Astronomi Ders Notları

advertisement
Fenadami.com
Astronomi Ders Notları
İçindekiler
1
2
Astronomi
1
1.1
Antik Çağ'da astronomi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1
1.2
Orta Çağ'da astronomi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2
1.3
Rönesans’ta astronomi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
1.4
Günümüzde astronomi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
1.5
Astronominin dalları, alanları, konuları . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
1.5.1
4
1.6
Gözleme göre astronomi
1.7
İlgili konular
1.8
1.9
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4
Ayrıca bakınız
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5
Dış bağlantılar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5
Uzay
2.1
3
Konuya göre astronomi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6
Dış bağlantılar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Galaksi
8
3.1
Köken bilimi
3.2
Gözlem tarihçesi
3.3
3.4
3.5
7
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
8
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
9
3.2.1
Samanyolu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
9
3.2.2
Samanyolu Galaksisi'nin diğer bulutsulardan ayırt edilmesi
3.2.3
Modern araştırma
. . . . . . . . . . . . . . . . .
10
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
10
Tipleri ve biçimleri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11
3.3.1
Eliptik galaksiler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11
3.3.2
Sarmal galaksiler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11
3.3.3
Diğer biçimler
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
12
3.3.4
Cüce galaksiler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
Olağan dışı dinamik ve etkinlikler
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
3.4.1
Etkileşim . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
3.4.2
Aşırı yıldız üreten galaksiler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
3.4.3
Etkin çekirdekli galaksiler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
14
Oluşma ve evrim
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
14
3.5.1
Oluşma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
14
3.5.2
Evrim . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
15
i
ii
İÇİNDEKİLER
3.6
Büyük ölçekli yapılar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
16
3.7
Çoklu dalgaboyu gözlemleri
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
17
3.8
Notlar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
18
3.9
Kaynaklar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
18
3.10 Literatür
4
5
6
21
3.11 Ayrıca bakınız
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
22
3.12 Dış bağlantılar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
22
Samanyolu
23
4.1
Tarihçe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
23
4.1.1
Etimoloji . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
23
4.1.2
Keşif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
23
4.2
Yapısı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
24
4.3
Tıklanabilir harita . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
24
4.4
Kaynaklar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
24
4.5
Ayrıca bakınız
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
25
4.6
Dış bağlantılar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
25
Gezegen
27
5.1
Güneş dışı gezegenler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
27
5.2
Tarih boyunca gezegen kavramı
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
28
5.3
Kaynaklar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
28
5.4
Ayrıca bakınız
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
28
5.5
Dış bağlantılar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
28
5.5.1
Tanımlama ve yeniden sınıflandırma tartışması
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
28
5.5.2
Diğer bağlantılar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
28
Dünya
6.1
29
Yerkürenin oluşumu
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
29
Dünya'nın yaşı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
29
6.2
Biçimi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
29
6.3
Katmanları
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
30
6.4
İç yapısı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
30
6.5
Yer kabuğu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
31
6.6
Levha hareketleri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
31
6.7
Aşınma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
32
6.8
Dünya'nın hareketi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
32
6.9
Dünya'nın yüzeyi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
32
6.10 Notlar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
32
6.11 Kaynakça . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
33
6.12 Ayrıca bakınız
33
6.1.1
7
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Dünya atmosferi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
İÇİNDEKİLER
7.1
7.2
8
iii
Atmosferin başlıca katmanları
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
7.1.1
Ekzosfer
7.1.2
Termosfer
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
7.1.3
Mezosfer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
7.1.4
Stratosfer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
7.1.5
Troposfer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
7.1.6
Diğer Tabakalar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
Kaynakça . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
Ay
8.1
8.2
36
Ay yüzeyi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
36
8.1.1
Ay'ın iki yüzü
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
36
8.1.2
Ay denizleri
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
36
8.1.3
Ay dağları
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
37
8.1.4
Kraterler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
37
8.1.5
Regolit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
37
8.1.6
Su varlığı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
37
Fiziksel özellikleri
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
38
8.2.1
İç yapı
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
38
8.2.2
Topoğrafya . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
39
8.2.3
Kütleçekim alanı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
39
8.2.4
Manyetik alanı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
39
8.2.5
Ay'ın atmosferi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
39
8.2.6
Yüzey sıcaklığı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
39
Kökeni ve jeolojik evrimi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
39
8.3.1
Oluşumu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
39
8.3.2
Ay magma okyanusu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
40
8.3.3
Jeolojik evrimi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
40
8.3.4
Ay taşları . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
41
8.4
Yörüngesi ve Dünya ile olan ilişkisi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
41
8.5
Gelgit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
42
8.6
Gözlemsel etkiler ve bulgular . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
42
8.6.1
Ay ve Güneş tutulmaları . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
42
8.6.2
Gözlemsel bulgular . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
43
8.3
8.7
Gözlem ve keşiflerin tarihi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
43
8.7.1
İlk dönem gözlemler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
43
8.7.2
Öncü keşifler dönemi (1958-1980) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
44
8.7.3
Yakın dönem, 1980 sonrası
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
44
8.7.4
Ay'ı ziyaret eden araçlar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
45
8.8
İnsan kavrayışı
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
45
8.9
Yasal durumu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
46
8.10 Ayrıca bakınız
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
46
iv
9
İÇİNDEKİLER
8.11 Kaynakça . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
46
8.12 Dış bağlantılar
49
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Güneş Sistemi
51
9.1
Terimler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
51
9.2
Yapısı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
52
9.3
Oluşumu ve evrimi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
52
9.4
Tablolu Güneş Sistemi özeti
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
54
9.5
Güneş . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
54
9.5.1
54
9.6
İç Güneş Sistemi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
55
İç gezegenler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
55
Orta Güneş Sistemi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
57
9.7.1
Dış gezegenler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
57
9.7.2
Kuyruklu yıldızlar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
57
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
58
9.6.1
9.7
9.8
9.9
Gezegenlerarası ortam . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Neptün ötesi bölge
9.8.1
Kuiper kuşağı
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
58
9.8.2
Seyrek disk . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
59
Daha öte bölgeler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
60
9.9.1
Gündurgun (Heliopause) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
60
9.9.2
Oort bulutu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
60
9.9.3
Sınırlar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
61
9.10 Samanyolu içindeki yeri
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
61
9.10.1 Yakın çevre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
61
9.11 Keşif ve araştırma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
62
9.11.1 Teleskopik gözlemler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
62
9.11.2 Uzay araçları ile gözlemler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
63
9.11.3 İnsanlı araştırmalar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
64
9.12 Görsel özet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
65
9.13 Kaynakça . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
65
9.14 Dış bağlantılar
70
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
10 Yörünge
71
11 Uydu
72
11.1 Uyduların dönme prensibi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
72
11.2 Yapay Uyduların adları . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
72
12 Yapay Uydu Fonksiyonları
12.1 Güneş sistemindeki doğal uydular
73
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
73
12.2 Dönüşlerine göre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
73
12.3 Kaynakça . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
73
İÇİNDEKİLER
v
13 Yıldız
74
13.1 Gözlem Tarihçesi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
74
13.2 Yıldızların adlandırılması . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
75
13.3 Ölçüm birimleri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
76
13.4 Oluşum ve gelişim
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
76
13.4.1 Önyıldız oluşumu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
76
13.4.2 Anakol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
76
13.4.3 Ana dizi ötesi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
77
13.5 Yaygınlık . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
78
13.6 Özellikler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
78
13.6.1 Yaş . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
79
13.6.2 Kimyasal bileşim . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
79
13.6.3 Çap . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
79
13.6.4 Devinim
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
79
13.6.5 Kütle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
79
13.6.6 Dönme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
80
13.6.7 Sıcaklık . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
80
13.7 Işınım . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
80
13.7.1 Parlaklık . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
81
13.7.2 Kadir sınıfı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
81
13.8 Sınıflandırma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
81
13.9 Değişen yıldızlar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
82
13.10Yapı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
82
13.11Çekirdek kaynaşması tepkime yolları . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
83
13.12Kaynakça . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
84
13.13Okumak için
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
87
13.14Ayrıca bakınız
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
87
13.15Dış bağlantılar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
87
14 Kuyruklu yıldız
88
14.1 Yörüngelerine göre sınırlandırma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
89
14.2 Ayrıca bakınız . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
89
14.3 Kaynaklar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
89
15 Gök mekaniği
90
16 Takımyıldız
91
16.1 Gökyüzü ve takımyıldızlar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
91
16.1.1 Yıldızları adlandırma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
92
16.2 Takımyıldızları oluşturan yıldızların isimleri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
92
16.3 Takımyıldızlar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
93
16.4 Gökküre ve günlük hareket . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
93
vi
İÇİNDEKİLER
16.5 Karanlık bulut grupları . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
94
16.6 Gökyüzünde gök cisimlerinin yerleri nasıl belirlenir . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
94
16.6.1 Yanılsama ve gerçek . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
94
16.7 Burçlar kuşağı
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
95
16.7.1 Yıldız dizilimleri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
96
16.8 En çok bilinen takımyıldızlar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
96
16.8.1 Andromeda . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
96
16.8.2 Orion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
96
16.8.3 Aquila (Kartal) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
96
16.8.4 Lyra (Lir [Çalgı])
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
96
16.8.5 Cygnus (Kuğu) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
96
16.8.6 Ursa Major (Büyük Ayı) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
16.8.7 Scorpius (Akrep) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
16.8.8 Sagittarius (Yay) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
16.8.9 Enlargyan (İnci)
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
16.9 Ayrıca bakınız
16.10Daha çok okumak için
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
16.12Kaynakça ve notlar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
98
16.11Dış bağlantılar
17 Kütle çekimi
99
17.1 Kütleçekimi teorisinin tarihçesi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
17.1.1 Kütleçekiminin Önceki Kavramları
17.1.2 Bilimsel Devrim
99
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
99
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
99
17.1.3 Newton'un kütleçekimi teorisi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
17.1.4 Eşdeğerlik (Denklik) ilkesi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
17.1.5 Genel Görelilik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
17.1.6 Kütleçekim ve Kuantum Mekaniği . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
17.2 Detaylar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
17.2.1 Dünyanın Kütleçekim
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
17.2.2 Dünya’nın Yüzeyi Yakınında Serbest Düşen Bir Cisme Ait Denklemler . . . . . . . . . . . 102
17.2.3 Kütleçekimsel Astronomi
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
17.2.4 Kütleçekimsel Radyasyon
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
17.2.5 Kütleçekimnin Hızı
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
17.3 Anormallikler ve Çelişkiler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
17.4 Kaynaklar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
18 Teleskop
106
18.1 Teleskop yapısı . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
18.2 Teknik özellikleri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
18.3 Yapısına göre gözlemci çeşitleri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
18.4 Büyük teleskoplar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
İÇİNDEKİLER
vii
18.5 Radyo teleskopları . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
18.6 Uzay teleskopları . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
18.7 Kaynaklar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
18.8 Dış bağlantılar
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
Bölüm 1
Astronomi
ların periyodik karakterini, mevsimlerle ilişkisini ve bazı
takımyıldızları bilmekteydiler. Modern gök bilimi gelişimini, özellikle antik çağdaki ve onları izleyen matematikçilere ve Ortaçağ’ın sonunda keşfedilmiş gözlem aletlerine borçludur. Başlangıçta ayrılmaz bir ikili sayılan ve
paralel olarak ilerleyen astroloji ve gök bilimi zamanla
yollarını birbirlerinden ayırmak zorunda kalmışlardır.
Büyük krater: Daedalus. Fotoğraf Apollo 11 1969'da ay yörüngesine oturduğunda çekilmiş. Çapı yaklaşık 93 km
Bir sanatçının yorumu ile Güneş Sistemi'nin doğuşu.
Astronomi (gök bilimi ya da gökbilim), kökenleri,
evrimleri, fiziksel ve kimyasal özellikleri ile gök cisimlerini açıklamaya çalışmak üzere gözleyen bilim dalıdır.
Astronominin sınırlı ve özel bir alanı olan gök mekaniği
ile karıştırılmaması gerekir. Astronomi daha açık bir deyişle, yörüngesel cisimleri ve Dünya atmosferinin dışında gerçekleşen, yıldızlar, gezegenler, kuyrukluyıldızlar,
kutup ışıkları, galaksiler (gökadalar) ve Kozmik mikrodalga arka plan ışıması gibi gözlemlenebilir tüm olay ve
olguları inceleyen bilim dalıdır. Evrende bulunan her çeşit maddenin dağılımını, hareketini, kimyasal bileşimini,
evrimini, fiziksel özelliklerini ve birbirleriyle etkileşimlerini inceler.
1.1 Antik Çağ'da astronomi
Astronomi terimi eski Yunanca'daki astron ve nomos
(άστρον et νόμος) sözcüklerinden türetilmiş olup, «yıldızların yasası» anlamına gelir. Asteroitlerin ve kuyruklu
yıldızların keşfindeki katkıları göz önüne alınırsa, astronomi amatörlerin de halen etkin bir rol oynayabildikleri
nadir bilim dallarından biridir.
Gök bilimi yeryüzündeki en eski bilimlerden biri olarak
kabul edilir. Arkeolojik bulgular en eski çağlarda bile insanların gök biliminin konuları hakkında bilgileri olduğunu ortaya koymaktadır. Neolitik çağda insanlar ekinoks- Tarantula nebulası
1
2
BÖLÜM 1. ASTRONOMİ
Antik Çağ'da gök biliminin gelişimindeki önemli hususlar olarak şunlar söylenebilir:
• Astronomi önceleri yalnızca, çıplak gözle görülen
gök cisimlerinin gözlemi ve hareketleri hakkındaki
öngörülerden oluşuyordu. Eski zamanlarda gözlemler çıplak gözle yapılıyorsa da o zamanlar günümüzdeki gibi sanayi ve ışık kirliğinin bulunmayışı insanlara büyük bir avantaj sağlıyordu. Bu yüzden antik
çağda yapılan gözlemlerin günümüzde yapılması neredeyse olanaksız derecesinde zordur.
• Eski insanların dairesel tarzda dikmiş oldukları
6.500 yıllık megalitlerin (Nabta Playa, Stonehenge)
astronomik gözlem amacıyla kullanıldıkları sanıl- Apollo Teleskobu
maktadır.
• Eski çağlarda astronomide ilerlemiş uygarlıklardan
bazıları, Çin, Hint, Sümer, Kalde, Mısır, Toltek,
Zapotek ve Maya uygarlıklarıdır.
• Ferganî (805–880), Gök cisimlerinin hareketleri
üzerine yazılar yazdı, ekliptiğin eğikliğini hesaplamasını sağladığı gözlemlerde bulundu.
• Rig-Veda'da Güneş'in hareketine bağlanan 27 takımyıldızdan ve 13 bölümlü zodyaktan söz edilir.
• Kindî (801–873), astronomi konusundaki açık düşüncelerini, içerisinde soruların ve cevapların, “Hava değişimi”, “Güneş tutulması", “Yıldızların ışınları" tezlerinin bulunduğu 40 bölümden oluşan “Yıldızlardaki Kanun” adlı kitabında toplamıştır.
• Mayalar ise teleskopları olmadıkları halde Venüs’ün
evrelerini ve tutulmalarını tam olarak saptayabilmişlerdi.
• Antik Yunanlar'ın gök bilimine yaptıkları en önemli
katkı, yıldızları kadir derecelerine göre sınıflandırmaya çalışmış olmalarıdır.
1.2 Orta Çağ'da astronomi
• Dinaveri (820-896) İranlı Kürt astronom. Astronomi ve güneş tutulmaları ile ilgili pek çok eser yazdı,
Dineveri ayrıca yıldızlarla ilgilenen gözlemevi sahibi biri olarak biliniyor.[1]
• Battani (855–923), Güneş Yılını 365 gün, 5 saat, 46
dakika ve 24 saniye olarak ölçmüş bilim insanı.
• Hasib el-Mısri (850–930), Mısırlı matematikçi
• Hârizmî (780-850) astronomi ve usturlab ile ilgili üç
eser yazdı.
• Farabi (872–950) büyük filozof ve bilgin.
• Khojandi 10. yüzyılın sonunda Tahran yakınında bir
gözlemevi inşa etti.
• Ömer Hayyam (1048–1131), cetveller hazırladı,
takvimi geliştirdi.
• İbn-i Heysem (965–1039), matematikçi ve fizikçi.
• Birûni, (973–1048), Yetmiş adet astronomi ve yirmi
adet de matematik kitabı bulunmaktadır.
• Nasîrüddin Tûsî (1201–1274), filozof, matematikçi, astronom ve ilahiyatçı; trigonometrinin kurucularından biri olarak kabul edilir.
Kartal Nebulasından bir görüntü, Yaradılışın Sütunları
Ortaçağ’da astronomi bilgilerinin İslam bilginlerince geliştirildiği ve bu bilgilerin sonradan Batı'ya aktarıldığı görülür. Astronomiyi geliştiren bu İslam bilginlerinden başlıcaları şöyle sıralanır:
• Gıyaseddin Cemşid (1380–1429), (Özbekistan)
• Uluğ Bey (1393 - 1449) Timur İmparatorluğu'nun
4. hükümdarı. Matematikçi ve astronom.
• Ali Kuşçu (1403 - 1474) Türk astronom, matematikçi ve dilbilimci
1.5. ASTRONOMİNİN DALLARI, ALANLARI, KONULARI
3
Gök bilimin gelişmesinde devlet adamlarının yapmış olduğu kişisel girişimler de önemli bir yer tutmaktadır.
Selçuklular döneminde yaşamış olan Kırşehir emiri Caca
Bey burada kendi adıyla kurmuş olduğu medresede gök
bilimin gelişmesine imkân sağlayacak ortamı oluşturmuştur.
1.3 Rönesans’ta astronomi
• Kopernik Güneş merkezli güneş sistemi modelini fikir olarak ortaya attı.
• Kopernik'in fikri Galileo ve Kepler tarafından savunuldu, geliştirildi ve düzeltildi.
• Kepler Güneş’in çevresindeki gezegenlerin hareketini belirleyen bir yasalar sistemi olduğunu düşünen
ilk kişi oldu.
Evrenin genişlemesi, galaksiler giderek birbirinden uzaklaşmak-
• Çekimi hareket yasalarıyla tanımlayan Newton oldu. tadır.
Böylece gezegenlerin hareketine makul bir açıklama
getiren ilk kişi de o oldu. Aynı zamanda yansıtıcı
• Kozmolojik termik ışıma (fosil ışıması) ve kimyateleskobu icat etti.
sal elementler ve izotoplarının maddeden ayrılmasını açıklayan farklı nükleosentez teorileriyle büyük
ölçüde astronomi ve fiziğe dayalı olan Büyük Patla1.4 Günümüzde astronomi
ma kuramı yoluyla kozmoloji özellikle 20. yüzyılda
büyük gelişmeler göstermiştir.
Astronomi 19. ve özellikle 20. yüzyılda baş döndürücü
• 20. yüzyılın bu alandaki son gelişmeleri olarak,
bir hızla ilerlemiştir. Yakın zamanlardaki keşif ve gelişradyoteleskopların, radyoastronominin, modern bilmelerle ilgili olarak şunlar söylenebilir:
dirişim araçlarının ortaya çıkması sayılabilir. Bunlar sayesinde, elektromanyetik dalgalarla uzayı aşan
• Teleskopların geliştirilmiş olmasının yanı sıra, diğer
parçacıkların spektroskopik analizi yapılabilmiş ve
bilim dallarındaki ilerlemelerin de gök bilimine yarböylece uzak gök cisimleri üzerinde yeni deney türdımcı olmaları sayesinde, evrenin gizleri bir bir açıleri olanaklı hale gelmiştir.
ğa çıkmaktadır.
• Astronomideki en önemli gelişmelerden biri, tayf
ölçümü de denilen spektroskopinin (maddelerin 1.5 Astronominin dalları, alanları,
ışıkla olan etkileşimlerini anlamaya çalışma, madkonuları
delerin soğurduğu ve yaydığı ışığı, yani elektromanyetik dalgaları saptayarak maddenin yapısı hakkında sonuçlara varma tekniği) yani yıldız ışığının Antikçağdaki başlangıç döneminde gök bilimi yalnızca
elektromanyetik spektral analizine başlanmış olma- astrometriden, yani yıldız ve gezegenlerin gökyüzündeki
sıdır.
konumlarının ölçümünden ibaretti. Daha sonra Kepler ve
Newton’un çalışmaları gök cisimlerinin kütle çekimi et• Diğer yıldızların ışıklarının analizi, bu yıldızların kisi altındaki hareketlerinin matematik yoluyla öngörülışığının temelde Güneş’in ışığından farksız olduğu- mesini sağlayan gök mekaniğini doğurdu. Bu iki alandaki
nu, fakat yıldızlar arasında sıcaklık, kütle ve boyut (astrometri ve gök mekaniği) çalışmaların çoğu, öncelebakımından son derece büyük farklılıklar bulundu- ri, elle yapılan işlemlerden oluşuyordu. Günümüzde ise
ğunu göstermiştir.
bu çalışmalar bilgisayarlar ve fotoğraf aygıtları ile yapılabilmektedir ki; bu da gök cisimlerinin konum ve hareketlerinin çok büyük bir hızla saptanabilmesini sağla• 20. yüzyılın başında diğer galaksilerden ayrı bir bi- maktadır. Bu yüzden modern astronomi daha ziyade gök
rim olarak galaksimizin varlığı kanıtlanabilmiştir.
cisimlerinin fiziksel doğasını gözlemlemeye ve anlamaya
• Ardından Hubble yasası ile evrenin bir genişleme yönelmiştir.
içinde olduğu saptanmıştır; galaksiler giderek birbi- 20. yüzyıldan itibaren profesyonel gök bilimi iki alana ayrinden uzaklaşmaktadır.
rılma eğilimi göstermiştir : gözlemsel astronomi ve teorik
4
BÖLÜM 1. ASTRONOMİ
astrofizik. Gök bilimcilerin çoğunun her iki alanda da
çalışıyor olmasıyla birlikte, profesyonel astronomlar giderek bu iki alandan birinde uzmanlaşma eğilimi göstermektedirler. Gözlem gök bilimi esas olarak verilerin elde edilmesiyle ilgilenir. Teorik astrofizik ise esas olarak
gözlemlenen fenomenleri anlamaya ve öngörülerde bulunmaya çalışır. Teorik astrofizik gözlem astronomisine
bir tamamlayıcı etken olarak astronomik oluşumları açıklamaya çalışır da denilebilir.
Gök biliminin bir dalı olan astrofizik, yıldızların gözlemiyle sınıflandırılan fiziksel fenomenleri tanımlar, belirler. Günümüzde gök bilimcilerin hepsi de belirli bir astrofizik bilgisine sahiptirler ve gözlemleri de hemen hemen
her zaman, yine astrofizik bağlamında incelenir. Bununla
birlikte, kendilerini yalnızca astrofiziği incelemeye vermiş araştırmacılar da yok değildir. Astrofizikçilerin çalışması astronomik gözlem verilerini analiz etmek ve onları fiziksel olgulara indirgemektir.
Astrofiziğin bir dalı olan kozmoloji, evreni fiziksel bir
sistem olarak inceler; yani evrenin doğuşu ve büyümesi,
evrimi, gökcisimlerinin fiziksel ve kimyasal özellikleri ve
konumlarının hesaplanması ile ilişkilidir. Astronomi gözlemleri salt astronomi ile ilişkili değildir; aynı zamanda
genel görelilik kuramı gibi fizikte çok önemli yeri olan
kuramların sınanması için de gözlemsel veri sağlar.
Kullanılan inceleme yöntemi, amaç ve konuya göre birbiriyle iç içe olan, genel gök bilimi, astrofizik ve uzay bilimleri gibi birçok dala ayrılır. Gök biliminde inceleme
alanları aynı zamanda şu iki kategoride ele alınır:
• Konuya göre astronomi. Genellikle uzayın bölgelerine göre (örneğin galaktik gök bilimi) ve ilgili meselenin tiplerine göre dallara ayrılır (yıldızların oluşumu, kozmoloji).
• Gözlem tarzına göre astronomi. Saptanan partiküllerin tipine (ışık, nötrino) veya dalga genişliğine
(radyo dalgaları, gözle görünen ışık, kızılötesi ışınlar) göre dallara ayrılır.
1.5.1
Konuya göre astronomi
1.6 Gözleme göre astronomi
• Tayfta soldan sağa doğru sırasıyla,
• γ ışınları, x ışınları , morötesi ışınlar , insanın gözüyle gördüğü ışık, mikro dalgalar, radyo dalgaları
bulunur.
0.01nm
1nm
100nm
1µm
1cm
400nm
1m
1km
700nm
1.7 İlgili konular
• Evrendeki uzaklıklık ve büyüklük şeması
• Astronomlar listesi
• Uzayın keşfi
• Wikipedia'daki astronomi fotoğrafları
• Astronomi makaleleri listesi
• Astronomik semboller
• Uluslararası Astronomi Birliği
• Kozmoloji
• Amatör astronomi
• Astronomide kronolojiler
• Güneş Sistemi astronomisi
• Doğal uydular
• Teleskoplar,gözlemevleri ve gözlem teknolojisi
• Astronomideki teknikler ve aygıtlar
• Astrofotoğrafi
• Radyoastronomi
• Radyoteleskop
• Egzobiyoloji ya da astrobiyoloji
• Yıldız Haritası
• Kuantum Mekaniği
• Genel görelelik
• Kütleçekimi
1.9. DIŞ BAĞLANTILAR
1.8 Ayrıca bakınız
• Türkiye'de astronomi
• Güneş Sistemi
• Yörünge
• Gökada
• Yıldız
• Gezegen
• Kuyruklu yıldız
• Gözlemsel astronomi
• Dünya atmosferi
• Kutup ışıkları
• Venüs
• Mars
• Gök mekaniği
• Radyoastronomi
• Radyoteleskop
• Teorik astrofizik
• Takımyıldız
1.9 Dış bağlantılar
• Uzay Kampı Türkiye Resmi Websitesi
• Astronomi portalı-Fransızca
• Astronomy Guide For reviews on astronomy products, how-to’s and current events.
• International Year of Astronomy 2009 IYA2009
Main website
• Cosmic Journey: A History of Scientific Cosmology
from the American Institute of Physics
• Astronomy Picture of the Day
• Southern Hemisphere Astronomy
• Sky & Telescope publishers
• Astronomy Magazine
• Latest astronomy news in 11 languages
• Universe Today for astronomy and space-related news
• Celestia Motherlode Educational site for Astronomical journeys through space
5
• Search Engine for Astronomy
• Hubblesite.org - home of NASA’s Hubble Space Telescope
• Astronomy - A History - G. Forbes - 1909 (eLibrary
Project - eLib Text)
• Prof. Sir Harry Kroto, NL, Astrophysical Chemistry
Lecture Series. 8 Freeview Lectures provided by the
Vega Science Trust.
• Core books and core journals in Astronomy, from
the Smithsonian/NASA Astrophysics Data System
• Güncel astronomi keşif ve haberlerinin yayınlandığı
site
• Monthly astronomy news
• Amatör Astronomi/Astrofotoğrafçılık Websitesi
• Astronomi, Teleskop İncelemeleri
• Astronomi ve uzay bilimleri üzerine güncel haberler,
yazılar, videolar ve fotoğraflar
[1] http://www.kürtler.com/2015/11/
kurt-bilim-adami-el-dinaveri-kimdir-hayati-eserleri.
html?m=1
Bölüm 2
Uzay
geliştirilmesi, çok güçlü radyo teleskoplarla (bkz.Hubble
Uzay Teleskobu) uzayın derinliklerinin araştırılması, 20.
yüzyılın ikinci yarısında insanlığın uzay hakkındaki bilgilerini önemli ölçüde genişletti. Ayrıca insanlar uzayı araştırmak için "astronomi" bilimini doğurdu.
Bu arada teorik fizik ve astronomi konusunda devrim yapacak görüşler ortaya atan Einstein gibi bilginlerin uzay
konusunda ortaya attıkları pek çok kuram, gözlemcilerin uzay üzerine verdikleri bulguların mantıklı bir şekilde
açıklanmasını sağladı.
Bir sanatçının yorumu ile Güneş Sistemi'nin doğuşu.
Uzay konusundaki ilk sağlam bilgiler, 19. yüzyıl sonu ile
20. yüzyıl başında, özellikle kuzey ülkelerinde kurulan
gözlemevleri sayesinde alındı. ABD'nin Kaliforniya eyaletinde bulunan Palamar Gözlemevi, Dünya'da mevcut
gözlemevlerinin en büyüğüdür. Buradaki aynalı teleskopun çapı 5 m, yüksekliği 40 metre dir.Bu gözlemevlerinde uzaydaki gökcisimlerinin kütlesi, hacmi, ışığının şiddeti vb. incelenmektedir. Uygulamalı fiziğin geliştirdiği
tayf (spektrum) analizi, uzaydan gelen ışıklardan, cisimlerin hangi elementlerden oluştuğunu göstermektedir.
Uzay, Dünya'nın atmosferi dışında ve diğer gök cisimleri arasında yer alan, gök cisimleri hariç, evrenin geri kalan kısmındaki sonsuz olduğu düşünülen boşluğa verilen
isimdir. Ortalama sıcaklığı −271 °C, mutlak sıfır noktası ise −274 santigrat derecedir. Atmosfer ile uzay arasında kesin bir sınır bulunmamaktadır, fakat Dünya'nın
atmosferi yukarı doğru çıkıldıkça incelmektedir. Uzayda
tahminen milyarlarca galaksi bulunmaktadır. Bu tahmini
galaksilerin içinde tahminen milyonlarca Güneş Sistemi,
gezegenler ve astroitler bulunmaktadır. Fizikçi Carl Sagan'ın kitabı "Kozmos" da yazdığı üzerine evrensel atom
sabiti 1088 kadar yani 10 üssü 88, Carl Sagan'a göre evrende tahmini 1'in yanında 88 sıfır tane atom var (on
oktovigintilyon). Bu şekilde bir hesaplama ve insanoğlunun bildiği her türlü galaksi uzayın büyüklüğünü kanıtlar. Albert Einstein'ın görelilik teorisine göre uzay elastike bir dokuya sahiptir. Cisimlerin bu elastike dokuyu
bükmelerinden dolayı yerçekiminin olduğunu ileri süren
kuramdır. Uzay'da zaman kavramı yoktur. Zaman, bizim
algılarımızla yarattığımız bir kavramdır.
1932'de Karl Guthe Jansky adındaki bir mühendisin rastlantı sonucu bulduğu uzaydan gelen radyo yayınları, daha
sonraki yıllarda radyoteleskopların doğmasına ve uzayın
derinliklerinin dinlenmesine, bu radyo yayınlarının kaynaklarının ve nedenlerinin bulunmasına yol açtı. II. Dünya Savaşı sırasında Almanların geliştirdiği V-1 ve V-2 füzeleri daha sonraki yıllarda uzayın keşfi için yapılacak
çalışmalarda büyük bir adım oldu. 1947-1956 yılları arasında özellikle ABD, uzay çalışmalarına büyük hız verdi.
Yapılan uzay uçuşu denemelerinin hiçbiri bir uzay aracını yörüngeye oturtmayı başaramadı. Bu arada SSCB,
1957 yılında üç kademeli Vostok roketleri ile "Sputnik"
adındaki ilk yapma uyduyu Dünya çevresinde yörüngeye
oturtarak uzay yarışında öne geçti. Uydulardan elde edilen uzay üzerine bilgiler, canlıların, özellikle insanların
uzayda yaşayabilmeleri için hangi koşulların yerine getirilmesi gerektiğini ortaya koydu. Böylece uzay tıbbı doğdu ve gelişti. Uzayda ilk insan ise 12 Nisan 1961 tarihinde
SSCB'nin uzaya gönderdiği Yuri Gagarin oldu. Bu arada,
insanların uzay boşluğuna yerleşmelerini sağlamak, uzayı
uzaydan izlemek, Dünya üzerinde haberleşme kolaylıkları sağlamak için binlerce uydu yörüngeye yerleştirildi
ya da uzayın boşluğuna fırlatıldı. Nihayet 1969 Temmuzu'nda Ay'ın ABD'li astronotlar tarafından fethedilmesi,
Uzay karanlığı, büyüklüğü, olayları ile ilgi çekici, karmaşık ve araştırmaya değer olmuştur. Bu yüzden insanlar
her çağda uzayı merak etmiştir. Bu yüzden sürekli uzayı araştırmak için icatlar yapmıştır. Teleskop bu alanda
çok önemli bir alettir. Çağlar geçtikçe insanlar daha güçlü
teleskoplarla uzayı incelemiş, uzay hakkındaki bilgilerini
artırmıştır. Böylece merakını gidermeye başlayan insanoğlu bununla yetinmeyip uçarak daha fazla bilgi toplamak istemiştir. İnsanlığın uçmayı keşfetmesiyle Dünya'yı
çevreleyen yakın uzay hakkındaki bilgiler, daha da artmaya başladı. Nihayet, güçlü füzeler, yapma uydular, Ay 'a
insanlı ya da insansız araçlar gönderilmesi, yapay uydular
6
2.1. DIŞ BAĞLANTILAR
uzay çalışmalarında en önemi adımlardan biri oldu. Günümüzde uzay yarışı büyük bir hızla sürmektedir. Özellikle de ABD ve Rusya bu büyük yarışta amansız birer
rakiptir.
2.1 Dış bağlantılar
7
Bölüm 3
Galaksi
Galaksi veya gök ada, kütle çekimi kuvvetiyle birbirine
bağlı yıldızlar, yıldızlararası gaz, toz ve plazmanın meydana getirdiği yıldızlararası madde[1] ve şimdilik pek anlaşılamamış karanlık maddeden[2] oluşan sistemdir. Tipik
galaksiler 10 milyon (cüce galaksi)[3] ile bir trilyon (dev
galaksi)[4] arasındaki miktarlarda yıldız içerirler[5][6] ve
bir galaksinin içerdiği yıldızların hepsi o galaksinin kütle
merkezini eksen alan yörüngelerde döner. Galaksiler çeşitli çoklu yıldız sistemlerini, yıldız kümelerini ve çeşitli nebulaları da içerebilirler.[1][7] Çevresinde gezegenler
ve asteroitler gibi çeşitli kozmik cisimler dönen Güneş,
Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldızlardan yalnızca biridir.
yıldız oluşumu olaylarında “patlama” diye adlandırılabilecek ölçüde fazla artışların tetiklenmesiyle yıldız patlama galaksileri (İng., starburst galaxy) de gelişebilir.[not 1]
Ayrıca, düzenli bir yapıya sahip olmayan küçük galaksilerden de düzensiz galaksiler olarak bahsedilebilir.[9]
Gözlemlenebilir Kâinat'ta 100 milyardan (1011 ) fazla galaksi olduğu sanılmaktadır[10] . Galaksilerin çoğu 1.000
ile 100.000 parsek arasındaki bir yarıçapa sahip olup,
genellikle birbirlerinden milyonlarca parsek uzaklıklarda bulunurlar[11] . Galaksilerarası uzay ortalama yoğunluğu m3 başına bir atom bile düşmeyecek derecede az
olan bir gazla doludur. Galaksilerin çoğu, kütle çekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı “kümeler” adı verilen topluluklar oluştururlar; onlar da yine kütle çekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı süperkümeleri
oluştururlar.[12] Bu daha büyük yapılar da, Kâinat'ta büyük boşlukları çevreleyen tabakalar ve ipliksi yapılar olarak düzenlenmiştir.[13] .
Karanlık madde henüz çok iyi bir şekilde anlaşılamamış olmakla birlikte, öyle görünüyor ki, galaksilerin
çoğunun kütlesinin yaklaşık % 90’ını karanlık madde oluşturmaktadır[14][15] Gözlem verileri bazı galaksi
merkezlerinde dev kara deliklerin mevcut olabileceğini ortaya koymaktadır. Anlaşıldığına göre, Samanyolu
galaksimiz de çekirdek kısmında böyle bir kara delik
içermektedir.[16]
3.1 Köken bilimi
Bir sanatçı tarafından hazırlanan Samanyolu Galaksisi. İki ana
spiral kol çekirdekteki çubuk oluşumunun uçlarından çıkmaktadır. Güneş kollardan birinde yer almaktadır.
Galaksi adının kökeni eski Yunanca’daki, bizim galaksimizi belirtmek üzere kullanılan “sütlü, süt gibi, sütsü” anlamlarına gelen galaxias (γαλαξίας) sözcüğü ya
da “süt dairesi” anlamındaki kyklos galaktikos (κύκλος
γαλακτίκος) terimidir. Bu terim ve dolayısıyla Batı kültüründe Samanyolu için kullanılan Milky Way (“Süt Yolu”) terimi eski Yunan mitolojisindeki bir mitosdan kaynaklanır: Bir gece, Zeus ölümlü bir kadından yaptığı oğlu
Herakles'i, farkettirmeden uykuya dalmış olan Hera'nın
göğsüne koyar. Bebek Heracles, Hera'nın memelerinden
akan sütü içecek ve böylece ölümsüz olacaktır. Fakat Hera gece uyanıp tanımadığı bir bebeği emzirdiğini farkedince onu fırlatıp atar ve boşalan memesinden çıkan süt
de gece gökyüzüne fışkırıp akar. Hikayeye göre, işte ge-
Tarihsel olarak galaksiler gözle görülen şekillerine göre
sınıflanmışlardır. Bu sınıflamada sık karşılaşılan biçimlerden biri, ışık profili elips şekilli olan eliptik galaksidir.[8] Sarmal galaksiler, tozlu ve kıvrımlı kolları olan disk
şekilli yapılardır.
Düzensiz ya da olağan dışı biçimli galaksiler ise "tuhaf
galaksiler" olarak bilinir ve tipik olarak, komşu galaksilerin kütle çekimine bağlı biçim bozulmasıyla oluşurlar. Birbirlerine yakın galaksilerin arasındaki bu tür etkileşimlerle söz konusu galaksiler birleşebileceği gibi,
8
3.2. GÖZLEM TARİHÇESİ
9
celeyin gökte sönük bir ışıkla pırıldar halde gördüğümüz kanıtı Galileo Galilei’den geldi. 1610 yılında Samanyolu
“Süt Yolu” (Türkçe’de Samanyolu) denilen kuşak böyle Galaksisi’ni bir teleskopla inceleyen Galileo Galilei buoluşmuştur.
nun çok sayıdaki yıldızın bir araya gelmesinden oluştu[25]
1750’de İngiliz astronom ve matemaAstronomik literatürde galaksi sözcüğü, tek başınay- ğunu farketti.
tikçi
Thomas
Wright
“Kâinat'ın orijinal bir teorisi ya da
ken baş harfi büyük yazıldığında bizim galaksimiz olan
yeni
hipotezi”
adlı
eserinde
galaksinin Güneş Sistemi’ne
Samanyolu’nu ifade eder. Uranüs’ü keşfeden William
benzer
tarzda,
fakat
daha
büyük
ölçekte, kütleçekim güHerschel (1738-1822) astronominin bugünkü düzeyde
cüyle
birbirlerine
bağlı
çok
sayıdaki
dönen yıldızlardan
olmadığı yıllarda derin (uzak) gök cisimleri kataloğunu
oluşmuş bir kitle olduğu görüşünü iddia etti (ve haklıydı).
hazırladığında M31 (Andromeda Galaksisi) gibi gök cisimlerini adlandırmak üzere “spiral nebula” adını kullan- Bu düşünceye göre, söz konusu yıldızların oluşturduğu ve
bizim de içinde bulunduğumuz bu disk, bizim gökyüzümıştı. Bu gök cisimleri daha sonraki dönemlerde gerçek
bize gökyüzünde Süt Yolu olarak
uzaklıkları anlaşılmaya başlandığında “devasa yıldız yı- ne bakışımız açısından,
görünüyor olabilirdi.[26]
ğınları" olarak tanımlandı ve bu kez “Ada Kâinat” olarak adlandırıldı. Zamanla yerini günümüzde kullandığımız “galaksi” terimine bıraktı.[17]
3.2 Gözlem tarihçesi
3.2.1
Samanyolu
Samanyolu'nun 360° fotoğrafik panoraması
1785’te William Herschel tarafından sayılan yıldızlardan yola
çıkılarak hazırlanan Samanyolu diyagramı. O dönemde Güneş
galaksi merkezine yakın olduğu zannedildiğinden Güneş galaksi
merkezine yakın olarak işaretlenmiştir.(Günümüzde yakın olmadığı bilinmektedir.)
Galaksimizin diğer galaksiler gibi dışarıdan görünüşü,
içinde bulunduğumuz için, elde edilememektedir. Gökyüzünde çıplak gözle gördüğümüz, Samanyolu adını verdiğimiz ışıklı bölge ise aslında yalnızca galaksimizin kol- Immanuel Kant 1755'deki bilimsel incelemesinde Thomas Wright'ın düşünce ve çalışmalarını biraz daha aylarından biridir.
rıntılandırdı. Galaksimizin de Güneş Sistem’imize benAntik çağda Grek filozofu Democritus (450–370 M.Ö.) zer biçimde, kütleçekim ile bir arada tutulan ve dönen
gece gökyüzünde görünen Süt Yolu denilen ışıklı böl- bir yıldız kümesi olduğunu ifade etti. Kant ayrıca o dögenin uzak yıldızlardan oluşuyor olabileceğine dikkat
nemde gözlemlenebilen birkaç bulutsunun[not 2] da ayrı
çekmişti.[18] Aristo’nun (384-322 M.Ö.) düşüncesine gö- galaksiler olabilecekleri varsayımında bulundu. Samanreyse, Süt Yolu büyük, birbirine bağlı çok sayıdaki yılyolu Galaksisi’nin biçimi ve Güneş’in galaksi içindeki kodızın alevlenmesinden kaynaklanmaktaydı ve bu alevler numu hakkındaki ilk girişim 1785’te gökyüzünün farkDünya atmosferinin üst kısmında yer almaktaydı.
lı bölgelerindeki yıldızları özenle sayan William HerscArap astronom İbn-i Heysem (965-1037) Samanyo- hel’dan geldi. Herschel, Güneş Sistemi’ni merkeze yakın
lu’nun ıraklık açısını gözlemleme ve ölçme girişiminde bir yere koyarak galaksinin biçimini gösteren bir diyagbulundu;[19] Süt Yolu’nun ıraklık açısı yoktu, bunun üze- ram hazırladı.[27][28]
rine “bu, Dünya’dan uzaktadır, atmosfere ait değildir” di- Jacobus Kapteyn, hassas bir yaklaşım sergileyerek,
yerek Aristo’nun görüşüne karşı çıktı.[20][21] İranlı ast- 1920’deki çiziminde Güneş’in merkeze yakın bulunduğu
ronom Birûnî (973-1048) Samanyolu Galaksisi’nin sa- elips biçimli küçük bir galaksi tasarladı. Farklı bir yönyısız bulutsu yıldızlar yığını olabileceği görüşünü ortaya tem uygulayan Harlow Shapley ise küresel kümeler kataattı.[22] İbn Bacce ise Samanyolu’nun pek çok yıldızdan loğu çalışmasında kendinden öncekilerden tümüyle farkoluştuğunu ve gözümüze sürekli bu şekilde görünmesi- lı olarak, galaksimizi Güneş’in merkezden uzak olduğu
nin Dünya atmosferindeki kırılımdan kaynaklanıyor ola- yaklaşık 70 kiloparsek yarıçapındaki yassı bir disk bibileceğini ileri sürdü.[23] İbn Kayyim El-Cevziyye (1292- çiminde tasarladı.[26] Her iki hatalı çalışma da galaktik
1350) Samanyolu Galaksisi’nın sabit yıldızlar feleğinde düzlemde yıldızlararası toz vasıtasıyla ışığın soğurulmabir araya gelmiş çok sayıdaki küçük yıldızlardan oluştu- sını hesaba katmamıştı. Bu ancak Robert Julius Trumpğunu ve bu yıldızların gezegenlerden daha büyük olduk- ler’ın 1930’da açık yıldız kümeleri üzerinde çalışırken bu
larını ileri sürdü.[24]
etkiyi ölçmesinden sonra hesaba katılmaya başlandı ve
Samanyolu Galaksisi’nin birçok yıldızdan oluşmasının ilk günümüzdeki galaksi görünümü kuramlarına ulaşıldı[29] .
10
BÖLÜM 3. GALAKSİ
si’nın yıldızlardan oluşan basık bir disk olduğunu ve gece
gökyüzünde görünen bazı bulutsuların Samanyolu Galaksisi’nden ayrı olabilecekleri düşüncesini ifade etti ki, bu
düşüncesinde haklı olduğu zamanla anlaşılacaktı.[26][34]
1755’te Immanuel Kant Samanyolu Galaksisi’ndan ayrı
olan bu bulutsular için “Ada Kâinat” terimini ortaya attı.
18.yy. sonuna doğru Charles Messier en parlak 109 bulutsuyu içeren bir katalog derledi. Bunu William Herschel
tarafından 5000 bulutsunun derlendiği geniş bir katalog
çalışması izledi[26] . 1845’te Lord Rosse eliptik bulutsular
ile spiral bulutsular arasında ayrım yapabilmesini sağlayan yeni bir teleskop yaptı.
Girdap Galaksisi’nin 1845’te Lord Rosse tarafından yapılan
krokisi
3.2.2
Samanyolu Galaksisi'nin diğer bulutsulardan ayırt edilmesi
10. yy.’da İranlı astronom Abdurrahman el-Sûfî (El Sûfî
adıyla da tanınan Azophi) Andromeda Galaksisi’nın ilk
kayıtlı gözlemini yaptı ve onu “küçük bulut” olarak tarif
etti.[30] El Sûfî aynı zamanda Yemen’den görünür olan
ve Macellan’ın 16. yy.’daki yolculuğuna kadar Avrupalılar tarafından görülmemiş Büyük Macellan Bulutu’nu da
tanımladı.[31][32] Bunlar Samanyolu Galaksisi haricinde
yeryüzünden gözlemlenen ilk galaksilerdi. El Sûfî buluşlarını 964 yılında “Sabit Yıldızlar” adlı kitabında duyurdu.
1917’de Heber Curtis Andromeda Galaksisi'ndeki
(Messier cisimlerinden M31) S Andromedae adlı novayı
gözlemledi, fotoğraf kayıtlarını araştırarak 11 nova
daha buldu. Ayrıca bu novaların ortalama olarak bizim
galaksimizdekilerden 10 kat daha soluk olduğunu saptadı. Buradan yola çıkarak da 150.000 parsek mesafede
olduğu tahmininde bulundu ve spiral bulutsuların bağımsız birer galaksi olduklarını varsayan “ada kâinatlar”
hipotezini destekledi.
1920'de esas olarak Harlow Shapley ile Heber Curtis arasında geçen, Samanyolu ve spiral bulutsuların doğasının
yanı sıra Kâinat'ın boyutu hakkındaki "Büyük Tartışma"
o döneme damgasını bırakmıştı. Konu ancak yeni bir teleskop kullanan Edwin Hubble’ın 1920’lerin başlarındaki
çalışmaları sayesinde sonuca bağlandı. Bazı spiral bulutsuların dış kesimlerinde bireysel yıldız toplulukları olduğu ayrıntılarını gözlemlemeyi başaran Hubble, bazı sefe
değişkenlerini tanımlayabildi ki, bu da kendisine bulutsuların uzaklığını hesaplayabilme imkânı verdi. Böylece
bu bulutsuların Samanyolu'nun parçası olamayacak kadar uzak olduklarını ortaya çıkardı.[35] Hubble ayrıca,
1936’da, hâlâ kullanımda olan bir biçimsel galaksi sınıflandırma sistemini (Hubble düzeni) ortaya atmıştır.[36]
3.2.3 Modern araştırma
Hız
“Büyük Andromeda Bulutsusu” adı verilen gök cisminin 1899’da
çekilen fotoğrafı. Cisim sonradan Andromeda Galaksisi olarak
tanımlanmıştır.
B
A
1054’te SN 1054 süpernovasının patlamasıyla Yengeç
Bulutsusu’nun oluşması Çin, Arap ve İranlı astronomlarca gözlemlendi. Bu bulutsu yüzyıllar sonra, Batı'da önce
Mesafe
John Bevis (1731) tarafından daha sonra Charles Messier (1758) ve ardından Lord Rosse (1840’lar) tarafından
Tipik bir sarmal galaksinin döngü (rotasyon) eğimi: (A) tahgözlemlendi.[33]
min edilen ve (B) gözlemlenen. Uzaklık galaksinin çekirdeğinden
1750’de Thomas Wright “Orijinal bir Teori ya da Kâ- uzaklıktır.
inat'ın Yeni Hipotezi” (An original theory or new hypothesis of the universe) adlı eserinde Samanyolu Galaksi- Galaksilerin uzayda rastgele dağıldıklarını ileri süren te-
3.3. TİPLERİ VE BİÇİMLERİ
11
oriler, modern araçlarla yapılan gözlemler sonucunda
önemini kaybetmiş, hepsinin belli bir düzen içinde yer
aldıkları, gök cisimlerinin hepsinin belirli yasalar dahilinde hareket ettikleri anlaşılmıştır. 1944'de, Hendrik
van de Hulst'un dalgaboyunu 21 cm. olarak tahmin ettiği, 1954’te gözlemlenen, yıldızlararası hidrojen atomlarından kaynaklanan mikrodalga ışınımının[37][38] ortaya çıkarılması ile galaksi incelemeleri yeni bir boyut kazandı. Çünkü, bu ışınım tozların soğurmasından etkilenmiyordu ve Doppler etkisi galaksi içerisindeki gazların hareketlerini belirlemede kullanılabilecekti. Gelişmiş
radyoteleskoplarla hidrojen gazı diğer galaksilerde de be- Hubble düzeni denilen biçimsel sınıflandırmaya göre galaksi tipleri ya da sınıfları. E, eliptik galaksiler; S, sarmal (spiral) galaklirlenebildi.
siler; SB ise çubuklu sarmal (spiral) galaksileri belirtir.
1970'lere gelindiğinde Vera Rubin'in galaksilerdeki gazların dönüş hızı üzerine çalışmaları sonucunda şu husus
saptandı: Galaksilerdeki yıldız ve gazların görünen toplam kütlesi, galaksilerin bu denli yüksek dönüş hızı için
yeterli olamazdı; şu halde gözle görülmese de, ek kütlesiyle, hızın bu düzeyde olmasını sağlayıcı bir madde daha
var olmalıydı. Böylece bu eksik kütle, görülemeyen, fakat
büyük miktarlarda bulunan karanlık maddenin varlığı ile
açıklandı.[39]
3.3.1 Eliptik galaksiler
Eliptik galaksiler görüş açısından bağımsız olarak, gerçekten elips biçimine sahip galaksilerdir. Hubble düzenine göre eliptik galaksiler daire biçimine yakınlıktan aşırı
ovalliğe kadar uzanan bir yelpaze içinde kodlanır ya da
adlandırılırlar. Bu yelpaze içinde daire biçimine en yakın
eliptik galaksiler E0 olarak, en basık ya da en oval olanlar
1990’ların başlarında Hubble Uzay Teleskobu daha ile- ise E7 olarak adlandırılır. Genellikle küçük yapılı, nisperi düzeyde gözlemlerde bulunulmasını sağladı. Örneğin ten yıldızlararası maddesi fazla olmayan galaksilerdir.
galaksimizdeki görünmeyen karanlık maddenin yalnızca soluk ve küçük yıldızlardaki karanlık maddeden iba- Bu galaksilerde yeni yıldız doğum oranı çok düşüktür,
ret olamayacağı anlaşıldı.[40] Yine bu teleskopla öncele- yani yıldız doğumlarının durduğu veya en aza indiği gari nispeten boş olduğuna inanılan bir gökyüzü parçasının laksiler olarak düşünülebilirler; dolayısıyla açık kümele(Hubble Derin Alan) incelenmesi sayesinde, o gökyüzü re çok az derecede sahiptirler. Bu galaksiler, ortak kütleparçasının boş olmayıp galaksilerle dolu olduğu anlaşıldı çekim merkezini esas alan, rastgele sayılabilecek yörünve böylece Kâinat'ta 125 milyar (1.25x1011 ) galaksinin gelerde dönen evrimleşmiş yaşlı yıldızların baskın (çoolması gerektiğine ilişkin kanıt bulunmuş oldu.[41] Öte ğunlukta) olduğu galaksilerdir. Bu bakımdan çok daküresel yıldız kümeleri ile bazı benzeryandan gözle görülemeyen birçok tayfı gözlemleyebilen ha küçük olan[44][45]
likler
taşırlar.
Buna karşılık en büyük galaksiler
gözlem aygıtlarının (radyo teleskop, x-ışını teleskobu, kı“dev
eliptik
galaksiler"dir.
Dev eliptik galaksiler genelzılötesi kameralar vb.) geliştirilmesi Hubble tarafından
likle
büyük
galaksi
kümelerinin
çekirdekleri yakınında
da saptanamamış birçok galaksinin keşfedilebilmesini
[46]
bulunurlar.
sağladı. Böylece sakınma bölgesi (İng. zone of avoidance)
denilen “Samanyolu kuşağı” yüzünden iyi görülemeyen
gökyüzü bölgesindeki galaksiler de keşfedilebildi.[42]
3.3.2 Sarmal galaksiler
3.3 Tipleri ve biçimleri
Galaksiler Hubble düzeni olarak adlandırılan yaygın bir
biçimsel sınıflandırmaya göre üç ana sınıfta sınıflandırılırlar: Eliptik, sarmal (spiral) ve düzensiz. Bu sınıflandırma tümüyle galaksilerin gözle görülen biçimlerine dayanır. Fakat bu sınıflandırma esas alındığında,etkin galaksilerdeki çekirdek etkinliği ya da starburst galaksilerinde
önem taşıyan “yıldız doğum oranı” gibi, galaksilerin bazı önemli karakteristikleri göz ardı edilmiş olur.[43] Bir
galaksinin en yoğun kısmı çekirdeğidir. Gaz miktarı ve
yıldız sayısı galaksinin merkezine doğru gittikçe artar.
Sombrero Galaksisi, bir çubuksuz sarmal galaksi örneği
Kâinat'taki galaksilerin büyük bir çoğunluğu sarmal galaksilerden oluşur. Nispeten yüksek düzeyde açısal hıza
sahiptirler. Sarmal galaksiler, dönen bir yıldızlar diskinden, yıldızlararası ortamdan ve genellikle daha yaşlı yıl-
12
dızlardan meydana gelmiş bir şişkinlikten oluşur. Etrafı
teker adlı yıldızlar topluluğu tarafından sarılı bu karın ya
da çekirdek kısmından dışarı doğru nispeten parlak kollar uzanır. Hubble düzeninde sarmal galaksiler S harfiyle
kodlanır; bu S harfinin yanına galaksinin bazı özelliklerini belirtmek üzere küçük harfler (a, b, c) eklenir. Bu ek
harfler kolların sıkılık ya da dallanmadaki dağınıklık derecesini ve merkezî karın ya da çekirdeğin boyut durumunu gösterir. Örneğin Sa sınıfındaki galaksilerde çekirdek
büyüktür, kollar ise belirsizce yayılmıştır. Sc sınıfında ise
çekirdek küçüktür ve açılmış kollar ise belirgindir.[47]
BÖLÜM 3. GALAKSİ
lu Galaksisi 4 kısımda ele alınır: Karın, ince teker, kalın
teker, hale. Disk çapı yaklaşık olarak yüz bin ışık yılıdır. İçerdiği 200 milyar yıldızın büyük çoğunluğu, diskin
merkezinde toplanmıştır.
3.3.3 Diğer biçimler
Sarmal galaksiler adlarını yıldızların oluştuğu parlak kollarına borçuludurlar. Sarmal galaksilerde kollar, merkezden dışa doğru logaritmik spiral biçimine yakın bir spirallik göstererek açılırlar. Bu, yıldızlar kitlesinin tekbiçimli
dönüşüyle oluşan sapmalardan kaynaklanan bir çalkantının varlığını gösterir. Yıldızlar gibi kollar da merkez çevresinde dönmekle birlikte, kollar sabit açısal hızla dönerler. Bu şu anlama gelir: Yıldızlar hareketleri sırasında bu
kollara girip çıkarlar ve galaksi merkezine yakın yıldızlar
ile kollardaki yıldızların hızları aynı değildir.
Hoag cismi, bir halkalı galaksi örneği
NGC 1300, bir çubuklu sarmal galaksi örneği
Günümüzde galaksilerin sarmal kolları yoğunluk dalgası
teorisi'yle maddenin geçici olarak artması veya sıkışması
şeklinde yorumlanmaktadır. Yıldızlar bir kol vasıtasıyla
yer değiştirirlerken her yıldız sisteminin uzay hızı daha
yüksek yoğunluktaki maddelerin kütleçekim kuvvetiyle
değişikliğe uğratılır. İşte, yolda art arda giden otomobillerin yavaşlamasıyla oluşan harekete veya okyanustaki dalga hareketine benzetilen bu etki, galakside yoğunluk dalgalarını oluşturmaktadır.
Sarmal galaksilerin çoğunda, çekirdeği bir uçtan diğerine kateden, yıldızlardan oluşmuş çubuk biçiminde bir
oluşum bulunur.[48] Çubuklu sarmal galaksiler denilen
bu sınıftaki galaksiler Hubble düzeninde, ardından kolların durumunu belirten bir küçük harfin (a, b, c) geldiği SB kodlamasıyla gösterilir. Çekirdekteki çubuğun
çekirdekten dışarı doğru hareketlenen bir yoğunluk dalgası nedeniyle, bazen de bir başka galaksinin gelgit etkisi nedeniyle meydana gelen geçici bir oluşum olduğu
düşünülmektedir.[49] İçinde bulunduğumuz Samanyolu
Galaksisi de bir çubuklu sarmal galaksidir;[50] yaklaşık
30 kiloparsek yarıçapında ve bir kiloparsek kalınlıktadır. Yaklaşık 200 milyar yıldız içermekte olup kütlesi Güneş’inkinin yaklaşık 600 milyar mislidir.[51][52] Samanyo-
“Tuhaf galaksiler” diğer galaksilerle gelgit etkileşimlerinden kaynaklanan alışılmamış özellikler gösteren galaksilerdir. Çıplak bir çekirdek ile çekirdeği çevreleyen,
yıldızlardan oluşmuş bir halka ve yıldızlararası ortamdan oluşan “halkalı galaksi” buna bir örnek olarak gösterilebilir. Halkalı galaksinin bir sarmal galaksinin çekirdeğinden küçük bir galaksinin geçmesi hâlinde oluştuğu düşünülmektedir.[53] Andromeda Galaksisi’nın başından da böyle bir olay geçmiş olması muhtemeldir; çünkü
kızılötesi ışın tekniği yardımıyla bu galaksinin çokhalkalı
bir yapılanma gösterdiği saptanmıştır.[54]
Bir “merceksi galaksi” (İng. lenticular galaxy) eliptik galaksi ile sarmal galaksi arasında kalan bir biçimde olup
her iki galaksi sınıfının özelliklerine de sahiptir. Bu sınıftakiler Hubble düzeninde S0 olarak kodlanırlar. Belirsiz spiral kolları olmasının yanı sıra yıldızlardan oluşan
eliptik bir halesi vardır.[55] Çubuklu merceksi galaksiler
ise Hubble düzeninde SB0 olarak kodlanır. Bütün bu sınıflardan başka, eliptik ve spiral bir biçim altında sınıflandırılması pek mümkün olmayan bazı galaksiler daha
bulunmaktadır ki, bunlar düzensiz galaksi olarak adlandırılır ve Irr I ya da Irr II olarak kodlandırılırlar. Bunlardan Irr I olarak kodlananlar düşük düzeyde bir yapılanma gösterirlerse de bu yapının biçimi biçimsel galaksi
sınıflarından herhangi birine uymaz. Irr II olarak kodlanan galaksiler ise biçimsel galaksi sınıflarını andıran hiçbir yapı izi göstermezler. Düzensiz galaksilerin geçmişte
birer sarmal veya eliptik galaksi oldukları, fakat sonraları kütleçekimsel kuvvetlerin etkisi altında düzensiz ha-
3.4. OLAĞAN DIŞI DİNAMİK VE ETKİNLİKLER
13
le geldikleri düşünülmektedir. Düzensiz cüce galaksilerin si çarpışmasa da gelgit etkileşiminden dolayı hem birtayakın örneklerine Macellan Bulutları'nda rastlanır.
kım eğrilip bükülme deformasyonlarına uğrar, hem de
aralarında bir miktar gaz ve toz alışverişi olur.[58] İki
galaksi arasında çarpışma, birbirlerinin tam üzerine gel3.3.4 Cüce galaksiler
dikleri ve birleşmelerine imkân tanımayacak ölçüde bir
momentuma sahip oldukları zaman meydana gelir. Bu
Geniş eliptik ve sarmal galaksilerin ününe karşılık Kâ- denli etkileşime girmiş galaksilerdeki yıldızlar, birbirleinat'taki galaksilerin çoğunun cüce galaksiler oldukları riyle çarpışmadan, birbirlerinin arasından geçerler. Bugörülmektedir. Bu mini galaksiler Samanyolu Galaksi- nunla birlikte gaz ve tozları etkileşime geçerler. Bu da,
si’nın % 1’i kadar olup yalnızca birkaç milyon yıldız içe- yıldızlararası ortamın bozulup ve parçalanıp sıkışmış hale
rirler. Kısa zaman önce yalnızca 100 parsek genişliğinde- gelmesiyle “yıldız doğumları"nın patlak vermesine neden
ki “aşırı yoğun galaksi”ler keşfedilmiştir.[56] Cüce galak- olur. Galaksilerin çarpışması birinde ya da her ikisinde
silerin çoğu daha büyük bir galaksinin uydusu durumun- ciddi anlamda, çubuk, halka veya kuyruk benzeri eğilip
dadır. Samanyolu Galaksisi’nın bilinen böyle 12 kadar bükülme bozulmalarına yol açar.[58]
“uydu galaksi”si olup, keşfedilmeyi bekleyen 300-500
“uydu galaksi”si daha olduğu tahmin edilmektedir.[57] İki galaksinin momentumu yeterince düşük olduğu takCüce galaksiler eliptik, sarmal ya da düzensiz galaksi sı- dirde, yani birbirlerinin içinden geçmelerini sağlayacak
nıflarında sınıflandırılabilirler. Fakat “eliptik cüce galak- derecede güçlü olmadığı takdirde, etkileşim birleşmeyle
siler” büyük eliptik galaksilere pek fazla benzemedikle- sonuçlanır. Bu durumda iki galaksi daha büyük bir garinden “cüce küresel galaksiler” (İng. dwarf spheroidal laksiyi yaratacak şekilde kaynaşırlar. Bu kaynaşma etkingalaxy) olarak adlandırılırlar. Kısa zaman önce keşfedi- likleri yeni galakside her iki galaksinin orijinal biçimlelen iki cüce galaksinin her birinin kütlesinin 10 milyon rine kıyasla farklı bir biçimsel yapıyı meydana getirici
güneş kütlesi kadar olduğunun saptanması galaksilerin değişiklikler yaratabilir. İki galaksiden birinin daha bübüyük kısmının karanlık maddeden oluştuğu varsayımını yük kütleye sahip olması hâlinde, biri diğeri tarafından,
deyim yerindeyse, “yutulmuş” olur. Buna galaktik kanidesteklemektedir.
balizm adı verilir. Bu tür denk olmayan kaynaşmalarda
küçük galaksi yırtılır veya tamamen parçalanırken büyük
pek fazla bozulmaya uğramaz. İşte galaksimiz Sa3.4 Olağan dışı dinamik ve etkin- galaksi
manyolu hâlihazırda Sagittarius (Yay Takımyıldızı) cüce
eliptik galaksisini ve Canis Major (Büyük Köpek Takımlikler
yıldızı) cüce galaksisini yutmak üzere “galaktik kanibalizm” sürecinde bulunmaktadır.[58]
3.4.1
Etkileşim
3.4.2 Aşırı yıldız üreten galaksiler
Antenler adlı iki galaksi kaynaşmayla sonuçlanacak bir çarpışma hâlindedir. İki galaksinin çekirdekleri büyük bir galaksi oluşturmak üzere yol almaktadır.[not 3]
Starburst galaksilerine tipik bir örnek sayılan M82 (Messier 82).
