Bu yazımızda Dünya gibi karasal yapıya sahip gezegenler (Merkür, Venüs, Mars) hakkında karşılaştırma yapılarak bilgi verilmiştir.
Güneş sisteminin iç bölgesinde çeşitli cisimler bulunmaktadır. Bu cisimler büyük gezegenler, onların uyduları, küçük cisimler, asteroitler ve kuyruklu yıldızlar olarak adlandırılmaktadır. 2006 yılından bu yana, gezegenler grubuna yeni bir alt grup tanıtılmıştır. Bu gurup da ki gezegenlerin içsel niteliklerine (küresel şekil, jeolojik aktivite) sahip olan cüce gezegenler denmektedir. Ayrıca düşük kütleleri nedeniyle yörüngelerine hakim olamıyorlardır.
Günümüz de en büyük 8 gezegene Merkür’den Neptün’e kadar olan kısma gezegen adı verilmektedir. Ancak gökbilimciler onları cüce gezegenlerden ayırt etmek adına ve belirsizlikten kaçınmak için genellikle “büyük gezegenler” olarak da adlandırmaktadır. Ayrıca uzun yıllardır asteroitler için kullanılan “küçük gezegen” teriminin artık cüce gezegenlerle karıştırılmaması için kullanılmaması önerilmektedir.
Büyük gezegenlerin alanında, her birinde 4 gezegenden oluşan iki grup bulunmaktadır. Bu alanın dış kısmı dev gezegenler tarafından işgal edilmiştir. İç kısım ise, çok daha az kütleli karasal gezegenler tarafından işgal edilmiştir.
Devler grubu da genellikle ikiye ayrılmaktadır. Bunlar; gaz devleri Jüpiter ve Satürn, buz devleri Uranüs ve Neptün olarak bilinmektedir.
Karasal gezegenler grubunda, yarıya bölünme de ana hatlarıyla belirtilmiştir. Venüs ve Dünya, birçok fiziksel parametrede birbirine son derece benzemektedir. Merkür ve Mars ise, büyüklük sırasına göre kütle bakımından daha düşüktür.
Gezegenlerin iki yüz uydusu arasında, tam teşekküllü gezegenlerin iç özelliklerine sahip en az 16 cismin ayırt edilebileceği belirtilmektedir. Genellikle büyüklük ve kütle bakımından cüce gezegenlerden üstündürler. Ancak aynı zamanda çok daha büyük kütleli cisimlerin yerçekiminin kontrolü altındadırlar. Bunlara örnek olarak Ay, Titan, Jüpiter’in Galilean uyduları ve benzerlerinden bahsedebiliriz. Bu nedenle, güneş sisteminin isimlendirmesinde, gezegen tipindeki bu tür “alt” nesneler için “uydu gezegenler” olarak adlandırılan yeni bir grup bulunmaktadır. Ancak günümüzde bu isimlendirme hala tartışılmaktadır.
Karasal gezegenler
Devlerle karşılaştırıldığında, uzay sondalarının inebileceği sert bir yüzeye sahip oldukları için çekicidirler. 1970’lerden bu yana, Rusya ve ABD‘nin otomatik istasyonları ve kendinden tahrikli araçları, Mars’ın yüzeylerine defalarca inmiştir. Merkür’e iniş ise günümüze kadar gerçekleşmemiştir. Bunun nedeni Güneş’in yakınında ki uçuşlar büyük bir atmosferik gövdeye iniş için yeterli teknik kapasiteye sahip değildir.
Karasal gezegenler ‘i inceleyen gökbilimciler, Dünya’nın kendisini unutmamaktadır. Uzaydan Dünya’nın görüntülerinin analizi atmosferinin dinamiklerinde ve üst katmanlarının yapısında manyetosferinde meydana gelen süreçlerde çok şey anlamayı mümkün kılmıştır. Dünya benzeri gezegenlerin atmosferlerinin yapısını kendi aralarında karşılaştırarak, geçmişleri hakkında bir çok şey anlaşılabilmektedir. Ayrıca gelecekleri daha doğru bir şekilde tahmin edebilmektedir. Tüm yüksek bitkiler ve hayvanlar Gezegenimizin yüzeyinde yaşadığından, atmosferin alt katmanlarının özellikleri bizim için özellikle önemlidir.
