|
|
Zaman
Yolculuğunu Araştırma Merkezi © 2005 Cetin BAL - GSM:+90
05366063183 -Turkey/Denizli
|
Hepimiz Yaşadığımız evreni merak ederiz ama birtürlü bu merakımızı tam olarak giderememişizdir. Bu sitede biraz olsun
astronomi hakkında meraklarınızı gidermeye çalışacağım.
Astronomi;
Yunanca; astron (yıldız) ve nomos (yasa) kelimelerinden oluşmuştur.
Anlaşıldığı gibi GÖKBİLİM demektir.Tüm gökcisimlerinin ve yıldızlararsı
maddenin; kökenini, evrimini, kimyasal yapısını, fiziksel özelliklerini
inceleyen bilim dalı.
Güneş sisteminin yaklaşık genişliği: 11,830,000,000
km
Evrende ışık ile dolaşalım...
Işık yılı bir sn ' de 300.000 km yol alır.
Etrafımızı gözle algılamayı bu etkiye borçluyuz. Eşyalar ile aramızdaki
mesafe olayları birlikte yaşıyor olmamızda farkedilir bir ayrılık
yaratmamaktadır.
Fakat gökyüzüne başımızı kaldırdığımızda
gördüklerimiz yaşadığımız anın sonuçları mı acaba ? Her yıldız , her
parlaklık, her gezegen sizing gördüğünüzü , sizin ile aynı zamanda mı
yaşamaktadır ?
Aşağıdaki tabloda göreceğiniz zamanlara dikkat
kesildiğinizde , bize ulaşan ışığın aslında yaşadığımız andan çok uzun zaman
önce yola çıktığını göreceksiniz. Gökyüzünde neredeyse tüm ışıkları geçmiş
zaman ışıkları olarak görmekteyiz.
Kutup yıldızımız ile aynı gece gördüğünüz Vega ya
da kutup yıldızı hala gökyüzünde iken, gecenin geç saatlerinde çıkan pleides
gördüğünüz anda görüldüğü gibi mi ?
Bakalım öyle miymiş ?
Evrendeki bazı mesafeleri anlamamız için tablomuza
bakalım...
Nereden Nereye kadar ?
|
Işık bu mesafeyi
kaç yılda alır ? |
Dünyadan Ay ' a
Uydumuz |
1.25 Sn. |
Dünyadan Güneş ' e
Güneş Sistemizin merkezine |
8.3 dak. |
Güneş ' ten Jupiter' e
En büyük gezegenimiz |
41 dak. |
Güneş ' ten Satürn ' e
Gözle görülen en uzak gezegen |
85 dak. |
Güneş ' ten Neptün ' e
Güneş ' e en uzak büyük gezegen |
4.2 saat |
Güneş ' ten Alpha Centauri ' ye
Bize en yakın yıldız |
4.3 yıl |
Güneş ' ten Sirius' a
Yıldızlar arasındaki en parlak yıldız |
8.6 yıl |
Güneş ' ten 61 Cygni ' ye
Mesafesine sahip olduğumuz ilk yıldız |
11.4 yıl |
Güneş ' ten Pollux ' a
Gemini ' deki ikiz yıldızlardan biri |
33.7 yıl |
Güneş ' ten Castor' a
Gemini ' deki ikiz yıldızlardan biri |
51.6 yıl |
Güneş ' ten Aldebaran' a
Boğadaki en parlak yıldız |
65.2 yıl |
Güneş ' ten Regulus' a
Aslan ' daki en parlak yıldız |
77.6 yıl |
Güneş ' ten Spica' ya
Başak ' taki en parlak yıldız |
263 yıl |
Güneş ' ten Acrux' a
Güney Haçındaki en parlak yıldız |
321 yıl |
Güneş ' ten the Pleiades' e
Boğadaki 7 yıldızlı bir küme |
c 385 yıl |
Güneş ' ten Betelgeux ' a
Orion ' daki kırmızı yıldız |
429 yıl |
Güneş ' ten Polaris' e
Kuzey kutbu yıldızı |
432 yıl |
Güneş ' ten Antares' e
Akrep' teki en parlak yıldız
|
604 yıl |
Güneş ' ten Rigel' e
Orion ' daki mavi yıldız |
777 yıl |
Güneş ' ten Orion Nebula' sına
Nebula ' nın en parlak noktası |
1,300 yıl |
Güneş ' ten Deneb' e
Cygnus' taki en parlak yıldız, Kuğu. |
2,600 yıl |
Güneş ' ten the Crab Nebula' sına
Boğada' ki patlamadan arta kalan bir yıldız |
6,300 yıl |
Güneş ' ten the Double Cluster ' a
Perseus ' ta bir yıldız kümesi |
7,200 yıl |
Güneş ' ten Omega Centauri ' ye
En parlak küresel yıldız kümesi |
16,300 yıl |
Güneş ' ten M13 ' e
Hercules ' deki parlak yıldız kümesi |
21,000 yıl |
Güneş ' ten Galaksinin merkezine |
27,700 yıl |
Galaksimizin Çapı |
81,500 yıl |
Güneş ' ten the Magellanic Bulutsusuna
En yakın dış
galaksi
|
160,000 yıl |
Andromeda
Galaksi
' sine
En
yakın en büyük
galaksi
|
2,900,000 yıl |
UGC 8091
Kendi grubundaki en uzak
galaksi |
7,900,000 yıl |
M81
Ursa Major ' deki spiral
galaksi |
12,000,000 yıl |
M87
Başak ' taki küresel
galaksi
|
55,000,000 yıl |
Perseus Grubu ' na
Perseus ' taki 500 galaksili grup |
190,000,000 yıl |
Coma Grubu ' na
Coma Berenices ' teki 1000 galaksili grup |
225,000,000 yıl |
Hercules Grubu ' na
Hercules ' deki
galaksi
grubu |
350,000,000 yıl |
Boötes Grubu ' na
Boötes ' teki 150 galaksili grup |
1,240,000,000 yıl |
3C273
Keşfedilen ilk quasar
|
2,000,000,000 yıl |
Evrenin sınırı
Araştırılma sınırları dahilinde |
15,000,000,000 yıl |
YILDIZLAR VE YAŞAMLARI
Bir yıldızın yaşamı süresince, yıldızın içerdiği madde, birbirine zıt yönlü
iki kuvvetin etkisi altındadır...
