Asagidaki ders plani duyma kaybi olan ogrenciler icin
hazirlanmistir.
-Cocugunuza bu konuyu anlatmak icin online videolari
kullanabilirsiniz. Ornek olarak Youtube taki bir videoyu ben asagiya ekledim.
Dilerseniz bunu kullanabilir, yada yerine baska bir Jupiter hakkinda ogretici
video secebilirsiniz.
NOT: Diger gezegenleri anlatirkende videolardan
faydalanacagiz.
-Internet baglantisi olan bir bilgisayar (Eger
bilgisayarinizda herhangi bir program yoksa NDSc nin ucretsiz telefon yardim
hattini arayabilirsiniz
(0808 800 8880) veya aşağıdaki kuruluşlarla irtibata geçebilirsiniz :
-jupiterle ilgili gorsel fotograflar.
- Oncelikle bu aktiviteyi kayit etmeyi unutmayin. Gereken
durumlarda cocugunuz tekrar izleyebilir. Cocugunuza farkli tasit resimleri
gosterin. Bunlarin icine bir tanede uzay
gemisi koymayi unutmayin. Ve bugunku yolculugunuz icin uzay gemisini
kullanacaginizi soyleyin(Basit bir aktivite ornegini asagida tasitlar basligi
altinda bulabilirsiniz). Ilk durak olan Gunes te durmadan evvel cocugunuza
orada neler bulmayi bekledigini sorun ve bunlari not almasini isteyin.
Sonrasinda videoyu izletin. Cocugunuzun beklentilerinin ilgili video ile ne
kadar ortustugune bakip, gerekli noktalari vurgulayin. Bu islemi her gezegen
icin ayri ayri yapin. Video gosterilerinden sonra buldugunuz resimleride
kullanmayi ihmal etmeyin ve tur gorevlisi gibi hareket edip, resimleri anlatin.
“Suan bulungumuz gezegen, Jupiter, gunes sisteminin en buyuk
gezegenidir. En az 16 tane halka tarafindan cevrelenmektedir. Jupiterin
etrafindaki halkalari gorebiliyormusunuz? Bu halkalar aslinda gaz bulutlaridir.
Gezegendeki bu kirmizi nokta gezegende 300 yildir devam etmekte olan
firtinalardan ileri gelmektedir. Jupiter de hava nasilmidir? Berbat- Genelde
firtinalarin guclu ruzgalarin oldugu bir yer. Jupiter genelde gazlardan
olustugu, Mars gibi kati bir yuzeyden olusmadigi icinde buraya inis yapmaniz
mumkun degildir. Jupiter cogunlukla hidrojen gazlarindan olusmustur.
Cocugunuzun varsa legolarini kullanip simdi bahsedecegim
analojiyi kurabilirsiniz. Cocugunuzun legolarini farkli guruplara ayirin.
Gezegenlerin buyukluklerine gore guruplandirmayi yapmayi unutmayin.Unutmayin
Jupiter en buyuk gezegen!! Her gurubun altina gezegenin buyuklugunu gosteren
basi bir diyagram cizip koyun.Asama asama her gezegenin buyuklugune bakin ve
sonrasinda da gezegenlerin buyuklugunu karsilastirin.
Mars-
https://www.youtube.com/watch?v=N2Nbi6qtUwY
Gunes Sistemindeki Gezegenler:
https://www.youtube.com/watch?v=qD6XB8o0STg
Gezegenler ve Yildizlarin Karsilastirmasi:
https://www.youtube.com/watch?v=9jfU_VeDzVA
Saturn:
https://www.youtube.com/watch?v=95kAAm0_2y8
https://www.youtube.com/watch?v=RePa0VqIs8s
Gezegenler Hakkinda Bilgi:
Güneş etrafında, elips şeklinde bir yörünge
çizerek, dönen gök cisimleri
Günümüzde gezegen denildiği zaman, başta dünyamız olmak üzere, Güneş
etrafında dönen diğer sekiz gezegen akla gelmektedir. Fakat uzayda nice
güneşler etrafında nice gezegenler dönmektedir. Sadece galaksimiz
Samanyolu’nda iki yüz milyar yıldız bulunduğunu göz önüne alırsak, bir
galakside iki trilyona yakın gezegenin varlığından söz edilebilir.
Dünyamız dahil olmak üzere Güneş etrafında dönen dokuz gezegen
inceleyebildiğimiz yegane gezegenlerdir. Bu gezegenler uzayda parlayan
yıldızlardan kolaylıkla ayırt edilebilir. Şöyle ki, gezegenlerin
ışıkları yıldızlar gibi kırpışmaz. Işıkları atmosferden doğrudan doğruya
gelir. Sistemimizdeki gezegenlerin yoğunlukları, büyüklüklerine göre
değişmektedir. Buna göre güneş sisteminde en az yoğun gezegen
Jupiter’dir. Gerçekten de bu gezegen aslında dev bir kızgın gaz
küresinden başka birşey değildir. Gezegenlerin iki türlü hareketi
vardır. Bu gök cisimleri hem kendi etrafında hem de elips biçimindeki
bir yörüngede, Güneş’in etrafında dönerler. Bilindiği gibi gezegenler
yıldızlar gibi ışık kaynağı değildir. Onlar ancak Güneş’ten aldıkları
ışığı yansıtırlar.
Güneş
sistemi adı verilen dokuz gezegen, Güneş’ten uzaklıkları sırasıyla
şunlardır: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün,
Plüton. Bunlardan Güneş’e en yakın üç gezegen olan Merkür, Venüs ve
Dünya’ya "İç Gezegenler"; Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve
Plüton’a "Dış Gezegenler" adı verilir. Bir de Mars ve Jupiter arasında
Asteroid adı verilen minik gezegenler bulunmaktadır. Öte yandan Merkür,
Venüs ve Plüton hariç bütün gezegenlerin bir veya birkaç uydusu
bulunmaktadır.
Gezegenlerin meydana gelişleri hakkında eskiden beri birçok teori ileri
sürülmüştür. 1944 yılına kadar gezegenlerin Güneş’ten koptuğu fikri
hakimdi. Bu tarihten sonra özellikle Alman Astronomu Kepler,
gezegenlerin meydana gelişleri hakkında yeni bir teori ortaya atmıştır.
Buna göre sistemi meydana getiren nebula (gaz ve toz bulutları) çekim
kuvvetlerinin tesiriyle parçalanması neticesinde yer yer yoğunlaşmalar
meydana gelmiş ve gezegenlerin ilk şekli yoğunlaşan bu ilkel maddelerden
meydana gelmiştir. Hatta bu teoriye göre Ay Dünya’dan kopmamış ayrı bir
gaz kütlesinin yoğunlaşması neticesinde meydana gelmiştir.
Zamanımızda gezegenler üzerinde yapılan araştırmalar oldukça
ilerlemiştir. Başta Merih ve Venüs olmak üzere birçok gezegene
gönderilen sondaj uyduları (Mariner ve Venera vb) bu gezegenler hakkında
çok değerli bilgiler elde etmiştir. Hatta bu gezegenlerin renkli
fotoğraflarını arzımıza göndermişlerdir. Yakın bir zamanda insanoğlu
Venüs ve Mars’a ulaşmayı ve buralarda üsler kurmayı planlamaktadır.
Uluslararası Gökbilim Birliği'nin (IAU), 1919 yılından bu yana kabul
ettiği Güneş Sistemi'nin 8 gezegeni, Güneş'e yakınlık sıralarına göre
şunlardır:
- Merkür
- Venus
- Dünya
- Mars
- Jupiter
- Satürn
- Uranüs
- Neptün
MERKUR:
Merkür bugüne kadar
yalnızca bir uzay aracı, tarafından (Mariner 10) ziyaret edilmiştir.
Mariner 10 1974 ve 1975 yıllarında Merkür’ ün 3 kez yakınından
geçmiştir. Bu geçişlerde Merkür’ ün yılı ve günü arasındaki 2/3 lük oran
yüzünden hep aynı yüz görüntülenebilmiştir. Yüzeyin toplam olarak %48'
inin haritası çıkarılmıştır. Ayrıca bu kadar yavaş dönmesine rağmen
Merkür’ ün oldukça güçlü bir magnetik alana sahip olması bilim adamların
şaşırtmıştır. Merkür’ ün içi dünyaya dışı ise Ay’ a benzer. Dünyadan
sonra en yoğun gezegen olan Merkür’ ün (5.42 gr/cm³) kütlesinin önemli
bir bölümü demirden oluşmaktadır. Atmosferi yok denecek kadar seyrek
olup çoğunluğu sodyum, az bir kısmı ise helyumdan oluşmaktadır. Son
gözlemlerden anlaşıldığına göre Merkür’ ün kutuplarında buzlardan oluşan
kutup takkeleri bulunmaktadır. Venüs’ ten sonra ikinci sıcak gezegen
olan Merkür’ ün (yaklaşık 430°C) kutuplarında sürekli gölgede kalan
bölgelerde sıcaklık -170°C dolaylarındadır.
