Untitled Document
 
www.yaklasansaat.com







 

Gezegenler/ Uranüs

URANÜS

Güneş'e Ort. Uzk.: 19,194 AB= 2,871x109 km
Güneş'e En Büyük Uzk.: 20,017 AB= 2,995x109km
Güneş'e En Küçük Uzk.: 18,371 AB= 2,748x109km
Yörünge Dış Merkezliği: 0,0429
Ortalama Yörünge Hızı: 6,83 km/sn
Yörünge (Yıldızıl) Dönemi: 84,099 yıl
Kavuşum (Sinodik) Dönemi: 370 gün
Dönme Dönemi: 17,24 saat
Ekvatorun Yörüngeye Eğikliği: 97,86°
Yörüngenin Ekliptiğe Eğimi: 0,77°
Ekvator Çapı: 51.118 km = 4,007 Dyer
Kütle: 8,682x1025kg = 14,53 Myer
Ortalama Yoğunluk: 1318 kg/m3
Kurtulma Hızı: 21,3 km/sn
Yüzey Çekim İvmesi: (Yer=1) 0,90
Yansıtma Gücü: 0,56
Bulut Tepelerinde Ortalama Sıcaklık: -218°C= 55°K

Uranüs, Güneş sisteminin Güneş'ten yakınlık sırasına göre 7. gezegenidir. Çap açısından Jüpiter ve Satürn'den sonra üçüncü, kütle açısından bu iki gezegen ve Neptün'ün ardından dördüncü sırada gelir. Jüpiter, Satürn ve Neptün ile birlikte Gaz devleri sınıfına girmektedir.

Uranüs, Güneş etrafındaki bir kere dönüşünü, 84 Dünya yılında tamamlar.

URANÜS'ÜN KEŞFİ

Uranüs, 13 Mart 1781 tarihinde Alman kökenli İngiliz astronom William Herschel tarafından, kendi yaptığı teleskopla tesadüfen keşfedilmiştir. Herschel, bu tarihte yaptığı tarama gözlemleri sırasında, yıldız haritalarında yer almayan sönük bir cisim görmüş ve başlangıçta oldukça uzak bir kuyruklu yıldız olarak yorumlamıştır. Ancak 1781 yılı sonuna kadar sürdürdüğü gözlemleri sonucunda, bu cismin yörüngesinin çembere çok yakın ve Satürn yörüngesinin de dışında yer aldığını görmüştür. Halbuki kuyruklu yıldızların yörüngeleri oldukça basık elipslerdir ve görünür olmaya başladıkları anda Güneş'e çok yakındırlar. Herschel, bu gözlemleri sonucunda Güneş sisteminin 7. gezegenini keşfettiğini anlamış ve Güneş sisteminin o tarihte bilinen sınırlarını 9,5 AB'den (Satürn'ün Güneş'e uzaklığı), 19,2 AB'ye (Uranüs'ün Güneş'e uzaklığı) çıkarmıştır (AB=Yer-Güneş uzaklığı). Aslında Uranüs, bu keşiften önce çok sayıda gözlemci tarafından görülmüş ancak sönük bir yıldız olarak yorumlanmıştır.

Uranüs'ün Atmosferi, Voyager 2, Ocak 1986
Uranüs'ün Atmosferi, Voyager2, 30/10/1998

Karşı-konum anında Yer'den bakıldığında, ancak insan gözünün alt limiti olan 6 kadirdir. Kadir; parlaklık ölçüsü birimidir, negatif, 0 ve pozitif olabilir ve parlaklık, pozitiften negatife doğru kaydıkça artmaktadır. Uranüs, bu nedenle 1670-1781 tarihleri arasında oluşturulan yirmiye yakın haritada bir yıldız olarak noktalanmıştır. Uzun bir zaman aralığında izlendiğinde, Uranüs'ün yavaş yörünge hareketinin (Yer'den bakıldığında sabit yıldızlara göre yılda ~4°) bir takım tedirginlik etkileri altında kaldığı görülmüştür. Yer'deki modern ve büyük teleskoplarla bakıldığında Uranüs, sisli ve belirgin yüzey şekli göstermeyen yeşil-mavi renklerde görünür. Yer'den görünen açısal çapları, büyük uzaklıkları nedeniyle çok küçüktür. Karşı-konum anında Yer'den bakıldığında Uranüs 4" açısal çap altında görülmektedir.