YILDIZLARIN BAZI ÖZELLİKLERİ
1-Yıldız: Evrende en bol bulunan element olan hidrojenin,yavaş yavaş
helyum,karbon,azot, oksijen, demir gibi,daha ağır elementlere dönüştüğü ve
içinde termonükleer reaksiyonların yer aldığı bir gökcismi .
2- Yıldızlar,atom ve molekülden çok, iyon ve elektronlardan oluşmuş bir
gazdır.
3- Yüzey sıcaklıkları, çevrelerinin sıcaklıklarına göre çok yüksek olduğu
için, uzaya sürekli enerji salarlar.
4-Yıldızlar,içlerinde oluşan nükleer tepkimelerle, uzaya devamlı enerji
salmaları sonucu, kütlelerinden kaybederler.Ancak bu kütle kaybı, yıldızın
yaşamı boyunca kütlesinin %1'ini geçmez.
5- Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri , hidrojeni helyuma
dönüştüren zincirdir(hidrojen yanması).
6- Yıldız kütlesi,ne kadar büyükse, hidrojenin yanma süresi, o kadar kısa
olur.
7- Yıldızlar,doğar,büyür ve ölürler.Bir yıldızın öldüğünü görmek, doğduğunu
görmekten çok çok kolaydır.
8- Bir yıldızın yaşamı süresince, yıldızın içerdiği madde, birbirine zıt
yönlü iki kuvvetin etkisi altındadır.
a-Maddeyi birbirine doğru çeken, yani yıldızı çökmeye zorlayan kütle çekim
kuvveti.
b-Yıldızdaki nükleer tepkimelerin yan ürünü olarak ortaya çıkan,yüksek
sıcaklığın,ısı gaz basıncı.
Bu iki kuvvet dengelendiği sürece yıldız yaşamını sürdürür.
9 - Gökadamızda, her yıl güneş kütlesinin 3 katı ile 10 katı arasında
değişen kütlelerde, 30-40 yıldızın doğduğu tahmin ediliyor.
10- Büyük kütleli yıldızlar, gökadaların evriminde,temel rol
oynarlar.Yaşamlarının sonunda, dış katmanlarının büyük bölümünü,uzaya
fırlatan bir patlamayla yok olurlar.Bu süpernova patlamasıdır. Bu patlama,
gökadaların kimyasal açıdan zenginleşmesine sebep olur.
11- Bir yıldızın, parlayacağı süreyi, doğduğu andaki kütlesi tayin eder.
Kütle, ne kadar büyükse, parlaklık o kadar fazladır.Ancak bir yıldız ne
kadar büyük kütleli ise, o kadar kısa sürede bir karadeliğe dönüşür.
YILDIZLARIN DOĞUMU
Galaksimizdeki yıldız oluşum bölgelerinin ,yıldızlararası ortamın, en
yoğun,en soğuk ve en karanlık bulutları olduğu gözlenmektedir.Bu bulutların
kütleleri, 10000-1 milyon güneş kütlesi arasında olup; temel olarak, molekül
yapısındaki hidrojenden oluşmaktadır.
Kısa ömürlü büyük kütleli yıldızlar, oluşum bölgelerini aydınlatmaktadır.
Yıldız doğumlarının gözlemlendiği yıldızlararası bulutlar ve genç
yıldızların bulunduğu bölgeler,sarmal kollarda yoğunlaşmaktadır.
Tıpkı kalabalık bir trafikte olduğu gibi, bulutlar,gelgit alanının yarattığı
yüksek yoğunluk bölgelerinde,zaman zaman çarpışırlar .Çarpıştıklarında,tıpkı
iki kartopu gibi kaynaşırlar.Çarpışan bulutlar,bir yandan galaksi çevresinde
dönerken, bir yandan da boyutları, yavaş yavaş büyüyen,karmaşık
topaklanmalar oluştururlar. Bulutların kütleleri, arttıkça yoğunlaşırlar ve
kütle çekim kuvvetleri de, buna paralel olarak artar.Bu yolla bulutlar ,
artık kararlı olmadıkları boyutlara kadar büyürler.En büyük kütleli bulutlar
,sonunda birçok yıldız kütle parçaları halinde, kümelere bölünürler.Bunlar
ilkel yıldızlar olup, zamanla yıldıza dönüşecek olan cisimlerdir.
