Katalog

ylece gökkubbedekı ıkı boyutlu deıden, yıldızların ve yıldız kumelerının boyutlu uzaydakı dağılımlarına gıdıl AStronomi Bütün gökcisimlerinin ve evrende dağılmış olan yıldızlararası maddenin kökenini, evrimini, bileşimini, uzaklığım ve hareketîni inceleyen bilim. ODTÜ Amatör Astronomı Topluluğu Samanyolu'nun yakın komşusu ve yapı olarak Samanyolu'na benzeyen Andmmeda Galaksısı (M 31) Bızden uzaklığı 2 mılyon ışık yılı Alfronomı arastırmaları obur denevsfil bılım lerl» karsılaftırılamayacak kadar buyuk kıiitlamalarla karfi karfiyadır Goktasları, Ay ve yakın gezegen/er dısındakı hıcbır gökcıs mıne ulasılamadığı ıçın, çoğu kez yalmzca gbkcısımlerınden yansıyan ısınımlarla yetınmek gerekır Ustelık bu ısınımlar Dunya'nın atmosferınden geçerken cesıtlı etkıler altında kalır örneğın, ifik atmosferd«n geçerken soğurulur, kırıTmaya uğrar, kırpifir (parlaklığında anlık değifimler aoz/enır) ya da dağılır Goma ve Xifinları da Dunya atmosfen tarafından buyuk olçude soğurulur, doğal radyo dalgaları ıse, pek çok yapay radyo kaynağının yayınlanaığı dalgalarla bozulur DOnya'nın kendı eksenı ve Guneş cevresınde donen, yalpalayan ve nuiasyon bareketı yapan bır gozlem noktası olması da ek guçlukler doğurur Ancak, gozlem araçlannı atmosfenn Jis/no taşıyarak ya da gozlem aracıntn Dunya nın dönuşunun etkısını dengeleyecek bıçımde hareket etmesını sağlayarak, bu tur guçlukler bır olçude yenılebılmektedır Gökcıtımlerıyle tlgılı çalifmalar çoğu zaman, ölçumlen de ıçeren gozlemierden ve kuramsal araftırmalardan olusur Bu çalışma ların çok kuçuk bır bölumunde, bır gbkctsmme bır ifinın gbndentmenne bır cısımden yansıyarak gerı donme ıpnının ıncelenmetıne da yanan deneyler olufturur Kozmık ışınlarm, Ay taflannın ve goktaflarının ınce/enmesı gıbı çok dar bır alan dışındakı tum astronomı gozlemlerınm ana nesnesı elektmmanyetık ışınım larıdır Bunlar gorunen ısığın yanı sıra kızıloteıı, mıkrodaıga ve radyo dalgalan gıbı tayfın uzun dalga boyunaa ve morofesı, Xtşınlart ve gama ısınları gıbı kıta dalga boyunda ısınımlardır Gozlem araçlarmın genellıkle uç temel oğesı vardır 1) Fotoğraf makınesı ya da ısınım toplayıa gorevını usf/enen bır teleskop, 2) Göz, fotoğraf levbası, fotomultıplıer (elektron çoğaltıcı), radyo ahası ya da tyonlasma odası gıbı bır saptayıa 3) Alı nan uyarılan sayılara donustüren bır sayoç. Astronomı gozlemlerıyle ulaşılan bılgılı konum bılgısı, yapı bı/gısı, (otometrı ve roı yametrı bılgılen, tayf bıTgısı ve polarımetrı bılgısayarı bıçımınde sınıfîara ayrılır Konum bilgisi gökcısmının konumunun, ayırt edıcı ozellıklermın ve bareketmın anlaşılmasının, y a p i bllgUI ıte açısal buyukluğunun ve bıçımının bğrenılmesını sağlar Fotom«tri ve r a d y o m e t r i ıncelemelenmn amacı gokcı sımlannın parlaklıklannt, baska bır deyışle yaydtklart ışınım mıktannı ölçmektır Tayf arastırmaları ıse abkcısımlerını olusturan ele mentlerı ve bı/esıit/en belırlemek, gozlemcıve gore uzaklaşma ya da yaklasma hızlan nı saptamak, yuzeyıerındekı sıcaklık, yoğunluk ve hız değısımlennı hesaplamaktır Ço ğu kez tayf ofçusuyle bırlıkte yurutulen polanmetrı blçumlerı gezegen yuzeyterının yansıtma ozellıklerını ve yılaızlararası ortam, Gu nes ve yıldızlar gıbı radyo kaynaklannın manyetık alanlarının buyukluğunu belırlemeye yarar Idız kümeleri, ılaksiler, evren: Jzak mesafelerın ölçulmesınde belırıcı adım, bu yuzyılın başında Bayan nrıetta Leavıtt'ın "Cepheıd" denılen sınıf değışken yıldızın parlaklıklarıı değışım perıyotlarına oranlı olduğubulmasıdır Bu tur yıldızlar, bırkaç nluk bır perıyotla tekrarlayan bır şeie bır parlar, bır sönukleşırler Mesaını bılmedığımız bır yıldızın gerçek utlak) ışıma şıddetını, yanı sanıyede aya ne kadar ışık saldığını da bılemeAma mesafeyı bılıyorsak, bızım alIimız ışık akışını mesafenın karesıyle rparak mutlak ışıma şıddetını bulabız Aynı şekılde, eğer başka gözlemden ışıma şıddetını kestırebılıyorsak, i u o yıldızdan dunyamıza ulaşan ışık şı ıle karşılaştırarak, mesafeyı bularız Bayan Leavıtt'ın buluşuna göre, bır pheıd değışkenın ışıma şıddetını, sırf ; gunde bır yanıp sonduğune baka. çıkarmak mumkundu Böylece çok aklardakı Cepheıd yıldızların ışıma ıdetlerı ve mesafelerı ölçuldu Bu yolaynı zamanda ıçınde Cepheıd bulun yıldız kumelerının de uzaklıkları ulmuş oldu Amerıkalı astronom Har* Shapley'ın önculuk ettığı gözlemlerçok sayıda yıldızın ve kumenın aklıkları ölçulunce, şu anlaşıldı Guş sıstemı ve çıplak gözle gorduğuJZ tüm yıldızlar, ıçınde 10 mılyar dar yıldız bulunan bır buyuk yıldız ka>alığı, bir galaksı (gökada) oluştururlar Bızım ıçınde bulunduğumuz bu laksı, Samanyolu'ndan başka bır şey ğıl Samanyolu, tabak gıbı yassı bır ğılım gosteren genç yıldızlar ve bun merkezı etrafında kuresel bır dağıı gosteren yaşlı yıldızlar ve yıldız melerınden oluşuyor Bızım guneş .temımız tabağın kenarlarında bır yer, merkezden yaklaşık 26 000 ışık yılı aklıkta Tabağın yarıçapı ise 40 000 k yılı kadar Içınde bulunduğumuz bu dızlardan oluşmuş tabağın bır kenaıdan karşı kenarına baktığımız ıçın, kyuzunu bır kuşak gıbı kateden bır dız yığını olarak göruyoruz Samanyonu Dunya, guneş sıstemının merkezı nadığı gıbı (Kopernık), guneş de çok k daha buyuk boyutlardakı bır yıldızsıstemı ıçınde hıç özellıgı olmayan kenar mahallede, bırbırıne benzer fıcsel özellıklere sahıp on mılyar kadar dızdan bırıdır sadece Pekı, Samanyolu'nun dışında ne var? '241926 yıllarında Edwın Hubble, ıdromeda Nebulası (dığer adıyla M31) ıe bılınen ve bır gaz bulutu veya yaı bır yıldız kumesı sanılan gökcısmıı ıçındekl bazı Cepheıd değışkenının perıyotların tespıt ettı ve peot ışıma şıddetı ılışkısını kullanaK, M31'ın bızden 2 mılyon ışık yılı akta, yanı Samanyolu'nun çok dışını olduğunu buldu Gıderek başka >mşu galaksıler de bulundu, şımdı bın galaksımız Samanyolu'nun da 20 dar galaksıden oluşan yerel galaksı ubunun bır uyesı olduğu bıhnıyor Saanyolu, bu grubun merkezınde değıl •up ıçınde en yakın komşularımız bu ıçınde bır Supernova patiadığı ıçın bıi adamlarının yoğun ılgısını çeken Buık Magellan Bulutu (uzaklığı 170 000 k yılı) ve 190 000 ışık yılı uzağımızdakı jçuk Magellan Bulutu Samanyolu nun ıç yapısı da optık ve radyo teleskopların yaptığı ölçumlerle epeyce açıklık kazanmış durumda Içınde bulunduğu muzdan ve Samanyolu duzlemındekı yoğun toz ve gaz dış bolgelerden gelen yıldız ışığını engelledığınden Samanyolu'nun yapısını belırlemek oldukça zor Ama uzaktan fotoğrafları çekılen M31 ıle Samanyolu'nun yapılarının bırbırıne benzedığı bılınıyor M31 'ın görkemlı sarmal yapısı fotografta göruluyor Gıderek daha da uzaklara nufuz eden yöntemlerle, yerel grubun dışında da pek çok galaksı bulundu 1929'da Hubble, tum galaksılerın bırbırınden hızla uzaklaşmakta olduğunu ve herhangı ıkı galaksının bırbırınden uzaklaşma hızlarının aralarındakı mesafeye oranlı olduğunu buldu