ÖABT 2014 ASTRONOMİ 1. YILDIZLAR İnsanlığın başlangıcından beri gökyüzü, gök cisimleri ve gök olayları merak konusu Uzaydaki ‘bulutsu’ denilen gaz ve toz yığınlarının olmuştur. Uzay, meteorlar, gezegenler ve bir araya gelip sıkışmasıyla meydana gelen yıldızlarla doludur. Bunların hepsi gök cismi genellikle küresel yapıda olan gökcisimleridir. olarak adlandırılır. Yıldızlar canlılar gibi doğar, yaşar ve ölürler. Ömrü Yapılan gözlemlemelerde göre gök cisimleri biten konumlarına göre gruplandırılarak bazı cisim yıldızlar uzay boşluğunda şiddetli bir patlamayla dağılır. Isı ve ışık yayan yıldızlar farklı ve hayvanlara benzetilerek isimlendirme renklere sahip olabilirler. Renkler yıldızın sıcaklığı yapılmıştır. Büyükayı takım yıldızı, Çoban hakkında bilgi taşır. Sıcak yıldızlar mavi yada yıldızı gibi isimler bunlardan bazılarıdır. beyaz, orta sıcaklıktakiler sarı, soğuk yıldızlar ise Gök cisimlerinden yol ve yön bulmada kırmızı renkte görülür. yararlanılır. Gök isimlerini ve gök olaylarını Güneş, parlaklık bakımından orta halli bir yıldızdır. inceleyen bilim dalı astronomidir. Astronomi Diğer bazı yıldızlar güneşten 100.000, 1.000.000 sayesinde gök cisimleri ve gök olayları kat daha parlak oldukları halde Dünyaya Güneş hakkında önemli bilgilere ulaşmıştır. yıldızlar ile ilgili temel büyüklüklerin neler olduğunu, bu büyüklüklerin nasıl ölçüldüğünü ve bu büyüklükler arasında nasıl bir ilişki FEN VE TEKNOLOJİ Ünitenin bu bölümünde, yıldızların yapısını, kadar yakın olmadıklarından dolayı güneş kadar parlamazlar. bulunduğunu, yıldızların yaşam döngüsünün kütle, enerji, ışıma, kütle çekimi ve basınca bağlı olarak nasıl açıklandığını öğrenecek, yıldızlardan yayılan ışığı, yıldızlarda meydana gelen füzyon tepkimelerinde açığa çıkan Samanyolu’ndaki enerjinin uzayda ışınım şeklinde yayılması ile Güneş’imizden yaklaşık 5.000.000 defa daha ilişkilendireceğiz. parlaktırlar. Ne var ki, bu derece parlak yıldızlar oldukça enderdir. en parlak yıldızlar Samanyolu’ndaki ise yıldızların büyük bir çoğunluğu yıldızlar ailesinden "kızıl cüce" adı ile bilinen ve az parlak olan yıldızlardan meydana gelmiştir. Kızıl cücelerin en tanınmışlarından biri olan Barnard Yıldızı bizden 5.9 ışık yılı ötede olup Güneş’ten 2300 kez daha sönüktür. Yıldızlar bizden o kadar uzaktırlar ki, onların birbirlerine olan mesafeleri bize hep aynı görünür. KPSS10.com 1 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ Yıldızların Oluşumu merkez etrafında Güneş sistemi boyutlarında bir gaz ve toz diski oluşabilir. Bir yıldızın oluşumu için iki şey gereklidir: Madde ve maddeyi yüksek yoğunluklara erişinceye dek Sonuçta kaçınılmaz olarak merkezdeki sıcaklık 10 sıkıştıracak bir mekanizma. Madde uzayda oldukça milyon dereceyi bulur. Bu sıcaklıkta nükleer boldur. Uzaydaki madde, hemen hemen tümüyle tepkimeler başlar ve bulut bir yıldıza dönüşür. çok küçük miktarlarda diğer elementler ve küçük toz parçacıklarıyla karışmış durumda bulunan Yıldızların Yapısı hidrojen gazından oluşmaktadır. Bazı bölgelerde gaz düzgün bir biçimde dağılmış durumda Çok sıcak gazlardan oluşan ve etrafına ışık ve bulunurken diğer bazı bölgelerde yoğunlaşmalar enerji saçan çok büyük kütleli gök cisimlerine yıldız gösterir. Maddenin toplandığı yerde kütle çekimi de denildiğini daha kuvvetlidir, bu nedenle de gaz kendi kendini gazlar daha da sıkıştırarak yüksek yoğunluklara da hâldeki ulaşabilir. Sonuçta kütle çekim kuvveti tek başına elementlerin oranları yaklaşık olarak %71 hidrojen, gazı yoğunlaştırmanın bir mekanizması olabilir. %27 helyum, %2 karbon, bakır, çinko, alüminyum, öğrenmiştik.Yıldızların plazma farklı hâldedir.Yıldızların elementlerden yapısındaki yapısı gaz oluşur. Bu FEN VE TEKNOLOJİ altın, demirdir. Yoğun, yeni doğmuş bir yıldız çekirdeğinin çapı bir kuvvet, bu ilkel ısı ve ışık yayan bir yıldızdır. Güneşin çapı dünya çapının 110 katı (1.4 milyon km), hacmi 1.3 milyon katı ve ağırlığı 333.000 katı kadardır. Güneşin ise Dünyanın yoğunluğunun ¼’ü 70.000 km hızla döner. Bir turunu ise 25 günde milyonlarca kat daha büyüktür. Kütle çekimi ile bir Güneş kütlesi sıcak gazlardan oluşan ve çevresine kadardır. Güneş kendi ekseni etrafında saatte boyut bile tam oluşmuş bir yıldızın boyutlarından başka Evrendeki bilinen 200 milyar yıldızdan birisi olan yoğunluğu ışık yılının yarısından daha küçüktür. Ama bu birleşen Güneş tamamlar. Güneş % 75 hidrojen, % 20 helyum ve yıldız % 5 de diğer elementlerden oluşur. Güneşte çekirdeğinin davranışını belirler. Tipik olarak gaz hidrojenin helyuma dönüşmesi sırasında (füzyon - bulutu kendi çevresinde dönmekte olup manyetik erime birleşme) büyük bir enerji ortaya çıkar. kuvvetler tarafından gittikçe daha fazla sıkıştırılır. Saniyede Bulutun içinde büzülme ve çökmeye karşı koyan ısı 600 milyon ton hidrojen helyuma dönüşür. Buda her saniye Güneşin 4.5 milyon ton ve basınç vardır. İçeriye doğru etki eden kütle hafiflemesine yol açar. çekim kuvveti yeterince büyük olduğunda bulut büzülmeye ve kendi merkezine doğru çökmeye Güneşteki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı devam eder. Bu da açığa çıkan çekim enerjisi bir alev 15-20 bin km yükselir ki bu olaya Güneş nedeniyle ısı üretimine neden olur (Açığa çıkan Fırtınası denir. Bu bilgilere bakarak günün birinde enerji kızılötesi ışınım biçimine dönüşür). Büzülen Güneşin çevresine ısı ve ışık yayamayacağını ve gaz bulutunun yoğunluğu artar. Dönen bir bulutta dolayısı ile yeryüzünde yaşamın sona ereceğini düşünebiliriz. Ancak bu çok uzun yıllar sonra KPSS10.com 2 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ olacak bir olaydır. Güneşin yüzey sıcaklığı 6 000 Güneş'in merkezinde sıcaklık °C ve merkezindeki sıcaklık ise 1.5 milyon °C’dir. yoğunluk ise katı kurşunun yoğunluğunun 12 misli Güneşten çıkan enerjinin 2 milyonda birlik kısmı kadardır. Enerji, Güneş'in merkezinden dışarıya yeryüzüne ulaşır. Güneş’in üç günde yaymış nasıl çıkar? Güneş'in yapısı bir dizi kabuk veya olduğu enerji, Dünya’da bilinen bütün petrol, kömür tabakalara ve ormanlardan elde edilecek enerjiye eşittir. reaksiyonlarla, dört hidrojen atomu bir helyum Güneş ışınları 8.5 dakikada yeryüzüne ulaşır. atomunu oluşturduğunda kaybedilen kütlenin açığa Güneş Dünyaya en yakın yıldızdır. çıkardığı fotonlar bildiğimiz Gamma