+ Yorum Gönder
1. Sayfa 12 SonuncuSonuncu
Elektronik ve Teknoloji ve Uzay Bilimleri Forumunda Amatör Gökbilimcilik Konusunu Okuyorsunuz..
  1. MAJİX
    Devamlı Üye

    Amatör Gökbilimcilik








    AMATÖR GÖKBİLİMCİLİK

    Başınızı kaldırıp, ara sıra da olsa gökyüzüne baktığımızda, parlayan yıldızların güzelliğinden etkilenmeyenimiz yoktur. Ancak, günlük yaşamın koşturmacasında, bu güzelliğin farkına pek azımız varıyor; hele bir de büyük kentlerde yaşıyorsak, etrafımızdaki beton yığını ve ışık kirliliği, istesek de bu güzelliği görmemizi engelliyor. Ancak, yine de arada bir gökyüzüne bakıp, bundan zevk alıyorsanız, siz de amatör gökbilimci sayılırsınız.

    Gökbilimcileri iki gruba ayırabiliriz: Amatör gökbilimciler ve profesyonel gökbilimciler. Amatörler, zorunlu olmadıkları halde gökyüzünün keyfini çıkarırken, profesyoneller birtakım karmaşık denklemlerle uğraşmayı tercih ederler. Şaka bir yana, bugün pek çok profesyonel gökbilimci de amatörce gözlemler yapmaktan zevk almakta ve çalışmalarında amatörlere destek olmaktadır. Bunun en güzel örneğini, gökbilimcilerimizin hiçbir karşılık beklemeden gökyüzü gözlem şenliklerine yaptıkları katkılar oluşturuyor.

    Gökbilim, sınırı olmayan bir laboratuvarda yapılır ve bu laboratuvarda çalışmak için uzman olmak gerekmez. Bu laboratuvara girenler, yani geceleri bir defa da olsa kafasını kaldırıp gökyüzüne bakan herkes bir amatör gökbilimci sayılır. Başka hiçbir bilim dalı bu denli halka açık değildir. Amatör gökbilimci, istediği konuda, canı istediği zaman çalışmakta özgürdür.

    Gökbilim denince, genelde akla ilk gelen teleskop olur. Aslında bir teleskop -özellikle de ülkemizdeki amatörler için- lüks sayılır. Ülkemizde teleskop üreten firmalar bulunmadığı gibi, yurtdışından getirilenler de genellikle değerinin çok üzerinde fiyatlara satılmaktadır. Ancak son yıllarda ülkemizdeki amatörlerin sayısının büyük oranda artması ve tüm sınırlı olanaklarına karşın yaptıkları başarılı çalışmalarla adlarını duyurmaları sonucunda, dünyanın en çok satan teleskop firmalarının ürünleri artık ülkemizde de satılıyor. Bu, ülkemizdeki amatörlerin gözlem araç-gereci sıkıntısını bir ölçüde de olsa giderebiliyor.

    Aslında amatör gökbilimci, gözlem araçlarını hazır satın almak zorunda değildir. Amatör gökbilimcilerin temel uğraşlarından birisi de bu araçları kendi olanaklarıyla üretmeleridir. Yurtdışında, teleskop ve diğer araç-gerecin yapımıyla uğraşan pek çok amatör vardır.

    “Amatör gökbilimci olmak için teleskop şart değil” diyoruz. Peki bir teleskop sahibi olmadan hangi gökcisimleri görülebilir? Çıplak gözle ya da basit bir dürbünle neler yapabileceğinizi bir bilseniz, belki bir daha teleskopa ihtiyaç duymayacaksınız. Çıplak gözle neler yapabileceğimizi bir bakalım. Takımyıldızları, gezegenlerin hareketlerini, Ay‘ın ve hatta gözünüz çok keskinse Venüs ‘ün evrelerini, örtülmeleri (zaman zaman, Ay gezegenleri ve yıldızları, daha seyrek olarak bir gezegen bir yıldızı örter), Ay ve Güneş tutulmalarını, göktaşı yağmurlarını, kuyrukluyıldızları, ikili yıldızları, değişken yıldızları, bulutsuları, yıldız kümelerini, hatta milyonlarca ışık yılı uzaklıktaki birkaç gökadayı gözleyebiliriz. Üstelik, gökyüzünde geniş bir alanın gözlenmesini gerektirdiği için, gezegenlerin ve Ay‘ın hareketleri, takımyıldızlar, göktaşı yağmurları gibi gök olaylarını gözlemenin en iyi yolu onlara herhangi bir araç olmaksızın bakmaktır.

    Bir dürbünle yapabilecekleriniz ise çıplak gözle yapabileceklerinizin biraz daha ötesinde. Basit bir arazi dürbünüyle, kuyrukluyıldızları, gökadaları ve yıldız kümelerini çok daha ayrıntılı, yıldızları çok daha parlak görürüz. Çıplak gözle birbirinden ayıramadığımız ikili yıldızları ayırt ederiz.

    Bilim ve Teknik dergisinin düzenlediği gökyüzü gözlem şenlikleri amatör gökbilimciliğe başlamak için iyi bir fırsat. Katılımcılar, bu şenliklerde temel gökbilim konularında bilgilendirildikleri gibi, deneyimli gözlemciler eşliğinde gökyüzü gözlemleri yapıyorlar.

    Alp Akoğlu








  2. MAJİX
    Devamlı Üye





    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 Araşıtırma” 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.

    Alp Akoğlu





  3. MAJİX
    Devamlı Üye
    GÜNEŞ BATINCA


    Gökyüzü gözlemleri genellikle geceleri yapılır. Ama, ilgimizi çeken sadece gece yapılan gözlemler değilse, gökyüzü gözlemciliğini gün boyunca yapabiliriz. Doğal olarak, hava kapalı değilse… Gündüz yapabileceğimiz en iyi gözlem, Güneş gözlemidir. Güneş, başlı başına bir gözlem konusudur. Bir de Güneş battıktan sonra, hava kararıncaya değin geçen süreç vardır. Alacakaranlık olarak bilinen bu süreçte de çeşitli gözlemler yapılabilir.


    Bir Iridium uydusu parlaması


    Gökyüzü neden mavidir? Gökyüzü mavidir; çünkü, bu dalgaboyundaki ışık atmosfer tarafından, kırmızıya oranla daha çok saçılır. Yani, mavi ışık, kırmızıya oranla atmosfere daha fazla dağılarak ona mavi rengini verir. Peki, Güneş'i batarken niye daha kırmızı görürüz? Bu, ışınların bu sırada atmosferde daha çok yol katetmesinin bir sonucudur. Bu sırada, mavi ışık daha kalın bir atmosferi geçmekte olduğundan, daha çok saçılır. Aynı zamanda kırmızı da soğurulduğu için Güneş daha sönük görünür. Batmak üzere olan Güneş'in gözümüzü rahatsız etmemesinin nedeni budur. Burada anımsatalım ki, Güneş'e doğrudan bakmak, gözlerde kalıcı hasara neden olabilir. Bu nedenle Güneş yüksekteyken kesinlikle ona çıplak gözle bakılmamalıdır. Yine, batarken bile olsa Güneş'e uzun süre bakmamak gerekir.

    Güneş'i batarken seyretmek çoğumuzun hoşuna gider. Bunda onun gözümüzü fazla rahatsız etmeyişinin yanında, gökyüzünde yüksekken olduğunun aksine, çok daha büyük görünmesidir. Bunun nedeniyse atmosferin mercek etkisidir. Gökyüzünde alçalan Güneş'in ışınları atmosfere eğik girdiği için kırılır. Güneş alçaldıkça bu etki artar. Bu da, Güneş'in ufka yakın kısmının daha basık görünüşünü açıklar.

