Güneş Sistemimiz Güneş Sistemi Güneş Sistemi Nedir

Güneş Sistemimiz Güneş Sistemi Güneş Sistemi Nedir

Yıldızlar da bizim gibi doğar yaşar ve ölürler.Bize yaşam kaynağı olan Güneş ve ailesi olan gezegenler daha önce yaşamış ve ölmüş yıldızlarda üretilmiş maddeden oluşmuştur.Yani biz bir bakıma bu yıldızların çocuklarıyız.

İçinde yaşadığımız evren yaklaşık 15 milyar yıl önce,Büyük Patlama'yla ortaya çıktı.Büyük Patlama'dan birkaç milyar yıl sonra,Evren,bu patlamanın ürünü hidrojen ve helyumla doluydu.Zamanla,bu gaz bulutunda kararsızlıklar belirlemeye başladı.Bu kararsızlıklar sonucu bulutsu topraklaşmaya başladı.Topraklaşan bu gazlar ilk yıldızları oluşturdular.

Peki, yıldızlar, gezegenler ve uyduları nasıl oluyor da bir arada durabiliyorlar?Bunu bir kuvvet sağlıyor.Bu kuvvet doğadaki temel kuvvetlerden biri olan kütle çekimidir.Kütle
çekimi,kütlesi olan her cismin,ötekini çekmesidir.Yani gezegenler ve Güneş ;Ay ve Dünya; birbirlerini kütle çekimi sayesinde
çekiyorlar Bizi ve yeryüzündeki tüm cisimleri yere doğru çeken kuvvet de kütle çekimidir.

Yıldızların dev gaz bulutlarından oluştuğunu söylemiştik.Bu oluşum da kütle çekimi sayesinde gerçekleşir.Bulutsunun içerisindeki gaz,belli bölgelerde topraklaşmaya başlarsa,o bölgenin yoğunluğu artar.Buna bağlı olarak kütle çekimi de kuvvetlendiğinden çevresindeki maddeyi kendine çekmeye başlar.Madde giderek burada birikir.Kütle arttıkça çevreden buraya daha fazla madde toplanır.İlkel yıldızın kütlesi giderek bu şekilde artar.Başlangıçta soğuk olan bulutsu,sıkıştıkça ısınır.İlkel yıldız ,yeterli kütleye sahip olunca merkezindeki sıcaklık yaklaşık 1.000.000 dereceye çıkar.İşte yıldızlar bu enerji sayesinde parlarlar.ulaşır.Bu sayede hidrojen atomu çekirdekleri kaynaşarak helyum atomu çekirdeklerini oluşturmaya başlar.Hidrojenin helyuma dönüşümüne termonükleer tepkime denir.Bu tepkimenin yan ürünü olarak,büyük miktarda enerji ortaya

Yıldızda hidrojen azalmaya başladığında,helyumdan bir çekirdek oluşmuştur.Bu çekirdek yine sıcaklığın ve basıncın etkisiyle yeni tepkimelere sahne olur.Önce helyum,karbona dönüşmeye başlar.Bu dönüşme karbondan sonra sırasıyla,neon,oksijen,silisyum ve demir olarak sürer.Demirden ağır elementler
bir yıldızda üretilemez.Çünkü bu elementleri üretmek için gerekli sıcaklık ve basınç bir yıldızda ortaya çıkamaz.Bu elementler ancak çok büyük patlamaların çıktığı süpernova patlamalarında oluşur.

Yıldızımız Güneş ve onun çevresindeki gezegen sistemi de bir bulutsudan oluştu.Ancak bu bulutsu İlkel Evren'de olduğu gibi yalnızca hidrojen ve helyumdan meydana gelmiyordu.Bundan başka elementler de vardı.Aksi takdirde ne gezegenler oluşabilirdi ne de yaşam.Peki nasıl oldu da ağı elementlerce zenginleşti?(Gökbilimciler hidrojen ve helyum dışındaki elementlere ağır elementler derler)Bu zenginleşmenin ilginç bir serüveni var.Ağır elementler,Büyük Patlama'dan Güneş'in oluşumuna değin geçen yaklaşık 10 milyar yıllık süreçte,ilk yıldızlarda üretildiler.Daha sonra bu yıldızlar,yaşamlarının sonuna geldiklerinde sahip oldukları maddenin büyük bölümünü uzaya savurdular.Böylece başlangıçta hidrojen ve az miktarda helyum içeren yıldızlararası ortam,daha ağır elementlerce zenginleşti.Yeni yıldızlar bu elementleri içeren gazlardan oluştuklarında,gezegenleri,uyduları,asteroidleri ve kuyrukluyıldızları oluşturacak hammaddeye sahip oldular.Bu döngü sürdükçe,yıldızlararası ortam ağır elementlerce daha da zenginleşecek.İşte Güneş Sistemi'miz,gerekli hammaddeye sahip bir bulutsudan oluştu.Buradan şu sonucu çıkarabiliriz Biz oluşturan madde,daha önce yıldızlarla "pişirildi".Ya da Carl Sagan'ın deyimiyle,"bizler yıldızların çocuklarıyız"

