Gezegenlerin Bileşimi ve Yapısı
İki farklı türde gezegen olduğu gerçeği - kayalık karasal gezegenler ve gaz zengini Jovian gezegenleri - bizi farklı koşullar altında oluştuklarına inanmaya itiyor. Kuşkusuz bileşimlerinde farklı elementler baskındır. Şimdi her bir türü daha ayrıntılı olarak inceleyelim.
Dev Gezegenler
En büyük iki gezegen olan Jüpiter ve Satürn, Güneş ile neredeyse aynı kimyasal yapıya sahiptir; kütlelerinin %75'i hidrojen ve %25'i helyum olmak üzere, temel olarak hidrojen ve helyum elementlerinden oluşurlar. Dünya'da hem hidrojen hem de helyum gazdır, bu nedenle Jüpiter ve Satürn bazen gaz gezegenler olarak adlandırılır. Ancak bu isim yanıltıcıdır. Jüpiter ve Satürn o kadar büyüktür ki, hidrojen sıvı hale gelene kadar içlerindeki gaz sıkıştırılır. Her iki gezegenin de büyük kısmı sıkıştırılmış, sıvılaştırılmış hidrojenden oluştuğu için, onlara gerçekten sıvı gezegenler demeliyiz.
Yerçekimi kuvveti altında, daha ağır elementler sıvı veya gaz halindeki bir gezegenin iç kısımlarına doğru batar. Bu nedenle hem Jüpiter hem de Satürn'ün daha ağır kaya, metal ve buzdan oluşan çekirdekleri vardır, ancak bu bölgeleri doğrudan göremeyiz. Aslında yukarıdan aşağıya baktığımızda gördüğümüz tek şey dönen bulutlarıyla atmosferdir. Bu gezegenlerin içindeki daha yoğun çekirdeğin varlığını her bir gezegenin yerçekimi çalışmalarından çıkarmalıyız.
Uranüs ve Neptün, Jüpiter ve Satürn'den çok daha küçüktür, ancak her birinin de kaya, metal ve buzdan oluşan bir çekirdeği vardır. Uranüs ve Neptün hidrojen ve helyum gazını çekme konusunda daha az etkilidir, bu nedenle çekirdeklerine oranla çok daha küçük atmosferlere sahiptirler.
Kimyasal olarak, her dev gezegene hidrojen ve onun birçok bileşiği hakimdir. Mevcut oksijenin neredeyse tamamı kimyasal olarak hidrojenle birleşerek su (H2O) oluşturur. Kimyacılar böyle hidrojen ağırlıklı bir bileşimi indirgenmiş olarak adlandırırlar. Dış güneş sistemi boyunca bol miktarda su (çoğunlukla buz şeklinde) ve indirgen kimya buluyoruz.
Karasal Gezegenler
Karasal gezegenler devlerden oldukça farklıdır. Çok daha küçük olmalarının yanı sıra, öncelikle kaya ve metallerden oluşurlar. Bunlar da bir bütün olarak evrende daha az yaygın olan elementlerden oluşur. Silikat olarak adlandırılan en bol kayalar silikon ve oksijenden oluşur ve en yaygın metal demirdir. Yoğunluklarından Merkür'ün en fazla metal oranına (daha yoğun olan), Ay'ın ise en az metal oranına sahip olduğunu söyleyebiliriz. Dünya, Venüs ve Mars kabaca benzer kütle bileşimlerine sahiptir: kütlelerinin yaklaşık üçte biri demir-nikel veya demir-kükürt kombinasyonlarından; üçte ikisi ise silikatlardan oluşur. Bu gezegenler büyük ölçüde oksijen bileşiklerinden (kabuklarındaki silikat mineralleri gibi) oluştuğu için, kimyalarının oksitlenmiş olduğu söylenir.
Karasal gezegenlerin her birinin iç yapısına baktığımızda, en yoğun metallerin merkezi bir çekirdekte olduğunu, daha hafif silikatların ise yüzeye yakın olduğunu görürüz. Eğer bu gezegenler dev gezegenler gibi sıvı halde olsalardı, bu etkiyi daha ağır elementlerin yerçekimi nedeniyle batması olarak anlayabilirdik. Bu da bizi, karasal gezegenlerin bugün katı olmalarına rağmen, bir zamanlar eriyecek kadar sıcak olmaları gerektiği sonucuna götürmektedir.
