|
Tarihte Gökbilime Yön Verenlerden bazıları İlkçağlardaki gökbilim çalışmalarını kullanan Yunanlıların buluşları kayıtlara geçen ilk buluşlardır. Ne Yunanlı bilginler ne de onların sistematik gözlemleri Akdeniz bölgesinden dışarı çıkamadı. Soyut fizik kavramlarını düşünme fikri ilk defa evrenin doğasını ve kökenini izleyen evrenbilimciler tarafından oluşturuldu. Yazı: Prof. Dr. Serdar Evren (E.Ü. Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü) İllüstrasyon: Emre Erdur http://www.atlasmobidik.com/gokbilim/00247/imperiaflex_0_1_0.jpg Örneğin, bazı Mısırlı evrenbilimciler farklı tanrılara farklı roller yükledi. Böyle düşünceler gökbilime ilk adımların atılmasını sağladı. Yunanlılar MÖ 600 yıllarında gözlem yaparak ve mantık kullanarak evreni tanımaya başladılar. Yaptıkları çalışmalarda metafiziksel ilişkilerden daha çok fiziksel elemanları kullanmaya özen gösterdiler. Açısal ölçümleri içeren geometrik prensipleri kullanarak kozmik uzaklıkları ölçtüler. Bilinen ilk Yunanlı düşünürlerden biri Thales'tir. Thales Güneş tutulmasının olacağını önceden tahmin etmiştir. Thales'in okulu birçok düşünür yetiştirmiştir. Örneğin, Anaximander astronomik ve coğrafik bir takvim yapmış; Güneş'in, Ay'ın ve gezegenlerin bizden uzaklıklarını bulmuştur. Pythagoras: Küresel ve Hareketli Yer (MÖ 500) http://www.atlasmobidik.com/gokbilim/00247/imperiaflex_0_2_0.jpg Pythagoras, deney yaparak çalışan ilk bilimcilerden biridir. Yer'in küresel yapıda olduğu fikrini vermiştir. Bu sonucu Ay'ın evrelerinden giderek bulmuştur. Ay'ın ışıklı ve ışıksız kısımlarını ayıran terminatör (sınır çizgi) eğriliğinin Ay'ın evreleri ilerledikçe değiştiğini gözlemiştir. Bu yüzden Ay, düz değil küreseldir. Buna göre, Yer ve diğer gökcisimleri de küresel olmalıdır. Pythagoras, güney İtalya’da bir okul kurarak birçok gökbilimci yetiştirdi. Kendisi Yer'i, evrenin merkezine koydu. Fakat, daha sonra öğrencileri, Yer'in Ay, Güneş, beş gezegen ve yıldızlarla birlikte uzaktaki bir merkezi "ateş" etrafında hareket ettiğini söylediler. Aristotle: Tekrar Merkezde Yer (MÖ 350) http://www.atlasmobidik.com/gokbilim/00247/imperiaflex_0_5_0.jpg En etkili Yunan bilimci-filozof Aristotle'dur. Aristotle, Yer merkezli evrenin küresel ve sonlu olduğuna inandı. Aristotle, modern bilimsel buluşlar yapmakla ünlüdür. Önemli fikirleri arasında şunlar sayılabilir: Ay'ın küresel olduğunu düşündü. Güneş'in, Yer'e Ay'dan daha uzak olduğunu buldu. Yer'in küresel olduğunu düşündü. Çünkü, Ay'ın terminatörünün eğriliği onun disk şeklinde olmasını dışlıyordu ve Yer, belki bu yüzden Ay gibiydi. Bir gözlemci kuzeye doğru gittikçe, güney yarımküre yıldızları kaybolurken kuzey gökyüzünden yeni yıldızlar görür. Bu durum düz bir Yer üzerinde olmaz. Fakat, Aristotle Yer'in durağan olduğu sonucunu çıkardı. Yer hareket etseydi, değişik yıldızların göreli şekillerinde değişiklik görürdük. Eğer çok uzaktaki bir ağaç ile orta uzaklıktaki bir ağacı birleştiren bir doğru üzerinde yürürken bir tarafınıza bir adım atsanız, yakındaki ağaç uzaktakinin diğer tarafına kaymış olarak görülür. Hareketten dolayı bu kaymaya paralaks denir. Eğer Yer, uzaktaki bir merkez etrafında dolansaydı, yakın ve uzaktaki yıldızlar arasında dönemli bir paralaktik kayma görürdük. Fakat, yıldızların ve takımyıldızların zaman içinde böyle bir kayma gösterdiklerine dair bir delil yoktur. Sonuçta Aristotle'ya göre Yer hareket etmemelidir. Aristotle'nun nedeni sağlamdı; ancak, yıldızlar bu paralaktik kaymayı çıplak gözle oluşturacak kadar yakında değil çok uzaktaydılar. Yıldız paralaksları yıllarca araştırıldı ve ancak 1838 yılında bulundu. |
Atmosfer Atmosfer Atmosferin tabakaları Atmosfer, yerkürenin etrafını saran gaz örtüsüdür. Dünya'nın etrafında bir gaz örtüsünün bulunmasının temel nedeni de yerçekimi kuvvetidir. Atmosfer, yerkürenin katı bölümünü saran, çoğunlukla gaz ve buharlardan oluşan bir kılıftır. Toplam kütlesinin yaklaşık 5,1 x 1015 ton olduğu sanılmaktadır; bu da Dünya’nın toplam kütlesinin milyonda birinden daha azdır. Yapısı Atmosfer, kendini ısı farklılıklarıyla gösteren çeşitli bölümlere ayrılır. Aşağıdan yukarıya doğru sırasıyla atmosferin bölümleri: troposfer, stratosfer, mezosfer, iyonosfer ve en dış kabuğu da eksosferdir. Bunların en altta, yeryüzüne en yakın olanına troposfer denir. Troposferin bir sonraki katman olan stratosfere kadar yüksekliği kutuplarda 7-8 km’yi, Ekvator’da ise 16-17 km’yi bulur. En önemli özelliği yüksek ölçüde su buharı içermesi ve içinde havanın yatay olduğu kadar düşey hareketler de yapmasıdır. Yükseğe çıkıldıkça ısı da düşer; bu düşüş stratosfere kadar sürer. Bu katmandaki ısı Ekvator’da –80°C dereceyken kutuplarda –55°C derece dolayındadır. Atmosfer tüm hava dolaşımı, bulutlar ve fırtınalar, kısacası meteorolojik olayların hepsi troposferde, yani en çok 8-13 km’ler arasında olur. Troposferden sonra stratosfer gelir. O da ortalama 11-50 km’ler arasında yer alır. Sıcaklık troposfer ile stratosfer arasındaki bölgede –55°C ile –80°C derece arasında değişirken, stratosferin üst bölümlerinde +50°C dereceye kadar çıkar. Bunun nedeni morötesi ışınların bu bölgede emilmesidir. Ozon katmanının oluşması da zaten bu sürecin bir sonucudur. Yeryüzünde yaşam için gerekli olan ozon, stratosferin bu üst katmanlarında üretilir. Stratosferde gözlenen ısı değişmelerinin ise mevsimlere bağlı olduğu belirlenmiştir. Stratosferden sonraki bölüme mezosfer adı verilir, o da 80 km yükseğe kadar çıkar. Mezosferde ısı yeniden –80 ile –130 dereceye kadar düşer. 80 km’den 1.000 km’ye kadar olan bölüme iyonosfer adı verilir. Burada ısı gene belirgin bir biçimde artar. Gündüz ya da gece olmasına göre 600 km yükseklikte 1.000°C ile 2.500°C derece sıcaklıklar vardır. Adından da anlaşıldığı gibi, atmosferdeki gazlar bu katmanda düzenli bir iyonlaşma süreci içindedir; iyonlaşma daha yüksek bölgelerde daha da yoğunlaşır. Ekzosfer ise atmosferin son katmanını oluşturur. Burada artık belirgin bir sınır olmadan boşluğa geçiş vardır. Bileşimi Atmosfer, renksiz, kokusuz, tatsız, çok hızlı hareket edebilen, akışkan, elastik, sıkıştırılabilir, sonsuz genleşmeye sahip, ısı geçirgenliği zayıf ve titreşimleri belli bir hızda ileten bir yapıya sahiptir. Tam olarak yüksekliği saptanamamıştır. "Homojen atmosfer" olarak isimlendirilen ve yoğunluğun hemen hemen aynı olduğu alt bölümün yüksekliği beş mil civarındadır. Bu seviyeden sonra yoğunluk yükseklikle azalır ve seyrek gaz kütleleri şekline dönüşerek uzay boşluğuna kadar uzanır ki bu bölge de "heterojen atmosfer" olarak isimlendirilir. Belirgin olan bir şey; atmosferin üst seviyesinin 20 mil civarında son bulduğudur. Bu seviyeden sonra da hava bulunduğunu söylemek doğrudur fakat bu bölümün meteoroloji ile bir ilişkisi yoktur. Şöyle ki 50 mil yukarıda güneş ışınlarını yansıtabilecek kadar hava, 200 mil yukarıda meteorların atmosfere girişinde sürtünme nedeniyle ışık verebilmesi ve hatta 375 mil yukarıda aurora'ların gözlenmesi buralarda da az da olsa atmosferin olduğu yönünde ipuçları vermektedir. Atmosferin yeryüzüne yakın katmanlarının yüzde 75,5’i azot, yüzde 23,1’i de oksijenden oluşur. Su buharı da, mevsimlere ve bulunulan yere göre değişiklikler göstermesine karşılık, atmosferin önemli bir parçasıdır. Atmosferde ayrıca argon, karbondioksit, neon, helyum, metan, kripton, hidrojen, ozon ve ksenon bulunur; bunlara toz ve duman gibi maddeler de katılır. 