Gezegenler ve Astreoidler

Gezegenlerin özellikleri nelerdir?

Bir gök cisminin gezegen olarak sınıflandırılması için üç koşulu sağlaması gerekir. Bunlar Güneş etrafında bir yörüngede dolanması, küresel şekli sağlayacak kadar büyük bir kütleye sahip olması ve Güneş etrafındaki yörüngesini temizleyebilmesi.

Gezegenlerin sıralanması ne zaman?

Yaklaşık 18 yıl sonra tekrarlanan bu olay en son 2004 yılının Aralık ayında yaşanmıştı. Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn, kuzey yarımküreden bakıldığında Güneşten uzaklıklarına göre sıralanıyor. Zaman zaman Dünya'nın uydusu Ay da bu sıralanın bir parçası haline geliyor.

Güneş’e en yakın gezegen olan Merkür’ü daha yakından tanımak ister misiniz?

Güneş sistemini detaylı olarak anlatacağımız bu yazı dizisinde aynı zamanda temel astronomi bilgilerine, son uzay keşiflerine, güncel ve gelecekte yapılması planlanan uzay projelerine de yer vereceğiz. Bu yazı dizisinde Güneş sistemiyle ilgili doğru sanılan yanlışlara da açıklamalar getireceğiz. 

Mark Garlick / Science Photo Library

Güneş sisteminin genel bir portresini çizerek başlayalım. Güneş sistemi sekiz gezegen ve bu gezegenlerin etrafında dolanan toplamda 200’den fazla doğal uydu, cüce gezegen, irili ufaklı asteroit ve kuyruklu yıldız içeren bir sistemdir. Bu sistemin en büyük kütleli ve sahip olduğu kütle çekim kuvveti ile sistemi kontrolü altında tutan üyesi ise yıldızımız Güneş’tir. Güneş sisteminin toplam kütlesinin yaklaşık %90’ını Güneş’in kendisi oluşturur.

Mark Garlick-Science Photo Library / Getty Images

Güneş sistemi, gök adamızın merkezi etrafında saniyede 220 kilometre hızla hareket eder.

Güneş sistemi, içinde yaşadığımız gök ada olan Samanyolu’nda bulunan yüzlerce milyar yıldız sisteminden biridir. Samanyolu Gök Adası’nın merkezine yaklaşık 27.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan Güneş sistemi, gök adamızın merkezi etrafında saniyede 220 kilometre hızla hareket eder.

Işık yılı adının çağrıştırdığı gibi bir zaman birimi değildir. Işığın bir yılda katettiği toplam yolu ifade eder. Bir yıldaki toplam saniye sayısını ışığın bir saniyedeki hızı olan 300.000 kilometre ile çarparsanız bir ışık yılının kaç kilometre olduğunu bulursunuz. 1 ışık yılı yaklaşık 10 trilyon kilometredir.

Gezegenler

Mark Garlick-Science Photo Library / Getty Images

Güneş sisteminde sekiz gezegen bulunur.

Merkür’ü anlatmaya başlamadan önce gezegenin tanımını yapalım. Uluslararası Astronomi Birliği’nin 2006 yılında almış olduğu karara göre, Güneş sistemindeki bir gök cisminin gezegen olabilmesi için aşağıdaki üç temel şartı sağlaması gerekiyor.

• Güneş etrafında kendine ait bir yörüngeye sahip olmalı.
• Neredeyse küresel bir şekle sahip olabilecek kadar büyük kütleli olmalı.
• Kütlesi yörüngesini temizleyebilecek kadar büyük olmalı.

İlk koşula göre bir cismin gezegen olması için Güneş’in etrafında dolanıyor olması gerekiyor.

İkinci koşula göre ise cismin şekli küresel olmalı. Peki neden? Bu sorunun cevabı kütle çekiminin ne olduğunu açıklamayı da gerektiriyor. Kütle çekimini “bir kütlenin diğer bir kütleyi çekmesi” olarak tanımlamak yerine, “küçük kütlelerin büyük kütlelerin üzerine olan düşme eğilimi” şeklinde tanımlamak daha doğru olacaktır. Büyük bir kütlenin üzerine her yönden madde düşerse sonunda elde edeceğiniz şey bir küre olur. Örneğin iyi bir kartopu yapabilmek için karı her yönden avucunuzun içinde sıkıştırmanız gerekir. Bunu ne kadar iyi yaparsanız küreye o derece benzer bir kartopu elde edersiniz. İşte bu nedenle gezegenler küreseldir. Dünya’nın küre şeklinde olmasının nedeni de kütle çekimidir. Aslına bakarsanız kabaca birkaç yüz kilometreden daha geniş gök cisimleri küresel olma eğilimindedir. Demek ki bir gök cisminin küresel olabilmesi, kütlesinin büyüklüğü ile yakından ilişkilidir.

Gezegen olabilmenin üçüncü şartı da kütlenin ne kadar büyük olduğuna bağlıdır. Bir gök cisminin yörüngesini temizleyebilmesi, o yörüngede büyük bir farkla en büyük kütleli cisim olması demektir. Örneğin Jüpiter’in Güneş etrafındaki yörüngesi üzerinde asteroitlerin yoğun bir şekilde kümeleştiği iki bölge bulunur. Ancak Jüpiter’in kütlesi bu asteroitlerin toplam kütlesinden milyonlarca kat daha fazladır. Bu nedenle Jüpiter, gezegen olma şartının üçüncü koşulunu sağlar.

Bugün bilim insanlarının kabul ettiği gezegen tanımı yukarıda bahsettiğimiz üç temel şarta dayanıyor. Ancak yakın bir gelecekte gezegen tanımı değişebilir. Şöyle bir örnek verelim: Eğer Mars büyüklüğünde bir cisim asteroitlerin bolca bulunduğu Kuiper Kuşağı’nda keşfedilseydi, o cismin yörüngesini temizlemesi neredeyse imkânsız olurdu. Bu durumda cisim, gezegen olma koşulunun ilk ikisini sağlasa da üçüncüsünü sağlayamayacağı için gezegen olarak tanımlanamazdı. Bir başka ifadeyle bir gök cisminin gezegen olabilmesi için bulunduğu konum da çok önemlidir.

Merkür

Merkür’ün Genel Özellikleri

Liyao Xie / Getty Images

Güneş’e en yakın gezegen olduğu için Merkür’ü bir teleskopla görebilmek kolay değildir. Çünkü Güneş’in yanında çok sönük kalır. Ancak Güneş doğmadan hemen önceki veya Güneş battıktan hemen sonraki iki saat içinde Merkür gözlenebilir.

Merkür her yüzyılda ortalama olarak 13 kez Güneş’in önünden geçer. Geçiş esnasında Merkür, Güneş’in parlak diskinin önünde minik siyah bir daire olarak görünür. Son Merkür geçişi 11 Kasım 2019 tarihinde gerçekleşti. Gelecekteki ilk üç geçişi ise sırasıyla 13 Kasım 2032, 7 Kasım 2039 ve 7 Mayıs 2049 tarihlerinde olacak. Bu üç Merkür geçişi de Türkiye’den gözlenebilecek.

Merkür, Dünya’ya kıyasla Güneş’e yaklaşık üç kat daha yakındır. Bu nedenle Merkür’ün yüzeyinden Güneş’e bakıyor olsaydınız Dünya’dan gördüğünüze kıyasla üç kat daha büyük bir Güneş görürdünüz.

Kütle

Science History Images / Alamy Stock Photo

Merkür'ün kütlesi Dünya’nın kütlesinin yirmide biri kadardır.

Merkür’ün kütlesi 3,3 x 1023 kilogramdır. Yani kütlesi Dünya’nın kütlesinin yirmide biri kadardır. Eğer 70 kg kütleye sahip yetişkin bir insanın Dünya’yı temsil ettiğini varsayarsak yeni doğmuş 3,5 kg’lık bir bebek de Merkür’ü temsil eder.

Merkür’ün çapı 4.879 kilometredir. Yani çapı Dünya’nın çapının yaklaşık üçte biri kadardır ve Ay’dan biraz daha büyüktür.

Merkür’de hissedeceğiniz kütle çekim ivmesi Dünya’dakinin üçte biri kadardır. Bir başka ifadeyle Merkür’de yüksekten düşmeye bırakılan bir cismin belirli bir süre sonra ulaşacağı hız, Dünya’da düşmeye bırakılan bir cismin aynı süre içinde ulaşacağı hızın üçte biri kadardır. Bu düşük kütle çekim ivmesi nedeniyle Merkür’de olsaydınız Dünya’ya kıyasla iki veya üç kat daha yükseğe zıplayabilirdiniz.

İvme bir cismin hızındaki artış veya azalışı temsil eder. Kütlenin varlığı nedeniyle oluşan bu ivme türüne kütle çekim ivmesi denir. Örneğin Dünya’nın yüzeyine doğru düşen bir cisim Dünya’nın kütle çekimi nedeniyle giderek hızlanır. Yukarı doğru atılan bir cisim ise yükseldikçe yavaşlar. Her iki durumda da ivmenin kaynağı Dünya’nın kütlesidir. 

Atmosfer

SCIEPRO / Getty Images

Merkür'ün oksijen, sodyum, hidrojen ve helyumdan oluşan çok seyrek bir atmosferi vardır.

Merkür’ün çok seyrek bir atmosferi vardır. Dünya atmosferinin en dış katmanı olan ekzosfere benzetilen bu atmosfer çoğunlukla oksijen, sodyum, hidrojen ve helyum içerir.

Atmosferinin yoğunluğunun çok düşük olması nedeniyle Merkür’ün yüzeyi hem çok soğuk hem de çok sıcaktır. Eğer gündüz vakti Merkür’ün Güneş’e bakan yüzünde sıcaklığı ölçeydiniz, termometreniz 400 oC’ın üzerinde bir değer gösterirdi. Merkür’ün Güneş’e bakmayan tarafında ise sıcaklık yaklaşık -180 oC olurdu.

