Yıdızlar hakkında bilgi    Güneş sistemi hakkında bilgi Andromeda Galaksisi   Mars Gezegeni Görüntüleri  Astronomi -Yıldızlar -Güneş Sistemi Andromeda Galaksisi (Pdf) Uzay Çalışmaları ve düşündürdükleri Astronomi Tarihi

Evrenin En Parlak Yıldızı( pdf) Yerel Grubumuza Bakış Güneş ve Gezegenler Evrenin Kaderini Gizleyen "karadelikler" Yıldızların Evrimi Evrenin Giz Dolu Gök Cisimleri Isaac Newton-Galileo-Kepler

Güneş sistemi (ayrıca Güneş düzeneği, gezegen sistemi ve gezegen düzeneği), en az bir yıldız ve onun çekim alanı içinde dolaşan gök cisimlerinin (gezegenler, uyduları, astroidler, kuyruklu yıldızlar) oluşturduğu sistemlerdir. Özel ad olarak bu terim Dünya'nın da içinde bulunduğu, Güneş merkezli gezegen sistemi için kullanılır.

Güneş Sistemimizdeki gezegenler(soldan sağa): Plüton(artık gezegen sayılmıyor), Neptün, Uranüs, Satürn, Jüpiter, asteroit kuşağı, Güneş, Merkür, Venüs, Dünya ve uydusu Ay ve Mars.

Güneş Sistemi, sarmal bir galaksi olan Samanyolu'nun bir parçasıdır. Samanyolu'nda yaklaşık 200 milyar yıldız olduğu tahmin edilmektedir; bunların arasında Güneş, Dünya'ya en yakın yıldız olması dışında, bir yıldızda bulunan ortalama özelliklere sahiptir. Samanyolu'nun çapı yaklaşık 100 000 ışıkyılıdır. Güneş sisteminin Samanyolu'nun merkezinden 25-28 bin ışıkyılı kadar uzaklıkta olduğu sanılmaktadır. Güneş sisteminin yörüngesi oldukça ilginç özelliklere sahiptir. Bu yörünge hem neredeyse çembersel, hem de sarmal kolların oluşumuna yolaçan basınç dalgalarıyla aynı hızdadır. Bu nedenle Dünya'da yaşamın varolduğu dönemde, Güneş Sistemi sarmal kolların içinde değil aralarında kalmıştır. Sarmal kollarda sık sık meydana gelen süpernova patlamalarından gelecek ışıma, kuramsal olarak, bir gezegendeki yaşamı ortadan kaldırabilir. Bu yörüngesi sayesinde, Güneş Sistemi hayatın ortaya çıkması ve süregelmesi için uygun şartlara sahiptir. Güneş sistemindeki gezegenler her zaman aynı yörünge üzerinde aynı zaman içerisinde hareket ederler. Bunu bulan ilk kişi Kepler'dir. Bu yasaya sonradan Bode yasası adı verilmiştir.
 

YILDIZLARIN PARLAKLIK SİSTEMİ
Gökyüzündeki yıldızlar, hem gerçek parlaklıklarına hem de bize yakınlıklarına bağlı olarak parlak ya da sönük görünürler. Yıldızların parlaklığını ifade edebilmek için "kadir" birimi kullanılır. Sayma ve ölçme değerleri, mantıksal olarak, genellikle sayılan ya da ölçülen değer arttıkça artar; ölçülen azaldıkça azalır. Kadirde, bunun tam tersi olarak, ölçülen değer attıkça azalır; ölçülen değer azaldıkça artar. Bu sistemin temeli, çok eskilere, M.Ö. 120’li yıllara dayanır. Bu yıllarda, Yunan gökbilimci Hipparcus, oluşturduğu yıldız kataloğundaki yıldızları basit bir sistemle sınıflandırdı. Bu sınıflandırmaya göre, en parlak yıldızlar 1 kadir, en sönük olanlarsa 6 kadirdi.

M.S. 140’lı yıllarda, Claudius Ptolemy, bu sistemi biraz daha genişletti. Aynı sınıfa giren fakat birbirinden biraz daha farklı parlaklıklardaki yıldızları da birbirinden ayırabilmek için, örneğin, 2 kadir ile 3 kadir arasındaki bir yıldızı tanımlarken, "2. kadirden daha sönük" ya da "3. kadirden daha parlak" gibi ifadeler kullandı. Yıldızların 1 kadirden 6 kadire kadar sınıflandırıldığı bu sistem, Ptolemy’den sonra 1400 yıl daha sorunsuz olarak kullanıldı.

Teleskopu gökyüzüne çeviren ilk insan olan Galileo, Ptolemy’nin 6 kadir sınırını aşan yıldızlar olduğunu keşfetti. Böylece, o zamana değin 6 kadirle sınırlı olan yıldız parlaklıkları, artık bu sınırı aşmıştı. Teleskoplar geliştikçe, gökbilimciler bu sınırı daha da öteye götürdüler.
Günümüzde, 5 cm çaplı ortalama bir dürbünle yaklaşık 9 kadir parlaklıktaki yıldızları, amatörlerin yaygın olarak kullandığı 15 cm çaplı bir teleskoptan 13 kadir parlaklıktaki yıldızları görebiliyoruz. İnsanoğlunun ulaşabildiği sınırsa, Hubble Uzay Teleskopu’nun görebildiği yaklaşık 30 kadir parlaklıktır.

19. yüzyılın ortalarında, gökbilimciler artık bu sistemi bir ölçeğe yerleştirmenin gereğini duymaya başladılar. Oxford’lu gökbilimci Norman Pogson, bir kadir olan bir yıldızın parlaklığının altı kadir olan bir yıldızın parlaklığının yaklaşık 100 katı olduğunu belirledi. Bu basit oran 1’e 100 öteki gökbilimcilerce de benimsendi. Buna göre, 5√100’lük artış, (yaklaşık 2,512) iki kadir arasındaki parlaklık farkına eşittir.

Sonuç olarak ortaya çıkan logaritmik bir ölçektir. Tam olarak öyle olmasa da duyularımız yaklaşık olarak, algılamada logaritmik olarak işler. Bu da otomatik olarak neden ortaya logaritmik bir ölçeğin çıktığını açıklıyor. Yıldız parlaklıkları bir ölçeğe oturtulduklarında, yeni bir problem ortaya çıktı. Bazı bir kadirlik yıldızlar gerçekte ötekilerden oldukça parlaktı. Buna da bir çözüm bulundu. Gökbilimciler, çıplak gözün göremediği sönük yıldızlar için ölçeği nasıl genişlettilerse, parlak yıldızlar için de onlara birden küçük değerler vererek ters yönde genişlettiler.

Vega, Arcturus, Capella ve Rigel gibi yıldızlar 0 kadir parlaklığa yerleştirildiler. Daha da parlak gökcisimleri için, ölçek daha da genişletilerek, (–) değerler aldı. Örneğin gökyüzünün en parlak yıldızı Akyıldız –1,5, Venüs en parlak durumundayken –4,4, dolunay 12,5, Güneş –26,7 kadir parlaklıktadır.
19. yüzyılda, yıldızların parlaklılarını fotoğraf çekerek ölçmek isteyen gökbilimciler, bir sürprizle karşılaştılar. Göze aynı parlaklıkta görünen yıldızlar, filmin üzerinde farklı parlaklıklarda görünüyorlardı. Bunun nedeni, fotoğraf filminin göze oranla mavi ışığa daha duyarlı olmasıydı. Bunun üzerine ortaya yeni bir ölçek çıktı: Fotoğrafik parlaklık (mp). Daha önceki parlaklıksa "görünür parlaklık (mv)" olarak değiştirildi.

Bu aslında çok önemli bir keşif oldu. Çünkü, görünür ve mavi renklerdeki parlaklıkların farkı, yıldızın renginin, dolayısıyla da sıcaklığının belirlenmesine olanak tanıyordu. Günümüzde, bu ölçümler, değişik renklerde filtreler kullanılarak yapılıyor. En çok kullanılan filtreler morötesi (U), mavi (B) ve görünür (V) dalgaboylarını geçiren filtrelerdir. B-V, bir yıldızın sıcaklık endeksini verir. Eğer bu değer küçükse yıldız sıcak, büyükse soğuktur. Sarı bir yıldız olan Güneş’in renk endeksi 0,63, turuncu bir yıldız olan Betelgeuse’un renk endeksiyse 1,85’tir.