100 km yükseğe kadar azot-oksijen oranında önemli bir değişiklik olmaz, yalnızca 20-30 km arasındaki yüksekliklerde bir ozon yoğunlaşması gözlenir. Bu ozon katmanının önemli bir işlevi vardır, çünkü güneşten gelen morötesi ışınların büyük bir bölümü bu katman tarafından süzülür. Ama buradaki ozon hem miktar, hem de yüzde olarak çok fazla değildir. 100 km’nin üzerinde hızlı bir ısı düşmesi gözlenir. Buradaki gazlar artık çok ince katmanlar biçimindedir. Daha çok da hafif gazlar bulunur. Bu gazlar morötesi ışınların etkisiyle ayrışır ve böylece burada oksijen serbest atomlar halinde bulunur. Işılayrışma dene bu olay 200 km yükseklikte daha da yüksek bir düzeye çıkar. 600-1,500 km arasında atmosferdeki oksijenin yerini, güneşteki lekelerin durumuna göre değişen bir biçimde, helyum alır, bunun üstünde de bir hidrojen katmanı bulunur. Onun için burada yerküreyi çepeçevre saran bir hidrojen tacından söz edilebilir. Subuharı, yer ve zamana göre değişen biçimde, atmosferin alt katmanlarına karışmış olarak bulunur ve yaklaşık 10-15 km yükseklikten sonra azalmaya başlar. Yeryüzünün iklim ve meteoroloji koşulları üstünde bu su buharının önemli bir rolü vardır, çünkü bulutlara asılı olan su buharı yağış olarak yeryüzüne düşer. Atmosfer kendini oluşturan gazların yanında az da olsa su buharı ile sıvı ve katı parçacıkları da içerir. Su buharı sayılmazsa, yeryüzüne yakın katmanlarda atmosferi oluşturan gaz ve oranları şöyledir (yüzde olarak):
Basıncın birimi: Normal atmosferde, 0°C'de, 760 mm.lik bir cıva kolonunun yarattığı basınca eşittir. |
Hipparchus: Yıldız Haritaları ve Presesyon (MÖ 130) http://www.atlasmobidik.com/gokbilim/00247/imperiaflex_0_7_0.jpg Hipparchus, Rodos adasındaki kendi gözlemevinden gökcisimlerininkonumlarını gözledi ve 850 yıldızlık bir katalog hazırladı. Teleskopsuz yaptığı gözlemlerle en mükemmel sonuçları elde etti. Herhangi bir tarih için Güneş ve Ay'ın konumlarını doğru olarak önceden belirledi. Hipparchus, eskinin en büyük gökbilimcisi olarak bilinir. En büyük buluşu "presesyon"dur. Kendinden önce yapılan yıldız konumlarıyla kendi ölçümlerini karşılaştırarak, ardalan yıldızlarına göre kuzey gök uçlağının (kutbunun), ilkbahar ve sonbahar ılım noktalarının konumlarındaki kaymaları ortaya çıkardı. Modern gökbilimde presesyonun nedeni olarak: Güneş ve Ay'dan kaynaklanan kuvvetlerden dolayı Yer'in yalpalayarak dönmesi gösterilir. Şu anda dünyanın dönme ekseni doğrultusuna denk gelen Kutup Yıldızı (Polaris, a UMi, küçükayı takımyıldızının en parlak yıldızı) 26 000 yıllık bir dönem boyunca, farklı yıldızlara karşılık gelecektir. |
Messier Gökcisimleri Kataloğu M91 Sarmal Gökada (NGC 4548) Tür SBb Coma Berenices Takımyıldızında Virgo Kümesi'nin çubuklu sarmal gökadasıdır. Çubuğu çok ilgi çekicidir. Bu çubuklu yapının küçük teleskoplarla bile görülebildiği söylenmektedir.Uzaklaşma hızı 400km/s'dir. Kümenin uzaklaşma hızının 1100 km/s olduğu bilindiğine göre 700 km/s'lik bir hızla bize doğru yaklaşmaktadır. (NGC 6341) Sınıf IV Hercules Takımyıldızında 26.000 Işıkyılı uzaklıktadır. Komşusu M13'den daha az parlaktır. M92'nin tahmini yaşı için 16 milyar yıl vermektedir. Gerçek çapı 85 ışıkyılıdır. Yaklaşık 330.000 güneş kütlesine sahiptir. Yaklaşma hızı 112 km/s'dir. Küme içinde 16 değişen yıldız bulunmuştur. http://www.minidev.com/images/igokyuzu/03_03_01/3.jpg M93 Açık Küme (NGC 2447) Tür 'g' Puppis Takımyıldızında Oldukça küçük ancak parlak bir açık kümedir. 22 yaydakikası çaplı alan içine saçılmış 80 üyesi vardır.3600 ışıkyılı uzaklıkta olup en parlak yıldızı B9 tayf türünden mavi dev yıldızdır. Yaşı kabaca 100 milyon yıl tahmin edilmektedir. http://www.minidev.com/images/igokyuzu/03_03_01/4.jpg M94 Sarmal Gökada (NGC 4736) Tür 'Sb' Canes Venaciti Takımyıldızında Parlak iç bölgesi yüzünden 'Sab' olarak sınıflanmıştır. Bu parlak dairesel disk aktif yıldız oluşum bölgesi ile çevrelenmiştir.Bu gökada yıldız oluşumlarının iki öbeğini de içerebilir. Uzaklığı iyi saptanamamıştır. http://www.minidev.com/images/igokyuzu/03_03_01/5.jpg M95 Sarmal Gökada (NGC 3351) Tür 'SBb' Leo Takımyıldızında Hubble Uzay Teleskobu tarafından Hubble sabitini belirlemekte kullanılan gökadalardan biridir. Gökada içindeki Cepheid değişenleri bu teleskopla gözlenerek gökadanın uzaklığı araştırılmaktadır. Sonuçlara göre uzaklık 35.5 + 3.1 milyon ışıkyılı kadardır. |
Güneş'in Son Sırları Güneş'in Son Sırları Tarık ÇELİK Güneş nurani bir ağaçtır, gezegenler onun hareketli meyveleri... Ağaçların aksine Güneş silkinir, ta o meyveler düşmesin. Eğer silkinmezse düşüp dağılacaklar. Evet Güneş bir meyvedardır; silkinir; ta düşmesin müncezib seyyar olan yemişleri. Eğer sükutiyle sükunet eylese, cezbe kaçar ağlar fezada muntazam meczupları. İnsanlık tarihi boyunca Güneş, gökyüzünün en çok dikkati çeken yıldızlarından biri olmuş, üzerinde pek çok araştırma yapılmıştır. Güneşin kendi kütlesi Dünya kütlesinin 332270 katıdır. Çapı 1,4 milyon km’ dir. Dünya-Güneş uzaklığı ise bilindiği gibi 149 milyon km’ dir. Güneşin dış gaz tabakaları çok fazla bir sahaya yayıldığından bu gök cisminin nerede sınırlandığını bilmek zordur, belki de dünyamız bile güneşin en dış ve en ince gaz tabakaları içinde yer almaktadır. Bugün artık güneş lekelerinin manyetik tesir neticesinde oluştuğu ortaya konmuştur. http://www.sizinti.com.tr/images/konular/85/15.jpg Güneş tacının sıcaklığı hakkındaki bilgiler peyklerden elde edilen fotoğraflarla sağlanabilmektedir. Bu fotoğrafta mavi kısım en sıcak, sarı renk ise daha soğuk kısmı belirtir. Zaman zaman tekerrür eden patlamalar da taca ayrı bir mana kazanrırır. Güneşin sathında halkalar şeklinde manyetik sahaların teşekkül etmesi süper sıcaklıktaki elektrik yüklü gaz parçacıklarının içten dışa akışının engellenmesiyle güneş lekeleri ortaya çıkar. Bu sebeple lekeler 6000 derece sıcaklık yerine 3000 °C dir. Şimdiye kadar ölçülen en büyük güneş lekesinin çapı 300.000 km.yi bulmuştur. Yani yerküresinin tam 47 katı bir büyüklük, 1960’da keşfedilen bir başka husus da güneşin bir çan gibi genleşip salınmasıdır. Vak’a, her beş dakikada bir tekrarlanmakta, güneşin sathı bu esnada 300 m/sn bir hızla bize doğru ilerleyip sonra geri dönmektedir. Bu duruma Asrın Beyin Yapıcısı şu teşbihle dikkati çekmektedir: Güneş nurani bir ağaçtır, gezegenler onun hareketli meyveleri.. Ağaçların aksine Güneş silkinir, ta o meyveler düşmesin. Eğer silkinmezse düşüp dağılacaklar. Son tesbitlere göre Güneş’in periyodik hareketleri (beş dakika salınımı) on milyon farklı akustik dalganın armonik ahengiyle doğmaktadır. Güneş müziği de denilen bu dalgalar, insan kulağı tarafından duyulmaz. Çünkü feza boşluğu ses nakline imkân tanımaz. Ayrıca bu sesler insan kulağının alabileceği frekansta değildir. 