Karasal gezegenler ‘in parlaklığı – Albedo
Gezegene uzaktan baktığımızda, atmosferi olan ve olmayan cisimleri kolayca ayırt edebilmekteyiz. Atmosferin varlığı, daha doğrusu içindeki bulutların varlığı, gezegenin görünümünü değiştirmektedir. Bu durum ise, dünyanın parlaklığını önemli ölçüde artırmaktadır. Gezegenleri tamamen bulutsuzdan (atmosfersiz), tamamen bulutlarla kaplı olana kadar sıralarsanız açıkça görülebilmektedir. Bunlara örnek olarak Merkür, Mars, Dünya, Venüs verilebilmektedir.
Karasal gezegenler de taşlı ve atmosfersiz cisimler neredeyse tamamen ayırt edilemezlik açısından birbirine benzemektedir. Örneğin, Ay ve Merkür’ün büyük ölçekli görüntülerini karşılaştırabilirsiniz. Deneyimsiz bir göz bile, yoğun bir şekilde göktaşı kraterleriyle kaplı karanlık cisimlerin yüzeylerini ayırt edebilmektedir. Ancak atmosfer, herhangi bir gezegene benzersiz bir görünüm vermektedir.
Bir gezegende atmosferin varlığı veya yokluğu üç faktör tarafından yönetilmektedir. Bunlar; yüzeydeki sıcaklık, yerçekimi potansiyeli ve küresel manyetik alandır. Günümüzde bilindiği kadarı ile sadece Dünya’nın böyle bir alanı vardır. Ayrıca bu özellikler atmosferimizi güneş plazma akışlarından önemli ölçüde korumaktadır.
Ay, yüzeydeki düşük kritik hız nedeniyle atmosferini (eğer vardıysa), yüksek sıcaklık ve güçlü güneş rüzgarı nedeniyle Merkür’ü kaybetmiştir. Merkür ile hemen hemen aynı yerçekimine sahip olan Mars, Güneş’ten uzaklığı nedeniyle soğuk olduğu ve güneş rüzgarı tarafından çok yoğun bir şekilde üflenmediği için atmosferin kalıntılarını koruyabilmiştir.
Fiziksel parametreleri açısından, karasal gezegenler olarak adlandırılan Venüs ve Dünya neredeyse ikizdir. Boyut, kütle ve dolayısıyla ortalama yoğunluk bakımından çok benzerdirler. Bu nedenle iç yapılarının da benzer olduğu düşünülmektedir. Kabuk, manto, demir çekirdek ve henüz bu konuda kesinlik olmamasına rağmen iç kısmına ilişkin sismik ve diğer jeolojik veriler eksiktir.
Aynı şekilde Dünya’nın iç derinliklerine henüz inilmemiştir. Çoğu yerde 3-4 km, bazı noktalarda 7-9 km ve sadece 12 km derinliğe inilebilmiştir. Bu rakamlar ise, Dünya’nın yarıçapının %0,2’sinden daha azdır. Ancak sismik, gravimetrik ve diğer ölçümler Dünya’nın içini çok ayrıntılı bir şekilde değerlendirmeyi mümkün kılmaktadır. Diğer gezegenler için bu tür veriler neredeyse yoktur. Yerçekimi alanının ayrıntılı haritaları yalnızca Ay için elde edilebilmiştir. İçeriden gelen ısı akışları sadece Ay’da ölçülmüştür. Sismometreler şimdiye kadar sadece Ay’da ve Mars’ta çalışmayı başarabilmiştir.