Aslında bu soğuğu hissetmek için Merkür’ün akşamını beklemenize gerek yok. Gündüz vakti Merkür’ün yüzeyindeki bir kraterin gölgesinde olsanız bile aynı derecede üşürdünüz. Unutmayın, eğer bulunduğunuz gök cisminin atmosferi yeterince yoğun değilse güneş ışığının ulaştığı yerler çok sıcak olurken gölgeler çok soğuk olacaktır. Çünkü ortam yoğunluğu düşük olduğundan belirli bir bölgedeki yüksek ısının etrafa yayılması zordur.

Merkür’ün kütlesi küçük olduğu için atmosferindeki gazları tutamaz ve atmosferini oluşturan bileşenler uzaya kaçar. Ancak güneş rüzgârları nedeniyle Merkür’ün yüzeyinden kopan parçacıklar sayesinde atmosfer yenilenir.

Peki Merkür’de olsaydık nasıl bir gökyüzü görürdük? Merkür’ün atmosferinin yoğunluğu çok düşük olduğundan, atmosferindeki parçacıklar güneş ışığını saçıp gökyüzünün renkli görünmesini sağlayamaz. Bu nedenle hem gece hem de gündüz gökyüzüne baktığımızda karanlık bir uzay görürdük.

Yörünge

Johannes Kepler’in bulduğu ve onun adıyla anılan Kepler yasaları sayesinde, gezegenlerin Güneş etrafındaki eliptik yörüngelerde dolandığını anlamış olduk. Elbette Kepler yasaları sadece gezegenler için geçerli değildir. Gök adamızın merkezi etrafında tur atan milyarlarca yıldız, gezegenlerin etrafında dolanan doğal uydular veya kara deliklerin etrafında tur atan yıldızlar da eliptik yörüngelere sahiptir.

Elips denilince basık bir çember veya oval bir şekil düşünmek yeterlidir. Çemberi ne kadar bastırırsanız ovallik artar. Merkür, Güneş sistemindeki en oval yörüngeye sahip gezegendir. Buna dış merkezlilik denir. Eğer bir gezegenin dış merkezliliği yüksek ise bu onun daha basık bir yörüngeye sahip olduğu anlamına gelir. Yani gezegenin enberi ve enöte noktalarındayken yıldızıyla arasındaki mesafeler arasındaki fark, başka bir ifadeyle enberi ve enöte uzaklıklarının oranı daha büyüktür. Merkür’ün Güneş’e olan uzaklığı ortalama 58 milyon km, enberi ve enöte uzaklıklarıysa yaklaşık olarak sırasıyla 46 ve 70 milyon km’dir.

Güneş sistemindeki sekiz gezegen içinde Güneş’in etrafında en hızlı hareket eden gezegen Merkür’dür. Ortalama olarak saniyede 47 kilometre hızla Güneş etrafındaki yörüngesinde dolanır. Dünya’nın ortalama yörünge hızı ise saniyede 30 kilometredir.

Hız değerinin ortalama verilmesinin nedeni gezegenlerin yörüngelerinin elips olmasıdır. Bir gezegen Güneş etrafındaki yörüngesinde ilerlerken Güneş’e ne kadar yakın olursa o kadar hızlı hareket eder.

Yörünge Kayması

Newton’un kütle çekim kuramı kullanılarak Merkür’ün yörüngesi hakkında yapılan hesaplar, Merkür’ün gözlemlenen yörüngesini hassas bir biçimde tahmin etmeye imkân vermez. Kuramsal hesaplar ile gözlemler arasındaki bu uyumsuzluğun nedeni uzun yıllar anlaşılamadı. Ancak Albert Einstein’ın 1915 yılında kütle çekiminin daha doğru bir tanımlaması olan genel görelilik kuramını geliştirmesinden sonra sorun çözüldü.

Güneş sistemindeki kütlesi en büyük gök cismi olan Güneş, uzayzaman dokusunun bükülmesine neden olur. Güneş’e en yakın gezegen Merkür olduğu için diğer gezegenlere kıyasla kütle çekiminden daha fazla etkilenir.

Merkür’ün yörüngesindeki düzensizliği açıklamadan önce gezegenlerin yörüngeleriyle ilgili iki önemli kavramdan bahsedelim. Bir gezegenin Güneş’e en yakın olduğu noktaya enberi en uzak olduğu noktaya ise enöte denir.

Mark Garlick / Science Photo Library

Bir gezegenin Güneş’e en yakın olduğu noktaya enberi en uzak olduğu noktaya ise enöte denir.

Enberi ve enöte kavramları sadece gezegen ve yıldız çiftleri için kullanılmaz. Elips bir yörüngeye sahip herhangi bir nesnenin etrafında tur attığı büyük kütleli nesneye olan uzaklığının en kısa olduğu yere enberi denirken en uzak olduğu yere enöte denir. Mükemmel bir çembersel yörüngede hareket eden nesneler için bir enberi veya enöte olmayacağı açıktır. Çünkü bu nesneler etrafında tur attıkları daha büyük kütleli nesneye veya nesnelere her zaman aynı mesafede olacaktır.

Grafik Tasarım: Umut Aybek

Merkür enberi noktasında iken onu Güneş’e birleştiren hayali doğru, farklı enberi zamanlarında farklı yönleri işaret eder.

Enberi noktası her Merkür yılında bir miktar kayar. Diğer yedi gezegenin kütle çekim etkisi nedeniyle oluşan kayma miktarı hesaplandığında dahi, Newton’un kütle çekim kuramı kullanılarak yapılan hesaplarla gözlemler arasındaki uyumsuzluk ortadan kalkmaz. Genel görelilik kuramı kullanılarak yapılan hesaplarla gözlemler ise uyumludur. Merkür’ün yörüngesinin hassas bir biçimde tahmin edilebilmesi, genel görelilik kuramını doğrulayan ilk çalışmalardan biri oldu.

GIF: Umut Aybek

Enberi noktası her Merkür yılında bir miktar kayar.

Mevsimler

Dünya’da mevsimlerin oluşmasının nedeni, Dünya’nın 23,5 derecelik bir eksen eğikliğine sahip olmasıdır. Peki eksen eğikliği ne demektir?

blueringmedia/iStock

Bir gezegenin dönme ekseni ile yörünge düzlemine çizilen dikme arasındaki açı eksen eğikliğini verir.

Küre şeklindeki Dünya’nın Kuzey Kutbu’ndan girip Dünya’nın merkezi boyunca ilerledikten sonra Güney Kutbu’ndan çıkan hayali bir doğru düşünelim. İşte bu doğruya Dünya’nın dönme ekseni denir. Bu eksen ile Dünya’nın Güneş etrafındaki yörünge düzlemi arasındaki açı 90 derece değildir. Düzleme çizilen bir dikmeyle yörünge ekseni arasında yaklaşık 23,5 derecelik bir açı vardır. Bir başka ifadeyle Dünya Güneş etrafındaki yörüngesinde ilerlerken 23,5 derece yatık durur. Bu nedenle Dünya’nın farklı enlemlerine güneş ışığı farklı açılarla düşer. Bu da her enlemin farklı miktarda ısınmasına neden olur. Dünya’nın bir yıl boyunca yaptığı harekete bakıldığında ise güneş ışığı bazen Dünya’nın Kuzey Kutbu’na bazen de Güney Kutbu’na daha dik açıyla gelir. Bu nedenle yıl içerisinde farklı mevsimler oluşur. Ancak Merkür, Güneş etrafındaki yörüngesinde eğik değil neredeyse tamamen dik durur. Yani Merkür’ün dönme ekseni Güneş etrafındaki yörünge düzlemine neredeyse diktir, aralarında yaklaşık 90 derecelik açı vardır. Bu da bizi şu sonuca götürür: Merkür’ün Dünya gibi bir atmosferi olsaydı, uygun eksen eğikliği olmadığı için, Merkür’ün her enlemi yılın her günü aynı mevsimi yaşardı.

Merkür’e Gönderilen Uzay Araçları

European Space Agency / Science Photo Library

BepiColombo Uzay Aracı

Merkür’e gönderilen ilk uzay aracı, 1973 yılında fırlatılan Mariner 10’du. Merkür’e üç defa yakın geçiş yaptıktan sonra 1975 yılında yükseklik kontrolü için kullandığı yakıt tükenince Mariner 10 ile irtibat kesildi.

Merkür’ü ziyaret eden ikinci ve Merkür’ün etrafındaki bir yörüngede hareket eden ilk ve tek uzay aracı ise MESSENGER oldu. 2011-2015 yılları arasında Merkür’ün etrafında dolanan uzay aracı, gezegenin binlerce fotoğrafını çekti. Yakıtı biten MESSENGER, 2015 yılında Merkür’e kasıtlı olarak düşürüldü.

Merkür’ün üçüncü ziyaretçisi ise Avrupa Uzay Ajansı (ESA) ve Japonya Uzay Ajansı (JAXA) tarafından ortaklaşa geliştirilen BepiColombo isimli uzay aracı olacak. 2018 yılında uzaya fırlatılan BepiColombo, Ağustos 2021’de Venüs’e ikinci yakın geçişini ve aynı yıl içinde Merkür’e ilk yakın geçişini yaptı.

Bir uzay aracı bir gök cismine gönderildiğinde yol üzerinde bulunan bazı gezegenlere yakın geçişler yaparak hem yörünge düzeltmesi yapması hem de ivmelenmesi sağlanır. Bu yönteme “kütle çekim etkili manevra” denir. Bu sayede hem yakıttan hem de zamandan tasarruf edilir.

BepiColombo, 2025 yılında Merkür’ün etrafındaki bir yörüngeye oturtulacak. BepiColombo Merkür’ün etrafındaki yörüngede hareketine başladığında, kendisini oluşturan iki yörünge aracı birbirinden ayrılıp Merkür’ün farklı özelliklerini en az bir yıl boyunca incelemeye başlayacak.

BepiColombo, Merkür gözlemleri ile genel görelilik kuramını da test edecek. Ayrıca BepiColombo sayesinde Merkür’ün çekirdeğinde sıvı bir bölgenin olup olmadığı, gezegenin manyetik alanının nasıl oluştuğu, yüzeyinin yapısı, Merkür’ün yoğunluğunun yüksek olmasının nedeni ve gezegende depremlerin gerçekleşip gerçekleşmediği gibi konular detaylı biçimde araştırılacak.

