Popüler BilimAstronomiEvren

Venüs Gezegeni | Özellikleri, Atmosferi, Manyetik Alanı…

Venüs, Güneş sisteminin ikinci gezegenidir. Fiziksel özellikleri, boyutunun Dünya’ya çok benzer olması ve Güneş’e olan yeterli yakınlığı sebebiyle ilgi odağı olan gezegen, aynı zamanda gökyüzünde görülen en parlak gök cismidir (Güneş ve Ay’dan sonra). Bu nedenle çoğu kişi Venüs’ü ilk defa gökyüzünde gördüğünde onu parlak bir yıldız sanar.

Dilimizde Çoban Yıldızı olarak geçen bu gezegen, Akşam Yıldızı ya da Sabah Yıldızı olarak da bilinir. Bunun nedeni, Güneş’e olan yakınlığı sebebiyle daima gün doğum ve gün batımlarında görülmesidir.

Boyut, yoğunluk ve diğer bazı özellikler açısından Dünya ile ciddi benzerlik gösteren Venüs, “Dünya’nın kız kardeşi” olarak da bilinir.

Venüs Gezegeni Özellikleri

Birçok özelliği bakımından Dünya’yı andırsa da temelde ciddi farklılıklar taşır. Bu nedenle gezegenleri anlamak adına önemli bir örnek teşkil eder.

Venüs’ün boyutu, Dünya’nın boyutuna oldukça yakındır (yarıçapı Dünya’nın yarıçapının %95’i kadardır). Kütlesi ise Dünya’nın kütlesinin %82’si kadardır.

Gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius yıldızından dahi 10 kat daha parlak olabilen gezegenin böylesine parlak olmasının nedeni, Venüs’e çarpan Güneş ışınlarının yaklaşık %70’ini geri yansıtan bir atmosferi olmasıdır. Bu oran Merkür ve Ay için yalnızca %10 civarlarındadır. Elbette Dünya ile olan yörünge hareketleri sebebiyle zamanla birbirlerine yakın ve uzak olmaları da durumu etkiler. Aynı zamanda Dünya ile Güneş arasında kalan bir gezegen olduğundan, konumuna göre tıpkı Ay’daki gibi hilal benzeri görünümlere sahip olur. Bu da gökyüzündeki parlaklığını etkiler.

Söz konusu bu bulutlar astronomlar ve fizikçiler için çoğunlukla problem yaratır. Bu bulutlar sebebiyle yüzeyi hakkında bilgi edinmek pek mümkün değildir. Bu nedenle 1960’larda yapılan radar gözlemlerine kadar, hakkında oldukça az bilgiye sahiptik.

  • Kendi ekseni etrafındaki dönüşünün periyodu 243 Dünya gününe eşittir.
  • Kendi ekseni etrafındaki dönüşünün yönü, Dünya’nın dönüş yönünün tam tersidir.

Yörüngesi

Venüs’ün dönüş yönünün diğer gezegenlere göre ters olup, neredeyse bir yıl ile kıyaslanabilecek sürede bir güne sahip oluşunun nedeni tam olarak bilinmemektedir. Lakin yapılan çalışmalar sonucu tahminler, Dünya’ya çarparak Ay’ı oluşturan büyüklükte bir asteroitin buna neden olduğunu düşündürmektedir.

Bu aykırı ve uzun süreli dönüş hareketinin bir önemli sonucu daha vardır. Normalde bir gün ile bir yıl birbirinden oldukça uzak kavramlardır. Fakat bunlar aslında Güneş etrafındaki dolanma hareketiyle, kendi ekseni etrafındaki dönüş hareketidir. Venüs, Güneş etrafında dolanırken aynı zamanda çok yavaş bir biçimde kendi ekseni etrafında döndüğünden gün doğumu ve batımı arasındaki süre ile kendi ekseni etrafındaki dönüş süresi birbirinden oldukça farklıdır.

Gün ve Yıl Kavramı Farklılığı

Kendi ekseni etrafındaki dönüş süresi 243 Dünya günüdür. Güneş’in etrafındaki bir tam turu ise yaklaşık 224 gün sürer. Bu durum gezegene ilginç bir özellik sağlar.

