

Gezegenler/ Neptün
NEPTÜN


Güneş'e Ortalama Uzaklık: 30,066 AB=4,498x109km
Güneş'e En Büyük Uzaklık: 30,367 AB=4,543x109km
Güneş'e En Küçük Uzaklık: 29,765 AB=4,453x109km Yörünge Dış Merkezliği: 0,010
Ortalama Yörünge Hızı: 5,5 km/sn
Yörünge(Yıldızıl) Dönemi: 164,86 yıl
Kavuşum(Sinodik) Dönemi: 367 gün
Dönme Dönemi: 16,11 saat
Ekvatorun Yörüngeye Eğikliği: 29,56°
Yörüngenin Ekliptiğe Eğimi: 1,77°
Ekvator Çapı: 49.528 km = 3,883 Dünya çapı
Kütle: 1,024x1026kg = 17,15 Dünya kütlesi
Ortalama Yoğunluk: 1638 kg/m3
Kurtulma Hızı: 23,5 km/sn
Yüzey Çekim İvmesi: (Yer=1) 1,1
Yansıtma Gücü: 0,51
Ortalama Sıcaklık: -218°C= 55°K
Neptün, Güneş sisteminin Güneş'ten uzaklık sırasına göre 8. gezegenidir. Kütle açısından Jüpiter ve Satürn'den sonra 3.; çap açısından bu iki gezegen ve Uranüs'ün ardından 4. sırada yer alır.
NEPTÜN'ÜN KEŞFİ


1 Neptün yılı yaklaşık 165 Dünya yılına eşittir.
1843 yılında Cambridge Üniversitesinden yeni mezun olan John Couch Adams, Uranüs'ün yörüngesinde görülen farklılıkları incelemeye başladı ve 1845 yılında bu etkinin, Uranüs'ten daha dışta dolanan bir gezegenin çekim etkisinden kaynaklanabileceğini söyledi. Adams ile yaklaşık aynı zamanda, ünlü Fransız astronom Jean Joseph Le Verrier de bağımsız olarak aynı sonuçları veren hesaplar yapmıştır. 1846 yılında Adams'ın önerisi Cambridge Gözlemevinde, Le Verrier'in önerisi ise Berlin Gözlemevinde test edildi ve beklenen konumlarda gerçekten bir gezegenin var olduğu gözlendi. Bu gezegene Le Verrier'in önerisi ile Neptün adı verildi.
NEPTÜN'ÜN GÖZLENMESİ
Neptün, Yer'den gözlendiğinde oldukça sönük görünen bir gezegendir. Karşı-konum anında bile görebilmek için ufak da olsa bir teleskopa ihtiyaç vardır. Yer'deki modern ve büyük teleskoplarla bakıldığında Neptün, 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 Neptün, 2" açısal çap altında görülmektedir.
İlk bakışta Neptün, Uranüs'ün bir ikizi gibi görünmektedir. Yaklaşık olarak aynı çapa sahip olmalarına karşın, Neptün'ün kütlesi Uranüs'ten %18 daha fazladır. Neptün'ün dönme ekseni, ortalama bir eğime sahiptir ve gezegenin yörünge düzlemine dik doğrultu ile 29,5°lik bir açı yapmaktadır. Voyager 2 aracının Ağustos 1989'daki yakın geçişi sırasında, Neptün atmosferinin, Uranüs atmosferine göre çok daha aktif olduğu görülmüştür. Bu durum, Neptün'ün iç enerjisinin Uranüs'e göre daha yüksek olduğu anlamına gelmektedir.
NEPTÜN'ÜN ATMOSFERİ