Sonraki aşama,merkezlerindeki sıcaklık ve basıncın arttığı, yuvarlak
kütlelerdir.Bu sıcaklık,10 milyon dereceye ulaştığında ise, kütlenin
içindeki hidrojen gazı, termonükleer reaksiyona başlar ve böylece bir yıldız
doğmuş olur.
Hubble uzay teleskobu, yıldızların doğuşuna tanıklık etti.Dünyadan 7000 ışık
yılı uzaklıktaki kartal nebulasında (bulutsu),yıldız oluşumuna imkan
verecek, 50 kadar kozmik yumurtanın çatlamasını görüntüledi .
YILDIZLARIN EVRİMİ VE ÖLÜMÜ
*BEYAZ CÜCE
Güneşe benzeyen yıldızlar, yaşamlarını beyaz cüce olarak,
sonlandırırlar.Yıldızların %98'i, evrimlerinin son aşamasında, beyaz cüceye
dönüşürler. Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri, hidrojeni
helyuma dönüştüren zincirdir (hidrojen yanması).Ancak yıldızın nükleer
yakıtı sınırlıdır.
1- Hidrojen azalıp helyum arttıkça, çekirdeğin yoğunluğu artar.Merkezdeki
kütle çekim , gaz basıncına baskın hale gelmeye başladıkça da, yıldızın
çekirdeği çökmeye başlar.
2- Basıncı iyice artan hidrojeni yakan katman,çok hızlı bir yanma sürecine
girer.Böylece, ortaya çıkan ışınım basıncı, yıldızın dış katmanlarının
genişlemesine yol açar.Yıldız, o kadar genişler ki ; çapı eski çapının 100
katını geçer.Bu "Kırmızı Dev "aşamasıdır.Yüzey alanı çok arttığından, 1000
kat daha fazla ışıma yapar.
3- Sıkışan çekirdek, helyumun karbon oluşturmasına yol açar.Bu süreçte
yıldız, hemen hemen eski büyüklüğüne döner.Hidrojen yakan kabuk, sonunda
yakıtını bitirerek zayıfladığında,yıldız büzülür,mavileşir( Mavi Yıldız ).
4- Karbon çekirdeğin dışındaki helyum, son derece şiddetli biçimde
yanar.Açığa çıkan ısı, dış kabukta bir hidrojen yanması başlatır.Yanmakta
olan her 2 kabuktan yayılan ısı, kırmızı dev yıldızın, daha fazla şişmesine
sebep olur . Yıldız,ışıma gücü, 1000 Güneş 'e eşit olan " Kırmızı Süper Deve
"dönüşür.
5- Öylesine çok miktarda enerji açığa çıkar ki; yıldız, kararsız hale gelir
ve dış katmanlarını, yıldız rüzgarı ile uzaya püskürtür.Sonunda geride,
yıldızın orijinal kütlesinin %10'unu oluşturan ve genişlemekte olan
iyonlaşmış bir gaz kabukla çevrili karbon çekirdek kalır.Dış kabuk,
gezegenimsi bulutsu oluşturur. Çekirdek iyice çökerek, bir beyaz cüce olur.
*NÖTRON YILDIZI
Kütleleri,1,3 ile 3 Güneş kütlesi arasındaki yıldızlar; yaşamlarını,
yukarıdaki şekilde sonlandırırlar.Büyük kütleli yıldızların evrimleri
hızlıdır.Yıldız,süper kırmızı deve dönüştükten sonra, çekirdek karbonunu da
yakarak, oksijene dönüştürecek kadar ısınır. Füzyon (kaynaşma) reaksiyonları
sonucu, gittikçe daha ağır elementler üretilir.Sonunda çekirdek,tümüyle
demire dönüşür.Demir,bu reaksiyonların son halkasıdır.Isı kaçarken
çekirdek,büzülür ve sıcaklık milyar kelvini aşar.Çekirdek,çöker ve atomların
ötesinde, atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı ,çok daha yoğun bir durum
oluşur.Bu durumda protonlar, elektronları yakalayarak nötronlara dönüştürür.
Çekirdeğin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın dış katmanını,
büyük bir hızla dışa atan bir şok dalgası oluşturur.Bu bir süpernova dır.
Nötron yıldızının oluşum evreleri
Ortaya çıkan nötron yıldızı nın yarıçapı 1 km ve yoğunluğu, santimetreküpte
1 milyar tondur. İlerde sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı
olmadığından, yavaş yavaş soğur.Bir kaç milyon yıl sonra, temel enerji
bakımından gözden kaybolur. Karanlık madde ye dönüşür.
KARADELİK
Eğer bir yıldız çekirdeğinin kütlesi, birkaç Güneş kütlesinden büyükse, yada
yıldızlar yeterince büyük yoğunluklarda, bir araya geldiklerinde; kütlesi,
Güneş kütlesinin binlerce, milyonlarca, milyarlarca katı olan çok büyük
kütleli karadelikler ortaya çıkar. Karadır, çünkü ışığın kaçmasına izin
vermez. Hatta fenerinizle aydınlatmaya çalışsanız da, fenerinizden gelen
ışığı yutacaktır. Deliktir, çünkü içine attığınız herhangi bir şey, tekrar
yüzeye çıkamaz. ( Kaynak: 1-Joseph Silk, Evrenin Kısa Tarihi , Çev.Murat
Alev, TUBİTAK Yy,1997. 2-Bilim ve Teknik. )
------------------------------------------------------------------------------
KAHVERENGİ CÜCELER
Eğer baryon kökenli maddenin bir bölümü ölü yıldızlar biçimindeyse , diğer
bölümü de hiçbir zaman yıldız olmayı başaramamış cisimler biçimindedir .