Bir cismin tüm dalgaboylarındaki parlaklığınaysa bolometrik parlaklık denir. Bolometrik terimi, bolometre olarak adlandırılan ve bir cismin yaydığı toplam ışımayı ölçen bir aygıttan kaynaklanmıştır.

Görünen ve Gerçek
Yukarıda anlattıklarımızın tümü, doğal olarak yerdeki bir gözlemcinin gözlemlerine dayanıyor. Yazının başında da değindiğimiz gibi, her yıldız bize farklı uzaklıktadır. Bu nedenle, onların görünür parlaklıları, aslında gerçek parlaklılarını pek yansıtmıyor.

Yıldızların birbirlerine göre gerçek parlaklıklarını ifade edebilmek için gökbilimciler yeni bir ölçek oluşturdular: “Mutlak parlaklık, M” ölçeği. Bir yıldızın mutlak parlaklığı, onun gözlemciye 10 parsek (1 parsek = 3,26 ışık yılı) uzaklıkta olduğu varsayılarak hesaplanır.

Eğer 10 parsek uzaktan baksaydık Güneş bize 4,45 kadir parlaklıkta görünecekti. Avcı Takımyıldızı’nın en parlak yıldızı olan Rigel’e aynı uzaklıktan baksaydık onu –8. kadir parlaklıkta görecektik.

Kuyrukluyıldızlar ve asteroidler için mutlak parlaklık tanımlaması daha farklıdır. Bir kuyrukluyıldızın ya da asteroidin mutlak parlaklığı, Güneş’teki bir gözlemcinin, cismi bir astronomi birimi (Dünya ile Güneş arasındaki uzaklık, 150 milyon km) uzaktan baktığında gördüğü parlaklıktır.

Gökada

Gökada (ayrıca Galaksi) kütleçekim ile birbirine bağlı yıldızlar, yıldızlararası gaz ve toz, plazma ve karanlık maddeden oluşan düzenektir. Gökadaların barındırdığı birkaç milyon (Cüce gökada) ile bir trilyon arasındaki yıldızlar ortak bir çekim merkezi çevresindeki yörüngede dönerler. Bunların yanı sıra gökadaların ayrıca yıldız kümeleri de içerebileceği saptanmıştır.

Gökadalar genellikle biçimlerine (veya görsel biçim bilimine) göre sınıflandırılırlar. Bu açıdan 3 farklı tür bulunur: Eliptik gökadalar, sarmal gökadalar ve düzensiz gökadalar.

Gözlemlenebilen evrende 100 milyar gökada bulunduğuna inanılmaktadır. Çoğu gökada bin ile birkaç yüz bin parsek genişliğinde olup aralarında milyonlarca parsek mesafe olacak biçimde evrende dağılmış bulunmaktalar. Gökadalararası uzay ise ortalama yoğunluğu 1 atom/m3 den az gaz içermektedir. Gökadaların çoğunluğu aşama sırasına göre önce gökada takımları sonra da üsttakımlar oluşturacak biçimde düzenlidirler.

Kuramsal olmakla birlikte, karanlık madde çoğu gökadanın toplam kütlesinin 90%'ına denk gelmektedir. Ancak bilimsel aygıtlar ile görülemeyen bu maddenin doğası henüz açıklık kazanmamıştır.

GÖKADALAR ve GENEL ÖZELLİKLERİ
Ekoton Eylül Sayısı Eylül 17th, 2007


Gözlenebilen evrenin yapı taşları olarak nitelendirilebilecek olan gökadalar, birkaç megaparsec (Mpc) ‘lik boyutlara sahiptirler ve bizim Samanyolu gökadamızda olduğu gibi yıldızlar içerirler (1 parsec=3,26 ışık yılı). Evrenin hiyerarşik yapısı daha büyük galaksi yapıları olan galaksi kümelerini, yerel kümeleri ve süper kümeleri içerir. Bahsi geçen bu galaksi kümeleri birbirlerine zincir veya çelenk şeklinde bağlıdırlar. Bu galaksi kümeleri yapılarının arasında devasa boşluklar bulunur. Samanyolu galaksisi kendi yerel kümemizde bulunur.


Galaksilerin Genel Özellikleri

Galaksilerin genel özelliklerini elde edebilmek için önce galaksinin bizden olan uzaklığını belirlememiz gerekmektedir. Bu uzaklık hesaplanırken gerekli tüm düzeltmeler yapılmalıdır. Düzeltmelerin sebebi, galaksi ışığının yıldızlar arası madde ve atmosfer tarafından soğurulmasından ve galaksinin bakış doğrultumuzla yaptığı açıdan kaynaklanan etkilerden arındırmaktır. Böylece daha doğru bir sonuca varılabilir.


Gökada çapının ölçümleri ise fotoğraf plakları üzerinde yapılır. Fotoğraf plağı üzerinde kararttığı bölgelerin eş fotonlu kontur haritaları çıkartılır. Daha sonra “Holmberg yarıçapı” denen sınır belirlenir. Bu yarıçapı basit olarak şöyle tanımlayabiliriz: görünürdeki fotoğraf plağındaki eş fotonlu konturun büyük ekseni. Bu yöntemle açısal yarıçapı belirlenen ve uzaklığı bilinen galaksinin gerçek çapı matematiksel işlemler sonucunda belirlenebilir. Şu da belirtilmelidir ki, değişik atmosfer koşullarına sahip farklı günlerde alınan fotoğraflar ve yine farklı fotoğraf plakları ve poz süreleriyle alınan fotoğraflar karşılaştırıldığında aynı galaksinin gerçek çapının değeri farklılıklar gösterebilir.


Gökadaların keskin bir sınırları olmadığından bir gökadanın görünür parlaklığını elde etmek için de “Holmberg yarıçapı” kullanılır. Bu değer gökadanın toplam ışıtmasını tanımlamada yardımcı olur. Bu yarıçap içindeki birim alanların parlaklığı gökadanın görünür parlaklığına katkıda bulunur. Görünür parlaklığı belirlenen gökadanın mutlak parlaklığı, uzaklığı ve soğurmadan kaynaklanan düzeltme terimleri göz önüne alınarak hesaplanabilir.


Gökadaların Sınıflandırılması

Edwin Hubble, eliptik, sarmal, çubuklu sarmal ve düzensiz olmak üzere dört türü içeren bir galaksi sınıflandırması şeması geliştirmiştir. Bu sınıflandırma gökadaların morfolojik ve fiziksel özellikleri göz önüne alınarak yapılmıştır. Bu türlerden üçünü içeren “çatal diagram” aşağıda gösterilmektedir.

Bu şemada eliptikler E, sarmallar S ve çubuklu sarmallar ise SB ile gösterilmektedir. 0’dan 7’ye doğru gidildikçe eliptik gökadaların basıklıkları artmaktadır. S0 disk yapıya sahiptir fakat görünür kollara rastlanmaz. Sarmal ve çubuklu sarmalları gösteren S ve SB ifadelerinin yanında bulunan a,b,c,d indisleri ise sarmal kolların birbirinden olan uzaklığını göstermektedir. Sarmal kollu gökadalarda ayrıca ışıtmaya göre de sınıflandırma yapılmıştır. Kolları merkeze daha yakın ve ışıtması daha yüksek olan I, kolları daha belirsiz ve ışıtması düşük olanlar ise V ile gösterilir. V türü cüce gökadalara karşılık gelir. Bunların çapları ve kütleleri normal gökadalara göre 10-100 kat daha küçüktür. Düzensiz gökadalarda ise açık bir sarmal yapıya ya da diğerlerinde görülen gökada şişim bölgelerine rastlanmaz. Bu gökadalarda yıldızlar rastgele dağılmış şekilde görülürler. Simetrileri olmadığından eliptik gökadalardan da ayırd edilebilirler.

