AST412 AY ve GÜNEŞ TUTULMALARI
advertisement
Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü AST412 AY ve GÜNEŞ TUTULMALARI DERS NOTU Hazırlayan: Doç. Dr. Selim O. SELAM Ankara, 2007 2 3 AYDINLANMA ve GÖLGE Şekil 1’de görüldüğü gibi, büyük yarıçaplı küresel bir ışık kaynağı ile bu kaynaktan belirli uzaklıkta bulunan bir perde arasına, yarıçapı ışık kaynağından daha küçük ışıksız bir küresel cisim konulduğunda, perde üzerinde oluşan gölgenin yapısını inceleyelim: Şekil 1 Işık ışınlarının bir doğru boyunca yayılma özelliği olduğundan Şekil 1’deki c ve d noktaları arasında kalan dairesel bölgeye hiç ışık düşmez ve bu nedenle oluşan gölge tamamen karanlıktır. Gölgenin, ab ve cd çaplı çemberler arasında kalan bölümünde ise ışık kaynağının bazı noktalarından ışık ulaşır. Bu nedenle bu bölgeye ait gölge daha az karanlıktır ve cd çaplı dairenin kenarından ab çaplı dairenin kenarına yaklaştıkça, gölgenin kararma miktarı azalarak yok olur. ab çaplı çemberin dışında kalan bölgeye ise ışık kaynağının her noktasından ışık ulaştığından tamamen aydınlıktır. Oluşan gölgenin kaynaktan hiç ışık almayan tam karanlık kısmına “tamgölge (umbra)”, daha az karanlık olan kısmına ise “yarıgölge (penumbra)” denmektedir. Şekil 2’de, perdeye dik olarak bakıldığında oluşan gölgenin yapısı görülmektedir. 4 Şekil 2 Şekil 3 Şekil 3’de görüldüğü gibi ışıksız olan cisim, ışık kaynağına bakan yüzeyinin zıt yönünde koni şeklinde ışıksız bir hacim oluşturur. Kaynaktan hiç ışık ulaşmayan bu geometrik yapıya “tamgölge konisi” denir. Aynı yönde, kaynağın ışığının kısmen ulaşabildiği ikincil bir yarı-karanlık hacim daha oluşur (şekilde gri renkte taranmış bölge). Bu geometrik yapıya ise “yarıgölge konisi” adı verilmektedir. Şekilden de açıkça görüleceği gibi, tamgölge konisinin sınırlı boyutta ve kaynak ile ışıksız cisim arasındaki uzaklığa bağlı bir yüksekliği bulunurken, yarıgölge konisinin yüksekliği sonsuz uzunlukta olmaktadır. Şekil 4’den yararlanarak tam gölge konisinin yüksekliğini veren ifadeyi elde edelim: 5 Şekil 4 Δ Δ O1BT ve O2 AT diküçgenlerinin benzerliğinden; O2 A O1B = O2 T O1T yazılabilir. Burada, O1B = R küresel ışık kaynağının yarıçapı, O2 A = r ışıksız küresel cismin yarıçapı, O1O2 = d ışık kaynağı ile ışıksız cisim arası uzaklık, O2 T = h tamgölge konisinin yüksekliği ve O1T = O1O2 + O2T = d + h olmak üzere benzerlik bağıntısından, r h yazılabilmektedir. h için düzenleyecek olursak tamgölge = R d+h konisinin yüksekliğini veren ifade aşağıdaki şekilde elde edilir: h= rd ..................................................................... (1) R−r AY ve YER’İN TAMGÖLGE KONİLERİNİN ÖZELLİKLERİ Yukarıdaki şekillerde ve tanımlarda aydınlanma ve gölge geometrisini incelediğimiz cisimlerin; Güneş ve Ay tutulmalarını temsil eden cisimler olması halinde formüllerde kullanacağımız nicelikler şunlar olacaktır: 6 Güneş Tutulması Ay Tutulması R = R~ Güneş’in yarıçapı R = R~ Güneş’in yarıçapı r=r Ay’ın yarıçapı r = r⊕ Yer’in yarıçapı d=d Güneş-Ay uzaklığı d = d⊕ Yer-Güneş uzaklığı h=h Ay’ın tamgölge konisinin yüksekliği h = h⊕ Yer’in tamgölge konisinin yüksekliği d = Δ⊕ - Δ Burada d⊕ = Δ⊕ Δ⊕ ve Δ sırasıyla Yer-Güneş uzaklığı ve Yer-Ay uzaklığı olup zamana bağlı olarak değişim gösterdiklerini ifade etmektedirler. Hesaplamalarda 695,700 km (ekvator yarıçapı), r⊕ = 6,378.16 km ve R~ = r = 1,738 km olarak dikkate alınırlar. Tutulma hesaplarında yukarıda verilen Yer’in ekvator yarıçapı birim olarak alınır. Buna göre r⊕ = 1 olmak üzere; R~ = 695,700 = 109.08 r⊕ 6,378.16 ve r = 1,738 = 0.2725 r⊕ olur. 6,378.16 Yer’in Güneş etrafında, Ay’ın ise Yer etrafındaki yörüngelerinin birer elips olmasından dolayı, Δ⊕ ve Δ nicelikleri sabit değerlere sahip değildirler. Yapılan duyarlı ölçümlerle bu niceliklerin en büyük (max) ve en küçük (min) değerleri Δ⊕ min = 147,100,000 km = 23,063 r⊕ Δ⊕ max = 152,100,000 km = 23,847 r⊕ 7 Δ min = 361,800 km = 56.72 r⊕ Δ max = 407,000 km = 63.81 r⊕ olarak bulunmuştur. Bu bilgilerin ışığı altında bir Güneş tutulması için Ay’ın tamgölge konisi yüksekliğinin alabileceği uç değerleri belirleyelim. Herhangi bir anda Ay’ın tamgölge konisi yüksekliği veren bağıntı, yukarıda verilen tanımlara göre şu şekilde yazılır: h = d r R~− r ................................................................................ (2) Buna göre Ay’ın tamgölge konisi yüksekliğinin alabileceği uç değerleri (en küçük ve en büyük) belirleyebilmek için dört farklı durumu gözden geçirmemiz gerekmektedir: 1. DURUM: h = 2. DURUM: h = 3. DURUM: h = Yer ve Ay yörüngelerinin enberi noktasında: (Δ ⊕ min − Δ min ) r (23063 − 56.72)0.2725 = = 57.62 r⊕ 109.08 − 0.2725 R~ − r Yer ve Ay yörüngelerinin enöte noktasında: (Δ ⊕ max − Δ max ) r (23847 − 63.81)0.2725 = = 59.56 r⊕ 109.08 − 0.2725 R~− r Yer yörüngesinin enberi, Ay ise enöte noktasında: (Δ ⊕ min − Δ max ) r (23063 − 63.81)0.2725 = = 57.60 r⊕ 109.08 − 0.2725 R ~− r 8 Yer yörüngesinin enöte, Ay ise enberi noktasında: 4. DURUM: h = (Δ ⊕ max − Δ min ) r (23847 − 56.72)0.2725 = = 59.58 r⊕ 109.08 − 0.2725 R ~− r Buna göre Ay’ın tamgölge konisi yüksekliğinin alabileceği sınır değerler için 57.60 r⊕ ≤ h ≤ 59.58 r⊕ yazılabilir. Sonuç olarak, bir Güneş tutulması için Ay’ın gölge konisi yüksekliği, en büyük değerine, Yer yörüngesinin enöte, Ay ise enberi noktasında iken ulaşırken, en küçük değerini ise, Yer yörüngesinin enberi, Ay ise enöte noktasında bulunurken alabilmektedir. Bir tam Güneş tutulmasının oluşabilmesi için, Şekil 5’ten de görüleceği gibi, Ay’ın tamgölge konisi yüksekliğinin, Ay-Yer yüzeyi arasındaki uzunluktan ( AB ) daha büyük olması gerekmektedir. Buna göre; Şekil 5 AY = Δ , BY = r⊕ = 1 , AB = Δ − r⊕ = Δ − 1 , AT = h Daha önce Δ min= 56.72 r⊕ ve Δ max= 63.81 r⊕ olduğunu göstermiştik. Bu durumda AB uzaklığı için uç değerler AB min = Δ min− 1 = 55.72 r⊕ ve AB max = Δ max− 1 = 62.81 r⊕ olmaktadır. Bu değerleri Ay’ın tamgölge konisi yüksekliği h için hesapladığımız uç değerlerle karşılaştıralım. h ’ın en 9 büyük değeri 59.58 r⊕ , AB uzunluğu için hesapladığımız en büyük değer 62.81 r⊕’den daha küçüktür. Bu koşul altında (h max , AB max ) bir tam Güneş tutulması gerçekleşmeyeceği açıktır, çünkü Ay’ın tamgölge konisi Yer yüzeyine kadar ulaşamamaktadır. h ’ın en küçük değeri 57.60 r⊕ ise, AB için belirlediğimiz en küçük değer 55.72 r⊕’den daha büyük olduğundan, diğer tutulma koşullarının da sağlanması halinde bir tam Güneş tutulması oluşabilecektir. Bu irdelemelerden görülüyor ki, Ay’ın Yer ile Güneş arasından her geçişinde bir Güneş tutulması meydana gelmez ve belirli koşulların sağlanması halinde tutulmalar oluşabilir. Şimdi de Yer’in tamgölge konisinin yüksekliğini (h⊕) veren ifadeyi bulalım: Şekil 6 Şekil 6’da görüldüğü gibi, Yer merkezinden DT çizelim. Böylece olduklarından oluşan Δ BYG diküçgeni YT CY = yazılabilir. Burada; GY BG GY = d⊕ Yer-Güneş uzaklığı, CY = r⊕ Yer’in ekvator yarıçapı, ile Δ CYT teğetine bir paralel diküçgeni benzer 10 YT = h⊕ Yer’in tamgölge konisi yüksekliği, BG = R~ − r⊕ dir. Benzerlik bağıntısında yerine koyacak olursak; h⊕ d⊕ = r⊕ R~ − r⊕ ve düzenlersek Yer’in tamgölge konisinin yüksekliğini veren bağıntıyı aşağıdaki şekilde elde ederiz: h⊕ = d⊕ r⊕ R~− r⊕ ................................................................................ (3) Yer’in tamgölge konisi yüksekliği, yalnızca Yer-Güneş arası uzaklığa bağlı olarak değişeceğinden, alabileceği uç değerler iki durumda karşımıza çıkacaktır. Buna göre; 1. DURUM: h ⊕ min 2. DURUM: h ⊕ max Yer yörüngesinin enberi noktasında: = Δ ⊕ min r⊕ R~− r⊕ = 23063 × 1 109.08 − 1 = 213.4 r⊕ Yer yörüngesinin enöte noktasında: = Δ ⊕ max r⊕ R~− r⊕ = 23847 × 1 109.08 − 1 = 220.6 r⊕ Buna göre Yer’ın tamgölge konisi yüksekliğinin alabileceği sınır değerler için 213.4 r⊕ ≤ h⊕ ≤ 220.6 r⊕ yazılabilir. Görüldüğü gibi, Yer-Güneş uzaklığının en küçük olduğu durumda bile, Yer’in tamgölge konisi yüksekliği, Yer-Ay uzaklığının en büyük değerinden (Δ max= 63.81 r⊕) daha büyük olmaktadır. Bu durumda diğer tutulma koşulları sağlandığı sürece Yer’in Güneş ile Ay 11 arasından geçişinde, Yer-Ay uzaklığına bağlı olmaksızın mutlaka bir Ay tutulması gerçekleşebilecektir. Tutulmaların oluşma koşulları açısından şu ana kadar Yer’in ve Ay’ın tamgölge konisi yüksekliklerinden gelen kısıtlamaları gördük ve geriye kalan durumları “diğer tutulma koşulları” olarak dile getirdik. Diğer koşullar temelde Ay’ın Yer etrafındaki yörünge düzleminin, Yer’in Güneş etrafındaki yörünge düzlemi (ekliptik-tutulum) ile çakışık olmamasından kaynaklanmaktadır. Ay ve Güneş tutulmalarının oluşma koşullarını doğru bir biçimde ortaya koyabilmek için, Ay’ın yörünge özelliklerini ve görünürdeki hareketlerini iyi kavramak gerekir. AY’IN YÖRÜNGESİ ve HAREKETLERİ Yer’in tek doğal uydusu olan Ay, Yer etrafında dışmerkezliği 0.0549 olan elips bir yörünge üzerinde dolanır ve bir tam turunu 27.322 günde tamamlar (=yıldızıl dönemi). Yörüngesi üzerinde, Yer’e en uzak olduğu enöte konumu “apoge noktası”, en yakın olduğu enberi konumu ise “perige noktası” olarak