ışınlarıdır. Bu göre tarif 15 milyon edilebilir. oK, Nükleer Gamma ışını şeklindeki foton, Güneş'in korundan yüzeyine düz bir çizgide hareket etse idi Güneş'in yüzeyine 2.5 sn de gelirdi. Bizim gözümüze de 8.5 dakikada ulaşırdı. Gerçekte ortalama olarak foton, 10 milyon yılda Güneş'in korundan yüzeyine gelir. Bu fotonlar yolları üzerinde yüklü partiküller ile çarpıştıklarında enerji X ışınları şeklinde yayınlanır. Korda nükleer reaksiyonlar ile oluşan Gamma Günümüz teorileri Güneş’in yaklaşık 4.6 milyar yıl önce, yıldız patlamalarından arda kalan toz ve gazı da içeren muazzam büyüklükteki bir yıldızlararası gaz bulutun çökmesiyle oluştuğunu kabul eder. Kütle çekiminin büzüşmeye ve etkisi altında yoğunlaşmanın kalan büyük FEN VE TEKNOLOJİ enerjisinin Güneş'in içersinden dışarıya doğru hareket etmeye başlaması X ışınları şeklinde ve herhangi bir doğrultuda ve rasgele muhtemelen geriye doğru yayınlanabilir. Foton sonuçta düzensiz zig-zag bir yol izler. Güneş'in radyasyon bölgesi 1 milyon km. ye kadar uzanmaktadır. Bu bölgenin dışında plazma soğumaya ve seyrelmeye başlar. Yoğunluk Güneş'in merkezinden yüzeyine olan uzaklığın yarısında suyun yoğunluğu ile eşit bulut değerdedir. Radyasyon bölgesinin dış kenarında olduğu sıcaklık, 500.000 oK dir. yerlerde dönmeye başlar. İlk birkaç milyon yıl içinde çökme sırasında dönme hızı çok büyüktür Yıldızların Yaşam Döngüsü ve bundan dolayı da manyetik olarak son derece aktiftir. Açısal momentumun korunması prensibine Yıldızın oluşumunda başlangıçta etkili olan kütle göre rotasyon hızı gittikçe büyümekte ve dış çekimi Yıldız’ın kütlesi büyüdükçe daha da artar. kısımlar İçteki nükleer patlamalar yassılaşmaktadır. Zamanla merkezi bu artışı dengeler. bölgenin çevresinde yassı bir disk oluşur. Bu diskin Güneş’teki hidrojenin üçte biri helyuma dönüşene dış kısımlarındaki gaz ve toz küçük yoğunlaşmalar kadar dengelenme süreci devam eder. Helyum gösterir. Her bir yoğun bölge ana diskle aynı yönde hidrojene göre daha ağır olduğu için merkezdeki kendi eksenleri etrafında döner. Bu senaryo yoğunluk Dünya’nın Merkezdeki sıcaklığında artması helyumun diğer oluştuğunu ve diğer açıklayan gezegenlerinin oldukça makul nasıl bir ve elementlere senaryodur. çekim kuvveti dönüşmesini daha sağlar. da artar. Güneş ve yıldızlarda elementlere dönüşüm süreci sonunda merkezden dışa doğru element tabakaları oluşur. Bu tabakalar hidrostatik dengeyi sağlayan termal KPSS10.com 3 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ basıncın etkisini ortadan kaldırır ve sadece çekim sonucunda Güneş’in tüm dış tabakaları koparak kuvveti kalır. Bu kuvvet zamanla yıldızın ölümüne uzaya fırlar ve güneş tek bir merkez çekirdeği neden olur. şeklinde kalır. Güneş beyazımsı masmavi bir Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, bu aşamaya renkle ışık saçar. gelme süresi de o derece kısadır. Örneğin Güneş Güneş’in kadar kütlesi olan bir yıldızın yaşam döngüsü 10 durumda Dünya’nın 4 milyar yılı bulabilirken, kitlesi Güneş'in 5 katı olan katı kadardır. Güneşte bir yıldızın yaşamı 80 milyon yıl, 30 kat daha büyük yanma devam eder. Karbon ve oksijen yakılarak bir kütleye sahip yıldızın ömrü ise 6 milyon yıldan daha daha kısa olabilir. Öte yandan bir yıldız, Güneş'in Güneş’in beyaz renkte göründüğü bu evreyi beyaz yarısından daha küçük bir kütleye sahipse ömrü cüce olarak adlandırırlar. hacmi ağır elementler üretilir. Bilim insanları 30-40 milyar yılı bulabilir. Kısacası bir yıldızın Siyah Cüce kütlesi ne kadar büyükse, ömrü de o kadar kısa olacaktır. Beyaz cüce dönemindeki tepkimeler sonucunda Güneş’teki Kızıl Dev ağır-lığı artar. Çekim kuvvetinin de artması içe doğru çök-meyi artırı ve merkezdeki sıcaklığı 100 milyon Kelvin sıcaklığa çıkarır. Bu durumda FEN VE TEKNOLOJİ meleriyle hidrojen helyuma dönüşürken çekirdeği demire dönüşür. doğru tabakalarda Dış oluşan adlandırılır. Süpernova Güneş boyutlarındaki yıldızın ölümü siyah cüce döneminde son yakıtlarını tüketerek gerçekleşir. soğuma ile gerçekleşir. merkezden kayar. biten Güneş’in son dönemi siyah cüce olarak Küçük yıldızların ölümü ise beyaz cüce döneminde termonükleer tepkimeler dışarı elementler Enerjisi giderek tükenen ve sönen ve ışıldaması Güneş gibi yıldızlarda merkezdeki füzyon tepki- merkezdeki Tüm tepkimeler Yıldızın kütlesi Güneş’in kütlesinin 1,4 katından Güneş’i büyük genişlemeye zorlar. Güneşin bu evresinde dış olması duru- beyaz cüce munda tabaka genişlemiş, iç sıcaklık artmış ve kırmızı bir evresinden görünüm alacaktır. Genişleme sonucu Güneş, sonrada olaylar devam eder. Merkür, Venüs ve Dünya’yı bile içine alacaktır. Bu Böyle büyük yıldızlar tür yıldızlara kızıl dev denir. cüce kalamazlar. İç yoğunlukları daha da artar ve iç yakıtları demir, Beyaz Cüce nikel ve kobalta dönüşür. Güneş’in kızıl deve dönüşmesinden sonra 2-3 Yıldızların etrafında tabakalar oluşur. Demire milyar yıl içinde içteki nükleer tepkimelerde kul- dönüşen İçeride oluşan lanılan yakıt tükenecek ve içe doğru çökme içe yoğunluk ve sıcaklık artışı ile elektron ve proton doğru çökme daha da artacak. Bu durumda içeride kaynaşarak nötrona dönüşür. Bu durumda demir yüksek çekirdek 100 km çapında bir top haline gelir ve basınç KPSS10.com ve sıcaklık oluşur. Bunların 4 tabakalar yanmaz. KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ kritik bir sıcaklıkta ışık saçarak Süpernova ve Nötrinolar patlar.buna süpernova patlaması denir. Yıldız çekirdeğinin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın dış katmanlarını büyük bir hızla Nötron Yıldızı dışarıya fırlatan bir şok dalgası oluşturur. Bu bir Büyük kütleli yıldızlar, galaksinin ana kolu üzerinde süpernovadır. Süpernovalar, çok verimli nötrino kısmen az zaman geçirirler. kaynaklarıdır. Büyük kütleli yıldızların evrimleri oldukça hızlıdır. yıldızının Kırmızı dev ve süper Süpernova kırmızı dev aşama- nötrinolar ve karşı nötrinolar biçiminde yayınlanır. Tersine nötrinolar, oluştuğunun açık patlamasındaki bir nötron kanıtlarıdırlar. enerjinin %99'u larından daha çabuk geçerler. Bu Karadelikler yıldız- ların çekirdek kütlesi, Kara delik, astrofizikte, çekim alanı her türlü maddi 1,4 Mg'den daha fazla oluşumun ve ışınımın olduğundan artık yozlaşmış elektron basıncı da kendisinden kaçması- çökmeyi önleyemez. Çekirdeğin çöktüğü, atom