi bulduğunda kendi çekim gücüyle etraftan madde toplayacak bir duruma gelebilirdi. Güneşten kopan maddelerin aşırı sıcak oluşları gazların yoğunlaşmasına fırsat vermeden dağılmalarına neden olacaktır. Sir Jeans bu sorunu farkettiğinde kendi geliştirdiği bir başka gel-git kuramını ortaya atmıştır. Buna göre güneşin yakınından geçen yıldız güneşten “puro” biçimli bir kütle kopartmış ve bu kütlenin yoğunlaşması sonucu da sistem oluşmuştur. Bu kuram, büyük gezegenler olan Jüpiter ve Satürn’ün neden güneş sisteminin ortasında bulunduğu sorusuna bir yanıt veriyordu. Ama yıldızların özellikle güneşimizin bulunduğu Orion kolunda bu kadar yakından geçemeyeceği ve güneşten kütleçekim nedeniyle kopan maddenin uzayda dağılabileceği ortaya çıktığında Sir Jeans bu kez de yıldızın güneşle çarpışmış olabileceği iddiasında bulundu ama bu iddia da kuramı kurtarmaya yetmedi.
 
         

Bu konuda bir başka kuram 1940′lı yıllarda Kuiper tarafından ortaya atıldı. Bu kurama göre güneşimiz tam olarak gerçekleşememiş ikili bir yıldız sistemi halindeydi. İkinci yıldız oluşamadan dağılmış ve önce gezegenimsileri da ha sonra “eklenti” yöntemiyle gezegenleri oluşturmuştu. Ancak bu kuram da gezegenlerin bir düzlem içinde olmasını ve aynı yönde hareketlerini açıklamakta yetersiz kalıyordu.Bugünün bilim dünyası gel-git yada çarpma kuramlarını açıklayıcı bulmamaktadır. Samanyolu galaksisi sarmal bir gökadadır. Galaksinin dönerken yaptığı hareket basınç dalgaları yaratmakta, bu basınç dalgalarının da gakasinin sarmal kollar oluşturmasına yol açtığı bilinmektedir. Güneş sistemi bu basınç dalgasının etkisi altında kalan bir bölgede bulunmaktadır. Bu iki bilgiyi örtüştürdüğümüzde basınç dalgası yüzünden oluşan basınç şoklarının bu bölgede sıkıştırdığı gaz bulutlarının parçalanmasına neden olduğu söylenebilir. İşte güneşin bu parçalanmalar sonucu oluştuğu tahmin edilmektedir. İlk ortaya çıktığında, ilk kopuş an’ında sıcaklığı bir yıldız oluşturacak derecede değildi. O bir bulutsu-nebula-ydı. Yoğunlaşmanın ve sıkışmanın artmasıyla,sıcaklığı zaman içinde yükseldi.Ve yassı olan gaz bulutu iki ayrı parçaya ayrıldı. İçte, merkezde yoğunluğun daha fazla olduğu bölümde “iç güneş” dışta ise daha seyrek yapılı bir kısım. Zaman içinde sıkışmanın iyice artması, iç sıcaklığın 10.000.000 dereceye kadar yükselmesi çekirdek tepkimelerine neden oldu. Çekirdek tepkimelerinin başlaması güneşin parlamaya ve bir yıldıza dönüşmesine neden olmuştu. Nebula’nın yıldıza dönüşmesi yaklaşık yüz milyon yıl almıştı.Güneşin etrafında bulunan gaz ve toz yığınları (bulutlar) da sıkışmış ve küçük gezegenimsileri oluşturmuşlar ve bunlar daha sonra artan çekimgüçleriyle daha da büyüyerek bugünün gezegenlerini meydana getirmişlerdi. Güneşin yakınlarında bulunanlar, yüksek sıcaklık nedeniyle gaz haline dönüşen maddeler nedeniyle kayaç halinde kalırken, güneşten uzakta bulunan gezegenlerde sıcaklığın daha düşük olması kayaç kısımlarının çevresinin buharlaşamayan gaz kütlesiyle (bulutuyla) kaplı olmasına yol açmış ve Jüpiter, Satürn, Üranüs ve Neptün adlı dört devasa gezegeni oluşturmuşlardır.

                        

Hiç kuşkusuz hiç bir kuram gerçeğin bütününü tam olarak yansıtmaz. Ama en azından bu kuram günümüz Güneş sisteminin pek çok özelliklerini açıklayabilmektedir. Nebulanın disk biçiminde olması, gezegenlerin neden aynı düzlem üzerinde hareket ettiklerini açıklayabilmektedir. İç gezegenlerin dev gezegenlerden neden bu kadar farklı olduklarını da bu kuram açığa kavuşturmuştur. Yine bu kuramla kuyrukluyıldızların varlıklarının nedenini yanıtlayabilmekteyiz.

