3.2 Yer ve Yersel Gezegenler

Çizelge 3.1 de; gezegenlerin büyüklükleri, kütleleri ve kimyasal bileşimleri göz önüne alındığında iki ayrı gruba ayrıldıkları hemen farkedilmektedir. Güneş’e yakın olan Merkür, Venüs, Yer ve Mars’a yersel gezegenler; sistemin daha dışında olan Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün’e ise dev gezegenler denir. Gerçekten de ikinci grup gezegenlerin yarıçapları ve kütleleri, yersel gezegenlere göre çok büyüktür. Önceleri gezegen olarak bilinen Pluto, özellikleri bakımından ve yeni gezegen tanımından dolayı bu iki gruptan birine girmez. Bu iki grubu birbirinden sadece yarıçap, kütle ve kimyasal birleşimleri ayırmaz. Yoğunluk, basıklık ve uydu sayılarına baktığımızda da belirgin farklılıklar olduğunu görürüz. Bu, Çizelge 3.1’de görülmektedir.

Çizelge 3.1: Yersel gezegenlerin dev gezegenlerle karşılaştırılması.

Şekil 3.5: Fotografta yersel gezegenler görülmektedir. Venüs ve Yer hemen hemen aynı büyüklük ve kütleye sahipken Mars bunların yarısı büyüklüğünde ve kütlesi de çok azdır. Merkür'ün Mars'dan çok küçük olduğuna dikkat edelim.

Yersel gezegenlerin kimyasal yapıları, kayasal materyal ve demirdir. Bu nedenle hemen hemen tamamen gazdan oluşmuş dev gezegenlere göre ortalama yoğunlukları yaklaşık üç kez daha fazladır. Belirgin bir yüzeyleri vardır, bu nedenle Merkür dışında diğer iki yersel gezegenin yüzeylerine uzay aracı indirilerek onları inceleme olanağı doğmuştur.

Gezegenlerin kütlelerini Newton yasalarını kullanarak duyarlı saptamanın birçok yöntemi vardır. Bu yöntemlerden en önemlisi uydu yörüngelerinin saptanmasıdır. Eğer gezegenin uydusu yok ise ona gönderilen bir uzay aracının gezegen çevresindeki yörüngesinden veya uydu gezegene yakın geçiş yapıyorsa, gezegenin o yapay uyduya uyguladığı çekimsel kuvvetten bulunur. Bir küçük gezegen, eğer büyük bir gezegenin yanından geçerken yörüngesindeki değişimler gözlenmişse aynı matematiksel yöntemle gezegenin kütlesi duyarlı olarak bulunur.

Yersel gezegenler içinde belirgin bir atmosferi olmayan sadece Merkür’dür. Venüs, çok yoğun bir atmosfere dolayısıyla kalın bulutlara sahip olduğundan yüzeyini görmek olanaksızdır. Mars’ın atmosferi ise Yer atmosferine göre daha az yoğundur. Gezegenler, atmosferlerinden uzaya madde kaybederler. Bu olaya, buharlaşma süreci denir. Buharlaşma, atmosfer sıcaklığı yüksek ve yüzey çekimi düşük olan gezegenlerde çok daha etkindir. Gezegenlerin yüzey sıcaklıkları, Güneş’ten yüzeylerine gelen enerjiye bağlıdır. Bu nedenle Güneş’e yakın olan gezegenlerin yüzey sıcaklıkları, uzaktaki gezegenlere göre daha yüksektir. Merkür, küçük kütlesinden dolayı yüzey çekim ivmesi az ve sıcaklığı yüksek olduğundan atmosferini tutamamıştır. Venüs, Yer ve Mars yine atmosfer sıcaklıklarının yüksek olmasından dolayı hafif gazlarını tutamamış ve uzaya kaybetmiştir. Örneğin hidrojen gazı, yersel gezegenlerde %1’in çok altında bulunurken, Jüpiter atmosferinin %90’nını oluşturur.

Şekil 3.6: Tüm yersel gezegenlerin uzaydan görünüşü ve onların yüzeyleri görülmektedir.

Atmosfere sahip yersel gezegenler; Venüs, Yer ve Mars Güneş’ten aldıkları enerjiye göre hesaplanan ortalama yüzey sıcaklıklıkları, gözlenen sıcaklıklardan daha düşüktür. Sera etkisinden kaynaklanan bu fark ortalama olarak; Venüs’te 500°C, Yer’de 35°C ve Mars’ta 5°C’dir. Sera etkisi, Güneş’ten gelen enerjinin gezegen atmosferinde tutulmasıdır. Atmosferde soğurulan enerji dışarı kolayca kaçamaz, dolayısıyla sıcaklık hızla artar. Sera etkisinin büyük olması gezegen atmosferinin yoğunluğuna ve içinde bulundurduğu CO₂'in miktarına bağlıdır.