Normal bir galaksinin on misli oranında yıldız doğumuna sahne
olmuştur.
Galaksilerdeki yıldızlar dev moleküler bulutlarda oluBir galaksi kümesinde bulunan galaksiler arasındaki et- şan soğuk gaz rezervlerinden üretilirler. Yıldız doğumları
kileşimler nispeten sıklık göstermekte olup, evrimlerin- oranının istisnai derecede yüksek olduğu galaksiler “starde önemli bir rol oynarlar. Etkileşime geçmiş iki galak- burst galaksi”ler adıyla bilinir. Bu galaksiler aşırı miktar-
14
BÖLÜM 3. GALAKSİ
da yıldız üretmeye sürekli olarak devam etselerdi gaz rezervlerini tüketerek ömürlerini iyice azaltırlardı. Fakat bu
etkinlikleri genellikle yalnızca on milyon yıl kadar sürer
ki, bu süre bir galaksinin ömür süresine nazaran nispeten
kısa bir süredir. “Starburst galaksi"ler Kâinat tarihinin erken dönemlerinde daha yaygındılar.[59] Günümüzde bile
bu galaksilerin, yıldız doğumları toplamına katkıları tahminen % 15 civarındadır.[60]
laksi çekirdeği için standart örnek, çekirdek bölgesindeki bir dev karadeliğin (SMBH) çevresinde oluşan bir
katılım diskine dayanır. Bir etkin galaksi çekirdeğinin ışınımı maddenin diskten hareketle kara deliğe doğru düşmesi sırasındaki kütleçekimsel enerjiden kaynaklanır.[63]
Bu tür kozmik cisimlerin % 10’unda, yarıçapları bakımından birbirine zıt bir enerji akışı çifti, çekirdekten
ışık hızına yakın hızlarda parçacıklar fırlatır. Bu akışları üreten mekanizma, yani bu akışların işleyişi henüz
Starburst galaksiler tozlu gaz yoğunlaşmalarıyla ve yeni
[64]
doğmuş yıldızların çokluğuyla nitelenirler ki, bu yıldız- anlaşılamamıştır.
lardan bazıları çevredeki bulutları iyonize ederek içeri- X ışınları şeklinde yüksek enerji ışınımları yayan etkin
sinde yıldız oluşumlarının gerçekleştiği H II bölgeleri ya- galaksiler ışıklılıklarına bağlı olarak “Seyfert galaksileri”
ratan büyük yıldızlardır.[61] Bu büyük yıldızlar süpernova ya da kuasar’lar olarak sınıflanırlar. Kuasar’lara benzepatlamaları da üretirler ve bu patlamalarda saçtıkları yen bir başka etkin galaksi türü de blazarlardır. Bunlamaddeler çevredeki gazla çok güçlü bir etkileşime girer- rın Dünya’ya doğru yönelmiş bir rölativistik akışı oldukler. Bu patlamalar gaz bölgesinde yıldız oluşumunu sağla- ları gözlemlenmiştir. Radyo galaksi denilen etkin galaksiyan zincirleme reaksiyonları tetikler. Öyle ki bu etkinlik ler ise bu rölativistik akışlarından radyo frekansları yayıancak sözkonusu bölgedeki gaz tüketildiğinde ya da da- lan galaksilerdir. Muhtemelen, bir galaksi çekirdeği türü
ğıldığında son bulur.[59]
olan ve LINER (İng. Low-Ionization Nuclear EmissionStarburst tipi galaksiler, genellikle galaksilerin birleşme- line Regions) kısa adıyla tanınan çekirdekler de etkin çesiyle ya da etkileşime geçmesiyle açıklanır. Starburst ga- kirdeklerdir. LINER tipindeki galaksilerin yaydıklarında
laksilerin bu tür bir etkileşimle oluşmasına, M82 galak- düşük ölçüde iyonize öğeler baskındır. Bize yakın galakçekirdek türüne sahip
sisi tipik bir örnek oluşturur. M 82 kendisinden daha bü- silerin yaklaşık üçte biri LINER
[65][66][67]
galaksiler
olarak
sınıflanırlar.
yük bir galaksi olan M 81 ile yüzyüze gelecek şekilde yakınlaşmış ve normal bir galaksinin on misli oranında yıldız üreten bir starburst galaksi hâline gelmiştir. Düzensiz galaksiler genellikle belirli aralarla starburst etkinliği
sergilerler.[62]
3.4.3
Etkin çekirdekli galaksiler
3.5 Oluşma ve evrim
Galaksilerin ortaya çıkma ve evrimlerinin incelenmesi bir
bakıma galaksilerin nasıl meydana geldikleri ve Kâinat
tarihinde nasıl bir evrim yolu izledikleri sorularının yanıtlanması girişimleridir. Bu alandaki bazı teoriler geniş
ölçüde kabul görmekle birlikte, bu alan astrofizikte halen ilerlemeler bekleyen etkin (araştırmaların sürdüğü)
bir alandır.
3.5.1 Oluşma
Eliptik bir “radyo galaksi” olan M87'den yayılan parçacık akışı.
Gözlemleyebildiğimiz galaksilerin bir kısmı “etkin” olarak sınıflandırılır. Galaksiden çıkan toplam enerjinin
önemli bir kısmı yıldızlar, toz ve yıldızlararası ortamdan değil, bir başka kaynaktan yayılmaktadır. Etkin ga-
Kâinat'ın hâlihazırdaki erken modelleri Big Bang kuramına dayanmaktadır. Big Bang olayının başlangıcından 300.000 yıl sonra hidrojen ve helyum atomları
rekombinasyon denilen bir olayla oluşmaya başladılar. Bu
dönemde hemen hemen tüm hidrojen nötrdü (iyonize olmamış), ışığı kolaylıkla soğurabilir haldeydi ve yıldızlar
henüz oluşmamışlardı. Dolayısıyla bu döneme Karanlık
Çağlar adı verilir. Yoğunluk kararsızlıklarının (ya da
anizotropik düzensizliklerinin) olduğu bu ilk maddede
büyük yapılar belirmeye başladılar. Baryonik madde kütleleri karanlık maddenin soğuk halelerinde yoğunlaşmaya başladılar.[68] Bu ilk yapılar sonradan, günümüzde gördüğümüz galaksiler hâline geleceklerdi.
Galaksilerin bu erken durumuna ilişkin kanıt 2006’da
IOK-1 galaksisinin keşfedilmesiyle elde edildi. Bu galaksi 6.96 gibi olağan-dışı yüksek bir kırmızıya kayma içerisindeydi ki, bu da Büyük Patlama başlangıcından 750
milyon yıl sonra meydana geldiğini gösteriyor ve şimdi-
3.5. OLUŞMA VE EVRİM
15
hızla tüketip süpernovalar hâline geldiler ve yıldızlararası
ortama ağır elementler saldılar.[72] Bu “ilk kuşak yıldızları” çevredeki nötr hidrojeni iyonize ederek, uzayda ışığın
yolculuk etmesine olanak veren oluşumlar yarattılar.[73]
3.5.2 Evrim
Karanlık maddenin 520 milyon ışık yılı uzaklıktaki ve 100 milyon ışık yılı kalınlıktaki bir uzay dilimindeki dağılımı. Kümeler
rastgele değil, bir yapıdaki teller ya da ipliksiler gibi dizilmişlerdir. Bu koordinat sisteminde Coma (Saç), Virgo (Başak) ve
Perseus (Kahraman) kümeleri işaretlenmiştir.
ye dek gözlemlenenler içinde en uzak ve en eski galaksi olduğunu ortaya koyuyordu.[69] Her ne kadar bazı bilim insanları Abell 1835 IR1916 gibi başka gök cisimlerinin IOK-1’den daha yüksek bir kırmızıya kayma içerisinde olduğunu ileri sürmüşlerse de, şimdilik genel kabul,
yaşı ve bileşimi bakımından IOK-1’e öncelik vermektedir. Böyle öngalaksilerin (protogalaksi) varlığı, bunların
Karanlık Çağlar denilen dönemde oluşmuş olabilecekleri
fikrini akla getirmektedir.[68]
Yeni oluşmuş bir galaksi olduğu düşünülen I Zwicky 18 (aşağıda,
solda)
Bir galaksinin oluşmasını sağlayıcı anahtar yapılar, Big
Bang'ın başlangıcına kıyasla, bir milyar yıl içinde ortaya çıkmışlardır. Bunlar küresel yıldız kümeleri, dev kara
delikler ve II. kuşak (yaşlı) yıldızlarından oluşan galakBu tür erken galaksi oluşumlarının ortaya çıkış süreci ast- tik “karın”dır. Öyle görünüyor ki, dev kara delikler, garonomide henüz tartışmaya açık temel meselelerden biri- laksilerin büyümelerinin düzenlenmesinde anahtar bir rol
[74]
ni oluşturmaktadır. Bu konuya ilişkin teoriler iki katego- oynamışlardır. Bu erken dönemde galaksiler büyük ölçüde yıldız doğumları yaşamışlardır.[75]
ride ele alınabilir:
Sonraki iki milyar yıl sırasında, biriken madde galaktik
disk içine yerleşmiştir.[76] Bir galaksi, yaşamı boyunca,
kendine yüksek hız bulutları ve cüce galaksilerden çektiği
maddeleri katar.[77] Bu maddeler çoğunlukla hidrojen ve
helyumdur. Yıldızların doğum-ölüm çevrimi, yavaş yavaş ağır elementlerin salınmasını artırır ki, bu, sonradan
[78]
• “Aşağıdan yukarı teorileri”ne göre, önce küresel gezegenlerin oluşmasına imkân sağlayacaktır.
yıldız kümesi gibi küçük yapılar oluşmuş, bu Çarpışmalarının ve kütleçekimsel etkileşimlerinin galakküçük yapılar da birleşerek galaksileri meydana silerin evrimi üzerinde hatırı sayılır bir etkisi vardır. Ergetirmişlerdir.[71] . Bu teorilere ilişkin modellerden ken dönemde galaksi birleşmeleri daha yaygındı ve gabiri kısa adıyla SZ (Searle-Zinn) modeli olarak bili- laksilerin çoğu, biçimleri bakımından “tuhaf galaksiler”
nir.
(İng. peculiar galaxy) sınıfındaydılar.[79] Yıldızlar arasındaki uzaklık yeterince büyük olduğundan, çarpışan gaBu teoriler artık büyük karanlık madde halelerinin muh- laksilerdeki yıldızlar bu çarpışmadan etkilenmezler, yatemel varlığını da hesaba katarak yeniden düzenlenmek ni galaksilerin kendileri gibi değişikliğe uğramazlar. Budurumundadır. Öngalaksiler oluşmaya ve büzülmeye baş- nunla birlikte, spiral kolları oluşturan gaz ve tozun kütladıktan sonra, bunlarda ilk hale yıldızları (Popülasyon leçekim etkisiyle sıyrılması, “gelgit kuyruğu” denilen bir
III yıldızları, III. kuşak yıldızlar) ortaya çıkmışlardır. Bu yıldız zincirinin meydana gelmesine neden olur. Bu tür
yıldızlar tümüyle hidrojen ve helyumdan meydana gel- oluşumların örnekleri NGC 4676[80] ve Antenler Galakmiş büyük yıldızlardı. Bu iri yıldızlar yakıt rezervlerini sisi[81] adıyla bilinen çarpışan galaksilerde görülebilir.
• “Yukarıdan aşağı teorileri”ne göre, öngalaksiler
yaklaşık yüz milyon yıl süren büyükölçekli ve eşzamanlı bir çökmeyle oluşmuşlardır. Bu teorilere
ilişkin modellerden biri kısa adıyla ELS (Eggen–
Lynden-Bell–Sandage) modeli olarak bilinir.[70]
16
BÖLÜM 3. GALAKSİ
ğünde yeni yıldız doğumları meydana gelemez.[86] Yıldızları yaşlandıkça galaksinin parlaklığı da giderek azalır.
NGC 4676, çarpışmak üzere olan iki galaksi (Fare Galaksileri).
Fotoğraf Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiştir.
İçinde bulunduğumuz yıldız oluşum çağının yüz milyar
yıl süreceği tahmin edilmektedir. Kızıl cüceler gibi çok
daha küçük ve giderek soluklaşan yaşlı yıldızların olacağı sonraki yıldız çağının 10-100 trilyon yıl süreceği
düşünülmektedir. Bu “yıldız çağı”nın sonunda galaksiler
şu sıkışık cisimlerden ibaret olacaklardır: Kahverengi cüceler, beyaz cüceler (soğumuş kara cüceler), nötron yıldızları ve kara delikler. Ardından kütleçekimsel gevşemenin sonucu olarak tüm yıldızlar kara deliklere düşecekler ya da çarpışmalar sonucunda galaksilerarası uzaya
fırlatılacaklardır.[86][87]
3.6 Büyük ölçekli yapılar
Sarımsı galaksilerden oluşan Abell 1689 galaksi kümesi, Hubble
Uzay Teleskobu
Bu tür bir etkileşimin bir örneği de Samanyolu Galaksisi
ile komşusu Andromeda Galaksisi’dır. Her iki galaksi birbirlerine 130 km/s hızla yaklaşmaktadır ve hızlarını etkileyen yan hareketler göz ardı edilirse, yaklaşık 5-6 milyar
yıl sonra çarpışacaklardır.[82] . Samanyolu Galaksisi daha
önce hiç bu kadar büyük bir galaksi ile çarpışmamış olsa
da, daha önce cüce galaksiler ile çarpışmış olduğuna ilişkin kanıtlar artmaktadır. Böyle büyük ölçekli çarpışmalar
nadirdir ve zaman geçtikçe böyle iki denk galaksinin birleşmesi daha nadir hale gelmektedir.[82] Parlak galaksilerin çoğu ömürlerinin son milyar yıllarında böyle kökten
bir değişikliğe uğramazlar.[83]
Gelecek
İlkel yıldızın çökmesiyle meydana gelen yıldızlar, evrimleri boyunca kütlelerinin büyük bir kısmını yıldızlararası ortama atarak beyaz cüce, nötron yıldızı veya bir kara
delik olarak evrimlerine son verirler. Günümüzde yıldız
doğumlarının çoğu serin gazın pek tükenmemiş olduğu
küçük galaksilerde meydana gelmektedir.[79] Samanyolu
Galaksisi gibi sarmal galaksiler, spiral kollarındaki yıldızlararası yoğun hidrojen moleküler bulutlarına sahip oldukları sürece yalnızca yeni kuşak yıldızlar üretirler.[84]
Bu gazdan artık yoksun olduklarından eliptik galaksiler
ise yeni yıldızlar üretemezler.[85] Mevcut hidrojen rezervleri yıldızlarca tüketilip ağır elementlere dönüştürüldü-
Seyfert Altılısı. 6 üyeli olduğu sanılan bir “yoğun galaksi grubu”
Kâinat'ta galaksiler tek biçimli bir şekilde dağılmadıkları gibi tümüyle düzensiz bir şekilde de dağılmamışlardır. Gökyüzüne ilişkin “derin alan” araştırmaları galaksilerin genellikle birbirlerine bağlı bir şekilde topluluklar
oluşturduğunu ortaya koymuştur. Milyarlarca yıl boyunca
bir başka galaksiyle etkileşime geçmemiş galaksiler çok
nadirdir. Şimdiye dek araştırılan galaksilerden yalıtılmış
halde oldukları gözlemlenenlerin oranı yalnızca % 5’tir.
Kaldı ki bunların geçmişlerinde bir başka galaksiyle etkileşime geçmiş olmaları, çarpışmış olmaları, hatta, halen küçük galaksilerden oluşmuş uydulara sahip olmaları mümkündür. Yalıtılmış durumda bulunan galaksilerde
yıldız doğumları, sahip oldukları gazlar diğer galaksilerdeki gibi etkileşimlerle sıyrılmamış olduklarından, yüksek bir oran gösterir.[88]
Büyük ölçekli skalada Kâinat sürekli bir genişleme hâlindedir ki, bu da bireysel galaksiler arasındaki ortalama
uzaklığın artmasına neden olmaktadır. Buna karşılık galaksi toplulukları karşılıklı kütleçekimsel etkileri sayesin-
3.7. ÇOKLU DALGABOYU GÖZLEMLERİ
de lokal anlamda bu genişlemeyi aşabilmektedirler. Bunlar Kâinat'ın erken döneminde karanlık maddenin sürüklemesi sayesinde kümelenmiş topluluklardır. Daha sonra
bunlardan birbirine yakın gruplar bir araya gelerek galaksi kümelerini meydana getirmişlerdir. Bu bir araya gelme
süreci bir kümedeki galaksilerarası gazın çok yüksek sıcaklıklara gelme derecesinde ısınmasına (30 milyon-100
milyon K) neden olur.[89] Bir kümedeki kütlenin yaklaşık % 70-80’i karanlık madde türündedir, %10-30’u bu
ısınmış gazdan oluşur ve geri kalan az kısım da galaksiler
olarak görünen maddedir.[90]
17
rinde genellikle tek bir “dev eliptik galaksi” baskın olur.
“En parlak küme galaksisi” adı verilen bu dev, zamanla, uydu hâline getirdiği diğer galaksileri gelgit etkisiyle
tahrip eder ve yutup kendi kütlesine katar.[93]
Süperkümeler galaksi kümeleri, galaksi grupları ve bazen de bireysel galaksiler hâlinde onbinlerce galaksi içerirler. Bir milyar ışık yılı uzunlukta olabilen bu muazzam büyüklükteki yapılarda, aralarında büyük boşluklar olan galaksiler, rastgele değil, bir yapıdaki teller gibi dizilmişlerdir.[94] Süperküme skalasının daha üzerinde Kâinat'ın izotropik ve homojen olduğu düşünülür.[95]
Kâinat'taki galaksilerin çoğu kütleçekimsel olarak birbir- Galaksilerin yaklaşık % 90’ı bir kümeye ya da bir süperlerine bağlıdır; her galaksi, kütleçekimsel olarak, belir- kümeye dahildir.
li bir sayıdaki diğer galaksilere bağlıdır. Böylece küçük- Samanyolu Galaksisi Yerel Grup (İng. Local Group)
ten büyüğe doğru kümelenmeli bir yapı hiyerarşisi bulu- adı verilen 30 civarında galaksi içeren bir galaksi grunur. Bunların en küçüğü galaksi gruplarıdır. (Galaksi sa- bunun üyesidir. Bu, yarıçapı yaklaşık bir megaparyısı 100’ün altında olduğu zaman bu topluluklara, gruplar sek olan bir gruptur. Bu grupta Samanyolu ve Androve kümeler arasındaki sınırlar belirgin olmasa da, galaksi meda en parlak iki galaksidir. Grubun diğer üyelerigrubu denir.) Kütleçekim kuvvetiyle bir arada tutulan bu nin birçoğu bu iki galaksinin uyduları ya da yoldaşlatoplulukların en yaygın tipi galaksi kümeleri olup, Kâ- rı olan cüce galaksilerdir.[96] Yerel Grup’un kendisi de
inat'taki galaksilerin çoğunu içerirler.[91]
Başak Süperkümesi’nin içindeki bir bulutumsu yapının
bir parçasıdır.[97]
3.7 Çoklu dalgaboyu gözlemleri
Kızılötesiyle saptanan, Samanyolu’nun ötesindeki galaksi dağılımını gösteren panorama
Dünya’dan 1 milyar ışık yılı uzaklık içinde süperkümelerin dağılımını gösteren Kâinat atlası. Burada yaklaşık 63 milyon galaksi
gösterilmektedir.
Genellikle birkaç megaparseklik bir bölgede bir araya
gelmiş binlerce galaksiyi içeren yapılar “küme” olarak
adlandırılır. Galaksi kümesi ya da galaksi kümesi kütleçekimi sayesinde birbirlerine bağlı yüzden fazla galaksinin oluşturduğu kümedir. Galaksi kümeleri biçimleriyle
(özel, küresel, simetrik vs.), dağılımlarıyla veya galaksi
sayılarıyla (sayı birkaç bine çıkabilir) nitelenirler. Böyle bir grup ya da kümeye bağlı kalabilmek için her üyenin, yani her galaksinin hızının topluluktan kaçıp gidecek
derecede yüksek olmaması, bir başka deyişle bunu önleyecek derecede düşük bir hızı olması gerekir. Buna karşılık yetersiz bir kinetik enerji söz konusu olduğunda da,
topluluk galaksi birleşmelerinin olacağı bir evrim geçirir;
evrim sonucunda topluluğun dönüştüğü yeni hâli, daha az
sayıda galaksiden oluşuyor olacaktır.[92] Galaksi kümele-
Samanyolu Galaksisi’nin dışındaki galaksilerin varlığının
keşfedilmesinden sonra, bunların ilk gözlemleri genellikle, gözle görülür ışığın kullanıldığı gözlemlerdi. Yıldızların çoğu ışık yaydıklarından, galaksileri oluşturan yıldızların gözlemi optik astronominin temel etkinliklerinden biridir. Optik astronomiden iyonize H II bölgelerinin
ve tozlu kolların dağılımının incelenmesinde de yararlanılabilmektedir. Fakat yıldızlararası ortamda mevcut toz,
gözle görülür ışıkla gözlemlendiğinde soluk görülmektedir. Buna karşılık uzak-kızılötesi ışınlarla daha saydam
görülebilmektedir.
Günümüzde optik astronominin yetersiz kaldığı alanlarda artık çeşitli dalgaboylarından da yararlanılmakta ve bu
alanda çeşitli aygıtlar kullanılmaktadır. Modern yöntemlerden bazıları şunlardır:
• Kızılötesi: Uzak-kızılötesi ışınlar gerek dev
moleküler bulut bölgelerinin içinin, gerekse galaksi
18
BÖLÜM 3. GALAKSİ
çekirdeklerinin içinin ayrıntılı olarak gözlemlenebilmesinde kullanılabilmektedir.[98] Kızılötesi aynı
zamanda Kâinat tarihinin çok erken döneminde
ortaya çıkmış uzak, kırmızıya kaymadaki galaksilerin gözlemlenmesinde de kullanılabilmektedir. Su
buharı ve karbondioksit kızılötesi tayfın işe yarar
kısımlarının belirli bir miktarını soğurduklarından
kızılötesi astronomisinde artık yüksek irtifalardaki,
yani uzaydaki teleskoplar kullanılmaktadır.
• radyo frekansları: Galaksilerin gözle görülen ışık
dışındaki araçlar kullanılarak yapılan ilk incelemesi radyo frekansları kulllanılarak yapılmıştır.
Atmosfer 5 MHz ile 30 GHz. arası frekanslar
için geçirgendir (daha aşağı sinyaller iyonosferce
bloke edilmektedir)[99] Etkin çekirdeklerden yayılan akışlar büyük radyo interferometre aygıtlarıyla
saptanabilmektedir. Radyoteleskoplar ise nötr hidrojeni, erken dönemdeki, galaksileri oluşturmak
üzere sonradan çöken iyonize olmamış maddeyi
gözlemleyebilmektedir.[100]
• Morötesi ve X ışını: Morötesi ve X ışını teleskopları galaksilere ilişkin yüksek enerji etkinliklerini
gözlemleyebilmektedir.[101] Örneğin X ışınları sayesinde galaksi kümelerindeki sıcak gazın dağılım haritası çıkarılmıştır. Yine galaksilerin çekirdeklerinde dev kara deliklerin varlığı X ışını astronomisi sayesinde doğrulanmıştır.[102]
3.8 Notlar
06297_CHANDRA_Dark_Matter.html. Erişim tarihi:
2010-01-12.
[3] “Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy”.
European Southern Observatory. 2000-05-03. 9
Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. http:
//web.archive.org/web/20090109032310/http://www.
eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html.
Erişim tarihi: 2010-01-12.
[4] "Hubble’s Largest Galaxy Portrait Offers a New HighDefinition View". NASA. 2006-02-28. 2007-01-03 tarihinde erişildi.
[5] “Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy”. ESO.
2000-05-03. 2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.
[6] “Hubble’s Largest Galaxy Portrait Offers a New HighDefinition View”. NASA. 2006-02-28.
[7] “Milky Way Galaxy” (İngilizce). Encyclopædia Britannica. 20 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150420062816/http:
//www.britannica.com:80/EBchecked/topic/382567/
Milky-Way-Galaxy. Erişim tarihi: 2010-01-25.
[8] Hoover, Aaron (2003-06-16). "UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected". Hubble News Desk.
2007-02-05 tarihinde erişildi.
[9] Jarrett, T.H. (2007-01-09). “Near-Infrared Galaxy
Morphology Atlas”. California Institute of Technology.
30 Haziran 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20140630161112/http:
//www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/.
Erişim tarihi: 2010-01-12..
[1] İngilizce'deki starbust galaxy terimi için bir kaynakta “yıldızlarla dolup taşan galaksi” ifadesi kullanılmışsa da Türkçede “patlama” sözcüğünün “birdenbire gelişme, çoğalma” şeklinde bir anlamının bulunmasından dolayı, bu
maddede İngilizce terimin doğrudan tercümesi olan “yıldız patlama galaksisi” ifadesi kullanılmıştır.
[10] Mackie, Glen (2002-02-01). “To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand”. 13 Ağustos
2015
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150813072428/http:
//astronomy.swin.edu.au/~{}gmackie/billions.html.
Erişim tarihi: 2010-01-12.
[2] Bu adın verilme nedeni dürbünle bakıldığında ışık veren
gaz bulutu gibi gözükmeleridir.
[11] Gilman, D. (2002-02-01). “The Galaxies: Islands of Stars”. NASA WMAP. 14 Nisan
2015
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http:
//web.archive.org/web/20150414145227/http://www.
hq.nasa.gov/office/pao/History/EP-177/ch4-7.html.
Erişim tarihi: 2010-01-12.
[3] 900 milyon yıl önce etkileşime başlamış bu iki sarmal galaksi olan Anten Galaksileri'nin çekirdekleri yaklaşık 400
milyon yıl sonra birleşerek tek çekirdek hâline gelecektir.
3.9 Kaynaklar
[1] “Galaxy” (İngilizce). Encyclopædia Britannica. 20
Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http:
//web.archive.org/web/20150420004729/http://www.
britannica.com:80/EBchecked/topic/223818/galaxy.
Erişim tarihi: 2010-01-25.
[2] Hupp, E.; Roy S., Watzke M. (2006-08-21).
“NASA Finds Direct Proof of Dark Matter”.
24 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150524072736/http:
//www.nasa.gov:80/home/hqnews/2006/aug/HQ_
[12] “Galaxy
Clusters
and
Large-Scale
Structure”. University of Cambridge. 2007-01-15. 27
Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20091027233322/http:
//www.damtp.cam.ac.uk:80/user/gr/public/gal_lss.html.
Erişim tarihi: 2010-01-12.
[13] M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989) .,
2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.
[14] Milky Way and Dark Matter,2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.
[15] The Mysterious Dark Matter,2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.
3.9. KAYNAKLAR
[16] Finley, D.; Aguilar, D. (2005-11-02). “Astronomers
Get Closest Look Yet At Milky Way’s Mysterious Core”. National Radio Astronomy Observatory.
20 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151220192410/http:
//www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/.
Erişim
tarihi:
2010-01-12.
19
http://web.archive.org/web/20110921205351/http:
//www.scientificamerican.com/article.cfm?id=
how-did-scientists-determ. Erişim tarihi: 2010-0125.
[28] Kuhn, Karl F.; Koupelis, Theo (2004). In Quest of the
Universe. Jones and Bartlett Publishers. ISBN 0-76370810-0. OCLC 148117843.
[17] Rao, Joe (2 Eylül 2005). “Explore the Archer’s
Realm”. SPACE.com. 31 Ekim 2010 tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.
org/web/20101031092648/http://www.space.com:
80/spacewatch/050902_teapot.html.
Erişim
tarihi:
2010-01-25.
[29] Trimble, V. (1999). "Robert Trumpler and the
(Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society (31): 1479. 2007-01-08
tarihinde erişildi.
[18] Burns, Tom (31 Temmuz 2007). “Constellations reflect
heroes, beasts, star-crossed lovers” (İngilizce). The Dispatch. 20 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20100620213248/http:
//www.dispatch.com:80/live/content/now/stories/2007/
07/stars.html. Erişim tarihi: 2010-01-25.
[31] "Observatoire de Paris (Abd-al-Rahman Al Sûfî)". 201001-23 tarihinde erişildi.
[19] Mohamed, Mohaini (2000), Great Muslim Mathematicians, Penerbit UTM, pp. 49–50, ISBN 983-52-0157-9,
OCLC 48759017
[20] Masic, Izet (2008). “Ibn Al-Haitham – Father of Optics and Describer of Vision Theory” (İngilizce). Medical Archives 62: 183-188. http://www.avicenapublisher.
org/docs/MedArh/MedArh2008-3.pdf#page=55. Erişim
tarihi: 2010-01-25.
[21] In The Land of Cosmos, Sagan’s Turf , September 13,
2009
[22] O'Connor, John J.; Robertson, E.F. (Kasım 1999).
“Abu Arrayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni”
(İngilizce). The MacTutor History of Mathematics
archive. 7 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20150607215623/http:
//www-history.mcs.st-and.ac.uk:80/Biographies/
Al-Biruni.html. Erişim tarihi: 2010-01-25.
[23] Montada, Josep Puig (28 Eylül 200). “Ibn Bajja” (İngilizce). Stanford Encyclopedia of Philosophy. http://plato.
stanford.edu/entries/ibn-bajja/#Nat. Erişim tarihi: 201001-25.
[24] Livingston, John W. (1971), “Ibn Qayyim al-Jawziyyah:
A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation”, Journal of the
American Oriental Society 91 (1): 96–103 [99], doi:10.
2307/600445
[25] O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (November 2002).
"Galileo Galilei". University of St. Andrews. 2007-01-08
tarihinde erişildi.
[26] Evans, J. C. (1998-11-24). "Our Galaxy". George Mason
University. 2007-01-04 tarihinde erişildi.
[27] Marschall, Laurence A. (1999-10-21). “How did scientists determine our location within the Milky Way
galaxy--in other words, how do we know that our
solar system is in the arm of a spiral galaxy, far from
the galaxy’s center?" (İngilizce). Scientific American. 21 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi.
[30] Kepple, George Robert; Glen W. Sanner (1998). The
Night Sky Observer’s Guide, Volume 1. Willmann-Bell,
Inc.. pp. 18. ISBN 0-943396-58-1.
[32] "Observatoire de Paris (LMC)". 2010-01-23 tarihinde
erişildi.
[33] K. Glyn Jones (1976), “The Search for the Nebulae”, Journal of the History of Astronomy 7: 67
[34] See text quoted from Wright’s An original theory or new
hypothesis of the universe by Freeman Dyson, Disturbing
the Universe, 1979, pg 245, ISBN 0-330-26324-2
[35] Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical JournalEngl 69: 103–
158. doi:http://ucp.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:
10.1086/143167 10.1086/143167.
[36] Sandage, Allan (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". The
Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83
(6).2007-01-08 tarihinde erişildi.
[37] Tenn, Joe. "Hendrik Christoffel van de Hulst". Sonoma
State University. 2007-01-05 tarihinde erişildi.
[38] López-Corredoira, M.; Hammersley, P. L.; Garzón, F.;
Cabrera-Lavers, A.; Castro-Rodríguez, N.; Schultheis,
M.; Mahoney, T. J. (2001). "Searching for the inplane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy
and Astrophysics 373: 139–152. doi:10.1051/0004-6361:
20010560. 2007-01-08 tarihinde erişildi.
[39] “2002
Gruber
Cosmology
Prize”
(İngilizce). Peter Gruber Foundation. 2002. 15 Arakaynağından
arşivlendi.
lık
2010
tarihinde
http://web.archive.org/web/20101215201304/http:
//gruberprizes.org/GruberPrizes/Cosmology_
LaureateOverview.php?id=32&awardid=23.
Erişim
tarihi: 2010-01-23.
[40] "Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter". Hubble News Desk. 1994-10-17. 2007-01-08 tarihinde erişildi.
[41] "How many galaxies are there?". NASA. 2002-1127.2007-01-08 tarihinde erişildi.
[42] Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). "Mapping
the hidden universe: The galaxy distribution in the Zone
of Avoidance". Publications of the Astronomical Society
of Australia 17 (1): 6–12. 2008-11-01 tarihinde erişildi.
20
[43] Jarrett, T.H.. "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas".
California Institute of Technology. 2007-01-09 tarihinde
erişildi.
[44] Barstow, M. A. (2005). "Elliptical Galaxies”. Leicester
University Physics Department. 2006-06-08 tarihinde erişildi.
[45] "Galaxies". Cornell University. 2005-10-20. 2006-08-10
tarihinde erişildi.
[46] "Galaxies". Cornell University. 2005-10-20.2006-08-10
tarihinde erişildi
[47] Smith, Gene (2000-03-06). "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California, San Diego Center for
Astrophysics & Space Sciences. 2006-11-30 tarihinde erişildi.
[48] Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "What is the
True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science 269/270: 427–430.
doi:10.1023/A:1017025820201. .
[49] Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "Gas accretion on
spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics 392: 83–102. doi:10.1051/00046361:20020920.
[50] "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics 379 (2): L44–L47. 2001. doi:10.1051/0004-6361:
20011487.
[51] Sanders, Robert (2006-01-09). "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". UCBerkeley News. .
2006-05-24 tarihinde erişildi.
[52] Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way
and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of
the American Astronomical Society 29 (2): 1384. 200811-01 tarihinde erişildi.
[53] Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). "Ring
Galaxy Evolution as a Function of “Intruder” Mass". Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911.
2008-11-01 tarihinde erişildi.
[54] Esa Science News (1998-10-14). ISO unveils the hidden
rings of Andromeda. Press release. 2006-05-24 tarihinde
erişildi.
[55] "Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed". HarvardSmithsonian Center for Astrophysics. 2004-05-31. 200612-06 tarihinde erişildi.
[56] Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J.
B. (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax
Cluster". The Astrophysical Journal 560 (1): 201–206.
doi:10.1086/322517.
[57] Groshong, Kimm (2006-04-24). "Strange satellite galaxies revealed around Milky Way". NewScientist.2007-0110 tarihinde erişildi.
[58] "Interacting Galaxies". Swinburne University. 2006-1219 tarihinde erişildi.
[59] "Starburst Galaxies". Harvard-Smithsonian Center for
Astrophysics. 2006-08-29.2006-08-10 tarihinde erişildi.
BÖLÜM 3. GALAKSİ
[60] Kennicutt Jr., R. C.; Lee, J. C.; Funes, J. G.; Shoko,
S.; Akiyama, S. (September 6–10, 2004). "Demographics
and Host Galaxies of Starbursts". Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies: 187-, Cambridge, UK:
Dordrecht: Springer. 2006-12-11 tarihinde erişildi.
[61] Smith, Gene (2006-07-13). "Starbursts & Colliding Galaxies”. University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. 2006-08-10 tarihinde erişildi.
[62] Keel, Bill (September 2006). "Starburst Galaxies". University of Alabama. 2006-12-11 tarihinde erişildi.
[63] Keel, William C. (2000). "Introducing Active Galactic
Nuclei". The University of Alabama. 2006-12-06 tarihinde erişildi.
[64] Lochner, J.; Gibb, M.. "A Monster in the Middle". NASA.
2006-12-20 tarihinde erişildi.
[65] Keel, William C. (2000). "Introducing Active Galactic
Nuclei". The University of Alabama.2006-12-06 tarihinde erişildi.
[66] Heckman, T. M. (1980). "An optical and radio survey of
the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic
nuclei". Astronomy and Astrophysics 87: 152–164.200811-01 tarihinde erişildi.
[67] Ho, L. C.; Filippenko, A. V.; Sargent, W. L. W. (1997).
"A Search for “Dwarf” Seyfert Nuclei. V. Demographics
of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". Astrophysical
Journal 487: 568–578. doi:10.1086/304638.
[68] "Search for Submillimeter Protogalaxies". HarvardSmithsonian Center for Astrophysics. 1999-11-18.200701-10 tarihinde erişildi.
[69] McMahon, R. (2006). “Journey to the birth of the Universe”. Nature 443: 151. doi:10.1038/443151a.
[70] Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962).
"Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". Reports on Progress in Physics 136: 748.
doi:10.1086/147433.2008-11-01 tarihinde erişildi.
[71] ^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". Astrophysical
Journal 225 (1): 357–379. doi:10.1086/156499.
[72] Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). "The Nucleosynthetic
Signature of Population III". Astrophysical Journal 567
(1): 532–543. doi:10.1086/338487.
[73] Barkana, R.; Loeb, A. (1999). "In the beginning: the
first sources of light and the reionization of the universe". Physics Reports 349 (2): 125–238. doi:10.1016/
S0370-1573(01)00019-9.
[74] "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate
Galaxy Formation". Carnegie Mellon University. 200502-09. 2007-01-07 tarihinde erişildi.
[75] Massey, Robert (2007-04-21). "Caught in the act; forming
galaxies captured in the young universe". Royal Astronomical Society. 2007-04-20 tarihinde erişildi.
3.10. LİTERATÜR
[76] Noguchi, Masafumi (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks". Astrophysical Journal 514 (1): 77–95. doi:
10.1086/306932. 2007-01-16 tarihinde erişildi.
[77] Baugh, C.; Frenk, C. (May 1999). " How are galaxies made?". Physics Web. 2007-01-16 tarihinde erişildi.
[78] Gonzalez, G. (1998). "The Stellar Metallicity — Planet
Connection". Proceedings of a workshop on brown dwarfs
and extrasolar planets: 431. 2007-01-16 tarihinde erişildi.
[79] Conselice, Christopher J. (February 2007). “The Universe’s Invisible Hand”. Scientific American 296 (2): 35–41.
[80] Ford, H. et al (2002-04-30). "Hubble’s New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe". Hubble News
Desk.2007-05-08 tarihinde erişildi.
[81] Struck, Curtis (1999). "Galaxy Collisions". Galaxy Collisions 321.
[82] Wong, Janet (14 Nisan 2000). “Astrophysicist maps out
our own galaxy’s end” (İngilizce). University of Toronto. 11 Nisan 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20080411192639/http://
www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp. Erişim tarihi:
2010-01-25.
21
[93] Dubinski, John (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". Astrophysical Journal 502 (2): 141–149.
doi:10.1086/305901.
[94] Bahcall, Neta A. (1988). "Large-scale structure in the
universe indicated by galaxy clusters". Annual review of
astronomy and astrophysics 26: 631–686. doi:10.1146/
annurev.aa.26.090188.003215.
[95] Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.;
Sironi, G. (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Letters to
Nature 319: 751–753. doi:10.1038/319751a0.
[96] van den Bergh, Sidney (2000). "Updated Information on
the Local Group". The Publications of the Astronomical
Society of the Pacific 112 (770): 529–536. doi:10.1086/
316548.
[97] Tully, R. B. (1982). "The Local Supercluster". Astrophysical Journal 257: 389–422. doi:10.1086/159999.
[98] "Near, Mid & Far Infrared". IPAC/NASA. 2007-01-02
tarihinde erişildi.
[99] "The Effects of Earth’s Upper Atmosphere on Radio Signals". NASA. 2006-08-10 tarihinde erişildi.
[83] Panter, Ben; Jimenez, Raul; Heavens, Alan F.; Charlot, [100] "Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark MatStephane (2007). " The star formation histories of gater Visible". ScienceDaily. 2006-12-14. 2007-01-02 tarilaxies in the Sloan Digital Sky Survey”. Monthly Notihinde erişildi.
ces of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1550–
1564. doi: 10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. http:// [101] "NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star".
arxiv.org/abs/astro-ph/0608531. 22.01.2010 tarihinde
NASA. 2006-12-05.2007-01-02 tarihinde erişildi.
erişildi.
[102] Dunn, Robert. "An Introduction to X-ray Astronomy".
[84] Kennicutt Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994).
Institute of Astronomy X-Ray Group.2007-01-02 tarihin"Past and future star formation in disk galaxies". Astde erişildi
rophysical Journal 435 (1): 22–36. doi:10.1086/174790.
[85] Knapp, G. R. (1999). Star Formation in Early Type Galaxies. San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the
Pacific. ISBN 1-886733-84-8. OCLC 41302839.
[86] Adams, Fred; Laughlin, Greg (2006-07-13). "The
Great Cosmic Battle". Astronomical Society of the
Pacific.2007-01-16 tarihinde erişildi.
[87] Pobojewski, Sally (1997-01-21). "Physics offers glimpse into the dark side of the universe". University of
Michigan.2007-01-13 tarihinde erişildi.
[88] McKee, Maggie (2005-06-07). "Galactic loners produce
more stars". New Scientist. 2007-01-15 tarihinde erişildi.
[89] "Groups & Clusters of Galaxies”. NASA Chandra.200701-15 tarihinde erişildi.
[90] Ricker, Paul. "When Galaxy Clusters Collide”. San Diego
Supercomputer Center.2008-08-27 tarihinde erişildi.
[91] Ponman, Trevor (2005-02-25). "Galaxy Systems: Groups". University of Birmingham Astrophysics and Space
Research Group.2007-01-15 tarihinde erişildi.
[92] Girardi, M.; Giuricin, G. (2000). "The Observational
Mass Function of Loose Galaxy Groups". The Astrophysical Journal 540 (1): 45–56. doi:10.1086/309314.
3.10 Literatür
• Al-Biruni (2004). The Book of Instruction in the
Elements of the Art of Astrology. R. Ramsay
Wright (transl.). Kessinger Publishing. ISBN 07661-9307-1. https://books.google.com/books?id=
VbPna7GOoIEC&pg=PA87.
• Belkora, L. (2003). Minding the Heavens: the Story
of our Discovery of the Milky Way. CRC Press.
ISBN 0-7503-0730-7.
• Bertin, G.; Lin, C.-C. (1996). Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory. MIT Press. ISBN 0262-02396-2.
• Binney, J.; Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton University Press. ISBN 0-69100402-1. OCLC 39108765.
• Dickinson, T. (2004). The Universe and Beyond (4th
bas.). Firefly Books. ISBN 1-55297-901-6. OCLC
55596414.
22
BÖLÜM 3. GALAKSİ
• Heidarzadeh, T. (2008). A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple. Springer.
ISBN 1-4020-8322-X.
• Samanyolu
• Ho, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (2010). Galaxy Formation and Evolution (1
bas.). Cambridge University Press. ISBN 978-0521-85793-2.
• Süperküme
• Kepple, G. R.; Sanner, G. W. (1998). The Night Sky
Observer’s Guide, Volume 1. Willmann-Bell. ISBN
0-943396-58-1.
• Sarmal galaksi
• Teker (galaksi)
• Yerel Grup
3.12 Dış bağlantılar
• Merritt, D. (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton University Press. ISBN 9781-4008-4612-2.
• Astronomik Terimler Sözlüğü
• Mohamed, M. (2000). Great Muslim Mathematicians. Penerbit UTM. ISBN 983-52-0157-9. OCLC
48759017.
• Galaksiler, SEDS Messier sayfaları (İngilizce)
• Paul, E. R. (1993). The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924. Cambridge University Press. ISBN 0-521-35363-7.
• Sparke, L. S.; Gallagher III, J. S. (2000). Galaxies in
the Universe: An Introduction. Cambridge University
Press. ISBN 0-521-59740-4.
• Kâinat'ın haritası
• Kâinat atlası (İngilizce)
• galaksiler- Genel bilgi ve amatör gözlemler (İngilizce)
• Keşfedilen en eski galaksi (İngilizce)
• Galaksiler-BBC Radio 4’ün bir programı (İngilizce)
• Galaksi sınıflandırma projesi (İngilizce)
• Messier cisimleri (İngilizce)
• Van den Bergh, S. (1998). Galaxy Morphology and
Classification. Cambridge University Press. ISBN 0521-62335-9.
Messier Kataloğu
• Waller, W. H.; Hodge, P. W. (2003). Galaxies and
the Cosmic Frontier. Harvard University Press. ISBN Bahar açısına göre önceki: M | Bahar açısına göre sonraki: M
0-674-01079-5.
Katalog sırasına göre önceki: M | Katalog sırasına göre
sonraki: M
3.11 Ayrıca bakınız
• Ara sarmal galaksi
• Biçimsel Galaksi Sınıfları
• Çubuklu sarmal galaksi
• Çubuksuz sarmal galaksi
• Düzensiz galaksi
• Eliptik galaksi
• Galaksi halesi
• Galaksi kümeleri listesi
• Galaksi kümesi
• Galaksiler dizini
• Girdap galaksisi
• Messier Kataloğu
• NGC
Bakmak istediğiniz cisminin resmini seçiniz
Bölüm 4
Samanyolu
Samanyolu, ya da Kehkeşan,[3] içinde Güneş Sistemi'nin de bulunduğu gök ada. Yerel Küme'nin bir
parçası olan çubuklu sarmal türde bir gök adadır.
Gözlemlenebilir Evren'deki milyarlarca gök adadan sadece bir tanesidir. 23 Ekim 2015 Cuma günü RuhrUniversität Bochum üyesi Alman astronomlar tarafından
46 milyon piksellik “855.000X54.000” çözünürlükte Samanyolu galaksisi haritası yayınlanmıştır.
4.1 Tarihçe
4.1.1
rine “bu, Dünya’dan uzaktadır, atmosfere ait değildir” diyerek Aristo’nun görüşüne karşı çıktı.[7] İranlı astronom
Birûni (973-1048) Samanyolu Gök Adası’nın sayısız bulutsu yıldızlar yığını olabileceği görüşünü ortaya attı.[8]
İbn Bacce ise Samanyolu’nun pek çok yıldızdan oluştuğunu ve gözümüze sürekli bu şekilde görünmesinin Dünya atmosferindeki kırılımdan kaynaklanıyor olabileceğini
ileri sürdü.[9] İbn Kayyim El-Cevziyye (1292-1350), Samanyolu Gök Adası’nın sabit yıldızlar feleğinde bir araya gelmiş çok sayıdaki küçük yıldızlardan oluştuğunu ve
bu yıldızların gezegenlerden daha büyük olduklarını ileri
sürdü.[10]
Etimoloji
Galaksi adının kökeni, eski Yunancada bizim galaksimizi belirtmek üzere kullanılan “sütlü, süt gibi, sütsü” anlamlarına gelen galaxias (γαλαξίας) sözcüğü ya da “süt
dairesi” anlamındaki kyklos galaktikos (κύκλος γαλακτίκος) terimidir. Bu terim ve dolayısıyla Batı kültüründe
Samanyolu için kullanılan “Süt Yolu” terimi eski Yunan
mitolojisi'ndeki bir mitosdan kaynaklanır: Bir gece, Zeus
ölümlü bir kadından yaptığı oğlu Herakles'i farkettirmeden uykuya dalmış olan Hera'nın göğsüne koyar. Bebek
Herakles, Hera'nın memelerinden akan sütü içecek ve
böylece ölümsüz olacaktır. Fakat Hera, gece uyanıp tanımadığı bir bebeği emzirdiğini farkedince onu fırlatıp
atar ve boşalan memesinden çıkan süt de gece gökyüzüne fışkırıp akar. Hikâyeye göre geceleyin gökte sönük bir
ışıkla pırıldar halde gördüğümüz “Süt Yolu” (Türkçe’de
Samanyolu) denilen kuşak, böyle oluşmuştur.[4]
Samanyolu Gök Adası’nın birçok yıldızdan oluşmasının
ilk kanıtı Galileo Galilei’den geldi. 1610 yılında Samanyolu Gök Adası’nı bir teleskopla inceleyen Galilei, bunun çok sayıdaki yıldızın bir araya gelmesinden oluştuğunu farketti.[11] 1750’de İngiliz astronom ve matematikçi
Thomas Wright, “Evren'in orijinal bir teorisi ya da yeni hipotezi” adlı eserinde gök adanın Güneş Sistemi’ne
benzer tarzda, fakat daha büyük ölçekte, kütleçekim gü4.1.2 Keşif
cüyle birbirlerine bağlı çok sayıdaki dönen yıldızlardan
oluşmuş bir kitle olduğu görüşünü ortaya attı. Bunun soAntik çağda Grek filozofu Democritus (450–370 MÖ), nucunda bu düşünceye göre söz konusu yıldızların oluşgeceleyin gökyüzünde görünen Süt Yolu denilen ışıklı turduğu ve bizim de içinde bulunduğumuz bu disk, bizim
bölgenin uzak yıldızlardan oluşuyor olabileceğine dikkat gökyüzüne bakışımız açısından bize gökyüzünde Süt Yoçekmişti.[5] Aristo'nun (384-322 MÖ) düşüncesine gö- lu olarak görünüyor olabilirdi.[12]
reyse Süt Yolu büyük, birbirine bağlı çok sayıdaki yıl- Immanuel Kant, 1755'teki bilimsel incelemesinde Thodızın alevlenmesinden kaynaklanmaktaydı ve bu alevler mas Wright'ın düşünce ve çalışmalarını biraz daha ayrınDünya atmosferinin üst kısmında yer almaktaydı.
tılandırdı, gök adamızın da Güneş Sistemi’mize benzer
Arap astronom İbn-i Heysem (965-1037), Samanyo- biçimde kütleçekim ile bir arada tutulan ve dönen bir yıllu’nun ıraklık açısını gözlemleme ve ölçme girişiminde dız kümesi olduğunu (haklı olarak) ifade etti. Kant, ayrıbulundu;[6] Süt Yolu’nun ıraklık açısı yoktu. Bunun üze- ca o dönemde gözlemlenebilen birkaç bulutsunun da ayrı
23
24
BÖLÜM 4. SAMANYOLU
1785’te William Herschel tarafından sayılan yıldızlardan yola
çıkılarak hazırlanan Samanyolu diyagramı. O dönemde Güneş,
gök ada merkezine yakın olduğu zannedildiğinden gök ada merkezine yakın olarak işaretlenmiştir (Günümüzde Güneş'in gök
ada merkezine yaklaşık 28.000 ışık yılı uzaklıkta olduğunu biliyoruz.)
gök adalar olabilecekleri varsayımında bulundu. (Bu adın
verilme nedeni dürbünle bakıldığında ışık veren gaz bulutu gibi gözükmeleridir.) Samanyolu Gök Adası’nın biçimi ve Güneş’in gök ada içindeki konumu hakkındaki
ilk girişim, 1785’te gökyüzünün farklı bölgelerindeki yıldızları özenle sayan William Herschel’den geldi. Hersc- Samanyolu galaksisi ve kolları
hel, Güneş Sistemi’ni merkeze yakın bir yere koyarak gök
adanın biçimini gösteren bir diyagram hazırladı.[13][14]
4.3 Tıklanabilir
Jacobus Kapteyn, hassas bir yaklaşım sergileyerek
1920’deki çiziminde Güneş’in merkeze yakın bulunduğu elips biçimli küçük bir gök ada tasarladı. Farklı bir
yöntem uygulayan Harlow Shapley ise küresel kümeler
kataloğu çalışmasında kendinden öncekilerden tümüyle
farklı olarak gök adamızı Güneş’in merkezden uzak olduğu yaklaşık 70 kiloparsek yarıçapındaki yassı bir disk
biçiminde tasarladı.[12] Her iki hatalı çalışma da galaktik düzlemde ışığın yıldızlararası toz vasıtasıyla soğurulmasını hesaba katmamıştı. Soğrulma, ancak Robert Julius Trumpler’in 1930’da açık yıldız kümeleri üzerinde
çalışırken bu etkiyi ölçmesinden sonra hesaba katılmaya
başlandı ve günümüzdeki gök ada görünümü kuramlarına
ulaşıldı.[15]
harita
Tıklanabilir harita, en az 200 milyar yıldız içeren ve sarmal bir gök ada olan Samanyolu'nun tümünü göstermektedir. Güneş'imiz, merkezden 26.000 ışık yılı uzaklıkta
Avcı kolu'nun derinliklerinde gizlenmiştir. Gök adamızın
merkezine doğru olan yıldızlar, bizim bulunduğumuz yerdekilere göre birbirlerine çok daha yakındır. Ayrıca gök
ada düzleminin oldukça dışında yer alan küçük küresel
yıldız kümelerinin varlığına da dikkat edilmelidir. Yine
dikkat edilmesi gereken bir başka konu da gök adamız tarafından yavaşça yutulan bir cüce gök adanın (Cüce Yay)
varlığıdır.
Samanyolu gök adası (tıklanabilir harita)
4.4 Kaynaklar
Samanyolu galaksisinin güneş sisteminden görünümünün 360 derece panoramik fotoğrafı.
4.2 Yapısı
Samanyolu'nun şekli hakkındaki yaygın görüş, onun bir
çubuklu sarmal galaksi olduğu yönündedir. Merkezdeki
çubuk şeklindeki yıldız yoğunlaşmasının iki ucundan
logaritmik spiral şeklinde uzayan iki ana kol ve yardımcı kollar, galaksinin şeklini oluşturur. Bu görüş
ilk olarak 1990'larda gündeme gelmiş,[16] 2005 yılında Spitzer Uzay Teleskobu'ndan alınan bilgilerle
kuvvetlendirilmiştir.[17]
[1] Bissantz, Nicolai (2003). “Gas dynamics in the Milky
Way: second pattern speed and large-scale morphology”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 340: 949. DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06358.x.
arΧiv:astro-ph/0212516.
[2] Kogut, A.; Lineweaver, C.; Smoot, G. F.; Bennett,
C. L.; Banday, A.; Boggess, N. W.; Cheng, E. S.; de
Amici, G.; Fixsen, D. J.; Hinshaw, G.; Jackson, P.
D.; Janssen, M.; Keegstra, P.; Loewenstein, K.; Lubin,
P.; Mather, J. C.; Tenorio, L.; Weiss, R.; Wilkinson,
D. T.; Wright, E. L. (1993). “Dipole Anisotropy
in the COBE Differential Microwave Radiometers
First-Year Sky Maps”. Astrophysical Journal 419:
1. DOI:10.1086/173453. http://adsabs.harvard.edu/
cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...419....1K.
Erişim tarihi: 2007-05-10.
[3] tureng: kehkeşan
4.5. AYRICA BAKINIZ
[4] Koneãn˘, Lubomír. "Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way gALAXY"
(PDF). Academy of Sciences of the Czech Republic. Retrieved on 2007-01-05.
[5] Burns, Tom (2007-07-31). “Constellations reflect heroes,
beasts, star-crossed lovers”. The Dispatch. Retrieved on
2008-03-18.
[6] Mohamed, Mohaini (2000), Great Muslim Mathematicians, Penerbit UTM, pp. 49–50, ISBN 983-52-0157-9,
OCLC 48759017
[7] Bouali, Hamid-Eddine; Zghal, Mourad; Lakhdar, Zohra
Ben (2005). "Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography" (PDF). The Education and Training in Optics
and Photonics Conference. Retrieved on 2008-07-08.
[8] O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F., " Abu Rayhan
Muhammad ibn Ahmad al-Biruni”, MacTutor History of
Mathematics archive.
[9] Josep Puig Montada (September 28, 2007). “Ibn Bajja”.
Stanford Encyclopedia of Philosophy. Retrieved on 200807-11.
[10] Livingston, John W. (1971), “Ibn Qayyim al-Jawziyyah:
A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation”, Journal of the
American Oriental Society 91 (1): 96–103 [99], doi:10.
2307/600445
[11] O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (November 2002).
"Galileo Galilei". University of St. Andrews. Retrieved on
2007-01-08.
[12] Evans, J. C. (1998-11-24). "Our Galaxy". George Mason
University. Retrieved on 2007-01-04.
[13] Marschall, Laurence A. (1999-10-21). "How did scientists determine our location within the Milky Way galaxy-in other words, how do we know that our solar system is
in the arm of a spiral galaxy, far from the galaxy’s center?". Scientific American. Retrieved on 2007-12-13.
[14] Kuhn, Karl F.; Koupelis, Theo (2004). In Quest of the
Universe. Jones and Bartlett Publishers. ISBN 0-76370810-0. OCLC 148117843.
25
4.5 Ayrıca bakınız
• Gök ada
4.6 Dış bağlantılar
• A 3D map of the Milky Way Galaxy
• Milky Way – IRAS (infrared) survey wikisky.org
• Milky Way – H-Alpha survey wikisky.org
• Running Rings Around the Galaxy Spitzer Space
Telescope News
• The Milky Way Galaxy, SEDS Messier pages
• MultiWavelength Milky Way, NASA site with images and VRML models
• Milky Way Explorer, detailed images in infrared
with radio, microwave and hydrogen-alpha as well
• Face-on Milky Way maps, within about 10 thousand
parsecs
• The Milky Way at the Astro-Photography Site Of
Mister T. Yoshida.
• Widefield Image of the Summer Milky Way
• Proposed Ring around the Milky Way
• Milky Way spiral gets an extra arm, New Scientist.com
• Possible New Milky Way Spiral Arm, Sky and Telescope.com
• The Milky Way spiral arms and a possible climate
connection
• Galactic center mosaic via sun-orbiting Spitzer infrared telescope
• Milky Way Plan Views, The University of Calgary
Radio Astronomy Laboratory
[15] Trimble, V. (1999). "Robert Trumpler and the
(Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society (31): 1479. Retrieved on
2007-01-08.
• Our Growing, Breathing Galaxy, Scientific American Magazine (January 2004 Issue)
[16] Chen, W; Gehrels, N.; Diehl, R.; Hartmann, D. (1996).
“On the spiral arm interpretation of COMPTEL ^26^Al
map features”. Space Science Reviews 120: 315–316. http:
//adsabs.harvard.edu/abs/1996A&AS..120C.315C. Erişim tarihi: 2007-03-14.
• Digital Sky LLC, Digital Sky’s Milky Way Panorama and other images
[17] “Bar at Milky Way’s heart revealed”. New Scientist. 16 Ağustos 2005. 1 Temmuz 2015 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20150701170354/http://www.newscientist.com/article/
dn7854--bar-at-milky-ways-heart-revealed.html.
Erişim tarihi: 2009-06-17.
• Deriving The Shape Of The Galactic Stellar Disc,
SkyNightly (March 17, 2006)
• A new view of the Milky Way galaxy obtained by the
Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE)
on NASA’s Cosmic Background Explorer satellite
(COBE).
• Image of Milky Way galaxy arms, Chandra X-ray
Observatory Center
26
BÖLÜM 4. SAMANYOLU
• The 1920 Shapley – Curtis Debate on the size of the
Milky Way
• Milky Way Voyage – India’s First & Largest Star
Party
• Astronomy Picture of the Day:
• Composite image of the Milky Way
• Milky Way Illustrated
• Barred Spiral Milky Way (Illustrated)
• Radioactive Clouds in the Milky Way
• Milky Way Molecule Map
• The Milky Way’s Gamma-Ray Halo
• Moving Milkyway seen from Teneriffe without any
lightpollution
• Multi-Gigapixel Infrared Milky Way A zoomable,
annotated version of the Spitzer Space Telescope
GLIMPSE survey.
Bölüm 5
Gezegen
2.
Venüs
3.
Dünya
4.
Mars
5.
Jüpiter
6.
Satürn
7.
Uranüs
8.
Neptün
Bu sekiz gezegenin dışında daha önce gezegen olarak tanımlanan Plüton IAU'nun yeni tanımlamasına göre Cüce
Gezegen olarak kabul edilmektedir.
Bu gezegenlerin en büyüğü Eris’tir. 1995 yılında Michel
Mayor ve Didier Queloz tarafından 51 Pegasi adlı yıldızın
çevresinde dönen bir gök cismi keşfedildiğinde, bu cismin 'gezegen' olarak tanımlanması uygun görüldü. 19952005 yılları arasında yapılan gözlemlerle, 100'ü aşkın değişik yıldız çevresinde dolanan 150'den fazla gezegen buGüneş sistemimizin sekiz gezegeni. (Büyüklükler ve uzaklıklar öl- lundu. Güneş Sistemi gezegenleri ile karıştırılmaması için
çeklenmemiştir. Bir uydu olmasına rağmen ay resimde görülmek- bu cisimlere 'Güneş dışı gezegenler' veya Güneş Sistemi
dışı gezegenler adı verilmektedir. Yine karışıklığı önletedir.)
mek amacıyla, bu tür gezegenlerin yıldızları ile birlikte
oluşturdukları sistemlere genel olarak gezegen sistemi ya
Gezegen veya seyyare, bir yıldızın etrafında dolanan gök da 'yıldız sistemi' adı verilmektedir. 'Güneş Sistemi' adı
cismidir. Dar anlamıyla, Güneş Sistemi içinde, Güneş'in ise, yalnızca özel ad olarak Güneş ve uydularının oluşturdoğrudan uydusu olan ve Uluslararası Gökbilim Birliği duğu gezegen sistemini tanımlamada kullanılır.
(IAU) tarafından bu tanıma uygun bulunmuş sekiz gök
cismini belirlemede kullanılır. Güneş Sistemi'nde, resmî
olarak kabul edilen 'sekiz gezegen'den başka, bu cisimlerle boyut, yörünge ve fiziksel özellikler açısından aynı 5.1 Güneş dışı gezegenler
gruba konabilecek yeni gök cisimlerinin keşfedilmesi, bir
yandan da başka yıldızların etrafında da Güneş Sistemi
gezegenlerine benzer gök cisimlerinin dolandığının saptanması, 'gezegen' tanımının sınırlarının bulanıklaşması- Güneş dışı gezegen, Güneş Sistemi'nin dışında ve başka
na neden olmuştur.
bir yıldızın yörüngesinde bulunan gezegendir. 1990'lı yılUluslararası Gökbilim Birliği'nin (IAU), kabul ettiği Gü- larda teknolojinin yeteri kadar gelişmesiyle ilk defa doneş Sistemi'nin sekiz gezegeni, Güneş'e yakınlık sıraları- laylı olarak bir Güneş dışı gezegen tespit edilmiştir. Bugüne kadar 800'den fazla Güneş dışı gezegen tespit edina göre şunlardır:
lip doğrulanmıştır. Bu gezegenler Güneş Sistemi'nin gezegenlerine nazaran çok uzakta olmasından dolayı çoğu
1.
Merkür
Jüpiter'i andıran gaz devleridir.
27
28
BÖLÜM 5. GEZEGEN
5.2 Tarih boyunca gezegen kavramı
• Stern & Levinson’s article “Regarding the criteria
for planethood and proposed planetary classification schemes.”
• Gravity Rules: The Nature and Meaning of Planethood; S. Alan Stern; 22 Mart, 2004
• BBC: “Planets plan boost tally 12” 2006-08-16
• BBC: “Pluto loses status as a planet” 2006-08-24
• BBC: “Pluto vote 'hijacked' in revolt” 2006-08-25
5.5.2 Diğer bağlantılar
• 3 Boyutlu Gökyüzü Haritası, 50000 Quaoar, 90377
Sedna ve diğer astreoidlerin konumları
Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin yörüngeleri
1992 yılında, o ana kadar Kuiper Kuşağı'nın bilinen tek
üyesi Plüton gezegeni iken, (15760) 1992 QB1 geçici
adıyla tanınan 'ilk Kuiper Kuşağı cismi'nin bulunması ve
bunu kısa sürede çok sayıda yenilerinin izlemesi ile bu
yeni gök cisimi sınıfı bir kavram olarak netleşmeye başladı. Plüton konusunda bilimsel anlamda bir bildiri yayınlamak zorunda kaldı. 2003 yılında Plüton'un yarısı
çapındaki 50000 Quaoar'ın, 2004'te ise neredeyse Plüton büyüklüğünde 90377 Sedna'nın keşfi, Plüton'un diğer Kuiper Kuşağı cisimlerinden (Kuiper Belt ObjectsKBO) fazla ayrıcalıklı olmadığını göstermesi bakımından önemli görüldü. 29 Temmuz 2005'te açıklandı. Bunlardan 2003 UB313 adlı olanı, Plüton'dan daha büyük olması nedeni ile bazılarınca 10.cu gezegen ilan edilirken
bir yandan da Plüton'un gezegen sıfatının gözden geçirilmesi tartışmaları yeniden alevlendi.