URANÜS'ÜN ATMOSFERİ

Voyager 2 uzay aracı, Ocak 1986'da Uranüs'e yakın geçişini gerçekleştirdiğinde, bilim adamları, Uranüs atmosferindeki bulutların detaylarını görebilmeyi umut ediyorlardı. Elde edilen bu yakın plan görüntülerde, Uranüs'ün atmosferinin neredeyse pürüzsüz ve bulut içermeyen bir yapıya sahip olduğu anlaşılmıştır. Voyager 2 verileri, Uranüs atmosferinin %82,5 oranında hidrojenden ve %15,2 oranında helyumdan oluştuğunu göstermiştir. Bunlara ek olarak %2,3 metan (CH4) bulunmaktadır ve bu metan bolluğu, Jüpiter ve Satürn atmosferinde izlenen metan oranından 10 kat daha fazladır.

Metan, Güneş ışığındaki uzun dalga boylarını daha fazla soğurma özelliğine sahiptir. Bu nedenle Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarından yansıyan Güneş ışığı, daha fazla kısa dalga boyları içermekte ve izlenen yeşil mavi rengi oluşturmaktadır.

Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarındaki sıcaklığın -218°C olduğu belirlenmiştir. Bu sıcaklıkta amonyak(NH3) ve su buharı katılaşarak donmaktadır. Dolayısıyla uzun bir zaman önce Uranüs atmosferinde yer alan amonyak(NH3) ve su(H2O) katılaşarak iç bölgelere doğru inmiştir.

Sonuç olarak bugün Uranüs atmosferinde amonyak ve su oranı yok denecek kadar azdır. Bu moleküllerin, Jüpiter ve Satürn bulutlarını oluşturan ana bileşikler olduğunu hatırlayacak olursak, Uranüs atmosferinde neden bulut yapısı gözlenemediğini daha kolay anlarız. Uranüs atmosferinde bazen izlenen zayıf bulutların kökeni, yeterli basınç altında damlacıklar halinde yoğunlaşabilen metandan gelmektedir.

TUHAF BİR ŞEKİLDE YAN YATMIŞ GEZEGEN

Voyager 2 gözlemleri, Uranüs'ün dönme ekseninin eğiminin, diğer gezegenlerden çok farklı olduğunu doğrulamıştır. İlk kez 1787 yılında Herschel, Uranüs'ün dönme ekseninin neredeyse ekliptik düzlemi içinde kaldığını keşfetmiştir. Herschel, 1787 yılında keşfettiği iki uydunun, Uranüs etrafındaki hareketini izleyerek bu sonuca varmıştır. Uyduların gezegen etrafındaki yörüngelerinin; gezegenin, Güneş etrafındaki yörünge düzlemine neredeyse dik olduğunu görmüştür. Herschel, Jüpiter ve Satürn'ün uydularının, gezegenin ekvator düzleminde dolandıklarını dikkate alarak, Uranüs'ün dönme ekseninin yörünge düzleminde bulunması gerektiğini tahmin etmiştir.

Uranüs kutuplarının bir yörünge dönemi boyunca Güneş'e yönelimi.

Voyager 2 gözlemleriyle de doğrulanan bu durum için yapılan detaylı hesaplar, Uranüs'ün dönme ekseninin 98°lik bir eğime sahip olduğunu göstermiştir. 90°den büyük eğim açısı, Uranüs'ün ekseni etrafında retrograt(ters) yönde döndüğünün bir göstergesidir.

Bilim adamları, Uranüs'te izlenen bu tuhaf eğim açısını, milyarlarca yıl önceki oluşumu sırasında gerçekleşen, büyük boyutlu bir başka ön-gezegen ile çarpışmasına bağlamaktadırlar.

Bügün de kabul gören bir başka teoriye göre ise dev komşularının, yer çekim etkisi ile yan yattığı düşünülmektedir. Dünya'nın bir an için bu şekilde yan yattığı varsayılsa; ekvator ormanlarının buza dönüştüğü, kuzey kutup dairesinin yazın buharlaşarak tropik bir cennete dönüştüğü görülürdü.