Jeologlar hala gezegenlerin iç yaşamlarını katı yüzeylerinin özelliklerine göre yargılamaktadır. Örneğin, Venüs’ün yakınında litosferik plakaların belirtilerinin olmaması, onu tektonik süreçlerin (kıtaların kayması, yayılma, yitim vb.) belirleyici bir rol oynadığı yüzeyin evriminde Dünya’dan önemli ölçüde ayırmaktadır. Aynı zamanda, bazı dolaylı kanıtlar geçmişte Mars’ta levha tektoniğinin yanı sıra Jüpiter’in uydusu Europa’daki buz alanlarının tektoniğinin olasılığına işaret etmektedir. Bu nedenle, gezegenlerin (Venüs – Dünya) dışsal benzerliği, iç yapılarının ve derinliklerinde meydana gelen süreçlerin benzerliğini garanti etmemektedir. Birbirine benzemeyen gezegenler de benzer jeolojik olaylar gösterebilmektedir.
Karasal gezegenler ‘in yüzeyinde ki bulut katmanları
Karasal gezegenler de prensip olarak, optik aralıktaki atmosferin opaklığı, gezegenin katı yüzeyini incelemek için aşılmaz bir engel değildir. Dünya’dan ve uzay sondalarından gelen radarlar, Venüs ve Titan’ın ışığa karşı şeffaf olmayan atmosferleri aracılığıyla yüzeylerini incelemeyi mümkün kılmıştır. Bununla birlikte, bu çalışmalar epizodik niteliktedir. Gezegenlerin sistematik çalışmaları hala optik aletlerle yürütülememektedir. Daha da önemlisi Güneş’ten gelen optik radyasyon, çoğu gezegen için ana enerji kaynağıdır. Bu nedenle atmosferin bu radyasyonu yansıtma, dağıtma ve absorbe etme yeteneği, gezegenin yüzeyindeki iklimi doğrudan etkilemektedir.
Ay dışında gece gökyüzündeki en parlak yıldız Venüs’tür. Sadece Güneş’e görece yakınlığı nedeniyle değil, aynı zamanda ışığı mükemmel bir şekilde yansıtan yoğun bir konsantre sülfürik asit damlacıklarından oluşan bulut tabakası nedeniyle çok parlaktır.
Dünyamız da çok karanlık değildir. Çünkü Dünya atmosferinin %30-40’ı su bulutlarıyla doludur. Bunlar ayrıca ışığı iyi bir şekilde dağıtmakta ve yansıtmaktadır. Bu genel bir kuraldır. Atmosferik olmayan cisimler çok karanlıktır. Gerçek şu ki, kozmik radyasyonun etkisi altında, herhangi bir katı madde yavaş yavaş kararmaktadır.
Ay yüzeyinin karanlık olduğu ifadesi genellikle kafa karıştırıcıdır. ilk bakışta ay diski çok parlak görünmektedir. Bulutsuz bir gecede, bizi bile kör edebilecek parlaklığa ulaşabilmektedir. Ancak bu sadece dünya da daha da karanlık bir gece oluşması durumunda gözükebilmektedir. Herhangi bir cismin yansıtıcı lığını karakterize etmek için Albedo adı verilen bir miktar kullanılmaktadır. Bu beyazlık derecesini göstermektedir. Yani ışığın yansımasıdır. Albedo sıfıra eşittir ve mutlak siyahlık ışığın tamamen emilmesine neden olmaktadır. Albedo bire eşit ise, toplam yansımadır.
Fizikçiler ve astronomların albedoyu belirlemek için birkaç farklı yaklaşımda bulunmuşlardır. Aydınlatılmış yüzeyin parlaklığının sadece malzemenin tipine değil, aynı zamanda ışık kaynağına bakılmaktadır. Gözlemciye göre yapısına ve yönüne de bağlı olduğu açıktır. Örneğin, henüz yağan kabarık karın bir yansıma değeri vardır. Ancak botunuzla girdiğiniz karın tamamen farklı bir değeri olacaktır. Oryantasyona olan bağımlılığı, güneş ışınlarına izin vererek bir ayna ile göstermek kolaydır.
