Uploaded by User1539

ASTRONOMİi

advertisement
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
Download
Random flashcards
canlılar ve enrji ilişkileri

2 Cards oauth2_google_d3979ca9-59f8-451c-9cf7-08c5056d5753

qweeqwqwe

5 Cards oauth2_google_78146396-8b44-4532-a806-7e25cc078908

En Mimar Architecture LTD ŞTİ XD

2 Cards asilyasar069

Create flashcards