    Güneş, batmadan biraz önce, bazen ilginç bir gösteri sunar bize. Çok kısa süren bu gösteri sırasında Güneş'in son ışıkları yeşil görünür. Yeşil ışık denen bu olay, renklerin atmosferde değişik miktarlarda kırılması sonucu oluşur. Yeşil, kırmızıya oranla daha fazla kırılır. Bu durumda, Güneş'in kırmızı görüntüsü “battığında” yeşil görüntüsü hala görülebilir. Bu olayın çok ender gerçekleştiği söylenir. Ancak, bunun bir nedeni yeterince gözlem yapılamaması olabilir. Açık bir ufukta, temiz bir havada gözlemler tekrarlanırsa, bu olaya tanık olma olasılığı artar.

    Güneş'in batmasıyla, havanın kararması arasında geçen süreye “alacakaranlık” denir. Alacakaranlık süresince Güneş ufkun altındadır. Ancak, atmosferin üst katmanlarından saçılan güneş ışınları havayı aydınlatmayı sürdürür. Alacakaranlık, Güneş ufkun altında belli bir konuma inene kadar sürer. Alacakaranlığın Güneş battıktan ne kadar sonra bittiği, ya da doğmadan ne kadar önce başlayacağı, üç farklı şekilde tanımlanır. Bu, “sivil alacakaranlığa” göre 6 derece, denizciliğe göre 12 derece, gökbilime göreyse 18 derecedir. Güneş, ufkun 18 derece altına indiğinde hava tümüyle kararmış demektir.

    Alacakaranlık en kısa ekvatorda sürer. Çünkü, Güneş burada ufka dik olarak batar. Dolayısıyla da ufkun 18 derece altına ulaşması öteki enlemlere oranla daha kısa sürer. Kuzeye ya da güneye ilerledikçe bu süre artar. 50 derece enleme ulaşıldığında, yaklaşık 5 hafta süren bir dönemde, Güneş hiçbir zaman 18 derecenin altına inmez. Yani hava tam olarak kararmaz. Bizim bulunduğumuz enlemde, alacakaranlık süresi mevsime göre bir buçuk ve iki saat arasında değişmektedir. Her iki yarıkürede de, yılın belli dönemlerinde Güneş hiç batmaz. Bu, 66,5 derece enlemi ve yukarısıdır. Bu enlemler, kutup bölgelerinin başlangıcı kabul edilen kutup daireleridir.

    Atmosferde Dünya'nın gölgesini görmeye ne dersiniz? Güneş battıktan yarım saat sonra ya da doğmadan yarım saat önce, Güneş'in bulunduğu ufkun tersine bakın. Güneş battıktan 20-30 dakika sonra, gökyüzüne oranla daha koyu tonlu bir bant belirecektir. Bu, Dünya'nın gölgesidir. Hava kararmayı sürdürdükçe, bu bant genişleyerek gökyüzünün tümünü kaplar. Dünya'nın gölgesini görebilmek için, havanın temiz olduğu bir yerde gözlem yapmalısınız.

    Gece boyunca sürecek bir gözleme başlamadan önce, genellikle gözlem yerine hava kararmadan gidilir. Bu sayede, gökyüzünde beliren yıldızları izlemek mümkün olur. Önce parlak olanlar belirir, sonra ötekiler de birer birer ortaya çıkar. Beliren yeni yıldızları tanımaya çalışmak oldukça eğlenceli ve eğiticidir.

    Güneş yukarıdayken yapılabilecek gözlemlerden biri de gezegen gözlemleridir. En parlak gezegen Venüs, gündüz en kolay seçilir. Jüpiter ve Mars da parlak oldukları dönemlerde gündüz çıplak gözle görülebilirler. Bu gezegenleri görebilmek için, konumlarını az ya da çok bilmek kolaylık sağlar. Onları rastgele gökyüzünde arayıp bulmak çok zor olabilir. Bir dürbün ya da teleskop, bu gezegenleri gündüz görmeyi kolaylaştırır. Bir dürbün ya da teleskopla, gündüz Satürn'ü bile görmek olasıdır.

    Gündüzleri gezegen gözlemi yapmak için havanın temiz olduğu günleri seçmek gerekir. Nem oranının fazla oluşu, güneş ışınlarının daha fazla saçılmasına neden olacağından, görüşü engeller. Ay, gündüzleri Güneş'ten sonra en kolay gözlenebilen gökcismi olmasına karşın, çok nemli havalarda onun bile görülmesi zorlaşır. Sabah saatleri gündüz gözlemleri için daha uygundur. Henüz Güneş atmosferi fazla ısıtmadığından, atmosferdeki çalkantılar daha az olur.

    Çok genç Ay'ı bulmak da ayrı bir uğraş olabilir. Ay, henüz 24 saatten genç bir hilalken çok incedir. Bu sırada, hava henüz kararmadan battığı için, görülmesi daha zordur. Çok ince hilali görebilmek için, öncelikle havanın temiz olduğu bir yer seçin. Güneş batar batmaz, onun battığı yerin biraz üzerine bakın. Eğer Ay çok alçaksa, onu çıplak gözle bulamayabilirsiniz. Bir dürbünle bakarsanız, bulma olasılığınız artacaktır.



    Uluslararası Uzay İstasyonu, yörüngede dolanan en büyük uydu. İstasyon, çıplak gözle gözlenebiliyor.

    Alacakaranlığın bitiminden bir saat sonrasına değin yapabileceğimiz bir gözlem, yapay uydu gözlemleridir. Dünya'mızın yörüngesinde dolanan cisimlerin sayısı oldukça çoktur. Bunların yaklaşık 8000'i yeryüzünden radarla görülebilmektedir. Bunun yanında, çıplak gözle bile görebileceğimiz uydular vardır. Bu uyduları gözlemek için doğru zamanı seçmek önemlidir. Ayrıca, bakacağınız yeri de bilmelisiniz. Yapay uydu gözlemleri için en uygun zaman, alacakaranlığın sonlarından, yaklaşık bir saat sonrasına değin olan dönemdir. Çünkü, çok alçak yörüngelerde dolanan bu cisimleri görebilmemiz için onların güneş ışığını yansıtması gerekir. Bir süre sonra, Dünya'nın gölgesi uyduların üzerine düşeceğinden, gözlenmeleri olanaksızlaşır. Yapay uydular için bakmamız gereken yerse, gökyüzünün Güneş'e yakın yarısıdır.

    Görebileceğimiz uydular, yakınlıklarından dolayı çoğunlukla keşif (ya da casus!) uydularıdır. Bu uydular, genellikle kutuplardan geçen bir yörüngede dolanırlar. Yani, onları kuzey-güney ya da güney-kuzey doğrultusunda ilerleyen, 3-4 kadir parlaklıkta noktalar olarak görebilirsiniz. Eğer, herhangi bir yıldızdan çok daha parlak, hareketli bir cisim görürseniz, onun İridium haberleşme uydularından biri olduğuna emin olabilirsiniz. Ayrıca, Uluslararası Uzay İstasyonu da belli dönemlerde oldukça parlak görünebiliyor. İstasyonun ve yüzlerce uydunun yörüngesi, yörüngedeki konumu ve ne zaman nereden gözlenebilecekleriyle ilgili ayrıntılı bilgiye ADRES adresinden ulaşabilirsiniz.

    Alp Akoğlu





  4. MAJİX
    Devamlı Üye
    AYRINTIYI GÖREBİLMEK

    Pek çoğumuz, teleskopun, bir televizyon gibi kitaplarda, dergilerde gördüğümüz göz alıcı resimleri kendi kendine göstereceğini düşünürüz. Oysa, teleskopu televizyondan çok bir piyanoya benzetebiliriz. Ne kadar çalışır, emek harcarsak, kullanmayı o kadar iyi öğrenebiliriz. Burada belirtmek gerekir ki, bir teleskopu kullanmayı öğrenmek, bir müzik aleti kullanmayı öğrenmekten çok daha kolaydır. Eğer birikiminiz yeterince iyiyse, çıplak gözle gökyüzünü tanıyorsanız, bu iş çok daha kolay ve eğlenceli olacaktır.