adlandırılmaktadır. Ay’ın bu noktalarda Yer’e olan uzaklıkları Δ max ve Δ min olarak verilmişti (Şekil 7). Ortalama Yer-Ay uzaklığı ise 384,400 km dir. Ay’ın yörüngesi ekliptik düzlemi ile 05°09' lık bir açı yapmaktadır (Şekil 8). Ay’ın ve Yer’in yörünge düzlemlerinin arakesitine “düğümler doğrusu” adı verilir. Ay Şekil 7 Şekil 8 12 yörüngesinin düğümler doğrusu ile kesiştiği noktalara ise “düğüm noktaları” denmektedir. Ay’ın yörüngesi üzerindeki hareketi prograt yöndedir ve bu yörünge üzerinde ekliptiğin kuzeyinden güneyine geçtiği düğüm noktasına “iniş düğümü”, güneyinden kuzeyine geçtiği noktaya ise “çıkış düğümü” adı verilir. Yer’den bakıldığında, Ay’ın aydınlık görünen kısmının günden güne değiştiği gözlenir. Ay, Güneş’ten aldığı ışığı yansıtmaktadır ve yer-merkezli yörüngesi üzerinde hareket ettiği sürece, Güneş-Yer-Ay doğrultuları arasındaki açı (=uzanım açısı) sürekli olarak değişmektedir. Bu durum, Ay’ın “evreleri” olarak adlandırılan ve aydınlık görünen kısmının boyutlarının dönemli olarak değişmesini sağlayan olguyu ortaya çıkarmaktadır. Şekil 9’da, Güneş ışınlarının geliş yönüne göre Ay’ın Yer’den görülen temel 8 evresine ait geometri verilmiştir. Şekle göre Ay, yörüngesi üzerindeki A konumunda bulunurken bize bakan yüzeyi Güneş’ten hiç ışık almaz ve gökyüzünde kabaca Güneş ile aynı doğrultuda bulunur (uzanım açısı ≈ 0°). “Yeniay” adı verilen bu evrede Ay, Yer’den görülemez. Yeniay evresinden kabaca 3-4 gün sonra Ay, yörüngesinde B konumuna gelir ve Yer üzerinde günbatımı zamanında güneybatı yönüne bakan bir gözlemci, Ay’ın sağ tarafının aydınlık olduğunu görür. Bu evreye “hilal” denmektedir. Yeniay evresinden kabaca 7 gün sonra, Şekil 9 13 Ay yörüngesinde C noktasına ulaşır, doğu uzanımı açısı 90° olur ve günbatımında güneye bakan bir gözlemci Ay’ın tam olarak sağ yarısının aydınlanmış olduğunu görür. Bu evreye ise “ilkdördün” denmektedir. Ay bu şekilde yörüngesi üzerinde harekete devam ederken D noktasına ulaştığında, Yer’deki gözlemci günbatımında Ay’ı güneydoğu yönünde ve sağ tarafındaki aydınlık büyümüş olarak “şişkin” evrede görecektir. Yeniay evresinden kabaca 14.5 gün sonra E noktasına gelindiğinde ise, Ay günbatımının hemen sonrasında doğu ufkundan henüz yeni yükseliyor olacaktır ve tamamının aydınlık olduğu “dolunay” evresinde görülecektir. Bu durumda Ay’ın uzanım açısı 180° dir. Bunu takip eden F, G ve H noktalarında evreler tersine bir şekil gösterir ve Ay’ın sol tarafındaki aydınlık, ilerleyen günlerde yavaşça azalarak tekrar yeniay evresine ulaşılır. Ardışık olarak, aynı evreden iki kez üst üste geçiş için gereken süreye, Ay’ın “kavuşum dönemi” denir ve süresi 29.531 gündür. Dikkat edilecek olursa, Ay’ın kavuşum dönemi yıldızıl döneminden daha uzundur. Bunun sebebi, Ay’ın yörünge hareketi boyunca, Yer’in de yörüngesi üzerinde hareket etmesidir. Şekil 10’dan da görüleceği gibi (1) konumunda yeniay evresinde olan Ay, yörünge hareketi ile bir yıldızıl dönemini tamamladığında bir sonraki yeniay evresine, yani şekildeki (2) konumuna ulaşabilmek için bir miktar daha yörüngesi üzerinde yol alması gerekmektedir. Bu durum, Ay’ın kavuşum döneminin yıldızıl döneminden kabaca 2 gün daha uzun olmasına neden olmaktadır. Şekil 10 14 Şekil 11 Şekil 12 Ay’ın kendi ekseni etrafındaki dönme süresi, yörüngesi üzerinde bir turunu tamamladığı yıldızıl dönem süresine eşittir. Bu nedenle Yer’den bakıldığında Ay’ın hep aynı yüzü bize dönük görülmektedir. Bir gökcismi için dönme ve dolanma dönemlerinin eşit olduğu bu duruma “eş-dönme (senkronize-dönme)” denmektedir. Ancak Ay’ın kendi ekseni etrafındaki dönme hızı sabit iken, elips şeklindeki yörüngesi üzerinde dolanma hızının sabit olmaması nedeniyle görünen yüzey, bir yörünge hareketi boyunca doğubatı doğrultusunda bir salınım yapar (Şekil 11). Yörüngesi üzerinde perige noktasına doğru yaklaştıkça yörünge hızı artarken ekseni etrafındaki sabit dönme hızı göreli bir gecikme gösterir ve yörünge hareketinin zıt yönündeki yarı küresinden ek alanların görülmesini sağlar. Buna karşılık apoge noktasına doğru yaklaştıkça yörünge hızı yavaşlarken ekseni etrafındaki dönme hızı göreli olarak baskın çıkar ve yörünge hareketi yönündeki yarı küresinden ek alanların görülmesine olanak tanır. Buna ek olarak dönme ekseninin yörünge düzlemine dik olmayışı (Ay’ın ekvatoru ile yörünge düzlemi arasında 06°41' lik bir açı vardır) ise, bir yörünge dönemi boyunca görünen yüzeyin kutuplar doğrultusu boyunca da salınmasına neden olur (Şekil 12). Yörüngesinin yarısı boyunca güney kutup noktasının ötesini, diğer yarısı boyunca da kuzey kutbunun ötesini görmemiz mümkün olmaktadır. Böylelikle, Ay, ortalama olarak bize hep aynı yüzünü gösterirken, bir yörünge dönemi boyunca Yer’den bakıldığında toplam yüzeyinin %59’unun görülebilmesini sağlamaktadır. Ay’ın, bir yörünge dönemi boyunca, Yer’den izlenen bu salınım hareketine “librasyon” denmektedir. Doğu-batı salınımı “boylamsal librasyon” olarak adlandırılırken, kutuplar boyunca salınımı “enlemsel librasyon” olarak anılır. 15 Şekil 13 Bunlardan başka Ay’ın “günlük librasyon” olarak adlandırılan, ancak etkisi çok da kolay fark edilemeyen bir librasyon hareketi daha vardır. Bu etki adından da anlaşılacağı üzere, Ay’ın bize dönük yüzeyinin bir gün boyunca %50’sinden fazlasının izlenmesini sağlayan bir olgudur. Şekil 13’ten de görüleceği gibi Yer üzerindeki bir gözlemci, Ay doğarken doğu kenarının ötesini, batarken ise batı kenarının ötesini görebilmektedir. Ancak şekilde gösterilen abartılı fazlalıklar yerine, gerçekte gün içinde izlenen bu ek alanlar çok küçüktür ve dikkatle incelenirse farkına varılabilir. TUTULMA KOŞULLARI ve TÜRLERİ Bazen Güneş, Yer ve Ay bir doğru boyunca dizilebilmektedir. Bu durumda Yer’in gölgesi Ay üzerine veya Ay’ın gölgesi Yer üzerine düşebilmektedir. Bu olaylara tutulmalar denmektedir. Ay’ın, Yer’in gölge konisi içinden geçmesi halinde bir “Ay tutulması” oluşmaktadır ve bu anda Ay Şekil 9’da gösterilen “E” konumunda, yani dolunay evresine ilişkin konumda olacaktır. Aslında bu evrede Ay’ın görünen diskinin tamamının Güneş tarafından aydınlatılması gerekirken, Yer’in gölgesinin üzerine düşmesi nedeniyle tamamen karanlıkta kalır. 16 Yer’in, Ay’ın gölge konisi içinden geçmesi halinde ise bir “Güneş tutulması” oluşmaktadır. Bu durumda Yer’den bakıldığında Ay, Güneş’in önüne geçerek, ışığının Yer’e ulaşmasını engellemektedir. Bir Güneş tutulmasının gerçekleştiği anda Ay, Şekil 9’da gösterilen “A” konumunda, yani yeniay evresinde bulunmaktadır. Böylece tutulma koşulları açısından karşımıza iki önemli sonuç çıkmaktadır: a) Bir Ay tutulması ancak dolunay evresinde (veya civarında) b) Bir Güneş tutulması ancak yeniay evresinde (veya civarında) gerçekleşebilmektedir. Tutulma koşulları yalnızca bunlardan ibaret olsaydı, Ay’ın her 29.5 günlük kavuşum dönemi boyunca bir Güneş ve bir de Ay tutulmasının gerçekleşmesini beklerdik. Ancak bir yıl içerisinde gerçekleşebilen Ay ve Güneş tutulmalarının sayısı bu beklentinin çok altındadır ve birkaç taneyi geçmemektedir. Bunun temel nedeni, Şekil 8’de de gördüğümüz gibi, Yer’in ve Ay’ın yörünge düzlemlerinin tam olarak çakışmaması ve aralarında 5°9′ gibi bir açının varolmasıdır. Ay’ın yörüngesinin ekliptiğe 5°9′ eğik olması ve yeniay/dolunay evrelerinin genellikle, Ay’ın ekliptiğin üstünde (kuzeyinde) veya altında (güneyinde) yer aldığı sırada gerçekleşmesi nedeniyle her kavuşum dönemi boyunca tutulma oluşamamaktadır. Ay’ın yörünge düzleminin ekliptik ile arakesitine düğümler doğrusu dendiğini görmüştük (Şekil 8). Bu tanım gereği düğümler doğrusunun Yer’in merkezinden geçtiği ve uzayda belirli bir doğrultuya yönlendiği açıkça görülebilmektedir. Bu durumda tutulmaların gerçekleşebilmesi için karşımıza önemli birkaç koşul daha çıkmaktadır. Buna göre tutulmalar: a) Ay yörüngesinin düğümler doğrusunun Güneş’e yönlendiği ve aynı anda, b) Ay’ın, yörüngesine ilişkin iniş veya çıkış düğümü noktalarından birine çok yakın veya tam üzerinde olması halinde gerçekleşebilir (bkz. Şekil 14). 