Çok eski bir web tarayıcısı kullanıyorsunuz. Bu veya diğer siteleri görüntülemekte sorunlar yaşayabilirsiniz.. Tarayıcınızı güncellemeli veya alternatif bir tarayıcı kullanmalısınız.
DÜNYAMIZ ve EVREN Evren: İçinde milyarlarca gökcisminin bulunduğu sonsuzluk ve onun içindeki varlıklar bütünü-dür. Evren içerisindeki cisimlerin başlıcaları şunlardır. Yıldız: Sahip oldukları enerji ile çevresine ısı ve ışık veren gök cisimleridir. Güneş bir yıldızdır. Gezegen: Bağlı olduğu yıldız ve kendi ekseni etrafında dönen, ısı ve ışık saçmayıp bağlı olduğu yıldızdan aldıkları ışıkları yansıtan gök cisimleridir. Dünya, Merkür. Uydu: Gezegenlerden küçük onların çevresinde dönen gökcisimleridir. Ay. Nebula: Evrendeki kızgın gaz ve toz bulutlarıdır. Andromeda. Meteor: Atmosfere girince ateş külçesi durumuna dönüşen Evrendeki başıboş dolaşan kayaçlardır. Galaksi: Birden fazla yıldız sisteminin oluşturduğu büyük sistemlerdir. Güneş sisteminin yer aldığı Samanyolu Galaksisi. Yıldız Sistemi: Bir yıldız ve onun çekim gücünün etkisi altındaki gezegenler ve diğer gökcisimlerinden oluşan sistemlerdir. Güneş sistemi.
Güneş Sistemi: Güneş’in çekim gücü etkisindeki 9 gezegen, uyduları ve diğer gökcisimlerinin oluşturduğu bir sistemdir. Güneş sisteminde yer alan gezegenlerin uzaklık ve büyüklük sıralanışı şöyledir.
URANÜS GEZEGENİ Uranüs, güneşten uzaklığına göre 7. gezegendir. Büyüklük sıralamasında 3. gelir. Çapı Neptün'den büyük ancak kütlesi daha azdır. Eski Yunanda, Uranüs cennetin tanrısıdır. Cronus (Satürn), Cyclopedes ve Titan'ın da babası olan Gaia'nın oğludur (Olimpos'da oturan tanrıların ataları). Modern çağlarda keşfedilen ilk gezegendir. 13 Mart 1781'de William Herschel tarafından keşfedilmiştir. Daha önce de pek çok defa görülmüş ama bir yıldız olarak değerlendirilmiştir. 'Uranüs' adı Bode tarafından teklif edilmiş ancak 1850 li yıllardan sonra yagın olarak kullanılmaya başlanmıştır. Uranüs'ü 24 Ocak 1986'da Voyager2 uzay aracı ziyaret etmiştir. Gezegenlerin çoğunun kendi çevrelerindeki dönüş ekseni yaklaşık olarak ekliptik düzleme diktir. Oysa Uranüs'ün ekseni, bu düzleme neredeyse paraleldir.Voyager2'nin geçişi sırasında Uranüs'ün güney kutbu güneşe bakmaktaydı. Gerçi böyle bir eksen eğimiyle hangi kutbun güney hangisinin kuzey olduğunu söyleyebilmek zordur. Uranüs temel olarak kaya ve değişik buzlardan oluşmuştur, kütlenin geri kalanını (%15'ini) hidrojen ve az miktarda Helyum teşkil eder. Uranüs, Jupiter ve Satün'den daha çok onların çekirdeklerine benzer, ancak sıvı metalik hidrojen içermez (Neptün için de durum aynıdır). Uranüs atmosferi %83 hidrojen, %15 helyum ve %2 metan'dan oluşur. Diğer gaz gezegenlerde olduğu gibi, Uranüs'ün de enlemleri boyunca uzanan ve hızlı hareket eden bulut bantları vardır. Bu bantlar çok belirsizdirler, ancak Voyager2 'nin gönderdiği resimlerin bilgisayar analizleri ile gösterilebilmişlerdir (solda). Son zamanlarda Hubble Uzay teleskopu ile daha belirgin resimler alınabilmiş ve atmosfer hareketleri gözlenebilmiştir. Şimdi güneş ışınları kutuplardan daha aşağı enlemlere dik geldiğinden mevsimsel atmosfer hareketlerinin de arttığı bu nedenle daha iyi gözlemler yapıldığı gerçektir. 2007 yılında güneş ışınları Uranüs ekvatoruna dik gelecektir. Gezegenin mavi rengi, kırmızı ışığın atmosferin üst tabakalarındaki metan tarafından emilmesi sonucudur. Jupiter'deki gibi renkli bantların bulunması olasıdır, ancak bu metan tabakası tarafından perdelenmektedir. Diğer gaz gezegenlerde olduğu gibi Uranüs'ün de halkaları vardır. Satürn halkaları gibi parlak olmamalarına karşın, onlar gibi 10 m. çap ile toz zerrecikleri arasında değişen büyüklüklerde parçacıklardan oluşmuşlardır. Soldaki resim Voyager2 tarafından 96 sn.lik bir pozlandırma ile elde edilmiştir. Daha önceden bilinen halkalar yanında parlak toz halkalarını da göstermektedir. (Kısa çizgiler - uzun pozlama nedeniyle - yıldızların izleridir) Voyager2, bilinen 5 uydu yanında, 10 yeni küçük uydu daha keşfetmiştir. Halkalar arasında daha pek çok küçük uydunun bulunması olasıdır. Uranüs'ün manyetik alanı garip bir şekilde gezegenin ekseninden 60 derece kadar farklı konumdadır. Bu da eksendeki anormal yatıklığın bir çarpışma sonucu olduğu, gezegenin ekseninin çekirdeğinin dönüş ekseninden daha fazla etkilendiği şeklinde düşüncelere yol açmaktadır. Uranüs, çok berrak ve karanlık gecelerde çıplak gözle belli belirsiz, bir dürbünle ise rahatlıkla görülebilir (Tabi nereye bakmak gerektiğini biliyorsanız.). 20 tane isimlendirilmiş ve bir de yeni keşfedilmiş ve resmen isimlendirilmemiş uydusu vardır.(Uyduları için; Gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız.)