1976’da Rus astronomlarının bildirdiklerine göre güneş aynen bir kalp gibi 160 dk. lık bir sürede genişlemekte ve tekrar büzülmektedir. Güneşin bu esnadaki genleşmesi tam 3 km.’ yi bulmaktadır. http://www.sizinti.com.tr/images/konular/85/16.jpg Güneşin birçok davranış hususiyetleri Manyetogram dediğimiz kampüter çizimleriyle incelenmektedir. Resimde görülen manyetik çizgileri gözümüzün görmesine imkân olmadığı halde milyonlarca kilometrelik manyetik çizgiler ve güneş üzerindeki dağılışları, bu çizgileri Çizen Nakkaşı göstermez mi? Toplam genişleme güneşin çapının 10 000’de 2’sidir. Ölçmelerde bir hata olup olmadığını anlamak için, bir Fransız araştırma ekibi, eksi 30 °C’ de Güney kutbunda, 120 saat süren bir araştırma yapmış, neticede güneşin gerçekten bir kalp gibi attığı kesinlik kazanmıştır. Güneşteki helyum çekirdeklerinin hidrojen atomları tarafından meydana gelişi ve kütle kaybı üzerinde de durulmuştur. Bilindiği gibi, güneşte hidrojen atomları helyuma çevrilmektedir. Dört yapıtaşı olan bir helyum çekirdeği bir protonlu dört hidrojen çekirdeğinden daha hafiftir. Bu kütle farkı ise enerjiye dönüşmektedir. Bugünkü tesbitlere göre çekirdeklerin erimesinde ortaya çıkan sert ışın parçacıklarının güneş sathına ulaşmaları, bir milyon sene sürmektedir. Satha eriştiklerinde ise hidrojen atomlarının ışıldamasına sebep olur, hayatımızın vazgeçilmez bir unsuru olan güneş ışığını oluştururlar. Ancak bir milyon sene gibi uzun bir sürede meydana gelen bu ışık acaba insanoğluna neler hatırlatmakta... Burada Rahmeti Sonsuz’un işaretlerini görmemek Güneşten bizlere ulaşan ışıkları bilmemek gibi abestir. Oysa körler bile güneş ışıklarının sıcaklığını yüzlerinde hissederler. 1951’de Pasifikte tecrübe edilen hidrojen bombasından sonra, güneşin bazı özellikleri hesaplanabilmiştir. Mesela Güneş 3,8 trilyon megawat gücünde bir hidrojen sobasıdır. Fezanın her yerinde olduğu gibi Güneş 220 milyar barlık bir basınçla gravitasyon tarafından sıkıştırılmaktadır, bu da sıcaklığın 16 milyon dereceye çıkmasına sebep olmaktadır. Füzyon halinde meydana gelen enerji, dışa doğru basınç yapar. Aynı şekilde dıştan da içe doğru gravitasyon tesiriyle bir basınç olduğundan sistem dengelenmiş olur. Fezada güneş enerjisi 150 milyon km. kadar yayılabilir. Dünyamızın güneşe olan hassas ve ölçülü uzaklığı sayesinde hayatiyet devam etmektedir. Güneş her saniye bir milyon ton madde kaybına uğramaktadır. Güneş, ışıkları gibi, insanlığın ufkunu aydınlatacak daha pek çok müjdeyi bağrında saklamaktadır. |
GÖKCİSİMLERİNİN ADLARI Eski çağlardan bu yana insanlar, gökyüzüne bakmış, onun güzelliği ve ulaşılmazlığına ilgi duymuşlar. Eski Yunanlılar ilk yıldız atlaslarını oluşturmuş, gökcisimlerine çeşitli adlar vermişler. O zamanlardan günümüze değin pek çok yıldız atlası oluşturulmuş. Bugün biz de modern bir yıldız kataloğuna ya da gökyüzü haritasına baktığımızda, değişik adlandırmalarla karşılaşırız. Bunlar biraz karmaşık görünseler de temelleri aslında daha önce kurulan adlandırma sistemlerine dayanır. Bir yıldız kataloğuna ya da gökyüzü haritasına baktığımızda, pek çok adlandırmayla karşılaşırız. Takımyıldızlara verilen adlar, genellikle Eski Yunanlılar’ın verdikleri adlardır. Eski Yunanlılar, gökyüzünü belli bölümlere ayırmış, ilk yıldız kataloglarını oluşturmuşlar; her takımyıldıza ayrı bir ad vermişler. Bu ilk yıldız atlasları 48 takımyıldızdan oluşmaktaydı. Bugünkü gökyüzü atlaslarıysa çeşitli biçimlerde ve büyüklükte 88 takımyıldız içeriyor. Bu takımyıldızların adları, birtakım canlı varlıklardan, günlük hayatta kullanılan araç ve gereçten ya da mitolojiden gelmektedir. Bugün, modern gökbilimde kullanılan takımyıldız adları çoğunlukla Latince’dir. Yıldızların parlak olanlarına verilen adlar genellikle Arapça’dan gelmedir. 1982 yılında hazırlanmış olan Yale Parlak Yıldız Kataloğu’nda 835 yıldızın adı yer almış. Tüm bu adları ezberlemek olanaksız olmakla birlikte, çıplak gözle görebildiğimiz yıldızların sayısı 4000’i aşmaktadır. Günümüzde ise çok gelişmiş teleskoplar sayesinde, gözlenebilen gökcisimlerinin sayısı milyonlarla ifade ediliyor. Günümüze değin hazırlanan çeşitli yıldız kataloglarında farklı adlandırmalara gidilmiştir. 1600’lerin başlarında, Johann Bayer adlı bir gökbilimci, hazırladığı Uranometria adlı yıldız atlasında, yıldızları tanımlamak için Yunan alfabesindeki harfleri yıldızın bulunduğu takımyıldızın başına getirdi. Örneğin, Cygnus (Kuğu) Takımyıldızı’nın en parlak yıldızını Alfa Cygni, ikinci parlak yıldızını Beta Cygni olarak adlandırdı. Yunan alfabesindeki 24 harfin bazı takımyıldızlardaki tüm parlak yıldızları adlandırmakta yetersiz kaldığı durumlarda, birbirine yakın konumda yer alan yıldızları adlandırırken, aynı harf, yanına bir sayı eklenerek kullanılıyordu. 1 Orionis, 2 Orionis gibi... 1712 yılında, İngiliz gökbilimci John Falmsteed, takımyıldızlardaki yıldızları batıdan doğuya doğru, sağ açıklık yönünde numaralandırdı. Bu yöntem, harita üzerinde bir yıldızı bulurken büyük kolaylık sağladı. Falmsteed kataloğundan bir örnek verecek olursak, 80 Virginis (Virgo=Başak), 79 Virginis’in hemen doğusunda, 81 Virginis’in hemen batısında yer alır. Falmsteed bu biçimde 2682 yıldızı numaralandırdı. Günümüzdeki modern yıldız haritalarında, parlak yıldızların hem Bayer harfleri, hem de Falmsteed numaraları verilir. 19. yüzyılda, gittikçe daha büyük teleskopların yapılmaya başlanması ve gözlenebilen gökcisimlerinin sayısının yüz binleri bulması sonucu, artık bu yıldız katalogları ihtiyacı karşılamıyordu. 1859 yılında, Bonn Üniversitesinde bir gökbilimci olan F.W.A. Argelander, gökyüzünü dik açıklık yönünde her biri bir derece genişliğinde olan ve boylu boyunca sağ açıklık yönünde uzanan ince bantlara böldü. Her bandın içinde kalan yıldızları, içinde bulundukları takımyıldızların ne olduğuna bakmadan, sağ açıklıklarına göre numaralandırdı. Örneğin, gökyüzünün en parlak yıldızlarında Vega, bu katalogda BD +38°3238 olarak adlandırılmıştır. (BD, Bonner Durchmusterung sözcüklerinin baş harflerinde oluşur ve “Bonn Araştırma” anlamına gelmektedir.) Buna göre Vega, +38 ve +39 dik açıklıklar arasında, 0h sağ açıklıktan sonra, 3238. yıldızdır. BD kataloğunun aslı 324 188 yıldız içerir ve gökkürenin yarısından biraz fazlasını (-2° dik açıklığa kadar) kapsar. Daha sonra, bu katalog genişletilerek, tüm gökküreyi kapsayan ve toplam 1 071 800 yıldız içeren bir katalog oluşturulmuştur. Bugün en çok kullanılan yıldız kataloğu ise Annie J. Cannon’un 1911 - 1915 tarihleri arasında hazırladığ ı Henry Draper (HD) yıldız kataloğudur. Yıldızların sağ açıklıklarına göre sıralandığı bu katalog, 225 000 yıldız içeriyor ve her birinin tayf türü veriliyor. Bugüne kadar hazırlanmış en kapsamlı katalog ise, Hubble Uzay Teleskopu için oluşturulan Hubble Space Telescope Guide Star Catalog’dur (HST GSC). Bu katalog 19 milyona yakın gökcismini içeriyor. Bunların yaklaşık 15 milyonunu yıldızlar, geriye kalanın çoğunluğunu da gökadalar oluşturuyor. Bu katalogda GSC 1234 1132 olarak adlandırılan bir gökcismi, gökyüzündeki 9537 küçük bölgenin 1234’üncüsünde yer alan 1132’inci gökcismidir. Değişen yıldızların adlandırması ise tümüyle kendine özgü bir sistemle oluşturulmuş. Bu sistem, Argelander tarafından kurulmuş. Argelander’in sistemine göre, bir takımyıldızda keşfedilen ilk değişen yıldız, içinde bulunduğu takımyıldızın başına R harfi getirilerek adlandırılmış. İkinci keşfedilene S, üçüncüye T getirilir ve bu Z’ye kadar devam eder. Z’den sonra RR, RS, ...., RZ, SR, SS, .... SZ, ...., ZZ, AA, AB, ...., AZ, BB, ...., BZ, ...., QZ’ye kadar gider. Bazı takımyıldızlarda bu 334 tanımlama yetersiz kalmaktadır. Bu durumda, QZ’den sonra adlandırma basitçe V335, V336, .... olarak devam eder. Biraz karmaşık da olsa, değişen yıldızları adlandırmakta kullanılan yöntem bu. Yıldızların adlandırmalarına ve yıldız kataloglarına kısaca değindikten sonra, gelelim yıldız kümeleri, bulutsular ve gökadaların adlandırmalarına. Bu gökcisimleri için hazırlanmış birçok katalog olmasına karşın, özellikle amatör gökbilimciler tarafından en çok kullanılanları Messier Kataloğu ve NGC’dir (New General Catalogue). Charles Messier, 1700’lü yıllarda yaşamış bir Fransız gökbilimcidir. Bir kuyrukluyıldız avcısı olan Messier, öteki gökcisimlerini, yani yıldız kümeleri, gökadaları ve bulutsuları, kuyrukluyıldızlarla