Gezegenler
Güneş Sistemi'nde 9 gezegen vardır.Bunlar,karasal gezegenler ve gaz devleri olmak üzere iki ana gruba ayrılır.Karasal gezegenler,Merkür,Venüs,Dünya ve Plüton'dur.Karasal deyiminden de anlaşılacağı gibi,bu gezegenler,sert,kayalık yüzeylere sahiptir.Gaz devleri olan Jupiter,Satürn,Neptün ve Uranüs'se,çok büyük oranda gazdan oluşurlar;çok küçük katı çekirdekleri vardır.

Acaba, karasal gezegenler nasıl oluştu?Onların Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudaki toz parçalarından oluştuklarını söyleyebiliriz.İlkel Güneş Sistemi'nde bu toz parçaları bir araya gelerek,kondrül denen küçük gök taşlarını oluşturdular.Bu sırada sıcaklık 2000 dereceyi buluyordu.Milyarlarca yıl önce,İlkel Güneş Sistemi'nde kondrüller ve bulutsudaki toz parçaları bir araya gelerek kondrit adı verilen göktaşlarını oluşturmaya başladı.Günümüzdeki göktaşları,büyük oranda
kondüitlerdir.Bunlar Güneş Sistemi'nin oluşumundan bu yana pek bozulmadan kalmışlardır .Bu sayede yeryüzüne düşen göktaşları evrenin geçmişi hakkında bize fikir verirler.

Yörüngede Güneş çevresinde dolanan bir cisim,ne Güneş'e doğru düşer ne de uzaya savrulur.Ancak ortamda bir miktar gaz varsa,bu gaz cisim hızının azalmasına ve sarmal bir yol izleyerek Güneş'e yakınlaşmasına yol açar.Yani,cisim,çapı giderek küçülen bir yörünge izler.Güneş'e doğru yaklaşan kondrit parçaları ona daha yakın yörüngelere gelince burada birikip biraraya gelerek büyürler.Yaklaşık 1 km çapa ulaşılınca,artık gazın sürtünmesi etkisini büyük oranda yitirir.Zaten artık gaz da büyük ölçüde azalmıştır.Bu sayede cisim hemen hemen sabit bir yörüngede kalır.Yaklaşık bu boyuta ulaşan gökcisimlerine "gezegenimsi" denir.

Oluşmakta olan gezegen sistemlerinde çok sayıda gezegenimsi bulunur.Bunların yörüngeleri az çok birbirinden farklı olur.Bu nedenle,yörüngede farklı hızlarla yol alırlar.Birbirine yakın olanlar yakın hızlarla hareket ederler ve bu yüzden de kütle çekimleri birbirini etkiler.Kütle çekimi,yörüngelerde küçük sapmalara yol açabilir ve bu da çarpışmalara neden olabilir.Eğer çarpışma yeterince yavaş olursa,iki kütle birleşir ve daha büyük bir gezegenimsi ortaya çıkar.Çarpışmalar sürdükçe cisim de büyür.Eğer çarpışma hızlı olursa her iki cisim de dağılabilir.

Bilim adamları bir gezegen sistemindeki gezegenlerin oluşumunun ne kadar süreceğini bilgisayar yardımıyla hesaplamaya çalışıyorlar.Hesaba göre gezegenimsiler oluştuktan yaklaşık 20 bin yıl sonra Ay boyutlarında yüzlerce cisim ortaya çıkıyor.Gezegenlerin tam boyutlarına ulaşmalarıysa yaklaşık 10 milyon yıl alıyor.Arta kalan gezegenimsilerse,sonraki 10 milyon yıl içinde gezegenlerce yutuluyor.İşte Merkür Venüs,Dünya ve Mars böyle oluştu.