Gezegenlerin oluşum aşamasında geçip gitmekte olan bir yıldızın varlığı etken olabilseydi, güneş sistemi bugün düzensiz bir yapıya sahip olurdu. Ayrıca yıldızlar galaksilerde öylesine düzensiz bir dağılım göstermektedir ki, iki yıldızın birbirine çarpma olasılığı son derece düşüktür. Bugünkü güneş sistemini oluşturan gezegenler daha sonraları güneşten gelen ışınım etkisi, çarpışmalar ve kendi iç dinamikleri sonucu bugünkü hallerini almışlardır.

Kaynak:
Patriçk Moore; Gezegenler Kılavuzu; Tübitak Yay.
Yard.Dç.Dr.Metin Altan;Kozmik Adresimizi Tanımlayabilmek; Bilim ve Gelecek derg.

Güneş Sistemi-1 (pdf)                      Samanyolu (Pdf)

Güneş Sistemi-2 (pdf)                      Sarmal Galaksiler(pdf)

Gökadalar-Galaksiler (pdf)              Bigbang Kuramı - uzayın yapısı

Uzayda Yaşam Olasılığı                     Evrendeki Yerimiz-2

 

Güneş sistemi merkezde bir yıldız (güneş) ile etrafında dönen gök cisimlerinden oluşur. Bu gökcisimleri, dokuz gezegen ve onların bilinen 61 uydusu ile astereoidler, kuyruklu yıldızlar ve meteoroidlerdir.

 Güneş sisteminde ayrıca gezegenler arası gaz ve toz da vardır.Plüton dışında gezegenler iki gruba ayrılır: Güneş'e yakın olan küçük ve kayalık gezegenler (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars)ve daha dışarıdaki gaz devleri (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) Plüton bu iki grubada girmez; çok küçüktür, yoğundur ve buzla kaplıdır.Neptün'ün yörüngesini keserek ondan daha yakın konuma geçtiği kısa zaman dışında, en uzaktaki gezegen odur.

            Kayalık gezegenlerle gaz devlerinin arasında Güneş'in etrafında dönen binlerce kaya parçasının oluşturduğu asteroid kuşağı yer alır.

            Güneş sistemindeki cisimlerin çoğu, Güneş'in ekvator düzleminde eliptik yörüngelerde döner.Tüm gezegenler güneş etrafında aynı yönde (yukarıdan bakıldığında saat yönünün tersi yönde) döner.Venüs, Uranüs ile Plüton dışında hepsi kendi eksenleri etrafında da bu yönde döner.Uydularda gezegenleri etrafında dönerken aynı zamanda kendi eksenleri etrafında da dönerler.Güneş sisteminin bütünü de, bizim galaksimiz olan Samanyolu'nun merkezi etrafında döner.


 NÖTRON YILDIZLAR VE KARADELİKLER
    
         Nötron yıldızları ve karadelikler, süpernova patlamalarından sonra kalan yıldız çekirdeklerinden oluşurlar.Kalan çekirdeğin kütlesi Güneş'in kütlesinin bir buçuk ile üç katı arasındaysa çekirdek büzülür ve bir nötron yıldızı oluşur.Eğer çekirdeğin kütlesi Güneş'in kütlesinin üç katından fazlaysa çekirdek büzüşür ve bir karadelik oluşur.

               Nötron yıldızlarının çapları genellikle  10 km civarındadır.Bu yıldızlar neredeyse bütünüyle, adına nötron denilen atomaltı parçacıklarından oluşur.Böyle yıldızlar o kadar yoğundur ki, bir çay kaşığı yıldız maddesi neredeyse bir milyar ton ağırlındadır.

               Nötron yıldızları pulsar olarak gözlemlenir.Bu ad onlara, hızla kendi etrafında dönerken kısa aralıklı kalp atışına benzer şekilde algılanan iki radyo dalgası demeti yaymaları nedeniyle verilmiştr.Karadeliklerin en ayırt edici özellikleri çok büyük kütle çekimleridir.Işık bile bu çekimden kurtulamadığından karadelikleri görmek olanaksızdır.Ne var ki, kendilerine yakın bir yoldaş yıldızları varsa yerleri saptanabilir.Karadelik kütle çekimiyle bu yıldızdan gaz çekerek bir kütle aktarım diski oluşturur.Sarmal bir biçimde karadeliğe hızla yaklaşan kütle aktarım diski ısınır ve ışınım yayar.Sonunda madde, sarmal oluşturacak şekilde dönerek olay ufkundan (karadeliğin sınırından) geçer ve böylece görülebilir evrenden kaybolur.


