Hertzsprung-Russell Diyagramı (HR Diyagramı)

Hertzsprung-Russell diyagramı (ya da HR Diyagramı veya HRD), yıldızların ışıtma güçleri (veya mutlak parlaklıkları) ile tayf türleri (veya etkin sıcaklıkları) arasındaki ilişkiyi veren bir dağılım grafiğidir. Aynı zamanda renk-parlaklık diyagramı olarak da bilinir.

Basit bir şekilde, yıldızların mutlak parlaklıkları ile sıcaklıkları arasındaki ilişkiyi göstermekten çok daha fazla şey anlatır ve yıldız astrofiziğinin en önemli araçlarından biridir. İlk defa Danimarkalı kimyager ve astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom Henry Norris Russell tarafından 1910’da tanımlanmıştır.

HR Diyagramı

HR diyagramı genellikle, dikey eksende ışıtma gücü, yatay eksende ise etkin sıcaklık olacak şekilde kullanılır. Yatayda etkin sıcaklık sağdan sola doğru artarken, dikeyde ışıtma gücü aşağıdan yukarıya doğru artar. Yani en sıcak ve en çok ışıtma gücüne sahip yıldızlar, diyagramın sol üst köşesinde yer alırken; en soğuk ve en az ışıtma gücüne sahip yıldızlar da sağ alt köşesinde yer alır.

Figür 1: HR Diyagramı. (Çeviri ve görsel düzenleme: Umut Yıldırım & Ögetay Kayalı)

 

Soğuk yıldızlar aynı zamanda kırmızı yıldızlar, sıcak yıldızlar da mavi yıldızlar demek olduğundan; diyagramda soldan sağa doğru gidildikçe sıcaklık azaldığından, yıldızların rengi maviden kırmızıya doğru değişir. Ortalarda beyaz rengin olmasının, bir gök kuşağı gibi görünmemesinin sebebi, renklerin karışımından kaynaklanmaktadır. Tüm renkler birbirine karıştığında yıldızın rengi beyaz görünür. Eğer buna biraz daha mavi ışıma dahil olursa yıldızın rengi mavileşmeye başlar. Tersi şekilde eğer kırmızı ışıma maviye göre daha baskınsa, yıldız daha sarı ya da kırmızı görünür.

Aslında yatay eksen, tayf türünü ifade eder. Bu sınıflandırma O, B, A, F, G, K, M tayf türleri olmak üzere çeşitli gruplara ve bunlar da kendi içlerinde çeşitli alt gruplara ayrılır. Bunlar yıldızın kimliğini oluşturan, tayfsal özelliklerine göre belirlenir.

Fakat bu durum doğrudan yıldızın etkin sıcaklığı (yüzey sıcaklığı olmamasına dikkat edin), ile ilişkili olduğundan, basit bir şekilde yatayda etkin sıcaklık ifadesi yer alabilir. Benzeri şekilde dikey eksende yer alan ışıtma gücü de yıldızın mutlak parlaklığı ile ilgili olduğundan, bazen ışıtma gücü yerine, mutlak parlaklık ifadesini de görebilirsiniz.

Anakol

HR diyagramı üzerinde, sağ alttan, sol üste kadar uzanan, çeşitli ışıtma ve etkin sıcaklıklara sahip yıldızların yer aldığı bir bant bulunur. Bu banttaki yıldızlara anakol yıldızları ya da cüce yıldızlar denir. Yıldızlar evrimleri sırasında, ömürlerinin büyük bir bölümünü burada geçirirler. Güneş de şu anda anakol üzerinde yer alan cüce bir yıldızdır.

Yıldızlar oluşurken çöken gaz bulutunun giderek ısınmasıyla, merkezde hidrojenin helyuma dönüşümünü gerçekleştiren nükleer füzyon tepkimeleri başlar. Bu tepkimelerin gerçekleşme hızı, temel olarak yıldızın kütlesine bağlıdır. Çünkü nükleer tepkimeler sıcaklığa aşırı duyarlıdır ve merkezin ne kadar sıcak olacağını, yıldızın ne kadar çöktüğü belirler; bu da en temel olarak onun kütlesine bağlıdır. Fakat bunun yanında metallik (hidrojen ve helyum dışındaki element bolluğu) ve diğer faktörler de önemli bir rol oynar. Yine de bir yıldızın ömrünü, en temelde onun kütlesi belirler. Anakol üzerindeki yıldızlar aynı zamanda hidrostatik dengededir (Bkz: Hidrostatik Denge).

Figür 2: HR Diyagramında yer alan ışıtma sınıfları (tıklayıp büyütebilirsiniz).

Soldaki grafikte, HR diyagramı üzerinde yer alan ışıtma sınıfları yer alıyor. 1943 yılında; Yerkes Gözlemevi’nin astronomları Morgan, Keenan ve Kellman, tayf türlerine ek olarak bir sınıflandırma daha yaptı. Yıldızları, taşıdıkları karakteristik tayf çizgilerine göre O, B, A, F, G, K, M şeklinde sınıflandırmak oldukça kullanışlıydı, aynı türden görünen bazı yıldızlar, farklı özellikler sergiliyordu. Aynı tayf çizgilerine sahip olmalarına rağmen, tayf çizgilerinin genişliği farklıydı. Tayf türlerini, alt sınıflara numaralarla ayırdıkları için (G2, K5, M4 gibi), bu sınıflara I, II, III, IV ve V şeklinde Roman sayılarını verdiler. Buradaki sayı I’den V’e doğru gittikçe, çizgi genişliği artmaktadır. Böylelikle şu anda da kullandığımız sınıflandırma işlemi belirlenmiş oldu. Bugün Güneş için yaptığımız sınıflandırmada ona G2V sınıfından bir yıldız deriz. Bu onun G2 tayf türünden ve V ışıtma sınıfından bir yıldız olduğunu, yani anakola ait sarımsı-beyaz bir yıldız olduğunu söyler.9

Burada 0 sınıfı hiper devleri, I sınıfı süper devleri, II sınıfı parlak devleri, III sınıfı devleri, IV sınıfı alt devleri, V sınıfı anakolu (cüceleri), VI sınıfı alt cüceleri ve VII sınıfı ise beyaz cüceleri tanımlar.

Fiziksel Parametreler

HR diyagramında aynı zamanda, grafiğe çapraz bir biçimde birbirine paralel çizgiler bulunur. Bunlar, Güneş yarıçapı cinsinden, bu çizgi üzerindeki yıldızların yarıçaplarını ifade eder. Sağ alttan, sol üstte doğru uzanan yatık bir çizgi olmasının sebebi, yıldızların sıcaklıklarına bağlı olan ışıtma profili ile alakalıdır. Aynı yarıçapta bir soğuk yıldız ile bir sıcak yıldızın yaptığı ışımadan, sıcak olanınki daha fazladır. Soğuk olan (kırmızı), sıcak olana göre (maviye göre), daha az ışıtma gücüne sahip olacaktır. Dikey eksende de ışıtma gücü olduğu için, yarıçapı ifade eden doğru, yatık bir doğrudur.

Aynı zamanda anakol üzerinde, bir kütle belirteci bulunur. Anakolda yer alan soğuk (kırmızı) yıldızlar, sıcak (mavi) olanlara göre daha düşük kütleye sahiptirler. Kütle, bir yıldızın yaşamı için en belirleyici parametredir. Çünkü yıldızın, kendi kütle çekimi üzerinde ne kadar çökeceğini, dolayısıyla merkezinin ne kadar sıcak olacağını belirler.

Merkez sıcaklığı ise nükleer tepkimelerin kaderini belirlediğinden, yıldızın yaşamı, en temel olarak onun kütlesine bağlıdır. Bu yüzden anakol üzerinde daha büyük kütleye sahip olan mavi yıldızların yaşam süresi, daha düşük kütleye sahip kırmızı yıldızlara göre çok daha kısadır (grafikte yeşil ile ifade edilen değerler).

Fakat bir yıldızın yaşamı, yalnızca onun kütlesine bağlı değildir. Buradaki parametrelerin, temel bir yaklaşım verdiğine dikkat edin. Yıldızlar için, daha karmaşık olaylar söz konusudur. Metallik miktarı, hızlı dönmesi, manyetik alanı gibi bazı fiziksel parametreler, grafikteki sonuçları etkileyecektir.

Fakat HR diyagramının bu hali, yıldızlar hakkında genel bir bilgi edinmek adına çok fazla şey anlatır. Bu yüzden genellemeler yapıyoruz, genellemeler yaptığımızı her zaman hatırlayın.

Ögetay Kayalı

Önemli Not: HR Diyagramı’nın daha geniş anlatımını, “Evrimsel Aşamalar, Kararsızlık Kuşağı ve Uzaklık Ölçümü” bölümlerini kardeş platformumuz rasyonalist.org üzerindeki “bu yazıdan” okuyabilirsiniz. 




Yıldız Astrofiziği: Hidrostatik Denge

Yıldızlar, kendi kütle çekimleri altında çöken gaz ve toz bulutlarından oluşur. Bulut çökmesine devam ettiği sürece, daha küçük bir hacimde sıkışmaya başlayan gazın basıncı artar.

Öyle bir noktaya gelinir ki, en sonunda basınç kuvveti, kütle çekim kuvvetine eşit olarak, gazın daha fazla kendi üzerine çökmesini engeller. Kütle çekim kuvveti ile basınç kuvvetinin dengelendiği bu duruma, hidrostatik denge denir. Boşlukta bu kuvvetler dengesini sağlayan simetri bir küre olduğundan, yıldızlar küresel bir yapıya sahiptir. (Bkz. Kusursuz Küre)

Bulut kendi üzerine çöktüğü esnada, kaybettiği kütle çekimsel potansiyel enerjinin bir kısmını, termal (ısısal) enerjiye dönüştürür (Bkz. Virial Teoremi). Bu da, bulutun çöktükçe ısınmaya başlaması anlamına gelir. Bir noktada dengeye gelecek olan bu bulut, eğer nükleer tepkimeleri başlatacak yeterli sıcaklığa ulaşamadan hidrostatik dengeye gelirse, bir yıldız oluşmaz.

Gezegenler, hatta atmosferimiz de hidrostatik denge halindedir. Atmosferi Dünya’nın yüzeyine yapışmaktan alıkoyan şey, kütle çekimi altında çökmeye çalışan gazın, aksi yönde oluşturduğu basınç kuvvetidir.

Bir yıldız üzerinde kütle çekim ve basınç kuvvetinin karşılıklı olarak dengelenmesi – Hidrostatik denge.

Hidrostatik Dengeye Etki Eden Faktörler

Aslında bu noktadan sonra yıldız her ne kadar belirli bir yarıçapa oturmuş olsa da, bu kuvvetler ortadan kalkmamıştır. Söz konusu kuvvetler hala oradadır, fakat birbirlerini dengelemektedir. İç yapıda meydana gelebilecek olası değişiklikler, bu kuvvet dengesinin bozulmasına neden olabilir. Örneğin bazı yıldızlar, belirli periyotlarla şişip büzülmektedir. Bu durum, basınçta meydana gelen ani değişikliklerin, kuvvetler dengesini belirli bir süreliğine bozmasından kaynaklanır.

Benzeri bir şekilde, eğer yıldız kendi ekseni etrafında çok hızlı dönüyorsa, özellikle ekvator bölgelerinde merkezkaç etkisi fazlaca hissedileceğinden, yıldız ekvator düzleminden dışa doğru şişerek küresel yapısını kaybedecektir. Güneş, oldukça yavaş dönen bir yıldız olduğu için bu durumdan etkilenmez, dönüş hızı saniyede 2 kilometre kadardır. Fakat VFTS 102 gibi bazı yıldızlar, saniyede 500 kilometre gibi muazzam dönüş hızlarına sahip olabiliyor. Böyle bir durumda yıldızın küresel yapısı ekvator düzleminden bozulmaya başlar. Dolayısıyla hidrostatik denge denklemine üçüncü bir parametre eklenmek zorundadır. Fakat Güneş gibi düşük hızlarda dönen yıldızlarda bu etki ihmal edilebilir düzeyde kalır.

Hidrostatik Denge Denklemi

Kuvvetler dengesini incelemek için, yapılabilecek birçok yaklaşım bulunuyor. Bunlardan birisi yıldızın herhangi bir katmanı üzerinde bir hacim elemanı alıp, bu hacim elemanın taban ve tavan yüzeylerine uygulanan basınç kuvvetleri ile kütle çekim kuvvetlerini eşitlemektir. Ardından çıkan ifadeler sadeleştirilerek hidrostatik denge denklemine ulaşılabilir. Fakat daha basit bir yaklaşımla da olayı çözebiliriz.

Ögetay Kayalı


Yazının devamını, rasyonalist.org platformu üzerindeki bu linkten okuyabilirsiniz. 




Bir Mum Işığı Ne Kadar Uzaktan Görülebilir?

Texas A&M Üniversitesi Fizik ve Astronomi Departmanından Kevin Krisciunas ve Don Carona, televizyonda ve internette karşılaştıkları “Mum ışığını 5 hatta 50 kilometre öteden görebiliriz” yazıları üzerine bir araştırma yapmaya ve işin doğrusunu ortaya koymaya karar vermişler.

Astronomide gözlem yaparken kullandığımız metotları kullanarak çeşitli hesaplamalar yapan ekip, araştırma sırasında mumdan çıkan ışığın enerji dağılımını Veganın enerji dağılımı ile benzer kabul edip, insanların çıplak gözle görme sınırı olan 6 kadir parlaklığa göre kıyaslama yapmışlar (Kadir, yıldızlar için bir parlaklık birimidir. Rakam ne kadar küçükse, yıldız çıplak gözle o kadar parlak  görülür).

Görme sınırı olarak kabul edilen “şehir merkezinden uzak, çok karanlık yerlerde” 6 kadir, pratik olarak kabul edilen bir limittir. Işık kirliliği altında boğulan büyük şehirlerde bu görüş maalesef 3 kadir dolaylarındadır ve İstanbul, Ankara, İzmir, Antalya ve diğer birçok büyük veya küçük şehrin merkezinden 4’üncü kadirden ve daha düşük parlaklığa sahip yıldızlar seçilememektedir. Fakat araştırma ekibinde yer alan Krisciunas’ın 6,3 kadire kadar görebildiğini ve hatta çok keskin görüşe sahip Brian Skiff ve Stephen O’Meara’nın 8,0 kadire kadar görebildiği de makalede belirtmişler (Tabi ki ışık kirliliği olmayan çok iyi bir konumda).

CCD (ışığa duyarlı elektronik sensör)  kullanılarak yapılan çalışmada araştırmacılar mumu 338 metre ötede bir noktaya koyarak Vega yıldızı ile karşılaştırma yapmışlar. Göz kararı parlaklıklarını aynı olarak seçmelerine rağmen, şaşırtıcı bir şekilde yapılan ölçümlerde parlaklıkları arasında 2,4 kadirlik bir fark olduğu ortaya çıkmış. Bu da mumdan ölçülen ışığın Vega’dan ölçülen ışıktan 9,3 kat daha parlak olduğu anlamına gelir.

Ne kadar büyük, ne kadar pahalı veya ne kadar gelişmiş olursa olsun, bir teleskobun göz merceğinden çıplak gözle baktığımızda, çoğumuz büyük hayal kırıklığına uğrarız. Sorun, teleskopta değil, gözlerimizdedir aslında!

 

İnsan gözünün ışığı algılama şeklini, gece ve gündüz görüşlerindeki farklılığı ve kara cisim ışımasını da hesaba dahil edip hesaplama yapan ekip, bir mum ışığının görülebileceği en uzak noktayı 2,6 kilometre olarak belirlemiş.