Tüm olası Albedo değerleri aralığı, bilinen uzay nesneleri tarafından kapsanmaktadır. Dünya, esas olarak bulutlar nedeniyle güneş ışınlarının yaklaşık %30’unu yansıtmaktadır. Venüs’ün sürekli bulut örtüsü ışığın %77’sini yansıtmaktadır. Dünyanın uydusu olan Ay ise, ışığın ortalama %11’ini yansıtan en karanlık cisimlerden bir tanesidir. Dünyanın görünür yarım küresi ışığı daha da kötü yansıtmaktadır. Uçsuz bucaksız karanlık “denizlerin” varlığı nedeniyle %7’den az olmaktadır. Ancak daha da karanlık nesneler vardır. Örneğin, %4 Albedosu olan asteroid 253 Matilda.
Öte yandan, şaşırtıcı derecede hafif cisimler vardır. Satürn’ün uydusu Enceladus, görünür ışığın %81’ini yansıtmaktadır. Geometrik Albedo’su ise fantastik olarak %138’dir. Aynı kesitteki mükemmel beyaz bir diskten daha parlaktır. Dünya’da ise yeryüzündeki saf kar, ışığı daha da kötü yansıtmaktadır. Bu küçük ve şirin Enceladus’un yüzeyinde nasıl bir yapı var bilinmemektedir.
Isı dengesi
Herhangi bir cismin sıcaklığı, ona ısı akışı ile kayıpları arasındaki denge ile belirlenmektedir. Karasal gezegenler de bilinen üç ısı değişimi mekanizması vardır. Bunlar; radyasyon, ısı iletimi ve konveksiyon’dan oluşmaktadır. Son ikisi çevre ile doğrudan temas gerektirmektedir. Bu nedenle kozmik boşlukta ilk mekanizma olan radyasyon en önemli ve aslında tek mekanizma haline gelmiştir. Uzay teknolojisi tasarımcıları için bu önemli sorunlar yaratmaktadır.
Ancak uzmanlar birkaç ısı kaynağını her zaman hesaba katmak zorundalardır. Güneş, gezegen (özellikle düşük yörüngelerde) ve uzay aracının kendi iç düzenekleri arasında insan vücudu için tehlike oluşturabilmektedir. Cihazın yüzeyinden ısı ve radyasyon salmanın tek bir yolu vardır. Isı akışlarının dengesini korumak için uzay teknolojisi tasarımcıları, ekran-vakum yalıtımı ve radyatörler kullanarak uzay aracının etkili albedosunu düzenlemektedir. Böyle bir sistem başarısız olduğunda, Apollo 13’ün aya yaptığı keşif hikayesinin bize hatırlattığı gibi, uzay aracındaki koşullar çok rahatsız edici hale gelebilmektedir.
Ancak bu sorunla ilk kez 20. yüzyılın ilk üçte birinde yüksek irtifa balonlarının yaratıcıları sözde stratosferik balonlar ile karşılaşılmıştır. O yıllarda, kapalı bir gondolun termoregülasyonu için karmaşık sistemlerin nasıl oluşturulacağını hala bilinmemekteydi. Bu nedenle dış yüzeyinin basit bir Albedo seçimi ile sınırlandırılmaktadır. Stratosfere ilk uçuşların tarihi, vücut sıcaklığının Albedosu’na ne kadar duyarlı olduğunu anlatmaktadır.
İsviçreli Auguste Piccard, FNRS-1 stratosferik balonunun gondolunu bir tarafı beyaz, diğer tarafı siyaha boyamıştır. Fikir gondoldaki sıcaklığın, küreyi bir yönde Güneş’e doğru çevirerek kontrol edilebilmesiydi. Rotasyon için dışarıya bir pervane yerleştirilmiştir. Ancak cihaz çalışmamış ve o sırada Güneş “siyah” taraftan parlamıştır. İlk uçuşta iç sıcaklık 38 ° C’ye yükselmiştir. Bir sonraki uçuşta, tüm kapsül güneş ışınlarını yansıtmak için gümüşle kaplanmıştır. Bu kaplama sayesinde kapsül ‘ün içinde -16 ° C lik sıcaklık oluşmuştur.