Merkür,
Güneş sistemi’nin iç gezegenler olarak adlandırılan diğer dört üyesi
gibi katı bir yapıya sahiptir. 5,43 g/cm3 olan yoğunluğu Yer ile
karşılaştırılabilecek denli yüksektir ve Yer’den sonra Güneş Sistemi’nde
karşılaşılan en büyük değerdedir. Merkür Güneş’e yakınlığı nedeniyle
güneş ışınlarının güçlü etkisi altındadır ve sıcak bir gezegendir. Yüzey
ısısı uzun süren Merkür günü sırasında 450oC üzerindeki düzeylere
çıkabilirken, etkili bir atmosferin yokluğu nedeniyle gece -170oC’ye
kadar düşmektedir. Gezegenin koyu bir yüzeyi vardır, ve 0,11 düzeyindeki
beyazlık derecesi ile üzerine düşen güneş ışınlarının ancak onda birini
yansıtır.
Merkür yüzeyinin en dikkat çeken özelliği tüm gezegen üzerine dağılmış
irili ufaklı çarpma kraterleridir. İlk bakışta Ay yüzeyine
benzetilebilecek bu görünümün, daha dikkatli bir incelemede bir çok
farklılıklar içerdiği anlaşılır. Ay’da olduğu gibi kraterlerin yoğun bir
şekilde iç içe geçtiği alanlar arasında, krater yoğunluğunun çok düşük
olduğu, yumuşak engebeli geniş düzlükler yer alır. Bu bölgeler
kraterlerin sık olduğu bölgelere göre daha alçakta yer alırlar ve
Ay’daki ‘deniz’lere benzer şekilde, büyük çarpmalar sonucunda gezegen
içinden yüzeye çıkan lav akıntıları ile oluştukları sanılır. Gerek bu
oluşumların, gerekse büyük kraterlerin çoğunun, Güneş Sistemi içinde
büyük çarpışmaların sürdüğü 4,5 ile 3,8 milyar yıl öncesini kapsayan
dönemde meydana geldiği düşünülür. 3,8 milyar yıl öncesinden günümüze,
Güneş Sistemi büyük çarpışmaların sıklığının azaldığı, nispeten sakin
bir döneme girmiştir. Merkür üzerindeki en büyük çarpışma izi, 1300 km.
çapındaki Caloris Havzasıdır. Bu dev lav denizi 100 km. çapında bir
gökcisminin çarpması ile gezegenin manto tabakasından yüzeye çıkan
sıvılaşmış materyal ile oluşmuş, bu arada şok dalgalarının gezegen
boyunca yayılarak diğer yüzünde odaklanması sonucunda Caloris Havzasının
tam karşı kutbunda 500.000 km.2 lik bir alan son derece engebeli bir
hal almıştır. Ayrıca düzlükler üzerinde yüzlerce kilometre uzunluğunda
ve yüksekliği 2-3 km.yi bulan kırıklar dikkati çeker. Bunlara, gezegenin
soğuması sırasında küçülen hacminin neden olduğu sanılmaktadır.
Kırıkların bazı kraterlerin içinden de geçmeleri krater oluşum
döneminden daha sonra meydana geldiklerini düşündürür.
Gezegen yüzeyinin en dışta kalan bir kaç metre kalınlığındaki kısmının,
Ay yüzeyindekine benzer biçimde çok küçük göktaşlarının milyarlarca
yıldır süren bombardımanı sonucunda ince bir toz haline gelmiş regolit
tabakası olduğu varsayılır. Aynı Ay’da gözlendiği gibi az sayıdaki genç
kraterin, ışınsal olarak kendilerini çevreleyen parlak beyaz çizgilerin
ortasında yer aldığı görülür. Bu çizgiler, çarpma sırasında ‘kirli’
regolitin üzerine sıçrayan taze materyal ile ilişkilidir.
VENUS:
Güneş'e en yakın
ikinci gezegen olan Venüs'le Güneş arasındaki uzaklık, Güneş'le Merkür
arasındaki uzaklığın iki katından daha fazladır. Buna rağmen, Venüs'ün
yüzeyi Merkür'ün yüzeyinden daha da sıcaktır. Yılın belirli
dönemlerinde, Güneş doğmadan hemen önce, ya da battıktan sonra, çıplak
gözle rahatlıkla görülebilir. Pek çok kimse, ona sabah ya da akşam
yıldızı demektedir. Yörüngesinde dolanırken, Dünya'ya en yakın konumuna
geldiğinde, Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzündeki en parlak cisimdir.
Venüs, iç gezegen olduğundan, Dünya'dan teleskopla bakıldığında, Ay gibi
evreler gösterir. Kütle, yoğunluk, atmosferin varlığı ve Güneş'e
yakınlığı bakımından, Dünya'nın benzeri, hatta ikiz kardeşidir
diyebiliriz.
Venus'ün Hareketi
Venüs'ün, kendi ekseni etrafında dönme hareketi, oldukça ilginçtir.
Çünkü hareketi, hem çok yavaş, hem de ters yöndedir. 1Venüs günü = 243
Dünya günüdür. Bu süre, Venüs yılından birazcık daha uzundur. Eğer
Venüs'te olsaydınız, Güneş'in batıdan doğup, doğudan battığını ve
gökyüzünde çok yavaş ilerlediğini görecektiniz. Aynı zamanda Venüs'ün
dönme hareketi ve yörünge periyodu sanki aynı tarihe tesadüf ediyormuş
gibi, Venüs ve Dünya birbirlerine en yakın olduğu anda, Venüs daima aynı
yüzünü göstermektedir.
VENÜS'ÜN ATMOSFERİ
Venüs atmosferinin yüzeydeki basıncı, 90 atmosferdir. Bu basınç,
Dünya'da ki bir okyanusun, 1 km derinliğindeki basınçla hemen hemen
aynıdır. Venüs'ün atmosferi, daha çok Karbondioksitten(CO2) oluşmuştur.
Burada, birkaç km. kalınlığındaki, çeşitli bulut katmanları, Sülfürik
asitten(H2SO4) meydana gelmiştir. Bu bulutlar, gezegenin yüzeyini
tamamen görmemizi engellemektedir. Bu yoğun atmosfer, bir sera etkisi
oluşturarak, Venüs yüzeyinin sıcaklığını, 127 ºC den 447 ºC ye
çıkarmaktadır. Bu ise, kurşunu eritecek sıcaklıktır.
Bulutların tepelerinde güçlü rüzgâr akımları olmasına rağmen, yüzeydeki
rüzgârlar saatte birkaç km'den fazla değildir. Bunun nedeni, Dünya'da
iklim koşullarını dengede tutan döngülerin Venüs'te bulunmayışıdır.
Güneş'e yakın olan bu komşumuzda, atmosferik süreçler hep tek yönlüdür.
Dünya, Güneş'e biraz daha yakın olsaydı, Venüs ile aynı kaderi
paylaşabilirdi.
VENÜS'ÜN GÖRÜNTÜLENMESİ
1962 yılından bu güne kadar, Venüs'e giderek resimlerini çeken, yüzeyini
tarayan, yapısını tahlil eden ve hatta yüzeyine inen 26 robot uzay
aracı, gezegen hakkında bize önemli bilgi sağlamıştır. Uzun bir süre,
Venüs'ü perdeleyen bulutlar, yüzeyin yeterince gözlemlenmesini
engellemiştir. Magellan uzay aracı, bu durumu tamamen değiştirmiştir.
1990-1994 yılları arasında, bulut örtüsünü delip geçen radar
sinyalleriyle, gezegenin tüm yüzeyi, yüksek çözünürlükte
görüntülemiştir. Elde edilen görüntüler, geçmişe ait muazzam yanardağ
patlamalarını ortaya çıkarırken, halen volkanik aktivitelerin de devam
ettiğini göstermekteydi.