Mevsimler, birim yüzeye gelen enerjinin değişmesinden kaynaklanır. Atmosfer hareketleri iklimi yumuşatır. Atmosfer hareketleri olmasaydı iklim çok sert olurdu. Hiç atmosfer yoksa, gece ve gündüz arasındaki sıcaklık farkı büyük olur. Merkür'ün belirgin bir atmosferi olmadığı için Güneş’e bakan yüzü ile bakmayan yüzü (gece-gündüz) arasındaki sıcaklık farkı 500-600°C kadardır. Dünyada atmosfer olmasaydı gece-gündüz arasındaki sıcaklık farkı 80-90°C olurdu. Ay ve Merkür’de belirgin bir atmosfer olmadığını biliyoruz. Hava olmadığından yüzeyinde sıvı su da bulunduramaz, çünkü basınç olmadığından su hemen buharlaşır. Bu nedenle eğer bir zamanlar bu gök cisimlerinin yüzeylerinde su bulunmuş olsa bile hemen buharlaşmıştır ve kütlesel çekim kuvvetleri küçük olduğundan, diğer gazlarla birlikte uzaya kaçmıştır.

Şekil 3.7: Venüs, Yer ve Mars atmosferlerinde yükseklik ile sıcaklıklık değişiminin karşılaştırılması. Sıcaklık değişimlerinin olduğu bölgeler atmosfer katmanlarının sınırlarını belirler. Örneğin; sıcaklık Yer yüzeyinden yukarı çıktıkça düşer fakat yaklaşık 18. km’de tekrar artmaya başlar. İşte bu ilk katmana Troposfer adı verilir. Stratosfer, Mezosfer ve Termosfer atmosferin diğer katmanlarıdır. Şekil dikkatli incelendiğinde, bazı gezegen atmosferlerinde bu dört katmanın hepsinin de var olmadığını görüyoruz.

Gezegenlerde yüzey şekillerinin zamanla değişimi üç nedenden kaynaklanır: Aşınma, bombardıman süreci ve volkanik süreç. Meteorolojik aşınma ile arazinin düzleşmesi için yeterli yoğunluğa sahip bir atmosfer gerekir. Göktaşlarının çarpması sonucu yüzeyde krater açılırken kraterden dışarı çıkan materyel krater yöresine dağılarak arazinin değişimine neden olabilir. Eğer atmosfer yoksa yüzeyde krater yoğunluğu fazla olacaktır. Yine aynı nedenle meteorolojik etmenlerle oluşacak aşınma da az olmayacaktır.

Deprem sırasında meydana gelen dalgaların sismograf kayıtları, gezegenin iç yapısı hakkında bilgi verir. Bu dalgalar; P (birincil), S (ikincil) ve L (uzun) dalgaları olmak üzere üç türlüdür. S dalgaları sıvı ortamlarda hareket edemez, eğer bu dalga bir sıvı ortamdan geçiyorsa bunu sismograflar kaydedemez. Yeryüzü’nün her tarafına dağılmış sismografların yardımıyla yapılan ölçümlerle gezegen çekirdeğinin sıvı olup olmadığı anlaşılabilmektedir. Yine aynı amaçla Ay ve Mars’a sismograflar yerleştirilmiştir. Fakat Ay’da depremlerin az olması, Mars’ta ise rüzgâr etkinliğinin fazla olması nedeniyle kesin sonuçlara tam olarak ulaşılamamıştır.

Şekil 3.8: Çeşitli gözlemler sonucunda yapılan yersel gezegenlerin ve Ay’ın iç yapı modelleri. Kabuk, manto ve çekirdeği birbirinden ayıran en temel özellik onların kimyasal birleşimleridir. Tüm yersel gezegenlerde kabuğun ne denli ince olduğu görülmektedir.

Gezegenin kimyasal yapısını oluşturmada onun ortalama yoğunluğu bize önemli bilgi sağlar. Doğru bir model yapabilmek için her materyalden uygun oranda alınmalıdır. Örneğin; gezegenin yüzeyi silikatlardan oluşmuş ise ve biz tüm iç yapı da silikattır dersek, hata yaparız, çünkü bu materyalin yoğunluğu düşüktür. Ortalama yoğunluğu tutturabilmek için modelimize demir, nikel gibi ağır materyaller koymamız gerekecektir. Ortalama yoğunluğu çeşitli materyallerle sağlamak mümkündür. Bu noktada güneş sisteminin oluştuğu Güneş bulutsusunun kimyasal yapısı bize yardım edebilir. Örneğin demir ve çinko aynı yoğunluğa sahiptir, fakat Güneş bulutsusunda demirin bolluğu çinkoya göre daha fazla olduğu için, gezegenin merkezinde de demir daha çoktur, diyebiliriz.

Çizelge 3.2: Gezegenlerde bol olarak bulunan materyallerin belirli fizilksel koşullarda yoğunlukları.