DEV GEZEGENLER HANGİ BAKIMDAN FARKLIDIR?
Güneş sisteminin dış kesiminde yer alan dört dev gezegen; yeryüzü ile iç kesimdeki dört gezegenden pek çok bakımdan farklıdır. Sözgelişi, dev gezegenlerin yoğunlukları pek düşüktür. Bunun anlamı, ilerki bölümlerde göreceğimiz gibi, onların yeryüzünden tümüyle farklı maddelerden yapılmış olmalarıdır. Böylece dev gezegenlerin yüzeyi diye gördüğümüz yer, süreklilik gösteren geniş ve kalın bir atmosferle kaplıdır. (Bu tür gezegenlerin katı yüzeyini göremeyiz.)
Dev gezegenlerden güneşe en yakın olan Jüpiter’de aynı zamanda en çok enerji içeriği bulunduğundan bu gezegenin atmosferi büyük fırtınalarla çalkalanıp durur. Burada yeryüzünden daha geniş bir yüzeyi kaplamak üzere esen büyük kasırgalara renginden ötürü Büyük Kızıl Leke adı verilir. Bu kasırgalardan biri ilk kez 1664 yılında İngiliz bilim adamı Robert Hooke’un (1635-1703) dikkatini çekmiştir.
Salürn ve Uranüs; Jüpiter’den daha sakindirler. Oysa, dev gezegenlerden en uzakta olanı Neptün’de de Jüpiter gibi sert fırtınaların yaşandığı 1989 yılında Voyager 2 insansız uzay aracının araştırmalarıyla ortaya çıkarılmıştır. Bilim adamları bunun neden böyle olduğunu bilemiyorlar. Aynı zamanda Neptün’de de Jüpiter’deki lekeye benzer Biiyiik Kara Leke bulunmaktadır. (Jüpiter, gerçek bir devdir. Sırası gelmişken güneş sisteminde, güneşin dışında sistemin tüm kütlesinin yüzde 70’in bu gezegende yer aldığını belirteyim.)
Dev gezegenlerin pek çok uydusu vardır. Bunların çoğu, oldukça küçük gökcisimleridir. Ancak 1610 yılında Galileo tarafından keşfedilen Jüpiter’in dört uydusu Ay kadar, hatta Ay’dan daha da büyüktüler. Satürn’ün Titan adlı tek uydusu 1655 yılında Huygens tarfından saptanmıştı. Neptün’ün tek uydusu olan Triton ise 1846 yılında İngiliz gökbilimcisi VVillianı Lasscll (1799-1880) tarafından keşfedilmişti.
Dört dev gezegen arasında kendi çevresindeki en tuhaf dönüşü yapanı Uranüs’tür. Tüm gezegenlerin güneş çevresindeki
dolanımını yaptıkları yörüngelerinin bulunduğu düzlemle az ya da çok eğim yapan kendi dönüş eksenleri bulunmaktadır. Sözgelişi, yeryüzü Satürn ve Neptün’ünkii gibi tam olmasa bile yaklaşık dörtte bir oranında eğimlidir. Jüpiter’in ekseni tam olmasa bile, eğimsiz gibidir. Oysa ki, Uranüs’ün ekseni o denli yana eğiktir ki, gezegen kenarı üzerinde dönüyormuş gibi görünür. Uranüs güneş çevresindeki bir dolanımını seksen dört yılda tamamlar. Bu yüzden yörüngesi üzerindeyken, kuzeykutbunun üzerindeki bir nokta doğrudan güneşe bakarken kırk iki yıl sonra bu gezegenin güney kutbu güneşe doğru döner. Tahminlere göre gezegenlerin şu veya bu şekilde planetesimallerin birbirine çarparak oluşması sırasında tümüyle şansla planetesiamaller daha çok bir yöne doğru eğilmiş ve böylece gezegenlerin dönüş eksenleri o yönde eğik olmuştur. Oysa Uranüs’te alışılmadık şekilde dengesiz olarak bir araya gelen planclesimaller onun ekseninin bir yana devredilmesine neden olmuşlardır.
Ancak dev gezegenler arasında mükemmel olanı Satürn’dür. Galileo ilk kez küçük teleskobunu ona çevirdiğinde Satürn henüz en uzak gezegen olarak biliniyordu. Ve Galileo aygıtıyla bu gezegeni pek iyi görememişti. Böyleyken bile, kendisine bu gökcismi her iki tarafında da birer çıkıntı varmış gibi görünüyordu. Bu yüzden Galileo 1612 yılında Alman gökbilimcisi Christoph Scheiner (1575-1650) Satürn’ü leleskobuyla gözlerken gezegenin her iki yanında birer çıkıntı değil ama birer hilal olduğunu düşündü. Sanki gezegenin her iki tarafında bir çay fincanı sapı varmış gibiydi. Bu gizemli durum 1655 yılına değin çözümlenemedi. O yılda Satürn’e bakan Huygens (sarkaçlı saatin müridi) gezegenin ekvatorunu bir daire şeklinde saran ama ona dokunmayan düz bir halkanın bulunduğunu gördü. 1675 yılında Cassini (Mars’ın ıraklık açısını ilk kez saptayan bilim adamı), bu halkayı birbiri içinde iki halka halinde bölen iki koyu renkli işarete dikkat etti. Bu işaretlere günümüzde Cassini bölümleri denilmektedir.