VENÜS'TE KÜRESEL İKLİM DEĞİŞİKLİĞİ
Venüs'ün jeolojik geçmişinin incelenmesine paralel olarak, ayrıntılı
bilgisayar simülasyonlarıyla, gezegen ikliminin son bir milyar yıllık
tarihi, yeniden oluşturulmaya çalışılmıştır. Bu çalışmalar sonucunda,
araştırmacılar, Venüs'te yoğun volkanik etkinliğin, büyük oranda iklim
değişikliklerine yol açtığını görmüşlerdir. Venüs'teki iklim,
Dünya'dakine benzese de, başka hiçbir gezegende görülmediği kadar,
karmaşık ve değişkendir.
Dünya ve Venüs, jeolojik ve atmosferik süreçlerin dinamik
etkileşimleriyle yönetilen iklimlere sahipler. Dünya'dakine benzer
kuvvetlerin, Venüs'te böylesine farklı sonuçlara yol açması,
şaşırtıcıdır. Bu gezegen üzerinde yürütülen araştırmalar, iklim
konusunda, bilim adamlarına, bazı önemli soruları yanıtlamak için yeni
olanaklar sağladı. Örneğin, Dünya'nın iklimi çok mu özel? Gezegenimizin
ikliminin, kararlığını bozmak için, insanoğlu ne kadarda çok
çabalamaktadır.
Günümüzde insanlık, hâkimiyet ve güç hırsıyla, giderek ürettiği
atıklarının, Dünya iklimindeki etkileri dolayısıyla, kontrolsüz büyük
bir deney yaşamaktadır. Güneş sistemindeki diğer gezegenlerin, iklim
-atmosfer olayları ve akıbetleri, insan kaynaklı tahribatın, Dünya
iklimini nereye götüreceği konusunda elbette bizleri aydınlatmalıdır.
Dünya atmosferindeki ozon deliği, önemli bir konu haline gelmeden önce,
bilim adamları, Venüs'ün üst atmosferinin, gizemli fotokimyasının
sırlarını çözmeye çalışmaktaydı. Sonunda vardıkları sonuç şuydu: Klor
gazı, Venüs'ün bulutlarının üstündeki serbest oksijen düzeyini
azaltmaktadır. Venüs'teki bu sürecin aydınlatılması, Dünya'da da benzer
bir sürece ışık tutmuştur. İnsanoğlunun üretim anlayışı ve kazanma
hırsıyla ortaya çıkan klor fazlalığı, stratosferdeki ozon tabakasını yok
etmektedir.
VENÜS'ÜN YÜZEYİ VE KRATERLER
Venüs'te, muhtemelen sınırlı bir bilginin ötesinde, levha tektoniği
konusunda bir kanıt yoktur. Gezegenin, en azından yakın geçmişinde,
geniş bazaltik lav ovalarının püskürmesiyle ve daha sonra da bunların
üzerinde yanardağların oluşmasıyla, ısı transferi gerçekleşmiş
görünüyor.
Magellan aracının yaptığı araştırmanın en çarpıcı bulgularından birisi,
gezegende çarpma kraterlerinin az olmasıdır. Çapı bir kilometreye kadar
olan ve gezegene çarpması halinde, 15 kilometre genişliğinde kraterler
açabilecek meteoridler, Venüs'ün atmosferini delip geçememektedir. Ama
işin ilginç yanı, daha büyük çaplı kraterlerin de son derece az
olmasıdır. İç Güneş Sistemindeki asteroid ve kuyruklu yıldızların
gözlenen bolluğu ve Ay yüzeyindeki kraterlerin sayısı, Venüs'e çarpacak
göktaşları konusunda bir fikir vermektedir. Bu ise her bir milyon yıl
için 1,2 krater olarak düşünülmektedir. Magellan ise, gezegen düzeyine
rasgele dağılmış, yalnızca 963 krater sayabilmiştir. Bunun anlamı ise
gezegenin ilk 3,7 milyar yıllık tarihine ait kraterlerin, bir biçimde
örtülmüş olmasıdır.
Krater azlığı, Dünya için de geçerli bir olgudur. Kendi gezegenimizde,
eski kraterler rüzgâr ve su tarafından aşındırılmaktadır. Venüs'ün
yüzeyi, suyu bulunduracak sıcaklığın kat kat üzerindedir. Gezegenin
yüzeyindeki rüzgâr hızı da oldukça düşüktür. Erozyon da olmadığından,
kraterleri aşındıracak ve sonunda tümüyle silecek süreçlerden, sadece
volkanik ve tektonik etkinlikler kalmaktadır. Venüs'teki kraterlerin
büyük çoğunluğu, taze görünmektedir. Venüs'te daha çok keskin olmayan,
inişli çıkışlı yüzeyler ve aynı zamanda çeşitli geniş çukurlar vardır.
Venera 8 uzay aracı, gama ışını tayfıyla, Venüs kayalarında doğal
radyoaktivite ölçümü yaptı. Ve uranyum, toryum ve potasyum oranının,
Dünya kabuğundaki volkanik kayalardakiyle aynı oranda olduğu görüldü.
Vega 2 den atılan modül Aphrodite bölgesinde, Dünya'da ender bulunan
kaya parçaları bulmuştur. Bu tür parçalar, Ay ve Mars'ın daha yaşlı
bölgelerinde bulunmaktadır. Bunların yaşları, 3,8 ile 4,6 milyar yıl
arasında belirlenmiştir.
Venüs'ün yavaş dönmesinden dolayı, Güneş rüzgârlarını engelleyen, güçlü bir manyetik alanı, muhtemelen yoktur.
ÇİKOLATA KABUK VE JEOLOJİK YAPI
Venüs'ün yüzeyini biçimlendiren önemli bir unsur volkanik etkinliktir.
Buna karşın, bazı garip jeolojik oluşumlar, Venüs'ün ikliminin, köklü
bir biçimde değiştiğine işaret etmektedir. Bunların başında, su
tarafından oyulmuş izlenimi veren bazı çizgiler gelmektedir. Bunlar,
7000 kilometreyi bulan uzunluklarıyla, Dünya'da kıvrılıp giden ırmakları
ve sel ovalarını hatırlatmaktadır. Bu çizgilerin çoğu, ırmak deltasını
andıran boşalma kanallarıyla noktalanmaktadır.
Ne var ki çevrenin olağanüstü kuruluğu, bu yarıkların su tarafından
kazılmış olmasını olanaksız kılmaktadır. Muhtemelen bu işin sorumlusu,
kalsiyum karbonat, kalsiyum sülfat, ya da başka bazı tuzlardır.
Gerçekten de eski Sovyetler Birliği'nin Venüs yüzeyine indirdiği Venera
uzay araçları, yüzey kayalarının %7-10 oranında kalsiyum minerallerinden
(kuşkusuz karbonat biçiminde) ve % 1-5 oranında da sülfatlardan
oluştuğunu belirlediler. Bu tuzlarla yüklü lavlarsa, ancak Venüs'ün
bugünkü yüzey sıcaklığının yüzlerce derece üzerindeki sıcaklıklarda
erimektedir.
Venüs yüzeyinin yüzlerce metreyle birkaç kilometre arasındaki
derinliklerinde, Dünya'daki yeraltı su gölleri gibi, erimiş Karbonatit
(tuzlu) mağmanın muazzam rezervler halinde bulunduğu, bilim adamlarınca
öne sürülmektedir.
Venüs'teki platolar, litosferin, yani gezegenin kabuk ve mantosunun üst
kesimlerinden oluşan sert dış iskeletinin bir uzantısıdır.
Araştırmacılar, bu süreci, üzeri çikolata kaplı bir karamelanın çekilip
uzatılmasına benzetmektedirler. İçerideki yumuşak kütle esnedikçe,
üzerindeki ince ve kırılgan kabuk buruşmaktadır. Bugün ise litosferin
kırılgan dış kısmı, buruşmaya elvermeyecek ölçüde kalınlaşmış
durumdadır.
Garip oluşumlardan sonuncusu ise tüm gezegeni kaplayan çatlak ve
buruşukluklardır. Bu oluşumlardan en azından bazıları, özellikle de
buruşuk sırtlar diye adlandırılan oluşumlar, muhtemelen küresel çapta
bir iklim değişiklikleriyle ilişkilidir.
Yüzey sıcaklığında, 100°C düzeyinde bir oynamanın, litosferde yaratacağı
basıncın 1000 bar olacağı araştırmacılar tarafından hesaplanmıştır. Bu
basınç Dünya'da sıradağların oluşmasını sağlayan basınca eşdeğerdir ve
bu basınç, Venüs'ün yüzeyini deforme etmek için yeterlidir.