Satürn, sistemin 6. gezegenidir ve Jupiter'den sonra, 119,000 km. ekvatoryal çevresiyle en büyük 2. gezegendir. Roma mitolojisinde Satürn tarım tanrısıdır, Satürn'ün Yunan mitolojisindeki karşılığı Cronus, Uranüs ve Gaia'nın oğlu ve Zeus'un babasıdır. Satürn Tarih öncesi çağlardan beri bilinmektedir. Teleskopla ilk kez 1610'da Galileo gözlemiş, halkaları nedeniyle garip olan görüntüsünü not etmiş, ancak kafası birhayli karışmıştır.
Birkaç yılda bir dünyanın yörüngesi, Satürn'ün halkalarının bulunduğu düzlemden geçer, bu da Satürn'ün dünyadan görüntüsünü dramatik ölçüde etkiler. 1695'da Chistian Huygens'in, halkaların geometrisini açıklamasına kadar bu görünüm değişikliklerinin nedeni açıklanamamıştır. 1977' de Uranüs'ün, kısa bir süre sonra da Jupiter ve Neptün'ün halkaları keşfedilene kadar, halkaların sadece Satürn'e özel olduğu sanılmaktaydı.
Satürn'ü ilk kez 1979'da Pioneer11 ziyaret etmiş, bunu Voyager1 ve Voyager2 takibetmiştir. Cassini uzay aracı halen yoldadır ve Satürn'e 2004'de varacaktır.
Satürn yoğunluğu en az olan gezegendir (0.69 gm/cm3 ile sudan az). Kutupları belirgin şekilde basık olup oblik bir görünüm sunar. Bunun nedeni, kendi çevresindeki dönüşünün çok hızlı olması ve bir gaz gezegeni olmasından kaynaklanır. Diğer gaz gezegenleri de (Satürn kadar olmasa da) oblikdirler. Jupiter gibi Satürn de %75 hidrojen, %25 helyum ve eser oranlarda su, metan, amonyak ve kayadan oluşmuştur. Satürn'ün iç yapısı da aynen Jupitere benzer (kaya bir nüve üzerinde sıvı metalik hidrojen katmanı ve sıvıdan gaza doğru değişen moleküler hidrojen katmanı. Çekirdekte sıcaklık 12,000 Kelvin kadardır ve Satürn de güneşten aldığından daha fazla enerjiyi çevreye yayar. Bu enerji Jupiter'de olduğu gibi Kelvin-Helmholtz mekanizmasıyla oluşur. Ancak bu mekanizma Satürn'ün parlaklığını açıklamak için yeterli değildir. Başka ek mekanizmalar belki de Satürn'ün derinliklerinde helyumun dışa doğru yağması buna neden olmaktadır. Jupiter'de çok belirgin olan bantlar, Satürn'de de vardır ancak daha silik ve ekvatoryal bölgede daha kalındırlar. Bulut hareketleri ve üst atmosferin detaylarını dünyadan gözlemek mümkün olamamıştır, bu nedenle Voyager'ın ziyaretine kadar Satürn'ün atmosferik sirkülasyonu hakkında bilgi edinilememiştir. Jupiter'deki kırmızı noktaya benzer oluşumlar , Satürn'de de saptanmıştır. Hubble Uzay teleskopu 1990'da, Vovager'ın ziyareti sırasında mevcut olmayan, ekvator bölgesindeöok büyük bir beyaz bulut oluşumu saptamıştır.1994'de de daha küçük çapta bir fırtına görülmüştür.
