Dünya (Yer, Yeryüzü, Acun, eski dilde Cihan ya da Arz), Güneş Sistemi’nin Güneş’e uzaklık açısından üçüncü sıradaki gezegeni. Üzerinde yaşam barındırdığı bilinen tek doğal gök cismidir. Katı ya da ‘kaya’ ağırlıklı yapısı nedeniyle üyesi bulunduğu yer benzeri gezegenler grubuna adını vermiştir. Bu gezegen grubunun kütle ve hacim açısından en büyük üyesidir. Büyüklükte, Güneş Sistemi’nin 8 gezegeni arasında gaz devlerinin büyük farkla arkasından gelerek beşinci sıraya yerleşir. Tek doğal uydusu Ay’ dır.

Yerkürenin oluşumu

Yapılan araştırmalar sonucu gezegenimizin yaşı 4,5 milyar yıl olarak hesaplanmıştır.Geçen bu zaman dilimi, karmaşık bileşik yapılar ve içerdiği elementler göze alındığında, Güneş, Dünya ve diğer gezegenler dahil Güneş sistemi’ndeki yapıları oluşturan moleküler bulutsunun kaynağı, ömrünü önceden tamamlamış bir genç tip yıldız’ın dağılmış artıklarının ve yıldızlarası maddenin bir merkez etrafında dönerek gittikçe yoğunlaşmasıyla oluşmuştur. Merkezde yoğunlaşan çoğunlukla Hidrojen ve Helyum molekülleri yeni bir G2 türü yıldızı, yani Güneş’i oluşturmaya başlamış, çevre disklerdeki yoğunluklu bölgelerde ise gezegenler oluşmaya başlamıştır. Dünyamız ise Güneş’e 3. sırada yakınlıkta bulunan karasal bir iç gezegendir.

Oluşum diskleri süreci ve sonrasında bu karasal gezegenler ağır göktaşı çarpışmalarına sahne olmuştur. Göktaşları yapısında bulunan donmuş buzlar, silikat ve metal yapılar, karaların ve okyanuslarının oluşmasını sağlamış, merkezde yoğunlaşan ağır demir ve nikel elementleri ise gezegenimizin çekirdeğini oluşturmuştur. Ağır göktaşı bombardımanı, asteroid kuşağının Jüpiter’in güçlü çekim etkisi sonucu daha kararlı hale gelmesiyle gittikçe azalmıştır. Uygun koşullar oluştuğunda gelişmeye başlayan canlı hayat sonrasında özellikle bitkiler ve yaptıkları fotosentez ile atmosfer’imizin yapısal bileşimi önemli oranda değişmiş ve oksijen oranının yükselmesine neden olmuştur.

Dünya’nın Yaşı

Dünya’nın yaşı doğrudan doğruya kayaçların yaşıyla ölçülemez. Çünkü bilinen en yaşlı kayaçların bile bugün artık yeryüzünde var olmayan daha yaşlı kayaçlardan oluştuğunu biliyoruz. Bugüne kadar saptanabilen en yaşlı kayaçlar Grönland’ın batısında bulunmuştur ve 4,1 milyar yaşındadır. Demek oluyor ki Dünya’nın yaşı bundan daha fazladır.

Bugün Dünya’nın yaşını hesaplamak için elde edilen en iyi yöntem radyoaktif elementlerin yarılanmaları sonucu başka elementlere dönüşümleridir. Örneğin radyoaktif uranyum elementinin uranyum-238 ve uranyum-235 gibi iki ayrı tipte atomu (izotop) vardır. Bu atomların ikisi de çok yavaş bir süreçle kurşun atomlarına dönüşür. Öbür uranyum izotopundan biraz daha ağır olan uranyum-238′in dönüşümüyle daha hafif bir kurşun izotopu olan kurşun-206, uranyum-234′in dönüşümüyle de biraz daha ağır bir izotop olan kurşun-207 atomları oluşur. Uranyum-235′in kurşuna dönüşme hızı uranyum-238′in dönüşme hızından altı kat daha fazladır. Bu nedenler, incelenen bir kayaçtaki kurşun-206 ve kurşun-207 atomlarının oranı kayacın yaşına bağlı olarak değişir. En yaşlı olduğu düşünülen bir kurşun minerali ile bugün okyanuslarda oluşan kurşunun izotop yapısı arasındaki fark, ancak bu iki örneğin oluşumları arasında 4,55 milyar yıllık bir zaman dilimi olmasıyla açıklanabilir. Bu süre de Dünya’nın yaşı olarak kabul edilebilir. En eski kayaçların yaşını hesaplamak için radyoaktif rubidyum elementinin stronsiyuma dönüşme süreci de temel zaman ölçeği olarak alınabilir. Bunun sonucunda dünyamızın tahminen 5.5 milyar yıllık olduğu varsayılmaktadır.

Biçimi

Dünya’nın üzerindeki topografik oluşumlar ve kendi ekseni etrafındaki eksantrik hareketi nedeniyle düzgün bir geometrisi yoktur. Geoibs bir biçimdedir, fakat ekvatordaki yarıçapı kutuplardaki yarıçapından fazladır. Bu kutuplarından basık özel küresel geometrik şekil jeoit (Latince, Eski Yunanca Geo “dünya”) yani “Dünya şekli” diye adlandırılır. Referans küremsinin ortalama çapı 12.742 km’dir (~40.000 km/π). Yer’in ekseni etrafında dönmesi ekvatorun dışarı doğru biraz fırlamasına neden olduğu için ekvatorun çapı, kutupları birleştiren çaptan 43 km daha uzundur. Ortalamadan en büyük sapmalar, Everest Dağı (denizden 8.848 m yüksekte) ve Mariana Çukuru dur (deniz seviyesinin 10.924 m altı). Dolayısıyla ideal bir elipsoide kıyasla Yer’in %0,17′lik toleransı vardır. Ekvatorun şişkinliği yüzünden Yer’in merkezinden en yüksek nokta aslında ekvatordadır.

İç yapısı

Yer’in içi, diğer gezegenler gibi, kimyasal olarak tabakalardan oluşur. Yer’in silikattan oluşmuş bir kabuğu, yüksek viskoziteli bir mantosu, akışkan bir dış çekirdeği ve katı halde bir iç çekirdeği vardır.