VENÜS'ÜN 'SERA GAZLARI' VE ISINMA
Venüs'ün alışılmadık yapısı ve yaşama düşman koşulları, atmosferinin
yapısıyla da yakından ilgili görünmektedir. Su buharı, çok küçük
ölçeklerde bulunsa da, Karbondioksitin zapt edemediği dalga boylarında,
morötesi ışınımı soğurmaktadır. Kükürtdioksit (SO2) ve öteki kükürt
gazlarıysa, aynı ışınımın daha başka dalga boylarını yakalamaktadır. Tüm
bu sera gazlarının, bir arada etkileleri, Venüs atmosferini, Güneş
ışınlarına geçirgen, ama geri dönen ısı ışınımına kapalı hale
getirmektedirler.
Sonuçta yüzey sıcaklığı, atmosfer olmaksızın alacağı değerin, üç katına
yükselmektedir. Gerçekte sera etkisinin, yüzey sıcaklığında yol açtığı
artış, yalnızca % 15 dolayında olmalıdır. Şayet Yanardağ lavları,
Venüs'ün yüzeyini 800 milyon yıl önce yeniden kapladılarsa, kısa bir
süre içinde atmosfere çok yoğun ölçeklerde sera gazları atmış olmaları
gerekir. Bu yoğun volkanik dönemde, gezegen yüzeyi, 1-10 kilometre
yüksekliğinde bir lav tabakası ile örtülmüş olmalıdır.
Bu durumda, atmosferdeki Karbondioksit miktarında fazla bir oynama
gerçekleşmiş olamaz. Çünkü zaten bu gaz, atmosfer de çok yoğun
miktarlarda bulunmaktaydı. Ancak atmosferdeki su buharı 10;
Kükürtdioksit de 100 kat artmış olmalıdır. Su buharı ve Kükürt, büyük
miktarlara erişince, sera etkisini güçlendirmekle kalmaz, aynı zamanda
bulutları da kalınlaştırmaktadır. Bulutlar ise Güneş ışınlarını, uzaya
geri yansıtıp gezegenin soğumasını sağlamaktadırlar. İşte bu zıt
etkileşimlerden dolayı, su buharı ve Kükürtdioksitin iklim üzerindeki
net etkisini saptamak güçtür. Isınma ve soğuma arasındaki savaşı önce
bulutlar kazanmış ve Venüs'ün yüzey sıcaklığı,
100°C kadar düşmüştür. Ama daha sonra bulutlar yavaş yavaş yok olmuştur.
VENÜS'TE SU BUHARI AZALMASI VE MORÖTESİ IŞINIM
Atmosferin üst katmanlarındaki su buharı, incelip seyrelmiş, daha sonra
da Güneş'ten gelen morötesi ışınım(UV) nedeniyle, molekülleri
parçalanmıştır. Hidrojen, yavaş yavaş uzaya dağılmaya başlamış ve tüm
hidrojenin yarısı, 200 milyon yıl içinde kaybolmuştur. Bu arada,
Kükürtdioksit de karbonat kayalarıyla etkileşmiştir. Venüs
atmosferindeki Kükürtdioksitin, yüzeydeki karbonat tarafından
soğurulması süreci, suyun uzaya kaçması sürecinden çok daha hızlı
gerçekleşmiştir.
Böylece bulutlar inceldikçe, daha çok Güneş enerjisi alan yüzey ısınmaya
başlamıştır. 200 milyon yıl kadar sonra, yüzey sıcaklığı, bulutları
alttan buharlaştıracak düzeylere yükselmiştir.
Bu zincirleme bir etkiye yol açmış, bulutlar aşınıp eridikçe, daha az
Güneş ışığı, atmosfere geri yansıdığından, yüzey daha da ısınmıştır.
Yüzey sıcaklığı arttıkça da bulutların buharlaşması daha da
hızlanmıştır. Sonunda, görkemli bulut katmanları hızla dağılmıştır.
Venüs semasında, 400 milyon yıllık bir süreçde görülenler, çoğunlukla su
buharından oluşmuş, ince ve yüksek bulut parçalarından ibarettir. Ama
atmosferdeki su buharı düzeyi oldukça yüksek olduğundan ve ince
bulutların da Güneş enerjisini geri yansıtmayıp, sera etkisine katkıda
bulunmaları sebebiyle, yüzey sıcaklığını, bugün olduğundan 100°C daha
artırmıştır.
Venüs'te hâlâ yanardağların etkin durumda bulunmaları muhtemeldir. Bu
ise Venüs'te değişen oranlarda Kükürtdioksit gözlemlenmesiyle de örtüşen
bir bulgudur.
Venüs'ün bulutları üzerindeki Kükürtdioksit miktarının, gezegene yapılan
Pioneer seferlerinin 1978-1983 arasındaki ilk beş yılı süresince, 10
kat azaldığı açıklanmıştır. Kükürtdioksit gazı ve bununla birlikte
görülen sis parçacıklarının bolluğundaki dalgalanmalar, gezegen
yüzeyindeki aktif yanardağlara bağlanmıştır
DÜNYA'DAKİ VOLKANİK ETKİNLİK VE SONUÇLARI
Dünya'da da oldukça hareketli bir volkanik etkinlik bulunmaktadır. Ancak
bitkiler ve bol miktarda su tarafından sağlanan zengin oksijenli
atmosfer, yanardağlardan çıkan kükürt gazlarını, kısa sürede yok
edebilmektedir.
Su bulutları, gezegenin ısı dengesinin korunmasında çok önemli bir rol
oynamaktadır. Bu bulutları besleyecek su buharının miktarı,
okyanuslarındaki buharlaşma düzeyine bağlıdır. Buharlaşma düzeyi de
yüzey sıcaklığıyla değişmektedir. Dünya'da sera etkisinde çok az bir
artış olduğunu varsayalım. Bu, atmosfere daha yoğun buhar taşınması ve
daha yoğun bir bulut örtüsü anlamına gelmektedir. Bulutların artan
yansıtma gücü, Dünya'ya ulaşan Güneş enerjisini azaltacak, bu da yüzey
sıcaklığının düşmesine neden olacaktır. Yani bu mekanizma, bir termostat
işlevi görerek, gezegenin yüzey sıcaklığını, birkaç günden, birkaç yıla
kadar değişen kısa aralıklarda, ılıman düzeyle- re düşürecektir.
DÜNYA'DA 'KARBON SİLİKAT DÖNGÜSÜ'
Karbon-silikat döngüsü de, daha uzun sürelerde etki etmekle birlikte,
atmosferdeki Karbondioksit miktarını sabit tutacak benzer bir işlev
görmektedir. Levha tektoniğinin ağır işleyen süreciyle yönlendirilen bu
mekanizma, yarım milyon yıl gibi uzun sürelerde döngüsünü
tamamlamaktadır. İşte hayat ve suyla iç içe geçmiş bu döngüler
sayesindedir ki, Dünya iklimi, kardeş gezegeninin başına gelenlerden
korunmuştur.
Bununla birlikte, insan kaynaklı etkiler de orta vadeli süreçlerde ters
bir işlev görmektedir. Karbondioksitin, Dünya iklimini düzenleyen
döngüleri alt edecek kritik bir yoğunluk düzeyinin olup olmadığı
bilinmemektedir. Ancak kuşku yok ki: Dünya türü gezegenlerin iklimleri,
küresel boyutlu süreçlerin karşılıklı etkileşimiyle ani değişikliklere
uğrayabilmektedir. Venüs'ün yakından incelenmesi, iklim değişiminin
genel ilkelerinin belirlenebilmesi için gereklidir. Bu, aynı zamanda,
kendi gezegenimizdeki dengelerin de ne kadar hassas olduğunu anlamamıza
yardımcı olacaktır.
DÜNYA VE VENÜS'ÜN BENZERLİKLERİ-FARKLILIKLARI
Dünya ve Venüs'ün iklimlerindeki olağanüstü farklılık, bu iki
gezegendeki suyun tarihçesi ile yakından ilgilidir. Bugün Dünya'nın
atmosferi ve okyanuslarında bulunan su, Venüs'ün atmosferindekinden 100
000 kat daha fazladır. Sıvı su, Karbondioksitin, gezegen yüzeyindeki
kayalarla etkileşiminde başlıca aracıdır. Su sayesinde, havadaki
Karbondioksit, mineraller oluşturmaktadır. Suyun yaptığı işler, gezegen
yüzeyiyle de sınırlı değildir.