na çekirdeklerinin sıkıştırıldığı ve maddenin çok daha yakalayarak nötronlara dönüşürler. Şiddetli nükleer tepkimeler sonucunda, korkunç miktarda enerji açığa çıkar. Bu ise, maddeyle çok zayıf bir şekilde etkileşen karşı nötrinolar biçiminde yıldızdan enerji kaçışı demektir. Sonunda yalnızca nötronlardan meydana gelen dev bir atom çekirdeği oluşur. Nötron yıldızı, sıkıştırılmış olan çekirdek yoğunluğuna yozlaşmış nötron FEN VE TEKNOLOJİ elektron kütlesi büyük bir kozmik cisimdir. Kara delik, uzayda belirli nicelikteki maddenin bir noktaya toplanması ile meydana gelen bir nesnedir de denilebilir. Bu tür nesneler ışık yaymadıklarından kara olarak nitelenirler. Kara deliklerin, “tekillik”leri dolayısıyla, üç boyutlu kadar olmadıkları, sıfır hacimli oldukları kabul edilir. basıncı tarafından daha fazla çökmesi önlenen bir gaz Karadeliklerin içinde zamanın ise yavaş aktığı ya küresidir. Yozlaşmış nötron basıncı, nötronların biri da akmadığı tahmin edilmektedir. birine değecek kadar sıkışmasından dolayı ortaya çıkan bir basınçtır. Ortaya çıkan nötron yıldızının Kara delikler genel görelilik kuramıyla tanımlanmış- yarı çapı yaklaşık 1 km ve yoğunluğu da yaklaşık lardır. olarak, 1cm³de 1 milyar tondur. Başka bir ifadeyle Doğrudan gözlemlenememekle birlikte, çeşitli dalga boylarını kullanan dolaylı gözlem yine bir ping pong topunun içi nötron yıldızının teknikleri sayesinde keşfedilmişlerdir. Bu teknikler maddesiyle doldurulacak olsaydı bu top, Mars'ın aynı zamanda çevrelerinde sürüklenen oluşumların uydusu Deimos kadar ağır olurdu. Böyle bir nötron da incelenme olanağını sağlamıştır. Örneğin bir yıldızı, yarı çapı 10 km olan bir atom çekirdeğidir. kara deliğin çekim alanına kapılmış maddenin kara delikçe yutulmadan önce müthiş bir sıcaklık Bir nötron yıldızı karadelik değildir. Karadeliğe derecesine ulaştığı ve bu yüzden önemli miktarda giden yolda bir istasyon bir durak noktasıdır. KPSS10.com vermeyecek derecede güçlü olan, yoğun olduğu bir aşamaya gelir. Bu durumda protonlar izin x ışınları yaydığı saptanmıştır. Böylece bir kara 5 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ delik kendisi ışık yaymasa da, çevresinde bu tür bir p= ıraklık açısı icraat yarattığı için varlığı saptanabilmektedir. Not: Yıldızlar Arasındaki Mesafe Gökyüzündeki bazı yıldızlar Astronomide gök cisimleri arasındaki uzaklıkları arasında ifade etmek için “astronomik birim (AB), ışık yılı bazı (ıy) farklılıklar gözlemlenir. Bazıları daha büyük ve 1 AB = 149,6 milyon km. farklı metotlar uygulanır. • Dünya-Güneş arasındaki uzaklık : 1,00 AB • Dünya-Ay arasındaki uzaklık : 0,0026 AB Bir yıldızın Dünya’ya uzaklığı paralaks olarak üçgenleme metodu ile bulunur. göre cisimlerin Işık Yılı (ıy): Işığın boşlukta bir yılda alacağı yeri, mesafedir. kullanılırken bazı uzaklık değerlerinin bilinmesi gerekir. Bilim insanları bu uzaklıklar için Dünya’nın Güneş etrafında çizdiği yörünge yarıçapını kullanır. Önce uzaklığı hesaplanacak yıldız belirlenir. Bunu yaparken yıldızın diğer gök cisimleriyle konumu dikkatlice gözlemlenir. Bu gözlemden 6 ay sonra aynı gözlem yapılır. Yıldızın FEN VE TEKNOLOJİ gözlemcinin yeri ve pozisyonuna bağlıdır. Bu metot kez birimleri 1 AB'dir. haritaları hazırlanırken normal haritalara göre daha ikinci uzaklık Dünya’nın merkezi arasındaki ortalama uzaklık elde edilerek yıldız haritaları hazırlanır. Yıldız metoduna (pc) Astronomik Birim (AB) : Güneş’in merkeziyle, Yıldızlar hakkındaki bilgiler teleskop vb araçlarla Paralaks parsek kullanılmaktadır. parlak bazıları ise küçük görünür. tanımlanan ve • Ay’ın, Dünya’ya ortalama uzaklığı 1,2 ışık saniyesidir. • Bize Güneş’ten sonra en yakın yıldız olan Alfa Proksima Centauri 4,2 ıy uzaklıktadır. • Samanyolu’nun çapı 100 000 ıy kadardır. Parsek (pc) : Yaklaşık olarak 3,26 ıy veya 206 265 AB’ ye eş değer uzaklık birimidir. pozisyonundaki değişim yakın yıldızlarda büyük, uzak yıldızlarda ise küçüktür. Yıldızların Sıcaklıkları Ölçümlerde yıldızların ıraklık açısı yani paralaks da çok büyük değişmeler olur. Bu neden le değişim Yıldızların derece yerine açı saniye birimi ile ifade edilir. termometrelerle sıcaklıklarını pratikte Dünya’da mümkün kullanılan değildir. Yıldızların sıcaklıkları yaydıkları ışımalardan elde 1˚=60’(Açı dakika) = 3600” (açı saniye) dir. edilen bilgilerle hesaplanır. Daha önce öğrenilen Wien yasası bu hesaplamada kullanılan bir Paralaksı 1” (1 açı saniye) yada 1” den büyük olan yasadır. Bu yasada ışıma enerjisinin frekansına yıldız yoktur. 1 saniyelik yay, 200km de 1m yi göre gören açıdır. Bir yıldızın güneşe uzaklığı yıldızın dalga boyu yalnız sıcaklığa bağlıdır. değişiminde en üst değere karşılık gelen paralaksından yararlanılarak; formülü ile hesaplanır. d= Uzunluk KPSS10.com 6 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ ise parlaklığı en az olan yıldızları içerir. Kadir rakamın üzerine m harfi konularak gösterilir. Milatta sonraki ilk yıllarda Batiamyus yıldız çalışmaları daha da derinleştirilmiş ve yıldız katalogunu geliştirmiştir. Bu kataloglarda 1022 yıldız vardır. Batlanyus aynı kadir grubundaki yıldızların parlaklıklarının aynı olmadığını fark etmiş ve her kadir grubunu 3 e ayırmıştır. Bu durumda kadir grupları ondalıklı Yıldızların parlaklığı farklı dalga sayılarla ifade edilmiştir. Bu durumda gruplar 3m.2 boylarında gibi ifade edilmiş ve 3,2 kadir olarak söylenmiştir. ölçülerek parlaklığın yeni enerjinin en fazla olduğu (3m.2 deki m üzeridir.) anda yayılan ışımanın dalga boyu belirlenir. Teleskop gibi uzayı inceleme aracı geliştikçe 1. Yıldızın sıcaklığı aşağıdaki formülle hesaplanır: kadirden daha parlak yıldızların olduğu bulunmuş T= Yıldızın Kelvin cinsinden sıcaklığı λmax= nanometre cinsinden maksimum dalga boyu Wien Sabiti= 2,898.10000000=3x106 FEN VE TEKNOLOJİ ve bu yıldızlar (-) sayılırla gösterilmiştir. Günümüze Yıldızların Parlaklıkları ve Işıma Gücü kadar gelen süreçte kadir serisi gruplama sistemi devam etmiştir. Yıldızların konumu izleyiciye göre değişeceği (görünen için kadir parlaklık) yerine ifadesi görünen daha çok kadir tercih edilmektedir. Yıldızların görünen parlaklık ve ışıma gücü onun dünyaya uzaklığına da bağlıdır. Parlaklığın azlığı yıldızın uzaklığı ile de açıklanabilir. Yıldızların parlaklık ve ışıma güçleri ile bazı bilgilere ulaşılabilir. Parlaklık, bir cisimden yayılan Kadir serisinde, her kadir kendinden sonra gelen ışığın yayılma doğrultusuna dik olan birim yüzeye kadirden düşen miktarına denir. Bir yıldızın bir saniyedeki grubundaki bir yıldız 6. kadir grubundakinde enerji yayma kapasitesine ışıma gücü denir. yaklaşık 100 kat daha fazladır. Lambalar yayacakları ışıma gücüne 2,512 kat daha parlaktır. 