Bilindiği gibi insan gözü, geceleri çok düşük ışık altında renkleri algılamakta güçlük çeken, bununla beraber siyah beyaz görüşü iyi olan bir yapıya sahip. Her ne kadar teleskoptan çıplak gözle baktığımızda renkleri ve detayları seçemesek de, gri tonlarında oldukça iyi görebiliriz. Elbette bu çok karanlık ortamlardaki gri tonlu görüşümüz kedi, aslan, kaplan gibi yırtıcı hayvanlar ile; fare, yılan vb “av olabilen” hayvanlar, hatta kimi balıklar ve bazı eklem bacaklılar kadar iyi değildir.

Burada bir kez daha hatırlatmakta fayda görüyoruz; bahsettiğimiz 2.6 kilometrelik mum ışığı görüş limiti insan gözünün ortalama görüş yetenekleri kapsamınca belirlenmiştir. Yani biz buna “ışık kirlilğinden uzakta, çok karanlık bir ortamda” yaklaşık olarak 2-3 kilometre diyebiliriz, fakat kesinlikle 5 ya da 50 kilometre değil.

Hazırlayan: Ögetay Kayalı
Düzenleme: Zafer Emecan

Kaynak: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1507/1507.06270.pdf
Kapak Fotoğrafı Telif: http://misanec.ru/author/14-nkoroleva/




Gökyüzü Yazılımları – Stellarium

Bilgisayar teknolojisinin gelişimi sayesinde bundan yıllar önce cilt cilt sayfalar dolusu kataloglardan bir cisim ararken, şimdi basit bir tuşla aradığınız cismin nerede olduğunu bulabiliyoruz.

Üstelik o cismin aradığınız özellikleri de yanında yazıyor, hatta başka bir tarihte hangi zaman aralığında nerede olduğu bilgisine de ulaşabiliyoruz. Yani eğer gökyüzünde ne olduğunu anlayamadığımız bir gök cismi görürsek, Stellarium’dan açıp bakarak ne olduğunu kolaylıkla öğrenebiliyoruz.

Stellarium, bulunduğunuz konum ve tarih/saat bilgisinden yola çıkarak size gökyüzünün eş zamanlı bir simülasyonunu gösteriyor. Sağladığı gelişmiş seçenekler sayesinde ne görmek istiyorsanız sizin için bulması kolay bir hale getiriyor. Üstelik bu yazılım tamamen ücretsiz ve açık kaynak kodlu.

İndirmek için: http://www.stellarium.org/

Başlangıç

Stellarium’un iki tane menüsü var. Bunlar farenizi sol tarafa getirdiğinizde ve alt tarafa getirdiğinizde beliriyorlar, yani fare ile sol alt kenarlarda gezinince bu menülerin geldiğini göreceksiniz. Sol menü genel ayar menüsü iken, alt menü gökyüzü seçeneklerini barındıran menüdür. Bunları ve kısayollarını birazdan kapsamlı bir şekilde ele alacağız.

Alt Menü
Alt Menü

 

Yan Menü
Yan Menü

 

Başlangıçta yapmamız gereken basit iki tane ayar bulunuyor. Bulunduğunuz yerde gökyüzünün nasıl olduğunu görebilmek için öncelikle “Konum Ayarları” bölümünden Konum bilgisini girmeliyiz. Bunun için iki seçenek bulunuyor, şehir adından seçmek ve koordinat girmek. Hangisi sizin için kolaysa onu uygulayabilirsiniz, bana şehir adı daha kolay geliyor. Eğer bulunduğunuz yerin adı çıkmıyorsa endişe etmeyin, yakın çevrenizdeki bir yer de işinizi görecektir.

Burada yükseklik bilgisinin girilmesi çok önemli değil, bunun konmasının sebebi Stellarium’un ışık kirliliğini ve atmosferi hesaba katarak bir görüntü ortaya sunması. Atmosfer ve ışık kirliliği gök cisimlerinin görünümünü etkilediğinden Stellarium konum bilginizi kullanarak size uygun bir görüntü sunmaya çalışıyor. Dilerseniz siz bunu kendiniz de ayarlayabilirsiniz, ya da atmosferik etkiyi tamamen ortadan kaldırabilirsiniz.

İkinci önemli ayar ise Tarih ve Saat ayarı. Gözlem yapmak istediğiniz veya merak ettiğiniz bir zamanı girdikten sonra Stellarium size o an bulunduğunuz yerden gökyüzünün nasıl göründüğünü gösterecek. Ayrıca alt menüde sağ kısımda ileri geri yön tuşlarına basarak zamanı ileri geri yönde hızlandırabilirsiniz. Birkaç kere basarsanız daha hızlı akacaktır. Normal hızında akmasını sağlayan oynatma tuşunun sağındaki tuş ise sizi şu ana geri getirir.

İpucu: Zamanı geri yönde hızlandırmak için J tuşuna, normalleştirmek için K tuşuna, ileri yönde hızlandırmak için L tuşuna basabilirsiniz. Daha hızlı ilerlemesi için birkaç kez basın.

Gözlem İçin Kullanmak

Gözlem amacınıza veya isteğinize uygun olarak Stellariumda gezinebilirsiniz. Ben öncelikle farenin ileri geri kaydırma topunu kullanarak geniş bir açıya alıyorum. Aşağıda gördüğünüz üzere küresel bir görünüş elde ediliyor, böylelikle öncelikle gökyüzünde ne nerede tek çırpıda görmüş oluyorum. Dikkat ederseniz alt menüde FOV(Field Of View) görüş açısı değeri 138 derece.

Stellarium3

İşimizi kolaylaştıracak bazı seçenekleri belirleyelim.

1. Yıldızların İsimleri (Kaç kadire kadar gösterilsin?)
2. Takım Yıldız İsimleri ve İşaretleri
3. Gezegen İsimleri
4. Bulutsular (Kaç kadire kadar gösterilsin?)

Eğer basit bulutsuların nerede olduğunu pratik bir şekilde görmek istiyorsanız D veya N tuşuna basabilirsiniz. Buna bastığınızda aşağıdaki gibi bir görüntüyle karşılaşacaksınız.

D veya N tuşuna bastığınızda temel gök cisimleri işaretlenir
D veya N tuşuna bastığınızda temel gök cisimleri işaretlenir

 

Burada bulutsu olarak bir genelleme yaptık fakat aslında bunlar temel gök cisimleri ya da daha uygun bir tabiriyle derin uzay cisimleridir. Burada daire içinde artı işaretli olanlar küresel kümeleri, kesikli halka şeklinde olanlar açık kümeleri, kesikli halka etrafında kare olanlar ise küme ile ilişkili bulutsuya sahip bir cismi işaret eder. Aynı zamanda yukarıda görünmüyor fakat elips şeklinde olanlar da gökadaları belirtiyor. Burada görünmemelerinin sebebi kısayol tuşuyla basit bir işlem yapmış olmamız. Bu işlem bize belirli bir kadir değerine kadar olan derin uzay cisimlerini gösterir. Eğer daha sönükleri görmek istiyorsak yan menüden gökyüzü seçeneklerine gitmeliyiz.

Stellarium5
Gökyüzü seçenekleri menüsü

 

Menünün İngilizce görünmesinin sebebi programdaki dil seçiminden kaynaklanıyor, eğer siz Türkçe’yi seçerseniz Türkçe görünecektir.

1) Buradaki kutuyu işaretlediğinizde belirlediğiniz kadir değerine kadar yıldızların isimleri haritada görünür. Kadir değerini ayarlamak için çubuğu kaydırmanız yeterli, arka planda görerek yeterliliğini anlayabilirsiniz.
2) Yukarıdaki işlemin aynısını bu sefer derin uzay cisimleri için yapıyoruz. Dikkat ederseniz sağa kaydırdığımızda daha sönükleri göstermeye başladı, artık görünmeyen gökadalar da işaretli bir şekilde görünüyor. Ben en çok bu ayarla oynuyorum.
3) Bu da aynı işlemi gezegenler için uyarlıyor.
4) Burada kadir değerine göre limit değer verebiliyorsunuz. Eğer kutuları işaretlerseniz yıldızları veya derin uzay cisimlerini şu kadire kadar göster diyebilirsiniz.
5) Bu kısımda atmosferik etki ile ilgili ayarlar bulunuyor. Atmosferi kaldırırsanız görüntü karanlıklaşıp güzelleşecektir. Fakat şehir içinde gerçek bir görüntüyü hedefliyorsanız buradan ışık kirliliği ayarıyla oynama yapabilirsiniz. Aynı zamanda atmosferi kaldırmak için A kısayol tuşunu kullanabilirsiniz.

Stellarium6

Farz edelim ki Dumbbell Bulutsusu’nu gözümüze kestirdik ve fareyi kullanarak ona yaklaştık. Gördüğünüz üzere şu andaki FOV değeri 1.53 derece, yani oldukça ufak bir alan. Bu demek oluyor ki zaman geçtikçe Dünya hareketine devam ettiği için gökyüzü de hareket edecek ve Dumbbell Bulutsusu zamanla gözden kaybolacak. Eğer cisminizi seçip boşluk tuşuna basarsanız o cismi ekranda ortalar ve takip eder.

Aynı zamanda tıkladığınız gök cismi ile ilgili bilgiler sol üst köşede görünür. Bunlar gök cisminin tipi, kadir değeri, sağ açıklık, dik açıklık, yükseklik, ufuk açısı ve görünür boyutu gibi parametreler. Koordinatlara değinmişken size kolaylık sağlayabilecek bir diğer özellik de görüntüye koordinat sistemine çizdirmektir. Bunu alt menüden yapabildiğiniz gibi ekvatoryal(eşlek) koordinat sistemi için E tuşuna, alt-az sistem için ise Z tuşuna basarak da getirebilirsiniz.

Ekvatoryal(eşlek) koordinat sistemi
Ekvatoryal(eşlek) koordinat sistemi

Kısayollar

Tuş Açıklama
1 gün geriye gider
8 Zamanı şu ana getirir
= 1 gün ileriye gider
J Zamanı geri yönde hızlandırır
K Zamanın akışını normale çevirir
L Zamanı ileri yönde hızlandırır
[ 1 hafta geriye gider
] 1 hafta ileriye gider
Alt+- 1 yıldızıl gün geriye gider
Alt+= 1 yıldızıl gün ileriye gider
Alt+[ 1 yıldızıl hafta geriye gider
Alt+] 1 yıldızıl hafta ileriye gider
Ctrl+- 1 saat geriye gider
Ctrl+= 1 saat ileriye gider
. Ekvator çizgisi
, Ekliptik çizgisi
A Atmosfer
B Takımyıldız sınırları
C Takımyıldız çizgileri
E Ekvator koordinatları
F Sis
G Yer
N Derin uzay
P Gezegenler
Q Kardinal noktaları
R Takımyıldız şekilleri
S Yıldızlar
V Takımyıldız Etiketleri
Z Alt-az koordinatlar
F11 Tam ekran
Ctrl+Shift+H Görüntüyü yatayda ters çevir
Ctrl+Shift+V Görüntüyü dikeyde ters çevir
/ Seçili cisme yaklaş
T Cismi takip et
\ Uzaklaş
Boşluk Cismi ortala
Ctrl+G Seçili gezegeni konum olarak ayarla
Sol tıklama Cismi seç
Sağ tıklama Seçimi iptal et
Page Up/Down Yaklaş/Uzaklaş
CTRL + Up/Down Yaklaş/Uzaklaş
Ok tuşları & Sol tıkla sürükle Gökyüzünde gezin
F1 Yardım penceresi
F2 Ayarlar penceresi
F3, Ctrl+F Arama penceresi
F4 Gökyüzü seçenekleri penceresi
F5 Tarih/saat penceresi
F6 Konum penceresi
Ctrl+M Ekvatoryal ve alt-az kurguları değiştir
Ctrl+Q Çıkış
Ctrl+S Ekran görüntüsü

Ögetay Kayalı




Gökyüzündeki Ani Parlamalar: İridyum Uyduları

Amatör astronomlar açısından izlemesi en keyifli olaylarından biri de “İridium Parlamaları”dır. Bunlar, uydu telefonları ve çağrı cihazlarının yeryüzünde kullanımını sağlamak amaçlı yörüngede dolanan uydulardır.

690 kilogramlık ağırlıklarıyla oldukça iri sayılabilecek iridyum uyduları, alçak Dünya yörüngesinde, yaklaşık 780 km yüksekte yer alırlar ve sayıları 72 tanedir.

Dünya yörüngesindeki yaklaşık 100 dakika süren dolanımları sırasında her gün defalarca üzerimizden geçerler. Bu esnada belirli bir açıya geldiklerinde Güneş ışınlarını çok fazla yansıtırlar. Öyle ki kısa bir süre için gökyüzündeki en parlak yıldızdan dahi kat ve kat daha parlak görünürler. Bu da bizim onları başta sönük, sonra şiddetli bir parlama yapıp sonra da tekrar sönüp kaybolan gizemli objelermiş gibi algılamamıza sebep olur.

iridium8751
İridyum uydularının temel yapısı. Bu uyduların geniş antenleri, Güneş ışığını tıpkı bir ayna gibi güçlü biçimde yansıtırlar.

 

Tahmin edeceğiniz gibi, yaklaşık 23 yıldır hayatımızda yer alan bu iridyum uyduları, birçok UFO ihbarının da sorumlusudur: “Gökyüzünden aniden aşırı parlak bir obje belirdi. Çok hızlı yol alıyordu ve aniden ortadan kayboldu. Uçak değildi, olsaydı sesini duyardık” tarzında çok fazla yoruma neden olurlar.

Halbuki durum son derece basit. Onlar bizim yıllar önce yörüngeye yerleştirdiğimiz uydulardır. Hatta bunları oturduğunuz yerden ne zaman görebileceğinizi bilmek de mümkündür. Gökyüzünün en parlak yıldızı olan Sirius yıldızı -1.47 kadir iken bu uydular -8.5 kadire, yani gerçekten göz alacak kadar büyük bir parlaklığa ulaşabilirler. Dolayısıyla ne zaman geçeceğini ve nereden geçeceğini konum bilginizi vererek öğrendiğinizde tek yapmanız gereken arkanıza yaslanıp manzaranın tadını çıkarmak.

iridium3
Tipik bir İridyum parlamasının birkaç saniyelik pozlamayla alınmış görüntüsü (Fotoğraf Telif: Runar Sandnes).

 

Gerekli bilgileri öğrenmek için www.heavens-above.com adresine girerek öncelikle konumunuzu seçmelisiniz. Ardından “İridium Parlamaları” listesine tıkladığınızda size nereden ve ne zaman geçecekleri hakkında bir tablo verecektir. Aynı şekilde bu siteden diğer tüm uydu geçişlerini takip edebilir ve izleyebilirsiniz.

İridium parlamaları kısa ama şiddetlidir, ISS (Uluslararası Uzay İstasyonu) gibi uydu geçişleri ise daha uzun soluklu olur. ISS de iridyum uyduları kadar olmasa bile,  oldukça parlak olduğu için izlemesi bir hayli keyiflidir. Hepinize tavsiye ediyoruz, manzaranın tadını çıkarın.

Ögetay Kayalı




Uydular Neden Dünya’ya Düşmezler?

Uluslararası Uzay İstasyonu (ISS)’de çekilen, astronotların yerçekimsiz ortamda süzülerek istedikleri yerlere uçtukları videoları hepimiz görmüşüzdür. Hatta izleyip izleyip, “Keşke ben de orada olsaydım.” demeyenimiz yoktur.

Yerçekimsiz bir ortamda bulunmak… İnsanoğlunun, özellikle bilimle ilgilenen birçok kişinin hayali. Fakat burada çoğunlukla farkında olmadığımız bir durum söz konusu. Aslında astronotlar yerçekimsiz bir ortamda bulunmuyor!

Hatta oldukça fazla yerçekimine sahip bir ortamda bulunuyorlar. Bu değer neredeyse Dünya üzerinde şu anda bize etki eden değer ile hemen hemen aynı. Basit bir karşılaştırma için şöyle söyleyebiliriz: Mars’ın ve Ay’ın sahip olduğu çekim kuvvetinden çok daha fazla!