5.3 Kaynaklar
5.4 Ayrıca bakınız
• cüce gezegen (dwarf planet)
• küçük gezegen (minor planet)
5.5 Dış bağlantılar
5.5.1
Tanımlama ve yeniden sınıflandırma
tartışması
• Working definition of “planet” from IAU WGESP
— the lower bound remained a matter of consensus
in February 2003* Steven Soter’s article "What is
a Planet" in Scientific American, January 2007, pp
34–41.
• Uzay Kampı Türkiye Websitesi
• International Astronomical Union
• Solar System Live (an interactive orrery)
• Solar System Viewer (animation)
• Pictures of the Solar System
• NASA Planet Quest
• Illustration comparing the sizes of the planets with
each other, the sun, and other stars
Bölüm 6
Dünya
Dünya; (Yerküre), Güneş Sistemi'nde Güneş'e en yakın 6.1.1
üçüncü gezegendir. Güneş Sistemi'ndeki en yoğun ve beşinci büyük gezegendir. Şu an için üzerinde yaşam olduğu
bilinen tek gezegendir.
Katı ya da 'kaya' ağırlıklı yapısı nedeniyle üyesi bulunduğu yer benzeri gezegenler grubuna adını vermiştir. Bu gezegen grubunun kütle ve hacim açısından en büyük üyesidir. Büyüklükte, Güneş Sistemi'nin 8 gezegeni arasında
gaz devlerinin büyük farkla arkasından gelerek, beşinci
sıraya yerleşir. Tek doğal uydusu Ay'dır. Yeryüzü, Yerküre, Mavi Gezegen ya da Latince adıyla Terra olarak da
anılır.
6.1 Yerkürenin oluşumu
Yapılan araştırmalar sonucu gezegeninin yaşı 4,467 milyar yıl olarak hesaplanmıştır. Geçen bu zaman dilimi, karmaşık bileşik yapılar ve içerdiği elementler göze alındığında, Güneş, Dünya ve diğer gezegenler dahil
Güneş Sistemi'ndeki yapıları oluşturan moleküler bulutsunun kaynağı, ömrünü önceden tamamlamış bir genç
tip yıldızın dağılmış artıklarının ve yıldızlar arası maddenin bir merkez etrafında dönerek gittikçe yoğunlaşmasıyla oluşmuştur. Merkezde yoğunlaşan hidrojen ve helyum
molekülleri yeni bir G2 türü yıldızı, yani Güneş'i oluşturmaya başlamış, çevre disklerdeki yoğunluklu bölgelerde
ise gezegenler oluşmaya başlamıştır. Dünya ise Güneş'e
3. sırada yakınlıkta bulunan karasal bir iç gezegendir.
Oluşum diskleri süreci veya sonrasında bu karasal gezegenler, ağır göktaşı çarpışmalarına sahne olmuştur. Göktaşları yapısında bulunan donmuş buzlar, silikat ve metal yapılar, karaların ve okyanuslarının oluşmasını sağlamış, merkezde yoğunlaşan ağır demir ve nikel elementleri
ise gezegenimizin çekirdeğini oluşturmuştur. Ağır göktaşı bombardımanı, asteroid kuşağının Jüpiter'in güçlü çekim etkisi sonucu daha kararlı hale gelmesiyle gittikçe
azalmıştır. Uygun koşullar oluştuğunda gelişmeye başlayan canlı hayat sonrasında özellikle bitkiler ve yaptıkları fotosentez ile atmosfer'imizin yapısal bileşimi önemli
oranda değişmiş ve oksijen oranının yükselmesine neden
olmuştur.
Dünya'nın yaşı
Dünya'nın yaşı doğrudan doğruya kayaçların yaşıyla ölçülemez. Çünkü bilinen en yaşlı kayaçlar bile bugün
artık yeryüzünde var olmayan daha yaşlı kayaçlardan
oluşmuştur. Bugüne kadar saptanabilen en yaşlı kayaçlar
Grönland'ın batısında bulunmuştur ve 4,1 milyar yaşındadır.
Bugün Dünya'nın yaşını hesaplamak için elde edilen en
iyi yöntem radyoaktif elementlerin yarılanmaları sonucu başka elementlere dönüşümleridir. Örneğin radyoaktif uranyum elementinin uranyum-238 ve uranyum-235
gibi iki ayrı tipte atomu (izotop) vardır. Bu atomların
ikisi de çok yavaş bir süreçle kurşun atomlarına dönüşür. Öbür uranyum izotopundan biraz daha ağır olan
uranyum-238'in dönüşümüyle daha hafif bir kurşun izotopu olan kurşun-206, uranyum-234'in dönüşümüyle de
biraz daha ağır bir izotop olan kurşun-207 atomları oluşur. Uranyum-235'in kurşuna dönüşme hızı uranyum238'in dönüşme hızından altı kat daha fazladır. Bu nedenler, incelenen bir kayaçtaki kurşun-206 ve kurşun207 atomlarının oranı kayacın yaşına bağlı olarak değişir. En yaşlı olduğu düşünülen bir kurşun minerali ile bugün okyanuslarda oluşan kurşunun izotop yapısı arasındaki fark, ancak bu iki örneğin oluşumları arasında 4,55
milyar yıllık bir zaman dilimi olmasıyla açıklanır. Bu süre
de Dünya'nın yaşı olarak kabul edilir.
6.2 Biçimi
Dünya'nın üzerindeki topografik oluşumlar ve kendi ekseni etrafındaki eksantrik hareketi nedeniyle düzgün bir
geometrisi yoktur. Geoibs bir biçimdedir, fakat ekvatordaki yarıçapı kutuplardaki yarıçapından fazladır. Bu kutuplarından basık, ekvatordan şişik özel küresel geometrik şekil geoit (Latince, Eski Yunanca Geo “dünya”) yani
"Dünya şekli" diye adlandırılır. Referans küremsinin ortalama çapı 12.742 km'dir (~40.000 km/π). Yer'in ekseni
29
30
BÖLÜM 6. DÜNYA
etrafında dönmesi ekvatorun dışarı doğru biraz fırlamasına neden olduğu için ekvatorun çapı, kutupları birleştiren çaptan 43 km daha uzundur. Ortalamadan en büyük
sapmalar, Everest Dağı (denizden 8.848 m yüksekte) ve
Mariana Çukuru dur (deniz seviyesinin 10.924 m altı).
Dolayısıyla ideal bir elipsoide kıyasla Yer'in %0,17'lik toleransı vardır. Ekvatorun şişkinliği yüzünden Yer'in merkezinden en yüksek nokta aslında ekvatordadır.
6.3 Katmanları
Dünyamız 5 farklı katmandan oluşur :
6.4 İç yapısı
24 Aralık 1968, Apollo 8'den Dünya'nın Ay Üzerinde doğuşu
Yerin içi, diğer gezegenler gibi, kimyasal olarak tabakalardan oluşur. Yerin silikattan oluşmuş bir kabuğu, yüksek viskoziteli bir mantosu, akışkan bir dış çekirdeği ve Depremlerin nedeni, yer kabuğundaki bir kırıkla birbirinden ayrılan iki büyük kütlenin (levhanın) birdenbire
katı halde bir iç çekirdeği vardır.
harekete geçerek üst üste binmesi ya da uzaklaşması soYerin tabakaları aşağıda belirtilen derinliklerdedir:
nucunda yer kabuğunun şiddetle ileri geri sarsılmasıdır.
Büyük bir depremde bazi titreşimler Dünya'nın öbür yüEkzosfer
Termosfer Ölçeksiz
zündeki dairesel bir alanda “odaklanır”. Buna karşılık baMezosfer
Stratosfer
zı titreşimler çekirdeği aşıp öbür yana geçmez. Böylece
Troposfer
Dünya'nın öbür yüzünde hiçbir titreşimin duyulmadığı
Yerkabuğu
halka biçiminde bir “gölge” belirir. Bu gölgenin boyutÜst Manto
ları ölçülerek çekirdeğin büyüklüğü hesaplanabilir. AyAlt Manto
rıca deprem titreşimlerinin yayılma hızı saptanarak içinDış yerçekirdek
den geçtikleri maddelerin yoğunluğu, dolayısıyla bileşimi belirlenebilir. Eritilmiş kayaçlarla yapılan laboratuvar
İç yerçekirdek
deneyleri bu çalışmalara büyük ölçüde ışık tutar. DünÖlçekli
ya'nın yüzeyi, kalınlığı 6 ile 70 km arasında değişen bir
"kabuk" katmanıyla örtülüdür. Yerkabuğu denen bu katman daha ağır maddelerden oluşan ve 2.865 km derine
inen çok kalın "manto" katmanının üzerine oturur. ManDünya'nın dış kabuğu ile bu kabuğun üzerindeki atmosfer tonun bittiği yerde Dünya'nın merkezine kadar 3.473 km
(hava) ve hidrosfer (okyanuslar ve denizler) katmanları boyunca uzanan "çekirdek" başlar. Jeologlara göre, içtedoğrudan gözlemle incelenebilir. Oysa Dünya'nın iç bö- ki manto katmanı çok büyük kabarma hareketleri sonulümlerine ulaşarak yapısını doğrudan inceleme olanağı cunda yerkabuğunu iterek birçok yerde yüzeye çıkmışyoktur. Dünya'nın iç yapısına ilişkin bütün bilgiler dep- tır. Ayrıca normal olarak yerkabuğunun yapısında bulunremlerin incelenmesinden ve Dünya'nın içinde var oldu- mayan bazı kayaçlar da yanardağı hareketleri nedeniyle
ğu düşünülen maddeler üzerindeki deneylerden elde edil- Dünya'nın yüzeyine ulaşmıştır. Jeologlar bu verilere damiştir. Yanardağların varlığına ve yer kabuğunun yüze- yanarak mantonun üst kesimlerinin "ültrabazik" korkayindeki ısı akışı ölçümlerine dayanarak Dünya'nın iç bö- yaçlardan oluştuğunu ileri sürerler. Bir yanda asit kayaç
lümlerinin çok sıcak olduğunu biliyoruz. Yer kabuğunun olarak nitelenen granitin yer aldığı kayaç sınıflandırmasıderinliklerine doğru indikçe kayaçların sıcaklığı her ki- nın öbür ucunda bulunan bu ültrabazik kayaçlar ağır delometrede 30 °C kadar yükselir. Böylece; kabuğun en mir ve magnezyum silikatlardan oluşur. Mantonun alt böalt katmanlarının çok daha üstünde yer alan kayaçlar kı- lümlerinin de aynı yapıda, ama daha ağır ve yoğun olduğu
zıl kor haline dönüşür. Aslında Dünya'nın büyüklüğüne sanılmaktadır. Çekirdeğin yapısındaki maddeler ise hem
oranla yer kabuğu çok incedir. Eğer Dünya'yı bir futbol mantodakilerden daha ağır, hem de hiç değilse çekirdetopu büyüklüğünde düşünürsek kabuğu da ancak topun ğin dış bölümünde sıvı haldedir. Buna karşılık çekirdeğin
üzerine yapıştırılmış bir posta pulu kalınlığındadır. Ka- içinin manto ve kabuk gibi katı olduğu sanılıyor. Yerçebuğun altında kalan kayaçlar ise akkor sıcaklığına kadar kirdeğinde olağanüstü bir basınç vardır. Bilinen elementlerin çoğu böylesine büyük bir basınç altında çok yoğunulaşır.
6.6. LEVHA HAREKETLERİ
31
laşmış olarak bulunabilir; ama jeologların genel kanısı, rı ve bazı uzun kırıklar yalnızca levhaların kenarlarında
bazı demirli göktaşları (meteoritler) gibi çekirdeğin de oluşur; bu kırıkların olduğu yerlerde de levhalar kayarak
metal halindeki nikel ve demirden oluştuğudur.
birbirinin üstüne binebilir. Levhalardan çoğunun üzerinde bu levhalarla birlikte hareket eden bir ya da birkaç kıta bulunur. Nitekim, bir zamanlar iki kıtaya ayıran okyanus kabuğunun çökmesiyle kıtalar bazı yerde birbiri6.5 Yer kabuğu
ne iyice yaklaşmış, hatta üst üste binmiştir. Örneğin aralarındaki okyanus kabuğu çökmesi sonucunda Hindistan
ile Asya kıtası çarpışmış ve iki karanın kenarları yükselerek Himalaya Dağları'nı oluşturmuştur. Büyük ve şiddetli
depremlerin hemen hepsi bu levhaların kenarlarında, bir
levhanın öbürünün altına girmesiyle olur. Aynı biçimde,
en etkin yanardağlar da okyanus kabuğunun ya İzlanda'da
olduğu gibi yükselerek sırta dönüştüğü ya da Andlar'da
olduğu gibi çökerek kıtaların altına girdiği yerlerde bulunur.
NASA tarafından, çok sayıda fotoğraf bir araya getirilerek oluşturulmuş, yeryüzünün birleşik gece görüntüsü. Parlak ışıklı bölgelerde insan eliyle yapılmış aydıntlatmalar görülüyor. Avrupa
kıtası, Hindistan, Japonya, Nil boyu ve Amerika ile Çin Halk
Cumhuriyeti'nin doğu kesimlerindeki yoğun nüfuslanma net olarak anlaşılabilirken Orta Afrika, Orta Asya, Amazonlar ve
Avustralya'da seyrek yerleşimler göze çarpıyor.
Yer kabuğu mantoya oranla daha hafif maddelerden oluşmuştur ve bu iki katman arasındaki geçiş bölgesi neredeyse kesadamin bir sınır çizer. Bu geçiş bölgesi, böyle bir sınırın varlığını ilk kez saptayan Yugoslav bilim adamı Andrija Mohoroviçiç'in (1857-1936) adıyla
"Mohoroviçiç süreksizliği" kısaca “M-süreksizliği” ya da
“moho” olarak anılır. Bu sınırın varlığını gösteren en
önemli kanıt yer kabuğundaki deprem titreşimlerinin süreksizlik bölgesinden geçip mantoya ulaştığında birdenbire hızlanmasıdır.
Yer kabuğu okyanusların ve denizlerin altında uzandığı zaman “okyanus kabuğu"; kıtaları oluşturduğu zaman
da “kıta kabuğu” olarak adlandırılır. Okyanus kabuğunun
kalınlığı 6–8 km arasındadır. Oysa ortalama kalınlığı 40
kilometreyi bulan kıta kabuğu yüksek sıradağların altında
60-70 kilometreye ulaşır.
Okyanus kabuğu üç katmandan oluşur. En alt katman,
yerin derinlerindeki erimiş maddelerin (magmanın) katılaşmasıyla oluşan korkayaçlardır. Orta katman yanardağ
lavlarından, üst katman ise temel olarak kum ve çamur
gibi tortullardan oluşur. Okyanus kabuğu sürekli hareket
halindedir. Bu nedenle kabukta okyanus sırtları boyunca
çatlaklar oluşur ve bu çatlakların arasından yüzeye çıkan
erişmiş maddelerin sertleşmesiyle okyanus kabuğuna yeni katmanlar eklenir. Bu yeni kabuk sertleştikten sonra
yılda 1 ile 10 cm kadar ilerleyerek yavaş yavaş okyanus
sırtından iki yana doğru yayılır. Böylece okyanus sırtları
suyun altında yüksek sıradağlar oluşturur.
Okyanus tabanının yanlara doğru yayılarak genişlemesi
çok çarpıcı bir biçimde kanıtlanmıştır. Bu kanıtlamanın
en önemli dayanak noktası da Dünya'nın magnetik alanının yukarıda anlatıldığı gibi zaman zaman yön değiştirmesidir. Yerkabuğunun derinliklerindeki erimiş magma
yüzeye çıkarak kristalleşirken bazı mineral parçacıkları
mıknatıslanır. Böylece her biri Dünya'nın magnetik kutuplarını gösteren küçük birer mıknatısa dönüşür. Jeologlar yaşları bilinen lav katmanlarının, yapılarındaki mıknatıslanmış parçacıklar bazen kuzey, bazen güney magnetik
kutbuna yönelecek biçiminde yan yana yerleştiğini saptamışlardır. Bunun nedeni, bir katmandaki mıknatıslanmış parçacıkların kuzey ve güney kutuplarının Dünya'nın
magnetik kutuplarına uygun olarak dizilmesi, sonra magnetik kutuplar yön değiştirdiğinde üstteki yeni katmanda bulunan parçacıkların bir önceki katmandakilere ters
yönde yerleşmesidir. Kısacası okyanus kabuğu magnetik
bantlı dev bir kayıt aleti, yani bir teyp gibi Dünya'nın
magnetik alanındaki bütün değişiklikleri bir bir kaydetmiştir.
6.6 Levha hareketleri
Levha hareket teorisi'ne (tektonik levha teorisi olarak
da bilinir) göre Yer'in en dış kısmı iki tabakadan oluşur:
kabuğu da kapsayan litosfer ve mantonun katılaşmış dış
kısmı. Litosferin altında astenosfer bulunur, bu mantonun
yüksek viskoziteli olan iç kısmıdır.
Litosfer, astenosferin üzerinde, tektonik levhalara ayrılmış bir halde yüzmektedir. Bu plakalar belli temas noktalarında üç tür hareketten birini gösterirler: yaklaşma,
uzaklaşma veya yan yana kayma. Bu temas noktalarında depremler, volkanik faaliyetler, dağ oluşumları ve
okyanus dibi hendekler oluşur.
Yerkabuğu çok sayıda eğri levhanın yan yana dizilmesiyle
oluşan bir bütün olarak düşünebilir. Bu levhalar manto- Ana plakalar şunlardır:
nun oldukça yumuşak üst katmanına oturduğu için sağa
• Afrika levhası, Afrika'yı kapsar.
sola hareket edebilir. Okyanus sırtları, okyanus çukurla-
32
BÖLÜM 6. DÜNYA
• Antarktik plakası, Antarktika'yı kapsar
• Avustralya plakası, Avustralya'yı kapsar. (Hint plakası ile 53 milyon yıl önce birleşmiştir)
• Avrasya levhası, Asya ve Avrupa'yı kapsar.
• Kuzey Amerika plakası, Kuzey Amerika ve kuzeydoğu Sibirya'yı kapsar
• Güney Amerika plakası, Güney Amerika'yı kapsar.
• Büyük Okyanus plakası, Büyük Okyanus'unu kapsar
Önemli küçük plakalar arasinda Hint plakası, Arap Levhası, Karaip plakası, Nazka plakası, Skotia plakası ve
Anadolu Levhası sayılabilir.
Dünyanın kendi çevresinde dönüşünü gösteren bir canlandırma
6.7 Aşınma
6.9 Dünya'nın yüzeyi
Kıtaları oluşturan güç, levha hareketlerinin motoru olan
Yer'in iç enerji kaynağıysa, çok daha büyük bir dış enerji kaynağı, kıtaları aşındırarak yok etme sürecinde etkili
olur: Güneş enerjisi. Atmosfer hareketlerini ve su döngüsünü sürdürmek için gerekli enerjiyi sağlayan güneş ışınları, su ve rüzgar aşındırması ile kıta yüzeylerinden koparılan minerallerin yine bu iki araç yardımıyla okyanus
tabanlarına taşınarak çökmesine yardımcı olur. Bu mekanizma ile okyanus kabuğu üzerinde gittikçe kalınlaşarak
biriken tortul kaya katmanı, dalma-batma mekanizması
sırasında yerküre içlerine taşınarak yeniden erir.
Aşınma mekanizması, suyun yerçekimi etkisi altındaki
hareketlerini izler, yüksek dağların aşınarak alçalmasına,
okyanus derinliklerinin dolarak yükselmesine yol açar,
sonuçta yer yuvarlağının girinti ve çıkıntılarının törpülenerek çekim etkisi ile belirlenmiş ideal jeoit biçimine
yaklaşması yönünde çalışır.
6.8 Dünya'nın hareketi
Sürekli olarak hareket eden Dünya'nın iki çeşit hareketi vardır. Bu hareketlerden birisi kendi ekseni etrafında
olur ve batıdan doğuya doğrudur. Bu dönmesini 23 saat, 56 dakika, 4.098903691 saniyede tamamlar.[20] Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki bu dönmesi ile birlikte
olan ikinci hareketi güneş etrafındadır. Güneş etrafında Dünya, elips şeklinde çok geniş bir yörünge üzerindeki hareketini de 365 gün, 5 saat, 48 dakika, 9 saniye, 763.545,6 mikrosaniyede,[20] yani bir yılda tamamlar.
Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki ve güneş etrafındaki
bu iki hareketi, iki önemli olaya sebep verir. Kendi ekseni etrafında dönmesi ile gece ve gündüz, güneş çevresinde
23 derece 27 dakika eğiklikle dönmesi mevsimleri oluşturur ve mevsimlerin ardalanmasını sağlar.
Dünya'nın yüzölçümü 509.200.000 km2 dir. Bunun %70'i
360.600.000 km2 ile denizleri; %30'u 148.600.000 km2
ile karaları oluşturur.
Kuzey kutup çevresinde karalarla çevrilmiş bir deniz, Güney Kutup çevresinde denizlerle kuşatılmış bir kara parçası vardır.
6.10 Notlar
[1] All astronomical quantities vary, both secularly and
periodically. The quantities given are the values at the instant J2000.0 of the secular variation, ignoring all periodic
variations.
[2] aphelion = a × (1 + e); perihelion = a × (1 - e), where a is
the semi-major axis and e is the eccentricity.
[3] The reference lists the longitude of the ascending node as
−11.26064°, which is equivalent to 348.73936° by the fact
that any angle is equal to itself plus 360°.
[4] The reference lists the longitude of perihelion, which
is the sum of the longitude of the ascending node
and the argument of perihelion. That is, 114.20783° +
(−11.26064°) = 102.94719°.
[5] Due to natural fluctuations, ambiguities surrounding ice
shelves, and mapping conventions for vertical datums,
exact values for land and ocean coverage are not meaningful. Based on data from the Vector Map and Global Landcover datasets, extreme values for coverage of lakes and
streams are 0.6% and 1.0% of the Earth’s surface. The ice
shields of Antarctica and Greenland are counted as land,
even though much of the rock which supports them lies
below sea level.
6.12. AYRICA BAKINIZ
6.11 Kaynakça
[1] Standish, E. Myles; Williams, James C.. “Orbital Ephemerides of the Sun, Moon, and Planets” (PDF). International Astronomical Union Commission 4: (Ephemerides).
25 Ağustos 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20130825225706/http:
//iau-comm4.jpl.nasa.gov/XSChap8.pdf. Erişim tarihi:
03.04.2010. See table 8.10.2. Calculation based upon 1
AU = 149,597,870,700(3) m.
[2] Staff (07.08.2007). “Useful Constants”. International
Earth Rotation and Reference Systems Service.
14 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150614035238/http:
//hpiers.obspm.fr:80/eop-pc/models/constants.html.
Erişim tarihi: 23.09.2008.
[3] Williams, David R. (01.09.2004). “Earth Fact Sheet”.
NASA. 26 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151126213115/http:
//nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html.
Erişim tarihi: 09.08.2010.
[4] Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000).
Allen’s Astrophysical Quantities. Springer. s. 294.
ISBN
0-387-98746-0.
http://books.google.com/
?id=w8PK2XFLLH8C&pg=PA294. Erişim tarihi:
13.03.2011.
[5] “UCS Satellite Database”. Nuclear Weapons & Global
Security. Union of Concerned Scientists. 31 Ocak
2011. 9 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20140209174212/http://
www.ucsusa.org/nuclear_weapons_and_global_security/
space_weapons/technical_issues/ucs-satellite-database.
html. Erişim tarihi: 12.05.2011.
[6] Various (2000). David R. Lide. ed. Handbook of Chemistry and Physics (81st bas.). CRC. ISBN 0-8493-04814.
[7] “Selected Astronomical Constants, 2011”. The Astronomical Almanac. 26 Ağustos 2013 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20130826043456/http://asa.usno.navy.mil/SecK/2011/
Astronomical_Constants_2011.txt.
Erişim
tarihi:
25.02.2011.
33
[11] Humerfelt, Sigurd (26 Ekim 2010). “How WGS
84 defines Earth”. 29 Mayıs 2015 tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/
web/20150529071613/http://home.online.no:
Erişim
tarihi:
80/~{}sigurdhu/WGS84_Eng.html.
29.04.2011.
[12] Pidwirny, Michael (2006-02-02). Surface area of our
planet covered by oceans and continents.(Table 8o-1).
University of British Columbia, Okanagan. http://www.
physicalgeography.net/fundamentals/8o.html. Erişim tarihi: 2007-11-26.
[13] Staff (24.07.2008). “World”. The World Factbook.
Central Intelligence Agency. 18 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20151218214908/https://www.cia.gov/library/
publications/the-world-factbook/geos/xx.html. Erişim
tarihi: 05.08.2008.
[14] Yoder, Charles F. (1995). T. J. Ahrens. ed. Global Earth
Physics: A Handbook of Physical Constants. Washington:
American Geophysical Union. s. 12. ISBN 0-87590851-9. 2007-03-08 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://replay.waybackmachine.org/20090421092502/
http://www.agu.org/reference/gephys.html.
Erişim
tarihi: 17.03.2007.
[15] Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000).
Allen’s Astrophysical Quantities. Springer. s. 296.
ISBN
0-387-98746-0.
http://books.google.com/
?id=w8PK2XFLLH8C&pg=PA296. Erişim tarihi:
17.08.2010.
[16] Arthur N. Cox, ed. (2000). Allen’s Astrophysical
Quantities (4th bas.). New York: AIP Press. s. 244.
ISBN
0-387-98746-0.
http://books.google.com/
?id=w8PK2XFLLH8C&pg=PA244. Erişim tarihi:
17.08.2010.
[17] “World: Lowest Temperature”. WMO Weather and
Climate Extremes Archive. Arizona State University.
26 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150526123513/http:
//wmo.asu.edu:80/world-lowest-temperature.
Erişim
tarihi: 07.08.2010.
[8] World Geodetic System (WGS-84). Available online from
National Geospatial-Intelligence Agency.
[18] Kinver, Mark (10 Aralık 2009). “Global average temperature may hit record level in 2010”. BBC Online. http:
//news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/8406839.stm. Erişim tarihi: 22.04.2010.
[9] Cazenave, Anny (1995). “Geoid, Topography and Distribution of Landforms”. Ahrens, Thomas J (PDF). Global earth physics a handbook of physical constants. Washington, DC: American Geophysical Union. ISBN 087590-851-9. 16.10.2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20061016024803/http://
www.agu.org/reference/gephys/5_cazenave.pdf. Erişim
tarihi: 03.08.2008.
[19] “World: Highest Temperature”. WMO Weather and
Climate Extremes Archive. Arizona State University.
7 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150607155753/http:
Erişim
//wmo.asu.edu:80/world-highest-temperature.
tarihi: 07.08.2010.
[10] IERS Working Groups (2003). “General Definitions and
Numerical Standards”. McCarthy, Dennis D.; Petit, Gérard. IERS Technical Note No. 32. U.S. Naval Observatory and Bureau International des Poids et Mesures. http:
//www.iers.org/MainDisp.csl?pid=46-25776. Erişim tarihi: 03.08.2008.
[20] Lüzümlu sabiteler
6.12 Ayrıca bakınız
• Gökbilim
34
• Güneş
• Güneş Sistemi
• Yıldız
• Astrobiyoloji
• Ay
BÖLÜM 6. DÜNYA
Bölüm 7
Dünya atmosferi
Atmosfer veya havaküre, Dünya'nın kütleçekimi ile
gezegenin çevresini sarmalayan gaz tabakası. Yaklaşık
%78'i azot, %21'i oksijen, %0.93 argon, %1 su buharı ve
kalan kısmı diğer bazı gazların karışımından oluşmuştur.
Bu gaz karışımına genel olarak hava adı verilir. Atmosfer Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüşü nedeniyle
kutuplarda ince (alçak), ekvatorda geniştir.
7.1.4 Stratosfer
Tropopoz ile 51 km yükseklik arasındaki tabakadır. Ozon
tabakasının %90'u Stratosfer içinde yer alır. Ozon tabakasının etkisiyle ultraviyole radyasyonunun emilimi yüksekliğe bağlı olarak artar ve buna bağlı olarak sıcaklık da
artış gösterir.
Atmosfer morötesi güneş ışınımını emmek ve gece ve
gündüz sıcaklıklarını dengelemek suretiyle Dünya'daki 7.1.5
yaşamı korur.
Atmosfer ve dış Uzay ile kesin bir sınır yoktur. Yavaşça
incelir ve gözden kaybolur. Atmosfer kütlesinin üç çeyreği gezegen yüzeyinin 11 km içerisindedir. Amerika'da
80,5 km üstünde seyahat eden insanlar astronot olarak
gösterilirler. Bir irtifa 120 km (400.000 ft) sınırını gösterir ki orada atmosferik etkiler tekrar giriş esnasında fark
edilir. Karman line 100 km'de (328.000 ft) sık sık atmosfer ve dış uzay arasında sınır olarak kullanılır.
Dünya atmosferinin sıcaklığı yükseklikle değişir.
Troposfer ile stratosfer arasındaki sınıra tropopoz denir.
Tropopoz kutuplarda yaklaşık 6.000 m, ekvatorda yaklaşık 18.000 m'de gerçekleşir. ISA şartlarında tropopoz
12.000 m'de kabul edilir.
“Ozon tabakası" nın tamamına yakını Stratosfer içinde
yer alır ve konsantrasyonu milyonda 2-8 partikül düzeyindedir. Ozon tabakasının temelde yer aldığı bölüm
Stratosfer'in15-35 km lik kısmıdır. "İyonosfer tabakası"
, güneş radyasyonu sayesine iyonize olan bir tabakadır ve
atmosferin 50 km-1000 km lik kısmı arasında yer alır.
Bu tabaka sayesinde radyo dalgalarının iletimi sağlanır.
Ekzosfer
En dıştaki katmandır. Başlıca helyum ve hidrojen moleküllerinden müteşekkildir. Moleküller çok seyrek olduğundan hiç çarpışmadan kilometrelerce mesafe katedebilirler. Bu nedenle ekzosfer katmanı akıcı karakteristikleri
göstermez.
7.1.2
Atmosferdeki su buharının neredeyse tamamını ihtiva
eder. Bu nedenle meteorolojik olayların çoğunun gerçekleştiği katmandır.
7.1.6 Diğer Tabakalar
7.1 Atmosferin başlıca katmanları
7.1.1
7.2 Kaynakça
Termosfer
Termosfer tabakasında hava sıcaklığı yükseldikçe artar
(termopoza kadar). Termopozdan sonra sabit kalır.
7.1.3
Troposfer
Mezosfer
Stratopoz ile 85 km arasındaki tabakadır.
35
[1] “atmosphere.” Encyclopædia Britannica Ultimate Reference Suite. Chicago: Encyclopædia Britannica, 2011.
Bölüm 8
Ay
Ay, Dünya'nın tek doğal uydusudur. Güneş Sistemi içinde beşinci büyük doğal uydudur. Dünya ile Ay arasında
ortalama merkezden merkeze uzaklık 384.403 km, yani
Dünya'nın çapının yaklaşık otuz katı kadardır. Ay'ın çapı
3.474 km'dir,[1] bu da Dünya çapının dörtte birinden biraz fazladır. Dolayısıyla Ay'ın hacmi Dünya'nın hacminin
%2’sidir. Kütlesi Dünya kütlesinden 81,3 kat daha düşüktür. Yüzeyinde kütle çekim etkisi yer çekiminin yaklaşık
%17’sidir. Ay, Dünya'nın yörüngesinde bir turunu 27 gün
7 saatte tamamlar. Dünya, Ay ve Güneş geometrisinde
görülen periyodik değişimler sonucunda her 29,5 günde
tekrar eden Ay'ın evreleri oluşur.
Ay, insanların üzerine iniş yaparak yürüdükleri tek gökcismidir. Yerçekiminden kurtulup uzaya çıkan ve Ay'ın
yakınından geçen ilk yapay nesne Sovyetler Birliği'nin
Luna 1 uydusudur. Ay yüzeyine çarpan ilk insan yapısı
nesne Luna 2 uydusudur. Normalde görünmeyen Ay'ın
öteki yüzünün ilk fotoğraflarını ise Luna 3 uydusu çekmiştir. Bu üç uydu da 1959 yılında uzaya fırlatılmıştır. Ay
yüzeyine ilk yumuşak iniş yapabilen uzay aracı Luna 9,
ve Ay yörüngesine giren ilk insansız uzay aracı da Luna
10'dur. Bu iki uydu da 1966'da uzaya fırlatılmıştır.[1]
ABD'nin Apollo programı 1969 ve 1972 yılları arasında
altı başarılı inişle, günümüze kadar insanlı görevleri başaran tek uzay programıdır. Ay'ın doğrudan insanlar tarafından incelenmesine Apollo programının bitişiyle son
verilmiştir.
niyle oluşan tork Ay'ın dönüşünü yavaşlattı. Ay'ın dönüşü
yörünge hızına denk gelecek kadar yavaşladığında gelgit
tümseği Dünya'nın tam karşısına geldi ve bu nedenle tork
ortadan kayboldu. İşte bu nedenden ötürü Ay, Dünya yörüngesinde döndüğü hızla kendi çevresinde de döner ve
Dünya'dan her zaman Ay'ın aynı yüzü görünür.
Ay'ın göründüğü açının küçük değişimleri (Ay sallantısı)
nedeniyle Ay yüzeyinin %59'u görünür.[1]
Ay'ın Dünya'ya karşı olan yüzünden Ay'ın görünen yüzü, diğer tarafına da Ay'ın öteki yüzü denir. Öteki yüz
Ay'ın karanlık yüzü ile karıştırılmamalıdır. Ay'ın karanlık yüzü herhangi bir anda Güneş tarafından aydınlatılmayan yarıküresidir. Ayda bir kere bu yüz yeniay safhasına Ay'ın görünen yüzü olur. Ay'ın öteki yüzü ilk olarak
1959'da Sovyet uzay sondası Luna 3 tarafından fotoğraflandı. Ay'ın öteki yüzünün ayırt edici özelliklerinden biri
Ay denizi (Latince: (mare, çoğulu maria) adı verilen düzlüklerin hemen hemen hiç olmamasıdır.
8.1 Ay yüzeyi
8.1.1
Ay'ın iki yüzü
Ay, Dünya'nın yörüngesinde eş zamanlı olarak dönmektedir, yani her zaman aynı yüzü Dünya'ya dönüktür. Ay'ın
oluşumunun başlarında dönüşü yavaşladı ve Dünya'nın Ay sallantısı
kütlesi nedeniyle oluşan gelgit deformasyonlarına bağlı
sürtünme etkilerinin sonucu olarak günümüzdeki konumunda kilitlendi.[2]
8.1.2 Ay denizleri
Çok uzun zaman önceleri Ay daha hızlı dönerken, gelgit
tümseği Dünya-Ay hattının önünde dönüyordu. Çünkü Çıplak gözle rahatlıkla görünebilen Ay yüzeyinde bugelgit tümsekleri yeteri kadar hızlı olarak Dünya ile aynı lunan karanlık Ay düzlüklerine Ay denizi denir. Çünhatta gelemiyordu.[3] Bu hattın dışına çıkan tümsek nede- kü antik dönem gökbilimcileri bunların suyla dolu ol36
8.1. AY YÜZEYİ
37
duklarını zannediyordu. Günümüzde bunların katılaşmış
bazalt olduğu bilinmektedir. Bazaltı oluşturan lav, Ay
yüzüne göktaşları ve kuyrukluyıldızların çarpması sonucu oluşan krater düzlüklerini doldurmuş ve katılaşarak
bu bazaltı oluşturmuştur (Oceanus Procellarum krater
düzlüğü değildir ve bu kurala önemli bir istisna oluşturur.) Ay denizleri hemen hemen yalnızca Ay'ın görünen
yüzünde bulunur. Ay'ın öteki yüzünün yalnızca %2’sinde birkaç dağılmış küçük düzlük bulunur.[4] Ayın görünen yüzündeyse bu oran %31'dir.[1] Bu farklılığın en
akla yatkın açıklaması, Lunar Prospector uzay sondasının gamma ışını spektrometresi ile elde edilen jeokimyasal haritalarda gösterildiği üzere Ay'ın görünen yüzünde ısı üreten elementlerin daha yüksek konsantrasyonda
bulunmasıdır.[5][6] Kalkan tipi yanardağlar ve kubbemsidağlar görünen yüz üzerindeki Ay denizlerinde rastlanan
özelliklerdir.[7]
8.1.3
Ay dağları
Ay yüzeyinde görünen açık renkli bölgelere Ay dağları
(Latince: terrae (çoğul), terra (tekil)) denir çünkü Ay denizlerinden daha yüksektirler. Ay'ın görünen yüzünde, içleri bazalt ile dolu olan kraterlerin çevresinde birçok dağ
sırasına rastlanır. Bunların kraterlerin çevrelerinde oluşan
yükseltilerin kalıntıları olduğu düşünülmektedir.[8] Dünya'da karşılaşılan oluşumun aksine, başlıca Ay dağlarının hiçbirinin tektonik etkinlikler sonucu oluşmadığına
inanılmaktadır.[9]
Ay'ın öteki yüzünde Daedalus krateri.
Ay'ın görünen yüzünde başlıca kraterler Mare Imbrium,
Mare Serenitatis, Mare Crisium, ve Mare Nectaris’tir.
8.1.5 Regolit
Aykabuğunun üzerinde regolit adı verilen taş ve tozdan
oluşan bir tabaka bulunur. Yüzeye çarpan gökcisimleri
nedeniyle oluşan regolit eski yüzeylerde yeni yüzeylere
nazaran daha kalındır. Özel olarak regolitin kalınlığının
denizlerde 3-5 metre, daha eski yayla bölgelerinde ise 1020 metre arasında değiştiği tahmin edilmektedir.[13] Çok
ince toz hâlinde bulunan regolit tabakasının altında onlarca kilometre kalınlığında oldukça parçalanmış kayalardan oluşan megaregolit tabakası bulunur.[14]
1994 yılında gerçekleştirilen Clementine görevinden alınan görsellerde Ay'ın kuzey kutbunda bulunan 73 km
genişliğindeki Peary kraterinin çevresindeki dört dağlık
bölgenin tüm Ay günü boyunca günışığı aldığı görülmüştür. Günışığının sürekli aydınlatığı bu bölgeler, Ay'ın
tutulum düzlemine olan oldukça küçük eksenel eğikliği
nedeniyle mümkündür. Güney kutbunda benzer bölgelere rastlanmamıştır, ancak Shackleton krateri Ay gününün 8.1.6 Su varlığı
%80'i boyunca gün ışığı altındadır. Ay'ın küçük eksenel
yüzeyine
sürekli
çarpan
göktaşları
ve
eğikliğinin bir başka sonucu da kutup bölgesinde krater- Ay
lerin dibinde sürekli gölgede kalan bölgeler olmasıdır.[10] kuyrukluyıldızlar nedeniyle küçük miktarlarda su
büyük olasılıkla yüzeye eklenmiştir. Bu durumda günışığı suyu elementlerine yani hidrojen ve oksijen ayıracak,
bunlar da Ay'ın zayıf kütle çekimi nedeniyle zamanla
8.1.4 Kraterler
yüzeyden kaçacaktır. Ancak Ay'ın dönme ekseninin
Ay'ın yüzeyinde gökcisimlerinin çarpması sonucu olu- tutulum düzlemine yalnızca 1.5° gibi çok küçük bir
şan birçok krater bulunur.[11] Çapı 1 km.'den büyük yak- eğiklik yapması nedeniyle kutuplar yakınında bulunan
laşık yarım milyon krater Ay yüzeyine göktaşlarının ve bazı derin kraterler hiçbir zaman doğrudan günışığı
kuyrukluyıldızların çarpması sonucu oluşmuştur. Krater- almadığından ve sürekli gölgede kaldığından buraya
ler hemen hemen sabit bir oranla oluştuğu için birim alan- düşen su molekülleri uzun zaman süreleri boyunca
da bulunan krater sayısı yüzeyin yaşını tahmin etmek için kararlılığını koruyacak.
kullanılabilir. Atmosferin, hava olaylarının ve yakın geç- Clementine görevi güney kutbunda gölgede kalmış böyle
mişte jeolojik etkinliklerin olmaması sayesinde bu kra- kraterleri haritalandırdı,[15] ve bilgisayar simülasyonları
terler, Dünya'dakilerin aksine oldukça iyi korunmuştur.
yaklaşık 14.000 km² kadar bir bölgenin sürekli gölgede
Ay yüzeyinin ve Güneş Sistemi'nin bilinen en büyük krateri Güney Kutbu - Aitken düzlüğüdür. Bu çarpma havzası Ay'ın öteki yüzünde Güney Kutbu ile ekvator arasında
yer alır; 2240 km. çapında ve 13 km. derinliğindedir.[12]
kaldığını göstermektedir.[10] Clementine görevinin bistatik radar deneyi küçük donmuş su ceplerine işaret eder ve
Lunar Prospector görevinden gelen bilgiler kutup bölgeleri yakınlarında regolitin üst bölümlerinde aşırı derecede
38
BÖLÜM 8. AY
yüksek hidrojen konsantrasyonlarını gösterir.[16] Toplam
su buzu miktarının bir kilometre küp olduğu tahmin edilmektedir.
Su buzu kazılarak toplanabilir ve nükleer jeneratörler ya
da güneş panelleriyle donatılmış elektrik santralleri tarafından hidrojen ve oksijene ayrılabilir. Ay üzerinde kullanılabilecek miktarda su bulunması, Ay'ı yaşanılabilir kılmak için önemlidir çünkü Dünya'dan su taşımak mümkün olamayacak kadar pahalı olacaktır. Ancak son zamanlarda Arecibo gezegen radarı ile yapılan gözlemler,
Clementine radarının su buzu bulunduğuna dair işaret ettiği bilgilerin aslında görece yeni kraterlerin oluşumunda
fırlayan kayaların sonucu olabileceğini göstermiştir.[17]
Ay üzerinde ne kadar su bulunduğu sorusunun cevabı he- Lunar Prospector 'ün elektron reflektometre deneyinden elde edinüz bilinmemektedir.
len Ay'ın yüzeyinde toplam manyetik alan kuvveti.
8.2 Fiziksel özellikleri
8.2.1
İç yapı
ra magma okyanusunun kademeli olarak kristalleşmesiyle meydana geldiğine inanılmaktadır. Ay'ın dış yüzeyini
eritmek için gerekli olan enerjinin Dünya ve Ay sistemini oluşturduğu öne sürülen dev çarpma ile elde edildiği
düşünülmektedir. Bu magma okyanusunun kristalleşmesi
sonucu mafik manto ve plajiyoklâz zengini kabuk ortaya
çıkmış olabilir.
Yörüngeden yapılan jeokimyasal haritalama aykabuğunun magma okyanusu varsayımı ile uyumlu bir şekilde oldukça anortositik bir yapıda olduğunu gösterir.[18]
Aykabuğu başlıca oksijen, silikon, magnezyum, demir,
kalsiyum, ve aluminyum elementlerinden oluşmuştur.
Jeofiziksel tekniklere dayanılarak aykabuğunun kalınlığının ortalama 50 km. civarında olduğu tahmin
edilmektedir.[19]
Ay'ın topoğrafyası.
Ay'ın mantosunda oluşan kısmi erime Ay denizlerinde
bulunan bazaltların yüzeye püskürmesine neden oldu. Bu
bazaltların analizi mantonun olivin, ortopiroksen ve klinopiroksen minerallerinden oluştuğunu ve Ay mantosunun Dünya mantosundan demir açısından daha zengin olduğunu gösterir. Bâzı Ay bazaltlarında ilmenit minerali
içinde karşılaşılan yüksek oranda titanyum içeriği mantonun bileşiminin oldukça yüksek oranda heterojen olduğunu gösterir. Ay yüzeyinden yaklaşık 1.000 km derinde,
mantoda Ay sarsıntıları olduğu bulunmuştur. Aylık periyotlarla oluşan bu sarsıntılar Ay'ın Dünya çevresinde dış
merkezli yörüngede dönmesi nedeniyle oluşan gelgit streslerine bağlanmıştır.[19]
Ay 3.346,4 kg/m³'lik ortalama yoğunluğuyla, Güneş Sistemi'nin İo'dan sonra ikinci yoğun doğal uydusudur. Ancak bazı kanıtlar Ay çekirdeğinin yaklaşık 350 km.'lik
yarıçapıyla oldukça küçük olduğuna işaret eder.[19] Bu
büyüklük Ay'ın yalnızca %20’sine denk gelir, halbuki birçok gökcisminde çekirdeğin oranı %50 civarındadır. Ay
Ay yüzeyinde radyal kütleçekimsel anomali.
çekirdeğinin bileşimi tam olarak saptanamamıştır, ama
az bir miktarda kükürt ve nikel alaşımlı metalik demirden
Ay, kabuk, manto ve çekirdek gibi jeokimyasal olarak oluştuğu sanılmaktadır. Ay'ın zamanla değişkenlik gösteayrımlanabilen katmanlardan oluşur. Bu yapının yakla- ren dönüşünün analizi çekirdeğin en azından kısmen erişık 4,5 milyar yıl önce, Ay'ın oluşumundan hemen son- miş olduğunu gösterir.[20]
8.3. KÖKENİ VE JEOLOJİK EVRİMİ
8.2.2
Topoğrafya
39
ha gençken ve çekirdeğinde bir jeodinamo bulunurken
oluştuğudur. Ancak Ay çekirdeğinin küçüklüğü bu varsayımın doğruluğu karşısında bir engel oluşturmaktadır.
Alternatif varsayımlar arasında, Ay gibi havası olmayan
gökcisimlerinde süreksiz manyetik alanlar büyük gök cisimlerinin çarpması bulunur. Bu varsayımı destekleyecek
şekilde en geniş aykabuğu manyetikleşmelerinin dev kraterlerin tam karşısında Ay yüzeyinde gerçekleştiğinin farkına varılmasıdır. Böyle bir fenomenin çarpışma sonucu
oluşan plazma bulutunun ortamda bir manyetik alan bulunurken serbest olarak yayılmasından kaynaklanabileceği
önerilmiştir.[25]
Ay'ın topoğrafyası özellikle yakın zamanda yapılan Clementine görevinin sağladığı, lazer altimetri ve stereo görüntü analizi yöntemleriyle elde edilen data sayesinde ölçülmüştür. En çok görünen topografik özellik öteki yüzde
bulunan ve Ay'ın en alçak noktalarını barındıran Güney
Kutbu - Aitken düzlüğüdür. En yüksek noktalar bu düzlüğün hemen kuzeydoğusunda bulunur. Buranın Güney
Kutbu - Aitken düzlüğünün oluşumuna neden olan gökcismi çarpması sonucunda yer değiştirmiş kalın katmanlar nedeniyle oluştuğu önerilmiştir. Diğer büyük kraterler Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Mare Crisium, Mare Smythii, ve Mare Orientale 'de de oldukça alçak noktalar ve çevrelerinde yüksek noktalar bulunur. Ay şek- 8.2.5 Ay'ın atmosferi
linin dikkat çekici bir noktası da ortalama yüksekliklerin öteki yüzde, görünen yüze göre 1,9 km daha yüksek Ay'ın atmosferi öyle incedir ki yok bile sayılabilir.
Toplam atmosferik kütlesi 104 kg.'dır.[26] Atmosferiolmasıdır.[19]
nin kaynaklarından biri aykabuğunda ve mantoda oluşan radyoaktivite sonucu ortaya çıkan radon gibi gazların salınımıdır. Diğer önemli bir kaynak ise mikrogök8.2.3 Kütleçekim alanı
taşları, güneş rüzgârı iyonları, elektronlar ve günışığıAy'ın kütleçekim alanı, yörüngedeki uzay araçlarının nın bombardımanı sonucu oluşan püskürtüm süreciyle
[18]
Püskürtüm yoluyla salınan gazlar ya tekyaydığı radyo dalgalarının izlenmesi sonucu belirlenmiş- gerçekleşir.
rar
regolit
içinde
hapsolur ya da güneş radyasyon batir. Kullanılan prensip Doppler Etkisi'ne bağlıdır. Uzay
sıncı
veya
iyonize
olmuşlarsa güneş rüzgârının manyearacının bakış açısı yönündeki ivmesi radyo dalgalarının
tik
alanı
nedeniyle
uzaya kaçar. Dünya üzerinden yapıyönünü azar azar değiştirerek ve uzay aracından Dünya
lan
spektroskopik
yöntemlerle
sodyum (Na) ve potasyum
üzerindeki sabit bir noktaya olan uzaklığı kullanarak be(K)
gibi
elementlerin
varlığı
tespit edilmiştir. Radon–
lirlenir. Ancak Ay'ın eş zamanlı dönmesi nedeniyle, uzay
222
222
(
Rn)
ve
Polonyum−210
(210 Po) gibi elementler
aracı öte taraftayken izlenemediğinden ötürü, öteki taraise Lunar Prospector 'un alfa parçacık spektrometresi ile
fın kütleçekimi alanı çok iyi belirlenememiştir.[21]
tespit edilmiştir.[27] Argon–40 (40 Ar), helyum−4 (4 He),
Ay'ın kütleçekim alanının en önemli özelliklerinden bi- oksijen (O ) ve/veya metan (CH ), nitrojen (N ) ve/veya
2
4
2
risi dev krater düzlükleri ile bağlantılı olan geniş pozi- karbon monoksit (CO), ve karbon dioksit (CO ) Apollo
2
tif kütleçekimsel anomalilerin varlığıdır.[22] Bu anoma- astronotları tarafından yerleştirilen detektörler tarafından
liler uzay araçlarının yörüngesini önemli ölçüde etkiler tespit edilmiştir.[28]
bu nedenle insanlı ya da insansız uçuşların planlanmasında Ay'ın doğru kütleçekimsel modeli gereklidir. Kütleçekimsel yoğunluğun olduğu bölgelerin nedeni kısmen, 8.2.6 Yüzey sıcaklığı
krater düzlüklerini dolduran yoğun bazaltı oluşturan lava
akışının varlığına bağlıdır. Ancak bu lava akışları tek ba- Ay günü boyunca yüzey sıcaklığı ortalama 107 °C, Ay
şına kütleçekimsel izin tamamını açıklayamaz, aykabuğu gecesi boyunca da ortalama −153 °C civarındadır.[29]
ile manto arasındaki etkileşime de gerek vardır. Lunar
Prospector 'un kütleçekimsel modellemeleri bazaltik volkanların etkisi nedeniyle oluşmadığı sanılan bazı kütleçe- 8.3 Kökeni ve jeolojik evrimi
kimsel yoğunlukların varlığını gösterir.[23] Oceanus Procellarumda devasa volkan kaynaklı bazaltlar bulunmasına
8.3.1 Oluşumu
rağmen kütleçekimsel anomali gözlemlenmemektedir.
Ay'ın oluşumunu açıklayan çeşitli varsayımlar önerilmiştir. Ay'ın Güneş Sistemi'nin oluşumundan 30-50 milyon
8.2.4 Manyetik alanı
yıl sonra, günümüzden 4,527 ± 0.010 milyar yıl önce
[30]
Ay'ın dış manyetik alanı bir ile yüz nanotesla arasın- oluştuğuna inanılmaktadır.
dadır yani 30-60 mikrotesla büyüklüğündeki Dünya'nın
manyetik alanından yüz kat daha küçüktür. Diğer önemli
• Bölünme kuramı - Ay'ın oluşumu hakkında ilk düfarklılıklar çekirdeğindeki jeodinamo tarafından üretilşünceler Ay'ın merkezkaç kuvvetler nedeniyle yermiş bir dipolar manyetik alanı yoktur ve varolan manyekabuğundan koparak ayrıldığı ve gerisinde Büyük
tik alanların kaynağı tamamen aykabuğudur.[24] Bir varOkyanus çukurunu bıraktığını önermiştir.[31] Bu bösayıma göre aykabuğundaki manyetikleşmelerin Ay dalünme kavramı Dünya'nın başlangıç dönüsünün çok
40
BÖLÜM 8. AY
büyük olmasını gerektirir. Ayrıca bu bölünme so- diği düşünülmektedir. Magma okyanusunun dörtte üçünucu oluşan yörünge Dünya'nın ekvator düzlemini nün kristalleşmesi tamamlandıktan sonra düşük yoğunluizlemek durumunda olacaktı ama böyle değildir.
ğu nedeniyle anortit minerali çökelmiş ve yüzeye çıkıp
aykabuğunu oluşturmuştur.[5]
• Yakalama kuramı - Diğerleri Ay'ın başka bir yerde oluştuğunu ve Dünya'nın yörüngesine yakalanarak girdiğini düşünmüşlerdir.[32] Ancak bu yakalamanın gerçekleşebilmesi için gerekli olan koşulların, örneğin enerjiyi sönümleyebilmek için Dünya'nın geniş bir atmosferinin olması gibi, oluşması
mümkün değildi.
• Birlikte oluşum kuramı - Birlikte oluşum varsayımı Dünya ile Ay'ın gezegen öncesi buluttan aynı
zamanda ve yerde birlikte oluştuklarını önerir. Bu
varsayımı göre Ay, Dünya'nın oluştuğu maddelerin
çevresindeki maddelerden oluştuğu düşünülür. Bazıları bu varsayımın Ay üzerinde metalik demirin
azlığını açıklayamadığı için doğru olmadığını belirtmiştir.
Bu varsayımların önemli bir açığı Dünya ve Ay
sisteminin yüksek açısal momentumunu kolayca
açıklayamamalarıdır.[33]
• Dev çarpma kuramı - Günümüzde, Dünya ve Ay
sisteminin oluşumunu dev çarpma kuramının açıkladığı bilim çevrelerince geniş kabul görmüştür.
Bu varsayıma göre Dünya'nın oluşumundan önce,
Mars büyüklüğünde tea isimli gezegen çarparak
Dünya yörüngesine Ay'ı oluşturacak kadar yeterli miktarda madde saçmış olmasıdır.[1] Gezegenlerin, küçük ya da büyük parçaların birikmesi sonucu oluştuğuna inanıldığı için bunun gibi dev çarpma olaylarının birçok gezegeni etkilediğine inanılmaktadır. Bu çarpmayı simüle eden bilgisayar modelleri hem Dünya ve Ay sisteminin yüksek açısal momentumu ve Ay çekirdeğinin küçüklüğünü
açıklayabilmektedir.[34] Bu kuram ile ilgili cevabı
bulunmamış sorular arasında Dünya öncesi kütle ile
buna çarpan gökcisminin göreceli boyutları ile bunlardan çıkan maddenin ne kadarının Ay'ı oluşturduğudur.
8.3.2
Ay magma okyanusu
Hem dev çarpma olayı sırasında hem de bunu izleyen
Dünya'nın yörüngesinde maddenin birikmesinde çok büyük miktarlarda enerji salındığı için Ay'ın önemli bir
kısmının başlangıçta erimiş olduğu düşüncesi yaygındır.
Ay'ın o sırada erimiş dış yüzeyine Ay magma okyanusu
adı verilir ve derinliğinin 500 km ile Ay'ın yarıçapı arasında değiştiği tahmin edilmektedir.[5]
Magma okyanusunun kristalleşen son sıvı bölümü Ay kabuğu ile manto arasında sıkışmıştır ve ısı üreten, birbiriyle uyumsuz elementleri kapsar. Bu jeokimyasal bileşiğe potasyum (K), soy toprak elementleri (İngilizce: rare
earth elements - REE) ve fosfor (P) simgelerinden oluşan
kısaltma KREEP adı verilir ve görünen yüzde Oceanus
Procellarum ile Mare Imbrium'un çoğunu kapsayan küçük jeolojik bölgede toplanmış gözükmektedir.
8.3.3 Jeolojik evrimi
Ay'ın magma okyanusu sonrası jeolojik evrimi gökcisimlerinin çarpması ile oluşmuştur. Ay'ın jeolojik dönemleri Nectaris, Imbrium, Orientale gibi büyük kraterlerin
oluşumuna neden olan çarpma olaylarına göre ayrılmıştır.
Çarpma sonucu oluşan bu yapılar yukarı fırlayan maddenin oluşturduğu çoklu halkaları ile gözlemlenir. Bu halkaların çapı genellikle yüzlerce kilometreden binlerce kilometreye kadar uzanır. Her çoklu halka düzlüğünde bölgesel stratigrafik ufuğu oluşturan püskürtü katmanları ile
bağlantılıdır. Yalnızca birkaç çoklu halka düzlüğü kesin
olarak tarihlendirildiyse de stratigrafik katmanlar sayesinde göreceli yaşların tespitinde faydalıdır. Sürekli olarak gökcisimlerinin çarpması sonucunda regolit oluşur.
Magma okyanusu soğudukça kısmen kristalleşti ve katmanlara ayrılarak jeokimyasal olarak ayrı olan aykabu- Ay yüzeyinin oluşumunu etkileyen diğer önemli bir jeğu ve manto oluştu. Manto olivin, klinopiroksen ve orto- olojik süreçi ay denizlerinin oluşumunun temelindeki
piroksen minerallerinin çökelmesi sonucu meydana gel- volkanik etkinliktir. Procellarum KREEP katmanında ısı
8.4. YÖRÜNGESİ VE DÜNYA İLE OLAN İLİŞKİSİ
üreten elementlerin toplanması sonucunda altında kalan
mantonun ısınıp sonunda kısmen eridiği düşünülmektedir. Eriyen magmanın bir kısmı yüzeye çıkarak püskürtüldü ve Ay'ın görünen yüzünde bulunan ay denizi bazaltlarını oluşturdu.[5] Ay'ın bu jeolojik bölgesinde bulunan
bazaltların çoğu 3,0 - 3,5 milyar yıl önce Imbrian döneminde püskürtüldü. Yine de en eski tarihlenmiş örnekler
4,2 milyar yıla uzanırken[35] en yeni püskürtüler yalnızca
1,2 milyar yıl önce oluşmuştur.[36]
41
8.4 Yörüngesi ve Dünya ile olan
ilişkisi
Ay yüzeyinin zamanla değişiklik gösterip göstermediği
konusunda bazı anlaşmazlıklar bulunmaktadır. Bazı gözlemciler kraterlerin ortaya çıktığını ya da ortadan kaybolduğunu ya da diğer geçici fenomenlerin oluştuğunu iddia
etti. Günümüzde bu iddiaların çoğunun yanılsama olduğu
ve farklı ışık koşulları, zayıf astronomik gözlem ya da yetersiz eski çizimler nedeniyle oluştuğu düşünülmektedir.
Yine de gaz çıkması gibi fenomenlerin ara sıra oluştuğu
ve bunların iddia edilen geçici Ay fenomenlerine sebebiyet vermiş olabileceği bilinmektedir. Geçenlerde, yaklaşık bir milyon yıl önce gazın serbest kalması nedeniyle
kabaca 3 km çaplı bir bölgenin yüzey şeklinin değişmiş
olabileceği önerilmiştir.[37][38]
Apollo 8 görevi sırasında Ay'dan Dünya'nın görünüşü, 24 Aralık
1968.
8.3.4
Ay taşları
Ay taşları iki ana kategoride incelenir; Ay denizlerinde
ve Ay dağlarında bulunan Ay taşları. Ay dağlarında bulunan Ay taşları üç takımdan oluşur: demir anortosit takım,
magnezyum takımı, ve alkali takımı. Demir anortosit takımı taşlar hemen hemen tamamen anortit mineralden oluşmuştur ve Ay magma okyanusu üzerinde yüzerek toplanan plajiyoklâzdan geldiğine inanılmaktadır. Radyometrik yöntemlerle demir anortositlerin yaklaşık 4,4 milyar
yıl önce oluştuğu bulunmuştur.[35][36]
Ay, sabit yıldızlara göre Dünya yörüngesinde her 27,3
günde bir tam tur atar. Ancak Dünya'da kendi yörüngesinde Güneş'in çevresinde döndüğü için Ay'ın evrelerinin dönüşümü için biraz daha uzun bir zaman, 29,5
gün gerekir.[1] Diğer gezegenlerin uydularının aksine Ay
Dünya'nın ekvator düzlemi üzerinde değil, tutulum düzlemi yakınlarında yörüngededir. Gezegeninin boyutlarına göre Güneş Sistemi içinde en büyük doğal uydudur.
(Charon cüce gezegen Plüton'dan daha büyüktür.)
Dünya üzerinde görülen gelgit etkilerinin çoğu Ay'ın kütleçekim alanı nedeniyle oluşmaktadır, Güneş'in etkisi
çok azdır. Gelgit etkileri nedeniyle Dünya ile Ay arasındaki ortalama uzaklık her yüzyılda 3,8 m artmaktadır.[42]
Açısal momentumun korunumu nedeniyle Ay'ın yarı büMagnezyum ve alkali takımı Ay taşları asıl olarak mafik yük ekseninin artmasıyla birlikte Dünya'nın dönüşü yüzplütonik kayaçlardır. Tipi olarak rastlanan kayaçlar dunit, yılda 0,002 saniye kadar yavaşlamaktadır.[43]
troktolit, gabbro, alkali anortosit ve nadiren de granittir. Dünya ve Ay sistemi bazen gezegen-uydu sistemi olaDemir anortosit takımı Ay taşlarıyla karşılaştırıldıklarınrak değil de çifte gezegen sistemi olarak değerlendirilir.
da bu takımın mafik minerallerinde görece daha yüksek Bunun nedeni Ay'ın çevresinde döndüğü gezegene göre
Mg/Fe oranları bulunur. Genel olarak bu kayaçlar önce- oldukça büyük olan boyutlarıdır. Ay'ın çapı Dünya'nın
den olmuş dağlık alan aykabuğuna sonradan girmiştir ve dörtte biri, kütlesi de 1/81'idir. Ancak sistemin orta kütle
yaklaşık 4,4-3,9 milyar yıl önce oluşmuşlardır. Bu Ay taş- merkezi yeryüzünün 1.700 km. yani Dünya yarıçapının
larında yüksek oranda KREEP bileşeni bulunur.
dörtte biri kadar altında olması nedeniyle bu görüş baAy denizlerinde hemen hemen yalnızca bazalt bulunur.
Dünya bazaltlarına benzese de çok daha fazla demir barındırırlar ve su bazlı değişim ürünleri barındırmazlar.
Ayrıca çok miktarda titanyum da içerirler.[39][40]
Astronotlar yüzeydeki tozun kar gibi hissedildiğini ve yanık barut koktuğunu bildirmiştir.[41] Toz asıl olarak Ay
yüzeyine çarpan göktaşları nedeniyle oluşmuş olan silikon dioksit camından (SiO2 ) ibarettir. Aynı zamanda
kalsiyum ve magnezyum da içerir.
zıları tarafından eleştirilmektedir. Ay yüzeyi Dünya'nın
onda birinden azdır ve Dünya'nın kara alanının yaklaşık
dörtte biri kadardır.
