Ay,

Yer’in tek doğal uydusu. Yer ve yer- benzeri gezegenler (Merkür, Venüs, Mars) gibi katı halde ve yaklaşık olarak küre biçimindedir. Yarıçapı 1.738 km dolayındadır. Bu, Yer’in Ekvator’daki yarıçapının yalnızca 0,2725’idir. Kütlesi de Yer’in kütlesinin yalnızca 1/81,3’ü olan Ay’ın yüzeyinden bir parçacığın kurtulabilmesi için gereken hız (kurtulma hızı) Yer yüzeyindeki kurtulma hızının 0,213’üdür. Bu veriler, sıcaklık koşullarının geçmişte de günümüzdeki gibi olduğu varsayımıyla, Ay’ın atmosferini oluşturan molekül ve atomların Ay’ın yüzeyinden, bu uydunun yaşam süresine oranla çok kısa bir süre içinde kurtulup gitmiş olmasını açıklamaya yeterlidir. Ay’ın ortalama yoğunluğu 3,34 gr/cm3 dolayındadır. Bu değer Yer’in çekirdek kabuğunun yoğunluğuna yakındır. Ama Ay yüzünden getirilen kayaçların incelenmesinden, Ay’ın iç yapısının Yer’inkiyle aynı olmadığı, çekirdeğinin çok küçük olduğu, hatta belki de hiç çekirdeğinin bulunmadığı anlaşılmıştır. Ay, Güneş ışığını yansıtarak ışık verir; aklık derecesi (yansıtılan ışığın alınan ışığa oranı) yalnızca 0,073’tür. Parlaklığı, evrelerine bağlı olarak değişir. Bunun nedeni yüzeyinin engebeli oluşu ve bunun sonucu

de Ay’ın devinimini etkileyen bütün etkenler birlikte hesaba katılabilir ve sonuç istenen düzeyde bir kesinlikle elde edilebilir. Laser ışınları ya da radyo dalgalarıyla yapılan gözlemlerde birkaç cm’lik devinimler bile sezilebildiğinden, hesapların da bu ölçüde kesin sonuçlar vermesi gerekmektedir. Ay’ın devinimine ilişkin gözlem sonuçlarıyla hesaplanan değerler arasındaki küçük farkların incelenmesi ve çözülmesi birçok yeni buluşa yol açmıştır. AY’IN KÜTLESİ VE ÇEKİM ALANI AY’IN KÜTLESİ. Bir gökcisminin kütlesi, ancak başka cisimler üzerindeki kütleçekimi etkisi aracılığıyla belirlenebilir ve ancak standart olarak alınan başka bir gökcisminin (genellikle Güneş ya da Yer) kütlesine oranlanarak ifade edilebilir, fi ile gösterilen Ay kütlesi/Yer kütlesi oranı, 1965’e değin ancak teleskoplu gözlemler aracılığıyla ve ancak 3 ondalığa kadar hesaplanabiliyordu. Ay yörüngesinin ötesinde yol alan uzay araçlarının hareketinde Ay’ın ve Yer’in çekim alınlannın yarattığı tedirginliklerin 1962’den bu yana incelenmesiyle bu oran fi= 1/81,3007 = 0,012300 olarak belirlenmiştir. Buradan, Ay’ın kütlesinin Güneş’in kütlesine oranının da 1/26.410.940 olduğu sonucu çıkar. Yer’in kütlesi 5,977 x 1027 gr olarak alınırsa, Ay’ın kütlesi de 7,352 x 1025 gr olarak belirlenmiş olur. Ay’m kütlesi Yer’inkinin ancak 1/81’i kadar olduğundan, Yer-Ay sisteminin ağırlık merkezi, Yer’in merkezinden ancak 4.700 km uzaklıktadır, vani yerkürenin içindedir. A Y ’IN ÇEKİM ALANI. Küresel bakışıma sahip bir gökcisminin başka cisimler üzerindeki kütleçekimi etkisi, kütlesinin bir noktada toplanmış olması durumundaki etkiye eşdeğerdir. Gökcisminin biçimi düzgün değilse, çekim alanı da bundan etkilenir. Bu nedenle, bir cismin çekim alanının incelenmesi, temelde, o cismin biçiminin küreselden ne kadar saptığının araştırılmasına indirgenir. Tam küresel olmayan bir gökcisminin üçeksenliliğinden söz edilir. Bu eksenler, genellikle cismin çevresinde döndüğü en büyük eylemsizlik momenti ekseni (C), genellikle ekvator düzleminde bulunan en küçük eylemsizlik momenti ekseni (A) ve bu iki eksene dik üçüncü bir eksendir (B). Yer’in Ekvator’u hemen hemen tam dairesel olduğundan, A ve B eksenlerine göre momentler birbirine eşittir; yani Yer Ekvator’da çepeçevre bir şişkinlik gösterir.