Nasıl Oluyor da Astronotlar Yerçekiminden Etkilenmiyorlar?

Sebebi tamamen kuvvetler dengesi. Yerçekiminin mevcut olmasına rağmen hissedilmemesinin sebebi, aksi yönde onu dengeleyen bir kuvvet olmasıdır. Uzayda, gerekli bu kuvveti de merkezkaç kuvveti sağlar.

Uydular yörüngeleri etrafında müthiş hızlarda dolanırlar. Yaptıkları bu dairesel hareket onların dış yönde savrulmalarına sebep olur. Eğer doğru bir hızda ilerlerseniz, bu savrulma etkisiyle yerçekiminin etkisini yok edebilirsiniz. İşte uydularda da gerçekleşen tam olarak budur. ISS’de görevli astronotların süzülmelerini sağlayan şey, kuvvetler dengesi ile yerçekimi etkisinin yok edilmesidir.

Merkezkaç etkisini görmek için aşağıdaki çeşitli deneyleri inceleyebilirsiniz.

Tıpkı elinizde bir şeyler taşımak gibi. Aslında o cisme yerçekimi etki eder, fakat siz aksi yönde bir kuvvet uyguladığınız için nesneye etki eden net kuvvet sıfırdır. Dolayısıyla nesne olduğu yerde durur.

Benzeri etkiyi uçaklarda da yakalamak mümkün. Buna “Sıfır G uçuşu” deniyor. Pilotların sıklıkla “Şu kadar G kuvvetine maruz kaldığını” duymuşsunuzdur. Bunu lehimize çevirip “Sıfır G” ortamı oluşturarak basit, yapay bir yerçekimsiz ortam taklidi yapmak mümkün.

İleri Okuma: Hesaplamalar

Uluslararası Uzay İstasyonu (ISS) üzerinden giderek bir hesaplama yapalım. Uydunun yerçekiminin etkisini hissetmemesi için, onu dış yönde savuran merkezkaç kuvveti, çekim kuvvetine eşit olmalıdır.

kuvvetlerdengesi
Basit bir yaklaşımla denge hali için merkezkaç ile çekim kuvveti eşitlenir

 

Eğer uydunun yerden ne kadar yüksekte olacağını biliyorsak, sahip olması gereken hızı bulabiliriz. Denklemdeki eşitlikten hız (V) çekilirse,

hizuydu
Gerekli hız; Dünya’nın kütlesi(M), uydunun kütle merkezine uzaklığı(r) ve gravitasyon sabiti(G) ile bulunur.

 

ISS’nin yerden yükseliği 410 kilometredir. Fakat kütleçekimi merkezden hesapladığımız için, kütle merkezine uzaklığı Dünya’nın yarıçapı (6371 km) + yerden yüksekliği (410 km) olur. Bu da 6781 kilometre ya da 6,781.106 metre olarak hesaplanır.

Eğer gerekli hesaplamayı yaparsak, ISS’in dengede kalması için sahip olması gereken hız aşağıdaki gibi bulunur.

hiz
ISS yörüngesi üzerinde saniyede 7,66 kilometre hızla ilerler

 

Bu bulunan hız değeri, gerçekten de ISS’nin yaklaşık olarak sahip olduğu hızdır.

Eğer ISS’nin bu yükseklikte ne kadar yerçekimi ivmesine sahip olduğunu bilmek istiyorsak: Dünya yüzeyinden belirli bir yükseklikteki çekim ivmesini bulmak için aşağıdaki formülü kullanabiliriz.

gravity
gh: Yerden h kadar yükseklikteki çekim ivmesi, g0: yeryüzündeki çekim ivmesi, rd: Dünya’nın yarıçapı, h: Yükseklik

 

Buradan hesaplama yaptığımızda 410 km yükseklikteki ISS için çekim ivmesi 8,66 m/s2 bulunur. Hatırlatmak isteriz ki bu değer yeryüzünde 9,81 m/s2 ‘dir. Yani aradaki fark oldukça az.

Erdgvarp
Yerden yükseldikçe çekim ivmesindeki azalış.

 

Hazırlayan: Ögetay Kayalı




Güneş Işığı: Milyon Yıllık Bir Yol Hikayesi

Hepimizin bildiği üzere yıldızımız Güneş, yılmadan yorulmadan enerji üreten devasa bir gaz topudur. Yıldızımızın çekirdeğinde ürettiği bu enerji, ısı ve ışık olarak kendini gösterir ve bize fotosferden, yani yüzeyinden itibaren yaklaşık sekiz dakikalık bir zaman diliminde ulaşır.

Bu, matematiksel olarak düşünecek olursak aramızdaki 150 milyon kilometrenin, 300 bin km/sn hızla ne kadar sürede kat edildiğinin cevabıdır. Peki, yıldızımızın çekirdeğinde oluşup yol almaya başlayan ışık fotonlarının bizlere kadar ulaşmaları yalnızca sekiz dakikalık bir zaman diliminde mi gerçekleşiyor?

Kesinlikte böyle değil; çünkü bu yolculuk binlerce, milyonlarca yıllık bir zaman dilimine ihtiyaç duyan ciddi bir süreç.

1794618_559452220867928_4052422482430488481_n
Güneş çekirdeğinde füzyon sonucu üretilen fotonların yüzeye çıkmak için almaları gereken yol çok uzun ve zorludur. 

 

Güneş’in yarı çapının 700 bin km olduğunu düşünürsek, ışığın çekirdekten çıkıp bize ulaşması için fazladan geçmesi gereken yaklaşık 2.5 saniyelik bir süre artışı olmalıdır. Lakin bu pek de öyle görünmüyor. Güneş’in merkezinden çıkan bir fotonun bize ulaşması tamı tamına “10 milyon yıl” kadar sürebilir. Bu ciddi derecede fazla bir miktar. Peki bunun sebebi nedir?

Çekirdekten sonra yer alan “Işıma Bölgesi” dediğimiz katman yaklaşık 300 bin km kalınlığındadır ve sıcaklığı çekirdeğe yakın bölgelerde yedi milyon, yüzeye yakın bölgelerde iki milyon derece arasında değişir. Ayrıca bu bölge çok ciddi bir yoğunluğa sahiptir. Bu sebeple fotonlar bu bölgede düz bir istikamette yol alamazlar ve sürekli (ortalama 1 cm’de bir) yolları üzerinde başka parçacıklar ile çarpışarak zigzaglar çizmek zorunda kalırlar. Bu sebeple de hızları ortalama saniyede 0,1 milimetre kadardır. Oysa ki düz bir istikamette ilerliyor olsalardı çekirdekten fotosfere kadar olan toplam mesafeyi iki saniyede rahatlıkla katedebilirlerdi.

Merkezden çıkan bir foton, yoğun ortamdan dolayı kısa bir süre içerisinde soğurulur. Soğurucu elektron uyartılmış bir erke düzeyinde “saniyenin 100 milyonda biri” kadar bir süre kalır ve fotonu rastgele bir doğrultuda tekrar salar. Hemen sonra foton tekrar soğurulur ve tekrar salınır. Bu işlem foton yüzeye ulaşana kadar yıldızın içerisinde sürekli, aralıksız gerçekleşir durur.

Teninize vurup sizi bronzlaştıran Güneş ışığı, bunu yapabilmek için milyonlarca yıllık bir yolculuk gerçekleştirdi. Tabii siz solaryuma giderek de bronzlaşabilirsiniz. İşte fizik biliminin pratik faydalarından biri…

 

Bunun sonucunda ortam yoğunluğuna bağlı olarak salma-soğurma işlemi sayısı hesaba katıldığında bir fotonun yüzeye ulaşabilmesi için geçmesi gereken süre 30 bin yıldan başlayıp 10 milyon yılı bulabilir.

Esasında buradan önemli bir sonuç çıkıyor: Bu da, yıldızın içerisinde olup bitenleri bu şekilde gözlemleyemeyeceğimiz. Fakat biz çekirdekte olup biten termonükleer füzyon reaksiyonları hakkında oldukça bilgi sahibiyiz. Bu bilgiyi de biricik parçacığımız “nötrino”ya borçluyuz. Nötrinolar maddenin içerisinden etkileşmeden geçtikleri için, bu salma-soğrulma işleminin hiçbirini yaşamaz ve doğrudan bize ulaşırlar. Bu sayede içeride neler olup bittiğini bilebiliyoruz. İleride nötrinolara da ayrıca değineceğiz. (Edit: Değineceğiz demiştik evet, burada değindik…)

Özetle çok basit bir mantık yürütürsek eğer şu anda yüzümüze vuran Güneş Işığı, milyonlarca yaşında ve ilk oluştuğu sırada Dünyamız buzul çağının en yoğun dönemlerini yaşamaktaydı diyebiliriz.

Yazan: Ögetay Kayalı
Geliştiren: Zafer Emecan




Bursa Ulu Camii Minberinde Güneş Sistemi Var Mı?

Bursa’da 1396-1400 yılları arasında yapılan Bursa Ulu Camii hakkında uzun zamandır basınımızda bazı haberler yapılıyor. Habere göre Ulu Cami’nin minberinde Güneş Sistemi ve Çift Yıldızların motifleri yer alıyormuş, hatta hatta çift yıldızlar, kuyruklu yıldızlar ve gökadalar da varmış. Haberler ilgimizi çekti ve biz de ele almaya karar verdik. (Haber)

Öncelikle şunu belirtmemiz gerekiyor. Bu minber gerçek anlamıyla muhteşem bir sanat eseridir. Sanat tarihi açısından, Selçuklu oyma sanatından Osmanlı ahşap oymacılığı sanatına geçişin en önemli örneklerinden biri olarak gösterilir.

Hacı Abdülaziz oğlu Mehmed isimli bir sanatkar tarafından yapıldığı bilinen minber (çünkü sanatçı minber üzerine kendi ismini yazmıştır), ceviz ağacındandır ve “kündekâri” dediğimiz yöntemle inşa edilmiştir. Yani, minberin parçaları çivi veya yapıştırma ile değil, birbirine geçip bir arada tutunabilecek biçimde tasarlanmıştır.

ulucamiminberdetay
Caminin muhteşem kündekari minberindeki işlemelerin detaylı görünümü. Bu minber, tarihi olduğu kadar işçiliği ve sanat değeri açısından da eşsizdir. Öyle ki, minberin tek bir panelini bir sanat müzayedesinde satışa çıkarsanız, onlarca milyon dolara alıcı bulması kaçınılmazdır.

 

Evliya Çelebi bu minberi şöyle anlatır; “Üzerindeki çiçek resimleriyle yazılarını, cihan ressamları toplansa yapamazlar, örneği yoktur”. Bu cümle son derece doğrudur, çünkü Osmanlı’nın daha sonraki dönemlerinde bu kadar ince işlenmiş ve sanat değeri yüksek cami minberlerine son derece nadir rastlanır.

Bu konuyu ele alırken dikkatinizi bilime ve tarihimize verdiğimiz öneme çekmek istiyorum. Konuyu da haberde yazılan yazılar üzerinden ele alacağım. Haberin benzerlerini Google’da “Ulu Camii Güneş Sistemi” tarzında aramalar yaparak bulabilirsiniz. (Bknz.)

  • İddia: Güneş ve etrafında dönen gezegenlerin gerçek uzaklıklarına göre işlendiği tarihi minber, bugün dahi bilim dünyasının görevini net tespit edemediği çift yıldızlar hakkında da ipuçları veriyor. Yüzlerce parça ahşabın çivi kullanılmadan bir araya getirilmesiyle oluşturulan minber göz kamaştırıyor.

Gerçek uzaklıkların orantılı olduğu iddia edilmiş. Öyleyse biz kendi modelimizi oluşturup test edelim bakalım gerçek oranlarla nasıl bir Güneş Sistemi kurabiliyoruz.

Gerçek: Eğer Dünya’yı 1 cm’lik bir daire şeklinde çizseydik, Jüpiter’i 10 cm, Güneş’i 100 cm çizmemiz gerekirdi. (Hesabımız kolaylaşsın diye Dünya’nın yarıçapını 7000km kabul edip hesap yaptık) Bunlar sadece boyutlarının oranları. Şimdi de boyutlar böyle olduğunda aradaki mesafelerin ne olacağına bakalım. Küçültme oranımız 7.000 kilometreyi 1 santimetreye indirgemek. Yani 700.000.000 santimetreyi 1 santimetreye düşürdük. Bu oranla sadece Güneş Dünya arasındaki mesafe olan 150 milyon kilometreyi çizebilmek için yaklaşık 21.500 santimetre, yani 215 metreye ihtiyacımız olurdu. Bu yalnızca Dünya’nın konumu. Jüpiter için ise bu değer 1 kilometreyi buluyor. Yani eğer Dünya’yı 1 cm kabul edip bir gerçek oranlı model yapsaydık, Jüpiter caminin çok dışında bir yerlerde olmalıydı.

Güneş Sistemi’nin gerçek oranlı modelini görmek için şu harika siteyi ziyaret edebilirsiniz: http://joshworth.com/dev/pixelspace/pixelspace_solarsystem.html

Bir diğer kendini bilmezce yapılmış iddia ise “bilim dünyasının bugün dahi görevini net tespit edemediği çift yıldızlar hakkında ipuçları” vermesi. Belli ki bu cümleye kuran kişinin çift yıldızlar hakkında en ufak bir bilgisi yok. Bugün bilim dünyası çift yıldızlar hakkında minbere kazıyabileceğinizden çok daha fazlasını biliyor. Hatta minbere kurşun kalemle yazmaya başlasanız şu anki bilgilerimizi aktarmak için on binlerce minber gerekirdi. Çift yıldızlar öylesine geniş bir alandır ki, sadece bu konuda ansiklopediler dolusu bilgi yer alır. Üstelik astronomi konusunda kolay kolay Türkçe kitap bulunmamasına rağmen bu alanda kendi hocalarımızın dahi kitapları bulunuyor. Kozmik Anafor’da çift yıldızlar hakkında yazdığımız detaylı makaleler de yer alıyor: bkz 1, bkz 2, bkz 3, bkz 4

Çıkarım: İşin ilginç yanı ipuçlar verdiğini söyleyip, ne olduğunun açıklanamaması. Eğer bir şeyin ipucu olduğunu biliyorsanız ne olduğunu da bilirsiniz ya da en kötü ihtimalle bir fikriniz vardır değil mi? Eh nerede bu bilgi öyleyse, neyin ipucu bu bilgi?

ulucamiminberdetay8741
Minberde Güneş Sistemi’nin 9 gezegeni ve Güneş’in sembolize edildiği iddia ediliyor. Ancak, minber üzerinde başka kabartmalar da vardır ve iddiayı ortaya atanlar tarafından görmezden geliniyor.

 

  • İddia: Ulu Cami’nin minberi, Galileo’nin “Dünya dönüyor” dediği için engizisyon mahkemesince idama mahkum edildiği tarihten tam 230 yıl önce yapıldı. Minberdeki güneş sisteminin planını, Osmanlı’nın ilk şeyhülislamı büyük İslam alimi Molla Fenari Hazretlerinin tasvir edip ustaya verdiği tahmin ediliyor. Bursa’da kendi adını taşıyan semtte medfun bulunan Molla Fenari hazretlerinin el yazması bir astronomi kitabının İngiltere’de olduğu biliniyor.

Gerçek: Galileo idama mahkum edilip ölmemiştir. 1615 yılındaki engizisyon mahkemesinde söylediklerini inkar ederek kendini idam sehpasından kurtarmış, 1632 (230 yıl) yılında ikinci engizisyon mahkemesine çıkarak ömür boyu hapse sonrasında da ev hapsine mahkum edilmiş 1648 yılında da ölmüştür. Kaldı ki konunun Dünya’nın dönmesiyle yakından uzaktan ilgisi yoktur. Gezegenlerin varlığının bilinmesi o kadar eskiye dayanıyor ki tam olarak kim ilk keşfetmiş bunu bile bilmiyoruz. Çünkü Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn çıplak gözle görülebilirler. Dolayısıyla milattan öncelerinden beri bu beş gezegenin varlığı biliniyordu. Çünkü yıldızlara kıyaslandığında çok farklı hareketleri vardı. Gökyüzünde başka bir gezinme hareketi yaptıkları için “gezginler” zamanla da gezegenler denilmiştir.