17 Şekil 14 Tutulma zamanlarının önceden hesaplanabilmesi için, düğümler doğrusunun belirli bir tarihte uzaydaki konumunun duyarlı bir şekilde hesaplanması gerektiği açıktır. Ancak Ay yörüngesine ilişkin düğümler doğrusunun uzaydaki yönelimi sabit değildir. Güneş’in Ay üzerine uyguladığı çekim kuvvetinin etkisi altında bir kayma göstermektedir. “Düğümler doğrusunun presesyonu” olarak adlandırılan bu hareket sonucu, düğümler doğrusu düşük bir hızla (yaklaşık olarak yılda 19.36°) batı yönüne doğru (retrograt yönde) kaymaktadır. Bu kayma hareketinin dönemi ~18.6 yıldır ve tutulma hesaplarında dikkate alınması şarttır. Böylece 18.6 yıl boyunca, Yer’den bakıldığında, Ay yörüngesinin düğüm noktaları, 12 adet Zodiyak takımyıldızının her birinde ortalama 1.5 yıl kadar kalarak bir tam presesyon turunu tamamlamaktadır. TUTULMA YILI Ay yörüngesinin düğüm noktalarının ekliptik üzerinde her yıl batıya doğru ~19.36° kayması nedeniyle, Güneş’in aynı bir düğüm noktası ile ardışık iki 18 Şekil 15 çakışması arasında geçen süre bir takvim yılından daha kısa olmaktadır. Bu süre 346.62 gün olup “tutulma yılı” olarak adlandırılmaktadır. Bu durumu Şekil 15 üzerinde daha rahat açıklayabiliriz. Şekilde Ay yörüngesinin düğümler doğrusu [AD] olarak gösterilmiştir. ile işaretlenen konumda [AD] düğümler doğrusu Güneş’e yönelmiştir ve bir tutulma yılının başlangıcı olarak dikkate alınabilir. Düğümlerin presesyonu olmasaydı, bir takvim yılı boyunca (yani 365.25 günde) düğümler doğrusu, yönlenebilecekti. Bu koşul altında ilk yönlenme Güneş’e yalnızca iki defa konumunda gerçekleşmişse, ikinci yönlenme bu konumun Güneş’e göre simetriği olan B noktasında ve tam olarak 6 ay sonra gerçekleşecekti. Ancak düğüm noktalarının batı yönündeki kayması nedeniyle ikinci yönlenme, Yer’in B noktasına ulaşmasından daha önce, ile işaretlenen konumda gerçekleşir. Böylece bir takvim yılı içerisinde, Yer konumuna geldiğinde, düğümler doğrusu üçüncü kez Güneş’e yönlenmiş olur ve konumundan itibaren 1 takvim yılının tamamlanması için, Yer’in yörüngesi üzerinde daha alması gereken 18.37° lik bir açısal yolu 18.37° / 0.986 [°/gün] ≈ 18.63 günde bulunmaktadır. Yer bu açısal yolu alacaktır (burada 0.986 [°/gün] Yer’in yörünge açısal hızıdır). Buna göre bir tutulma yılı, bir takvim yılından 18.63 gün daha kısa olup süresi 365.25 – 18.63 = 346.62 gündür. Yer konumundan, tutulma yılı başlangıcındaki konumuna geri geldiğinde (şekilde nolu durum), düğümler doğrusu 1 takvim yılı içerisindeki presesyonunu tamamlamış olacaktır ve batı yönünde 19.36° lik bir kayma gösterecektir. 19 AY TUTULMASI Bir Ay tutulmasının genel karakteri, Ay’ın, Yer gölge konisi içinden geçiş yoluna bağlıdır. Şekil 16’dan da görüleceği gibi Yer’in gölge konisinin belirgin iki bölümünün var olduğunu görmüştük (tamgölge ve yarıgölge). Buna göre Ay tutulmalarının türleri, Şekil 16’nın sol üst tarafında gösterildiği gibi 3 ayrı durum ile (penumbra) ortaya çıkmaktadır. Ay, Yer gölgesinin yalnızca yarıgölge bölgesinden geçiş yaptığında (şekilde 1 ile numaralandırılan geçiş) bir “penumbral Ay tutulması” gerçekleşecektir. Penumbral tutulma boyunca, Yer, Güneş ışınlarının sadece bir kısmını engellediğinden, Ay’ın görünen yüzeyi tamamen kararmayacaktır. Ancak olağan dolunay evresindeki parlaklığından daha düşük bir parlaklıkta görülecektir. Ay’ın tamgölge (umbra) bölgesine tamamen girmesi halinde (şekilde 2 ile numaralandırılan geçiş) Ay yüzeyi hiç Güneş ışığı alamayacaktır ve bir “tam Ay tutulması” oluşacaktır. Ay’ın yalnızca belirli bir kısmının tamgölge bölgesi içinden geçmesi halinde ise (şekilde 3 ile numaralandırılan geçiş) bir “parçalı Ay tutulması” meydana gelecektir. Şekil 16 20 Şekil 17 Bir tam Ay tutulması sırasında, Ay’ın görünen yüzeyi tamamen kararmamakta ve Şekil 17’deki gibi sönük, bakır renginde görülmektedir. Bunun nedeni, az da olsa bazı Güneş ışınlarının Yer atmosferinde kırılarak Ay’ın bize dönük yüzeyine kadar ulaşabilmesindendir. Şekil 18’de görüldüğü gibi, Yer atmosferi, Güneş ışığındaki uzun dalgaboylu (kırmızı) ışığı kırarak geçirir ve tamgölge konisi içine bükerek Ay yüzeyine ulaşmasını sağlar. Buna karşılık kısa dalgaboylu (mavi) ışığı saçılmaya uğratır ve Ay’ın bize bakan yüzüne ulaşmasına büyük ölçüde engel olur. Bu nedenle bir tam Ay tutulmasında, Ay’ın bize dönük yüzü tamamen kararmak yerine kızıl bir renge bürünür. Bu kızarmış ışınımın analiziyle, Yer atmosferdeki anlık toz miktarı belirlenebilmekte ve ardışık tutulmalar boyunca kaydedilen değerleriyle uzun zamanlı olarak toz miktarının değişimi takip edilebilmektedir. Şekil 18 21 Yer’in tamgölge konisinin Ay yörüngesi civarındaki kesitinin çapı ortalama 9200 km’dir (bkz. Şekil 19). Ay’ın yörüngesinin elips biçiminde olması nedeniyle Yer-Ay uzaklığı değişkendir ve bu kesit çapı Ay’ın anlık uzaklığına bağlı olarak ± 320 km fark edebilmektedir. Ortalama 9200 km’lik kesit çapı, Ay’ın çapının yaklaşık 2.6 katıdır. Eğer tamgölge konisinin ekseni, yani tamgölge kesitinin merkezi, Ay merkezinden geçiyorsa, ilgili Ay tutulması “merkezi” bir tam tutulma olacaktır. Bu koşul altında Ay’ın ortalama yörünge hızı dikkate alınırsa, izlenecek tam tutulma süresi 1sa42dk olacaktır. Bu değer, Yer’den izlenebilir bir tam Ay tutulması için en uzun tam tutulma süresidir. Yine bu koşullar altında, Şekil 19’da gösterildiği gibi, Ay’ın tamgölge konisi kesitine dıştan ilk ve son teğetler arasındaki süre ise yaklaşık olarak 3sa47dk olmaktadır. Şekil 19 22 GÜNEŞ TUTULMASI Daha önce Ay’ın tamgölge konisi yüksekliğinin değişken bir uzunluğa sahip olduğunu ve ancak belli koşullar altında Yer yüzeyine kadar ulaşabildiğini görmüştük. Bir Güneş tutulmasının genel karakteri, Yer-Ay ve Ay-Güneş arası uzaklıklara bağlı olduğu gibi, Yer üzerinden izlendiği konuma da bağlıdır. Ay ve Güneş’in Yer’den izlenen açısal çapları neredeyse birbirine eşit ve ortalama 30 yaydakikasıdır (0.5°). Buna bağlı olarak bir Güneş tutulması sırasında, Yer Ay’ın tamgölge konisi içine tamamen girmemektedir. Halbuki bir Ay tutulmasında, Ay bir bütün olarak Yer’in tamgölge konisi içinde kalabilmekte ve bu tutulma Yer’in Ay’a bakan yüzündeki her noktadan izlenebilmektedir. Buna göre Ay’ın tamgölge konisinin Yer yüzeyine ulaşabildiği noktalarda bir “Tam Güneş Tutulması” izlenecektir. Şekil 20’de sol üstte bu koşulun sağlandığı, 11 Ağustos 1999’daki tam Güneş tutulması sırasında, Yer yüzeyine Şekil 20 23 düşen Ay’ın gölgesinin MIR uzay istasyonundan çekilmiş bir görüntüsü yer almaktadır. Ok ile işaretlenmiş en karanlık kısım, Ay’ın tamgölge konisinin Yer yüzeyi ile arakesitidir ve karşılık geldiği konumlarda tutulma tam evrede izlenir. Bunun hemen dışında yer alan yarıgölgeli konumlarda ise, Ay’ın Güneş diskini kısmen örttüğü “Parçalı Güneş Tutulması” izlenmektedir. Yer yüzünde tam tutulmanın izleneceği konumlarda, tutulmanın öncelikle parçalı evrelerde başlayıp sonra tam evreye gireceği ve ardından yine parçalı evrelerle sona ereceği açıktır. Şekil 21’de bu durumun açıkca izlendiği bir görüntü yer almaktadır. İlgili görüntü aynı fotoğraf karesi üzerine, her biri 5 dakika aralıkla toplam 35 ayrı poz çekilerek elde edilmiştir. Böylelikle tam tutulma öncesi ve sonrası parçalı evreler de görülebilmektedir. Bu fotoğraf karesinin elde edilmesi için toplamda yaklaşık 3 saat harcanmıştır. Şekil 21 Bir tam Güneş tutulması sırasında, Güneş fotosferinin tamamı örtülmektedir ve tutulma dışı zamanlarda görülemeyecek kadar sönük ve dağınık yapıda olan “kromosfer (renkküre)” ve “korona (taçküre)” tabakaları görülebilir hale gelmektedir (Şekil 22). Dolayısıyla tam tutulma zamanları, Güneş’in üst atmosfer katmanlarının Yer’den izlenebilmesi için çok önemli fırsatlar sağlamaktadır. 24 Şekil 22 Şekil 23 Bazı olarak bir durumlarda doğru Yer-Ay-Güneş boyunca tam sıralanmasına rağmen, Ay’ın tamgölge konisinin tepe noktası Yer yüzeyine kadar erişemez. Bu durum, Ay’ın, yörüngesi üzerindeki apoge (enöte) noktasında veya yakınında yer alması halinde gerçekleşebilmektedir. tutulma ortasında, Bu Ay’ın koşul görünen altında, diskinin boyutları Güneş’in görünen diskini tam olarak örtemez ve Şekil 23’te geometrisi görülen bir “Halkalı Güneş Tutulması” oluşur. Bu Şekil 24 geometriden de görüleceği gibi, Ay’ın tamgölge konisi uzantısının (anti-umbra) Yer yüzeyine ulaştığı noktalarda, Güneş’in görünen diskinin dış kenarı bir halka şekilde halen görülebilmektedir ve karşımıza Şekil 24’te izlenen görüntü ortaya çıkmaktadır. 25 Bazı kritik durumlarda ise Şekil 25’de geometrisi görülen ve halkalı tutulma ile başlayıp ( nolu konum) tam tutulmaya dönüşen ( ve yine halkalı tutulma ( nolu konum) nolu konum) ile sona eren nadir durumlar da ortaya çıkabilmektedir. Şekil 25 Bilindiği gibi Yer, kendi ekseni etrafında batıdan doğuya doğru (prograt yönde) dönmektedir. Bir Güneş tutulmasının öncesinde Yer’den uzakta olan Ay’ın tamgölge konisi, Ay’ın yörünge hareketine devam etmesiyle Yer’e yaklaşır ve batı kenarından Yer yüzeyine değerek, tam tutulmanın öncelikle batı boylamlarından izlenmesini sağlar. Bu gölge, Ay’ın yörünge hızının (~1000 m/sn), Yer’in ekseni etrafındaki dönme hızından (ekvatorda ~500 m/sn) daha büyük olması nedeniyle doğu boylamlarına doğru kayar ve Yer yüzeyini tarayarak bir “Tutulma Hattı” oluşturur. Bir örnek olarak 29 Mart 2006 tarihinde gerçekleşen ve ülkemizden de izlenebilen tam Güneş tutulmasına ilişkin tutulma hattı Şekil 26’da verilen tutulma haritalarında görülmektedir. Tutulma hattı boyunca yer alan konumlarda tam veya halkalı Güneş tutulması izlenir. Ekvator civarına düşen gölge Yer yüzeyini 500 m/sn (veya 30 km/dak) hızla tarar ve en fazla 270 km genişliğinde olabilir. Ekvatordan daha yüksek enlemlere çıkıldıkça Yer’in çizgisel dönme hızı 26 Şekil 26 azalacağından, bu enlemlerden geçecek bir gölgenin göreli hızı daha yüksek olacaktır. Buna göre Yer üzerindeki sabit bir konumdan izlenebilecek tam tutulma süresi en fazla 270/30=9 dakika olabilmektedir. Halkalı tutulma bölgesinin genişliği ise en fazla 312 km dir ve bu durumda tutulma