Jupiter Satürn Uranüs ve Neptün'ün yani gaz devlerinin oluşumuysa başlangıçta aynı olsa da ileriki aşamalarda biraz daha farklıdır.Güneş bulutsusunun dış katmanları,iç katmanlara oranla daha soğuk olduğundan suyun ve öteki katı halde bulunabilen gazların buz halinde yer almasına olanak tanıyordu.Bu sayede bu bölgede buz miktarı iç bölgelere oranla 10 kat fazlaydı.Gaz moleküllerinin de burada çok daha fazla olması nedeniyle burada oluşacak gezegenlerin kimyasal bileşimi de karasal gezegenlerden farklı olmalıydı.Jüpiter ve Satürn,büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluşur.Bunun yanında,daha az miktarlarda katı halde bulunabilen gazları,çok az miktarda kayayı ve metali içerir.

Jupiter ve Satürn'ün başlıca hidrojen ve helyumun oluşturduğu bileşimlerine karşın Uranüs ve Neptün çoğunlukla katı halde bulunabilen gazlardan oluşur:Su,amonyak ve metan.Hidrojen ve helyum,dış katmanlarda bulunur.Çekirdekleri Jupiter ve Satürn'de de olduğu gibi,kaya ve demir içerir.

Uydular
Gelelim sistemin daha küçük üyelerine...Gezegenlerin uydularının oluşumu üzerine bilim adamlarının varsayımları şöyle:Dev gezegenler,yoğunlaşmanın etkisiyle başlangıçta çok sıcaktı.Sıcaklığın etkisiyle,günümüzdekine oranla çok daha büyüktüler.Zamanla soğudular;soğuyunca da küçüldüler.Oluşum
aşamalarının sonlarına doğru gezegenleri oluşturan gaz ve tozun arta kalanı onların çevresinde dönmeyi sürdürüyordu.Zamanla gazın büyük bölümü gezegenlerce yutuldu ya da uzaya dağıldı.Kalan toz ve bir miktar gaz,küçük bir Güneş Sistemi oluşturur gibi,bir araya gelerek uyduları oluşturdu.

Uyduların çoğu yukarıda anlattığımız gibi oluşmuş olsa da,bazılarının gezegenlerce sonradan yakalandıkları düşünülüyor.Bu uydular ya çok basık elips biçimli yörüngelerde dolanıyorlar ya da yörünge düzlemleri sistemin geneliyle karşılaştırıldığında çok farklı.Bunlar arasında,Phoebe,Triton ve pek çok küçük uydu var.Mars'ın uyduları Phobos va Demos'un da sonradan yakalanmış oldukları düşünülüyor.

Uydumuz Ay'ın oluşumuysa başlı başına bir öykü.Ay'ın oluşumu üzerine ortaya atılan en iyi varsayım,onun Dünya'ya çarpan bir gezegenimsi tarafından ondan koparıldığı yönünde.Çarpışma,Dünya'dan önemli miktarda kayayı kopararak çevresine dağıtmış olmalı.Bundan sonraki olaylar şu şekilde gelişir Dağılan maddenin bir bölümü Dünya'ya geri düşerken,bir bölümü de uzaya saçılır.Yörüngeye giren parçalarsa zamanla bir araya gelerek Ay'ı oluşturur.

Dikkat ettiyseniz karasal gezegenlerin uydularının hepsi(Ay,Phobas ve Deimos) ya sonradan gezegenlerce yakalanmış ya da çarpışmayla ortaya çıkmış.Bu da uyduların sadece gaz devlerinin çevresinde oluştuğu varsayımını destekliyor.

Asteroidler
Asteroidler,karasal gezegenlerle gaz devleri arasındaki bölgede Astroid Kuşağı denen bir kuşakta bulunurlar.Bölgede gezegen olarak nitelendirilebilecek büyüklükte gök cismi yoktur.Kuşağın toplam kütlesi Ay'ınkinden küçüktür.Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin dağılımına baktığımızda,Güneş'e uzaklık bakımından bir düzen olduğunu fark ederiz.Her gezegenin yörüngesi,bir içtekine göre % 75 daha geniştir.Bu düzene göre Astroid Kuşağı'nın her yerinde de bir gezegen olması beklenir.Bu konuda kesin bir kanıt yoktur.Bununla birlikte,bazı gezegenbilimcilere göre bir zamanlar burada oluşmakta olan bir gezegen,Jupiter'in kütle çekimi nedeniyle parçalandı.Bir başka olasılıksa ,buradaki gezenimsiler
bir araya gelemedikleri için bir gezegen oluşturamamaları.

