Ay
Ay, Dünya'nın tek doğal uydusudur ve bazı özellikleri nedeniyle Güneş sisteminin değişik bir üyesidir. 3 476 km'lik çapıyla Dünya'nın dörtte biri büyüklüğündedir ve 81,3 kat daha hafiftir. Güneş sisteminde Ay'dan hem daha büyük, hem de daha ağır uydular bulunmasına karşın, Pluton'un yeni keşfedilen uydusu dışında hiçbiri, uydusu oldukları gezegenlerden yoğunluk ve hacim bakımından fazla farklı değildir. Dünya-Ay sistemi tam anlamıyla çift gezegen oluşturmaktadır.
AY İLE İLGİLİ GÖK BİLİMSEL VERİLER
Ay, Dünya'nın çevresinde, Dünya'nın Güneş çevresinde döndüğü düzleme 5° 8' 43" bir eğimi olan elips biçimli bir yörünge üzerinde döner. Dünya'ya olan uzaklığı 356 000 km ile 407 000 km arasında değişir; ortalama uzaklığı 384 000 km'dir. Bu uzaklık en yakın durumda olduklarında bile Venüs ve Merih'e olan uzaklığın % 1'i kadardır. Gökyüzünde gördüğümüz Ay yuvarlağının çapı 31' 5" 2 dolayındadır.
Ay'ın Dünya çevresindeki dönüşünü tamamlayarak gökyüzünde eski durumunu alması, 27 gün, 7 saat, 43 dakika ve 11,6 saniye alır. Dünya Güneş'in çevresinde Ay'ın dönüş yönüyle aynı yönde döndüğü için aynı görünüşe ulaşılması 29 gün, 12 saat, 44 dakika ve 2,8 saniye sürer. Bu süre iki dolunay arasındaki zamana eşittir ve çok eski zamanlardan beri bilinmektedir. Ay'ın ortalama hızı, 1, 023 km/saniye'dir ve bu değer ortalama açısal hız olarak saatte 33 dakikalık bir açıya eşdeğerdir; bu da Ay'ın çapından biraz fazladır.
Uzaydaki hareketinin yanı sıra Ay, 27 gün, 7 saat, 43 dakika ve 11,6 saniyede kendi ekseni çevresinde de döner. Bunun sonucu olarak hemen hemen her zaman aynı yüzü Dünya'ya dönüktür. Yörüngesel hareketindeki düzensizlikler ve yörüngesinin ekliptik düzleme eğik olması "optik titremeler" yaratarak Dünya dan Ay'ın yüzeyinin % 59'unun görünmesini sağlar. Kalan % 41 'lik bölüm, Luna 3 adlı Rus uzay gemisinin Ekim 1959'da fotoğraflarını çekmesine kadar bilinmiyordu.
O günden bu yana ayrıntılı haritaları çıkarılmıştır.
İç yapısı: Ay'ın iç yapısına ilişkin en önemli ipuçlarını yoğunluğu ve hacmi verir: Ortalama yoğunluğu 3,34 gr/cm³'tür. Apollo Programı 31'in Ay'dan Dünya'ya
getirdiği taşların yoğunluğu 3,1 ve 3,5 gr/cm³ arasında değiştiği için, bu bulgu Ay'ın iç yapısının dış yapısından çok fazla farklı olması - yani yoğunluğunun çok farklı olması- olasılığını azaltmaktadır.
Ay'ın litostatik basıncı, yüzeyde sıfır ve merkezde 47,1 kilobar, litosferin çoğu yerindeyse ortalama 10 kb'dır. Bu değer, tipik Ay taşlarının ezici gücünün de üzerindedir ve bu yüzden egemen olan basınç, kütlesinin çoğunun katı maddelerden oluşmasına karşın Ay'ın küresel biçimli olmasını sağlar. Kütlesinin sertliği, Apollo'nun Ay yüzeyine yerleştirdiği sismograflarca da doğrulanmıştır. Tüm kanıtların ışığında, Ay'ın depremler açısından Dünya'dan çok daha sakin olduğu görülmektedir.
Kaydedilen Ay sarsıntılarının merkezlerinin Ay'ın kabuğunun 600-900 km altında olduğu saptanmıştır. Bu sarsıntıların sismik kayıtlarının gösterdiği basınç ve esnek dalgalar, bu dalgaların yayıldığı katmanların sıvı olamayacağını göstermektedir. Ay sarsıntılarının sönme süresinin bu denli uzun olması, Ay yüzeyinin ölçülebilen miktarda sismik dalgalar yayabilmesi için oldukça çatlak katmanlardan oluştuğunu göstermektedir.