Kahverengi cüce adı verilen cisimlerin kütleleri öylesine küçüktür ki ,
merkezlerindeki sıcaklık hiçbir zaman nükleer reaksiyonları başlatacak
ölçüde yükselemez. Kütleleri 0.08 M. 'nden küçük olan cisimler - ki bunun
içinde dev gezegenler de vardır - nükleer enerji üretmedikleri için ışık
vermezler . Bununla birlikte yavaş yavaş büzülmekte olduklarından az
miktarda kütle çekim enerjisi üretirler . Örneğin , Jüpiter'in çekirdek
bölgesi her yıl birkaç milimetre büzülmektedir . Gerçekte bu gezegen
kızıllötesinde ışımakta ve Güneş'ten almakta olduğundan yüzde elli oranında
daha fazla enerji yaymaktadır .Astronomlar kahverengi cüceleri iki tür yerde
ararlar . Bir çift yıldız sisteminde küçük kütlerli bir eşin varlığı büyük
kütleli yıldızın , sistemin kütle merkezi çevresinde bir yörünge çizerek
dolanmasına neden olur . Yakın sistemlere bu hareket , ya saniyede birkaç
metrelik bir Doppler kayması biçiminde , ya da ışık kaynağının bir açı
saniyesinden daha küçük bir hareketi biçiminde saptanır . Bununla birlikte ,
yakın yıldızların hem taysal hem de astrometri ölçümlerinden henüz hiç
kahverengi cüce saptanamadı . Diğer bir yaklaşım , hala kızılötesi kaynak
olarak görülebilir olan serbest kahverengi cüceleri yakındaki , göreceli
olarak genç yıldız topluluklarında aramak olaibilir . Yüzey sıcakılğının
düşük olmasından dolayı kahverengi cücenin ürettiği enerji ancak
kızılötesinde görülebilir . Kızılötesinde ışınım yapan başka tür yıldızlar
da vardır . Bu nedenle kızılötesinde ışınım yapan bir cismin kahverengi cüce
olup olmadığı anlamanın yolu , cismin Hertzsprung-Russell diyagramındaki
yerine bakmaktır . Eğer bu cismin yeri hidrojen yakılan ana kolun alt
ucundaysa , o zaman kahverengi cücedir . Bugüne kadar Güneş sisteminin
dışında , pulsarların çevresinde dönmekte olan gezegen-kütleli iki cismin
hariç , güçlü bir yıldız-atlı kütleli cisim adayına rastlanmamıştır . Ama
eğer teoriye biraz olsun inanıyorsak , bütün gözlem çabalarının boş
çıkmasına karşın , kahverengi cücelerin sayısının oldukça yüksek olması
gerekir . Neden parçalanan yıldızlararası bir bulutun en küçük parçası
hidrojen yakan bir yıldız büyüklüğünde olsun ?
KARA DELİKLER
Karadelikler Güneş'imizden 8-50 kat büyük kütleli yıldızların çökmesiyle
oluşur.Wolf-Rayet türü bu yıldızlar ancak birkaç milyon yıl yaşıyorlar ve
kısa ömürleri süresince dış katmanlarının bir kısmını güçlü rüzgarlarıyla
uzaya saçıyorlar . Merkezlerindeki hidrojen yakıtı demire kadar evrilip
çekirdek tepkimeleri durunca dengelenemeyen muazzam kütle çekimi nedeniyle
yıldız çökerek bir karadelik oluşturuyor. Karadeliğin ' tekillik ' denen
merkezi içinde bildiğimiz bildiğimiz fizik kurallarının geçerliliğini
yitirdiği , matematiksel bir nokta büyüklüğünde sonsuz yoğunlukta bir uzay
bölgesi . İçinden ışığın bile kaçamayacağı kadar güçlü bir kütleçekim
alanının oluşturduğu 'olay ufku ' ile çevrili . On Güneş kütlesinde bir
karadeliğin olay ufku çağı yalnızca 60 km'dir . Yıldız kökenli karadelikler
dışında , bir de hemen hemen tüm büyük gökadaların merkezine yerleşmiş
gerçek devler bulunur . Gökadalar oluşurken merkezdeki büyük gaz
kütlelerinin çökmesiyle oluşan bu ' Süper Kütleli Karadelikler ' ,
milyonlarca hatta milyarlarca Güneş kütlesine sahiptirler . Bizim gökadamız
Samanyolu'nun merkezinde de böyle dev bir karadelik bulunuyor . Ancak
ötekilerden daha alçak gönüllü boyutlarda . Yalnızca 3 milyon Güneş kütlesi
kadar !... Böylesine büyük bir kütlenin uzayda kapladığı alansa Güneş
Sistemi'nin boyutlarını aşmıyor . Gökada merkezlerindeki süper kütleli kara
delikleri de doğrudan göremiyoruz. Bunları da gene yolaçtıkları etkilerle
saptayabiliyoruz . Samanyolu'nun merkezine baktığımızda gaz ve toz
bulutlarıyla yıldızların çok büyük hızlarla döndüklerini gözlemliyoruz . Bu
hızla dönen cisimlerin uzaya saçılmaması için merkezde çok büyük bir kütleli
cismin bulunması gerekiyor . Fizik kurallarına göre böylesine büyük kütleler
karadeliklerden başka hiçbir cisimde bulunamaz.