Explorer stratosferik balonunun Amerikalı tasarımcıları Picard’ın deneyimini dikkate almış ve bir uzlaşma seçeneği benimsemiştir. Kapsülün üst kısmını beyaza ve alt kısmını siyaha boyamıştır. Buradaki fikir, kürenin üst yarısının güneş radyasyonunu yansıtacağı ve alt yarısının Dünya’dan ısıyı emeceğiydi. Bu seçeneğin iyi olduğu, aynı zamanda ideal olmadığı ortaya çıkmıştır. Bu deney de kapsüldeki uçuşlar sırasında 5 ° C sıcaklık elde edilmiştir.
Rusya stratonautları, bir keçe tabakası ile alüminyum kapsülleri basitçe yalıtmıştır. Uygulamanın gösterdiği gibi, bu çözüm en başarılı olanı olarak anlaşılmıştır. Esas olarak mürettebat tarafından üretilen iç ısı, sabit bir sıcaklığı korumak için yeterliydi.
Karasal gezegenler ‘in kendi güçlü ısı kaynakları yoksa, Albedo değeri iklimi için çok önemlidir. Örneğin gezegenimiz üzerine düşen güneş ışığının %70’ini emerek kendi kızılötesi radyasyonuna dönüştürerek doğadaki su döngüsünü desteklemekte, fotosentez sonucu biyokütle, petrol, kömür, gazda depolamaktadır.
Ay ise, neredeyse tüm güneş ışığını emmekte ve onu beceriksizce yüksek entropili kızılötesi radyasyona dönüştürmektedir. Böylece oldukça yüksek sıcaklığını korumaktadır. Ancak Enceladus mükemmel beyaz yüzeyiyle, neredeyse tüm güneş ışığını gururla itmektedir. Bunun bedelini ise korkunç derecede düşük bir yüzey sıcaklığıyla ödemektedir. Ortalama yaklaşık –200 ° C ve bazı yerlerde –240 ° C’ye kadar sıcaklığı düşebilmektedir. Bununla birlikte bu uydu alternatif bir enerji kaynağına sahip olduğu için dış soğuktan fazla etkilenmemektedir. Komşusu Satürn’ün gelgit yerçekimi etkisi, buzul altını koruyan sıvı haldeki okyanustur.
Ancak karasal gezegenler ‘in çok zayıf iç ısı kaynakları vardır. Bu nedenle katı yüzeylerinin sıcaklığı büyük ölçüde atmosferin özelliklerine göre değişmektedir. Bir yandan güneş ışınlarının bir kısmını uzaya geri yansıtma yeteneğine ve diğer yandan da atmosferin özelliklerine bağlıdır. Diğer yandan, atmosferden geçen radyasyon enerjisini gezegenin yüzeyine tutmak mümkündür.
Sera etkisi ve iklimi
Gezegenin Güneş’ten ne kadar uzakta olduğuna ve güneş ışığının ne kadarını emdiğine bağlı olarak, gezegenin yüzeyinde ve ikliminde sıcaklık koşulları oluşmaktadır. Herhangi bir kendi kendini aydınlatan cismin, örneğin bir yıldızın görüntüsü neye benzemektedir? Çoğu durumda bir yıldızın spektrumu, maksimumun konumunun yıldız yüzeyinin sıcaklığına bağlı olduğu neredeyse Planckian bir eğridir. Bir yıldızın aksine, gezegenin tayfında iki “tümsek” vardır. Optik aralıktaki yıldız ışığının bir kısmını yansıtmaktadır. Diğer kısmını kızılötesi aralıkta emmekte ve yeniden yaymaktadır. Bu iki tümseğin altındaki göreli alan, tam olarak ışığın yansıma derecesi, yani Albedo tarafından belirlenmektedir.