Dünya'nın kabuğu altındaki mantoya sızan suyun, astenosfer denen ve
litosfer levhalarının üzerinde kaydığı, akışkanlığı düşük katmanın
oluşmasını sağladığı zannedilmektedir. Karbonlu minerallerin (Karbonat)
oluşması ve daha sonra bunların tektonik levhaların üzerine çökelmesi,
Dünya atmosferindeki Karbondioksitin, Venüs'teki düzeylere yükselmesini
önlemektedir.
Tüm bu farklılıklara rağmen, gezegen oluşum modelleri, başlangıçta Dünya
ve Venüs'ün, aynı miktarda suyla donatılmış olması gerektiğini
göstermektedir. Çünkü her ikisine de su, 'dış güneş sistemin'den gelen
'buzlu gök cisimleri'nin çarpması sonucu taşınmıştır. Hatta başlangıçta
Venüs'ün daha çok su topladığı yolunda, işaretler vardır.
1978 yılında Venüs çevresinde yörüngeye oturan Pioneer uzay aracı,
gezegenin bulutları üzerindeki suda, döteryumun (ağır hidrojenin),
bildiğimiz hidrojene oranını ölçtü. Aynı kimyasal yapıya sahip olan
hidrojen ve döteryum, su moleküllerinde bağlı durumda bulunmaktadır. Bu
oran, Dünya'dakinin 150 katıydı. Bunun akla en yakın açıklamasıysa,
Venüs'ün bir zamanlar, Dünya'ya göre çok daha fazla su tutmuş, ama sonra
suyunu yitirmiş olmasıdır.
VENÜS'TE MORÖTESİ IŞINLAR(UV) VE 'AZGIN SERA ETKİSİ'
Su buharı, atmosferin üst kesimlerine tırmandığında, Güneş'ten gelen
morötesi ışınım(UV), molekülleri parçalayarak, oksijen ve hidrojen ya da
döteryum atomlarını ayrıştırır. Daha hafif olan hidrojen, kolaylıkla
uzaya kaçabildiğinden, Venüs atmosferinde döteryumun oranı artmıştır.
Peki, bu süreç neden Dünya'da değil de Venüs'te ortaya çıkmıştır?
Herhangi bir gezegen üzerine düşen Güneş enerjisi, yeterince güçlü
olması halinde, yüzeydeki suyu hızla buharlaştırmaktadır. Artan su
buharıysa, atmosferi daha da ısıtmakta ve dizginleri koparmış bir sera
etkisine sebep olmaktadır. Bu süreçte, gezegendeki suyun büyük bölümü,
üst atmosfere taşınmakta ve sonunda su moleküllerinin ayrışmasıyla
yitirilmektedir.
Araştırmacılar, kontrolden çıkmış bir sera etkisi için gereken kritik
Güneş enerjisinin, günümüzde Dünya üzerine düşmekte olan enerjiden, % 40
daha fazla olması gerektiğini hesaplamışlardır. Komşu gezegenin ortaya
çıkmasından kısa bir süre sonraya kadar, Güneş'in ışığının bugünkünden %
30 daha soluk olduğu tahmin edilmektedir. Bu nedenle, Venüs'ün
yörüngesine isabet etmesi gereken ışınım miktarı, yukarıdaki kritik
Güneş enerjisinyle hemen hemen aynıdır.
Bu durumda Venüs'ün, varlığının ilk 30 milyon yıl içinde Dünya'da bir
okyanusu dolduracak kadar suyu yitirmiş olması muhtemeldir. Ancak Venüs,
başlangıçta da bugünkü kadar kalın bir Karbondioksit atmosfere sahip
olsaydı, suyunun büyük bölümünü korumuş olması gerekirdi. Suyun ne
kadarının yitirildiği, atmosfer içinde ayrışacak kadar yükseğe
çıkabilmesine bağlıdır. Kalın bir atmosferde su buharı, fazla
yükselemez. Üstelik bu süreç içinde oluşan bulutların, Güneş ışınını
uzaya geri yansıtarak, dizginlenemez sera etkisini sona erdirmeleri
gerekmektedir.
VENÜS'TE SICAK OKYANUSLAR
O halde muhtemelen; Venüs'te sıcak okyanusların ve nemli bir stratosfer
tabakasının bulunmuş olması gerekmektedir. Denizler, Karbondioksit
gazını eriterek ve Karbonat oluşumuna aracılık ederek, atmosferdeki
karbondioksit düzeyini düşük tutmuşlardır.
Kısacası, Venüs de, bugün Dünya'da gördüğümüze benzer iklim düzenleyici
mekanizmalara sahip olmuştur. Ama Venüs atmosferinin daha düşük olan
yoğunluğu, suyun yükseklere kaçmasını önleyememiştir. Sonuç olarak, 600
milyon yılda bir Dünya okyanusu kadar su yitirilmiştir.
DUNYA:
Dünya eski adıyla Arz, 149 milyon km ile güneşe en yakın üçüncü gezegendir. Tek doğal uydusu bulunan
dünyanın,
çapı 12.756 km’dir. Güneşin etrafındaki dönüşünü 365 gün 5 saat 48
dakika ve 46 saniyede tamamlarken kendi eksenindeki dönüşünü ise 23 saat
56 dakika 4 saniyede tamamlar. Güneş etrafında dönmesi sonucu
mevsimler, kendi etrafında dönmesi sonucun da ise gece ve gündüz oluşur.
Dünya kutuplardan basık ekvatordan şişkin bir yapıya sahiptir buna
“geoid” denir. Geoid şeklinin oluşmasında merkezkaç kuvveti etkili
olmuştur. Dünya, yörüngesi üzerinde hareket ederken güneş ile arasındaki
mesafe artar ve azalır. Güneş ile en yakın olduğu noktaya geldiğinde
ortalama hızı 960 km/sn artar. Biz dünyanın dönüşünü hissetmeyiz çünkü
dünya ile birlikte atmosfer de dönmektedir. Ortalama yüzey sıcaklığı 15
°C ‘dir ve atmosferinde Azot ve Oksijen olmak üzere iki temel gaz
bulunmaktadır. Dünyanın yoğunluğu 5.52 gr/cm3 ‘tür. Dünyayı diğer
gezegenlerden ayıran en büyük özellik ise evrende canlı bulunan yegane
gezegen olmasıdır. Ayrıca hiçbir gezegen dünya benzeri bir atmosfere
sahip değildir. Dünyaya uzaydan bakıldığında mavi renkte göründüğü için
“mavi gezegen” olarak da adlandırılır. Dünyanın çekirdeği ise
Demir-Nikel karışımı bir yapıya sahiptir bu nedenle dünya döndükçe
mıknatıslanma oluşur.
Ay Uydusu: Güneş sistemindeki 3.476 km’lik çapı ile beşinci büyük doğal
uydudur. Çapı dünyanın çapının %27'si kadardır. Yoğunluğu 3,31 gr/cm3
‘tür. Ay’daki yer çekimini dünyadaki yerçekiminin 6'da 1'i kadardır. Bu
nedenle dünya da 60 Kg ağırlığındaki bir madde Ay’da 10 Kg gelir. Ay’da
atmosfer yoktur bu nedenle radyasyon gibi zararlı ışınlar ay yüzeyine
direk temas edebildiği gibi göktaşları da herhangi bir engellemeye maruz
kalmadan yüzeye ulaşabilir. Ay yüzeyinde sıcaklık 102 °C ‘ye
çıkabildiği gibi gölgelerde -157 °C ‘ye kadar düşebilmektedir. Ay güneş
ışınlarının sadece % 7'sini yansıtabilmektedir ancak dünyaya yakın
olduğundan parlak görünür.
MARS:
Kızıl Gezegen Mars
Mars,
hiç kuşkusuz "Dünya dışı yaşam" açısından en güçlü aday. Mars'ın
geçmişte, yaşama ev sahipliği yaptığı görüşü, gezegenin bir zamanlar
ılık ve sulak olduğu varsayımına dayanıyor. Volkanik etkinliğin de
yüksek düzeyde olacağı bu erken dönemde Mars atmosferinin, karbondioksit
ve su bakımından zengin olduğu tahmin ediliyor. Güneş'e uzaklığı göz
önüne alınacak olursa, bu durum, büyük olasılıkla gezegenin donmasını
engelleyecek sera etkisini, sağlamış olmalıydı. Ancak, çekirdeğinin
giderek soğuması nedeniyle Mars, yaklaşık 3,9 milyar yıl önce, küresel
manyetik alanını kaybetti. Kozmik ışınım yoluyla, Mars atmosferinin
önemli bir bölümünün uzaya kaçtığı sanılıyor. Sonuçta, yüzey sıcaklığı,
yaklaşık bugünkü düzeylerine; yani ortalama -50 °C'ye düşmüş oluyor.