Dünya için bir tam gün, kendi ekseni etrafındaki dönüşüyle ifade edilir. Fakat burada durum farklıdır. Kendi ekseni etrafında dönerken aynı zamanda kayda değer miktarda Güneş etrafında da dolandığı için, bir günün süresi, kendi ekseni etrafındaki bir tam turun süresinden oldukça kısadır.

Bu nedenden dolayı Venüs’te gün doğumu ve batımı arasındaki süre 116 Dünya günüdür.

Yüzey Yapısı

Yapılan radar gözlemleri sonucunda yüzeyi hakkında elde edilen bilgiler, yüzeyinin nispeten düzgün bir şekle sahip olduğunu göstermiştir. Gezegenin yalnızca %8’i yükseltilerden oluşmakta, %65’i ise ovalardan oluşmaktadır.

venüs dünya yüzey
Figür 1: Venüs ve Dünya yüzeyinin kıyaslaması. Mavi renk, deniz anlamına gelmemektedir. Maviden yeşile gittikçe yükselti artmaktadır.

Her ne kadar boyut ve kütle açısından Dünya ile son derece benzerlik gösterse de sahip olduğu kalın ve ışığı pek de geçirmeyen atmosferi, gezegenin evrimsel sürecini bambaşka bir yöne çevirmiştir.

Öyle ki bu atmosferin neden olduğu sera gazı etkisi nedeniyle, yüzey sıcaklığı inanılmaz derecede yüksektir. Bu değer 737 K yani 464°C’dir. Bu durum Güneş’e olan yakınlığından ziyade, atmosferin neden olduğu sera gazı etkisinden kaynaklanır. Bu durum Güneş’e çok daha yakın olan Merkür için bile neredeyse bu kadar dramatik değildir.

Atmosfer Yapısı

Sovyet keşif aracı Venera ve Amerika’nın Pioneer Venüs keşif aracı tarafından yapılan gözlemler, gezegenin oldukça sıcak, yoğun ve karbondioksit zengini bir atmosferi olduğunu göstermiştir.

Her ne kadar gezegenin şu anki atmosfer yapısı Dünya’dakinden ciddi anlamda farklı olsa da, başlangıçta iki gezegenin atmosfer yapısının benzer olduğu düşünülmektedir.

Dünya’nın atmosferinden yaklaşık 90 kat daha ağır olan atmosfer yapısı, aynı zamanda yüzeyden çok daha uzak mesafelere uzanmaktadır.

Dünya’nın atmosferininin %90’ı deniz seviyesinden 10 kilometre yukarıya kadarki bölgede bulunurken, Venüs’te bu yükseklik 50 km’dir.

Gezegenin atmosferinin önemli bir kısmı karbondioksit (yaklaşık %96.5) ve azottan (yaklaşık %3.5) oluşmaktadır. Bu iki gaz dışında sülfür dioksit, karbonmonoksit ve argon gibi gazlar da bulunmaktadır.

Görsel: Mariner 10 uzay aracından.

Yörünge Parametreleri

Enöte 108,939,900 km
(0.728 AB)
Enberi 107,477,000 km
(0.718 AB)
Yarı büyük eksen 108,208,000 km
(0.723 AB)
Basıklık 0.006772
Yörünge periyodu 224.701 gün
Kavuşum periyodu 583.92 gün
Ort. yörünge hızı 35.02 km/s
Ort. ayrıklık 50.115°
Eğiklik 3.394° (ekliptik)
3.86° (Güneş’in ekvatoru)
Çıkış düğümü boylamı 76.680°
Günberi açısı 54.884°
Uydular Yok

Fiziksel Özellikleri

Ort. yarıçap 6.051 ± 1 km
(0.9499 Dünya)
Basıklaşma 0
Yüzey alanı 9.2843 x 1011 km3
Kütle 4.8675 x 1024 kg
(0.815 Dünya)
Ort. yoğunluk 5.243 g/cm3
Yüzey çekim ivmesi 8.87 m/s2
(0.904 g)
Kaçış hızı 10.36 km/s
(6.44 m/s)
Yıldız (sidereal) dönüş periyodu -243.025 gün
Ekvatoryal dönüş hızı 6.52 km/sa
(1.81 m/s)
Eksen eğikliği 177.36° (yörüngeye)
Kuzey kutbu sağ açıklık 272.76°
Kuzey kutbu dik açıklık 67.16°
Albedo 0.689 (geometrik)
0.76 (Bond)
Yüzey sıcaklığı 737 K (464°C)
Görünür parlaklık -4.92’den -2.98’e
Açısal çap 9.7° – 66.0°