Karasal gezegenlere ilk bakışta, durum paradoksaldır. Venüs, güneş ışığının neredeyse %80’ini yansıtmakta ve yalnızca %20’sini emmektedir. Merkür ise, neredeyse hiçbir şeyi yansıtmamakta ve her şeyi emmektedir. Ayrıca Venüs, Güneş’ten ve Merkür’den daha uzaktır. Bulutlu yüzeyinin birimi başına 3.4 kat daha az güneş ışığı düşmektedir. Albedo farkı dikkate alındığında, Merkür’ün katı yüzeyinin her metrekaresi, Venüs’teki aynı yüzeyden neredeyse 16 kat daha fazla güneş ısısı almaktadır. Yine de, Venüs’ün tüm katı yüzeyinde cehennem koşulları ve çok büyük bir sıcaklık oluşmaktadır. Merkür ise daha soğuktur. Kutuplarda genellikle Antarktika bulunmaktadır. Ekvatorda ise ortalama sıcaklık 67 ° C’dir. Elbette Merkür’ün yüzeyi gündüz 430 °C’ye kadar ısınmaktadır. Ancak geceleri –170 °C’ye kadar soğumaktadır. Ancak zaten 1.5-2 metre derinlikte, günlük dalgalanmalar yumuşatılmaktadır. Bunun hakkında ortalama 67 ° C yüzey sıcaklığından bahsedilebilmektedir. Ayrıca Merkür’ün orta enlemlerinde genellikle oda sıcaklığı vardır.
Sorun ne? Neden Güneş’e yakın ve ışınlarını isteyerek emen Merkür, oda sıcaklığında ısınırken, Güneş’ten daha uzak ve ışınlarını aktif olarak yansıtan Venüs bir fırın gibidir.
Dünya’nın atmosferi ise, neredeyse şeffaftır. Gelen güneş ışığının %80’inin geçmesine izin vermektedir. Konveksiyon sonucu hava uzaya gitmemektedir. Gezegenimiz buna izin vermemektedir. Bu durum yalnızca kızılötesi radyasyon şeklinde soğutulabileceği anlamına gelmektedir. Kızılötesi radyasyon kilitli kalırsa, atmosferin onu salmayan katmanlarını ısıtmaktadır. Bu katmanların kendileri bir ısı kaynağı haline gelmekte ve kısmen onu yüzeye geri yönlendirmektedir. Radyasyonun bir kısmı uzaya gitmekte, ancak çoğu Dünya yüzeyine geri dönmektedir. Ayrıca termodinamik denge kurulana kadar onu ısıtmaktadır.
Sıcaklık yükseldiğinde spektrumdaki maksimum değer, atmosferde kızılötesi ışınların uzaya kaçacağı bir “şeffaflık penceresi” bulana kadar değişmektedir. Buna Wien yasası denmektedir. Isı akışlarının dengesi kurulmakta, ancak o zaman atmosferin yokluğunda olabileceğinden daha yüksek bir sıcaklıkta olmaktadır. Bu da tipik bir sera etkisi yaratmaktadır.
Hayatımızda çoğu zaman sera etkisi ile karşı karşıya kalmaktayız. Sadece bir bahçe serasını ısıtmak veya ısı transferini azaltmak için kullanmaktayız. Bu örneklerde içlerinde hem radyan hem de taşınım la ısı atımı azaldığından, saf bir sera etkisi göstermemektedir.
Açık bir soğuk gece örneği, açıklanan etkiye çok daha yakındır. Kuru hava, bulutsuz gökyüzü (örneğin çölde), gün batımından sonra dünya hızla soğumaktadır. Nemli hava ve bulutlar günlük sıcaklık dalgalanmalarını yumuşatmaktadır. Ne yazık ki, bu etki gökbilimciler tarafından iyi bilinmektedir. Açık yıldızlı geceler özellikle soğuktur, bu da teleskopla çalışmayı çok rahatsız etmektedir. Isıyı taşıyan ise, kızılötesi radyasyonun ana engeli olarak hizmet eden atmosferdeki su buharıdır.