1 kadir göre sınıflandırılır. 25W, 50W ve 100W lık lambalar gibi. Görünen parlaklık, Gözlemciye göre parlak olduğu için farklı gözlemcilere göre değişiklik gösterebilir. Yıldızlar konum ve parlaklılarına göre milatta önce Bilim insanları bu sorunu aşmak için yıldızların ilk kez Hipparchos tarafından gruplara ayrılmış ve parlaklığının bir katalog hazırlamıştır. Yapılan bu ilk katalog 850 seçmiştir. yıldız içermiştir. Bu katalogda kıyaslanacağı sabit bir uzunluk yıldızlar parlaklıklarına göre 6 ayrı gruba guruba ve bu Bu uzaklık 10 parsek= 32,6 ışık yılıdır. Bu uzaklık gruplara kadir adı verilmiştir. 1. kadir grubu için ölçülen parlaklığa salt kadir yada salt parlaklık parlaklığı en fazla olan yıldız grubu 6. kadir grubu denir.elektrikli KPSS10.com 7 (rezistanslı) sobalarda rezistans KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ kızarıklığı ile etrafa yayılan ısı ve ışık doğru Elementlerin soğurduğu ışımalar ışık tayfında siyah orantılıdır. Kızarıklık arttıkça etrafa yayılan ısı ve çizgiler oluştururlar. Bu çizgilere tayf çizgileri denir. ışıkta artar. Bu gibi olaylar ışıma gücü ile sıcaklık Yıldızların Ölümü arasında bir ilişki olduğunu gösterir. Josef Stafen ve Lundwing Boltzman yıldızın parlaklığının yüzey alanından saniyede yayılan enerji miktarına bağlı Yıldızların ölümü iki şekilde gerçekleşir. Birinci olduğunu aşağıdaki formülle göstermiştir. ölüm şekli kocayeni (süpernova) patlaması, ikinci ölüm şekli ise siyah cüce haline dönüşmedir. Yıldızların ölümünü belirleyen temel nicelik yıldızın kütlesidir. Küçük kütleli yıldızlar siyah cüce olarak L = Yıldızın ışıma gücü (watt) ölürken büyük kütleli yıldızlar süpernova patlaması 4 πR2 = Yıldızın yüzey alanı (m²) ile ölürler. σT4 = Saniyede m² düşen enerji yayılımı (K/s) T = Yüzey sıcaklığı (K) Kütlesi Güneş’in kütlesinden küçük olan yıldızlar R =Yıldızın yarı çapı (m) yavaş yavaş çökerek kahverengi yada beyaz σ = Stefan-Boltzman sabiti (5,67.10-8 cüceye dönüşürler. Kütlesi, Güneş’in kütlesi ile bu Ters Kare Kanunu Bir yıldızın görünen parlaklığı ters kare kanunu ile hesaplanır. Bu kanunla parlaklık ile uzaklık arasındaki ilişki açıklanmaktadır. Güneşin Dünya üzerinde ışınım gücü vardır. Bu FEN VE TEKNOLOJİ kütlenin beş katı arasında bir diğeri olan yıldızlarda ise çekirdek büzülmesi orta bir hızla gerçekleşerek önce beyaz bir cüceyle sonra siyah cüceye dönüşerek ölüm gerçekleşir. Kütlesi Güneş’in kütlesinin 5 katı ile 15 katı arasında diğer olan yıldızlarda çekirdek büzülmesi hızlı olur ve kocayeni (süpernova) patlamalar ile güç atmosferin dışında 1365W/m² olup bu değer ölüm gerçekleşir. Güneşin kütlesinin 15 katından güneş sabiti olarak tanımlanır. Güneş ışınlarının bir büyük olan yıldızlarda ise çekirdek büzülmesi ve kısmı atmosferde soğrulma ve yansıma nedeni ile çökme çok hızlı olur. Ve kocayeni patlaması ile yer yüzüne ulaşan ışıma gücü azalır. Bu değer ölürler. 1000 W/m² civarındadır. Güneş panelleri güneş karadelikler oluşur. Bu tip yıldızların ölümü sonucunda enerjisini kullanacağımız diğer enerjilere çevirir. Bu paneller enerjiyi maksimum değerde alabilecek Kocayeni biçimde konumladırılır. merkezinde patlamalarının oluşan oluşumunda tepkimelerde yıldızın hidrojenin helyuma dönüşmesinin de etkisi vardır. Ancak Güneş ışınlarının atmosferde soğrulması gibi büyük yıldızlarda bazı farklı gelişmeler de vardır. yıldızlarda Büyük ışımlarını bir bölümünü kendi kütleli yıldızlarda merkezindeki çekim atmosferinde soğururlar. Yıldızların çekirdeğindeki kuvveti ve basınç çok yüksektir. Bu nedenle nükleer tepkimelerle oluşan ışımlar dış tabakadaki merkezdeki gaz bulutlarınca soğrulurlar.atomlar üzerine gelen yükselir. Ve güneşten farklı olarak karbon ve bazı ışımlar soğurabilirler. Mesela hidrojen kırmızı oksijen merkezde tepkimeye girer. Karbon ve mavi Diğer oksijen tükenene kadar yanar ve hidrostatik denge soğururlar. kütle çekimi lehine bozulur. Bu durumda tepkimeler ve mor elementlerde KPSS10.com ışımaları farklı soğurabilir. ışımaları 8 sıcaklık 1milyar Kelvin civarına KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ dış katmanlara kayar. Merkezde ise sadece ağır elementler kalır. Tepkimeler kaydıkça merkezdeki Demirin kütlesi demir merkezin dışa yoğunluğu artar. Güneş’inkinin 1,4 ÖRNEK SORU Paralaksı 0,05 açı saniye olan bir yıldızın Güneşe katına olan uzaklığı kaç parsek tir? ulaştığında çok fazla basınç elektronları demir A) 0,5 atomunun çekirdeğine doğru iter. Bu arada atom D) 20 B) 1 C) 10 E) 40 çekirdekleri arası mesafe ortadan kalkar. Oluşan zincirleme birleşerek rekasiyonla daha az elektronlarla yer kaplayan protonlar ÇÖZÜM nötronlara dönüşür. Nötronlara dönüşüm merkezde boşluk Paralaks açısı bilinen bir yıldızın uzaklığı ile oluşmasına neden olur. Bu nedenle içe doğru ani hesaplanır. bir çökme oluşur. Bu arada görülen nötrino çıkısı d = 1 / 0,05 kocayeni d = 20 parsek bulunur. (süpernova) adı verilen patlamayı oluşturur. Cevap D Bir yıldızından gelen ışığın en şiddetli ışınım yaptığı dalga boyu 580 nm olduğuna göre bu yıldızın yüzey sıcaklığı kaç K dir? A) 2.000 B) 5.000 D) 15.000 E) 25.000 C)10.000 ÇÖZÜM FEN VE TEKNOLOJİ ÖRNEK SORU Wien kanununa göre; T = 2,9.106 / λ dır ve λ = 580 nm veriliyor. Buna göre; T = 2,9.106 / 580 = 5 000 K bulunur. Cevap B KPSS10.com 9 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ 2. GALAKSİ (GÖK ADALAR) görülür. Bu sarı-turuncu bölge kabarıktır. Bu kabarık Yıldızlar, yıldızlar arası toz, gaz, bölgenin sebebi yaşlı yıldızların plazma, olmasındandır. Mavi renk, samanyolunun sarmal görülmeyen ve karanlık maddeden meydana gelen kollarından mevcuttur. Mavi kısımda gaz ve toz büyük sisteme Gök ada veya Galaksi denir. miktarı fazladır. Gaz ve toz gök adamızın % 15 lik kısmını kapsamaktadır. Güneş’in samanyolundaki Güneş sistemini barındıran Galaksinin adı zamanı 225 yıl, Güneş’in hareket hızı 220 km/s, Samanyolu’dur. Samanyolu