Büyük Karanlık Leke
Voyager 2 ölçümleri, Neptün'ün atmosferik bileşiminin Uranüs'ten çok farklı olmadığını göstermiştir. %79 hidrojen, %18 helyum ve %3 oranında metan kaydedilirken; amonyak(NH3) ve su buharının(H2O) yok denecek kadar az olduğu görülmüştür. Metan(CH4), aynen Uranüs atmosferinde olduğu gibi, Neptün'ün yeşil mavi renkte görünmesini sağlamaktadır. Neptün'ün üst atmosfer katmanlarına ait sıcaklık, aynen Uranüs'te olduğu gibi -218 °C civarında ölçülmüştür. Bu ölçüm sonuçları da, Güneş'e Uranüs'ten daha uzak olan Neptün'ün, daha kuvvetli bir iç ısı kaynağına sahip olduğunun bir göstergesidir.
Uranüs'ten farklı olarak Neptün atmosferinde belirgin bulut yapıları izlenebilmektedir. Voyager 2, yakın geçişi sırasında izlenen en belirgin yapı Büyük Karanlık Leke olarak adlandırılan fırtına yapısıdır. Jüpiter'deki büyük kırmızı leke ile birçok açıdan benzerlik gösterir. Büyük karanlık leke içerisindeki hava akımları da saat yönünün tersi doğrultusunda hareket etmektedir. Ancak bu fırtınanın yaşam süresi, Jüpiter'de izlenen sürelerden daha kısadır. 1994 yılında Hubble Uzay Teleskopu ile elde edilen görüntülerde, büyük karanlık lekenin yok olduğu gözlenmiştir. 1995 yılında ise yeni bir fırtına bölgesinin ortaya çıktığı belirlenmiştir.
Voyager 2 gözlemleri, Neptün atmosferinde belirgin beyaz renkli bulutların varlığını da ortaya çıkarmıştır. Bu bulutlar, yüksek rüzgar hızları ile üst atmosfer katmanlarına taşınan ve hızla donan metan buzu kristalleri tarafından üretilmektedir. Voyager görüntüsünde, bu yüksek bulutların daha derin katmanlar üzerindeki gölgesi açıkça izlenebilmektedir.
NEPTÜN'ÜN İÇ ISISI
Neptün, Güneş'ten aldığı ışınım miktarından daha fazlasını yaymaktadır. Bu durum Neptün'ün halen büzülme aşamasında olduğunu göstermektedir. Ürettiği fazladan iç ısı sayesinde, atmosferi ile iç kısımları arasında konveksiyon hareketleri oluşmakta ve atmosferinde izlediğimiz bulutların ve açık-koyu renkli kuşakların oluşmasını sağlamaktadır. Uranüs'te durum farklıdır, Güneş'ten aldığı ışınıma neredeyse denk bir ışınım yaymaktadır. Dolayısıyla ek bir iç ısı kaynağı bulunmamaktadır. İç bölgelerle, atmosfer arasında belirgin konveksiyon hareketleri bulunmadığından, yüzeyinde kuşaklar ve bulutlar da oluşmamaktadır. Hubble Uzay Teleskopu ile elde edilen Neptün görüntüsünde, farklı tonlardaki kuşak yapıları ve yüksek bulutlar açıkça izlenebilmektedir. Aynen Jüpiter'de olduğu gibi, açık renkli kuşaklar, atmosferde yükselen maddelerin; koyu renkli kuşaklar ise alçalan maddelerin bulunduğu bölgelere karşılık gelmektedir.
NEPTÜN: JÜPİTER VE SATÜRN'DEN DAHA YÜKSEK ORANDA AĞIR ELEMENT İÇERİR