  • İddia: 1980 yılında Ulu Cami’nin minberindeki Güneş Sistemi’ni ilk fark eden emekli öğretmen Feyzi Ülgü, “Ulu Cami’nin içini dolaşırken minber dikkatimi çekti. Minberi incelemeye başladım. Cuma namazını kıldım, yine gözlemeye başladım. İkindi, akşam ve yatsı namazından sonra da incelemeye devam ettim. Biri yanıma geldi, ‘Camiyi kapatacağız’ dedi. Sanat tarihi öğretmenim bana çok önemli bir tavsiyesi vardı; ‘Geniş yüzeye yapılan ahşap süslemelerde simetri yoksa o yapıda mutlaka mesaj vardır’ derdi.
  • Ben minberin üzerinde inceleme yaparken gördüm ki simetri yok, hemen o öğretmenimin sözü aklıma geldi ve burada ne mesaj var diye araştırmaya başladım. Minberin doğu cephesine baktım. On tane küresel kabartma motifi var, bunlardan bir tanesinin çevresinde boyutları farklı dokuz tane küresel kabartma var. Ben eski bir fen öğretmeniyim, hemen aklıma güneş ve dokuz gezegen geldi. Daha sonra Ulu Cami’ye çok sık gelerek bunları dikkatlice inceledim. Bunları astronomi bilgileriyle karşılaştırdığımda bire bir büyüklük, uzaklık ve yakınlık ölçülerine uygun olarak yerleştirilmiş olduğunu belirledim. Güneş ve dokuz gezegen olduğunu gördüm” dedi.

Bahsedilen minber ve gezegen olduğu varsayılan işlemeler aşağıdaki fotoğrafta yer alıyor. Her ne kadar simetri ile mesaj ilişkisi mantıklı bir yaklaşım olsa da aksi de yanlış değildir. Sanat her zaman homojen veya simetrik olmak zorunda değildir. Ayrıca dikkatlice bakarsanız, işaretliler haricinde de motifler görebilirsiniz. Ancak bu diğer motifler (üstte yakın planlı fotoğrafını verdik) iddia sahipleri tarafından görmezden geliniyor. Yani görünen tamamen bir algıda seçicilik ve veya ilgi çekme amaçlı bir iddia gibi duruyor. Yine de, biz biraz daha bilimsel yaklaşıp neler bulacağımıza bakalım.

minber

Gerçek: Gezegenlerin boyutlarını bilip de sadece bu fotoğrafı gören birisi dahi bunların gerçek oranlar olmadığını anlayacaktır. Kaldı ki hatırlarsanız 10 cm kabul ettiğimiz Jüpiter’in Güneş ile arasındaki mesafe 1 kilometre kadar olmalıydı. Bırakın gerçek bir oran olmasını, daha gezegenler kendi aralarında bile orantılı değil.

Bu fotoğraftaki sıralama tamamen bir hayal gücünün ürünü olmaktan öteye gidemiyor. Ortada Uranüs’ten büyük bir Mars söz konusu, daha ne diyelim? (Gerçekte Uranüs Mars’tan 8 kat daha büyüktür)

Şunu bilmek ve kabul etmek gerekiyor ki; muazzam mesafelerin söz konusu olduğu Güneş Sistemi’ni bir kağıda, bir duvara, bir minbere gerçek uzaklık oranlarıyla işleyemezsiniz. Gezegenlerin büyüklük ve sıralamasını bir şekilde doğru verebilmeniz mümkündür ama, minber üzerine yapılan haberde görüyoruz ki zaten sıralama ve büyüklük oranları da yanlıştır.

Çıplak gözle gökyüzüne baktığımızda Satürn dahil olmak üzere 5 gezegeni görebiliriz. Uranüs ise 6 kadir parlaklığı ile insanoğlunun tam görme sınırına denk geldiği için 1781 yılına kadar keşfedilememiştir ki, bu tarih Galileo’nun ilk olarak Jüpiter’in uydularını gözlediği 1610 yılından 171 yıl sonradır. Teleskopla dahi keşfi bu kadar zaman almıştır. 1846 yılında ise son gezegenimiz olan Neptün keşfedilmiştir. Uranüs’ü keşfeden William Herschel, Neptün’ü keşfedenler ise Galle ile Le Verrier’dir. Plüton ise 1930 yılında Tombaugh tarafından keşfedilmiş, 1990’lı yıllarda ise Plüton gibi onlarca cüce gezegenin var olduğu ortaya çıkmıştır.

Çıkarım: Haberi uyduranlar öyle bir uydurmuşlar ki yazıda yüzyıllar önce bunların bilindiği ile ilgili bir övgüyü söz konusu edip, nasıl olup da bu bilginin gerçekten ortaya çıkmasının yüzyıllar sonra başkaları tarafından olabileceğini açıklama gayreti içerisine girmemişler.

Ayrıca haberde verilenin aksine diğer gezegenler tek bir düzlemdeyken Plüto başka düzlemde değildir. Sadece Plüto’nun yörünge düzleminin eğikliği biraz daha fazladır. Onu cüce gezegen sınıfına yerleştirmemize sebep olan başka faktörler var. (Bknz. Plüton İle Baş Başa)

Gezegenlerin yörünge eğiklikleri (ekliptiğe göre)
Gezegenlerin yörünge eğiklikleri (ekliptiğe göre)

 

  • İddia: “Bugün dahi bilim dünyasının görevini net tespit edemediği çift yıldızların detaylarını görmek mümkün. Çift yıldızlar galaksiler arasındaki dengeyi sağlayan sistemlerdir” diye konuştu.”

Gerçek: Hangi detayın göründüğünü yine merak etmekle kalıyoruz. Çift yıldızlar hakkında söylenen cümle ise tamamen saçmalık. Bizim Güneş’imizin aksine yıldızların çoğu çiftli sistemler halinde bulunur. Bırakın bunların devasa gökadalar arası etkileşim sağlamasını, çoğunlukla birbirlerini dahi zor etkilerler. Öyle ki çok nadiren birbirlerine yakın olup yapısal olarak etkileşirler.

Ek bir bilgi daha vermemiz gerekiyor. Minberi inşa eden ustaya bilgi verdiği söylenen Molla Fenari‘nin astronomi ile ilgili yazılarında Uranüs, Neptün ve Plüton hakkında hiçbir bilgi bulunmaz. Hatta, bu gezegenlerin varlığının olasılık dahilinde olduğu şüphe kaynaklı olarak dahi belirtilmez.

Sonuç

Varlığı, tarihi, işçiliği ve sanat değeri açısından başlı başına muhteşem bir değer olan Ulu Cami Minberi üzerinde hiçbir biçimde astronomik bir bilgi bulunmaz. Burada yer alan işlemeler Evliya Çelebi’nin de açık biçimde belirttiği gibi “çiçek motifleri“dir. Abartılı ve bazen gerçek üstü anlatımlarıyla ünlü olan Evliya Çelebi dahi “fezadaki seyyareler” ile ilgili tek bir kelime etmemiş iken, kündekâri çiçek desenlerini geçmiş insanların “sır bilgileri” üzerine yormak, tam anlamıyla işgüzarlıktır.

konyaalaeddinminber4
Konya Alaeddin Camii’nin kündekâri minberi. Bursa Ulu Cami’den yaklaşık 100 yıl önce inşa edilmiş olan bu minber, Selçuklu sanatının eşsiz bir örneğidir.

 

Ancak, Ulu Cami minberine atfedilen bu “gizemler” tek örnek değil. Dünya’nın birçok yerinde insanlar, eski uygarlıkların çizim ve işlemelerinde gökyüzüne ait sırlar saklı olduğunu dile getirmekten uzak durmuyorlar. Antik Mısır, Maya’lar ve İnkalar ile ilgili uydurulan birçok efsane, Piri Reis’in haritası üzerine anlatılan hikayeler de bu gizem sevdasının bir sonucu.

Ayrıca bu konuların ilgi çekiciliğini de göz ardı etmemek gerekiyor. Piramitler hakkında uzaylı efsaneleri üretilmese, kim gidip çölün ortasındaki kocaman tekdüze bir yapıyı görmek ister? Maya’lar hakkında üretilen efsaneler olmasa, kim dağ başlarındaki tapınakları ziyaret edip milyonlarca dolarlık bir turizm sektörünü besler? Döneminde onlarca benzeri yapılmışken, üzerine efsaneler üretmezseniz kim Piri Reis’in haritasına ilgi gösterir?

Ve; Konya Alaeddin Camii’nin veya Divriği Ulu Camii’nin çok daha nadide sanat örnekleri içeren minberleri dururken, üzerine efsane üretmezseniz kim Bursa Ulu Cami’nin minberini görmeye gider?

Çok daha olağan açıklamalar dururken, olağanüstü açıklamaların peşinde olmak belki daha çekici geliyor olabilir. Ancak, bu geometrik şekillere bir anlam yüklenecekse; bu semboller niçin camiyi inşa ettiren Yıldırım Bayezid’in şehzadeleri, yahut hocaları, veya önemli dini isimleri işaret ediyor olmasın? Üzerinde “Mülk Allah’ındır” yazan bir minberin altındaki kabartmaların Bayezid’in fetihlerini simgelemesi, “bilinmeyen gezegenleri” simgelemesinden çok daha anlamlı olmaz mıydı?

Hazırlayan: Ögetay Kayalı
Düzenleyen: Zafer Emecan




Perseid Göktaşı Yağmuru: 12-13 Ağustos

10 Ağustos’tan itibaren göktaşı yağmurlarının en popüleri olan Perseid (Kahraman) göktaşı yağmuru görülmeye başlanacak ve 12 Ağustos gecesi doruğa ulaşacak.

Bu göktaşı yağmurunu bu kadar popüler yapan şey saatte 100’e yakın göktaşının açık yaz günlerinde rahatlıkla görülebiliyor olması. Kış aylarında Geminid (İkizler) göktaşı yağmurunda 120 adet göktaşı gözlenebiliyor, fakat kış aylarında hava çoğunlukla kapalı olduğu için Perseidler daha sık anılır.

Ön Bilgi: Eğer bir şehirde yaşıyorsanız ve şehirden uzaklaşma şansınız yoksa, yani gökyüzüne baktığınızda gördüğünüz hepi topu 10-15 yıldızdan ibaret ise, boşuna meteor yağmuru izleyeceğiz diye kendinizi hırpalamayın, hiçbir şey göremezsiniz. Bu muhteşem gökyüzü şöleni için Olimpos Gökyüzü ve Bilim Festivali gibi gözlem açısından uygun alanların seçildiği etkinliklere katılmanızı tavsiye ederiz. 

Göreceğimiz yüzlerce göktaşından bazıları alev topu dediğimiz çok parlak ışık saçan göktaşlarıdır. Oldukça nadir görünürler, fakat ben arkadaşımla Perseidleri izlerken bir alev topunun yeri sanki şimşek çakmış gibi aydınlattığına şahit olmuştum. Bu yüzden eğer imkanınız varsa şehir ışıklarından uzak bir yerlere gitmenizi tavsiye ediyoruz.

Perseid-fireball
Bir alev topu

 

Bu göktaşı yağmuru nereden geliyor, neden her yıl aynı aralıkta görüyoruz?

Perseid göktaşı yağmuruna sebep olan şey 109/Swift-Tuttle kuyrukluyıldızıdır. Bu kuyrukluyıldız her 133 yılda bir Güneş etrafında bir tur atar. Bu sırada Güneş’e yakınlaşmasıyla geride bazı parçalarını bırakarak yörüngesi üzerinde bir enkaz yığını oluşturur. Dünya’nın yörüngesinin bu kuyrukluyıldızın yörüngesiyle kesişmesi sonucunda bu enkaz yığınının içerisinden geçeriz.

swift_tuttle_path
Dünya ile kuyrukluyıldızın yörüngesinin kesişmesi

 

Dünya’nın kütle çekim etkisiyle burada bulunan irili ufaklı taşlar atmosfere müthiş bir hızla girerek yanarlar. Biz bu anlık yanarak kayma olayını “yıldız kayması” olarak adlandırsak da aslında onlar kuyruklu yıldızdan geriye kalan taş parçalarıdır.

Neden Perseid (Kahraman) göktaşı yağmuru olarak adlandırıyoruz?

Dünya’nın yörüngesi ile kesişim noktası olan doğrultuda Perseus takım yıldızı yer alır, bu sebeple bu göktaşı yağmurunu Perseid göktaşı yağmuru olarak adlandırıyoruz.

Perseids
Perseid göktaşı yağmurunun görüneceği nokta. Cassiopeia (Koltuk) takım yıldızı ile Perseid (Kahraman) takım yıldızı arasında

 

Peki Dünya bunları temizlemiyor mu, nasıl oluyor da her sene tekrar görüyoruz?

Aslında evet, Dünya bir kısmını temizliyor. Fakat tıpkı kuyrukluyıldız gibi, ardındaki enkaz da yörünge etrafında belirli hızlarda dolanır. Dolayısıyla her seferinde farklı bir enkaz yığınının ortasından geçiyoruz. Bu bazen sayının daha fazla, bazen daha az olmasına bile sebep olabilir. Fakat ortalama olarak 100 adet görebileceğimizi biliyoruz.

Nereden daha iyi görebiliriz?

Karanlık… Mümkün olduğu kadar karanlık bir yere kaçmakta fayda var. Bir tepeye çıkın, sırtınızı çimenlere yaslayın ve görsel şölenin tadını çıkarın. Şehir ışıkları gökyüzünü çok fazla aydınlattığı için birçoğunu görmenize engel olacaktır. Eğer başka seçeneceğiniz yoksa gözünüzü karanlığa alıştırmaya çalışın, etraftaki sokak lambasını elinizle engelleyin ve gözünüze bir şekilde ışık gelmemesini sağlayın. Böylelikle daha fazlasını görebilirsiniz.

Saat kaçta görebiliriz?

Perseus (Kahraman) takımyıldızı, yani göktaşı yağmurunun kaynak noktası gece yarısı ortaya çıkıyor. Dolayısıyla gece yarısından sonra çok daha rahat görebilirsiniz. Fakat havanın karanlık olduğu her saat uygun olacaktır.

Nereye bakmalıyız?

Perseus (Kahraman) takımyıldızı gece yarısı Kuzeydoğu bölgesinde bulunuyor. Fakat bu sadece başlangıç noktası (ilk fotoğrafta görüldüğü gibi). Dolayısıyla her yönde onları görmeniz mümkün.

Teleskoba, dürbüne ihtiyacım var mı?

Bir göktaşı yağmurunu izlemenin en keyifli olayı hiçbir ekipmana ihtiyaç duymamanız. Hatta ekipman kullanmamanız gerekiyor. Çünkü bu olay saniyeden de kısa süreli bir olaydır. Siz daha evet gördüm deyip dürbünü çevirene kadar yanıp gider. En güzeli, en geniş alanı görebileceğiniz şekilde uzanıp tüm gökyüzünü seyretmektir.

Fotoğrafını çekebilir miyim?

Eğer bir üçayak (tripod) ve DSLR bir kameranız varsa fotoğraflarını çekebilirsiniz. Kameranızı en geniş açıya, düşük bir ISO değerine getirip pozlama süresini BULB moduna alın. Kamerayı titreştirmeden (süre ayarlı) olarak çekim yapın, kadraja bir göktaşı girdiğinde durdurun. Yıldızlar 10 saniye sonra uzamaya başlayacaktır, fakat kuyrukluyıldızın kayma çizgisini görebilirsiniz. Bunun için en geniş açıda çekim yapmanızda fayda var. (Detaylı bilgi için: Astrofotoğrafçılık)

Süleyman Yeşil & Ögetay Kayalı




Açık Yıldız Kümesi Nedir?