Yer’in tabakaları aşağıda belirtilen derinliklerdedir:

Dünya’nın dış kabuğu ile bu kabuğun üzerindeki atmosfer(hava) ve hidrosfer (okyanuslar ve denizler)katmanları doğrudan gözlemle incelenebilir. Oysa Dünya’nın iç bölümlerine ulaşarak yapısını doğrudan inceleme olanağı yoktur. Dünya’nın iç yapısına ilişkin bütün bilgiler depremlerin incelenmesinden ve Dünya’nın içinde var olduğu düşünülen maddeler üzerindeki deneylerden elde edilmiştir. Yanardağların varlığına ve yerkabuğunun yüzeyindeki ısı akışı ölçümlerine dayanarak Dünya’nın iç böümlerinin çok sıcak olduğunu biliyoruz. Yerkabuğunun derinliklerine doğru indikçe kayaçların sıcaklığı her kilometrede 30 °C kadar yükselir. Böylece; kabuğun en alt katmanlarının çok daha üstünde yer alan kayaçlar kızıl kor haline dönüşür. Aslında Dünya’nın büyüklüğüne oranla yerkabuğu çok incedir. Eğer Dünya’yı bir futbol topu büyüklüğünde düşünürsek kabuğu da ancak topun üzerine yapıştırılmış bir posta pulu kalınlığındadır. Kabuğun altında kalan kayaçlar ise akkor sıcaklığına kadar ulaşır.

Depremlerin nedeni, yerkabuğundaki bir kırıkla birbirinden ayrılan iki büyük kütlenin (levhanın) birdenbire harekete geçerek üst üste binmesi ya da uzaklaşması sonucunda yerkabuğunun şiddetle ileri geri sarsılmasıdır. Büyük bir depremde bazi titreşimler Dünya’nın öbür yüzündeki dairesel bir alanda “odaklanır”. Buna karşılık bazı titreşimler çekirdeği aşıp öbür yana geçmez. Böylece Dünya’nın öbür yüzünde hiçbir titreşimin duyulmadığı halka biçiminde bir “gölge” belirir. Bu gölgenin boyutları ölçülerek çekirdeğin büyüklüğü hesaplanabilir. Ayrıca deprem titreşimlerinin yayılma hızi saptanarak içinden geçtikleri maddelerin yoğunluğu, dolayısıyla bileşimi belirlenebilir. Eritilmiş kayaçlarla yapılan laboratuvar deneyleri bu çalışmalara büyük ölçüde ışık tutar. Dünya’nın yüzeyi, kalınlığı 6 ile 70 km arasında değişen bir “kabuk” katmanıyla örtülüdür. Yerkabuğu denen bu katman daha ağır maddelerden oluşan ve 2.865 km derine inen çok kalın “manto” katmanının üzerine oturur. Mantonun bittiği yerde Dünya’nın merkezine kadar kadar 3.473 km boyunca uzanan “çekirdek” başlar. Jeologlara göre, içteki manto katmanı çok büyük kabarma harektleri sonucunda yerkabuğunu iterek birçok yerde yüzeye cıkmıştır. Ayrıca normal olarak yerkabuğunun yapısında bulunmayan bazı kayaçlar da yanardağı hareketleri nedeniyle Dünya’nın yüzeyine ulaşmıştır. Jeologlar bu verilere dayanarak mantonun üst kesimlerinin “ültrabazik” korkayaçlardan oluştuğunu ileri sürerler. Bir yanda “asit” kayaç olarak nitelenen granitin yer aldığı kayaç sınıflandırmasının öbür ucunda bulunan bu ültrabazik kayaçlar ağır demir ve magnezyum silikatlardan oluşur. Mantonun alt bölümlerinin de aynı yapıda, ama daha ağır ve yoğun olduğu sanılmaktadır. Çekirdeğin yapısındaki maddeler ise hem mantodakilerden daha ağır, hem de hiç değilse çekirdeğin dış bölümünde sıvı haldedir. Buna karşılık çekirdeğin içinin manto ve kabuk gibi katı olduğu sanılıyor. Yerçekirdeğin olağanüstü bir basınç vardır. Bilinen elementlerin çoğu böylesine büyük bir basınç altında çok yoğunlaşmış olarak bulunabilir; ama jeologların genel kanısı, bazı demirli göktaşları (meteoritler) gibi çekirdeğin de metal halindeki nikel ve demirden oluştuğudur.

Levha hareketleri

Levha hareket teorisi’ne (tektonik levha teorisi olarak da bilinir) göre Yer’in en dış kısmı iki tabakadan oluşur: kabuğu da kapsayan litosfer ve mantonun katılaşmış dış kısmı. Litosferin altında astenosfer bulunur, bu mantonun yüksek viskoziteli olan iç kısmıdır.

Litosfer, astenosferin üzerinde, tektonik levhalara ayrılmış bir halde yüzmektedir. Bu plakalar belli temas noktalarında üç tür hareketten birini gösterirler: yaklaşma, uzaklaşma veya yanyana kayma. Bu temas noktalarında depremler, volkanik faaliyetler, dağ oluşumları ve okyanus dibi hendekler oluşur.

Ana plakalar şunlardır:

• Afrika plakası, Afrika’yı kapsar.
• Antarktik plakası, Antarktika’yı kapsar
• Avustralya plakası, Avustralya’yı kapsar. (Hint plakası ile 50-555 milyon yıl önce birleşmiştir)
• Avrasya plakası, Asya ve Avrupa’yı kapsar.
• Kuzey Amerika plakası, Kuzey Amerika ve kuzey-doğu Sibirya’yı kapsar
• Güney Amerika plakası, Güney Amerika’yı kapsar.
• Büyük Okyanus plakası, Büyük Okyanus’unu kapsar

Önemli küçük plakalar arasinda Hint plakası, Arabistan plakası, Karaip plakası, Nazka plakası, Skotia plakası ve Anadolu plakası sayılabilir.

Aşınma

Kıtaları oluşturan güç, levha hareketlerinin motoru olan Yer’in iç enerji kaynağıysa, çok daha büyük bir dış enerji kaynağı, kıtaları aşındırarak yok etme sürecinde etkili olur: Güneş enerjisi. Atmosfer hareketlerini ve su döngüsünü sürdürmek için gerekli enerjiyi sağlayan güneş ışınları, su ve rüzgar aşındırması ile kıta yüzeylerinden koparılan minerallerin yine bu iki araç yardımıyla okyanus tabanlarına taşınarak çökmesine yardımcı olur. Bu mekanizma ile okyanus kabuğu üzerinde gittikçe kalınlaşarak biriken tortul kaya katmanı, dalma-batma mekanizması sırasında yerküre içlerine taşınarak yeniden erir.