Ay ise, anlaşıldığı kadarıyla kütlesini ekvatorunda düzgün biçimde yayabilecek kadar yüksek bir dönme hızına hiç erişememiştir. Sonuçta Ay’da yalnızca bir doğrultuda, (Yer-Ay çizgisi doğrultusunda) bir şişkinlik vardır. A, B ve C eksenlerine göre eylemsizlik momentleri arasında belirli bir biçimde oluşturulan oranlar, Ay’ın ekvatorunun Yer-Ay doğrultusundan ve kutuplardan geçen kesitinin, gene kutuplardan geçen buna dik kesitinin elipslik derecelerini verir. Ay’ ın, biçimine ilişkin bu niteliği 19. yüzyılda ve 20. yüzyılın başlarında geliştirilen Ay kuramlarında göz önüne alınmıştı. Ay’ın çekim alanına ilişkin daha ayrıntılı bilgiler 1966’da Ay çevresinde yörüngeye oturtulan “Luna 10” uzay aracı tarafından sağlanmıştır. Ay’ın biçiminin çok yumrulu olduğunu ve günümüz gözlemlerinin ulaştığı kesinlik düzeyi açısından üçeksenli betimlemenin de artık yeterli olmadığını eklemek gerekir. Yerel çekim anormallikleri. Gönderilen uzay araçlarının Ay yakınında izlediği yolda, ilkin 1966’da bazı anormallikler gözlendi. Bunların kaynağının, araçların kimi Ay denizlerinin üstünden geçerken beklenmedik ivmelenmeye uğramaları olduğu 1968’de anlaşılabildi. Bu anormal ivmelenmelere Ay’ daki halkalı denizlerin hepsinde bulunduğu saptanan ve maskon adı verilen kütle yoğunlaşmalarının neden olduğu belirlendi. AY’IN FİZİKSEL ÖZELLİKLERİNİN İNCELENMESİ Ay’ın yüzeyi, 1609’da Galilei’nin ilk gözleminden bu yana teleskopla sürekli olarak incelenmiştir. Ay yüzeyinin ilk ayrıntılı haritalarından biri Polonyalı gökbilimci Jo- hannes Hevelius’un Selenographia (1647; Ay Coğrafyası) adlı yapıtında yer alır. İtalyan Cizvit gökbilimci Giovanni B. Ricci- oli Almagestum novum (1651) adlı kitabında Ay yüzeyindeki koyu bölgeleri deniz olarak gösterdi ve bu bölgelere Yağmur Denizi (Mare Imbrium) ya da Kevser Denizi (Mare Nectaris) gibi düşsel adlar verdi. Bugün Ay’ın yüzeyinde hiç su bulunmadığı bilindiği halde deniz (Latince mare, çoğul maria) teriminin kullanılmasına devam edilmektedir. Bu ilk yapıtların yayımlanmasını izleyen yıllarda daha ayrıntılı haritalar ve sonunda fotoğraflar ortaya çıktı. Yer’den orta boy teleskoplarla Ay yüzeyindeki 100 m çaplı kraterler görülebilir. Yer’den ancak çapı 500 m’den büyük kraterlerin fotoğrafı çekilebildiği halde,
27 Ay
uzay araçlarından 1 m’lik ayrıntılar belirle- nebilmektedir. Ay’ın yerden görünmeyen yüzünün ilk fotoğrafları Ekim 1959’da insansız bir Sovyet uzay aracı olan “Luna 3” tarafından çekildi. Bu fotoğraflar Ay’ın arka yüzünün yüzde 70’ini kapsıyordu ve nitelikçe pek üstün değildi. Arka yüzün tümünün fotoğraflarıyla bir bölümünün nitelikli ve ayrıntılı fotoğrafları sonraki yıllarda gönderilen iki Sovyet uzay aracı tarafından çekildi. Arka yüzde dikkati çeken en önemli özellik, denizlerin görünen yüze oranla çok daha az sayıda oluşuydu. Ay’a çarparak iniş