Satürn'ün en belirgin özelliği halkalarıdır. Parlak halkalardan ikisi A ve B, ve daha soluk halkalardan C dünyadan gözlemlenebilir. A ve B halkaları arasındaki boşluk Cassini bölgesi, A halkasının dışındaki belirsiz boşluk ise Encke bölgesi olarak isimlendirilir. Voyagerin gönderdiği resimlerde Bu halkalara ek 4 halka daha saptanmıştır. Halkalar dünyadan tek parça halinde görünseler de, bağımsız yörüngelere sahip sayısız küçük cisimden (kayalar ve buz kütleleri) oluşmuşlardır. Cisimlerin boyutu genelde santimetreden birkaç metreye kadar değişir, ancak daha nadir olsa da kilometre boyutunda cisimler de söz konusudur. Satürn halkaları olağanüstü incedirler, çapları 250,000 km'ye varırken kalınlıkları ancak 1 km. kadardır. İlk kez amatör astronomlar tarafından bildirilen, halkalardaki radyal çizgiler (inhomojeniteler), Vovager uzay aracı tarafından da tespit edilmiştir. Satürn'ün manyetik alanının halkalar üzerindeki etkisi olarak değerlendirilmektedir.
Resim Satürn'ün en dış halkası olan F halkasının yapısı birhayli karmaşıktır. Birden fazla halkanın yeryer biribiriyle düğüm yaptığı, bazı yerlerde birbirine sarılarak bir sarmal oluşturduğu Voyager1 aracı tarafından izlenmiştir (solda). Ancak bu durum Voyager2 aracının gönderdiği resimlerde saptanamamıştır. Voyager2'nin izlediği F halkası bölümlerinde halkalar birbirine paraleldir.
Voyager2'nin gönderdiği sağdaki resim özel bilgisayar teknikleriyle suni olarak renklendirilmiştir. Renk farkları, halkaların bir bölümünden diğerine kimyasal kompozisyon farklılıklarını göstermektedir.C halkasının ve Cassini bölgesinin önceden bilinen mavi rengine ek olarak, B halkasının iç ve dış bölgeleri farklı renklerde görülmekte, Bu iki bölge arasında radyal çizgiler gözlenebilmekte ve A halkası bambaşka bir renkte görülmektedir.
Satürn'ün aylarıyla halkaları arasında komplex gel-git rezonansları vardır. Çobanlık yapan uydular da denen (shepherding sattelites) Atlas, Promete ve Pandora, halkaların yerlerini muhafaza edebilmeleri için son derece önemlidir.Uydulardan Mimas, Cassini bölgesinin boş kalmasından sorumludur. Diğer uyduların da halkalar üzerinde önemli etkileri vardır. Halkalar ve uydular sistemi çok karmaşık olup henüz tam anlamıyla anlaşılamamıştır. Satürn ve diğer Jovian gezegenlerin halkalarının orijini bilinmemektedir. Başlangıçtan beri var olabilecekleri gibi, uyduların parçalanmasıyla da oluşmuş olabilirler.
Diğer Jovian gezegenler gibi Satürn'ün de belirgin bir manyetik alanı vardır. Soldaki resim Hubble Uzay Teleskop'u tarafından elde edilmiş Ultraviole Satürn fotografıdır. Kuzey kutbunda manyetik alan sonucu oluşmus Aurora perdesi görülmektedir.Bulutlardan 2000 km. yükseğe kadar ulaşan bu aurora Hubble'ın gözlediği iki saat boyunca hem büyüklük hem de parlaklık değişiklikleri göstermiştir. Satürn gazları uzak-ultraviole dalgalarında ışıdıklarından, bu dalga boyları da dünya atmosferince absorbe edildiğinden Satürn Aurora'sı sadece uzaydan gözlenebilmektedir.
Voyager1 Satürn'le buluşup, onu terk ettikten sonra 5,000,000 km. kadar uzaktan bu fotografı çekmiştir. Bu dünyadan hiçbir zaman göremiyeceğimiz bir Satürn'dür. Satürn'e göre her zaman güneşe çok daha yakın olduğumuzdan Satürn'ün sadece aydınlık yüzünü görebilmekteyiz. Satürn'ün karanlık yüzü ve özellikle halkalar üzerindeki gölgesi pek hoş değil mi?...
Gece gökyüzünde Satürn çıplak gözle kolayca görülür. Küçük bir teleskopla halkalarını da görmek mümkündür. Satürn'ün 18 tane isimlendirilmiş ve yakın zamanda bulunmuş ve henüz resmen isimlendirilmemiş 12 uydusu, toplam 30 uydusu vardır. (Gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız)
Roma mitolojisinde Neptün (eski yunan : Poseidon) deniz tanrısıdır.
Uranüs'ün keşfinden sonra, yörüngesinin Newton kanunlarına uymadığı farkedilmiş ve buna, daha uzak bir gezegenin çekiminin neden olduğu düşünülmüştür. Adams ve Le Verrier birbirlerinden bağımsız olarak, Jupiter Satürn ve Uranüs'ün orbital hareketlerinden bu bilinmeyen gezegenin yörüngesini hesaplamışlardır. Ve nihayet 1846'da Galle ve d'Arrest tarafından Neptün keşfedilmiştir.
Keşfinden 2 yüzyılı aşkın bir süre önce 1613'de Neptün, Jupiter'e yakın bir konumda iken Galileo tarafından gözlemlenmiş, ancak bir yıldız olarak değerlendirilmiştir.