karıştırmamak için bir katalog hazırladı. Messier Kataloğu olarak bilinen bu katalog, 110 gökcisminden oluşuyor. Bu katalog, çoğunluğu kuzey yarıkürede yer alan bulutsu, yıldız kümesi ve gökada gibi çeşitli, en parlak gökcisimleri yer alıyor. Aslında, Charles Messier’in amacı, bu yıldız kümeleri, bulutsular ve gökadaları gözlemek değil, kuyrukluyıldızlarla karıştırmamak amacıyla onların yerlerini belirlemekti. Çünkü, bu gökcisimleri, özellikle de küçük teleskoplarla bakıldığında kuyrukluyıldıza benzetilebilir. Messier, 15 kuyrukluyıldız keşfine imza attı; ancak, bunların çoğu bugün anımsanmıyor. Messier Kataloğu, yaklaşık iki yüzyıl önce hazırlanmış olmasına karşın, içerdiği gökcisimleri, amatör (bazen de profesyonel) gökbilimcilerin en çok gözledikleri gökcisimleridir. Messier kataloğundaki gökcisimlerinin sırası, sağ açıklık sırasına bağlı değildir. Messier onları, keşif sırasına göre numaralandırmıştır ve numaranın önüne bir “M” harfi koymuştur. Örneğin, Andromeda Gökadası Messier Kataloğu’nda M31 olarak adlandırılmıştır. En ünlü Messier cisimleri arasında, Ülker Açık Yıldız Kümesi M45, Herkül’deki küresel Küme M13, Orion Bulutsusu M42 vardır. Uygun gözlem koşullarında, Messier Kataloğundaki gökcisimlerinin çoğu, 7x50’lik bir dürbünle gözlenebilmektedir. 70-80 mm çaplı bir teleskoplaysa, bu gökcisimlerinin hepsi görülebilir. Sadece yıldız kümeleri, bulutsular ve gökadalar için hazırlanmış kataloglar arasında, Messier kataloğundan çok daha kapsamlı olanı, Danimarkalı gökbilimci John Dreyer tarafından hazırlanan NGC’dir. Adında “New” yani “Yeni” sözcüğü bulunmasına karşın, bu katalog 110 yıl önce hazırlanmıştır. NGC’deki gökcisimleri, sağ açıklıklarına göre sıralanmışlardır. Başlangıçta 7840 gökcismi içeren katalog, daha sonra yine Dreyer tarafından yeniden düzenlenerek Index Catalogues (IC) adını aldı. IC ile 13 226 gökcismi kataloglandı. NGC kataloğu, günümüzde de yeni düzenlemeleriyle kullanılmaktadır. Özellikle de amatör gökbilimciler, Messier Kataloğu çok az gökcismi içerdiğinden, bu katalogdan sonra, NGC’yi kullanırlar. 7x50’lik bir dürbünle, NGC’de yer alan gökcisimlerinin parlak olanlarını görmek mümkün. 200 mm çaplı bir teleskopla bu katalogda yer alan gökcisimlerinin tümü görülebilir. |
Yeni Keşfedilen Gezegenler Sistemi Yeni Keşfedilen Gezegenler Sistemi Tarık ÇELİK Uzun araştırmalar neticesinde iki astronom, bize 50 ışık yılı uzaklıktaki bir yıldızın yeni bir güneş sistemi olabileceğini belirtmektedir. Yapılan rasatlara göre güneş sistemimizin tek olmadığı tesbit edilmiştir. Milyarlarca yıldızın başdöndürücü bir âhenkle yüzdüğü kâinatımızda, sadece güneşimizin bir gezegen sistemine sahip olmasını düşünmek zaten mantığa terstir. Keşif, geçen yaz Kaliforniya'daki Arizona Üniversitesi'nde "Beta Pictoris" yıldızı araştırılırken yapıldı. Bu yıldız güneşimizin kütlesinin iki katına sahip olup 10 misli daha parlaktır. İki sene önce IRAS sun'i peykiyle alınan fotoğraflarda "Beta Picto-ris"in gezegen sistemini andıran bir madde kütlesiyle sarılı olduğu görülmüştür. Daha sonra Şili'de berrak bir gecede alınan görüntüler kompütürde değerlendirilmiş, neticede yıldızı saran bir kuşak olduğu anlaşılmıştır. Astronom Terril'e göre bu dilim halindeki şekil gezegen sisteminin varlığıdır. Güneş sistemimizin meydana gelmesiyle ilgili tartışmalar burada da geçerlidir. Bilindiği gibi, bununla alâkalı birçok teori ortaya atılmış fakat kesin birşey söylenememiştir. "Beta ***toris"in etrafındaki kuşak, kendisi tarafından önceden püskürtülmüş de olabilir. Kuşak üzerinde lekeler görülebilmektedir. Bu da gezegenlerin dışa doğru, güneş sistemimizdeki gibi yerleştiklerini doğrular. Şu anda yapıları çalışmalar kuşağın yaşı üzerinde yoğunlaştırılmıştır. Eğer bu kuşak 100 milyon yıldan genç ise, sistem henüz teşekkül safhasındadır. Şayet 100 milyon yıldan daha eskiyse, bu defa görülenler gezegen olmalıdır. Beta Pictoris etrafındaki parçacıklar yıldızın kendi parlaklığından 100 milyon defa daha az parlaktır. Bilinmeyenlerin önünki perdeler tek tek çekildikçe bunu.Yaratıcı'nın bizlere bir lûtfu olarak kabul ediyor, bu keşfin arkasında ne gibi vakalarla karşılaşacağımızı heyecanla bekliyoruz. Ayrıca yeni keşfedilen bu gezegen sisteminin, güneş sistemimizin meydana gelmesi hakkındaki düşüncelere yeni bir bakış açısı kazandırması da muhtemeldir. |
ASTRONOMİ 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. |
Gökbilim Gökbilim ya da Astronomi; yörüngesel cisimleri ve Dünya atmosferinin dışında gerçekleşen, yıldızlar, gezegenler, kuyrukluyıldızlar, kutup ışıkları, gökadalar ve kozmik fon radyasyonu gibi gözlemlenebilir tüm olay ve olguları inceleyen bilim dalıdır. Evrende bulunan her çeşit maddenin dağılımını, hareketini, kimyasal bileşimini, evrimini, fiziksel özelliklerini ve birbirleriyle etkileşimlerini inceler. Kullanılan inceleme yöntemi, amaç ve konuya göre birbiryle iç içe olan, genel gökbilim, astrofizik ve uzay bilimleri gibi birçok dala ayrılır. Evrenin doğuşu ve büyümesi, evrimi, gökcisimlerinin fiziksel ve kimyasal özellikleri konumlarının hesaplanması ile ilişkilidir. Astronomi gözlemleri salt astronomi ile ilişkili değildir, aynı zamanda genel görelilik kuramı gibi fizikte çok önemli bir yeri olan teorilerin ispatı için de bilgi sağlarlar. Gözlemsel astronomiye bir tamamlayıcı etken olarak teorik astrofizik de astronomik oluşumları açıklamaya çalışır. Tarihte Astronomi, en eski bilimsel metodolojilerden birine sahiptir. Antik Yunan'da oluşan astronomi metodolojisi, ileri gözlem yöntemlerinin ve araçlarının geliştirilmesinin erken dönemlerde gerçekleşmesini sağlamıştır. Günümüzde Tarihte amatörler, pek çok önemli astronomik keşfin altına imzalarını atmışlardır. Astronomi, günümüzde hala amatörlerin önemli roller oynayabileceği pek az bilimden biridir (özellikle geçici durumların gözlemlenmesinde). Modern astronomi, astroloji ile karıştırılmamalıdır. Astroloji, insanların yaşamlarının ve karakterlerini gökcisimlerinin konumlarından etkilendiğini iddia eden bir inanç sistemidir. Her ne kadar her iki alan da aynı kökenden gelse de, ikisi birbirinden tamamen farklıdır. Astrologların aksine astronomlar bilimsel yöntemi kullanırlar. |
ASTRONOMİ ya da gökbilim, gezegenleri, yıldızlan ve evrendeki bütün gökcisimlerini inceleyen bir bilimdir. Güneş, Ay, gezegenler, yıldızlar, bulutsular ve gökadalar gibi bütün gökcisimlerinin yapısını ve evrimini araştıran astronomlar, evrenin nasıl oluştuğu sorusuna da yanıt ararlar. Astronomlara göre, bu araştırmalarla varılacak bütün gerçekler günün birinde tıpkı bir boz-yap bulmacasının parçaları gibi birbirini tamamlayacak ve içinde yaşadığımız evrenin eksiksiz bir görüntüsü elde edilebilecektir. 1969'da Ay'a ayak basan iki ABD'li astronotla insanoğlu ilk kez Dünya dışındaki bir gökcismine ulaşıp araştırma ve gözlem yapmayı başarmıştı. 1970'lerde de sürdürülen bu Ay yolculuklarında önemli bilimsel deneyler yapıldı ve Dünya'ya Ay taşlarından örnekler getirildi. 