süresi en fazla 312/30 ≅ 10 dakika olabilmektedir. Şekil 27’de ise 1997 ile 2020 yılları arasında oluşan/oluşacak tam Güneş tutulmalarına ilişkin 18 tutulma hattı görülmektedir. Şekil 27 27 TUTULMALAR İÇİN EKLİPTİKEL LİMİTLER Şekil 28 Şekil 28’de, gök küresi üzerindeki izdüşümde, Ay’ın, yörüngesi üzerindeki D düğüm noktasına yakın bir L noktasında bulunduğunu varsayalım. Burada LM yayı, Ay’ın ekliptikel enlemi (β ) ve Mγ yayı ise ekliptikel boylamı (λ ) olacaktır. Bir Güneş tutulmasının gerçekleşebilmesi için, Ay’ın ekliptikel enlemi β belirli bir limit değerin altında olmalıdır. Bu limit değer, Güneş ve Ay’ın, Yer’den görünen çaplarına ve ufuk paralakslarına bağlıdır. Buna göre Şekil 29’dan yararlanarak bir Güneş tutulması için Ay’ın ekliptikel enleminin limit değerinin ne olması gerektiğini belirleyelim. Şekil 29 Şekil 29’da YA doğrultusu, gök küresi üzerinde, Şekil 28’deki L noktasını işaret etmektedir. YG doğrultusunun gök küresi ile arakesiti ise, Şekil 28’deki M noktasına karşılık gelmektedir. Buna göre AYˆ G = |β |lim yani Ay’ın 28 ekliptikel enlemi için aradığımız limit değerine karşılık gelmektedir. Şekil 29’daki geometriden; ˆ G = AYˆ C + CYˆ B + BYˆ G dır. |β |lim = AY Δ C B Y üçgeninde CYˆ B = DCˆ Y − CBˆ Y veya CYˆ B = DCˆ Y − DBˆ Y dir. O halde, ˆ C + DCˆ Y − DBˆ Y + BYˆ G yazılabilir. Burada; |β |lim = AY AYˆ C = H → Ay’ın görünen yarıçapı DCˆ Y = P → Ay’ın ufuk paralaksı DBˆ Y = P~ → Güneş’in ufuk paralaksı BYˆ G = H~ → Güneş’in görünen yarıçapıdır. Böylece; |β |lim = H + P − P~ + H~ ................................................. (4) Ay ve Güneş’e ilişkin H ve P değerleri sabit değildir ve zamana bağlı olarak değişirler. Aşağıdaki tabloda bu değerlerin en büyük ve en küçük değerleri listelenmiştir. Tablo 1 Minimum (enötede) Maksimum (enberide) H 14′ 41″ 16′ 44″ H~ 15′ 44″ 16′ 16″ P 53′ 55″ 61′ 29″ P~ 8″.6 9″.0 29 Buna göre (4) bağıntısında, β ’ın en büyük değerini elde edebilmek için H , P ve H~’in maksimum, P~’in ise minimum değerleri alınmalıdır: |β |max = 16′ 44″ + 61′ 29″ − 8″.6 + 16′ 16″ = 1° 34′ 20″ Buna karşılık β ’ın en küçük değerini elde edebilmek için, H , P ve H~’in minimum, P~’in ise maksimum değerleri alınmalıdır: |β |min = 14′ 41″ + 53′ 55″ − 9″.0 + 15′ 44″ = 1° 24′ 11″ Bu durumda bir Güneş tutulması için, Ay’ın ekliptikel enlemi cinsinden koşulları ortaya koyacak olursak; bir yeniay evresinde (veya civarında): a) |β | < 1° 24′ 11″ ise kesinlikle bir Güneş tutulması oluşur, b) 1° 24′ 11″ < |β | < 1° 34′ 20″ ise bir Güneş tutulması oluşma ihtimali vardır. c) |β | > 1° 34′ 20″ ise bir Güneş tutulması oluşamaz. Benzer yolla bir Ay tutulması için de, Ay’ın ekliptikel enleminin limit değerleri, Şekil 30’da verilen geometriden hesaplanabilir. Şekil 30 ˆ A dır. Bu açı için TYˆ A = TYˆ C + CYˆ A yazılabilir. Burada |β |lim = TY 30 Δ Y C T üçgeninde; DCˆ Y = TYˆ C + YTˆ C ⇒ TYˆ C = DCˆ Y − YTˆ C Δ B Y T üçgeninde; GYˆ B = DBˆ Y + YTˆ C ⇒ YTˆ C = GYˆ B − DBˆ Y dir. ˆ A = CYˆ A + TYˆ C Böylece |β |lim = TY ˆ A + DCˆ Y − YTˆ C = CY ˆ A + DCˆ Y − GYˆ B + DBˆ Y olur. = CY Bu açıları karşılık geldikleri parametreler cinsinden yazarsak; |β |lim = H + P − H~ + P~ ............................................... (5) Buna göre (5) bağıntısında, β ’ın en büyük değerini elde edebilmek için pozitif terimlerin maksimum, negatif terimlerin ise minimum değerleri alınırsa: |β |max = 1° 02′ 38″ Buna karşılık β ’ın en küçük değerini elde edebilmek için, pozitif terimlerin minimum, negatif terimlerin ise maksimum değerleri alınırsa: |β |min = 52′ 29″ bulunur. Bu durumda bir Ay tutulması için, Ay’ın ekliptikel enlemi cinsinden koşulları ortaya koyacak olursak; bir dolunay evresinde (veya civarında): a) |β | < 52′ 29″ ise kesinlikle bir Ay tutulması oluşur, b) 52′ 29″ < |β | < 1° 02′ 38″ ise bir Ay tutulması oluşma ihtimali vardır. c) |β | > 1° 02′ 38″ ise bir Ay tutulması oluşamaz. Tutulma koşulu olarak, Ay’ın ekliptikel enlemi için ortaya koyduğumuz alt ve üst limitler; 31 - Güneş tutulması için: - Ay tutulması için: 1° 24′ 11″ < |β | < 1° 34′ 20″ 52′ 29″ < |β | < 1° 02′ 38″ karşılaştıracak olursak, Güneş tutulmalarına ilişkin limit aralığının daha geniş olduğu görülür. Böylelikle Güneş tutulmalarının oluşma olasılığı (sıklığı) Ay tutulmalarına oranla daha fazladır. Ay’ın ekliptikel enlemi, yörünge hareketi boyunca zamana bağlı olarak değişmektedir. Dolayısıyla tutulma koşulları, Ay’ın ekliptikel boylamının limit değerleri cinsinden de ifade edilebilir. Şekil 31 Bunun için Şekil 31’deki DE yayının uzunluğunu hesaplamak gerekir. Burada γD yayı Ay yörüngesinin çıkış düğümünün boylamı (Ω) ve γE yayı ise Ay’ın ekliptikel boylamıdır (λ ). AED dik küresel üçgenine Neper beşgen kuralı uygulanırsa cos[90-(λ -Ω)] = cotg i cotg(90- β ) = sin A sin AD yazılır ve eşitliklerin ilk ikisinden sin(λ -Ω) = cotg i tan β ...................................................... (6) elde edilir. (6) bağıntısında i = 5° 9′ değeri ile β için daha önce bulduğumuz alt ve üst limit değerleri yerine konacak olursa; • Güneş tutulması için: • Ay tutulması için: 15° 46′ < | λ -Ω | < 17° 44′ 9° 45′ < | λ -Ω | < 11° 40′ 32 değerleri elde edilir. Ay’ın ekliptikel boylamı λ ortalama olarak günde 360°/27gün08sa ≈ 13° 11′ kadar artmaktadır. Buna göre λ -Ω ’nin limit değerleri zaman cinsinden de ifade edilebilir: • Güneş tutulması için: • Ay tutulması için: 15° 46' 13° 11' 09° 45' 13° 11' = 1.196 gün, = 0.740 gün, 17° 44' 13° 11' 11° 40' 13° 11' = 1.345 gün = 0.885 gün Buna göre, D gün biriminde Ay’ın düğüm noktasına olan uzaklığını göstermek üzere (düğüm noktasına gelmeden önce veya düğüm noktasını geçtikten sonra); a) Ay, yeniay evresinde iken; • D < 1.196 gün ise kesinlikle bir Güneş tutulması oluşur, • 1.196 gün < D < 1.345 gün ise bir Güneş tutulması oluşma ihtimali vardır, • D > 1.345 gün ise bir Güneş tutulması oluşamaz. b) Ay, dolunay evresinde iken; • D < 0.740 gün ise kesinlikle bir Ay tutulması oluşur, • 0.740 gün < D < 0.885 gün ise bir Ay tutulması oluşma ihtimali vardır, • D > 0.885 gün ise bir Ay tutulması oluşamaz. BİR YILDAKİ TUTULMALARIN SAYISI Genel olarak ifade edilecek olursa, 1 takvim yılı süresince (365.25 günde); 1) En az 2 tutulma oluşabilir. Bunların her ikisi de Güneş tutulmasıdır, 2) En fazla 7 tutulma oluşabilir. Bunlardan a) 4 tanesi Güneş, 3 tanesi Ay tutulması olabilir veya b) 5 tanesi Güneş, 2 tanesi Ay tutulması olabilmektedir. 33 Tutulmaların bir takvim yılı içerisindeki bu dağılımlarının nasıl gerçekleştiğini görelim. Şekil 32’de, bir zaman ekseni boyunca 1 takvim yılının ve 1 tutulma yılının süreleri karşılaştırmalı olarak verilmiştir. Şekilde ayrıca 1 takvim yılı boyunca, aralarında 346.62/2=173.31 gün bulunan 3 ardışık “tutulma bölgesi”nin de yer alabileceği gösterilmiştir. Bu bölgeler, Ay yörüngesine ilişkin düğümler doğrusunun, Güneş’e yöneldiği zamanları göstermektedir. Tutulmalar, daha önce ortaya koyduğumuz ekliptikel limitler süresince bu bölgeler civarında oluşabilmektedir. Şekil 32 Zaman birimi olarak, süreleri birbirinden farklı “ay” tanımları olduğunu hatırlayalım: 1) Yıldızıl Ay (27.322 gün): Ay’ın yörünge dönemi. Yörüngesi üzerinde sabit bir noktadan ard arda iki geçişi için gereken süre. 2) Kavuşum Ayı (29.531 gün): Ay’ın ard arda iki defa aynı evreden geçmesi için gereken süre. 3) Drakonitik Ay (27.212 gün): Ay’ın aynı düğüm noktasından ard arda iki geçişi için gereken süre. Ay’ın, yörüngesi üzerindeki düğüm noktalarından birinde yer alırken dolunay evresinde bulunduğu bir anı ve dolayısıyla bir Ay tutulmasının gerçekleştiği durumu göz önüne alalım. Bu tutulmayı takip eden bir sonraki aynı düğüm noktası geçişinde Ay dolunay evresinde olmayacaktır: Kavuşum ayı: Drakonitik ay: 29.531 gün - 27.212 gün 2.319 gün 34 Yani Ay’ın aynı evreye gelmesi için daha 2.319 gün geçmesi gerekmektedir. Aradaki bu fark değer, Ay tutulması için ekliptikel limit olarak ortaya koyduğumuz bir sonraki aynı düğüm geçişi civarındaki 2 x 0.885 = 1.770 günlük aralığın da dışına çıkmaktadır (Şekil 33). Şekil 33 Şekil 33’den de görüleceği gibi, bir sonraki dolunay zamanının, hemen gerisindeki ekliptikel limite olan uzaklığı (1.434 gün), düğüm noktasının bu ekliptikel limite olan uzaklığından (0.885 gün) daha büyüktür ve bu nedenle ardışık iki aynı düğüm geçişinde de Ay tutulması oluşması imkansızdır. Benzer koşulları bir Güneş tutulması için irdeleyecek olursak Şekil 34’deki durum karşımıza çıkmaktadır. Şekil 34 Şekilden görüleceği gibi, bir sonraki yeniayın, hemen gerisindeki ekliptikel limite olan uzaklığı (0.974 gün), düğüm noktasının bu ekliptikel limite olan 35 uzaklığından (1.345 gün) daha küçüktür. Bu durumda ardışık iki aynı düğüm geçişinde de Güneş tutulması olma ihtimali vardır. Ardışık iki aynı düğüm geçişini, Güneş ve Ay tutulmaları için ayrı ayrı ele aldığımız yukarıdaki durumları, bir zaman ekseni boyunca birlikte irdeleyecek olursak, ardışık olarak en fazla sayıda tutulmanın gerçekleşme olasılığını ortaya koymuş oluruz. Bu duruma ilişkin zaman diyagramı Şekil 35’de verilmiştir. Şekil 35 Şekle göre Y1 noktasında yeniay evresinde gerçekleşen bir Güneş tutulmasını, yarım kavuşum ayı sonrasında D1 noktasında bir dolunay evresi takip etmektedir ve bu konum ekliptikel limitlerin içinde kaldığından bir Ay tutulması gerçekleşebilmektedir. Bunu takip eden Y2 noktasında oluşan yeniay evresi de ekliptikel limitler içerisinde olduğundan bir Güneş tutulması daha oluşacaktır. Ancak bundan yarım kavuşum dönemi ilerdeki D2 noktasında oluşan dolunay evresi ekliptikel limitlerin dışında kaldığından bir tutulma gerçekleşmeyecektir. Sonuç olarak ard arda gelen iki yeniay evresinde de birer Güneş tutulması oluşabilirken, ard arda gelen iki dolunay evresinden yalnızca birinde bir Ay tutulması oluşabilmektedir. Eğer ard arda gelen iki yeniay evresinde de birer Güneş tutulması oluşmuşsa, bunların arasındaki dolunay evresinde mutlaka bir de Ay tutulması gerçekleşecektir. 