Sismik kayıtların gösterdiği sertlik derecesine koşut olarak, Ay'ın uzaydaki hareketi boyunca Güneş rüzgârıyla etkileşmesinin kayıtları da Ay'ın bir iletken gibi davrandığını doğrular. İletkenliği, 1 500°C'de hâlâ katı gibi davranabilen silikon taşlarınkine denktir. Ay'ın iki kutuplu bir magnetik alanının olmaması, Ay'ın madeni bir çekirdeği olmadığını kanıtlar.
Not: Ay'ın evreleri , Güneş'in aydınlattığı yüzünün ne kadarının Dünya'dan görülebildiğine bağlı olarak oluşur. Ay, Dünya yörüngesinde hareket ettikçe, Ay, yeni aydan başlayarak giderek büyür; ayça, ilk dördün, şişkin ay ve dolunayı. Sonra ters sıra izleyerek yeniden küçülür şişkin ay üçüncü dördün, ayça ve tekrar yeni ay. Ay’ın Dünya'dan hep aynı yüzü görünür çünkü Ay'ın kendi çevresinde dönme süresiyle, Dünya çevresinde dönme süresi birbirine eşittir. Aynı anda Dünya, Güneş çevresinde hareket ettiğinden, Ay, Dünya çevresindeki hareketini yıldızlara göre (1-2) 27,3 günde tamamlarken, Güneş'e göre (1 -3) 29,5 günde tamamlar.
Bir gözlemci, her ay, Ay'daki sallantılar ya da salınımlar nedeniyle Ay yüzeyinin % 59'unu görebilir. Enlem sallantıları, Ay ekvatoruyla yörünge düzlemi arasındaki 6,5°'lik açı nedeniyle oluşur. Bu sallantılar, kutupların arkasında 6,5 °'lik değişik görünüşleri olanaklı kılar. Boylam sallantıları, Ay'ın kendi çevresindeki düzenli dönüşünün Dünya çevresindeki değişken dönüşüyle eş zamanlı olmaktan çıkmasından kaynaklanır. Ay'ın en hızlı hareket ettiği nokta, Dünya'ya en yakın,en yavaş hareket ettiği nokta, Dünya'dan en uzak olduğu noktadır. Salınımlı bir hareket, dolunayda görünenden 8° daha fazlasını görmemizi sağlar. Günlük sallantılar, bir gözlemci 12 saatlik sürede bir konumdan diğerine hareket ettiğinde, Ay'ın kenarlan boyunca 1 °'lik fazla görünümü olanaklı kılar.
Ay'ın Kimyasal yapısı: Ay'ın kimyasal yapısına ilişkin ilk verileri, 1969 yılında Apollo Dünya'ya getirdi. Bu verilerin dayandığı taşlar Ay'ın yüzeyinden alınmış olmasına karşın, Ay'ın iç yapısının fazlaca farklı olduğunu düşünmek için bir neden yoktur. Atomik bileşim olarak Ay'da en fazla bulunan element oksijendir: Ay'ın kabuğunun ağırlık olarak % 60'ını oluşturur. Oksijeni, % 16-17 ile silikon, % 6-10 ile alüminyum, % 4-6 ile kalsiyum, % 3-6 ile magnezyum, % 2-5 ile demir ve % 1 -2 ile titanyum izler. Tüm diğer elementler ağırlık olarak % 1 'den daha azdır. Oksijen, silikon ve alüminyum, Ay'da da Dünya'da bulundukları miktara yakın miktarda bulunurlar. Demir ve titanyum miktarları Ay'da daha fazladır; alkali metaller, kömür ve nitrojense Dünya'ya oranla daha az bulunur.
Bu elementlerden oluşan bileşiklerden silis (Si0/2), ağırlık olarak Ay kabuğunun % 40-50'sini oluşturur. Dünya'nın kabuğundaki silis miktarı % 48,5'tur. Demir oksit (FeO) ve kalsiyum oksit (CaO) Ay'ın kabuğunda %10 - 20'lik bir ağırlık taşırlar. Tüm oksitlenmiş bileşikler Ay'da oksitlenmelerinin en düşük durumunda bulunurlar: çünkü, 1 100-1 200 °C ısılarda katılaşmışlardır. Ay'da H/2 0'nun hiçbir biçimi bulunmaz; ayda su izine rastlanmamıştır. Ay'da bulunan hidrojen, Güneş rüzgârlarınca taşınmıştır ve oksitlenmeyle oluşan su, hemen Güneş tarafından ayrıştırılır.