Aşınma mekanizması, suyun yerçekimi etkisi altındaki hareketlerini izler, yüksek dağların aşınarak alçalmasına, okyanus derinliklerinin dolarak yükselmesine yol açar, sonuçta yer yuvarlağının girinti ve çıkıntılarının törpülenerek çekim etkisi ile belirlenmiş ideal jeoit biçimine yaklaşması yönünde çalışır.

Güneş Sistemi’nin oluşumu ile ilgili farklı teoriler ortaya atılmıştır. En geçerli teori sayılan Kant-Laplace teorisine Nebula teorisi de denir. Bu teoriye göre, Nebula adı verilen kızgın gaz kütlesi ekseni çevresinde sarmal bir hareketle dönerken, zamanla soğuyarak küçülmüştür. Bu dönüş etkisiyle oluşan çekim merkezinde Güneş oluşmuştur. Gazlardan hafif olanları Güneş tarafından çekilmiş, çekim etkisi dışındakiler uzay boşluğuna dağılmış ağır olanlar da Güneş’ten farklı uzaklıklarda soğuyarak gezegenleri oluşturmuşlardır.

Dünya’nın Oluşumu Dünya, Güneş Sistemi oluştuğunda kızgın bir gaz kütlesi halindeydi. Zamanla ekseni çevresindeki dönüşünün etkisiyle, dıştan içe doğru soğumuş, böylece iç içe geçmiş farklı sıcaklıktaki katmanlar oluşmuştur. Günümüzde iç kısımlarda yüksek sıcaklık korunmaktadır. Dünya’nın oluşumundan bugüne kadar geçen zaman ve Dünya’nın yapısı jeolojik zamanlar yardımıyla belirlenir.

Jeolojik Zamanlar Yaklaşık 4,5 milyar yaşında olan Dünya, günümüze kadar çeşitli evrelerden geçmiştir. Jeolojik zamanlar adı verilen bu evrelerin her birinde , değişik canlı türleri ve iklim koşulları görülmüştür. Dünya’nın yapısını inceleyen jeoloji bilimi, jeolojik zamanlar belirlenirken fosillerden ve tortul tabakaların özelliklerinden yararlanılır. Jeolojik zamanlar günümüze en yakın zaman en üstte olacak şekilde sıralanır.

Dördüncü Zaman Üçüncü Zaman İkinci Zaman Birinci Zaman İlkel Zaman

İlkel Zaman Günümüzden yaklaşık 600 milyon yıl önce sona erdiği varsayılan jeolojik zamandır. İlkel zamanın yaklaşık 4 milyar yıl sürdüğü tahmin edilmektedir.

Zamanın önemli olayları : Sularda tek hücreli canlıların ortaya çıkışı En eski kıta çekirdeklerinin oluşumu

İlkel zamanı karakterize eden canlılar alg ve radiolariadır.

Birinci Zaman (Paleozoik)

Günümüzden yaklaşık 225 milyon yıl önce sona erdiği varsayılan jeolojik zamandır. Birinci zamanın yaklaşık 375 milyon yıl sürdüğü tahmin edilmektedir.

Zamanın önemli olayları : Kaledonya ve Hersinya kıvrımlarının oluşumu Özellikle karbon devrinde kömür yataklarının oluşumu İlk kara bitkilerinin ortaya çıkışı Balığa benzer ilk organizmaların ortaya çıkışı Birinci zamanı karakterize eden canlılar graptolith ve trilobittir.

İkinci Zaman (Mezozoik) Günümüzden yaklaşık 65 milyon yıl önce sona erdiği varsayılan jeolojik zamandır. İkinci zamanın yaklaşık 160 milyon yıl sürdüğü tahmin edilmektedir. İkinci zamanı karakterize eden dinazor ve ammonitler bu zamanın sonunda yok olmuşlardır.

Zamanın önemli olayları : Ekvatoral ve soğuk iklimlerin belirmesi Kimmeridge ve Avustrien kıvrımlarının oluşumu İkinci zamanı karakterize eden canlılar ammonit ve dinazordur.

Üçüncü Zaman (Neozoik) Günümüzden yaklaşık 2 milyon yıl önce sona erdiği varsayılan jeolojik zamandır. Üçüncü zamanın yaklaşık 63 milyon yıl sürdüğü tahmin edilmektedir.

Zamanın önemli olayları : § Kıtaların bugünkü görünümünü kazanmaya başlaması § Linyit havzalarının oluşumu § Bugünkü iklim bölgelerinin ve bitki topluluklarının belirmeye başlaması § Alp kıvrım sisteminin gelişmesi § Nümmilitler ve memelilerin ortaya çıkışı Üçüncü zamanı karakterize eden canlılar nummilit, hipparion, elephas ve mastadondur.

Dördüncü Zaman (Kuaterner) Günümüzden 2 milyon yıl önce başladığı ve hala sürdüğü varsayılan jeolojik zamandır. Zamanın önemli olayları : İklimde büyük değişikliklerin ve dört buzul döneminin (Günz, Mindel, Riss, Würm) yaşanması İnsanın ortaya çıkışı Dördüncü zamanı karakterize eden canlılar mamut ve insandır.
Dünya’nın İç Yapısı Dünya, kalınlık, yoğunluk ve sıcaklıkları farklı, iç içe geçmiş çeşitli katmanlardan oluşmuştur. Bu katmanların özellikleri hakkında bilgi edinilirken deprem dalgalarından yararlanılır.

Çekirdek Manto Taşküre (Litosfer)

Deprem Dalgaları Deprem dalgaları farklı dalga boylarını göstermektedir. Deprem dalgaları yoğun tabakalardan geçerken dalga boyları küçülür, titreşim sayısı artar. Yoğunluğu az olan tabakalarda ise dalga boyu uzar, titreşim sayısı azalır.

Çekirdek Yoğunluk ve ağırlık bakımından en ağır elementlerin bulunduğu bölümdür. Dünya’nın en iç bölümünü oluşturan çekirdeğin, 5120-2890 km’ler arasındaki kısmına dış çekirdek, 6371-5150 km’ler arasındaki kısmına iç çekirdek denir. İç çekirdekte bulunan demir-nikel karışımı çok yüksek basınç ve sıcaklık etkisiyle kristal haldedir. Dış çekirdekte ise bu karışım ergimiş haldedir.