Neptün
İlk bakışta Neptün, Jüpiter ve Satürn'den daha küçük bir çapa, daha küçük bir kütleye sahiptir, adeta bunların bir türevi gibi görünmektedir. Jüpiter ve Satürn'ün kimyasal bileşimlerinin kabaca Güneş'e çok benzediğini biliyoruz. Ancak Neptün'ün ortalama yoğunluk değeri olan 1640 kg/m3, Jüpiter ve Satürn'e oranla beklenenden daha fazladır. Bu sonucu Neptün'ün daha fazla ağır element içerdiği şeklinde yorumlayabiliriz.
Dev gezegenlerin oluştuğu bölgede, oluşum zamanlarında daha fazla hidrojen ve helyum bulunduğunu biliyoruz. Bu koşullar altında Neptün'ün daha düşük hidrojen ve helyuma karşı daha fazla ağır element içermesi, beklenmeyen bir sonuçtur. Dev gezegenlerin, oluşumlarını iki temel aşamada tamamladıklarına ilişkin belirgin delillere sahibiz. Buna göre ilk aşamada gezegenimsilerin ve buzların birleşmesiyle büyük boyutlu kayalık çekirdekleri oluşmuştur. İkinci aşamada ise, katı kayalık çekirdeğinin yüksek çekim etkisiyle çevresindeki hidrojen ve helyum gibi hafif gazların yakalanmasıyla üst katmanları oluşmuştur.
Ayrıca Güneş sistemini oluşturan bulutsunun dış bölgelerine gidildikçe parçacık yoğunluğunun azaldığı büyük ölçüde kabul gören bir yaklaşımdır. Ancak yapılan hesaplamalar, Neptün'ün çekirdek boyutunun, Jüpiter ve Satürn çekirdekleri ile karşılaştırılabilir boyutta olduğunu ortaya koymaktadır. Bu koşullar altında önerilen bir teoriye göre Neptün'ün ilk oluşum aşamaları, Jüpiter ve Satürn'e oranla daha uzun sürmüştür. Çevredeki parçacık sayısının düşük olması sonucu uzun zaman alan çekirdek oluşumu süresince, çevrelerindeki hidrojen ve helyumun önemli bir miktarı yıldızlararası ortama kaçmıştır. Sonuç olarak Neptün, çevresinden daha az hidrojen ve helyum yakalayabilmiştir. Ancak bu teorinin açıklamakta zorluk çektiği önemli bir ayrıntı bulunmaktadır.
Eğer Neptün, bugünkü izlenen konumunda oluşmuşsa, bu uzaklıklardaki seyrek maddeden bugünkü kütlesine ulaşabilmesi için geçmesi gereken süre, Güneş sisteminin yaşını geçmektedir. Bu sorun, Neptün'ün Güneş bulutsusunun daha iç bölgelesinde oluştuğu varsayımı ile aşılabilmektedir. Bu koşulu dikkate alan diğer bir teoriye göre, Neptün, Güneş'ten 10 AB uzaklıkta oluşmaya başlamıştır. Bu uzaklıkta yeterince büyük çekirdeğini oluşturarak ilk aşamayı geçmiş ancak ikinci aşamasını tamamlayamadan, ön-Jüpiter, ön-Satürn'ün birleşik çekim etkisiyle bugünkü izlenen daha geniş yörüngesine yerleşmiştir. Yeni yörüngesi civarındaki düşük parçacık yoğunluğu nedeniyle yeterince hidrojen ve helyum yakalayamamış ve gelişimi sona ermiştir.
Neptün kabaca Yer hacminde ancak Yer'den daha büyük kütleye ve kayalık bir çekirdeğe sahiptir. Gezegenin kayalık çekirdeği, sıvılaşmış su ve amonyak buzu içeren bir manto ile sarılıdır. Gezegenin dış katmanı ise büyük oranda sıvılaşmış hidrojen, helyum ve düşük oranda sıvı metan içerir. Neptün'deki bu katman, Jüpiter ve Satürn'dekine oranla daha sığdır ve yeterli basınç üretilemediğinden metalik yapılı sıvı hidrojen oluşumu gerçekleşmemiştir.
NEPTÜN'ÜN MANYETİK ALANI
Neptün'ün manyetik alanının Voyager 2 manyetometreleriyle yapılan ölçümleri, manyetosferindeki yüklü parçacıkların radyo gözlemleri ile birleştirildiğinde şaşırtıcı sonuçlar ortaya çıkmıştır. Gezegenin manyetik ekseni, dönme ekseni ile çok büyük açı yapmaktadır. Yer, Jüpiter ve Satürn için 12°den daha büyük olmayan bu açı, Neptün'de ise 47°dir. Ayrıca manyetik merkezi, kütle merkezi ile çakışık değildir ve büyük sapmalar göstermektedir.
Manyetik karakterindeki bu beklenmedik yapıların, bir zamanlar karşı karşıya kaldığı büyük boyutlu çarpışmalarla oluştuğu düşünülmektedir. Bir başka teoriye göre gezegenin manyetik polaritesini değiştirme aşamasında olduğu düşünülmektedir. Yer'in uzak geçmişinde manyetik polaritesini birkaç kez değiştirdiğine dair elimizdeki kanıtlardan hareketle bu varsayım yapılmaktadır. Manyetik polarite değişimi sırasındaki kararsızlıklar, Neptün'de izlenen tuhaf manyetik alan yönelimini doğurabilecek niteliktedir. Neptün'ün içerdiği hidrojen, metalik karaktere ulaştırabilecek iç basınca sahip değildir. Bu koşul altında, gezegenin manyetik alanının, sıvılaşmış buzlar içeren manto katmanında 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.
NEPTÜN'ÜN HALKALARI