Atmosferi

Yüzey basıncı 92 bar (9.2 MPa)
91 atm
Hacimce bileşen oranları %96.5 karbondioksit
%3.5 azot
%0.015 sülfür dioksit
%0.0070 argon
%0.0020 su buharı
%0.0017 karbon monoksit
%0.0012 helyum
%0.0007 neon
Eser mik. karbonil sülfit
Eser mik. hidrojen klorür
Eser mik. hidrojen florür

Sera Gazı Etkisi

Güneş’e en yakın gezegen olan Merkür’ün sıcaklığı 80 K ile 700 K (-190°C ile 425°C) arasında değişmektedir. Merkür’e göre Güneş’ten neredeyse iki kat uzakta olan gezegenin daha soğuk olması beklenir. Lakin durum sera gazı etkisi nedeniyle öyle değildir.

Yüzey sıcaklığı yaklaşık 737 K (464°C)’dir. Bu durumun nedeni, atmosferden geçen ve yüzeyden yansıyan ışınların %99’unu soğuran karbondioksit gazının gezegeni ısıtmasıdır.

Küresel ısınmanın yol açabileceği korkunç etkileri görmek için Venüs’ü irdelemek yeterlidir. Merkür’e göre iki kat uzakta olmasına rağmen, sera gazı etkisi sebebiyle ondan daha sıcaktır. Güneş’ten gelen ışınların atmosfer tarafından hapsedilmesinin, dramatik bir sonucudur.

Manyetik Alanı ve Çekirdeği

1962 yılında fırlatılan Mariner 2 keşif uydusu ve sonrasında gönderilen diğer keşif uyduları, yaptıkları ölçümlerde Venüs’ün manyetik alanının Dünya’nın manyetik alanının yalnızca 0.000015 katı olduğunu gözlemlemiştir. Üstelik bu manyetik alan iç yapısındaki bir dinamo ile üretilmemekte, Güneş rüzgarlarının iyonosferle olan etkileşimi sonucunda ortaya çıkmaktadır. Bu durum gezegeni kozmik ışınlara (radyasyona) karşı dayanıksız olduğu anlamına gelir.

Gezegende iç yapı kaynaklı manyetik alanın (dinamo) oluşması için üç temel şeye ihtiyaç vardır: iletken bir sıvı, dönme hareketi ve konveksiyon.

Çekirdeğin elektriksel olarak iletken olduğu düşünülmektedir. Her ne kadar oldukça yavaş dönse de yapılan simülasyonlar onun belirli bir miktar manyetik alan üretebilmesi gerektiğini göstermektedir. Bu nedenle Venüs’ün çekirdeğinde konveksiyonun yetersiz olduğu düşünülmektedir.


Venüs Gözlemi

Venüs’ün evreleri. Görsel: Statis Kalyvas

Evreleri

Dünya ile Güneş arasında kalmasından dolayı yörünge hareketi sırasında, konumuna bağlı olarak tıpkı Ay gibi evreler gösterir.

Dünya ile yakınlaştıkça, Venüs’ün aydınlanan tarafı, Dünya’nın görüş alanından çıkmaya başlar. Burada hoş bir soru akıllara gelmektedir. Gökyüzündeki parlaklığı bize yaklaştıkça mı artmaktadır yoksa uzaklaştıkça mı? Çünkü yaklaştıkça ince bir hilal gibi görünmeye, uzaklaştıkça ise açısal olarak daha büyük görünmeye başlar.

2012 yılında gerçekleşen Venüs geçişi (transit). Görsel: NASA/SDO <https://apod.nasa.gov/apod/ap120605.html>

Venüs Geçişi (Venüs Transiti)

Dünya ile Güneş arasında kalmasından dolayı bazen yörüngeler öyle bir hizalamaya gelir ki Venüs, Güneş’in önünden geçer. Bu sırada yapılan gözlemde Güneş’in önünden karanlık bir dairenin geçtiğini görürüz. Gerçekleşen en son geçişler 2004 ve 2012 yıllarında oldu. Sıradaki gözlemler ise 2117 ve 2125 yıllarında gerçekleşecek.