Kuyruklu Yıldızlar
Güneş Sistemi nerede bitiyor Bu soruya verilen geleneksel yanıt,Plüton'un
yörüngesindedir genellikle.Buna karşın,günümüzde biliyoruz ki Güneş Sistemi'nin sınırları çok daha ötelere gidiyor.50 yıl kadar önce,Kenneth,Edgewort ve Gerard Kuiper,birbirlerinden bağımsız,Plüton'un biraz ötesinde,gezegenleri oluşturan maddeden arta kalan bir kuşak bulunması gerektiğini öngördüler.Son yıllarda yapılan gözlemler,bu cisimlerin varlığını kanıtladı.Bu kuşakta her biri yaklaşık 1 km ya da daha büyük çapta,200 milyon gökcismi oluştuğunu hesapladı.Kuiper Kuşağı olarak adlandırılan bu kuşak ,Plüton ve uydusu Charon;u da içeriyor.Büyük olasılıkla Neptün'ün uydusu Triton da bu kuşağın bir üyesiydi.Triton ve bu iki uydu,kuşağın en büyük üyeleri olmalı.

Kuyruklu yıldızların yörüngelerinden çıkıp İç Güneş Sistemi'ne yönelmelerini sağlayan etki,kendi aralarındaki çarpışmaların yarattığı kararsızlıklardır.Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar (yaklaşık 100 yılda bir gelenler),büyük olasılıkla Kuiper Kuşağı'ndan gelirler.Uzun dönemli kuyrukluyıldızların geldiği başka bir bölge daha olmalı.1950 yılında gökbilimci Jan Handrik Oort bu cisimlerin kaynağıyla ilgili bir varsayım ortaya attı.Oort'a göre uzun dönemli kuyrukluyıldızlar Güneş'i küresel biçimde çevreleyen bir bölgeden geliyorlardı.Oort Bulutu olarak adlandırılan bu bölge hiç görülmediyse de yakınlarımıza gelen uzun dönemli kuyruklu yıldızların yörüngelerine baktığımızda,bizi oraya götürüyor.

Oort Bulutu'nun oluşum öyküsü ise şöyle anlatılıyor
Dev gezegenler özellikle de Jupiter yakınlarından geçen gezegenimsileri çok basık yörüngelere yerleştirir.Hatta bazen bu cisimler Güneş'in çekim kuvvetinden kurtularak bir daha dönmemek üzere yıldızlararası ortama savrulurlar.Ancak büyük bir kısmı Güneş'in çekim etkisinden kurtulmaz ve basık yörüngelerinde dönerler.Güneş'ten uzak olduklarında, hızları da azaldığından zamanlarının büyük bölümünü yörüngelerinin öteki yarısında yani Oort Bulutu'nda geçirirler.Oort Bulutu'nun dış sınırının yarı çapı yani Güneş'e uzaklığı yaklaşık birışık yılıdır.İşte bu uzaklıktan sonra, Güneş Sistemi'nin bittiğini; yıldızlararası ortamın başladığını söyleyebiliriz.

Gezegen
Bilindiği kadarıyla Güneş Sistemi'nde dokuz gezegen vardır.Bazı bilim adamları 10. gezegenin ya da Gezegen X 'in keşfedilmek üzere beklediğini düşünüyorlar.1781'de Güneş Sistemi'nin boyutlarını yaklaşık iki katına çıkaran bir keşif yapıldı;Uranüs keşfedildi.1800'lü yıllara gelindiğinde, gökbilimciler,Uranüs'ten sonra bir gezegen bulunması gerektiği kanısına varmışlardı.Çünkü Uranüs'ün yörüngesinde küçük bir sapma vardı.1841'de Neptün'ün keşfi Uranüs'ün yörüngesindeki sapmayı açıklamada yeterli olmadı.Bu nedenle Gezegen X için aramalar sürdürüldü.

1930'da Amerikalı gökbilimci Clyde Tombauh, çekilmiş binlerce fotoğrafı incelerken dokuzuncu gezegen olan Plüton'u buldu.Ancak Plüton,Dünya'nın % 1'i kütlesiyle,Uranüs üzerinde önemli bir etkiye sahip olamazdı.