 SÜPERNOVA ÖZELLİKLERİ
 
               1-Fırlatılmış madde (ejekta-yıldızın patlamayla dağılan dış katmanları) uzayda saniyede 10.000 km'ye kadar ulaşan hızlarla yol alır.  
               2-Patlamayla uzaya ağır kimyasal elementler dağılır.
               3-Patlama sırasında 1 milyar Güneş'e denk ışık enerjisi çıkar.
               4-Merkezindeki sıcaklık 10 milyar santigrad dereceden fazladır.
               5-Tersine şok dalgası içe doğru yönelerek fışkıran maddeyi ısıtır ve ışımasına yol açar.
               6-Şok dalgası çekirdekten, saniyede 30.000 km'ye kadar ulaşan hızlarda uzaklaşır.
               7-Patlamadan sonra geriye çoğunluğu nötron olan büzüşen çekirdek kalır.


 BÜYÜK KÜTLELİ YILDIZLAR
 
 Büyük kütleli yıldızlar, Güneş'in kütlesinin en az üç katı, hatta bazıları yaklaşık 50 katı kütleye sahiptir.Bir büyük kütleli yıldız, anakol aşamasına kadar küçük bir yıldızın geçirdiği aşamalardan geçer.Anakol aşamasındaki bir yıldız, çekirdeğindeki hidrojenin kaynaşarak helyum oluşturmasına kadar durmaksızın ışır.Bu süreç küçük bir yıldızdan milyarlarca yıl, büyük kütleli bir yıldızda ise sadece milyonlarca yıl sürer.Bundan sonra büyük kütleli yıldız bir süperdeve dönüşür; başlangıçta helyumdan oluşan bir çekirdek ile çekirdeği saran soğuyan ve genleşen gaz katmanları vardır.
           Bundan sonraki birkaç milyon yıl süresince bir dizi çekirdeksel tepkimeyle, demir çekirdeğin etrafındaki kabuklarda farklı elementler meydana gelir.Sonunda çekirdek bir saniyeden kısa bir süre içinde kendi içine çökünce adına süpernova patlaması denilen muazzam bir patlama olur; oluşan şok dalgasıyla yıldızın dış katmanları parçalanır.Süpernovalar, kısa bir süre için bütün galaksiden daha fazla parlar.
            Bazen çekirdek süpernova patlamasına dayanır.Böyle bir durumda kütlesi Güneş'inkinin 1,5 katı ile 3 katı arasındaysa büzülerek küçülür ve yoğun bir nötron yıldızı oluşturur.Çekirdeğin kütlesi Güneş'inkinin üç katından epeyce fazla ise büzülen çekirdek bir karadelik haline gelir.



 KÜÇÜK YILDIZLAR

           Küçük yıldızların kütleleri, Güneş'inkinin yaklaşık bir buçuk katına kadar  çıkabilir.Bu yıldızlar, bir bulutsu içerisindeki yoğun bir bölgenin kendi kütle çekiminin etkisiyle, büzülen gaz ve tozdan oluşan çok büyük küreler halinde yoğunlaşmasıyla oluşmaya başlar.Kürenin içinde, maddenin yoğunlaştırdığı bölgeler ısınarak ışık saçmaya başlar ve ilk yıldızlar (proto yıldızlar) oluşur.Bir ilk yıldızda yeterli madde toplandığında merkez sıcaklığı yaklaşık 15 milyon santigrad dereceyi bulur.Bu sıcaklıkta hidrojenin kaynaşma yoluyla helyuma dönüştüğü çekirdeksel tepkimeler başlayabilir.Bu sayede açığa çıkan enerji yıldızın daha fazla büyümesini önlediği gibi yıldızın parlamasınıda sağlar.İşte bu yıldız artık bir anakol yıldızıdır.

                Kütlesi Güneş'inki kadar olan bir yıldız yaklaşık 10 milyar yıl süreyle, içindeki tüm hidrojen helyuma dönüşünceye kadar, anakolda kalır.Bundan sonra helyum çekirdek yaniden büzülür ve çekirdeksel tepkimeler bu çekirdeğin etrafındaki kabuk içerisinde sürer.Bu çekirdek, helyumun kaynaşarak karbon oluşturabileceği kadar ısınırken, yıldızın dış katmanları genleşip soğuyarak parlaklığını yitirir.Genleşen yıldız kırmızı dev olarak adlandırılır.
                Çekirdekteki helyum tükendiğinde yıldızın dış katmanları dışa doğru genişleyen gazdan bir kabuk haline gelir.Bu kabuk gezegenimsi bulutsu adını alır.
                Geriye kalan çekirdek (başlangıçtaki yıldızın %80'i kadar) artık son dönemlerindedir.Önce zamanla soğuyan ve sönen bir beyaz cüce olur.Sonunda tamamen sönünce, ölü yıldız bir kara cüceye dönüşür
  