1980'lerin sonlarında ise Merkür'den Neptün'e kadar uzanan gezegenler insansız araştırma uydularıyla incelendi. Güneş Sistemi konusunda edinilen bugünkü bilgilerin çok büyük bir bölümünü bu uzay araçlarına borçluyuz. Ama Güneş Sistemi'nin ötesindeki gökcisimlerini inceleyecek astronomların güvenebilecekleri tek aygıt, eskiden olduğu gibi gene teleskoptur. İnsan gözü ışığa duyarlıdır, ama ışıkla aynı yapıda olan öbür elektromagnetik dalgalann ya da ışımaların pek çoğunu algılayamaz. Uzayda değişik frekans ve dalga boylarında yayılan radyo dalgaları, mikrodalgalar, kızılötesi, morötesi, gamma ve X ışınları gibi bütün elektromagnetik dalgalar geniş bir tayf oluşturacak biçimde dağılmıştır. İnsan gözünün algılayabildiği görünür ışık ise bu elektromagnetik tayfın yalnızca küçük bir parçasıdır. Güneş'in yaydığı en güçlü ışıma da tayfın bu görülebilen bölümünde yer alır. Oysa uzayın derinliklerindeki öbür gökcisimlerinden çoğunun yaydığı güçlü ışımalar tayfın öbür bölümünde kaldığı için insan gözü bu ışınları algılayamaz. Görünür ışığın incelenmesine dayanan optik astronomiyle yetinmeyip, görülemeyen ışınların da incelenmesini amaçlayan radyo astronominin doğuşu insan gözünün ve optik gözlem araçlarının bu yetersizliğinden kaynaklandı. Astronominin bu yeni dalıyla, elektromagnetik tayfın bütün bileşenleri uzayın incelenmesinde yararlanılan birer bilgi kaynağı oldu. Ne var ki, görünür ışık ve radyo dalgaları dışındaki ışınımların çoğu Dünya atmosferinden geçerken soğurulur. Bunun başlıca nedeni atmosferdeki su buhan-dır. Bu yüzden, bugün astronomi gözlemlerinde kullanılan güçlü kızılötesi teleskoplar, bu ışınların Dünya'ya ulaşmasını önleyen su buharının en az olduğu çöllere ya da çok yüksek dağların tepelerine yerleştirilir. 1980'lerde Dünya'nın çevresinde ve atmosferin çok üstündeki bir yörüngeye oturtulan, kızılötesi teleskoplarla donatılmış bir gözlem uydusu (İngilizce kısaltmasıyla IRAS) çok önemli gözlemler yaptı. Morötesi, gamma ve X ışınlarına duyarlı teleskopların da mutlaka atmosfer dışındaki yörüngelerde dolanan uydulara yerleştirilmesi gerekir. Çünkü bu ışınımlar atmosferde tümüyle soğurulduğu için Dünya'ya ulaşamaz. gökcisimlerinin, örneğin Güneş'in ya da gökadaların (galaksilerin) incelenmesinde uzmanlaşır. Amaca uygun optik ya da radyo teleskoplarla gözlem yapan bu astronomların yanı sıra hiç gözlem yapmayan astrofizikçiler (gökfizikçileri) ya da kuramsal astronomlar da vardır. Bunların uzmanlığı da, gözlemci astronomların saptadığı olguları fizik yasalarına uygun olarak açıklamaktır. Günümüzde profesyonel astronomların kullandığı özel teleskoplar ve öbür gözlem araçlarıyla donatılmış gözlemevleri (rasathaneler) kurmak, ancak devletin karşılayabileceği kadar pahalı bir yatırımdır. Bu yüzden birçok ülkede bu araştırmalar ulusal gözlemevlerinde yürütülür. Ayrıca astronominin bir eğitim dalı olarak okutulduğu bazı üniversitelerde de özel gözlemevleri vardır. Ama böylesine güçlü ve pahalı teleskoplar olmadan da gökyüzünü incelemenin tadına varılabilir. Nitekim küçük teleskoplarla gözlem yaparak uzayın büyüsüne kapılan milyonlarca amatör gözlemci vardır. Bunlardan bazıları Ay'ı ya da Güneş'i yakından izlerken, bazıları da yeni bir kuyrukluyıldız ya da süpernova keşfedebilmek için gökyüzünü tarar. Birçoğu da yalnızca gökyüzünün güzel ve büyüleyici görünümünü izlemekle yetinir. Astronomi ve Astroloji Takvimin ve saatin bilinmediği çağlarda insanlar ancak Güneş'in ve bazı yıldızların konumlarına bakarak zamanı belirleyebiliyor-lardı. "Gökyüzünü okuyarak" toprağa ne zaman tohum atılacağını, ekinlerin ne zaman hasat edileceğini söyleyebilen kişiler bu ilk toplumlarda büyük saygı gördüler. Bu ilk astronomların çoğu din adamıydı ve sonunda, ilkel toplumların tanrı gibi taptıkları Güneş'e, Ay'a, yıldızlara ve gezegenlere ilişkin birçok efsane doğdu. O çağlarda gökyüzünü dikkatle izleyen bu gözlemciler, yıldızların ve gezegenlerin Dün-ya'nın çevresinde hemen hemen değişmez bir yol izleyerek dolandığını fark ettiler; daha doğrusu öyle olduğunu sandılar. Böylece gökcisimlerinin gözlemlenmiş hareketlerine dayanarak sonraki hareketlerini de önceden kes-tirebilmeyi öğrendiler. Mevsimlerin birbirini izlemesi, Mısır'daki Nil Irmağı'nm her yıl aynı dönemde kabarması gibi bazı olayları yıldızlara bakarak önceden haber verebildikleri için, gelecekteki bütün olayları da yıldızların hareketinden anlayabileceklerini sandılar. Örneğin bir çocuk doğduğu anda Güneş'in, Ay'ın ve gezegenlerin gökyüzündeki konumuna bakarak o çocuğun bütün yaşamı önceden bilinebilirdi. Oysa insanın yazgısı ile gökcisimleri arasındaki ilişkiyi doğrulayabilecek hiçbir bilimsel kanıt yoktur. Güneş'in ve Ay'ın konumundan ileri gelen gelgit olayı dışında, gökcisimleri ile Dünya'da yaşanan günlük olaylar arasında bir bağlantı kurulamaz. Gökcisimlerini gözlemleyerek geleceği haber vermeyi amaçlayan astroloji bugün bir "sahte bilim" sayılır. Binlerce yıl astronomi ve dinle iç içe gelişen astroloji geleneği, astronomiye öncülük ederek artık görevini tamamlamıştır (bak. astroloji). Yıldızların gözlemlenen özelliklerinden biri, ilk astronomların da fark ettikleri gibi gökyüzünde bir araya kümelenerek "takımyıldız" denen topluluklar oluşturmalarıdır. Gerçekte bizim aynı takımyıldız içinde bulunduğunu sandığımız bu yıldızların birbiriyle hiçbir bağlantısı yoktur. Bu yalnızca, "görüş doğrultusu etkisi" denen ışık ve gözlem koşullarına bağlı bir yanılsamadır. Bu etkiyle her takımyıldız gökyüzünde değişmez bir kalıp içinde görünür. Çağımızdan yaklaşık 5.000 yıl önce Babilli astronom-müneccimler, bu kalıpların biçimine bakarak takımyıldızlara insan, hayvan ve eşya adları vermişlerdi. Bugün kullandığımız Büyükayı, Andromeda, Kuğu, Kanatlıat, Koç, Boğa, Terazi gibi takımyıldız adlarının çoğu da Eski Yunanlı astronomların buluşudur. Gökyüzünde kuzey ve güney yarıkürelere dağılmış 88 tane takımyıldız vardır ve astronomlar genellikle bunları Latince adlarıyla anarlar. İlk astronomlar yalnızca gökyüzünde neler olup bittiğini izliyor, bu gözlemlerinden olabildiğince yararlanmaya çalışıyor, ama bu olayların nedenlerini bilemiyorlardı. Sözgelimi bazı takımyıldızların yılın belli bir döneminde görüş alanından çıktığını, sonra yeniden ve aynı yerde göründüğünü fark etmişlerdi. Babilliler, Eski Mısırlılar, Mayalar ve İnkalar yıldızları gözlemek için tapınaklar yaptılar. Bu tapınaklardan bazıları öyle ko-numlanmıştı ki, yılın belirli bir döneminde gökyüzünde kaybolan belli bir yıldız, zamanı gelince tapmağın duvarındaki özel bir deliğin tam karşısında yeniden belirirdi. Hep aynı noktada doğup batan bu yıldız deliğin karşısında görülünce ekin zamanının geldiği anlaşılırdı. Eski Astronomi Eskiçağların en büyük astronomları, İÖ 7. yüzyıldan sonra Babil ve Mısır astronomisinin bütün mirasına konan Eski Yunanlılar arasından yetişti. Bu bilginler "durağan" yıldızların (birbirlerine göre konumları değişmeyen yıldızların) doğuş ve batışlarını saptadıkları gibi, gökyüzünde "gezen", yani durağan yıldızlara göre sürekli yer değiştiren beş tane de parlak gökcismi gözlemlediler. Eskiden Yunanca' dan türetilmiş planet sözcüğüyle anılan bu gezegenler aslında kendi ışığı olmayan, ama Güneş ışınlarını yansıttıkları için parlak görünen karanlık gökcisimleridir. Dünya'mız da Güneş Sistemi içinde bir gezegendir. Eski Yunanlılar Güneş Sistemi'ndeki dokuz gezegenden yalnızca beşini biliyorlardı: Merkür, Venüs, Mars (Merih), Jüpiter ve Satürn (bak. Gezegen). Eski Yunan'ın ilk büyük astronomi bilginlerinden Miletli Thales (İÖ yaklaşık 624-546) Ay ve Güneş tutulmalarının zamanını önceden saptamayı başarmış, ama tutulmaların nasıl gerçekleştiğini açıklayamamıştı (bak. Ay ve Güneş Tutulmasi). Bu bilgin Dünya'nın bir tepsi gibi düz olduğuna ve su üstünde yüzdüğüne inanıyordu. İÖ 6. yüzyılda yaşamış olan Sisamlı Pisagor, o çağdaki meslektaşlarının çoğu gibi hem astronom, hem de ünlü bir matematikçiydi. Pisagor'a göre Dünya yuvarlak, daha doğrusu küre biçimindeydi ve evrenin merkezinde hareketsizdi; Güneş, yıldızlar ve gezegenler de onun çevresinde dolanıyordu. İÖ 3. yüzyılda gene Sisam (Samos) Adası'nda yetişmiş olan Aristarkhos, Güneş'in Dünya'nın çevresinde değil, tam tersine Dünya'nın Güneş'in çevresinde döndüğünü söyleyen ilk astronomlardan biri oldu. O zamanlar hiç kimsenin inanmadığı bu savıyla gerçeği yakalayan Aristarkhos, Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığını hesaplarken aynı başarıyı gösteremedi. Güneş'in Dünya' ya uzaklığını Ay ile Dünya arasındaki uzaklığın 20 katı olarak hesaplamıştı; oysa Güneş Dünya'mıza Ay'dan 400 kat daha uzaktadır. Eski Yunan'ın en büyük astronomlarından biri İÖ 2. yüzyılda yaşamış olan Hippar-khos'tu. Trigonometri denen matematik dalını kuran bu bilgin, geliştirdiği trigonometri yöntemleriyle pek çok yıldızın konumunu belirledi. 