Yine de ABD Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi NASA'nın Mars robot
araçları, Avrupa Uzay Dairesi ESA'nın Mars Express yörünge araçları ve
daha önceki çalışmalardan elde edilen bulgular, Mars'ta bir zamanlar,
sıvı suyun, akmakta olduğunu gösteriyor. Son bulgularsa, büyük miktarda
suyun Mars yüzeyinde donmuş halde tutulduğunu göstermektedir. Şayet bir
zamanlar Mars'ta yaşam gerçekten başladıysa, daha sonra atmosferini
kaybetmesi sebebiyle, yüzeyde yaşam bitmiş olmalıydı. Zira Mars
yüzeyinin maruz kaldığı kozmik ve morötesi ışınım bombardımanı ve
yüzeysel kayalarının da yüksek derecede oksitleyici olması, yüzeyi,
kimyasal bakımdan fazlaca zehirli hale getiriyordu. Bu da bizimkine
benzer yaşam biçimlerini, oldukça güçleştirmektedir.
MARS'IN BİYOSFERİ(CANLI KATMANI)
Acaba Mars'ın yeraltı canlı katmanı bugün neler içeriyor olabilir? Akla
uygun görünen bir ihtimal; soğuğa uyum gösterebilmiş ve buzun eridiği
bölgelerde yaşayan mikroorganizmalardan söz edilebilir. Bu katmanın
derinliği, karasal mikroorganizmaların gelişip üreyebildikleri, en düşük
sıcaklıklara (-18 °C), karşılık geliyor. İkinci bir senaryo ise, daha
derinlerde var olabilecek bir yaşamın, olsa olsa Dünya'dakine benzer
termofiller yaşamı olabileceğini öngörüyor.
Durum hangi görüşün lehine olursa olsun, kesin olarak bir şeyler
söyleyebilmek için, derinlerde araştırma yapabilecek donanıma sahip
olmak gerekiyor. Bunun da, şimdilik öngörülmüş robotlu araştırmalarla
gerçekleştirilmesi, pek mümkün gözükmüyor.
MARS'TA METAN GAZI
Mars atmosferinde, metanın keşfi, oldukça ilgi uyandıran bir gelişmedir.
Üretimini sürekli kılacak belirli bir kaynak olmadan, metanın,
atmosferde en çok birkaç yüz yıl kalabileceği düşünülüyor. Metanı
besleyen olası kaynaklar, volkanik ya da jeotermal etkinliklerdir. Tabii
ki Dünya'da ise metanın önemli kaynaklarından birisi de yaşamın kendisi
ve mikroorganizmalardır.
Metan, Mars'ta, yüzey altı suyunun bol olduğu bölgelerde, yoğunlaşma
eğilimi gösteriyor. Bu bağlantı umut vericidir. Ancak bunu yaşamla
ilişkilendirmek için, Mars'taki metan üretiminin, hızı ve miktarıyla
ilgili hesapları da, göz önüne almak gerekir. Tahminlerse, gazın,
biyolojik kökenli olması durumunda, Mars canlı kütlesinin, 20 tondan
öteye geçemeyeceği yönündedir. Bu da, yaşam için oldukça küçük bir
rakam.
MARS'TA YAŞAM BELİRTİLERİ
Mars'ta geçmiş yaşama, ya da günümüzde var olan yaşama ilişkin izlere
rastlanması önemlidir. Her iki durum, beraberinde ilginç sonuçlar
getirecektir. Birincisi, Mars'ta yaşamın canlı kimyasının, Dünya'dakine
benzerliğinin kaçınılmaz oluşudur. O zaman da, dünyasal yaşamın,
Mars'tan türediği, ya da dünyasal yaşamın Mars'a da 'bulaştığı' iddia
edilecektir! Avustralya'daki, Maquarie Üniversitesi'nden, Paul Davies,
Mars'ın, 'yaşamın kökeni' açısından, Dünya'dan daha uygun bir yer
olduğunu, savunanlardan birisidir.
Mars, Dünya kütlesinin yalnızca onda birine sahiptir. Erken dönemlerinde
Dünya'ya oranla, daha az bombardımana maruz kalmış, dolayısıyla daha
hızlı soğumuş olsa gerek. Bu da elbette, yaşamsal koşulların Mars'ta
daha erken bir dönemde olgunlaşmış olması anlamına geliyor. Mars'tan
Dünya'ya bilinen 32 meteoridin gelmiş olmasıysa, iki gezegen arasında,
bir tür kaya alışverişi söz konusu.
Gezegen bilimcilerin yaptıkları hesaplamalarsa, bazı
mikroorganizmaların, hem çarpışmalardan, hem de gezegenler arası uzayda
yapacakları uzun yolculuklardan, sağ çıkabilecekleri düşüncesini
güçlendiriyor. Ancak bir koşulla: Onları kozmik ışınımdan koruyacak, en
az bir metre yarıçaplı kayayla çevrili olmaları gerekir. Çarpışma
bölgesinin hemen kenarındaki kayalar, çarpışmadan kaynaklanan yüksek ısı
ve şoka maruz kalmadan kaçış hızına ulaşabiliyorlar. Dünya'daki
bakteriler, 33.000 G'lik ivmelenme kuvvetinin yanı sıra, uzayın boşluğu
ve soğuğuna, iki yıldan uzun bir süre boyunca, direnmeyi başarabilirler.
Bu bakterilerin milyonlarca yıl yarı-canlı olarak kalabilmeleri ise çok
daha akla yatkın görünüyor
İkinci sonuçsa, Mars canlı kimyasının, Dünya'dakinden farklı olduğu
noktasında ağırlık kazanıyor. Buna göre Mars'ta yaşamın ortaya çıkışı,
Dünya'dakinden bağımsız olmak durumundadır. Bu, da ilginç başka sonuçlar
doğurur. Çünkü yaşamın, aynı yıldız sistemindeki iki gezegende birden
gelişmesinin kabulü, evrende başka bölgelerde de gelişebileceği anlamını
taşıyabilir.
MARS'TA "SU" VAR MI?
İnsanlık, bugün bu soruya yanıt aramaktadır. Acaba Mars'ta hayat var
mıydı? Şayet varsa, ne tür canlılardı bunlar? İnsana benzer miydi?
Yaşamın temel kaynağı olan su olmadan, Mars'ta bir yaşam belirtisi
olmayacağı kesindi. O halde tüm bu sorulara cevap bulabilmek için ilk
iş, Mars'ta bir damla da olsa, su aramak olacaktı. Bu nedenledir ki
başta NASA olmak üzere, Avrupa Uzay Ajansı'ndaki birçok bilim adamları,
yüzlerce milyar dolar harcayarak, bu soruya yanıt aramaktadır.
İnsanlık, 1976 yılına kadar, Mars'la ilgili sorulara, tahmini cevaplar
veriyor ve birbirinden ilginç teoriler üretiyordu. Ancak, Amerikalılar,
1976 yılında, Mars'a Viking 1 ve Viking 2 adlı uzay araçlarını
gönderdiler. Böylece kimi teoriler çürürken, bazı sorular, daha da
derinleşmeye başladı. Ve böylece tüm araştırmalar, adeta Mars'ta 'bir
damla su' var mı sorusuna kilitlenmiş oldu.
Mars'la ilgili en önemli bilgilere, Avrupa Uzay Ajansı'nın Mars Express
projesi ile ulaşıldı. 2003 yılı Haziran ayında Kazakistan'ın Baykonur
uzay merkezinden havalanan Mars Express, 6 ay sonra Kızıl Gezegene
ulaştı. Mars Express'den ayrılan Beagle 2 adlı uzay aracının görevi,
Mars yüzeyinde, 2 metre derinlikte sondaj yaparak, çeşitli toz ve
parçacıklar alarak, su ve canlı izi aramaktı. Ne var ki, 6 ay sürmesi
planlanan bu çalışma bazı kazalarla yavaşladı.