                         KIRMIZI DEVİN YAPISI
         1-Soğuyan ve genleşen dış katman kırmızı ışık yayar.
         2-Yüzey sıcaklığı 3500 derecedir.
         3-Dış bölgenin çoğunluğu hidrojenden oluşur.
         4-Dış bölgenin bir alt katmanında hidrojen kaynaşarak helyum oluşturur.
         5-Ara katmanın çoğunluğu helyumdan oluşur.
         6-Ara katmanın bir alt katmanında helyum kanaşarak karbon oluşturur.
         7-Çekirdek sıcaklığı 100 milyon derecedir ve karbondur.
                

 YILDIZLAR
 
            Yıldızlar, bulutsularda doğan sıcak ve parlar gaz kütleleridir.Büyüklük, kütle ve sıcaklık bakımından çok farklıdırlar: Çapları, Güneş'in çapının 450'de biri ile 1000 katı arasında; kütleleri, Güneş'in kütlesinin 20'de biri ile 50 katı arasında; yüzey sıcaklıklarıda yaklaşık 3000 derece ile 50.000 derece arasında değişir.
            Bir yıldızın rengi sıcaklığı tarafından belirlenir; En sıcak yıldızlar mavi, en soğuklarda kırmızıdır.Güneş 5500 derecelik yüzey sıcaklığı ile bu iki uç arasında yer alır ve sarı renkte görünür.Parlayan bu yıldızın yaydığı enerji, yıldızın çekirdeğinde oluşan çekirdeksel kaynaşma (füzyon) tarafından üretilir.Bir yıldızın parlaklığı parlaklık derecesi cinsinden ölçülür.Yıldızın parlaklığı arttıkça parlaklık derecesi (kadir) azalır.
            İki tür parlaklık derecesi vardır:görünen parlaklık (Dünya'dan görünen parlaklık) ve mutlak parlaklık (10 parsek yani 32,6 ışık yılı uzaktan bakıldığında görüneceğini düşündüğümüz parlaklık).
            Bir yıldızın yaydığı ışık, bir dizi koyu çizgi (soğurma çizgileri) içeren bir tayf oluşturacak şekilde ayrılabilir.Bu çizgilerin dağılımı ve sıralanışları belirli kimyasal elementlerin varlığını gösterir ve astronomların o yıldızın atmosfer bileşimini saptamasına olanak verir.
            Yıldızların parlaklıkları ile tayf türleri (renkleri) arasındaki bağıntı, adına Hertzsprung-Russell diyagramı denilen diyagram üzerinde gösterilir.Bu diyagramda yıldızların belirgin bazı gruplara ayrıla bileceği görülür.Başlıca gruplar, ana kol yıldızları (hidrojen kaynaşmasıyla helyum oluşturanlar), devler süperdevler ve beyaz cücelerdir.


  BULUTSULAR VE YILDIZ KÜMELERİ
 
        Bulutsular bir galaksinin içindeki toz ve gaz yığınıdır.Bulutsular, içlerindeki gaz parladığında ya da yıldızlardan gelen ışığı yansıttıklarında ve ya daha uzaktaki neslerin ışığını engellediklerinde görünür hale gelebilirler.Salma bulutsular parlar, çünkü içlerindeki gaz sıcak genç yıldızlarınışınımınca uyarıldığında ışık yanar.
        Yansıtıcı bulutsularda, tozlar bulutsu içindeki ya da çevresindeki yıldızların ışığını yansıttıkları için parlar.Karanlık bulutsular gölge görüntüler olarak görünürler, çünkü gerilerindeki parlayan bulutsulardan ya da yıldızlardan gelen ışığı engellerler.
         Bir de ölen yıldızlara bağlı olan iki bulutsu türü vardır: Gezegenimsi bulutsular ve süpernova kalıntıları.Her ikiside bir zamanlar bir yıldızın dış katmanı olan, genişleyen gazdan kabuklardır.Gezegenimsi bulutsu, ölmekte olan bir yıldız çekirdeğinden uzaklaşan bir gaz kabuğudur.Süpernova kalıntısı ise, adına süpernova denilen çok şiddetli bir patlama sonrasında yıldız çekirdeğinden büyük hızla uzaklaşan bir gaz kabuktur.
         Yıldızlar çoğu zaman küme denilen topluluklar halinde bulunur.Açık kümeler, aynı bulutta doğmuş ve birbirinden uzaklaşan bir kaç bin genç yıldızdan oluşan gevşek gruplardır.Küresel kümeler ise, birbirine yakın yüzbinlerce yaşlı yıldızdan oluşan kabaca küre şeklindeki gruplardır.
Kim ne yazmış? (0) :: Sen de birşey yaz! :: Bağlantı