Etkin (Garip) Galaksiler ve Kuasarlar
Etkin galaksiler sınıfına giren değişik türden cisimlerin tümü, yıldızların normal gelişim ve ışınımlarıyla açıklanamayacak kadar çok enerjiyi cisimlerin merkezindeki çok küçük bir bölgeden salmaktadırlar. “Seyferd Gökadalar”, “ BL Lac.”, “LINER”, “Kuasarlar” ve “Etkin Çekirdeğer Sahip Radyo Gökadalar” bu sınıfa dahil edilir.


Kaynaklar
[1] URL: http://btc.montana.edu/CERES/html/Galaxy/galhubble.html
[2] Extra Galaktic Objects, J.V. Feitzinger
[3] Galaksiler ve Kozmoloji Ders Notları, Prof. Dr. Can

 

Gözlem tarihçesi
1610 yılında Galileo Galilei bugün Samanyolu olarak bilinen parlak gökyüzü bölümünü inceleme koyulur, ve çok sayıda yıldızdan oluştuğunun farkına varır. 1755'de Immanuel Kant ise Thomas Wright'ın çalışmalarını da kullanarak, Güneş düzeneğimize benzer biçimde, Gökada'mızın da kütleçekim ile bir arada tutulan ve dönen bir yılız kümesi olduğu (haklı olarak) kurgulandı. Kant ayrıca o dönemde gözlemlenebilen birkaç bulutsunun da ayrı gökadaları olabilecekleri varsayımında bulundu. 18. yüzyılın sonlarına doğru Charles Messier en parlak 109 bulutsu hakkında bilgiler içeren bir katalog yayımladıktan sonra 5000 bulutsuya sahip bir katalog da William Herschel tarafından yayımlanır.

1845 yılında Lord Rosse eliptik ile sarmal bulutsular arasında ayrım yapabilen bir teleskop geliştirir. Daha sonra, 1917 yılında ise Heber Curtis Andromeda gökadası'ndaki S Andromedae adlı novayı gözlemler ve ortalama olarak bizim gökadamızdakilerden 10 kat daha soluk olduğunu saptar. Buradan yola çıkarak 150.000 parsek mesafede bulunduğu tahminini yapar ve "ada evrenler" denencesini (hipotezini) destekler. Bu denenceye göre, sarmal bulutsuların bağımsız birer gökada olduğu savunulur.

GALAKSİLER

“Işık yılı” dediğimiz astronomi birimi, ışığın bir dünya yılı süresi içinde katettiği mesafedir. Bu da, bizim naçiz metrik sistemimizle 9.5 trilyon kilometre demektir… Gökadaların kendi çapları kabaca yüz bin ışık yılından başlayıp bunun beş altı katına kadar uzanabilir… Gökadalar arası uzaklıklara gelince: En yakın komşumuz olan M31 Andromeda gökadası bizden “yalnızca” 2.9 milyon ışıkyılı uzaklıkta — yani bize çok yakındır!!…

Bunlar, çevresini onbinlerce yıldır “iki mızrak atımı… tee şu tepeciğin ardı” gibi kavramlarla algılamış ilkel dünyalı yaratığın kolay kolay akıl erdirebileceği büyüklükler değildir…

Evrenin her yöresine dağılmış durumda irili ufaklı bütün gökadalar, çekim gücüyle kümeleşmiş yıldızlar, daha küçük diğer gök cisimleri, dev gaz bulutları, yıldızlar arası toz ve gazlardan  oluşmuş dev kitlelerdir. İçerdikleri yıldız sayısı, yüzbinlerle ölçülebilecek kadar mütevazi; yada milyarlarla ifade edilecek, aklın alamayacağı kadar çok da olabilir. Kendi aralarında “üstküme” yada “süperküme” diyebileceğimiz şekilde gruplaşmalar da sözkonusudur.

Gökbilimciler gökadaları biçim ve görünümlerine göre sınıflıyorlar. Düzensiz biçim gösteren gökadalar genelde genç yıldızlar, toz ve gazlardan oluşurken; sarmal biçimli gökadaların ağırlıklı olarak orta-yaşlı yıldızlar ile gaz ve toz bulutlarından oluştuğu görülür. Bu tür gökadalar disk şeklinde olup, dönerken uçlarından dışarı doğru birer kol vermek eğilimindedir.

Bir sonraki sınıf ise elips biçimindeki gökadaları içine alır. Bunlar başlıca yaşlı yıldızlardan oluşurken, gaz ve toz miktarı da belirgin derecede azdır. Çok değişik şekiller alabilirler. Yuvarlak, yassı, yada uzamış silindirik yapıda olabilirler.

Bizim gökadamıza, biliyorsunuz, “Samanyolu” adını veriyoruz. Bir önceki sayfada bu sözcüğün kökeni üzerinde durmuştuk…

Evreni oluşturan milyarlarca gökadadan biri olan Samanyolu gökadamız, en son kestirimlere göre 200-400 milyar yıldız ve tabii binlerle ifade edilen sayılarda bulutsuya (nebula) evsahipliği yapıyor. Tipik bir sarmal gökada örneği olan Samanyolu gökadasının, merkezde bir çekirdek bölgesi ve onu çevreleyen spiral kolları olduğu biliniyor.

12 milyar yılı aşan yaşına karşın oluşumunu halâ sürdürüyor. 12 milyar yıl… Tıpkı mesafe kavramlarında olduğu gibi, onbinlerce yıldır zamanı birkaç kuşaklık insan ömrü ile tanımlamaya alışmış biz insanlar için yine kavranması çok zor bir zaman dilimi…

Doppler etkisi karşılaştırmaları ile, bütün gökadaların evrende birbirlerinden hızla uzaklaşmakta oldukları sonucuna varılmıştır. Bu saptama, tabiatıyla, evrenin başlangıcına ilişkin “Büyük Patlama” kuramını destekler niteliktedir.

 

GÖKYÜZÜ KOORDİNATLARI

Yeryüzü üzerinde bir bölgeyi tanımlarken, onun coğrafi koordinatları verilir. Başka koordinat sistemleri de kullanılmakla beraber, bu koordinatlar genellikle enlem ve boylam koordinat sistemi kullanılır. Gökyüzünde bir gökcisminin konumunu tanımlarken de koordinat sistemlerinden yararlanılır. Örneğin Yılan Takımyıldızı’nın 56. parlak yıldızı demek, bir gökbilimci için pek bir şey ifade etmez. Zaten aranan gökcismini bu şekilde bulmak da neredeyse olanaksızdır. Bunun yerine, yerküredekine benzer bir koordinat sistemi kullanılır.

Eğer biraz matematik bilgisine sahipsek, bir küre üzerindeki bir noktayı belirtirken bazen, küresel koordinatların kullanıldığını biliriz. Bu küreyi biraz özelleştirerek üzerinde yaşadığımız yerküreyi ele alırsak, onun üzerindeki bir noktadan söz ederken (bu bir yerleşim yeri olabilir) onun enlemini ve boylamını (bazen yükseklik de gerekebilir) veririz. Böylece yer yüzündeki konumunu anlatabiliriz. Hemen hepimiz, enlem ya da boylam kavramlarını az ya da çok bildiğimiz için, küresel koordinatlara pek de yabancı sayılmayız.

Burada yerkürenin koordinat sistemine değinmemizin nedeni, gökyüzü koordinatlarıyla büyük bir benzerlik göstermesidir. Nitekim, Yer’den baktığımızda, gökyüzü dev bir küre gibi görünür. Dünya da, bu kürenin merkezinde gibidir. Bu yüzden, eski çağlarda insanlar yanılmış, kendilerini Evren’in merkezine yerleştirmişlerdir.