Farklılaşma, yerçekiminin bir gezegenin içini farklı bileşim ve yoğunluktaki katmanlara ayırmaya yardımcı olduğu süreçtir. Daha ağır metaller bir çekirdek oluşturmak için batarken, en hafif mineraller bir kabuk oluşturmak için yüzeye çıkar. Daha sonra gezegen soğuduğunda bu katmanlı yapı korunur. Kayalık bir gezegenin farklılaşabilmesi için kayaların erime noktasına kadar ısıtılması gerekir ki bu da tipik olarak 1300 K'den fazladır.
Uydular, Göktaşları ve Kuyruklu Yıldızlar
Kimyasal ve yapısal olarak Dünya'nın uydusu karasal gezegenler gibidir, ancak çoğu uydu dış güneş sistemindedir ve yörüngelerinde döndükleri dev gezegenlerin çekirdeklerine benzer bileşimlere sahiptirler. Jovian sistemindeki en büyük üç uydu olan Ganymede ve Callisto ile Satürn sistemindeki Titan'ın yarısı donmuş sudan, yarısı da kaya ve metallerden oluşur. Bu uyduların çoğu oluşum sırasında farklılaşmıştır ve bugün kaya ve metalden oluşan çekirdekleri, çok soğuk ve dolayısıyla çok sert buzdan oluşan üst katmanları ve kabukları vardır.
Göktaşlarının, kuyruklu yıldızların ve en küçük uyduların çoğu muhtemelen hiçbir zaman erime noktasına kadar ısıtılmamıştır. Bununla birlikte, Vesta gibi en büyük asteroitlerden bazıları farklılaşmış gibi görünmektedir; diğerleri ise farklılaşmış cisimlerin parçalarıdır. Küçük cisimlerin çoğu çarpışmalar sonucu ortaya çıkmış parçalar ya da moloz yığınları gibi görünmektedir. Çoğu göktaşı ve kuyrukluyıldız orijinal bileşimlerini korudukları için, güneş sisteminin oluşum zamanına kadar uzanan nispeten değiştirilmemiş materyali temsil ederler. Bir anlamda kimyasal fosiller gibi davranarak, uzun zaman önce daha büyük dünyalarda izleri silinmiş bir zaman hakkında bilgi edinmemize yardımcı olurlar.
Sıcaklıklar: Aşırı Uçlara Gidiyor
Genel olarak, bir gezegen ya da uydu Güneş'ten ne kadar uzaksa, yüzeyi de o kadar soğuk olur. Gezegenler Güneş'in radyan enerjisi tarafından ısıtılır ve bu enerji uzaklığın karesi ile zayıflar. Bir şöminenin ya da açık hava radyant ısıtıcısının ısıtma etkisinin ondan uzaklaştıkça nasıl hızla azaldığını bilirsiniz; aynı etki Güneş için de geçerlidir. Güneş'e en yakın gezegen olan Merkür'ün yüzey sıcaklığı güneş gören tarafında 280-430 °C arasında değişirken, Plüton'un yüzey sıcaklığı sıvı havadan daha soğuk olan -220 °C civarındadır.
Matematiksel olarak, sıcaklıklar yaklaşık olarak Güneş'ten uzaklığın karekökü ile orantılı olarak azalır. Plüton Güneş'e en yakın olduğu noktada yaklaşık 30 AU (ya da Merkür'ün 100 katı) ve Güneş'ten en uzak olduğu noktada yaklaşık 49 AU'dur. Dolayısıyla, Plüton'un sıcaklığı Merkür'ün sıcaklığından 100'ün karekökü kadar ya da 10 kat daha azdır: 500 K'den 50 K'ye.
Güneş'e olan uzaklığına ek olarak, bir gezegenin yüzey sıcaklığı atmosferinden de güçlü bir şekilde etkilenebilir. Atmosferik yalıtımımız (ısıyı içeride tutan sera etkisi) olmasaydı, Dünya okyanusları kalıcı olarak donmuş olurdu. Tersine, Mars geçmişte daha geniş bir atmosfere sahip olsaydı, bugün sahip olduğundan daha ılıman bir iklimi destekleyebilirdi. Venüs daha da uç bir örnektir; kalın karbondioksit atmosferi yalıtım görevi görerek yüzeyde biriken ısının kaçışını azaltır ve Merkür'dekinden daha yüksek sıcaklıklara neden olur. Bugün Dünya, yüzey sıcaklıklarının genellikle suyun donma ve kaynama noktaları arasında olduğu tek gezegendir. Bildiğimiz kadarıyla Dünya, yaşamı destekleyen tek gezegendir.