    Teleskop kullanımının en büyük zorluğu, gökyüzündeki bir gökcismini bulmaktır. Çünkü teleskoplar çok küçük bir alanı gösterirler. 50 kez büyüten bir teleskop, elinizi dirseğinizi kırmadan gökyüzüne uzattığınızda, yaklaşık küçük parmağınızın tırnağı kadar alanı gösterir. Büyütme arttıkça, teleskopun gösterdiği alan küçülür. Bu kadar küçük bir alanı gösteren bir araçla gökyüzündeki hedefimizi bulmak bazen ciddi bir sorun olur.

    Bu sorunu çözmek için teleskoplara aynı yöne bakan büyütme gücü düşük bir teleskop daha eklenmiştir. “Bulucu” adı verilen bu küçük teleskoplar, gökyüzünde, elinizle gökyüzüne uzattığınız bir tenis topunun kapladığı alanı gösterirler. Dolayısıyla, bulucu yardımıyla bir gökcismini bulmak çok daha kolaydır. Bakmak istediğiniz gökcismini, (ya da bulucuyla görülemeyecek kadar sönükse en azından yakınındaki bir yıldızı) bulucudaki görüntünün merkezine aldığınızda bu cisim artık teleskopunuzla görünecektir.

    Gökbilimin öteki bilim dallarından ayrılan en önemli özelliği, üzerinde araştırma yapılan cisimlerin çok uzakta yer alışıdır. Gözleminizi yeryüzündeki bir şey üzerinde yaparken, onu daha iyi görebilmek için daha yakınına gitmek çoğu zaman yeterlidir. Ancak, iş bizden milyonlarca ışık yılı (boşlukta saniyede 300 000 km yol alan ışığın bir yıl içinde kat ettiği uzaklık) uzaktaki gökadaları gözlemeye gelince, durum çok farklıdır. Yapabileceğimiz tek şey bulunduğumuz yerden, birtakım araçlar kullanarak gözlemektir. Bu gözlemin başarılı olması içinse, kullandığımız araçların kalitesi kadar, gözümüzün de iyi “eğitilmiş” olması gereklidir.

    Yukarıda değindiğimiz gibi, teleskop bir TV ekranına benzemez. Bu nedenle teleskoptan ilk kez bakan bir insan hayal kırıklığına uğrayabilir. Gözlenen gökcisimleri aslında ne kadar büyük ve parlak olurlarsa olsunlar aramızdaki uzaklık o kadar fazladır ki, pek çoğunu teleskopla görebilmek bile çaba gerektirir.

    Tüm bunlara karşın, basit bir teleskopla bile gözleyebileceğimiz gökcisimlerinin (yıldızlar hariç) sayısı binlercedir. İlk bakışta bize ayrıntısız gelen bir görüntü, gözlem tecrübemiz geliştikçe, gözümüze çok daha farklı gözükecektir. Hatta, bir gökcismine birkaç dakika boyunca baktığınızda, ilk başta göremediğiniz ayrıntıyı seçebildiğini göreceksiniz. Bunun nedeni, görülmesi zor bir cisim için gözün hemen bir resim oluşturmaya zorlanmasıdır. Bunun için bir deney yapabilirsiniz. Ancak öncelikle gözünüzün 10-15 dakika karanlığa alışması için bekleyin. Gökyüzünde küçük bir bölge seçin ve orayı çıplak gözle bir süre gözleyin. Giderek ilk bakışta göremediğiniz daha sönük yıldızları seçeceksiniz.

    Mars, bu etki için diğer bir klasik örnektir. Ancak, gözlemi teleskopla yapmak gerekir. Teleskoptan ilk bakışta sadece, turuncu bir disk olarak görünen Mars, hayal kırıklığı yaratabilir. Ancak, tecrübeli bir gözlemci Mars'a baktığında, Kutup buzulları gibi ayrıntıları seçebilir. Yeni başlayan gözlemci, birkaç bakıştan sonra artık Mars'ın sadece bulanık turuncu bir disk değil, üzerinde açık ve koyu renklerle kendini belli eden bir gökcismi olduğunu görebilecek kadar deneyime kavuşur.

    Gökyüzü gözlemleri için gözü eğitmenin en iyi yolu, gözlenen gökcisimlerinin basit çizimlerini yapmaktır. Başlangıç için Ay mükemmel bir hedeftir. Çıplak gözle bile herhangi bir gökcisminin teleskoptaki ayrıntısından çok daha fazlasına sahiptir. Birkaç santimetre çapında bir daire çizdikten sonra aydınlık ve karanlık bölgeyi ayıran çizgiyi çizin. Daha sonra açık ve koyu renkli görünen bölgeleri çizin ve karakalemle koyuluğuna göre boyayın. Bu resimden sonra Ay'a baktığınızda onu çok daha ayrıntılı göreceğinize emin olabilirsiniz. Bu tür çizimleri bir teleskop yardımıyla öteki gökcisimleri için de yapabilirsiniz.


  5. MAJİX
    Devamlı Üye
    GÖKYÜZÜ HARİTALARI

    Bir amatör gökbilimcinin gereksinim duyduğu en önemli gereç yıldız haritasıdır. Nasıl bilmediğimiz bir yere giderken karayolları haritasına gereksinim duyuyorsak, gökyüzünde bir gökcismini bulmak için de yıldız atlasına gereksinim duyarız.

    Bir gökyüzü haritasını kullanmak, bir karayolları haritasını kullanmaktan biraz daha karmaşıktır ve bilgi gerektirir. Bir gökyüzü haritasını kullanabilmek için, her şeyden önce, yıldızların parlaklık sistemi, gökyüzündeki uzaklıkların ölçümü, gökyüzü koordinatları, gökcisimlerinin nasıl adlandırıldığı gibi konularda birtakım temel bilgilere sahip olmak gerekiyor.

    Gökyüzü haritaları çeşitlidir. Eğer çıplak gözle gözlem yapıyorsanız, genellikle, kitapçığın arka iç kapağında verdiğimiz türden bir yıldız haritası işinizi görür. Böyle bir haritayı kullanabilmek için, yukarıda saydığımız konularda fazla bilgi sahibi olmanız da gerekmez. Bilmemiz gereken, bu haritayı nasıl tutacağınızdır. Bunun için, öncelikle yönleri bilmek gerekiyor. Bunu da en kolay Kutupyıldızı sayesinde yaparız. Kutupyıldızı'nı bulmanın en kola yoluysa, Büyük Ayı Takımyıldızı'ndan yararlanmaktır. Kutupyıldızı pek parlak bir yıldız değildir; ancak, bulunduğu bölgedeki yıldızlar ondan daha sönük olduğundan seçilmesi kolaydır. Kuzeyi bulduktan sonra, haritada işaretli yönleri, gerçek yönlerle çakıştırmak gerekiyor. Bunu yapabilmek içinse, haritayı havaya kaldırarak bakmak gerektiğini fark edeceksiniz. Haritadaki yönlerle, gerçek yönler, ancak bu şekilde birbiriyle çakışır. Çünkü, bu harita yer haritası değil, gökyüzü haritasıdır. Haritanın kenarları, ufku, tam ortası ise başucu noktasını gösterir. Başucu, başımızı kaldırdığınızda tam tepede gördüğünüz yerdir.

    Ayrıntılı gökyüzü haritalarında durum farklıdır. Bu haritalar, pek çok sayfadan oluşur. “Yıldız atlası” adı verilen bu haritalar, güne ve saate göre ayarlanmamıştır. Yani belirli bir gündeki ve saatteki gökyüzünün görünümü değil, tüm gökyüzünü parça parça, bölgelere ayırarak gösterirler. Bir teleskopla bir gökcismini bulmak istediğimizde, genellikle bu tür yıldız atlasına gereksinim duyarız. Yıldız atlaslarında yönler değil, gökyüzü koordinatları verilir. Bu koordinatlar, yeryüzü haritalarındaki enlem ve boylama benzer. Atlaslarda, sağ açıklık ve dik açıklık koordinat çizgileri çizilmiştir.