Peki,Hubble Uzay Teleskopu gibi çok güçlü teleskoplarla baktığımız günümüzde,eğer varsa bu gezegeni neden göremiyoruz Varsayımlardan biri bu gezegenin Güneş'e çok uzakta yer aldığı için güneş ışığının çok azını yansıtması.Bu gezenin bugüne kadar keşfedilmemesinin bir başka nedeni de aslında gök bilimcilerin nereye bakacaklarını bilmemeleridir.Göz ardı etmemek gerekir ki Plüton'un keşfindeki en büyük etken Clyde Tombaugh'un yoğun çabalarıdır.Binlerce fotoğraf plakası üzerindeki yüzlerce noktayı birbiriyle karşılaştırarak bir sonuç elde etmek küçümsenecek bir çaba değil.

Uranüs'ün yörüngesindeki küçük sapmalara bakılarak,10 gezegenin yeri saptanmaya çalışılıyor;ancak,bu hesaplardaki hata payı çok büyük.Yapılan bazı hesaplar,bu gezegenin günümüzde Akrep Takımyıldızı sınırları içinde kaldığını gösteriyor.Bu bölge
Samanyolu düzlemine denk geldiğinden,buradaki yıldız yoğunluğu içinde bir gezegen aramak,samanlıkta iğne aramaya benziyor.

Bode Yasası
Her ne kadar bu yasanın adı Bode Yasası olarak bilinse de aslında Johann Titus adlı bir fizikçi ve matematikçi tarafından 1766 yılında bulunmuştur.Bu yasa daha sonra,1772'de Bode tarafından yeniden ele alınmış ve bu nedenle onun adıyla tanınmıştır.

Bode Yasası,gezegenlerin Güneş'e uzaklığının hesaplanacağı basit bir formüle dayanır.Formülde uzaklıklar,astronomi birimiyle (ab)ifade edilir.(Bir astronomi birimi Dünya'nın Güneş'e uzaklığıdır.Yaklaşık 150 milyon km)Bode sayısına göre 0,3,6,12,24,...(3.2n) serisindeki sayılardan her biri Güneş'e olan uzaklıklarına göre,bir gezegene denk gelir.Yani 0 Merkür'e,3 Venüs'e,6 Dünya'ya .... Gezegenin uzaklığını bulmak için,bu seriden o gezegene denk gelen sayıya 4 eklenir.Bulunan sonuç 10'a bölündüğünde gezegenin uzaklığı astronomi cinsinden bulunur.Örneğin Merkür'ün uzaklığı (0+4)/10=0,4, Dünya'nın uzaklığı (6+4)/10 astronomi birimi olarak bulunur.(Gezegenlerin Güneş'e göre sıralanmalarına göre 0,3,6,9,... baz alınır)

Tam Güneş Tutulması
11 Ağustos 1999 günü,en ilginç olaylardan birine tanık olmuştuk.Üstelik bu olay öyle sık karşılanan bir gök olayı değildi.Pek çok kişi,yaşamı boyunca ancak bir kez tanık olmuştur tam Güneş tutulmasına.Güneş tutulmaları yaklaşık 6 ayda bir gerçekleşir.Bunların çoğu tam tutulma değildir.Ayrıca,Dünya üzerinde dar bir hatta gözlenebilir bu tutulmalar.Bu nedenle bir Güneş tutulmasının yakınımızda gerçekleşmesi düşük bir olasılıktır.

11 Ağustos 1999'ta gerçekleşen Güneş tutulması için en uygun gözlem yerinden birisi Türkiye'ydi. Dünyanın pek çok ülkesinden binlerce meraklı,yüzyılın son Güneş tutulmasını izlemek için ülkemize geldi.

Tutulma en iyi nerede ve nasıl gözlenmişti?Bu sorulara değinmeden önce,tutulmaların nasıl oluştuğunu açıklayalım.Tutulma en yalın tanımıyla, bir gökcisminin ötekinden gelen ışığı kesmesidir.İkili yıldızların birini örtmelerini saymazsak,iki tür tutulmayla karşılaşırız.Bunlar Ay tutulmaları ve güneş tutulmalarıdır.