Merkür’ün Bir Günü

Andrzej Wojcicki - Science Photo Library / Getty Images

Güneş sisteminde en tuhaf günü yaşayacağınız gezegenin Merkür'dür.

Dünya-Ay çiftini ele alırsak, Dünya'dan baktığımızda Ay’ın sürekli olarak aynı yüzünü görürüz. Çünkü Ay’ın kendi ekseni etrafındaki dönme süresi ile Dünya etrafındaki dolanma süresi neredeyse birbirine eşittir. Buna “dönme-dolanma kilitlenmesi” denir. Uzun yıllar Merkür için de aynı şeyin geçerli olduğu yani Güneş etrafında tur atarken Merkür’ün Güneş’e hep aynı yüzünü gösterdiği sanıldı. Ancak daha sonra Merkür’ün bir günü ile bir yılı arasındaki ilişkinin çok daha karmaşık ve sıra dışı olduğu anlaşıldı.

Merkür’ün gün süresi, Dünya’da aşina olduğumuz gün süresinden çok farklıdır. Buradaki önemli nokta, gün süresini nasıl belirlediğiniz ile ilgilidir. Eğer gün süresini bir gün doğumundan sonraki gün doğumuna kadar geçen süre olarak alırsanız, Merkür’ün gün süresi 176 Dünya gününe eşit olur. Bu gün tanımına “güneş günü” denir. Ancak eğer gün süresini Merkür’ün kendi ekseni etrafındaki 360 derecelik bir tam turu olarak alırsanız, gün süresi 59 Dünya günü olacaktır. Bu gün tanımına ise “yıldızıl gün” denir. Merkür’ün bir yılı yani Güneş etrafındaki bir tam turunu tamamlaması için geçen süre ise 88 Dünya gününe eşittir. Eğer Merkür’ün bir gününü 59 Dünya günü olarak alırsanız, gün ile yıl süresinin oranının 3/2 olduğunu görürsünüz. Yani kabaca üç Merkür yıldızıl günü geçtiğinde iki Merkür yılı da bitmiş olur. Ancak eğer bir günü Güneş’in iki doğuşu arasında geçen süre yani 176 Dünya günü kabul ederseniz, Merkür’ün günü ile yılı arasındaki oran 1/2 olur. Yani bir Merkür güneş günü bitene kadar iki Merkür yılı geçmiş olur.

İşte bu yüzden Merkür'de geçireceğiniz bir gün hayatınızın en tuhaf günü olurdu. Doğudan yükselen Güneş’in öncelikle batıya doğru hareket ettiğini görürdünüz. Buraya kadar garip bir durum yok. Çünkü Dünya’da deneyimlediğimiz şey de tam olarak bu. Dünya kendi ekseni etrafında batıdan doğuya doğru döndüğü için Güneş gökyüzünde doğudan batıya doğru hareket ediyormuş gibi görünür. Ancak Merkür’deki bir günü deneyimlerken asıl tuhaflık bir süre sonra başlar. Batıya doğru giden Güneş bir an durur ve sonra tekrar doğuya gitmeye başlar. Bir süre sonra ise Güneş tekrar batıya gider ve nihayet Merkür’ün batı ufkundan batar. Bu olay 88 Dünya günü sürer ve bu da 1 Merkür yılına eşittir. Yani Merkür’de Güneş doğup batana kadar gezegen aynı zamanda Güneş etrafındaki bir turunu tamamlamış olur. Diğer yandan siz Merkür’ün gökyüzünde Güneş ile bu garip deneyimi yaşarken, Güneş batı ufkundan batmadan önce Merkür kendi ekseni etrafında bir tam dönüşünü yapmış olur. Kısacası Güneş sisteminde en tuhaf günü yaşayacağınız gezegenin Merkür olduğunu söylemek yanlış olmaz.

Keşiflerle Merkür

Konstantin Shaklein / Alamy Stock Photo

MESSENGER Uzay Aracı

Merkür’ün kutuplarında yer alan kraterlerin hiç güneş ışığı almayan bölgelerinde su buzu ve organik moleküller keşfedildi. Merkür, Güneş’e en yakın gezegen olduğu için yüzeyi çok sıcaktır. Ancak güneş ışığı almayan bölgeler ise aksine çok soğuk olduğu için su, buz hâlinde bulunabilir.

Merkür, Dünya’ya göre kendi ekseni etrafında çok daha yavaş döner. Yani Merkür’ün bir günü, Dünya’nın bir gününden çok daha uzundur. Bir nesnenin kendi ekseni etrafındaki dönüş hızında meydana gelen değişimler, o nesnenin çekirdeği hakkında önemli bilgiler verir. MESSENGER uzay aracı tarafından elde edilen veriler incelendiğinde, Merkür’ün iç çekirdeğinin yaklaşık 2.000 kilometre yani gezegenin yarı çapının %85’i kadar olduğu bulundu. Dünya'nın çekirdeğinin yarı çapı ise yaklaşık 3.500 km. Bu minik gezegenin neden bu kadar büyük bir çekirdeğinin olduğu henüz anlaşılamadı.

MESSENGER uzay aracının elde ettiği veriler, Merkür’ün yüzeyindeki lavların milyarlarca yıl boyunca aktığını gösteriyor.

Merkür Hakkında Bilmeniz Gereken 10 Şey

1. Güneş sisteminin en küçük gezegenidir.
2. Güneş’e en yakın gezegendir.
3. Güneş’e en yakın gezegen olmasına rağmen en sıcak gezegen değildir.
4. Merkür’ün yörünge kayması genel görelilik kuramını doğrular.
5. Güneş etrafında en hızlı tur atan gezegendir.
6. Bilinen bir halkası ve uydusu yoktur.
7. Merkür’den Güneş’e baksaydınız Güneş’i, Dünya’dan gördüğünüze kıyasla, üç kat daha büyük görürdünüz.
8. Merkür’ün yüzeyinde katı hâlde su bulunur.
9. Merkür’ün yüzey sıcaklığı gündüzleri yaklaşık 430 oC iken geceleri yaklaşık -180 oC olur.
10. Dünya’dan sonra Güneş sistemindeki yoğunluğu en yüksek gezegendir.

Bonus

Dünya’nın içine 18 adet Merkür sığabilir.

Sayılarla Merkür

Keşif tarihi: Tarih öncesi

Keşfeden: Bilinmiyor

Çapı: 4.900 km

Kütlesi: 3x1023 kg

Güneş’e ortalama uzaklık: 58.000.000 km

Yörünge dönemi (yıl süresi): 88 Dünya günü

Yıldızıl gün süresi: 59 Dünya günü

Güneş günü süresi: 176 Dünya günü

Eksen eğikliği: 0,034 derece

Merkür’ü ziyaret eden uzay araçları: Mariner 10 ve MESSENGER

Merkür’ü ziyaret edecek uzay araçları: BepiColombo

Doğal uydu sayısı: Bilinen bir uydusu yok.

Halka: Bilinen bir halkası yok.

Kaynaklar:

• Topal, S., Kaostan Kozmosa Evrenin Hikayesi, Destek Yayınları, 2020.
• https://solarsystem.nasa.gov/planet-compare/
• https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/planet_table_ratio.html
• https://www.timeanddate.com/eclipse/mercury-transit.html
• https://sci.esa.int/web/bepicolombo
• https://solarsystem.nasa.gov/news/908/discovery-alert-a-closer-look-at-mercurys-spin-and-gravity-reveals-the-planets-inner-solid-core/
• https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2018GL081135
• https://bilimgenc.tubitak.gov.tr/merkur

Başlığın diğer anlamları için Venüs (anlam ayrımı) sayfasına bakınız.

"Çoban Yıldızı" buraya yönlendirilmektedir. Diğer kullanımlar için Çoban Yıldızı (anlam ayrımı) sayfasına bakınız.

Venüs

Mariner 10 tarafından elde edilen neredeyse doğal renklerdeki Venüs fotoğrafı
Adlandırmalar
Sıfatlar	Venusian, Cytherean veya Venerean / Venerian
Sembol
Yörünge özellikleri[1][2]
Dönem J2000
Günöte	0,728213 AU 108.939.000 km
Günberi	0,718440 AU 107.477.000 km
Yarı büyük eksen	0,723332 AU 108.208.000 km
Dış merkezlik	0,006772[3]
Yörünge periyodu	224,701 g[1] 0,615198 y 1,92 Venüs güneş günü
Kavuşum dönemi	583,92 gün[1]
Ortalama yörünge hızı	35,02 km/sn
Ortalama ayrıklık	50,115°
Eğiklik	Tutuluma 3,39458° Güneş ekvatoruna 3,86° Değişmeyen düzleme 2,15° [4]
Çıkış düğümü boylamı	76,680°[3]
Perihelyon argümanı	54,884°
Doğal uyduları	Yok
Fiziksel özellikler
Görünür büyüklük	−4,92 ile −2,98[5]
Açısal çap	9,7″–66,0″[1]
Ortalama yarıçap	6.051,8 ± 1,0 km[6] 0,9499 Dünya
Basıklık	0[6]
Yüzey alanı	4,6023 × 108 km2 0,902 Dünya
Hacim	9,2843 × 1011 km3 0,866 Dünya
Kütle	4,8675 × 1024 kg[7] 0,815 Dünya
Ortalama yoğunluk	5,243 g/cm3
Yüzey kütle çekimi	8,87 m/sn2 0,904 g
Kurtulma hızı	10,36 km/sn (6,44 mi/sn)[8]
Yıldız dönme süresi	−243,025 g (ters yön)[1]
Ekvatoral dönme hızı	6,52 km/sa (1,81 m/sn)
Eksen eğikliği	2,64° (ters yön dönüş için) 177,36° (yörüngeye)[1]
Kuzey kutbu sağ açıklık	18sa 11d 2s 272,76°[9]
Kuzey kutbu dik açıklık	67,16°
Albedo	0,689 (geom.)[10] 0,76 (Bond)[11]
Yüzey sıcaklığı min. ort. maks. Kelvin 737 K[1] Celsius 464 °C Fahrenheit 867 °F
Atmosfer[1]
Yüzey basıncı	92 bar (9,2 MPa) 91 atm
Bileşimleri	%96,5 karbondioksit %3,5 azot %0,015 kükürt dioksit %0,0070 argon %0,0020 su buharı %0,0017 karbonmonoksit %0,0012 helyum %0,0007 neon Belirti karbonil sülfür Belirti hidrojen klorür Belirti hidrojen florür
Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Venüs, Güneş Sistemi'nde Güneş'e uzaklık bakımından ikinci sıradaki, sıcaklık bakımından ise birinci sıradaki gezegendir.^[12]