    Yıldız atlasları, genellikle içerdiği yıldızların parlaklıklarına göre sınıflandırılır: Beşinci kadir yıldız atlası, sekizinci kadir yıldız atlası gibi. Basit haritalar, genellikle parlaklıkları dördüncü-beşinci kadire kadar olan yıldızları içerirken, daha sönük gökcisimlerini gözlemek isteyenlerin kullanımına yönelik, yıldız haritaları vardır. Burada akılda tutulması gereken, kadir değeri büyüdükçe yıldızın görünür parlaklığının azalması. Örneğin 0 kadir, 9 kadire göre çok daha parlak görünür.

    Yıldız haritalarında, gökcisimlerinin kendilerine özgü simgeleri vardır. Yukarıda da değindiğimiz gibi, yıldızlar parlaklıklarıyla orantılı büyüklükte noktalarla gösterilir. Diğer gökcisimlerinin simgeleri ise haritadan haritaya biraz değişiklik göstermekle birlikte genellikle standarttır ve haritanın bir köşesinde verilir.

    Konumları değişken olduğundan, Güneş Sistemi'nin üyeleri (Güneş, gezegenler ve uyduları, Ay, kuyrukluyıldızlar ve asteroitler) yıldız atlaslarında işaretlenmez. Bu gökcisimleri, ancak belirli bir tarihte ve saatteki gökyüzünü gösteren haritalarda yer alabilir.

    Bir de “planisfer” denen, yılın istediğimiz gününde ve saatinde gökyüzünü gösterecek biçimde ayarlanabilen gökyüzü haritaları vardır. Bu haritalar, basittir; ancak, çok kullanışlıdır. Bu tür gökyüzü haritalarına örnek olarak, Ege Üniversitesi'nde hazırlanan gökyüzü haritasını gösterebiliriz.


  6. MAJİX
    Devamlı Üye
    BİR GÖZLEM PROJESİ: AY

    Ay'ın gökyüzünde yükseldiği geceler, özellikle onu gözlemek isteyenler dışındaki gözlemciler için gözleme elverişli olmayan bir durum yaratır. Bu yüzden, amatör gökbilimcilerin çoğu Ay'lı gecelerde gözleme çıkmaz. Çünkü Ay parlaklığıyla gökyüzünü aydınlatır ve görülebilecek gökcismi sayısını önemli ölçüde azaltır. Aslında, Ay başlı başına bir gözlem konusu olabilir. Ay, yüzey şekillerini çıplak gözle bile görebildiğimiz tek gök cismidir.

    Ay, Dünyamızın tek doğal uydusu olmasının yanı sıra, bize en yakın gökcismidir. Bize en yakın gezegen olan Venüs'ten yaklaşık 100 kez daha yakındır. Hatta, Ay'ın yaklaşık 400 bin kilometrelik uzaklığı, astronomik bir ölçek olarak kabul edilmeyebilir bile. Pek çok insan, yaşamı boyunca yaptığı yolculuklarla bu mesafeyi kat etmiştir.

    Bir dürbünle, hatta çıplak gözle gözleyebileceğimiz gökcisimlerinin sayısı oldukça fazladır. Ancak ister bir dürbün kullanalım ister güçlü bir teleskop, Ay dışında hiçbir gökcisminin yüzey şekillerini ayrıntılı bir biçimde göremeyiz. Yeryüzündeki en güçlü teleskopla bile, yıldızları ancak birer nokta ışık kaynağı olarak görürüz. En yakın yıldızlardan birsinin çevresinde dönen bir gezegeni, Ay'ı çıplak gözle gördüğümüz kadar ayrıntılı görebilmek için, yaklaşık 16 000 kilometre çapında ve 1 milyar kez büyüten bir teleskopa gereksinimimiz olurdu. Yukarıda değindiğimiz gibi Ay, öteki gökcisimlerine oranla dünyamıza çok yakında yer alır. Bu nedenle, bir gökcisminden çok, bir “yeryüzü”ne benzetebilir. Bu durumda, pek çok gökbilimcinin yaptığı gibi gökyüzü gözlemlerini, “Ay gözlemleri” ve “öteki gökcisimlerinin gözlemleri” olarak ikiye ayırmak pek de yanlış olmaz.

    Ay'ın, çok alışık olduğumuz görüntüsü, birtakım evrelere girmesi dışında hiç değişmez. Çünkü, ay bize hep aynı yüzünü gösterir. Yani, Ay'ın kendi ekseni çevresindeki dönme süresiyle, Dünya'nın çevresinde dolanma süreleri eşittir. Bu durum, özellikle oluşum aşamasındayken, Dünya'nın çekim etkisi ve dönmenin etkisiyle, Ay'ın şeklinin biraz (bizim fark edebileceğimizden çok az) bozulması nedeniyle ortaya çıkmıştır. Ay'ın öteki yüzü, hiçbir zaman kendini Dünya'ya göstermez. Bu yüzden, zaman zaman, “Ay'ın karanlık yüzü” olarak anılmış, bilim kurgu ve UFO meraklılarına malzeme olmuştur. 1959 yılında yapılan uçuşa değin, bu yüz hakkında hiç bir veri yoktu. Bugün, öteki yüzü, uzay araçlarının gönderdiği fotoğraflardan ve verilerden biliyor, tanıyoruz. bu yüzde gizemli hiçbir şey bulunmuyor. Sadece, Dünyamızın koruması olmadığından, göktaşlarına daha açık bir bölge ve bu nedenle de çok kraterli bir yapısı var. Ay'ın, Dünya'nın çevresindeki dolanışı nedeniyle, dönemsel olarak, değişik bölgeleri aydınlanır. Bu dönemsel olaylara, Ay'ın evreleri adı verilir. Yeniay evresindeyken bize bakan yüzü Güneş'ten hiç ışık almaz. Ama, Dünya'dan yansıyan güneş ışığı sayesinde, biraz olsun karanlık yüzeyi seçebiliriz. Bu sırada, Güneş'le bizim aramızdadır ve ara sıra tam olarak aramıza girdiğinde güneş tutulması olur Dolunay evresi, Dünya Ay'la Güneş'in arasına girdiği zaman gerçekleşir. Dolunayda, Ay'ın bize bakan yüzü tümüyle aydınlanır. Dünya'nın gölgesinin Ay'ın üzerine düşmesiyle gerçekleşen Ay tutulması da bu evrede olabilir. Bu iki evrenin arasında, Ay'ın bize bakan yüzü değişik miktarlarda aydınlanır ve öteki evreler ortaya çıkar.

    Ay'ın Dünya çevresindeki bir dönüşünü tamamlama süresi 27,3 gündür. Ancak, bizim gözlediğimiz süre daha uzundur. Çünkü, aynı zamanda, Dünya da Güneş'in çevresinde dönmektedir. Güneş'in görünür konumu değiştiğinden, Ay'ın yeniden aynı evrede olması ancak 29,5 gün sonra gerçekleşir.

    Ay'ın yüzeyini oluşturan şekiller, iki ana gruba ayrılır: Denizler ve karalar (highlands). Denizler, çıplak gözle baktığımızda koyu renkli olarak gördüğümüz, bölgelerdir; diğerlerine oranla daha az engebeli yüzeylerdir. Denizler, bize bakan yüzün yaklaşık üçte ikisini oluşturur. Eskiden, bu bölgelerin gerçekten deniz (en azından eski deniz yatakları) oldukları düşünülüyordu. Ancak, bugün böyle olmadığı iyi biliniyor. Deniz olarak adlandırılan bölgeler, milyarlarca yıl önce akan lavların oluşturdukları, göreceli düz bölgelerdir. Denizlere verilen adlar oldukça ilginçtir. Bunlardan bazıları: Mare Tranquilitatis (Sessizlik Denizi), Mare Crisium (Bunalımlar Denizi), Lacus Somniorum (Hayalperestler Gölü).