Sistemin 8. ve Gaz Devleri'nin en dış gezegenidir. ekvatorundaki çevresi 49,500 km.dir (içine 60 dünya sığacak büyüklükte). Bir Neptün yılı 165 dünya yılına eşittir. Bir Neptün günü ise 16 saat 6.7 dakika kadardır. Pluto'nun yörüngesi çok eksantrik olup bazen Neptün'ün yörüngesini keser. Bu durumda Neptün birkaç yıl boyunca güneş'e en uzak gezegen konumunda olur.
Neptün'ün yapısı muhtemelen Uranüs'e benzer. Çapı, kütlesi, rotasyon süresi, çekim alanının şekli ve hidrojen helyum ve suyun yüksek basınç altındaki davranışı bize Neptün'ün iç yapısı hakkında fikir verir.Neptün'ün dış zarfı, moleküler hidrojen, helyum ve metandan oluşur (2 dünya kütlesinde). Bunun altındaki katman yüksek basınç altındaki, bolca su, metan, amonyak ve diğer elementlerden oluşmuştur (10-15 dünya kütlesinde). En derinde de kaya ve buz dan oluşmuş çekirdeği vardır (1 dünya kütlesinden az). Jupiter ve Satürn gibi Neptün'ün de bir iç enerji kaynağı vardır. Güneşden aldığından iki kat fazla enerji yayar.
Atmosferi büyük oranda hidrojen, helyum ve az miktarda metan içerir. Mavi rengi metandan dolayıdır (metan kırmızı ışığı absorbe eder).Diğer gaz gezegenleri gibi Neptün'de de enlemlere paralel rüzgar bantları bulunur. Güneş sisteminin en hızlı rüzgarları Neptün'dedir, hızları yer yer 2000 km/saat'i aşar. Voyager uzay aracı ile buluşması sırasında Neptün atmosferindeki en baskın özellik, güney yarıküresinde görülen Büyük Koyu Leke idi (sağda). Çevresinde parlak beyaz bulutların da olduğu bu lekeyi Neptün rüzgarları saatte 1000 km.'yi aşan bir hızla batıya taşıyordu. Atmosferin aşağı tabakalarından bir kabarma olarak değerlendirilen bu lekenin nasıl oluştuğu bilinmemektedir.
Hubble gözlemleri (solda) 1994 de Büyük Koyu Lekenin kaybolduğunu gşstermiş ve birkaç ay sonra da bu kez kuzey yarıkürede yeni bir lekenin oluştuğunu gözlemlemiştir. Muhtemelen bulutların alt ve üst bölgeleri arasındaki ısı farkları Neptün atmosferinde çok hızlı değişimlere neden olmaktadır. Sağdaki resimde Sirrüs benzeri bulut oluşumları görülmektedir. Bu parlak beyaz bulutların gölgesi 50 km. aşagıdaki mavi bulut tabakası üzerine düşmekte. Güneşin aydınlattığı, çizgiler halindeki bu beyaz bulutların genişlikleri 50 - 160 km. arasında değişmekte ve uzunukları binlerce km.'yi aşmaktadır.
Bu resim, Büyük Koyu Leke'nin güneyinde oluşmuş Küçük Koyu Leke'yi göstermektedir. Bu koyu leke içindeki spiral beyaz bulutlarıyla, Neptün atmosferindeki bir fırtınayı göstermektedir. Neptün'ün de halkaları vardır. Dünyadan yapılan gözlemlerde yay parçaları halinde gözüken bu halkaların tam olduğu Voyager2 tarafından gösterilmiştir. Halkalardan birinin (sağda) şaşırtıcı şekilde, birbiri üzerine sarılarak helezon oluşturan iki halkadan oluştuğu görülmüştür. Halkalar oldukça koyu renkte olup içerikleri tahminden öteye geçmemektedir.Resim Neptün'ün manyetik alanı da Uranüs'ünki gibi eksenden farklı bir açıdadır. İç katmanlarındaki iletken maddenin hareketiyle oluştuğu sanılmaktadır. Gece nereye bakacağınızı bilirseniz iyi bir dürbünle Neptün görülebilir. Ancak minik bir diskden farklı birşey görmek işterseniz gelişmiş bir teleskopa ihtiyaç vardır. Neptün'ün bilinen 8 uydusu vardır (Triton ve 7 küçük uydu).
Hubble Uzay Teleskopu ile elde edilmiş gerçek renklerinde Neptün ve uydularından en büyüğü olan Triton'un resmini görmektesiniz. Neptün atmosferindeki bulut bantları da belirgin şekilde gözükmekte. (Gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız.)