Uranüs'ün dönme ekseninin bu yüksek eğimi, 84 yıl süren yörünge dönemi boyunca, kuzey-güney kutup noktasının ardışık olarak Güneş'e yönlenmesine ve iki yarım küresinin ileri düzeyde mevsimsel etkiler altında kalmasına neden olmaktadır. Voyager 2 yakın geçişi sırasında; Uranüs'ün güney kutup noktası Güneş'e doğru yönlenmiş durumdaydı. Bu tarihlerde güney kutup bölgesi yaz mevsimini yaşarken, kuzey kutup bölgesinde dondurucu bir kış mevsimi hüküm sürmektedir. Bu tarihten sonra Uranüs'ün yörüngesinde yavaşça ilerlemesi ile kuzey yarım küresi, Güneş ışığı almaya başlar.

Hubble Uzay Teleskobu'yla görüntülenen resim, 1998

1998 yılında Hubble Uzay Teleskobu'ndan elde edilen kızılötesi görüntüden, kuzey yarım küre üzerine düşen Güneş ışığı arttıkça, "fırtına yapıları"nın ortaya çıktığı anlaşılmaktadır. Yandaki görüntü; dev gezegenlerde gözlenen "fırtına oluşumları"nda, esas enerji kaynağının Güneş ışınları olduğunu, bir kez daha kanıtlamaktadır. Kızılötesi dalga boylarında elde edilen bu görüntüde Uranüs'ün halkaları ve birkaç uydusu da görülebilmektedir. İzlenen her bir kuzey yarım küre fırtınasının boyutları 1000 km civarındadır. Sadece kızılötesi dalga boylarında görülebilen bu fırtınalar ve sönük kuşaklar, uzun zaman aralıklarında izlenmiş ve Uranüs'ün üst atmosfer katmanlarında oluşan rüzgarlar hakkında ilginç sonuçlar ortaya çıkmıştır.

ATMOSFERİK HAREKETLER

Uranüs'te rüzgarlar, yüksek kuzey ve güney enlemlerinde sadece doğu yönünde eserken, ekvator civarında sadece batı yönünde esmektedir. Ki bu yön, aynı zamanda gezegenin kendi ekseni etrafındaki dönme yönüdür. Bu durum Jüpiter ve Satürn kuşaklarının sınırlarında izlenen "ters yönlü hava akımları"ndan tamamen farklı bir yapıdır. Uranüs'te izlenen en yüksek rüzgar hızı 700 km/saat mertebesindedir ve bu hız ekvatorda ölçülmüştür.

Voyager 2 geçişi sırasında çok az Güneş ışığı almakta olan ekvatorda, atmosferik sıcaklık -218 °C olarak ölçülmüştür. Bu değer, yine o tarihlerde Uranüs'ün kutuplarının bir yörünge dönemi boyunca, yoğun Güneş ışığı alan güney kutup noktasında ölçülen atmosferik sıcaklıktan çok da farklı değildir.

Bilim adamları, ekvator ve kutupta izlenen sıcaklıkların neredeyse eşit olmasını, "Uranüs atmosferi"nde oluşan hızlı karışım hareketlerine bağlamışlardır. Etkin bir ısı dağıtımına yol açan bu karışım hareketleri, Uranüs'ün bugün için izlenen pürüzsüz yüzey görüntüsüne kavuşmasını sağlamaktadır. Uranüs'ün ekseni etrafındaki ortalama dönme süresi 16 saat civarındadır ve bu dönme diferansiyel bir dönmedir. Voyager 2 ile yapılan manyetik alan ölçümlerinden, gezegenin iç bölgelerinin dönme süresi ise 17,24 saat olarak bulunmuştur.