Açık yıldız kümesi, aynı moleküler buluttan doğmuş sayıları binlerce olabilen ve birbirleri arasında zayıf kütle çekimsel etkileşim bulunan yıldız topluluklarıdır.

Aynı moleküler bulutta oluştukları için yaşları ve kimyasal bileşenleri hemen hemen aynıdır. Bu sebeple yıldız evrimini anlama konusunda önemli bir rol oynarlar. Yalnızca aktif yıldız oluşum bölgelerine sahip spiral ve düzensiz gökadalarda bulunurlar. Genç açık yıldız kümeleri, çevrelerinde içlerinde oluştukları moleküler bulutunu da barındırabilir. Fakat küme içindeki büyük kütleli yıldızların şiddetli ışıma gücü sebebiyle bu bulut zamanla dağılır.

Açık yıldız kümelerinden en bilindik olanı çıplak gözle de görülebilen Pleiades (M45) ya da diğer adıyla Ülker açık yıldız kümesidir.

Pleiades (M45) Açık Yıldız Kümesi. 100’ün üzerinde yıldıza ev sahipliği yapan bu yıldız kümesinin içinde oluştuğu molekül bulutu (bulutsu) henüz tam olarak dağılmamıştır (Fotoğraf telif: Murat SANA).

 

Açık kümeler gökada çevresinde dolanmalarını gerçekleştirirken bazı yakınlaşmalar sonucunda, birbirlerine düşük kütle çekimsel kuvvet ile bağlı olduklarından üye kaybedebilirler. Çoğu açık yıldız kümesi yüz milyonlarca yıl bir arada kalırken, çok fazla yıldız içeren büyük kütleli kümeler için bu süre milyarca yılı bulabilir. Ancak, küme önünde sonunda dağılmaya mahkumdur. Gökyüzünde gördüğünüz hemen her yıldız, geçmişte böylesi bir kümenin üyesi idi; yıldızımız Güneş bile.

Gökadamızda bilinen 1.000’in üzerinde açık yıldız kümesi bulunuyor ve bu sayının kat kat daha fazlası olabileceği tahmin ediliyor. Bu açık kümeler, büyük çoğunlukla gökada düzlemi üzerinde yer alırlar. Küresel kümelerin aksine şişim bölgesinde bulunmazlar. Gökada düzleminden 100-200 ışık yılı kadar uzakta, gökada merkezinden ise 50.000-60.000 ışık yılı uzakta yer alabilirler.

St1
Stellarium programından alınmış bir Samanyolu ve üzerindeki gök cisimlerinin bir görüntüsü

 

Yukarıdaki görüntüde küresel kümelerin bulunma noktaları ile açık kümelerin bulunma noktaları arasındaki farkı açıkça görebiliyoruz. (Ortasında + işareti olan daireler küresel kümeleri, kesikli dairesel çizgi olanlar ise açık kümeleri gösteriyor.)

Açık kümeler çoğunlukla Samanyolu diski üzerinde dağılmışken, küresel kümelerin buranın dışında kaldığını görebiliyoruz. M92, M2, M15 küresel kümeleri gökada düzleminden oldukça uzakta iken açık kümeler gökada düzlemine oldukça yakın.

the-butterfly-star-cluster-m6-celestial-image-co
Messier 6 (Kelebek) Yıldız Kümesi.

 

Gökada merkezine yakın bölgede gelgit kuvveti (tidal force) daha fazladır. Gökada merkezinde daha yoğun halde bulunan büyük moleküler bulutlar, kümenin dağılma oranını artırır. Bu da açık kümelerin dağılması üzerinde önemli bir etki yaratır. Kümenin gökada merkezine daha yakın bölgesinde bulunan yıldızlar, bu gelgit etkisiyle erken yaşlarda kümeden kopmaya, kümenin gökada merkezinden uzak bölgesinde bulunan üyelere göre daha yatkındır.

Yıldız Evriminde Açık Kümelerin Rolü

Açık yıldız kümelerini HR diyagramında noktaladığımızda yıldızların çoğu ana kol üzerinde yer alır. Daha erken evrilen bazı büyük kütleli yıldızların ana koldan yavaş yavaş ayrılmaya başladığı görülür. Aynı moleküler buluttan yaklaşık aynı zamanda doğdukları için bu ayrılma çizgisi doğrudan kümenin yaşı ile ilişkilidir.

M67 ve NGC 188 için HR Diyagramı

 

Yukarıdaki HR diyagramında M67 (sarı) ve NGC 188 (turkuaz) açık yıldız kümelerinin elemanları noktalanmış. Çoğu üyeleri anakol üzerinde olmasına rağmen anakoldan ayrılma yolu rahatlıkla görülebiliyor. M67’nin ayrılma kolunun ise NGC 188’den farklı bir noktada başladığı görülüyor.

M67’de daha sıcak yıldızların bulunduğu bölgeden başlarken NGC 188’de daha soğuk yıldızlardan başlıyor (diyagramda sıcaklık soldan sağa azalır). Bu, M67’nin daha genç bir küme olduğunu gösterir. M67 ilerleyen zamanlarda daha sıcak yıldızlarını evrim yoluna koymuş olacak ve NGC 188 gibi bir hal alacak.

zams
Farklı kümelerin farklı yaşları. Sol dikey eksen (Mutlak Parlaklık), yatay eksen (BV Renk Ölçeği), sağ yatay eksen (Yaş). Alıntı: Mike Guidry, University of Tennessee

Açık Kümelerin Uzaklıklarının Belirlenmesi

Açık kümeler HR diyagramında noktalandıklarında bir anakol çizgisi verirler. Fakat bu çizgi yıldızlararası ortamdan ötürü yolda soğrulmaya uğrayarak bir miktar kızıllaşır. Dolayısıyla kümenin anakolu, gerçek anakol çizgisinden ötelenmiş olarak bulunur. Bu ötelenme miktarı, ışığın ne kadar yoğun bir ortamdan geçtiği ve ne kadar yol boyunca bu ortamda soğrulduğu ile doğrudan ilişkilidir. Eğer kümenin konumundan ortamdaki soğurma katsayısını hesaplayabiliyorsak, kümenin uzaklığını da hesaplayabiliriz.

Açık Kümelerin Listesi

Küme İsmi Takımyıldız Uzaklık Yaş Görünür
  (Parsek) (Milyon Yıl) Parlaklık
Hyades Taurus 46 625 330′ 0.5
Coma Coma Berenices 90 400-500 120′ 1.8
Butterfly (M 6) Scorpius 487 94 20′ 4.2
Messier 7 Scorpius 280 224 80′ 3.3
Wild Duck (M 11) Scutum 1,900 250 13′ 5.8
Eagle Nebula (M 16) Serpens 1,800 1.3 6′ 6
Messier 18 Sagittarius 1,296 17 5′ 6.9
Messier 21 Sagittarius 1,205 12 14′ 5.9
Messier 23 Sagittarius 628 300 30′ 5.5
Messier 24 Sagittarius 3,070 220 90′ 4.6
Messier 25 Sagittarius 620 92 30′ 4.6
Messier 26 Scutum 1,600 85 7′ 8
Messier 34 Perseus 499 180 36′ 5.2
Messier 35 Gemini 912 180 25′ 5
Messier 36 Auriga 1,330 25 10′ 6
Messier 37 Auriga 1,400 347 14′ 5.6
Messier 38 Auriga 1,400 316 20′ 6.4
Messier 39 Cygnus 311 280 30′ 4.6
Messier 41 Canis Major 710 240 40′ 4.5
Beehive (M 44) Cancer 160 830 70′ 3.1
Pleiades (M 45) Taurus 135 125 120′ 1.2
Messier 46 Puppis 1,510 250 20′ 6.1
Messier 47 Puppis 490 73 25′ 4.4
Messier 48 Hydra 770 400 30′ 5.8
Messier 50 Monoceros 1,000 130 14′ 5.9
Messier 52 Cassiopeia 1,400 160 15 6.9
Messier 67 Cancer 908 4,000 25′ 6.9
Messier 93 Puppis 1037 390 10′ 6.2
Messier 103 Cassiopeia 3,000 16 5′ 7.4
Southern Pleiades (IC 2602) Carina 147 30 100′ 1.9
IC 2391 (Omicron Velorum Cluster) Vela 148 30 60′ 2.5
NGC 2451 A Puppis 189 50 45′ 2.8
Alpha Persei Perseus 200 50 300′ 1.2
Blanco 1 Sculptor 253 100 90′ 4.5
NGC 2232 Monoceros 325 53 45′ 3.9
IC 4756 Serpens 330 500 40′ 4.6
NGC 2516 (Diamond Cluster) Carina 346 141 30′ 3.8
IC 4665 Ophiuchus 352 43 70′ 4.2
Trumpler 10 Vela 365 35 14′ 4.6
NGC 6633 Ophiuchus 375 20′ 4.6
IC 348 Perseus 385 44 7′ 7.3
NGC 752 Andromeda 400 1,700–2,000 75′ 5.7
NGC 3532 (Wishing Well Cluster) Carina 405 316 50′ 3
NGC 2516 Carina 409 140 30′ 3.8
Collinder 140 Canis Major 410 35 42′ 3.5
NGC 2547 Vela 433 38 25′ 4.7
NGC 6281 Scorpius 479 220 8′ 5.4
IC 4756 Serpens 484 500 40′ 4.6
NGC 225 Cassiopeia 657 130 12′ 7
NGC 5662 Centaurus 666 70 30′ 5.5
NGC 5460 Centaurus 678 160 36′ 5.6
NGC 189 Cassiopeia 752 10 3.7′ 8.8
NGC 6025 Triangulum Australe 756 130 14′ 5.1
IC 5146 Cygnus 852 1 9′ 7.2
IC 4651 Ara 888 1,900 10′ 6.9
NGC 6087 Norma 891 70 14′ 5.4
NGC 3114 Carina 911 124 36′ 4.2
NGC 2509 Puppis 912 10′ 9.3
NGC 2264 Ophiuchus 913 1.5 40′ 3.9
NGC 1502 Camelopardalis 1,000 10 8′ 5.7
NGC 7822 Cepheus 1,000 2 180′
NGC 2169 Orion 1,052 12 5′ 5.9
NGC 6242 Scorpius 1,131 50 9′ 6.4
NGC 381 Cassiopeia 1,148 320 7′ 9.3
NGC 6204 Ara 1,200 79 6′ 8.2
NGC 6231 Scorpius 1,243 6 14′ 2.6
NGC 2439 Puppis 1,300 25 9′ 6.9
NGC 6067 Norma 1,417 170 14′ 5.6
NGC 2362 Canis Major 1,480 4–5 5′ 4.1
NGC 6756 Aquila 1,507 62 4′ 4.5
NGC 6031 Norma 1,510 117 8.5
NGC 2175 Orion 1,627 8.9 5′ 6.8
NGC 188 Cepheus 1,660 6,600 17′ 8.1
NGC 2244 Monoceros 1,660 1.9 30′ 4.8
NGC 2360 Canis Major 1,887 1,000 13′ 7.2
NGC 6834 Cygnus 1,930 76 5′ 7.8
NGC 659 Cassiopeia 1,938 35 5′ 7.9
Jewel Box (NGC 4755) Crux 1,976 14 10′ 4.2
NGC 6200 Ara 2,056 8.5 12′ 7.4
NGC 869 Perseus 2,079 12 18′ 4.3
NGC 637 Cassiopeia 2,160 10 4.2′ 8.2
NGC 2355 Gemini 2,200 955 5′ 9.7
NGC 2129 Gemini 2,200 10 5′ 6.7
NGC 663 Cassiopeia 2,420 25 14′ 7.1
NGC 457 Cassiopeia 2,429 21 20′ 6.4
NGC 2204 Canis Major 2,629 787 13′ 8.6
NGC 884 Perseus 2,940 14 18′ 4.4
NGC 1931 Auriga 3,086 10 3′ 10.1
NGC 2158 Gemini 5,071 1,054 5′ 8.6
NGC 6791 Lyra 5,853 8,900 16′ 9.5
Arp-Madore 2 Puppis 8,870 5,000
Hodge 301 Dorado 51,400 25 11
NGC 3293 Carina 8400 6′ 4.7
NGC 3766 Pearl Cluster Centaurus 1745 5′ 5.3

Using data from the VISTA infrared survey telescope at ESO’s Paranal Observatory, an international team of astronomers has discovered 96 new open clusters hidden by the dust in the Milky Way. Thirty of these clusters are shown in this mosaic. These tiny and faint objects were invisible to previous surveys, but they could not escape the sensitive infrared detectors of the world’s largest survey telescope, which can peer through the dust. This is the first time so many faint and small clusters have been found at once. The images are made using infrared light in the following bands: J (shown in blue), H (shown in green), and Ks (shown in red).
VISTA ile alınan görüntülerden, 30 açık yıldız kümesi

 

Ögetay Kayalı

Kaynaklar
1. Payne-Gaposchkin, C. (1979). Stars and clusters. Cambridge, Mass.: Harvard University Press 
2. van den Bergh, S.; McClure, R.D. (1980). “Galactic distribution of the oldest open clusters”. Astronomy & Astrophysics
3. Serdar Evren – Işık Ölçüme Giriş

4. List of Open Clusters – Wikipedia




Atomun Gerçek Boyutları

Etrafımızda gördüğümüz her şeyi; yıldızları, ağaçları, cıvıldayan kuşları hatta bizleri oluşturan şey, atom. Oldukça küçük bir madde parçası. Yalnızca bu kadar küçük olmakla kalmayıp, aynı zamanda oldukça ilginç özelliklere de sahip.

Örneğin bir atomun nasıl olduğunu düşünebilmek için gerçek boyutlarında ele almaya çalışmamız gerekiyor. Kitaplardan ve derslerden gördüğümüz üzere atom aşağıda gösterildiği gibi çekirdeğinde proton ve nötronu olan, etrafında elektronlar dolanan ilginç bir yapıdır değil mi?

atom-68866_640
Atomun temsili gösterimi. Merkezde çekirdeği oluşturan proton ve nötronlar, dışta ise yörüngelerinde dolanmakta olan elektronlar.

 

Aslında öyle değil, en azından göründüğü gibi değil. Eğer bir atomu ders kitabına gerçek oranlarıyla büyüterek çizmeye çalışsaydınız bu muhtemelen imkansız olurdu. Dolayısıyla bu gördüğümüz tamamen temsili, hatalı bir gösterimdir.

Atomun Gerçek Boyutları

Atomun gerçek yapısını anlamak için çekirdeğini, yalnızca çekirdeğini, bir bilye boyutunda düşünelim. Bu durumda elektronları nereye koymamız gerekir? Cevap oldukça şaşırtıcıdır. Bilyeyi alıp bir futbol sahasının ortasına koyarsanız, elektronlar bu sahanın etrafında bir yerlerde dolanırlar. Peki aradaki onca mesafede ne var? Hiçbir şey. Tamamen boşluk.

Bu yüzden atomaltı dünyası, gerçek dünyamızdan bakıldığında oldukça sıradışı görünür. Çünkü bizim yaşantımızdaki hiçbir yapı, atom boyutlarına indiğimizde karşılaştığımız yapılara benzemez.

metrekup-alan45
Bu resimde gördüğünüz 1 metreküplük alanın içi tamamen atom çekirdeği ile dolu olsaydı, kaç kilogram gelirdi?

 

Aslında işlerin sıradışılığı burada da bitmiyor. Söz konusu olan çekirdeğimize geri dönelim. Atomun kütlesinin büyük bir bölümü buraya ait. Peki buradaki madde ne kadarlık bir alanda bulunuyor, yani çekirdek ne kadar yoğun?