Manto Litosfer ile çekirdek arasındaki katmandır. 100-2890 km’ler arasında bulunan mantonun yoğunluğu 3,3-5,5 g/cm3 sıcaklığı 1900-3700 °C arasında değişir. Manto, yer hacminin en büyük bölümünü oluşturur. Yapısında silisyum, magnezyum , nikel ve demir bulunmaktadır. Mantonun üst kesimi yüksek sıcaklık ve basınçtan dolayı plastiki özellik gösterir. Alt kesimleri ise sıvı halde bulunur. Bu nedenle mantoda sürekli olarak alçalıcı-yükselici hareketler görülür.

Mantodaki Alçalıcı-Yükselici Hareketler Mantonun alt ve üst kısımlarındaki yoğunluk farkı nedeniyle magma adı verilen kızgın akıcı madde yerkabuğuna doğru yükselir. Yoğunluğun arttığı bölümlerde ise magma yerin içine doğru sokulur.

Taşküre (Litosfer) Mantonun üstünde yer alan ve yeryüzüne kadar uzanan katmandır. Kalınlığı ortalama 100 km’dir. Taşküre’nin ortalama 35 km’lik üst bölümüne yerkabuğu denir. Daha çok silisyum ve alüminyum bileşimindeki taşlardan oluşması nedeniyle sial de denir. Yerkabuğunun altındaki bölüme ise silisyum ve magnezyumdan oluştuğu için sima denir. Sial, okyanus tabanlarında incelir yer yer kaybolur. Örneğin Büyük Okyanus tabanının bazı bölümlerinde sial görülmez. Yeryüzünden yerin derinliklerine inildikçe 33 m’de bir sıcaklık 1 °C artar. Buna jeoterm basamağı denir.

Kıtalar ve Okyanuslar Yeryüzünün üst bölümü kara parçalarından ve su kütlelerinden oluşmuştur. Denizlerin ortasında çok büyük birer ada gibi duran kara kütlelerine kıta denir. Kuzey Yarım Küre’de karalar, Güney Yarım Küre’den daha geniş yer kaplar. Asya, Avrupa, Kuzey Amerika’nın tamamı ve Afrika’nın büyük bir bölümü Kuzey Yarım Küre’de yer alır. Güney Amerika’nın ve Afrika’nın büyük bir bölümü, Avustralya ve çevresindeki adalarla Antartika kıtası Güney Yarım Küre’de bulunur. Yeryüzünün yaklaşık ¾’ü sularla kaplıdır. Kıtaların birbirinden ayıran büyük su kütlelerine okyanus denir.

Kara ve Denizlerin Farklı Dağılışının Sonuçları Karaların Kuzey Yarım Küre’de daha fazla yer kaplaması nedeniyle, Kuzey Yarım Küre’de; Yıllık sıcaklık ortalaması daha yüksektir. Sıcaklık farkları daha belirgindir. Eş sıcaklık eğrileri enlemlerden daha fazla sapma gösterir. Kıtalar arası ulaşım daha kolaydır. Nüfus daha kalabalıktır. Kültürlerin gelişmesi ve yayılması daha kolaydır. Ekonomi daha hızlı ve daha çok gelişmiştir.

Hipsografik Eğri Yeryüzünün yükseklik ve derinlik basamaklarını gösteren eğridir. Kıta Platformu: Derin deniz platformundan sonra yüksek dağlar ile kıyı ovaları arasındaki en geniş bölümdür. Karaların Ortalama Yüksekliği: Karaların ortalama yüksekliği 1000 m dir. Dünya’nın en yüksek yeri deniz seviyesinden 8840 m yükseklikteki Everest Tepesi’dir. Kıta Sahanlığı: Deniz seviyesinin altında, kıyı çizgisinden -200 m derine kadar inen bölüme kıta sahanlığı (şelf) denir. Şelf kıtaların su altında kalmış bölümleri sayılır. Kıta Yamacı: Şelf ile derin deniz platformunu birbirine bağlayan bölümdür. Denizlerin Ortalama Derinliği: Denizlerin ortalama derinliği 4000 m dir. Dünya’nın en derin yeri olan Mariana Çukuru denzi seviyesinden 11.035 m derinliktedir. Derin Deniz Platformu: Kıta yamaçları ile çevrelenmiş, ortalama derinliği 6000 m olan yeryüzünün en geniş bölümüdür. Derin Deniz Çukurları: Sima üzerinde hareket eden kıtaların, birbirine çarptıkları yerlerde bulunur. Yeryüzünün en dar bölümüdür.

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Uzay İstasyonları

İnsan yapımı uyduların kullanımından çok önce, uzay istasyonları ilgi uyandırıcı bir konuydu.Kund Lasswitz, Tsiolkovsky, Oberth ve von Pirguet gibi uzay bilimi  öncüleri sürekli olarak insanoğlu yönetiminde, Dünya yörüngesinde  istasyonların değerini belirleyen açıklamalar yapıyorlardı.

Daha sonraları askeri yetkililer uzay istasyonlarının, Dünyanın politik kontrolu için gerekliliğini savunarak bu atılıma  önayak   olmuşlardır. Batının elinde, atmosfer ötesine kurulacak bir uzay istasyonu, dünya tarihinde yaşanmamış bir barış döneminin tek umudu olacaktır.Öyle ki, hiç bir ulus, uzaydaki gözcüden gizli savaş hazırlıklarına bile girişemeyecektir.Dünyanın neresinde olursa olsun artık ‘Demir perde’leirn sonu gelecektir.’ Uzay istasyonlarının askeri yönden gerekliliğini savunan kitaplar da yayınlanıyordu.Bunlardan  birinde, Uzay istasyonlarından yapılacak hiçbir bombardımandan kurtulabilme olanağı yoktur.’ deniyordu.Neyseki bu, uzay istasyonlarının amaçlamadığı konulardan biridir.Dünya yörüngesindeki bir uydunun yerini tam olarak saptamak mümkündür.Buna göre, bir uzay istasyonunun böyle bir amaçla kullanılması koşulunda, açık bir hedef olacağı kuşkusuzdur.Rusya şimdiden uzay istasyonlarını yokedebilecek manevra gücü olan uydulara sahiptir.Bu ‘uzay savaş gemileri’, Rusya tarafından yapılan deneme uçuşlarında fırlatıldığı belli hedefleri yok etmeyi başarmıştır.