yapan insansız bir uzay aracından, inişten hemen önce televizyon görüntüleri alınması, ilkin Temmuz 1964’te gerçekleştirildi. “Ranger 7” adındaki ABD aracı, Ay’a çarpmadan önceki 13 dakika içinde Yer’e 4326 televizyon fotoğrafı gönderdi. Böylece yaklaşık 50 cm’lik ayrıntılar belirlenebildi. Araştırmalarda bundan sonraki adımı Ay’a yumuşak iniş yapan insansız araçların panoramik ve yakın plan fotoğraflar göndermesi oluşturdu. Bu araçlarca Ay toprağının taşıma dayanımının cm2 başına en azından birkaç kg olduğu da belirlendi. Yumuşak iniş yapan birçok araç, insanlı araçların inmesine uygun olacak yerlerin yakından incelenmesi ve toprağın analizi gibi görevleri yerine getirdi. 20 Temmuz 1969’da Sessizlik Denizi’nde (Mare Tran- quillitatis) Ay’a inen ilk insanlı araç “Apollo ll”deki ABD’li astronotlar yaklaşık 22 kg toprak ve kaya topladılar ve iki saat boyunca birçok fotoğraf çektiler. Aynca Ay yüzeyine Güneş rüzgârını incelemek üzere aygıtlar, bir sismometre ve Yer’den gönderilecek laser ışınlarını geri gönderecek yansıtıcılar yerleştirdiler. Ay’ın yüzeyini ve yapısını incelemek üzere başvurulan başka yöntemler arasında kızılötesi ve morötesi fotoğraf çekimi, Ay’dan yansıyan ışığın kutuplanma miktarının ve açısının belirlenmesi, Ay yüzünün kızılötesi ışınımının ölçülmesi, radyo ve radar dalgalarının Ay yüzünden yansıtılması, Ay’m saldığı gama ve X ışınlarının tayf analizleri ve Ay’ın kütleçekimi alanının yerel değişimlerinin saptanması sayılabilir.
AY’DAKİ OLUŞUMLAR KRATERLER. Ay’daki en dikkat çekici oluşumlardan biri olan kraterler, daire biçi
7

Yer’e çarpmasına pek seyrek tanık olunur. Bu yüzden, çarpma kuramı volkanik etkinlik kuramından çok sonra ortaya çıktı. Yakın zamanlara değin yeryüzündeki pek az kraterin göktaşı çarpmasıyla oluştuğu kanısı yaygındı; bugün çarpma krateri olduğu kabul edilen pek çok krater, jeologlarca volkanik olarak nitelenegelmişti. Ay kraterlerinin genellikle daire biçimli olması, ancak pek seyrek rastlanabilecek tam düşey çarpma durumları dışında, bu kraterlerin meteor çarpması sonucu oluştuğu olasılığını ortadan kaldırıyordu. Oysa günümüzde büyük hızla yüzeye çarpan bir meteorun, geliş açısı çok eğimli bile olsa, dairesel bir krater oluşturabileceği kabul edilmektedir. Bu kabul çarpma kuramının temelini oluşturur. Yer ve Ay yüzeyindeki kraterlere ilişkin çok sayıda veriyi toplayıp çözümleyen Ralph Baldwin, Ay kraterlerinin büyük bir bölümünün çarpma sonucu oluştuğunu öne sürdü. Daha sonra, düzgün denizlerin, büyük kraterlerin tümünün ve küçük kraterlerin çoğunun çarpmayla oluştuğu; çarpmayla ortaya çıkan havzayı kaplayan lavların sonradan havzanın sınırlarım aşarak düzgün olmayan denizleri oluşturduğu görüşüne varıldı. Ay’daki oluşumların ortaya çıkışına ilişkin pek çok ayrıntı ve kimi önemli sorular hâlâ çözüm beklemekteyse de, günümüzde