Güneşe uzaklık bakımından ikinci sırada olmasına rağmen en sıcak gezegen olmasının nedeni de atmosferinin gelen güneş ışınlarının dışarı çıkmasına izin vermemesidir. Ayrıca Zühre, Çolpan veya Çoban Yıldızı olarak da bilinir. Bu gezegen adını Eski Roma tanrıçası Venüs (Eski Yunan Mitolojisi'nde Afrodit)'ten almıştır. Venüs'ün astronomik sembolü ise kadınlık sembolü ile aynıdır. Venüs, kendi ekseni etrafında, Güneş Sistemi'ndeki diğer tüm gezegenlerin aksi istikametinde döner.^[13] Güneş etrafındaki dönüşünü 224,7 Dünya gününde tamamlar.^[14]

Büyüklüğü açısından Dünya ile benzerlik gösterdiğinden Dünya ile kardeş gezegen veya dünyanın ikizi olarak da bilinmektedir. Gökyüzünde Güneş'e yakın konumda bulunduğundan ve yörüngesi Dünya'nınkine göre Güneş'e daha yakın olduğundan, yeryüzünden sadece Güneş doğmadan önce veya battıktan sonra görülebilir. Bu yüzden Venüs, Akşam Yıldızı, Sabah Yıldızı veya Tan Yıldızı olarak da isimlendirilir. Çoban Yıldızı da denmektedir. Görülebildiği zamanlar, gökyüzündeki en parlak cisim olarak dikkat çeker.

Venüs'ün tanınmasının tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Venüs, Ay, Güneş, Merkür, Mars, Jüpiter, ve Satürn ile birlikte, görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gök cisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gök bilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren gök cisimlerinden biri olarak, tarih öncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur. Günümüze ulaşan en eski gök bilimsel belge olan ve MÖ 7. yüzyıla ait olduğu sanılan Ammisaduqa tabletinde Babillilerin MÖ 1700-1400 yılları arasında yaptıkları Venüs gözlemlerinden söz edilir. Eski Mezopotamya, Orta Amerika ve Uzak Doğu kültürlerinde Venüs'ün önemli bir yeri olmuştur. Eski Yunan'da sabah yıldızı olarak görüldüğünde 'Phosphorus', akşam yıldızı olarak görüldüğünde ise 'Hesperus' olmak üzere iki ayrı ad taşımaktaydı. Pisagor sayesinde bu iki yıldızın aslında aynı gök cismi olduğunu öğrenen ilk çağ dünyası, Venüs ve Merkür'ün Güneş çevresinde döndüğünü ileri süren Heraklit ile ilk kez güneş merkezli görüş ile tanıştı.

• 1610'da İtalyan gökbilimci Galileo Galilei basit bir teleskop yardımı ile Venüs'ün evreleri olduğunu fark etti. Daha sonraki gözlemlerinde gezegenin evrelerindeki değişikliklere paralel olarak görünür boyutunun da değiştiğini gözleyen Galilei, bu bulguları gezegenin Güneş etrafında döndüğünün kuvvetli göstergeleri olarak kabul etti.
• 1761'de Rus gök bilimci Mihail Vasilyeviç Lomonosov, Venüs'ün Güneş geçişi sırasında gezegenin kenar çizgisindeki düzensizliği fark ederek bunun bir atmosferin varlığını gösterdiğini öne sürdü.
• 1793'te, Alman gök bilimci Johann Schröter sonradan kendi adıyla anılacak ve Venüs atmosferinin neden olduğu anlaşılacak olan 'faz kayması' olayını gözlemledi. Bu olay, güneş ışınları ile aydınlanan kalın ve yoğun atmosferin Venüs'ün görünür kenar çizgisine eklenerek, bulunduğu konumun gerektirdiğinden farklı bir evredeymiş gibi algılanmasına neden olması sonucu ortaya çıkar.
• 1932 yılında, Amerikalı araştırmacılar W. S. Adams ve T. Dunham kızılötesi tayfölçüm ile Venüs atmosferinin temel bileşeninin karbon dioksit olduğunu öğrendiler. İzleyen yıllarda Rupert Wildt, tayfölçüm verilerine dayanarak atmosferin kimyasal bileşimi yanı sıra basıncı, sıcaklığı, gezegen yüzeyiyle etkileşimi hakkında birçok tahminde bulundu.
• 1956'da Robert S. Richardson gezegenden yansıyan güneş ışınlarının Doppler kaymasını ölçtüğünde, bulguların gezegenin kendi etrafında dönüş yönünün ters olduğunu gösterdiğini saptadı.
• 1960'larda Massachusetts Teknoloji Enstitüsü (M.I.T.) ve Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü bilim adamları mikrodalga bandında radar incelemeleri ile Venüs'ün kendi etrafında dönüş süresini duyarlı olarak ölçtüler. Aynı dönemde yeryüzünden yapılan radar incelemeleri ile gezegenin yüzey şekilleri hakkında önemli bilgi elde edildi.
• 14 Eylül 2020'de Royal Astronomical Society, Venüs'te yüksek miktarda fosfin bulunduğunu açıkladı. Fosfin gazının yüksek oranlarda bulunması resmi açıklamada "Venüs'te hayatın göstergesi" olarak tanımlandı.^[15]

Venüs'e gönderilen uzay araçları[değiştir | kaynağı değiştir]

Venüs'ün morötesi ışıkta çekilmiş bir fotoğrafı

• Sputnik 7 (SSCB): 4 Şubat 1961'de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı)
• Venera 1 (SSCB): 12 Şubat 1961'de fırlatıldı. Başarısız. (Venüs'e ulaşamadan iletişim koptu. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede)
• Mariner 1 (ABD): 22 Temmuz 1962'de fırlatıldı. Başarısız. (Fırlatılmadan hemen sonra kontrolden çıkması üzerine imha edildi)
• Sputnik 19 (1962AlphaPi1) (SSCB): 25 Ağustos 1962'de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılma aşamasında son kademe arızalandı. 3 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)
• Mariner 2 (ABD): 27 Ağustos 1962'de fırlatıldı. İlk başarılı Venüs sondası. 201 kg ağırlığında. 14 Aralık 1962'de gezegenin 35.000 km yakınından geçti. 42 dakika süren bilimsel gözlemleri ile Venüs hakkında bilinenlere önemli yenilikler ekledi. Venüs yüzeyinin 425 °C'den sıcak olduğunu, bulut tepelerinde ise sıcaklığın düşük olduğunu saptadı. Böylece gezegen yüzeyindeki koşullarda sera etkisinin payı anlaşıldı. Gezegenin manyetik alanı bulunmadığını gösterdi. Ayrıca Venüs'e doğru yolculuğu sırasında ilk kez güneş rüzgârını inceledi, güneş patlamaları kaynaklı yüksek enerjili yüklü parçacıklar ve kozmik ışınlar ile ilgili ölçümler yaptı, gezegenler arası toz miktarının sanılandan daha az olduğunun anlaşılmasını sağladı. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.
• Sputnik 20 (1962 AlphaTau1) (SSCB): 1 Eylül 1962'de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı. 5 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)
• Sputnik 21 (1962 APi) (SSCB): 12 Eylül 1962'de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinde iken infilak ederek parçalandı.)
• Kosmos 21 (SSCB): 11 Kasım 1963'te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı. 3 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı). Bu aracın bir Venüs sondası olduğu yalnızca bir tahmindir. Daha sonraki Venüs uçuşlarına hazırlık amaçlı bir test uçuşu da olabilir.
• Kosmos 27 (SSCB): 27 Mart 1964'te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)
• Zond 1 (SSCB): 4 Nisan 1964'te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs'e ulaşamadan radyo sistemi arızalandı). Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.
• Venera 2 (SSCB): 12 Kasım 1965'te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs'e varmak üzere iken iletişim kesildi). Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.
• Venera 3 (SSCB): 16 Kasım 1965'te fırlatıldı. Başarısız. (Venüs atmosferine girmekte iken iletişim kesildi. Venüs üzerine çarparak parçalandı.) Bir başka gezegen üzerinde bulunan en eski insan yapımı nesnedir.
• Kosmos 96 (SSCB): 23 Kasım 1965'te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılma için ateşleme sırasında oluşan bir patlama ile hasar gördü. 16 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)
• Venera 4 (SSCB): 12 Haziran 1967'de fırlatıldı. Venüs atmosferinden veri gönderen ilk uzay aracı. 1106 kg ağırlığında. 18 Ekim 1967'de Venüs atmosferine girdi, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken yanında taşımakta olduğu 2 termometre, bir barometre, bir radyo altimetre, bir atmosfer yoğunluğu ölçme cihazı, 11 gaz analiz cihazını düşüşe bıraktı ve bu cihazlardan gelen verileri yeryüzüne aktardı. Sondanın kendisi ise hidrojen ve oksijen algılayıcıları, kozmik ışın algılayıcısı yüklü parçacık algılayıcısı ve bir manyetometre taşımaktaydı. 25 km yükseklikte atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve ulaştığı yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi. Bu şekilde ilk gezegenler arası yayını gerçekleştirmiş oldu.
• Mariner 5(ABD): 14 Haziran 1967'de fırlatıldı. 19 Ekim 1967'de Venüs yüzeyinin 4000 km uzağından geçti. Gezegenler arası ortamda ve Venüs yakınlarında manyetik alan, yüklü parçacıklar, plazma ölçümleri yaptı; Venüs atmosferinin radyo ve morötesi bandında ışınımlarını taradı. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede.