Uzay Laboratuarlarının, ilerde büyük bir önem kazanacağı kesindir.Daha önce astronotların uzay gözlemlerinin üstünlüğü ve beklenmedik koşullar karşısındaki başarılı önlemleriyle, yetenekleri kanıtlanmıştır.İnsanoğlu yönetimindeki ilk uzay istasyonları, ilk evrede tasarlanan dev araçlardan çok farklıydı.Gerçi bir kaç uzman, ekonomik nedenler ve zaman kaybını önlemek amacıyla ilk uzay istasyonlarında var olan   uzay araçları ve roketler kullanılmasını savunuyordu.Ama çoğu yazarlar, dev pre-fabrik araçlardan söz ediyordu.Uzay istasyonu modelleri arasından en uygun  örnek, 1952 yılında Dr. von Braun tarafından önerilmişti.Braun, V-2 ile Satürn fırlatıcı aracının da modellerini çizen kişiydi.Uzay istasyonu 75 m. çapında bir tekerlek biçiminde  olup  esnek, naylon ve plastik elyaftan yirmi bölmeye sahipti.Bölmelerin her biri kendi amacına yeterli donatımda olacak, birleştirildikleri zaman ise çeşitli amaçlara hizmet edebilen bir bütün meydana getirecekti.Bu bölmeler  uzaya parçalar halinde götürülecek, eklenen parçalar şişirilerek yerlerine bırakılacaktı.Oturma bölmeleri laboratuvar ve kontrol odaları gibi iç parçalar, tüm donatımıyla sonradan eklenecekti.

Isı, ışık ve deneyler için gerekli enerji, Güneş’ten sağlanacaktı.Bu amaçla, istasyonun çevresinde, Güneş ışınlarını bir boru ağzına toplayabilen, yarı-çember biçiminde oluklu bir çerçeve bulunacaktı.Isı  elde edilmesiyle sıcak buhar halinde çıkan cıva, türbinli jeneratörleri çalıştıracaktı.Görevini tamamladıktan sonra bu sıcak buhar, olukların arka tarafındaki borularla soğutulacaktı.

Uzay İstasyonları

İnsan yapımı uyduların kullanımından çok önce, uzay istasyonları ilgi uyandırıcı bir konuydu.Kund Lasswitz, Tsiolkovsky, Oberth ve von Pirguet gibi uzay bilimi  öncüleri sürekli olarak insanoğlu yönetiminde, Dünya yörüngesinde  istasyonların değerini belirleyen açıklamalar yapıyorlardı.

Daha sonraları askeri yetkililer uzay istasyonlarının, Dünyanın politik kontrolu için gerekliliğini savunarak bu atılıma  önayak   olmuşlardır. Batının elinde, atmosfer ötesine kurulacak bir uzay istasyonu, dünya tarihinde yaşanmamış bir barış döneminin tek umudu olacaktır.Öyle ki, hiç bir ulus, uzaydaki gözcüden gizli savaş hazırlıklarına bile girişemeyecektir.Dünyanın neresinde olursa olsun artık ‘Demir perde’leirn sonu gelecektir.’ Uzay istasyonlarının askeri yönden gerekliliğini savunan kitaplar da yayınlanıyordu.Bunlardan  birinde, Uzay istasyonlarından yapılacak hiçbir bombardımandan kurtulabilme olanağı yoktur.’ deniyordu.Neyseki bu, uzay istasyonlarının amaçlamadığı konulardan biridir.Dünya yörüngesindeki bir uydunun yerini tam olarak saptamak mümkündür.Buna göre, bir uzay istasyonunun böyle bir amaçla kullanılması koşulunda, açık bir hedef olacağı kuşkusuzdur.Rusya şimdiden uzay istasyonlarını yokedebilecek manevra gücü olan uydulara sahiptir.Bu ‘uzay savaş gemileri’, Rusya tarafından yapılan deneme uçuşlarında fırlatıldığı belli hedefleri yok etmeyi başarmıştır.

Uzay Laboratuarlarının, ilerde büyük bir önem kazanacağı kesindir.Daha önce astronotların uzay gözlemlerinin üstünlüğü ve beklenmedik koşullar karşısındaki başarılı önlemleriyle, yetenekleri kanıtlanmıştır.İnsanoğlu yönetimindeki ilk uzay istasyonları, ilk evrede tasarlanan dev araçlardan çok farklıydı.Gerçi bir kaç uzman, ekonomik nedenler ve zaman kaybını önlemek amacıyla ilk uzay istasyonlarında var olan   uzay araçları ve roketler kullanılmasını savunuyordu.Ama çoğu yazarlar, dev pre-fabrik araçlardan söz ediyordu.Uzay istasyonu modelleri arasından en uygun  örnek, 1952 yılında Dr. von Braun tarafından önerilmişti.Braun, V-2 ile Satürn fırlatıcı aracının da modellerini çizen kişiydi.Uzay istasyonu 75 m. çapında bir tekerlek biçiminde  olup  esnek, naylon ve plastik elyaftan yirmi bölmeye sahipti.Bölmelerin her biri kendi amacına yeterli donatımda olacak, birleştirildikleri zaman ise çeşitli amaçlara hizmet edebilen bir bütün meydana getirecekti.Bu bölmeler  uzaya parçalar halinde götürülecek, eklenen parçalar şişirilerek yerlerine bırakılacaktı.Oturma bölmeleri laboratuvar ve kontrol odaları gibi iç parçalar, tüm donatımıyla sonradan eklenecekti.

Isı, ışık ve deneyler için gerekli enerji, Güneş’ten sağlanacaktı.Bu amaçla, istasyonun çevresinde, Güneş ışınlarını bir boru ağzına toplayabilen, yarı-çember biçiminde oluklu bir çerçeve bulunacaktı.Isı  elde edilmesiyle sıcak buhar halinde çıkan cıva, türbinli jeneratörleri çalıştıracaktı.Görevini tamamladıktan sonra bu sıcak buhar, olukların arka tarafındaki borularla soğutulacaktı.

İnsan Yapımı Uydular

4 Ekim 1957 tarihinde Rusya’nın Sputnik 1 uzay aracının fırlatılışından bu yana, insan yapımı uyduların yararları inanılmaz bir düzeye ulaştı.İki ay sonra Sputnik 2 aracının Laika adlı köpekle birlikte çıktığı yolculuk insanoğlunun Ay’a atacağı dev adımın ilk evresi olmuştu.1969 yılı Temmuz ayında ise, artık bu tarihi adım gerçekleşti.