 SAMANYOLU
 
           Geceleyin gökyüzünde boydan boya uzanan soluk ışık şeridine Samanyolu adını vermekteyiz.Bu ışık, Samanyolu galaksisi yada kısaca Samanyolu adını verdiğimiz galaksimizdeki yıldız ve bulutsulardan gelmektedir.Galaksimiz sarmal şeklindedir;merkezde yoğun bir şişkinlik ile dışarıya doğru merkezi çevreleyecek şekilde uzanan 4 sarmal koldan ve merkezi çevreleyen daha az yoğun bir haleden meydana gelmektedir.
           Güneş sistemimiz, bu sarmal kollardan biri olan Avcı Kolu'nda(diğer bir adla Yerel Kol) yer aldığı için biz galaksimizin sarmal biçimde olduğunu göremeyiz.Toz bulutları bulunduğumuz konumdan galaksimizin merkezini görmemizi engellediğinden optik haritalar bize Samanyolu'nun ancak sınırlı bir görüntüsünü verebilir.Ne var ki radyo dalgalarının, kızıl ötesi ve ışınımların incelenmesiyle daha ayrıntılı bilgiler elde edilebilir.
           Samanyolu'nun merkezindeki şişkinliği, görece küçük ve yoğun bir küredir ve içinde esas olarak daha yaşlı kırmızı ve sarı yıldızları barındırır.Hale ise daha az yoğun bir bölgedir ve en yaşlı yıldızları içerir; bu yıldızlardan bazıları galaksimizin kendisi kadar yaşlıdır(büyük olasılıkla 15 milyar yıl kadar).Sarmal kollar daha çok sıcak, genç mavi yıldızlar ile bulutsular (içinde yıldızların doğduğu toz ve gaz bulutları) içerir.

           Samanyolu çok büyüktür, boydan boya ölçüldüğünde yaklaşık 100.000 ışık yılı (bir ışık yılı yaklaşık 9,46 trilyon kilometre) genişliğindedir.Bir karşılaştırma yapacak olursak,Güneş sisteminin ne kadar küçük olduğu anlaşılır;Güneş sistemimizin genişliği yaklaşık 12 ışık saati (yaklaşık 13 milyar kilometre) kadardır.

           Samanyolu uzayda dönerken merkeze yakın yıldızlar, merkeze uzak yıldızlardan daha hızlı hareket ederler.Merkezden üçte iki oranında dışarıda olan Güneş, galaksi merkezinin etrafındaki bir turunu yaklaşık 220 milyon yılda tamamlar.
 

GALAKSİLER
 
           Galaksiler çok sayıda yıldız, bulutsu ve yıldızlar arası maddeden oluşur.En büyük galaksiler 3 trilyon kadar yıldız içerirken en küçükleri yaklaşık 100.000 yıldız içerir.
           Galaksiler biçimlerine göre 3 e ayrılır;eliptik yani oval şekilli olanlar,merkezden dışa doğru açılan kolları olanlar, belirgin bir şekli olmayan düzensiz galaksiler.
           Bir galaksinin şekli bazen başka bir galaksiye çarpışma sonucunda bozulur.Kuazarların galaksi çekirdekleri olduğu düşünülmekle birlikte,çok uzakta olduklarından gerçek doğaları halen tam anlaşılmamıştır.Kuazarlar bilinen evrenin en uzak köşelerinde bulunan yoğun ve çok parlak nesnelerdir.Örneğin,bilinen en uzaktaki "sıradan" galaksiler bizden yaklaşık 10 milyar ışık yılı uzaktayken,bilinen en uzaktaki kuazar yaklaşık 15 milyar ışık yılı uzaktadır.
  