Neptün'ün Halkaları
Neptün de aynı Uranüs'te olduğu gibi bir dizi sönük halka sistemiyle sarılıdır. Neptün'ün de halkalarının varlığı yıldız örtmesi gözlemlerinden bulunmuştur. Voyager 2'nin Neptün halkalarına ilişkin ilk gözleminde, 2 ana halka yapısının yanı sıra daha içte üçüncü ve sönük bir halka daha bulunmaktaydı. Yapılan ölçümler Neptün halkalarında yer alan parçacıkların 1 µm (10-6 m) ile 10 m arasında olduğunu göstermiştir. Gezegenin halka bölgelerindeki sıcaklık, metanın buz halinde halka parçacıkları üzerinde yoğunlaşmasına izin verecek ölçüdedir. Ancak buna rağmen düşük yansıma gücü göstermektedirler.
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.
NEPTÜN'ÜN UYDULARI
1989'daki Voyager 2 yakın geçişi öncesinde, Neptün'ün sadece iki uydusunun yani Triton ve Nereid'in varlığı biliniyordu. Voyager 2 keşifleri ile bu sayı 8'e yükselmiştir. 2003 yılı sonuna gelindiğinde ise Neptün'ün bilinen uydu sayısı 13'e yükselmiştir. Uyduların bazı fiziksel özellikleri liste halinde verilmiştir. Bu uyduların çoğu, haklarında kısıtlı bilgiye sahip olduğumuz buzla kaplı ufak cisimlerdir. Uranüs'ün küçük boyutlu uyduları ile benzer özelliklere sahip oldukları düşünülmektedir.


Uydu Adı


Uranüs Merkezine
Uzaklık (km)


Yörünge Dönemi
(gün)
|Çap (km)


Ortalama Yoğunluk
(kg/m3 )
|Naiad
||48 227
||0,294
||58
||-


|Thalassa
||50 075
||0,311
||80
||-


|Despina
||52 526
||0,335
||148
||-


|Galatea
||61953
||0,429
||158
||-


|Larissa
||73 548
||0,555
||192
||-


|Proteus
||117 647
||1,122
||416
||-


|Triton
||354 800
||5,877 R
||2706
||2054


|Nereid
||5 513 400
||360,1
||340
||-


|2002 N1
||15 728 000
||1879,71 R
||62


|2002 N2
||22 422 000
||2914,07
||44


|2002 N3
||23 571 000
||3167,85
||42


|Psamathe
||46 695 000
||9115,91 R
||24


|2002 N4
||48 387 000
||9373,99 R
||60


Tablo: Neptün'ün 2003 yılı sonuna kadar bilinen 13 uydusunun fiziksel özellikleri.
R: Retrograt yörünge hareketi, Ortalama yoğunluğu listelenmeyen uyduların kütleleri henüz bilinmemektedir.