1997'de asteroit 3753 Cruithne'nin Dünya ile bağlantılı olağandışı bir atnalı yörünge üzerinde olduğu bulundu. Ancak gökbilimciler bu asteroiti Dünya'nın ikinci doğal uydusu olarak kabul etmemektedir çünkü yörüngesi
uzun dönemde kararlı değildir.[44] Daha sonra Cruithne
ile benzer yörüngede bulunan Dünya'ya yakın üç astero-
42
BÖLÜM 8. AY
it daha bulunmuştur: (54509) 2000 PH5, (85770) 1998
UP1 ve 2002 AA29.[45]
Dünya ve Ay'ın görece boyutları ve aralarındaki uzaklık, ışığın
yolculuk zamanıyla birlikte ölçekli olarak gösterilmiştir. Dünya
ile Ay arasında ortalama yörünge uzaklığında ışığın yüzeyden
yüzeye ulaşması için geçen süre 1,255 saniyedir. Dünya ile Ay
sisteminin boyutları Güneş'e göre ışık yolculuk zamanı ile kıyaslanabilir. Güneş'in ışık küresinden Dünya yüzeyine ışık 8,28 dakikada ulaşır.
8.5 Gelgit
Dünya üzerinde okyanuslarda görülen gelgit Ay kütleçekiminin etkisiyle oluşur. Kütleçekimsel gelgit kuvvetleri- 1999 güneş tutulması
nin oluşmasının sebebi Dünya'nın Ay karşısında bulunan
yüzünün merkezine ve arka yüzüne göre Ay'ın kütleçekiminden daha fazla etkilenmesidir. Kütleçekimsel gelgit,
okyanusları Dünya'nın merkezinde olduğu bir elips şekline esnetir. Bunun etkisi birisi Ay'a doğru bakan yüzde,
diğeri de bunun zıt yüzünde oluşan tümsek yani deniz seviyesinin yükselmesi olarak görülür. Dünya kendi ekseni
etrafında dönerken bu iki tümsek de Dünya çevresinde
bir günde döndüğü için okyanus suları sürekli olarak hareket eden bu iki tümseğe doğru akar. Bu iki tümseğin
ve onlara doğru giden büyük okyanus akıntılarının etkisi;
Dünya'nın dönüşü nedeniyle okyanus tabanlarında oluşan
suyun sürtünme etkisi, su hareketinin eylemsizliği, karaya yaklaştıkça sığlaşan okyanus tabanları ve değişik okyanus tabanları arasındaki salınımlar gibi nedenlerle daha
da büyür.
Ay ile okyanuslar arasındaki kütleçekimsel bağ Ay'ın yörüngesini etkiler. Ay'dan bakıldığında gelgit tümsekleri Dünya'nın dönüşüyle ileriye doğru taşındığından doğrudan Ay'ın karşısında değildir. Kütleçekimsel eşleşme
Dünya'nın dönüşünden kinetik enerji ve açısal momentumu emer. Buna karşın Ay'ın yörüngesine açısal momentum eklenir. Bu da Ay'ı daha uzun periyotlu daha yüksek
bir yörüngeye iter. Bunun sonucunda da her yıl iki gökcismi arasında ki ortalama uzaklık 3,8 cm. artar.[42] Dünya
ile Ay arasındaki gelgit etkilerin önemsiz hâle gelene kadar Ay yavaş yavaş uzaklaşmaya devam edecektir, ve bu
durumda yörüngesi kararlı olacaktır.
8.6 Gözlemsel etkiler ve bulgular
8.6.1
Ay ve Güneş tutulmaları
Güneş, Dünya ve Ay aynı çizgi üzerinde sıralanınca, bu
durum Dünya'da Ay ve Güneş tutulması olarak gözlenir.
Güneş tutulması yeni ay evresinde, Ay Güneş ile Dünya'nın arasında iken oluşur. Buna karşın Ay tutulması do-
21 Şubat 2008 Ay tutulması
lunay evresinde Dünya Güneş ile Ay'ın arasında olduğunda oluşur.
Ay'ın yörüngesinin Dünya'nın Güneş çevresindeki yörüngesine nazaran yaklaşık 5° eğik olması nedeniyle her yeni
ay ve dolunayda tutulmalar olmaz. Bir tutulmanın olması
için Ay'ın her iki yörünge düzleminin kesişimine yakın
bir yerde olması gerekir.[46]
Ay ve Güneş tutulmalarının zamanlamaları yaklaşık
6.585,3 günlük (18 yıl 11 gün 8 saat) bir periyota sahip olan ve Babiler zamanında bulunan Saros çevrimi ile
belirlenebilir.[47]
Ay'ın ve Güneş'in Dünya'dan görülen açısal çapları değişimlerle üstüste gelebildiği için hem tam hem de yarım
güneş tutulması oluşabilmektedir.[48] Tam güneş tutulmasında Ay Güneş diskini tamamen kapatır ve Güneş koro-
8.7. GÖZLEM VE KEŞİFLERİN TARİHİ
43
nası çıplak gözle görünür hâle gelir. Ay ile Dünya arasındaki uzaklık zamanla az da olsa arttığı için Ay'ın açısal
çapı azalmaktadır. Bu yüzlerce milyon yıl önce Ay'ın tutulmalarda Güneş'in açısal çapı da değişmezse Ay artık
Güneş diskini tamamen örtemeyecek ve yalnızca yarım
tutulma oluşacaktır.[46]
Tutulma ile ilgili bir başka fenomen "örtülme"dir. Ay sürekli olarak gökyüzünde 1/2 derece genişliğinde dairesel
bir alanı kaplar. Parlak bir yıldız ya da gezegen Ay'ın arkasından geçerse örtülür yani gözden kaybolur. Güneş tutulması Güneş'in örtülmesidir. Ay Dünya'ya yakın olduğu
için tek tek yıldızların örtülmesi aynı zamanda ve her yerden görülemez. Ay yörüngesinin yalpalaması sonucu her
yıl farklı yıldızlar örtülür.[49]
En son ay tutulması 20 Şubat 2008'de olan tam tutulmadır. Güney Amerika ve Kuzey Amerika'nın çoğu yerinden 20 Şubat'ta gözlemlenen tutulma Batı Avrupa, Afrika ve Batı Asya'dan 21 Şubat'ta gözlemlenmiştir. Güney Amerika ile Antarktika'nın bazı bölümlerinden göz- Ay çevresinde görünen hâle
lemlenen 1 Ağustos 2008'den sonraki güneş tutulması 15
Ocak 2010'dadır.[50]
noktasının enlemine bağlıdır. Ekvator'a yakın yerlerde bir
gözlemci Ay'ı sandal gibi görebilir.[52]
Güneş gibi Ay'da bazı atmosferik etkilere neden olabilir. Bunların arasında 22°'lik hâle halkası ve ince bulutlar
En parlak olduğu dolunay evresinde Ay'ın görünür ka- arasından görünen daha küçük korona halkaları sayılabidir derecesi yaklaşık −12,6'dır. Kıyaslanacak olursa Gü- lir.
neş'in görünen kadir derecesi −26,8'dir. Ay'ın dördün evrelerinde parlaklığı dolunay evresindeki parlaklığının yarısı değil ancak onda biridir. Bunun nedeni Ay yüzeyinin 8.7 Gözlem ve keşiflerin tarihi
mükemmel bir Lambert yansıtıcısı olmamasıdır. Dolunay
iken gözlemcinin arkasından gelen ışık nedeniyle oldu8.7.1 İlk dönem gözlemler
ğundan parlak görünen Ay diğer evrelerde yüzeye düşen
gölgeler nedeniyle yansıtılan ışığın miktarı azalır.
M.Ö. 5.yy'da Babilli gözlemcilerin Ay'ın döngülerini in-
8.6.2
Gözlemsel bulgular
Ay ufka yakınken daha büyük olarak görünür. Fakat bu celediğini, Hindistan'da benzer bulguların varlığını, Çinli
tamamen Ay illüzyonu olarak bilinen psikolojik bir etki- Shi Shen'in M.Ö. 4. yüzyılda Ay ve Güneş tutulmalarının
dir.
tarihlerini hesaplama yöntemi geliştirdiğini biliyoruz.
Ay düşük albedosuna rağmen gökyüzünde oldukça parlak bir gökcismi olarak görünür. Ay, Güneş Sistemi'nde
bulunan en kötü yansıtıcıdır ve üzerine düşen ışığın ancak %7’sini yansıtır. Bu oran bir parça kömürün yansıtma
oranı ile hemen hemen aynıdır.[51]
M.Ö. 4. yüzyılda Aristo; yanlış da olsa uzun bir süre çok
etkili olan evren açıklamasında, Ay'ın dört temel eleman
(toprak, su, hava ve ateş) arasındaki sınır bölgede yer aldığını öne sürdü. Öte yandan, Seleucus ve Aristarchus
(M.Ö. 2. yüzyıl) ile Ptolemy (M.S. 90–168) Aristocu anGörsel sistemlerde renk istikrarı bir nesnenin rengiyle et- layışı çürüten gözlem ve hesaplamalar sundular.
rafındakilerin rengi arasındaki ilişkiyi ayarlar, dolayısıyla Orta Çağ Avrupası için “gökbilim"den söz etmek zordur
da görece karanlık olan gökyüzünde Güneş'in aydınlattığı ve dönemin bilgisi gözlemden çok dinî inanışların etkisi
altındaydı. Ay'ın tam bir yuvarlak ve yüzeyinin pürüzsüz
Ay parlak bir nesne olarak algılanır.
Ay'ın gün içinde ulaştığı en yüksek nokta değişiklik gös- olduğu da bu inanışlar arasındaydı.
terir ve Güneş ile aynı sınırlarda dolaşır. Ayrıca Dünya
üzerindeki mevsime ve Ay'ın evrelerine göre değişir. Kış
mevsiminde dolunayda en yüksek noktaya ulaşır. Ayrıca
18,6 yıllık düğüm çevriminin de etkisi vardır. Ay yörüngesinin yükselen düğüm noktası ilkbahar noktasındaysa
Ay yükselimi 28° kadar yükselebilir. Bunun sonucunda
28 derece enlemlere kadar Ay tepe noktasına çıkar. Yaklaşık dokuz yıl kadar sonra yükselim yalnızca 18° kuzey
ve güney enlemlere ulaşacaktır. Ayçanın yönü de gözlem
Teleskobun keşfi ve bilimlerde yaşanan yaklaşık eşzamanlı paradigma değişimi, Ay gözleminde bir dönüm
noktası olmuştur. Galileo Galilei 1609'da yayımladığı kitabı Sidereus Nuncius; Ay yüzündeki dağları ve kraterleri gösteren ilk teleskobik çizimlerden bazılarını içeriyordu. Ardından Ay'ın teleskobik haritalanması başladı: 17.yy'ın devamında Giovanni Battista Riccioli ve
Francesco Maria Grimaldi; Ay'ın yüzey unsurlarını bugün adlandırırken kullanılan sistemin temellerini attılar.
44
BÖLÜM 8. AY
Wilhelm Beer ve Johann Heinrich Mädler'in kitapları
Mappa Selenographica (1834-6) ve Der Mond (1837);
binden fazla dağ dahil olmak üzere Ay'daki yüzey unsurlarını, yeryüzündeki coğrafya için mümkün olan hassasiyetle tanımladı.
8.7.2
Öncü keşifler dönemi (1958-1980)
Soğuk Savaş ile kaynaklanan Sovyetler Birliği ile ABD
arasındaki uzay yarışı; Ay üzerindeki ilginin giderek artmasına neden oldu. Fırlatıcı yetenekleri izin verir vermez
hem alçak uçuş hem de çarpma/iniş görevleri için insansız sondalar, uzaya gönderildi. Sovyetler Birliği'nin Luna programı Ay yüzüne insansız uzay araçları ile ulaşmayı başaran ilk program olmuştur. Yerçekimini yenip
Ay'ın yanından geçmeyi başarabilen ilk insan yapımı nesne Luna 1 uzay sondası olmuştur. 1959 yılında Ay yüzüne
çarpan ilk insan yapımı nesne Luna 2, ve Ay'ın öteki yüzünün fotoğraflarını çeken ilk uydu da Luna 3 olmuştur.
1966 yılında Ay yüzeyine başarılı bir yumuşak iniş yapan
ilk uzay aracı Luna 9 ve Ay yörüngesine giren ilk uzay
aracı da Luna 10 olmuştur.[1] Ay yüzeyinden örnekler üç
Luna uçuşu (Luna 16, Luna 20, ve Luna 24) ile Apollo
11'den Apollo 17'ye kadar (Apollo 13 hariç) Apollo görevleri ile Dünya'ya getirilmiştir.
Ay yüzeyine 1969 yılında ilk insanların inmesi, uzay yarışının doruk noktasını oluşturmuştur.[53] Neil Armstrong,
ABD uçuşu Apollo 11'in komutanı olarak Ay'da yürüyen
ilk insan oldu. Ay'da ilk adımını 21 Temmuz 1969 tarihinde saat 02:56'da (UTC) attı. 1960'ların başında özellikle yüzel erime kimyası ve atmosfere yeniden giriş konularında olduğu gibi önemli teknolojik gelişmeler; Ay
yüzeyine iniş ve geri dönüşü mümkün kılmıştır.
Apollo uçuşlarının tamamında bilimsel ölçüm aletleri,
Ay yüzeyine yerleştirildi. Uzun süreli ALSEP (İngilizce:
Apollo lunar surface experiment package - Apollo Ay yüzeyi deney paketi) istasyonları Apollo 12, 14, 15, 16,
ve 17 iniş sahalarına yerleştirildi. Apollo 11 uçuşuyla
EASEP (İngilizce: Early Apollo Scientific Experiments
Package - Erken Apollo bilimsel deney paketi) adı verilen geçici istasyon yerleştirilmiştir. ALSEP istasyonlarında ısı akış sondaları, sismometreler, manyetometreler,
ve küp köşeli retroreflektörler bulunmaktaydı. Bütçe sorunları sebebiyle 30 Eylül 1977'de Dünya'ya bilgi iletimi kesilmiştir.[54][55] Ay laser mesafe ölçüm araçları pasif ekipmanlar olduğu için hâlâ kullanılmaktadır. Dünya
üzerindeki istasyonlardan yönetilen ölçümler sonucu birkaç santimetrelik hassasiyetle ay çekirdeğinin boyutları
belirlenebilmektedir.[56]
14 Aralık 1972'de Apollo 17 uçuşunun bir parçası olarak
Ay üzerinde yürüyen Eugene Cernan'dan beri başka bir
insan Ay üzerinde yürümemiştir.
1960'ların ortasından 1970'lerin ortasına kadar Ay yüzüne ulaşan yaklaşık 65 farklı uçuş görevi yapılmıştır. Bunların sonuncusu, 1976 yılındaki Luna 24'tür. Bunları yalnızca 18'i kontrollü olarak Ay yüzeyine inmiş, dokuzu
20 Temmuz 1969'da ilk Ay üzerine iniş sırasında Neil Armstrong
tarafından fotoğrafı çekilen astronot Buzz Aldrin.
geriye dönerek ay taşı örnekleri getirmiştir. Daha sonra
ise Sovyetler Birliği, Venüs ve uzay istasyonlarına ilgisini
çevirirken ABD, Mars ve ötesi ile ilgilenmeye başladı.
Bir kısım uzmanlar Ay'a iniş yapılmasıyla ilgili görüntülerin sahte olduğunu iddia etmişlerdir.[57] 2000'li yılların
sonlarından bu yana LROC uzay aracı tarafından çekilen
çok sayıda yüksek çözünürlüklü fotoğrafta Ay'a iniş yapmış uzay araçları ve izler görülebilmektedir.[58][59] 2012
yılında Apollo bayraklarının Ay yüzeyindeki fotoğrafları
yayınlanmıştır.[60]
8.7.3 Yakın dönem, 1980 sonrası
Özellikle 1990'lardan itibaren Ay'a yönelik ilgi tekrar
canlandı ve projeler arttı.
1990 yılında Japonya Hiten uzay aracını Ay yörüngesine oturtarak bunu başaran üçüncü ülke oldu. Uzay aracı
Hagormo adlı küçük bir sondayı yörüngede bıraktı ama
vericinin arıza yapması nedeniyle uçuş görevinden bilimsel olarak daha fazla yararlanılamadı.
ABD projeleri
1994 yılında Clementine uçuş görevini gönderen ABD
tekrar Ay ile ilgilenmeye başladı. Bu görev ile birlikte
Ay'ın ilk küresel topoğrafik haritası ve ay yüzeyinin ilk
multispektral görselleri elde edildi. Bunu 1998 yılındaki Lunar Prospector uçuş görevi izledi. Lunar Prospector
'da bulunan nötron spektrometresi ay kutuplarında hidrojen oranının görece yüksekliğini gösterdi. Bunun nedeni
olarak sürekli olarak gölge altında kalan kraterlerdeki regolitin üst birkaç metresinde su buzu var olabileceği düşünüldü.
8.8. İNSAN KAVRAYIŞI
45
14 Ocak 2004'te ABD Başkanı George W. Bush 2020 yı- 8.7.4
lından itibaren Ay'a insanlı uçuşların yapılmasını öngören
bir plan yapılmasını istedi.[61]
Ay'ı ziyaret eden araçlar
8.8 İnsan kavrayışı
NASA'nın Ay Arayışları (Lunar Quest) çatısı altında topladığı, Ay yörüngesinde (örneğin Haziran 2009'da fırlatılan LRC, Lunar Reconnaissance Orbiter) ve yüzeyinde
(örneğin Ay'ın sürekli karanlık güney kutbunda su buzu
varlığını aramayı amaçlayan LCROSS) çeşitli programları vardır.[62] NASA, ay kutuplarından birinde kalıcı bir
üssün kuruluşunu da planlamaktadır.[63]
Avrupa projeleri
Avrupa uzay aracı Smart 1 27 Eylül 2003'de fırlatıldı ve
15 Kasım 2004'den 3 Eylül 2006'ya kadar Ay yörüngesinde kaldı.
Japonya projeleri
Japan Aerospace Exploration Agency (Japon Uzay Araştırma Ajansı) 14 Eylül 2007'de yüksek çözünürlüklü Johannes Hevelius’un Ay haritası (1647)
kamera ve iki küçük uydu ile donatılmış olan SELENE adlı uzay aracını fırlattı. Uçuşun bir yıl sürmesi Ay birçok sanat ve edebiyat eserine konu olmuş ve sayısız başkalarına da ilhâm kaynağı olmuştur. Görsel sabeklenmektedir.[64]
natlar, sahne sanatları, şiir, yazın ve müzik için bir motif oluşturur. İrlanda'da Knowth'da bulunan 5.000 yıllık
kaya üzerinde kazılı bulunan ve Ay'ı tasvir ettiği düşünüÇin projeleri
len eser keşfedilen en eski eserdir.[68] Birçok tarihöncesi
Çin Halk Cumhuriyeti Ay araştırmaları için istekli olduk- ve antik kültürde Ay'ın tanrı olduğuna ve diğer doğaüstü
larını Chang'e programını başlatarak gösterdi. İlk uzay fenomenlerin kaynağı olduğuna inanılırdı. Ay üzerindeki
astrolojik görüşler günümüzde de yaygındır.
aracı Chang'e-1 24 Ekim 2007'de fırlatıldı.[65]
Batı uygarlığında Ay hakkında bilimsel açıklama getiren
ilk kişi Yunan filozof Anaxagoras olmuştur. Anaxagoras
Hindistan projeleri
Güneş ve Ay'ın dev küresel kayalar olduğunu ve Ay'ın
Hindistan, Şubat 2008'de Chandrayaan I ve bunu takip Güneş'in ışığını yansıttığını öne sürmüştür. Gökyüzü hakve sürgüne
edecek olan 2010 ya da 2011'de Chandrayaan II ile de- kında tanrıtanımaz görüşleri tutuklanmasına
[69]
gönderilmesine
neden
olmuştur.
ğişik insansız uçuş yapma niyetindedir. Bu ikinci uçuşta
robotik bir ay aracı da planlanmaktadır. Hindistan aynı Aristo'nun evren tanımında Ay değişken elementler (topzamanda 2030 yılında Ay'a insanlı bir uçuş yapmak iste- rak, su, hava ve ateş) alanı ile Eter'in ölümsüz yıldızları
diğini de belirtmiştir.[66]
arasındaki sınırı oluşturur. Bu ayrım yüzyıllar boyunca
fiziğin bir parçasını oluşturmuştur.[70]
Orta Çağ'a gelindiğinde, teleskobun keşfinden önce birçok kişi Ay'ın bir küre olduğunu kabul etti ancak “ta[71]
1609'da,
Rusya da dondurulmuş olan Luna-Glob projesine tek- mamen pürüzsüz” olduğuna inanılıyordu.
rar başlamayı ve 2012 'de Ay yüzeyine iniş yapmayı Galileo Galilei, Siderus Nuncius adlı kitabında Ay'ın ilk
teleskobik çizimlerini yayımladı ve ay yüzeyinin pürüzdüşünmektedir.[67]
süz olmadığını, dağlar ve kraterlerden oluştuğunu yazdı. Daha sonra 17. yüzyılda Giovanni Battista Riccioli
Özel girişimler
ve Francesco Maria Grimaldi Ay'ın bir haritasını çizerek
birçok kratere günümüzde bilinen adlarını verdi.
13 Eylül 2007'de duyurulan Google Lunar X Prize (Google Ay X Ödülü) özel sektör tarafından finanse edilen Ay Haritalarda Ay yüzeyinin karanlık bölümleri maria ya da
araştırmalarını artırmayı amaçlamaktadır. X Ödülü Vak- denizler ve açık bölümleri terrae ya da kıtalar olarak befı, Ay üzerine robotik bir ay aracı gönderebilecek olan ve lirtilmiştir.
diğer bazı kriterlere uyacak olan herhangi bir kişiye 20 Ay üzerinde bitki örtüsünün varlığı ve yaşam olabilecemilyon dolar önermektedir.
ği düşüncesi 19. yüzyılın başlarına kadar önemli gökbiRusya projeleri
46
BÖLÜM 8. AY
8.11 Kaynakça
[1] Spudis, P.D. (2004). “Moon”. World Book Online Reference Center, NASA. http://www.nasa.gov/worldbook/
moon_worldbook.html. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[2] Alexander, M. E. (1973). “The Weak Friction Approximation and Tidal Evolution in Close Binary Systems”. Astrophysics and Space Science 23: 459–508. http:
//adsabs.harvard.edu/abs/1973Ap&SS..23..459A. Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[3] Does the Moon rotate?
Ay, Venüs kuşağına karşı.
limciler tarafından bile dikkate alınmıştır. Parlak yüksek
bölgeler ile koyu denizler arasındaki kontrast değişik kültürler tarafında Ay'daki adam, tavşan, buffalo ve bunun
gibi çeşitli modellemelere yol açmıştır.
1835'te Büyük Ay Aldatmacası birçok insanı Ay üzerinde egzotik hayvanların yaşadığına inandırmıştır.[72] Hemen hemen aynı zamanlarda (1834–1836 arasında) Wilhelm Beer ve Johann Heinrich Mädler dört ciltlik Mappa
Selenographica 'yı ve 1837'de Der Mond adlı kitabı yayımlamaktaydı. Bu eserler Ay üzerinde su ve atmosfer
olmadığını belirtiyordu.
Ay'ın öteki yüzü 1959'da Luna 3 uzay sondası fırlatılana
kadar bilinmiyordu. 1960'larda Lunar Orbiter programı
tarafından haritası çıkarılmıştır.
8.9 Yasal durumu
[4] Gillis, J.J.; Spudis, P.D. (1996). “The Composition and
Geologic Setting of Lunar Far Side Maria”. Lunar and
Planetary Science 27: 413–404. http://adsabs.harvard.
edu/abs/1996LPI....27..413G. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[5] Shearer, C.; et al. (2006). “Thermal and magmatic evolution of the Moon”. Reviews in Mineralogy and Geochemistry
60: 365–518.
[6] Taylor, G.J. (2000-08-31). “A New Moon for the TwentyFirst Century”. Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. 24 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20150524005222/http://
www.psrd.hawaii.edu:80/Aug00/newMoon.html. Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[7] Head, L.W.J.W. (2003). “Lunar Gruithuisen and Mairan
domes: Rheology and mode of emplacement”. Journal
of Geophysical Research 108. http://www.agu.org/pubs/
crossref/2003/2002JE001909.shtml. Erişim tarihi: 200704-12.
[8] Kiefer, W. (2000-10-03). “Lunar Orbiter: Impact
Basin Geology”. Lunar and Planetary Institute.
14 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20120114004951/http://
www.lpi.usra.edu/expmoon/orbiter/orbiter-basins.html.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
Her ne kadar 1959 yılında Luna 2 ve bunu izleyen diğer
inişlerde birçok Sovyetler Birliği bayrağı ile ABD bayra- [9] Munsell, K. (2006-12-04). “Majestic Mountağı Ay yüzüne sembolik olarak dikilmişse de günümüzde
ins”. Solar System Exploration. NASA. 23 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi.
Ay yüzeyi üzerinde hiçbir ulus hak iddia etmemektedir.
http://web.archive.org/web/20100623063343/http://sse.
Rusya ve ABD Ay'ı uluslararası sular ile aynı statüye kojpl.nasa.gov/educ/themes/display.cfm?Item=mountains.
yan (res communis) Dış Uzay Anlaşması'nın taraflarıdır.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
Bu anlaşma aynı zamanda Ay'ın yalnızca barışçıl amaçlar
için kulllanılmasını emreder ve askerî üsler ile kitle imha [10] Martel, L. (2003-06-04). “The Moon’s Dark, Icy
silahlarını ve her türden silahları yasaklar.[73]
Poles”. Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. 30 Ekim 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
Ay kaynaklarının herhangi bir ülke tarafından tek başıhttp://web.archive.org/web/20141030044025/http:
na kullanılmasını kısıtlayan ikinci bir anlaşma olarak Ay
//www.psrd.hawaii.edu/June03/lunarShadows.html.
Anlaşması önerilmiştir ama uzay yolculuğuna çıkabilen
Erişim tarihi: 2007-04-12.
ülkelerden hiçbiri bu anlaşmayı imzalamamıştır. Çeşitli
kişiler Ay üzerinde tamamen ya da kısmen hak iddia etse [11] Melosh, H. J. (1989). Impact cratering: A geologic process.
de bunlar dikkate alınmamıştır.[74]
Oxford Univ. Press.
8.10 Ayrıca bakınız
• Dünya'nın diğer doğal uyduları
[12] Taylor, G.J. (1998-07-17). “The biggest hole in the Solar
System”. Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. 30 Ekim 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20141030053245/http:
//www.psrd.hawaii.edu/July98/spa.html. Erişim tarihi:
2007-04-12.
8.11. KAYNAKÇA
[13] Heiken, G.; Vaniman, D.; French, B. (eds.) (1991). Lunar
Sourcebook, a user’s guide to the Moon. New York: Cambridge University Press. s. 736.
[14] Rasmussen, K.L.; Warren, P.H. (1985). “Megaregolith
thickness, heat flow, and the bulk composition of the moon”. Nature 313: 121–124. http://adsabs.harvard.edu/abs/
1985Natur.313..121R. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[15] “Lunar Polar Composites”. Lunar and Planetary Institute. 12 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150512201442/http:
//www.lpi.usra.edu:80/publications/slidesets/clem2nd/
slide_32.html. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[16] “Eureka! Ice found at lunar poles”. Lunar
Prospector
(NASA).
2001-08-31.
6
Ağustos
2013
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20130806085050/http:
//lunar.arc.nasa.gov/results//ice/eureka.htm.
Erişim
tarihi: 2007-04-12.
47
[26] Globus, Ruth (2002). “Impact Upon Lunar Atmosphere”.
http://www.nas.nasa.gov/About/Education/
SpaceSettlement/75SummerStudy/5appendJ.html.
Erişim tarihi: 2007-08-29.
[27] Lawson, S.; Feldman, W.; Lawrence, D.; Moore, K.; Elphic, R.; Belian, R. (2005). “Recent outgassing from the
lunar surface: the Lunar Prospector alpha particle spectrometer”. J. Geophys. Res. 110: 1029.
[28] Stern, S.A. (1999). “The Lunar atmosphere: History, status, current problems, and context”. Rev. Geophys. 37:
453–491.
[29] Surface temperatures
[30] Kleine, T.; Palme, H.; Mezger, K.; Halliday, A.N.
(2005). “Hf–W Chronometry of Lunar Metals and the
Age and Early Differentiation of the Moon”. Science
310 (5754): 1671–1674. http://www.sciencemag.org/cgi/
content/abstract/310/5754/1671. Erişim tarihi: 2007-0412.
[17] Spudis, P. (2006-11-06). “Ice on the Moon”. The Space Review. 5 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20150905231744/http://
www.thespacereview.com/article/740/1. Erişim tarihi:
2007-04-12.
[31] Binder, A.B. (1974). “On the origin of the moon by
rotational fission”. The Moon 11 (2): 53–76. http://
adsabs.harvard.edu/abs/1974Moon...11...53B. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[18] Lucey, P.; et al. (2006). “Understanding the lunar surface
and space-Moon interactions”. Reviews in Mineralogy and
Geochemistry 60: 83–219.
[32] Mitler, H.E. (1975). “Formation of an iron-poor moon by
partial capture, or: Yet another exotic theory of lunar origin”. Icarus 24: 256–268. http://adsabs.harvard.edu/abs/
1975Icar...24..256M. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[19] Wieczorek, M.; et al. (2006). “The constitution and structure of the lunar interior”. Reviews in Mineralogy and
Geochemistry 60: 221–364.
[20] Williams, J.G.; Turyshev, S.G.; Boggs, D.H.; Ratcliff, J.T.
(2006). “Lunar laser ranging science: Gravitational physics and lunar interior and geodesy”. Advances in Space Research 37 (1): 6771. http://adsabs.harvard.edu/abs/
1987AREPS..15..271S. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[21] “Doppler
Gravity
Experiment
Results”.
Lunar Prospector (NASA). 2001-08-31. 6 Ağustos
2013
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20130806084827/http:
//lunar.arc.nasa.gov/results//dopres.htm. Erişim tarihi:
2007-04-12.
[22] Muller, P.; Sjogren, W. (1968). “Masons: lunar mass concentrations”. Science 161: 680–684.
[23] Konopliv, A.; Asmar, S.; Carranza, E.; Sjogren, W.; Yuan,
D. (2001). “Recent gravity models as a result of the Lunar
Prospector mission”. Icarus 50: 1–18.
[24] “Magnetometer / Electron Reflectometer Results”. Lunar Prospector (NASA). 2001. 4
Ekim 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20141004122815/http:
//lunar.arc.nasa.gov/results/magelres.htm. Erişim tarihi:
2007-04-12.
[25] Hood, L.L.; Huang, Z. (1991). “Formation of magnetic anomalies antipodal to lunar impact basins: Twodimensional model calculations”. J. Geophys. Res. 96:
9837–9846.
[33] Stevenson, D.J. (1987). “Origin of the moon – The collision hypothesis”. Annual review of earth and planetary sciences 15: 271–315. http://adsabs.harvard.edu/abs/
1987AREPS..15..271S. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[34] Canup, R.; Asphaug, E. (2001). “Origin of the Moon in a
giant impact near the end of the Earth’s formation”. Nature
412: 708–712.
[35] Papike, J.; Ryder, G.; Shearer, C. (1998). “Lunar Samples”. Reviews in Mineralogy and Geochemistry 36: 5.1–
5.234.
[36] Hiesinger, H.; Head, J.W.; Wolf, U.; Jaumanm, R.; Neukum, G. (2003). “Ages and stratigraphy of mare basalts
in Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum, and Mare Insularum”. J. Geophys. Res. 108: 1029.
[37] Taylor, G.J. (2006-11-08). “Recent Gas Escape from
the Moon”. Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. 10 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20150310050034/http://
www.psrd.hawaii.edu:80/Nov06/MoonGas.html. Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[38] Schultz, P.H.; Staid, M.I.; Pieters, C.M. (2006). “Lunar
activity from recent gas release”. Nature 444: 184–186.
[39] Norman, M. (2004-04-21). “The Oldest Moon Rocks”.
Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology.
19 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151119103510/http:
//www.psrd.hawaii.edu/April04/lunarAnorthosites.html.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
48
[40] Varricchio, L. (2006). Inconstant Moon. Xlibris Books.
ISBN 1-59926-393-9.
[41] The Smell of Moondust NASA
[42] “Apollo Laser Ranging Experiments Yield Results”. NASA. 2005-07-11. 9 Mart 2008 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20080309061941/http://sunearth.gsfc.nasa.gov:
80/eclipse/SEhelp/ApolloLaser.html. Erişim tarihi:
2007-05-30.
[43] Ray, R. (2001-05-15). “Ocean Tides and the
Earth’s Rotation”. IERS Special Bureau for Tides.
5 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151105135911/http:
//bowie.gsfc.nasa.gov/ggfc/tides/intro.html.
Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[44] Vampew, A. “No, it’s not our “second” moon!!!".
19 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20090119045203/http:
//www.captaincosmos.clara.co.uk:80/cruithne.html.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
BÖLÜM 8. AY
[52] Spekkens, K. (2002-10-18). “Is the Moon seen as a crescent (and not a “boat”) all over
the world?". Curious About Astronomy. 17
Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150117192304/http:
//curious.astro.cornell.edu/question.php?number=393.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
[53] Coren, M (2004-07-26). "'Giant leap' opens world
of possibility”. CNN.com. http://edition.cnn.com/2004/
TECH/space/07/16/moon.landing/index.html. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[54] “NASA news release 77-47 page 242”. 1977-09-01.
http://www.nasa.gov/centers/johnson/pdf/83129main_
1977.pdf. Erişim tarihi: 2007-08-29.
[55] Appleton, James; Charles Radley, John Deans, Simon
Harvey, Paul Burt, Michael Haxell, Roy Adams, N
Spooner and Wayne Brieske (1977). “OASI Newsletters
Archive”. NASA Turns A Deaf Ear To The Moon.
http://www.ast.cam.ac.uk/~{}ipswich/Miscellaneous/
Archived_spaceflight_news.htm. Erişim tarihi: 200708-29.
[45] Morais, M.H.M.; Morbidelli, A. (2002). “The Population of Near-Earth Asteroids in Coorbital Motion with the
Earth”. Icarus 160: 1–9. http://adsabs.harvard.edu/abs/
2002Icar..160....1M. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[56] Dickey, J.; et al. (1994). “Lunar laser ranging: a continuing
legacy of the Apollo program”. Science 265: 482–490.
[46] Thieman, J.; Keating, S. (2006-05-02). “Eclipse
99, Frequently Asked Questions”. NASA. 28
Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20140228054553/http:
//eclipse99.nasa.gov:80/pages/faq.html. Erişim tarihi:
2007-04-12.
[58] “NASA Spacecraft Images Offer Sharper Views of
Apollo Landing Sites”. NASA. 2 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.
org/web/20150602041001/http://www.nasa.gov:
80/mission_pages/LRO/news/apollo-sites.html. Erişim
tarihi: 22 Eylül 2011.
[47] Espenak, F. “Saros Cycle”. NASA. 1 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20080301102452/http://sunearth.gsfc.nasa.gov:
80/eclipse/SEsaros/SEsaros.html. Erişim tarihi: 200704-12.
[59] “The illuminated side of the still standing American flag
to be captured at the Apollo 17 landing site.”. Lunar Reconnaissance Orbiter Camera News Center. 27 Temmuz
2012. 18 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20140318041834/http:
//lroc.sese.asu.edu:80/news/index.php?/categories/
2-Featured-Image.
[48] Espenak, F (2000). “Solar Eclipses for Beginners”. MrEclipse. 24 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20150524172606/http://
www.mreclipse.com:80/Special/SEprimer.html. Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[49] “Total Lunar Occultations”. Royal Astronomical Society
of New Zealand. 5 Şubat 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20130205131623/
http://occsec.wellington.net.nz/total/totoccs.htm. Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[57]
[60] “Apollo
Moon
flags
still
standing,
images
show”. BBC News. 30 Temmuz 2012. 25 Temmuz
2015
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150725152127/http:
//www.bbc.co.uk/news/science-environment-19050795.
[61] “President Bush Offers New Vision For NASA”. NASA.
2004-12-14. http://www.nasa.gov/missions/solarsystem/
bush_vision.html. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[50] Espenak, F. (2007). “NASA Eclipse Home Page”.
NASA. 11 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20080311101543/http:
//sunearth.gsfc.nasa.gov:80/eclipse/eclipse.html. Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[62] “Lunar Quest”. NASA. 1 Haziran 2015 tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.
org/web/20150601070253/http://www.nasa.gov:
80/mission_pages/lunarquest/main/index.html. Erişim
tarihi: 2010-21-12.
[51] “Exploration: The Moon”. NASA. 1997-11-22.
26 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20080126033536/http://
liftoff.msfc.nasa.gov:80/academy/universe/moon.html.
Erişim tarihi: 2007-08-28.
[63] “NASA Unveils Global Exploration Strategy
and Lunar Architecture”. NASA. 2006-12-04.
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/dec/HQ_
06361_ESMD_Lunar_Architecture.html. Erişim tarihi:
2007-04-12.
8.12. DIŞ BAĞLANTILAR
[64] Japan Embarks on the Largest Moon Mission Since Apollo
[65] "“
”
". XINHUA Online. 7
Temmuz 2007. 3 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20131103145915/
http://news3.xinhuanet.com/tech/2007-07/07/content_
6340313.htm. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2007.
[66] “Kalam visualises establishing space industry”.
The Hindu. 2006-09-21. 11 Haziran 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.
org/web/20080611132255/http://www.hindu.com:
80/thehindu/holnus/008200609212240.htm.
Erişim
tarihi: 2007-08-28.
[67] Covault, C. (2006-06-04). “Russia Plans Ambitious Robotic Lunar Mission”. Aviation Week.
24 Ekim 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20061024024515/http:
//www.aviationnow.com/avnow/news/channel_awst_
story.jsp?id=news/aw060506p2.xml. Erişim tarihi:
2007-04-12.
[68] “Carved and Drawn Prehistoric Maps of the Cosmos”. Space Today Online. 2006. 14 Nisan 2015
tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.
org/web/20150414235821/http://www.spacetoday.org:
80/SolSys/Earth/OldStarCharts.html. Erişim tarihi:
2007-04-12.
[69] O'Connor, J.J.; Robertson, E.F. (Şubat 1999).
“Anaxagoras of Clazomenae”. University of St Andrews. 15 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150915193653/http:
//www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/
Anaxagoras.html. Erişim tarihi: 2007-04-12.
[70] Lewis, C.S. (1964). The Discarded Image. Cambridge:
Cambridge University Press. s. 108. ISBN 0-5210477352.
[71] Van Helden, A. (1995). “The Moon”. Galileo Project. 23 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150523051831/http:
//galileo.rice.edu:80/sci/observations/moon.html. Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[72] Boese, A. (2002). “The Great Moon Hoax”. Museum of
Hoaxes. 7 Aralık 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20111207015046/http://
www.museumofhoaxes.com:80/moonhoax.html. Erişim
tarihi: 2007-04-12.
[73] “International Space Law”. United Nations Office for Outer Space Affairs. 2006. 12 Mayıs
2015
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150512035345/http:
//www.unoosa.org:80/oosa/en/SpaceLaw/index.html.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
[74] theregister.co.uk “NASA crushes lunar real estate industry”
49
8.12 Dış bağlantılar
Görseller ve haritalar
• Constantine, M. (2004). “Apollo Panoramas”. moonpans.com. 11 Nisan 2015
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http:
//web.archive.org/web/20150411101935/http:
//moonpans.com/missions.htm. Erişim tarihi:
2007-04-12.
• “Clementine Lunar Image Browser 1.5”.
U.S. Navy. 2003-10-15. 30 Aralık 2009
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http:
//web.archive.org/web/20091230011619/http:
//www.cmf.nrl.navy.mil:80/clementine/clib/.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
• “Digital Lunar Orbiter Photographic Atlas of
the Moon”. Lunar and Planetary Institute. 7
Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151107065145/http:
//www.lpi.usra.edu/resources/lunar_orbiter/.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
• “Google Moon”. Google. 2007. 30 Ağustos 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20070830161435/http:
//moon.google.com/. Erişim tarihi: 2007-04-12.
• “Lunar Atlases”. Lunar and Planetary Institute.
18 Aralık 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20111218085633/http:
//www.lpi.usra.edu:80/resources/lunar_atlases/.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
• Aeschliman, R..
“Lunar Maps”.
Planetary Cartography and Graphics. 29 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150529090138/http:
//ralphaeschliman.com:80/id26.htm. Erişim tarihi:
2007-04-12.
• “Lunar Photo of the Day”. 2007. 30 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150530230052/http:
//www.lpod.org:80/. Erişim tarihi: 2007-04-12.
• “Moon”. World Wind Central. NASA. 2007. 17
Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150417070722/http:
//www.worldwindcentral.com:80/wiki/Moon.
Erişim tarihi: 2007-04-12.
• “The Moon: 50 fantastic features”. Skymania. 2007.
13 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20090213142638/http:
//moon.skymania.com:80/. Erişim tarihi: 2007-0929.
Keşifler
50
• Jones, E.M. (2006). “Apollo Lunar Surface
Journal”. NASA. 18 Mayıs 2015 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20150518112906/http://www.hq.nasa.gov:
80/office/pao/History/alsj/. Erişim tarihi: 200704-12.
• “Exploring the Moon”. Lunar and Planetary Institute. 18 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20120218225533/http:
//www.lpi.usra.edu:80/expmoon/. Erişim tarihi:
2007-04-12.
• Teague, K. (2006). “The Project Apollo Archive”. http://www.apolloarchive.com/apollo_archive.
html. Erişim tarihi: 2007-04-12.
Ay evreleri
• “Current Moon Phase”. 2007. 17 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151117033308/http:
//www.moonphaseinfo.com/. Erişim tarihi: 200704-12.
• “NASA’s SKYCAL - Sky Events Calendar”. NASA Eclipse Home Page. 21 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20080221075155/http:
//sunearth.gsfc.nasa.gov:80/eclipse/SKYCAL/
SKYCAL.html. Erişim tarihi: 2007-08-27.
• “Virtual
Reality
Moon
Phase
Pictures”. U.S. Naval Observatory. 17 Kasım
2015
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151117171739/http:
//tycho.usno.navy.mil/vphase.html. Erişim tarihi:
2007-04-12.
• “Find moonrise, moonset and moonphase for a location”. 2008. 23 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/
20150523022441/http://www.timeanddate.com:
80/worldclock/moonrise.html.
Erişim
tarihi:
2008-02-18.
Diğerleri
• “All About the Moon”. Space.com. 2007. 27
Aralık 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20101227092808/http:
//www.space.com:80/moon/. Erişim tarihi: 200704-12.
• Earth’s Moon Profile NASA’s Solar System Exploration
• “Archive of Moon Articles”. Planetary Science Research Discoveries. 2007. 17 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
BÖLÜM 8. AY
http://web.archive.org/web/20151117030432/http:
//www.psrd.hawaii.edu/Archive/Archive-Moon.
html. Erişim tarihi: 2007-04-12.
• Williams, D.R. (2006). “Moon Fact Sheet”. NASA.
28 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151128034626/http:
//nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/
moonfact.html. Erişim tarihi: 2007-04-12.
• “Moon Wiki”. 2007. http://the-moon.wikispaces.
com/. Erişim tarihi: 2007-09-06.
Bölüm 9
Güneş Sistemi
9.1 Terimler
Güneş etrafındaki bir yörüngede dolanan cisimler genel
olarak üçe ayrılır: Gezegenler, Cüce Gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri.
Güneş'in etrafında dolanan, kendine küresel bir biçim verecek kadar kütlesi olan ve yörüngesinin yakın çevresini (doğal uyduları dışında) temizlemiş gök cisimlerine
gezegen denir. Bilinen sekiz gezegen vardır: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün.
Güneş Sistemi'ndeki gezegenler ve cüce gezegenler (24 Ağustos
2006'dan sonraki durum). Büyüklükler ölçekli olmakla birlikte
Güneş'e olan uzaklıklar ölçekli değildir.
24 Ağustos 2006'da Uluslararası Astronomi Birliği
(IAU), Plüton'u dışarıda bırakarak “gezegen” teriminin
tanımlamasını değiştirdi. Plüton ile birlikte, Eris, Ceres,
Haumea ve Makemake yeni 'cüce gezegen' sınıflaması
içerisinde tanımlandı.[3] Cüce gezegenler, kütle çekimleri
dairesel bir şekle sahip olmalarına yeten fakat yörüngeleri etrafındaki diğer cisimleri temizlemeye yetmeyen gök
cisimleridir. Cüce gezegen sınıflamasına aday gösterilen
gök cisimleri ise Vesta, Pallas, Hygiea ve Charon'dur.
(IAU tarafından Charon'un uydu mu yoksa ikili bir sisteminin parçası mı olduğuna henüz karar verilmemiştir.
IAU'da Charon'un cüce gezegen olduğuna dair görüşler
daha fazla olduğu için, söz konusu karar netleştiğinde
Charon'da cüce gezegen olarak sınıflandırılacaktır.)
Güneş Sistemi, Güneş ve onun çekim etkisi altında kalan
sekiz gezegen ile onların bilinen 166 uydusu[1] , beş cüce
gezegen (Ceres, Plüton, Eris, Haumea, Makemake)[2] ile
onların bilinen altı uydusu ve milyarlarca küçük gök cisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler,
Kuiper kuşağı cisimleri, kuyrukluyıldızlar, gök taşları ve Plüton, 1930 yılındaki keşfinden, 2006 yılına kadar gegezegenlerarası toz girer.
çen sürede Güneş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olaGüneş Sistemi; Güneş, dört Yer benzeri iç gezegen, rak kabul edilmiştir. Ancak 20. yüzyılın sonlarında ve 21.
küçük, kaya ve metal içerikli asteroitlerden oluşan bir yüzyılın başlarında Plüton'a benzer birçok gök cismi keşasteroit kuşağı, dört gaz devi dış gezegen, ve Kuiper ku- fedilmiştir. Bu cisimlerin arasında en çok dikkati çeken
şağı denen buzsu cisimlerden oluşan ikinci bir kuşaktan Plüton'dan daha büyük olan Eris’tir.
ibarettir. Kuiper kuşağının ötesinde ise seyrek disk, gün- Bunların dışında kalan ve Güneş'in etrafında dolanan gök
durgun (heliopause) ve en son olarak da varsayımsal Oort cisimlerine Küçük Güneş Sistemi Cisimleri denir.[4]
bulutu bulunur.
Doğal uydular ya da aylar Güneş'in çevresinde değil de
Güneş'ten olan uzaklıklarına göre gezegenler sırasıyla gezegenlerin, cüce gezegenlerin ya da küçük Güneş SisMerkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve temi cisimlerinin etrafında dolanan gök cisimleridir.
Neptün'dür. Bu sekiz gezegenin altısının çevresinde doğal
uydular döner. Ayrıca dış gezegenlerin her birinin toz ve Bir gezegenin Güneş'ten olan uzaklığı kendi yılı boyundiğer parçacıklardan oluşan halkaları vardır. Dünya dı- ca değişir. Güneş'e en çok yaklaştığı duruma günberi, en
şındaki tüm gezegenler adlarını Yunan ve Roma mitoloji- uzak olduğu duruma da günöte denir.
si'nin tanrılarından alır. Beş cüce gezegen ise; Kuiper ku- Gök bilimciler, Güneş Sistemi içindeki uzaklıkları geşağında yer alan Plüton, Haumea ve Makemake; asteroit nellikle astronomi birimi (AB) ile ölçer. Bir AB, Gükuşağındaki en büyük cisim olan Ceres ve seyrek diskte neş ile Dünya arasındaki yaklaşık uzaklıktır ve kabaca
yer alan Eris'tir. Eris bilinen en büyük cüce gezegendir. 149.598.000 km.'dir. Plüton Güneş'ten yaklaşık 38 AB
51
52
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
uzaktayken Jüpiter kabaca 5,2 AB uzaklıktadır. Yıldızlararası uzaklık birimlerinin en bilineni olan bir ışık yılı
kabaca 63.240 AB'dir.
Güneş Sistemi bazen gayri resmî olarak farklı bölgelere ayrılır. İç Güneş Sistemi, dört Yer benzeri gezegenden ve asteroit kuşağından oluşur. Bazıları Dış Güneş
Sistemi tanımını asteroitlerin ötesindeki her şey olarak
yapar.[5] Diğerleri ise dört gaz devini “orta bölge” olarak
tanımlayıp Dış Güneş Sistemi'ni Neptün ötesi bölge olarak nitelendirir.[6]
9.2 Yapısı
Güneş Sistemi'nde bulunan gök cisimlerinin ölçekli yörüngeleri.
(Sol üstten başlayarak saat yönünde)
vir etme zorluğuna karşı, yörüngeler genellikle eşit uzaklıkta gösterilir. Gerçekte, birkaç istisna dışında bir gezegen ya da kuşağın Güneş'e olan uzaklığı arttıkça bir
önceki yörünge ile olan uzaklığı da büyür. Örneğin Venüs, Merkür'den 0,33 AB daha dışarıdadır, Satürn ise Jüpiter'den 4,3 AB daha uzaktadır. Neptün de Uranüs’ten
Clementine uzay sondasından çekilen ve Ay'ın ardından ge- 10,5 AB daha uzaktadır. Bu yörünge uzaklıkları arasınlen günışığıyla görünen tutulum çemberi. Soldan sağa: Merkür, da bağıntı kurmaya çalışan Titius-Bode yasası gibi bazı
Mars, Satürn.
girişimler olmuş ama kabul gören bir teori çıkmamıştır.
Güneş Sistemi'nin asıl bileşeni elbetteki sistemin bilinen
kütlesinin % 99,86’sını oluşturan ve çekim kuvveti ile sistemi bir arada tutan anakolda yer alan G2V tipi bir sarı
cüce olan Güneş'tir.[7] Sistemin kalan kütlesinin % 90'ından fazlasını da Güneş'in etrafında dolanan en büyük iki
gök cismi olan Jüpiter ve Satürn oluşturur.
9.3 Oluşumu ve evrimi
Güneş etrafında dolanan büyük gök cisimlerinin çoğu
Dünya'nın yörüngesinin tutulum adı verilen düzleminde bulunur. Gezegenler tutuluma çok yakın bulunurken
kuyruklu yıldızlar ve Kuiper kuşağı gök cisimleri tutulum çemberi ile büyük açılar yapar.
Gezegenlerin hepsi ve diğer gök cisimlerinin çoğu, Güneş'in kuzey kutbunun üzerindeki bir noktasından bakıldığında, Güneş'in çevresindeki yörüngede saat yönünün
tersinde dolanmaktadırlar. Ancak Halley kuyruklu yıldı- Sanatçı gözüyle gezegen öncesi disk
zı gibi istisnalar bulunur.
Güneş Sistemi'nin ilk olarak Emanuel Swedenborg[8] taGök cisimleri Güneş'in çevresinde Kepler yasalarına uy- rafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra Immanuel
gun olarak devinirler. Her gök cismi, odak noktaların- Kant tarafından 1755 yılında genişletilen bulutsu varsadan birinde Güneş'in bulunduğu yaklaşık bir elips yörün- yıma uygun olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Benzer bir
ge üzerinde hareket eder. Güneş'e daha yakın olan gök teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak
cisimleri daha hızlı hareket eder. Gezegenlerin yörünge- 1796'da üretilmiştir.[9] Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6
leri hemen hemen daireseldir ama birçok kuyruklu yıldız, milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi soasteroit ve Kuiper kuşağı gök cisimleri oldukça dar elip- nucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişlitik yörüngeler izler.
ğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna sebep olduGüneş Sistemi gösterimlerinde çok büyük uzaklıkları tas- ğu sanılmaktadır.[10] Çok eski gök taşlarının incelenmesi
9.3. OLUŞUMU VE EVRİMİ
sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş'in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını
yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş'in oluşmasını tetiklemiş olabilir.[11]
Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve Güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge[12] 7.000 ile 20.000 AB
çapında[10][13] ve Güneş'in kütlesinden biraz daha fazla
bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 Güneş kütlesi kadar).[14]
Bulutsu içe doğru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki atomlar artan frekanslarla çarpışmaya başladı. Hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı, etrafındaki diske göre giderek daha da arttı.[10] Kütleçekimi, gaz
basıncı, manyetik alanlar ve dönüş, küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 AB çapında[10] , kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak
ve yoğun bir önyıldız oluştu.[15][16]
53
çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma süreciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yer alan önyıldız çevresinde dönen toz taneleri olarak başlamaları, yavaş yavaş bir ile on metre çapında topaklar hâline gelmeleri, daha sonra çarpışarak 5
km çapında gezegenciklere dönüşmeleri, ve sonraki birkaç milyon yıl boyunca çarpışmalara devam ederek her
yıl kabaca 15 cm kadar büyümeleri sürecidir.[19]
İç Güneş Sistemi, su ve metan gibi uçucu moleküllerin
yoğunlaşmasına izin vermeyecek kadar çok sıcaktı, dolayısıyla oluşan gezegencikler gezegen öncesi diskin yalnızca 0,6% kütlesinden[10] ibaretti ve genel olarak silikatlar
ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gök cisimleri
sonunda Yer benzeri gezegenler oldu. Daha ötelerde Jüpiter'in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gök cisimlerinin bir araya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı
kaldı.[20]
Daha da ötede, donma hattının gerisinde, daha uçucu olan
buzlu bileşiklerin katı kalabileceği yerde, Jüpiter ve Satürn gaz devi hâline geldi. Uranüs ve Neptün daha az
madde yakalayabildi ve çekirdeklerinin hidrojen bileşiklerinden oluşan buzdan meydana geldiğine inanıldığı için
Güneş'in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleş- buz devi olarak bilinirler.[21][22]
me öncesi Güneş kütlesine sahip T Tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu
gösterir.[14] Bu diskler birkaç yüz astronomik birim genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.[17]
Sanatçı gözüyle Güneş'in gelecekteki evrimi. Solda anakol, ortada kızıl dev, sağda beyaz cüce.
Genç Güneş enerji üretmeye başladıktan sonra Güneş
rüzgârı gezegen öncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru gönderdi ve böylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. T Tauri yıldızları daha kararlı
ve eski yıldızlara nazaran daha güçlü yıldız rüzgârlarına
Işık yılları genişliğinde, güneşin oluştuğu öncül bulutsuya benze[23][24]
yen, Orion Bulutsusu'nda gezegen öncesi disklerin Hubble tara- sahiptir.
fından çekilmiş görseli.
Gök bilimciler Güneş Sistemi'nin Güneş anakoldan uzaklaşmaya başlayıncaya kadar bugünkü hâliyle kalacağını
Yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun tahmin etmektedir. Güneş hidrojen yakıtını yaktıkça gemerkezinde bulunan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı ride kalan yakıtı yakabilmek için giderek ısınır, dolayıönyıldızın nükleer füzyona başlamasına yetecek miktara sıyla da daha hızlı yakmaya devam eder. Sonuç olarak
gelmişti. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya kar- kabaca her 1,1 milyar yılda bir yüzde on oranında parşı durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar bu ar- laklığı artmaktadır.[25]
tış devam etti. İşte bu noktada Güneş artık tam bir yıldız Tahminlere göre bugünden yaklaşık 6,4 milyar yıl sonra
olmuştu.[18]
Güneş'in çekirdeği o kadar sıcak olacak ki daha az yoGeride kalan gaz ve tozdan ibaret Güneş bulutsusundan ğun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluş-
54
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
maya başlayacak. Bunun sonunda Güneş şu anki çapının
kabaca 100 katı kadar genişleyecek ve bir Kırmızı dev
olacaktır.[26] Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı nedeniyle soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir.
En sonunda Güneş'in dış katmanları ayrılacak ve geride
olağanüstü derecede yoğun bir gök cismi olan beyaz cüce
kalacaktır. Bu beyaz cüce Güneş'in ilk kütlesinin yarısına
sahip olacak ancak büyüklüğü Dünya kadar olacaktır.[27]
9.4 Tablolu Güneş Sistemi özeti
9.5 Güneş
Hertzsprung-Russell diyagramı; anakol sağ alttan sol üste kadar
uzanır.
Güneş'in içinde bulunan hidrojen ve helyum oranlarının
hesaplanması sonucunda yaşam süresinin yarısında olduğu ortaya çıkmaktadır. Sonunda anakoldan uzaklaşacak
ve daha büyük, daha parlak ama daha soğuk olacak, kızıllaşarak yaklaşık beş milyar yıl içinde de kırmızı dev
hâline gelecektir.[30] Bu noktada parlaklığı şu anki değerinin birkaç bin katı olacaktır.
Dünya'dan görünüşüyle Güneş.
Güneş, Güneş Sistemi'nin ana yıldızı ve en önemli öğesidir. Büyük kütlesi nükleer kaynaşmayı sürdürmek için
yeterince yüksek bir iç yoğunluk sağlar. Nükleer kaynaşma çok büyük miktarlarda enerji açığa çıkarır ve bu enerjinin çoğu görünür ışık gibi elektromanyetik ışımalarla
dış uzaya yayılır.
Güneş bir sarı cüce olarak sınıflandırılır ancak
galaksimizde bulunan diğer yıldızlarla kıyaslandığında bu isim yanıltıcı olabilir çünkü Güneş ortalama
büyüklük ve parlaklıkta bir yıldızdır. Yıldızlar, parlaklıkları ve yüzey sıcaklıklarına göre yerleştirildikleri
Hertzsprung-Russell diyagramı ile sınıflandırılır. Genel
olarak daha sıcak olan yıldızlar daha parlaktır. Bu modele uyan yıldızlar anakolu oluşturur ve Güneş anakolun
tam ortasında yer alır. Ancak Güneş'ten daha parlak ve
sıcak yıldızlara az rastlanırken, daha az parlak ve soğuk
yıldızlara sıkça rastlanır.[28]
Güneş'in anakoldaki konumunun bir yıldızın yaşamının
en güzel dönemi olduğuna inanılmaktadır. Henüz nükleer kaynaşma için kullandığı yakıt olan hidrojen kaynaklarını tüketmemiştir. Güneş gittikçe daha parlaklaşmaktadır, yaşamının başlarında şu ankinden 75% daha
az parlaktı.[29]
Güneş Öbek I yıldızıdır; yani Evren'in gelişiminin son dönemlerinde doğmuştur. Daha yaşlı olan Öbek II yıldızlardan daha fazla miktarda, hidrojen ve helyumdan ağır elementler (gökbilimsel anlamda "metaller") barındırır.[31]
Hidrojen ve helyumdan daha ağır olan elementler eski
ve patlayan yıldızların çekirdeklerinde oluşmuştur. Yani Evren'de bu elementlerin bulunabilmesi için ilk kuşak
yıldızların ölmesi gerekmiştir. En eski yıldızlarda çok az
miktarda metal varken, daha sonra doğan yıldızlarda daha fazla metal vardır. Bu yüksek metallik oranının Güneş'in gezegen sistemi oluşturmasında çok önemli olduğuna inanılmaktadır çünkü gezegenler bu metallerin kaynaşmasından oluşmuştur.[32]
9.5.1 Gezegenlerarası ortam
Güneş, ışığın yanı sıra plazma denen yüklü parçacıklardan oluşan Güneş rüzgârını da ışıma yoluyla uzaya yayar. Bu parçacık akımı dışarı doğru saatte yaklaşık 1,5
milyon kilometre hızla yol alır[33] ve günküre denen, Güneş Sistemi'nin içine yaklaşık 100 AB kadar giren seyrek
bir atmosfer oluşturur. Buna aynı zamanda gezegenlerarası ortam adı da verilir. Güneş'in 11 yıllık Güneş çevrimi, sıklıkla oluşan Güneş parlamaları ve koronal kütle atımı günküreyi karıştırarak uzayda bir hava durumu
9.6. İÇ GÜNEŞ SİSTEMİ
55
benzer çarpışmalar sonucunda oluşmuştur.[39][40]
9.6 İç Güneş Sistemi
İç Güneş Sistemi, Yer benzeri gezegenlerin ve asteroit
kuşağının bulunduğu bölgeye verilen addır. Asıl olarak
silikatlar ve metallerden oluşan bu bölgedeki gök cisimleri Güneş'e oldukça yakındır. Bu bölgenin yarıçapı, Jüpiter ile Satürn arasındaki uzaklıktan küçüktür. Eskiden
bu bölgeye iç uzay, asteroit kuşağının ötesindeki bölgeye
de dış uzay denmekteydi.
Günküresel akım katmanı
9.6.1 İç gezegenler
oluşturur.[34] Güneş'in dönen manyetik alanı gezegenlerarası ortamı etkileyerek Güneş Sistemi'nde en büyük yapı olan günküresel akım katmanını oluşturur.[35]
İç gezegenler. Soldan sağa: Merkür, Venüs, Dünya, ve Mars (boyutlar ölçeklidir.)
Dört iç gezegen yoğun, kayaç bir yapıya sahiptir. Doğal
uyduları ya çok azdır ya da hiç yoktur. Gezegen halkaları bulunmaz. Yüksek ergime noktasına sahip olan minerallerden oluşmuştur. Silikatlar katı taşküreyi ve yarı
akışkan mantoyu oluşturur. Demir ve nikel gibi metaller
Dünya yörüngesinden gözüken güney kutup ışıkları.
ise gezegenlerin çekirdeğini oluşturur. İç gezegenlerden
üçünün (Venüs, Dünya ve Mars) önemli birer atmosferi
Dünya'nın manyetik alanı atmosferini, Güneş rüzgârı ile vardır. Hepsinde gök taşlarının oluşturduğu kraterler ve
etkileşime girmekten korur. Venüs ve Mars’ın manyetik yanardağlar ile yarık vadiler gibi tektonik yüzey şekilleri
alanı yoktur dolayısıyla da Güneş rüzgârı bu gezegenlerin bulunur.
atmosferinin yavaş yavaş uzaya doğru kaçmasına neden
olur.[36] Güneş rüzgârının Dünya'nın manyetik alanıyla
Merkür Merkür (0,4 AB) Güneş'e en yakın ve en küetkileşime geçmesi sonucunda manyetik kutuplar yakınçük (0,055 Dünya kütlesi) gezegendir. Doğal uydusu
larında gözlemlenen kutup ışıkları oluşur.
yoktur ve gök taşı kraterlerinden başka bilinen tek
Kozmik ışınlar Güneş Sistemi dışı kaynaklıdır. Günküre
jeolojik özelliği; büyük bir olasılıkla oluşumunun
Güneş Sistemi'ni kısmen korur, ayrıca gezegenlerin manbaşlarında geçirdiği büzülme döneminde oluşmuş
yetik alanları (eğer varsa) da koruma sağlar. Yıldızlaraolan “kırışıklık sırtları"dır.[41] Merkür'ün önemsenrası ortamda bulunan kozmik ışınların yoğunluğu ve Gümeyecek kadar az olan atmosferi Güneş rüzgârı
neş'in manyetik alanının kuvveti çok uzun zaman dilimnedeniyle yüzeyinden kopan atomlardan oluşur.[42]
leri içinde değişiklik gösterir. Dolayısıyla da Güneş SisGörece büyük demir çekirdeği ve ince mantosu hetemi içinde kozmik ışıma düzeyi değişiklik gösterir ama
nüz tam olarak açıklanamamıştır. Varsayımlar arabunun ne kadar olduğu bilinmemektedir.[37]
sında, büyük bir çarpışma nedeniyle dış katmanlarından kurtulduğu ve genç Güneş'in enerjisi yüGezegenlerarası ortamda en az iki disk tipi kozmik toz
zünden tam olarak kaynaşma yoluyla büyüyemediği
bölgesi bulunur. Birincisi iç Güneş Sistemi'nde yer alan ve
vardır.[43][44]
zodyak ışıklarına neden olan zodyak toz bulutudur. Büyük
bir olasılıkla, gezegenler arasındaki etkileşim nedeniyle
asteroit kuşağında meydana gelen çarpışmalar sonucunda Venüs Venüs (0,7 AB) boyut olarak Dünya'ya yakınoluşmuştur.[38] İkincisi 10 AB ile 40 AB arasında uzanır
dır (0,815 Dünya kütlesi) ve Dünya'ya benzer şeve büyük bir olasılıkla Kuiper kuşağında meydana gelen
kilde demir çekirdeğin çevresinde kalın silikat bir
56
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
mantosu, önemli ölçüde bir atmosferi vardır, ayrı- 10 ile 10−4 m arasında kalan asteroitler gök taşı olarak
ca iç jeolojik etkinliğin varlığına dair kanıtlar mev- adlandırılır.[52]
cuttur. Ancak Dünya'dan çok daha kurudur ve atmosferi doksan kat daha yoğundur. Venüs’ün doğal
uydusu yoktur. Yüzey sıcaklığı 400 °C'nin üzerindedir, muhtemelen atmosferdeki sera gazları miktarının sebep olduğu bu durum Venüs’ü en sıcak
gezegen yapar.[45] Günümüzde jeolojik etkinlik olduğuna dair kesin kanıtlar bulunmamakla birlikte,
Venüs’ün önemli ölçüde bir atmosferi oluşturacak
manyetik alanı olmamasından dolayı, varolan atmosferin ancak volkanik patlamalarla yenilendiği
sanılmaktadır.[46]
Dünya Dünya (1 AB) iç gezegenlerin içinde en büyük ve
en yoğun olandır. Jeolojik etkinliği devam ettiği ve
üzerinde yaşam olduğu bilinen tek gezegendir. Sıvı
suküresi (hidrosfer) Yer benzeri gezegenler arasında eşsizdir ve levha hareketlerinin gözlemlendiği tek
gezegendir. Dünya'nın atmosferi diğer gezegenlerin
atmosferlerinden tamamen farklıdır, yaşamın olmaCeres
sı nedeniyle 21% serbest oksijen içerecek şekilde
[47]
değişmiştir.