Ay yüzünde hem çarpma kökenli, hem de volkanik kökenli oluşumların varlığından artık kuşku duyulmamaktadır. AY’IN OLUŞUMU VE EVRİMİ A Y YÖRÜNGESİNİN EVRİMİ. Ay’ın açısal momentumu sürekli olarak artmakta, bundan dolayı da yörüngesi değişmektedir. Bunun nedeni Ay’ın Yer’de yarattığı gelgit etkisidir. Gelgitlerin Yer’de oluşturduğu iç sürtünmeler mekanik enerjinin bir bölümünün ısı enerjisine dönüşerek kaybolmasına yol açar. Bu enerji kaybının sığ denizlerde, en çok da Bering Boğazında gerçekleştiği sanılmaktadır. Gelgit sürtünmesinin ilk sonucu, Yer’in dönme hızının azalmasıdır. Yer gününün yüz yılda yaklaşık 2 x 103 saniye uzamakta olduğu gözlemlerle saptanmıştır. Dönüşü yavaşlayan Yer’in açısal momentumu azalır. Oysa Yer-Ay sisteminin açısal momentumunun sabit kalması gereklidir (aslında bu açısal momentumda Güneş’in gelgit etkisinden dolayı küçük bir artış vardır). Bu nedenle Yer’in kaybettiği açısal momentum Ay’a geçer; bu momentum geçişi, Yer’de oluşan gelgitin Ay’a, yörüngesindeki devinimi doğrultusunda bir kuvvet uygulaması ile gerçekleşir. Kepler yasalarına göre bu durum Ay’ın Yer’den uzaklaşmasına ve yörüngedeki açısal hızının azalmasına neden olur. Yılda ancak birkaç cm dolayındaki bu uzaklaşma, değeri çok küçük olduğundan, 1980’lerin başında henüz gözlenememişti, ama laserli uzaklık ölçümleriyle yakın gelecekte fark edilebilecektir. “Gelgit ivmesi”ni (Ay’ın yörüngedeki yavaşlaması) ilk olarak 1938’de Sir Ha- rold Spencer-Jones ölçtü. Onun bulduğu -22 açı saniyesi/yüzyıl/yüzyıl değeri en son tekniklerle ölçülen değerden yalnızca yüzde 10-15 kadar farklıdır. Ay’ın yörüngesindeki değişimlerden söz ederken, saatin tanımlı bir büyüklük olduğu, bundan dolayı da sabit kaldığı göz önünde tutulmalıdır. Yıl da, Yer’in oluşmasından ya da bu oluşumun hemen sonrasından beri, temel olarak sabittir. Ama günün uzunluğu her zaman 24 saat olmadığı gibi, kavuşum ayı da her zaman yılın 1/12,4’üne eşit değildir. Astronomi gözlemleri, bütün öteki insan etkinlikleri gibi, Yer’in geçmişinin pek küçük bir bölümünü kapsamaktadır. Kimi bilim adamları gelgite bağımlı
canlılardaki (örn. yumuşakçalar, mercanlar ve stromatolitler) büyüme halkalarım inceleyerek Paleozoyik (Birinci) Zamandan (y. 570-225 milyon yıl önce) bu yana günün ve ayın uzamış olduğu sonucuna varmışlardır. Bu araştırmacılar 400 milyon yıl önce günün uzunluğunun 22 saat ve yıldaki ay sayısının da 13’ten biraz fazla olduğunu tahmin etmektedirler. Bu tahminler, günümüzde ölçülen değerlerle uyumlu bir yavaşlama hızına karşılık gelmektedir. Bu verilere göre, 2 milyar yıl önce Ay’m Yer’e uzaklığı 30 Yer yarıçapına eşitti (bugünkü uzaklığının yarısı), yılda 34 ay vardı ve günün uzunluğu 10 saatti. Ay yörüngesinin uzak geçmişine ilişkin yalın matematik hesaplar, Yer’in sürtünme özelliklerinin sabit kaldığı varsayımıyla, Ay’m 