Gezegen Yüzeylerinin Tarihlendirilmesi
Gezegenlerde ve uydularda gördüğümüz yüzeylerin yaşını nasıl bilebiliriz? Eğer bir gezegenin bir yüzeyi varsa (çoğunlukla gaz ve sıvı olmasının aksine), gökbilimciler bu yüzeyin ne kadar zaman önce katılaştığını tahmin etmek için bazı teknikler geliştirmişlerdir. Bu yüzeylerin yaşının bir bütün olarak gezegenin yaşı anlamına gelmediğini unutmayın. Jeolojik olarak aktif cisimlerde (Dünya dahil), erimiş kayanın büyük püskürmeleri veya gezegen ayrışması olarak adlandırdığımız su ve buzun aşındırıcı etkileri, daha önceki çağlara ait kanıtları silmiş ve bize araştırma için yalnızca nispeten genç bir yüzey sunmuştur.
Bir yüzeyin yaşını tahmin etmenin bir yolu da çarpma kraterlerinin sayısını saymaktır. Bu teknik işe yaramaktadır çünkü güneş sisteminde meydana gelen çarpışmaların oranı birkaç milyar yıldır kabaca sabittir. Dolayısıyla, kraterleri ortadan kaldıracak kuvvetlerin yokluğunda, kraterlerin sayısı basitçe yüzeyin maruz kaldığı sürenin uzunluğuyla orantılıdır. Bu teknik birçok katı gezegen ve uyduya başarıyla uygulanmıştır.
Krater sayımlarının bize sadece yüzeyde önceden var olan kraterleri değiştirebilecek veya silebilecek büyük bir değişiklik yaşanmasından bu yana geçen süreyi söyleyebileceğini unutmayın. Krater sayımlarından yaş tahmini yapmak, kar fırtınasında bir gün veya daha uzun süre aralıksız yağan karın ardından kaldırımda yürümeye benzer. Bir evin önünde karın derin olduğunu fark edebilirsiniz, ancak yan taraftaki kaldırım neredeyse temiz olabilir. Bayan Jones'un evinin önüne Bay Smith'inkinden daha az kar yağdığı sonucuna mı varıyorsunuz? Daha büyük olasılıkla Jones'un yakın zamanda yürüyüş yolunu temizlediği ve Smith'in temizlemediği sonucuna varırsınız. Benzer şekilde krater sayıları, bir gezegen yüzeyinin devam eden lav akıntıları veya yakınlarda büyük bir çarpışma meydana geldiğinde fırlatılan erimiş malzemeler tarafından en son ne kadar süre önce "temizlendiğini" gösterir.
Yine de gökbilimciler, aynı dünyanın farklı bölgelerindeki krater sayılarını, o dünyadaki bölgelerin nasıl evrimleştiğine dair önemli ipuçları sağlamak için kullanabilirler. Belirli bir gezegen veya ayda, daha yoğun kraterli arazi genellikle daha yaşlı olacaktır (yani, bir şeyin bölgeyi temizlemesinden bu yana daha fazla zaman geçmiştir).
Radyoaktif Kayalar
Katı bir dünyanın tarihini izlemenin bir başka yolu da tek tek kayaların yaşını ölçmektir. Apollo astronotları tarafından Ay'dan örnekler getirildikten sonra, Dünya'daki kayaları tarihlendirmek için geliştirilen teknikler Ay'daki kaya örneklerine uygulanarak Ay için jeolojik bir kronoloji oluşturulmuştur. Ayrıca, Ay, Mars ve büyük asteroid Vesta'dan birkaç malzeme örneği meteor olarak Dünya'ya düşmüştür ve doğrudan incelenebilmektedir.
Bilim insanları doğal radyoaktivite özelliklerini kullanarak kayaların yaşını ölçmektedir. Yirminci yüzyılın başlarında fizikçiler bazı atom çekirdeklerinin kararlı olmadığını, kendiliğinden daha küçük çekirdeklere bölünebildiğini (bozunabildiğini) anlamaya başladılar. Radyoaktif bozunma süreci, elektronlar gibi parçacıkların ya da gama ışınları şeklinde radyasyonun yayılmasını içerir.