Ay’ın atmosferi yoktur. Yani sera etkisi de yoktur. Yüzeyinde termodinamik denge açık bir biçimde kurulmaktadır. Atmosfer ile katı bir yüzey arasında radyasyon alışverişi bulunmamaktadır. Mars ise, ince bir atmosfere sahiptir. Ancak yine de sera etkisi 8 ° C’yi geçmemektedir. Dünya’da ise neredeyse 40 °C sıcaklık oluşabilmektedir. Gezegenimiz bu kadar yoğun bir atmosfere sahip olmasaydı, Dünya’nın sıcaklığı 40 ° C daha düşük olurdu. Bugün dünya genelinde ortalama en yüksek sıcaklık 15 °C,en düşük ise, -25 °C olurdu. Bunun etkisi ile, tüm okyanuslar donardı. Dünya’nın yüzeyi kardan beyaza döner, albedo yükselecek ve sıcaklık daha da düşecekti. Ancak atmosferimizdeki sera etkisinin işe yaraması ve bizi sıcak tutması iyidir. Venüs’te ise bu durum, daha da güçlü bir şekilde çalışmaktadır. Ayrıca bu durum Venüs sıcaklığını ortalama 500 dereceden fazla artırmaktadır.
Karasal gezegenlerin yüzeyi
Şimdiye kadar, diğer gezegenlerin ayrıntılı bir incelemesine girişmedik, esas olarak kendimizi onların yüzeylerini gözlemlemekle sınırladık. Bilim için gezegenin görünümü hakkında bilgi ne kadar önemlidir? Yüzeyinin görüntüsü bize hangi değeri söyleyebilir? Satürn veya Jüpiter gazlı bir gezegense veya katıysa? Venüs yoğun bir bulut katmanıyla kaplıysa? O zaman demektir ki, biz yalnızca üst bulut katmanını görüyoruz. Bu nedenle gezegenin kendisi hakkında neredeyse hiçbir bilgimiz yoktur. Bulutlu atmosfer, jeologların dediği gibi süper genç bir yüzeydir. Bugün böyle ve yarın farklı olacak ya da olmayacak. 1000 yıl ise, bu gezegenin yaşamında sadece bir andır.
Jüpiter’deki Büyük Kırmızı Nokta veya Venüs’teki iki gezegensel siklon 300 yıldır gözlemlenmektedir. Ancak bize sadece atmosferlerinin modern dinamiklerinin bazı genel özelliklerini anlatmaktadır. Bu gezegenlere bakan torunlarımız tamamen farklı bir resim görebilir ve atalarımızın hangi resmi görmüş olabileceğini asla bilemeyeceğiz. Dolayısıyla yoğun bir atmosfere sahip gezegenlere dışarıdan baktığımızda, yalnızca değişken bir bulut tabakası gördüğümüz için geçmişlerini yargılayamayız. Bu tamamen farklı bir konudur. Yüzeyleri milyarlarca yıl boyunca meydana gelen göktaşı bombardımanlarının ve jeolojik süreçlerin izlerini taşıyan Ay veya Merkür’dür.
Karasal gezegenlerin bu şekilde bombalanması pratikte hiçbir iz bırakmamaktadır. Bu olaylardan bir tanesi, yirminci yüzyılın sonlarında gökbilimcilerin gözünün önünde gerçekleşmiştir. Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızından bahsediyoruz. 1993’te Jüpiter’in yakınında iki düzine küçük kuyruklu yıldızdan oluşan garip bir zincir görülmüştür. Hesaplamalara göre bunların 1992’de Jüpiter’in yakınından geçen ve güçlü yerçekimi alanının gelgit etkisiyle parçalanan bir kuyruklu yıldızın parçaları olduğunu göstermiştir.