                      
 
      SARMAL GALAKSİ                                 OVAL ŞEKİLLİ GALAKSİ
 
                                    
                                 
                              
                                               DÜZENSİZ GALAKSİ


 EVREN
    
         Evren var olan herşeyi içine alır; en küçük atomaltı parçacıktan bilinen en büyük yapı olan galaktik süperkümelere kadar.Kimse evrenin ne kadar büyük olduğunu bilmiyor;ama astronomlar,her biri ortalama 100 milyar yıldızdan oluşan yaklaşık 100 milyar galaksi içerdiğini tahmin ediyorlar.
         Evrenin oluşumuna ilişkin en yaygın kabul gören kuram olan Büyük Patlama Kuramı,evrenin 10 ila 20 milyar yıl önceki mütiş bir patlama-Büyük Patlama- ile meydana geldiğini ileri sürmektedir.
         Başlangıçta evren, genişledikçe soğuyan, gazdan oluşan,çok sıcak ve yoğun bir ateş küresiydi.Yaklaşık 1 milyon yıl sonra bu gaz büyük olasılıkla ilkel galaksi adı vaerilen yerel düğümler haline geldi.Bunu izleyen 5 milyar yıl boyunca bu ilkel galaksiler yoğunlaşmaya devam ederek, içinde yıldızların doğduğu galaksileri oluşturdu. 
         Milyarlarca yıl sonra, günümüzde, cisimlerin kütle çekimi tarafından bir arada tutulduğu bölgeler varsada(örneğin galaksilerin bir çoğu kümeler halinde bulunur.)evren, bir bütün olarak hala genişlemesini sürdürmektedir.
 

Milyarlarca gökadanın üzüm salkımı gibi bağlandığı büyük çekim merkezini bir Amerikan gökbilimcileri grubu buldu. Samanyolu gibi gökadaların uzaydaki yolları iki parametrenin fonksiyonudur : Büyük patlama denen başlangıç patlamasının sonuçu olan ve uzay - zamanı şişmekte olan bir balon gibi geren evrenin genişlemesi ve kütle çekim

Bu öyle büyük bir kütle olmalıydı ki , bütün galaksileri kendine doğru çekiyordu. Peki bu karadelik neredeydi. Samanyolunun da içinde bulunduğu Yerel Grup nereye doğru sürükleniyordu? Hesaplamalar ve araştırmalar devam ederken Dressler ve çalışma arkadaşları en yakın küme olan Virgo Kümesi'nden şüphelendiler.

Patrick tüm hesaplamalarını bitirdikten sonra.

-Arkadaşlar. Dedi,
- Bin kadar galaksinin bir araya gelmesinden oluşan Virgo Kümesi yalnızca 60 milyon ışık yılı uzağımızda bulunuyor. Yaptığım hesaplara göre, eğer bizim Yerel Grup Virgo'ya doğru çekiliyor olsaydı beklenen öz hız yalnızca 250 km/s olabilirdi. Oysa bütün hesaplar Yerel Grubun öz hızını 600 km/s gösteriyor.Yani bu çekimden Virgo sorumlu olamaz.

Dressler:

-Hesapları tekrar kontrol edelim. Dedi

Hesaplar tekrar yapıldı. Evren fotoğraflarında, sadece gökadaların görünmesi için, tüm yakın yıldızlar elektronik yöntemle silindi. Bütün çalışmalar bittikten sonra, artık Virgo'nun çekimden sorumlu olmadığına iyice kanaat getirmişlerdi.

Alan Dressler çalışma arkadaşlarına:

- Bu çekim merkezinin Hydre-Centaure olmasından şüpheleniyorum. Bunu araştıralım.

Dedi. Patrick:

- Bu iş kolay olmayacak. Dedi.
- Çünkü, birkaç yüz milyon ışık yıllık bir Evren hacmi içinde yer almış olan birkaç yüz gökadanın uzaklığını ve öz hızını ölçmemiz çok zaman alacak.

Dressler:

- Doğru. Dedi
- Dünya'nın muhtelif yerlerindeki en iyi teleskopları kullanmamız gerekiyor.

Çalışma Grubu birkaç yıl çabaladı. Ama sonunda gerçekten çok şaşırtıcı bir sonuçla karşılaştılar. A.Dressler bir toplantı yaparak arkadaşlarına en son bulguları açıklarken, gerçekten çok heyecanlıydı.

- Arkadaşlar, hepinize , yaptığınız uzun ve yorucu çalışmalar için teşekkür ediyorum.Yılmadan gece gündüz çalıştığımız için bilim çevreleri bize 7 Samuray adını taktı. Gerçekten çok haklılar.Değerli arkadaşlarım,bu çalışmalarımızın sonunda Hydre-Centaure nin de çekimden sorumlu olmadığını anlamış bulunuyoruz. Aksine Bu Yerel Grup da gizemli Büyük Çekim Merkezine doğru çekiliyor. Ayrıca, Dünya'dan Hydre-Centaure kadar uzakta bulunan ve benzer biçimde haritasını çıkardığımız Pavo kümesi'nin de aynı merkeze doğru çekiliyor olması, Büyük Çekim Merkezinin sanılandan daha uzakta olmasını gerektiriyor. Biraz daha çalışarak bu çekim merkezini bulmamız lazım.