2 milyar yıl önce Yer’den yalnızca 2,8 Yer yarıçapı uzaklıkta olduğu, günün uzunluğunun 5 saat, ay uzunluğunun da 6,5 saat olduğu sonucunu vermektedir. Sonuçların jeolojik bulgularla çelişmesi, Yer’in ağdalı- lığının ve katılığının fiziksel yönden gerçekçi olmayan bir biçimde sabit kaldığının varsayılması ve güvenilir olmayan bir zaman ölçeği kullanılması gibi nedenlerden dolayı bu gibi hesapların doğruluğu kuşkuludur. Gene de jeolojik ölçekteki uzak geçmişte, Ay’ın Yer’e çok daha yakın olduğunun kabul edilmesi makul görünmektedir. Bu, Ay’ın oluşumu konusundaki kimi kuramların temelini oluşturmaktadır. A Y ’IN OLUŞUMUNA İLİŞKİN KURAMLAR. Gelgitin yol açacağı evrimin mekanizmasını ilk olarak 1880’de Sir George Darwin ortaya koydu. O zamandan bu yana Ay’ın nasıl oluştuğuna ilişkin temelde birbirinden farklı üç varsayım ileri sürüldü. Bunların her biri makul nitel dayanaklara sahipse de, fizik ve jeokimya açısından önemli sakatlıklar içermekteydi. Sonuçta bu problemin henüz çözülmemiş olduğu söylenebilir. Yer’in bölünmesi varsayımı. Sir George Danvin gelgit sürtünmesinin etkilerini geçmişe doğru en yalın bir biçimde uzattı. Buna göre sıvı bir küremsi (sferoit) olarak biçimlenen Yer’in ekseni çevresindeki hızlı dönüşü, Güneş’in gelgit etkisiyle kararsız bir nitelik kazanınca, Yer iki parçaya bölünmüş, bunlardan küçüğü olan Ay, iki parça arasındaki gelgit kuvvetlerinin etkisiyle, Yer’den giderek uzaklaşmaya başlamıştı. 1930’da Harold Jeffreys böyle karar
31 Ay
sız bir durumun ortaya çıkmasının olanaksızlığını gösterdi ve bölünme varsayımı 30 yıl süreyle bir yana bırakıldı. 1960’larda, Ay yoğunluğunun yerkabuğu yoğunluğuna hemen hemen eşit olmasından yola çıkılarak, Ay’ın katı haldeki Yer’den kopup fırladığı ve yerinde Büyük Okyanus teknesi olarak bilinen çöküntüyü bıraktığı öne sürüldü. Bu varsayım Ay yüzeyiyle Yer yüzeyinin hemen hemen aynı yaşta, ama okyanus tabanının çok daha genç olduğunu saptayan son yaş belirleme çalışmalarıyla çürütüldü. Sonraları bölünme varsayımının birkaç çeşitlemesi daha ortaya çıktıysa da, bunların hepsinde de Ay’ın kopup fırlama mekanizması bulanık kaldı. Ayrıca bu varsayımların hiçbiri Ay’ın yörünge düzleminin eğikliğine bir açıklama getiremiyordu. Yer çevresinde yoğunlaşma varsayımı. Güneş sisteminin oluşmasına ilişkin yoğunlaşma kuramının makul bir uzantısı olarak 1950’de Ay oluşumunun yoğunlaşma kuramı ortaya atıldı. Buna göre Yer toz taneleri, göktaşları ve daha büyük gökcisimlerinin bir araya gelip kümelenmesiyle oluşurken, Ay da arta kalan parçaların Yer çevresinde bir araya gelmesiyle ortaya çıkmıştı. Bu oluşumdaki farklı yoğunluklar çökelme farklılıklarıyla açıklanmakta ve ilk kümenin daha ağır olan metal içeriği Yer’de kümelenirken, özellikle silikatların Ay’da toplaştığı öne sürülmektedir. Bu varsayımın bazı biçimleri “birden