gök adası en büyük Güneş merkezinden uzaklığı 25000 ışık yılıdır. gök adalardandır. Samanyolu gök adasında 100 Yıldız Kümeleri milyar yıldız vardır. Samanyolu içinde yıldızlar tek ve çift ya da birkaç yıldızlı sistemler olarak bulundukları gibi çoklu sistemler olarak da bulunurlar; bunlara, yıldız kümeleri denir. Bir yıldız kümesi, fiziksel olarak birbirlerine çekimsel bağlılıkları olan yıldızlar grubu olarak tanımlanabilir. Küme içindeki yıldızların Samanyolu gök adasının ayın olmadığı açık gecelerde gök yüzünün bir ucundan diğer bir ucuna uzandığı gözlemlenir. Samanyolu’nun en güzel görüldüğü yer Güney Yarımküre, yaz gecelerinde ise Kuzey Yarımkürededir. FEN VE TEKNOLOJİ uzaydaki hareketleri incelendiğinde, aynı hızla, aynı yönde ve belli bir noktaya doğru hareket ettikleri görülür. Yıldızların bu özellikleri kümeye ait olup olmadıklarını belirler. İki tür yıldız kümesi vardır: Küresel Yıldız Kümesi Thomas Wright 1750 yılında kendi galaksimiz Kümelenmeleri küre şeklini andıran çok büyük ve (samanyolu ) için, tüm yıldızları içine alan, disk sıkışık olan yıldız kümelerine, küresel yıldız kümesi biçimindeki dev bir yıldız olduğunu açıkladı. Alman denir. filozof İmmanuel Kant, 1975 yılında T. Wright’in açıklamalarının daha ilmi yorumlayarak, Güneş sistemimize benzer kütle çekimi kuvveti ile bir arada duran, dönen yıldızlar kümesi olduğunu açıkladı samanyolu tüm detaylarıyla incelemek için Astrofizikte kullanılan tüm görünen ve görünmeyen dalga boylarında ışığa ihtiyaç vardır. Samanyolundan en fazla gözlenen renkler sarı, turuncu ve mavidir. Küresel yıldız kümelerinde yaşlı yıldızlar bulunur radyo ve bu kümelerde 10000 ile 1000000 arasında dalgaları, mikro dalgaları ve kızılötesi dalgalar yıldız vardır. Güneş komşuluğunda küresel küme sayesinde görülür. Sarı ve turuncu renkler 15000 yoktur, Samanyolu’nun çekirdeği denilen yer, çoğu galaksi düzleminden uzaktır. ışık yılına yakın bir uzaklıktaki merkez yerde KPSS10.com 10 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ Galaksimizin merkezi etrafında küresel bir dağılım adalarında yıldızlar gelişi güzel bir harekete gösterirler. sahiptirler. Yaşlı yıldız sayısı fazladır. Eliptik gök adalardaki yıldızalar yaşlı olduğundan sarı kırmızı Açık Yıldız Kümeleri Buna açık kümede denir. renkte Dev görünürler. Daire biçimine en fazla benzeyen eliptik gök ada aşağıda verilen E0, en bulutlardan oval veya basık olan ise E7 dir. meydana gelen yıldızlar kümesidir. Birden fazla yıldızlardan oluşur. Burada kümeleme dağınıktır ve Sarmal Gök Adalar sadece aktif ve genç yıldızlar vardır. İki ya da daha çok kola sahip adalardır. Kendi içinde sarmal gök adaları çubuklu sarmal gök adalar ve eksenel simetrik gök adalar olarak ikiye ayrılır. Gök adaların büyük bir kısmı sarmaldır. Açısal hızları fazladır. Sarmal gök adalar S harfi ile belirtilir. Bazı özel Açık yıldızlara göre merkezler daha yoğundur. İçerisinde bulunan yıldızlar daha yaşlıdır, küre biçimindedir. Bu yıldız kümeleri samanyolunu sarmalayan hale de yer alır. Hale: Samanyolu’nda en önemli elemanlarından biridir. Merkezi kabarık bölge ve disk kısmını içine FEN VE TEKNOLOJİ durumlarından dolayı Sa, Sb, Sc olarak adlandırılır. Sa da çekirdek büyük, Sc de çekirdek küçüktür. Düzensiz Gök Adalar Eliptik ve sarmal gök adaları gibi herhangi bir şekli olmayan gök alır. Hale görünür ve görünmez kısım olarak 2’ye adalarıdır. ayrılır. Görünür hale merkez kabarıklığının 65. 10³ eliptik ışık yolu boyunca sürer görünmez hale, görünür yerçekimi halenin, bittiği yerde başlar. Uzunluğu 3.10⁵ ışık yılı maruz kaldıklarından dolayı düzensizleşen gök civarındadır. Samanyolu’nu sarmalayan halenin adalardır. ilerisine özellikler taşır. Bu tür gök adalar iki gruba ayrılır. geçildiği zaman Samanyolu’nu da Sarmal gök ve adalarının kuvvetine Bazı gök adalar normal olmayan kapsayan Gök adalar Sistemi’nin ( Yerel küme ) olduğu görülür. Gök adalar biçimlerine göre 3’e • Etkileşimli Gök Adalar: Etrafındaki gök ada- ayrılır. Eliptik, sarmal ve düzensiz gök adalardır. ların çekim alanları etkisinde olan gök adalardır. Eliptik Gök Adalar • Aktif Gök Adalar: Merkezlerindeki küçük bir bölgeden çok büyük frekanslı salınım yapan gök Kendilerine olmayan ait gök adalarıdır. Bu adalar kendi içinde üç gruba ayrılır. özellikleri adalardır. 1. Seyfert Gök Adalar: Düzgün bir şekilleri vardır. Parlak Basıklık şekillerine göre 6 gruba ayrılır. KPSS10.com Eliptik bir çekirdeğe sahiptirler. Sarmal şekilli gök 11 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ gök adalardır. Seyfert gökadaları Samanyolu gökadamızdan tek bir farkla ayrılıyor. Bu fark ise, Astronomlar nebulaları “yıldız doğuran kuluçka çekirdeklerinin son derece parlak, neredeyse 100 makineleri” olarak târif etmektedirler. Gerçekten de milyar Güneş parlaklığına ulaşabilmesi. özellikle gaz nebulasını meydana getiren hidrojen ve helyum, yıldızların ana yapı maddesidir. 2. Radyo Gök Adalar: Frekansları radyo dal- galarının frekansı aralığından olan, dalgalarının yakın radyo enerjilerine olan elektro- manyetik dalga yayan gök adalarıdır. Eliptik bir biçimleri vardır. Hızlı parçacıklar gök adayı çevreleyip gaz bulutlarıyla çarpışarak parçacık salınımı yaparlar. Hava hortumunun tozları Genellikle şekilsiz, karmaşık bir görünüm arz eden kaldırdığı gibi bir toz bulutu oluştururlar. 3. Yıldızsılar (Kuarzlar): Gözlenen evrende en uzak bölgede ve çok parlak olan gök adalardır. Görünümleri yıldızlara benzemektedir. Güneş’in yaklaşık olarak bir milyar katındadır. Güneş’ten büyük olmalarının FEN VE TEKNOLOJİ nebulaların ölçüsüde Güneş’ten fazla enerji yaydıklarından dolayıdır. Yıldızsıların hesaplandığında yaydıkları yıldızımsılar en ışığın yolu yaşlı gök içinde belki de en ilgi çekeni dünyâmızdan 1400 ışık yılı uzaklıkta bulunan halka şeklindeki Lyre nebulasıdır. Galaksimiz Samanyolu ve çevresinde bulunan en tanınmış nebulalar; Trifid, Crab (Yengeç), Macetlan bulutları, Lyre, Sagittarius, Orion, Omega ve Lagoon’dur. Doppler Kayması Hareketli bir ışık kaynağı bizden uzaklaşıyorsa bu adalarıdır. kaynaktan gelen ışığın dalga boyunu daha büyük ölçeriz. Kaynak bize yaklaşıyor ise dalga boyunu Nebula (Bulutsu) daha kısa algılarız. Bu duruma Doppler etkisi denir. Nebula (bulutsu) yıldızlarası boşluklarda yer alan Doppler bulutu