Voyager 2 aracıyla izlenen Triton yüzeyi.
Neptünün Uydusu Triton: Buzdan Genç Yüzey, Belli Belirsiz Atmosfer
Neptün'ün en büyük uydusu Triton diğer uydulardan belirgin farklılıklar göstermektedir. Yörünge hareketi retrograt yöndedir, yani Neptün'ün dönüş yönünün tersi yöndedir ve yörüngesi Neptün'ün ekvator düzlemiyle 23° gibi oldukça büyük bir açı yapmaktadır. Jüpiter ve Satürn'ün bazı dış uydularına benzer şekilde, Triton'un da Neptün tarafından asteroit kuşağından yakalandığı düşünülmektedir. 2706 km çapı ile, Güneş sisteminin asteroit kökenli uyduları arasında en büyük olanıdır.
Triton'un buzlarla kaplı, yüksek yansıtma gücüne sahip yüzeyine ilişkin, Voyager 2 görüntüleri elde edilmiştir. Çarpma krateri sayısının düşük olması, yakın geçmişindeki tektonik aktivitelerin bir göstergesidir. Dolayısıyla yüzey yaşı oldukça düşüktür. Donmuş geniş göl alanlarını andıran yapılar, bir zamanlar buz volkanizmasının son derece etkin olduğuna işaret etmektedir.
Ayrıca Europa ve Ganymede'nin yüzeyinde görülen benzer uzun çatlak yapıları bulunmaktadır. Buruşuk yüzey yapısı sadece Triton'a özgüdür ve bir kavunun yüzeyini andırmaktadır (Cantaloupe bölgesi). Voyager 2 aracıyla izlenen koyu renkli madde çıkışlarına ait volkanik şemsiye yapıları, Triton'un iç bölgelerinin halen sıcak olduğunun bir delilidir. Bu görüntüden şemsiyelerin yüzeyden olan yükseklikleri 8 km olarak ölçülmüş ve izlenen volkanik etkinliklerin, Yer'deki gayzer çıkışları ile aynı mekanizmaya sahip olduğu tespit edilmiştir.
Triton'un yüzey sıcaklığı -235°C olarak ölçülmüştür. Bu değer bugüne kadar uzay araçları tarafından, Güneş sistemi üyeleri için ölçülen en düşük yüzey sıcaklığı değeridir. Bu sıcaklık değerinde azot(N) katılaşarak buz haline gelebilmektedir.
Triton yüzeyinden alınan yansımış Güneş ışığı tayfında azot(N) ve metan(CH4) buzunun oluşturduğu soğurma yapıları görülmektedir. Triton'un yüzeyindeki sıcaklık ve basınç koşulları altında azot buzları belirli oranda süblimleşerek buharlaşabilmektedir.
Voyager 2 aracı, Triton'un son derece düşük yoğunluklu ve temel olarak azottan oluşma bir atmosfere sahip olduğunu doğrulamıştır. Bu atmosfer yüzeyde 1,6x10-5 atm gibi çok düşük bir basınç yaratmasına rağmen Neptün'ün uydusu Triton'un yüzey detayları oldukça dinamiktir ve oluşturduğu sabit rüzgarların etkisiyle, gayzerlerden fışkıran koyu renkli maddeleri çıkış noktasından 150 km uzağa sürükleyebilmektedir.
TEDİRGİNLİK ETKİLERİ VE TRİTON'UN SONU
Triton'un, Neptün üzerinde oluşturduğu çekimsel tedirginlik etkisi, Neptün'ün Triton'a bakan yüzünde ve bunun zıt tarafında gel-git şişkinlikleri oluşturmaktadır. Hatırlanacak olursa, Yer-Ay arasındaki benzer etkileşme, Yer'in okyanuslarında gel-git kabarmaları oluşturmakta ve bu kabartılar, Ay üzerinde ek bir çekim etkisi yaratarak, Ay'ın düzenli olarak spiral bir yörünge boyunca Yer'den uzaklaşmasına neden olmaktaydı. Neptün'de oluşan şişkinliklerin benzer etkisi altında kalan Triton'un spiral yörüngesi, retrograt hareketten dolayı dışa doğru değil, içe doğrudur. Şu andaki yaklaşma oranı ile Triton'un 100 milyon yıl sonra Neptün'ün Roche limitinin içine gireceği ve parçalanarak yeni bir halka sistemi oluşturacağı tahmin edilmektedir.
"NEREİD"
UYDUSU
Voyager 2 yakın geçişi öncesinde varlığı bilinen diğer uydu Nereid, Yer'den yapılan gözlemlerle 1949 yılında keşfedilmiştir. Prograt yönde yörünge hareketini yapmasına rağmen Güneş sisteminde bilinen en basık yörüngeye sahip uydudur. Bir yörünge dönemi boyunca Neptün'e olan uzaklığı 1,4 milyon km ile 9,7 milyon km arasında değişmektedir. Nereid'in bir zamanlar çember olan yörüngesinin, yakalandıktan sonra Triton ve Neptün tarafından oluşturulan ortak çekim alanı altında basık bir elipse dönüştüğü düşünülmektedir.
|Dr. Bahri Güldoğan


yaklasansaat.com
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.