Venüs ile Dünya'nın boyutsal karşılaştırması

• Kosmos 167 (SSCB): 17 Haziran 1967'de fırlatıldı. Başarısız. (Venera 4'e benzer şekilde tasarlanmış olan ve Venüs üzerine inmesi planlanan bu araç Yer yörüngesinden ayrılamadı ve 8 gün sonra Yer atmosferine girerek parçalandı.)
• Venera 5 (SSCB): 5 Ocak 1969'da fırlatıldı. 16 Mayıs 1969'da Venüs atmosferine girdi. Venera 4'e benzer şekilde tasarlanmış 405 kg ağırlığındaki sonda, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken 53 dakika süreyle atmosfer hakkında veriler toplayıp gönderdi. Gezegen yüzeyine varamadan, atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve sondanın inebildiği 38 km yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi.
• Venera 6 (SSCB): 10 Ocak 1969'da fırlatıldı. 17 Mayıs 1969'da Venüs atmosferine girdi. Venera 4'e benzer şekilde tasarlanmış 405 kg ağırlığındaki sonda, bir paraşüt sistemi ile yavaşlarken 51 dakika süreyle atmosfer hakkında veriler toplayıp gönderdi. Gezegen yüzeyine varamadan, atmosferin yüksek sıcaklık ve basıncına dayanamayarak tahrip oldu. Atmosferin bileşimi ve sondanın inebildiği 36 km yükseltiye kadar olan kısmına ait fizik verileri gönderdi.
• Venera 7 (SSCB): 17 Ağustos 1970'te fırlatıldı. 15 Aralık 1970'te Venüs atmosferine girdi. 495 kg ağırlığındaki iniş sondası bir paraşüt arızası nedeniyle 60 dakika sürmesi gereken inişini 35 dakikada tamamlayarak Venüs yüzeyine indi ve buradan 23 dakika süreyle sinyaller gönderdi. Gezegen yüzeyinde atmosfer sıcaklığının 475 °C, basıncın ise 90 atmosfer olduğunu saptadı. Böylece bir başka gezegenin yüzeyine çalışır durumda inen ve radyo yayınları yeryüzüne veri gönderen ilk uzay aracı oldu.
• Kosmos 359 (SSCB): 22 Ağustos 1970'te fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)
• Venera 8 (SSCB): 27 Mart 1972'de fırlatıldı. 22 Temmuz 1972'de Venüs atmosferine girdi. Bir paraşüt sistemi yardımı ile inişi sırasında atmosfer hakkında veriler topladı. Değişik yükseltilerdeki rüzgâr hızını ve ışık şiddetini ölçtü. Sert atmosfer koşullarında görev süresini uzatabilmek amacıyla bir dış soğutma sisteminden yararlandı ve yüzeye inişinden sonra 50 dakika süreyle veri gönderebildi. Gezegen yüzeyinde aydınlığın fotoğraf çekilebilmesine olanak tanıyacak düzeyde olduğunu saptadı.
• Kosmos 482 (SSCB): 31 Mart 1972'de fırlatıldı. Başarısız. (Yer yörüngesinden ayrılamadı.)
• Mariner 10 (ABD): 3 Kasım 1973'te fırlatıldı. 5 Şubat 1974'te, daha sonraki Merkür buluşması için uygun rotayı sağlayacak şekilde Venüs yakın geçişini gerçekleştirdi. Gezegen yüzeyinin 5800 km üzerinden geçerken, çok sayıda fotoğraf çekti, Venüs'ün ilk kez mor ötesi bantta görüntülerini elde etti ve bu sayede daha önce bilinmeyen atmosfer akımlarını tanımladı, Venüs'ün dikkate değer bir manyetik alanının bulunmadığını; ancak iyonosfer ile güneş rüzgârının bir şok dalgası oluşturacak şekilde etkileştiklerini gözledi. Venüs atmosferinde hidrojen bulunduğunu ve izotop dağılımına dayanarak bu hidrojenin Güneş kaynaklı olduğunu saptadı. Atmosferin radyo dalgalarını örtme biçimini inceleyerek Venüs bulutlarının en yoğun oldukları yükseklikleri hesapladı.

  

  Venüs

Mariner 10, Merkür gezegenine doğru yolculuğuna devam ederek bu gezegeni ziyaret eden ilk ve tek uzay aracı oldu. Yörünge değişikliği amacıyla bir gezegenin kütleçekim yardımından yararlanan, ve aynı zamanda art arda iki gezegeni başarı ile ziyaret eden ilk uzay sondası olma özelliğini kazandı. Şu anda Güneş çevresinde yörüngede dolanmaktadır.