Gökbilimciler kuyruklu yıldızın bozunma bölümünü görememişlerdir. Ancak yalnızca kuyruklu yıldız parçaları zincirinin “bir tren gibi” Jüpiter’den uzaklaştığı anı yakalamışlardır. Parçalanma olmasaydı, hiperbolik bir yörünge boyunca Jüpiter’e uçan kuyruklu yıldız, hiperbolün ikinci dalı boyunca mesafeye girecek ve büyük olasılıkla Jüpiter’e bir daha asla yaklaşmayacaktı. Ancak kuyruklu yıldızın gövdesi gelgit stresine dayanamadı ve çöktü. Kuyruklu yıldızın gövdesinin deformasyonu ve yırtılması için harcanan enerji, yörünge hareketinin kinetik enerjisini azaltarak parçaları hiperbolik bir yörüngeden eliptik bir yörüngeye aktararak Jüpiter’in etrafında kapandı. Pratikte Periapsisteki yörünge mesafesinin Jüpiter’in yarıçapından daha az olduğu ortaya çıktı. 1994’teki bu enkaz birbiri ardına gezegene çarptı.
Kuyruklu yıldız çekirdeğinin her bir parçası, 1 × 1.5 km boyutunda bir buz bloğudur. Buna karşılık, 60 km / s hızında (Jüpiter için ikinci kozmik hız) dev bir gezegenin atmosferine uçmalarıydı. Belirli bir kinetik enerjiye (60/11) sahiplerdi. Dünyada ki gökbilimciler büyük ilgiyle güvendeyken Jüpiter’deki kozmik felaketi gözlemlediler. Ne yazık ki, kuyruklu yıldızın parçaları Jüpiter’e o anda Dünya’dan görünmeyen taraftan çarptı.
Neyse ki, tam bu sırada Jüpiter’e giderken bir uzay sondası “Galileo” vardı. Bu bölümleri gördü ve bize gösterdi. Jüpiter’in hızlı günlük dönüşü nedeniyle, çarpışma alanları birkaç saat içinde yer tabanlı teleskopların ve özellikle değerli olan Hubble Uzay Teleskobu gibi Dünya’ya yakın teleskopların kullanımına açıldı. Bu çok faydalıydı, çünkü Jüpiter’in atmosferine çarpan her blok devasa bir patlamaya neden oldu. Üst bulut katmanını yok etti ve bir süre için Jüpiter atmosferinin derinliklerinde bir görüş penceresi yarattı. Böylece kuyruklu yıldız bombardımanı sayesinde kısa bir süre oraya bakabildik. Ancak 2 ay geçti ve bulutlu yüzeyde hiçbir iz kalmadı. Bulutlar hiçbir şey olmamış gibi tüm pencereleri kapladı.
Karasal gezegenlere dahil olan Dünya ise farklı bir konudur. Göktaşı izleri gezegenimizde uzun süre kalabilmektedir. Günümüzde devamlılığını sürdüren yaklaşık 1 km çapında ve yaklaşık 50 bin yıllık en popüler göktaşı krateri bulunmaktadır. Hala açıkça görülebilmektedir. Ancak 200 milyon yıldan daha uzun bir süre önce oluşan kraterler, ancak ince jeolojik yöntemlerle bulunabilmektedir.
Bu arada, Dünya’ya düşen büyük bir göktaşının boyutu ile oluşturduğu kraterin çapı arasında oldukça büyük bir oran vardır. Bu oran 1/20 olarak bilinmektedir. Arizona’da yaklaşık 50 m çapında küçük bir asteroidin çarpması sonucu bir kilometre çapında bir krater oluşmuştur. Günümüz de yaklaşık 200 büyük krater bilinmektedir. Onlara astroblem (göksel yaralar) denmektedir. Ayrıca her yıl birkaç yenisi keşfedilmektedir. En büyüğü 300 km çapa sahiptir ve Güney Afrika’da bulunmaktadır. Yaşının yaklaşık 2 milyar yıl olduğu düşünülmektedir. Ayrıca Rusya topraklarında bulunan 100 km çapında ki Yakutya en büyük Popigai kraterine sahiptir. Elbette daha büyükleri de bulunmaktadır. Örneğin okyanusların dibinde, fark edilmelerinin daha zor olduğu yerlerde olabilmektedir. Okyanus tabanı jeolojik olarak kıtalardan daha gençtir. Antarktika’nın da 500 km çapında bir kratere sahip olduğu bilinmektedir. Su altında ve varlığı sadece alt profilden belli olmaktadır.