Kara
Delik terimi ilk defa Princeton fizikçilerinden John Wheeler tarafından
1968'de yayımladığı "Evrenimiz, bilinenler ve bilinmeyenler" isimli makalede
kullanılmıştır. Kara delikler çok ağır olduklarından, çok büyük çekimsel
alana da sahiptirler. Çekimsel kuvvet öyle büyüktür ki, ışık dahil hiçbir
şey kara delikten kaçamaz.
Kütleleri büyük olan yıldızlar,
termonükleer evrimlerinin sonlarına doğru kırmızı veya mavi süper devler
haline gelir. Nükleer yakıtları tükendiğinde, süpernovalar halinde
patlarlar. Patlamaların kalıntısı bir nötron yıldızı (pulsar) olabilir veya
süpernova çekirdeğinin kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık üç katına
ulaşıyorsa, bir kara delik olabilir. Kütlesi küçük olan yıldızlar ise bir
gezegen bulutsusu oluşturarak gömleklerinin bir bölümünü yitirir. Bunlar,
Dünya'nın boyutlarına yakın boyutlarda beyaz cüceler olarak evrimlerini
tamamlarlar.
Kara deliklerin dinamiğini ve
içlerindeki herşeyin dışarı çıkmasını nasıl engelleyebildiklerini
anlayabilmek için Genel Görelelik kavramını anlamak gerekir. Genel görelelik
(izafiyet) kuramının belirttiği maddenin kütlesiyle çevresindeki
uzay-zamanın yapısını değişikliğe uğratmasıdır. Bu varsayım, hiçbir şeyin
hatta ışığın bile, büyük kütleli bir gökcisiminin yakınında, düz çizgi
halinde yer değiştiremeyeceği anlamına gelir.
Ebediyete kadar içinde kalma
riskine girmeden, bir kara deliğin ne kadar yakınına yaklaşılabilinir? Bu
cisimlerde geriye dönüşü olmayan noktaya olay ufku (event horizon) denir.
Bu, kara delikle aynı merkezli küresel bir zarf olup, bu zarfın yarıçapına
Schwarzchild yarıçapı denir. Eğer bir kere olay ufku içine girilirse, geri
dönüş yoktur. Uzay-zaman tekilliğinin yer aldığı ölü delik merkezine doğru
çekilebilecektir. Saniyenin küçük bir kesri içinde oradaki sonsuz büyük
çekimsel kuvvet tarafından toz haline getirilecektir. Bir kara deliğin yakın
çevresindeki uzay yollarını bozduğu görüldü. Einstein hükmüne göre, uzay
zaman birbirine karışmış olduğundan böyle cisimlerin yakınında zamanın da
sapmaya uğrayacağı sonucu ortaya çıkar. Bu nedenle bazı araştırmacılar kara
deliklerin zaman makinesi gibi kullanılabileceğini ileri sürmektedirler.
Bir astronot kara deliğe doğru yola
çıkmadan önce uzaygemisine büyük bir saat yerleştirilirse, dışarıdaki bir
gözlemci, gemi çökmüş yıldızın yakınına yaklaştıkça, saatin gittikçe
yavaşladığını fark edecektir. Aynı şekilde, gittikçe yavaş hareket ediyor
gibi, olay ufkunun sınırına asla erişemeyecek gibi gözükecektir. Sonunda
şaşırtıcı bir durum meydana gelip, zaman durmuş gibi olacaktır.
Astronotun bakış açısına göre ise,
gemideki saat her zamanki hızı ile tik taklarını sürdürecektir. Böylece
astronot, karanlık cehennemin içine hızla dalmasını geciktirecek bir şansa
sahip olmayacaktır. Hatta olay ufkunun içinden geçtiği anı bile
farketmeyecektir. Fakat ne yazık ki bu noktadan itibaren kara deliğin içine
saplanmış olacaktır. Gemi aşağı doğru inerken pencereden dışarı bakan
astronot herşeyin hızının arttığını görecektir. Bütün gelecek öyküsü gözünün
önünden bir anda akıp geçecektir. Fakat astronotun evrenin geri kalanı ile
iletişimi kesilmiştir ve kendisini mutlak ölüm beklemektedir.
KUYRUKLU YILDIZLAR
Kuyrukluyıldızlar Güneş'in çevresinde dönen, kirli dev kartoplarına
benzerler ve genellikle onları keşfeden insanların adlarıyla anılırlar.
Gezegenlerden çok farklıdırlar . Yörüngeleri çok basık olduğundan
zamanlarının büyük bir kısmını Güneş'ten uzakta geçirip çok kısa bir süre
için Güneş'e yaklaşırlar . Güneş'e yaklaştıklarında ısınıp eridikleri için
gaz ve tozdan oluşan bir kuyruğa sahip olurlar . Bazı kuyrukluyıldızların
yörüngeleri çok eğimli olduğundan binlerce yıl boyunca Güneş sisteminin
diğer üyelerinden çok aşağıda veye çok yukarıda bulunabilirler . Çoğu
kuyrukluyıldızın çapı 10 km'den küçüktür ama bunlar Güneş'e yakın
olduklarında çıplak gözle kolayca görülebilirler . Genellikle dağınık ,
puslu ışık lekeleri olarak gözlenirler. Ara sıra , çok parlak bir kurukluyıldız , uzun , gümüş renkli kuyruğuyla göğü boydan boya geçerek
ışıldağa benzer bir görüntü sergiler . Bir kuyrukluyıldızın , Güneş
çevresindeki dolanma süresine o yıldızın periyodu denir . Dolanma süreleri
3.3 ile 150 yıl arasında olanlar periyodik kuyrukluyıldızlardır .