    Kraterler, Ay'ın en belirgin yüzey şekilleri olarak kabul edilebilir. En azından 300 bin kraterin çapı bir kilometreden büyüktür. Kraterler, Ay'ın en belirgin yüzey şekilleri olarak kabul edilebilir. en azından 300 bin kraterin çapı bir kilometreden büyüktür. Kraterler, göktaşlarının çarpması sonucu oluşmuştur. Birçoğunun merkezinde, çarpışmanın etkisiyle meydana gelmiş tepeler bulunur. Ayrıca, kraterleri çevreleyen duvarların içi çarpışmada fışkırarak daha sonra çöken toprak ve taş parçalarıyla yeniden bir miktar dolduğundan genellikle düzdür. Çok şiddetli çarpılmaların sonucu oluşan bazı kraterlerin çevresinde, fışkıran toprak ve taş parçaları, ışınlar oluşturacak biçimde yüzeye düşmüştür.

    Çevresinde ışınlar bulunan kraterlerin en genç kraterler olduklarını söyleyebiliriz. Çünkü, zamanla,. öteki kraterler olduklarını söyleyebiliriz. Çünkü, zamanla, öteki kraterler oluştukça bu izler silinir. Ay toprağı pek çok sayıda çok küçük göktaşlarının çarpmasıyla zamanla koyu bir renk alır. Ay'dan getirilen kaya örneklerinin üzerinde, pek çok mikroskobik krater olduğu gözlenmiştir. bunlar, atmosferi olmayan uyduya çarpan çok küçük göktaşlarının ürünüdür.

    Kraterlere verilen adlarsa, genellikle geçmişte yaşamış ünlü kişilerin, özellikle de bilim adamlarının adlarıdır. Tycho, Kepler, Copernicus, kraterlere verilmiş adlara belirgin örneklerdir.

    Kraterleri, birbirine oranla yaş sırasına dizmek, kısmen de olsa olanaklıdır. Eğer bir krater öteki bir kraterin duvarını bölüyorsa, bu kraterin daha genç olduğu söylenebilir. Bu bir dürbünle bile yapılabilecek bir gözlemdir.

    Ay Güneş ışığının ortalama yüzde yedisini yansıtır. Bu, yeni dökülmüş bir asfaltın Güneş altındaki parlaklığından daha fazla değildir. Bu karşın, gökyüzünü öylesine aydınlatır ki, Ay'lı geceler, onu gözlemek istemeyen gökbilimciler için çok verimsiz olur. Ay'ı gözlemek için büyük teleskoplarla bile yüksek büyütmelerle gözlenebilir.

    Ay, her evresinde farklı bir manzara sunar. Güneş ışınlarının Ay'ın değişik bölgeleri üzerinde yarattığı etkiyi izlemek son derece ilginçtir. Kraterler, en iyi, gece ile gündüzü ayıran sınıra geldiklerinde gözlenirler. Güneş ışınları, bu sırada kratere eğik olarak gelir ve kraterin bir kısmı gölgelenerek hoş bir görüntü oluşturur. Geceyle gündüzü ayıran bu sınır dönemsel olarak değiştiği için her gün değişik bir manzarayla karşılaşırız. Dolunayda ise, ışınlar yüzeye dik gelir ve bu nedenle gölgeler yok olur. Bu da çoğu yüzey şeklini seçmeyi güçleştirir. Ayrıca, Dolunay o kadar parlaktır ki teleskopla, hatta bir dürbünle bakıldığında gözü rahatsız eder.

    Ay gözlemlerine, önce onun evrelerini inceleyerek başlayabilirsiniz. Ay, her gün biraz daha geç doğar. Bu 50 dakikalık gecikme, onun bize bakan yüzünün farklı miktarlarda ışık almasını sağlar. Eğer dikkat ettiyseniz, Ay'ın belli dönemlerde gündüzleri de gökyüzünde olduğunu görmüşsünüzdür. Yani Ay'ı gündüzleri de gözlemek olanaklıdır. ikinci olarak denizleri ve kraterleri ayırt etmekle gözlemlerinizi sürdürebilirsiniz. Koyu görünen bölgeler denizler, daha parlak olan bölgelerse kraterler ve diğer yeni oluşumlardır.


    Dürbünle Ay Gözlemi

    Çok belirgin birtakım denizleri ve kraterleri, çıplak gözle gözleyebilirsiniz. Ancak, bir dürbün, süze çok daha fazlasını verecektir. Dürbünle, çok sayıda krateri inceleyebilirsiniz. Özellikle, yüzeydeki geceyle gündüzü ayıran sınıra yakın bulunan kraterlere eğik olarak düşen güneş ışınlarının oluşturduğu manzara çok etkileyicidir. Bir teleskopla elde edeceğiniz yüksek büyütmeyle Ay yüzeyine çok daha fazla yaklaşabilir ve binlerce krateri ve diğer yüzey şekillerini ayrıntılı olarak izleyebilirsiniz.

    Kopernik krateri, yaklaşık 900 milyon yıl önce bir göktaşı çarpması oluşmuştur. Bu krater yüzeydeki yeni oluşumlara güzel bir örnektir. 100 kilometre çapındadır ve yaklaşık 20 trilyon ton TNT'ye eşdeğer bir patlamanın eseridir. Oluşumundan bu yana Ay, buna benzer binlerce çarpışma geçirmiştir.

    Daha yaşlı pek çok büyük kraterin aksine, Kopernik'in çevresindeki fışkırma sonucu oluşmuş ışınlar (radyal oluşumlar) belirgindir. Bu ışınlar, çarpışma sonucu fışkıran maddenin yüzeye düşerek oluşturduğu şekillerdir. Bu ışınların parlak olanları çıplak gözle bile seçilebilir.

    Orta büyütmelerde (küçük bir teleskopla), kraterin içerisindeki küçük tepecikler ve teraslı duvarlar belirgin bir biçimde görülebilir. Bu yüzey şekilleri çarpışmadan hemen sonra kabuk hareketleri sonucu oluşmuştur. Kraterin içerisi, çarpışma sonucu düşen taş ve toprakla dolmuştur. Bu nedenle de hemen hemen düz bir yapısı vardır. bunun dışında, dikkatlice bakıldığında, bu düzlükte “ikincil hareketler” olarak adlandırılan pek çok küçük krater görülebilir. Bu küçük kraterlerin bir bölümü de yine çarpışmadan fışkıran iri parçaların düşmesiyle oluşmuştur.

    Proclus, bir başka yeni kraterdir. Ancak, pervane biçimindeki fşkırma izleri, onu ötekilerden farklı kılıyor. Laboratuvar deneyler, böyle bir oluşumun meydana gelebilmesi için çarpan cismin, yüzeye en az 25 derecelik bir eğimle düştüğünü gösteriyor. Proclus böyle eğik çarpışmaların en iyi örneğidir.

    Nem Denizi, gerçekte çok büyük bir çarpışma bölgesidir. Çarpışmadan sonra kabuğun altından yüzeye sızan lavlarla dolan krater, düz bir biçim almıştır. Yüzeyde, yüksekliği fazla olmayan sırtlar vardır. Bu şekillerin nasıl oluştuğu tam olarak anlaşılamıyor. Bununla birlikte, lavların daha yumuşakken sıkışarak buruşması sonucunda oluştuğu düşünülüyor.

    Krateri dolduran lavların bir bölümü de buradan taşmış dışarı akmıştır. Bu olay, özellikle bölgenin doğu tarafında belirgindir. bu tür yüzey şekilleri, geceyle gündüzü ayıran çizgiye denk geldiklerinde en iyi biçimde gözlenebilmektedir.