36 Şimdi bu bilgilerin ışığında, bir takvim yılı süresince oluşabilecek en fazla Ay ve Güneş tutulmalarının sayısını bulalım. Şekil 32’de görüldüğü gibi bir takvim yılı boyunca üç ayrı tutulma bölgesi oluşabilmektedir. Bir tutulma bölgesinin, Ay yörüngesine ilişkin bir düğüm noktası civarındaki açısal genişliği, bir Güneş tutulması için ortaya koyduğumuz ve Ay’ın ekliptikel boylamı cinsinden ifade ettiğimiz limit değerin iki katı kadar olacaktır: |λ -Ω| x 2 = 17° 44′ x 2 = 35° 28′ Yer, ekliptik üzerinde bu açısal yolu (veya diğer bir ifade ile Yer’den bakıldığında, Güneş bu açısal yolu): T= 35° 28′ 0.986 [ ° / gün] = 35.9703 günde katedecektir. Burada 0.986 [°/gün] Yer’in yörünge açısal hızıdır. Bu değer, bir tutulma bölgesinin zaman birimindeki genişliğidir. Şekil 35’de C1-I1-C2 ardışık düğüm geçişlerini içine alan AA′ aralığı bir bütün olarak yukarıda sözünü ettiğimiz bir tutulma bölgesinin içinde kalırsa (en fazla sayıda tutulma oluşma şartı), düğümler doğrusunun Güneş’e bir yönelişinde en fazla 2 Güneş ve 1 Ay tutulmasının gerçekleşebileceği açıktır. Eğer bu tutulma bölgesi, AA′ aralığını bir bütün olarak kapsayacak şekilde bir takvim yılının başına denk gelirse Şekil 36’dan görüleceği gibi, o yıl içerisinde toplam 5 Güneş ve 2 Ay tutulması gerçekleşecektir. Eğer AA′ aralığını kapsayan tutulma bölgesindeki dolunay evresi (yani Ay tutulması) takvim yılının başına denk gelirse, bu sefer o yıl boyunca 4 Güneş ve 3 Ay tutulması oluşacaktır (bkz. Şekil 37). 12 kavuşum ayı 12 x 29.531 = 354.372 gün olduğundan, tutulma bölgeleri her yıl Ay’ın belirli bir evresine göre 354.372 – 346.62 = 7.7520 gün geriye doğru kayacaktır. 37 Şekil 36 38 Şekil 37 39 TUTULMALARIN TEKRARI VE SAROS ÇEVRİMİ Ay ve Güneş tutulmalarına ilişkin en eski tarihli kayıtlar, M.Ö. 1350 yılında Çinlilere ve M.Ö. 731 yılında Babillilere aittir. Ancak kesintisiz ve düzenli kayıtlar M.Ö. 700 yılından bu yana tutulabilmiştir. Babilliler, kendi gözlemleri ve Çinlilere ait geçmiş kayıtları da inceleyerek belirli koşullarda oluşan tutulmaların, bir süre sonra aynı geometrik koşullarla tekrarlanabildiğini keşfetmişlerdir. Babillilerin hesaplarına göre oluşan bir tutulma, 6586 gün sonra aynı fiziksel karakter altında tekrarlanmaktadır. Bu süre yaklaşık olarak 18 yıl 11 gündür. Babillilerden sonra hüküm süren Keldaniler (M.Ö. 612-537), kaydedilmiş Ay tutulmalarının karakteri üzerine yaptıkları hesaplardan, bu sürenin 6585.3 gün (∼ 18 yıl 11 gün 8 saat) olduğunu hesaplamışlar ve bu süreye “Saros” adını vermişlerdir. Saros çevriminin anlamını kavrayabilmek için, fiziksel koşulları birbirine eşdeğer olan iki tutulmanın hangi koşullarda meydana geldiği incelenmelidir. Bu anlamda, iki tutulmanın eşdeğer olabilmesi için her iki tutulmaya ait geometrik koşulların aynı olması gerekir. Yani bu iki tutulma için: a) Ay’ın aynı evrede olması, b) Ay’ın yörüngesine ilişkin düğümler doğrusunun aynı açı ve düğüm noktası ile Güneş’e yönlenmesi, c) Ay’ın ilgili düğüm noktasına aynı uzaklıkta olması ve d) Yer-Ay uzaklığının aynı olması gerekmektedir. Belirli bir evrede olan Ay’ın, bir süre sonra tekrar aynı evrede gözlenebilmesi için, arada kavuşum ayının bir tam katı kadar zamanın geçmiş olması gerekir. Benzer şekilde Ay’ın ilgili bir düğüm noktasına aynı uzaklıkta olabilmesi için, drakonitik ay süresinin bir tam katı kadar zaman geçmiş olmalıdır. Yer-Ay uzaklığının tekrar aynı değere ulaşabilmesi ise, arada geçen sürenin bir anomalistik ay süresinin tam katı olması ile sağlanır. Bu üç koşulun aynı anda sağlanması ise ancak; 40 a) Kavuşum ayı: 29.53059 gün (bir evreden – aynı evreye) b) Drakonitik ay: 27.21222 gün (bir düğümden –aynı düğüme) c) Anomalistik ay: 27.55455 gün (perige’den – tekrar perigeye) sürelerinin en küçük ortak katı olan bir sürede gerçekleşebilmektedir. Bu süre ortalama olarak 6585.34 gün olup “Saros Çevrimi” olarak adlandırılmaktadır. Şekil 38 Dikkat edilecek olursa Saros çevriminin süresi Babillilerin önerdiği süreden 0.34 gün ≈ 1/3 gün daha uzundur. Buna göre Şekil 38’de Yer üzerinde bir A noktasından izlenen Güneş tutulması, bir Saros çevrimi sonra aynı karakterle A noktasından izlenemeyecektir. Çünkü Yer, Saros çevrimi boyunca ekseni etrafında 6585 tam turunun yanı sıra, 1/3 tur kadar daha dönmüş olacaktır. Dolayısıyla 1 Saros çevrimi sonra aynı karakterdeki Güneş tutulması A noktasının 120° batısındaki B noktasından izlenebilecektir. Böylece bir Saros serisine ait aynı karakterli tutulmaların, Yer üzerinde aynı coğrafik konumdan izlenebilmesi için 3 Saros çevriminin (~54yıl 34gün) geçmesi gerekmektedir. 41 1 Saros çevrimi yaklaşık olarak 223 kavuşum ayı, 242 drakonitik ay ve 239 anomalistik aya karşılık gelmektedir. * ** 223 Kavuşum ayı = 223 x 29.53059 = 6585.322 gün 242 Drakonitik ay = 242 x 27.21222 = 6585.357 gün 239 Anomalistik ay = 239 x 27.55455 = 6585.538 gün 223 kavuşum ayı ile 242 drakonitik ay arasında 0.035 gün fark vardır. Bu fark nedeniyle 1 Saros dönemi boyunca ilgili düğüm noktası Güneş’e göre bir kayma gösterecektir. Bu kayma 1 Saros çevrimi sonunda Yer yüzeyinde oluşacak ilgili tutulma hattının enlemler boyunca bir kayma göstermesine neden olmaktadır. Böylece Yer’in herhangi bir kutbu civarındaki tutulma hattı ile başlayan bir Saros serisi, ardışık Saros çevrimleri boyunca diğer kutba doğru kayan tutulma hatları oluşturarak karşı kutupta sona ermektedir. 223 kavuşum ayı ile 239 anomalistik ay arasında ise 0.217 gün fark vardır. Bu fark ardışık Saros serisi tutulmalarında Yer-Ay uzaklığının ufak değişimler göstermesine neden olmaktadır. Bu değişim aynı Saros serisine ait tutulmaların türünü etkilemekte ve parçalı tutulmalarla başlayan bir Saros serisi halkalı tutulmalarla ve onu izleyen tam tutulmalarla devam etmektedir. Saros serisi sonuna doğru gidildikçe bu tür farklılıklar tersine dönerek Saros serisi tamamlanmaktadır. Buna göre bir Güneş tutulması için, iniş düğümünün yaklaşık 18° doğusunda, yeniay evresi ile başlayan tipik bir Saros serisinde, Ay’ın tam gölge konisinin merkez doğrultusu, Yer’in kenarından 3500 km uzaklıktan geçecek ve Yer’de güney kutup civarında ilk parçalı tutulma izlenecektir. Bu Saros serisinin bir sonraki tutulmasında, Ay’ın tam gölge konisinin merkez doğrultusu Yer’e 300 km yaklaşacaktır ve güney kutup yöresinde daha uzun * Düğümler doğrusunun batı yönünde (retrograt) 18.6 yıl dönemle kayması nedeniyle 1 drakonitik ay süresi yıldızıl ay süresinden daha kısadır. ** Enberi noktasının doğu yönünde (prograt) 8.85 yıl dönemle kayması nedeniyle 1 anomalistik ay süresi yıldızıl ay süresinden daha uzundur. 42 süreli bir parçalı tutulma izlenecektir. 10-11 Saros dönemi (~200 yıl) geçtikten sonra yine güney kutup yöresinde ilk merkezi tutulma gerçekleşecektir. Takip eden 950 yıl boyunca her Saros çevrimi başına bir merkezi tutulma gerçekleşecek ve tutulma hatları yavaş yavaş ekvatora doğru yaklaşacaktır. Saros serisinin tam ortasına ulaşıldığında, ekvator bölgesi civarında en uzun süren merkezi (tam) tutulma gerçekleşecektir. Devamında tutulma hatları yavaş yavaş kuzey kutbuna doğru kayacak ve Saros serisinin tamamlanmasına 10-11 Saros çevrimi kala tutulmalar tekrar parçalı türe dönüşecektir. Sonuçta Saros serisi yaklaşık 1300 yıl sonra kuzey kutup bölgesinde sona erecektir. Tipik bir Saros serisi 70-80 tane tutulma içerebilmektedir. Bunlardan yaklaşık 50 tanesi merkezi (tam veya halkalı) karaktere sahip olabilmektedir. Eğer bir Saros serisi, Ay’ın çıkış düğümü civarında bulunduğu bir anda başlıyorsa, yukarıda anlatılan olgular kuzey kutuptan güney kutba doğru gerçekleşecektir. Şekil 39 43 Bir takvim yılı içerisinde en az 2 en fazla 5 Güneş tutulması olabildiği hatırlanacak olursa, belirli bir anda birden fazla Saros serisinin aktif olabileceği anlaşılabilir. Örneğin, 20. yüzyılın ikinci yarısında aktif olan 41 ayrı Saros serisi bulunmaktaydı ve bunlardan 26 tanesi merkezi tutulmalar oluşturmaktaydı. Şekil 39’da 11 Ağustos 1999’da ülkemizden de izlenen tam Güneş tutulmasının dahil olduğu 145 nolu Saros serisinin 10 tane merkezi tutulmasına ilişkin tutulma hatları görülmektedir. Bu seri 1639 yılında kuzey kutupta izlenen bir parçalı tutulma ile başlamıştır. Serinin ilk merkezi tutulması 1891 yılında gerçekleşen bir halkalı tutulma olup ilk tam tutulması ise 1927 yılında izlenmiştir. 