Dolanmaları binlerce yıl sürebilen diğerleri periyodik olmayanlar diye
adlandırılır. Periyodik olmayanların ne zaman görüneceğini bilmek
olanaksızdır . İngiliz astronom Edmund Halley 1682 yılında gördüğü
kuyrukluyıldızı, 1531 ve 1607 yılında ( 76 yıl arayla ) görülenlere benzer
özellikler gösterdiğini fark etti . Her gelişinde yeni bir kuyrukluyıldız
olarak kaydediliyordu . Halley bunların aynı kuyrukluyıldız olduğunu anladı
ve yeniden 1758 'de görüneceğini tahmin etti . Gerçekten Halley'in 1742
'deki ölümünden 16 yıl sonra kuyrukluyıldız yeniden göründü.
NÖTRON YILDIZLARI
Büyük kütleli yıldızlar , ana kol üzerinde göreceli olarak az zaman
harcarlar . Kütlesi 15 M. kadar olan bir yıldız ana kol üzerinde 10 milyon
yıl , kütlesi 30 M. kadar olan bir yıldız ise yalnızca bir milyon yıl
geçirir . Büyük kütleli yıldızların evrimleri hızlı olduğundan , helyum
çekirdek çökerek yeniden nükleer reaksiyonları başlatıp yıldız kırmızı deve
dönüşürken , dış kabukta hidrojen yanması için çok az zaman kalır . Helyum
tüketildiğinde çekirdek yeniden çöker ve üç helyum çekirdeğinin kaynaşarak
bir karbon çekirdeğine dönüştüğü üçlü alfa sürecini başlatır . Sonunda
çekirdek , karbonu da yakarak oksijene dönüştürecek kadar ısınır : bu arada
çevrede helyum yakan bir kabuk da vardır ve yıldızın dış katmanarı
genişleyerek bir kırmızı süperdev oluştyrmuştur . Çekirdek , sıcaklığı 1
milyar derece Kelvin'e ulaşıncaya kadar yanmaya devam eder . Füzyon
aksiyonları sonucunda gittikçe daha ağır elementler üretlir ve sonunda
çekirdek tümüyle demire dönüşür . Demir , füzyon reaksiyonlarının son
halkasıdır ; demirden daha ağır elementlerin sentezi sonucunda dışarıya
enerji verilmez , tam tersine ortamdan enerji alınır . Demir çekirdek tüm
füzyon (kaynaşma) ve fisyon (parçalanma) reaksiyonlarında endotermiktir
(dışarıdan enerji alır) . Bu noktadan sonra , dışarıdan enerji sağlanmadıkça
hiçbir nükleer süreç oluşamaz . Isı kaçarken çekirdek büzülür ve sıcaklık 1
milyar Kelvin'i aşar . Çekirdeğin kütlesi 1.4M. 'ni aştığı an , artık
dejenere elektron basıncı da çökmeyi önleyemez . Çekirdek çöker ve atomların
ötesinde atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı , maddenin çok daha yoğun
olduğu bir duruma girer . Bu durumda protonlar , elektron yakalayarak
nötronlara dönüşürler . Aynı zamanda maddeyle çok zayıf biçimde etkileşen ve
bu nedenle de yıldızdan hemen hiç engellenmeden kaçabilen karşı nötrinolar
biçiminde enerji yayınlanır . Enerji kaybı , yalnızca nötronlardan meydanma
gelen dev bir atom çekirdeğinin oluşumunu hızlandırır. Nötron yıldızı
çekirdek yoğunluğuna kadar sıkıştırılmış olup dejenere nötron basıncı ,
tarafından daha fazla çökmesi önlenen bir gaz küresidir . Dejenere nötron
basıncı, nötronlar birbirine değecek kadar sıkıştırıldığında ortaya çıkan
kuantum mekaniksel bir basınçtır . Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı
yaklaşık 1 kilometre ve yoğunluğu da yaklaşık santimetreküpte 1 milyar
tondur . Yıldız çekirdeğinin çökmesi , kırmızı süperdev evresindeki yıldızın
dış katmanlarını büyük bir hızla dışarıya fırlatan bir şok dalgası oluşturur
. Bu bir süpernovadır . Kalıntı nötron yıldızı çok sıcak olup x-ışınları
yayar . Sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından yavaş yavaş
soğur . Birkaç milyon yıl sonra en azından termal enerji bakımından gözden
kaybolur . Karanlık maddeye dönüşür.
YILDIZ KÜMELERİ
Yıldızlar,
bulundukları evrim düzeyine göre iki öbege ayrılır : 1. öbek
yıldızlar(populasyon1) daha yakın zamanda oluşmuş, değişik yaşlardadır. Dolasıyla
bu yıldızlar,evrimlerinin sonuna ulaşan daha yaşlı yıldızların patlamasıyla
oluşan ağır elementler ba kımından zengindirler.II.öbek yıldızlar yaşlı
yıldızlardır;bu yıldızlar ağır element bakımından fakirdir.I.öbek yıldızlar
disk ve gökada yıldızlarından II.öbek yıldızlar ise küresel kümelerden
oluşur.