Cevap, gündelik hayata uygulayana kadar normal bir sayıymış gibi okuyacağımız bir miktar. Metreküp başına yaklaşık 1017 kilogram. Yani eğer bir metreküp boyutunda ve atom çekirdeği yoğunluğunda bir küpümüz olsaydı 100 trilyon ton gelecekti. Muazzam, öyle değil mi?

Ögetay Kayalı

Kaynak
https://www.ted.com/talks/just_how_small_is_an_atom




Güneş Battıktan Sonra Görülen Parlak Yıldız

Gün batımları, o rengindeki ahenk ile insanı iyileştiren bir güzelliğe sahiptir. Öylece Güneş’in batışını izlemek, bir terapidir adeta. Bazı zamanlarda bu gün batımına bir de parlak yıldız eşlik eder.

Öylesine parlak görünür ki, gökyüzüne o anda bakanlar muhakkak onu fark eder. Aslında bu görülen bir yıldız değildir. Bu parlak gök cismi, çoğunlukla Venüs ya da Jüpiter gezegenidir. Bazen ise bu gökcismi Satürn gezegeni olabilir.

(Bu yazıda anlattığımız gökcismi, tesadüf eseri 2016 yılının yaz aylarında gün batımından hemen sonra görülen parlak Mars gezegeni ile karıştırılmamalıdır. Bu yazımızda, ömrünüz boyunca sıkça göreceğiniz bir yıldız, daha doğrusu bir gezegenden söz edeceğiz).

Peki nasıl oluyor da bu kadar parlak oluyorlar, hangisinin hangisi olduğunu nasıl ayırt edebiliriz? Yıldızlardan ayırt edebilmemiz mümkün mü?

Venüs ve hemen üstünde yer alan Satürn gezegeni. (Foto: Michael Daugherty)

 

Gördüğümüz o parlak yıldızın Venüs mü Jüpiter mi olduğunu anlamak aslında oldukça kolay. Her şeyden önce gökyüzünün en parlak iki cismi bu iki gezegenimizdir. Dolayısıyla öncelikle gördüğümüz o parlak yıldızın gerçekten bir yıldız mı yoksa Venüs veya Jüpiter mi olup olmadığını anlayabiliriz. Burada ayırt etmede en önemli faktörlerden birisi yıldızların nokta kaynak olmalarından ötürü, atmosferdeki dalgalanmalardan etkilenmeleri ve ışıklarının göz kırpar gibi görünmesidir. Gezegenlerde bu etki çok daha azdır. Bu sayede gezegen olduğunu anladık diyelim, peki hangisi olduğunu nasıl ayırt edebiliriz?

Uzun yazı okumaktan hoşlanmayanlar için yazımızın hemen başında şunu söyleyeyim: 2018 yılı bahar ve yaz aylarında gün batımı sırasında göreceğiniz parlak gökcismi, Venüs gezegenidir. Detaylı bilgi almak isteyen okurlarımız, şimdi yazının kalanını okuyabilirler…

Her şey çok basit bir geometrik olaya dayanıyor. Venüs bir iç gezegen olduğu için, yani Dünya ile Güneş arasında bir yörüngeye sahip olduğu için biz Dünya’dan baktığımızda Venüs’ün yörünge hareketini ayırt edebiliriz. Yani Venüs yörüngesi etrafında nasıl Güneş’in etrafında dolanıyorsa, gökyüzünde de Güneş’in etrafında benzer şekilde dolanır.

merc-ven-sunset-horiz-BC
Merkür ve Venüs’ün gökyüzünde Güneş etrafındaki hareketleri bize onların birer iç gezegen olduğunu söyler.

 

Dolayısıyla Venüs; zaman zaman Güneş’in önünden geçerken, zaman zaman arkasında kalır. Aynı şekilde bu dolanma hareketi sırasında bize göre Güneş’in sağında veya solunda da kalabilir. Bu sebeple Ay gibi evreler gösterirken, ayrıca bu hareketi ile bir gezegen olduğunu anlamamıza imkan verdiği gibi bize onun Jüpiter olup olmadığını anlamamıza da imkan sağlar.

Aşağıdaki görselde Venüs ile Dünya’nın yörüngeleri arasında bir üçgen görülüyor. Buradaki alfa açısı bize Venüs’ün gökyüzünde Güneş’ten kaç derece uzakta olduğunu verir. Dikkat ederseniz bu açı hiçbir zaman belirli bir değerin üzerine çıkamaz, yani Venüs gökyüzünde Güneş’ten en fazla belirli bir derece uzakta görülebilir. Bunun aksine Jüpiter bir dış gezegen olduğu için gökyüzünde Güneş’ten olan görsel uzaklığında bir sınırlama yoktur.

Aşağıdaki görselde verilen açı en büyük açı değeri değildir. En büyük açı değeri için Venüs’ün bulunduğu yerdeki açı 90 derece, yani teğet olmalıdır.

Venus_yorunge

Dolayısıyla bir gün batımı sonrasında görüldüğü dönemlerde, Venüs asla doğu ufkunda görülmez (gün doğumu sırasında görüldüğü dönemlerde de asla batı ufkunda görünmez). Çünkü açısal uzaklığı buna el verecek kadar fazla değildir. Eğer doğu ufkunda parlak bir yıldız görüyorsanız bu Jüpiter’dir. Peki ya Jüpiter de yörüngesindeki konumu sebebiyle Venüs ile yakın görülüyorsa, o zaman hangisinin hangisi olduğunu nasıl ayırt ederiz?

Bu durumda da parlaklıklarına bakmamız yeterli, Venüs gökyüzünde Jüpiter’e oranla daha parlak görünür. Dolayısıyla parlak olan Venüs’tür diyebiliriz.

Yukarıdaki görselin bir diğer sonucu da Merkür‘ün gökyüzündeki hareketidir. Merkür daha küçük bir yörüngede dolandığı için onun Güneş’ten olabilecek en büyük açısal uzaklığı Venüs’ten de küçüktür. Dolayısıyla Merkür’ü asla doğu veya güney ufkunda göremeyiz. Eğer gökyüzündeki onca parlak gök cismi arasından Merkür’ün hangisi olduğunu tahmin etmek istiyorsak, Güneş’e yakın bir yerlere bakınmakta fayda var. (Bkz. bir üstteki infografik)

Buradan da bir diğer sonuca ulaşıyoruz, yalnızca gün batımında görünmedikleri. Yörüngeleri dolayısıyla bir taraftayken Güneş’in solunda diğer taraftayken ise sağında kalırlar. Haliyle ya gün doğumu öncesinde Güneş’ten önce doğarlar ya da gün batımı sonrasında Güneş’ten hemen sonra batarlar. Fakat biz genelde gün doğmadan önce uyanık olmadığımız için daha sıklıkla gün batımında görmeye alışkınız. Halbuki benzeri şekilde gün doğumu sırasında görmek de mümkündür.

9 Nisan 2018 tarihinde Türkiye Antalya’dan saat 20:00’da gökyüzü ve Venüs gezegeninin konumu (Görsel: Starry Night Pro Plus 7 astronomi yazılımı).

 

Hemen üstteki, Starry Night programından alınmış görselde ise 9 Nisan 2018 tarihinde gün batımında  Venüs‘ün batı ufkunda kendisini gösterdiğini görüyoruz. Yani, 2018 bahar ve yaz ayları boyunca günbatımları sırasında göreceğiniz o çok parlak gökcisimi Venüs olacak.

Bazen bu Venüs olur, bazen Jüpiter, bazen Satürn. Bazen ikisi veya hepsi birden de olabilir. Bu durum tamamen Dünya’nın ve bu gezegenlerin yörüngelerindeki konumlara bağlıdır. Jüpiter ile aramıza Güneş girdiğinde, Jüpiter’i gün doğumu veya batımında Güneş’e yakın olarak görürüz. Jüpiter ve Satürn, Dünya’dan sonra yer alan gezegenler olduğu için onları Güneş’le yan yana görmemiz ancak bu şekilde mümkündür. Tabi ki bu durumda rahatça söyleyebiliriz ki Jüpiter ve Satürn Güneş’e yakın görünen bir konumdaysa, bize yörünge olarak oldukça uzak bir konumdadır.

Her ne kadar Venüs aşırı parlak bir yıldız gibi, Jüpiter ve Satürn de parlak birer yıldız gibi görünse de bazen parlak yıldızlar da onları tanımamızı zorlaştırabilir. Yani gün batımı sırasında gördüğümüz o parlak yıldız gerçekten bir yıldız olabilir. Bunu ayırt etmek için elbette ki en etkili yöntem yukarıda fotoğrafını paylaştığımız Stellarium, Starry Night gibi bir programdan yardım almaktır. Fakat yukarıda da ele aldığımız gibi profesyonel gözler ve bilgili birisi için tek bakışta olayı anlamak da mümkündür.

Hazırlayan: Ögetay Kayalı
Geliştiren: Zafer Emecan

Not: En üstte yer alan kapak fotoğrafımız, Julie Fletcher tarafından Avustralya’da Eyre Gölü üzerinde çekilmiştir. Fotoğrafta Venüs’ün solunda Samanyolu, hemen altında ise burçlar ışığı rahatlıkla görülebiliyor. 


Amacınıza en uygun ve en kaliteli teleskop ya da dürbünü, en uygun fiyata sadece Gökbilim Dükkanı‘nda bulabilir, satın alma ve kullanım sürecinde her zaman bize danışabilirsiniz
GÖKBİLİM DÜKKANI’NA GİT




Kara Delikler Etraflarındaki Her Şeyi Yutar Mı?

Popüler bilim zaman zaman bize öyle şeyler aşılıyor ki, kendi ile ters düşerek bilimsellikten uzak belirli kalıpları ezberlerimize yerleştiriyor. Bunlardan birisi ise hepimizin çok merak ettiği kara delikler ve onların çekim kuvveti konusunda.

“Karadelikten ışık bile kaçamaz, her şeyi içine çeker” cümlesi öyle bir algılanıyor ki, kara delikler bebek bezi reklamlarındaki tüm sıvıyı içine çeken bezler gibi, her şeyi her yerden sonsuza dek içine çeken cisimler olarak kafamızda yer ediyor.

Bu cümle her ne kadar doğru olsa da eksik. Daha doğru şekilde anlamak için doğru bir şekilde ifade etmemiz gerekiyor. Bunun için öncelikle belirli kalıpları incelememiz gerek. Bunlardan en başta geleni Schwarzschild Yarıçapı. Tanımı oldukça basittir, küresel yapıya sahip bir kütlenin yüzeyindeki kaçış hızı, bildiğimiz sınır değer olan ışık hızına eşit olduğu nokta Schwarzschild Yarıçapı’dır.

Şimdi “kara delikten ışık hızıyla kaçabilir miyiz” sorusunun cevabını arayabiliriz. Elimizdeki bilgi son derece basit. İlgilileri için Schwarschild Yarıçapı’nın matematiksel hesaplaması aşağıdaki gibi.


Burada G, gravitasyon sabiti, c ışık hızı, m cismin kütlesi, r de yarıçapıdır.

 

Schwarzschild yarıçapında, yani kara deliğin yüzeyinde, ulaşılabilecek en büyük değer olan ışık hızı kaçış hızı olduğundan, ışık dahi olsanız kaçamazsınız. Dolayısıyla bu noktadan itibaren ışık dahi dışarıya kaçamaz. İşte bu kara delik olmak için gerekli limit yarıçap-kütle ilişkisini bize verir, zaten kara deliğin “kara” olarak adlandırılması da bu sebeptendir. Lakin, yüzeyden biraz daha ötede olacak olursanız bu durumda kaçış hızı ışık hızından nispeten daha düşük olacağından ışık bu noktadan kaçabilir.

Aşağıda gözlemsel bir çalışmanın sonucu yapılmış bir simülasyon izleyeceksiniz. Simülasyonda kara deliğe (mavi nokta ile gösterilmiş) yaklaşmakta olan bir yıldız görünüyor. Kısa bir süre sonra, bu simülasyonda altta gösterildiği gibi günlerle ifade ediliyor, yıldız dağılıyor.

Burada dağılan yıldız Güneş benzeri bir yıldız olarak, kara delik ise milyon Güneş kütleli bir kara delik olarak kullanılmış. Simülasyonda yıldızın darmadağın olduğunu görüyoruz. Fakat ortada bir patlama söz konusu değil. Öyleyse bu yıldız neden paramparça oluyor ya da neden kara deliğin içine çekilmiyor?

Kara deliğe yaklaşma anını eğer dikkatle izlerseniz, yıldızın izlediğin yolun esasında kara delik ile aynı doğrultuda olmadığını görebilirsiniz. Yani yıldız ile kara delik kafa kafaya gelmiyor, yıldızın hareketi kara deliği teğet geçecek şekilde. Fakat yıldız kara deliğe yaklaştıkça artan çekim kuvvetinin etkisiyle yörüngesi sapmaya, kara deliğe doğru çekilmeye başlıyor. Bu esnada yıldız giderek artan bir hız kazanıyor. Kara deliğe çok yaklaştığında ise yıldız hala kara delikten bir miktar uzakta.

Yıldızın hareket doğrultusu, fakat karadeliğe yaklaştıkça karadeliğe doğru eğriselleşecek.
Yıldızın hareket doğrultusu, fakat karadeliğe yaklaştıkça karadeliğe doğru eğriselleşecek.

 

Dolayısıyla yıldız kara deliği deyimi yerindeyse sıyırarak geçiyor. Fakat kara deliğin uyguladığı muazzam çekim gücü yıldız üzerine etkiyerek yıldızın dağılmasına sebep oluyor. Bunu daha iyi anlamak için kara deliği geçip parçalandığı ana dikkat edelim. Bu noktada yıldız mevcut yüksek hızıyla kaçmaya çalışırken, kara deliğin çekim gücüyle de geriye çekilmeye zorlanıyor. Bu iki hareketin altında yıldızın kaderinde spagetti gibi uzayıp parçalanmaktan başka seçenek yoktur.

Sonuç olarak yıldızın bir kısmı kazandığı hızdan ötürü uzayda dağılarak ilerlerken bir kısmı kara deliğin etrafında bir “toplanma diski” oluşturuyor. Simülasyonda kırmızı alanlar az yoğun, beyaz alanlar ise daha yoğun alanları gösteriyor.

Dikkat ederseniz yıldızın yalnızca bir kısmı sadece kara delik tarafından yutulmak üzere toplanıyor, bir kısmı ise uzayda paramparça da olsa ilerlemesine devam ediyor.

İşte bunun tüm sebebi yıldızın kara delik ile olan yakınlaşma şekli. Burada çekim kuvveti aynı zamanda yıldızı kendine doğru çekerken, aynı zamanda bu çekimden ötürü yıldıza kazandırdığı hızla yörüngesi etrafında bir sapan gibi fırlatıyor. Hatta ve hatta biz bugün kara deliklerin varlıklarını bu sayede bilebiliyoruz. Çünkü yıldız olamayacak kadar büyük kütlelerde görünmeyen bir cismin etrafında dönen yıldızlar mevcut.

Yukarıdaki videoda gökadamız Samanyolu merkezindeki kara deliğin etrafında dolanan yıldızların yörüngeleri gösteriliyor. Buradan da açıkça görebiliyoruz ki Schwarzschild Yarıçapı’nın ötesinde olaylar bildiğimiz şekilde gerçekleşmeye devam ediyor. Esas bilmediğimiz ise, içini göremememize sebep olan bu yarıçapın ardında olanlar…

Ögetay Kayalı




Gezegenler ve Yıldızlar Neden Küre Şeklindedir?

Yalnızca gezegenler ve yıldızlar değil, evrende gördüğümüz birçok gök cismi; yıldızlar, gezegenler, kümeler, gökadalar ya küresel bir yapıya sahipler ya da çembersel bir şekilleri var. Peki neden evrende her şey bir küresel yapı oluşturmaya çalışıyor? Bunun ardında nasıl bir amaç var?