Yüzey özellikleri: Daha ayrıntılı teleskopik ve uydu gözlemleri olduğu kadar çıplak gözle yapılan gözlemler de Ay'ın iki farklı türde araziden oluştuğunu gösterir. İlki engebeli, daha parlak, dağlarla doludur ve Ay'ın görünen yarısının üçte ikisini görünmeyen yarısınınsa onda dokuzunu kaplar. İkinci türe Latince "denizler" anlamına gelen maria adı verilir. Kıtalar için kullanılan "yükseklikler" sözcüğü de, gerçek anlamı düşünüldüğünde, o alanın tümü yüksek olmadığı için yanlıştır. Maria da, o alanın suyla hiç ıslanmadığı düşünüldüğünde yanlış bir addır.
Ay'ın teleskoplarla incelemesi sonucunda tüm yüzeyinin kraterlerle kaplı olduğu anlaşılmıştır. Kraterlerin sayıları çok fazladır; büyüklükleri, Mare İmbrium (Yağmur denizi) ya da Mare Orientale (Doğu denizi) gibi oluşumların 1 000 km genişliğinden, Apollo'nun Dünya'ya getirdiği saydam taşların oluşturduğu 10-20 mikronluk çukurlara kadar değişir. Bu oluşumların kökeni artık belirlenmiştir: Asteroitlerden kuyrukluyıldızlara kadar çeşitli gök cisimlerinin etkisiyle oluşmuşlardır. Ay'ın yüzeyi bir atmosfer tabakasıyla kaplı olmadığı için, Ay'a çarpan tüm cisimlerin Ay üzerindeki etkileri, saniyede birkaç kilometrelik kozmik hızlarla oluşmaktadır. 3 km/saniye hızla hareket eden bir parçacık, aynı ağırlıktaki TNT'nin patlamasıyla çıkan enerjiye eşit miktarda kinetik enerjiye sahiptir. Bu kinetik enerji bir etkiyle harcandığında, mekanik ya da ısıl enerji olarak başka bir biçim alır; sonuç, krater adı verilen izlerdir. Küçük ve orta büyüklükteki kraterler, vuruş merkezindeki taş tabakalarını ortaya çıkaracak biçimde oluşmuştur. 100 km'lik büyük kraterlerin oluşumunda ortaya çıkan ısı, tüm krater yüzeyinin eriyik maddelerle kaplanmasına yol açmıştır. Ay'ın yüzeyindeki en büyük oluşumlardan dairesel Maria'da yüzeyin lavlarla kaplanması, kraterin oluşumundan yalnızca birkaç yüz milyon yıl sonra oluşmuştur.
Bu bilgiler, Apollo'nun getirdiği Ay taşlarının mineral bileşimiyle tamamen uyuşmaktadır. Mineraloji açısından Ay «maria»sının çukurlarını kaplayan koyu saydam maddenin ana yapısı, bazaltlı gabbro olarak tanımlanabilir. Bu madde, Dünya'daki lavlara benzerse de demir ve titanyumca daha zengindir. Buna karşı, kıtasal alanları oluşturan taşlar, Dünya'daki granitlere benzeyen feldispat taşlarıdır. Bunlar, Anortozit denen bir çeşit saf feldispat içerirler. Anortozitler bazalt taşların demir ya da magnezyumunu aluminyumla değiştirip onların hem daha açık renkli olmasını sağlamış, hem de ağırlıklarını azaltmıştır. Ay'da anortozitlerin bulunması, Ay'ın kabuğunun kimyasal olarak farklılaşmış ve demir gibi ağır elementlerin daha hafif bileşenlere ayrılmış olduğunu gösterir. Buna ek olarak, anortozitler çoğunlukla iri taneli mineraller içerirler. Bunun anlamıysa eriyik durumundayken yavaş yavaş soğudukları, dolayıyla bu olayın Ay yüzünde gerçekleşmediğidir.
Ay'daki kayaların fiziksel dokusu, kimyasal bileşimlerinden daha da ilginçtir. Çünkü bu doku, Ay yüzeyi oluşumlarının kökenini ortaya koymaktadır. Dikkat çekici olan, Ay kıtalarından getirilen gereçlerin ağırlıkça % 85-90'ını breşlerin oluşturmasıdır. Breşler, önceden var olan billur su yapıdaki kayalardan oluşan polimiktik (çeşitli maden tozlarından oluşan) konglomeralardır. Bu kayalar, ilk katılaşmalarından önce ortaya çıkan olaylar sonucu, farklı kökenlerden türemiş köşeli parçalar oluşturarak kaynaşmışlardır. Böylesi breşlerin yapısında ani başkalaşımlar (yüksek sıcaklığın ve çarpmayla oluşan basıncın yol açtığı değişiklikler) belirgin biçimde görülür. Buradan da, çeşitli büyüklüklerdeki gök cisimlerinin yüksek hızlarla Ay yüzeyine çarparak breşlerin kendilerine has yapısını değiştirdiği kesin olarak anlaşılmaktadır. Ay yörüngesindeki uzay araçları, yerçekiminin son derece yüksek olduğu bölgeler buldu. Maskon adı verilen bu bölgeler, genellikle maria alanlarının pek çoğunun altında bulunur. Bunların, çarpa etkileriyle maria alanlarını oluşturan cisimlerdeki maddelerin ya da aynı alanların lav püskürmesi sonucu eriyik durumundaki iç katmanlardan gelen volkanik kayalardaki yoğun maddelerin derine gömülmüş artıklarının kimi yerlerde yoğunlaşması sonucu ortaya çıktıkları düşünülmektedir.