850 kadar yıldızı kapsayan bir katalog hazırlayarak, bu yıldızları parlaklıklarına göre altı sınıfa ayırdı. Hipparkhos'un bu sınıflandırması bugünkü astronomların kullandıkları sistemin temelini oluşturur. Parlaklığı birinci dereceden ya da "kadir"den olan yıldızlar uzun süre gökyüzünün en parlak yıldızları sayıldı. Ama çağımızda bu değerler yeniden gözden geçirildiğinde, parlaklığı sıfırın altındaki eksi kadirlerle ölçülen birçok yıldız olduğu anlaşıldı. Çıplak gözle belli belirsiz görülebilen en sönük yıldızlar ise altıncı kadirdendir. Eski Yunanlı astronomların son büyük temsilcisi olan Klaudios Ptolemaios ya da Arapça'dan dilimize geçen adıyla Batlamyus, İS 2. yüzyılda Mısır'daki İskenderiye kentinde yaşadı. Pisagor gibi o da Dünya'nın evrenin merkezinde hareketsiz durduğuna ve yıldızların Dünya'nın çevresinde dairesel yörüngeler çizerek döndüğüne inanıyordu. Bat-lamyus'a göre. Güneş'in ve gezegenlerin Dünya'nın çevresinde dolanırken çizdikleri bu yörüngeler basit birer çember olamazdı; çünkü gezegenler arada bir yörüngeleri üzerinde geriye dönüyormuş gibi görünüyordu. Batlam-yus bunu açıklamak için "ilmek" (episikl) kavramını ortaya attı. Bu karmaşık sisteme göre her gezegen, Dünya'yı merkez alan büyük bir çemberin çevresinde daha küçük çemberler çizerek dolanıyordu. Aynı zamanda küçük çemberlerin merkezleri büyük çemberin üstünde batıdan doğuya doğru kayarak ilerlediği için ilmek denen eğriler çiziyordu. Batlamyus bu evren modelini "Matematik Derlemesi" adlı kitabında açıkladı. İS 2. ve 14. yüzyıllar arasında bu bilim yalnızca Arap astronomların katkılarıyla gelişti. Batlamyus'un çalışmalarını kendi incelemeleriyle geliştiren Araplar, bu ünlü astronomun kitabını el-Mecisti adıyla Arapça'ya çevirdiler. Bu çeviri bütün dünyanın ilgisini çekti ve yapıt Almagest adıyla anılır oldu. Parlak yıldızların bugünkü adları da Arap-lar'dan kalmadır. Astronomideki Eski Yunan geleneğini ve bilgi birikimini 8. ve 15. yüzyıllar arasında İspanya'daki Mağribiler aracılığıyla Avrupa'ya taşıyan da gene Araplar oldu. Kopernik, Tycho Brahe ve Kepler Çağdaş astronomi Polonyalı bilgin Mikolaj Kopernik (1473-1543) ile başladı. Dünya'nın hem Güneş'in çevresinde dolandığını, hem de 24 saatte bir kendi ekseni çevresinde döndüğünü saptayan Kopernik bu bulgularını "Gökyüzü Kürelerinin Dönmesi Üzerine" adlı ünlü kitabında açıkladı. Kopernik yalnız Dünya'nın değil bütün gezegenlerin Güneş'in çevresinde dolandığını da belirtti. Dairesel yörüngeler üzerindeki bu dolanımı Batlamyus' un ilmek modelinden daha iyi açıklamış, ama tam doğruya varamamıştı. Kopernik'in görüşleri uzun süre benimsenmedi ve insanların yaşadığı Dünya'yı bütün evrenin merkezi olarak gösteren Batlamyus modeli 17. yüzyılda bile egemenliğini sürdürdü. Kopernik'in Güneş Sistemi'ne ilişkin kuramı bazı değişikliklerle bugün de geçerliliğini koruyor. Bu "günmerkezli" kuramda yapılan değişiklikler, Danimarkalı Tycho Brahe (1546-1601) ile bir süre onunla birlikte çalışmış olan Alman Johannes Kepler'in (1571-1630) ortak çalışmalarının ürünüdür. Danimarkalı bir soylu ve çok titiz bir gözlemci olan Tycho, gezegenlerin hareketlerini kendisinden önceki bütün astronomlardan daha doğru olarak gözlemledi. Kepler de bu gözlemlerden yola çıkarak Güneş Sistemi için yeni bir model geliştirdi. Kepler'in modeli gezegenlerin hareketine ilişkin üç yasaya dayanıyordu. Bilgin bunlardan ilk ikisini 1609'da, üçüncüsünü ise 1618'de açıkladı. Yörüngeler yasası denen 1. yasaya göre gezegenler Güneş'in çevresinde çember değil, hafifçe basık elips biçiminde yörüngeler çizerek dolanır; Güneş de bu elipsin odaklarından birinde yer alır. Alanlar yasası denen 2. yasaya göre bir gezegenin dönme hızı, yörünge üzerinde bulunduğu noktaya bağlı olarak değişir; gezegenlerin hareketi Güneş'e en yakın oldukları noktada (günberi noktası) en hızlı, en uzak oldukları noktada (günöte noktası) en yavaştır. Dolanım süreleri yasası (3. yasa) ise, iki gezegenin dolanım sürelerinin karelerinin birbirine oranı ile bu gezegenlerin Güneş'e olan ortalama uzaklıklarının küplerinin birbirine oranının eşit olduğunu belirtir. Bu yasaya göre, gezegenlerden birinin Güneş'e olan ortalama uzaklığı ve dolanım süresi ile ikinci bir gezegenin dolanım süresi bilinirse, bu gezegenin Güneş'e olan ortalama uzaklığı hesaplanabilir. Teleskopun Bulunuşu Tycho Brahe ve ondan önceki bütün astronomlar teleskopun bulunmasından önceki yıllarda yaşadılar; bu yüzden gözlemlerini çıplak gözle yapmak zorundaydılar. Teleskopu kimin bulduğu tam olarak bilinmiyor, ama bu aygıtı ilk kez astronomi gözlemlerinde kullanan ünlü İtalyan bilgin Galileo Galilei'dir (1564-1642). 1609'da kendi yaptığı teleskopla gözlemlere başlayan Galileo, Güneş lekeleri, Ay'ın dağları ve "denizler"i, Jüpiter'in dört uydusu gibi çok önemli gözlemler yaptı. Ve-nüs'ün de tıpkı Ay gibi değişik evrelerden geçtiğini, yani bazen tam, bazen yarım daire gibi göründüğünü saptadı. Bu biçim değişiklikleri gezegenin Dünya'nın değil Güneş'in çevresinde dolandığını ve ışığını ondan aldığını açıkça kanıtlıyordu. Böylece Galileo, Kopernik'in günmerkezli evren modelinin doğruluğuna kesin olarak inandı. Galileo'nun buluşlarından sonra gökyüzünü ve yıldızları görmek isteyen birçok kişi teleskop yapımına girişti. İlk yapılan teleskoplarda ışığı odaklamak için mercek kullanıldığından bunlara "mercekli teleskop" dendi. İşık bu merceklerden geçerken kırıldığı için bu tip gözlem araçlarının bir adı da kırılmalı teleskoptur. Çok geçmeden, ünlü İngiliz matematikçi Sir Isaac Nevvton merceklerin yerine çukur (içbükey) bir ayna yerleştirerek yeni bir teleskop gerçekleştirdi. Buna da "aynalı teleskop" ya da yansımalı teleskop denir. Çağdaş gözlemevlerinde kulfanılan büyük optik teleskopların çoğu aynalı teleskoptur. Çok uzak ve sönük yıldızları gözlemleyebilmek için teleskopların çok büyük olması gerekir. Dünyanın en büyük aynalı teleskopu SSCB'nin Kafkasya bölgesindeki Zelençuks-kaya'dadır ve aynasının çapı 6 metredir. (Astronomların kullandığı gözlem araçlarına ilişkin bilgileri gözlemevi ve Teleskop maddelerinde bulabilirsiniz.) Evrensel Çekim Yasası Nevvton'un aynalı teleskopu geliştirmesi astronomi açısından çok önemliydi, ama evrensel çekim yasasını bulması bundan çok daha önemlidir. Bu yasa, evrendeki bütün canlı ve cansız varlıklar (yıldızlar, gezegenler, hava taşıtları, insanlar, yağmur damlaları, atomlar) arasında karşılıklı bir çekim kuvveti olduğunu açıklıyordu. Evrensel çekim yasası gezegenlerin hareketine ilişkin Kepler yasalarına tam bir açıklık getirdiği gibi, bu yasalar ile gözlem sonuçları arasındaki bazı tutarsızlıkları da açıkladı. Fırlatılan bir cismin ya da dalından kopan bir elmanın neden havada kalmayıp yere düştüğü de gene bu yasanın açıklayabildiği bir olguydu. (Ayrıca bak. ivme; yerçekimi.) Nevvton'un çekim yasası, eskiçağlardan beri bilinen Merkür, Venüs, Mars. Jüpiter ve Satürn gezegenleri ile kendi gezegenimiz olan Dünya dışında iki yeni gezegenin daha keşfine yol açtı. Yedinci gezegen olan Uranüs'ü, Almanya'da doğup İngiltere'de yaşayan ünlü astronom ve teleskop yapımcısı Sir Wiliam Herschel 1781'de bulmuştu. Sonradan Uranüs'ün yörüngedeki hareketinde Newton yasalarına uymayan bazı düzensizlikler saptandı. Bunun tek açıklaması, Uranüs'ün ötesinde, onun hareketlerini etkileyen başka bir gezegenin bulunmasıydı. İngiliz John Couch Adams ile Fransız Urbain Le Verrier birbirlerinin çalışmalarından habersiz olarak bu konuya el attılar ve Uranüs'ü bu düzeyde etkile-yebilmesi için yeni gezegenin nerede bulunması gerektiğini ayrı ayrı hesapladılar. 