Evrende gerçekleşen tüm olaylar, bildiğimiz veya bilmediğimiz fizik yasalarınca gerçekleşiyor. Sadece bazılarının ne olduğunun bulunması zaman meselesi iken, mevcut bilgilerimiz ile de birçok şeyi açıklayabiliyoruz. Küreselleşmeyi açıklamak da oldukça basit bir duruma dayanıyor.

Bir sanatçının ellerinden kara delik tasviri
Bir sanatçının ellerinden kara delik tasviri

 

Aslında başta sorduğumuz “bunun ardında nasıl bir amaç var” sorusu yanlıştır. İnsanoğlu olarak duygusal düşünme gücümüz, bizim her şeyin temelinde olan bir amacın bulunduğunu düşünmemize sebep olur.

Bu, her şeyin sonunda böyle midir bilemiyoruz. Fakat bildiğimiz şey, evrende gerçekleşen olayların yalnızca fizik yasalarının birer sonucu olduğudur.

Sphere

Küre, merkez noktasından yüzeyine olan uzaklıkların hepsinin eşit olduğu geometrik şekildir. Biz bu uzaklığa yarıçap diyoruz. Merkezden yüzeyin neresine giderseniz gidin, ölçecek olduğunuz mesafe yarıçapın ta kendisidir. Dolayısıyla küre, kusursuz bir geometriye ve simetriye sahiptir.

Sphere1

Newton’ın bahsettiği Kütle Çekimi Kanunu bugün hala pratikte işimize yaramakta olduğu için küresel yapıyı açıklamada onu kullanabiliriz.

Newton'un Evrensel Kütle Çekimi Yasası
r burada iki cisim arasındaki mesafe

 

Evrende bulunan kütleler yakınlıklarına bağlı olarak birbirlerine bir çekim uygularlar. Bu çekimin sonucunda en nihayetinde öbeklenerek gruplar, kümeler oluştururlar. Bu gruplar ve öbekler de giderek küresel veya çembere ait bir geometri oluşturur. Bu tamamen çekim kuvvetinin ve kürenin kusursuz simetrisinin bir sonucudur.

Kürenin yüzeyinin neresinden bir nokta alırsanız alın, uzaklık yarıçap(r) olacağından her noktaya uygulanan çekim kuvveti de aynıdır.

Dolayısıyla kürenin kusursuz simetrisi, basit bir denge durumu oluşturur. Yasalar sürekli olarak gerçekleşmektedir, kütle çekim hala oradadır. Fakat kuvvetler, simetri sayesinde birbirini harika bir şekilde dengelediği için bir etki gözlenmez. Tıpkı duvarı itmeye çalışmak gibi, etkiye karşılık eşit bir tepki vardır.

Eğer bu denge durumu yoksa, yasa işlemeye devam ettiği sürece yapı küresel olmaya çalışacaktır. Gezegenin üzerindeki bir dağ, kuvvetler dengesini bozarak jeolojik etkilere yol açacaktır. Bunu da duvara fazla kuvvet uygulayıp yıkmak gibi düşünebiliriz.

En nihayetinde, yapının dayanıklılığına bağlı olarak kütle çekim ile bir noktada denge sağlanır. Bu, gezegenlerde pek görmediğimiz bir durum. Hiçbir gezegen kusursuz küre şeklinde değildir. Bunun sebebi, mevcut katı yapıdan ötürü oluşan direnç kuvvetidir. Yani duvarı yıkacak yeterli bir kuvvet uygulanamıyordur (kütle çekim katı maddenin uyguladığı dirençten daha zayıf kalır).

Bir sanatçının elinden Dünya çizimi
Bir sanatçının elinden Dünya çizimi

 

Neden gezegenler kusursuz küre biçiminde değildir?

Dönen her cisim, ekvator bölgesinden dış yönde savrulur. Ucuna top bağlı bir ipi çevirdiğinizde, yeterli hızlarda çevirirseniz dışarıya doğru fırlamaya çalışacaktır. Bu sebeple ekvator yönünde daha büyük yarıçapa sahip bir yapı ortaya çıkar. Biz bu yüzden gök cisimlerinin yarıçaplarını aşağıdaki gibi iki şekilde ifade ederiz, kutup bölgelerden ve ekvator bölgelerden. Çünkü kutuplarda bu etki en az iken, ekvatorda en fazladır. Bunun için “Disk Oluşumu” ile ilgili yazımızı okuyabilirsiniz.

Dünya’nın kutuplardan basık, ekvatordan şişkince olması böylelikle açığa kavuşmaktadır. Bu değerlere baktığımızda ise:

Ekvator yarıçapı : 6378,1 km
Kutup yarıçapı    : 6356,8 km

Bu ortalamaya oranlandığında 1.000’de 3’lük bir kusur. Güneş ise neredeyse kusursuz bir küresel yapıya sahiptir. 10 saatte bir dönüşünü tamamlayan Jüpiter’de ise ekvator yarıçapı kutup yarıçapından tam 5000 km fazladır. Bu neredeyse Dünya’nın yarıçapına eşit bir değer.

Sonuç olarak, gözlemlediğimiz bu küresel yapının sebebi kütle çekim kuvvetinin kusursuz bir simetriye sahip olan kürede denge durumuna gelmesidir.

Ögetay Kayalı




Temel Fizik – Basınç

Basınç bir yüzeye etkide bulunan dik kuvvetin, birim yüzey alanına düşen miktarıdır. Daha farklı bir ifade ile, bir yüzeye uyguladığınız kuvvetin dik bileşeninin, o yüzeye ne kadar dağılarak bir etki yaptığını ifade eder.

Basınç, sıradan bir çivi çakma işleminden yıldız astrofiziğine kadar geniş bir yelpazede karşımıza çıkar. Maddenin üç ayrı halinde ayrı ayrı incelenir.

Katılarda Basınç

Katılarda basınç, uygulanan kuvvetin artmasıyla artar.
Katılarda basınç, kuvvetin uygulandığı yüzeye temas eden yüzey alanı azaldıkça artar.

Öyleyse,

Pressure2
P: Basınç(P), F: Kuvvet(N), S: Yüzey Alanı(m2)

 

formülü elde edilir. Bu demek oluyor ki, aynı kuvvetle, yüzey alanını azaltacak olursak daha fazla basınç uygulayabiliriz. Bu yüzden çivilerin ucu sivridir, çünkü ufak bir yüzey alanı sayesinde duvara çok fazla basınç uygulayarak girmesini kolaylaştırır. Benzer şekilde bıçaklar da bilenerek daha keskin hale getirilir.

Pressure1
Aynı cisim farklı konumlarda

 

Aynı cismi farklı konumlarda kullanarak farklı basınçlar elde etmek mümkündür. Cismin kütlesi değişmediği için, uyguladığı kuvvet değişmezken yüzey alanı değişmiştir. Böylece uygulanan basınç da değişir.

Ağır araçları fazla tekerlikli yapmak yer ile olan temas yüzeyini artırarak tekerler üzerine binen basıncı dağıtacaktır. Toplam basınç aynı kalacak olmasına rağmen, birim tekerlek üzerine düşen basınç azalacağından tekerlerin dayanıklılığı artacaktır.

Sıvılarda Basınç

Sıvılar içinde bulundukları kabın şeklini aldıklarından ötürü, temas ettikleri tüm yüzeye farklı yüksekliklerde farklı değerlerde olmak üzere basınç uygular.

pressure3
h: yükseklik, d: yoğunluk (özkütle), g: çekim ivmesi

 

Sıvılarda basınç yükseklik ile ilintili olduğundan kabın farklı yüksekliklerinden açılan deliklerden çıkan suyun basıncı da farklı olacaktır.

liquidpressure_clip_image001
Yükseklik suyun yüzeyinden itibaren ölçülür. En alttaki deliğin üstünde daha fazla miktarda su olduğundan çıkan suyun basıncı da daha fazladır.

 

Bu sebeple denizde dalış yaparken diplere doğru basınç arttığından kulakta bu basınç hissedilebilir.

derinlik-basinc-4785
Deniz veya göllerde derinlere inildikçe basınç artar. Görselde, metre birimi ile ne kadar derine indiğinizde kaç atmosferlik basınçla karşılaşacağınız gösteriliyor. İnsan, uygun biçimde inildiğinde ve yine uygun biçimde çıkıldığında (vurgun yememek için yeterli önlemler alındığında) bir koruyucu kıyafet giymeden yüzlerce metre derinlikteki basınca dayanabilir. 

Gaz Basıncı

Gaz basıncı özellikle yıldız astrofiziğinde önemli bir yere sahip olan bir konudur. Gaz basıncını anlamak için, elimizdeki gazı kapalı bir kapta düşünelim.

Burada elimizde dört farklı parametre vardır. Gazın sahip olduğu basınç (P), gazın hacmi (V), gazın sıcaklığı (T) ve molekül sayısı (N). Aynı zamanda bunları bir eşitlik olarak ifade etmek için k gibi bir sabit sayı kullanırız.

gaspressure
Gaz basıncı denklemi

 

Gaz basıncı, gaz moleküllerinin bulundukları kabın çeperlerine çarpması sonucu oluşur. Dolayısıyla ne kadar fazla çarpışma, o kadar fazla basınç demektir.

Denklemi yorumlayacak olursak;

  1. Molekül sayısı (N) ve sıcaklık (T) sabit tutulursa eşitliğin diğer tarafı değişmemelidir. Dolayısıyla bu durumda hacim (V) artarsa, basınç (P) azalır. Hacim (V) azalırsa, basınç (P) artar. Yani sıcaklığını ve molekül sayısını değiştirmediğimiz bir gazı sıkıştırırsak basıncı artacaktır.
  2. Hacmini (V) ve molekül sayısını (N) değiştirmezsek, sıcaklık (T) artarsa basınç (P) da artar. Sıcaklık (T) azalırsa, basınç (P) da azalır. Yani kapalı, hacmi değişmeyen yalıtılmış bir kaptaki gazı ısıtırsak, basınç artacaktır.
  3. Hacmi (V) ve sıcaklığı (T) sabit tutup, molekül sayısını (N) artırırsak basınç artacaktır. Yani kapalı, sabit hacimli bir kaba sabit sıcaklıkta gaz eklenirse, basınç artar.

Yıldız astrofiziğinde gaz basıncı, hidrostatik dengeyi ifade etmede kullanılır. Yıldızların oluşumunu sağlayan kütle çekim kuvveti yıldızı içeriye çöktürdükçe gazın artan basıncı, yıldızın bir noktada dengeye gelmesini sağlar. Dolayısıyla kütle çekim ile gaz basıncı arasında net bir ilişki vardır. Kütle ne kadar fazla ise, gaz basıncı o kadar fazla olur. Dolayısıyla çekirdekte çarpışma olasılığı artar, yıldızın ömrü kısalır.

Ögetay Kayalı




Süper Kütleli Kara Delikler Ve Parçalanma

Interstellar filmine konu olup ünlenen kara delikler akıllarımızdaki mevcut düşünceleri biraz sarsmış gibi görünüyor. Esasında fizikçiler için konu hala aynı durumda. Lakin popüler bilimde bazı düşünceler akıllarda öyle bir yer ediyor ki, bunlar net doğrularmış gibi ezberlerimize giriyor.

Bunlardan birisi de “kara deliklere yaklaşma durumunda parçalanır mıyız?” sorusu. Filmi izlemeyenler için oradan örnekler vermek yerine, izleyen ve izlemeyenlerin de anlayabileceği şekilde kara deliklere yaklaşsak ne olur durumunu hep beraber ele alalım. Öncelikle karadelikler hepimiz için gizemli objeler. Dolayısıyla onlar hakkında bildiklerimiz, dışında gerçekleşenler. Bu sebeple biz de bu yazıda sadece bu konuya değineceğiz.

Kara delikleri iki ayrı durumda inceleyelim: Kara deliklerden biri yaklaşık Güneş kütlesinde olsun, bu durumda boyutunu hesapladığınızda “Schwarzschild Yarıçapı”ndan ötürü yarıçapı 1 km (1.000 metre) değerlerinde oluyor. Diğer kara deliğimiz ise büyük kütleli bir kara delik olsun ki biz bunu 30 milyon Güneş kütlesinde farz edelim bu durumda bu kara deliğin boyutu neredeyse Güneş’ten Dünya’ya kadar olan mesafedir. Buradaki değerleri sadece aklımızda canlandırabilmek için abartılmış hesap yanılgısıyla verdiğimizi de belirtelim.

Kara Delikler

Şimdi bu iki durumu ele alalım. Basit bir yargı yapacağız ve bunun için bilmemiz gereken tek şey Newton’un çekim yasası. Bize diyor ki; iki cisim arasındaki çekim kuvveti bunların kütleleri ile doğru, uzaklıklarının karesiyle ters orantılıdır. Yani “aradaki uzaklık arttıkça çekim kuvveti şiddetle azalır”.

Öyleyse küçük yarıçaplı kara deliğimize yaklaştığımızı farz edelim. Bu kara deliğin yarıçapı ile bizim boyumuz arasındaki fark oldukça azdır. 100 metrelik bir uzay gemisiyle kara deliğe yanaşıyor olsak, yarıçapı 1.000 metre olan karadelik ile merkezden olan uzaklık aracın başında 1.000 metre, sonunda 1.100 metre olur. Bu bizim yaptığımız hesapta uzaklığın karesinden ötürü ciddi bir kuvvet farkı olduğunu ortaya koyar. Aynı işlemi 100 milyon kilometre yarıçapta ortaya koymaya çalışın. 100 milyon kilometreye ekleyeceğiniz 100 metre devede kulak kalacaktır. Dolayısıyla aracınızın boyu burada önemsiz bir değerdir.

Özet olarak, küçük kütleli bir kara deliğe yaklaşırsanız olacak olanları açıklayalım. Başınız ile ayağınız ya da uzay geminizin başıyla kıçı arasındaki kuvvet farkı öyle büyük olur ki önce çekilir, gerilirsiniz sonra da parçalanırsınız. Fakat bu bir süper kütleli kara delik ise, kara deliğin boyunun yanında sizinki karınca gibi kalacağından sizi parçalayabilecek bir kuvvet farkı söz konusu değildir.

Dolayısıyla, galaksimizin her yanına dağılmış milyarlarca küçük kütleli kara deliğe yaklaştığınızda parçalanarak ölmeniz kaçınılmazken, galaksimizin merkezinde yer alan gibi süper kütleli bir kara deliğe yaklaştığınızda, parçalanmazsınız. Evet, yaklaşmaya devam ettiğinizde içine düşüp ölmeniz kaçınılmazdır ancak, bu hemen değil, içine düştüğünüz sırada yaşayacağınız bir parçalanma şeklinde, acısız ani bir ölüm olacaktır.

Ögetay Kayalı




Gök Mekaniği: “Eğrisel Hareket”in Kinematiği

Bundan bir önceki giriş yazımızda Kepler yasaları ve Newton’ın hareket kanunlarını vermiş, bunlardan yola çıkarak gök mekaniklerini elde edeceğimizi söylemiştik. Eğrisel hareket ile ilgili bu yazımız, matematik ağırlıklı ve sözelciler için giriş seviyesinin biraz üstündedir, bunu dikkate alarak okuyunuz.

Bu yazıda “eğrisel hareket“in geometrisini gösterip; konumdan hıza, hızdan ivmeye geçişi nasıl yaptığımızı ele alacağız. Böylelikle yörünge üzerindeki hareketin teğetsel ve dikine bileşenlerinin neler olduğunu göreceğiz. Üstteki görselden de anladığınız üzere, tenis maçlarında vurduğumuz her top dahil olmak üzere, herhangi bir cismin kütle çekimi altında olduğu sürece fırlattığımız her nesne, eğrisel hareket yapar. Ve tüm bunların hareketini hesaplayabiliriz!