Bu iki halkası Satürn’ün ana küresinden daha parlaktır ve onlar da dev boyuttadır. Halkalar pek çok gözlemciye göre, Satürn’ü teleskop ile seyredilen en şaşırtıcı güzellikteki gökcismi durumuna getirir. Halkalar Satürn’ün dışında bir noktadan karşıdaki öbür noktaya kadar 272.000 kilometre uzaklığı olan bir şekli oluştururlar. Yeryüzünün çapına denk 21 1./2 tane küre bu uzaklığın içinde yan yana gelmek üzere yer alabilir. Halkalar gezegenin genişliğinin iki katından fazla genişlikte olmasına karşılık, gramofon plağı gibi ince olduklarından Satürn’ün kütlesine pek az katkıda bulunurlar.
Ancak bu halkalar nelerdir? Onlar masif maddeden oluşan daireler midir? 1859 yılında İngiliz matematikçisi James Clerk Maxwell (1831-1879) eğer bu halkalar masif maddelerden yapılmış olsalar Satürn’ün gelgit etkisiyle onların güçlü şekilde dışa doğru savrulacağına ve sonunda kopup gezegenden ayrılacağına dikkati çekli. Savını şöyle bir sonuca bağladı: Halkalar tümüyle bireysel parçacıklardan oluşmakta ancak gezegen çok uzakta olduğu için masif kara kütleleri gibi görülmektedir. Ancak, halkalara yeterince yaklaşabilseydik ince kum gibi taneciklerden oluştuklarını görebilirdik.
Şu halde halkalar neden kopmayıp orada kalıyorlar?
1850 yılında Fransız gökbilimcisi Edouard Roche (1820- 1883), Ay çevresinde döndüğü yeryüzüne her nasıl yaklaşırsa yaklaşsın neler olabileceğini düşünmeye çalıştı. Bu durumda yeryüzünün gelgit etkisi Ay’ın uzaklığının kübiıyle ters orantılı olarak artacak, bu şekilde Ay şimdiki uzaklığının yarı yerine gelirse yeryüzünün gelgit etkisi 23 katı ya da şu ankinin 8 katı olacaktı. Ay şimdiki uzaklığının üçte birine gelirse, dünyanın gelgit etkisi 33 katı ya da şu ankinin 27 katına çıkacaktı.
Roche; Ay’ın yeryüzüne yalnızca dünyanın yarıçapının 2,44 katı kadar yaklaştığında (Buna Roche limiti denilmektedir) gelgit etkisi o denli artacaktır ki, bu durumda dünya Ay’ı çekip parçalayacaktır sonucuna vardı. Yeryüzünün yarıçapı 6.350 kilomet-
re olduğuna göre, bu durumda Ay dünyanın merkezinden 15.500 kilometrede (ya da şimdiki uzaklığının yirmi beşte birinde) olacak ve bu noktada parçalanacaktı. (Kuşkusuz Ay yeryüzüne yaklaştığında onun da dünya üzerinde güçlü bir gelgit etkisi oluşacaktı. Ancak yeryüzünün Ay üzerinde daha güçlü bir çekim gücü olduğundan iki gökcismi zorlama altında bir arada kalacaklardı.) Eğer yeryüzünün yakınında Roche limiti’nden daha yakında madde parçalan varsa, yeryüzünün gelgit etkisi onların Ay gibi büyük bir uyduyla birleşmesini engelleyecekti.
Satürn’ün Roche limiti de gezegenin yapıçapının 2,44 katı olup 146.400 kilometredir. Satürn’ün halkaları tümüyle bu limitin içindedir. Bundan dolayı halkaları oluşturan maddeler kesinlikle bir araya gelip oldukça büyük bir uyduyu oluşturamazlar. Gökcismi küçüldükçe onun üzerindeki gelgit etkisi de küçülür. Bu yüzden küçük uydular parçalanamazlar ve bazıları güneş sisteminin dış kesiminde ama Roche limitinin içinde kalabilirler.
Yıllar boyunca gökbilimciler neden yalnızca Satürn gezegeninin halkaları bulunduğunu merak ettiler. Aynı şekilde neden öteki gezegenlerin halkalan bulunmuyordu? 1977 yılında Uranüs’ün de bir halkası olduğu keşfedildi. O yıl Uranüs gezegeni bir yıldızın önünden geçerken, yıldızın ışığı Uranüs ona gerçekten yaklaşamadan birkaç kez sönükleşti. Demek ki, gezegenin yıldızı gizleyen halkalan vardı. Oysa ki, bu halkalar öyle ince, seyrek, karanlık ve öylesine az ışık yansıtıcısıydılar ki, yeryüzünden bakıldığında görülmeleri olanaksızdı. İnsansız uzay araçları büyük gezegenlere doğru fırlatılıp fotoğraflar çekilmeye başlanınca Uranüs’ün ince halkaları açık seçik şekilde göründüler. Jüpiter’in de ince bir halkası ile Neptün’ün birkaç halkası bulunduğu saptandı.
Belli ki, tüm dev gezegenlerin bu tür halkaları vardır. Ancak neden Satürn’ün halkaları ötekilerininkinden daha geniş ve parlaktır? Bunun, Satürn’ün tuhaf biçimdeki alçak olan yoğunluğu ile bir ilgisi var mıdır? Gökbilimciler şimdi de konu hakkında bir şey bilemiyorlar.