andıran gökcisimleridir.Hidrojen gazı, toz ve etkisi formülleri kullanılarak ve gök cisminden gelen ışığın dalga boyu ölçülerek cismin plazmadan oluşur.Yapısında yıldızlar bulundurur bizden hangi hızla uzaklaştığı bulunabilir: ve bu yıldızların ışığıyla görünür hale gelirler. Bulutsular yıldız dönüşümünün ilk aşamasıdır. λg : Gelen ışığın ölçülen dalga boyu λ : Kaynaktan çıkan ışığın dalga boyu Bulutsu terimi önceden yıldızlar gibi noktasal VK : Işık kaynağının hızı olmayan tüm bulut benzeri cisimler için kullanılırdı. z : Spektral (tayfsal) kızıla kayma miktarı ise; Örneğin Andromeda Galaksisi galaksiler keşfedilmeden önce Andromeda Bulutsusu olarak geçerdi. KPSS10.com 12 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ Gök adaların Dünya’dan uzaklaşma hızları ile uzaklıkları orantılıdır. Bu durum Hubble yasası olarak adlandırılmıştır. Gök adaların uzaklık ve uzaklaşma hızlarının Dalga boylarındaki kaymadan yararlanılarak gök grafiği çizildiğinde aşağıdaki grafik elde edilir. Bu cisminin Dünya’ya göre hızı bulunabilir. grafiğin eğimi sabittir ve Hubble sabiti olarak bilinir. Gözlenen cismin bakış doğrultusundaki hızına radyal hız denir. Doppler etkisinde dalga boyu uzunluk ile, frekans ise zaman ile ilgilidir. Ancak gözlenen cismin hızı ışık hızına yaklaşık değerler aldığında uzunluk ve zaman ile ilgili hesaplamalarda özel göreliliğin de Grafiğin eğimi uzaklaşma hızı (v) nin uzaklığa (d) göz önünde bulundurulması gerekir. Işık hızına yakın bir vK hızı ile hareket eden bir cismin gözlenen frekansı fg ; ile hesaplanır. Gözlenen dalga boyu λg ; FEN VE TEKNOLOJİ oranına eşittir. Hubble sabiti H bu açıklamalara Evrenin Yaşı Bir gök ada bizden uzaklaşıyor ya da yaklaşıyorsa, Hubble yasası bir gök adanın bize olan uzaklığını bu gök adadan gelen ışığın spektrumunda doppler 1911 yılında bilim hesaplamamızı sağlar. Hubble yasası ve bir gök insanları adanın bizim gök adamızdan uzaklaşma hızı yaptıkları gözlemlerde hemen hemen tüm gök kullanılarak evrenin yaklaşık yaşı hesaplanabilir. adaların spektrum çizgilerinde kırmızıya kayma tespit ettiler. Herhangi bir gök adanın bize olan uzaklığı d, bu uzaklığı kat etme süresi T alınırsa gök adanın 1920’li yıllarda bilim insanları Edwin Hubble ve bizden uzaklaşma Lundmark ise yaptıkları araştırmalarda cisimler ne kadar uzakta nedeniyle Hubble sabiti 50 km/s/Mps ile 100 ortalama olarak 70 km/s/Mps değeri kullanılır. Hubble Yasası gözlenir. Yapılan ölçümler çok uzak mesafeleri ilgilendirmesi km/s/Mps arasında ölçülmüştür. Hesaplamalarda K ile hesaplanır. etkisi göre; ise tayflarındaki kırmızıya olur. Hubble yasasında (v = H ⋅ d) v yerine kaymalarının da o kadar büyük olduğunu fark yazalım: ettiler. Bu durum aynı zamanda bizden uzak olan cisimlerin bizden daha hızlı uzaklaştığı sonucunu da ortaya çıkarır. KPSS10.com 13 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ Burada elde edilen T değerine Hubble zamanı denir ve TH ile gösterilir. Bu değer çekim kuvvetinin etkisinin ihmal edilmesiyle elde edilecek bir sonuçtur. Ancak bilim insanları evren genişledikçe çekim kuvvetinin etkisinin azalacağı ve genişlemenin de yavaşlayacağını düşünerek Hubble zamanının olması gerekenden 2/3 kadar daha az olması gerektiğini hesapladılar. Buna göre evrenin yaşı yaklaşık olarak Büyük Patlama ( Big Bang ) yaklaşık 15 milyar yıl önce büyük bir patlamayla oluşmaya başladı. Büyük Patlama (Big Bang) adı verilen bu patlama sonrasındaki süreçte gök adalar, yıldızlar, gezegenler ve diğer gök cisimleri meydana geldi. Fakat bilim adamları patlayan şeyin ne olduğu ve patlamaya neyin sebep olduğunu hala FEN VE TEKNOLOJİ Büyük Patlama Teorisi'ne göre evren bundan bilememektedir. KPSS10.com 14 KPSS10.com ASTRONOMİ ÖABT 2014 3. GEZEGENLER oluşturabilecek kütleye sahip ve bundan ötürü hidrostatik denge durumunda olan, Uluslararası Astronomi Birliği (UAB), 2006 yılında • Gezegen oluşumu teorisine göre yörüngesini güneş sistemindeki gezegenlerin tanımını yeniden temizlememiş olan, ele alarak gezegen ve diğer cisimleri (uydular • Uydu olmayan bir gök cismine denir. hariç) üç ayrı kategoriye ayırdı. 3) Küçük Cisimler 1) Gezegen • Uydular dışında, Güneş etrafında dolanan diğer • Güneş’in etrafında dolanan bir yörüngeye sahip gök cisimlerine denir. olan, • Kendi kütle çekimi nedeniyle küresel yapı oluşturabilecek kütleye sahip ve bundan ötürü Merkür: hidrostatik denge durumunda olan, Merkür’ün özellikleri aşağıdaki gibidir. • Gezegen oluşma teorisine göre yörüngesini temizlemiş olan dolanırken yörüngesi maddelerin tamamını (gezegen üzerinde üzerine Güneş’e en yakın gezegendir. yörüngesinde 4879 km çapıyla Güneş sisteminin en küçük bulunan gezegenidir. toplaması-kütle Güneş • Kendilerine ait ısı ve ışıkları yoktur yıldızlardan aldıkları ısı ve ışığı yansıtırlar. • Işıkları kesintisizdir. Işıkları donuk görünür, titreşmez. • Yıldızlardan daha küçük ve daha soğukturlar. • Gökyüzündeki konumları değişkendir. (Güneş çevresindeki hareketlerinden dolayı gökyüzünde FEN VE TEKNOLOJİ artışının olmaması), gök cismine denir. çevresinde en hızlı dolanan gezegendir. Yüzeyine en fazla meteor çarpan gezegendir. Atmosferi yoktur. Yüzeyinin sıcaklığı -173⁰C +427⁰C arasındadır. Çapına göre büyük bir çekirdeğe sahiptir. Kütle çekimi ve yer çekimi ivmesi azdır. bulundukları konumları zamanla değişir.) • Gökyüzünde küre olarak görülürler (Dünya’ya Venüs: yakın oldukları için geceleri gökyüzünde yuvarlak bir disk şeklinde görünürler.) Venüs’ün özellikleri aşağıdaki gibidir. • Güneş sisteminde sekiz tane gezegen vardır. Güneş’e Bunlar Güneş’e yakınlık durumuna göre; Merkür, ikinci Dünya’ya en yakın gezegendir. Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Kütlesi ve boyutları bakımından Dünya’ya Neptün’dür. çok benzer bu nedenle ‘’ Dünya’nın kız • *Merkür, Venüs, Dünya, Mars iç gezegen olarak kardeşi’’ denir bilinirken, diğerleri ise dış gezegen olarak bilinir. Güneş sisteminin en sıcak gezegenidir. Gezegenlerin bazıları çıplak gözle görülebilir. Güneş ışığını çok iyi yansıtır. Atmosferde çok yoğun karbondioksit vardır. Güneş ve Ay’dan sonra gökyüzünün en 2) Cüce Gezegen • Güneş’in etrafında dolanan bir yörüngeye sahip parlak gök cismidir. Halk arasında akşam olan, yıldızı, sabah yıldızı yada çoban yıldızı • Kendi kütle çekimi nedeniyle küresel yapı olarak adlandırılır. KPSS10.com 15 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ Diğer gezegenleri ekseni kendi ekseni yanmayı etkiler. etrafında saatin ersi yönünde döner. Dünya’nın çekirdeğinde bulunan metaller Dünya: sebebiyle yeryüzünde manyetik alan oluşur. Manyetosfer denilen bu alan yerden 100 km Dünya’nın özellikleri aşağıdaki gibidir. Güneş’e yakınlık bakımında yükseklikten başlayarak 64000 km (Dünya üçüncü yarıçapının sıradadır. Güneş sisteminde yaşam olan ulaşır.Manyetosfer tek Güneş yaklaşık 940 milyon km uzaklıkta ve saatte tabakası çok sıcak olduğundan yavaş bir şekilde hareket eder. Yerkabuğunun manto tabakası üzerinde yüzdüğü kabul edilir. Depremlerde bu hareketler sebebiyle yaşanır. Dünya 4.5 milyar yıldır soğuduğu halde çekirdeğinin 6000⁰C civarında atmosfer buzullardadır. Başlangıçtan beri mevcut olan su miktarı aynıdır. Ve yeryüzünden her saniyede 10 milyon ton su buharlaşır. Bu döngü asla yapay olarak gerçekleştirilemez. Dünya ekvatordan kutuplara doğru gidildikçe artan bir yer çekim etkisine sahiptir. özgü kutuplardan basık ekvatordan şişkin bir yapıdadır. Bu şekilde kendi ekseni etrafında Dünya %78 azot, %21 oksijen ve %1 diğer oluşan Ancak bunların %3 tatlı sudur. Suyun % 68 i Dünya’nın şekli Geoid adı verilen kendine olduğu düşünülmektedir. gazlardan Dünyanın tabaka halinde sarabilecek büyüklüktedir. araştırmalarda yerkabuğunun yarısına ulaşılmıştır. Manto korur. hacmi Dünya yüzeyinin 3 km kalınlığında FEN VE TEKNOLOJİ ve rüzgârlarından sularla kaplıdır. Dünya’daki mevcut suyun, bir elma gibi düşünürsek yerkabuğu elmanın inceliğindedir Dünya Dünya’nın dörtte biri karalar dörtte üçü Bunlar yerkabuğu, manto ve çekirdektir. Dünya’yı kabuğu sayesinde bulmasına yardımcı olur. yörüngeyi tamamlar. oluşur. uzaklığa magnetik alanı aynı zamanda insanların yön 108000 km hızla 365 gün 6 saatte bu katmandan katı) gelen kozmik ışınlardan ve çok tehlikeli Dünya’nın Güneş etrafında izlediği yörünge 3 10 uzaydan gelecek tehlikelerden, yıldızlardan gezegendir. Yeryüzü yaklaşık dönülmesi sonucu merkezcil kuvvetlerden tabakasıyla dolayı olmuştur. kaplıdır. Dünya’nın Ay adında doğal bir uydusu vardır. Ay Dünya’da yer yüzünün karşılıklı 2 Atmosfer: bölgesinde gelgit olaylarına yani suyun 1. Güneş’ten gelen zararlı ışınları süzer. kabarıp sonra tekrar eski haline gelmesine 2. Canlılar için gerekli gazlar bulundurur. sebep olmaktadır. Dünya’nın Ay’a yakın olan 3. Meteorların dünyamıza düşmesini büyük yüzeyinde Ay’ın çekim kuvvetinin etkisi ile, oranda etkiler. diğer yüzünde ise merkezcil kuvvetinin etkisi 4. İklim olayları için koşulları sağlar. ile aynı anda gelgit yaşanır. Ay sebebi ile 5. Dünya’nın aşırı ısınması ve soğumasını Dünya’da Ay tutulması ve Güneş tutulması engeller. olayları yaşanır. 6. Güneş ışınlarını dağıtır. 7. Dünya ile dönerek sürtünmeden doğacak KPSS10.com 16 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ Mars: Uranüs: Mars’ın özellikleri aşağıdaki gibidir. Uranüs’ün özellikleri aşağıdaki gibidir. Mars Dünya’ya benzeyen 2. gezegendir. Bu Büyük gezegenler arasında yer alır. nedenle “ Dünya’nın erkek kardeşi “ olarak Kütlesi, Dünya’nın kütlesinin 14,5 katıdır. adlandırılır. Bir gaz gezegenidir. Demir oksitden oluşması nedeni ile “ Kızıl Dönme ekseninin yörünge düzlemine çok Gezegen “ olarakta adlandırılır. Dünya’ya göre soğuk bir yakın, yani yana eğik olması ile diğer gezegendir. gezegenlerden ayrılır. Ortalama sıcaklığı -55⁰C dir. Neptün: Güneş sisteminin 25 km yüksekliğindeki en büyük yanar dağı “ Olympus “ Mars’ta Neptün’ün özellikleri aşağıdaki gibidir. bulunmaktadır. Gezegende hiç su yoktur. Soğuk bir gezegendir. Atmosferi Dünya’nınkine göre daha incedir. Yüzeyinde çok şiddetli fırtınalar vardır. Çok kuvvetli Atmosferindeki eter gazından dolayı mavi rüzgarlar ve kum fırtınaları renkte görünür. yaşanır. Jüpiter: Jüpiter’in özellikleri aşağıdaki gibidir. Güneş sisteminin en büyük gezegenidir. Kütlesi Dünya’nın 318 katıdır. Jüpiter dev alanıyla kütlesi ve onlarca güçlü manyetik göktaşının yüzeyine FEN VE TEKNOLOJİ 13 uydusu varıdır. Plüton: Plüton 2006 yılının sonuna kadar Güneş sisteminin 9. gezegeni olarak kabul ediliyordu. Ancak fiziksel yapısının ve yörünge düzleminin farklı olması nedeniyle uluslararası Astronomi Birliği tarafından 24 Ağustos 2006’da “ Cüce gezegen “ sınıfına düşmesini engeller. konulmuştur. Satürn: KEPLER YASALARI Satürn’ün özellikleri aşağıdaki gibidir. Güneş sisteminin 2. Büyük gezegenidir. 1. Gezegenler, odaklarından birinde Güneş olan % 94 hidrojen ve % 6 helyumdan oluşur. bir elips şeklindeki yörüngelerde dolanır En düşük yoğunluktaki gezegendir. (Yörüngeler Yasası). Soğuk bir gezegendir. Gezegen yüzeyinde beyaz lekeler vardır. Satürn’ün etrafındaki halkalar, evrende serbest halde dolaşan küçük meteor ve buz parçaları gibi değişik cisimlerin Satürn’ün çekim alanına yakalanması sonucu olmuştur. KPSS10.com 17 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ 2. Gezegeni Güneş’e birleştiren doğru parçası (yarıçap vektörü) eşit zaman aralıklarında eşit alanlar tarar (Alanlar Yasası). 3. Gezegenin Güneş çevresindeki dolanma dönemi (P)’nin karesi, Güneş’e olan ortalama uzaklığı (a) nın küpü ile orantılıdır (Dönem Yasası). uzunluğudur. Buna göre iki gezegenin dolanma dönemlerinin karelerinin oranı, onların Güneş’e ortalama uzaklıklarının küpleri oranına eşittir. KPSS10.com FEN VE TEKNOLOJİ Burada a, elips yörüngenin yarı-büyük eksen 18 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ 4. AY Yüzeye uzun süre gelen Güneş Işınlarından dolayıda bir taraf oldukça sıcak, diğer tarafta Dünya, Güneş'in çevresinde hareket ederken Ay oldukça soğuktur. da Dünya'nın çevresinde hareket eder. Dünya'nın Güneş'in çevresinde Dünya'nın Ayın Yerin çevresinde dolandığını biliyoruz Bu çevresinde hareketi sırasında izledikleri yörüngeler dolanma boyunca 1 günde yıdızlara göre 13° lik elips doğuya doğru bir öz hareketi vardır Bunun anlamı şeklindedir. ve Dünya'nın Ay'ın ve kendisinin etrafındaki hareketini 29,5 günde tamamlar. Bu Ay doğu noktasına hergün 52 dk geç gelmektedir nedenle Ay'ın daima aynı yüzünü görürüz.devam Ayda Güneş Sistemindeki tüm gökcisimleri gibi yansıttığı ışığı Güneş ten almaktadır Ay Yer Ay'ın Dünya'ya olan ortalama uzaklığı 384000 