Araştırmalar (Keşifler)

Amerika ve Sovyetler Birliği başta olmak üzere pek çok ülkenin uzay ajansı, Venüs’e keşif araçları göndermiştir. 1962’de Mariner 2 ile NASA, gezegene yakın bir geçiş yaparak, gezgeni gözlemleyen ilk uzay aracı oldu.

Sovyetler Birliği işi bir adım daha ileriye götürerek gezegenin atmosferine girip burada gözlemler yapan Venera 4 uzay aracını yolladı ve birçok başarılı ölçüm aldı.

Venüs yüzeyinin 180 derece panorama görüntüsü. Görsel: Sovyet Venera 9 yüzey aracı (1975).

1975 yılında Sovyet araçları Venera 9 ve 10 yüzeye inerek, Venüs’ün yüzeyinden ilk siyah beyaz görüntüleri aktardı. İlk renkli fotoğraflar ise 1982 yılında Sovyet Venera 13 ve 14 araçlarından elde edildi.

1978 yılında NASA Pioneer projesi ile ek veriler elde etmeyi başardı. O yıllardan bu yana başka birçok araç gönderilerek gezgen çeşitli yollardan incelenmiştir.

Kısaca Venüs Gezegeni (Özet)

  • Güneş sisteminin ikinci gezegenidir.
  • Boyut olarak Dünya ile oldukça benzerdir, bu nedenle Dünya’nın ikiz kardeşi de denir.
  • Gökyüzündeki en parlak gök cismidir (Güneş ve Ay’dan sonra).
  • Çoban yıldızı olarak bilinen aslında Venüs gezegenidir.
  • Gün doğumu ve gün batımında görüldüğü için Venüs’e sabah yıldızı ya da akşam yıldızı da denir.
  • Çok yoğun atmosferi çoğunlukla karbondioksitten oluşur.
  • Atmosferindeki sera gazları nedeniyle Güneş sistemindeki en sıcak gezegendir.
  • Sıcaklıklar Merkür’ü de geçerek 464°C’lere kadar ulaşabilir.
  • Manyetik alanı neredeyse yoktur.
  • Dünya ile Güneş arasında yer aldığı için Venüs’ün evreleri bulunur (tıpkı Ay gibi).
  • Aynı şekilde Güneş önünden geçerken gezegenin silüeti gözlenir (geçiş, transit olayı).
  • Venüs kendi etrafında ters yönde döner (diğer gezegenlere göre).
  • Kendi etrafındaki dönüş süresi 243 gündür.
  • Bir yılı 224 gündür, dolayısıyla Venüs’te bir yıl bir günden kısadır.
  • Fakat bu yörünge hareketi nedeniyle gün doğumu ve batımı arasındaki süre 116 Dünya günü sürer.

Hazırlayan: Ege Can Karanfil & Ögetay Kayalı
Editör: Ögetay Kayalı

Referanslar

1. Eric Chaisson & Steve McMillan, Astronomy Today 8th edition, Chapter 9
2. Space.com, “The hot, hellish & volcanic planet
3. The Planets, “Venus
4. NASA, “Fact Sheet

Tablodaki veriler: <https://en.wikipedia.org/wiki/Venus>

Ege Can Karanfil

Rasyonalist editör ve yazar. Orta Doğu Teknik Üniversitesi (ODTÜ) Fizik bölümü 4.sınıf öğrencisi. Nükleer fizik üzerine araştırmalar yapmaktadır.

Ögetay Kayalı

Rasyonalist kurucu, editör ve kıdemli yazar. NASA'nın APOD platformunda görevli olmak üzere, Michigan Tech. Üniversitesinde araştırma görevlisi olarak Astrofizik üzerine doktora yapmaktadır. Ege Üni. Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümünden birincilikle mezun olduktan sonra bir yıl kozmoloji üzerine yüksek lisans, ardından bir yıl da İzmir Uluslararası Biyotıp ve Genom Merkezinde Moleküler Biyoloji ve Genetik üzerine yüksek lisans yapmıştır.
Back to top button

 
Bilim dünyasındaki önemli gelişmelerden haberdar olmak için haftalık/aylık bültenimize abone olun.
Devam ederek gizlilik politikasını kabul etmiş olursunuz.