Yıldız kümelerinin astronomlar için iki önemli tarafı vardır:
-
Yıldız kümelerindeki yıldızlar aynı
uzaklıkta kabul edilir.
-
Hepsi aynı anda oluşmuştur ve bu
yüzden yaşları ve içerikleri aynı kabul edilir.
Yıldız kümeleri
yıldızların ortak bir çekim etkisiyle bir arada durmasıyla oluşmuştur.
Tiplerine ve içeriklerine göre ikiye ayrılır:
1- AÇIK YILDIZ KÜMELERİ:
Galaktik küme olarak da adlandırılan açık
kümeler, birbirlerine kütle çekimiyle bağımlı çoğunlukla genç ve sıcak
yıldızlardan oluşmuştur.aynı bulutsunun oluşturduğu yıldızları kapsayan
bu kümeler: 50 ile 10000 arasında yıldız içerir. Açık kümeler, gezegen
imsi bulutsular dışında gökyüzünün en gençleri sayıla bilirler.Birkaç on
milyon yıldan daha yaşlı açık kümelerin olmamasının sebebi,içindeki
yıldızların zamanla, gökadanın dönüşünden dolayı dağılmasıdır. |
ÜLKER AÇIK YILDIZ KÜMESİ
|
2- KÜRESEL YILDIZ KÜMELERİ:
M13 KURESEL YILDIZ KÜMESİ
|
Küresel yıldız kümeleri açık yıldız kümelerinden oldukça
farklıdır.Tek ortak yönleri,birbirlerine kütle çekimiyle bağlı
yıldızlardan oluşmalarıdır.Küresel kümeler,açık kümelerin aksine ,sadece
galaktik düzlemde değil aynı zamanda bu düzlemin dışında, Samanyolu'nu
küresel bir biçimde çevrelerler.Zaten galaktik düzlemde bulunan
kümelerin gözlenmesi yoğun gaz bulutları tarafından engellendikleri için
oldukça zordur.Bu nedenle gözlenen küresel kümelerin çoğu düzlemin
dışındadır. Bugün yaklaşık 150 küresel küme
biliniyor.Bu kümeler yaklaşık olarak 100000 yıldız içermektedir.
Küresel kümelerin en belirgin özelliği ise
düzgün küresel yapıda olmalarıdır.Teorik olarak diğer dönen gök
cisimleri gibi,kutupsal bir basılma meydana gelmesi beklenir.fakat
şekillerinin bu derece düzgün olması çok yavaş dönmesiyle açıklanabilir.
Küresel kümelerin diğer bir önemli özelliğide
,açık kümelerin aksine,populasyon II olarak gruplandırılan yaşlı ve
fakir yıldızlardan oluşmalarıdır.Bu yüzden çok fazla yeni yıldız
oluşturamazlar. |
BULUTSULAR:
Bulutsular bir ya da bir kaç yıldızın yakınında
yer aldığında ışıldar ve parlak bulutsu biçiminde gözlenir;bunların
ayırt edici niteliği uyarıcı yıldızın sıcaklığına ve uzaklığına göre
değişir. B 1 tayf tipinde ya da daha soğuk yıldızların yakınında gözlenen parlak bulutsular,yalnızca bu yıldızların ışığını,içerdikleri
tozlarla ve bir ışık yayınım mekanizmasıyla yansıtırlar.Bu tipe
yansımalı bulutsu denir (Ülker Bulutsusu).Yayılan ışık,uyarıcı
yıldızların soğurma çizgilerine benzeyen bir tayf ve yıldızlarda
gözlenen bir mavilik gösterir.Bulutsular çok sıcak yıldızlarla
birleştiğinde,yayım çizgileri taşıyan bir tayf oluşur, bu tip bulutsu
sarmal bulutsu ya da H II bölgesi adını alır.(Orion bulutsusu)
Parlak bulutsuların boyutları onlarca ışık yılı
ve kütleleri de Güneşin birkaç bin katıdır.Bazı ışıklı bölgeleri,kimi
karanlık maddeler örter(At başı nebulası) işte bunlar karanlık
bulutsuları oluşturur. |
Yıldızlararası parlak maddenin bir başka türüde Süpernova
kalıntılarına bağlı bulutsulardır.(Crabe Bulutsusu) Çember biçimdeki
bazı bulutsulara yanlış bir adlandırmayla Gezegenimsi bulutsular
denmiştir.Gerçekte morötesi ışınların gazı iyonlaştırmasından doğan ve
çok sıcak bir yıldızı çevreleyen küresel kabuk biçimindeki bir bulutsu
söz konusudur.bu bulutsu merkez yıldızın oluşum evrelerinde fışkıran
gazlardır.