Jupiter, sistemin beşinci ve en büyük gezegenidir. Kütlesi bütün diğer gezegenlerin topl******* 2 kat fazladır. 1.9 x 1027 kg kütlesi ve 142,800 kilometre ekvator çevresiyle dev bir gezegendir. Zaman zaman Mars'ın parlaklığı Jupiteri geçse de, Güneş, Ay ve Venüs'den sonra gökyüzünün 4. en parlak cismidir. Tanrıların kıralı Jupiter'den alır ismini (yunan : Zeus). Zeus, Kronus'un (Satürn) oğludur. Tarih öncesi çağlardan beri tanınmaktadır. Dört büyük uydusu Io, Europa, Ganimede ve Castillo 1610 yılında Galileo tarafından keşfedilmiş (Galilean uydular olarak da adlandırılırlar) ve dünya çevresinde dönmediği kesinleşen ilk cisimler olarak Kopernik'in güneş merkezli evren modeli lehine değerlendirilmişlerdir. Jupiter ilk kez 1973'de Pioneer10 ve sonra da sırasıyla Pioneer11, Voyager1, Voyager2, Ulysses ve Galileo uzay araçları tarafından ziyaret edilmiştir. Galileo halen Jupiter çevresindeki yöründesinde olup en azından 2 yıl daha bilgi göndemeye devam edecektir.
Gaz gezegenler, katı bir yüzeye sahip değildirler. Gazdan yapıları derinlikle yoğunluk kazanır. 1 atmosfer basınca eşit olan düzey gezegenin yüzeyi olarak kabul edilir. Bu gezegenlere bakarken gördüğümüz, atmosferlerinin (1 atmosfer seviyesinin hemen üzerindeki) en yüksek bulutlarıdır. . Jupiter hacmen %90'ı hidrojen, %10'u helyumdan, kütlesel olarak da %75'i hidrojen, %25'i helyumdan (eser oranlarda metan su amonyum ve kayadan) oluşmuştur. Bu bileşim güneş sisteminin oluşumundan önceki solar nebulanın bileşimine çok yakındır. Satürn de benzer bir bileşime sahip olmakla birlikte hidrojen ve helyum daha azdır. İç yapısı hakkındaki bilgilerimiz büyük oranda dolaylı edinilmiş bilgilerdir. Galileo'nun atmosferik sondasının verdiği bilgiler, Tepe bulutlarından ancak 150 km. daha aşağıdaki seviyelere kadar olmuştur. Muhtemelen 10-15 dünya kütlesinde bir çekirdeği, üzerinde gezegenin ana kütlesini oluşturan, sıvı metalik halde hidrojen, sonra moleküler sıvı hidrojen ve daha yukarılarda gaz atmosfer. Hidrojenin iyonize proton ve elektronlardan oluşmuş bu egzotik formu 4 milyon barı geçen basınçlar altında söz konusu olmaktadır. Anlaşılacağı gibi Jupiterin iç hidrojeni gaz değil sıvı haldedir, elektriksel olarak iletkendir ve Jupiterin manyetik alanının kaynağıdır. Bu katman muhtemelen helyum da içermektedir. Bunun dışındaki katman ise derinlerde sıvı halde, daha dış kısımlara ulaştıkça da gaz halinde normal moleküler hidrojen ve helyumdan oluşmaktadır. Bizim görebildiğimiz atmosfer bu son kalın katmanın en tepe bölgesinden ibarettir. Yakın zamanda yapılan deneylerin sonuçlarına bakılırsa, hidrojen ani olarak faz değiştirmemektedir. Bundan, Jupiterin ve diğer gaz gezegenlerin değişik katmanları arasında belirgin bir sınır olmadığı anlaşılır. Aşağıdaki resim daha açıklayıcı olabilir.
En dış katman moleküler hidrojen'e karşılık gelir. Üst bölgelerinde gaz derin bölgelerinde sıvı haldedir.
10,000 km derinikte basınç 1 milyon bar'a ve ısı 6,000 Kelvin'e ulaşır ve hidrojen sıvımetalik faza dönüşür. Bu fazda Hidrojen atomları parçalanarak güneşin içindeki gibi ionize proton ve elektronlar halindedir. (en kalın katman)
Üçüncü katman yüksek basınç ve ısı altınaki su, amonyak ve metandan oluşan koyu çorba kıyamında buzdan oluşmaktadır.
En derinde de 10-15 dünya kütlesinde kaya ya da buzsu-kaya çekirdek bulunmaktadır
Galileo Sondasıbantların hızının beklenenden çok yüksek olduğunu, saatte 650 km.'yi aştığını ve sondanın gözlem yapabildiği derinliğe kadar da aynen devam ettiğini göstermiştir. Bu rüzgarlar binlerce km derinliklere kadar ulaşıyor da olabilir. Jupiter atmosferinin aynı zamanda yoğun türbülanslar içerdiği de anlaşılmıştır. Rüzgarların, dünyadaki gibi güneşin etkisiyle değil, Jupiterin iç ısısından kaynaklandığı anlaşılmaktadır. Bulutların canlı renklerinin nedeni muhtemelen atmosferde eser miktarlarda bulunan elementler arasındaki kimyasal reaksiyonlardır. Belki de bundan, bileşimleri farklı renklere sahip olan kükürt sorumludur. Henüz bu olayın detayları bilinmemektedir. Renkler bulutların yükseklikleri ile de ilişkilidir. Alçak bulutlardan yüksek bulutlara doğru sıralarsak, en aşağıdakiler mavi, sonra kahverengi, beyaz ve en yüksektekiler de kırmızı bulutlardır. Bazen aşağıdaki bulutlar, üsttekiler arasında oluşan deliklerden görülürler. Büyük Kırmızı Nokta (GRS, Great Red Spot) üçyüz yıldan fazla bir zamandan beri astronomlar tarafından gözlenmektedir.(İlk farkeden Cassini ya da Robert Hook - 17.Yüzyıl). GRS 12,000 km'ye 25,000 km boyutlarında, iki adet dünyayı içine alabilecek büyüklükte oval bir lekedir. Bulut tepeleri çevreden beligin şekilde daha yüksek ve soğuk olan bu bölgenin, kendi etrafındaki dönüş yönünden, bir yüksek basınç alanı olduğu anlaşılmaktadır.Benzer yapılar Satürn ve Neptünde de görülmüştür. Böyle bir oluşumun bu kadar uzun zamandan beri varlığını sürdürebilmesinin nedenleri henüz bilinmemektedir.