Güneş Sistemi içindeki Yer benzeri gezegenler arasında tek büyük doğal uyduya, Ay'a
sahip olan gezegendir.
Ceres Ceres (2,77 AB) asteroit kuşağı içindeki en büyük
gök cismidir ve cüce gezegen olarak sınıflandırılMars Mars (1,5 AB) Dünya ve Venüs’ten küçüktür
mıştır. Çapı 1000 km'nin biraz altındadır, bu da ken(0,107 Dünya kütlesi). Çoğunlukla karbon diokdi Yer çekiminin küresel bir şekil oluşturabilmesi
sitten oluşan önemli bir atmosferi vardır. Olymiçin yeterlidir. Ceres 19. yüzyılda ilk keşfedildiğinpus Mons gibi yanardağlar ve Valles Marineris
de gezegen olarak düşünülmüş ancak daha sonraları
gibi yarık vadilerle kaplı olan yüzeyi çok yadiğer asteroitlerin de ortaya çıkmasıyla 1850'lerde
kın zamanlara kadar jeolojik etkinliğin devam
asteroit olarak sınıflanmıştır.[53] 2006 yılında cüce
[48]
ettiğini göstermektedir.
Mars’ın iki çok kügezegen olarak yeniden sınıflandırılmıştır.
çük doğal uydusu vardır. Deimos ve Phobos'un
Mars’ın çekimine kapılmış olan asteroitler olduğu
düşünülmektedir.[49]
Asteroitler asıl olarak kaya ve uçucu olmayan minerallerden oluşan küçük, Güneş Sistemi gök cisimleridir.
Ana asteroit kuşağı Mars ile Jüpiter arasında, Güneş'ten
2,3 ile 3,3 AB uzaklıktadır. Güneş Sistemi'nin oluşumundan kaldıkları ve Jüpiter'in kütleçekim gücü nedeniyle bir
araya gelip bir gezegen oluşturamadıkları düşünülmektedir.
Asteroitlerin büyüklüğü birkaç yüz kilometreden mikroskobik boyutlara kadar değişmektedir. En büyükleri olan
Ceres dışında hepsi Güneş Sistemi küçük gök cismi olarak sınıflandırılır, ancak Vesta, Pallas ve Hygiea gibi bazı
asteroitler hidrostatik dengeye ulaştıkları kanıtlanırsa cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılabilirler.
Asteroit grupları Ana kuşaktaki asteroitler yörünge
özelliklerine göre gruplara ve ailelere ayrılır. Asteroit uydular, daha büyük asteroitlerin etrafında dönen asteroitlerdir. Gezegenlerin uyduları kadar belirgin olarak ayrılamazlar, ve bazen etrafında döndükleri asteroit kadar büyük olurlar. Asteroit kuşağında ayrıca Dünya'nın suyunun kaynağı olabilecek
ana kuşak kuyruklu yıldızları da bulunur.[54]
Truvalı asteroitler Jüpiter'in Lagrange noktaları olan L4
ve L5 noktalarının (bir gezegenin yörüngesinde kütleçekimsel olarak kararlı bölgeler) her iki yanında yer alır.
“Truvalı" terimi ayrıca diğer gezegen ve uyduların Lagrange noktalarında bulunan küçük gök cisimleri içinde
Asteroit kuşağı içinde çapı bir kilometreyi geçen on- kullanılır. Hilda ailesi Jüpiter ile 2:3 yörüngesel rezonans
binlerce belki de milyonlarca gök cismi bulunur.[50] içindedir, yani Jüpiter'in Güneş etrafında dolandığı her
Buna rağmen ana asteroit kuşağının toplam kütlesi- iki turda Hilda ailesi asteroitleri üç tur atar.
nin Dünya'nın kütlesinin binde birini geçmesi pek olası İç Güneş Sistemi içinde ayrıca birçok başıboş asteroit de
değildir.[51] Ana kuşak çok yoğun değildir ve uzay son- bulunur. Bunların yörüngeleri iç gezegenlerin yörüngeleri
daları sorunsuz olarak buradan geçebilmektedir. Çapları ile kimi zaman çakışır.
9.7. ORTA GÜNEŞ SİSTEMİ
9.7 Orta Güneş Sistemi
57
gibi yarı kalıcı oluşumlara neden olur. Jüpiter'in bilinen altmış üç doğal uydusu vardır. En büyük dört
uydusu Ganymede, Callisto, İo, ve Europa yanardağ oluşumu ile içeriden ısınma gibi özellikler bakımından Yer benzeri gezegenler ile benzerlikler
gösterir.[56] Güneş Sistemi'nin en büyük doğal uydusu Ganymede Merkür'den daha büyüktür.
Güneş Sistemi'nin orta bölgesinde gaz devleri ve bunların gezegen boyutunda uyduları yer alır. Centaurlar gibi
birçok kısa dönemli kuyruklu yıldız da bu bölgede bulunur. Bu bölgeye bazen "Dış Güneş Sistemi" de denir
ancak bu terim son zamanlarda Neptün ötesindeki bölge için kullanılmaktadır. Bu bölgede bulunan katı gök cisimleri İç Güneş Sistemi'nin kayalıklı üyelerinden daha Satürn Satürn (9,5 AB), geniş halkaları ile tanınır ve
yüksek oranda “buz” içeren (su, amonyak ve metan) bir
atmosferik içeriği gibi çeşitli noktalarda Jüpiter ile
yapıya sahiptir.
benzerlik gösterir. Satürn'ün kütlesi çok daha azdır (95 Dünya kütlesi). Satürn'ün altmış bilinen ve
üç tane doğrulanmamış doğal uydusu vardır. Bun9.7.1 Dış gezegenler
ların ikisi Titan ve Enceladus buzdan oluşmalarına
rağmen volkanik etkinlik gösterir.[57] Titan, Merkür'den daha büyüktür ve Güneş Sistemi'nde önemli
bir atmosfere sahip olan tek uydudur.
Uranüs Uranüs (19,6 AB), dış gezegenlerin en hafifidir (14 Dünya kütlesi). Gezegenler arasında tutulum
çemberi ile doksan derecenin üzerinde açı yapan
eksenel eğikliğe sahip tek gezegendir, Güneş'in etrafında yan yatmış olarak döner. Çekirdeği diğer
gaz devlerine göre daha soğuktur ve uzaya çok az
ısı yayar.[58] Uranüs’ün yirmi yedi bilinen doğal uydusu vardır. Bunlar arasında en büyükleri Titania,
Oberon, Umbriel, Ariel ve Miranda'dır.
Neptün Neptün (30 AB), Uranüs’ten biraz küçük olmasına rağmen daha ağır (17 Dünya kütlesi) ve
yoğundur. Daha fazla iç ısı yaymasına rağmen bu
Jüpiter ve Satürn'den daha azdır.[59] Neptün'ün
bilinen on üç doğal uydusu vardır. En büyüğü
Triton sıvı nitrojenden kaynaçları ile jeolojik olarak
etkindir.[60] Triton, geri devimli yörüngeye sahip olduğu bilinen tek doğal uydudur.
Yukarıdan aşağıya: Neptün, Uranüs, Satürn, ve Jüpiter (ölçeksiz).
9.7.2 Kuyruklu yıldızlar
Dört dış gezegen ya da gaz devi Güneş'in çevresindeki
yörüngede dönen kütlenin %99'unu oluşturur. Jüpiter ve
Satürn'ün atmosferleri asıl olarak hidrojen ve helyumdan
oluşur. Uranüs ve Neptün'ün atmosferlerinde yüksek yüzdelerde su, amonyak ve metan “buz"u bulunur. Bazı gök
bilimciler bu iki gezegenin “buz devi” adı verilen başka
bir sınıfta değerlendirilmesini önermiştir.[55] Gaz devlerinin dördünün de gezegen halkaları vardır ancak sadece
Satürn'ün halkaları Dünya'dan kolaylıkla gözlemlenmektedir.
Kuyruklu yıldızlar, yalnızca birkaç kilometre büyüklüğünde olan, asıl olarak uçucu buzlardan oluşan Güneş Sistemi küçük gök cisimleridir. Oldukça fazla dışmerkezli
yörüngeleri bulunur. Genellikle günberileri iç gezegenlerin yörüngeleri yakınında, günöteleri de Plüton'un ötesindedir. Bir kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemi'ne girdiğinde
Güneş'e yakınlığı nedeniyle buzdan yüzeyleri süblimleşerek iyonize olur ve çıplak gözle görülebilen gaz ve tozdan
oluşan uzun kuyruklu yıldız saçını (koma) oluşturur.
Jüpiter Jüpiter (5,2 AB), diğer gezegenlerin tüm kütlesinin 2,5 katına denk gelen 318 Dünya kütlesiyle en büyük gezegendir. Asıl olarak hidrojen ve
helyumdan oluşmuştur. Jüpiter'in kuvvetli iç ısısı atmosferinde bulut kuşakları ve Büyük Kırmızı Leke
Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar iki yüz yıldan az süren
yörüngelere sahiptir. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızların yörüngesi binlerce yıl sürer. Kısa periyotlu kuyruklu
yıldızların Kuiper kuşağında, Hale-Bopp kuyruklu yıldızı gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızların da Oort bulutunda doğduklarına inanılır. Kreutz grubu gibi birçok
58
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
ifade edilmekteyse de bazıları bu terimi asteroit kuşağının ötesi için kullanır.
9.8.1 Kuiper kuşağı
Hale-Bopp kuyruklu yıldızı
Bilinen tüm Kuiper kuşağı gök cisimlerinin dört dış gezegen ile
birlikte görüntüsü.
kuyruklu yıldız grubu tek bir ana kuyruklu yıldızın parçalanmasıyla oluşmuştur.[61] Hiperbolik yörüngeye sahip
bazı kuyruklu yıldızlar Güneş Sistemi dışından gelmiş
olabilir ancak bunların yörüngelerini belirlemek oldukça
zordur.[62] Uçucu bileşenlerinin çoğu Güneş'e yaklaştıklarında oluşan ısınma nedeniyle artık tamamen kaybolmuş olan eski kuyruklu yıldızlar sıklıkla asteroit olarak
sınıflandırılır.[63]
Kuiper kuşağı bölgenin ilk oluşumudur ve asteroit kuşağına benzer şekilde büyük bir enkaz halkasıdır ancak büyük ölçüde buzdan oluşmuştur. Güneş'ten 30 ile 50 AB
uzaklıktadır. Bu bölgenin kısa periyotlu kuyruklu yıldızların doğduğu yer olduğu düşünülmektedir. Genel olarak küçük Güneş Sistemi cisimlerinden oluşmuştur fakat
Quaoar, Varuna, (136108) 2003 EL61 , (136472) 2005
FY9 ve Orcus gibi Kuiper kuşağının en büyük cisimleri cüce gezegenler olarak tekrar sınıflandırılabilir. Çapı
50 km'nin üzerinde 100.000'den fazla Kuiper kuşağı gök
cismi olduğu tahmin edilmektedir ancak Kuiper kuşağının toplam kütlesinin Dünya'nın kütlesinin onda biri hatta yüzde biri olduğu düşünülmektedir.[67] Birçok Kuiper
kuşağı gök cisminin birden fazla doğal uydusu vardır. Çoğunun yörüngesi tutulum çemberinin dışına çıkar.
Centaurlar Centaurlar, Jüpiter ile Neptün arasındaki
bölgede yörüngede olan, 9 ile 30 AB uzaklıkta bulunan, buzdan oluşan kuyruklu yıldız benzeri gök cisimleridir. Bilinen en büyük centaur 10199 Chariklo'nun çapı 200 ile 250 km arasındadır.[64] İlk keşfedilen centaur 2060 Chiron kuyruklu yıldız olarak
adlandırılmıştır çünkü Güneş'e yaklaştıkça kuyruklu yıldızlar gibi bir kuyruk oluşturur.[65] Bazı gök bi- Kuiper kuşağı kabaca “rezonant” kuşak ve “klasik” kuşak
limciler centaurları içeri doğru saçılmış Kuiper ku- olarak ikiye ayrılabilir. Rezonant kuşak, yörüngesi Nepşağı gök cisimleri olarak sınıflandırır.[66]
tün'ün yörüngesine bağlı olan gök cisimlerinden oluşur.
Örneğin Neptün'ün her üç dönüşü için iki kere dönen ya
da her iki dönüşü için bir kere dönen gök cisimleri gibi. Rezonant kuşak aslında Neptün'ün yörüngesi içinde
9.8 Neptün ötesi bölge
başlar. Klasik kuşakta Neptün ile rezonans hâlinde olmabulunur ve kabaca 39,4 AB ile 47,7 AB
Neptün'ün ötesindeki alan ya da "Neptün ötesi bölge", hâ- yan gök cisimleri[68]
Klasik Kuiper kuşağının bireyleri ilk
arasında
yer
alır.
lâ büyük oranda keşfedilmemiş durumdadır. En büyüğü
keşfedilen
üyeleri
(15760)
1992 QB1 'in isminden ötürü
Dünya'nın beşte biri kadar bir çapa ve Ay'dan daha küçük
[69]
cubewano
olarak
adlandırılır.
bir kütleye sahip, çoğunlukla kaya ile buzdan oluşmuş, oldukça çok sayıda küçük gezegencikten meydana geldiği
görünmektedir. Bu bölge bazen Dış Güneş Sistemi olarak Plüton ve Charon
9.8. NEPTÜN ÖTESİ BÖLGE
59
polar
view
olan iki doğal uydu Nix ve Hydra Plüton ile
Charon'un etrafında döner.
0
50
[AU]
plutinos
classical
i [deg]
9.8.2 Seyrek disk
40
20
polar
view
ecliptic
view
0
Plüton Neptün ile 3:2'lik bir rezonans içinde
(Neptün'ün Güneş etrafında her üç dönüşü için
Plüton iki kere döner) rezonans kuşağında yer
alır. Kuiper kuşağı içinde bu rezonansı paylaşan gök cisimlerine plütinolar denir.[70]
50
[AU]
0
80
50
Rezonant ve klasik Kuiper kuşağını gösteren diyagram
Plüton (ortalama 39 AB) cüce gezegeni Kuiper kuşağının bilinen en büyük gök cismidir. 1930 yılında keşfedildiğinde Güneş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olarak değerlerdirilmişti, 2006 yılında resmî bir gezegen tanımının kabulünden sonra bu değişmiştir. Plüton'un yörüngesi görece dış merkezlidir. Tutulum düzlemiyle 17 derecelik bir açı yapar ve
günberide 29,7 AB'den (Neptün'ün yörüngesi
içinde) günötede 49,5 AB'ne kadar uzanır.
100
60
i [deg]
150 [AU]
classical
resonant
scattered
40
20
ecliptic
view
0
50
100
150 [AU]
Kara: seyrek; mavi: klasik; yeşil: rezonant
Seyrek disk Kuiper kuşağı ile örtüşür ama daha da dışarıya doğru uzanır. Seyrek diskte bulunan gök cisimlerinin
Kuiper kuşağından geldiğine inanılır. Bu gök cisimleri
Neptün'ün oluşum aşamasındaki dışarı doğru hareketi sırasında meydana gelen kütleçekimsel etkiler sonucunda
kararsız yörüngelere saçılmışlardır. Seyrek diskteki gök
cisimlerinin çoğunun günberisi Kuiper kuşağı içindedir
ama günötesi 150 AB kadar uzaktadır. Bu gök cisimlerinin yörüngeleri tutulum düzlemi ile oldukça eğimlidir ve
hatta kimi zaman diktir. Bazı gök bilimciler seyrek diskin
Kuiper kuşağının bir bölgesi olarak değerlendirir ve buradaki nesneleri “seyrek Kuiper kuşağı nesneleri” olarak
tanımlarlar.[71]
Eris
Plüton ve bilinen üç doğal uydusu.
Plüton'un en büyük uydusu olan Charon'un gelecekte uydu sınıfında mı kalacağı yoksa cüce gezegen olarak mı sınıflandırılacağı kesinlik kazanmamıştır. Plüton ve Charon yüzeylerinin ötesindeki bir kütle merkezinin etrafındaki yörüngede döner ve bundan dolayı PlütonCharon bir ikili sistem oluşturur. Daha küçük
Eris (ortalama 68 AB) bilinen en büyük seyrek
disk gök cismidir. Tahmini 2400 km'lik çapıyla Plüton'dan 5% daha büyük olması nedeniyle bir gezegenin nasıl tanımlanacağı konusundaki tartışmaları başlatmıştır. Bilinen cüce gezegenlerin en büyüğüdür.[72] Tek doğal uydusu Dysnomia'dır. Plüton gibi yörüngesi oldukça dış merkezlidir. Günberisi 38,2 AB (kabaca
Plüton'un Güneş'ten uzaklığına eş) ve günötesi
97,6 AB'dir.
60
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
aksi yönde de bunun birçok katı kadar uzanır. Günkürenin dış sınırına gündurgun adı verilir. Bu bölge Güneş
rüzgârının tamamen sona erdiği ve yıldızlararası uzayın
başladığı noktadır.[73]
Günkürenin dış kenarının şekli, hem yıldızlararası ortam
ile olan etkileşimlerin akışkanlar dinamiğine göre[74] hem
de güneye doğru yönelen Güneş'in manyetik alanıyla belirlenir. Örneğin, kuzey yarıkürede, güney yarıküreye göre 9 AB daha öteye uzanır. Gündurgunun ötesinde yaklaşık 230 AB'nde Güneş'in Samanyolu içinde yol alırken
geride bıraktığı plazma dalgası bulunur.[75]
Henüz gündurgunun ötesine hiçbir uzay aracı geçmemiştir bu nedenle de yerel yıldızlararası uzayın koşullarını kesin olarak bilmek mümkün değildir. Günkürenin Güneş
Sistemi'ni kozmik ışınlardan nasıl koruduğu tam olarak
anlaşılamamıştır. Bunu anlamak için günkürenin ötesine
bir görev uçuşu düzenlenmesi önerilmiştir.[76][77]
Eris ve doğal uydusu Dysnomia
9.9.2 Oort bulutu
9.9 Daha öte bölgeler
Plüto'nun yörüngesi
Küiper cismi 1998 WW31
in yörüngesi
Küiper kuşaği ve diş
güneş sistemi gezegen yörüngeleri
Voyager günkınına (heliosheath) girerken.
Oort bulutu
(milyarlarca
kuyruklu yildizi
oluşturduğunainan ilir)
Güneş Sistemi'nin bitip yıldızlararası uzayın başladığı
nokta tam olarak tanımlanmamıştır, çünkü dış sınırlar iki
ayrı kuvvet tarafından, Güneş rüzgârı ve Güneş'in kütle- Sanatçı gözüyle Kuiper kuşağı ve varsayımsal Oort bulutu
çekimi tarafından şekillenir. Güneş rüzgârının yaklaşık
olarak Plüton'un uzaklığının dört katı kadar uzaklıkta yıldızlararası ortama yenik düştüğüne inanılır. Ancak Güneş'in Roche küresinin yani kütleçekimsel etkisinin, etkin menzilinin bin kat daha öteye uzandığına inanılır.
9.9.1
Gündurgun (Heliopause)
Günküre iki ayrı bölgeye ayrılır. Güneş rüzgârı azami hızıyla Plüton'un yörüngesinin üç katı uzaklığa yani yaklaşık 95 AB öteye kadar uzanır. Bu bölgenin kıyısı Güneş rüzgârının yıldızlararası ortamdan gelen rüzgârlarla
çarpıştığı noktadır. Burada rüzgâr yavaşlar, yoğunlaşır ve
daha türbülanslı hâle gelir. Bir kuyruklu yıldızın kuyruğu
gibi görünen ve davranan, günkını diye bilinen büyük oval
bir yapı oluşur ve yıldız rüzgârı yönünde 40 AB kadar, Sedna'nın teleskopik görseli.
9.10. SAMANYOLU İÇİNDEKİ YERİ
61
Varsayımsal Oort bulutu bir trilyon kadar buz gök cisminden oluşan, tüm uzun periyotlu kuyruklu yıldızların doğduğu yer olduğuna inanılan, Güneş Sistemi'ni 50 AB'den
çevrelemeye başlayarak kabaca 1 ışık yılı, 50.000 AB
uzaklığa kadar yayılan ve 100.000 AB'e kadar (1,8 ışıkyılı) uzanması olası olan büyük bir kütledir. Dış gezegenlerle olan kütleçekimsel etkileşimler sonucunda iç Güneş
Sistemi'nden dışarı doğru atılmış gök cisimlerinden oluştuğuna inanılır. Oort bulutu gök cisimleri çok yavaş hareket eder ve çarpışmalar, geçen bir yıldızın kütleçekimsel
etkileri ya da galaktik gelgit gibi sık rastlanmayan olaylardan etkilenir.[78][79]
Sedna ve İç Oort bulutu
90377 Sedna büyük, Plüton benzeri kızılımsı
bir gök cismidir. Çok büyük bir ekliptik yörüngesi vardır, günberisi 76 AB'den başlar ve
günötesi 928 AB'den geçer, dönüşü 12.050 yıl
sürer. Gök cismini 2003 yılında bulan Mike
Brown, Sedna'nın ne seyrek diskin ne de Kuiper kuşağının bir parçası olamayacağını, çünkü günberisinin Neptün'ün dışarı doğru hareketinden etkilenemeyecek kadar uzakta olduğunu belirtir. Onunla birlikte bazı gök bilimciler, 45 AB'lik günberi, 415 AB'lik günöte ve 3420 yıllık yörünge periyoduna sahip
olan 2000 CR105 gök cismiyle birlikte Sedna'nın ayrı bir sınıflandırmaya ait olabileceğini düşünmektedir.[80] Brown bu yeni sınıflandırmayı "İç Oort bulutu” olarak tanımlar. Her
ne kadar Güneş'e yakın olsa da Oort bulutunun
oluşumuna benzer bir süreç ile oluşmuş olabileceği düşünülmektedir.[81]
9.9.3
Sınırlar
Güneş Sistemi'mizin çoğu hâlâ bilinmemektedir. Güneş'in kütleçekim alanının yaklaşık iki ışık yılı (125.000
AB) uzaklığa kadar olan çevredeki yıldızların kütleçekim kuvvetlerine baskın çıktığı tahmin edilmektedir. Buna karşın Oort bulutunun dış kısmı 50.000 AB'nin ötesine
geçemez.[82] Sedna gibi buluşlara rağmen, Kuiper kuşağı
ile Oort bulutu arasındaki onbinlerce AB yarıçaplı alanın
hemen hemen hiç haritası çıkarılamamıştır. Aynı zamanda Merkür ile Güneş arasındaki bölge hakkında da çalışmalar devam etmektedir.[83] Güneş Sistemi'nin haritalanmamış bölgelerinde yeni gök cisimleri hâlâ keşfedilebilir.
Güneş Sisteminin gök adamız içinde yeri
içindedir.[85] Güneş’in gök ada merkezinden uzaklığı yaklaşık 30,000 ışık yılıdır ve gök ada içinde hızı yaklaşık
220 km/s’dir, öyle ki tam bir turu her 225–250 milyon
yılda bir atmaktadır. Bu tur Güneş Sistemi'nin gök adasal yılı olarak bilinir.[86]
Güneş Sistemi’nin gök ada içindeki konumu, Dünya üzerinde yaşamın oluşmasında büyük olasılıkla etken olmuştur. Yörüngesi hemen hemen daireseldir ve kabaca spiral
kollarla aynı hıza sahiptir, yani çok nadiren spiral kolların içinden geçer. Spiral kollar potansiyel olarak tehlikeli olan süpernovaların daha yoğun olarak bulunduğu
bir bölge olduğu için, bu özellik Dünya üzerinde yaşamın oluşabilmesi için çok uzun süreli yıldızlararası kararlılık periyotları sağlamıştır.[87] Güneş Sistemi aynı zamanda gök ada merkezinin yıldızlarla dolu ortamından da
uzaktadır. Merkezde, yakındaki yıldızlardan gelen kütleçekimsel etkiler Oort bulutunda bulunan gök cisimlerini
rahatsız edebilir ve iç Güneş Sistemi'ne birçok kuyruklu
yıldız gönderebilirdi. Bu da Dünya üzerindeki yaşamı sona erdirecek potansiyeli olan çarpışmalara neden olabilirdi. Gök ada merkezinin yoğun ışıması da karmaşık yaşamın gelişmesini engelleyebilirdi.[87] Bazı bilimadamlarının görüşüne göre, Güneş Sistemi’nin şimdiki konumunda bile, yakın geçmişte oluşmuş süpernovalar radyoaktif
toz tanecikleri ve kuyruklu yıldız benzeri gök cisimlerini
Güneş’e doğru göndermek suretiyle, son 35.000 yıl içinde
Dünya’daki yaşamı ters yönde etkileyebilirlerdi.[88]
9.10.1 Yakın çevre
9.10 Samanyolu içindeki yeri
Güneş Sistemi, yaklaşık 100.000 ışık yılı çapında olan ve
içinde 200 milyar civarında yıldız barındıran Samanyolu
gök adasında yer alır.[84] Güneşimiz Samanyolu’nun
Orion kolu diye bilinen dış spiral kollarından birinin
Güneş Sistemi’nin gök adadaki yakın çevresi, Yerel Yıldızlararası Bulut olarak bilinir, Yerel kabarcık içerisindeki yaklaşık 30 ışık yılı genişliğinde yoğun bir bulut alanıdır. Yerel Kabarcık, yıldızlararası ortam içinde bulunan,
kum saati şeklinde ve yaklaşık 300 ışık yılı genişliğinde bir boşluktur. Kabarcık yakın geçmişte oluşmuş çeşit-
62
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
gökyüzünde bulunan kutsal göksel nesnelerden de farklı
bir kategorideydi. Mikolaj Kopernik ve Hint gök bilimci Aryabhata ile Yunan filozof Samoslu Aristarchus gibi
öncülleri kozmosun Güneş merkezli düzeni hakkında kuramlar geliştirmişlerdi. Galileo Galilei, Johannes Kepler,
ve Isaac Newton tarafından önderlik edilen 17. yüzyılın
kavramsal ilerlemeleri aşama aşama yalnızca Dünya’nın
Güneş’in etrafında döndüğü fikrinin değil aynı zamanda
diğer gezegenlerin de Dünya’nın uyduğu aynı fiziksel kurallara uyduğu dolayısıyla da tinsel değil maddesel varlıklar olduğu fikirlerinin de Kabul edilmesini sağlamıştır.
9.11.1 Teleskopik gözlemler
Sanatçı gözüyle Yerel Kabarcık
li süpernovaların ürünü olan yüksek sıcaklıkta plazma ile
kaplanmıştır.[89]
Güneş’in yıldızlararası uzayda izlediği yol üzerindeki doruk noktası Lyra takımyıldızının en parlak yıldızı olan
Vega’nın bulunduğu yöndedir.[90]
Güneş’e on ışık yılı (95 trilyon km) yakınlıktaki alanda
nispeten az yıldız bulunur. En yakını 4,4 ışık yılı uzaklıkta bulunan üçlü yıldız sistemi Alpha Centauri’dir. Alpha
Centauri A ve Alpha Centauri B Güneş benzeri, birbirine
yakın bir çift yıldızdır. Aynı zamanda Proxima Centauri
olarak da bilinen küçük kızıl cüce Alpha Centauri C bu
çift yıldıza 0,2 ışık yılı uzaklıktaki yörüngede döner. Bunlardan sonra 5,9 ışık yılı uzaklıkta kızıl cüce Barnard Yıldızı, 7,8 ışık yılı uzaklıkta kızıl cüce Wolf 359 ve 8,3 ışık
yılı uzaklıkta kızıl cüce Lalande 21185 yer alır. On ışık
yılı yakınlıkta bulunan en büyük yıldız, Güneş’in iki katı
kütleye sahip parlak bir anakol yıldızı olan Sirius’dur. Bu
yıldızın yörüngesinde Sirius B denen beyaz cüce döner.
Sirius 8,6 ışık yılı uzaklıktadır. On ışık yılı içinde bulunan diğer yıldız sistemleri 8,7 ışık yılı uzaklıktaki ikili
kızıl cüce sistemi Luyten 726-8 ve 9,7 ışık yılı uzaklıkta
yer alan tekil kızıl cüce Ross 154’tür[91] Güneş’e benzer
en yakın tekil yıldız 11,9 ışık yılı uzakta bulunan Tau Ceti’dir. Kütlesi Güneş’in kütlesinin yüzde seksenidir ancak
parlaklığı yalnızca yüzde altmışı kadardır.[92] Güneş’e en
yakın gezegen sistemine sahip yıldız sistemi, 10,5 ışık yılı
uzakta yer alan ve Güneş’ten daha az parlak ve daha çok
kızıl olan Epsilon Eridani yıldız sistemidir. Varlığı kanıtlanan tek gezegeni Epsilon Eridani b’nin kütlesi kabaca
Jüpiter’in 1,5 katıdır ve yıldızının çevresinde her 6,9 yılda bir tur atar.[93]
9.11 Keşif ve araştırma
Isaac Newton’un teleskopunun bir kopyası.
Güneş Sistemi’nin ilk araştırması, gök bilimcilerin çıplak
gözle görülemeyecek kadar sönük olan gök cisimlerinin
haritasını çıkarmaya başladıklarında teleskoplarla yapıldı.
Galileo Galilei, Güneş Sistemi’nin üyeleri hakkında fiziksel bulguları keşfeden ilk kişidir. Ay yüzünde kraterler olduğunu Güneş’in üzerinde Güneş lekeleri bulunduğunu, ve Jüpiter’in yörüngesinde dört uydusu olduğunu keşfetmiştir.[94] Galileo’nun keşifleri takip eden
Christiaan Huygens Satürn'ün uydusu Titan’ı ve Satürn’ün
halkalarının şeklini keşfetmiştir.[95] Giovanni Domenico
Cassini, Satürn’in dört uydusunu, Satürn’ün halkaları arasında yer alan Cassini ayrımını, ve Jüpiter’in Büyük Kırmızı Leke’sini keşfetmiştir.[96]
Edmond Halley 1705 yılında bir kuyruklu yıldızın farklı
zamanlarda görülen kayıtlarının aslında her 75-76 yılda
bir düzenli olarak geri gelen bir gök cismine ait olduğunu
farketti. Bu Güneş’in çevresinde gezegenlerin dışında gök
cisimlerinin de yörüngede olduğuna dair ilk kanıttı.[97]
Bu sıralarda (1704) “Güneş sistemi” terimi ilk olarak kullanılmaya başlandı[98]
Binlerce yıl boyunca birkaç istisna haricinde insanoğ- William Herschel 1781 yılında Taurus takımyıldızında
lu Güneş Sistemi’nin varlığına inanmadı. İnanışlara göre bir ikili yıldız sistemini incelerken yeni bir kuyruklu yılDünya, Evren’in merkezinde sabit olarak durmaktaydı ve dız olduğunu sandığı bir gök cismiyle karşılaştı. Aslında
9.11. KEŞİF VE ARAŞTIRMA
63
bu gök cisminin yörüngesi yeni bir gezegen olduğunu ka- yılında Plüton’dan daha büyük olan, Neptün’ün keşfinden
nıtladı. Uranüs keşfedilen ilk gezegendir.[99]
sonra, Güneş etrafında dolanan en büyük gök cismi Eris’i
[105]
Giuseppe Piazzi 1801 yılında Mars ile Jüpiter arasında keşfetti.
başlarda yeni bir gezegen olduğuna inanılan Ceres’i keşfetti. Ancak aynı bölgede ardı ardına gelen küçük dün9.11.2
yaların keşfi sonucunda yeni bir sınıflama olan asteroit
[100]
ortaya çıkmıştır.
Uzay araçları ile gözlemler
Uranüs’ün yörüngesi üzerindeki tutarsızlık 1846 yılında daha uzaktan büyük bir gezegenin çekim gücünün
etkisi olabileceği kanısını uyandırdı. Urbain Le Verrier'nin hesaplamaları sonucunda Neptün’ün keşfi mümkün oldu.[101] Merkür'ün yörüngesinin aşırı günberi devinimi Le Verrier’yi 1859 yılında Merkür ötesinde Vulkan
adında bir gezegen olduğunu önermeye itti ama sonradan
bunun doğru olmadığı anlaşıldı.
Güneş Sistemi’nin tam olarak ne zaman keşfedildiği tartışma konusu olsa da 19. yüzyılda gerçekleştirilen iki gözlem Güneş Sistemi’nin doğasını ve Evren'deki yerini şüphe götürmeyecek şekilde ortaya koymuştur. Bunlardan
birincisi 1838 yılında Friedrich Wilhelm Bessel’in başarılı bir şekilde Dünya’nın Güneş etrafındaki hareketinin neden olduğu, bir yıldızın konumunda olan görünen
kaymayı, yıldız ıraklık açısını ölçmesidir. Bu Güneş merkezliliğin ilk doğrudan deneysel kanıtı olmasının ötesinde
Güneş Sistemimiz ile diğer yıldızlar arasında engin uzaklıkların varolduğunu da açığa çıkarmıştır. İkinci olarak da
1856 yılında Peder Angelo Secchi, yeni icat edilen spektroskop kullanarak Güneş’in ve diğer yıldızların tayf izlerini birbiriyle karşılaştırdı ve hemen hemen aynı olduklarını ortaya çıkardı. Güneş’in bir yıldız olduğunun farkına varılması, diğer yıldızların da kendi sistemleri olacağı Sanatçı gözüyle Pioneer 10. 1983 yılında Plüton’un yörüngesivarsayımını doğurdu ancak bunun kanıtlanması için 140 nin ötesine geçmiş, son mesajı Ocak 2003’te 82 AB uzaklıktan
alınmıştır. 35 yaşındaki bu uzay sondası 43,400 km/s hızla Güyıl geçmesi gerekti.
[106]
Dış gezegenlerin yörüngelerinde olan diğer tutarsızlıklar
Percival Lowell’ı daha da ötede bir başka gezegen daha
olması sonucuna itti. Ölümünden sonra Lowell Gözlemevi’nin sürdürdüğü araştırma sonucunda Clyde Tombaugh
1930 yılında Plüton’u keşfetti. Ancak Plüton dış gezegenlerin yörüngelerini bozamayacak kadar küçüktü ve buluşu dolayısıyla tesadüfidir. Ceres gibi Plüton’da önceleri
gezegen olarak sınıflandırıldı ancak yakınlarında benzer
gök cisimlerinin bulunması üzerine UAB tarafından 2006
yılında cüce gezegen olarak tekrar sınıflandırıldı.[101]
neş’ten uzaklaşmaktadır.
Uzay Çağı’nın başlangıcından beri önemli ölçüde araştırma, çeşitli uzay araştırma kurumları tarafından düzenlenen misyonlarda robot uzay araçları tarafından gerçekleştirildi.
Güneş Sistemi’nde bulunan tüm gezegenler Artık Dünya’dan fırlatılan uzay araçları ile ziyaret edilmiştir. İnsansız gerçekleştirilen bu misyonlarda tüm gezegenlerin yakından çekilmiş fotoğrafları elde edilmiş, ve yüzeye inildiği durumlarda toprak ve atmosfer analizleri kısmen gerKendi gezegen sistemimizin dışında 1992 yılında PSR çekleştirilebilmiştir.
1257+12 atarcasının yörüngesinde gezegen sisteminin
varlığına dair ilk kanıtlar bulundu. Üç yıl sonra ilk Gü- Uzaya gönderilen insan yapısı ilk nesne 1957’de fırlatılan
neş Sistemi dışında güneşbenzeri bir yıldızın etrafında ve bir yılı aşkın bir süre yörüngede kalan Sovyet uydudönengezegen olan 51 Pegasi b keşfedildi. 2008 yılı iti- su Sputnik 1 ‘dir. Uzaydan Dünya’nın resmini ilk olarak
1959’da fırlatılan ABD uzay sondası Explorer 6 çekmişbariyle 221 gezegen sistemi bulunmuştur.[102]
tir.
Gök bilimciler David Jewitt ve Jane Luu 1992 yılında
(15760) 1992 QB1 ’yı keşfetti. Bu Kuiper kuşağı diye bilinecek olan, Plüton ve Charon gibi buz gök cisimlerinin Alçaktan uçuşlar
bulunduğu ve asteroit kuşağı benzeri bölgede bulunan ilk
gök cismiydi.[103][104]
Güneş Sistemi’nde bulunan gök cisimlerinin üzerinden
Mike Brown, Chad Trujillo ve David Rabinowitz 2005 alçaktan uçmayı başaran ilk sonda 1959 yılında Ay görevinde bulunan Luna 1 ‘dir. Aslında Ay yüzüne çarpması
64
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
planlanan sonda hedefini kaçırmış ve Güneş’in çevresin- ğer Kuiper kuşağı gök cisimlerini gözlemlemek için
de yörüngeye giren ilk insan yapısı nesne olmuştur. Mari- uzatılabilecektir.[109]
ner 2 1962 yılında Venüs’ün yakınından geçerek başka bir
gezegene yaklaşan ilk sonda olmuştur. Mars yakınından
yapılan ilk başarılı uçuş 1964’te Mariner 4 iledir. Mer- Yörünge, iniş ve gezginci robotlar
kür’ün yakınından ise 1974’te Mariner 10 ile geçilmiştir.
1966 yılında Ay, yörüngesinde insan yapımı bir yapay
uydu bulunan (Luna 10) ilk gök cismi olmuştur. Bu uyduyu 1971 yılında , Mars gezegeninin yörüngesine giren Mariner 9, 1975 yılında Venüs’ün yörüngesine giren Venera 9, 1995’te Jüpiter’in yörüngesine giren Galileo), 2000 yılında asteroit 433 Eros’un yörüngesine giren
NEAR Shoemaker ve 2004 yılında Satürn’ün yörüngesine giren Cassini–Huygens izlemiştir. MESSENGER uzay
sondası 2011 yılında Merkür’ün yörüngesine girmek üzere yoldadır. 2011 yılında Vesta asteroitinin yörüngesine
,2015 yılında da cüce gezegen Ceres’in yörüngesine Dawnuzayaracı girecektir.
Voyager 1 tarafından, 6 milyar km uzaktan çekilen Dünya görseli. Işık çizgileri Güneş’ten yayılan ışınların kırınımıyla oluşmuştur.
Bir diğer Güneş Sistemi gök cismine iniş yapan ilk sonda Sovyet yapımı Luna 2 uzay sondasıdır ve 1959 yılında
Ay’a çarpmıştır. Bu tarihten sonra giderek daha da uzaktaki gezegenlere ulaşılmıştır. 1966 yılında Venüs’ün yüzeyine Venera 3, 1971’de Mars’ın yüzeyine Mars 3, 2001
yılında asteroid 433 Eros’un yüzeyine NEAR Shoemaker,
2005 yılında Satürn'ün doğal uydusu Titan yüzeyine Huygens ve kuyruklu yıldız Tempel 1’in yüzeyine Deep Impact inmiş ya da çakılmıştır. Galileo yörüngeden 1995 yılında Jüpiter’in atmosferine bir sonda göndermiştir. Jüpiter’in fiziksel bir yüzeyi olmadığı için aşağı indikçe artan
sıcaklık ve basınç sonucu sonda yok olmuştur.
Günümüze kadar yalnızca Ay ve Mars üzerine gezginci
robotlar indirilmiştir. Bir gök cismini gezen ilk gezginci
robot 1970 yılında Ay yüzeyine inen Sovyet Lunokhod
1 ‘dir. Bir başka gezegen yüzeyine ilk inen ise 1997’de
Mars’ın yüzeyinde 500 metre kadar hareket eden Sojourner gezginci robotudur. İnsan tarafından kullanılan tek
gezginci araç ise NASA’nın 1971 ve 1972 yılları arasında
Apollo 15, 16 ve 17 misyonlarında yer alan Ay aracıdır.
Dış gezegenleri inceleyen ilk sonda 1973 yılında Jüpiter’in yakınından geçen Pioneer 10 olmuştur. Satürn’ü
ilk olarak 1979’da Pioneer 11 ziyaret etmiştir. Voyager programından yer alan sondalar 1977’de fırlatıldıktan sonra dış gezegenler etrafında çizdikleri büyük turlarını tamamlamıştır. Her iki sonda da Jüpiter’in yanından 1979’da, Satürn’ün yanından da 1981’de geçmiştir.
Voyager 2 daha sonra 1986’da Uranüs’e ve 1989’da Neptün’e yakınlaştı. Voyager sondaları şu anda Neptün’ün
ötesinde güneşkını ve gündurgun bölgelerini bulup ince- 9.11.3 İnsanlı araştırmalar
lemek için yoldadırlar. NASA’ya göre her iki Voyager
sondası da bitiş şokuyla Güneş’ten yaklaşık 93 AB uzak- Güneş Sistemi’nin insanlı araştırılması Dünya'nın yakın
çevresi ile sınırlı kalmıştır. Uzaya ulaşan ilk insan, yani
lıkta karşılaşmıştır.[73][107]
yerden 100 km. yüksekliği geçen ve Dünya’nın yörüngeBir kuyrukluyıldızın yakınından ilk olarak 1985 yı- sinde dolaşan 12 Nisan 1961'de Vostok 1 uzay aracı içinlında ICE (International Cometary Explorer) sonda- de fırlatılan Sovyet kozmonot Yuri Gagarin'dir. Bir başka
sı geçmiştir. İncelenen kuyrukluyıldız Giacobini-Zinner Güneş Sistemi gök cisminin yüzeyinde yürüyen ilk insan
kuyrukluyıldızıdır.[108] Asteroitlerin yakınından yapılan ise Apollo 11 görevi sırasında 21 Temmuz 1969'da Ay
ilk uçuşlar ise Galileo uzay sondası tarafından yapılmış- üzerinde yürüyen ABD’li Neil Armstrong'tur. ABD’nin
tır. Jüpiter’e giderken yol üzerinde 1991’de 951 Gaspra uzay mekiği tekrar tekrar yörüngeye giren başarılı fırlatve 1993’de 243 Ida resimlenmiştir.
malarda kullanılan tek uzay aracıdır. Birden fazla kişiyi
Henüz hiçbir Kuiper kuşağı gök cismine uzayaracıyla barındırabilen ilk uzay istasyonu NASA'nın Skylab uzay
ulaşılamamıştır. 19 Ocak 2006’da fırlatılan New Hori- istasyonudur. 1973 ile 1974 yılları arasında içinde üç kişi
zons (Yeni Ufuklar) uzay sondası bu bölgeyi araştıra- barınmıştır. Uzay’daki ilk insane yerleşimi ise 1989’dan
cak ilk insan yapımı uzay aracı olma yolunda ilerlemek- 1999’a kadar yaklaşık on yıl boyunca açık kalan Sovyet
tedir. Bu aracın Plüton2un yanından Temmuz 2015’te uzay istasyonu Mir'dir. 2001 yılında görevden alınan bu
geçmesi planlanmaktadır. Eğer uygun olursa misyon di- istasyonun yerine Uluslararası Uzay İstasyonu geçmiştir
9.13. KAYNAKÇA
ve o zamandan beri sürekli olarak içinde insan barındırmıştır. 2004 yılında SpaceShipOne özel olarak finanse
edilen ve yörünge altı uçuşla uzaya çıkabilen ilk özel uzay
aracı olmuştur.
9.12 Görsel özet
65
[8] Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera
Philosophica et Mineralia (İngilizcesi: Philosophical and
Mineralogical Works), (Principia, Cilt 1)
[9] “The Past History of the Earth as Inferred
from the Mode of Formation of the Solar System”.
American
Philosophical
Society.
1909.
http://links.jstor.org/sici?sici=0003-049X%28190901%
2F04%2948%3A191%3C119%3ATPHOTE%3E2.0.
CO%3B2-U&size=LARGE. Erişim tarihi: 2006-07-23.
Bu bölüm Güneş Sistemi cisimlerinin, büyüklüğüne ve
görüntü kalitesine göre örneklemesidir. Hacime göre sı- [10] “Lecture 13: The Nebular Theory of the oriralanmıştır. Bazı atlanmış nesneler burada yer alanlardan
gin of the Solar System”. University of Arizona.
daha büyüktür. Özellikle Eris yüksek kalitede görüntüsühttp://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/
nün olmamasından dolayı listede yok.
mario/solar_system.html. Erişim tarihi: 2006-12-27.
9.13 Kaynakça
[1] Scott S. Sheppard. “The Jupiter Satellite Page”. University
of Hawaii. 31 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20081231005453/
http://www.ifa.hawaii.edu:80/~{}sheppard/satellites/.
Erişim tarihi: 2006-07-23.
[2] International Astronomical Union. “Dwarf Planets and their Systems”. Planetary Names. 17
Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151117095709/http:
//planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets.
Erişim
tarihi: 2015-03-02.
[3] Akwagyiram, Alexis (20 Ağustos 2005). “Farewell
Pluto?". BBC News. 15 Şubat 2009 tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.
org/web/20090215111840/http://news.bbc.co.uk:
80/1/hi/magazine/4737647.stm. Erişim tarihi: 2006-0305.
[4] “The Final IAU Resolution on the definition of “planet”
ready for voting”. IAU. 24 Ağustos 2006. http://www.iau.
org/iau0602.423.0.html. Erişim tarihi: 2007-03-02.
[5] nineplanets.org. “An Overview of the Solar System”.
12 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151212073246/http:
//nineplanets.org/overview.html. Erişim tarihi: 2007-0215.
[6] Amir Alexander (2006). “New Horizons Set to Launch on 9-Year Voyage to Pluto and the Kuiper
Belt”. The Planetary Society. 20 Şubat 2012 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20120220053828/http://www.planetary.org/news/2006/
0116_New_Horizons_Set_to_Launch_on_9_Year.html.
Erişim tarihi: 2006-11-08.
[7] M Woolfson. “The origin and evolution of the
solar system” (PDF). University of York. 25
Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20070925203400/http:
//www.oso.chalmers.se/~{}michael/astrobiologi-2003/
j.1468-4004.2000.00012.x.pdf. Erişim tarihi: 2006-0722.
[11] Jeff Hester (2004). “New Theory Proposed for Solar System Formation”. Arizona State University.
17 Temmuz 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20070717170430/http:
//www.universetoday.com:80/am/publish/new_theory_
solar_system_formation.html. Erişim tarihi: 2007-01-11.
[12] Irvine, W. M.. “The chemical composition of the pre-solar
nebula”. Amherst College, Massachusetts. http://adsabs.
harvard.edu/abs/1983coex....1....3I. Erişim tarihi: 200702-15.
[13] Rawal, J. J. (Ocak 1985). “Further Considerations on
Contracting Solar Nebula” (PDF). Physics and Astronomy 34 (1): 93–100. DOI:10.1007/BF00054038. http:
//www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/
fulltext.pdf. Erişim tarihi: 2006-12-27.
[14] Yoshimi Kitamura; Munetake Momose, Sozo Yokogawa,
Ryohei Kawabe, Shigeru Ida and Motohide Tamura (10
Aralık 2002). “Investigation of the Physical Properties
of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1
Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of
the Disks in Their Accretion Stage”. The Astrophysical Journal 581 (1): 357–380. DOI:10.1086/344223.
http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/
ApJ/v581n1/56044/56044.text.html. Erişim tarihi: 9
Ocak 2007.
[15] Greaves, Jane S. (7 Ocak 2005). “Disks Around Stars
and the Growth of Planetary Systems”. Science 307
(5706): 68–71. DOI:10.1126/science.1101979. http://
www.sciencemag.org/cgi/content/full/307/5706/68. Erişim tarihi: 2006-11-16.
[16] “Present Understanding of the Origin of Planetary
Systems”. National Academy of Sciences. 5 Nisan
2000. 3 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20090803020055/http://
www7.nationalacademies.org:80/ssb/detectionch3.html.
Erişim tarihi: 2007-01-19.
[17] Manfred Küker, Thomas Henning and Günther
Rüdiger (2003). “Magnetic Star-Disk Coupling
in Classical T Tauri Systems”. Science Magazine.
http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/
ApJ/v589n1/56674/56674.text.html. Erişim tarihi:
2006-11-16.
66
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
[18] Chrysostomou and Phil W Lucas “The formation of stars”. Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire.
http://taylorandfrancis.metapress.com/
(sxqte345bi55ypvaql4ter55)/app/home/contribution.
asp?referrer=parent&backto=issue,3,6;journal,12,60;
linkingpublicationresults,1:100654,1author=Antonio
Chrysostomou and Phil W Lucas. Erişim tarihi:
2007-05-02.
[27] Pogge, Richard W. (1997). “The Once & Future Sun” (lecture notes). New Vistas in Astronomy.
11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20071011221442/http:
//www-astronomy.mps.ohio-state.edu:80/~{}pogge/
Lectures/vistas97.html. Erişim tarihi: 2005-12-07.
[19] Peter Goldreich and William R. Ward (1973). “The Formation of Planetesimals”. The American Astronomical
Society. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/
issues/ApJ/v589n1/56674/56674.text.html. Erişim tarihi: 2006-11-16.
[28] Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean,
B.; Spagna, A. (2001). “The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars”. Perkins Observatory. http://
adsabs.harvard.edu/abs/2001udns.conf..119S. Erişim tarihi: 2006-12-26.
[20] Jean-Marc Petit and Alessandro Morbidelli (2001).
“The Primordial Excitation and Clearing of the
Asteroid Belt” (PDF). Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice. 27 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. http:
//web.archive.org/web/20140827022443/http://www.
gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf.
Erişim tarihi: 2006-11-19.
[29] Kasting, J.F.; Ackerman, T.P. (1986). “Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the
Earth’s Early Atmosphere”. Science 234: 1383–1385.
[21] Mummma, M. J.; M. A. DiSanti, N. Dello Russo,
K. Magee-Sauer, E. Gibb, and R. Novak (Haziran
2003). “Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system”
(PDF). Advances in Space Research 31 (12): 2563–2575.
DOI:10.1016/S0273-1177(03)00578-7. http://www.ifa.
hawaii.edu/~{}meech/a740/papers/mumma03.pdf. Erişim tarihi: 2006-11-16.
[22] Edward W. Thommes, Martin J. Duncan and Harold F.
Levison. “The formation of Uranus and Neptune in the
Jupiter–Saturn region of the Solar System”. Department
of Physics, Queen’s University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. http://www.nature.com/nature/journal/
v402/n6762/abs/402635a0.htmlyear=1999. Erişim tarihi: 2007-04-02.
[23] Elmegreen, B. G. (Kasım 1979). “On the disruption of a
protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind”
(PDF). Astronomy and Astrophysics 80 (1): 77–78. http://
articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?
1979A%26A....80...77E&data_type=PDF_HIGH&
whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf.
Erişim tarihi: 2007-02-11.
[24] Heng Hao (November 1979). “Disc-Protoplanet interactions” (PDF). Astronomy and Astrophysics 80 (1): 77–78.
http://cfa-www.harvard.edu/~{}kstanek/astro200/
disk-protoplanet.pdf. Erişim tarihi: 2006-11-19.
[25] JEFF HECHT (1994). “Science: Fiery future for
planet Earth”. NewScientist. 1 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20150601234315/http://www.newscientist.com:
80/article/mg14219191.900.html. Erişim tarihi: 200710-29.
[26] “The fading: red giants and white dwarfs”. 31
Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150531071443/http:
//nrumiano.free.fr:80/Estars/fading.html. Erişim tarihi:
2006-12-29.
[30] Richard W. Pogge (1997). “The Once and Future
Sun”. Perkins Observatory. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20071011221442/http://www-astronomy.mps.
ohio-state.edu:80/~{}pogge/Lectures/vistas97.html.
Erişim tarihi: 2006-06-23.
[31] T. S. van Albada, Norman Baker (1973). “On the Two
Oosterhoff Groups of Globular Clusters”. Astrophysical
Journal 185: 477–498.
[32] Charles H. Lineweaver (2000). “An Estimate of the Age
Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect”. University of
New South Wales. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0012399.
Erişim tarihi: 2006-07-23.
[33] “Solar Physics: The Solar Wind”. Marshall Space Flight
Center. 2006. 24 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20150624174738/
http://solarscience.msfc.nasa.gov:80/SolarWind.shtml.
Erişim tarihi: 2006-10-03.
[34] Phillips, Tony (2001-02-15). “The Sun Does a
Flip”. [email protected] 29 Mart 2010 tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/
web/20100329224425/http://science.nasa.gov:
80/headlines/y2001/ast15feb_1.htm. Erişim tarihi:
2007-02-04.
[35] “Artist’s Conception of the Heliospheric Current Sheet”. Wilcox Solar Observatory. 1 Eylül
2006
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20060901124602/http:
//quake.stanford.edu/~{}wso/gifs/HCS.html.
Erişim
tarihi: 2006-06-22.
[36] Lundin, Richard (9 Mart 2001). “Erosion by
the Solar Wind”. Science 291 (5510): 1909.
DOI:10.1126/science.1059763.
http://sciencemag.
Erişim
tarihi:
org/cgi/content/full/291/5510/1909.
2006-12-26.
[37] Langner, U. W.; M.S. Potgieter (2005). “Effects of
the position of the solar wind termination shock
and the heliopause on the heliospheric modulation
of cosmic rays”. Advances in Space Research 35
9.13. KAYNAKÇA
(12): 2084–2090. DOI:10.1016/j.asr.2004.12.005. http:
//adsabs.harvard.edu/abs/2005AdSpR..35.2084L. Erişim
tarihi: 2007-02-11.
[38] “Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud”. 1998.
1 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20130501105418/http:
//astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/1997/zodiac/
backman/IIIc.html. Erişim tarihi: 2007-02-03.
[39] “ESA scientist discovers a way to shortlist stars that
might have planets”. ESA Science and Technology. 2003.
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?
fobjectid=29471. Erişim tarihi: 2007-02-03.
[40] Landgraf, M.; Liou, J.-C.; Zook, H. A.; Grün, E.
(Mayıs 2002). “Origins of Solar System Dust beyond Jupiter”. The Astronomical Journal 123 (5):
2857–2861. DOI:10.1086/339704. http://www.iop.org/
EJ/article/1538-3881/123/5/2857/201502.html. Erişim
tarihi: 2007-02-09.
[41] Schenk P., Melosh H.J. (1994), Lobate Thrust Scarps
and the Thickness of Mercury’s Lithosphere, Abstracts
of the 25th Lunar and Planetary Science Conference,
1994LPI....25.1203S
[42] Bill Arnett (2006). “Mercury”. The Nine Planets.
24 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151124162022/http:
//nineplanets.org/mercury.html. Erişim tarihi: 2006-0914.
[43] Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988),
Collisional stripping of Mercury’s mantle, Icarus, v. 74, p.
516–528.
[44] Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of
Mercury, Icarus, v. 64, p. 285–294.
[45] Mark Alan Bullock (1997) (PDF). The Stability of
Climate on Venus. Southwest Research Institute.
http://www.boulder.swri.edu/~{}bullock/Homedocs/
PhDThesis.pdf. Erişim tarihi: 2006-12-26.
[46] Paul Rincon (1999). “Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus” (PDF). Johnson
Space Center Houston, TX, Institute of Meteoritics,
University of New Mexico, Albuquerque, NM.
6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151106231823/http:
//www.boulder.swri.edu/~{}bullock/Homedocs/Science2_
1999.pdf. Erişim tarihi: 2006-11-19.
[47] Anne E. Egger, M.A./M.S.. “Earth’s Atmosphere:
Composition and Structure”. VisionLearning.com.
2 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20130602144823/http:
//www.visionlearning.com/library/module_viewer.php?
c3=&mid=107&l=. Erişim tarihi: 2006-12-26.
[48] David Noever (2004). “Modern Martian Marvels: Volcanoes?". NASA Astrobiology Magazine.
19 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150419064401/http:
//www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&
name=News&file=article&sid=1360&mode=thread&
order=0&thold=0. Erişim tarihi: 2006-07-23.
67
[49] Scott S. Sheppard, David Jewitt, and Jan Kleyna (2004).
“A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to
Completeness”. The Astronomical Journal. http://www.
journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/
424541&erFrom=$-$8489916761933094142Guest.
Erişim tarihi: 2006-12-26.
[50] “New study reveals twice as many asteroids as previously believed”. ESA. 2002. 13 Ocak 2009 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20090113024732/http://www.alphagalileo.org:80/index.
cfm?fuseaction=readRelease&Releaseid=9162. Erişim
tarihi: 2006-06-23.
[51] Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev,
M. V.; Yagudina, E. I. (Temmuz 2002).
“Hidden Mass in the Asteroid Belt”. Icarus
158 (1): 98–105. DOI:10.1006/icar.2002.6837.
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?
bibcode=2002Icar..158...98K&db_key=AST&data_
type=HTML&format=&high=4326fb2cf906949.
[52] Beech, M.; Duncan I. Steel (Eylül 1995). “On the
Definition of the Term Meteoroid”. Quarterly Journal
of the Royal Astronomical Society 36 (3): 281–284.
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?
bibcode=1995QJRAS..36..281B&db_key=AST&data_
type=HTML&format=&high=44b52c369007834.
Erişim tarihi: 2006-08-31.
[53] “History and Discovery of Asteroids” (DOC). NASA. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151107002140/http:
//dawn.jpl.nasa.gov/DawnClassrooms/1_hist_dawn/
history_discovery/Development/a_modeling_scale.doc.
Erişim tarihi: 2006-08-29.
[54] Phil Berardelli (2006). “Main-Belt Comets May Have
Been Source Of Earths Water”. SpaceDaily. http:
//www.spacedaily.com/reports/Main_Belt_Comets_
May_Have_Been_Source_Of_Earths_Water.html.
Erişim tarihi: 2006-06-23.
[55] Jack J. Lissauer, David J. Stevenson (2006). “Formation
of Giant Planets” (PDF). NASA Ames Araştırma Merkezi;
California Institute of Technology. http://caltech-era.org/
faculty/stevenson/pdfs/lissauer&stevenson(PPV).pdf.
Erişim tarihi: 2006-01-16.
[56] Pappalardo, R T (1999). “Geology of the Icy Galilean Satellites: A Framework for Compositional
Studies”. Brown University. 23 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.
org/web/20081223225851/http://www.agu.org:
80/cgi-bin/SFgate/SFgate?&listenv=table&multiple=1&
range=1&directget=1&application=fm99&database=
%2Fdata%2Fepubs%2Fwais%2Findexes%2Ffm99%
Erişim
2Ffm99&maxhits=200&=%22P11C-10%22.
tarihi: 2006-01-16.
[57] J. S. Kargel (1994). “Cryovolcanism on the icy satellites”. U.S. Geological Survey. http://www.springerlink.
com/content/n7435h4506788p22/. Erişim tarihi: 200601-16.
68
[58] Hawksett, David; Longstaff, Alan; Cooper, Keith; Clark,
Stuart (2005). “10 Mysteries of the Solar System”. Astronomy Now. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AsNow.
.19h..65H. Erişim tarihi: 2006-01-16.
[59] Podolak, M.; Reynolds, R. T.; Young, R. (1990). “Post
Voyager comparisons of the interiors of Uranus and
Neptune”. NASA, Ames Research Center. http://adsabs.
harvard.edu/abs/1990GeoRL..17.1737P. Erişim tarihi:
2006-01-16.
[60] Duxbury, N.S., Brown, R.H. (1995). “The Plausibility of Boiling Geysers on Triton”. Beacon eSpace. 6
Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http:
//web.archive.org/web/20151106231842/http://trs-new.
jpl.nasa.gov/dspace/handle/2014/28034?mode=full.
Erişim tarihi: 2006-01-16.
[61] Sekanina, Zdenek (2001). “Kreutz sungrazers: the ultimate case of cometary fragmentation and disintegration?".
Publications of the Astronomical Institute of the Academy
of Sciences of the Czech Republic 89 p. 78–93.
[62] Królikowska, M. (2001). “A study of the original orbits
of hyperbolic comets”. Astronomy & Astrophysics 376
(1): 316–324. DOI:10.1051/0004-6361:20010945.
http://www.aanda.org/index.php?option=com_base_
ora&url=articles/aa/full/2001/34/aa1250/aa1250.right.
html&access=standard&Itemid=81.
Erişim
tarihi:
2007-01-02.
[63] Fred L. Whipple (04/1992). “The activities of comets related to their aging and origin”. http://www.springerlink.
com/content/x0358l71h463w246/. Erişim tarihi: 200612-26.
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
Jordan, K. J. Meech, R. M. Wagner, D. E. Trilling
(2005). “Procedures, Resources and Selected Results
of the Deep Ecliptic Survey”. Lowell Observatory,
University of Pennsylvania, Large Binocular Telescope
Observatory, Massachusetts Institute of Technology,
University of Hawaii, University of California at Berkeley. 18 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20120118131015/http://
www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&
identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0309251.
Erişim tarihi: 2006-09-07.
[69] E. Dotto1, M.A. Barucci2, and M. Fulchignoni (2006-08-24). “Beyond Neptune, the new
frontier of the Solar System” (PDF). 6 Kakaynağından
arşivlendi.
sım
2015
tarihinde
http://web.archive.org/web/20151106231908/http:
//sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/3/PDF/20.pdf. Erişim tarihi:
2006-12-26.
[70] Fajans, J.; L. Frièdland (October 2001). “Autoresonant
(nonstationary) excitation of pendulums, Plutinos, plasmas, and other nonlinear oscillators”. American Journal
of Physics 69 (10): 1096–1102. DOI:10.1119/1.1389278.
http://scitation.aip.org/journals/doc/AJPIAS-ft/vol_69/
iss_10/1096_1.html. Erişim tarihi: 2006-12-26.
[71] David Jewitt (2005). “The 1000 km Scale KBOs”.
University of Hawaii. 3 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20090603175151/http://www.ifa.hawaii.edu:
80/faculty/jewitt/kb/big_kbo.html.
Erişim
tarihi:
2006-07-16.
[64] Stansberry (2005). “TNO/Centaur diameters and albedos”. 5 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151105202453/http:
//www.johnstonsarchive.net/astro/tnodiam.html. Erişim
tarihi: 2006-11-08.
[72] Mike Brown (2005). “The discovery of 2003 UB313
Eris, the 10th planet largest known dwarf planet.”. CalTech. 10 Eylül 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20140910100339/http://
www.gps.caltech.edu/~{}mbrown/planetlila/. Erişim tarihi: 2006-09-15.
[65] Patrick
Vanouplines
(1995).
“Chiron
biography”.