Yerküre ve gökkürenin koordinatlarının benzerliğini daha iyi anlamak için şöyle düşünebiliriz: Yerküreyi bir balon varsayalım. Onu iyice şişirip ona içeriden baktığımızda enlem ve boylamlar gökyüzü koordinatlarına benzer hale gelir. Ancak, gökyüzü koordinatları enlem ve boylam olarak değil, dik açıklık ve sağ açıklık olarak adlandırılır. Yerküreyle karşılaştırırsak, dik açıklık enleme, sağ açıklık boylama karşılık gelir. Yerkürenin ekvatoruyla, gökkürenin ekvatoru aynı düzlemdedir. Yer ekvatoru 0º enlemdedir. Kuzey Kutbu +90º. Güney Kutbu -90º enlemdedir. Buradan anlıyoruz ki, boylam değerleri –90’la +90 arasındadır. Gökyüzünde de durum benzerdir. Gök ekvatoru 0º dik açıklık, güney gök kutbu da -90º dik açıklıktadır. Yani, dik açıklık değerleri de -90º ile +90º arasında olabilir. Eksi (-) dik açıklık değerleri gök ekvatorunun güneyinde, artı (+) değerleri ise kuzeyinde yer alır.

Sağ açıklık, yukarıda da değindiğimiz gibi, yerküre üzerindeki boylamlara benzetilebilir. Ondan ayrılan yönü, değerlerinin derece değil, saat olarak verilmesidir. Burada, bir konuya açıklık getirmek gerekiyor: Gök koordinatları, hareketli değildir. Yani, Dünya’nın kendi etrafında döndüğü gibi, gökyüzü de kendi çevresinde dönmez. Buna karşın, biz, Dünya ile birlikte döndüğümüzden, göğü yeryüzünden gözlediğimizde, 24 saatlik periyotla dönüyor görmekteyiz. Çünkü, Dünya kendi çevresinde 24 saatte bir dönmektedir. Sağ açıklık değerleri sıfırla 24 arasındadır. Yani, gökyüzü dev bir saat gibi, kendi çevresinde 24 saatte bir döner. Gökyüzü her saat sağ açıklığını bir saat değiştirir.

Gök ekvatoru, yer ekvatoruyla aynı düzlemdedir. Bunun için de, gök ve yer kutuplarının çakışması, bize büyük kolaylık sağlar. Gökyüzü gözlemleri için tasarlanmış teleskop kundakları, teleskopun dik açıklık ve sağ açıklık eksenleri etrafında döndürülerek, bu koordinatlara göre hareket edebilmesini sağlar. Sağ açıklık ekseni, Dünya’nın ekseniyle çakıştırıldığında, teleskopun kutup ayarı yapılmış demektir. Bu ayar için, genellikle teleskoplar sağ açıklık eksenleri doğrultusuna yöneltilmiş bir dürbüne sahiptirler. Bu dürbün yardımıyla sağ açıklık ekseni ayarlanır, kutup yıldızı bulunur ve eksen sabitlenir.

Kutup ayarı yapılmış bir teleskop, bir gökcismine ayarlandığında, Dünya’nın dönüşünden sadece sağ açıklık koordinatı etkilenir. Dik açıklık değişmez. Böylece, teleskopu cisme ayarladıktan sonra sadece sağ açıklığı uygun hızla değiştirerek, gözlediğimiz cismin teleskopun görüş alanında kalmasını sağlamış oluruz. Bazı teleskoplar, takip mekanizması olarak adlandırılan bir mekanizmaya sahiptir. Bu mekanizma, teleskopun görüş alanına sokulan bir gökcisminin burada kalmasını sağlar. Bu, sağ açıklık eksenine yerleştirilen bir motorla gerçekleştirilir. Motor, sağ açıklık ayarını Dünya’nın dönüş hızında; ancak, tersine döndürür.

Pek çok modern teleskopun bir bilgisayar donanımı ve her iki eksende birer motoru vardır. Bu donanım sayesinde, teleskop bilgisayara girilen koordinatlara göre kendiliğinden yönlenir. Böylece teleskop, gözlenmek istenene gökcismine zahmetsizce yönlendirilmiş olur.

Babil’den bu yana insanlar, dereceleri ve saatleri daha küçük birimlere bölerken 60’lık sistemden yararlanmışlardır. Bu sistem, günlük hayatımıza o kadar yerleşmiştir ki, programlarımızı hep ona göre düzenliyoruz. Bu nedenle, dereceleri ve saatleri daha küçük birimlere çevirirken pek zorlanmayız. 1 derece (º) 60 dakika (‘), 1 dakika 60 saniyedir (“). Benzer biçimlerde, 1 saat (h) 60 dakika (d); 1 dakika 60 saniyedir (s).

Şimdi, iyi tanıdığımız bir yıldız olan Vega’nın koordinatlarına bakalım: Sağ açıklık 18h36d56s, dik açıklık +38º47’01”. Buna göre, Vega’nın sağ açıklığı 18 saat, 36 dakika, 56 saniye; dik açıklığı ise 38 derece, 47 dakika, 1 saniyedir. Dik açıklık değerinin başındaki artı (+) işareti, onun kuzey gökkürede olduğunu gösterir.

Yukarıda, dik açıklığın başlangıç noktalarına ve onların neden bu şekilde seçildiğine değinmiştik. Dik açıklığın sıfır ya da başlangıç düzleminin önemine karşın, sağ açıklığın sıfır noktasının gökbilimsel bir önemi yoktur. Bu yer koordinatlarında da böyledir. 0 derece enlem ekvatordur. Buna karşın, 0 derece boylam, Greenwich’den geçen bir yarım dairedir ve bu enlemin buradan geçmesinin tarihsel önemi dışında bir önemi yoktur. Benzer biçimde, 0 saat sağ açıklığın hangi yıldızdan ya da takımyıldızdan geçtiğinin gökbilimsel bir önemi yoktur. Bu sadece tercih meselesidir. 0 saat açıklık için kabul edilen yer, güneş ışınlarının ilkbaharda ekvatora dik geldiği anda, Güneş’in bulunduğu noktadır.

Şimdi, yukarıda değindiğimiz sağ açıklık ve dik açıklık koordinatlarını bir süre için unutalım ve yerküre üzerinde bulunduğumuz noktadan gördüğümüz gibi ele alalım gökyüzünü. Bu şekilde bir gökcisminin konumunu nasıl tanımlarız ona bir bakalım. Gökyüzünün bize merkezinde bulunduğumuz bir kubbe (yarımküre) gibi göründüğüne değinmiştik. Bu kubbenin tam tepesine, başucu denir. Başucunu 90º; ufku 0º kabul edersek, karşımıza yeni bir koordinat sistemi çıkar. Ancak, bu koordinat sistemi, gökyüzüyle birlikte dönmez, sadece gözlemcinin konumuna bağlıdır.Bu koordinat sisteminde, bir gökcisminin konumu, yine iki koordinatla verilir. Bunlar, yükselim ve meridyendir.

Bir gökcisminin gözlemcinin bulunduğu yerde ufuktan yüksekliğine yükselim denir. Doğal olarak, Dünya döndükçe bu gökcisminin yükselimi ve meridyeni de değişir. Yani, bir gökcisminin yükselimini ya da meridyenini belirtirken, bir anın söz konusu olması gerekir. Örneğin, Saklıkent’te 15 Eylül 2001 gece yarısı, Vega’nın yükselimi 42º’dir. Ancak bir saat sonra yine Vega’nın yükselimi, 31º’dir. Yükselimi ve meridyeni hemen hiç değişmeyen bir yıldız vardır: Kutupyıldızı (Kutupyıldızı tam anlamıyla kutup noktasında olmadığından çok az bir değişim gösterir; ancak bunu çıplak gözle pek fark edemeyiz.). Kutup Yıldızı’nın yükselimi bizim bulunduğumuz enlemde 40º; ekvatordaki bir gözlemci için 0º; kuzey kutbundaki bir gözlemci içinse 90º’dir.