    Sel basmış kraterler : Ay'ın içlerinden yüzeye sızan lavlar, bazı kraterleri az yada çok doldurmuştur. Bunların bir bölümü , Nem Denizi gibi kısmen, bir bölümü de tümüyle lavların altında kalmıştır. Doğal olarak, tümüyle lavların altında kalan kraterleri az yada çok doldurmuştur. Bunların bir bölümü de tümüyle lavların altında kalmıştır. Doğal olarak , tümüyle lavların altında kalan kraterleri göremiyoruz.

    Gassendi: Bu krater Nem Denizi'nin kuzey ucunda yer alan, ötekilerine pek benzemeyen bir kraterdir. Düz tabanı, ergimiş kayaların dışarıya doğru uyguladığı kuvvet sayesinde yükselmiş, bu da onu benzerlerinden daha sığ bir krater yapmıştır.

    Güneydeki yükseltiler: Ay'ın Güney bölgesi, kraterlerin en yoğun bulunduğu bölgedir.Bu kraterlerden eski olanları, yeni çarpışmalarla neredeyse tümüyle bozulmuştur. Clavius, en eski kraterlerden birisidir$ ayrıca içerisindeki daha yeni kraterlerle dikkati çekmektedir.

    Tycho, bu bölgedeki en belirgin kraterlerden biridir. oldukça yeni bir oluşumdur; yaşı sadece 100 milyon yıldır. Tycho, çevresindeki ışınları en iyi korunmuş kraterlerden birisidir. Bu ışınlar özellikle dolunay sırasında çok belirgin bir biçimde görülebilir.

    Apenin Dağları: Bu bölge, Yağmurlar Denizi'nin güneydoğu sınırında yer almaktadır. Yaklaşık 4 milyar yıl önce çarpan asteroidler, bazı bölgelerde ay kabuğunu sıkıştırmış, böylece dağların oluşumuna yol açmıştır. Apenin Dağları, bölgedeki en belirgin yüzey şekillerinden birisidir.

    Düz Duvar: Bulutlar denizinde yer alan bir yüzey şeklidir. Bu 110 km uzunluktaki duvar, batıya bakmaktadır. bu yüzey şekli, kabuğun kırılarak, bir tarafın yaklaşık 250 metre çökmesiyle oluşmuştur. duvar, dört hafta süren ay gününün bitiminde, Güneş doğarken çok belirgin bir gölge oluşturur. Öteki zamanlarda pek belirgin değildir.

    Ay yüzeyinde gözleyebileceğimiz o kadar çok yüzey şekli var ki onları incelemek belki de yaşamınız boyunca sürebilecek bir uğraş olabilir. Çıplak gözle, sadece denizleri ve birkaç belirgin krateri, dağlık bölgeleri görebilirken, küçük ve çok pahalı olmayan bir teleskopla, ayrıntılı gözlemler yapabilirsiniz.


  7. MAJİX
    Devamlı Üye
    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 18 h 36 d 56 s , 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 boyl*** 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.


  8. MAJİX
    Devamlı Üye
    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.


  9. MAJİX
    Devamlı Üye
    DEĞİŞEN YILDIZLAR

    Binlerce yıldır, gökyüzünün değişen doğası, insanların ilgisini çekmiş, merak konusu olmuş. Eğer çok dikkatli incelemiyorsak, gökyüzünde fark ettiğimiz değişikliklerin hemen hemen tümünü Güneş ve gezegenlerin hareketlerini oluşturduğunu sanırız. Ancak, biraz daha dikkati gözlemler yaptığımızda, bazı yıldızların parlaklık yönünden periyodik olarak değiştiğini görebiliriz.

    Değişen yıldız gözlemleri, genellikle bir teleskopa bağlanan ışıkölçerle yapılır. Buna karşın, çıplak gözle gözleyebileceğimiz değişenlerin sayısı hiç de az değildir.

    Değişen yıldız, zaman içerisinde parlaklığını değiştiren yıldızları tanımlamakta kullanılan bir terimdir. Gerçekte, bir yıldız, milyarlarca yıl süren yaşamı boyunca parlaklığını değiştirir. Ancak, burada sözü edilen değişimler, yıldızın yaşam süresiyle karşılaştırlamayacak kadar kısa sürer. Bu değişimler, genellikle periyodik olurken, bunu bir kez yapan yıldızlarda vardır.

    Bir değişen yıldızın zamana karşı çizilen parlaklık grafiğine “ışık eğrisi” denir. Bu yıldızlar genellikle ışık eğrilerine yani bu değişimin biçimine göre sınıflandırılır. Yıldızların ışık eğrilerini onların elektrokardiyogramı gibi de düşünebiliriz. Bu grafiğe bakarak, onların fiziksel özellikleri hakkında bilgi ediniriz. Günümüzde, birtakım değişen yıldızların ışık eğrilerini oluşturmak, pek çok profesyonel gökbilimcinin de temel uğraşları arasında yer alır. Şimdi, değişen yıldızların sınıflandırılmalarına bakalım:

    Atmalı Değişkenler : Bu yıldızlar, periyodik olarak bir genişleyip bir sıkışırlar. Bu değişim boyutta olduğu gibi, parlaklıktada gerçekleşir. Atmalı değişenleri temel olarak üç gruba ayırabiliriz:

    Sefeidler, periyotları 1'le 70 gün arasında değişen yıldızlardır. Adlarını, Delta Sefei'den alırlar (Sefeus, Kral Takımyıldızı'dır). Parlaklıklarındaki değişim 0,1 ila 2 kadir farkı arasında olur. Bu değişim önce ani bir artış, sonra yavaş bir azalma olarak görülür. Sefeidlerin uzaklıklarıyla, mutlak parlaklıkları (belirli bir uzaklıktan (10 parsek), ölçülen parlaklık) arasında bir ilişki vardır. Bu nedenle gökadaların ya da küresel kümelerin uzaklıkları ölçülürken, içlerinde bulunan bu yıldızlardan yararlanılır.

    İkinci grup RR Çalgı yıldızlarıdır. Bunlar, periyotları birkaç saatten bir güne kadar değişen, yani çok kısa periyotlu yıldızlardır. Bu yıldızlar, aynı zamanda çok büyük, parlak yıldızlardır ve genellikle gökadaların merkezlerinde ya da küresel yıldız kümelerinde bulunurlar.

    Üçüncü grup, Mira ya da uzun periyotlu değişenler olarak adlandırılırar. Bunlar, periyotları 80 günden 1000 güne kadar olabilen yıldızlardır. Uzun periyotlarına karşın, parlaklıklarındaki değişim çok belirgindir. Bu değişim 2,5 kadir farkından 11 kadir farkına kadar çıkabilir. Bu yıldızlara verilebilecek en iyi örnek Balina Takımyıldızı'ndaki Mira'dır.

    Patlamalı Değişenler: Bu yıldızlar genellikle beklenmedik bir şekilde birden bire parlayıp, daha sonra yavaş yavaş sönen cisimlerdir. Bu yıldızların ışık değişimleri periyodik değildir. Bunlara verilebilecek en iyi örnekler ise nova ve süpernova patlamalarıdır. Nova, Latince bir sözcüktür ve “yeni” anlamına gelir. Novalar, genellikle yakın ikili yıldız sistemlerinde ortaya çıkar.

    Örten Değişenler: Örten değişenler en azından iki yıldızdan oluşan sistemlerdir. Eğer bir çoklu sisteminin birbiri etrafında dönme düzlemi bizim bakış doğrultumuzda yer alıyorsa, yıldızlar birbirini örter. Örtülme sırasında, bir yıldız ötekinin ışığını engellediğinden, bizim tek bir yıldız gibi gördüğümüz sistemin parlaklığında azalma olur.