Herhangi bir radyoaktif çekirdek için bozunma sürecinin ne zaman gerçekleşeceğini tahmin etmek mümkün değildir. Bu tür bir bozunma doğası gereği rastlantısaldır, tıpkı zar atmak gibi: kumarbazların çok sık karşılaştığı gibi, zarın ne zaman 7 ya da 11 geleceğini söylemek imkansızdır. Ancak, çok sayıda zar atımı için, 7 veya 11 gelme olasılığını hesaplayabiliriz. Benzer şekilde, bir türden (örneğin uranyum) çok sayıda radyoaktif atomumuz varsa, çekirdeklerden herhangi biri için bozunmanın gerçekleşme olasılığının yarı yarıya olduğu, yarılanma ömrü adı verilen belirli bir süre vardır.
Belirli bir çekirdek, yarı ömründen daha kısa veya daha uzun süre dayanabilir, ancak büyük bir örnekte, çekirdeklerin neredeyse tam olarak yarısı bir yarı ömre eşit bir süre sonra bozunmuş olacaktır. Kalan çekirdeklerin yarısı iki yarı ömür geçtikten sonra bozunmuş olacak ve geriye orijinal numunenin sadece yarısının yarısı ya da dörtte biri kalacaktır.
Yarılanma ömrü 100 yıl olan 1 gram saf radyoaktif çekirdeğe sahip olsaydınız, 100 yıl sonra 1/2 grama; 200 yıl sonra 1/4 grama; 300 yıl sonra sadece 1/8 grama sahip olurdunuz ve bu böyle devam ederdi. Ancak malzeme yok olmaz. Bunun yerine, radyoaktif atomlar bozunma ürünleriyle yer değiştirir. Bazen radyoaktif atomlara ana elementler, bozunma ürünlerine de yavru elementler denir.
Bu şekilde, yarı ömürlerini belirlediğimiz radyoaktif elementler doğru nükleer saatler sağlayabilir. Bir kayada ne kadar radyoaktif ana element kaldığını ve ne kadar yavru ürün biriktiğini karşılaştırarak, bozunma sürecinin ne kadar süredir devam ettiğini ve dolayısıyla kayanın ne kadar zaman önce oluştuğunu öğrenebiliriz. Aşağıdaki tablo, Ay ve karasal kayaları tarihlendirmek için en sık kullanılan bozunma reaksiyonlarını özetlemektedir.
| Ebeveyn | Yavru | Yarılanma ömrü (milyarlarca yıl) |
|---|---|---|
| Samarium-147 | Neodymium-143 | 106 |
| Rubidium-87 | Strontium-87 | 48.8 |
| Thorium-232 | Lead-208 | 14 |
| Uranium-238 | Lead-206 | 4.47 |
| Potassium-40 | Argon-40 | 1.31 |
Astronotlar Ay'a ilk kez uçtuklarında, en önemli görevlerinden biri radyoaktif yaş tayini için Ay taşlarını geri getirmekti. O zamana kadar astronomların ve jeologların Ay yüzeyinin yaşını ölçmek için güvenilir bir yolu yoktu. Kraterleri saymak göreceli yaşları hesaplamamızı sağlıyordu (örneğin, yoğun kraterli Ay yaylaları karanlık lav ovalarından daha yaşlıydı), ancak bilim insanları gerçek yaşı yıl cinsinden ölçemiyorlardı. Bazıları bu yaşların, birçok jeolojik olayla yeniden yüzeye çıkmış olan Dünya'nın yüzeyi kadar genç olduğunu düşünüyordu. Ay'ın yüzeyinin bu kadar genç olması uydumuzda aktif bir jeoloji olduğu anlamına gelirdi. Ancak 1969'da ilk Apollo örneklerinin tarihlendirilmesiyle Ay'ın jeolojik olarak ölü, eski bir gezegen olduğunu öğrendik. Bu tür tarihlendirme tekniklerini kullanarak, hem Dünya'nın hem de Ay'ın yaşlarını belirleyebildik: her biri yaklaşık 4,5 milyar yıl önce oluşmuştur (göreceğimiz gibi, Dünya muhtemelen Ay'dan daha önce oluşmuştur).
Radyoaktif çekirdeklerin bozunmasının genellikle ısı şeklinde enerji açığa çıkardığını da belirtmeliyiz. Tek bir çekirdekten gelen enerji çok büyük olmasa da (insan terimleriyle), bir gezegen veya aydaki (özellikle varlığının erken dönemlerinde) muazzam sayıdaki radyoaktif çekirdek, o dünya için önemli bir iç enerji kaynağı olabilir. Jeologlar Dünya'nın mevcut iç ısı bütçesinin yaklaşık yarısının iç kısımdaki radyoaktif izotopların bozunmasından kaynaklandığını tahmin etmektedir.
Yorumlar
Yorum Gönder