• Venera 9 (SSCB): 8 Haziran 1975'te fırlatıldı. Bir yörünge aracı ve bir iniş aracı olmak üzere iki ayrı sondadan oluşmakta idi. 20 Ekim 1975'te iki araç birbirinden ayrıldı. 22 Ekim tarihinde yörünge aracı Venüs çevresinde 48 saat dolanma süreli bir yörüngeye girerken, 2015 kg ağırlığındaki iniş aracı da, bir sürtünme ve ısı kalkanı, üç ayrı paraşüt sistemi yardımı ile inişe geçti. 2300 kg ağırlığındaki yörünge aracı mor ötesi, görünür bant, kızıl ötesi ve mikrodalga bantlarında incelemeler yapabilecek donanıma sahipti, ayrıca iniş cihazının iniş sırasında ve gezegen yüzeyinde elde ettiği verileri dünyaya aktaracak bir bağlantı istasyonu olarak tasarlanmıştı. Sert atmosfer koşullarında görev süresini uzatabilmek amacıyla bir dış soğutma sistemine sahip olan iniş aracı, 60–30 km düzeyleri arasında bulutlar bulunduğunu gözledi, atmosferde düşük oranda bulunan hidroklorik asit, hidrofluorik asit, iyot ve bromu saptadı. Yüzeye inişinden sonra 53 dakika süreyle veri gönderebildi. Taşıdığı televizyon kamerası yardımıyla Venüs yüzeyinin ilk fotoğraflarını yeryüzüne iletti. Resimlerde aşınma belirtisi göstermeyen keskin kenarlı kayalar, berrak bir atmosfer gözlendi. Venera 9 yörünge aracı şu anda Venüs çevresinde yörüngededir.
• Venera 10 (SSCB): 14 Haziran 1975'te fırlatıldı. Venera 9'a benzer şekilde, bir yörünge aracı ve bir iniş aracı olmak üzere iki ayrı sondadan oluşmakta idi. 23 Ekim 1975'te iki araç birbirinden ayrıldı. 25 Ekim tarihinde yörünge aracı Venüs çevresinde 49,5 saat dolanma süreli bir yörüngeye girerken, 2015 kg ağırlığındaki iniş aracı da, bir sürtünme ve ısı kalkanı, üç ayrı paraşüt sistemi yardımı ile inişe geçti. 2300 kg ağırlığındaki yörünge aracı mor ötesi, görünür bant, kızıl ötesi ve mikrodalga bantlarında incelemeler yapabilecek donanıma, bir manyetometreye ve bir yüklü parçacık sayacına sahipti, ayrıca iniş aracının iniş sırasında ve gezegen yüzeyinde elde ettiği verileri dünyaya aktaracak bir bağlantı istasyonu olarak tasarlanmıştı. Sert atmosfer koşullarında görev süresini uzatabilmek amacıyla bir dış soğutma sistemine sahip olan iniş aracı, atmosferin fizik özellikleri üzerinde ölçümler yaptı. Yüzeye inişinden sonra 65 dakika süreyle veri gönderebildi. Taşıdığı televizyon kamerası yardımıyla Venüs yüzeyinin fotoğraflarını yeryüzüne iletti. Venera 10 yörünge aracı şu anda Venüs çevresinde yörüngededir.
• Pioneer Venus 1 (Pioneer 12) (ABD): 20 Mayıs 1978'de fırlatıldı. 4 Aralık 1978 tarihinde Venüs çevresinde eliptik bir yörüngeye oturtulan 517 kg ağırlığındaki yörünge aracı, 300 W güç sağlayan güneş panelleri ile 17 değişik gözlem aygıtı çalıştırmakta idi. Gezegenin iyonosferi ve atmosferin üst katmanlarının yapısı hakkında ayrıntılı bilgi topladı, güneş rüzgârının iyonosfer ile etkileşimi ve oluşan manyetik alan üzerinde ölçümler yaptı, kütleçekimi değişimlerini kaydederek Venüs'ün iç yapısına ilişkin ipuçları elde etti. Gezegenin tamamına yakın bölümünün radar haritasını çıkardı. Yörünge ayarlamaları ile Ağustos 1992'ye dek çalışır durumda kaldı ve veri aktarmayı sürdürdü; ancak yakıtının tükenmesi sonucunda Venüs atmosferine girip parçalanarak görevini tamamladı.
• Pioneer Venus 2 (Pioneer 13) (ABD): 8 Ağustos 1978'de fırlatıldı. Bir taşıyıcı üzerinde bir büyük, üç küçük atmosfer sondasından oluşmakta idi. Büyük sonda taşıyıcıdan Venüs'e ulaşmadan 25 gün önce, küçük sondalar ise 20 gün önce ayrıldı. Sondalar birbirlerinden çok az farklı rotalar izleyerek 9 Aralık 1978'de gezegenin değişik bölgelerinde atmosfere girdiler. Küçük sondalardan biri gezegenin gece yüzüne, ikincisi gündüz yüzüne, üçüncüsü ise kuzey kutup bölgesine doğru düştüler ve atmosferin değişik düzeylerinde ısı, basınç, ivme, termal ışınım ve asılı parçacık ölçümleri yaptılar. Büyük sonda gündüz yüzünde ekvatora yakın bir bölgeye doğru paraşüt yardımı ile alçaldı ve küçük sondalardakine benzer ölçümlere ek olarak atmosfer bileşenlerini tanımlama ve oranlarını belirleme, bulut yapılarını değerlendirme amaçlı incelemeler yaptı. Atmosfere en son giren taşıyıcıda ise atmosferin dış tabakalarını araştırma amaçlı iki deney aygıtı daha bulunmaktaydı. Tüm bu ölçümlerin sonuçları, Pioneer Venus 1 yörünge aracının eşzamanlı olarak yaptığı gözlemler çerçevesinde değerlendirildi.
• Venera 11 (SSCB): 9 Eylül 1978'de fırlatıldı. Bir uçuş aracı ve bir iniş aracından oluşmakta idi. İki araç Venüs'e varmadan iki gün önce ayrıldılar, 25 Aralık 1978'de iniş aracı atmosfere girdi ve bir paraşüt yardımı ile gezegen üzerine yumuşak iniş yaptı. Aynı sırada gezegenin 34.000 km yakınından geçmekte olan uçuş aracı, bu sondanın iniş sırasında ve yüzeyden gönderdiği verileri yeryüzüne aktardı. Uçuş aracının ayrıca iyonosfer, gezegenler arası ortam, güneş rüzgârı üzerinde gözlemler yapma amaçlı donanımı bulunmaktaydı. İniş aracının gözlem aygıtlarının bazılarının arızalanmasına karşın, alt atmosferde Karbon monoksit varlığını saptaması, yıldırımlar gözlemesi mümkün oldu. Uçuş aracı şu anda Güneş çevresindeki yörüngesindedir.
• Venera 12 (SSCB): 14 Eylül 1978'de fırlatıldı. İkizi Venera 11 gibi bir uçuş aracı ve bir iniş aracından oluşmakta idi. İki sonda Venüs'e varmadan iki gün önce ayrıldılar. İniş aracı, Venera 11'den dört gün önce, 21 Aralık 1978'de atmosfere girdi ve bir paraşüt yardımı ile gezegen üzerine yumuşak iniş yaptı. Aynı sırada gezegenin 34.000 km yakınından geçmekte olan uçuş aracı, bu sondanın iniş sırasında ve yüzeyden gönderdiği verileri 110 dakika süreyle yeryüzüne aktardı. Uçuş aracının ayrıca iyonosfer, gezegenler arası ortam, güneş rüzgârı üzerinde gözlemler yapma amaçlı donanımı bulunmaktaydı. İniş aracı, arıza nedeniyle sınırlı bilimsel veri sağladıysa da Venera 11 tarafından gönderilen bilgileri destekledi. Uçuş aracı 1980'de Bradfield kuyruklu yıldızı ile ilgili ölçümler de yaptı. Şu anda Güneş çevresindeki yörüngesindedir.
• Venera 13 (SSCB): 30 Ekim 1981'de fırlatıldı. Bir uçuş aracı ve bir iniş aracından oluşmakta idi. Uçuş aracının iyonosfer, gezegenler arası ortam, güneş rüzgârı üzerinde gözlemler yapma amaçlı donanımı bulunmaktaydı. İki araç Venüs'e varmadan önce ayrıldılar, 1 Mart 1982'de iniş aracı atmosfere girdi ve bir paraşüt yardımı ile yavaşlayarak gezegen üzerine indi. Aynı sırada gezegenin yakınından geçmekte olan uçuş aracı, bu sondanın iniş sırasında ve yüzeyden gönderdiği verileri yeryüzüne aktardı. Bu veriler arasında Venüs yüzeyinin ilk renkli görüntüleri de bulunmaktaydı. Araç hareketli bir kol yardımıyla yüzeyden aldığı toprak örneğini değerlendirdi. Toprağın mekanik direncini ölçmek için bir kol, bir sismometre ve ayrıca atmosfer incelemelerini yapmak için çeşitli aygıtlardan yararlandı. Bir başka gezegenden yeryüzüne ses kayıtları gönderen ilk uzay aracı oldu. Gezegen yüzeyinin zorlu koşullarında 127 dakika işlevsel kalabildi. Uçuş aracı şu anda Güneş çevresindeki yörüngesindedir.
• Venera 14 (SSCB): 4 Kasım 1981'de fırlatıldı. Venera 13 ile aynı tasarıma sahipti. 5 Mart 1982'de Venüs yüzeyine inerek ikizinin gerçekleştirdiklerine benzer incelemeler yaptı. 57 dakika süreyle veri gönderdi. Uçuş aracı şu anda Güneş çevresindeki yörüngesindedir.
• Venera 15 (SSCB): 2 Haziran 1983'te fırlatıldı. 10 Ekim 1983'te Venüs çevresinde kutupsal bir yörüngeye girdi. İkizi Venera 16 ile birlikte Venüs yüzeyinin radar haritasını çıkarmaya başladı. İşlevsel kaldığı 8 ay süresinde bu iki araç gezegenin 30 derece Kuzey enleminin kuzeyinde kalan kesiminin ayrıntılı bir haritasını elde ettiler.
• Venera 16 (SSCB): 7 Haziran 1983'te fırlatıldı. Venera 15 ile aynı tasarıma sahipti. 11 Ekim 1983'te Venüs çevresinde kutupsal bir yörüngeye girdi. İkizi Venera 15 ile birlikte Venüs yüzeyinin radar haritasını çıkarmaya başladı. İşlevsel kaldığı 8 ay süresinde bu iki araç gezegenin 30 derece Kuzey enleminin kuzeyinde kalan kesiminin ayrıntılı bir haritasını elde ettiler. Venera programının son uçuşu oldu.
• Vega 1(SSCB): 15 Aralık 1984'te fırlatıldı. Venera programı çerçevesinde Venüs'e yönelik bir iniş uçuşu şeklinde planlanmış olan uçuş, sonradan Halley kuyruklu yıldızının 1986 geçişini izlemek amacıyla aracın taşıyıcı kısmından yararlanmak üzere değiştirildi. Yeni şekliyle bu uçuşa 'Venüs' ve 'Gallei' (Rusça, Halley kuyruklu yıldızının adı) sözcüklerinin birleştirilmesi ile 'Vega' adı verildi. 9 Haziran 1985'te Vega 1 iniş aracı ve beraberindeki balon ayrıldıktan sonra, 2500 kg ağırlığındaki taşıyıcı araç gezegenin çekim kuvvetinden yararlanarak yörüngesini 1986 yılında Halley ile buluşacak şekilde değiştirdi. Venüs iniş aracı 1500 kg ağırlığında idi. Yüzeyden alınacak örnekler üzerinde analizler yapmak üzere tasarlanmış deney setleri güçlü rüzgârlar tarafından daha sonda yüzeye inmeden önce harekete geçirildiğinden, araç yüzeyde planlanan işlevini gerçekleştiremedi. Sondanın taşıdığı bir balon, ('aerobot') 54 km yükseklikte boşluğa bırakıldı. 3,5 metre çapında ve toplam 25 kg ağırlığındaki bu balon atmosferle ilgili ölçümler yapmak üzere donatılmıştı. Gezegenin karanlık yüzüne bırakılan balon, 47 saat uçtu, ve doğal atmosfer akımlarının yardımı ile 9000 km yol aldıktan sonra gezegenin aydınlık yüzüne geçti ve güneş ışınlarının etkisi ile ısınıp patlayana kadar yeryüzündeki radyoteleskoplar tarafından kaydedilen önemli bilgiler gönderdi. Balonun dikey yöndeki beklenmedik yer değiştirmeleri, Venüs atmosferinin o güne dek bilinmeyen dikey akımlarını gün ışığına çıkardı. Vega 1 taşıyıcı aracı ise 6 Mart 1986'da Halley kuyruklu yıldızı ziyaretini gerçekleştirdi. Araç şu sırada Güneş çevresinde yörüngededir.
• Vega 2 (SSCB): 21 Aralık 1984'te fırlatıldı. Vega 1 ile aynı tasarıma sahipti. İniş aracının ayrılmasının ardından Venüs çekim yardımı ile Halley kuyruklu yıldızına doğru yöneldi. İniş aracı 15 Haziran 1985'te gezegen yüzeyine indi. Yüzeyden aldığı örneklerin incelemesinde Ay yüzeyinde bulunan; ancak dünyada nadir olan anortosit-troktolit tipi mineraller saptadı. Yerden 50 km yükseklikte bırakılan balon ise iki güne yakın süre uçarak yeryüzüne bilgi gönderdi. 9 Mart 1986'da Halley kuyruklu yıldızının yanından geçen taşıyıcı araç ise şu anda Güneş çevresinde yörüngededir.

Bir Venüs Örümcek Ağının Magellan uzay sondası tarafından çekilen radar görüntüsü. Venüs'e özgü bu jeolojik yapının niteliği tam olarak bilinmemektedir.