Jupiter Güneşden aldığından daha fazla enerji yayar. İç kısımları oldukça sıcaktır. Çekirdeği muhtemelen 20,000 Kelvin civarındadır. Isı yerçekimine bağlı olarak, gezegenin yavaş sıkışması sonucu oluşur (Kelvin-Helmholtz mekanizması). Jupiter, güneşte olduğu gibi nükleer füzyonla ısı oluşturmaz, sıcaklık ve basınç nükleer reaksiyonları tetikleyebilecek düzeyde değildir. Oluşan ısı jupiterin sıvı katmanlarında konveksiyona neden olur. Atmosferdeki bulut hareketliliğinin nedeni olarak bu konveksiyon akımları gösterilmektedir. Jupiterin çapı, bir gaz gezegeninin olabileceği en büyük çapa yakındır. Jupiterin kütlesini arttıracak şekilde madde ilave edilebilse çapının değişmediği ya da çok az büyüdüğü görülürdü. Bir yıldızın daha büyük olabilmesinin nedeni, çekirdeğindeki nükleer reaksiyondur. Jupiterin bir yıldız olabilmesi için kütlesinin 80 kat daha büyük olması gerekirdi.
Jupiterin muazzam büyüklükte bir manyetik alanı vardır. Jupiter manyetosferi 650 milyon km.'den öteye uzanır, aylarını içine alır, dahası Satürn'ün yörüngesini aşar. Io'daki aktivitenin bir bölümü kısmen de olsa, bu manyetik alana bağlanır. Yandaki 1. görüntü, Cassini uzay aracındaki iyon ve nötr kütle spektrometresiyle elde edilmiştir ve Jupiter'in muazzam manyetik alanını göstermektedir. Soldaki resimde Jupiterin kuzey kutbunu bir kement gibi çevreleyen , ve floresan gibi ışıldayan bir gaz perdesi görülmekte. Bu gezegenin kuvvetli manyetik alanıyla oluşan aurora'dır. Tıpkı dünyadaki kuzey ışıkları gibi ama çok daha kuvvetli ve büyük. (Aurora, yüksek enerjili elektronların manyetik alan içindeki akımı sırasında atmosferik gazları iyonize ederek parlamalarına neden olmasından kaynaklanır.)
Satürn gibi Jupiterin de halkaları vardır, ancak çok daha küçük ve solukturlar.Voyager 1 Jupiter'i ziyaret edene dek hiç kimse halkaları olacağını beklemiyordu. O zamandan beri, infrared teleskoplarla hem yeryüzünden hem de Galileo aracından pek çok görüntü elde edildi. Jupiter halkaları, Satürn'ünkilerin tersine oldukça karanlıktır, kaya menşeli olduğu, buz içermediği düşünülmektedir.
1994 Temmuzunda Shomaker-Levy 9 kuyruklu yıldızı Jupiterle çarpıştı. Astronomik anlamda bile çok sık rastlanamayacak bu olay amatör teleskoplarla dahi izlenebildi. Hubble Uzay Teleskopu ile bir yıl sonrasına kadar olayın etkileri (kalıntıları) takip edilebildi. (Kuyruklu yıldızlar bölümüne bakınız)
Geceleyin Jupiter Venüs'den sonra en parlak gezegendir. Galilean uyduları iyi bir dürbünle görülebilir. Bilinen 28 uydusu vardır. Dört büyük Galilean uydu, isimlendirilmiş 12 küçük uydu ve yeni bulunmuş ve halen isimlendirilmemiş 12 uydu daha. (gezegenlerin uyduları bölümüne bakınız)
MERKÜR Merkür Roma'lılar tarafından, Roma mitolojisinde, tanrıların, ayağına hızlı habercisi olan Merkür'e izafeten isimlendirilmiştir. Bunun nedeni, diğer gezegenlere oranla çok hızlı hareket etmesi olsa gerek. Çok eski çağlardan beri, en azından Sümerliler tarafından (M.Ö. 3.milenyum) tanınmaktadır. Yunanlılar tarafından sabah göründüğünde Apollon ve akşamları göründüğünde Hermes (tanrıların habercisi) olarak iki ayrı adla tanınmaktadır. Bununla birlikte yunan astronomları aynı cisim olduğunun farkındadırlar. Hatta Heraklitus, Merkür ve Venüsün o zamanki inancın aksine, dünyanın değil de güneşin etrafında döndüğüne inanmaktadır. Güneş'e en yakın ve Pluto'dan sonra en küçük 2. gezegendir. Çapı dünyanınkinden %40 ufak ve ayınkinden %40 büyüktür. Jupiterin uydusu Ganimede'den ve Satürn'ün uydusu Titan'dan bile daha küçük ancak kütlesi bu iki uydudan da büyüktür. Merkür'ün yörüngesi birhayli eksantrik olup güneşe en yakın noktada güneşe uzaklığı 46 milyom km iken en uzak noktada 70 milyon km'ye varır. 19.Yüzyıl astronomları, Merkür'ün hareketini çok dikkatle gözlemişler, ancak gözlemlenen ve hesaplanan arasındaki, küçük ama ihmal edilemez farkları Newton fiziği ile açıklayamamışlardır. Einstein'ın Rölativite Teorisi'nin erken kabul görmesinde, Merkür'ün yörüngesel hareketini açıklayabilmesi çok etkili olmuştur.