Kartezyen koordinat sisteminde üç boyutlu referans sisteminde C eğrisi boyunca hareket eden P (x,y,z) noktasını ele alalım. Zamana bağlı olarak s yay uzunluğunun artacağını görebiliriz.

Eğrisel Hareket
Şekil 1

Başlangıçta s=0 iken, ok yönünde hareket ettikçe s yay uzunluğu da artacaktır. Buradan ilerideki bir noktayı da P’ (x’,y’,z’) olarak adlandıralım. Kartezyen koordinat sisteminde kullandığımız i, j, k birim vektörlerini kullanarak konum vektörü r‘yi aşağıdaki gibi ifade edebiliriz.

Gok_mekanigi_r

Hız, konumun zamana göre değişimi olduğundan dolayı r’nin t’ye göre türevi bize hızı verecektir. (Burada zamana(t) göre türevi üste bir nokta olarak gösteriyoruz)

Gokmekanigi_hiz

Öyleyse hızı aşağıdaki şekilde yazabiliriz:

Gokmekanigi_hiz2

İvme ise hızın zamana göre değişimi olduğundan, v’nin t’ye göre türevi ya da r’nin t’ye göre ikinci türevi olarak ifade edilebilir.

Gokmekanigi_ivme

Öyleyse ivme(a) aşağıdaki şekilde yazılabilir:

Gokmekanigi_ivme2

P noktasından P’ noktasına Δt zaman aralığında orijine uzaklığın değişeceği açıktır. Eğer r konum vektörünün ucundan P’ noktasına Δr vektörünü çizersek bu durumda orijinden P’ noktasına olan uzaklık iki vektörün toplamından dolayı r+Δr kadar olur. Bu arada yay üzerinde de Δs kadar bir değişim olduğuna dikkat edelim (Şekil 1)

Buraya kadar ele aldıklarımız eğrisel hareketin geometrisine dair birkaç vektörü göstermek ve konum ile hızın zamana göre değişimini incelemekti. Şimdi bilgilerimizi birleştirelim.

Hız ve ivme için aşağıdaki ifadeleri kullanmamız mümkündür:

Gokmekanigi_hiz3

Gokmekanigi_a_v_lim

 

Hız için yukarıdaki verdiğimiz denklemi daha farklı bir şekilde de yazabilirdik. Eğrisel hareket boyunca elimizdeki parametreler Δr, Δs ve Δt olduğuna göre bu üçü arasında bir ilişki yakalayabiliriz.

Gokmekanigi_limit1

En sağdaki ifadeyi inceleyelim. Δs ile Δt arasındaki ilişki bize oldukça tanıdık bir ifadedir. s bir yay uzunluğu, bir konum, olduğuna göre bunun zamana göre değişimi bize P noktasındaki hızı (v) verir. Δr/Δs limiti ise C eğrisine P noktasında teğet olan teğet birim vektörü (UT) ifade eder. Bunun için aşağıdaki şekli inceleyelim.

Eğrisel Hareket
Şekil 2

 

P noktasındaki teğet birim vektörü  (UT) ile gösterdik. Cisim eğri üzerinde hareket ederken teğetin yönünün de değişeceğini görebiliriz. Eğer P’ noktasındaki teğet birim vektörü bulmak istersek, yine basit bir vektör toplamı işlemi yapabiliriz. P noktasında kesikli çizgilerle gösterilen vektör P’ noktasındaki teğet birim vektördür (P noktasına hayali olarak taşıdık). Görüyoruz ki; UT vektörüne ΔUT gibi bir vektör eklersek P’ noktasındaki teğet birim vektörü elde edebiliriz. O halde P’ noktasındaki teğet birim, vektör UT+ΔUT  olur. Bu noktadan sonra merak etmemiz gereken şey, teğet vektöründeki değişimin nasıl olduğudur. Bariz bir şekilde değişmesi gerektiğini görüyoruz, öyleyse nasıl değiştiğini bilmemiz gerek.

Yukarıdaki limit işleminden elde edeceğimiz ifade denklemin sol tarafı için; Δr’nin Δt‘ye göre değişimi olan V‘yi verirken sağ tarafı için Δs/Δt‘den v‘yi, Δr/Δs‘den teğet birim vektör U‘yi verdiğine göre aşağıdaki şekilde düzenlenebilir.

Gokmekanigi_hiz4

Böylelikle hız ile teğet birim vektör arasında bir ilişki yakaladık. İvme, hızın zamana göre türevi olduğundan bu ifadenin türevini alarak ivmeyi de bulabiliriz.

Gokmekanigi_ivme4

Burada UT‘nin zamana göre türevinin ne olduğunu incelemeliyiz. P noktasından P’ noktasına C eğrisi boyunca ilerlerken, UT değeri ΔUT kadar değişir.

Gokmekanigi_ut

Burada denklemin solunda verdiğimiz UT‘nin türevi, P noktasından P’ noktasına C eğrisi boyunca hareket sırasında UT‘ye dik bir vektördür. Aynı zamanda;

Gokmekanigi_ut2

ifadesi P noktasında C eğrisinin eğrilik şiddetini ifade eder. Bunun ne anlama geldiğini birazdan daha açık bir biçimde göreceğiz. p eğrilik yarıçapı olmak üzere

Gokmekanigi_ut3

Burada UN birim normal vektördür ve eğrinin konkav tarafına yönlenmiştir. Sonuç olarak bu ifadeyi yerine yazdığımızda genel ifademizin düzenlenmiş hali aşağıdaki gibi olur.

Gokmekanigi_ut4

Şimdi elimizde daha rahat yorumlayabileceğimiz bir ifade var. Ubirim teğet vektörü Uise birim normal vektörü ifade ediyor. Böylelikle ivmeyi iki birim vektöre ayırmış oluyoruz. Bu bize yorum yapma olanağı sağlar.

Eğer ki çember üzerinde sabit bir hızla hareket ediyorsanız, yani v=c gibi bir sabit ise, sabit sayının türevi sıfır olduğundan bu durumda teğetsel bileşen ortadan kalkar ve geriye sadece normal vektörü kalır. Bu da bize; böyle bir durumda cismin, yarıçap boyunca merkeze doğru ivmeleneceğini söyler.

Tüm bunları yapmaktaki amacımızı hatırlayalım. Yeryüzünden gözlem yapıyoruz ve koordinatlar üzerinde çalışacağız. İşleri basitleştirmemiz gerek, öyle değil mi? Dolayısıyla kolay işlemler yapabileceğimiz kutupsal koordinatları kullanmak çok daha işlevsel olacaktır. Bir P(r,θ) noktası tanımlayalım.

Gokmekanigi_ut_ur
Sol üst köşede teğetsel bileşen, sağ alt köşede ise dikine bileşen gösteriliyor

 

İki adet birbirine dik birim vektör tanımladık: Ur dikine bileşen Uθ teğetsel bileşen. r konum vektörü olmak üzere aşağıdaki şekilde ifade edebiliriz.

Gokmekanigi_r

Böylelikle konum vektörümüzü de ifade etmiş olduk. Bundan sonra r’nin zamana göre türevinden hıza gidebilir, hızın türevinden de ivmeye gidebiliriz. Fakat burada görüyoruz ki, türev alırken Ur ifadesinin de türevi gelecek. Dolayısıyla öncelikle bu bileşenlerimizin tanımlamalarını yapmalıyız. Yukarıdaki şekilde sol üstte Uθ bileşeninin, sağ altta ise Ur bileşenin nasıl açıldığını görebiliriz. Öyleyse birim vektörlerimizi aşağıdaki şekilde yazabiliriz.

Gokmekanigi_ur_ut_bilesenler

r’nin türevlerini alırken yukarıda verdiğimiz bu ifadelerin de türevleri geleceği için öncelikle bunların türevlerine bakmamız gerekir. Açıkça görüyoruz ki, bu ifadeler birbirlerinin çok basit şekilde türevlerini ifade eder ve aşağıdaki şekilde yazılabilir.

Gokmekanigi_ur_ut_turev

Cisim P noktasından P’ noktasına giderken θ açısının değişeceğini görüyoruz. Dolayısıyla burada θ değerinin türevinin gelmesinin sebebi, θ açısının sabit bir açı değil zamana bağlı olarak değişen bir fonksiyon olmasından kaynaklanır. Artık birim vektörlerimizin de türev ifadelerini bildiğimize göre; konum vektörünün birinci türevinden hıza, ikinci türevinden de ivmeye ulaşabiliriz.

Gokmekanigi_r_ur_ut

Üstteki denklemdeki ifadeyi yerine yazar ve düzenlersek

Gokmekanigi_v_ur_ut

Böylece hız ve bileşenleri hakkında fikir edinmiş olduk. Eğer bu ifadenin de zamana göre türevini alırsak ivme ve bileşenleri hakkında fikir edinebiliriz.

Gokmekanigi_a_ur_ut_1

Bu ifadeyi düzenlersek;

Gokmekanigi_a_ur_ut_2

elde ederiz. Böylelikle ivme ve bileşenleri hakkında da fikir edinmiş olduk. İlerleyen konularda bu ifadeleri yorumlayarak ne gibi durumlarda neler olacağını, bize söylediklerini göreceğiz.

*Bazı yerlerde vektörleri belirtirken üzerine ok işareti koyarak vektör olduklarını vurgulamak zorunda kaldık. Bazılarında ise bu işaret yok. Bunun sebebi yazım için kullandığımız programda bazı harfleri vurgulayamamış olmamız. Normalde hiç vektör işareti kullanmayacaktık. Çünkü birim vektör içeren ifadelerden hangisinin vektör olduğunu rahatlıkla anlayabilirsiniz.

Ögetay Kayalı

Katkılarından ve desteğinden ötürü Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü’nde bize Gök Mekaniği dersini veren Can Kılınç hocamıza teşekkür ederiz.




Yengeç Atarcası (Pulsarı)

1054 yılında Çinli astronomlar gökyüzünde büyük bir parlama gördüler ve bunu kaydettiler. Bu parlama öylesine büyüktü ki tam 23 gün boyunca gündüz dahi görülmüş, toplamda 642 gün boyunca gözlenmiştir.

Bugün bunun bir süpernova patlaması olduğunu ve geriye neler bıraktığını biliyoruz. Bunlardan biri hala evrende hızla yayılmakta olan Yengeç Bulutsusu, diğeri ise bir nötron yıldızı olan Yengeç Atarcası (Pulsarı).

SN1054'den geriye kalan Yengeç Bulutsusu(M1)
SN1054’den geriye kalan Yengeç Bulutsusu (M1) (Telif: NASA/ESA Hubble)

 

Atarcalar, aslında nötron yıldızlarıdır. Büyük kütleli yıldızların süpernova patlaması sonucu geriye bıraktığı, boyutları 15-20 kilometreden çok da fazla olmayan, fakat kütleleri Güneş’in birkaç katına kadar olabilen, dolayısıyla aşırı yoğun nötron yığınlarıdır. (Bknz. Nötron Yıldızı ve Karadelik)

Atarcayı özel kılan şey, onun bize bir deniz feneri gibi ışık atımları yollamasıdır. Dönüş ekseni ile manyetik ekseni arasında bir açı bulunan nötron yıldızları, manyetik eksenleri doğrultusunda ışık saçarlar. Böylelikle evreni bir koni şeklinde ışık atımları ile tararlar. Eğer biz bu doğrultulardan birine denk geliyorsak, nötron yıldızının yaptığı bu ışınımı periyodik olarak yanıp sönen bir yıldız olarak görürüz.

800px-Pulsar_schematic.svg

Hatta bu atımı görmekle kalmıyoruz, bu atım bizim için oldukça şaşırtıcı bir özelliğe sahip. Saniyede onlarca, yüzlerce hatta neredeyse binlerce kez olabiliyor. Yani nötron yıldızları kendi etraflarındaki turlarını saniyenin yüzde birinden kısa bir sürede atabiliyor!

Yengeç Atarcası

Yengeç atarcası ise SN1054’ün geriye bıraktığı, yaklaşık 20 kilometre çapında 1.4 Güneş kütlesine sahip 961 yaşında genç bir nötron yıldızıdır. Atımları 33 milisaniyede bir gerçekleştirir, yani saniyede yaklaşık 30 kez. Bu neredeyse her atımı ayırt edemeyeceğimiz kadar kısa bir süredir.

Aşağıda Yengeç Atarcası’nın çıkardığı sesi duyabilir ve Cambridge Üniversitesi’nin Lucky Imaging kamerası tarafından yakın kızılötede (800nm) alınmış bir yavaşlatılmış görüntüsünü izleyebilirsiniz.

Crab_Lucky_video2

Ögetay Kayalı

Kaynaklar
1. http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9503012.pdf
2. 
http://www.jb.man.ac.uk/pulsar/Education/Sounds/




Çift Yıldız Sistemlerini Nasıl Keşfediyoruz?

Güneş yalnız bir yıldız olmasına karşın, yıldız sistemleri ikili veya daha fazla sayıda bulunabilir. Hatta bu ikili sistemler birbirleri arasında da bir sistem oluşturabilirler. Bu tamamen olasılıkların gerçekleşme durumuna bağlıdır.

Bu Sistemleri Nasıl Fark Ediyoruz?

Çoğunlukla bize olan uzaklıklarının çok fazla olmasından ötürü, birbirleri arasındaki mesafe buna oranla çok az kaldığından iki ayrı yıldız göremeyiz. Yani bu demek oluyor ki, tek yıldız gibi gördüğümüz bir nokta, bir çift yıldız sistemi olabilir.

Gözlemlediğimiz bu noktadan bize gelen ışığın zamana göre değişimini grafiğe dökersek bir sistem olup olmadığını anlayabiliriz. Biz bu grafiklere, ışık eğrileri diyoruz. Aşağıdaki resmi inceleyelim.Çift Yıldız
Birinci konumda ikili sistemimizi görüyoruz. Bu sistem ortak kütle merkezi etrafında dönerken bir tutulma gerçekleştirirse, gelen ışıkta değişim olmasını bekleriz.

Resimde kırmızı yıldız büyük, mavi küçük olmasına rağmen, küçük olan mavi sıcak, büyük olan kırmızı soğuk yıldızdır. Yıldızların ışıma güçleri de yarıçap ve sıcaklık ile alakalıdır. Lakin sıcaklığın mertebesi daha büyük olduğundan burada ufak olan yıldızın, yani mavi (sıcak) olanın, yaydığı ışığı daha fazla kabul edeceğiz.

İkinci resimde sıcak yıldız öne gelmiştir. Dolayısıyla artık B’nin bir kısmını görmüyoruz. Bu sebeple gelen ışık miktarında bir azalma olacaktır. Fakat soğuk yıldızın bir kısmı örtüldüğünden bu miktar çok fazla değildir.

Dördüncü resimde ise bu sefer sıcak (mavi) yıldızımız tutulmuştur. Bu yıldızın yaydığı ışık miktarı, soğuk (kırmızı) olandan daha fazla olduğundan bu sefer eğride ikinciden daha büyük bir düşüş olacaktır.

Çift Yıldız
Çift yıldız sistemlerini teleskopla görüntülemek oldukça zordur. Sadece görece yakınımızda olan yıldız sistemleri fotoğraflanabilir. Bu fotoğraf, bize en yakın yıldız sistemi olan Alpha Centauri’ye ait (Telif: ESA/Hubble & NASA)

 

Böylelikle ortaya çıkan ışık eğrisinden bir sistem olup olmadığını, ne tür bir sistem olduğunu anlamamız mümkün oluyor. Bir hayli basit görünmesine rağmen, birçok faktör sebebiyle incelemesi zor, tuhaf eğriler ortaya çıkabilmektedir. Yani neredeyse hiçbiri, yukarıdaki gibi bir eğri vermemektedir. 

İleri Okuma: Çift Yıldızlar

Ögetay Kayalı