1846'da Alman astronom Johann Gaile, teleskopunu Adams ve Le Verrier'nin belirttikleri noktaya çevirdi ve Neptün adı verilen sekizinci gezegeni buldu. Bir süre sonra Neptün'ün de Newton yasasına tam uygun olarak hareket etmediği anlaşıldı. Bu düzensizliğin sorumlusu da gene yeni bir gezegendi. Plüton olarak adlandırılan bu dokuzuncu gezegeni 1930'da ABD'li astronom Clyde Tombaugh buldu. Plüton bugün bilinen gezegenlerin sonuncusudur; üstelik Güneş Sistemi'mizde Plüton'un ötesinde başka gezegenlerin olabileceğine inanan astronomların sayısı da pek fazla değildir. Ama evrende başka "güneş sistemleri" de var ve bu yıldızların çevresinde dolanan gezegenlerin olmaması için hiçbir neden yok. Nitekim, Barnard Yıldızı olarak bilinen yakındaki bir yıldızın ışığındaki titreşmeler, bu yıldızın çevresinde dolanan büyük bir gezegenin etkisinden kaynaklanabilir. Newton'un evrensel çekim yasasının çok önemli başka sonuçları da oldu. Merkür gezegeninin hareketinde Nevvton yasasına uymayan hafif bir sapma belirlenmiş ve neden ileri geldiği bir türlü açıklanamamıştı. Le Ver-rier, Merkür ile Güneş arasında başka bir gezegenin bulunabileceğini öne sürdü, ama böyle bir gezegenin varlığı saptanamadı. Bu olayın açıklaması ancak 1915'te, büyük Alman bilgini Albert Einstein'ın çekim yasasıyla yapılabildi. Einstein'ın "Görelilik Kuramı"nın bir parçası olan bu yasa, Merkür'den yansıyan ışık ışınlarının Güneş'in yakınından geçerken sapmaya uğradığını ortaya koymuştu. Bu sapma nedeniyle gezegen, bulunduğu gerçek noktadan daha farklı bir yerdeymiş gibi görünüyordu. Einstein enerji ile kütlenin eşdeğerli olduğunu kanıtlayarak, bir enerji türü olan ışık ışınlarının da Güneş'in çekim kuvvetiyle doğrultu değiştireceğini açıkladı. Fotoğraf Makinesi ve Spektroskop Yıldızlar Dünya'ya gezegenlerden çok daha uzakta olduğu için bu gökcisimlerinin incelenmesi daha güçtür. Bu yüzden, teleskopun bulunmasından sonra astronomlar bütün ilgilerini o güne kadar gözlemleyemedikleri yıldızlara yönelttiler. İlk kez 19. yüzyılda astronomi araçları arasına katılan fotoğraf makinesi ile spektroskopun da yıldız astronomisinin gelişmesine çok büyük katkıları oldu. İlk astronomi fotoğrafları, ABD'li John W. Draper'in 1840'ta çektiği Ay fotoğraflarıydı. Fotoğrafı çekilen ilk yıldız ise Vega oldu; 1850'de ABD'deki Harvard Gözlemevi'nin astronomları bu parlak yıldızı görüntülemeyi başardılar. Günümüzde hemen hemen bütün astronomlar yıldızları incelerken, teleskoplara takılmış özel fotoğraf makineleriyle bir yandan da fotoğraflarını çekerler. Bu makinelerde fotoğraf filmi yerine genellikle ışığa duyarlı cam levhalar kullanılır. Gözlemle yetinmeyip fotoğraf çekmenin birçok yararı vardır. Bunlardan en önemlisi, fotoğraf makinesinin objektifi saatlerce açık tutulabildiği için, çok sönük yıldızlardan gelen ışığın fotoğraf camı üzerindeki duyarlı maddeyi etkileyebilecek kadar zaman bulabilmesidir. Böylece astronom, yıldızı teleskopuyla göremese bile görüntüsünü saptamış olur. Bugün, fotoğraf filmi ya da levhası üzerinde görüntünün oluşmasını hızlandıran özel aygıtlar kullanarak daha kısa zamanda fotoğraf çekilebilmektedir. Astronominin hizmetindeki önemli aygıtlardan biri de spektroskoptur. Cam prizmadan geçirilen bir ışık demetinin, tıpkı gökkuşağında olduğu gibi tayfındaki renklere ayrılacağı Nevvton'dan beri biliniyordu. 19. yüzyılın başlarında bulunan spektroskop da, yıldızlardan ve öbür gökcisimlerinden gelen görünür ışığı renklerine ayırma olanağı verdi. Sir Wil-liam Herschel ve Alman bilgin J. W. Ritter Güneş'in tayfını inceleyerek kızılötesi ve morötesi ışınımları buldular. Güneş'in ve yıldızların tayfını bir teleskop ve prizma aracılığıyla incelemeyi düşünebilen Alman bilgini Joseph von Fraunhofer (1787-1826) ise bu buluşuyla spektroskopinin temellerini attı. Bu bilim dalı da yıldızların, gezegenlerin ve öbür gökcisimlerinin yapısındaki kimyasal elementlerin tek tek tanımlanabilmesini sağladı. Spektroskop, yıldızların ve gökadaların hareketlerinin belirlenmesinde de astronomların en büyük yardımcılarından biridir (bak. doppler etkisi; Tayf). Güneş ve Yıldızlar Fotoğraf makineleri ve spektroskoplarla edinilen yeni bilgiler, evren konusundaki görüşleri tam anlamıyla altüst etti. Örneğin Güneş'in hiçbir ayrıcalığı olmayan sıradan bir yıldız olduğu anlaşıldı. Bugün, hemen hemen bütün yıldızlar gibi Güneş'in de neredeyse yalnızca hidrojenden oluştuğu biliniyor. Bu en hafif gazın yanı sıra yapısında az miktarda helyum ve önemsenmeyecek düzeyde sodyum, demir, krom gibi başka kimyasal elementler bulunur. Yüzeyindeki sıcaklık yaklaşık 6.000°C dir. Güneş'ten daha sıcak ya da daha soğuk yıldızlar da vardır ve bir yıldızın rengi sıcaklığının da göstergesidir. En sıcak yıldızlar beyaz, en soğuk olanlar kırmızı görünür. Sarı renkte olan bizim Güneş'imizin sıcaklığı ise bu iki sınırın ortasındadır. 1920'lerde İngiliz astronom Sir Arthur Ed-dington (1882-1944), Güneş'in ve yıldızların ışımasını sağlayan enerji kaynağının, atom çekirdeğinin parçalanmasından doğan nükleer enerji olduğunu açıkladı. O güne kadar hiç kimse milyarlarca yıldır, hiç değilse Dünya var olduğundan bu yana Güneş'in bu enerjiyi nereden sağladığını düşünmemişti. Edding-ton'un açıklamasından bir süre sonra, yıldızlardaki hidrojeni helyuma dönüştürerek olağanüstü boyutlarda enerjinin açığa çıkmasını sağlayan nükleer tepkimeler bütün ayrıntılarıyla belirlendi. Bugün astrofizikçiler, aykırı özellikleri olmayan bir yıldızın gelişmesindeki bütün aşamaları açıklayabiliyorlar. Yıldızların saptana-bilen özellikleri arasındaki farklılıklar da çoğu kez aralarındaki yaş farkını belirlemeye yardımcı oluyor. Bazı büyük yıldızların yaşamı çok şiddetli bir patlamayla son bulur; bunlara patlayan yıldız ya da süpernova denir. Boğa takımyıldızındaki Yengeç bulutsusu 1054'te patlayan eski bir süpernovanın kalıntısıdır. Bulutsular ve Gökadalar 1770'te Fransız astronom Charles Messier, gökyüzünde birer toz bulutu gibi görünen ışıklı lekelerin bir listesini yayımladı. Özellikle kuyrukluyıldızları araştıran Messier'nin amacı, görünmesini beklediği kuyrukluyıldızlar ile bu durağan, bulutu andıran lekeleri birbirine karıştırmamaktı. Sonunda, kataloğun-daki bu gökcisimlerinin sayısı 108'e ulaştı. Astronomlar Messier'nin listesinde kayıtlı olan bulutsuları bugün bile Mİ, M2, M3 gibi sıra numarasıyla belirtirler. Messier, listesine aldığı bu ışıklı lekelerin ne olduğunu tanımlayamadı ve hepsini "bulut" anlamındaki Latince bir sözcükle nebula olarak adlandırdı. Sonradan daha büyük ve güçlü teleskoplarla gözlemlenince bulutsuların