Yedi Samuray adı verilen ekip yılmadı ve titiz çalışmalarını bir müddet daha sürdürdüler.Sonunda 1990 ın başında, Dressler bilim çevrelerine şunu ilan etti:

- Evrendeki en büyük balığı yakaladık. Evrenin Büyük Çekim Merkezini bulduk. Rakamlar düş gücümüzü bile zorluyor. Samanyolu'ndan 150 milyon ışık yılı uzaklıkta yer almış olan hiperküme(hyperamas), çapı yaklaşık 250 milyon ışıkyılı olan küresel bir bölgeyi doldurmakta. Samanyolumuzun çapı ise sadece 100000 ışık yılı kadardır. Büyük Çekim Merkezinin kütlesinin hemen hemen 30 milyon kere milyar Güneş kütlesi kadar olduğunu zannediyoruz. Evren'deki bu devin kütle çekim etkisi o kadar büyüktür ki, Evren'in genişlemesindeki kusursuz düzenliliği alt üst etmelidir. Öyleyse, kozmolojik senaryolar tekrar gözden geçirilmelidir.

GALAKSİLER

Yıldızların tek başına bulunması çok enderdir. Çoğunlukla galaksileri oluşturan kümeler ve gevşek gruplar halinde bulunurlar. Galaksilerin kendileri de çoğunluğu sarmal ya da elips biçiminde olan değişik şekillerde olurlar. Sarmal galaksiler evrendeki çoğu yıldızın doğum yerleridir.
 

Sarmal galaksiler, içlerindeki yıldızlar farkedilmeyip yalnızca bulanık ışık lekeleri olarak görüldüklerinden, önceleri bulutsu olarak biliniyorlardı. Yüzyılımızın başında Edwin Hubble en yakın sarmal galaksilerin bile bizden çok uzakta olduğu sonucuna vardı.En yakın sarmal galaksi Walde Baade'nİn 750 kiloparsek ya da iki milyon ışık yılı uzakta olduğunu hesaplayabildigi Andromeda Galaksisi'dir. Sarmal galaksilerin "ada evrenler", boyutları Samanyolu ile karşılaştırılabilecek yıldız sistemleri olduğu açık bir biçimde anlaşıldı.

Yirminci yüzyılın ilk çeyreğinde galaksilerin biçimlerine göre sınıflandırılabileceği ortaya çıktı. Bazıları sarmal bir yapı gösterirken diğerleri görünüş olarak belirgin bir biçim sergilemekten uzaktı. Hubble galaksilerin yapılarını temel alan ve günümüzde hala kullanılan bir sınıflandırma yontemi geliştirdi. Tümü de sarmal kollara sahip olan sarmal galaksiler, kolların görünüşüne merkezdeki çekirdeğin büyüklüğüne göre sınıflandırılır. Sa türünün çekirdeği büyük olup kollar çekirdeğe sıkıca sarılmış gibidir. Sb türünün kolları daha gevşek, çekirdeği daha küçüktür. Sc türünün kolları çok daha gevşek ve çekirdeği çok küçüktür. Sa türünden Sc türüne doğru gidildiğinde daha fazla miktarlarda yıldızlar arası gaz ve toz bulunur, bu nedenle de yıldız oluşumu daha yoğundur. Parlak galaksilerin çoğunluğu sarmaldır. Samanyolu'nun da Andromeda gibi Sb türü olduğu düşünülüyor. Her ikisinin de ısıma güçlerı yaklasık olarak 10 milyar Güneşe eşittir.
 

Birçok sarmal galaksinin, uçları kollarının başladığı yere rastlayan çubuk biçiminde çekirdekleri vardır. Bu galaksinin de sarmal kolların sıklığına ve çekirdeklerinin büyüklüğüne göre a, b ve c sınıflarına ayrılırlar ve çubuklu galaksi olduklarının görülebilmesi için SBa, SBb ve Sbc biçimde gösterilirler. Bütün sarmalların dönmekte olduğu saptanmıştır.
 

Elips biçimdeki galaksilerin ise ne sarmal kolları ne de disk biçimli yapıları vardır.Bu galaksilerde önemli miktarda yıldızlararası gaz ve toz da bulunmaz. Bu galaksiler biçimlerine göre sınıflandırılırlar. E0 türü galaksilerin dairesel bir görünüşü var dır. E1'den E6'ya gidildikçe bu galaksilerın yalnızca kütlesi Güneş'inkine yakın ya da ondan küçük olan yaşlı yıldızlardan oluştuğu bulunmuştur.
 