• Magellan (ABD): 4 Mayıs 1989'da fırlatıldı. 10 Ağustos 1990'da Venüs çevresinde kutupsal bir yörüngeye girdi. 4 yıllık görev süresi içinde Venüs yüzeyinin tamamına yakınının radar haritasını çıkardı. Aynı bölgeler üzerinden birden fazla geçiş yaptığı için değişik açılardan kaydettiği görüntüler birleştirilerek 3 boyutlu haritalar elde edilebildi. Gezegenin ayrıntılı bir kütleçekim alanı haritasını da çıkardı. Görev süresini tamamladığında atmosferin üst sınırına dek alçaltılarak, güneş panelleri üzerindeki sürtünme etkisi ölçümleri ile üst atmosfer yapısı hakkında bilgi edinmeye çalışıldı. Atmosferin frenlemesi nedeniyle giderek yükselti kaybeden araç iki gün sonra parçalanarak gezegen üzerine düştü. Venüs'ün jeolojisi ve yüzey şekilleri hakkında bilinenlerin önemli bir kısmı Magellan'ın sağladığı verilere dayanmaktadır.
• Galileo (ABD): Jüpiter ve uydularını incelemek amacıyla 18 Ekim 1989'da fırlatılan araç kütleçekimi yardımı ile hız kazanmak üzere 2 Ekim 1990'da Venüs yakın geçişi yaptı. Gezegenin resimlerini çekti.
• Cassini-Huygens (ABD): Satürn ve uydularını incelemek amacıyla 15 Ekim 1997'de fırlatılan araç kütleçekimi yardımı ile hız kazanmak üzere 26 Nisan 1998 ve 24 Haziran 1999'da iki kez Venüs yakın geçişi yaptı. 1978'de Venera 11'in Venüs atmosferinde yıldırım olarak yorumlanan gözlemlerini doğrulamak üzere atmosferde elektriksel etkinlik aradı; ancak olumlu bir bulguya rastlamadı.
• MESSENGER (ABD): Merkür gezegeninin araştırılması amacıyla 3 Ağustos 2004'te fırlatılan araç, kütleçekimi yardımı ile hızı düşürülerek Merkür yörünge girişine hazırlanmak üzere 2006 ve 2007 yıllarında iki kez Venüs yakın geçişi yapacaktır. Bu geçişler sırasında bilimsel aygıtların Merkür gözlemleri öncesi test ve ayarları yapılırken, Venüs üzerinde de gözlemler yapması mümkün olacaktır.
• Venus Express (ESA-Avrupa Uzay Ajansı): 9 Kasım 2005'te fırlatıldığı 1270 kg ağırlığındaki araç 11 Nisan 2006'da Venüs çevresinde yörüngeye girerek, gezegenin atmosferi üzerinde yoğunlaşan bilimsel gözlemler yapıyor.^[16]
• Planet-C (Japonya): JAXA (Japon Uzay Ajansı) tarafından 2008 yılında fırlatılması ve 2009'da Venüs yörüngesine girmesi planlanan 320 kg ağırlığındaki araç, atmosfer hareketleri, elektriksel ve volkanik etkinlik araştırılması üzerinde yoğunlaşan gözlemler yapacaktır.
• BepiColombo (ESA ve JAXA ortaklığı): Merkür gezegeninin araştırılması amacıyla 20 Ekim 2018'de fırlatılan aracın, kütleçekimi yardımı ile Ekim 2020 ve Ağustos 2021 olmak üzere iki kez Venüs'e yakın geçişi yapması olasıdır.

Adlandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir tanrıçanın adını taşıyan tek gezegen olması nedeniyle, Venüs ile ilgili adların, kadın adları arasından seçilmesine özen gösterilmektedir. Bu yaklaşıma tek istisna, gezegen üzerindeki en yüksek dağa İskoç bilim insanı James Clerk Maxwell'in adının verilmiş olmasıdır. Uluslararası Gökbilim Birliği'nin (IAU), Venüs üzerindeki yüzey şekillerinin adlandırılmasında uyulmasını önerdiği kurallar şöyledir:

• Kıta büyüklüğündeki toprak parçaları (Terra): Aşk tanrıçaları
• Büyük coğrafi bölgeler (Regio): Kadın devler ve Titan'lar
• Kraterler: Ünlü kadınların adları. 20 km'den küçük kraterler için, yaygın kadın isimleri.
• Dağlar (Montes): Tanrıça adları
• Tepeler (Colles): Deniz tanrıçaları
• Sırtlar (Dorsa): Gök tanrıçaları
• Alçak düzlükler (Planita-ova): Mitolojik kadın kahramanlar
• Yüksek düzlükler (Plana-plato): Bereket tanrıçaları
• Uçurumlar (Rupes): Ev ve ocak tanrıçaları
• Vadiler (Valles): 400 km'den uzun olanlar için, Venüs gezegenine değişik dillerde verilen adlar. 400 km'den kısa olanlar için, nehir tanrıçaları.
• Taçlar (Corona): Dünya ve doğurganlık tanrıçaları
• Yarıklar (Chasma): Av tanrıçaları, Ay tanrıçaları
• Yassı volkanik tabanlar (Farra): Su tanrıçaları
• Sığ çukurluklar (Fossa): Savaş tanrıçaları
• İnce uzun yapılar (Linea): Savaş tanrıçaları
• Düzensiz kraterler (Patera): Ünlü kadınlar
• Çokgen görünümlü alanlar (Tessera): Kader ve kısmet tanrıçaları
• Kum tepeleri (Unda): Çöl tanrıçaları
• Yıldız biçimli oluşumlar (Astra), kubbe biçimli dağ ve tepeler (Tholus), kesişen vadi ağları (Labyrinthus), akıntı alanları (Fluctus): Çeşitli tanrıçalar

Gözlem koşulları[değiştir | kaynağı değiştir]

Venüs, Güneş çevresinde yaklaşık 224 gün süren dolanma süresine karşın yörüngesinin Yer yörüngesine yakınlığı nedeniyle 584 gün gibi uzun bir kavuşum dönemine sahiptir. Gökyüzündeki görünür hareketini tamamlaması bir buçuk yılı geçer. Bir alt gezegen olması nedeniyle her zaman Güneş'e yakın konumdadır ve gözlenmesi için en uygun saatler gün doğumundan önce ya da gün batımından sonradır. 'Sabah yıldızı' ve 'akşam yıldızı' adları bu nedenle verilmiştir. -4,4 kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve diğer tüm gezegenlerden çok daha parlaktır. Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzünün en parlak cismidir. Bu nedenle güneş ışınlarının Venüs'ün görülmesine izin vermediği alt ve üst kavuşum dönemleri dışında yılın büyük bir kısmında rahatlıkla izlenir. Merkür'e oranla çok daha yüksek uzanımlara (en uygun koşullarda 48°) çıkabildiği için gün içinde izlenebildiği süre de daha uzundur ve uygun dönemlerde akşam gün battıktan sonra veya sabah gün doğmadan önce 4 saat kadar ufkun üzerinde kalabilir. En parlak dönemlerinde güneş ufkun üzerinde iken bile görülmesi mümkündür, hatta alışkın gözler gün ortası saatlerinde dahi Venüs'ü yakalayabilir. Aysız gecelerde, kent ışıklarından yeterince uzaklaşılabilirse, insan gözünün Venüs ışığının çevreye verdiği aydınlığı hissedebildiği ve yarattığı gölgelerin fark edilebildiği de söylenir.

Venüs'ün dünyaya en yakın olduğu dönemlerde 1 yay dakikayı geçen görünür çapı insan gözünün ayırma gücü sınırındadır ve duyarlı gözlerin gezegenin hilal evresini ayırt edebilmesi olasıdır.

Tam güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa, Venüs'ün güneşe çok yakın konumda olduğu kavuşum dönemleri civarında bile gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar. 1999 tam güneş tutulması sırasında bu durum gerçekleşmiştir.

Evreler[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: Venüs'ün evreleri

Venüs'ün evreleri

Bir teleskop ile izlendiğinde Venüs'ün Ay gibi evreleri olduğu görülür. Gezegenin Güneş'in arkasında ve yeryüzüne en uzak durumda olduğu üst kavuşum anında, görünen yüzeyinin tümü aydınlandığından ışıklı bir daire şeklinde 'dolun' evresi söz konusudur. Bu aynı zamanda uzaklık nedeniyle Venüs'ün görünür çapının en az olduğu dönemdir. En yüksek uzanım anında gezegen bir yarım daire şeklinde görülür. Güneş ile yer arasında kaldığı dönemlerde ise karanlık yüzünü göstererek bir 'hilal' şekli alır. Hilalin en ince olduğu dönemler gezegenin Dünya'ya en yakın olduğu ve görünür çapının en büyük olduğu dönemlerdir; ancak bu esnada güneş ışınları gezegenin görülmesini engeller.

Parlaklık[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir alt gezegen olması nedeniyle Venüs'ün yeryüzünden izlenebilir parlaklığı iki değişkenin ilişkisi ile belirlenir:

• Evre
• Görünür çap (dolaylı olarak Yer'e uzaklık)

Venüs Yer'e en yakın konumda iken dünyaya dönük yüzünün tümüyle karanlıkta kalması, aydınlanan yüzünün tamamının görülebildiği 'dolun' evresinde ise, en uzak dolayısıyla en küçük görünür boyutta olması nedeniyle yeterince parlak değildir. Gezegenin gözlemciye en fazla ışık gönderebildiği konumu, görünür aydınlık yüzeyin en fazla olduğu %30 aydınlık (hilal ile yarım evre arası) evresidir.

Venüs atmosferinin neden olduğu gözlem özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Sahte renkte atmosferi gösteren bir Venüs resmi

Gündüz-gece çizgisi üzerinde kalan Venüs atmosferinin güneş ışınları ile aydınlanması, gezegenin evresinin beklenenden daha büyük olarak algılanmasına neden olur. Venüs'ün herhangi bir dönemde Güneş'le yaptığı açıya dayanarak hesaplanan evre ile gözlenen evresi arasındaki bu 'faz kayması' bazen 3 günü bulur ve Schröter etkisi olarak adlandırılır. Venüs'ün karanlık yüzünün yeryüzüne dönük olduğu alt kavuşum anında, arkadan aydınlanan atmosferin, ortası karanlık bir halka şeklinde görülebildiği saptanmıştır. Yine alt kavuşum anına yakın günlerde gezegenin karanlık yüzünde çok hafif bir aydınlanma hissedilebilir. 'Küllenmiş ışık' adı verilen bu olay, 1640'lardan bu yana bilinmektedir. Bugüne dek çok değişik açıklamalar getirilmiş olmasına rağmen nedeni bilinmeyen bu atmosfer aydınlanmasının, elektriksel etkinliklerle veya kutup ışıklarına benzer bir mekanizma ile ortaya çıkabileceği öne sürülmüştür. Venüs atmosferi gaz küreler gibi diferansiyel dönme (Kutup ve Eşlek-ekvator- bölgelerinin farklı hızlarda dönmesi) gösterir. Venüs'ün atmosferinde sürekli olarak devam eden asit yağmurları yağmaktadır. Genellikle Venüs kükürt nedeniyle çok sıcak bir iklime sahiptir.