Sıcaklık: Ay'ın tek ısı kaynağı Güneş'tir, dolayısıyla atmosferden yoksun olmasaydı ortalama sıcaklığı yer yüzününkiyle aynı olacaktı. En yüksek ve en düşük sıcaklıklar arasındaki fark çok yüksektir. Güneş'in hemen altındaki Ay'ın tropikal bölgesinde yüzey sıcaklığı 130°C'dir; ancak, yüzey gün batımına doğru hızla soğur ve gece yarısıyla Güneş'in doğması arasında -173°C'a düşer. Bu yüzden Ay'ın tropikal bölgesindeki günlük sıcaklık değişimi, 300°C'ı geçer;suyun günlük kaynama sıcaklığının çok yukarılarından sıvı havanın sıcaklığına kadar değişiklikler gösterir. Ancak bu alt ve üst sınırlar, yalnızca tropikal bölge ve uzaya açık yüzey için geçerlidir. Ay yüzeyindeki maddelerin yalıtıcı özelliklerinden ötürü, günlük sıcak ya da soğuk dalgaları, yarım metreden daha aşağısını etkilemez: Bu derinliklerde radyo spektrumu içinde kalan ısı yayılımı gün boyunca sabit kalır ve-30°C dolayında bir ortalama sıcaklığa denktir.
Oluşum ve evrim: 1969-72 yılları arasında Apollo ekiplerinin Ay'ın çeşitli yerlerinden topladıkları kayaların radyometrik yüzölçümleri, Ay'ın yer bilimsel tarihine ilişkin kanıtlar ortaya koydu. Her bir bölgede bulunan maddeler arasındaki en eski parçacıkların yaşı, 4,5-4,6 milyar yıl arasındaydı. Bilinen en eski krondritik meteorların yaşı da bu civarda olduğundan, tüm Güneş sisteminin yaşı da 4,6 milyar yıl olabilir. Bu yaştaki hiçbir madde büyük parçalar halinde duramayacağından Ay'ın oluşumunun ilk 200 ya da 300 milyon yılı sırasında, yani bombardıman etkisi yapacak gezegenler arası maddelerin büyük ölçüde yok olmasından önce, Ay yüzeyinin bombalanması sonucu bu maddeler, parçalanıp Ay'ın dört bir yanına taşınmış olabilir.
Yaş ölçümü sonuçları, Ay'ın değişik bölgelerini ortadan kaldıran ve kraterler oluşturan çarpmaların büyük bir bölümünün, Ay'ın oluşumunun ilk 500 milyar yılı içinde gerçekleştiğini gösterdi. Dairesel maria olarak bildiğimiz oyuklara yol açan bu çarpmaların en büyüğü, Ay'ın oluşumundan 400-800 milyon yıl sonra meydana geldi. Bu çarpmalarla oluşan havuzların baz altlı magmalarla dolması, 400-700 milyon yıl sonra ya da günümüzden 3,3 - 3,8 milyon yıl önce gerçekleşti. Oluşumunun ilk 800 milyon yılında Ay yüzeyinde başka bir bazalt görülmedi, 600 milyon yıl sonrasına kadar da yeni bazalt oluşmadı.
Ay'ın yaşamının üçte ikisinden çoğunu oluşturan geçtiğimiz 3 milyar yıl içinde, Ay'da başka bir şey olmadı. Taşlarla kaplı yüzü kozmik havanın etkisinde kalmaya devam etti ve yeni çarpmaların sıklığı giderek azaldı. Sonraki milyonlarca yıl süresince, Ay'ın yüzeyi gitgide taşlaşmış bir buruşukluk kazandı. Bu geçen uzun zaman içinde Ay'da gerçekleşen|gelişmeler Güneş sisteminin durumunu yansıtmaktadır; Ay, adeta geçmişi yansıtan bir fosil gibidir.