11 Ağustos 1999’da ülkemizden de izlenen tam Güneş tutulması, bu serinin toplam 77 adet tutulmasının 21’incisi ve toplam 41 adet tam tutulmasının 5’incisidir. Bu seri, tutulmalarını yavaş yavaş güney kutbuna doğru kaydırarak son tam tutulmasını 2648 yılında oluşturacak ve güney kutup civarında 3009 yılında gerçekleşecek son parçalı tutulması ile sona erecektir. Saros serisi numaraları 1955 yılında Hollandalı atronom van den Bergh’in önerisine göre verilmektedir. Kuzey kutuptan başlayan Güneş tutulmalarına sahip serilere tek numaralar, güney kutuptan başlayanlara ise çift numaralar verilmektedir. Güneş ve Ay tutulmalarına ilişkin seriler ayrı ayrı numaralandırılmaktadır. TUTULMALARDAN ELDE EDİLEN BİLGİLER Yer’in Dönme Hızı Değişimi Geçmiş tutulmaların zamanları kullanılarak Yer’in dönme hızındaki değişimin nasıl belirlendiğini görmeden hatırlamakta fayda vardır: önce iki temel zaman kavramını tekrar 44 a) Uluslararası Atomik Zaman (TAI): Sezyum atomunun 133 Cs kararlı izotopu, temel enerji seviyesine ilişkin hiper-inceyapı yarılması ile oluşan iki alt enerji seviyesi arasındaki sürekli ve periyodik geçişler nedeniyle bir ışınım yayar. Bu ışınımın titreşimlerinden 9,192,631,770 tanesinin gerçekleştiği zaman aralığı, 1955 yılında Uluslararası Birim Standartları Enstitütü tarafından 1 saniyeye karşılık gelen zaman olarak belirlenmiştir. 133 Cs oldukça kararlı bir atomik yapıya sahip olduğundan, herhangi bir dış etki altında kalmadığı sürece bu şekilde ürettiği titreşimlerin süresinde hiç bir değişim olmaz. Dolayısıyla atomik saatlerin yapımında tercih edilen ana unsurdur ve ortaya konduğu tarihden beri standart zaman birimi üretiminde kullanılır. b) Üniversal Zaman (UT): İnsanoğlu gündelik hayatta kullanmak üzere, Güneş’in günlük hareketine (doğma-batma hareketine) dayalı bir zaman kavramına ihtiyaç duymuş ve böylelikle Yer’in ekseni etrafındaki bir tam dönme süresini temel alan “üniversal zaman” kavramı ortaya çıkmıştır. Bu zaman kavramı, sağaçıklığı zaman içerisinde düzenli olarak artan ve “ortalama Güneş” olarak adlandırılan hayali bir Güneş tanımını ortaya çıkarmıştır. Buna göre “ortalama Güneş zamanı”, ortalama Güneş’in saat açısına 12 saat eklenerek bulunan zaman olarak tanımlanmaktadır. Ortalama Güneş’in meridyen geçiş anı (saat açısı h=0sa) gün ortasına (yani saat 12:00’a) denk gelmektedir. Başlangıç meridyeni olarak İngiltere’nin Greenwich kentinden geçen meridyen dairesi temel alınmıştır. Buna göre 1 “ortalama Güneş günü” ortalama Güneş’in Greenwich meridyeninden ardışık iki geçişi arasındaki zaman aralığıdır ve üniversal zaman olarak bilinir. Yer’in ekseni etrafındaki dönme hızının ve buna bağlı olarak gün süresinin değişim göstermesine; a) Güneş ve Ay’ın Yer üzerine uyguladıkları tedirginlik kuvvetleri sonucu okyanuslarda oluşan gel-git etkileri, b) Yer’in sıvı dış çekirdek katmanında oluşan büyük boyutlu madde hareketleri, 45 c) Yer’in sıvı dış çekirdek katmanı ile plastik yapılı mantosu arasındaki dönme hızı farklılıkları ve d) Yer atmosferindeki büyük ölçekli (kütleli) hava hareketleri neden olmaktadır. Yapılan kuramsal hesaplamalar, gel-git etkilerinin, 1 gün süresinin yüzyılda 2.3 milisaniye düzeyinde uzamasına neden olacağını göstermektedir. Yine aynı hesaplamalar, Yer’in sıvı dış çekirdek katmanındaki madde hareketlerinin ise belirli ölçüde Yer’in dönme hızının artmasına ve yüzyılda 1 milisaniyeye çok yakın bir mertebede 1 gün süresinin kısalmasına neden olacağını ortaya koymaktadır. Yer’in akışkan dış çekirdeği ile yarı katılaşmış (plastik yapılı) mantosu arasındaki dönme hızı farklılıkları ve Yer atmosferinde oluşan büyük ölçekli hava hareketlerinin (tayfunlar, kasırgalar, fırtınalar, hortumlar) ise 1 gün süresinde bazı kararsız yapılar (dalgalanmalar) ortaya çıkaracağı gösterilmiştir. Bu kuramsal hesaplamaların öngörülerinin denetlenebileceği en uygun yol, Yer’den izlenebilen ve tekrarlayan bir gök olayının gerçekleşme zamanları için ΔT = TAI - UT zaman farklarının uzun zaman aralığı içinde izlenmesidir. TAI, zaman içerisinde değişim göstermez ve ilgili gök olayının ileriye dönük gerçekleşme zamanını tahmin etmede kullanılır. UT ise ilgili gök olayının gerçekleşme anının kayıt altına alınmasında kullanılır. Böylece ΔT farkı Yer’in dönme hızındaki değişimlerden etkilenecektir ve tekrarlayan bir gök olayı için uzunca bir zaman aralığında takip edilen bu farklar doğal olarak 1 gün süresindeki değişimleri izlememize olanak tanıyacaktır. Teleskopların astronomide kullanılmaya başladığı 1600’lü yılların başından beri, bu amaca hizmet edebilecek en duyarlı gözlemler, yıldızların uydumuz Ay tarafından örtüldüğü “Ay örtmesi” gözlemleridir. Bu gözlemler için elde edilen ΔT farklarının zamana göre değişimi Şekil 40’daki diyagramda verilmiştir. Bu diyagram, kabaca son 400 yıl içerisinde Yer’in dönme hızındaki değişim karakterini temsil etmektedir ve görüldüğü gibi bir takım kararsız yapıların dışında genel bir yönelim (genel bir artış veya azalış) göstermemektedir. 46 Şekil 40 Şekil 41 Stephenson (1997) ΔT değişiminin, tarih öncesi çağlara kadar uzanan hassas tutulma kayıtlarından da takip edilebileceğini göstermiş ve Şekil 41’de görülen ΔT dağılımının zaman ölçeğini M.Ö. 700 yılına kadar geri taşımayı başarmıştır. Stephenson bu çalışmasında temel olarak, zamanı, Yer üzerinde izlenen konumu ve tutulma türü iyi kaydedilmiş tarihi nitelikteki Babil, Çin, Arap ve antik Yunan tutulma kayıtlarını günümüz modern kayıtları ile 47 birleştirerek kullanmıştır. Şekil 41’den de anlaşılacağı gibi 1 günün uzunluğu sürekli olarak artmış, yani Yer’in dönme hızı yavaşlamıştır. Böylelikle Şekil 40’da kısa zaman aralığı içinde görülemeyen genel davranış, tarihi tutulma gözlemlerinin dikkate alınması sayesinde kendisini göstermiştir. Buradan Yer’in dönme hızının yavaşlaması ve buna bağlı olarak 1 gün süresinin uzamasına tek nedenin okyanuslardaki gel-git etkileri olmadığı da anlaşılmaktadır. Şekil 42 ΔT farkları, gün uzunluğundaki değişim cinsinden ifade edilecek olursa Şekil 42’deki durum ortaya çıkmaktadır. Bu diyagram gün uzunluğundaki yavaş değişimin daha kolay anlaşılmasını sağlar. Bu diyagramdan, yaklaşık olarak günümüzden 2500 yıl önce 1 gün süresinin şu andaki değerinden 40 msn daha kısa olduğu hemen söylenebilir. Bu diyagramda, Şekil 41’de görülen ve yanlızca çekimsel tedirginlik (gel-git) etkisi ile yüzyılda +2.3 msn düzeyinde beklenen parabolik karakterli teorik ΔT değişimini karşılığı (mavi kesikli doğru) da görülmektedir. Yine Şekil 41’de gözlemleri en iyi şekilde temsil etmede kullanılan ve ortalama gün süresi uzama hızı +1.7 msn/yüzyıl değerine karşılık gelen spline fonksiyonunun karşlığı olan turuncu kesikli doğru da görülmektedir. Sonuçta net etki olarak 1 gün süresi yüzyılda 1.7 msn düzeyinde uzamaktadır ve bu olgu tarihi nitelikteki tutulma kayıtlarının varlığı sayesinde deneysel olarak denetlenebilmektedir. 48 Einstein’ın Genel Görelilik Kuramının Testi Bilim tarihinde yerini alan en önemli tutulma, Birinci Dünya Savaşı’nın sonuçlanmasının hemen ardından, 29 Mayıs 1919 tarihinde gerçekleşen tam Güneş tutulmasıdır. Şekil 43 Alman fizikçi Albert Einstein, 1907 ile 1916 yılları arasında Newton çekim yasasının alternatifi olan “Genel Görelilik Kuramı”nı geliştirerek ortaya atmıştır. Bu kuram, çok büyük kütlelere sahip cisimlerin yakınlarında, uzay (boyut) ve zaman kavramlarının, klasik kurama göre yeniden ele alınmasını gerektirmekteydi. Einstein bu kuramın çok sayıda doğa olayı ile denetlenebileceğini de önermiştir. Bu önerilerinden birinde, Şekil 43’de görüldüğü gibi, bir yıldızdan gelen ve Güneş’in yakın komşuluğundan geçen ışınların, Güneş’in yüksek kütle çekim etkisi altında bükülmesi ve yıldızın gerçek konumundan daha farklı bir yerde görülmesi gerektiğini önermiştir. Einstein’in bu önerisi, İngiliz Kraliyet Astronomi Derneği’nin, Cambridge Üniversitesi astronomlarından Arthur Eddington liderliğinde düzenlediği bir gözlem organizasyonuyla ilk kez 29 Mayıs 1919’da gerçekleşen tam Güneş tutulması sırasında test edilmiştir. Bu tutulma, Brezilya’nın doğu sahillerinde başlayıp Afrika kıtasının batı sahilindeki Principe adasında sona eren bir tutulma hattına sahipti. Eddington ve ekibi iki ayrı grup oluşturarak Brezilya ve Principe adasından bu tutulmaya ilişkin görüntüleri fotoğraflamışlardır. Bu 49 tutulma sırasında Güneş, Hyades açık yıldız kümesinin önünden geçmekteydi ve test için gereken görebilmek çok mümkün sayıda yıldızı olmuştu. Şekil 44’de, Principe adasında tam tutulma anında çekilen fotoğraf (negatif) görülmektedir. Hyades kümesinin üyeleri olan yıldızlar yatay çizgilerle işaretlenmiştir. Küme üyesi yıldızların bu fotoğraf üzerindeki göreli konumları, daha önceden çekilmiş Hyades görüntüleri ile karşılaştırıldığında, yıldızların yerdeğiştirmelere sahip görülmüştür. 