1958 yılı Ocak ayında, Amerika, Explorer 1 aracını göndererek, Dünya çevresindeki uzay özelliklerine dönük bilimsel araştırma programını başlattı.Bu, bilimsel  bir araştırma amacıyla yapılan uyduların ilkiydi.

Örneğin, 1973 yılının Aralık ayında gönderilen Explorer 51. Dünya’nın dış atmosfer tabakasının incelenmesi amacıyla kullanılmaktadır.Bu uydu atmosferin ısı dengesini etkileyen enerji geçişini atom ve moleküllerin kimyasal reaksiyonlarının oluştuğu 110 ile 190 kilometre yükseklik arasındaki tabakayı incelemektedir.Dünyamızın yakın çevreisndeki uzay özellikleriyle ilgili belli bir alanı incelemek üzere, pek çok Explorer uyduları gönderilmiştir.Örneğin 1973 yılı Ekim ayında 10 uydudan sonuncusu olan Explorer 50 ile, Gezegenler arası Kontrol Platformları kurulmuştu.Bu uydular gezegenler arasındaki uzay boşluğunda mıknatıs alanları, enerji taneciklerinin yoğunlukları ve plazmaları incelemektedir.Bugün, uzayın mıknatıs alanı ve sınırının, jeomıknatıs alan ile güneş rüzgarı arasındaki dalgaların en doğru ölçüleri, bu uydular aracılığıyla elde edilmiştir.Amerikan Apollo uzay gemisinin Ay’a yolculuğu sırasında ve Skylab programı süresince güneşin parlayıcı ışınımları konusunda astronotları  uyaran, yine bu uydu istasyonları olmuştur.1964 ve 1969 yılları arasında gönderilen altı Jeofizik Gözlemevi uydularının  üçü kutup, diğer üçü de dünya çevresinde 160.000 kilometre ve uzanan elips yörüngeler oluşturmuştur.

Alıntıdır. Yazı Sayın Çetin BAL tarafından kaleme alınmıştır.

_zamandayolculuk.com/cetinbal/uzayistasyonu.htm_

Hubble Uzay Teleskobu

Hubble Uzay Teleskobu (HUT), ismi Amerikalı astronom Edwin Hubble’ın anısına verilmiş; Nisan 1990′da STS-31 Görevi esnasında Uzay Mekiği Discovery tarafından Dünya etrafındaki yörüngesine taşınmış bir uzay teleskopudur. İlk uzay teleskopu olmamasına rağmen, HUT en büyüklerindendir ve bir çok üstün özelliğe sahiptir. Ayrıca hem hayati öneme sahip bir araştırma aracı olması hem de astronomi için etkili bir halkla ilişkiler unsuru olması nedeniyle çok tanınmıştır.

HUT, NASA ve Avrupa Uzay Ajansı (ESA) arasında ortak bir çalışmadır ve Compton Gama Işını Gözlemevi, Chandra X-ışını Gözlemevi ve Spitzer Uzay Teleskobu projelerinden oluşan NASA’nın Büyük Gözlemevleri programının bir parçasıdır.^[3]

Uzay teleskopların yapımı ilk olarak 1923′te düşünüldü. HUT için 1970′lerde, 1983′te uzaya gönderilmesi hedefiyle fon bulundu ancak proje teknik gecikmeler, bütçe sorunları ve Challenger faciası nedeniyle gecikti. 1990′da yörüngeye yerleştirildikten sonra bilimadamları ana aynanın teleskopun çalışmalarını kısıtlayacak şekilde yanlış yerleştirildiğini tespit etti. 1993 yılında bir uzay mekiği yolculuğunda bu sorun giderildi.

HUT, Dünya atmosferinin dışında konumlanması sayesinde, yeryüzündeki teleskoplara kıyasla pek çok avantaja sahip olabilmektedir: Atmosferin olumsuz etkilerinden (Görüntüde bulanıklık ve havadaki partiküllerden yansıyan ışığın oluşturduğu arka-plan kirliliği gibi) bağımsız görüntü elde edilmesinin yanısıra, Ozon tabakası tarafından tutulan morötesi ışığın gözlemlenmesi ancak bu şekilde mümkün olabilmektedir.

1990 yılında fırlatılmasının ardından, astronomi tarihindeki en önemli enstrümanlardan biri haline gelmiştir. Astronomların astrofizik alanındaki temel problemlerine çözüm bulmakta büyük yarar sağlamıştır. Hubble teleskopu tarafından kaydedilmiş olan Hubble ultra derin alan adlı fotoğraf, bugüne kadar görünür ışık ile en uzak mesafeden alınmış detaylı görüntüdür. Bir çok Hubble gözlemi, en kesin biçimde hesaplanan evrenin genişleme oranı gibi astrofizik alanında bir çok çığır açıcı sonuç doğurmuştur.

HUT, uzayda bakımı astronotlar tarafından yapılacak şekilde tasarlanmış tek teleskoptur. Sonuncusu Mayıs 2009′da olmak üzere beş adet bakım uçuşu gerçekleştirilmiştir. İlk servis uçuşu Aralık 1993′te Hubble’ın görüntüleme hatasının düzeltilmesi için gerçekleştirildi. 2, 3A ve 3B bakım uçuşları sırasında çok sayıda alt sistem onarılmış ve bir çok gözlem cihazı daha modern ve yetkin olanlarıyla değiştirilmiştir. Ancak 2003 yılında Columbia Uzay Mekiği’nin yaşadığı kazadan sonra beşinci bakım uçuşu güvenlik gerekçeleri ile iptal edildi. Uzun tartışmalardan sonra NASA kararını tekrar gözden geçirdi ve kurumun yöneticisi Mike Griffin son kez olmak üzere bir servis uçuşu yapılmasına karar verdi. STS-125 Mayıs 2009′da gerçekleştirildi; iki yeni cihaz takıldı ve çok sayıda tamir yapıldı. Yeni cihazların test ve düzeltmelerinin sorunsuz olması durumunda HUT rutin işlemlerine Eylül 2009′da tekrar başlayacak.