birçok değişik tipi olduğu anlaşıldı. Bazıları birer yıldız kümesiydi, bazıları sarmal biçimde görünüyordu, bazıları ise gerçekten ışık saçarak parıldayan gaz bulutlarıydı. Bugün bulutsu terimi yalnızca uzaydaki gaz ve toz bulutları için kullanılır. Geceleri gökyüzünde gördüğümüz bütün yıldızlar, milyarlarca yıldızı içeren dev bir topluluğun üyeleridir. Bütün gezegenleriyle birlikte Güneş'in de yer aldığı bu yıldız topluluğuna Samanyolu Gökadası denir. Bu gökada ya da galaksi, ortası şişkince bir disk biçimindedir. Dünya'daki birer gözlemci olarak biz de bu diskin içinde bulunduğumuz için, uzağımızdaki yıldızları gökyüzünde bir uçtan öbür uca uzanan soluk ışıklı geniş bir kuşak gibi görürüz. Henüz milyarlarca yıldızlık bir gökada olduğu anlaşılmadan önce bu ışıklı kuşağa Samanyolu denmişti. Bu yüzden, içinde bulunduğumuz bu gökadaya da öbür uzak gökadalardan ayırt etmek için Samanyolu Gökadası denir. Gökadamızdaki bazı yıldızlar birbirlerine biraz daha yakın olduklarından, gökyüzünde yıldız kümesi denen topluluklar oluşmuştur. Bulutsuz gecelerde küçük bir teleskopla ya da bir dürbünle bakıldığında bile Samanyolu'n-daki yoğun yıldız kümeleri görülebilir. İki tip yıldız kümesi vardır. Açık yıldız kümelerinde seyrek olarak dağılmış yüz ile birkaç bin arasında yıldız bulunur. Örneğin Ülker kümesi bu tiptendir. Küresel yıldız kümeleri ise birbirine iyice yaklaşmış 1 milyon kadar yıldızdan oluştuğu için ışıktan bir top gibi görünür. İçeriden baktığımızda hafifçe ışıldayan bir kuşak gibi gördüğümüz bu gökadanın dıştan nasıl göründüğünü kestirmek kolay değildir. Bu konuyla ilk ilgilenenlerden biri Sir Wil-liam Herschel oldu. Bugün Samanyolu Gök-adası'nın biçimi hemen hemen saptanmıştır. Toz bulutlan çoğu kez ışığın atmosferden geçmesini engellese de, yıldızlar arası uzaydan gelen radyo dalgalarını engelleyemediği için bu başarıda en büyük pay radyo astronominindir. Böylece gökadamızın bir sarmal biçiminde olduğunu, yıldız ve gaz bulutlarının da bu sarmalın "kolları"nı oluşturduğunu biliyoruz. 1920'lerde, bulutsu olduğu sanılan bazı gökcisimlerinin gerçekte başka gökadalar olduğu anlaşıldı. Bu dış gökadalar da bizim gökadamız gibi pek çok yıldızdan oluşur, ama Samanyolu'nun çok ötesinde, uzayın derinliklerinde yer alır. Üstelik ABD'li astronom Ed-win Hubble'ın (1889-1953) açıkladığı gibi, bütün gökadalar hem Samanyolu'ndan, hem birbirlerinden giderek uzaklaşmaktadır. Böylece evren genişliyor ve gökadalar uzaklaştıkça evrendeki kaçış hızları daha da artıyor. Teleskopların saptayabildiği uzaklıkta milyonlarca gökada vardır. Bunlardan bazıları sarmal, bazıları elips biçimindedir. Garip biçimler almış olan birkaç gökada ise sanki iç patlamalar sonucunda dağılmış gibi görünür. 1960'lardan bu yana astronomlar dış uzayın derinliklerinde alışılmadık bazı gökcisimleri saptıyorlar. Bunlardan bir bölümü kuvazar-lardır. Bu garip gökcisimleri bir güneş sistemi büyüklüğündedir ve yaydıkları enerji küçük bir gökadanınkiyle eşdeğerdedir. Astronomların çoğu kuvazarların gözlenebilir evrenin sınırlarında bulunduğuna ve çok büyük bir hızla bizden uzaklaştığına inanıyor. Evrenin derinliklerindeki ilginç gökcisimlerinin başka bir tipi de nötron yıldızlarıdır. Bunlar bir sü-pernova kalıntısının merkezinde yer alan ve çaplan birkaç kilometreyi aşmayan yoğun kütleli yıldızlardır. Belirli aralıklarla ışınım yayan bazı nötron yıldızlarına pulsar ya da atarcayıldız denir. Kara delik denen oluşumlar ise bunların hepsinden daha ilginçtir. Kara delikler gözle görülemiyor; ama kütleleri o kadar yoğun, çekim kuvvetleri o kadar fazla ki, yakınlarındaki bütün maddeleri soğuran (yutan) bu nesnelerden ışık bile kaçamıyor. Evrenin Boyutu Dünya'nın Güneş'e ve yıldızlara uzaklığını ölçmek, yüzyıllar boyunca astronomları en çok uğraştıran konulardan biri oldu. Bugün kendi adıyla anılan kuyrukluyıldızın yörüngesini önceden belirleyerek büyük ün kazanan İngiliz astronom Edmond Halley, Venüs gezegenini tam Dünya ile Güneş arasından geçerken gözleyerek Güneş'in uzaklığını hesaplamak için bir yöntem tasarladı. Gezegenin bu geçişi bir yüzyıl içinde ancak iki kez gerçekleşir. Venüs'ün geçişini Dünya'nın çeşitli noktalarından gözleyen astronomlar, gezegenin Güneş'in önünden geçerken değişik yollar izlediğini görürler. Bunun nedeni ıraklık açısıdır. Başınızı iki yana döndürürseniz ıraklık açısının nasıl bir etki yaptığını kolayca anlayabilirsiniz. Böyle yaptığınızda, arka plandaki uzak nesneler sabit kalırken yakındaki nesneler sağa sola doğru kayıyormuş gibi görünür. Bu kaymanın ya da konum değişikliğinin büyüklüğüne bakarak, yakındaki nesnelerin ne kadar uzakta bulunduğu çıkarılabilir. Ama bir gözlemcinin gezegenler ve yıldızlar arasındaki ıraklık açısını görebilmesi için neredeyse bir dünya seyahati yapması gerekir. Bu yüzden astronomlar bu konum değişikliğini izleyebilmek için genellikle Dünya'nın uzaydaki hareketinden yararlanmayı seçerler. Gezegenlerin ve yakın yıldızlardan bazılarının uzaklığını bulmak için bu veri yeterlidir. Gerçekten de Dünya altı ayda 300 milyon km yol alır, yani konumu Güneş çevresinde çizdiği yörüngenin çapı kadar değişir. Bugün Güneş Sistemi içindeki gökcisimlerinin uzaklığı radarlar aracılığıyla doğru olarak ölçülebiliyor. Ama yıldızlar için hâlâ ıraklık açısı gibi dolaylı yöntemlere başvurmak gerekiyor. Dünya' mn Güneş'e uzaklığı yaklaşık 148 milyon kilometredir; bu değer 1 astronomi birimi olarak kabul edilmiştir. Güneş'ten sonra en yakınımızdaki yıldız en az dört ışık yılı uzaklıktadır. Dünya ile "yakın" komşuları arasında böylesine inanılmaz uzaklıklar söz konusu olduğu için, astronomide uzaklık ölçüsü birimi olarak ışık yılını kullanmak daha uygundur. Işık yılı, ışığın bir yılda aldığı yoldur ve yaklaşık 10 trilyon kilometreye eşittir. Gökcisimlerinin uzaklığını saptamanın başka bir yolu da, yaydıkları doğal ışığın şiddeti bilinen bazı yıldızlarla karşılaştırmaktır. Böyle bir yıldızın ışığı ne kadar zayıfsa Dünya'dan uzaklığı da o kadar fazladır. ABD'li astronom Henrietta Leavitt (1868-1921), parlaklığı zaman içinde hızla ve devirli olarak değişen bazı yıldızlardan uzaklık ölçümünde yararlanılabileceğini fark etmişti. Sefeitler ya da Kefeitler denen bu değişen yıldızlar, bazı yakın gökadaların içinde kolayca tanınabilir ve böylece gökadaların uzaklığı konusunda bir yargıya varılabilir. Dünya'ya en yakın gökadalardan biri olan Andromeda en az 2 milyon ışık yılı uzaklıktadır. Gökadaların tayfları incelendiğinde, bu gökcisimlerinin Dünya'dan giderek uzaklaştığı, uzaklaştıkça daha da hızlandığı anlaşılmıştı. Yıldızlan tek tek ayırt edilemeyen daha uzak gökadalarda belki bu bilgiden yararlanılabilir. Bu gökadaların tayflarını inceleyerek hızlarını bulmak oldukça kolaydır. Böylece, Dünya'dan ne kadar hızla uzaklaştıklarına bakarak uzaklıkları bulunabilir. Bu yöntemlerle varlığı saptanabilecek en uzak gökcisimleri büyük olasılıkla Dünya'dan 15 milyar ışık yılı uzakta olacaktır! Astronomlar, bilinen her şeyden daha büyük olan evreni incelerken bir yandan da maddenin en küçük parçası olan atomlarla ilgilenirler. Çünkü Güneş'in ve yıldızların enerji kaynağı, hidrojen atomlarının çekirdeğidir. Astronomların uzayda gözledikleri pek çok şeyi yeryüzündeki bir laboratuvar ortamında gerçekleştirmek olanaksızdır. Bu nedenle, fizik bilimleri dünyasının başka yoldan erişilemeyecek birçok sırrına ancak astronomiyle yaklaşılabilir. "Kaynak: MsXLabs.org & Temel Britannica" |
| Saat: 00:47 |
©2005 - 2026, MsXLabs - MaviKaranlık