8 Kasım ufak olduğu 1919’da Şekil 44 bu gözlemlere ilişkin sonuçların Londra’da açıklanması ile Genel Görelilik Kuramı ilk kez deneysel yoldan ispatlanmış oldu ve Albert Einstein bir anda dünyanın en meşhur bilim adamı olarak tanındı. Einstein’ın konumlarında teorik en hesapları, fazla 2 bu etki yaysaniyesi altında kalan mertebesinde yıldızların kaymalar gerektirmekteydi. Gözlemler genel olarak bu teorik beklentiyi doğrulamıştır. 1919’daki tam tutulma gözlemini takip eden 50 yıl boyunca benzer gözlemler tekrarlanmış ve bazı gözlemciler bu gözlem metodu ile elde edilen yıldız konum ölçümlerinde %20’ye varan hatalar olabileceğini öne sürerek Einstein’ın kuramına ihtiyatlı yaklaşılması gerektiğini belirtmişlerdir. Ancak ESA’nın 1989-1993 yılları arasında görev yapan HIPPARCOS astrometri uydusundan elde edilen benzer konum gözlemleri, Einstein’ın hesaplarının %0.1 oranında doğruluk derecesine sahip olduğunu göstermiş ve Genel Görelilik Kuramı’na olan güveni pekiştirmiştir. HIPPARCOS gözlemleriyle, Güneş civarında 1-2 derece açısal uzaklıklar içinde kalan tüm yıldızların konumlarında bu etkinin var olduğunu da kanıtlamıştır. 50 Aslında bir Alman ekip bu testi yapmak amacıyla 1914 yılının Ağustos ayında Rusya’dan izlenebilecek tam Güneş tutulması için tüm hazırlıklarını tamamlamış ve Rusya’ya gitmiştir. Ancak bir anlaşmazlık sonucu Rusya’da hapsedilen ekip bu tutulmaya ilişkin gözlemleri yapamamıştır. Sonuçta Einstein’in Genel Görelilik Kuramı’nın deneysel testi savaş sonrasında 1919’daki tutulmaya kalmıştır. Baily Boncukları ve Elmas Yüzük Etkisi Tam ve halkalı Güneş tutulmalarının belirli evrelerinde Ay’ın yüzey şekillerinden kaynaklanan ilginç ışınım özellikleri ortaya çıkmaktadır. İngiliz amatör astronom Francis Baily 15 Mayıs 1836 tarihinde gözlenen halkalı Güneş tutulması sırasında, tutulmanın ikinci kontak anından birkaç saniye sonra Şekil 45’deki gibi bir dizi boncuk biçiminde görülen ışınım özelliğine dikkatleri çekmiştir (Baily, 1836). Baily bu durumun, Ay diski kenarına o an için denk gelen yükseltiler (dağlar) arasında kalan vadilerden geçen fotosferik ışınımdan kaynaklandığını kanıtlamıştır. Günümüz literatürüne “Baily Boncukları (Baily’s Beads)” olarak geçen bu olgu, bir tam Güneş tutulmasının ikinci kontak anına 10-15 saniye kala veya üçüncü kontak anından 10-15 saniye sonra çok kısa süreli olarak gözlenebilen bir ışınım özelliğidir. Şekil 45 51 Ay diski kenarındaki en derin vadinin oluşturduğu benzer etki ise Şekil 46’daki görüldüğü gibi tek taşlı bir yüzük görüntüsünü andırır. Tam tutulmanın ikinci kontak anına 3-5 saniye kala veya üçüncü kontak anından 3-5 saniye sonra gerçekleşen bu kısa süreli olguya “Elmas Yüzük Etkisi” denmektedir. Şekil 46 Baily Boncukları’nın ve Elmas Yüzük Etkisi’nin görülebilme sürelerinin, ilgili tutulma sırasında Ay diski kenarına denk gelen vadilerin derinliği ile sınırlı olduğu açıktır. Elmas Yüzük Etkisi’nin ilk fotoğrafı 1859’daki tam tutulma sırasında çekilmiştir. Kromosfer ve Korona Gözlemleri Güneş tutulmalarının sağladığı en önemli avantaj, Güneş kromosferi ve koronasının, zaman içerisinde gelişen teknoloji ile her seferinde daha detaylı gözlenebilmesine ve sürekli olarak geliştirilen yeni teorilerin denetlenmesine olanak tanımasıdır. 18. yüzyılda başlayan bilimsel amaçlı tutulma gözlemleri, 19. yüzyıl boyunca olgunlaşarak yeni gözlem araçlarının geliştirilmesini ve çok sayıda önemli keşife imza atılmasını sağlamıştır. 52 İlk tam Güneş tutulması fotoğrafı 28 Temmuz 1851 tarihinde Prusya’nın Königsberg (şimdiki Rusya’nın Berkowski Kaliningrad) tarafından kentinde çekilmiştir. Şekil M. 47’de görülen tarihi nitelikteki bu fotoğraf, Güneş’in üst atmosfer katmanlarının da ilk kez fotoğrafik olarak kaydedilmiş tarihçesinde olması nedeniyle ayrıcalıklı bir Güneş yere fiziği Şekil 47 sahiptir. Fotoğrafcılığın başlangıcı sayılan yıllarda ve metal levhalar üzerine ışığa duyarlı gümüş içerikli çözeltiler emdirilerek hazırlanan fotoğraf plakları (daguerreotype) kullanılarak elde edilmiştir. W. De La Rue ve A. Secchi’nin 18 Temmuz 1860 tarihindeki tam Güneş tutulmasını, İspanya’da birbirinden 500 km uzaklıkta iki ayrı konumdan fotoğraflaması sonucu, “fışkırma (prominens)”ların Şekil 48 Güneş’e ait olgular olduğu ortaya çıkarılmıştır. Bu tarihe kadar uydumuz Ay’ın bir atmosfere sahip olduğu ve tam Güneş tutulmalarında izlenebilen kromosfer ve korona’nın ise Güneş ışınlarını kıran Ay atmosferinden kaynaklandığına inanılıyordu (Kepler ve Halley de bu yanılgılya düşmüşlerdi). Şekil 48’de 1860 tutulmasının De La Rue tarafından çekilen fotoğrafı ve bu fotoğrafta açıkça izlenen fışkırma yapıları görülmektedir. Fışkırmalar Güneş’in görünen diskinin kenarında izlenen, Güneş fotosferinden yükseltilmiş ve yerel manyetik alan ilmekleri içine hapsedilmiş plazmadır (Şekil 49). Şekil 49 53 Tutulmalar açısından belki de en önemli sayılabilecek keşif, 18 Ağustos 1868’de Hindistan’dan izlenen tam Güneş tutulması sırasında, Pierre Janssen tarafından kromosferden alınan tayflarla gerçekleştirilmiştir. Bu tayflarda izlenen parlak sarı renkli bir salma çizgisi öncelikle sodyumun çift D1 ve D2 çizgilerinden biri olarak yorumlanmıştır. Ancak sodyumun D1 ve D2 çizgilerinden oldukça farklı bir dalgaboyuna (587.49 nm) sahip olan bu çizginin, o tarihe kadar bilinmeyen bir elemente ait olduğu kısa sürede anlaşılmış ve bir süre D3 çizgisi olarak adlandırılmıştır. Daha sonra Güneş tanrısı Helios’dan esinlenilerek bu elemente “Helyum” adı verilmiştir. Helyum, kozmik bolluk açısından, evrende en bol bulunan ikinci elementtir. 1869 gözlenen yılının tam Ağustos Güneş ayında tutulması sırasında alınan tayflarda ise o tarihe kadar varlığı bilinmeyen elementlere ait olduğu sanılan çok sayıda salma çizgisi gözlenmiştir. Bu çizgiler Güneş’in korona tabakasından (Şekil 50) kaynaklanmaktaydı. Görsel bölge tayflarında 5303 Å’da görülen şiddetli salma çizgisine “yeşil korona çizgisi”, Şekil 50 6374 Å’da görülen salma çizgisine de “kırmızı korona çizgisi” adı verilmiştir. Bu çizgilere benzer ancak daha zayıf, bir düzineye yakın yeni salma çizgisi de ilk kez bu tayflarda izlenmiştir. Bu çizgilerin hangi elemente ait oldukları 1939 yılına kadar tam olarak anlaşılmamıştır ve yeni bir elemente ait oldukları düşüncesi ile “Koronyum” olarak adlandırılmışlardır. 1939 yılından itibaren kısa sürede kuantum mekaniğinin fizikteki yerini almasıyla, bu çizgilerin yüksek dereceden iyonize olmuş demir elementine ait oldukları anlaşılmıştır. Böylelikle yeşil korona çizgisinin 13 kez iyonize olmuş demirden (Fe XIV) ve kırmızı korona çizgisinin ise 9 kez iyonize olmuş demir (Fe X) atomlarından kaynaklandığı ortaya 54 çıkmıştır. Bu bulgulardaki en çarpıcı sonuç ise, Güneş’in korona tabakasının milyon derece mertebesinde yüksek sıcaklıklara sahip olduğu gerçeğidir. Tam tutulma gözlemleri, koronanın genel ışınımının iki bileşene sahip olduğunu da ortaya çıkarmıştır. Birinci bileşen korona tabakasında serbest halde bulunan elektronların, fotosferik ışınımı saçması ile ortaya çıkmaktadır ve K-Korona olarak adlandırılmaktadır. Buradaki saçılma olgusu, fotosferik tayfa ilişkin soğurma çizgilerinde şiddetli doppler genişlemelerine ve ışığın kutuplanmasına neden olmaktadır. İkinci ışınım bileşeni ise, Güneş civarında yer alan gezegenlerarası toz parçacıklarının, fotosferik ışınımı saçması ile ortaya çıkmaktadır ve F-Korona olarak adlandırılmaktadır. Her ne kadar Güneş yakınlarında toz parçacıkları tamamen buharlaşmış olsa da, Merkür yörüngesi civarındaki uzaklıklarda hala gezegenlerarası toz parçacıkları varlığını sürdürmektedir. Yer’den izlenen F-Korona ışınımı bu parçacıklar tarafından üretilmektedir. Tipik bir soğurma çizgisi tayfı oluşturan bu ışınım kutuplanmamıştır (polarize olmamıştır) ve böylelikle K-Korona ışınımından kolayca ayırt edilebilmektedir. Kromosfer ve korona gözlemleri, Güneş’in 11 yıllık leke çevriminin (başka bir deyişle 22 yıllık aktivite çevriminin) karakerini takip etmesi açısından da oldukça önemlidir. Bu amaçla, sadece doğal tutulmalarla değil “Kronograf” adı verilen ve yapay tutulmalar oluşturan optik cihazlarla da gözlemler yapılmıştır. Günümüzde, Yer atmosferinin engel olduğu ve Yer tabanlı gözlemevlerinde algılanamayan dalgaboylarında (x-ışınları, morötesi, kırmızıöte) da kromosfer ve korona gözlemlerini yapabilecek atmosfer dışı gözlem teknikleri geliştirilmiştir. Balon ve roketlerle başlayan bu atmosfer dışı gözlemler, ilerleyen teknoloji sayesinde özel astrofizik gözlem uyduları ile yapılmaya devam etmektedir. Bu uydulardan son yıllarda fırlatılan SOHO ve TRACE uydularının bulguları Güneş’in üst atmosfer katmanları hakkındaki bilgilerimizi sürekli kronografların olarak güncellemektedir. kalibrasyonları, gözlemleri ile yapılabilmektedir. ancak Yer’den Bu uydularda yapılan gerçek yer alan tutulma 55 GÜNEŞ TUTULMALARININ İZLENMESİ UYARI - GÖZ EMNİYETİ GÜNEŞ’E BELLİ AMAÇLA ÜRETİLMİŞ ÖZEL FİLTRELER KULLANILMAKSIZIN DOĞRUDAN ÇIPLAK GÖZLE, FOTOĞRAF MAKİNASIYLA, DÜRBÜNLE