Vrije
Universitiet
Brussel.
16
Mayıs
2013
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20130516094533/http:
//www.vub.ac.be:80/STER/www.astro/chibio.htm.
Erişim tarihi: 2006-06-23.
[73] “Voyager Enters Solar System’s Final Frontier”. NASA. 27
Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.
archive.org/web/20150527035144/http://www.nasa.gov:
80/vision/universe/solarsystem/voyager_agu.html.
Erişim tarihi: 2007-04-02.
[66] “List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects”. IAU: Minor Planet Center. 10 Makaynağından
arşivlendi.
yıs
2008
tarihinde
http://web.archive.org/web/20080510093200/http:
//cfa-www.harvard.edu:80/iau/lists/Centaurs.html.
Erişim tarihi: 2007-04-02.
[74] Fahr, H. J.; Kausch, T.; Scherer, H. (2000). “A
5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar
System-interstellar medium interaction”. Institut für Astrophysik und Extraterrestrische Forschung der Universität Bonn. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...357.
.268F. Erişim tarihi: 2006-06-23.
[67] Audrey Delsanti and David Jewitt (2006). “The Solar System Beyond The Planets” (PDF). Institute for
Astronomy, University of Hawaii. 31 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.
org/web/20100331165329/http://www.ifa.hawaii.edu:
80/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf. Erişim tarihi:
2007-01-03.
[75] P. C. Frisch (2002). “The Sun’s Heliosphere & Heliopause”. University of Chicago. 2
Ağustos 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20100802140717/http:
//antwrp.gsfc.nasa.gov:80/apod/ap020624.html. Erişim
tarihi: 2006-06-23.
[68] M. W. Buie, R. L. Millis, L. H. Wasserman, J. L.
Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, E. I. Chiang, A. B.
[76] R. L. McNutt, Jr. et al. (2006). “Innovative Interstellar
Explorer”. AIP Conference Proceedings 858: 341–347.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AIPC..858..341M.
9.13. KAYNAKÇA
69
[77] “Interstellar space, and step on it!". New Scientist. 200701-05. 16 Nisan 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20080416024531/http:
//space.newscientist.com:80/article/mg19325850.
Erişim
900-interstellar-space-and-step-on-it.html.
tarihi: 2007-02-05.
[88] “Supernova
Explosion
May
Have
Caused
Mammoth Extinction”. Physorg.com. 2005. 1
Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20120301200752/http:
//www.physorg.com/news6734.html. Erişim tarihi:
2007-02-02.
[78] Stern SA, Weissman PR. (2001). “Rapid collisional
evolution of comets during the formation of the Oort
cloud.”. Space Studies Department, Southwest Research
Institute, Boulder, Colorado. http://www.ncbi.nlm.nih.
gov/entrez/query.fcgi?cmd=Retrieve&db=PubMed&
list_uids=11214311&dopt=Citation. Erişim tarihi:
2006-11-19.
[89] “Near-Earth Supernovas”. NASA. 13 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.
org/web/20100313214652/http://science.nasa.gov:
80/headlines/y2003/06jan_bubble.htm. Erişim tarihi:
2006-07-23.
[79] Bill Arnett (2006). “The Kuiper Belt and the Oort
Cloud”. nineplanets.org. 7 Kasım 2015 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20151107002204/http://nineplanets.org/kboc.html.
Erişim tarihi: 2006-06-23.
[80] David Jewitt (2004). “Sedna - 2003 VB12 ". University of
Hawaii. 2 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20090602224955/http://
www.ifa.hawaii.edu:80/~{}jewitt/kb/sedna.html. Erişim
tarihi: 2006-06-23.
[81] Mike Brown. “Sedna”. CalTech. 12 Ağustos
2014
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20140812014654/http:
//www.gps.caltech.edu/~{}mbrown/sedna/.
Erişim
tarihi: 2007-05-02.
[82] T. Encrenaz, JP. Bibring, M. Blanc, MA. Barucci, F. Roques, PH. Zarka (2004). The Solar System: Third edition.
Springer. s. 1.
[83] Durda D.D.; Stern S.A.; Colwell W.B.; Parker
J.W.; Levison H.F.; Hassler D.M. (2004). “A
New Observational Search for Vulcanoids in SOHO/LASCO Coronagraph Images”. http://www.
ingentaconnect.com/search/expand?pub=infobike:
//ap/is/2000/00000148/00000001/art06520&unc=ml.
Erişim tarihi: 2006-07-23.
[84] A.D. Dolgov (2003). “Magnetic fields in cosmology”.
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306443. Erişim tarihi:
2006-07-23.
[85] R. Drimmel, D. N. Spergel (2001). “Three Dimensional
Structure of the Milky Way Disk”. http://arxiv.org/abs/
astro-ph/0101259. Erişim tarihi: 2006-07-23.
[86] Leong, Stacy (2002). “Period of the Sun’s Orbit around
the Galaxy (Cosmic Year)". The Physics Factbook. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151107043747/http:
//hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml.
Erişim tarihi: 2007-04-02.
[87] Leslie
Mullen
(2001).
“Galactic
Habitable
Zones”.
Astrobiology
Magazine.
23
Nikaynağından
arşivlendi.
san
2015
tarihinde
http://web.archive.org/web/20150423164324/http:
//www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&
Erişim
tarihi:
name=News&file=article&sid=139.
2006-06-23.
[90] C. Barbieri (2003). “Elementi di Astronomia e Astrofisica per il Corso di Ingegneria Aerospaziale V settimana”.
IdealStars.com. http://www.google.com/search?q=cache:
yKkhLXIaAvoJ:debora.pd.astro.it/planets/barbieri/
IngAeroAnnoA2004-05/5_LecturesAstroAstrofIng04_
05QuintaSettimana.ppt+Elementi+di+Astronomia+
e+Astrofisica+per+il+Corso+di+Ingegneria+
Aerospaziale+V+settimana&hl=en&ct=clnk&cd=
1&gl=us. Erişim tarihi: 2007-02-12.
[91] “Stars within 10 light years”. SolStation. 6 Kasım
2015
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151106232048/http:
//www.solstation.com/stars/s10ly.htm. Erişim tarihi:
2007-04-02.
[92] “Tau Ceti”. SolStation. 6 Kasım 2015 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20151106232048/http://www.solstation.com/stars/
tau-ceti.htm. Erişim tarihi: 2007-04-02.
[93] “HUBBLE ZEROES IN ON NEAREST KNOWN EXOPLANET”. Hubblesite. 2006. 6 Kasım
2015
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151106232049/http:
//hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/32/
text/. Erişim tarihi: 2008-01-13.
[94] Eric W. Weisstein (2006). “Galileo Galilei (1564–
1642)". Wolfram Research. http://scienceworld.wolfram.
com/biography/Galileo.html. Erişim tarihi: 2006-11-08.
[95] “Discoverer of Titan: Christiaan Huygens”. ESA Space
Science. 2005. 18 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20121118050610/
http://www.esa.int/esaSC/SEMJRT57ESD_index_0.
html. Erişim tarihi: 2006-11-08.
[96] “Giovanni Domenico Cassini (June 8, 1625–
September 14, 1712)". SEDS.org. 5 Ağustos
2011
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20110805045700/http:
//www.seds.org/messier/xtra/Bios/cassini.html. Erişim
tarihi: 2006-11-08.
[97] “Comet Halley”. University of Tennessee. 24
Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150524234605/http://
csep10.phys.utk.edu:80/astr161/lect/comets/halley.html.
Erişim tarihi: 2006-12-27.
[98] “Etymonline: Solar System”. 10 Eylül 2015 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
70
BÖLÜM 9. GÜNEŞ SİSTEMİ
20150910081945/http://www.etymonline.com/index.
[109] “New Horizons NASA’s Pluto-Kuiper Belt Mission”.
php?search=solar+system&searchmode=none. Erişim
2006. 23 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlentarihi: 24-01-2008.
di. http://web.archive.org/web/20151223122133/http://
pluto.jhuapl.edu/. Erişim tarihi: 2006-07-01.
[99] “Herschel, Sir William (1738–1822)". enotes.com.
21 Mart 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. http:
//web.archive.org/web/20070321111259/http://science.
enotes.com:80/earth-science/herschel-sir-william.
Erişim tarihi: 2006-11-08.
9.14 Dış bağlantılar
[100] “Discovery of Ceres: 2nd Centenary, 1 January
1801–1 January 2001”. astropa.unipa.it. 2000.
5 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151105085626/http:
//www.astropa.unipa.it/Asteroids2001/. Erişim tarihi:
2006-11-08.
[101] J. J. O'Connor and E. F. Robertson (1996). “Mathematical
discovery of planets”. St. Andrews University. 12
Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150612235826/http:
//www-groups.dcs.st-and.ac.uk:80/~{}history/
HistTopics/Neptune_and_Pluto.html. Erişim tarihi:
2006-11-08.
[102] “Extrasolar Planets Encyclopedia”. Paris Observatory.
5 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20120705001337/http:
//exoplanet.eu:80/catalog.php. Erişim tarihi: 2008-0124.
[103] Jane X. Luu and David C. Jewitt (2002). “KUIPER
BELT OBJECTS: Relics from the Accretion
Disk of the Sun”. MIT, University of Hawaii.
http://arjournals.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/
annurev.astro.40.060401.093818. Erişim tarihi: 200611-09.
[104] Minor Planet Center. “List of Trans-Neptunian Objects”. 15 Ekim 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20081015120730/http://
cfa-www.harvard.edu/iau/lists/TNOs.html. Erişim tarihi:
2007-04-02.
[105] “Eris (2003 UB313”. Solstation.com. 2006. 5
Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151105085647/http:
//www.solstation.com/stars/ub313.htm. Erişim tarihi:
2006-11-09.
[106] Donald Savage; Michael Mewhinney (February 25, 2003). “Farewell Pioneer 10”. NASA.
4 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151204083251/http:
//solarsystem.nasa.gov/news/display.cfm?News_ID=
4618. Erişim tarihi: 2007-07-11.
[107] Randy Culp (2002). “Time Line of Space Exploration”. 23 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20150423102424/http://
my.execpc.com:80/~{}culp/space/timeline.html. Erişim
tarihi: 2006-07-01.
[108] Comet Space Missions Erişim tarihi 2007-10-23
• İnteraktif 3 Boyutlu Güneş Sistemi ve Gök cisimlerinin yörüngelerini gösteren program
• The Nine Planets: Bill Arnett tarafından hazırlanmış, İngilizce bir sayfa.
• Celestia OpenGL ile yazılmış 3 boyutlu uzay simulasyon programı
Bölüm 10
Yörünge
Kütleleri hafifçe değişik olan iki cisimin ortak bir ağırlık merkezi
etrafındaki yörüngeleri. Cisimlerin boyutları ve bu özel yörüngeleri, Plüton ve uydusu Charon'un oluşturdukları sisteme benzemektedir.
Yörünge, Gökbilimde, bir gökcisminin bir diğerinin
kütleçekimi etkisi altında izlediği yola yörünge adı verilir. Eğer gökcismi üzerinde kuvvet uygulayan başka bir
etki yoksa, yörünge matematiksel olarak bir konik kesit
tanımına uyar. Bir gökcisminin etrafında dolanan bir cisim için bu koni kesiti bir elips, veya dışmerkezliğin sıfıra
eşit olduğu özel durumda bir çember şeklindedir. Kütleçekim merkezine bir kez için yaklaşıp uzaklaşan bir cisim
söz konusu olduğunda ise izlediği yörünge, ucu açık bir
koni kesitidir: bir parabol ya da bir hiperbol.
Yörüngelerin matematiksel özelliklerini Alman gökbilimci ve matematikçi Johannes Kepler (1571-1630) incelemiş ve gezegenlerin hareketlerini belirleyen temel kuralları ampirik olarak ortaya koymuştur. İngiliz fizikçi,
matematikçi ve gökbilimci Isaac Newton (1642-1727) bu
kuralları fizik temellerine dayanarak kanıtlamış ve kendi
geliştirdiği kütleçekimi teorisi ve hareketin temel yasaları
ile gökcisimlerinin davranışlarını açıklamıştır.
Bir gökcisminin yörüngesini tanımlamak için yörünge
öğeleri adı verilen ölçütler gerekmektedir.
71
Bölüm 11
Uydu
Earth
Mars 243 Ida Jupiter
Phobos Dactyl
Moon Deimos
Io
Europa
Saturn
Uranus
Mimas
Puck
Enceladus Miranda
Tethys
Ariel
Dione
Umbriel
Rhea
Titania
Ganymede
Neptune
Triton
Pluto
Charon
Nereid
Oberon
Titan
Callisto
Hyperion
Iapetus
Phoebe
Earth
Güneş Sistemindeki bazı önemli uydular (Dünya, skala olarak
kullanılmıştır).
Uydu, bir gezegenin ya da başka bir uydunun etrafında
belirli bir yörüngede dönen gök cismi. Yapay uydulardan ayırmak amacıyla doğal uydu veya tabii uydu olarak da adlandırılır. Dünya'nın tek doğal uydusu Ay'dır.
“Ay” sözcüğü, cins isim olarak doğal uydu anlamında da
kullanılır.
11.1 Uyduların dönme prensibi
Aslında bir gök cismi diğerinin etrafında dönmez. İki cisim ortak bir merkez etrafında döner. Bu merkez noktası
kütlesi daha fazla olan cisme daha yakındır. Dolayısıyla kütlesi az olan cisim daha fazla yol alır. Bu cisme uydu denir. Ay-Dünya örneğinde Ay ve Dünya'nın etrafında
döndüğü merkez noktası Dünyanın merkezine çok yakın
olduğundan sanki sadece Ay Dünya'nın etrafında dönüyormuş gibi görünür.
Eğer iki cismin kütlesi birbirine yakınsa bu durumda cisimlerden birine uydu demek yerine bu iki cisme ikili sistem denir.
11.2 Yapay Uyduların adları
Nilesat, Türksat, Optus, Galaxy
72
Bölüm 12
Yapay Uydu Fonksiyonları
Bu yapay uydular güneş paneli taşır ve yaklaşık 1 günde
bir apartmanın harcayacağı elektriği harcar.
12.1 Güneş sistemindeki doğal uydular
Güneş sistemi içinde bilinen 240 doğal uydu vardır. Bunların 163'ü gezegenlere,[1] 4'ü küçük gezegenlere ve düzinelercesi de küçük gök cisimlerine (İngilizce: sssb, small
solar system bodies) aittir. Diğer yıldız sistemleri de uydulara sahiptir.
Büyük gaz devleri, Dünya'nın yörüngesinde dönen ayın
boyutlarıyla ölçülebilecek büyüklükte altı adet ay da dahil olmak üzere geniş bir doğal uydular sistemine sahiptir.
İç gezegenler olan Merkür ve Venüs'ün hiçbir ayı yoktur;
Dünya'nın bir büyük ayı (Ay) vardır; ve Mars iki küçük
aya sahiptir, Phobos ve Deimos. Cüce gezegenler içinde,
Ceres'in (asteroid kuşağındaki birçok nesnenin ayı olmasına karşın) hiçbir ayı yoktur, Eris'in bir tane, Dysnomia
ve Plüton'un bilinen üç uydusu Nix, Hydra ve iri arkadaşı Charon vardır. Bir ikiz gezegen sisteminin özelliği
olan kütle merkezinin iki gezegen arasındaki açık uzayda
bulunduğu Plüton-Charon sistemi alışılmadık bir durumdur.
== Ayrıca bakınız ==
• Yapay uydu
12.2 Dönüşlerine göre
12.3 Kaynakça
[1] List of natural satellites orbiting the planets.
Şablon:Türksat
73
Bölüm 13
Yıldız
kirdeği yeteri kadar yoğunlaştıktan sonra içinde bulunan
hidrojenin bir kısmı sürekli olarak çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın geri kalan kısmı, açığa çıkan erkeyi, ışınım ve ısıyayım (konveksiyon)
birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın
kendi içine doğru çökmesini engeller ve erke, yıldız yüzeyinde bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışınım
yoluyla yayılır.[2]
Boğa takımyıldızında yer alan Ülker yıldız kümesi bir açık yıldız
kümesidir.
Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan,[1]
yoğun ve karanlık uzayda ışık saçan gökyüzünde bir nokta
olarak görünen plazma küresi. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin
dolayında yıldız vardır ve Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın kaynağı da olan
Güneş'tir.[1]
Gün ışığı dâhil olmak üzere Dünya üzerindeki enerjinin
çoğunun kaynağı Güneş'tir. Diğer yıldızlar, yeryüzünden
bakıldığında Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman
yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek
kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan nükleer
enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışınım
(radyasyon) ile yayılmasıdır.
Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından
Güneş'in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip
olan yıldız[3] genişleyerek, daha ağır olan öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir
kısmı yıldızlararası ortama salınarak, ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak şekle
dönüşür.[4]
İki ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde birbirine kütleçekim gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirinin
çevresinde düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur.
Birbirine çok yakın bir yörünge izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde
önemli etkisi vardır.[5]
13.1 Gözlem Tarihçesi
Yıldızlar her kültürde önemli bir yer tutar. Dinsel törenlerde ve yön bulmada yıldızlar kullanılmıştır. Dünyanın
hemen hemen her yerinde kullanılan Gregoryen takvimi,
en yakın yıldız olan Güneş’e göre dönme ekseninin açısını
Gökbilimciler bir yıldızın tayfını, parlaklığını ve uzayda- temel alan bir güneş takvimidir.
ki hareketini gözlemleyerek o yıldızın kütlesi, yaşı, kim- Tycho Brahe gibi ilk gökbilimciler gece gökyüzündeki
yasal bileşimi ve bunun gibi birçok özelliğini belirleyebi- yeni yıldızları tanımlayıp gökyüzünün değişmez olduğulirler. Bir yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişiminin ve nu önerdi. 1584 yılında Giordano Bruno diğer yıldızlasonunun ana belirleyicisidir. Bir yıldızın gelişim süreci rın aslında diğer güneşler olduğunu, onların yörüngesiniçinde bulunduğu aşamaya göre çapı, dönüşü, hareketi ve de dönen başka gezegenler olabileceğini ve bir kısmının
sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna göre Dünya’ya benzeyebileceğini önerdi[6] Bu düşünce daha
işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R di- önceden antik Yunan düşünürler Demokritos ve Epikuros
yagramı), yıldızların güncel yaşını ve gelişim, sürecindeki tarafından dile getirilmiştir.[7] Sonraki yüzyılda yıldızlaaşamasını belirlemek için kullanılır.
rın uzak güneşler olduğu görüşü gökbilimciler arasında
Yıldız gelişiminin ilk halkası, hidrojen, bir miktar helyum ortak kabul gören bir düşünce olmuştur. Bu yıldızların
ve çok az miktarda daha ağır öğelerden oluşan ve içe güneş sistemi üzerinde neden çekimsel bir etki göstermedoğru çökmeye başlayan bir madde bulutudur. Yıldız çe- diğini açıklamak için Isaac Newton ve ilahiyatçı Richard
74
13.2. YILDIZLARIN ADLANDIRILMASI
75
Bentley öne sürülen düşüncelerden yararlanarak yıldızla- teleskobunda girişimölçer kullanan Albert A. Michelson
rın her yönde eşit olarak dağıldığını önerdiler.[8]
yıldız çapının ilk ölçümlerini yapmıştır.[12]
İtalyan gökbilimci Geminiano Montanari 1667 yılında
Umacı yıldızının parlaklığındaki değişimleri gözlemleyerek kaydetti. Edmond Halley, yakınımızda bulunan bir
çift “duran” yıldızın özdevim hareketinin ilk ölçümlerini yayımlayarak, bu yıldızların antik Yunan gökbilimciler Batlamyus ve İparhos zamanından beri konumlarını değiştirdiğini kanıtlamıştır. Bir yıldıza olan uzaklığın doğrudan ölçümü ilk olarak 61 Cygni yıldızı için
ıraklık açısı yöntemi kullanılarak Friedrich Bessel tarafından 1838 yılında yapılmıştır. Iraklık açısı ölçümleri
gökyüzündeki yıldızların birbirlerine olan engin uzaklıkları göstermiştir.[6]
Gökyüzündeki yıldızların dağılımını keşfetmeye karar
veren ilk gökbilimci William Herschel’dir. 1780’lerde bir
dizi ölçü aygıtı yardımıyla 600 yönde bakış doğrultusu
boyunca gözlemlediği yıldızları saydı. Bu çalışmayla yıldız sayısının gökyüzünde Samanyolu’nun merkezine doğru gittikçe arttığı sonucuna ulaşmıştır. Aynı çalışmayı güney yarımkürede tekrarlayan oğlu John Herschel de aynı
yöndeki artışı tespit etmiştir.[9] William Herschel diğer
başarılarının ötesinde, bazı yıldızların yalnızca aynı bakış
doğrultusunda yer almalarının yanı sıra çift yıldız sistemi
oluşturan fiziksel eşler olduğunu bulmasıyla da tanınır.
Yirminci yüzyılın başlarında yıldızların fiziksel temeli
üzerine önemli çalışmalar yapılmıştır. 1913 yılında geliştirilen Hertzsprung-Russell diyagramı, yıldızların gökfiziği üzerine çalışmaların ilerlemesini sağlamıştır. Yıldızların içini ve evrimini açıklayacak başarılı modeller geliştirilmiştir. Nicemler doğabilimindeki (kuantum fiziği)
gelişmelerle birlikte yıldızışığının tayfları başarı ile açıklanabilmiştir. Bu sayede yıldızların gazyuvarının kimyasal bileşimi de belirlenebilmiştir.[13]
13.2 Yıldızların adlandırılması
Takımyıldız kavramının Babilliler döneminde varolduğu
bilinmektedir. Eski gökyüzü gözlemcileri yıldızların belirgin düzenlerinin bir resim oluşturduğunu hayal etmiş ve
bunu da kendi mitleriyle ve doğada gördükleriyle özdeşleştirmişlerdir. Tutulum (ekliptik) çemberi üzerinde yer
alan on iki takımyıldızı astrolojinin temelini oluşturmuştur. Belirgin olan birçok yıldıza da genelde Arapça ya da
Joseph von Fraunhofer ve Angelo Secchi yıldız tayfölçü- Latince isimler verilmiştir.
münün öncüleridir. Sirius gibi yıldızların tayfını Güneş Takımyıldızların bazılarının ve Güneş’in kendi mitleri
ile kıyaslayarak soğurma çizgilerinin (yıldız ışığı tayfının bulunur.[14] Bunların ölülerin ruhu ya da tanrılar olatmosferden geçerken belli frekanslarda soğurumu nede- dukları düşünülürdü. Örneğin Umacı yıldızının Gorgon
niyle oluşan koyu çizgiler) sayı ve kuvvetlerindeki farklı- Medusa’nın gözünü temsil ettiğine inanılırdı.
lıkları buldular. 1865 yılında Secchi yıldızları tayf tipleEski Yunan dininde, sonradan gezegen olarak tanımlanan
rine göre sınıflamaya başladı.[10] Ancak günümüzde kulbazı “yıldızlar” önemli tanrıları temsil ederdi. Gezegenlanılan yıldız sınıflandırması Annie J. Cannon tarafından
lerin adı da bu tanrılardan gelir: Merkür, Venüs, Mars,
1900’lerde geliştirilmiştir.
Jüpiter ve Satürn.[14] (Uranüs ve Neptün de Yunan ve
Çiftyıldızların gözlemlenmesi 19. yüzyılda giderek ar- Roma tanrılarıdır, ancak her ikisi de eski çağlarda dütan bir önem kazanmıştır. 1834 yılında Friedrich Bes- şük parlaklıkları yüzünden bilinmiyordu. Bu gezegenlesel, Sirius yıldızının özdevim hareketindeki değişiklikleri rin isimleri daha sonraki gökbilimciler tarafından verilgözlemleyerek görünmeyen bir eş yıldızın varolduğu so- miştir.
nucuna vardı. Edward Pickering 1899 yılında ilk olarak
1600'lerde takımyıldızların isimleri gökyüzünün o bölgetayf üzerinde çiftyıldızı bulduğunda, Mizar yıldızının 104
sindeki yıldızları adlandırmak için kullanılıyordu. Alman
günlük periyotlarda ortaya çıkan tayf çizgilerindeki perigökbilimci Johann Bayer’in bir dizi yıldız haritası yaratayodik ayrılmayı gözlemliyordu. William Struve ve S. W.
rak her takımyıldızdaki yıldızı Yunan harfleriyle tanımBurnham gibi gökbilimcilerin birçok çiftyıldız sistemilamasıyla Bayer belirtmesini oluşmuştur. Daha sonraları
ni gözlemlerinin detayları yörünge özelliklerinin hesapİngiliz gökbilimci John Flamsteed’in kullandığı rakamlanmasıyla yıldızların kütlelerinin belirlenmesine olanak
lardan oluşan sisteme de Flamsteed belirtmesi adı verilsağlamıştır. Teleskop ile yapılan gözlemlerden çiftyıldızmiştir. Yıldız katalogları çıktıktan sonra da birçok ek beların yörüngelerinin hesaplanması problemi ilk olarak Felirtme sistemi hazırlanmıştır.
lix Savary tarafından 1827’de çözülmüştür.[11]
Yıldızları ve diğer gökcisimlerini adlandırma konusunda
Yirminci yüzyılda yıldızların bilimsel incelemesi alanınbilimsel toplulukta tek yetkili kurum Uluslararası Astda hızlı gelişmeler yaşandı. Fotoğraf önemli bir astronoronomi Birliği’dir (“International Astronomical Union mik araç oldu. Karl Schwarzschild bir yıldızın renginin ve
IAU”).[15] Bazı özel şirketler yıldızlara isim sattıklarını
dolayısıyla sıcaklığının görünen kadir derecesi ile fotoğiddia eder ancak bunlar ne bilim topluluğu tarafından
rafik kadir derecesinin karşılaştırılması sonucunda belirtanınır ne de kullanılır.[15] Gökbilim ile ilgilenenler bu
lenebileceğini buldu. Fotoelektrik ışıkölçerin (fotometretip davranışları, yıldızların adlandırılma prosedürünü bilnin) geliştirilmesi birçok dalga boyu aralığında çok hasmeyen insanları hedef seçen bir tür dolandırıcılık olarak
sas kadir ölçümüne olanak verdi. 1921 yılında Hooker
görür.[16]
76
BÖLÜM 13. YILDIZ
13.3 Ölçüm birimleri
Yıldız değişkenlerinin çoğu MKS ölçüm sistemi ile belirtilse de bazen cgs ölçüm sistemi de kullanılır (örneğin parlaklığın erg/saniye olarak belirtilmesi gibi.) Kütle,
aydınlatma gücü, ve yarıçap genel olarak Güneş’in özelliklerinin temel alındığı birimlerle ifade edilir:
Dev bir yıldızın yarıçapı ya da bir çiftyıldız sisteminin
ana ekseni gibi büyük uzunluklar genellikle astronomik
birim (AU) ile belirtilir. Bir AU yaklaşık olarak Dünya
ile Güneş arasındaki ortalama uzaklığa eşittir.
13.4 Oluşum ve gelişim
Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de
dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun
olan) geniş bölgelerden oluşan özdeciksel (moleküler)
bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır öğelerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya
örnek Orion bulutsusudur.[19] Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir
şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar.
Hertzsprung-Russell çizeneği örneği.
Bulut çöktükçe, Bart damlacığı adı verilen ve yoğun toz
ile gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların
içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik
denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur.[20] Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir.
13.4.1 Önyıldız oluşumu
Kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar
Bir yıldızın oluşumu, bir özdeciksel bulutun içinde olu- sürer.
şan ve sıklıkla bir üstnovanın (büyük yıldız patlamaları) İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T
ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgala- Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara
rının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar. da Herbig Ae/Be yıldızları denir. Bu yenidoğan yıldızJeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir mad- lar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve Herbig-Haro
de yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur.[21]
altında çökmeye başlar.
13.4.2 Anakol
Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında
yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması
tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların anakolda olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. Anakolun başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla
da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen
hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır.[22] Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının
%40 arttığı tahmin edilmektedir.[23]
Yoğun bir özdeciksel bulut içerisinde bir yıldızın doğuşunun bir
ressam tarafından tasviri. NASA resmi
Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan
bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen
kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10−14
13.4. OLUŞUM VE GELİŞİM
77
güneş kütlesi kadar [24] ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük
yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan
10−7 ile 10−5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder.[25]
50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan
yıldızlar anakolda kaldıkları sürece toplam kütlelerinin
yarısını kaybedebilir.[26]
masına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen,
neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir öğe çekirdek kaynaşmasına
uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra ağır
öğeler diye devam eder.[30]
Bir yıldızın anakolda bulunacağı süreyi yakılacak yakıtın miktarı ve yanma hızı, başka bir deyişle başlangıçtaki kütlesi ve parlaklığı belirler. Güneş için bu sürenin
yaklaşık 1010 yıl olduğu tahmin edilmektedir. Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur.
Kırmızı cüce adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok
yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını
sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve kara cüce hâline dönerler.[3] Böyle
yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7
milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin varolması henüz beklenmemektedir.
Son aşamaya, yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır.
Demir öğeciklerinin (atom) çekirdeği diğer ağır öğelerin
öğecik çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar, dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif öğelerin öğecik çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından bölünüm (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz.
Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük
ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır öğeler
yıldızın yüzeyine çıkarak Wolf-Rayet yıldızı denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.
Kütlenin yanı sıra helyumdan daha ağır öğelerin miktarı da yıldızların gelişiminde önemli rol oynar. Gökbilimde helyumdan ağır öğelerin tamamı “metal” olarak değerlendirilir ve bu öğelerin kimyasal derişimine metallik
denir. Yıldızın metalliği, yakıtını yakacağı süreyi etkiler
ve mıknatıssal alanların oluşumunu kontrol eder.[27] ve
yıldız rüzgârının gücünü değiştirir.[28] Daha yaşlı öbek II
yıldızlar oluştukları özdeciksel bulutların bileşimi nedeniyle daha genç olan öbek I yıldızlara göre önemli oranda
az metalliğe sahiptirler. Bu bulutlar zaman geçip yaşlı yıldızlar öldükçe gazyuvarlarının bir kısmından gelen ağır
metallerle zenginleşmiştir.
13.4.3
Ana dizi ötesi
Çöküş
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık
dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya
dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir
nesne (yaklaşık Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük
olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir.[31] Her ne kadar
yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz
cücenin içindeki elektron yozlaşmış madde artık plazma
değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara
cücelere dönüşeceklerdir.
En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar [3] çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur.
Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü de içine alarak yokedecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in
kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7
AU’ya çıkacaktır ve böylece güneşin içinde kalmaktan
kurtulacaktır.[29] Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin
katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.
Büyük yıldızlar
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan
yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı
süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır öğelerin çekirdek kaynaşmasına
devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaş-
Yengeç Bulutsusu: yaklaşık olarak 1050 AD yılında ilk olarak
gözlemlenen bir üstnovanın kalıntıları.
Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden
78
daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam
edir. Çekirdeğin içindeki elektron proton yönlendirilince
ve ters beta çözünmesi ya da elektron yakalanması ile patlayıp nötron ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın
geri kalanının bir üstnova olarak patlar. Üstnovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında,
tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan “yeni yıldızlar” olarak gözlemlenmişlerdir.[32]
Yıldızın maddesinin çoğu, üstnova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur.[32] )
Geri kalan bir Nötron yıldızı hâline gelir (kendilerini bazen Pulsar ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da
dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar
büyük bir yıldız ise karadelik olur.[33] Bir ılıncık yıldızında madde, ılıncık (nötron) yozlaşmış madde denilen
hâlde bulunur ve çekirdekte de QCD özdeği denen daha da ekzotik bir yozlaşmış özdek bulunur. Karadeliğin
içindeki özdeğin hâli henüz anlaşılamamıştır.
Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır öğeleri de içerir. Bu ağır öğeler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Üstnovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası
ortamın şekilllendirilmesinde önemli rol oynar.
13.5 Yaygınlık
BÖLÜM 13. YILDIZ
yıldızlık yıldız topluluklarından yüzlerce, binlerce yıldızdan oluşan devasa küresel kümelere kadar sıralanırlar.
Yıldızlar evrende düzenli bir şekilde dağılmamış ve normalde yıldızlararası gaz ve tozla birlikte gökadalarda toplanmışlardır. Sıradan bir gökada içinde yüzlerce milyar
yıldız bulunur ve gözlemlenebilir evrende 100 milyardan
(1011 ) daha fazla gökada vardır.[35] Genelde yıldızların
sadece gökadalarda olduğuna inanılsa da gökadalararası
yıldızlar da bulunmuştur.[36]
Gökbilimciler gözlemlenebilir evrende en azından
70 sekstilyon (7×1022 ) yıldız olduğunu tahmin
etmektedir.[37] Bu Samanyolumuzda bulunan 300
milyar yıldızın 230 milyar katıdır.
Güneş’ten sonra Dünya’ya en yakın yıldız 39,9 trilyon (1012 ) kilometre ya da 4,2 ışık yılı uzaklıkta olan
Proxima Centauri’dir. Bu yıldızın ışığının dünyaya ulaşması için 4,2 yıl gerekmektedir. Uzay Mekiği’nin yörünge
hızıyla (saniyede 8 kilometre — yaklaşık saatte 30,000
kilometre) yolculuk edersek Proxima Centauri’ye ulaşmak için 150.000 yıl gerekecektir.[38] Buna benzer uzaklıklar gökada tekerlerinde, Güneş’in çevresi de dahil olmak üzere tipik uzaklıklardır.[39] Yıldızlar gökadaların
merkezinde ve küresel kümelerde birbirlerine çok daha
yakın olabildikleri gibi, gökada aylasında çok daha uzak
olabilirler.
Düşük yoğunlukları nedeniyle gökadalarda yıldızların
birbiriyle çarpışmasının oldukça nadir olduğu düşünülür. Ancak gökada merkezi ile küresel kümenin çekirdeği gibi daha yoğun bölgelerde bu çarpışmalara daha sık
rastlanır.[40] Bu tür çarpışmalar sonucunda mavi başıboşlar diye bilinen oluşumlar olur. Bunlar ana dizide aynı
parlaklığa sahip yıldızlardan daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip anormal yıldızlardır.[41]
13.6 Özellikler
Beyaz cüce yıldız Sirius B'nin Sirius A çevresindeki yörüngede
dönüşünün bir ressam tarafından tasviri. NASA resmi
Yıldızların çoğunluğunun kütleçekimi ile birbirine bağlı
çoklu yıldız sistemlerinde çiftyıldızları oluşturduğu çok
uzun zamandır kabul görmüş bir varsayımdır. Bu özellikle çok büyük olan O ve B sınıfı yıldızlar için özellikle doğrudur ve %80’i çoklu sistemdir. Ancak daha küçük yıldızlarda tek yıldız sistemlerinin oranı artar; kırmızı cücelerin yalnızca %25’inin bir eşi olduğu bilinmek- Güneş, Dünya’ya en yakın yıldızdır.
tedir. Tüm yıldızların %85’i kırmızı cüce olduğuna göre
Samanyolu’ndaki yıldızları çoğu doğuştan tektirler.[34]
Yıldızların hemen hemen tüm özelliklerini başlangıçtaki
Daha geniş kümelere yıldız kümesi denir. Bunlar birkaç kütlesi belirler. Bu özelliklerin arasında parlaklık, büyük-
13.6. ÖZELLİKLER
79
lük, yıldızın gelişimi, yaşam süresi ve kaçınılmaz sonu da 13.6.4 Devinim
bulunur.
Bir yıldızın Güneş’e göre hareketi yıldızın kaynağı ve yaşı
için olduğu kadar yapısı ve bulunduğu gökadanın gelişimi
hakkında da önemli bilgiler sağlayabilir.
13.6.1
Yaş
Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yıl arasında yaşa sahiptir. Bazı yıldızlar gözlemlenen evrenin yaşı olan
13,7 milyar yaşına yakındır.[42] (Bakınız Big Bang.) Yıldız ne kadar büyük olursa yaşam süresi de o kadar kısa
olur çünkü büyük yıldızların çekirdeklerinde daha büyük
olan basınç hidrojenin daha hızlı yanmasına neden olur.
En büyük yıldızlar ortalama bir milyon yıl yaşarlarken
minimum kütleye sahip olan kırmızı cüceler yakıtlarını
çok yavaş yaktıklarından on ile yüz milyar yıl arasında
yaşarlar.
13.6.2
Kimyasal bileşim
Bir yıldızın özdevimi teğetsel hızıdır. Bunun belirlenmesi
için yılda mas (mili SOA) birimi kullanılarak çok hassas
gökölçümleri yapılır. Bir yıldızın ıraklık açısını belirleyerek bir yıldızın özdevimi hız birimlerine çevrilebilir.
Yüksek özdevimi olan yıldızlar Güneş’e görece daha yakın olan yıldızlardır ve ıraklık açısı ölçümü için oldukça
iyi adaylardır.[48]
Dikeyhız yıldızın güneşe doğru ya da güneşten uzağa olan
hızıdır. Bu hız tayf çizgilerindeki doppler kayması ile belirlenir ve birimi kilometre/saniyedir.
Her iki hareket hızı da belirlendikten sonra bir yıldızın
Güneş’e ya da gökadaya göre olan uzay hızı belirlenebilir. Yakın yıldızlar arasında öbek I yıldızların daha yaşlı olan öbek II yıldızlara göre daha düşük hızlara sahip
oldukları bulunmuştur. Öbek II yıldızların gökada düzlemine eğik olan eliptik yörüngeleri bulunur.[49] Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda
yıldız toplulukları da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev özdeciksel bulutları paylaşıyorlardı.
Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %70’i hidrojen, %28’i helyum, geri kalanı da ağır öğelerdir. Genel olarak ağır öğelerin oranı yıldız gazyuvarında bulunan
demir içeriğiyle belirlenir çünkü demir hem sık bulunan
bir öğedir hem de soğurma çizgileri görece daha kolay
ölçülür. Yıldızların oluştuğu özdeciksel bulutlar üstnova patlamalarıyla sürekli olarak ağır öğelerle zenginleş- 13.6.5
tiğinden bir yıldızın kimyasal bileşimi yaşını belirlemek
için kullanılır.[43] Ağır öğelerin oranı ayrıca yıldızın bir
gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi
olabilir.[44]
Kütle
Bugüne kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip olan
yıldız HE1327-2326 no.lu cücedir. Yalnızca Güneş’in demir içeriğinin 200.000 de birine sahiptir.[45]
13.6.3
Çap
Dünya’ya olan büyük uzaklıkları nedeniyle Güneş dışındaki tüm yıldızlar, Dünya’nın havayuvarının etkisiyle gece gökyüzünde göz kırpan parlak noktalar olarak insan
gözüne görünürler. Yıldız tekerleri yeryüzündeki optik
teleskoplar tarafından gözlemlenemeyecek kadar küçük
açısal boyutlarda olduklarından bu nesnelerin resimlerini alabilmek için girişimölçer içeren teleskoplar gerekir.
Güneş de bir yıldızdır ancak teker olarak görünecek ve
Eta Carinae, bilinen en büyük yıldızlardan biridir, kütlesi Gügünışığı sağlayacak kadar Dünya’ya yakındır. Güneşten
neş’in kütlesinin 100 – 150 katıdır ve birkaç milyon yıllık astrosonra en büyük görünen boyuttaki yıldız yalnızca 0,057 nomik ölçekte çok kısa bir yaşam süresine sahiptir.
SOA’lık açısal çapı olan R Doradus yıldızıdır.[46]
Yıldızlar bir şehirden daha büyük olmayan ılıncık yıldızlarından Orion takımyıldızında bulunan ve Güneş’in
1.000 katı büyük olan yaklaşık 1,6 milyar kilometrelik
çapı olan Betelgeuse gibi üstdevlere kadar sıralanırlar.
Ancak Betelgeuse’ün yoğunluğu Güneş’inkinen çok daha
azdır.[47]
Bilinen en büyük yıldızlardan biri, Güneş’in kütlesinin
100 – 150 katı büyük olan ve birkaç milyon yıllık çok kısa bir yaşam süresine sahip olan Eta Carinae yıldızıdır.[50]
Yakın geçmişte yapılan Arches kümesindeki bir çalışma
evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 güneş kütlesinin üst sınır olduğunu önermektedir.[51] Bu sınırlamanın
80
BÖLÜM 13. YILDIZ
nedeni kesin olarak bilinmese de kısmen bir yıldızın gaz- de 30 kere döner.[60] Atarcanın dönme hızı ışınım nedeyuvarından gazları kaçırmadan geçebilecek olan en yük- niyle giderek yavaşlayacaktır.
sek aydınlatma gücü miktarını belirleyen Eddington aydınlatma gücü nedeniyle olduğu düşünülmektedir.
Big Bang’ten hemen sonra oluşan yıldızlar, bileşimlerinde
lityumdan daha ağır öğe bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler.[52] Bu aşırı büyük
Öbek III yıldızların soyu çok uzun zamandır tükenmiştir
ve ancak teorik olarak bulunurlar.
Jüpiter gezegeninin kütlesinin 93 katı bir kütleye sahip
olan ve AB Doradus A yıldızının eşi olan AB Doradus
C yıldızı, çekirdeğinde çekirdek kaynaşması süren bilinen en küçük yıldızdır.[53] Güneş’e benzer metallikte
olan ve teorik olarak çekirdeğinde hâlâ çekirdek kaynaşması sürebilecek olan minimum kütle yaklaşık olarak Jüpiter’in 75 katı olarak tahmin edilmektedir.[54][55]
Ama metallik düşük olduğunda, sönük yıldızlar üzerine
yapılan bir çalışma minimum yıldız boyutunun güneşin
%8,3’ü yani Jüpiter’in kütlesinin yaklaşık 87 katı olduğunu göstermektedir.[55][56] Bundan daha küçük boyutta olan yıldızlara kahverengi cüceler denir ve yıldızlar ile
gaz devleri arasında çok iyi tanımlanamamış bölgede yer
alırlar.
Yıldızın yarıçapı ve kütlesi yüzeydeki kütleçekimini belirler. Dev yıldızlar ana dizideki yıldızlardan daha düşük bir yüzey kütleçekimine sahip iken beyaz cüceler gibi yozlaşmış yoğun yıldızların yüzey kütleçekimi
daha büyüktür. Yüzey kütleçekimi yıldızışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütleçekimi soğurma çizgilerini
genişletir.[13]
13.6.6
Dönme
Yıldızların dönme hızı tayfölçümü ile yaklaşık olarak tahmin edilebilir ya da yıldız lekelerinin dönme hızının izlenmesiyle daha kesin olarak belirlenebilir. Genç yıldızlar ekvatorlarında 100 km/s’yi geçen büyük dönme hızlarına sahiptir. Örneğin B sınıfı yıldız Achernar kutuplar
arasındaki uzaklıktan %50 daha büyük bir eşlek çapına
yolaçan yaklaşık 225 km/s’lik ya da daha büyük bir eşlek
dönme hızına sahiptir. Bu hız ulaşıldığında yıldızın parçalanacağı dönüşül (kritik) hız olan 300 km/s’den çok az
düşük olan bir hızdır.[57] Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 – 35 günde bir döner ve ekvator dönme hızı
1.994 km/s’dir.Bir yıldız ana dizi üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını
önemli miktarda azaltmaktadır.[58]
Yozlaşmış yıldızlar yoğun bir kütleye sıkıştıklarından
yüksek bir dönme hızına sahiptirler. Ancak Açısal momentum korunumundan (dönen bir cismin boyutundaki
küçülmeye karşın dönme hızını arttırması) beklendiği hıza nazaran oldukça düşük dönme hızlarına sahiptir. Yıldızın açısal devinirliğinin önemli bir kısmı yıldız rüzgârının sonucunda oluşan kütle kaybıyla dağılır.[59] Bunun
yanı sıra bir Pulsarın dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniye-
13.6.7 Sıcaklık
Ana dizideki bir yıldızın yüzey sıcaklığı çekirdekteki erke üretim hızı ve yıldızın yarıçapı ile belirlenir. Büyük
yıldızlar 50,000 K’e varan yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Güneş gibi daha küçük olan yıldızların yüzey
sıcaklığı birkaç bin derece civarındadır. Kırmızı devler
3,600 K gibi görece düşük bir yüzey sıcaklığına sahip olmalarına rağmen çok geniş dış yüzey alanları nedeniyle
yüksek parlaklığa sahiptirler.
Yıldız sıcaklığı değişik öğelerin erke kazanma ya da
iyonlaşmalaşma hızını belirleyebileceğinden tayf üzerinde karakteristik soğurma çizgileri olarak belirirler. Bir
yıldızın yüzey sıcaklığı, görünür saltık büyüklüğü (mutlak büyüklük) ve soğurma özellikleri ile yıldızın sınıflandırılmasında kullanılır.[13]
13.7 Işınım
Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen erke hem elektromıknatıssal ışınım (elektromanyetik radyasyon) hem de parçacık ışınımı olarak
uzaya yayılır. Yıldız tarafında yayılan parçacık ışınımı
yıldız rüzgârı (yıldızın dış katmanlarından yayılan serbest Proton, alfa parçacığı ve beta parçacığı gibi elektrikle yüklü parçacıkların düzenli akışı olarak görülür) ve
yıldız çekirdeğinden çıkan düzenli bir nötrino akışı olarak kendini gösterir.[61]
Çekirdekteki erke üretimi yıldızların bu kadar çok parlak olmasının nedenidir. Ne zaman bir öğenin iki ya da
daha fazla atom (öğecik) çekirdeği birleşerek daha ağır
bir öğenin atom çekirdeğini oluşturmak için kaynaşsa
oluşan çekirdek kaynaşması tepkimesinden gama ışını
Foton salınır. Bu erke yıldızın dış katmanlarına ulaştığında görünür ışığın da dahil olduğu diğer elektromanyetik
enerjiye dönüşür.
Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın ışıkyuvarını da içeren
(fotosfer) dış katmanlarına bağlıdır.[62] Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromıknatıssal ışınım türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromıknatıssal ışınımı elektromıknatıssal tayfın (elektromanyetik spektrum) en uzun dalgaboyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalgaboyu olan morötesi,
X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromıknatıssal ışınımının görünür ya da görünmez
tüm bileşenleri özellikleri ayırtetmede önem taşır.
Yıldız tayfını kullanan gökbilimciler yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey kütleçekimini, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Iraksal açı ölçümüyle yıldızın uzaklığı da biliniyorsa parlaklığı da belirlenebilir. Daha son-
13.8. SINIFLANDIRMA
81
ra yıldız modellemelerine bakılarak kütle, yarıçap, yüzey
kütleçekimi ve dönme sıklığı (frekansı) tahmin edilebilir. Çift yıldız sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan
ölçülebilir. Kütleçekimsel mikromercekleme yöntemi de
bir yıldızın kütlesini belirler.[63] ) Bu değişkenleri kullanan gökbilimcileri yıldızın yaşını da tahmin edebilir.[64]
(m) tam olarak birbirlerine eş değildir.;[69] örneğin parlak bir yıldız olan Sirius’un görünür kadir sınıfı −1,44’tür
ancak saltık kadir sınıfı yalnızca +1,41’dir.
Yüzeyde görülen ve ortalamadan düşük sıcaklık ile parlaklığa sahip olan bölgelere yıldız lekesi denir. Güneş gibi
küçük, cüce yıldızlar genel olarak çok az miktarda küçük
yıldızlekesi olan tekerlere sahiptir. Daha büyük dev yıldızlar daha büyük ve bariz yıldızlekelerine sahiptir [65]
ve güçlü yıldız kenar kararması gösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır.[66] UV
Ceti gibi kırmızı cüce parıltılı yıldızlarda oldukça belirgin yıldızlekesi oluşumları gösterebilirler.[67]
2006 yılı itibariyle bilinen en yüksek mutlak kadir sınıfına sahip olan yıldız −14,2 ile LBV 1806-20 yıldızıdır.
Bu yıldız Güneş’ten 38 milyon kat daha parlaktır.[70] Bilinen en az parlaklığa sahip yıldızlar NGC 6397 kümesinde yer alırlar. BU kümedeki en sönük kırmızı cücelerin
kadir sınıfı 26’dır ama 28 kadir sınıfına sahip bir beyaz
cüce de bulunmuştur. Bu yıldızlar o kadar sönük bir ışığa
sahiptirler ki ışıkları Ay üstünde yakılan bir mumışığının
Dünya’dan görünüşü kadardır.[71]
Güneş’in görünür kadir sınıfı −26,7’dir ama saltık kadir sınıfı yalnızca +4.83. Geceleri gökyüzünde görülen
en parlak yıldız olan Sirius Güneş’ten yaklaşık olarak
23 kat daha fazla parlaktır, gece gökyüzündeki ikinci en
parlak yıldız olan Canopus −5,53’lük saltık büyüklüğü
13.7.1 Parlaklık
ile Güneş’ten 14.000 kat daha fazla parlaktır. Canopus,
Gökbiliminde parlaklık bir yıldızın birim zamanda yay- Sirius’tan daha fazla parlak olmasına rağmen, Sirius dadığı ışığın ya da diğer ışınım enerjisinin miktarıdır. Bir ha parlak olarak görünür. Bunun nedeni Sirius’un Dünyıldızın parlaklığı yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirle- ya’dan yalnızca 8,6 ışıkyılı uzakta olmasına karşın Canopus’un 310 ışıkyılı uzakta olmasıdır.
nir.
13.7.2
Kadir sınıfı
13.8 Sınıflandırma
Bir yıldızın parlaklığı, görünürdeki parlaklık (ayrıca “kadir sınıfı") ile ölçülür. Bu kavram Dünya’dan uzaklığı Tayflarına göre çok sıcak olan O sınıfı yıldızlardan gazyuve atmosferden geçerken uğradığı değişime göre yıldızın varlarında özdeklerin (molekül) oluşabileceği kadar soparlaklığını belirler.
ğuk olan M sınıfı yıldızlara kadar farklı yıldız sınıflanMutlak kadir yıldız ile Dünya arasındaki mesafe 10 par- dırmalarıı bulunur. Azalan yüzey sıcaklıklarına göre ana
sek (32,6 ışık yılı) olsa kadir sınıfının ne olacağıdır ve yıldız sınıflandırmasındaki sınıflar şöyledir: O, B, A, F,
G, K, ve M. Nadir bulunan tayf özelliklerine sahip yıldızdoğrudan yıldızın parlaklığına bağlıdır.
lara özel sınıflandırmalar da bulunur. Bu tiplerin içinde
Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeği
en çok rastlananlar en soğuk düşük kütleli yıldızlar için
Logaritma sayılarından oluşur. Kadir sınıfındaki bir saL sınıfı ve kahverengi cüceler için de T sınıfıdır.
yı değişikliği yaklaşık olarak parlaklığın 2,5 katı (100’ün
beşinci kökü yaklaşık olarak 2,512) artmasına eşdeğer- Her harfin 0 ‘dan 9 ‘a (en sıcaktan en soğuğa) sıralanan 10
dir [69] Yani birinci kadir sınıfındaki (+1.00) bir yıldız alt sınıfı bulunur. Bu sistem sıcaklıklar ile oldukça uyumlu
ikinci kadir sınıfındaki (+2.00) bir yıldızdan 2,5 kat daha da olsa en sıcak uca gidildikçe sistem bozulur; O0 ve O1
parlaktır, ve altıncı kadir sınıfından (+6.00) bir yıldızdan sınıfı yıldızlar varolmayabilirler.[73]
100 kat daha fazla parlaktır. Uygun gözlem koşulların- Bunlara ek olarak yıldızların uzaysal boyutu ve yüzey
da gözle görülebilen en sönük yıldızlar yaklaşık +6 kadir kütleçekimine denk gelen “parlaklık etkilerine” göre
sınıfındadır.
de sınıflandırılabilir. Bu ölçekteki yıldızlar 0 sınıfından
Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeğinde kadir sınıfı sayıs küçüldükçe yıldızlar daha parlak olur. Her
iki ölçekte de en parlak yıldızlar eksi kadir sınıfında yer
alır. İki yıldız arasındaki parlaklık farkını hesaplamak
için parlak yıldızın kadir sınıfı (mb ) daha sönük olan yıldızın kadir sınıfından (mf ) çıkarılır ve aradaki fark 2,512
sayısının üssü olarak alınır; yani:
(üstündevler) III sınıfına (devler) , V sınıfından (ana dizi
cüceleri) VII sınıfına (beyaz cüceler) dizilirler. Yıldızların çoğu hidrojen yakan sıradan yıldızların oluşturduğu
ana dizide bulunur. Saltık kadir sınıflarına ve tayf tiplerine göre sınıflandırıldıklarında dar bir bandın üzerinde
yer alırlar.[73] Güneş orta sıcaklığa ve sıradan büyüklüğe
sahip ana dizide yer alan G2V tipi bir sarı cücedir.
Küçük harf kullanılan ek bir isimlendirmede tayfın kendine özgü özelliklerini belirtmek için kullanılır. Örneğin
2.512∆m = parlaklıktaki değişim
"e" harfi yayım çizgilerinin (emisyon çizgileri) varlığını
belirtirken "m" harfi normalötesi yüksek metal düzeyiHem parlaklığa hem de Dünya’dan uzaklığa bağlı olarak ni belirtir. "var" ise tayf tipinde değişiklikler olduğunu
bir yıldızın saltık kadir sınıfı (M) ile görünür kadir sınıfı belirtir.[73]
∆m = mf − mb
82
BÖLÜM 13. YILDIZ
Beyaz cücelerin D harfiyle başlayan kendi sınıflandırma- olan çiftyıldız sistemi Umacı'dır; parlaklığı düzenli olaları vardır. Tayfta belirgin olan çizgilerin tipine göre DA, rak 2,87 gün içinde 2,3 ile 3,5 kadir sınıfı arasında değiDB, DC, DO, DZ, ve DQ alt sınıflarına ayrılırlar. Bunu şir.
sıcaklık dizgesini belirten sayılar eklenir.[74]
13.10 Yapı
13.9 Değişen yıldızlar
Kararlı, ana dizi yıldızının içi kuvvetlerin birbirini sürekli
karşıladığı sürekli bir denge hâlindedir. Birbirini dengeleyen kuvvetler içeri doğru yönelen kütleçekim kuvveti
ve bunu karşılayan plazma gazının ısı erkidir. Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi için tipik bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 107 K ya da daha yüksek olmalıdır. Bir
ana dizi yıldızının hidrojen yakan çekirdeğinde ortaya çıkan sıcaklık ve basınç çekirdek kaynaşmasının oluşması
ve yıldızın daha fazla çökmesini önleyecek kadar yeterli
erke üretir.[77]
Öğecik çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça
gama ışınları şeklinde erke yayarlar. Bu ışıközleri (foton)
çevresini saran plazma ile etkileşime girerek çekirdeğe
ısı erkesi eklerler. Ana dizideki yıldızlar hidrojeni helyuma çevirerek yavaş ama düzenli artan bir oran da çekirdekteki helyumu artırırlar. Sonunda helyum oranı baskın
hâle gelir ve çekirdekteki erke üretimi durur. Bunun yerine 0,4 güneş kütlesinden büyük yıldızlarda yozlaşmış
helyum çekirdeğin çevresinde yavaşça genişleyen kabukta çekirdek kaynaşması oluşur.[78]
Salınımlı değişen bir yıldız olan Tansık’ın bakışımsız (asimetrik)
görünümü. NASA Hubble Uzay Teleskopu görüntüsü
Hidrostatik dengenin dışında kararlı bir yıldızın içinde
erke dengesini sağlayacak ısıl denge de bulunur. İçeride
bulunan ışınsal sıcaklık eğimi sonucunda dışarıya doğru
Değişen yıldızlar, içsel veya dışsal özellikleri nedeniyle
sürekli olarak bir erke akısı oluşur. Yıldızın herhangi bir
parlaklıklarında sıralı ya da rastgele değişiklikler gösteren
katmanından dışa doğru akan erke akısı , yukarıdan içeyıldızlardır. İçsel özellikleri nedeniyle değişen yıldızlar üç
riye doğru gelen erke akısına tam olarak denktir.
ana gruba ayrılabilirler.
Zonklayan değişen yıldızlar, yıldızın yaşlanma süreci nedeniyle zaman içinde büyüyerek ya da küçülerek yarıçapı değişen yıldızlardır. Sefe ve sefe benzeri yıldızlar ile ,
Tansık gibi uzun dönemli yıldızları içerir.[75]
Patlayan değişen yıldızlar kütle fırlatma ya da püskürtme
olayları nedeniyle parlaklıklarında ani yükselmeler gösteren yıldızlardır.[75] Bu grubun içinde önyıldızlar, WolfRayet yıldızları, ve Parıltılı yıldızlar ile dev ve üstdev yıldızlar da bulunur.
Afet ya da patlama değişken yıldızlarının özelliklerinde
oldukça dramatik değişiklikler olur. Bu grubun içinde
Novalar ve Üstnovalar bulunur. Yakınında beyaz cüce bulunan bazı çiftyıldız sistemleri nova ve Tip 1a üstnova gibi olağanüstü yıldız patlamalarına neden olabilir.[5] Beyaz
cüce eşyıldızından hidrojen alarak çekirdek kaynaşması
olana kadar kütlesinin artmasıyla patlama oluşur.[76] Bazı
novaların tekrar eden hatta sıralı orta ölçekte patlamaları
olur.[75]
Çiftyıldızlarda yıldız tutulması gibi dışsal nedenlerle de
yıldızların parlaklığı değişebilir. Ayrıca dönen yıldızlarda oluşan aşırı yıldızlekeleri nedeniyle de parlaklık değişebilir.[75] Yıldız tutulmasına örnek verilebilecek
Bu resim güneş tipi bir yıldızın kesitini gösterir. NASA resmi
Işınım bölgesi yıldızın içinde erke akısını sağlayacak kadar verimli bir ışınım aktarımı olan bölgedir. Bu bölgede
plazma hareketsizdir ve herhangi bir kütle hareketi sönümlenir. Eğer böyle olmazsa plazma dengesiz hâle gelir
ve ısıyayımsal bölge oluşturacak şekilde ısıyayım (konveksiyon) oluşur. Bu çekirdeğin yakınında ya da dış katmanın yüksek donukluk olan bölgelerinde, çok yüksek
erke akısının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar.[77]
13.11. ÇEKİRDEK KAYNAŞMASI TEPKİME YOLLARI
83
Ana dizi yıldızının dış katmanlarında ısıyayımı oluşması
tayf tipine bağlıdır. Güneş’in birkaç katı kütlesi olan yıldızların içlerinde ısıyayımsal, dış katmanlarında da ışınım
bölgeleri bulunur. Güneş gibi küçük yıldızlar da ise tam
tersi ısıyayım dış katmanlarda yer alır.[79] 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz.[3] Yıldızların çoğunda yıldz yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri
de değişir.[77]
Ana dizi yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına ışıkyuvar (fotosfer) denir. Bu katmanda yıldızın
plazma gazı ışığın ışıközlerine (foton) karşı saydamlaşır.
Çekirdekte üretilen enerji ışıkyuvardan uzaya doğru yayılır. Yıldızlekeleri ya da ortalamadan düşük sıcaklığa sahip bölgelere ışıkyuvarda ortaya çıkar.
Işıkyuvarın üzerinde yıldız gazyuvarı (atmosfer) bulunur.
Güneş gibi ana dizi yıldızlarında gazyuvarın en alt düzeyi
içinde iğnelerin bulunduğu ve yıldız püskürtüleri başladığı ince renkyuvarıdır. Bunu 100 km. içinde çok hızlı
Önelcik
bir şekilde sıcaklığın arttığı geçiş bölgesi çevreler. Buγ Gama Işını
Ilıncık
nun ötesinde milyonlarca kilometre dışarıya uzanabilen
ν Nötrino
Artıcık
aşırı ısıtılmış plazma olan güneş tacı bulunur.[80] Bir tacın
oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır.[79] Çok yüksek ısısına rağmen taç çok az ışık
yayar. Güneş’in tacı yalnızca güneş tutulmasında görünür Önelcik-önelcik (proton-proton) zincirleme tepkisine bakış
hâle gelir.
Taçtan sonra plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız Bu tepkimeler genel olarak şu tepkimede toplanır:
rüzgârı, yıldızlararası ortam ile etkileşecek şekilde dışarı
doğru yayılır.
41 H → 4 He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)
e+ bir Pozitron, γ gama ışını Foton , νe ise bir nötrinodur.
H ve He hidrojen ile helyumun yerdeşleridir (izotop).
Bu tepkime sonucu salınan erke milyonlarca elektronvolttur, yani oldukça küçük bir miktar erkedir. Ancak devasa
sayıda tepkimenin aynı anda oluşmasıyla yıldızın ışınım
Yıldız çekirdek bireşiminin bir parçası olarak, yıldızın
çıktısını sağlayacak kadar erke üretilir.
kütlesine ve bileşimine bağlı olarak yıldız çekirdeklerinde birkaç dizi farklı çekirdek tepkimesi yer alır. Kayna- Daha büyük yıldızlarda karbonun katalist olduğu karbon[82]
şan öğecik çekirdeğinin net kütlesi tepkimeye giren küt- azot-oksijen çevrimi ile helyum üretilir.
lenin toplamından azdır. Kaybolan bu kütle E =mc² kütle- 108 °K’lik çekirdek sıcaklıklarına sahip olan ve kütlesi
enerji bağıntısına göre enerjiye çevrilir.[2]
0,5 ile 10 güneş kütlesi arasında değişen daha gelişmiş
13.11 Çekirdek kaynaşması tepkime yolları
Hidrojen çekirdek kaynaşma süreci sıcaklıktan etkilenir, yıldızlarda ara öğe olarak berilyumu kullanan üçlü alfa
[82]
çekirdek sıcaklığındaki orta derece bir artış kaynaşma hı- süreci ile helyum karbona dönüştürülebilir.:
zını oldukça önemli derecede artırır. Sonuç olarak ana
4
dizi yıldızlarının çekirdek sıcaklıkları küçük bir M-sınıfı
He + 4 He + 92 keV → 8* Be
yıldızda 4 milyon °K ‘den büyük bir O-sınıfı yıldızdaki
4
He + 8* Be + 67 keV → 12* C
40 milyon °K’ya kadar değişkenlik gösterir.[81]
12*
C → 12 C + γ + 7,4 MeV
Güneşin 107 °K’lik sıcaklıktaki çekirdeğinde hidrojen önelcik-önelcik zincirleme tepkimesi ile helyuma
Yani toplam tepkime:
dönüşür.:[82]
41 H → 22 H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)
21 H + 22 H → 23 He + 2γ (5,5 MeV)
23 He → 4 He + 21 H (12,9 MeV)
34 He → 12 C + γ + 7,2 MeV
Daha büyük yıldızlarda büzülen çekirdeklerde daha ağır
öğelerde Neon yanma süreci ve Oksijen yanma süreci ile
84
BÖLÜM 13. YILDIZ
yakılabilir. Yıldız çekirdek bireşiminin son aşaması ka- [10] MacDonnell, Joseph. “Angelo Secchi, S.J. (1818 1878) the Father of Astrophysics”. Fairfield University.
rarlı demir-56 yerdeşini üreten Silikon yanma sürecidir.
18 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi.
Isıalan (endotermik) süreç haricinde artık çekirdek kayhttp://web.archive.org/web/20160618223329/http://
naşması olamayacağından daha fazla erke ancak kütleçewww.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm.
[82]
kimsel çöküş ile üretilebilir.
Erişim tarihi: 2006-10-02.
Aşağıdaki örnek 20 güneş kütlesine sahip bir yıldızın tüm
yakıtını tüketmesi için gereken zamanı gösterir. O-sınıfı [11] Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York:
Dover Publications Inc..
bir ana dizi yıldızı olarak 8 güneş yarıçapına ve Güneş’in
[83]
parlaklığının 62.000 katına sahip olacaktır.