Son uçuşta yapılan bakım ile 2014′te uzaya gönderilmesi planlanan ve HUT’un ardılı olan James Webb Uzay Teleskopu (JWUT), çalışmaya başlayana kadar HUT’un görev yapması beklenmektedir. (JWUT) bir çok açıdan daha üstün astronomik araştırma programlarına sahip olacak ancak kızılötesi gözlem yapacağından dolayı Hubble’ın spektrumun görünür ve ultraviyole ölçeğinde gözlem yapma yeteneğini (yerine geçmeyecek) tamamlayacak.

Taslaklar ve Öncüler

1923 yılında, Hermann Oberth— füzeciliğin babaları olarak düşünülen Robert H. Goddard ve Konstantin Tsiolkovski ile beraber bir füze yardımıyla dünya çevresinde bir teleskobun nasıl yörüngeye oturtulabileceğini anlattıkları (Almanca:Die Rakete zu den Planetenräumen, İngilizce:The Rocket into Planetary Space, Türkçe: Gezegenler Arası Uzaya Roket Yollamak) bir kitap yayınladı.^[4]

Lyman Spitzer, Uzay teleskobunun babası

Hubble Uzay Teleskobunun tarihçesi, gökbilimci Lyman Spitzer’ın 1946′da yazdığı “Dünya dışına konumlandırılmış bir teleskobun üstünlükleri” isimli yazıya kadar takip edilebilir.^[5] Bu çalışmasında uzayda kurulacak bir gözlemevinin dünyadaki bir gözlemevine göre iki temel üstünlüğünü tartıştı. Birincisi açısal çözünürlük (nesnelerin açık bir biçimde ayrıştırılabildiği en küçük ayrım), atmosferin ters akıntısı yüzünden yıldızların göz kırpar gibi görünmesine yol açan ve gökbilimciler tarafından verilen isimle gökbilimsel görmeye nazaran sadece kırınım ile kısıtlanacaktı. O yıllarda, dünyadaki teleskoplar, çapı 2.5 m olan bir aynası olan, teorik olarak yaklaşık 0.05 arcsec’lik kırınım sınırlılık çözünürlüğe sahip bir teleskop ile karşılaştırıldığında 0.5–1.0 açısal dakikalık çözünürlükle sınırlıydılar. İkinci olarak uzaydaki bir teleskop atmosfer tarafından güçlü biçimde emilen kızılötesi ve ultraviyole ışınlarını gözlemleyebilirdi.

Spitzer hayatının büyük bir kısmını bir uzay teleskobunun geliştirilmesine adadı. 1962′de ABD Ulusal Bilimler Akademisi tarafından yayınlanan bir rapor insanlı uzay uçuş programının bir parçası olarak bir uzay teleskobunun geliştirilmesini tavsiye etti ve 1965′te Spitzer, büyük bir uzay teleskobu için bilimsel hedefler taslağı hazırlamakla görevlendirilen komitenin başına atandı.^[6]

Uzay tabanlı astronomi II.Dünya Savaşı’nı takip eden kısa süreli bir boşluktan hemen sonra bilimadamlarının roket teknolojisinde etkili olan geliştirmeler gerçekleştirmelerini takiben başladı. Güneşin ilk morötesi elektromanyetik tayfı 1946′da elde edildi,^[7] ve NASA 1962′de morötesi, x-ray ve gama ışın spektrumlarını elde etmek için Uydu Güneş Gözlemevi’ni uzaya gönderdi.^[8] Dünya çevresinde dönen bir güneş teleskobu Ariel 3 programı çerçevesinde İngiltere tarafından 1962 yılında dünya yörüngesine oturtuldu ve 1966′da NASA ilk Uydusal Astronomik Gözlemevi’ni (OAO) uzaya fırlattı. OAO-1 üç gün sonra güç kaynağının bozulması sonucu görev dışı kaldı. Bu uyduyu 1968 ve 1972 arası, normal planlanan ömründen bir sene fazla çalışarak yıldız ve galaksilerin morötesi gözlemlerini yapan OAO-2 takip etti.^[9]

OSO ve OAO çalışmaları, uzay tabanlı gözlemlerin astronomide oynayabileceği önemli rolü sergiledi. 1968′de NASA’nın, 1979′da fırlatılmak üzere o dönem için geçici olarak en Büyük Uydu Teleskobu veya Büyük Uzay teleskobu olarak bilinen 3 metre çaplı bir aynaya sahip uzay tabanlı bir yansımalı teleskop için ciddi planlar geliştirdiği görüldü. Bu planlar, bu kadar pahalı bir programın uzun bir çalışma ömrünün olması için insanlı destek uçuşlarına ihtiyaç olduğunu vurguladı ve eş zamanlı olarak geliştirilen tekrar kullanılabilecek Uzay mekiği programının planları bunu gerçekleştirebilecek teknolojinin çok yakında kullanıma sunulabileceğini gösterdi.

Fon Arayışı

OAO programının devamlılık gösteren başarısı LST’nin ana hedef olması gerektiği konusunda astronomi dünyasında giderek artan fikirbirliğini cesaretlendirdi.1970 yılında NASA iki komite kurdu; biri uzay teleskobu projesinin mühendislik yanıyla diğeri bu çalışmanın bilimsel hedeflerinin belirlenmesi ilgilenmek üzere. Bu komiteler kurulduktan sonra NASA’nın önündeki ikinci engel dünyada kurulacak herhangi bir benzer cihaz ile karşılaştırıldığında bu aletin çok daha yüksek olan maliyetinin karşılanmasını sağlamaktı. ABD Kongresi teleskop için öngörülen bütçenin bir çok öğesini sorguladı ve o dönem olası aletler ve teleskop için gerekli donanım hakkında oldukça detaylı çalışmasını içeren planlama safhalarının bütçelerinde kısıntılara zorladı. 1974′te Gerald Ford tarafından bütçeye getirilen kısıtlamalar yüzünden teleskop projesinin bütün fonu kesildi.^[11]