[FONT=Arial, Helvetica, sans-serif]1962 yılına kadar Merkürün her zaman aynı yüzünün güneşe dönük olduğu sanılaktaydı. Bu astronomide birbiri çevresinde dönen cisimlerde zaman zaman rastlanan bir durum olup "orbital/rotational resonance 1:1" olarak ifade edilir. Ancak 1965 yılında gerçekleştirilen doppler radar tekikleriyle orbital/rotasyonal bir rezonans olduğu fakat bunun oranının 2:3 olduğu anlaşılmıştır. Güneş sitemi için bu oran tek örnektir. Yani Merkür güneş etrafında iki kez döndüğünde kendi etrafında da 3 kez dönmüş olur.
Merkür hakkındaki bilgilerimizin büyük bölümünü 1975 ve 1974 yılları boyunca Mariner-10 uzay aracının 3 kez Merkür'ün yakınından geçerek yaptığı gözlemlere borçluyuz. Güneş'e yakınlığı nedeniyle Hubble Uzay Teleskopu ile çok sağlıklı gözlemler yapılamamaktadır.
Yüzeyi ay yüzeyine çok benzer, yüzlerce km uzunlukta ve kilometrelerce yükseklikte sarp kayalıklar, uçurumlar ve kanyonlar ve çok sık ve değişik büyüklükte kraterlerden ve kraterler arası düzlüklerden oluşmaktadır. Kraterlere meteorların neden olduğu diğer uzun ve yüksek engebelerin de soğuyarak büzüşme sonucunda ortaya çıktığı sanılmaktadır. Kraterler arasında düzlükler yaygın olarak bulunmakta, bazı kraterlerin içlerini katılaşmış lav göllerinin düzleştirdiği, edinilen fotograflardan izlenebilmektedir. Merkür yüzeyindeki 90 Kelvinle 700 Kelvin arasındaki aşırı ısı değişiklikleri başka hiçbir gezegende görülmez. Venüs yüzeyi biraz daha sıcak olmakla birlikte son derece stabildir. Daha önceleri tümünün katı olduğu sanılan 1800 - 1900 km. yarıçapında (dünyanınkinden daha büyük) demirden oluşmuş bir çekirdeğe sahiptir. Çok zayıf da olsa gezegenin bir manyetik alanının olması (dünyanın m.alanının %1i kadar) , çekirdeğin bir bölümünün halen erimiş halde bulunduğunu düşündürmektedir.
Çok ince bir atmosfere sahiptir. Bu atmosferi, güneş rüzgarlarının yüzeyden kopardığı atomlar oluşturur. Ancak sıcaklık çok fazla olduğundan atomalrın bir bölümü uzay boşluğuna yayılarak gezegeni terkeder. Bu nedenle Venus ve dünyanın stabil atmosferlerinin tersine Merkür'ün ince atmosferi bir taraftan dolarken diğer taraftan boşalır.
Mars Mars (Yunan : Ares) savaş tanrısı. Kırmızı renginden dolayı bu adı almıştır. Kırmızı gezegen olarak da anılır. Mart ayının adı da Mars'dan gelmektedir. Tarihöncesi çağlardan bu yana tanınan bu gezegen bilim kurgu yazarlarının da ilgi merkezi halindedir. Mars'ı 1965'de ilk ziyaret eden uzay aracı Mariner 4 olmuştur. Bunu Mars yüzeyine ilk kez inen arç olan Mars 2 de dahil olmak üzere bir çok araç takibetmişdir. Aşağıda solda 1976'da Mars'a inen Viking aracının çektiği ve sağda 20 yıllık aradan sonra 4 Temmuz 1997'de Mars'a inen robot araç Pathfinder'ın çektiği yüzey fotografları görülmektedir.