km çevresindeki yörüngesinde bulunduğu yere göre dir. Çapı ortalama olarak 3500 km olan Ay, bu bazı evreler gösterir Şimdi bu evreleri adım adım büyüklüğü ile Dünya'nın 50 de biri kadardır. Ay'da açıklamaya çalışalım atmosfer yoktur. Hava ve su bulunmadığı için Yeniay meteorolojik olay görülmez. Ay Güneş ile beraber doğar ve Güneş ile batar Bu Ay tıpkı Dünya gibi, kendinden ışık vermez Güneşten aldığı ışığı yansıtır Onun için, Dünya Güneşle Ayın arasına girdiği zaman Ay kısmen veya tamamen görünmez olur Başka bir deyişle, Güneşten aldığı ışığı her zaman aynı açıdan yansıtmaz Hilal, yarımay, dolunay gibi şekillerde evrede Ay gözlemci tarafından görülemez FEN VE TEKNOLOJİ Ay'ın Evreleri görünür ki bunlara Ayın evreleri (safhaları) denir. Hilal Ay Güneşin doğusunda kalmaktadır Ay Yer Güneş arasındaki açı 90° den küçüktür Hilal evresinin gözlem süresi kısadır Çünkü Güneş battıktan sonra batı ufkuna yakın gözlenir Ayın Hareketi Ayın kendi ekseni etrafındaki dönme hızı çok yavaş olduğundan Ay günü Yer gününe göre çok uzundur 1 Ay günü yaklaşık 14 Yer gününe eşittir KPSS10.com 19 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ İlk Dördün Yeni Ay safhasından yaklaşık bir hafta sonra Ay, yarım daire şeklinde görülür Bu sırada Ayın uzanım açısı 90° dir Güneş battığı zaman Ay gözlemcinin meridyeninde olacaktır Son Dördün Ayın uzanım Açısı 270° olduğunda gözlenen evredir Bu evrede Güneş dogarken Ay Gözlemcenin meridyenindedir. İlk Dördün safhasından sonra Ay ın uzanım açısının 90° ile 180° arasında olduğu zamanlar oluşan evre şişkin evre olarak bilinir FEN VE TEKNOLOJİ Şişkin Ay Ay Tutulması Ay, Dünya etrafındaki yörüngesinde dolanırken uygun koşullar sağlandığında, Dünya’nın arkasında kalır ve Güneş ışınları Dünya’nın engellemesi nedeniyle Ay yüzeyine düşemez. Bu durumda karanlıkta kalan Ay kısa süreli de olsa Dünya’dan görülemez olur. Bu olaya ay tutulması Dolunay adı verilir. Ay tutulmaları ancak dolunay evrelerinde olabilir. Ay yörüngesi tutulum düzlemi ile çakışık Ayın uzanım açısı 180° olduğunda gözlenen olmadığından evredir Bu evrede Ay Güneş batarken doğu ufkundan doğacaktır Dolunay ın her dolunay evresinde tutulma gözlenmez. Tutulma ancak düğümler çizgisi (Ay'ın bulunduğu Dünya etrafındaki ve Dünya'nın Güneş etrafındaki zamanlarda gözlem şartları uygun değildir yörünge düzleminin ara kesit çizgisi) doğrultusunda meydana gelen dolunay evrelerinde olur. KPSS10.com 20 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ Bu durumda Güneş yuvarlağı Ay tarafından kısmen ya da tamamen örtülerek tam, parçalı ya Tam, parçalı ve gölgeli olmak üzere üç tür ay da halkalı güneş tutulması meydana gelir. Burada tutulması vardır. da belirtilmelidir ki her yeni ay evresinde güneş Tam ay tutulması: Ay yuvarlağının tamamı tutulması Dünya’nın tam gölge konisinden geçtiğinde oluşan tutulmadır. Bu durumda Ay doğrultusunda görünmez olur. Tam ay tutulmaları bir saatten daha alabildiği için Ay normalden daha sönük görülür. Parçalı gölgeli ay tutulması: Ay’ın bir kısmı, FEN VE TEKNOLOJİ Bu anda Güneş’in sadece bir kısmından ışık onun yakınında olması devam ettiğinden dolayı Ay’ın gölgesi yeryüzünde tam gölge konisinden geçtiğinde oluşan tutulmadır. konisine tamamen girdiğinde oluşan tutulmadır. veya yeryüzüne düşer. Bu sırada Dünya dönmeye Parçalı ay tutulması: Ay’ın bir kısmı Dünya’nın Gölgeli ay tutulması: Ay, Dünya’nın yarı gölge tutulmalarının gerekir. Güneş tutulması sırasında Ay’ın gölgesi uzun sürebilir. görülmez olur. Güneş oluşabilmesi için yeni ay evresinin düğümler diskinin tamamı Bu durumda Ay diskinin yalnızca bir kısmı oluşmaz. belli bir yol izlemiş olur. Ay gölgesinin yeryüzünde izlemiş olduğu bu yola “tutulma çizgisi” denir. Dünya’nın yarı gölge konisine girdiğinde oluşan tutulmadır. O anda Ay’ın, yarı gölge konisi içinde kalan kısmı Güneş’in sadece bir kısmından ışık alabildiği için bu kısımlar normalden daha sönük görülür. Güneş Tutulması Güneş tutulması, Ay yeni ay evresindeyken Dünya ile Güneş arasında bulunduğu zaman gerçekleşir. KPSS10.com 21 KPSS10.com ÖABT 2014 ASTRONOMİ KAYNAKLAR http://astom.omu.edu.tr/as_galaksiler_evren.html http://tr.wikipedia.org/wiki/Y%C4%B1ld%C4%B1z Esin, F. , “Görsel Uzay ve Kozmolojiye Giriş”, İ.Ü. http://tr.wikipedia.org/wiki/Galaksi Fen Fakültesi Basımevi, İstanbul, 1993. http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/htmldos Evren S. , “Genel Astronomi 1”, Ege Üniversitesi, ya1/GenelAstronomi.htm İzmir, 1998. http://tr.wikipedia.org/wiki/Kara_delik Evren S. , “Genel Astronomi 2”, Ege Üniversitesi, http://www.uzaysitesi.com/gunes İzmir, 1998. Rowan-Robinson M. , “Yıldızların http://www.yaklasansaat.com/evren/yildiz_ve_yasa Altında”, mi/yildiz.asp TÜBİTAK, Ankara, 2002. http://uzaybilgisi.blogcu.com/gunes/3480887 Taylor J. , “Kara Delik”, E Yayınları, İstanbul, 1992. http://soruncozucu.blogcu.com/uzayda-yasam- Vorontsov-Velyaminov B.A. , “Astronomiya”, Maarif varmi/7084565 Neşriyyatı, Bakı, 1996. www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/populer/gunes0 http://files.eba.gov.tr/ekitap_ftp/secmeli- 2/gunes02.htm dersler/0/derskitabi/meb/secmeli- http://www.sabitbilgi.com/2011/12/yldzlarn- dersler_0_derskitabi_meb_astronomi_ve_uzay_bili olusumu.html mleri_auDSB.pdf http://www.frmtr.com/felsefe/4987538-gunesin- http://www.e-cografya.org/bilgida%C4%9Farc%C4%B1%C4%9F%C4%B1/787ay.html http://tr.wikipedia.org/wiki/Ay%27%C4%B1n_evrele ri www.astronomy2009.org/static/archives/presentati ons/pdf/powerpoint_whatisastronomy_Turkish.pdf FEN VE TEKNOLOJİ www.amasra.gen.tr/amasra-hava.asp gercek-yapisi-nasil-ve-omru-ne-kadar.html http://yildiz.nedir.com/ http://physics.comu.edu.tr/library/ekitap/astronomiy e_giris.pdf http://fatiherbay.com/sinif_konulari/11/yildizlardan_ yildizimsilara_6unite/yildiz_ve_yildizsilar.doc http://rasathane.ankara.edu.tr/files/2013/02/gezege nler.pdf http://nakit-katla.tr.gg/Astronomi-2__47-.--.--.--..htm http://www.fizikpenceresi.com/index.php?action=dl attach;topic=907.0;attach=3432 http://falbakma.gen.tr/galaksiler-ne-kadar-uzak/ http://www.gokyuzu.org/index.php?option=com_co ntent&task=view&id=39&Itemid=38 http://denemetr.com/docs/index17455.html?page=3 http://people.sabanciuniv.edu/ekalemci/publication s/galaksiler.pdf KPSS10.com 22 KPSS10.com