Venüs'ün Güneş geçişleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Süre: 4 saniye.0:04

Venüs'ün 2004 Güneş Geçişi

Venüs yaklaşık 20 ayda bir alt kavuşum konumundan geçtiği halde, yörüngesinin tutulum düzlemine 3,39 derecelik bir açı yapması nedeniyle güneş diskinin önünden geçişi nadiren gerçekleşir. Venüs yörüngesinin tutulum düzlemini kestiği noktalar, yani yörüngenin çıkış ve iniş düğümleri ile Güneş ve Yer'in düz bir çizgi üzerinde yer almasını gerektiren bu durum yaklaşık her yüzyılda 2 kez, 8 yıl aralıklı çiftler şeklinde gözlenir. (1761-1769, 1874-1882, 2004-2012, 2117-2125 gibi). Tüm geçişler, düğümlerin Yer yörüngesindeki izdüşümlerine denk gelen Haziran ve Aralık ayları içinde olur. Daha yakından incelendiğinde geçişlerin düzenlerinin 243 yıllık bir döngü içerisinde yinelendiği dikkati çeker. İçinde bulunduğumuz binyılda, bu döngü 113,5-8-121,5-8 yıllık aralıklar şeklinde tekrarlanmaktadır.

Venüs'ün geçişi, Güneş diski üzerinde küçük bir siyah beneğin ilerlemesi şeklinde izlenir ve en fazla 7 saat kadar sürer.

Güneş Sistemi'nde Venüs'ün özel yeri[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı özellikleri, Venüs'ü eşsiz kılmaktadır:

Süre: 40 saniye.0:40

Venüs kendi ekseninde dönerken Güneş Sistemindeki diğer gezegenlerin aksi bir yön izler.

Venüs kendine ait fizistrospedi paraçalama özelliğine ve trospinakolitan perazmına sahiptir

• Dünyaya yörüngesi itibarıyla ortalama mesafe olarak en yakın gezegendir.
• Yer'den gözlendiğinde en parlak gezegendir.
• Yüzey sıcaklığı en yüksek gezegendir.
• Yer benzeri gezegenler arasında en yoğun atmosfere sahip olanıdır.
• En çok uzay aracı gönderilen ve üzerinde en çok sayıda insan yapımı araç bulunan gezegendir.
• Ekseni etrafında ters döner.

*Örneğin Ay Dünya(Yer) etrafında dönerken kendi etrafında Venüs gibi ters, lâkin yavaş dönerek hep aynı yüzünü gösterir.

Atmosferindeki hayat olasılığı[değiştir | kaynağı değiştir]

Venüs'ün bulutlarında çok dirençli mikroorganizmalar olabileceğine dair bazı göstergeler bulunmaktadır. El Paso'daki Texas Üniversitesi'nden Dirk Schulze-Makuch ve Louis Irwin'e göre bunlar, diğer şeylerin yanı sıra bazı gazların yokluğunu veya varlığını açıklayabilir. Ayrıca Pioneer-Venus 2'nin büyük daldırma sondası, Venüs'ün bulutlarında bakteri boyutunda parçacıklar buldu.^[17][18][19]

Cardiff Üniversitesi'nden Profesör Jane Greaves yönetimindeki ekibin Venüs atmoserindeki fosfin miktarı ile ilgili akademik makaleleri, 14 Eylül 2020'de Nature Astronomy dergisinin websitesinde yayınlandı^[20] ve bu dergideki makaleye gönderme yaparak The Royal Astronomical Society tarafından aynı gün açıklandı. Prof Greaves ve ekibi, Hawaii'deki James Clerk Maxwell Teleskobu ile yaptıkları gözlemlerde Venüs atmosferinde yüksek miktarda fosfin molekülüne rastladıktan sonra, bu gözlemin öneminden dolayı Şili'deki Atacama Large Millimeter/submillimieter Array (ALMA) tesisindeki 45 teleskopla gözlemlerini kontrol etme imkanı buldular. Bu gözlem, fosfin gazının özelliklerinden dolayı önemliydi: Fosfin gazı, canlı içermeyen süreçlerde (endüstriyel bir üretim yoksa) ancak çok az miktarda üretilebiliyordu. Bu yüzden de eldeki veriler daha detaylı incelemeye tabi tutuldu. Elde edilen veriler üzerinden, Kyoto Sangyo Üniversitesi'nden Prof Hideo Sagawa tarafından hesaplamalara göre Venüs atmosferinin gözlemlenen kısmında her 1 milyar molekülde 20 molekül fosfin olduğu anlaşıldı.^{[kaynak belirtilmeli]}

MIT'den Prof William Bains'in liderliğinde yapılan çalışmalarda, Prof Greaves'ın tespit ettiği miktarın cansız süreçlerle ortaya çıkıp çıkamayacağı kontrol edildi. Yapılan hesaplamalarda, cansız süreçlerin bu miktarın ancak 10.000'de birini üretebileceği ortaya konuldu. Bu sebeple, Venüs atmosferindeki fosfin miktarı, gezegende hayat olduğunun muhtemel işareti olarak değerlendiriliyor.^{[kaynak belirtilmeli]}

Çalışmaları yürüten bilim insanları, bu araştırmada ortaya çıkan verilerin Venüs'te hayat olduğunu kesin olarak göstermediğini ve daha fazla veriye ihtiyaç olduğunu belirtiyorlar. Ancak fosfin üretimi ile ilgili bilinen kimyasal tepkimeler göz önüne alındığında, Venüs gezegeninde fosfin üreten mikroorganizmaların varlığı ciddi bir ihtimal olarak değerlendiriliyor.^{[kaynak belirtilmeli]}

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

1. ^ ^{a b c d e f g h} Williams, David R. (15 Nisan 2005). "Venus Fact Sheet". NASA. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ekim 2007.
2. ^ Yeomans, Donald K. "HORIZONS Web-Interface for Venus (Major Body=2)". JPL Horizons On-Line Ephemeris System. 4 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi.
3. ^ ^a b Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (Şubat 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets". Astronomy and Astrophysics. 282 (2). ss. 663-683. Bibcode:1994A&A...282..663S.
4. ^ Souami, D.; Souchay, J. (Temmuz 2012). "The solar system's invariable plane". Astronomy & Astrophysics. Cilt 543. s. 11. Bibcode:2012A&A...543A.133S. doi:10.1051/0004-6361/201219011. A133.
5. ^ Mallama, Anthony; Hilton, James L. (Ekim 2018). "Computing apparent planetary magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing. Cilt 25. ss. 10-24. arXiv:1808.01973 $2. Bibcode:2018A&C....25...10M. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002.
6. ^ ^a b Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; Conrad, Albert R.; Consolmagno, Guy J.; Hestroffer, Daniel; Hilton, James L.; Krasinsky, Georgij A.; Neumann, Gregory A.; Oberst, Jürgen; Stooke, Philip J.; Tedesco, Edward F.; Tholen, David J.; Thomas, Peter C.; Williams, Iwan P. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3). ss. 155-180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 8 Haziran 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Mart 2021.
7. ^ Konopliv, A. S.; Banerdt, W. B.; Sjogren, W. L. (Mayıs 1999). "Venus Gravity: 180th Degree and Order Model" (PDF). Icarus. 139 (1). ss. 3-18. Bibcode:1999Icar..139....3K. CiteSeerX 10.1.1.524.5176 $2. doi:10.1006/icar.1999.6086. 26 Mayıs 2010 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi.
8. ^ "Planets and Pluto: Physical Characteristics". NASA. 5 Kasım 2008. 7 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ağustos 2015.
9. ^ "Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites". International Astronomical Union. 2000. 11 Ekim 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Nisan 2007.
10. ^ Mallama, Anthony; Krobusek, Bruce; Pavlov, Hristo (2017). "Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine". Icarus. Cilt 282. ss. 19-33. arXiv:1609.05048 $2. Bibcode:2017Icar..282...19M. doi:10.1016/j.icarus.2016.09.023.
11. ^ Haus, R. (Temmuz 2016). "Radiative energy balance of Venus based on improved models of the middle and lower atmosphere" (PDF). Icarus. Cilt 272. ss. 178-205. Bibcode:2016Icar..272..178H. doi:10.1016/j.icarus.2016.02.048. 22 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 12 Mart 2021.
12. ^ "Türkiye Uzay Ajansı - Venüs". 5 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Nisan 2023.
13. ^ "Why Venus Spins the Wrong Way". www.scientificamerican.com. 15 Haziran 2001. 10 Nisan 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Eylül 2022.
14. ^ "Venus: Facts & Figures". NASA. 18 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Nisan 2007.
15. ^ "Hints of life on Venus". The Royal Astronomical Society (İngilizce). 15 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Eylül 2020.
16. ^ "Venüs Ekspres" yola çıktı". 14 Haziran 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Haziran 2007.
17. ^ Markus Hammonds (16 Mayıs 2013). "Does Alien Life Thrive in Venus' Mysterious Clouds?". discovery. 29 Ekim 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ekim 2014.
18. ^ Stuart Clark (26 Eylül 2002). "Acidic clouds of Venus could harbour life". New Scientist. 16 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Eylül 2020.
19. ^ Leben in der Atmosphäre der Venus entdeckt? 7 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. science.ORF.at, 1 Ocak 2010, erişim 15 Eylül 2020
20. ^ Greaves, Jane S.; Richards, Anita M. S.; Bains, William; Rimmer, Paul B.; Sagawa, Hideo; Clements, David L.; Seager, Sara; Petkowski, Janusz J.; Sousa-Silva, Clara; Ranjan, Sukrit; Drabek-Maunder, Emily (14 Eylül 2020). "Phosphine gas in the cloud decks of Venus". Nature Astronomy (İngilizce): 1-10. doi:10.1038/s41550-020-1174-4. ISSN 2397-3366. 14 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Eylül 2020.

g t d Venüs

g t d Güneş Sistemi

Otorite kontrolü	BNE: XX451944 BNF: cb12066488g (data) GND: 4062527-8 LCCN: sh85142768 NARA: 10046627 NDL: 00565856 NKC: ph118176 NLG: 1892 NLI: 987007536685705171 VIAF: 316741882 WorldCat: viaf-316741882