Meridyen, yerküredeki boylamlara benzetilebilir. Yükselim çizgilerini dik keser ve başlangıç meridyeni (0º) kuzey kutbundan (kutup yıldızından) geçer. Meridyen değerleri 0º ile 360º arasındadır.
Gökyüzüne ilgimiz yalnızca ona çıplak gözle bakmakla sınırlıysa, bu koordinatlara pek gereksinim duymayız. Bu tür gözlemler için genellikle bizim her ay bu köşede verdiğimiz haritalar yeterli olur. Ama daha az belirgin gökcisimlerini incelemek istiyorsak, hem bir yıldız kataloğu hem de iyi bir yıldız atlasına gereksinim duyarız. Yıldız kataloglarında, yıldızların ya da öteki gökcisimlerinin birtakım özellikleri yanında koordinatları (sağ açıklık ve dik açıklık olarak) verilir. Bu koordinatlar, yer haritalarındaki koordinat çizgilerine benzer biçimde gökyüzü haritalarına da çizilmişlerdir. Böylece, katalogda bulduğumuz bir gökcisminin gökyüzündeki konumunu kolayca buluruz.
 

Başımızı kaldırıp gökyüzüne baktığımızda ve merak etmeye başladığımızda artık amatör astronom (gökbilimci) olabiliriz demektir. Peki bir gökbilimci ne yapar? Öncelikle gökbilimcilerin iki gruba ayrıldığını söyleyebiliriz. Amatör gökbilimciler ve profesyonel gökbilimciler.Amatörler gökyüzünün en eğlenceli yanıyla uğraşırlar, profesyoneller ise denklemler ve grafiklerle.

Amatör astronomlar için gözlemsel astronomiye başlamanın en güsel yolu meteorları (akanyıldız) ve meteor yağmurlarını gözlemektir.Çünkü bunun için ne bir teleskop nede başka bir gözlem aracına ihtiyaç duyulur.İhtiyacımız olan tek şey gözlerimiz,uyku tulumlarimiz ve bulutsuz bir gökyüzüdür.Kuşkusuz bir de ışık kirliliğinden uzak bir bölge bulmalıyız.Aksi takdirde göreceğimiz akanyılız sayısı normalden çok daha az olacaktır.Şehir ışıklarından kaynaklanan ışık kirliliğinin yanında gözlemimizi olumsuz etkileyecek olan bir durumda gökyüzünde Ay'ın bulunmasıdır.Özellikle dolunay olduğu zamanlarda normalde olduğundan çok daha az meteor görürüz.

AKANYILDIZLAR

Önemli Parametreler

Ses = Deniz içinde ateşlenmiş bir silahın çıkardığı ses benzeri
Parlaklık = Göktaşının boyutuyla doğru orantılıdır.
İz = İzlerin kalıcılığı birkaç saniye ile birkaç dakika arasında değişir.
Hız = Tipik bir meteoroid atmosfere 10 veya 20 km/sn hızla girer. Kimilerinin hızları saniyede 70 km’yi bulur.
Renk = Akanyıldızın rengi, meteoroidin kimyasal yapısının anlaşılması açısından oldukça önemlidir.

RENK <--------------------------> ELEMENT
Turuncu – Sarı ====================> Sodyum
Sarı ====================> Demir
Mavi – Yeşil ====================> Magnezyum
Mor ====================> Kalsiyum
Kırmızı ====================> Silikon


METEOROİD = Gezegenlerarası ortamda dolaşan taş parçalarından her biri.
METEOR(AKANYILDIZ) = Bir meteoroidin Yer atmosferine girdiğinde görülen ışık olayı
GÖKTAŞI (Meteorite) = Gökyüzünden yere düşen her çeşit taş. Bunlar bir akanyıldız yağmuru esnasında kuyrukluyıldız toz izinden atmosfere giren parçacıklardan yere ulaşmayı başarabilen toz ve taş parçaları olabilir

Meteorların gökyüzünde çok ışık saçanlarına fireball (ateş topu) denir.
Genellikle gökyüzünde iz bırakır ve birkaç dakika kadar yanıp söner.

SPORADİK AKANYILDIZLAR
Gökyüzünün açık olduğu herhangi bir gecede gece boyunca en az 7-8 tane akanyıldız görebiliriz.Bunlar genellikle bir akanyıldız yağmuruna ait değillerdir ve sporadik (rasgele) meteor adını alırlar.Sporadik meteorlar doğal olabilecekleri gibi artık kullanılmayan uydu parçaları da olabilirler.

PERİYODİK AKANYILDIZLAR
Periyodik olarak tekrarlanan ve gökyüzünde sanki belli bir bölgeden geliyormuş izlenimini veren akanyıldızlardır.Bu ışıklı gösteriye akanyıldız (göktaşı) yağmuru denir.Akanyıldız yağmurlarının sebebi Dünya'nın yörüngesiyle bir kuyrukluyıldızın yörüngesinin kesişmesidir.Bu yörünge üzerinde bulunan kuyrukluyıldızdan kopmuş olan parçalar Dünya'nın atmosferine girerek sürtünmeden dolayı yanar ve akkor hale gelirler; böylece bize gökyüzünde parlak bir gösteri sunarlar.Akanyıldız yağmurları periyodik olarak tekrarlandıklarından ve gökyüzünde belli bir bölgeden saçılır gibi göründüklerinden dolayı bu bölgedeki takımyıldıza göre isimlendirilirler.Örneğin 12 Ağustos tarihinde en yoğun olarak gözlemlediğimiz Perseid akanyıldız yağmurunun saçılma noktası Perseus takımyıldızının gökyüzünde görünfüğü bölgededir.

Yer meteoroid grubu içinden 30 km/sn hızla sola doğru (retrograt yönlü) hareket ettiği için, meteoroidlerin büyük bir çoğunluğu ancak gündoğumu zamanında Yer ile buluşmaktadır. Akanyıldızların görülebilecekleri en iyi zaman, gündoğumundan birkaç saat öncesidir.

AKANYILDIZ YAĞMURU NASIL GÖZLEMLENİR

Akanyıldız yağmurlarının belli periyotlarla tekrarlanan bir olay olduğunu ve gökyüzünde belli bir bölgeden saçılıyor gibi göründüğünü söylemiştik.Akanyıldız yağmurunun radyan (saçılma) noktası işte o bölgede bulunur.Amatör astronomlar, radyan noktasının tespiti için gece boyunca gözlem yapar, gördükleri akanyıldızları (meteor) gökyüzü haritalarına dikkatle geçirirler.Daha sonra harita üzerinde çizilen akanyıldızlar geldikleri yöne doğru uzatıldığında bu çizimlerin bir bölgeye doğru birbirlerine yaklaştıkları görülür.Burada önemli olan gelişmiş yöntemlerle tespiti yapılan radyan noktasını kabaca bulabilmektir.

Akanyıldızların en belirgin özelliklerinden biri saatteki zenitsel oranlarıdır.Bu oran genellikle her yıl birbirine yakın değerler olur.Ancak bazen ortalamanın üzerinde gözlendiği de olur.Bunun sebebine ilişkin çeşitli teoriler vardır.

Amatör astronomlar arasında yaygın olan bir başka akanyıldız gözlem yöntemi de radyo ile akanyıldız gözlemidir.Radyo ile akanyıldız gözlemi nasıl yapılır? Öncelikle bir meteorun atmosfere girdiği zaman moleküllerin ve atomların iyonlaşmasına sebep olduğunu söylemeliyiz.Bunun sonucunda meteoridin arkasında bıraktığı kuyruk gibi ize akanyıldız diyoruz.İyonlaşan parçaların radyo ile gözlemede ne gibi bir etkisi var? Bu bölgedeki parçaların radyo istasyonlarından gelen radyo sinyallerini yansıtma özelliği vardır.Bir vericiden çıkan radyo dalgalar bu parçalara çarparak geri yansırlar ve bir alıcıya giderler.Biz bu dalgalarla hafif ıslık, hışırtı gibi sesler duyarız.

Radyo yoluyla meteorları gözlemlemek istersek 87.5 ile 108.0 mhz arasında değişen boş bir FM radyo frekansı bulmak zorundayız. İstasyonu ve antenimizi ayarladıktan sonra tek duyacağımız devamlı bir parazit sesidir.Bizim antenimizin yönünde bir akanyıldız atmosfere girerse duyacağımız ses ıslık sesi veya bir hışırtı gibi olacaktır.