    Değişen Yıldız Gözlemleri

    Bir değişen yıldızın parlaklığı tahmin edilirken, benzer parlaklıklardaki değişen olmayan yıldızlardan yararlanılır. Bu yıldızlara “karşılaştırma yıldızları” denir. Profesyonel gökbilimciler de değişen yıldız gözlemleri yaparken, en azından bir karşılaştırma yıldızı seçerler. Her ne kadar ışıkölçer yardımıyla yıldızların parlaklıkları çok hassas bir biçimde ölçülebilse de, atmosfer tabakasının kalınlığı, değişen hava koşulları, ışık kirliliği gibi etkenler ölçümleri önemli ölçüde etkiler. Aslında, gözle yapılan gözlemlerde bir karşılaştırma yıldızı seçimi çok daha önemlidir; çünkü, gözümüzün algılama gücü hem daha düşüktür, hem de gözümüz kirlilik yapan ışık kaynaklarından daha çok etkilenir. Eğer gözlemini yaptğımız değişen yıldızın en parlak ve en sönük olduğu anlardaki parlaklığını biliyorsak, yine bu parlaklıklarda seçeceğimiz birer yıldız en azından bu yıldızın parlaklığının en düşük ve en yüksek olduğu anları bulmamızda yeterli olacaktır.

    Gözle yapılan gözlemlerle bir değişenin ışık eğrisini oluşturmak da olanaklıdır. Ancak bunun için, gözleyeceğimiz yıldızın en düşün ve en parlak olduğu aralıkta parlaklığını bildiğimiz birkaç karşılaştırma yıldızı seçmemiz gerekebilir. Böylece, değişenimizin seçtiğimiz karşılaştırma yıldızlarıyla aynı parlaklıkta olduğu anları kaydederek ışık eğrisinde birer nokta elde etmiş oluruz.

    Gözlem yeri olarak seçilecek bölgeler ışık kirliliğinden olabildiğince uzak olmalıdır. Yanımıza almamız gereken temel şeylerse, söylece sıralanabilir: Gözleyeceğimiz bölgenin haritası, not defteri, doğru ayarlanmış saat ve kırmızı ışık veren ve ışığı gözümüzü almayan fener. Ayrıca, bir dürbün ya da teleskop, yıldızları çok daha parlak göstereceği için parlaklık tahminimizi kolaylaştıracaktır. Fener, gözlemimizi not alırken ve haritaları kullanırken gerekli olacaktır. Işığının kırmızı renkli ve sönük olması gözümüzü almaması için gereklidir. Çünkü, aydınlıktan sonra gözümüzün yeniden karanlığa uyum sağlayabilmesi 15 dakika alır. Bu nedenle, gözlem süresince parlak ışık kaynaklarına bakmaktan kaçınmamız gerekir. Kırmızı ışığı, bir feneri kırmızı kağıtla kaplayarak ya da kırmızı diyot lambadan bir fener yaparak elde edebiliriz.

    Değişen yıldız gözlemine çıkmadan, bir ön çalışma yapmak gerekir. Bu çalışmada öncelikle, gözlenecek değişen yıldızın belirlenmesi gerekir. Sonra da yıldız haritaları ve bir yıldız kataloğu yardımıyla bu değişene uygun karşılaştırma yıldızları seçilir. Gözleme çıkıldığında yapılan parlaklık tahminleri, saatleriyle birlikte not alınır. Eğer gözlenmek üzere seçilen değişen yıldız, uzun periyotlu bir yıldızsa (örneğin bir ya da bir kaç ay) gecede bir veri almak yeterli olabilir. Buna karşın çok kısa periyotlu değişen yıldızlar gözlenirken birkaç dakikada bir veri almak gerekebilir. Alınan verilerin, dolayısıyla da yapılan tahminlerin her biri ışık eğrisinin bir noktasını oluşturur. Çalışmanın sonunda elde edilen ışık eğrisi, eğer seçilen yıldız periyodik bir değişense, ileride bu yıldızın en parlak ve en sönük olduğu anları hesaplamanızı sağlayacaktır.

    Eğer, bu yıldızın ne tür bir değişen olduğunu bilmiyorsak, ışık eğrisini diğerlerininkiyle karşılatırarak türünü de bulabiliriz.


    Çıplak Gözle Gözleyebileceğimiz bazı Degişen Yıldızlar

    Esiki çağlarda, herhangi bir gözlem aracı olmayan gözlemciler, bazı yıldızların periyodik olarak ışığını değiştirdiğini fark etmişler. Bu yııldızlardan belki de en ünlüsü, Perseus Takımyıldızı'nda yer alan Algol'dur. Bu yıldız, hem oldukça parlak olması, hem de ışığını belirgin bir şekilde değiştirmesi nedeniyle, merak konusu olmanın yanında bir korku kaynağı da olmuştu. Algol, bu yüzden hemen hemen tüm eski uygarlıklarda kötü bir şöhrete sahiptir. Binlerce yıl boyunca, yukarıda göz kırpıp duran bu cismin bir şeytan olduğu düşünüldü. Zaten, Algol da Arapça'dan gelme bir addır ve “kötü ruh” anlamını taşır. Benzer biçimde, Yunan mitolojisinde de Algol, bakıldığında insanı taşa dönüştüren , yılan saçlı Medusa'nın gözünü temsil etmektedir. Kahraman Perseus tarafından başı kesilen Medusa hâlâ gökyüzünden bize göz kırpıyor.

    Algol, her 2 gün 20 saatte bir parlaklığını 2,1 kadirden 3,4 kadire azaltan örten değişen tipi bir ikili yıldız sistemidir. Bu sistem, biri parlak, biri sönük iki yıldızdan oluşur. Bu yıldızlar, periyodik olarak birbirlerini örterler; ancak, bu örtülme tam bir örtülme değildir. Parlak olan yıldız örtüldüğünde Algol'un parlaklığı önemli ölçüde azalırken, sönük olan öteki yıldız örtüldüğünde parlaklıkta çıplak gözle fark edilebilir bir değişim olmaz. Aslında karşılaştırma yıldızları kullanarak oluşturacağımız bir ışık eğrisinde bu sönük yıldızın örtülüşünü görmeyi deneyebiliriz. (Çünkü, bunu görebildiğini söyleyen amatör gökbilimciler var.) bu tür değişenlerin ışık eğrileri çok tipiktir ve bunlara “Algol tipi örten değişen” adı verilir.

    Algol sistemindeki tutulma (örtme) yaklaşık 10 saat sürer. Yıldızın parlaklığındaki en belirgin değişim bu 10 saat süresince gerçekleşir. Bu değişim, özellikle Algol'un en sönük olduğu anın bir saat öncesinden bir saat sonrasına değin izlenirse, ne kadar belirgin olduğu anlaşılacaktır. Yeryüzündeki konumumuzdan dolayı, Algol yaz ayları dışında, yılın öteki mevsimlerinde ülkemizden rahatlıkla gözlenebilir. Algol'u sonbaharda kuzeydoğu yönünde, kışın başucuna yakın konumda, ilkbahardaysa kuzeybatı yönünde gözleyebiliriz. Gözlemlerinizde kolaylık sağlaması için rahatlıkla gözlenebileceği aylarda, Algol'un en sönük olduğu anları Bilim ve Teknik Dergisi'nin gökyüzü köşesinde vermeyi sürdüreceğiz.

    Beta Lir (Çalgı) yine bir tür örten değişene adını veren bir yıldız sistemidir. Bu sistem, Algol'a benzer bir yıldız sistemidir; ancak, çok daha ilginç bir yapısı vardır. Beta Lir'in iki yıldızı, birbirine o kadar yakındır ki, birbirleri üzerinde yarattıkları etki bir yıldızdan diğerine madde akmasına neden olur. Işık eğrisi üzerinde örtülmenin yanı sıra, bu etki de belirgin olarak görülebilir. Algol tipi değişenler, tutulmalar dışında genellikle sabit parlaklığa sahipken, Beta Lir tipi değişenlerin ışık eğrileri daireseldir. Beta Lir'in periyodu 12,94 gündür ve parlaklıktaki değşim 3,3 ila 4,4 kadirler arasındadır.