Bilinen en büyük galaksiler elips biçiminde olanlardır.Messier 87 gibi dev elips galaksilerin hem kütleleri hem de ışıma güçleri Samanyolu'ndan yaklaşık 10 kat fazladır.Çoğu galaksi cüce sınıfına girer.Bu cücelerin çoğunluğu ise elips biçimindeki galak sidir.Işıma güçleri Güneşin yalnızca 10000000veya 100000000 katı kadar olan en yakın komşu galaksimiz de bu türün örneklerindir.Yüksek ışıma yapan elips biçimindeki galaksilerin önemli miktarlarda dönmedikleri bulunmuştur. büyük elips galasilerın çoğu,zen gin galaksi kümelerinin merkez bölgesinde yer alırlar.
 

Mercek biçimli de denilen S0 türü galaksiler,çekirdeği ve diski olan ama yıldızlararası gaz ve toz barındırmayan ara bir türün örnekleridir.Sonuç olarak S0 turu galaksilerde genç yıldızlar ve sarmal kollar bulunmaz.Yıldız sınıflandırmalarına gore elips biçimli galaksilerle özdeşleşirler,S0 türü galaksiler çoğunlukla galaksi kümelerinde bulunurlar.
 

Düzensız galaksiler ise elips biçimli,sarmal ya da S0 türü olarak sınıflandırılmayan her şeyi kapsar.Bu galaksilerde tipik olarak oldukça önemli miktarlarda gaz ve toz bulunduğu gibi şiddetle süregelen bir yıldız oluşum süreci de yer alır.Büyük ve Küçü k Magellan Bulutları,yakınımızda bulunan düzensiz galaksi örnekleridir.Düzensiz galaksilerin ışıma güçleri düşük olup tipik olarak Samanyolu'nun onda biri ölçüsündedir.Düzensiz galaksiler toplam galaksilerin birkaçını oluştururlar.Sarmal,elips biçimli yad a düzensiz olarak sınıflandırılmayan galaksiler ise olağandışı bir görünümleri ya da değisik herhangi bir özellikleri varsa kendilerine özgü olarak sınıflandırılırlar.Böyle galaksilerde halka biçiminde sistemler, birden fazla sayıda çekirdek, yer fıstığı biçiminde sistemler veya çok parlak yıldıza benzer çekirdekler ve kuyruklar bulunabilir.

Fiziksel Özellikler:
 

Optik ve radyoastronomik yöntemlerle, özellikle yansız hidrojenin 21 cm'lik tayf çizgileriyle yapılan, gökadaların içerik çözümlenmeleri biçim bilimsel tip diziliminin genç yıldızların ve gazların oranına bağlı fiziksel bir anlam taşıdığını gösterdi. Eliptik gökadalarda ne gençyıldız ne de toz vardır, yalnızca çok az gaz bulunur. Sa gökadalarında da bu oran düşüktür, bu oran düzensiz gökadalara gidildikçe düzenli biçimde artar. Bu düzensiz gökadalar genç yıldızlar ve II H bölgesi bakımında çok zengindir, kütlelerinin önemli bir bölümünü gazlar oluşturur.

-Devinimleri: Bir gökadanın çeşitli noktalarda optik ve radyo dalgalarıyla gözlenen tayf çizgilerindeki kaymaların ölçümü bu gökada sisteminin toplu devinimlerini belirlemeye olanak verir. Sarmal gökadalarda gözlenen tipte dönme görülür; ama maksimum dönü devinimi çok yavaş (saniyede 10 km.) olur.

Evrim:

Gökada evriminin ana hatlarını,yıldızlar ve gazların uğradığı karşılıklı dönüşümler düzenler.Başlangıçta bir gökada,dönme halindeki dev bir gaz bulutundan oluşur ve kendisini oluşturan daha küçük bulutlar arasındaki çarpışmaların etkisiyle enerjisini yitirerek büzülür.Bu çarpışmalar boyunca yeni yıldızlar doğar.Bu arada başlangıç bulutu dönme eksenine dik doğrultuda yassılaşır.

Yıldızların evrimleri boyunca gökadaların yıldızlararası ortamına başlangıç gazlarının bir bölümünü verir,ama bu küçük bölüm yıldızların ürettiği ağır elemetlerle zenginleşmiş bir kimyasal bileşim taşır.Böylece,bir galaksinin evrimi,toplam gazların yıl dızlar yararına azalması ve yıldızlararası kalıntı ortamının kimyasal bileşiminin ağır öğelerle zenginleşmesi biçiminde gelişir.

 

Sayfa başına dön