VEYA TELESKOPLA BAKMAK GÖZLERDE KALICI HASARA, HATTA KÖRLÜĞE SEBEP OLABİLİR! TAM TUTULMA CİVARINDA GÜNEŞ’İN "NEREDEYSE TÜMÜ" ÖRTÜLSE DAHİ BU DURUM DEĞİŞMEZ. GÜNEŞ’İN %99’U ÖRTÜLDÜĞÜNDE BİLE KALAN %1’LİK KISMIN PARLAKLIĞI, DOLUNAY PARLAKLIĞINDAN 4.000 KAT FAZLADIR VE ÇIPLAK GÖZLE BAKILDIĞINDA KALICI ETKİLER BIRAKABİLİR! ÜSTELİK BU ETKİLER OLUŞURKEN GÖZÜNÜZDE HİÇ ACI HİSSETMEYEBİLİRSİNİZ! GÜNEŞ’E SADECE TAM TUTULMA SIRASINDA, YANİ GÜNEŞ AY TARAFINDAN TÜMÜYLE ÖRTÜLDÜĞÜ ZAMAN, FİLTRE KULLANILMAKSIZIN ÇIPLAK GÖZLE VEYA DÜRBÜN GİBİ ÇEŞİTLİ OPTİK CİHAZLARLA GÜVENLİ BİR ŞEKİLDE BAKILABİLİR. TAM TUTULMA DIŞINDAKİ EVRELERDE İSE ANCAK ÖZEL ÖNLEMLER ALMAK KOŞULU İLE GÜNEŞ'İ GÖZLEMEK MÜMKÜNDÜR! “GÖZ EMNİYETİ” başlığı altında verilen yukarıdaki uyarıyı dikkate alarak, gözlerimize zarar vermeden, bir Güneş tutulmasının parçalı evrelerini veya tutulma dışı gözlemlerini, pratikte 5 ayrı yöntemle yapabiliriz: İğne-deliği Projeksiyon Yöntemi Güneş’i bir tutulmanın parçalı evreleri boyunca (veya tutulma dışı herhangi bir anda), gözümüze zarar vermeden güvenli bir şekilde Güneş’in izlemenin yollarından görüntüsünü “iğne biri, deliği kamerası” ile bir ekran üzerine düşürmektir. Böylesi bir kamera Şekil 51’de görüldüğü gibi iki adet beyaz renkli kartonla yapılabilir. Kartonlardan birinin merkezine düzgün ve küçük bir delik açılır ve bu delikten geçirilen Güneş ışığı ikinci bir karton ekran üzerine Şekil 51 56 düşürülürse, Güneş’in ters dönmüş bir görüntüsü elde edilir. Görüntü boyutunun daha büyük olmasını istiyorsanız delikli karton ile ekran kartonu arasındaki uzaklığı arttırmanız gerekir, ancak bu uzaklık arttıkça görüntünün parlaklığının düştüğünü göreceksiniz. Bunun tersine, görüntünün daha parlak olmasını istiyorsanız bu durumda ekran ile delikli karton arası uzaklığı azaltmanız gerekecektir, ancak uzaklık azaldıkça görüntü boyutunun da küçüldüğünü göreceksiniz. Karton üzerine açtığınız deliğin boyutu çok büyük olmamalıdır, aksi halde Güneş’in görüntüsü yerine sadece belli kalınlıkta geçen ışın demetinin aydınlığını ekranda görürsünüz. Şekilden de görüleceği gibi bu pratik kamera, Güneş’e sırtınız dönük iken kullanılabilmektedir. Delikli kartonu omuzunuzun hizasında sabit tutup ekran kartonunu delikli kartona paralel olacak şekilde uzaklaştırıp yakınlaştırarak kendinize en ideal görüntünün yerini bulabilirsiniz (Dikkat! Göz emniyeti açısından, karton üzerine açılmış delikten doğrudan Güneş’e kesinlikle bakmayınız). Mylar Güneş Filtreleri ile Gözlem Güneş’i emniyetli bir şekilde izlemenin ikinci bir yolu ise, plastik veya cam materyaller üzerine ince metal kaplamalarla yapılmış özel filtreler kullanmaktır. En yaygın kullanılanları kaplamalarla Şekil 52 yapılmış cam ve üzerine “Mylar alüminyum filtresi” olarak adlandırılan filtrelerdir. Bu filtrelerle gözlem yapmadan önce üzerindeki alüminyum kaplamanın zarar görmediği ve Güneş ışığını doğrudan geçirecek küçük delikler oluşmadığı mutlaka kontrol edilmelidir. Elinizdeki bir Mylar filtresinin geçirgenliğini ve kaplamasının sağlamlığını, bu filtreyi gözünüze tutarak 60 Watt’lık bir elektrik ampulüne bakarak test edebilirsiniz. Sağlıklı bir Mylar filtresi ile bu test sırasında ampulün sadece flamanını ince ve gözünüzü rahatsız etmeyecek bir parlaklıkta görmeniz gerekir. Eğer daha parlak görünüyorsa filtreniz bozulmuş olabilir veya bir 57 Mylar filtresi olmayabilir. Eğer filtrenin çeşitli yerlerinden nokta şeklinde daha parlak ışık geçiyorsa kaplaması zarar görmüş demektir. Böylesi filtreleri kesinlikle Güneş’i gözlemek için kullanmayın. Teleskop ve fotoğraf makinesi üreten firmalar, kendi ürünleri ile Güneş’i gözlemek etmektedirler. amacıyla Genellikle metal Mylar kaplamalı türü çeşitli alüminyum filtreler kaplamalı de olanları imal en yaygınlarındandır ve bu filtre ile baklıdığında Güneş mavi-gri renkte görülür. Ayrıca Güneş’in turuncu-kırmızı renkte görüldüğü krom kaplamalı metalik filtreler de vardır. Bu filtreler kamera veya teleskopların objektiflerini kapatacak şekilde dizayn edilirler. Piyasada bazen filtrelemenin sadece göz merceğinde yapıldığı aksesuarlarına da ve “Güneş rastlanmaktadır. gözmerceği” Göz adı ile merceklerinde satılan yapılan teleskop bu tür filtreleme kesinlikle uygun değildir, teleskop objektifi tarafından odaklanmış yoğun Güneş ışığının ürettiği ısı ile kısa süre içerisinde çatlarlar. Güneş’i doğrudan izlemek için geliştirilmiş filtrelerle dahi çok uzun süreli Güneş gözlemi yapmamak gerekir. Bu tür filtrelerle kısa aralıklarla Güneş’e bakıp aralarda çevrenize bakmanız ve gözünüzü dinlendirmeniz gerekmektedir. Kaynakçı Gözlükleri ile Gözlem Kaynakçıların kullandığı özel gözlükler büyük yaklaşıklıkla Mylar Güneş filtrelerinin teknik özelliklerine sahiptir ve hem piyasada bulunması daha kolaydır hem de Mylar filtrelerine oranla daha ucuzdur. Bunlardan karartma derecesi 14 ve daha büyük olan filtre camlarına sahip kaynakçı gözlükleri veya kaynakçı maskeleri Güneş’i gözlemek için kullanılabilir. Ancak teknik özellikleri gerçek filtre özelliklerine sahip olmayan, sadece boyalı camlardan yapılmış maskeler de mevcuttur ve asla Güneş gözleminde kullanılmamalıdır. Kaynakçı gözlükleri veya maskelerle de gözlem yapılırken gözlerin kısa aralıklarla dinlendirilmesi gerektiği unutulmamalıdır. 58 Işık Aldırılmış ve Banyo Edilmiş Siyah-Beyaz Filmler Uygun siyah-beyaz fotoğraf filmleri ile kendi filtrenizi yapabilirsiniz. Ancak DİKKAT, yalnızca gerçek siyah-beyaz filmler kullanarak uygun filtreleme elde edilebilmektedir. Piyasada KODAK markasının Tri-X ve Pan-X olarak bilinen siyah-beyaz filmleri bu tanıma uymaktadır. Yalnızca bu siyah-beyaz filmlerin ışığa duyarlı yüzey kaplamasında metalik özellikli gümüş nitrat bulunmaktadır ve Mylar filtresi benzeri uygun bir filtreleme sağlayabilmektedir. Bu teknik tanıma uyan bir siyah-beyaz filmi makarasından çekip çıkartınız ve iki ucundan açık tutarak 1 dakika süre ile Güneş ışığına yöneltiniz. Bu şekilde tamamen ışık aldığına emin olduğunuz filmi banyo ettirdiğinizde, elinizdeki negatifler Mylar filtre özelliklerini sağlayan metalik kaplamalı filtreler gibi davranacaktır. Genellikle bu negatiflerden ikisini üstüste koyarak (yani çift kat olarak) elde ettiğiniz filtre ile Güneş’e bakmak daha emniyetli olacaktır. Bu teknikle de gözlem yaparken kısa aralıklarla gözlerin dinlendirilmesi kuralına mutlaka uyunuz. Tamamen ışık aldırılmış ve banyo edilmiş renkli filmler ve siyah-beyaz olduğu iddia edilen kromojenik filmler, ne kadar kararmış görünseler de metalik kaplama içermediklerinden Güneş filtresi niteliğine sahip olamazlar ve kesinlikle Güneş gözleminde kullanılmamalıdırlar. Dürbün veya Küçük Teleskoplarla Yapılan Projeksiyonlar Çift objektifli bir dürbünün tek objektifini hizasına kapatıp, bir arkasında görüntüsünün maske göz monte oluşturduğu bir mercekleri ekran ederek Güneş üzerine düşürüldüğü projeksiyon düzeneği ile de Şekil 53 Güneş gözlemleri emniyetli bir biçimde 59 yapılabilir. Burada dürbün yerine küçük çaplı amatör teleskoplar da kullanılabilir. Bu düzeneklerde temel sorun Güneş’in optik tüpler içinde yaratacağı aşırı ısı olacaktır. Bunu engellemenin tek yolu dürbün veya teleskobun açıklığını (objektif çapını) küçülterek daha az güneş ışınının girmesini sağlamaktır. Bu ise açıklığı merkezde 5 cm veya daha az olan, halka şeklinde, siyah kartondan yapılmış bir maskenin objektif önüne konması ile sağlanabilir. Dürbün’ün yatay ve dikeyde hareket imkanı sağlayan bir üçayak (tripod) üzerine monte edilmesi, gözlem sırasında Güneş’in günlük hareketinin takip edilmesini kolaylaştıracaktır. DİKKAT! Gözümüzün duyarlı olduğu ışığın şiddetini büyük ölçüde azaltmalarına rağmen, Güneş’i doğrudan gözlemek amacı ile: • Mum alevinde islendirilmiş cam parçalarını (İsli cam) • Disket veya CD’leri • Pozlanmış ve banyo edilmiş Röntgen filmlerini • Pozlanmış ve banyo edilmiş renkli filmlerin negatiflerini • Aynalı güneş gözlüklerini asla kullanmayınız. Bu tür araçlar, gözümüzü Güneş’in zararlı ışınlarından değildirler. koruyan metalik kaplamalı filtre özelliklerine sahip 60 KAYNAKLAR - Baily F., 1836, Monthly Not. Roy. Astr. Soc., 4, 15 - Doğan N., 1988, Güneş Fiziği ve Güneş-Ay Tutulmaları (2. Baskı), Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Yayınları, No: 131 (ISBN 9-7548-2017-1) - Freedman R. A., Kaufmann III W. J., 2002, Universe (6th edition), W. H. Freeman and Company, New York. (ISBN 0-7167-4647-6) - Littmann M., Willcox K., Espenak F., 1999, Totality – Eclipses of the Sun (2nd edition), Oxford University Press. (ISBN 0-1951-3179-7) - NASA, 2008, Eclipse WEB Site, http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html - National Maritime Museum, 2008, The Moon's movement, http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.8027/viewPage/1 - Stephenson F. R., 1997, Historical Eclipses and Earth’s Rotation, Cambridge University Press. (ISBN 0-5214-6194-4) - Stephenson F. R., 1997, A&G, 2003, 44, 2.22 - Wikipedia, 2008, Libration, http://en.wikipedia.org/wiki/Libration