URANÜS: JÜPİTER VE SATÜRN'DEN DAHA FAZLA AĞIR ELEMENT İÇERİR

İlk bakışta Uranüs, Jüpiter'in daha küçük çapa ve kütleye sahip olan bir benzeri veya bir türevi gibi görünmektedir.  Jüpiter'in kimyasal bileşimi kabaca Güneş'e çok benzemektedir. Ancak Uranüs'ün 1320 kg/m3 olan ortalama yoğunluğu, Jüpiter'e oranla beklenenden daha fazladır. Bu sonucu, Uranüs'ün daha fazla ağır element içerdiği şeklinde yorumlayabiliriz.

Dev gezegenlerin oluştuğu bu bölgede, oluşum zamanlarında daha fazla hidrojen ve helyum bulunduğunu biliyoruz. Bu koşullar altında, Uranüs'te daha düşük hidrojen ve helyuma karşı daha fazla ağır element bulunması beklenmeyen bir durumdur. Dev gezegenlerin, oluşumlarını iki temel aşamada tamamladıklarına ilişkin belirgin delillere sahibiz. Buna göre ilk aşamada gezegenimsilerin ve buzların birleşmesiyle büyük boyutlu kaya yapılı çekirdekleri oluşmuştur. İkinci aşamada ise, katı kaya yapılı çekirdeklerinin yüksek çekim etkisiyle, çevrelerindeki hidrojen ve helyum gibi hafif gazları yakalamasıyla, üst katmanları oluşmuştur. Ayrıca Güneş sistemini oluşturan bulutsunun dış bölgelerine gidildikçe, parçacık yoğunluğunun azaldığı, büyük ölçüde kabul gören bir yaklaşımdır. Ancak yapılan hesaplamalar, Uranüs'ün çekirdek boyutunun, Jüpiter ve Satürn çekirdekleri ile karşılaştırılabilir boyutta olduğunu ortaya koymaktadır.

URANÜS NASIL OLUŞTU?

Önerilen bir teoriye göre, Uranüs'ün ilk oluşum aşamaları, Jüpiter ve Satürn'e oranla daha uzun sürmüştür. Çevresindeki parçacık sayısının düşük olması sonucu uzun zaman alan çekirdek oluşumu süresince, çevresindeki hidrojen ve helyumun önemli bir miktarı yıldızlararası ortama kaçmıştır.

Sonuç olarak Uranüs, çevresinden daha az hidrojen ve helyum yakalayabilmiştir. Ancak bu teorinin açıklamakta zorluk çektiği önemli bir ayrıntı bulunmaktadır. Eğer Uranüs bugünkü izlenen konumunda oluşmuşsa, bu uzaklıktaki seyrek maddeden bugünkü kütlesine ulaşabilmesi için geçmesi gereken süre, Güneş sisteminin yaşını geçmektedir.

Bu sorun Uranüs'ün, Güneş bulutsusunun daha iç bölgesinde oluştuğu varsayımı ile aşılabilmektedir. Bu koşulu dikkate alan diğer bir teoriye göre, Uranüs, Güneş'ten 4 AB uzaklıkta oluşmaya başlamıştır. Bu uzaklıkta yeterince büyük çekirdeği oluşarak, ilk aşamayı geçmiş, ancak ikinci aşamayı tamamlayamadan, ön-Jüpiter ön-Satürn'ün birleşik çekim etkisiyle, bugün izlenen daha geniş yörüngesine yerleşmiştir. Yeni yörüngesi civarındaki düşük parçacık yoğunluğu nedeniyle yeterince hidrojen ve helyum yakalayamamış ve gelişimini sona erdirmiştir.

URANÜS VE NEPTÜN'ÜN İÇ YAPI MODELLERİNİN KARŞILAŞTIRILMASI

Bu her iki gezegenin de kabaca Yer hacminde, ancak Yer'den daha büyük kütleye sahip kaya yapılı çekirdekleri bulunmaktadır. Her iki gezegenin kaya yapılı çekirdeği sıvılaşmış su ve amonyak buzu içeren bir manto ile sarılıdır. Her iki gezegenin dış katmanı ise büyük oranda sıvılaşmış hidrojen, helyum ve düşük oranda sıvı metan içerir. Uranüs'deki bu katman, Jüpiter ve Satürn'dekine oranla daha sığdır ve yeterli basınç üretilemediğinden metalik yapılı sıvı hidrojen oluşumu gerçekleşememiştir.