Radyo ile meteor gözleminin en önemli avantajı hava kapalıda olsa yağmurluda olsa gözlem yapılabilmesidir. Öyleki gündüz bile radyoyla gözlem yapılabilir.Görsel yolla saptanamayacak kadr küçük akanyıldızlar bile saptanabilir.Ayrıca aynı anda birden fazla meteorun atmosfere girdiğinin kaydı tutulabilir.Radyo ile meteor gözleminin en büyük dezavantajı ise radyoyla duyduğumuz akanyıldızın nereden geldiğini anlamamızın imkanı olmamasıdır.Hatta o duyduğumuz bir akanyıldız yağmuruna mı aittir yoksa sporadik bir akanyıldız mıdır bunu bile anlayamayız.Görsel yolla gözlem yapanlar bunu kolaylıkla söyleyebilirken radyocular sadece dinlemekle yetinirler, ama bir radyo gözlemcisi hava bulutluyken asla yanılmaz.

Gök taşı Yağmuru:

 14-21 Kasım 2006 Leonid göktaşı yağmuru dünyadan izlenecek... Dünya her yıl Kasım ayının ikinci yarısında (14 -21 Kasım) yörünge peryodu 33 yıl olan Tempel-Tuttle (Comet 55/P) kuyrukluyıldızının yörüngesinde bıraktığı eski kalıntıların içinden geçer. Bu geçiş sırasında meteorit denilen kum taneciği büyüklüğünden çakıl taşı büyüklüğüne kadar çok miktarda kuyrukluyıldız artığı Dünya atmosferine saniyede 71 km hızla girer ve yanmaya başlar. Tempel-Tuttle kuyrukluyıldızı Güneş'e en yakın en son geçişini 1998 yılında yapmıştır. Gökbilimcilerin göktaşı (meteor) yağmuru olarak isimlendirdikleri bu olay, 1998 Kasım ayında tekrar yoğun bir biçimde gündeme gelmişti. Bunun nedeni Temple Tuttle kuyrukluyıldızının 1998 yılı Şubat ayında Güneşe en yakın konumundan tekrar geçerken yörüngesi üzerinde daha fazla artık bırakmasıydı.Tıpkı 1966 yılında olduğu gibi 1998 yılında da 16 Kasım'ı 17 Kasım'a bağlayan gece neredeyse saatte 2000 tane göktaşı izlendi. Geçmiş yıllarda yapılan bu gözlemlere dayanarak her yıl göktaşı yağmurunun hangi tarihte ne zaman sağanağa dönüşeceğine dair tahminlerde bulunulmaktadır. Bu yıl tahminler göktaşı yağmurunun iki kez sağanağa dönüşeceği yolunda; ilk sağanak 17 Kasım gecesi saat 22:45 civarında gerçekleşecek. Aslan (Leo) takımyıldızı doğu ufkunda gece yarısından sonra yükseleceğinden bu sağanağın Türkiye'den izlenme şansı az. Yine de 17 -18 Kasım gecesi gece yarısından sonra hava açıksa ışık kirliliği olmayan çok karanlık yerlerde göktaşlarını gün ışıyana kadar görme şansımız var. İkinci ana sağanak ise 19 Kasım sabahı hava aydınlanmaya başladığı sırada 06:45 civarında olacak. 18 -19 Kasım gecesi de gözlem bakımından uygun bir yer seçilirse göktaşı gözleme şansı bulunabilir. Bu tarihlerde Ay'ın evresi gözlemleri etkilemeyecek durumda olacak. Göktaşı yağmurlarının en yoğun olarak izleneceği saat ve gün konusunda yapılan tahminlerde zaman zaman kaymalar olabilmektedir.

Kasım ayında göktaşlarının geliyormuş gibi görüldüğü Aslan (Leo) takım yıldızı Türkiye'de gece yarısından sonra yükselmekte. Aslan takımyıldızı İstanbul'da da Kasım geceleri gece yarısından sonra doğu-güneydoğu yönünde yükselecek. Leonids göktaşı yağmurunu Türkiye'den izlemek istiyenler için en uygun zaman 17/18 ve 18/19 Kasım geceleri gece yarısından sonra gün ışıyana kadar olan süre gözükmektedir. Hava açıksa gözlem için şehir ışıklarından olabildiğince uzak, çok karanlık bir yer tercih edilmelidir. Kasım ayı gecelerinin soğuğuna karşı gerekli önlemleride almayı unutmayınız.
Göktaşı yağmurunu görmek için gökyüzünde Leo (Aslan) takımyıldızı doğrultusuna bakmak gerekmektedir. İstanbul'da, Leo takımyıldızı Kasım ayında gece yarısı 01 den itibaren doğu yönünde yükselmektedir. Hangi yöne bakacağınızı görmek için aşağıdaki gök haritasını inceleyebilirsiniz.



 

Güneş sisteminin diğer küçük cisimlerinin aksine, kuyrukluyıldızlar antik çağlardan beri bilinmektedir. Çin kayıtlarına göre Halley kuyrukluyıldızı M.Ö. 240 yılından beri tanınmaktadır.

1995 yılı itibariyle 875 kuyrukluyıldız kataloglanmış ve yörüngeleri (kabaca da olsa) hesaplanmıştır. Bunlardan 184'ü periyodik kuyruklu yıldızdır (yörünge dönemleri 200 seneden az). Mutlaka bunların dışında kalan pekçoğu da peryiodik kuyrukluyıldızdır, ancak yörüngeleri yeterli hassasiyetle tanımlanamadığından kesinleştirmek mümkün olmamaktadır.

Kuyruklu yıldızlar 'kirli kartopu' ya da 'buzlu çamur topu' olarak anılırlar. Buz (su ve donmuş gazlar)ve (bir nedenle güneş sisteminin oluşumu sırasında gezegenlerde yoğunlaşamamış) kozmik toz karışımından oluşurlar.
Aktif bir kuyrukluyıldız güneşe yaklaştığında belirli bölümleri ayırdedilebilir hale gelir.

1. 1-Nüve : Nisbeten katı ve stabil olan çekirdek, Su buzu ve diğer donmuş gazlar ve az miktarda kozmik toz ve diğer katı cisimlerden oluşmuştur.
2. 2-Koma : Çekirdekten buharlaşan, su, karbondioksit ve diğer nötr gazların yoğun bir bulutudur. Nüveyi çevreleyen ışık topu şeklinde görülür.
3. 3-Hidrojen Bulutu : Çok büyük (milıyonlarca km) ancak son derece seyrek bir nötr hidrojen zarfı.
4. 4-Toz Kuyruk : 10 milyon km'yi aşan uzunlukta, çekirdekten kaçan gazlarla taşınan miksoskopik toz partiküllerinden oluşmuş duman. Kuyrukluyıldızın, çıplak gözle görülebilen en belirgin özelliğini teşlil eder.
5. 5-İyon Kuyruk : Kuyrukluyıldızın, yüzlerce milyon km'ye varan uzunlukta, güneş rüzgarınla reaksiyon sonucu iyonize olmuş gazlardan oluşan plazma kuyruğudur.

Kuyrukluyıldızlar güneşe yeterince yakın olmadıkça görülmezler. Yörüngeleri oldukça eksantriktir. Bazılarının yörüngesi Pluto'nun birhayli dışına taşar, bunlar birkez görüldükten sonra binlerce yıl boyunca geri dönmezler. Sadece kısa ve orta periyodlu kuyruklu yıldızların (Halley kuyrukluyıldızı gibi) yörüngelerinin en azından önemli bir bölümü, Pluto yörüngesinin içinde kalır.

Kuyrukluyıldızlar, güneş yakınından yüzlerce geçiş sonunda (yaklaşık 500 geçiş sonunda), buz ve gazlarının tamamına yakınını yitirerek asteroidlere benzer bir görünüm kazanırlar (Muhtemelen dünyaya yakın asteroidlerin bazıları ölü kuyrukluyıldızlardır). Yörüngeleri güneşe yaklaşan kuyrukluyıldızların, güneş ya da gezegenlerle çarpışma, ya da oldukça yakın bir geçişle (özellikle Jupiter'e yakın geçerlerse), güneş sistemi dışına atılmaları olasılığı vardır.