[12] A. A. Michelson, F. G. Pease (1921). “Measurement of
13.12 Kaynakça
[1] “star.” Oxford Dictionary of English 2e, Oxford University
Press, 2003.
[2] Bahcall, John N. (29 Haziran 2000). “How the Sun
Shines”. Nobel Foundation. 16 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20130616165517/http://www.nobelprize.org:
80/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html?.
Erişim tarihi: 2006-08-30.
[3] Richmond, Michael. “Late stages of evolution for
low-mass stars”. Rochester Institute of Technology. 17
Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http:
//web.archive.org/web/20160617054536/http://spiff.
rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html.
Erişim tarihi: 2006-08-04.
[4] “Stellar Evolution & Death”. NASA Observatorium. 10 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20080210154901/http:
//observe.arc.nasa.gov:80/nasa/space/stellardeath/
stellardeath_intro.html. Erişim tarihi: 2006-06-08.
[5] Iben, Icko, Jr. (1991). “Single and binary star evolution”.
Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55-114. http:
//adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I.
the diameter of Alpha Orionis with the interferometer”.
Astrophysical Journal 53: 249-259. http://adsabs.harvard.
edu/abs/1921ApJ....53..249M.
[13] Albrecht Unsöld (1969). The New Cosmos. New York:
Springer-Verlag.
[14] Coleman, Leslie S.. “Myths, Legends and Lore”.
Frosty Drew Observatory. 4 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20120204043208/http://www.frostydrew.org/
observatory/courses/myths/booklet.htm. Erişim tarihi:
2006-08-13.
[15] “The Naming of Stars”. National Maritime Museum. 29 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20071029035356/http://
www.nmm.ac.uk:80/server/show/conWebDoc.309. Erişim tarihi: 2006-08-13.
[16] Adams, Cecil (1 Nisan 1998). “Can you pay $35
to get a star named after you?". The Straight Dope. 12 Mayıs 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20080512091604/http://
www.straightdope.com:80/classics/a3_385.html. Erişim
tarihi: 2006-08-13.
[17] I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). “Our Sun. V.
A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology
and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars”.
The Astrophysical Journal 583: 1024-1039. http://adsabs.
harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S.
[6] Drake, Stephen A. (17 Ağustos 2006). “A Brief History of High-Energy (X-ray & GammaRay) Astronomy”. NASA HEASARC. 18 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http:
//web.archive.org/web/20160618065008/http://heasarc.
gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html.
Erişim tarihi: 2006-08-24.
[18] S. C. Tripathy, H. M. Antia (1999). “Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius”.
Solar Physics 186: 1-11. http://adsabs.harvard.edu/abs/
1999SoPh..186....1T.
[7] “Exoplanets”. ESO. 24 Temmuz 2006. http:
//www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/
CAS2004/casreports-2004/rep-226/. Erişim tarihi:
2006-10-11.
[20] Seligman, Courtney. “Slow Contraction of Protostellar
Cloud”. 30 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20120730100424/http:
//courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm. Erişim
tarihi: 2006-09-05.
[8] Hoskin, Michael (1998). “The Value of Archives in Writing the History of Astronomy”. Space Telescope Science Institute. http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/
hoskinm.html. Erişim tarihi: 2006-08-24.
[9] Proctor, Richard A. (1870). “Are any of the nebulæ
star-systems?". Nature: 331-333. http://digicoll.library.
wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=
div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M.
[19] P. R. Woodward (1978). “Theoretical models of star formation”. Annual review of astronomy and astrophysics 16:
555-584.
[21] J. Bally, J. Morse, B. Reipurth (1996). “The Birth of Stars:
Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks”.
Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier.
Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings
of a workshop held in Paris, France, December 4-8, 1995.
Space Telescope Science Institute. ss. 491. http://adsabs.
harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B. Erişim tarihi: 14
Temmuz 2006.
13.12. KAYNAKÇA
85
[22] J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross
(1979). “Stellar evolution from the zero-age main sequence”. Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733-791.
http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M.
[34] “Most Milky Way Stars Are Single”. HarvardSmithsonian Center for Astrophysics. 30 Ocak 2006.
http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html. Erişim
tarihi: 2003-07-16.
[23] Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd, Kathleen E.
Kraemer (11 1993). “Our Sun. III. Present and Future”.
Astrophysical Journal 418: 457. http://adsabs.harvard.
edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...418..457S.
[35] “What is a galaxy? How many stars in a galaxy
/ the Universe?". Royal Greenwich Observatory.
10 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20071010122331/http:
//www.nmm.ac.uk:80/server/show/ConWebDoc.20495.
Erişim tarihi: 2006-07-18.
[24] B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky
(2002). “Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars
as a Function of Age and Activity”. The Astrophysical Journal 574: 412-425. http://www.journals.uchicago.edu/
ApJ/dergi/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html.
[25] C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers
(1977). “Evolution of massive stars with mass loss by
stellar wind”. Astronomy and Astrophysics 61: 251-259.
http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D.
[26] “The evolution of stars between 50 and 100 times
the mass of the Sun”. Royal Greenwich Observatory. 30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20070930015551/http://
www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727. Erişim
tarihi: 2006-09-07.
[27] N. Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G.
Micela, S. Sciortino (2001). “Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity
and age: Models and tests”. Astronomy & Astrophysics 373: 597-607. http://www.edpsciences.org/articles/
aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html.
[28] “Mass loss and Evolution”. UCL Astrophysics Group. 18 Haziran 2004. 22 Kasım 2004 tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/
web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk:
80/groups/hotstar/research_massloss.html. Erişim tarihi:
2006-08-26.
[29] I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer (1993).
“Our Sun. III. Present and Future”. Astrophysical Journal 418: 457. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_
query?bibcode=1993ApJ...418..457S.
[30] “What is a star?". Royal Greenwich Observatory.
30 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20070930035229/http:
//www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299.
Erişim tarihi: 2006-09-07.
[31] J. Liebert (1980). “White dwarf stars”. Annual review of
astronomy and astrophysics 18: 363-398. http://adsabs.
harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L.
[32] “Introduction to Supernova Remnants”. Goddadr Space Flight Center. 6 Nisan 2006. 31
Temmuz 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20160731233421/http:
//heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html.
Erişim tarihi: 2006-07-16.
[33] C. L. Fryer (2003). “Black-hole formation from stellar
collapse”. Classical and Quantum Gravity 20: S73-S80.
http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309.
[36] “Hubble Finds Intergalactic Stars”. Hubble News Desk.
14 Ocak 1997. http://hubblesite.org/newscenter/archive/
releases/1997/02/text/. Erişim tarihi: 2006-11-06.
[37] “Astronomers count the stars”. BBC News. 22 Temmuz 2003. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/
3085885.stm. Erişim tarihi: 2006-07-18.
[38] 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 ×
105 yıl.
[39] J. Holmberg, C. Flynn (2000). “The local density of matter mapped by Hipparcos”. Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society 313: 209-216. http://adsabs.harvard.
edu/abs/2000MNRAS.313..209H. Erişim tarihi: 200607-18.
[40] “Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic”.
CNN News. 2 Haziran 2000. http://archives.cnn.com/
2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/. Erişim tarihi: 2006-07-21.
[41] J. C. Lombardi, Jr., J. S. Warren, F. A. Rasio, A. Sills,
A. R. Warren (2002). “Stellar Collisions and the Interior
Structure of Blue Stragglers”. The Astrophysical Journal
568: 939-953. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...
568..939L.
[42] Whitehouse, Dr. David (31 Ekim 2002). "'Oldest' star found in galaxy”. BBC News. http://news.bbc.co.uk/2/hi/
science/nature/2381935.stm. Erişim tarihi: 2006-08-13.
[43] “A “Genetic Study” of the Galaxy”. ESO. September 12,
2006. 6 Temmuz 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20080706165740/http:
//www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.
html. Erişim tarihi: 2006-10-10.
[44] D. A. Fischer, J. Valenti (2005). “The Planet-Metallicity
Correlation”. The Astrophysical Journal 622: 1102-1117.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F.
[45] “Signatures Of The First Stars”. ScienceDaily. 17 Nisan
2005. 12 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20160612195003/https:
//www.sciencedaily.com/releases/2005/04/
050417162354.htm. Erişim tarihi: 2006-10-10.
[46] “The Biggest Star in the Sky”. ESO. 11 Mart 1997.
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/
pr-05-97.html. Erişim tarihi: 2006-07-10.
[47] Davis, Kate (1 Aralık 2000). “Variable Star of the
Month — December, 2000: Alpha Orionis”. AAVSO. 15 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20100615074039/http://
86
BÖLÜM 13. YILDIZ
aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml. Erişim tarihi: 2006-0813.
[48] “Hipparcos: High Proper Motion Stars”. ESA. 10 Eylül 1999. 24 Nisan 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20050424040351/http://
www.rssd.esa.int:80/hipparcos/properm.html. Erişim tarihi: 2006-10-10.
[49] Johnson, Hugh M. (1957). “The Kinematics and Evolution of Population I Stars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69: 54. http://adsabs.harvard.
edu/abs/1957PASP...69...54J.
[50] Nathan, Smith (1998). “The Behemoth Eta Carinae: A
Repeat Offender”. Astronomical Society of the Pacific. 18 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160618222023/http://
www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html. Erişim tarihi: 2006-08-13.
[51] “NASA’s Hubble Weighs in on the Heaviest Stars
in the Galaxy”. NASA News. 3 Mart 2005.
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_
05071_HST_galaxy.html. Erişim tarihi: 2006-08-04.
[52] “Ferreting Out The First Stars”. Harvard-Smithsonian
Center for Astrophysics. 22 Eylül 2005. http://cfa-www.
harvard.edu/press/pr0531.html. Erişim tarihi: 2006-0905.
[53] “Weighing the Smallest Stars”. ESO. 1 Ocak 2005.
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/
pr-02-05.html. Erişim tarihi: 2006-08-13.
[54] Boss, Alan (3 Nisan 2001). “Are They Planets or
What?". Carnegie Institution of Washington. 14
Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20090814045325/http:
//www.carnegieinstitution.org:80/News4-3,2001.html.
Erişim tarihi: 2006-06-08.
[59] Villata, Massimo (1992). “Angular momentum loss
by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 257: 450-454. http://adsabs.harvard.edu/abs/
1992MNRAS.257..450V.
[60] “A History of the Crab Nebula”. ESO. 30 Mayıs 1996.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/
releases/1996/22/astrofile/. Erişim tarihi: 2006-10-03.
[61] Roach, John (27 Ağustos 2003). “Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind”. National Geographic
News. http://news.nationalgeographic.com/news/2003/
08/0827_030827_kyotoprizeparker.html. Erişim tarihi:
2006-06-13.
[62] “The Colour of Stars”. Australian Telescope Outreach and
Education. 3 Aralık 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20131203222826/http:
//outreach.atnf.csiro.au:80/education/senior/
astrophysics/photometry_colour.html. Erişim tarihi:
2006-08-13.
[63] “Astronomers Measure Mass of a Single Star —
First Since the Sun”. Hubble News Desk. 15 Temmuz 2004. http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/
archive/releases/2004/24/text/. Erişim tarihi: 2006-0524.
[64] D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky (2000). “Distance
Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity
Relation”. The Astrophysical Journal 532: 11921196.
http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/dergi/
issues/ApJ/v532n2/50245/50245.text.html?erFrom=
8598845313603918123Guest.
[65] A. A. Michelson, F. G. Pease (2005). “Starspots: A Key
to the Stellar Dynamo”. Living Reviews in Solar Physics (Max Planck Society). http://www.livingreviews.org/
lrsp-2005-8.
[66] A. Manduca, R. A. Bell, B. Gustafsson (1977). “Limb
darkening coefficients for late-type giant model atmospheres”. Astronomy and Astrophysics 61: 809-813. http:
//adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M.
[55] Shiga, David (17 Ağustos 2006). “Mass cut-off
between stars and brown dwarfs revealed”. New
Scientist. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlen[67] P. F. Chugainov (1971). “On the Cause of Periodic Light
di.
http://web.archive.org/web/20060902015116/
Variations of Some Red Dwarf Stars”. Information Bullehttp://www.newscientistspace.com:80/article/
tin on Variable Stars 520: 1-3. http://adsabs.harvard.edu/
dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.
abs/1977A&A....61..809M.
html. Erişim tarihi: 2006-08-23.
[56] “Hubble glimpses faintest stars”. BBC. 18 Ağustos 2006.
http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/5260008.stm. Erişim
tarihi: 2006-08-22.
[57] “Flattest Star Ever Seen”. ESO. 11 Haziran 2003.
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/
pr-14-03.html. Erişim tarihi: 2006-10-03.
[58] Fitzpatrick, Richard (16 Şubat 2006). “Introduction
to Plasma Physics: A graduate course”. The University of Texas at Austin. 8 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20100308122630/http://farside.ph.utexas.edu:
80/teaching/plasma/lectures/lectures.html. Erişim tarihi:
2006-10-04.
[68] “Magnitude”. National Solar Observatory — Sacramento
Peak. 6 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20080206074842/http:
//www.nso.edu:80/PR/answerbook/magnitude.html.
Erişim tarihi: 2006-08-23.
[69] “Luminosity of Stars”. Australian Telescope Outreach and
Education. 3 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20140203225346/http:
//outreach.atnf.csiro.au:80/education/senior/
Erişim
astrophysics/photometry_luminosity.html.
tarihi: 2006-08-13.
[70] Aaron Hoover (5 Ocak 2004). “Star may be
biggest, brightest yet observed”. HubbleSite. 7
Ağustos 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi.
13.13. OKUMAK İÇİN
http://web.archive.org/web/20070807141344/http:
//www.napa.ufl.edu:80/2004news/bigbrightstar.htm.
Erişim tarihi: 2006-06-08.
[71] “Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397”.
HubbleSite. 17 Ağustos 2006. 2 Eylül 2006 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20060902085159/http://hubblesite.org:80/newscenter/
newsdesk/archive/releases/2006/37/image/a.
Erişim
tarihi: 2006-06-08.
[72] Smith, Gene (16 Nisan 1999). “Stellar Spectra”. University of California, San Diego. 3
Nisan 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20110403074547/http:
//casswww.ucsd.edu:80/public/tutorial/Stars.html.
Erişim tarihi: 2006-10-12.
[73] MacRobert, Alan M.. “The Spectral Types of Stars”. Sky
and Telescope. http://skyandtelescope.com/printable/
howto/basics/article_563.asp. Erişim tarihi: 2006-07-19.
[74] “White Dwarf (wd) Stars”. White Dwarf Research Corporation. 8 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20091008115925/http:
//www.physics.uq.edu.au:80/people/ross/ph3080/
whitey.htm. Erişim tarihi: 2006-07-19.
[75] “Types of Variable Stars”. AAVSO. 23 Mayıs
2012
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20120523211609/http:
//www.aavso.org/vstar/types.shtml.
Erişim
tarihi:
2006-07-20.
[76] “Cataclysmic Variables”. NASA Goddard Space Flight
Center. 1 Kasım 2004. 30 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20140730200549/http://imagine.gsfc.nasa.gov:
80/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html.
Erişim tarihi: 2006-06-08.
[77] Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of
the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-080445.
[78] “Formation of the High Mass Elements”. Smoot Group.
16 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20160616202239/http://
aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html.
Erişim tarihi: 2006-07-11.
[79] “What is a Star?". NASA. 1 Eylül 2006. 19 Kasım 2014
tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.
org/web/20141119192647/http://imagine.gsfc.nasa.gov:
80/docs/science/know_l2/stars.html. Erişim tarihi:
2006-07-11.
[80] “The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a
Hot Stellar Corona Detected with the VLT”. ESO.
1 Ağustos 2001. http://www.eso.org/outreach/press-rel/
pr-2001/pr-17-01.html. Erişim tarihi: 2006-07-10.
[81] “Main Sequence Stars”. The Astrophysics Spectator. 16
Şubat 2005. 14 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160614003042/
http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/
MainSequence.html. Erişim tarihi: 2006-10-10.
87
[82] G. Wallerstein, I. Iben Jr., P. Parker, A.M. Boesgaard,
G.M. Hale, A. E. Champagne, C.A. Barnes, F. KMdppeler, V.V. Smith, R.D. Hoffman, F.X. Timmes, C.
Sneden, R.N. Boyd, B.S. Meyer, D.L. Lambert (1999).
“Synthesis of the elements in stars: forty years of progress”
(pdf). Reviews of Modern Physics 69: 995-1084. http:
//www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf. Erişim
tarihi: 2006-08-04.
[83] S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver (2002). “The evolution and explosion of massive stars”. Reviews of Modern Physics 74: 1015-1071. http://adsabs.harvard.edu/
abs/2002RvMP...74.1015W.
13.13 Okumak için
• Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford
University Press. ISBN 0-19-514874-6.
• Gribbin, John; Mary Gribbin (2001). Stardust: Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale
University Press. ISBN 0-300-09097-8.
• Hawking, Stephen (1988). A Brief History in Time.
Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.
13.14 Ayrıca bakınız
• Takımyıldız
• Karadelik
• Yıldızların spektral sınıflandırılması
13.15 Dış bağlantılar
• Tanımlayıcılarına, konsayılarına ve kaynak kodlarına göre yıldız arama (koordinat) Query star by
identifier, coordinates or reference code. Centre de
Données astronomiques de Strasbourg – Strasbourg
Gökbilim Bilgi Merkezi
• Yıldız, Dünya Kitabı @ NASA
• Yıldızların ve takımyıldızların portreleri. Illinois
Üniversitesi
• Sınıflandırma Kodlarını Nasıl Deşifre Etmeli. Astronomical Society of South Australia – Güney
Avustralya Gökbilim Topluluğu
Bölüm 14
Kuyruklu yıldız
yoğunlaşamamış) kozmik toz karışımından oluşurlar.
Güneş Sistemi'nin diğer küçük cisimlerinin aksine, kuyruklu yıldızlar antik çağlardan beri bilinmektedir. Çin kayıtlarına göre Halley kuyruklu yıldızı MÖ. 240 yılından
beri tanınmaktadır.
1995 yılı itibariyle 1024 kuyruklu yıldız kataloglanmış ve
yörüngeleri (kabaca da olsa) hesaplanmıştır. Bunlardan
184'ü periyodik kuyruklu yıldızdır (yörünge dönemleri
200 seneden azdır.) Mutlaka bunların dışında kalan pek
çoğu da periyodik kuyruklu yıldızdır, ancak yörüngeleri
yeterli hassasiyetle tanımlanamadığından kesinleştirmek
mümkün olamamaktadır.
Kuyruklu yıldızların bölümleri:
1. Nüve: Nispeten katı ve kararlı olan çekirdek, su buzu ve diğer donmuş gazlar ve az miktarda kozmik
toz ve diğer katı cisimlerden oluşmuştur.
2. Koma: Çekirdekten buharlaşan su, karbondioksit
ve diğer nötr gazların yoğun bir bulutudur. Nüveyi
çevreleyen ışık topu şeklinde görülür.
3. Hidrojen bulutu: Çok büyük (milyonlarca km) ancak son derece seyrek bir nötr hidrojen zarfıdır.
4. Toz kuyruğu: 10 milyon km'yi aşan uzunlukta, çekirdekten kaçan gazlarla taşınan mikroskobik toz
partiküllerinden oluşmuş duman. Kuyruklu yıldızın
çıplak gözle görülebilen en belirgin özelliğini oluşturur.
5. İyon kuyruğu: Kuyruklu yıldızın yüzlerce milyon
km'ye varan uzunlukta Güneş rüzgârıyla reaksiyon
sonucu iyonize olmuş gazlardan oluşan plazma kuyruğudur.
Hale Bopp kuyruklu yıldızı
Kuyruklu yıldızlar, “kirli kartopu” ya da “buzlu çamur
topu” olarak anılırlar. İsimlerinde yer almasına rağmen
yıldız değildirler, buz (su ve donmuş gazlar) ve (bir nedenle Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında gezegenlerde
Kuyruklu yıldızlar, Güneş yakınından yüzlerce geçiş sonunda (yaklaşık 500 geçiş sonunda), buz ve gazlarının
tamamına yakınını yitirerek asteroidlere benzer bir görünüm kazanırlar (muhtemelen dünyaya yakın asteroidlerin bazıları ölü kuyruklu yıldızlardır.) Yörüngeleri Güneş'e yaklaşan kuyruklu yıldızların, Güneş ya da gezegenlerle çarpışma ya da oldukça yakın bir geçişle (özellikle
Jüpiter'e yakın geçerlerse), Güneş Sistemi dışına atılmaları olasılığı vardır.
88
14.2. AYRICA BAKINIZ
89
Güneş'ten 4 ilâ 6 AB uzaklıklar arasında Jüpiter'in yörüngesinin yakınında bulunur. En küçük yörünge periyoduna
(yaklaşık 3 yıl 4 ay) sahip kuyruklu yıldız Encke kuyruklu
yıldızı'dır.[1]
14.2 Ayrıca bakınız
• Yıldızlararası kuyruklu yıldız
Bir kuyruklu yıldızın yörüngesi
Kuyruklu yıldızlar içinde en ünlüsü Halley kuyruklu yıldızıdır. Yakın geçmişte görülen kuyruklu yıldızlar, 1994
yazında Jüpiter'e çarpan SL 9 (Shoemaker-Levy) ve 1997
yılında çıplak gözle gözlemlenen Hale-Bopp ve 2002 yılında görülen İkeya Seki kuyruklu yıldızıdır.
Kuyruklu yıldızlar Güneş'e yeterince yakın olmadıkça
görülmezler. Bazılarının yörüngesi Güneş Sistemi'nin bir
hayli dışına taşar, bunlar bir kez görüldükten sonra binlerce yıl boyunca geri dönmezler. Sadece kısa ve orta periyotlu kuyruklu yıldızların (Halley kuyruklu yıldızı gibi)
yörüngelerinin en azından önemli bir bölümü Güneş Sistemi içinde kalır.
14.1 Yörüngelerine göre sınırlandırma
Kuyruklu yıldızlar ilke olarak Güneş'in çekim alanının etkisi altındadır. Yörüngeleri elips, parabol ender olarak da
hiperbol çizer. Bu yörüngeler, izledikleri yola en yakın biçimleri ifade eder, çünkü kuyruklu yıldızlar aynı zamanda Güneş Sistemi'nin dokuz gezegeninin ve kendi çekirdeklerinden açığa çıkan anizotrop gazları çekim gücüyle bağlantısı olmaksızın etkisi altındadır. Bunlar, yörünge periyotlarına göre, yani Güneş'in çevresinde tam bir
dolanım yapmak için harcadıkları zamana göre sınıflandırılırlar. Listesi yapılan 710 kuyruklu yıldızdan 121'inin
periyodu 200 yılın altındadır; Bunlara “kısa periyotlu"'lar
denir. Geriye kalan 589'u da “uzun periyotlular” grubunu
oluşturur.
Kısa periyotlular günberi noktalarına yaklaştıklarında
genel olarak birkaç kez gözlemlenebilir, bu da yörüngelerinin kesinlikle belirlenmesini sağlar. Bunlar, Güneş'in çevresinde, Dünya'nın tutulumuna (Dünya'nın Güneş çevresindeki yörünge düzlemi) oranla biraz daha eğik
bir düzlem içinde elips yörüngeler çizer; çoğu zaman
Dünya ve öteki gezegenler yönünde dönerler (doğru yön).
Günberi noktaları 0,34 AB ile 2,5 AB (1 AB = 1 astronomi birimi = Dünya ile Güneş arasındaki ortalama
mesafe, yani yaklaşık 150 milyon kilometre) arasındadır.
Bu mesafenin ötesinde güçlükle gözlemlenirler. Periyodik kuyruklu yıldızların günöte noktaları çoğunlukla dev
gezegenlerin yakınında yer alır. Günöte noktası, özellikle
14.3 Kaynaklar
[1] Axis Türkçe Ansiklopedi, Kuyruklu yıldızlar maddesi.
Bölüm 15
Gök mekaniği
Gök mekaniği, gök cisimlerinin hareketlerini inceleyen
gökbilim dalı.
Gök cisimleri arasındaki kütleçekim etkileşimlerinin belirlediği ilişkilere, Kepler'in ampirik olarak kurduğu
matematiksel model üzerine Newton tarafından geliştirilen ve hareketin temel yasaları adı verilen fizik kurallarının uygulanması temeline dayanır. 20. yüzyılda
Einstein'ın görelilik kuramı ile bu kurallar yeniden gözden geçirilmiştir. Böylece, giderek daha duyarlı hale gelen ölçüm yöntemleri ile ortaya çıkan ve klasik gök mekaniği kuramının açıklamakta yetersiz kaldığı sapmalar
aydınlatılabilmiştir.
90
Bölüm 16
Takımyıldız
Bazı ünlü takımyıldızlar, çeşitli nesnelere benzetilen parlak yıldız düzenlerine sahiptir. Örnek olarak, bir avcı figürünü çağrıştıran Avcı Takımyıldızı (Orion) ve aslan figürü çağrıştıran Aslan Takımyıldızı (Leo) verilebilir.
Avcı Takımyıldızı (Orion) haritası. Sarı kesik çizgilerle çevrilmiş
kısım Avcı Takımyıldızı göstermektedir. Yıldızların oluşturduğu
avcı figürü kolaylıkla görülebilmekte.
Klaudyos Batlamyus’un resmi; 16. yüzyıl modern Alman stilinde
kitap kabartması
Eski gök bilimciler bu şekilleri efsanelerdeki belirli hayvanlara ve kahramanlara benzetmiş ve bunların tanrılarca gökyüzüne çıkarıldıklarına inanmışlardır. Takımyıldızların büyük bölümünü, eski Yunanlar ve Romalılar
adlandırmıştır,[1] ama onlar da bu adları Babilliler'den
almış olabilirler. Takımyıldızların oluşturduğu bu şekiller geceleri gökyüzünde incelenecek olursa, gözlemlenen
şekillerin benzetilen nesnelerle arasındaki ilişkiyi fark etmek kolay olmayabilir.
Johannes Hevelius tarafından tasarlanmış olan Boğa takımyıldızı.
16.1 Gökyüzü ve takımyıldızlar
Takımyıldız, gökyüzünün (veya gök kürenin) bölündüğü 88 alandan her birine verilen isimdir.Terim genellikle, yanlış bir biçimde, görünüşte birbiriyle ilgili gözüken
yıldız gruplarını tanımlamak için kullanılır.
Yıldızlı bir gökyüzünün karanlık bir gecede gözlemi,
ilk bakışta çok büyük bir düzensizlik izlenimi uyandırır.
Görülen sayısız yıldız içinde, daha parlak yıldızlar göze çarpar.[2] Bunlar, daha zayıf parıltılı gök cisimlerini
91
92
BÖLÜM 16. TAKIMYILDIZ
16.1.1 Yıldızları adlandırma
Yıldızların eski adları, ait oldukları takım yıldızlarla özdeşleştirilmiş mitolojik şekillerdeki konumlarını hatırlatıyordu: Aslan'ın gözü, Büyük Ayı'nın kuyruğu gibi. En
parlak yıldızlar, çoğu Arapça kökenli olan özel adlarını
korumuştur: Sirius, Rigel, Aldebaran, Deneb...
Takımyıldızların bazılarının ve Güneş’in kendi mitleri
bulunur.[6] Bunların ölülerin ruhu ya da tanrılar oldukları düşünülürdü. Örneğin Umacı yıldızının Gorgon
Medusa’nın gözünü temsil ettiğine inanılırdı.
1603'te, Alman J. Bayer, Uranometria'sında, o zamandan bu yana evrensel olarak benimsenen basit ve akılcı
bir adlandırma sistemi ortaya attı. Her takımyıldızda, en
parlak yıldıza α ile, parıltı derecesi bundan hemen sonra gelen β ve bunu izleyen γ ile (... vb) belirtildi. Yunan
alfabesi tükendiğinde, Latin alfabesi, sonra da sayılar kullanıldı. Sonunda yalnız en parlak yıldızlar adlandırılır oldu. Astronomi aletleriyle görülebilen ve fotoğrafı çekilebilenlerin, referans kataloglarındaki sıra numaralarıyla
yetinilmektedir. Bir yıldızın uluslararası adı, bunu belirten harf veya sayının arkasına, ait olduğu takım yıldızının
Latince adının genitifi veya resmî kısaltması konarak elde edilir; α Ursa Major veya α UMa...[7][8]
Uranometria'daki Avcı takımyıldızı gravürü.
16.2 Takımyıldızları oluşturan yıldızların isimleri
işaretlemek veya gökyüzü olaylarının yerini belirlemek
için değerli karşılaştırma noktaları oluşturur. Antik Çağdan bu yana yıldızlar, mitolojik kişiler veya hayvanlarla özdeşleştirilen karakteristik şekiller, yani takımyıldızlar biçiminde gruplandırılmıştır.[3] Ancak çağdaş astronominin gerekli gördüğü noktalar, gökyüzü koordinat sistemlerinin kesin şekilde tanımlanmasıyla sonuçlanmıştır.
Böylece gök cisimlerinin gökyüzündeki konumu duyarlı
olarak belirlenebilir, bu da, gözlem aletlerini, incelenmek
istenen gök cisimlerine doğru çabucak yöneltmeye imkân
verir.
Takımyıldızların gece boyunca gökyüzünün gök küre kutbu adı verilen bir noktası çevresinde blok halinde yer değiştirdikleri görülür.[4] Kuzey Yarı Küre'de bu nokta çıplak gözle görülebilen bir yıldıza çok yakındır;[5] bu nedenle söz konusu yıldıza Kutup Yıldızı adı verilir. Birçok
gece tekrarlanan bir gözlem, gökyüzü bütününün bu dönüşünün, Dünya'nın kutuplarıyla çakışan bir eksen (Yerküre'nin ekseni) çevresinde, 24 saatten biraz daha az bir
sürede gerçekleştiğini gösterir. Gerçekte ise, Dünya kendi çevresinde döner. Bununla birlikte buradan, gökyüzünün, belli bir yerdeki görünümünün değişmez olmadığı
ortaya çıkar; saatler geçtikçe doğuda bazı yıldızlar belirir, ufuk çizgisi üzerinde yavaş yavaş yükselir ve sonra,
batıda batarak gözden kaybolur. Gökyüzünün görünümü
enlemlere göre de değişir.
Tüm yıldızların bir ismi vardır. Johannes Bayer yöntemi
ile takımyıldızlarındaki yıldızlar tanıtıldı, J. Bayer'in yıldız atlasında onlar parlaklıklarına ya da büyüklüklerine
göre Yunan alfabesi sırasıyla Yunan harfleriyle isimlendirdi.
1515 yılına ait bir Kuzey Gök Küre takımyıldız haritası
Mesela, Alfa (α) parlak ise, Beta (β) daha az parlaktır ve
böyle devam eder. Buna örnek olarak Büyük Ayı takımyıldızını verebiliriz; Büyük Ayı takımyıldızın ilk yıldızı
Alfa (α) Büyük Ayı, ikinci yıldızı Beta (β) Büyük Ayı, diğerleri de böyle devam etmektedir.
16.4. GÖKKÜRE VE GÜNLÜK HAREKET
Bu sıralamalar her zaman doğru değildir, yıldızların parlaklıkları tam olarak ölçülüp isimlendirilmemiştir, ve bazı yıldızların parlaklıklarında değişkenlikler gözlemlenilmektedir. Örneğin Büyük Ayı'nın beşinci yıldızı olan
Epilson (ε) Büyük Ayı, Büyük Ayı'nın ilk yıldızı olan Alfa
(α) Büyük Ayı'dan daha parlaktır.
93
16.4 Gökküre ve günlük hareket
Daha sonralar isimlendirmede sayılar da yetersiz kalınca
başka sistemler icat edilmiştir. John Flamsteed, Yunanca
harfler yerine sayıları kullanmıştır, ve sonraki yıldız kataloglarında genellikle takımyıldızların bir sayı sitemi
olmuştur.[9]
16.3 Takımyıldızlar
Adları Antik Çağ mitolojisinden miras kalan takımyıldızların, gökyüzünü, aralarında uzlaşmışçasına 88 bölgeye
Boğa ve Oriyon takımyıldızın gökyüzündeki görünümü.
ayrıldığı kabul edilir.
İlk uygarlıklardan bu yana, gökyüzü gözlemcileri, en
parlak yıldızlan daha kolay bir şekilde işaretlemek için
bunları, gökyüzünde çizdikleri şekillere göre bir araya
getirmeyi düşündüler. Böylece, mitolojik kahramanlar,
hayvanlar veya nesnelerle özdeşleştirilmiş takımyıldızlar doğdu. Takımyıldızlara, Yunan mitolojisinden alınmış adlar verme düşüncesinin, MÖ III. yy'da Makedonya
kralı Antigonos Gonatas'ın sarayında hekim ve ozan olan
Aratos’dan çıktığı sanılmaktadır. Gök kürenin kuzey yarı küresinin haritası, II. yy'da Ptolemaios tarafından hazırlanan ve 48 takımyıldızı kapsayan haritaya dayanır.
Astronomların Güney Yarı Küre'nin gökyüzünü çok daha
geç dönemlerde gözlemleyebilmeleri nedeniyle, güney takımyıldızların belirlenmesi çok daha yakın tarihlere rastlar. Bunları, XVII. yy'da özellikle Bayer ve Hevelius, sonra XVIII. yy'da Lalande ve La Caille adlandırdılar ve
daha çok kuş veya bilimsel alet adlan kullandılar: Tavus,
Tukan, Mikroskop, Sekstant, Oktant vb.
Uzun süre takımyıldızların sınırları belirsiz kaldı. Dürbün ve teleskobun bulunmasından sonra, bu aletlerle keşfedilen çok sayıda düşük parıltılı yıldız kataloğa alınırken
birtakım güçlüklerle karşılaşıldı. Bu dönemde kimi astronomlar eskileri hiçe sayarak, akıllarına estiğince yeni
gök cismi şekilleri belirleme yoluna bile gittiler. Böylece,
XIX. yy'ın sonunda, 108 takımyıldız sayılıyordu ve bunların sınırları üstünde tam bir uzlaşma yoktu. 1925'ten
bu yana gökbilimde dünyanın en yetkili kuruluşu olan
Uluslararası Astronomi Birliği, gökyüzünü 88 takımyıldıza böldü. Bunların her biri, yalnız adını aldığı parlak
yıldızlar grubunu değil, aynı zamanda, enlem ve boylam
yaylarıyla sınırlanan ve resmî olarak Latince adıyla veya
üç harflik bir kısaltmayla belirtilen bir gökyüzü bölgesini
de kapsar. Bu takımyıldızların en büyüğü, 1 303 derece
karelik Dişi Ejderha ve en küçüğü, 68 derece karelik Güney Haçı'dır.
Kendimizi, yıldızların asılı olduğu ve dünyadakiyle çakışan bir eksen çevresinde 23 saat 56 dakika dönen, uçsuz
bucaksız bir kürenin merkezinde yer alıyormuş varsayabiliriz.
Gözlem, gece boyunca gökkürenin, Kuzey Yarıküre'de,
Küçük Ayı takımyıldızının en parlak yıldızına çok yakın olan bir nokta çevresinde, saat hareketine ters yönde blok halinde dönüyormuş izlenimi verir. Söz konusu nokta, gök kürenin iki kutbundan biridir, dolayısıyla
bunun yakınında yer alan yıldıza, Kutup Yıldızı adı verilir. Gözlem, her gece aynı saatlerde tekrarlandığında,
gökyüzünün yaklaşık 24 saatte başlangıçtaki görünümünü yeniden aldığı saptanabilir. Takımyıldızlar kümesinin
24 saatlik bu hareketine « günlük hareket » adı verilir.
Burada, yalnızca zahirî bir hareket söz konusudur. Gerçekte Dünya, kutuplarından geçen bir eksen üstünde ve
kendi çevresinde doğudan batıya 23 saat 56 dakikada döner. Ama yıldızlar çok uzakta olduğundan, her şey sanki
Dünya ile aynı eksen çevresinde, aynı periyoda, ama ters
yönde 23 saat 56 dakikada dönüyormuş ve yıldızların asılı olduğu çok büyük bir kürenin merkezin-deymişiz gibi
gelişir.
Günlük hareket, yıldızlı gökyüzünün görünümünü belli
bir yerde yalnız saatten saate değiştirmez, aynı zamanda geceden geceye de yavaş yavaş bu görünümü dönüşüme uğratır; çünkü günlük hareket periyodu, takvim günü
süresinden yaklaşık 4 dakika daha kısadır: nitekim, bir
mevsimin başlangıcında saat 21.00'de doğudan doğan bir
yıldız, mevsim ilerledikçe, aynı saatte gökyüzünde giderek daha yüksekte görünecektir. Gökyüzü hep aynı saatte
gözlemlendiğinde, bu durumun aydan aya değiştiği açıkça fark edilebilir. Her mevsim yeni bir yıldız kümesi getirir; bunlar, doğuş ve batışları gündüze rastlamadan önce,
az çok uzun bir periyot boyunca gözlemlenebilir.
94
Ekvator, gece boyunca tüm takımyıldızların geçişinin
görülebildiği tek Dünya bölgesidir. Buradan uzaklaşılır
uzaklaşılmaz, kimi yıldızlar hiç görünmez. Çünkü bunlar
hiçbir zaman ufkun üstüne çıkmaz. Kutuplara yaklaşıldıkça gözlemlenebilecek gök küre parçası küçülür; ancak, gök kürenin merkezinde, yıldızların hiç batmadıkları ve bu nedenle sürekli göründükleri az çok geniş bir
bölge vardır: buna « kutup dairesi » denir, çünkü ufkun
üstünde yer alan gök kutbunu çevrelemektedir. Kutuplarda da, ancak tek yarı küre görülebilir; diğeri daima ufuk
çizgisinin altında kalır. Gökyüzünde, çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6.000 yıldız vardır; bunların 20 kadarı çok
parlaktır.
16.5 Karanlık bulut grupları
BÖLÜM 16. TAKIMYILDIZ
dayken yer aldığı gökyüzü noktasından geçen büyük bir
çemberdir (saat çemberi). Bu sistem, gözlem yerinden bağımsız olma üstünlüğünü taşır ve iki dönme ekseninden
biri Dünya kutuplarından geçen eksene paralel olan bütün
teleskoplarda kullanılır.
Yaygın olarak kullanılan bir başka sistem, yatay koordinat sistemidir; bunun referans düzlemi, gözlem yerinin
ufkuna paralel olan düzlemdir. Bu sistemde gök kürenin
her noktası ufuktan yüksekliği ve Güney açısıyla işaretlenir; yükseklik söz konusu noktayı ufuktan ayıran açı, Güney açısıysa Güney doğrultusuyla yaptığı açıdır: söz konusu sistem altazimut tipi bir donanımı olan, yani yatay
ve düşey eksenler çevresinde hareket edebilen aletlerde
kullanılır. Ancak bir gök cisminin bu şekilde tanımlanan
koordinatları belli bir yerde ve belli bir anda geçerlidir;
Dünya'nın dönmesi nedeniyle sürekli olarak değişir.[12]
“Gökyüzünde Emu Kuşu” takımyıldızı, yıldızlar yerine karanlık
bulutsular tarafından tanımlanır.
Güney Yarımkürede, Samanyolu'nun karanlık parçalarını
fark etmek mümkündür. Bazı medeniyetler bu parçaları
şekillerle ayırt ederlerdi ve karanlık bulut gruplarına isim
verirlerdi. İnka medeniyeti Samanyolu'ndaki bu bölgeleri veya karanlık bulutsuları tespit edip onların şekillerini
hayvanlarla ve mevsim yağmurlarıyla ilişkilendirdiler.[10]
Avustralya Aborijin astronomi'de Kömür Çuvalı Bulutsusu tarafından oluşan “gökyüzünde Emu kuşu” en ünlü karanlık bulut grubu anlatılmaktadır.[11]
16.6 Gökyüzünde gök cisimlerinin
yerleri nasıl belirlenir
Koltuk takımyıldızının göz yanılsama grafiği.
Diğer astronomi koordinat sistemleri arasından
Dünya'nın Güneş çevresinde dönüş düzlemi (tutulum
düzlemi) ve ilkbahar noktasıyla çakıştırılan koordinat
sistemi, ayrıca gökadamızın diskinin ortalama düzlemi
ve bu düzlemin, gök ada merkezi doğrultusunda yer alan
bir noktasına indirgenen gökada koordinat sistemi örnek
gösterilebilir.
Gök cisimlerinin gök küre üzerindeki konumunu tanımlamak için yeryüzündeki enlem ve boylama benzer koordinat
16.6.1
sistemleri kullanılır.
Bir gözlem aletini bir gök cismine yöneltmek için, bunun gökyüzündeki konumunu büyük bir duyarlılıkla bilmek gerekir. Bunun için birtakım koordinat sistemleri
kullanılır; gökyüzünün herhangi bir noktasının konumu,
bir referans düzlemine bağlı iki parametreyle belirlenir.
En çok kullanılan sistemlerden biri, ekvator koordinat
sistemidir. Coğrafi koordinat sisteminin (enlem ve boylam) benzeri olan bu sistemde, referans düzlemi, Dünya
ekvatorunun düzlemiyle çakışan gök ekvatorudur. Burada, gök kürenin her noktasının konumu bahar açısı (α)
ve yükselimle (δ) işaretlenir. Bunların Dünya'da kullanılan benzerleri bahar açısı için boylam, yükselim için enlemdir. Başlangıç boylamı olan Greenwich meridyeninin
eşdeğeri, kutuplardan ve Güneş'in ilkbahar ılım noktasın-
Yanılsama ve gerçek
Takımyıldızlar bir perspektif etkisinden kaynaklanır.
Bunlar, birbirine yakın doğrultularda yer alan, ancak
Dünyaya uzaklıkları çok farklı olan yıldızlarca çizilir. Nitekim, Koltuk takımyıldızının gökyüzünde W çizen yıldızları gerçekte 45 ışık yılıyla 700 ışık yılı arasında değişen uzaklıklarda yer almaktadır.
Takımyıldızların çoğunun yıldızı, fiziksel bir bağlantısı
varmış gibi gözükse de aslında hiçbir şekilde fiziksel bağlantıları yoktur, takımyıldızını oluşturan her yıldız birbirine oldukça uzak mesafededirler. Yıldızlar gökyüzünde
belirmeye başladığında, daha belirgin yıldızlar göze çarpar ve bu da bir yanılsama etkisi yaparak yıldızların sanki
yan yana duruyormuş gibi gözükmesini sağlar.[13]
16.7. BURÇLAR KUŞAĞI
95
16.7 Burçlar kuşağı
Zodyak Takımyıldızları olarak da bilinirler. Zodyak takımyıldızlarının isimleri şunlardır: Aries (Koç), Taurus
Takımyıldızları burçlar olarak da bilinmektedir. Bütün (Boğa), Gemini (İkizler), Cancer (Yengeç), Leo (Asgökyüzü 88 burca bölünmüştür. Gökyüzünün kuzey ve lan), Virgo (Başak), Libra (Terazi), Scorpius (Akrep),
güney yarı kürelerini kapsayan 88 alandan her biri, bir Sagittarius (Yay), Capricornus (Oğlak), Aquarius (Kova),
takım yıldızını meydana getirir. Her yıldız, galaksi veya Pisces (Balıklar).
gök cismi, takımyıldızlarından birinin alanı içinde bulu- En iyi tanınan takımyıldızlarından biri Ursa Major'un
nur. Kırk sekiz takımyıldızının adları ve konumları 17. (Büyük Ayı) en parlak yedi yıldızının düzeni çok çeşitli
yüzyılın başına kadar biliniyordu ve günümüzde de ge- cisimlere benzetilmiştir. Bu nedenle Ursa Major takımçerliliğini korumaktadır. Geri kalan 40 takımyıldızının yıldızına bugüne kadar Saban, Araba, Yedi Öküzler ve
büyük bölümü 17 ve 18. yüzyıl astronomlarınca tarif edil- Büyük Cezve gibi çeşitli adlar verilmiştir. Orion takımmiştir. Uluslararası Astronomi Birliği (IAU)'nin 1945'te- yıldızı genellikle bir avcı olarak çizilmiştir. Bu takımyılki çalışması sonucunda, bugünkü 88 takımyıldızının adı dızın üç parlak yıldızı avcının kuşağını oluşturur. Avcının
ve konumu üzerinde anlaşmaya varıldı.
iki köpeği vardır; büyük olanı Canis Major, küçük olanı ise Canis Minor'dur. Orion'un yakınlarındaki, burçlar
kuşağı takımyıldızlarından Gemini yer alır. Gemini'deki
(İkizler) en parlak iki yıldız, adlarını Yunan efsanesinde
Zeus'un ölümsüzlük verdiği oğulları Kastor ve Polluks'tan
almaktadır.
Burçlar kuşağının bir başka takımyıldızı, Herakles'in öldürdüğü Nemea aslanı olduğu varsayılan Leo'dur (Aslan). Draco (Ejderha) takımyıldızı da, adını Herakles’in
bir başka kurbanı olan ejderhadan almaktadır. Orion'u
öldüren akrep, Scorpius (Akrep) takımyıldızı olarak görünür. Perseus'un deniz canavarından kurtardığı karısı Andromeda ve onun annesi Cassiopeia ile babası
Cepheus'un isimleri de takımyıldızlara verilmiştir.
Burçlar kuşağındaki takımyıldızlarının sınırları sabit olduğu dönemlerde, Güneşin bu takımyıldızlarının içinden
geçiş tarihleri şöyledir:
Takımyıldızlar
Halk arasında, zodyak (burçlar kuşağı) üzerinde yer alan
12 takımyıldıza ortak olarak “burçlar” adı verilmiştir.
Zodyak, gökyüzünde güneş ve başlıca gezegenlerin yolu
üzerinde bulunduğu tasarlanan hayali bir kuşaktır. Burçlar kuşağı olarak da bilinmektedir. Kuzey ve güney yarı küreler dahil bütün gökyüzündeki toplam takımyıldız
sayısı 88'dir. Herhangi bir gecede gökyüzüne bakıldığında bunlardan 40 kadarı görüş alanımızdadır. Bu takımyıldızlarından bir bölümü, Güneş'in yıl boyunca ha- Burçlar Kuşağı Çarkı: 6. yüzyıldan kalan İsrail'de Beit Alpha
reket ediyormuş gibi göründüğü yol boyunca sıralanmış Sinagogunda bulunan mozaik işlemeli burçları gösteren resim.
takımyıldızlar olup, Burçlar Kuşağı olarak adlandırılırlar. Bunların sayısı, Yılancı Burcu'nun Akrep burcuna dahil edilmesiyle 12 tanedir. Bu kuşaktaki takımyıldızlar
96
16.7.1
BÖLÜM 16. TAKIMYILDIZ
Yıldız dizilimleri
dikdörtgen ve bu dikdörtgenin merkezinde çapraz durmakta olan üç ayrı yıldızdır. Betelgeuse avcının sağ omParlak yıldızlar, belirgin dizilimler gösterir ve bunlar zuna, Bellatrix sol omzuna, Rigel sol ayağına ve Saif de
sayesinde temel takımyıldızlar işaretlenebilir.[14] Aşağıda sağ ayağına denk gelir. Ortadaki üç çapraz yıldız (alttan
Kuzey ve Güney gökkürelerin takımyıldız haritalarını üste sırayla Alnitak,Alnilam ve Mintaka) avcının kemegörebilirsiniz:
rini (Orion kuşağı olarak da bilinir) oluşturur. Kuşağın
altında bulunan M 42 bulutsusu (nebulası) avcının kılıcıdır. Heka adındaki avcının başını simgleyen kısım aslında
üç daha sönük yıldızdan meydana gelir. Betelgeuse'un üstündeki yıldızlar avcının sag kolunu Bellattrix'den ötede
olan yıldızlarda avcının kalkanını oluşturur.
Avcı kış ayları boyunca Türkiye'den rahatlıkla gözlemlenebilir. Avcıyı gözlemlemek isteyenler güney ufkuna
bakmalıdır. Avcının yeri bulunulan aya göre güneybatı ile
güneydoğu arasında değişir. Bünyesinde gökyüzünün en
parlak yıldızlarından Rigel (7. en parlak yıldız) ve Betelgeuse (10. en parlak yıldız)'ün bulunması ve etrafındaki
takımyıldızların solukluğu Avcının kolaylıkla gözlemlenebilmesini sağlar. Avcının komşuları Boğa, İkizler, Eranus nehri, Tavşan takımyıldızlarıdır.
16.8.3 Aquila (Kartal)
Aquila, modern 88 takım yıldızdan biridir. Görünüm olarak Samanyolu üzerinde yer alır. En parlak yıldızı Altair'dir ve bu yıldız yaz üçgeni oluşturan üç yıldızdan birdir.
Bazı ünlü takımyıldızlar, çeşitli nesnelere benzetilen par- Yaz üçgenin diğer yıldızları Vega Lir (Çalgı) Takımyıllak yıldız düzenlerine sahiptir. Örnek olarak, bir avcı fi- dızında, Deneb ise Cygnus (Kuğu) Takımyıldızında bugürünü çağrıştıran Avcı Takımyıldızı (Orion) ve aslan fi- lunur.
gürü çağrıştıran Aslan Takımyıldızı (Leo) verilebilir.
16.8 En çok bilinen takımyıldızlar
16.8.1
Andromeda
Andromeda, modern 88 takımyıldızdan biridir. Ayrıca,
Batlamyus’un 48 takımyıldızdan oluşan listesinde de geçer. Adını Yunan mitolojisindeki bir karakter olan Prenses Andromeda'dan alır. Kanatlıat (Pegasus) takımyıldızının yanında bir kuzey yarı küre takımyıldızıdır. Andromeda Gökadası'nı barındırıyor olması en dikkat çekici
özelliğidir. Kimi zaman Zincirli Prenses olarak da anılır.
16.8.2
Orion
Gökyüzünde hem güney hem de kuzey yarıküresinde bulunan ve bu sayede tüm Dünya'dan görülebilinen, oldukça parlak yıldızlardan oluşan dolayısıyla da kolay bulunabilinen takım yıldız. Avcının belirgin şekli dört belirgin yıldızdan oluşan boyu eninin iki katı kadar olan bir
16.8.4 Lyra (Lir [Çalgı])
Lir Takımyıldızı birçok takımyıldıza nazaran gökyüzünde oldukça küçük bir alan kaplar. Lir Takımyıldızın en
parlak yıldızı Vega'dır. Bu Yıldızın kadir değeri + 0,03
dür ve diğer yıldızların parlaklıklarını karşılaştırmada referans olarak alınabilir. Vega yaz üçgenin üç yıldızından
biridir.
16.8.5 Cygnus (Kuğu)
Cygnus (Kuğu) modern 88 takımyıldızdan biridir. Birçok parlak yıldız içerir. Bu yıldızlardan en önemlisi ve en
parlak olanı Deneb'dir ve yaz üçgeninin üç yıldızından
biridir. Kuğu takımyıldızı görünüm bakımından Samanyolu üzerinde güneye doğru uçan bir kuşu andırır.
16.9. AYRICA BAKINIZ
16.8.6
Ursa Major (Büyük Ayı)
97
16.9 Ayrıca bakınız
• Takımyıldızlar dizini
Ursa Major özellikle kuzey yarı kürenin büyük bir bölümünde yıl boyunca görülebilir. Oldukça parlak yıldızlardan oluşmuştur. Belirgin kepçe biçimi sayesinde diğer takımyıldızlardan ayırması oldukça kolaydır. Kepçenin sapındaki üç parlak yıldızdan ortadaki; ünlü bir çift
yıldız olan Mizar'dır ve ona yakın görünümde daha sönük olan başka bir çift yıldız; Alcor yer alır. Ursa Major'ün en parlak yıldızdarı Dubhe ve Merak'tır. Bu iki
yıldız cezvenin ucunda, sap kısmına en uzak görünümde bulunurlar. Bu yıldızların aralarındaki mesafeyi referans alarak Merak-Dubhe yönünde 5 birim gittiğimizde
Kutup Yıldızı'na (Polaris) ulaşırız. Kutup Yıldızı ise Ursa Minor (Küçük Ayı) Takımyıldızında yer alır. Ayrıca
kepçenin sap kısmını oluşturan üç yıldızın çizdiği kavisi takip ederek Bootes (Çoban) takımyıldızının en parlak yıldızı olan Arcturus’a ulaşabiliriz. Bu özellikleri ile
Ursa Major: Gökyüzünde diğer takımyıldızları bulurken
oldukça kolaylık sağlar.
16.8.7
Scorpius (Akrep)
• Boyutuna göre takımyıldızlar dizini
• Takımyıldızına göre yıldızlar dizini
• List of all constellations in 15 languages (German
WP, with interwiki-links to other languages)
16.10 Daha çok okumak için
16.11 Dış bağlantılar
• IAU: Takımyıldızlar, yüksek kaliteli haritalar dahil.
• Star Tales takımyıldızların köken ve mitolojisi (Ian
Ridpath)
• Photographic Atlas of the Constellations
Bu takımyıldız Scorpio olarak da bilinir. Batıda Libra
(Terazi), doğuda ise Sagittairus (Yay) takımyıldızları arasında yer alır. Birçok parlak yıldız barındırır. Bunların en
önemlisi ve en parlağı Antares, akrebin kalbi olarak bilinir. Antares ömrünün sonlarına gelmiş bir kızıl devdir.
Astronomik olarak yakın bir gelecekte bir süper novayla
yaşamını noktalayacaktır.
16.8.8
Sagittarius (Yay)
• Celestia ücretsiz 3B gerçek zamanlı uzay simülasyonu (OpenGL)
• Stellarium gerçek zamanlı gökyüzü görüntüleme
programı (OpenGL)
• Strasbourg Astronomical Data Center Files on official IAU constellation boundaries (Eski NASA
ADC servisi, artık çalışmıyor)
• Interactive Sky Charts (Yıldız, gökyüzü ve uzayla
ilgili bilgi bulabileceğiniz bir adres)
Sagittarius (Yay) Takımyıldızı: Sembol olarak okunu
Scorpius (Akrep) Takımyıldızına doğrultmuş bir yay olarak tasvir edilmiştir. Ophiuchus (Yılancı) ve Capricornus
(Oğlak) Takımyıldızları arasında yer alır.
16.8.9
Enlargyan (İnci)
Bu takımyıldız pearl olarak da bilinmektedir.
Nasa tarafından henüz (2009) yılında keşfedilmiş olup dünya üzerinde her iki yarımküreden
de görünebilir. Şekli kalın ve uzun bir çubuğu
anımsatır. Çubuğun uç kısmında ise hafif kalınlaşmalar gözlemlenir. Bu ucun tam ortasında
bulunan bright pearl yıldızından dolayı takımyıldız bu ismi almıştır. Nasa tarafından modern
89. takımyıldız olarak gösterilmektedir.
• http://www.astronomical.org/portal/modules/
wfsection/index.php?category=1
• http://www.seds.org/Maps/Stars_en/Fig/const.html
• Online Text: Hyginus, Astronomica translated by
Mary Grant Greko-Romen takımyıldız efsaneleri
• Observe satellites, space shuttles, constellations, comets
• Diagram showing three dimensional distribution of
stars in Orion
• Neave Planetarium İnteraktif bir planetaryum ve
stardome ile yıldızlar ve gezegenler için daha gerçekçi bir hareket.
98
16.12 Kaynakça ve notlar
[1] “Takımyıldızların Mitolojik Öyküsü". Define Avcısı.com.
http://www.defineavcisi.com/icerik/ilgili_
konular/mitoloji%20bilgisi/takimyildizlarimitoykusu.
html. Erişim tarihi: 29 Ekim 2009.
[2] “ANDROMEDA GALAKSİSİ". ZamandaYolculuk.com
- Çetin Bal. http://www.zamandayolculuk.com/Cetinbal/
HTMLdosya1/AndromedaGalaksi.htm. Erişim tarihi: 29
Ekim 2009.
[3] “Charles Darwin « Bilim Adamları". bilimvebiz.blogspot.com.
3 Temmuz 2016 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20160703130026/http://bilimvebiz.blogspot.com/2007_
11_01_archive.html. Erişim tarihi: 29 Ekim 2009.
[4] “Astrologlar için Astronomi”. Astroloji Dergisi.
26 Şubat 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20150226192145/http:
//www.astrolojidergisi.com/astronomi-astrologlar.htm.
Erişim tarihi: 29 Ekim 2009.
[5] “KUTUP YILDIZI”. Altuntop.org / Abdülhakim ALTUNTOP. 13 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160313044342/http://
altuntop.org/islamvebilim/kutupyildizi.asp. Erişim tarihi:
29 Ekim 2009.
[6] Coleman, Leslie S.. “Myths, Legends and Lore”.
Frosty Drew Observatory. 4 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/
web/20120204043208/http://www.frostydrew.org/
observatory/courses/myths/booklet.htm. Erişim tarihi:
2006-08-13.
[7] α UMa, α Ursa Major (Büyük Ayı) takımyıldızın kısaltmasıdır.
[8] Gokyuzu.org “Takım Yıldızlar”. Gökyüzü.org ODTÜ
AAT.
http://gokyuzu.org/index.php?option=com_
content&task=view&id=37&Itemid=36 Gokyuzu.org.
Erişim tarihi: 23 Ağustos 2009.
[9] “Hollandaca Vikipedi'den çevrilmiştir”. 10 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20160610234042/https:
//nl.wikipedia.org/wiki/Sterrenbeeld. Erişim tarihi: 29
Ağustos 2009.
[10] “The Incan View of the Night Sky”. astronomy.pomona.edu. 16 Haziran 2016 tarihinde
kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/
20160616164737/http://www.astronomy.pomona.edu/
archeo/andes/inca.nightsky.html. Erişim tarihi: 22
Ağustos 2009.
[11] Théma Larousse'den yararlanılmıştır (sayfa 27).
[12] "İngilizce Vikipedi'den çevrilmiştir”. 19 Mayıs
2016
tarihinde
kaynağından
arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20160519165138/https:
//en.wikipedia.org/wiki/Constellation. Erişim tarihi: 22
Ağustos 2009.
BÖLÜM 16. TAKIMYILDIZ
[13] “Ian Ridpath”. Keith Waller'ın web günlüğünden.
14 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
http://web.archive.org/web/20151114041308/http:
//www.ianridpath.com:80/iaulist1.htm. Erişim tarihi: 24
Ağustos 2009.
[14] Théma Larousse'den yararlanılmıştır (sayfa 27, sağdaki
resimin altı).
Bölüm 17
Kütle çekimi
Kütleçekimi ya da çekim kuvveti, kütleli her şeyin gezegenler, yıldızlar ve galaksiler de dahil olmak üzere birbirine doğru (ya da birbirine doğru çekildiği) hareket ettiği
doğal bir fenomendir. Enerji ve kütle eşdeğer olduğu için
ışık da dahil olmak üzere her türlü enerji yer çekimine
neden olur ve onun etkisi altındadır.
Dünya'da, kütleçekimi, fiziksel nesnelere ağırlık verir ve
okyanus gelgitlerine neden olur. Evrendeki orijinal gaz
halindeki maddenin çekimi, orijinal gaza benzer maddeyi bir araya getirerek yıldızlar oluşturmaya ve yıldızların galaksilere birleştirilmesine, dolayısıyla kütleçekiminin Evrendeki büyük ölçekli yapıların çoğundan sorumlu
olmasına neden olmuştur.
Kütleçekimi, sonsuz bir aralıkta bulunurken, uzaktaki
nesneler üzerindeki etkileri gittikçe daha zayıf hale gelmektedir. Kütleçekimi, kütleçekimini bir kuvvet olarak
değil, kütlenin / enerjinin düzensiz dağılımının yol açtığı
uzay-zaman eğriliğinin bir sonucu olarak tanımlayan genel görelilik teorisi (1915'de Albert Einstein tarafından
önerildi) tarafından açıklanmaktadır.
Uzay zamanının bu eğriliğinin en uç örneği, hiçbir şeyin,
ışığın bile[1] , ufkuna girdikten sonra kara delikten kaçamamasıdır. Daha fazla kütleçekimi çekim kuvveti zaman
dilatasyonuyla sonuçlanır, burada zaman daha yavaş (daha güçlü) bir kütleçekimi potansiyeline daha yavaş geçer.
Bununla birlikte, çoğu uygulama için, kütleçekimi, kütleçekiminin neden olduğu varsayılan Newton'un evrensel
çekim yasasıyla anlatılır.
Kütle çekimi dünya ve evren boyunca gözlemlenen çeşitli olaylardan sorumludur. Örneğin, Dünya ve diğer gezegenlerin Güneş'in yörüngesinde, Ay'ın Dünyanın Yörüngesinde olmasına gelgitlerin oluşumuna, Güneş Sistemi'nin oluşumuna ve evrimine, yıldızlara ve galaksilere
neden olur. Planck döneminde (Evrenin doğumundan 1043 saniye sonrasına kadar) geliştirilen, muhtemelen kuantum yer çekimi, süper gravite veya kütleçekimi tekilliği biçimindeki evrende kütleçekiminin en eski örneği,
muhtemelen bir sahte vakum, kuantum vakumu veya sanal parçacık gibi ilkel bir durumdan bilinmeyen bir biçimde meydana gelmiştir.[2] Bu nedenle, kısmen her şeyin teorisinin araştırılması, genel görelilik teorisinin ve
kuantum mekaniğinin (veya kuantum alan teorisinin) kuantum kütleçekimine birleştirilmesi bir araştırma alanı
haline gelmiştir.
17.1 Kütleçekimi teorisinin tarihçesi
17.1.1 Kütleçekiminin Önceki Kavramları
Modern Avrupalı düşünürler haklı olarak kütleçekimi teorisinin geliştirilmesi ile bağlantı kuruyorsa da, kütleçekimi kuvvetini belirleyen önceden var olan fikirler vardı.
İlk açıklamalardan bazıları, Dünya döndüğünde nesnelerin neden düşmediğini açıklamak için yer çekim kuvveİki cisim kütlesinin çekim kuvvetinin kitlelerinin çarpımı tini belirleyen Aryabhata gibi erken matematikçi astro[3]
ile doğru orantılı olduğu ve aralarındaki mesafenin kare- nomlardan geldi.
si ile ters orantılı olduğu matematiksel bir ilişkiye göre Daha sonra, Brahmagupta'nın eserleri bu kuvvetin varlıbirbirlerine doğrudan çekilen (veya çekilen) bir kuvvet. ğına değinmişti.
Kütleçekimi, doğanın dört temel etkileşiminin en zayıf
yönüdür. Kütleçekimi kuvveti, güçlü kuvvetten yaklaşık
1038 kat daha zayıf, elektromanyetik kuvvetten 1036 kat 17.1.2 Bilimsel Devrim
daha zayıf ve zayıf kuvvetten 1029 kat daha zayıftır.
Sonuç olarak, kütleçekimi, atom altı parçacıkların davra- Kütleçekimi kuramıyla ilgili modern çalışmalar, Galileo
nışı üzerinde önemsiz bir etkiye sahiptir ve günlük mad- Galilei'nin 16. yüzyılın sonu ve 17. yüzyıl başlarındaki
denin iç özelliklerini belirleme konusunda rol oynamaz çalışmaları ile başladı. Galileo, Pisa Kulesi'nden topları
[4]
(ancak kuantum çekim kuvvetine bakınız). Öte yandan, atan meşhur (muhtemelen apokrif deneyinde) eğilimkütleçekimi, makroskopik ölçekte egemen etkileşimdir leri düşen eğik top ölçümleri ile, kütleçekimi ivmesinin
ve astronomik cisimlerin oluşum şekli ve yörüngesinin tüm nesneler için aynı olduğunu gösterdi.
(yörünge) sebebidir.