URANÜS MANYETİK ALANI

Uranüs'ün manyetik alanın Voyager 2 manyetometreleriyle yapılan ölçümleri, manyetosferindeki yüklü parçacıkların radyo gözlemleri ile birleştirildiğinde şaşırtıcı sonuçlar ortaya çıkmıştır. Uranüs'ün manyetik ekseni, dönme ekseni ile çok büyük açı yapmaktadır. Jüpiter ve Satürn için 12°den daha büyük olmayan bu açı Uranüs'te 59°dir. Ayrıca manyetik merkezi, kütle merkezi ile çakışık değildir ve büyük sapmalar göstermektedir.

Manyetik karakterindeki bu beklenmedik yapının bir zamanlar karşı karşıya kaldığı büyük boyutlu çarpışmalarla oluştuğu düşünülmektedir. Uranüs'ün dönme ekseni, eğiminde izlenen sıra dışı açının kökeni de bu varsayıma dayandırılmaktadır. Bir başka teoriye göre, gezegenin manyetik kutuplarını değiştirme aşamasında olduğu düşünülmektedir. Yer'in uzak geçmişinde manyetik kutupların birkaç kez değiştiğine dair elimizdeki kanıtlardan hareketle, bu varsayım yapılmaktadır.

Manyetik kutup değişimi sırasındaki kararsızlıklar, Uranüs'de izlenen tuhaf manyetik alan yönelimini doğurabilecek niteliktedir. Uranüs, içerdiği hidrojeni metalik karaktere ulaştırabilecek iç basınca sahip değildir. Bu koşul altında, bu gezegenin, manyetik alanının, sıvılaşmış buz içeren manto katmanı tarafından üretildiği düşünülmektedir. Bu katmandaki yüksek basınç altında elektronlarını kaybeden amonyağın, ortamın elektrik iletkenliğini arttırdığı varsayılmaktadır. Bu şekilde yüklü parçacık içeren mantoda gerçekleşen akışkan hareketleri, gözlenen manyetik alanı üretmektedir.

URANÜS İNCE VE KARANLIK BİR HALKA SİSTEMİNE SAHİPTİR

Uranüs'ün halkaları gezegenin kendisi gibi tesadüfen keşfedilmiştir. 10 Mart 1977 tarihinde Yer'den bakıldığında, Uranüs sönük bir yıldızın önünden geçecekti. Bu olay Hint Okyanusu'ndaki bir konumdan izlenebilecekti. Cornell Üniversitesinden James L. Elliot başkanlığında bir ekip, Uranüs'ün duyarlı çapının belirlenmesi ve bazı atmosferik özelliklerinin ortaya konması amacıyla yıldız örtmesi adı verilen bu olayı gözlemeye karar vermişti.

NASA'ya ait bir uçak ve üzerine monte edilmiş bir teleskop kullanan bu ekip, yıldızın, Uranüs tarafından örtülmeden önce ve sonra bir dizi ek ışık kayıpları gösterdiğini izlemiştir. Bu ilginç rastlantı sonucu, Uranüs'ün çevresinde üç temel halkadan oluşan bir halka sisteminin olduğu anlaşılmıştır. Satürn halkalarından farklı olarak bu halkalar, daha karanlık ve incedir. Çoğu 10 km'den daha geniş olmayan iç içe geçmiş halkacıklardan oluşmaktadır. Uranüs halkalarının içerdiği parçacık boyutları 0,1-10 metre arasındadır ve kömür parçaları kadar düşük yansıtma gücüne sahiptir. Bu nedenle çok düşük oranda Güneş ışığı yansıtmaktadırlar.

Tüm halkalar, gezegenin merkezinden iki Uranüs yarıçapı mesafeden daha içeride yer almaktadır. Bu uzaklık gezegenin Roche limitinden daha içeridedir. Birçok ince halkada izlenen sarmal yapılar, Satürn'ün F halkasında izlenen yapılara benzerdir ve çoban uyduları tarafından oluşturuldukları düşünülmektedir. Voyager 2 gözlemlerinden ancak iki tane çoban uydusunun varlığı tespit edilebilmiştir. Geri kalanların oldukça küçük ve sönük oldukları düşünülmektedir.