Mars atmosferinin sanıldığından daha düşük bir yoğunluğa sahip
olmasından dolayı; paraşütler, düşüşü yavaşlatamadı ve uzay aracı büyük
bir hızla yüzeye çakıldı. Proje maliyetinin yüzde sekseninin harcandığı
uzay aracı, artık bir işe yaramayacaktı. Neyse ki, Mars Express'in
taşıdığı ve yörüngede dönen çok hassas kameralar, biraz olsun bilim
adamlarını teselli etti. Çünkü Almanya'da geliştirilen çok yüksek
çözünürlüklü kameralar, Mars yüzeyinde çektiği üç boyutlu fotoğraf ve
videoları uydu aracılığı ile Dünya'ya göndermeye başladı. Bu kameralar,
10 Mart 2004'ten bu yana, Mars çevresinde 3 bin tur attı ve ±100 ºC de,
birçok kozmik ışının etkisine rağmen sorunsuz çalıştı. Bu 'uydu makine'
bir Mars yılı, yani 687 gün süren yolculuk boyunca, gezegenin üçte
birini detaylı bir şekilde görüntüledi. Şu anda, 10 farklı ülkeden bilim
adamları, bu ayrıntılı fotoğrafları incelemektedirler.
Mars Express yörüngeye oturduğunda, Amerika'nın da iki uzay aracı, Kızıl
Gezegen'deydi. Hatta NASA, 10 Mart 2006'da, bir üçüncüyü de gönderdi.
Ancak Mars Express'ini gönderinceye kadar en büyük sorun, araştırmalara
yön verecek üç boyutlu yüksek çözünürlüklü fotoğraf ve video
görüntülerinin elde edilemeyişi idi. Böylece bu engel aşılmış oldu.
Bu topoğrafik görüntüler, Mars'taki volkanlar, lav akıntıları, derin
nehir yatakları ve kraterler gibi jeolojik oluşumlar hakkında önemli
bilgiler veriyordu. Daha da önemlisi bu görsel dokümanlar; Mars'ın
tarihinin ve değişim sürecinin anlaşılmasına yardımcı olacak önemli
ipuçları sağladı. Hem NASA'daki, hem de Avrupa Uzay Ajansı'ndaki Mars'la
ilgili çalışmaları yakından takip eden Dr. Lutz Richter (NASA
görevlisi) iki görev arasındaki farkı şöyle özetliyor:
"Amerika Mars'ta, daha çok jeolojik yapıyı inceliyor. Yüzeyin nasıl
oluştuğunu ve özellikle suyun buradaki rolünü araştırıyor. İlk iki uydu,
yüzeyin morfolojik(yapı bilgisi) ve topoğrafik durumunun yanı sıra,
kimyasal elementler ve minerallerin dağılımı ile hava olaylarına ait
bilgileri de topluyor. Avrupa'nın projesi Mars Express ise, eş zamanlı
birçok araştırmaya ışık tutacak sonuçlar elde etti. Bu görüntüler,
sadece aktüel jeolojik araştırmalar için değil, gelecek planları için de
çok önemli." Avrupa Uzay Ajansı (ESA), 2011 yılında, bir uzay aracını,
Mars yüzeyine indirmeyi planlıyor. Mars'ta, su ve canlı izi arayışı için
önemli olan bu proje, Aralık 2005'te karara bağlandı. Mars Express'in
çalışmalarının bitiş tarihi de, 2007 yılına kadar uzatıldı. Bu tarihe
kadar, Kızıl Gezegen'in tamamı, üç boyutlu olarak görüntülenmiş olacak.
Şu anda Avrupa, Amerika, Japonya ve Tayvan'dan 42 bilim adamı, bu üç
boyutlu görüntüleri incelemektedir. İlk incelemelere göre, Mars'taki dev
volkanların, büyük bir ihtimalle, yeni bir jeolojik zamanda oluştuğu
ortaya çıktı. Uzmanlar, vaktiyle Mars'taki akışkan suyun, merkezi bir
rol oynadığını ifade etmektedirler. Bu yüzden bilim adamları öncelikle,
Mars'taki derin vadileri incelemektedirler.
MARS'TA KURUMUŞ SU YATAKLARI
Milyarlarca yıl önce, bu derin yarıklardan suların aktığı düşünülüyor.
Bunun kanıtı olarak da, vadilerdeki, suyollarına benzeyen derin izler
gösteriliyor. Çekilen üç boyutlu resimler sayesinde, ilk defa, bir nehir
yatağının derinliği ölçülebildi. Bugün, kuru olan nehir yataklarının,
genişliği ve derinliğinden yola çıkılarak, nehirlerin ortalama debisi
hakkında, bir tahmin yapılabiliyor.
Buna göre, Mars'taki nehirlerde, saniyede 5 bin metreküp su akıyordu. Bu
rakam, Ren Nehri'nin bugünkü debisinin, iki katı anlamına geliyor. Bazı
uzmanlar, bu rakamın çok büyük olmadığını, nehir yataklarının
ölçülerine bakılırsa, daha çok su akması gerektiğini söylüyorlar. Bugüne
kadar, su miktarı, üzerinde yapılan tahminler yaklaşık değerlerdi.
Ancak yapılan son tahminler, daha kesin sonuçlar vermektedir. Buna göre,
yaklaşık bir buçuk milyar yıl önce, uzun süreli dönemler arasında,
aktif olan nehirler vardı. Bu süre de, 100 milyon yıl olarak
hesaplanıyor.
Bir nehrin uzun süre akması; erozyonular, taşınan tortunun miktarı gibi
nedenlerle, pek mümkün görünmüyor. Buradan da, Mars'taki nehirlerin, bir
süre su taşıdıktan sonra, milyonlarca yıl boyunca kuru kaldığı
anlaşılıyor. Yani uzmanlara göre, Mars'ta bugün olduğu gibi, ilk
zamanlarda da sürekli su bulunmuyordu. Sular ortaya çıkıyor, ama bir
süre sonra kayboluyordu. Bu olayda da, volkan faaliyetlerinin rolünün
olduğu, böylece derinlerdeki buz tabakalarının eridiği düşünülüyor.
| JUPITER: |
|
 Jüpiter
gerek çap, gerekse kütle açısından güneş sistemindeki en büyük
gezegendir. Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 1,33
katı), gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının
yüksekliği nedeniyle, Satürn kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda
basık elipsoid görünüme sahiptir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.52 olan
gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür
tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde,
Jüpiter’in Güneş’ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı
görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş’e olan uzaklığına göre hesaplanan 106
K’ den (-167°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 126 K
(-147°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Jüpiter’in kendi içinde
yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşça
kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel
enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak
adlandırılır.
İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba
ayrılırlar. Uranüs ve Neptün ‘buz’ ve ‘kaya’ oranı daha yüksek Uranian
gezegenler grubundadır. Jüpiter ve Satürn ise, adını yine Jüpiter’den
alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca
Güneş’i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine
yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren,
gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları,
uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları
hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayf ölçümsel çalışmalarla
ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması
ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller
geliştirilmiştir. Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel
bileşimine paralel biçimde Jüpiter’in kütlesinin büyük kısmını hidrojen
ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25
civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam
payı % 1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter’de %3-4,5 arasında
olabileceği hesaplanmaktadır. Bu sonuca, gezegenin gözlenen basıklığının
10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi
üzerine varılmıştır. Jüpiter’i oluşturan yapı taşları özgül
ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların
çevresinde daha hafif elementleri içeren bir ‘buz’ ve ‘kaya’ tabakasının
oluşturduğu çekirdek bulunur. Bu noktada ısı 20.000K, basınç 100
megabara (100 milyon atmosfer) yakındır. Yüksek basınçlar nedeniyle
yoğunluğu 20g./cm3 olan bu katmanın yarıçapı 10.000 km. den küçük, ancak
kütlesi Yer’in 10 katını aşkındır.
Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş 40.000 km.
kalınlığında manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar’dan daha
yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile
moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve
elektriksel iletkenliği çok artar. Manto tabakası merkezden itibaren
gezegen yarıçapının 3/4'üne dek uzanır, Jüpiter’in hacminin yarıya
yakınını, kütlesinin ise çok büyük bir çoğunluğunu oluşturur. Bu
alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu, yoğunluğunun dıştan
içe doğru 1'den 5'e kadar (su=1) yükseldiği sanılmaktadır. En dışta
20.000 km. kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur.
Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen
sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir.
Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı, bir fazdan diğerine
kademeli geçişler olduğu, aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar
arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir.
Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür
akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte
bir iç yapı varlığını gerektirmektedir.