Bu buluş, evrenın tumunun ıncelenmesını, yanı kozmolojıyı (evrenbılım) gözlemsel bır bılım halıne getırdı Aynı zamanda, gözlemsel olarak, evrenın bır açılma surecınde bulunduğu anlaşıldı Bır de, Hubble'ın tespıt ettığı hız uzaklık oransallığı, teleskopların algılayabıldığı en uzak galaksıler ıçın bıle geçerlı bır uzaklık ölçumu yöntemı oluşturdu Çunku bır gökcısmının spektrumuna (tayfına) bakarak bızden uzaklaşma hızını ölçmek mumkun Mesafesı bılınen yakın galaksıler ıçın hız ve mesafe olçumlerını karşılaştıran Hubble, hız ve mesafe arasındakı orantı sabıtını (Hubble sabıtı) bulmuştu Bu sabıt bılınınce, spektrumdan bıze göre hızı belırlenen bır galaksının uzaklığı da bulunmuş oluyor Kozmolojı, gonumuzde de bılınmezlerle dolu ve hızla gelışen bır bılım dalı Evrende ınsanın yerı konusunda kozmolojının temel bulgusu şöyle Mılyarlarca ışık yılı mertebesınde, buyuk ölçeklerde bakıldığında galaksılerın ve galaksı kumelerının dağılımı her taraf ta ve her yönde aynı Yanı en buyuk olçeklerde, madde bır merkez etrafında dağılmış değıl, evrenın bır merkezı yok Ancak son yıllarda yapılan çalışmalarla galaksı dağıiımının daha önce sanıldığından çok daha buyuk mesafelere kadar (bızden 100 mılyonlarca ışık yılı uzaklara kadar) yerel farklılıklar gosterdığı, bazı bölgelerde galaksılerın daha çok oldukları bulundu Bu buyuk hacım ıçındekı tum galaksıler, hep bırlıkte, sanıyede 600 km hızla daha uzaklardakı galaksılerın Hubble akışına görece hareket halındeler Süper Kopernik kavramları Astronomı ve astrofızığın 20 yuzyıldakı gelışmesı, dunyayı evrenın flziksel merkezınden gıtgıde uzaklaştıran, daha da ötesı, boyle bır merkez noktasının evrende bulunmadığına ışaret eden bır dızı çok onemlı keşıf ıçerıyor Bunların başlıcalarına yukanda değındık Bu gelışmelerı bır dızı Super Kopernık kavramı olarak adlandırabılırız Kavramsal olarak çağdaş astronomı, Kopernık devrımının çok daha buyuk fızıksel boyutlara, gıderek evrenın tumune uzatılmasıdır Dunyamızın gözlemsel olarak ulaşılabılen gıtgıde daha, daha buyuk hacımler ıçınde, eskılerın sandığından kat kat daha "önemsız" bır gorece konumda olduğu anlaşılmıştır Guneş sıstemımız 10 mılyar yıldız ıçeren Samanyolu'nun bır kıyıcığında, Samanyolu ıse çok buyuk ölçeklere gıdıldığınde hıçbır yanı dığer yanlarından farklı olmayan bır evrenın ıçındekı mılyarlarca galaksıden bırı Evrenın sonlu mu sonsuz mu olduğu henuz bilınmıyor, ama kozmolojının tıpık mesafe olçeğının, 10 mılyar ışık yılı, yanı 100 mılyar trılyon km olduğunu belırterek, bılınen en buyuk boyutla bu yazıyı noktalayalım D I YBrel galaksıler grubu ıçınde en yakın komşumuz olan Buyuk Magellan Bulutu'nun orta kısmında genç yıldızlar ve bunlann ısıttığı kırmızı gaz bulutlan (nebülalar) Samanyolu'ndan 170 000 ışık yılı uzaklığında olan Büyük Magellan Bulutu'nda bu yıl göztonen Supemova 1987 A, aslronomlann yoğun ilglslnl çeklyor Astronomının en onemlı dalı olan astrolı zık yıldızların ve yıldız atmosierlennın yapısını, supernovalart, yıldızlararası maddeyı gokadalarmm yapısını ve evrımını arastınr Astronomının ıkıncı buyuk dalı olan kozmolofinın amacı ıse, bır butun olarak evrenı, bı cımını, boyuf/arını, olufumunu ve evrımını açıklamaktır Kozmo/o/ı Albert EINSTEIN' ın 1915'te Genel Gorecelık Kuramı'nın gelıstırmesı ve 1929'da gbkada tayflarında kır mızıya kayma olgusunun saptanmasıyla ast ronomının bağımsız dalhrından bırıne dbnuşmuttur H