Uranüs'ün halka bölgesindeki sıcaklık, metanın, buz halinde, halka parçacıkları üzerinde yoğunlaşmasına izin verecek ölçüdedir. Ancak buna rağmen düşük yansıma gücü göstermektedir. Bilim adamları bu olayları gezegenin manyetosferi tarafından yakalanan serbest elektronların, halka buzları ile etkileşmesine bağlamaktadır. Bu teoriye göre yakalanan elektronlar, metan buzlarına büyük hızla çarparak, farklı karbonlu bileşiklerin açığa çıkmasına neden olmaktadır. Kömürün yansıtma gücü değerine sahip bu bileşikleri açığa çıkaran sürece ışınım kararması adı verilmektedir. Sonuç olarak "gezegenin halkaları" son derece düşük yansıtma gücüne sahiptir.

URANÜS'ÜN UYDULARI

Uydu Adı

Uranüs merkezine
uzaklık(km)

Yörünge dönemi
(gün)

Çap(km)     

Ortalama
yoğunluk (kg/m3)

Cordelia

49.800

0,335

40

-

Ophelia

53.800

0,376

42

-

Bianca

59.200

0,435

51

-

Cressida

61.800

0,464

80

-

Desdemona

62.700

0,474

64

-

Juliet

64.400

0,493

93

-

Portia

66.100

0,513

135

-

Rosalind

69.900

0,558

72

-

2003 U2(Cupid)

74.800

0,000

10

 

Belinda

75.300

0,624

80

-

1986 U10(Perdita)

76.420

0,638

20

 


Puck

86.000

0,762

162

-

2003 U1(Mab)

97.734

0,000

10

 

Miranda

129.900

1,41

471

1200

Ariel

190.900

2,52

1158

1670

Umbriel

266.000

4,14

1169

1400

Titania

436.300

8,71

1578

1710

Oberon

583.500

13,46

1522

1630

2001 U3 (Francisco)

4.276.000

266,6

12

 

Caliban

7.231.000

579,7 R

98

-

Stephano

8.004.000

677,4 R

20

 

Trinculo

8.504.000

759,0 R

 

 

Sycorax

12.179.000

1288,3 R

 

 

2003 U3(Margaret)

14.345.000

1694,8

 

 

Prospero

16.256.000

1977,3 R

30

 

Setebos

17.418.000

2234,8 R

30

 

2001 U2(Ferdinand)

20.901.000

2823,4

12

 

Tablo; Uranüs'ün 2003 yılı sonuna kadar bilinen 27 uydusunun fiziksel
özellikleri.
R: Retrograt(ters) yörünge hareketi, Ortalama yoğunluğu
listelenmeyen uyduların kütleleri henüz bilinmemektedir.

Uranüs'ün Voyager 2 yakın geçişinden önce bilinen uyduları Voyager 2'nin 1986 yılındaki yakın geçişi öncesinde Uranüs'ün yalnızca 5 adet orta boyutlu uydusunun; yani Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ve Oberon'un varlığı biliniyordu.

1500 kg/m3 civarındaki ortalama yoğunluk değeri, buz-kaya karışımından oluştuğunun bir göstergesidir. Voyager 2 uzay aracıyla, Uranüs çevresinde dolanan ve çoğunun çapı 160 km'den küçük 10 uydunun daha varlığı tespit edilmiştir. Gelişen gözlem araçları teknolojisi ile 1997- 2003 yılları arasında, Yer'den yapılan Uranüs gözlemleriyle, 12 uydusu daha keşfedilmiştir. Böylelikle Uranüs'ün 2003 yılı sonuna kadar bilinen uydu sayısı 27'ye yükselmiştir.