Jüpiter’in bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda
olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütle
çekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter’e oranla daha
büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı. Daha yüksek
çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş’in kütlesinin %
8'i kadar olan bir gezegenin nükleer füzyon için gerekli iç sıcaklığa
ulaşarak bir yıldız haline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001
Güneş kütlesindeki Jüpiter, ‘yıldız olmayı başaramamış’ bir gökcismi
olarak da tanımlanabilir.
| SATURN: |
|
|
 Satürn
Güneş sisteminin güneşten uzaklık sırasına göre 6. gezegenidir.
Büyüklük açısından Jüpiter’den sonra ikinci sırada gelir. Adını Roma
tarım tanrısı Saturnus’tan alır. Arapça kökenli Zühal adı Türkçe’de
giderek daha az kullanılmaktadır. Sekendiz olarak da bilinir. Çıplak
gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri, Merkür, Venüs, Mars, ve
Jüpiter) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir.
Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına
girmektedir.
Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır. Su
yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0.69 olan bu değer, Yerküre’nin
yoğunluğunun % 12'si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı
ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn’e
ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görüntüsünü vermektedir.
Beyazlık derecesi (albedo) 0.47 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen
güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak
kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn’ün Güneş’ten aldığı
enerjinin 3 kat fazlasını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen,
Güneş’e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K’ den (-202°C) çok daha
yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir
kara cisim gibi ışır. Satürn’ün kendi içinde yarattığı bu enerji
fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşça kendisi üzerine
çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile
açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan ve
daha sınırlı ölçüde Jüpiter’de de gözlenen bu olgu Satürn’ün yarattığı
ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya yeterli değildir. Ek bir
mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile
karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru
süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa
çıkarması önerilmektedir.
İç yapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba
ayrılırlar. Uranüs ve Neptün ‘buz’ ve ‘kaya’ oranı daha yüksek Uranian
gezegenler grubundadır. Satürn ise Jüpiter ile birlikte, adını yine
Jüpiter’den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin
kabaca Güneş’i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu
yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl
başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında
dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak
iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayf ölçümsel
çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı
araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar
modeller geliştirilmiştir. Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin
ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn’ün kütlesinin büyük kısmını
hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı
75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki
toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn’de %3-5 arasında
olabileceği hesaplanmaktadır. Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre
tabakalanmış durumdadır. Satürn’ün merkezinde demir ve ağır metallerle
birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir
‘buz’ ve ‘kaya’ tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur. Gezegenin
ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek
varlığı gösterilmektedir. Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını
sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük
bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır. Bu, 25 Yer
kütlesine sahip ve yarıçapı 10.000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve
metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn’ün ağır elementler açısından
tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir. Satürn’ün
merkezinde sıcaklığın 12.000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer)
üzerinde olduğu tahmin edilir.
Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası
yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar’dan daha yüksek basınçlarda devreye
giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını
kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği
çok artar. Jüpiter’de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık
20.000 km.lik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı
kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır. En dışta, gezegenin hacminin
%90'ını oluşturan en az 30.000 km. kalınlığında moleküler hidrojen(H2)
tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve
yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak
adlandırılabilecek ortama geçilir.
Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir. Satürn
atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az
olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter’e oranla daha soğuk olan gezegende,
helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süper akışkan şeklinde
gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe
düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir. Bu olasılığın geçerli
olması durumunda helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto
ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir. Bugün,
metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın
olarak kabul edilmektedir. Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn’ün
ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde
akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu
düşünülmektedir. Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde
madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir. Güçlü yerçekiminin ve
akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru
çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan
bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir
kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya
da askıda bulunabileceği varsayılabilir.
| URANUS: |
|
|
 Uranüs
Güneş sisteminin Güneş’ten uzaklık sırasına göre 7. gezegenidir. Çap
açısından Jüpiter ve Satürn’den sonra üçüncü, kütle açısından bu iki
gezegen ve Neptün’ün ardından dördüncü sırada gelir. Adını Yunan
mitolojisi’ndeki gökyüzü tanrısı Uranos’tan (Latinceleştirilmiş şekli
ile Uranus) alır. 1781 yılında William Herschel tarafından bulunmuştur.
Gaz devleri sınıfına girmektedir.
Uranüs’ün kütlesi Yer’inkinin 15 katı, hacmi ise 63 katıdır ve güneş
sistemindeki en az fotojenik olan gezegendir. Bir kaç küçük bulut
dışında yüzeyinde hiç bir ayrıntı göze çarpmaz. Uranüs’ün çevresinde
ince, keskin hatlı ve koyu renkli 10 halkanın olduğu tespit edilmiştir.
Halkaların tümü, yaklaşık 1 m çapında koyu renkli kaya benzeri
parçalardan oluşmaktadır. Bunların yapısı henüz belirlenememiştir.
Uranüs, kutbu güneşe bakacak şekilde tekerlek gibi döner. Böylece
etrafındaki halkalar da dik olarak onunla birlikte döner. Uranüs’de,
Yer’in ve Satürn’ün çevresindekilerle karşılaştırılabilecek ölçüde
manyetik alan vardır. Manyetik alanın ekseni, gezegenin dönme eksenine
göre 55° eğiktir ve bu diğer gezegenlere oranla oldukça yüksek bir
değerdir. Bu eğiklik manyetik alanın, güneş rüzgarı karşında tirbuşon
benzeri uzun bir kuyruk yapmasına neden olur. Gezegenin dönme periyodu
yaklaşık olarak 17.5 saattir ve dönme ekseni olağandışıdır. Uranüs’ün
eriyik halde bulunan ağır bir çekirdeği vardır. Çekirdeğin çevresinde
ise su, metan ve amonyaktan oluşan birkaç bin °C sıcaklığında ve
binlerce km kalınlığında bir manto yer alır. Bu aşırı sıcak mantonun,
üzerindeki atmosferin ağırlığından kaynaklanan devasa basıncın etkisiyle
kaynayamadığı ve buranın elektriksel olarak iletken olduğu, gezegenin
manyetik alanını ürettiği sanılmaktadır.
NEPTUN:
Neptün Güneş sisteminin
Güneş’ten uzaklık sırasına göre 8. gezegenidir. Kütle açısından Jüpiter
ve Satürn’den sonra üçüncü, çap açısından bu iki gezegen ve Uranüs’ün
ardından dördüncü sırada gelir. Adını Roma deniz tanrısı Neptunus’tan
alır. 1846 yılında Urbain Le Verrier ve Johann Gottfried Galle
tarafından bulunmuştur. Gaz devleri sınıfına girmektedir.
Güneşe olan uzaklığından dolayı Neptün gezegeni hakkında kesin bilgiler
bulunmamaktadır. Fakat gezegenin yakınlarından geçen Voyager 2 uzay
sondasından alınan bilgilere göre, gezegen 22300 km lik yarı çapa
sahiptir ve kendi ekseni etrafındaki dönüşünü 17.24 saatte
tamamlamaktadır.
|
|
PLUTO: |
Plüton, Güneş sistemindeki dokuzuncu gezegendir. Güneş sistemindeki en
küçük gezegen olduğu için ve dışmerkezli bir yörüngeye sahip olduğu
için, bir gezegen olup olmadığı konusunda tartışmalar çıkmıştır. Ancak
bu konudaki tek kabul gören otorite, Uluslararası Gökbilim Birliği
(International Astronomical Union; IAU), Plüton’u gezegen olarak
sınıflandırmıştır.
Plato 1978 de keşfedilen Charon ile birlikte ikili bir gezegen sistemi
oluşturur. Gezegen, Arizona Lowell Gözlemevi’nde astronom Clyde Tombaugh
tarafından 18 Şubat 1930 tarihinde keşfedilmiştir. Tombaugh, Plüton’u
Neptün’ün yörüngesindeki anormallikleri açıklayabilecek bir gök cismini
ararken bulmuştur. Güneş sisteminin Sedna sayılmazsa en uzak
gezegenidir. Büyüklüğü Ay’ın 1/6 sı kadardır. Yoğunluğu suyun 2 katıdır.
Ekliptikle en fazla açıyı yapan gezegendir. Bu yüzden 1978-2000 yılları
arasında Güneş’e Neptün’den daha yakın olmuştur. Uzun süre tek bilinen
uydusu Charon olarak kaldı. 2005 yılında 2 küçük uydusu daha bulundu .
Charon, Plüton’a, Ay’ın dünyaya yaptığı gibi hep aynı yüzünü gösterir.
|
http://hayatfen.blogspot.com/p/merkur_6649.html
|
|
|