Güneş Sistemi'nde,gezegenler de uyduları da ,hemen hemen aynı düzlemde dolanırlar.Tutlmalar da bu nedenle oluşur.Bunu daha iyi anlamak için basit bir deney yapabiliriz.Deney için gereksinim duyacaklarımız şunlar:Bir fener,iki pinpon topu bir masa.Masa düzlemimiz, fener de Güneş'imiz olsun.Toplardan birincisini masanın üstüne koyalım ve fenerin ışığını ona doğru tutalım.İkinci topu, fenerle birinci topun arasına yerleştirelim.Gölgenin birinci topa düştüğünü göreceğiz.Eğer birinci topun üzerinden bakabilseydik,fenerin ışığının ikinci topu tarafından örtüldüğünü görürdük.İkinci toptan birinci topa baksaydık,birinci topun gölgede kaldığını görecektik. Güneş ve Ay tutulmalarında
da durum bundan farklı değildir.Dünya Ay ile Güneş'in arasına girdiğinde Ay'a ulaşan Güneş ışığını keser.Yani Ay Dünya'nın gölgesinde kalmış olur. İşte Ay tutulmaları böyle oluşur.Ay,Dünya ile Güneş'in arasına girdiğinde Ay'ın gölgesi Dünya'nın üzerine düşer.Böylece bu gölgenin düştüğü yerde Güneş tutulması oluşur.Ay tutulmaları ay dolunay evresindeyken,Güneş tutulmalarıysa Ay yeniay evresindeyken oluşur.Niçin böyle olduğunu biraz önce yaptığımız deneyle çıkarabilirizv Tutulmaları anladıktan sonra şimdi bir düşünelim Ay Dünya çevresindeki bir turunu yaklaşık bir ayda tamamlar.Ay bu turu sırasında bir kez

yeniay evresinde bir kez de dolunay çevresinde bulunur.Yani Ay ayda bir kez Güneş'le Dünya'nın arasına girer.Bu durumda Ay'da bir güneş tutulması bir de ay tutulması beklenmez mi?Tutulmaların bu kadar sık olmamasının nedeni,Ay'ın yörünge düzleminin Dünyanınkine göre biraz eğik olmasıdır.Ay genellikle tam Dünya ve Gü,neş arasından değil,azıcık altından ya da üzerinden geçer.Bazen de Ay ya da Güneş'in sadece bir bölümü tutulur.Buna parçalı tutulma denir.

Tam Güneş tutulmalarında Ay Güneş'i bir kenardan başlayarak örter.Parçalı tutulmanın başlangıcından yaklaşık 1 saat 20 dakika sonra tam tutulma başlar.Tam tutulma sırasında hava gece olduğu kadar olmasa da kararır.Ancak ufka baktığınızda aydınlık olduğunu görürüz.Tam tutulma sırasında parlak yıldızları ve gezegenleri görebiliriz.

Tam tutulma sırasında bitkiler ve hayvanlar akşam olunca verdikleri tepkileri verirler. Bazı çiçekli bitkiler çiçeklerini kapatır;kuşlar şarkıyı kesip uykuya çekilirler.Elbette ki iki dakika sonra havanın yeniden aydınlanmaya başlaması onlar için epeyce şaşırtıcı olsa gerek.

Şimdi gelelim tam tutulmanın meydana geldiği 11 Ağustos gününe.Türkiye bu tutulmanın gözlenebileceği en uygun ülkelerden birisi.Bu nedenle bu önemli gök olayını izlemek üzere pek çok yabancı konuk ülkemize gelmiştir.Tam tutulma hattı Atlantik Okyanus'unda başlayıp İngiltere'nin güneyinde karaya ayak bastıktan sonra Avrupa'yı geçerek Karadeniz'e ulaşıyor.Tutulma Türkiye'ye Cide'den giriyor ve Cizre ' ye kadar uzanan 110 km genişliğinde bir şerit üzerinde ilerliyor.Tam Güneş
tutulmasını görmek için bu şerit üzerinde bulunmamız gerekiyor.Tam tutulma 1999 yılında Bartın'da 2 dakika 25 saniye Cizre'de 2 dakika sürmüştür.

Güneş gözlemleri için başlıca iki yöntemden yararlanırız.Bunlardan birincisi Güneş'ten gelen ışınımı büyük oranda soğuran filtreler kullanmaktır.Güneş gözlemleri için tasarlanmış filtreler sadece Güneş'in görünür ışınını değil gözümüzün algılayamadığı ama ona zararlı morötesi ve kızılötesi ışınımı da soğurur.Özel hazırlanmış filtreler dışında koyu renkli saydamlara güvenmemeliyiz.Bu saydamlar görünür ışığı büyük oranda geçirmeyecek rahat bir görüş sağlayabilir; ancak,bu onların zararlı ışınları geçirmediği anlamına gelmez.