Buna karşılık olarak, gök bilimciler arasında ülke çapında bir lobi çalışması yürütüldü. Bir çok gök bilimci Kongre üyeleri ve Senato üyeleri ile yüzyüze görüştü ve büyük katılımlı bir mektup gönderme kampanyası düzenlendi. Ulusal Bilimler Akademisi bir uzay teleskobuna duyulan ihtiyaç ile ilgili bir rapor yayınladı ve sonuçta Senato daha önce Kongre tarafından onaylanan bütçenin yarısını kabul etmeye ikna oldu.^[12] Fon tartışmaları projenin büyüklüğünde bir küçülmeye gidilmesine yol açtı; planlanan ayna çapı 3 m’den 2.4 m’ye indirilirken, diğer harcamalara da kısıntı getirildi ve teleskop donanımı için daha etkili ve sınırlı bir tasarım ile yapılacak harcamaya izin verildi. Ana teleskopta kullanılacak sistemin denenmesi için düşünülen 1.5 m çapındaki ön çalışma teleskobundan vazgeçildi ve bütçe için Avrupa Uzay Ajansı ile işbirliğinin araştırılmasına karar verildi. ESA, Avrupalı gök bilimcilerin teleskobun gözlem süresinin en az % 15′inde yer almalarının garanti edilmesi karşılığında teleskobu destekleyecek güneş pillerinin ve ABD’de teleskop üzerinde çalışcak teknik personelinin sağlanması kadar teleskop için gereken birinci nesil cihazlara mali kaynak yaratılmasına ve bunların teminine karar verdi.^[13]Kongre 1978 yılında 36,000,000 US$’lık fonu onayladı ve LST’nin tasarımı en erken 1983 yılında bitirilip fırlatılmak üzere başladı.^[12] 1983 yılında teleskoba şu isim verildi:^[14] Edwin Hubble; evrenin genişlediğini keşfederek 20. yüzyılın çığır açan keşiflerinden birini yapan gök bilimci.^[15]

Yapımı ve Mühendislik Çalışması

Hubble’ın ana aynasının parlatılması Mayıs 1979′da Danbury, Connecticut’daki Perkin-Elmer şirketinde başladı. Fotoğraftaki mühendis bu projede Perkin-Elmer için çalışan optik mühendisi Dr. Martin Yellin’dir.

Uzay Teleskobu projesine karar verildikten sonra, programdaki çalışma bir çok kurum arasında paylaştırıldı.Marshall Space Flight Center(MSFC)’ye teleskobun tasarım, geliştirme ve yapım sorumluluğu verilirken Goddard Space Flight Center (GSFC)’ye bu çalışmanın bilimsel cihazlarının tüm kontrolü yapma ve yer-kontrol merkezi olma sorumluluğu verildi.^[16] MSFC Perkin-Elmer şirketini uzay teleskobunun optik yapısını ve hassas kılavuz alıcılarını tasarlamak ve inşa etmekle görevlendirdi. Lockheed firması ise teleskobun içine yerleştirileceği uzay gemisini yapmakla görevlendirildi.^[17]

Optik Teleskop Aracı (OTA)

Optik açıdan, Hubble, çoğu büyük profesyonel teleskop gibi, Ritchey-Chrétien tasarımına sahiptir. Bu tasarım,iki hiperbolik aynası ile; bu aynaların şeklinden dolayı üretilmelerinin ve test edilmelerinin zor olmaları dezavantajına rağmen geniş görüş alanlarında görüntülemede iyi olarak bilinmektedir. Teleskobun ayna ve optik sistemleri en son başarımı belirler ve bunlar teknik özellikleri yerine getirmek üzere tasarlanır. Optik teleskoplar geleneksel olarak görülebilir ışığın onuncu dalga boyuna kadar netliğe ulaşacak şekilde parlatılmış aynalara sahiptir ancak Uzay Teleskobu morötesi (kısa dalga boyu olan ışınlar) ışınları gözlemlemek için kullanılacaktı ve uzayda bulunmanın bütün üstünlüklerini kullanarak kırınım sorununu aşmak üzere özellikle tasarlandı. Dolayısıyla aynasının 10 nanometre netliğinde olması veya yaklaşık olarak kırmızı ışığın 65’te 1 dalga boyunda parlatılması gerekmekteydi.^[18]

Perkin-Elmer aynanın istenen şekli alması için gereken aşındırmada özel tasarlanmış ve üst düzeyde geliştirilmiş bilgisayar kontrollü özel parlatma makineleri kullandı.^[17]Ancak, onların en son teknoloji ürünü cihazları zorlanınca, NASA, PE’nin Kodak firmasıyla geleneksel ayna parlatma tekniklerini kullanarak bir tane yedek ayna yapması konusunda işbirliği yapmasını istedi. ^[19](Kodak ve Itek ekibi aynı zamanda orijinal aynanın parlatılmasına da katıldılar. Daha sonra ortaya çıkan çeşitli sorunlara yol açacak olan parlatma hatasına neden olacak şekilde, yapılan anlaşmayla her iki şirketin birbirinin işini denetlemesi öngörüldü.^[20]) Kodak tarafından yapılan ayna günümüzde Smithsonian Enstitüsü’nde sergilenmektedir.^[21] Bu çalışmanın bir parçası olarak üretilen bir Itek aynası günümüzde Magdalena Ridge Gözlemevi’ndeki 2.4 m’lik teleskopta kullanılmaktadır.^[22]

Perkin-Elmer aynasının yapımına Corning şirketinin çok düşük genleşmeli camından üretilen bir altyapı ile 1979 yılında başlandı. Ağırlığını en alt seviyede tutmak için ayna, balpeteği şeklindeki kafesi aralarında sıkıştıran bir inç kalınlığında alt ve üst plakalar içermekteydi. Perkin-Elmer, değişik oranlarda kuvvet uygulayan 138 adet çubuk ile aynayı çift taraflı olarak destekleyerek mikro çekim benzetimini (simülasyon) gerçekleştirdi. Bu, aynanın son halinin doğru olmasını ve sonuç olarak uygulandığında hedeflenen işlevi görmesini sağladı. Aynanın parlatılması 1981 Mayıs’ına kadar sürdü. O sırada hazırlanan NASA raporları doğrultusunda Perkin-Elmer şirketinin yönetimi sorgulandı; parlatma işlemi takvimi sarkmaya ve bütçe aşılmaya başlandı. Bütçede tasarruf yapmak için NASA yedek aynanın yapım çalışmasını askıya aldı ve teleskopun fırlatılışını Ekim 1984 tarihine erteledi.^[23] Ayna 1981′in sonunda tamamlandı; 2400 galon sıcak, de-iyonize su ile yıkandıktan sonra yansıtıcı katman olarak 65 nm- kalınlığında alüminyum ve koruyucu katman olarak 25 nm-kalınlığında magnezyum florit ile kaplandı.

Vikipedi, özgür ansiklopedi