Kuyrukluyıldızlar içinde en ünlüsü şüphesiz ki Halley kuyrukluyıldızıdır. Ancak yakın geçmişin anılarından henüz silinmemiş olanlar, 1994 yazında Jupiter'e çarpan SL 9 (Shoemaker-Levy) ve 1997 yılında çıplak gözle doyasıya gözleyebildiğimiz Hale-Bopp olsa gerek. Ve tabi ki en tazesi Ikaye-Zhang kuyrukluyıldızı (2002).

Çoğunlukla meteor yağmurları, dünya bir kuyrukluyıldız yörüngesinden geçerken, kuyrukluyıldızdan arta kalmış kalıntılar nedeniyle oluşur ve bu olay her yıl, doğal olarak aynı tarihlere rastlar. 9-13 Ağustos tarihleri arasında gözlenen Perseid meteor yağmurları, dünyanın Swift-Tuttle kuyrukluyıldızının yörüngesinden geçtiği zamana rastlar. Orinoid meteor yağmurlarının da kaynağı Halley kuyruklu yıldızıdır.

Kuyruluyıldızların çoğu amatör astronomlar tarafından keşfedilmişlerdir. Güneşe yakın olduklarında görünür hale geldiklerinden, günbatımı ardından ya da şafaktan önce gözlenebilirler.

Astroit kuşağı ve meteorlar...

GÖKTAŞI YAĞMURLARI

Güneş sistemi içinde çok değişik yörüngelerde dolaşan her türlü kaya parçasına göktaşı denir. Örneğin; bir kuyruklu yıldız Güneş etrafında dolaşırken tamamen parçalandığında geriye kalan katı küçük çekirdeği ve yine bu bozulma ve parçalanma süreci sırasında açığa çıkmış toz parçacıkları ayrıca parçalanmış Apollo türü küçük gezegen artıklarına göktaşı denir. Boyutları 10 km çaplı kaya parçalarından başlar, 1 Mikron büyüklüğündeki toz parçalarına kadar değişir. Göktaşlarının büyük olanlarının kökeni küçük gezegenler, küçük olanların kökeni is kuyrukluyıldızlardır. Eğer uzayda bol miktarda bulunan bu göktaşlarının yörüngeleri Yer yörüngesi ile kesişirse, göktaşı büyük bir hızla (12-72 km/sn) Yer atmosferine girer. Meydana gelen sürtünme ile göktaşı ısınır ve ışık saçmaya başlar. Bu olaya, kayan yıldız adı verilir. Özellikle açık yaz gecelerinde her insanın gördüğü hatta niyet tuttuğu bu olayın aslında uzaydaki yıldızlarla bir ilişkisi yoktur, bu olay bize çok yakın bir konumda, Yer atmosferinde meydana gelir.

  Yer'den yaklaşık 120 km yukarıda ışık saçmaya başlayan göktaşlarının çoğu 60 km yukarıda yanıp biter. Bunlar boyutları çok küçük olanlardır. Eğer göktaşı yeteri kadar büyükse Yer yüzüne kadar ulaşabilir. Böyle büyük olanlar gök yüzünde çok daha fazla ışık saçtığı için bunlara ateş topu denir. Yer'e ulaşan gök taşlarının sayısı çok azdır. Yılda 2-3 tane tuğla büyüklüğünde göktaşı bulunmaktadır. 1972 yılında ağırlığı yaklaşık 1000 ton olan bir göktaşı Yer atmosferine hafifçe değerek yoluna devam etti. Eğer bu göktaşı dünyamıza çarpsaydı, bir nükleer bombanın patlamasına eş bir enerji açığa çıkardı ve bir çok canlının ölümüne neden olabilirdi. Yer tarihinde böyle büyük çarpışmalar olmuştur ve bu çarpışmalar sonucu oluşan kraterlerden bazıları hala şekillerini korumaktadır. Böyle büyük çarpışmaların çok seyrek olduğunu söyleyebiliriz.

  Yer'e ulaşabilen göktaşları yandığı için siyahtır ve atmosferde gazla sürtünmesinden dolayı da yüzeyi cilalanmış gibi düzdür.

  Yılın belirli gecelerinde kayan yıldızların sayısı çoğalır. İşte bu olaya göktaşı yağmuru adı verilir. Eğer her kayan yıldızın ışığının gök yüzünde yıldızlara göre izlediği yol, bir gök atlası üzerine çizilirse, tüm bu yolların bir noktada kesiştiği görülür. Yani o gece, tüm göktaşlarının gök yüzünde bir noktadan geliyormuş izlenimini verir. Bu noktaya saçılma (radyan) noktası denir. Aslında hepsi birbirine paralel yörünge izleyen göktaşları atmosfere girmektedir. O geceki akan yıldız yağmuru bu saçılma noktasının bulunduğu takımyıldızın adı ile anılır. Örneğin; Perseid, Leonid göktaşı yağmuru gibi.

Astronomi Sözlüğü

Astronomi : Gökcisimlerinin özelliklerini ve birbirleriyle ilişkilerini inceleyen bilim dalı.

Airy Disk Parlaklık Faktörü : Yıldızlar dünyadan çok uzakta oldukları için teleskopla bakıldığında disk şeklinde değil, nokta şeklinde görünürler. Ancak yıldızın görüntüsünü çok fazla büyütürsek teleskoptan kaynaklanan disk şeklinde bir görüntü belirir. Yani yıldız teleskobun görüş alanının merkezinde olduğunda, yıldızın bu büyütülmüş görüntüsünde iki şey göze çarpmaktadır : Birincisi Airy Disk adıyla bilinen parlak bir merkezi alan, ikincisi ise Kırınım halkaları adıyla bilinen bir halka veya sönük halkalar serisidir.

Açık küme : Sarmal gökadaların disklerinde yer alan, yüzlerce genç ve büyük kütleli yıldızladan oluşan gevşek yıldız topluluğu.

Açıklık : Bütün teleskopların asıl fonksiyonu ışık toplamaktır. Teleskobun açıklığı demek, merceğin yada aynanın çapı demektir. Açıklık genellikle " (inç) ile tanımlanır. 1" = 2.54cm dir. Açıklık ne kadar büyükse teleskop o kadar fazla ışık toplar. Daha çok ışık toplanması ise daha parlak ve daha iyi bir görüntü oluşmasını sağlar.

Andromeda : Zincirli prenses takımyıldızının latince adı. Aynı isim takımyıldız içindeki gökadamıza en yakın gökadayada ismini vermiştir.

Astroid: Güneş sistemi'nde, çoğunlukla Mars ve Jüpiter arasındaki astroid kuşağında bulunan, ama bazıları (örneğin Apollo astroidleri) Dünya'nın yörüngesiyle kesişen yörüngelerde ilerleyen, çapları üçyüz kilometre kadar olabilen kaya parçaları.

Aurora : Kuzey ışıkları olarakta bilinir. Dünya'nın manyetik alan çizgilerinin açık olduğu kutup bölgelerinden içeri giren Güneş kaynaklı yüklü parçacıkların, atmosferimizdeki gazları ışıtması sonucu oluşan renkli görüntüler.

Beyaz cüce : Yüzey sıcaklığı yaklaşık 100.000 C olan, birkaç bin kilometre çapındaki küçük yıldız. Güneş benzeri yıldızların evriminin son basamağıdır.

Bulutsu (nebula) : Gökyüzünde bulanık bir ışık lekesi olarak gözlenen, gökadamızdaki bir gaz bulutu ya da başka bir gökada olabilecek gökcismi.

Cüce yıldız : yarıçapı Güneş'inkinden küçük olan yıldız. Sıcaklığı rengini belirler (soğuk yıldızlar kırmızı, sıcak yıldızlar mavidir)

Çıkış Açıklığı : Açıklık (mm) / Göz merceğinin gücü olarak tanımlanabilir. Gözmerceğinden çıkan dairesel olan ışık demeti için kullanılmaktadır.

Çift yıldız sistemi : Birbiri çevresinde dönen iki yıldızdan oluşan sistem.

Çözümleme : Bir teleskobun daha fazla ayrıntıyı gösterebilme yeteneğine denir. Çözümleme ne kadar yüksekse, teleskop o kadar ince ayrıntı verir.