Güneş gözlemleri için sıkça kullanılan filtrelerden biri de isli camdır.Özenle hazırlanmış isli cam iyi koruma sağlasa da hem camı isli biçimde islemenin zorluğu,hem de is tabakasının çok kırılgan oluşu nedeniyle tavsiye edilmiyor.

Güneş gözlemleri için ikinci belki de en güvenli yöntem bir kartona kalınca bir çiviyle açılmış küçük bir delikten Güneş'in görüntüsünü düzgün beyaz bir yüzeye, örneğin bir kağıda düşürmektir.Böylece hem Güneş'e doğrudan bakmamış oluruz;hem de onun büyücek bir görüntüsünü elde ederiz.Delik yerine dürbün ya da teleskoptan gelen ışığı bir yüzeye düşürürsek daha iyi sonuç alırız.Ancak,gözümüzde tutulma gözlüğü olduğu halde Güneş'e dürbün ya da teleskopla akmamalıyız.Tutulma gözlüklerindeki filtreler çıplak göz için tasarlanmıştı.Dürbün ya da teleskoptan gelen güçlü ışığı kesmekte yetersiz kalırlar.Dürbün ya da teleskopla Güneş gözlemi yapmak için bu iş için tasarlanmış aygıtın önüne yerleştirilen filtreler kullanılmalıdır.Üstelik Güneş tutulması gözleminde bir dürbün ya da teleskopa ihtiyaç duymayacağız.Nitekim pek çok amatör gökbilimci Güneş tutulmalarını izlemenin en iyi yolunun sadece bir filtre yardımıyla yapılan gözlem olduğunda birleşiyor.Yaklaşık 2 dakika süren tam tutulma sırasında yani Güneş tam olarak örtüldüğündeyse renkküreyi görebilmek için ona çıplak gözle bakabilirsiniz.Benden söylemesi!

Bazı gezegenlerin aşağıda özellikleri tanıtılmıştır:

Güneş
Dönme süresi .25-26 gün
Ortalama Yüzey Sıcaklığı 6000 santigrat derece
Yarıçap 695000 km . 109 dünya yarı çapı
Kütle 332.830 dünya kütlesi
Yaş 4,5 milyar yıl
Bileşimi % 92,1 hidrojen , % 7,8 helyum, % 0,1 öteki elementler

Merkür
Güneş'e uzaklık 58 milyon km
Yörüngede dolanma süresi 88 gün
Dönme süresi 59 gün
Ortalama yüzey sıcaklığı 167 santigrat derece
Yarı çap 2.439 km
Kütle 0,053 dünya kütlesi
Uydu sayısı 0
Atmosfer bileşimi % 42 helyum,% 42 sodyum,% 15 oksijen,% 1 öteki gazlar

Venüs
Güneş'e uzaklık 108 milyon km
Yörüngede dolanma süresi 225 gün
Dönme süresi 243 gün
Ortalama yüzey sıcaklığı 457 santigrat derece
Yarıçap 6.051 km
Kütle 0.815 dünya kütlesi
Uydu sayısı 0
Atmosfer bileşimi % 96 karbondioksit,% 3 azot,% 1 öteki gazlar

Mars
Güneş'e uzaklık 228 milyon km
Yörüngede dolanma süresi 687 gün
Dönme süresi 24,6 saat

Ortalama yüzey sıcaklığı:-63 santigrat derece
Yarıçap 3.397 km
Kütle 0,107 dünya kütlesi
Uydu sayısı 2
Atmosfer bileşimi % 95,3 karbondioksit, % 2,7 azot,% 0,3 oksijen ve öteki gazlar

Satürn
Güneş'e uzaklık 1.429.400.000
Yörüngede dolanma süresi 29,5 yıl
Dönme süresi 10,2 saat
Ortalama bulut sıcaklığı -125 santigrat derece
Yarıçap 60.268 km
Uydu sayısı 30
kütle 95,181 dünya kütlesi
Atmosfer bileşimi% 97 hidrojen,% 3 helyum ve çok az miktarda öteki gazlar