Marsın yörüngesi oldukça eliptiktir. Bu Mars iklimi üzerinde önemli etkiler yaratır. Yüzey ısısında oluşan büyük farkların temel nedeni de budur. Mars yüzeyinde ortalama ısı -55°C olup, güneşten en uzak olduğu zaman kutuplarında ısı -133°C 'a kadar düşer. Oysa güneşe yaklaştığında (Mars yazında) gündüz yüzey sıcaklığı 27°C 'a kadar yükselebilir. Dünyadan oldukça küçük olmasına karşın yüzey alanı yaklaşık dünyanın toplam kara alanı kadardır. Gezegenler içinde (dünya hariç) en ilginç yüzey şekillerine sahip gezegen bence Mars'dır. Hayret verici olanlardan bazıları;
[FONT=Arial, Helvetica, sans-serif]Olympus Mons:Güneş sistemindeki en yüksek dağdır. Yüksekliği 24 km.'yi bulur. 6 km yükseklikte bir yar üzerine oturan tabanının çapı 500 km.dir.
Valles Marineris: Muazzam boyutlarda bir kanyon sistemi. 3000 km boyunca uzanan, derinliği yer yer 8 km'ye varan, orta bölümlerinde kuzeye doğru da kollar veren dev kanyonlar. Mars ufkunun yayından büyüklüğü hakkında fikir edinmek mümkün. (yörüngedeki uzay aracından göründüğü şekliyle)
Yandaki resmin sol yarısında, çapı 450 km'ye varan Schiaparelli krateri yer almaktadır. çevresindeki nispeten daha küçük kraterler de dikkat çekicidir. Mars'ın güney yarıküresinin büyükçe bir bülümü ay yüzeyini andırır kraterlerle kaplıdır. Valles Marieris kanyon sistemi içinde yer alan Candor kanyonunun bir bölümünün kuzeyden görünüşü. Karmaşık bir jeomorfolojisi olan bu kanyonun oluşumunda tektoik etkiler, rüzgar ve su erozyonu, toprak kaymaları belki de volkan faaliyetleri etkili olmuştur.
Çevrelerinde akış çizgilerinin oluştuğu adalar. Muhtemeldir ki Valles Marineris kanyon sistemini kuzeyindeki vadileri oluştruan suyun muazzam bir hızı ve erezyon kuvveti vardı. Kuzeye doğru akan suyun sert engellere rastladığı yerlerde akış çizgileri oluşmuştur. Resmin üst bölümüne görünen iki adanın ve alttaki adanın çevresinde akış çizgileri şeklinde oluşmuş uçurumların derinlikleri 400 ve 600 m. kadardır. Yukardaki katostrofik sel etkileriyle oluşmuş örneklerden farklı olarak, Mars, çoğunlukla dünyadakine benzer, küçük kanalların birleşerek daha büyük kanallar oluşturduğu drenaj sistemleri içerir. Bununla birlikte dünyadakinden farklı olarak en küçük kanallar bile çok büyük boyutlardadır. Bu da sistemin yağış sonucu olmayıp yer sularıyla ya da buz tabakası altında oluştuğunu göstermektedir. Buna benzer vadi ağlarının özellikle Mars'ın yaşlı bölgelerinde olması, eski dönemlerinde iklimin daha sıcak ve ıslak olduğuna işaret etmektedir.
Mars'ın kutupları: Solda, güney sağda ise kuzey kutup bölgesi görülmekte. Her iki kutup bölgesi de karbondioksit buzu ile kaplı. Kuzey kutbundaki karbondioksit katmanları zaman zaman eriyerek ortaya bildiğimiz buz çıkmaktadır. Ancak güney kutbundaki karbondioksit katmanları hiçbir zaman tamamen erimediğinden altinda su olup olmadığı bilinmemekte.
Mars'ın iç yapısı ancak yüzeyinin verdiği ipuçları ile tahmin edilmektedir.Dünyaya benzer ancak daha ince bir kabuk içerdiği (kuzeyde 80 km güneyde ise ancak 35 km kalınlıkta), düşük yoğunluğu nedeniyle, 1700 km çapındaki çekirdeğinin demir yanında büyük oranlarda kükürt (demirsulfid) içerdiği, arada da ergimiş kaya mantosu olduğu sanılmaktadır. Merkür ve Ayda olduğu gibi Mars'da da tektonik plak aktivitesi yoktur. ve kabuk altındaki sıcak noktalar kabuğa göre aynı konumu muhafaza ediyor görünmektedir.Ancak son bulgular Mars'ın erken tarihinde tektonik plak hareketleri yaşadığı yönündedir.
Marsın çok ince bir atmosferi vardır. %95'i karbondioksit, %2.7 azot, %1.6 argon, %0.5 oksijen ve %0.03 su içermektedir. Erken tarihinde Mars'ın çok daha fazla dünyaya benzediği, kalın bir atmosfere sahip olduğu, dünyada olduğu gibi atmosferindeki karbondioksitin tamamına yakın bölümünü karbonat kayalarının oluşumunda harcandığı, ancak tektonik aktiviteden yoksun olduğu için geri kazanamadığı, bu yüzden de karbondioksitin sağlayacağı sera etkisinden mahrum kaldığı, yine bu nedenle soğuk olduğu düşünülmektedir (dünya güneşe Mars kadar uzak olsaydı Mars'dan çok daha sıcak bir iklimi olurdu). Sağda, Viking uzay aracı tarafından çekilmiş resimde Mars'ın ince atmosferi belirgin şekilde gözükmektedir.