Çözümleme Gücü : Birbirine çok yakın olan çift yıldızları ayrı ayrı görebilmemizi gerçekleştiren teleskop yeteneğine denir.

Dev yıldız : Yarıçapı Güneş'inkinden çok daha büyük olan yıldız.

Galaksi kümeleri : Yüzlerce ya da binlerce gökadanın bir arada olduğu topluluklar.

Galaksi (Gökada) : Kütlesi Güneş'in kütlesinin yüz milyon katından bir milyar katına kadar olabilen dev yıldız sistemleri, örneğin Samanyolu. Gökadalar şekillerine göre elips biçimli gökadalar, sarmal ve düzensiz gökadalar olmak üç grupta toplanırlar.

Gezegen : Güneş etrafındaki yörüngeleri sabit elipsler olan ve belli büyüklüklerdeki gökcisimleri. Gökküre üzerinde sabit nokta şeklinde görülen yıldızlardan farklı olarak hareketli oldukları için bu adı almışlardır.

Gezegenimsi bulutsu : Kırmızı bir dev yıldızın dış katmanlarını uzaya püskürtmesi sonucu oluşan, merkezdeki sıcak ve sıkı yıldız tarafından aydınlatılan gaz kabuk.

Görüş Alanı : Teleskop ile görülebilecek gökyüzü parçasına gerçek görüş alanı denir. Bu açısal alan yay derecesi cinsinden ölçülür. Formülü : Teleskobun gücü / Gözmerceğinin görüş alanı (derece) dir.

Güç (Büyütme) : Teleskobun gücü, teleskobun kendisi ve kullanılan göz merceği (oküler) arasındaki ilişki olarak tanımlanabilir. Teleskop alınırken açıklık ve teleskobun gücüne çok dikkat edilmelidir. Büyütme = Teleskobun odak uzaklığı / gözmerceğinin odak uzaklığı formülü ile hesaplanır. Normal şartlar altında en yüksek büyütme teleskobun açıklığının 60 katına eşittir. Mesela 3.5" lik bir teleskobun max. büyütmesi 210X dir. Genelde amatör astronomlar gözlemlerinin çoğunu açıklığın 20-25 katı bir büyütme ile yaparlar.

Işık Toplama Gücü : İnsan gözü ile teleskobun kuramsal olarak ışık toplama yeteneğinin karşılaştırılmasıdır.

Kara delik : Çökerek, ışığın bile kurtulamayacağı kadar yoğunlaşmış maddenin bulunduğu bölge.

Karanlık madde : Varlığı, yaydığı ışınım yoluyla değil de dinamik yöntemlerle saptanabilen madde.

Kontrast : Elde edilen görüntünün daha net ve daha parlak olmasıdır. Kontrastın iyi olabilmesi için hava ve görüş koşullarının iyi olması gereklidir.

Kozmik ışınlar : Güneş'te, nötron yıldızlarında, süpernova patlamaları sırasında ya da kara deliklerde üretilen ve Dünya'ya ışık hızına yakın hızlarla ulaşan elektrik yüklü atom parçacıkları.

Kozmoloji : Evreni bir bütün olarak inceleyen bilim dalı.

Kuazar ( Quasar, yıldızımsı cisim ) : Gökada çekirdeklerindeki, optik ve morötesi ışınım yayan sıkı ışınım kaynakları. Optik fotoğraflarda yıldız gibi görünürler. Yıldızımsı cisim güçlü bir radyo kaynağı ise kuazar olarak adlandırılır.

Kuyrukluyıldız : Güneş etrafında çoğunlukla parabolik yörüngelerde dolanan ve ufak partiküller ihtiva eden buz yapı. Güneşe yaklaştıkça eriyen gökcisminden arta kalan maddenin kuyruk oluşturması ve Güneş ışığını yansıtması nedeniyle bu adı almıştır.

Küresel kümeler : Gökadaların halelerinde bulunan, bir milyon ya da daha fazla sayıda yıldız barındıran, yoğun yıldız toplulukları.

Messier M1-M103 : 18. yüzyılda yaşamış Fransız gökbilici Charles Messier tarafından derlenen bulutumsu gökcisimleri katalogu.

Nebula (bulutsu) : bkz. bulutsu

Nötron yıldızı : Madde'nin, nötronları birbirine değecek kadar sıkışık olduğu, yalnızca 10-20 kilometre çapındaki küçük, ölü yıldız.

Odak Oranı (Fotoğrafik Hız) : Odak Oranı = Odak Uzaklığı (mm) / Açıklık (mm) ile hesaplanır. Odak oranı size teleskobunuzla fotoğraf çekebilme hızını verir.

Odak Uzaklığı : Odak uzaklığı = Açıklık (mm) * Odak Oranı olarak tanımlanabilir. Ya da mercekten veya birinci aynadan itibaren teleskobun odak noktasına kadar olan uzaklığıdır. Odak uzaklığı uzun olan teleskopların gücü daha fazla olup, elde edilen görüntüde daha büyüktür.

Oküler (göz merceği) : Teleskopta oluşturulan görüntüler, farklı oranlarda gözmercekleri tarafından büyütülürler.

Optik Dizayn Sapınçları : Görüntünün oluşumu sırasında ortaya çıkan hatalara denir. Renk sapıncı, Küresel sapınç, Koma, Astigmat, Alan eğriliği ve Alan bozulması bazı teleskop sapınçlarıdır.

Parlaklık Sınırı : Parlaklık birimi kadir (m) dir. 7.5 + 5 * logA (cm biriminde teleskobun açıklığının logaritması) formülü ile görsel parlaklık sınırı hesaplanır.

Pulsar : Hızla dönen, güçlü manyetik alana sahip nötron yıldızı yapısında olan ve atmalar halinde radyo dalgaları yayan kaynak.

Radyoteleskop : Gökcisimlerini araştırmak için kullanılan uzun dalgaboyuna duyarlı alet.

Salma çizgisi : Bir kaynağın tayfındaki, belirli bir elementin atomlarının belirli bir dalga boyundaki ışık salmasından kaynaklanan parlak çizgi.

Samanyolu : Süt yolu olarakta bilinir. İçinde bulunduğumuz gökada. Gözlemsel astronomide gökyüzünde şerit halinde görülen bulutsu yapı. (aslında görülen gökadamızın bir koludur)

Soğurma çizgisi : Aynı tayftaki karanlık çizgi.

Süperdev: Işıma gücü çok yüksek olan dev yıldız.

Süpernova : Yıldız evriminin bir basamağında; yıldızın içerdiği maddeyi uzaya fırlatmasıyla sonuçlanan büyük patlamalar.

Quasar : bkz. Kuasar

Takımyıldız : Bakış doğrultumuza göre bir toplulukmuş gibi görünen, gökyüzünde belirgin şekiller oluşturan yıldızlar topluluğu.

Tayf : Bir kaynaktan gelen ışığın, örneğin bir prizma yardımyla çeşitli dalga boylarına ayrılması. Yağmur damlaları prizma etkisi yaparak güneşin tayfını gökkuşağı şeklinde gösterirler.

Tutulum : Dünya çevresinde dönerken, Güneş'in bir yıl içinde gökyüzünde izler gibi göründüğü büyük çember. Tutulum düzlemi, Dünya'nın yörünge düzlemidir.

Uydu : Bir gökcisminin çekim alanı nedeniyle belli bir yörüngeye oturmuş cisim. Yapay uydular Dünya etrafında dolanır. Ayda Dünya'nın uydusudur.

Yakın Odak : Görsel veya fotoğrafik çalışılabilecek en yakın yer cisminin odaklanabileceği en yakın uzaklıktır.

Yıldız : Çekirdeklerindeki nükleer tepkimeler sonunda enerji yayan büyük kütleli gökcisimleri.

Zodyak ışığı : Güneş ışığının Güneş sistemine dağılmış toz parçacıkları tarafından saçılması sonucunda burçlar kuşağını boyunca ortaya çıkan ışık kuşağı.
 

Astronomi   Nebula Resimler     Astrophotography  Galaxy Resimler