    Lambda Boğa, daha az bilinen bir Algol tipi örten değişendir ve parlaklığını 3,4 ila 3,9 kadirler arasında değiştirir. Tutulmalar yaklaşık 14 saat sürer ve toplam periyot 3,95 gündür.

    Delta Kral (Delta Sefei), Sefeid tipi değişenlere adını veren yıldızdır. Kral (Sefeus) Takımyıldızı'nda yer alan bu değişenin periyodu, sadece 5,37 gündür. Bu süre boyunca, yıldızın parlaklığı, 3,5 ila 4,4 kadirler arasında değişir. Sefeidlerin özelliği, parlaklıklarının artma sürelerinin azalma sürelerinden kısa olmasıdır.

    Eta Kartal, yaz ve sonbahar aylarının yıldızıdır. Delta Kral gbi, bir sefeid olan bu değişen yıldızın parlaklık değişimi , yine Delta Kral'ınkiyle aynıdır (3,5-4,4 kadirler arası). Ancak, periyodu onunkinden biraz daha uzundur : 7,18 gün.

    Uzun periyotlu değişen yıldızlara adını veren Mira, Balina Takımyıldızı'nda yer alır ve parlaklığı önceden tam olarak tahmin edilememekle birlikte, genellikle 3-10 kadirler arasında değişir. Bu değişim, parlaklıkta yaklaşık 610 kat değişim demektir. Mira, en parlak olduğu dönemlerde, gökyüzünün parlak yıldızlarından biri olurken, en sönük olduğu dönemlerdeyse bir dürbün hatta küçük bir teleskopla bile görünmez olur. Mira'nın periyodu, 332 gündür. Bu nedenle, bu dönem boyunca, birkaç gecede bir alınacak veri, bu yıldızın ışık eğrisini oluşturmakta yeterli olabilir.

    Avcı Takımyıldızı'nın ikinci parlak yıldızı Betelgeuse de bir değişen yıldızdır. Ancak, bir kırmızı dev olan yıldızın periyodu 6 yıldır. 1988, 1995 yılları arasında ışıkölçerle yapılan gözlemler, bu yıldızın parlaklığını 0,3 ile 0,9 kadirler arasında değiştirdiğini göstermektedir.


  10. MAJİX
    Devamlı Üye
    GÖKYÜZÜNDEKİ BÜYÜN YOLLAR

    Gökyüzünde bazı gökcisimlerini bulmanın bazı kolay yolları vardır. Bunun için bazı işaretçi yıldızlardan yararlanılır. Kutupyıldızı'nın bu şekilde kolayca bulunduğunu bir çoğununuz bilirsiniz. Kutupyıldızı pak parlak bir yıldız olmadığı ve içinde bulunduğu takımyıldız olan Küçük Ayı da pek belirgin bir takımyıldız olmadığı için, ilk bakışta kolay bulunamaz. İşte burada Büyük Ayı Takımyıldızı yardıma yetişir. Büyük Ayı, bir ayıdan çok kepçeye benzer. Bu kepçenin kazana dala kenarını oluşturan iki yıldızdan, kepçenin içinin baktığı yöne doğru ilerlediğimizde, doğruca Kutupyıldızı'na gideriz.

    Büyük Kare, Büyük Ayı Takımyıldızı gibi, gökyüzüne başımızı kaldırdığımızda hemen tanıyıverebileceğimiz şekillerden biridir. Birbirine yakın parlaklıklarda dört yıldızın oluşturduğu bu kareye “büyük” denmesinin nedeniyse, gökyüzünde gerçekten geniş sayılabilecek bir alan kaplamasıdır. Büyük Kare, başlı başına bir takımyıldızı değildir; Kanatlı At Takımyıldızı'nın gövdesini oluşturur.

    Büyük Kare, pek de parlak olmayan yıldızlardan oluştuğu halde, gökyüzünde kolayca bulunabilir. Bunun en önemli nedeni, çevresindeki ve içindeki yıldızların onu oluşturan yıldızlardan çok daha sönük olmalarıdır. Sonbaharda Büyük Kare başucuna yakın, biraz güneyde yer alır. Gökyüzüne baktığınızda onu kolaylıkla tanıyabilirsiniz.

    Karenin kuzeydoğu köşesini oluşturan yıldız, Alferatz ya da bir başka adıyla Sirrah, 2.1 kadir parlaklıktadır. Kuzey batı köşeyi oluşturan yıldız, Scheat, kararsız değişken bir yıldızdır ve ortalama 2.4 kadirle parlar. Güneybatı köşedeki yıldız, Markab, 2.5; güneydoğu köşedeki yıldız Algenib'se, 2.8 kadir parlaklıklardadır.

    Şimdi gelelim Büyük Kare'nin bize nasıl yardımcı olduğuna. Karenin yıldızlarını kullanarak çizeceğimiz çeşitli doğrular, bizi gökyüzündeki bazı parlak yıldızlara götürür. Çizeceğimiz neredeyse her doğru, bizi önemli bir yıldıza götürür.

    Önce, doğu kenarından kuzeye uzanan bir doğru çizerek başlayalım. Çizdiğimiz bu doğru neredeyse 0h sağ açıklıkla çakışır. Buradan, Beta (b) Kraliçe'nin hemen yanından geçerek Kutup Yıldızı'na gidilebilir. Kraliçe Takımyıldızı da bu ay en iyi gözlenebilecek takımyıldızlar arasında yer alıyor. Karenin aynı kenarını bu kez ters yöne, yani güneye doğru uzattığımızda, Balina Takımyıldızı'nın pek de parlak olmayan “parlak” yıldızlarından birine, b Balina'ya ulaşabiliriz.

    Şimdi gelelim batı kenara. Bu kenarı gösterdiği doğrultuda izleyerek iyice güneye inersek, Güney Balığı'nda yer alan parlak yıldız Fomalhaut'a ulaşırız. Yaklaşık bir kadir parlaklığa sahip olan bu yıldız Ekim ayında en yüksek konumuna ulaşıyor.

    Karenin güney kenarını batıya doğru uzattığımızda, Kartal Takımyıldızı'nda yer alan Altair'e ulaşırız. Altair, Lir Takımyıldızı'ndaki Vega ve Kuğu'daki Deneb'le birlikte yaz üçgeninin köşelerini oluşturan yıldızlardan biridir. Aynı kenarı ters yöne, doğuya uzattığımızda, Balina'nın parlak yıldızlarından, Menkar'a ulaşırız.

    Şimdi de köşegenlere bakalım. Güneybatı köşesinden kuzeydoğu köşesine doğru çizeceğimiz köşegeni uzatırsak, Arabacı'da yer alan ve gökyüzünün en parlak yıldızlarından biri olan Kapella'ya ulaşırız. Öteki köşegeni, güneydoğu köşesinden kuzeybatı köşesine doğru çizeceğimiz köşegeni, uzattığımızda, Kuğu'nun en parlak yıldızı Deneb'e ve biraz daha ilerlediğimizde, Çalgı'nın en parlak yıldızı Vega'ya ulaşırız.

    Sözünü ettiğimiz tüm bu yıldızlar, yukarıdaki gökyüzü haritasında görülebilir. Ancak bunun gibi, gökyüzünün genel görünümünü veren haritalara bu türden yol gösterici çizgileri çizerseniz sizi biraz yanıltabilirler. Çünkü, kubbe (yarım küre) biçiminde olan gökyüzünü kağıda aktarırken biçimi bir miktar bozulur. Gökyüzüne bir cetvel ya da iki elinizle gerdiğiniz bir ip tutarsanız, bu yol göstericilerin gerçekte oldukça iyi yol gösterdiğini fark edersiniz.


+ Yorum Gönder
1. Sayfa 12 SonuncuSonuncu