fazla Ay oluşumu” kuramını da içerir. Buna göre Yer çevresindeki artıklar birden fazla noktada toplaşmış, bunlardan yalnızca biri varlığını koruyabilmiş, ötekiler Yer’e yapışmıştır. Bu türden kuramların sorunlu noktaları Ay’ın bugünkü açısal hızına nasıl eriştiği, yörünge düzleminin eğikliği ve neden iki değil de yalnızca bir gezegenin oluştuğu gibi konulardır. Günümüzde kabul edilen kütleçekimi kuramından, büyük bir gökcisminin tüm tanecikleri kendinde toparlayacağı, böylece de yakınlarında başka bir gökcisminin oluşmasına olanak vermeyeceği sonucu çıkmaktadır. Yörüngeye yakalama varsayımı. 1955’te Horst Gerstenkorn’un öne sürdüğü varsayıma göre Ay, Yer’den kopmuş değildi; tersine Güneş sisteminin uzak kesimlerin
Apollo 17’nin astronotlarından Harrison Schmitt, Toroslar bölgesindeki, çatlamış, çok iri bir Ay kayasının yanında National Aeronautics and Space Administration
yeniay, ilkdördün, dolunay ve sondördün evrelerini tamamlayan Ay’ın tekrar yeniay evresine gelmesi) süresi 29,530588 ortalama güneş günüdür (29 gün 12 saat 44 dakika 3 saniye); ama, Ay’ın yörünge hareketindeki tedirginlikler nedeniyle, bu gökcisminin hareketine dayanarak tanımlanan bütün ayların uzunluğu küçük farklılıklar gösterir. Yıldız ayı, Ay’m bir yıldızla art arda iki kavuşumu (yıldıza göre aynı konuma gelmesi) arasındaki zaman süresidir ve 27,321661 gün sürer (27 gün 7 saat 43 dakika 12 saniye); kavuşum ayı ile yıldız ayı arasındaki zaman farkı, Güneş çevresinde dolanan Yer-Ay sisteminin yörünge üzerindeki hareketinden kaynaklanır. Yıldız ayından yalnızca 7 saniye daha kısa olan ve 27,321582 gün (27 gün 7 saat 43 dakika 5 saniye) süren dönencel ay, Ay’ın aynı gökküre boylamından art arda iki geçişi arasındaki süreye eşittir. Ejder ayı (ya da düğüm ayı), Ay’ın aynı düğüm noktasından, başka bir deyişle, yörüngesinin tutulum dairesiyle (Güneş’in gökküre üzerindeki görünür yolu) kesiştiği noktadan art arda iki geçişi arasındaki zaman dilimidir ve süresi 27,212220 gündür (27 gün 5 saat 5 dakika 35,8 saniye). Türkiye’de kullanılan takvimler değiştikçe, ayların adları da buna bağlı olarak değişmiştir. 19. yüzyıla değin daha çok Hicri takvime() göre düzenlenmiş Arabi aylar kullanılıyordu: Muharrem, safer, re- biülevvel, rebiülahır, cemazielevvel, cema- zielahır, recep, şaban, ramazan, şevval, zilkade, zilhicce. 19. yüzyıl ortalarından başlayarak Hicri takvimin yanı sıra Jül- yen takvimine dayanan Rumi ya da mali takvim de geniş bir kullanım alanı buldu. 1 Ocak 1926’dan bu yana yürürlükte olan ve Gregoryen takvime() dayanan miladi takvimdeki ay adlan büyük ölçüde Rumi takvimden alınmıştır. Yalnız, 1944 sonuna değin teşrinievvel, teşrinisani, kânumevvel, kânunısani biçiminde kullanılan dört ayın adı, 10 Ocak 1945’te kabul edilen 4696 sayılı yasayla ekim, kasım, aralık ve ocak olarak Türkçeleştirilmiştir.