Uranüs'ün uyduları son derece karanlık cisimlerdir. Halkalarının düşük yansıtma gücü için önerilen ışınım kararması mekanizmasının, uydularında izlenen karanlık yüzeylerde de aynı etkiyi yarattığı düşünülmektedir. Umbriel, Güneş sisteminde bilinen en düşük yansıtma gücüne sahip uydudur. Bu uydulara, Shakespeare'in oyunlarında kurguladığı ruh ve hayalet karakterlerinin isimleri verilmiştir. Umbirel ve Oberon'un yüzeyleri çok sayıda çarpma krateriyle kaplıdır ve jeolojik olarak ölü cisimlerdir. Buna karşılık  Ariel ve Titania'nın yüzeylerinde izlenen çatlaklar ve sıvılaşmış buzların yüzeyde oluşturduğu pürüzsüz yapılar, bir zamanlar buz volkanizması  benzeri süreçleri geçirdiklerini göstermektedir. Her ne kadar günümüzde Uranüs’ün en büyük 5 uydusunun yörünge dönemleri arasında "basit oranlar" izlenmiyor olsa da, bir zamanlar bu oranların var olduğu ve hem kendi iç ısıları hem de tedirginlik ısıtması etkileri altında kalarak buz volkanizması etkinlikleri gösterdikleri düşünülmektedir.

MİRANDA

Miranda

Kendine özgü yapısı ile Miranda, diğer uydulardan belirgin bir şekilde farklılık göstermektedir. 470 km çapa sahip bu uydunun yüzeyinin büyük bir kısmı çok sayıda çarpma krateri ile kaplıdır ve oluşumundan beri bu bölgelerin ciddi değişiklikler geçirmediğini göstermektedir.

Ancak geri kalan yüzey alanları son derece genç yapıları işaret eden, paralel uzantılı çatlaklar ve vadilerle kaplı bölgelere ayrılmıştır. İlk zamanlarda kabul gören bir teoriye göre; Miranda birkaç büyük boyutlu çarpışma ile parçalanarak dağılmış ve bu parçaların tekrar bir araya gelmesiyle de bugün izlenen tuhaf yüzey yapısına kavuşmuştur. Ancak Miranda'nın yakın zamanlı detaylı jeolojik analizleri günümüzde kabul gören bambaşka bir senaryoyu geçerli kılmaktadır.

Bu senaryoya göre Miranda'nın yörünge dönemi bir zamanlar, kendisinden daha büyük kütleye sahip Umbriel veya Ariel ile basit oranlara sahipti. Tedirginlik ısıması yaratan bu süreç boyunca Miranda'nın iç bölgeleri erimiş ve daha yoğun kayalar içeren yüzey bölgeleri, bloklar halinde iç bölgelere doğru çökerken, yüzeye daha düşük yoğunluklu buzlar yükselmiştir. Bu süreç devam ederken Miranda'nın yörünge hareketinin diğer uydularla gösterdiği basit oranlar bozulmuş ve yüzey yenilenmesi tamamlanamadan bugün izlenen çift karakterli yüzey yapısı sabitlenmiştir.  

Dr. Bahri Güldoğan
yaklasansaat.com

Aralık, 2011

Kaynaklar:
1) R. A. Freedman, W. J. Kaufmann, "Universe" (8th edition), W. H. Freeman and Company, New York 2008.
2) N. F. Comins, W. J. Kaufmann, "Discovering The Universe"(5th edition), W. H. Freeman and Company, New York, 2005.
3) G. Faureteresa,T. M. Mensing, "Introduction to Planetary Science the Geological Perspective", Springer, 2007.
4) Barrie W. Jones, "Discovering the Solar System", John Wiley, 2007.
5) L. A. Mc Fadden, P. R. Weissman, T. V. Johnson, "Encyclopedia of the Solar System", Academic Press, 2007.
6) P. Blondel, J. W. Mason, "Solar System Update", Springer, 2006.
7) M. A. Garlick, "The Story of Solar System", Cambridge, 2003.
8) K. R. Lang, "The Cambridge Guide to the Solar System", Cambridge University, Press, 2003.
9) Patrick Moore, "Gezegenler Klavuzu", Tübitak Popüler Bilim Kitapları, 1998.
10) dione.astro.science.ankara.edu.

Untitled Document
ys@yaklasansaat.com

ana sayfa| evren| gezegenler| dünyamiz| dinler| eski kavimler| cin-şeytanlar| haberler| yorum-analiz| videolar
site haritası| iletişim| forum| ys kitapları

Bu sitedeki yazı, resim ve dökümanlar, kaynak gösterilmeden yayınlanamaz.