Aslında amatör astronomlar için
galaksilerin,yıldız kümelerinin ve bulutsuların göz zevki dışında bir
önemi yoktur. Her ne kadar dergilerde ve kitaplarda gördümüz renkli ve
parlak görüntüler görülmemesine rağmen gökyüzünde onları görmek
değişilmeyecek bir ziyafettir.Bu yüzden önemli yıldız kümelerinin
yerlerini belirtmeden geçemedik. |
-Açık Yıldız Kümeleri:
M44: Yedi kız kardeş ve Ülker olarak
adlandırılan küme Boğa takımyıldızında yer alıyor.çok yakın olması ve
1,4 kadirlik yıldızlardan oluştuğu için çok rahat gözlenebilir.Uzaklığı
yaklaşık 400 ışık yılı
M21: Yay takım yıldızında yer alan ve
toplam parlaklığı 6,5 olan bu küme 12.kadirden olan 40 yıldız içermekte
uzaklığı yaklaşık 3000 ışık yılı
M23: İçerdiği yıldız bakımından zengin olan bu küme yay takım
yıldızında yer alıyor.Toplam parlaklığı 6,9 kadir olan küme uçan
yarasayı andırıyor.Uzaklığı yaklaşık 4500 ışık yılı
M6: Akrep takım yıldızında bulunan bu
küme toplam parlaklığı 4,3 olduğundan rahatlıkla çıplak gözle
seçilebilir.Bize yaklaşık 2000 ışık yılı uzaklıkta.
M7: M6'ya sadece 4 derece uzaklıkta
bulunana kümenin parlaklığı daha az.
M29: Gama Cygni'nin(Kuğu)
2 derece güneydoğusunda bulunan bu kümenin toplam parlaklığı 7 kadirdir.
Uzaklık ise 7200 ışık yılı.
M39: Kuğu takımyıldızının en parlak
yıldızı Deneb'in 10 derece doğusunda yer alan küme 5,4 kadirlikte bize
900 ışık yılı uzaklıkta.
M52: 15.kadirden parlak 200 yıldıza
sahip kümenin toplam parlaklığı 7 kadirdir.Kraliçe takımyıldızında.
M103: Kraliçe takımyıldızında yer alan
küme çok uzakta,yaklaşık 8000 ışık yılı uzaklığındaki kümenin toplam
parlaklığı 6,2 kadirdir. |
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'ndeki
gezegenler
Uluslararası Astronomi Birliği'nin yayımladığı
son karara göre[1], Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen vardır. Bunlar,
Güneş'e en yakın gezegenden başlayarak sırasıyla (yukarıdaki resimde
soldan sağa, ilk dördü kaya oluşumlu diğer dördü ise gaz devleridir)
Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. 24
Ağustos 2006 tarihinde UAB tarafından Plüton'un statüsü, cüce gezegenliğe
düşürülmüştür. Bugün Pluton'un 1,5 katı büyüklüğündeki 2003UB313 son
adıyla Eris 10.gezegen olarak kabul edilmektedir. Beşinci yörüngenin en
büyük gökcismi Ceres de cüce gezegen statüsündedir.
Gezegenlerin çeşitli özellikleri aşağıdaki çizelgede verilmiştir.
Gezegen1 |
Çapı |
Kütlesi |
Yörünge
yarıçapı |
Güneş çevresinde
dönme süresi |
Kendi çevresinde
dönme süresi |
Merkür (☿) |
0,382 |
0,06 |
0,38 |
0,241 |
58,6 |
Venüs (♀) |
0,949 |
0,82 |
0,72 |
0,615 |
-2432 |
Dünya (⊕) |
1,00 |
1,00 |
1,00 |
1,00 |
1,00 |
Mars (♂) |
0,53 |
0,11 |
1,52 |
1,88 |
1,03 |
Jüpiter (♃) |
11,2 |
318 |
5,20 |
11,86 |
0,414 |
Satürn(♄) |
9,41 |
95 |
9,54 |
29,46 |
0,426 |
Uranüs (♅) |
3,98 |
14,6 |
19,22 |
84,01 |
0,718 |
Neptün (♆) |
3,81 |
17,2 |
30,06 |
164,79 |
0,671 |
1 Çizelgedeki değerler Dünya'nın çapı,
kütlesi vb.'ne olan oranlardır.
2 Venüs gezegeninin kendi çevresinde dönme yönü, diğer
gezegenlere zıttır.
Yörüngesi
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.
Kuyruklu Yıldızlar
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-Nüve : Nisbeten katı ve stabil olan çekirdek,
Su buzu ve diğer donmuş gazlar ve az miktarda kozmik toz ve diğer katı
cisimlerden oluşmuştur.
- 2-Koma : Çekirdekten buharlaşan, su,
karbondioksit ve diğer nötr gazların yoğun bir bulutudur. Nüveyi
çevreleyen ışık topu şeklinde görülür.
- 3-Hidrojen Bulutu : Çok büyük (milıyonlarca km)
ancak son derece seyrek bir nötr hidrojen zarfı.
- 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-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
Hiçbir
yazı/ resim izinsiz olarak kullanılamaz!! Telif hakları uyarınca
bu bir suçtur..! Tüm hakları
Çetin BAL' a aittir. Kaynak gösterilmek şartıyla siteden
alıntı yapılabilir.
The Time Machine Project © 2005 Cetin BAL - GSM:+90 05366063183 -Turkiye/Denizli
Ana Sayfa /
index /Roket bilimi /
E-Mail /CetinBAL/Quantum Teleportation-2
Time Travel Technology /Ziyaretçi
Defteri /UFO Technology/Duyuru
Kuantum Teleportation /Kuantum Fizigi
/Uçaklar(Aeroplane)
New World Order(Macro Philosophy)
|
|