Bu, Aristo'nun daha ağır nesnelerin daha yüksek bir küt99
100
BÖLÜM 17. KÜTLE ÇEKİMİ
leçekimi ivmesi olduğuna olan inancından ciddi bir sapmaydı. Galileo, bir atmosferde daha az kütleye sahip nesnelerin daha yavaş düşebileceği için hava direnci olduğunu öne sürdü. Galileo'nun çalışmaları Newton'un kütleçekimi kuramının[5] formülasyonu için gerekli altyapıyı
hazırladı.[6]
17.1.3
Newton'un kütleçekimi teorisi
etmenin en basit yolu, farklı kütlelerin veya kompozisyonların iki nesnesini vakumda bırakıp aynı anda zemine
çarpıp vurmadıklarını görmektir.
Bu tür deneyler, diğer kuvvetlerin (hava direnci ve elektromanyetik etkiler gibi) önemsiz olduğu durumlarda tüm
nesnelerin aynı hızda düştüğünü göstermektedir. Daha
sofistike testler Eötvös tarafından icat edilen bir torsiyon
dengesini kullanıyor. Uzayda daha doğru deneyler için
uydu deneyleri, örneğin STEP, planlanmaktadır.[7]
Sir Isaac Newton, 1642'den 1727'ye kadar yaşayan İngi- Eşdeğerlik ilkesinin formülleri şunları içerir:
liz fizikçi. 1687'de İngiliz matematikçisi Sir Isaac New• Zayıf eşdeğerlik ilkesi: Bir kütleçekimi alanındaki
ton Principia'yı yayınladı ve evrensel çekim kuvvetinin
bir nokta kütlesinin yörüngesi yalnızca başlangıçtaki
ters kare yasasını hipotez haline getirdi. Kendi sözleriykonumuna ve hızına bağlıdır ve bileşiminden bağımle, “Gezegenleri küreler içinde tutan güçlerin karşılıklı
sızdır. [8]
olarak etraflarındaki merkezlerden uzaklıklarının kareleri olması gerektiği ve dolayısıyla ayı Orb'da tutmak için
• Einstein'ın eşdeğerlik ilkesi: Serbest düşen bir lagereken kuvveti karşılaştırdıklarını dile getirdim Yeryüboratuarda herhangi bir kütleçekimsiz deneyin sonuzündeki kütleçekimi kuvveti ile neredeyse tümüyle cevacu, laboratuarın hızından ve uzay zamanındaki yebını buldular. "
rinden bağımsızdır.
Denklem şudur:
• Yukarıdakilerin her ikisini de gerektiren güçlü eş2
F = G mr1 m
2
değerlik ilkesi.
F kuvveti olduğunda, m1 ve m2, etkileşen nesnelerin kütleleridir; r, kütle merkezleri arasındaki uzaklıktır; G, küt17.1.5 Genel Görelilik
leçekimi sabitidir.
Newton'un teorisi, diğer gezegenlerin eylemleri tarafından hesaplanamayan Uranüs hareketlerine dayalı Neptün
varlığını öngörmek için kullanıldığında en büyük başarısını elde etti. Hem John Couch Adams hem de Urbain
Le Verrier tarafından yapılan hesaplar gezegenin genel
konumunu ve Le Verrier'in hesaplamaları Johann Gottfried Galle'in Neptün'ü keşfetmesine neden olan hesaplamalardı. Cıva yörüngesindeki bir tutarsızlık, Newton'un
teorisindeki kusurları belirtti.
19. yüzyılın sonlarına doğru, yörüngesinin Newton'un teorisine göre açıklanamayan hafif dalgalanmalar gösterdiği biliniyordu, ancak başka rahatsız edici bir cisim (Güneş'i Merkür'den bile daha yakın bir gezegen gibi) aramıştı. Konu, Albert Einstein'ın yeni genel görelilik teorisi tarafından Merkür'ün yörüngedeki küçük tutarsızlıktan Bir nesnenin kütlesi tarafından üretilen uzaysal çarpıtmanın iki
sorumlu olan 1915'te çözüldü.
boyutlu analojisi. Madde uzay zamanının geometrisini değiştirir,
Newton'un teorisi Einstein'ın genel göreliliğiyle değiştirilirken, modern, göreceli olmayan kütleçekimi hesaplamaları, Newton'un teorisini kullanarak yapılmaya devam
etmektedir çünkü daha basit bir şekilde çalışılmaktadır ve
yeterince küçük kütleler, hızlar ve enerjiler içeren çoğu
uygulama için yeterince doğru sonuçlar verir.
bu (kavisli) geometri kütleçekimi olarak yorumlanır. Beyaz çizgiler, uzayın eğriliğini temsil etmez, bunun yerine, düz bir uzay
süresinde doğrusal olacak şekilde kavisli uzamsal zamana uygulanan koordinat sistemini temsil eder.
Genel görelilikte, yer çekiminin etkileri, bir kuvvet yerine uzay-zaman eğriliğine atfedilir.
Genel görelilik için başlangıç noktası, serbest düşüşe atalet hareketi eşlik eden eşdeğerlik ilkesidir ve serbest dü17.1.4 Eşdeğerlik (Denklik) ilkesi
şen atalet nesneleri yerdeki atıl olmayan gözlemcilere göGalileo, Loránd Eötvös ve Einstein gibi bir dizi araştır- re hızlandırılmış olarak tanımlar. Bununla birlikte, Newmacı tarafından araştırılan eşdeğerlik ilkesi, tüm nesnele- ton fiziğinde, nesnelerden en az birisi bir kuvvet tarafınrin aynı şekilde düştüğü ve yer çekiminin etkilerinin ivme dan işletilmedikçe böyle bir ivme oluşabilir.
ve yavaşlamanın bazı yönlerinden ayırt edilemez olduğu- Einstein, uzay zamanının madde tarafından kıvrıldığını
nu ortaya koymaktadır. Zayıf eşdeğerlik prensibini test ve serbest düşen cisimlerin kavisli uzayda yerel düz yol
17.1. KÜTLEÇEKİMİ TEORİSİNİN TARİHÇESİ
boyunca ilerlediğini önermişti. Bu düz yollara jeodezik
denir. Newton'un hareket ilk yasası gibi, Einstein'ın teorisi, bir cisim üzerine bir kuvvet uygulanıyorsa, bir jeodezikten sapacaktır. Mesela, Dünya'nın mekanik direnci üzerimizde yukarı doğru bir kuvvet uyguladığından
ayakta dururken jeodezik çalışmaları izlemiyoruz; bunun sonucu olarak yeryüzünde eylemsiz durumdayız. Bu,
uzayda jeodeziklerin birlikte hareket etmenin neden atalet olarak kabul edildiğini açıklar.
Çözümler
Einstein alan denklemlerinin başlıca çözümleri şunlardır:
• Schwarzschild çözümü; Bu çözüm, küresel olarak
simetrik dönmeyen yüksüz kütleli bir nesneyi çevreleyen uzay-zamanı tarif etmektedir. Yeterince kompakt olan nesneler için bu çözüm, merkezinde tekillik bulunan bir karadelik yaratır. Merkezden radyal uzaklığı Schwarzschild yarıçapından çok daha
büyük olan noktalarda, Schwarzschild çözümü tarafından ön görülen ivmelenmeler pratik olarak Newton’un yer çekimi teorisi tarafından ön görülen ivmelenmeler ile aynıdır.
• Reissne-Nordström çözümü: Bu çözümde, merkezdeki nesnenin bir elektrik yükü vardır. Geometrik
uzunluğu olan kütlesinin geometrik uzunluğundan
az olan yükler için, bu çözüm çifte olay ufku bulunan kara delikler yaratır.
• Kerr çözümü: Bu çözüm dönen kütleli cisimler ile
ilgilidir. Benzer şekilde, bu çözümde de birden fazla
olay ufku olan kara delikler üretilmektedir.
• Kerr-Newman çözümü: Yüklü, dönen ve kütleli nesneler ile ilgilidir. Bu çözümde de birden fazla olay
ufku olan kara delikler üretilmektedir.
• Kozmolojik
Friedmann-Lemaitre-RobertsonWalker çözümü: Bu çözüm evrenin genişlediğini
öngörmektedir.
Testler
Genel göreliliğin testleri şunlardır:
• Genel görelilik, Merkür gezegeninin günberi devinimini açıklamaktadır.
• Teorinin tahminlerinden biri olan düşük potansiyellerde zamanın daha yavaş geçmesi (yer çekimsel
zaman genişlemesi) Pound-Rebka deneyi (1959),
Hafele-Keating deneyi ve GPS tarafından teyit edilmiştir.
101
yolu ile teyit edilmiştir. Eddington yaptığı ölçümlerde, yıldız ışıklarındaki sapmanın Newton’un parçacık teorisine göre iki kat fazla ve genel göreliliğin öngörüleri ile uyumlu olduğunu görmüştür. Ancak, sonuçlar hakkında yaptığı yorumlar daha sonra eleştirilmiştir. Güneşin arakasından geçen kuvasarların radyo girişim ölçümlerini kullanan daha yakın zamanda yapılan testler, daha kesin ve tutarlı bir
biçimde ışığın genel görelilik tarafından öngörülen
miktarda saptığını göstermişlerdir.[9] Ayrıca yer çekimsel lense bakın.
• Kütleli bir cismin yakınından geçen ışığın zamansal gecikmesi, ilk olarak Irwin I. Shapiro tarafından
1964 yılında gezegenler arası uzay araçlarının sinyallerini incelemesi sırasında ortaya çıkarılmıştır.
• Kütleçekimsel radyasyon, çiftli pulsarların incelenmesi sırasında dolaylı olarak ortaya konmuştur.
11 Şubat 2016 tarihinde, LIGO ve Virgo işbirlikleri, bir yer çekimi dalgasının ilk defa olarak tespit
edildiğini duyurmuşlardır.
• 1922 yılında Alexander Friedmann, Einstein’in
denklemlerinin (kozmolojik sabitin varlığında dahi)
durağan olmayan çözümlerinin olduğunu bulmuştur. 1927 yılında Georges Lemitres, ancak kozmolojik sabitin varlığında mümkün olan Einstein denklemlerinin durağan çözümlerinin kararsız olduklarını göstermiştir. Buradan hareketle de Einstein tarafından öngörülen durağan Evren’in var olamayacağı sonucuna varılmıştır. Daha sonra, 1931 yılında
Einstein’in kendisi de Friedmann ve Lemaitre’nin
sonuçlarına katıldığını belirtmiştir. Böylelikle, genel göreliliğin öngördüğü Evren, statik olmamalıdır
– ya genişlemeli, ya da daralmalıdır. Evrenin genişlediği 1929 yılında Edwin Hubble tarafından keşfedilmiştir ve böylece teorinin bir diğer öngörüsü daha
teyit edilmiştir.[10]
• Teorinin öngörülerinden olan çerçeve sürüklenmesi, yakın zamanda alınan Kütleçekim Uydusu B’nin
sonuçları ile uyumludur.
• Genel görelilik, büyük kütleli cisimlerden uzaklaşan
ışığın yer çekimsel kırmızıya kayma nedeniyle enerji kaybedeceğini öngörmektedir. Bu öngörü, 1960’lı
yıllarda hem dünyada hem de güneş sisteminde teyit
edilmiştir.
17.1.6 Kütleçekim ve Kuantum Mekaniği
Genel göreliliğin keşfini takip eden on yıllarda, genel göreliliğin kuantum mekaniği ile uyumsuz olduğu görülmüştür. Diğer temel kuvvetlerde olduğu gibi yer çekimini de kuantum alan teorisi çerçevesinde açıklamak müm• Işığın sapması öngörüsü, ilk olarak Arthur Stanley kündür. Burada, yer çekiminin çekimsel kuvvetinin, tıpkı
Eddington tarafından29 Mayıs 1919 tarihinde ger- sanal fotonların değiş tokuş edilmesi yolu ile elektromançekleşen güneş tutulması sırasında yaptığı gözlemler yetik kuvvetlerin açığa çıkması gibi, sanal gravitonların
102
BÖLÜM 17. KÜTLE ÇEKİMİ
alışverişi sırasında ortaya çıktığı düşünülür. Bu açıklama,
genel göreliliği klasik limitte ortaya çıkarır. Ancak, bu
yaklaşım, Planck mesafesi ölçeğindeki kısa mesafelerde
başarısızdır. Bu ölçeğe inildiğinde, kuantum çekiminin
daha eksiksiz bir teorisine (veya kuantum mekaniğine daha yeni bir yaklaşıma) ihtiyaç bulunmaktadır.
17.2 Detaylar
17.2.1
Dünyanın Kütleçekim
Bütün gezegensi cisimler kendi yer çekimsel alanları ile
çevrelenmişlerdir. Bu alanlar, Newton fiziği kullanılarak
bakıldığında, bütün cisimler üzerinde çekim gücü uyguluyor olarak tarif edilebilirler. Küresel olarak simetrik bir
gezegen varsaydığımızda, bu alanın, gezegensi cismin yüzeyinin üzerindeki herhangi bir noktadaki gücü, cismin
kütlesi ile doğru orantılı, cismin merkezine olan uzaklığın karesi ile ters orantılıdır.
dir. Böylece, durağan konumdan harekete geçen bir cisim, bir saniye sonunda 9.80665 m/s (32.1740 ft/saniye)
hıza ulaşacaktır. Bu hız, ikinci saniye sonunda yaklaşık
19.62 metre/saniye (64.4 ft/s) olacak ve bu şekilde, sonrasında geçen her saniye içim hıza 9.80665 m/s (32.1740
ft/saniye) eklenecektir. Ayrıca, yine hava sürtünmesini
ihmal ettiğimizde, aynı yükseklikten bırakıldığı takdirde
herhangi ve bütün cisimler yere aynı anda çarpacaklardır.
Newton’un üçüncü kanununa göre, düşen bir cisme uyguladığı kuvvetin aynısını kendisi de aynı büyüklükte fakat
tam tersi yönde hissetmektedir. Bu, iki cisim birbirleri
ile çarpışıncaya kadar, Dünya’nın da cisme doğru ivmelendiği anlamına gelmektedir. Dünya’nın kütlesi devasa
olduğundan, bu tersine yönlü kuvvet ile Dünya üzerinde
oluşan ivmelenme, nesnenin yaşadığı ivmelenmenin yanında çok küçüktür. Eğer nesne Dünya ile çarpıştıktan
sonra sekmezse, bu sefer her biri diğerine itici bir temas
kuvveti uygulayacak ve bu kuvvet çekim kuvvetini dengeleyerek daha fazla herhangi bir hareket olmasını engelleyecektir.
Dünya üzerindeki yer çekimi kuvveti iki kuvvetten kaynaklanır (bu iki kuvvetin vektörel toplamıdır): a) Newton’un evrensel yasaları uyarınca uygulanan yer çekimsel
çekim b) merkezkaç kuvveti; bu kuvvet, dünyaya bağlı
dönen bir referans noktası almamızdan kaynaklanmaktadır. Yer çekimi kuvveti, ekvatorda en düşük düzeydedir.
Bunun iki nedeni vardır: Birincisi, ekvatorun üzerindeki
Eğer kütlesi Dünya’nın kütlesine benzer büyüklükte olan bir cisim noktalar, Dünya’nın merkezine en uzak noktalardır. İkinDünya’ya doğru düşüyor olsa idi, buna denk gelen Dünya’nın
cisi ise, merkezkaç kuvvetinin en güçlü biçimde hisseivmelenmesi de gözlemlenebilir büyüklükte olurdu.
dildiği yerin Ekvator olmasıdır. Yer çekimi kuvveti enlemin artması ile birlikte ekvator çizgisi üzerindeki 9.780
Yer çekimsel alanın kuvveti, etkisi altındaki cisimlerin ivm/s2’lik değerinden kutuplar üzerindeki 9.832 m/s2’lik
melenmesine sayısal olarak eşittir. Dünya’nın yüzeyi yadeğere doğru artar.
kınındaki düşen cisimlerin ivmelenme oranları yüksekliğe, dağlar ve tepeler ve belki sıra dışı oranda yüksek veya düşük yüzey altı yoğunluğuna bağlı olarak çok düşük
17.2.2 Dünya’nın Yüzeyi Yakınında Sermiktarlarda değişkenlik gösterir. Ağırlıklar ve uzunlukbest Düşen Bir Cisme Ait Denklemlar ile ilgili olarak Uluslararası Ağırlıklar ve Uzunluklar
ler
Bürosu tarafından standart bir kütleçekimi değeri tanımlanmıştır. Bu değer Uluslararası Birimler Sistemi altında
Sabit bir yer çekimsel çekim kuvveti varsayımı altında,
belirtilmektedir.
Newton’un evrensel çekim kuvveti kanunu, F =mg forStandart kütleçekimi g ile gösterilir ve değeri g = mülüne indirgenir. Burada m, cismin kütlesi, g ise Dün9.80665 m/s2 (32.1740 ft/s2) ‘dir.
ya üzerindeki ortalama büyüklük değeri 9.81m/s2 olan
Bu 9.80665 m/s2’lik değer, Uluslararası Ağırlıklar ve sabit bir vektördür. Ortaya çıkan kuvvete cismin ağırlığı
Uzunluklar Komitesi tarafından ilk seferinde benimsen- denir. Kütleçekiminden kaynaklanan ivmelenmeye bu g
miş olan değerdir. 1901 yılında yapılan ölçüme dayanan değerine eşittir. Başlangıçta durağan olan bir cisim, serbu bilgi, her ne kadar 10 binde beş oranında fazla yüksek best bırakıldığı takdirde, serbest düşüş sırasında geçirdiği
olduğu gösterilmiş olsa da, halen standart değer olarak zamanın karesi ile orantılı bir biçimde yol alır. Sağda gökullanılmaya devam etmektedir.[11] Bu değer meteorolo- rülen resimde, yarım saniyelik süre zarfında stroboskopik
jide kullanılmaya devam edilmiştir ve bazı standart at- flaş kullanılarak saniyede 20 flaş hızı ile çekilmiştir. Samosferlerde, her ne kadar asıl değer 45 derece 32 dakika niyenin ilk 20’de 1’lik kısmında, düşen top bir birim me33 saniye olsa da, 45 derecelik enlemdeki değer olarak safe kat etmektedir (burada, bir birim mesafe yaklaşık 12
kabul edilmektedir.
milimetredir). İkinci 20’de 1’lik süre sonunda, cisim topBu, G için standart değeri baz alırsak ve hava direnci lamda 4 birim düşmüş olmakta ve bu hızlanma üçüncü
ihmal edersek, Dünya’nın yüzeyinde serbest bir biçim- 20’de 1’lik saniyede 9 birim şeklinde devam etmektedir.
de düşen bir nesnenin, düştüğü her saniye için 9.80665 Aynı sabit yer çekimi varsayımları altında, h yüksekliğinm/s (32.1740 ft/saniye) hızlanacağı anlamına gelmekte- de duran bir cismin potansiyel enerjisi Ep = mgh (veya
17.3. ANORMALLİKLER VE ÇELİŞKİLER
Ep =wh, w =ağırlık) ‘tır. Bu gösterim, Dünya’nın yüzeyine olan mesafe olan h’ın yalnızca çok kısa olduğu mesafeler için geçerlidir. Benzer şekilde, ilk hız v ile fırlatılan
bir cismin ulaşabileceği en büyük yüksekliğin gösterimi
2
de h = v2g küçük yükseklikler ve küçük başlangıç hızları
için geçerlidir.
17.2.3
Kütleçekimsel Astronomi
103
2015 tarihinde LIGO, dünyadan 1.3 milyar ışık yılı uzaklıktaki iki kara deliğin çarpışmasından doğan yer çekimi
dalgalarını ilk kez kayıt etti. Bu gözlemler, Einstein ve
diğerlerinin, bu tip dalgaların var olduğuna ilişkin teorik
tahminlerini teyit etmiştir. Olay aynı zamanda ikili kara
delik sistemlerinin varlığını da göstermiş ve yer çekiminin doğasının, Büyük Patlama ve sonrası dahil evrendeki
olayların anlaşılmasına yönelik olarak pratik gözlemlerin
de önünü açmıştır.
Yer çekimi içerisinde bulunduğumuz Samanyolu Galak17.2.5
sisini oluşturan yıldızlara etki eder
Newton’un yer çekimi kanunlarının uygulanması, Güneş
Sistemi’ndeki gezegenler, Güneş’in kütlesi, kuvasarların
detayları ve hatta karanlık maddenin varlığı hakkında bile
bugün sahip olduğumuz detaylı bilginin çoğunun kaynağını oluşturmaktadır. Her ne kadar ne bütün gezegenlere
ne de Güneş’e yolculuk etmemiş olsak da, bunların kütlelerini biliyoruz. Bu kütleler, yer çekimi kanunlarının yörüngenin ölçülen karakteristiklerine uygulanması yolu ile
elde edilmektedirler. Uzayda bir cisim, ona etki eden kütleçekimi nedeniyle yörüngesini muhafaza eder. Gezegenler, yıldızların yörüngesinde dolanır, yıldızlar ise galaktik merkezlerin çevresinde dolanırlar. Galaksiler, yığınların ortasındaki ağırlık merkezinin çevresinde dolanırlar
ve yığınlar da süper yığınların yörüngesindedirler. Bir cisim üzerine diğer bir cisim tarafından etki eden yer çekimi kuvveti, bu cisimlerin kütlelerinin çarpımı ile doğru
orantılı ve aralarındaki mesafenin karesi ile ters orantılıdır.
Muhtemelen kuantum çekimi, süper çekim veya yer çekimsel tekillik şeklindeki en erken yer çekimi, uzay ve
zaman ile birlikte, Evren’in başlangıcını takip eden 10-43
saniyelik bir süre olan Planck evresinde ortaya çıkmıştır.
Daha öncesinde ise Evren’in sahte vakum, kuantum vakumu veya sanal parçacık gibi daha ilkel bir düzeyde olduğu düşünülmekte fakat Planck evresine nasıl geçiş yaptığı
bilinmemektedir.[2]
17.2.4
Kütleçekimsel Radyasyon
Genel göreliliğe göre, yer çekimi radyasyonu, uzazamanın osilasyonu gösterdiği yerlerde ortaya çıkar. Bu,
birbirinin çevresinde yörüngeye girmiş cisimlerde görülür. Güneş sistemi tarafında yayılan yer çekimsel radyasyon ölçülemeyecek kadar küçüktür. Ancak, ikili pulsar
sistemlerde zaman içerisinde oluşan enerji kaybı olarak
yer çekimi radyasyonunun dolaylı gözlemi yapılabilmiştir. PSR B1913+16 bu tip pulsarlara bir örnektir. Nötron yıldızı birleşmelerinde ve kara delik oluşumlarının da
tespit edilebilir büyüklükte yer çekimi radyasyonu oluşturabileceği düşünülmektedir. Lazer İnterferometre Kütleçekimsel Dalga Gözlemevi (LIGO) gibi yer çekimsel
radyasyon gözlem evleri, bu problem üzerinde çalışmak
üzere inşa edilmişlerdir. 2016 yılının Şubat ayında, Gelişmiş LIGO takımı kara deliklerin çarpışmasından doğan
yer çekimsel dalgaları keşfettiklerini açıkladılar. 14 Eylül
Kütleçekimnin Hızı
2012 yılının Aralık ayında, Çin’deki bir araştırma ekibi,
dolunay ve yeni ay boyunca oluşan Dünya’nın gelgitleri arasındaki faz gecikmesini bulduğunu açıkladı. Bu sonuçlar, yer çekiminin hızının ışık hızı ile aynı olduğunu
gösteriyordu. Bunun anlamı şudur; eğer güneş bir anda
ortadan kaybolacak olsa, dünya, ışığın bu mesafeyi kat
etmesi için gereken süre olan 8 dakika daha normal bir
şekilde yörüngesinde kalacaktır. Takımın bulguları Şubat 2013 tarihli Çin Bilim Bülteni’nde yayınlanmıştır.
17.3 Anormallikler ve Çelişkiler
Mevcut teori ile açıklanamayan bazı gözlemler de bulunmaktadır. Bu gözlemlerin varlığı, daha iyi kütleçekimi teorilerinin yapılması gerektiğine işaret ediyor olabilir veya
bilim insanlarını farklı açıklama yollarına sevk edebilir.
• Ekstra-hızlı yıldızlar: Galaksilerdeki yıldızların
belirli bir hız dağılımları vardır. Dış kısımlarda bulunan yıldızlar, normal maddenin gözlemlenen hız
dağılımına göre olması gerekenden daha hızlı hareket ederler. Galaksi kümeleri içerisindeki galaksilerde de benzer bir durum gözlemlenmektedir. Yer
çekimi ile etkileşime girmesi beklenen ve elektromanyetik olarak etkileşimsiz olduğu tahmin edilen
karanlık madde bu farkın nedeni olabilir. Newton
dinamiğine yapılacak çok sayıda modifikasyonlar
da çözüm önerisi olarak sunulmuştur.
• Yakınından geçme anomalisi: Yer çekimsel destek manevraları sırasında birçok uzay aracı beklenenden daha fazla ivmelenme yaşamıştır.
• Hızlanan genişleme: Uzayın metrik genişlemesi hızlanıyor gibi görünmektedir. Bunu açıklamak
üzere karanlık enerji kavramı ortaya atılmıştır. Yakın zamanda ortaya atılan bir diğer teori ise, galaksi
kümeleri nedeniyle, uzayın geometrisinin homojen
olmayabileceği şeklindedir. Teoriye göre, veriler bu
gerçekler ışığında yeniden incelenirse, genişlemenin
hızlanmadığı sonucuna bile varılabilir. Bu teori yapılan çalışmalar neticesinde çürütülmüştür.
• Astronomik sabitin anormal bir biçimde yükselmesi: Yakın zamanda yapılan ölçümler gezegen
104
BÖLÜM 17. KÜTLE ÇEKİMİ
yörüngelerinin sadece Güneşin enerji yayarak kütle kaybetmesine bağlı olarak olması gerekenden çok
daha yüksek hızda genişlediğini olduğunu göstermektedir.
• Ekstra enerjili fotonlar: Galaksi kümelerinden
geçen fotonların bu kümelere girişleri sırasında
enerji kazanmaları, çıkarken de bu enerjiyi geri vermeleri beklenmektedir. Evrenin hızlanan genişlemesi nedeniyle, bu fotonların kazandıkları enerjinin tümünü geri vermemeleri beklenebilir. Fakat bu
dikkate alındığında dahi, kozmik mikro dalga arka plan radyasyonuna ait fotonların beklenenden iki
kat fazla enerji kazandıkları görülmektedir. Bu durum, belirli uzaklıklar söz konusu olduğunda yer çekiminin mesafenin karesinden daha hızlı bir biçimde azaldığı anlamına gelebilir.
• Ekstra kütleli hidrojen bulutları: Lyman-alfa ormanını spektral çizgileri belirli ölçeklerdeki hidrojen bulutlarının beklenenden daha fazla bir biçimde birbirlerinin içine kümelenmiş olduğunu göstermektedir. Siyah akışa’a benzeyen bu durum, belirli
mesafe ölçeklerinde yer çekiminin mesafenin karesinden daha yavaş bir biçimde sönümlendiği anlamına gelebilir.
• Güç: Önerilen ekstra boyutlar yer çekimi
kuvvetinin neden bu kadar zayıf olduğunu
açıklayabilmektedir.[12]
17.4 Kaynaklar
[1] “HubbleSite: Black Holes: Gravity’s Relentless Pull”.
[2] Birth Of Universe. Oregon Üniversitesi evrenin ilk zamanlarında "Planck Zamanı" ve "Planck Çağı" tartışması.
[3] *Sen, Amartya (2005). The Argumentative Indian. Allen
Lane. p. 29. ISBN 978-0-7139-9687-6
[4] Ball, Phil (June 2005). “Tall Tales”. Nature News. doi:
10.1038/news050613-10.
[5] Galileo (1638), Two New Sciences, First Day Salviati:
“Eğer Aristo'nun anlamı buyduysa, onu bir başka hatayla yükleyeceksiniz; bu da hatalı olur; Çünkü yeryüzünde
böyle yüksek bir yükseklik bulunmadığından Aristo'nun
deney yapamadığı açıktır; Ancak gördüğümüz kadarıyla konuştuğunda bunu gerçekleştirdiğinin izlenimini bize
vermek ister.”
[6] Bongaarts, Peter (2014). Quantum Theory: A Mathematical Approach (illustrated ed.). Springer. sf. 11. ISBN 9783-319-09561-5 11. Sayfa
[7] M.C.W.Sandford (2008). “STEP: Satellite Test of the
Equivalence Principle”. Rutherford Appleton Laboratory.
[8] Paul S Wesson (2006). Five-dimensional Physics. World
Scientific. sf. 82. ISBN 981-256-661-9
[9] Weinberg, Steven (1972). Gravitation and cosmology.
John Wiley & Sons. sf. 194.
[10] See W.Pauli, 1958, sf. 219–220
[11] List, R. J. editor, 1968, Acceleration of Gravity, Smithsonian Meteorological Tables, Sixth Ed. Smithsonian Institution, Washington, D.C., sf. 68.
[12] CERN (20 Ocak 2012). "Ekstra boyutlar, yerçekimi ve
minik kara delikler".
105
Velocity
17.4. KAYNAKLAR
B
A
Distance
Tipik bir spiral galaksinin döngüsel eğrisi yukarıdaki grafikte
gösterilmektedir: (A) Öngörülen ve (B) gözlemlenen. Eğriler arasındaki farkın nedeninin karanlık madde olduğu düşünülmektedir.
Başlangıçta durağan olan bir cismin yer çekimi etkisinde serbestçe düşmesine izin veriliyor. Bu cismin kat ettiği mesafe, geçen zamanın karesi ile orantılıdır. Bu resim, yarım saniyelik bir zaman
dilimini kapsamaktadır ve saniyede 20 flaş ile çekilmiştir.
Bölüm 18
Teleskop
18.1 Teleskop yapısı
Teleskop yapı olarak objektif, oküler ve bu mercekleri
muhafaza eden bir tüpten meydana gelmiştir. Objektif
cinsine göre iki tür teleskop vardır. Uzaydan gelen ışıklar teleskop içinde bir aynaya çarpıp, prizmadan geçtikten sonra göze geliyorsa bu türe yansıtıcı teleskop denir.
Uzaydan gelen ışıklar merceklerden doğrudan geçip göze
geliyorsa bu türe de kırıcı teleskop adı verilir.[1]
18.2 Teknik özellikleri
Teleskobun gücü, topladığı ışık miktarıyla orantılıdır. Teleskobun objektif çapı büyüdükçe ışık toplama kabiliyeti
artar. Mesela, 50 mm çaplı bir teleskop 5 mm çaplı gözbebeğine oranla (50/5)² veya 100 kat daha çok ışık toplar.
Teleskoplarda yansıma kayıpları olabileceği için bu miktar yüzde on kadar azalır. Astronomlar parlaklık farklarını logaritmik artan değerler şeklinde tarif etmişlerdir.
Parlaklıktaki 100 kat fark, teleskop skalasında 5 değeriyle görülür. Karanlık gecede insan gözü ışık şiddeti 5 değerli yıldızı görebilir. Kaliforniya'daki Palomar Dağında
bulunan Hale Teleskobu objektif çapı 5,1 metredir. Bu
teleskop göze nazaran bir milyon kat ışık toplar.
Teleskopta teşekkül eden görüntünün netliği atmosferin
menfi yönde etkisine bağlı olarak değişir. Teleskoptaki
kararlılık 2 yay saniyesi için geçerlidir. Atmosfer şartlaThe 100 inch (2.54 m) Hooker aynalı teleskobu, Mount Wilson rı, bazen bu açıyı 0,25 yay saniyeye kadar düşürür. Bu
durumda inceleme yapılan yıldız değil de yakınındaki yılGözlem Evi Los Angeles, USA yakınları.
dıza ait görüntüler kaydedilebilir.
Teleskop, uzaydan gelen her türlü radyasyonu alıp görüntüleyen astronomların kullandığı, bir rasathane cihazıdır.
1608 yılında Hans Lippershey (Hollandalı gözlük üreticisi) tarafından icat edilmiş, 1609 yılında Galileo Galilei
tarafından ilk defa, gökyüzü gözlemleri yapmakta kullanılmıştır. Uzaydaki cisimlerden yansıyarak veya doğrudan doğruya gelen, gözle görülen ışık, ultraviyole ışınlar,
kızılötesi ışınlar, röntgen ışınları, radyo dalgaları gibi her
türlü elektromanyetik yayınlar kainat hakkında bilgi toplamak için çok lüzumlu delillerdir. Bu deliller ya klasik
manada optik teleskoplarla veya çok daha modern radyo
teleskoplarla incelenir.
Teleskopta görülebilecek bir cisim aşağıdaki formülle ifade edilir:
Yay derecesi = 2,5 · 106 · λ / a
λ radyasyonun dalga boyu ve a teleskop objektif açıklığıdır.
Teleskopun görevleri; radyasyon toplama, çözümleme ve
büyültmedir. En önemli görevi ise radyasyon toplamadır.
Teleskopta apertür adı verilen mercek ya da objektif aynasının ışık toplama yüzeyi arttıkça ışık toplama gücü de
artar.[1]
106
18.4. BÜYÜK TELESKOPLAR
Gök cismini inceleyen teleskobun dünya dönüşünü takip
edecek yukarı aşağı ve yana hareket etmesi için takip düzenleri vardır. Hareketlerin çok hassas olması gerekir. Atmosfer etkilerinin de hesaba katılarak teleskop konumuna hareket verilir. Teleskop hareketleri modern teleskoplarda elektronik devreler ve bilgisayar yardımıyla yürütülür.
18.3 Yapısına göre gözlemci çeşitleri
107
• Katadyoftrik (hem aynalı hem mercekli) sistemler: Aynalı ve mercekli teleskoplar gökyüzünün iyi
incelenmesi adına tek başlarına yeterince iyi göstermemektedir.Mercekli teleskoplar büyük bir alanı gösterebilir fakat gece görüşlerini o kadar da iyi
yansıtamaz. Gece çekilen fotoğraflar genelde çok
koyudur.Aynalı teleskoplar ise renk hataları yapmamalarına karşın gösterebildikleri alan sınırlıdır. Bu
sebeplerden dolayı hem ayna hem mercek bulunduran katadyoftrik sistem oluşturulmuştur. Schmidt
teleskop bu özelliğe sahip olarak yıldızların, meteor
ve benzerlerinin incelenmesinde oldukça faydalı bir
sistemdir.[1]
• Newton'un aynalı teleskopu: Isaac Newton'un tasarlamış olduğu teleskopta sistem şöyledir; borunun
aşağı tarafında bir içbükey objektif aynası bulunur. 18.4 Büyük teleskoplar
Bu ayna ışığı kırar ve borunun başlangıç kısmındaki herhangi bir odak noktasında toplar. Bir düz ayna
Dünyadaki en büyük yansıtıcı teleskop, Hawai'deki Keck
45 derecelik bir açıyla odağın ön tarafına yerleştiObservatory'de bulunan Manua Kea teleskopdur. Burarilmiştir. Bu ayna görüntüyü gözetleme deliğindeki
da çapları 10 m olan, her biri 36 adet altıgen şekle sahip
[1]
mercek üzerine yansıtır.
olan, bilgisayar-kontrollü aynaya sahip ve büyük bir yansıtıcı yüzey oluşturmak amacıyla birlikte çalışan iki tane
teleskop vardır. Dünyadaki en büyük kırıcı teleskop ise
Wisconsin'deki Yerkes Observatory de bulunan yalnızca
1 m'lik bir çapa sahip Williams Bay'dır. Dünyamızda insanlar tarafından en çok bilinen teleskop ise Hubble Uzay
Teleskobudur[1]
18.5 Radyo teleskopları
Cassegrain Teleskobu
• Cassegrain aynalı teleskopu: Bu sistemde ışık newton modelindekinden daha fazla bir uzaklık katetti çünkü; Guilliame cassegrain ışık demetini kendi üzerine katlama sanatını keşfetti. Böylece ışığın kendini bir noktada toplamasına gerek kalmadı.Yani teleskop kendi içinde oldukça uzun bir
odak uzaklığına kavuştu da denilebilir. Bu sistemde apertürün merkezinde de bir delik bulunmakta. Işık sisteme girdikten sonra objektif tarafından
odak noktasının önündeki aynaya düşürülür. Bu ayna görüntüyü apertürün merkezinde bulunan delikten geçirecek şekilde yansıtır ve objektifin arkasında bulunan gözetleme kısmının merceği üzerine
gönderir.[1]
Radyo teleskopları, yapı itibariyle optik teleskoplara benzer. Uzaydan gelen elektromanyetik yayınları alabilmek
için 100 metre çapında antenler kullanılır. Anten, ışığın
ayna vasıtasıyla odaklanması biçiminde elektromanyetik
yayını, odakları ve çok hassas radyo alıcılarında yükseltilerek incelenmesine imkân tanır.
18.6 Uzay teleskopları
1983 sonlarında uzay bilim adamları uzun mesafeleri daha hassas görebilmek gayesiyle çok maksatlı uzay teleskopunu dünya etrafındaki yörüngesine oturttular. Uzay
teleskopu, ışığı toparlayan 2,4 metre boyunda Cassegrain
reflektörü yardımıyla ultraviole astronomisinde çığır açmıştır. Bu proje NASA (National Aeronautics and Space
Administration) ile ESA (European Space Agency)'nın or• Coude aynalı teleskopu: Bu teleskop Cassegratak yapımıdır.
in teleskopuna bir ayna daha ekleyerek yapılmıştır.
Amaç; çok daha uzun bir odak uzaklığı elde etmek- Uzay teleskobunun faaliyete geçmesiyle:
tir.Yine objektifdeki deliğin önüne konan bu ayna
ışığı kırıp teleskop altında bulunan gözetleme bölü• Gözlemler yer yüzeyinden 500 km yükseklikten
mündeki mercek üzerine düşmesini sağlar.Böylece
gece-gündüz devam eder.
teleskop ışık kaynağını izlediği sürede astronomla• Atmosferin yuttuğu bazı elektromanyetik radyasrın da odakta bulunan ağır ve kompleks ölçüm aletyonlarla ultraviole ve infraruj ışınların bir kısmı teslerinin yerlerini değiştirmelerine gerek kalmıyor.[1]
108
BÖLÜM 18. TELESKOP
pit edilir. Yer yüzünden en yüksek dağ tepesinden
dahi bu radyasyonlar kaydedilmemektedir.
• Atmosferin özelliği dolayısıyle cisimlere ait görüntülerin birbirine etkisi ortadan kalkabilir. Böylece
küçük bir cisimden gelen ışığın teferruatlı incelenmesi mümkün olur.
Uzay teleskobu dört ana sistemden meydana gelir:
• Teleskop, ışığı toplayıp cihazlar bölümüne gönderir.
• Cihazlar bölümü, teleskoptan gelen ışığı analiz eder.
• Jeneratör, güneş enerjisini elektrik enerjisine çevirerek teleskop ve cihazları besler.
• Kontrol sistemleri, ısı ve elektrik kontrolunu yapar,
dünya ile irtibat sağlar.
Uzay mekiği aracılığıyla yörüngeye yerleştirilen uzay teleskobunun çalışma süresi 15 senedir. Her 2,5 senede bir
astronomlar tarafından ara bakımlarının yapılması gerekmektedir. Büyük onarımlar için uzay mekiği aracılığıyla
dünyaya geri getirmek de mümkündür.
Uzay teleskobunun cihazlar bölümü ilmi araştırmaların
yapılmasına yarayan 5 cins cihazdan meydana gelmiştir:
• Geniş sahalı gezegenler kamerası. Bu kameranın görevi gezegenler arası kozmik mesafelerin tespit edilmesi ve gezegenlerin fotoğraflarının çekilmesidir.
• Zayıf görüntüler kamerası. Bu kameranın görevi
120 ile 700 nm (denizmili) dalga boyundaki ışıkları
tespit etmektir. Bu ışıklar dünya yüzeyinden en kuvvetli teleskoplarla dahi görülemez. Bu cihaz böylece
galaksilerdeki yıldızların mesafelerini tayin etmekte
kullanılacaktır.
• Zayıf görüntü spektrometre. Bu cihaz 70 nm dalga
boyundaki ışıkları analiz eder. Aktif galaksi merkezlerinin fiziki ve kimyevi yapıları incelenir.
• Yüksek güçlü spektrometre. Dalga boyu 110 ile 320
nm olan ışıkları analiz eder. Yıldızlararası gazların
bileşimlerini ve fiziki durumlarını incelemeye yarar.
Büyük kızıl yıldızlarda kütle kaybolmasının tespiti
bu spektrometreyle yapılabilmektedir.
• Yüksek süratli fotometre. Bu cihaz uzaydaki muhtelif ışık kaynaklarının şiddetini galaksi ışıklarından süzerek ölçmeye yarar. 120 nm dalga boyundaki ışıkları 1/1000 saniyede filitreliyebilir. Atmosfer
böyle bir ölçüme hiçbir zaman müsaade etmez.
18.7 Kaynaklar
[1] Kolektif. “Cilt:9”. Fabbri Bilim ve Teknik Ansiklopedisi.
Serhat Kitap Yayın Dağıtım.
18.8 Dış bağlantılar
• Teleskop Astronomi Teleskoplar hakkında Türkçe
bilgi ve tecrübelerin yer aldığı kapsamlı bir forum.
18.8. DIŞ BAĞLANTILAR
109
{{int:Coll-attribution-page|
• Astronomi Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Astronomi?oldid=17717869 Katkıda bulunanlar: Suisui, Nerval, Jimqode, Erdal Ronahi, Arnout Steenhoek~trwiki, Ato, Kharoon, Alperen, Robbot, Pinar, Dbl2010, Citrat, Zwobot, Dbl2010bot, Katpatuka, Spas, Latife,
YurikBot, Noumenon, Ugur Basak, İncelemeelemani, FlaBot, Metal Militia, Fcn, Ufozyar, Babili61, Khutuck, Astrolog, Dünya vatandaşı,
Bahar, Memty Bot, Escarbot, Mskyrider, Cat, Thijs!bot, Krkzn, JAnDbot, Vito Genovese, Idikut, CommonsDelinker, Kuarkbilim, Tema,
Mach, Düşünenadam, By ram, Reichberg, Eldarion, VolkovBot, TXiKiBoT, Arinna'l, Levent, LostMyMind, Synthebot, Dr. Ecco, Bora,
Abdullah Köroğlu, Hasanbay, BotMultichill, SieBot, Vikiçizer,
robot, Burakdag, Loveless, AlleborgoBot, Homonihilis, Δ, CRea80,
Idioma-bot, Tkalfaoglu, Yabancı, Dsmurat, PipepBot, Astroserdaro, Takabeg, Kemal K., Melihsen, Manco Capac, Æmre, Alexbot, Teknolojist, Myrat, CarsracBot, Ahzaryamed, MelancholieBot, Azizkayihan, Théoden, M. Eşitgen, Luckas-bot, Redirect fixer, Bekiroflaz,
H.Fevzi, Durkin, Ptbotgourou, Sistrad, Ebu Katada, XSHATHARA, ArthurBot, Khutuck Bot, Nedim Ardoğa, Almabot, LA2-bot, JackieBot, Xqbot, GhalyBot, RibotBOT, Rapsar, Raksidelic, Cekli829, TobeBot, Physician, Rubinbot, Taysin, Sigitolo, KamikazeBot, RedBot,
Oguz1010, Akil13, BetelgeuSeginus, EmausBot, Kmoksy, ZéroBot, YBot, GAWB, İlteronder, TaUrUZ, Limpi, WikitanvirBot, ChuispastonBot, FoxBot, Movses-bot, Atknars, MerlIwBot, Doğukan Mustafa Aydın'er, Berkecelik, Wikiluap en, HiW-Bot, VikipediBilgini,
Alteran, AvocatoBot, Tolga SERT, Gezginrocker, Eğitmen, Emresulun93, Nebra, Gburcu, Peykbot, YigitKadir, Caglarctr, Addbot, Mr
savant, Watermelon juice, Rastbêj, İnternion, Vikibilim, Xwedêda, Evolutionoftheuniverse, Kürşad Avan ve Anonim: 126
• Uzay Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Uzay?oldid=18009736 Katkıda bulunanlar: Alperen, Dbl2010, Lighterside, Katpatuka, Noumenon, Ugur Basak, İncelemeelemani, RedPlanet, Metal Militia, Ahmetan, Nosferatü, Dünya vatandaşı, Kibele, Escarbot, Mskyrider,
Delamorena, Krkzn, JAnDbot, Vito Genovese, Anerka, Curious, Stambouliote, Tema, Mach, Düşünenadam, Mertt, Arri 235, Mertceza, Eldarion, Elmacenderesi, Baryss, Janjanlıhasan, Gökhan, Levent, KaraBot, Haydaro, Ravages, Havok~trwiki, Sakhalinio, Halo2552,
Vikiçizer, Homonihilis, CRea80, Yabancı, Dsmurat, Sağlamcı, Sabri76, Takabeg, Kemal K., Æmre, Rpcky, Northern pole, Turşusever,
Mert 28, User33~trwiki, Sayginer, Myrat, Jetix ege, Théoden, Luckas-bot, Superyetkin, Bekiroflaz, Kudelski, Akhilleis, Sadrettin, Merube 89, V0lc4n1c.dll, Khutuck Bot, Nedim Ardoğa, Tuleytula, Xqbot, Şeb, Noone, Strik, Rapsar, Raksidelic, Captain Bradley, Orhunk,
Ayrıksı, Avicenna90, Son kahraman, Reob, Bermanya, Dinamik-bot, Supermæn, Maviozan, EmausBot, Pragdon, YBot, Wikitürkçe, Berke1235, Mmert2000, SrcnKsn, FoxBot, ManofGlory, CocuBot, Hedda Gabler~trwiki, AlpFatih, Vitruvian, Drgulcu, MerlIwBot, Westnest,
Oxiiii, Aslı A., Bean49Bot, VikipediBilgini, Gezginrocker, Eğitmen, Myxomatosis57, Einstein1955, Nebra, Peykbot, Aguzer, Caglarctr,
Apo66, Onurcan2001, Addbot, Doradalyanoglu, Ömer Berkay, Beyazmavi, Hancer i figan, Dijkstra, Einsteinnn1955, Chansey, Mavrikant,
Burcu stella, Diyapazon, Okanfan, Mywordsmyworlds, Soner1903, Ogidogi123ogi, Evolutionoftheuniverse, Merhabaviki, Cr7musmir7,
Cr7mustafa, Oktaymese, Raşit dikmen ve Anonim: 260
• Galaksi Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Galaksi?oldid=17976533 Katkıda bulunanlar: Citrat, Katpatuka, YurikBot, Noumenon, İncelemeelemani, FlaBot, Doruksal, Metal Militia, Ugur Basak Bot, Renegade~trwiki, Fcn, İnfoCan, Sae1962, Memty Bot, Kibele, Mskyrider, Cat, Thijs!bot, Krkzn, Vito Genovese, Makalp, BetBot~trwiki, Coriolis, CommonsDelinker, Tema, Mach, Düşünenadam, Mertceza,
VolkovBot, Rei-bot, TXiKiBoT, Dr. Ecco, SieBot, Vikiçizer, Loveless, AlleborgoBot, CRea80, Idioma-bot, Dsmurat, Bambi'nin annesi,
Tebes, DragonBot, Melihsen, Manco Capac, Umut.A, BodhisattvaBot, BOTarate, Umomumo, MelancholieBot, Azizkayihan, SilvonenBot,
Luckas-bot, Superyetkin, Kudelski, Nallimbot, Akhilleis, ArthurBot, Khutuck Bot, JackieBot, Xqbot, GhalyBot, SassoBot, RibotBOT,
SALGINHO, Rapsar, Ozozcan, Caner121212, TobeBot, Sigitolo, KamikazeBot, Ykargin, Burakatmar, EmausBot, YBot, GAWB, KumulBot, WikitanvirBot, Mjbmrbot, Qkhnnn, FoxBot, Cuneytewrares, Drgulcu, MerlIwBot, VikipediBilgini, AvocatoBot, Peykbot, Caglarctr,
Addbot, Beyazmavi, Ayrıntılı Bilgi, Okanfan, Meteboz2762, Rebuk, Martin Venüs, Evolutionoftheuniverse, Murlocosman, Mucera ve
Anonim: 38
• Samanyolu Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Samanyolu?oldid=17671271 Katkıda bulunanlar: Alperen, Fagus, Firnasser, KureCewlik81, Nosferatü, Nihan, Sae1962, Dünya vatandaşı, Kibele, Thijs!bot, JAnDbot, Vito Genovese, Anerka, Curious, Headersalreadysent,
Coriolis, Hedda Gabler (eski), Düşünenadam, TembelBot, HHLL, VolkovBot, Maderibeyza, Elmacenderesi, TXiKiBoT, Dr. Ecco, ROMALI, SieBot, Vikiçizer, AlleborgoBot, Homonihilis, CRea80, Idioma-bot, Yabancı, Kemal K., Melihsen, Docbaba, BOTarate, Everences,
Muallime, Böcürt, Myrat, CarsracBot, WikiDreamer Bot, MelancholieBot, Théoden, Luckas-bot, Romanskolduns, Superyetkin, Sadrettin,
ArthurBot, Khutuck Bot, Xqbot, İgrt, RibotBOT, Rapsar, Captain Bradley, TobeBot, Rubinbot, D'ohBot, Sigitolo, KamikazeBot, Floodout,
TjBot, Volkanozobut, BetelgeuSeginus, EmausBot, Erasmus.new, YBot, Kirkurdu, KumulBot, WikitanvirBot, Mjbmrbot, ChuispastonBot,
FoxBot, Movses-bot, MerlIwBot, AvicBot, Nebra, Peykbot, Gray Budgie, Caglarctr, Trexoft, Addbot, Sedatemir, Ayrıntılı Bilgi, Levo200,
Okanfan, AyBars, AntalyasporummCemre, HakanIST, Dominator1453, Ozkanidogan, Skaansirin, Fakisthemoney, Elliotalderson ve Anonim: 49
• Gezegen Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Gezegen?oldid=17982818 Katkıda bulunanlar: Pinar, Allison connors, Eşref, Dbl2010bot,
YurikBot, Ugur Basak, FlaBot, Metal Militia, Ugur Basak Bot, KocjoBot~trwiki, Sbasturk, Sae1962, Astrolog, Dünya vatandaşı, Memty
Bot, Kibele, Escarbot, Mskyrider, Delamorena, Kutu su, Thijs!bot, Krkzn, JAnDbot, Stambouliote, TheTime, Tema, Hedda Gabler (eski),
Mach, Coolland, Düşünenadam, Eldarion, VolkovBot, Elmacenderesi, TXiKiBoT, Berfu, Gökhan, Levent, LostMyMind, Synthebot, Dr.
Ecco, YonaBot, Bora, Hasanbay, Sakhalinio, BotMultichill, SieBot, Halo2552, Vikiçizer, Loveless, AlleborgoBot, CRea80, Idioma-bot,
Oblomov, PipepBot, Rhn, DragonBot, Æmre, Docbaba, Alexbot, Çapasapı, Ahmet741, Turşusever, Dr.tolga, Myrat, MelancholieBot, Théoden, Luckas-bot, Superyetkin, Kudelski, Szoszv, Merube 89, ArthurBot, Khutuck Bot, Eftal GEZER, Almabot, LA2-bot, Xqbot, GhalyBot, RibotBOT, Rapsar, TobeBot, Taysin, Kazbeguris, Bermanya, Dinamik-bot, સતિષચંદ્ર, TjBot, BetelgeuSeginus, EmausBot, ZéroBot,
Scoltu, Fbbekofb, YBot, WikitanvirBot, ChuispastonBot, FoxBot, NiCKBulDUm, MerlIwBot, Jimbo, Vagobot, Vkpd11, SiLveRLeaD,
Muratero, E4024, Peykbot, Addbot, Sralp2, Kumanhan, Vikibilim, Okanfan, AyBars, Evolutionoftheuniverse, Merhabaviki, V.NICAT ve
Anonim: 153
• Dünya Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/D%C3%BCnya?oldid=17987572 Katkıda bulunanlar: Zfr, Alperen, Robbot, Pinar, Filozof,
Citrat, Allison connors, Murat-HD, Lighterside, Korkusuzkopek, Eşref, Dbl2010bot, Sz-iwbot, Katpatuka, YurikBot, Noumenon,
, Ugur Basak, Ocean, Absar, İncelemeelemani, FlaBot, Metal Militia, Mukaddime, Filanca, RobotJcb, Hasan Sami Bolak, Fcn, Erdemsenol, Tembelejderha, Mirzali, Ahmetan, Nosferatü, EmreDuran, İnfoCan, Khutuck, Mithridates, Dünya vatandaşı, Bahar, Memty
Bot, Kibele, Escarbot, Mskyrider, Cat, Martianmister, Dreamer, Thijs!bot, Krkzn, JAnDbot, Vito Genovese, Cfsenel, Stambouliote, CommonsDelinker, Morphosis, Tema, Hedda Gabler (eski), Mach, Doma, Coolland, OnurRC, Düşünenadam, BATSTYLE, Gsburockgs, Fbzeynep95, Lovalace, Mulazimoglu, Eldarion, Zamanusta, VolkovBot, Maderibeyza, TXiKiBoT, Noctiluca, Kızıl Şaman, Gökhan, Levent,
KaraBot, Karadelik, Ravages, Synthebot, Dr. Ecco, Türküm-Dogruyum, Bora, Sakhalinio, BotMultichill, SieBot, Vikiçizer, Loveless, AlleborgoBot, Homonihilis, CRea80, Idioma-bot, Oblomov, Yabancı, Dsmurat, Sağlamcı, PipepBot, Mızrak, Eray36, Zecke, Eranic, Gökçe
Yörük, Rhn, Unlimited, Yunus.sendag, DragonBot, Takabeg, Kemal K., Muratsahan, Manco Capac, Umut.A, MaviAteş, Yalhi, Pikachux,
Acar54, Rpcky, Alexbot, Çapasapı, Muhammet Oğuz, Ziranbula, Böcürt, Ertly, EdBever, WikiDreamer Bot, Ahzaryamed, MelancholieBot, SilvonenBot, HerculeBot, Théoden, Muro Bot, Apolas, Kralj~trwiki, Superyetkin, Oğuzhan, Kudelski, Ptbotgourou, Ibrahim Dede,
110
BÖLÜM 18. TELESKOP
Szoszv, Merube 89, Txrazy, HerowarioR, Olağan Şüpheli, ArthurBot, Khutuck Bot, Almabot, Erhfb, JackieBot, CnkALTDS, Xqbot, Berkaysnklf, Şeb, RibotBOT, Zeynep Kuşçu, Yoonoose, Texima, Noone, Dr. Coal, Battlenova85, Rapsar, TobeBot, Emyil, Taysin, Ayrıksı,
KamikazeBot, Bermanya, Seksen iki yüz kırk beş, NKOzi, TjBot, DEagleBot, Kumul, BetelgeuSeginus, Euphemia, EmausBot, Kmoksy,
Tolqadernek, ZéroBot, Kaniboy, Sude 398, YBot, Esc2003, Emperyan, KumulBot, WikitanvirBot, Rdvnygt, ChuispastonBot, FoxBot,
ManofGlory, Movses-bot, Possibilities, Vitruvian, Uğurkent, Drgulcu, MerlIwBot, Zafer sanal, Viki bilgini, Fatih.cyd, Tacci2023, KarCet,
Adil a.ş., Horseblood, SiLveRLeaD, Bilalokms, AgunZagun, Eğitmen, Mistercoop, Muratero, FurkanYalcin3, Sebastian James, Peykbot,
Aguzer, Caglarctr, Hanamanteo, Addbot, HastaLaVi2, Beyazmavi, Yeni Üye, İremio, Drrorschach, İnterestin12+, Mavrikant, Adana3401,
Diyapazon, Watermelon juice, İnternion, Okanfan, Makelus77, Yaşılhan, Mstfclb, Kaanumut2002, X-ray55, Mahnes02, Fethullah efeyik,
Adem Melih, X14geniusx14, Vikipedisssttt, Doralp, Mustafailik4, Eylnaz12, Nazo2005, Abcdabbdabcd, Muhammet Furkan ÇANKAYA,
Birgünbitecek, Adem20, Beyazaltın, Evolutionoftheuniverse, Alex Norwitch, Ricardo Namo, Cr7musmir7, Üzgünüm Ad Veremem, By
erdo can, Aristaro120, Emir Gökalp, Smsrslmz, Yaratmayıcı~~trwiki, Nilgunuskom, Furkeeper, Osmangun92, Kismailru, Wikkidown,
Nükleer02, Tarehab, Efe Bilici ve Anonim: 596
• Dünya atmosferi Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/D%C3%BCnya_atmosferi?oldid=17966503 Katkıda bulunanlar: Robbot, Ugur
Basak, Metal Militia, Fcn, Dünya vatandaşı, Escarbot, Thijs!bot, JAnDbot, Abuk SABUK, Mach, Düşünenadam, Eldarion, Rei-bot, TXiKiBoT, Hasanbay, SieBot,
robot, Idioma-bot, PipepBot, DragonBot, Acar54, Berkay0652, MelancholieBot, KhanBot, Théoden,
Luckas-bot, Txrazy, ArthurBot, Khutuck Bot, Xqbot, RibotBOT, Rapsar, TobeBot, Redsky~trwiki, KamikazeBot, EmausBot, YBot, WikitanvirBot, ChuispastonBot, FoxBot, MerlIwBot, Nebra, Vikipedit, Peykbot, WorldTraveller, Addbot, YiFeiBot, Evolutionoftheuniverse
ve Anonim: 15
• Ay Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Ay?oldid=17995224 Katkıda bulunanlar: Kharoon, Zfr, Robbot, Onursendag, Capian, Pinar, Citrat, Allison connors, Eşref, Dbl2010bot, Fagus, Katpatuka, Kazma Penguen, Chobot, Denisutku, Noumenon, Ugur Basak, İncelemeelemani,
FlaBot, Selkem, Guzelonlu, Metal Militia, Filanca, Fcn, Tembelejderha, Tanyel, Ufucuk, Tarih, İnfoCan, Atacameño, Khutuck, Sae1962,
Dünya vatandaşı, Memty Bot, Kibele, Escarbot, Mskyrider, LunaTic, Thijs!bot, Krkzn, JAnDbot, Vito Genovese, Anerka, Metalistisot,
Stambouliote, CommonsDelinker, Oguzhan658, Kuarkbilim, Abuk SABUK, Tema, Hedda Gabler (eski), Mach, OnurRC, Düşünenadam,
Kyomaster, Brecht, Mulazimoglu, Eldarion, VolkovBot, Maderibeyza, Elmacenderesi, Rei-bot, TXiKiBoT, Sars, Striker buz matrix, Gökhan, Levent, KaraBot, Valentine71, LostMyMind, Synthebot, Numbo3, Dr. Ecco, YonaBot, Bora, Gerakibot, Sakhalinio, BotMultichill,
SieBot, Vikiçizer,
robot, Loveless, AlleborgoBot, Homonihilis, CRea80, Meydanus, Idioma-bot, Oblomov, Yabancı, Tuz, PipepBot, Eray36, Bambi'nin annesi, Sabri76, Takabeg, Kemal K., Melihsen, Umut.A, BodhisattvaBot, PSamathideS, Planör, Servan ben, İpeklivikipedi, Böcürt, Myrat, Özgün Kutlu, MelancholieBot, Azizkayihan, Darkicebot, SilvonenBot, HerculeBot, Théoden, Basilicofresco,
Luckas-bot, Superyetkin, Kudelski, Ptbotgourou, Nallimbot, Orfur, Merube 89, Emora~trwiki, Olağan Şüpheli, TaBOT-zerem, ArthurBot, LaaknorBot, Khutuck Bot, Serhantr, LA2-bot, JackieBot, Xqbot, Kıdemli, Şeb, RibotBOT, Noone, Dr. Coal, Rapsar, Arda Turan37,
Cekli829, Captain Bradley, TobeBot, AHbot, Matrix0101, Ayrıksı, KamikazeBot, Kazbeguris, RedBot, Dinamik-bot, Pussy, Seksen iki
yüz kırk beş, Milesbroke, TjBot, Moldflesh, EmausBot, YBot, KumulBot, Wall-e Bot, WikitanvirBot, ChuispastonBot, FoxBot, Hedda
Gabler~trwiki, Stultiwikia, Uğurkent, Kirov Airship, MerlIwBot, Cergezer, MEOGLOBAL, Berk2238, AvocatoBot, ZErGoo, Alopecia,
SiLveRLeaD, Zohak, Tolgasarı, Ferhatcanbas, Eğitmen, Talha Samil Cakir, Peykbot, Stas000D, Hanamanteo, Wakeup12, Ber2002, Addbot, Sankihan, Gökhan61-61, Drturtletamer, Ozdoganhukuk, Diyapazon, İnternion, Needemm, Sacrosanct, 03 Mete Han 01, Monurts87,
Muhammed252, İamTyca, Martin Venüs, Mikail uludağ, Omerfrkyilmz, HakanIST, Farqetmez, Adem20, SingerMSMS, Evolutionoftheuniverse, Merhabaviki, Trege123, Selahattin ilhan, Ferhat Can Kaya, Duru ebrar, Oykudenizyldz, Locos Turcos ve Anonim: 324
• Güneş Sistemi Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%BCne%C5%9F_Sistemi?oldid=17810752 Katkıda bulunanlar: Nerval, Erdal Ronahi, Ato, Zfr, Cemyildiz, Calkan, Rocastelo, Dbl2010, Citrat, Serkan Çetinkaya, Dbl2010bot, Denisutku, Noumenon, Ugur Basak,
Ocean, Absar, 16, Metal Militia, Renegade~trwiki, Hasan Sami Bolak, Platypus, Fcn, Tembelejderha, Nosferatü, Khutuck, Sae1962, Astrolog, Mithridates, Dünya vatandaşı, Bahar, Omulu, Kibele, Mskyrider, Delamorena, Krkzn, JAnDbot, Vito Genovese, Remataklan, Coriolis,
Stambouliote, CommonsDelinker, Ozlemsenol, Enesaydin91, Abuk SABUK, Tema, Mach, Düşünenadam, CoupeDriveR, Eldarion, VolkovBot, Maderibeyza, TXiKiBoT, Berfu, Suelnur, Gökhan, Levent, 2ulus, The Black Rain, Micky mouse, Synthebot, Dr. Ecco, Sakhalinio,
BotMultichill, BrYaNT, SieBot, Halo2552, Vikiçizer, AlleborgoBot, Homonihilis, CRea80, Idioma-bot, Yabancı, Sağlamcı, PipepBot, MrXenoquaten, Xianbataar, Takabeg, Melihsen, Manco Capac, Emre Berk, Yalhi, Elgifari, Gürünlü burak, Berkay0652, Çapasapı, Sayginer,
Böcürt, Tırnovan, MelancholieBot, Azizkayihan, SilvonenBot, Théoden, Amirobot, Superyetkin, Kudelski, Ptbotgourou, Akhilleis, Sadrettin, Reality006, DirlBot, ArthurBot, Khutuck Bot, LA2-bot, CnkALTDS, Xqbot, RibotBOT, Emre.ishik, Dr. Coal, Rapsar, İnsanperver,
TobeBot, KamikazeBot, RedBot, Ceas08, Dinamik-bot, Volkanozobut, Gokhandiler, Dayanisma, Ahmet Bedir, EmausBot, Tolqadernek,
ZéroBot, YBot, Emperyan, KumulBot, Wall-e Bot, WikitanvirBot, Mjbmrbot, ChuispastonBot, AlpFatih, Uğurkent, MerlIwBot, Medium69, Westnest, AvicBot, Vagobot, MEOGLOBAL, Vkpd11, VikipediBilgini, Ecegdagdeviren, Tolgasarı, AlexandreManette, QqnLc4N,
Myxomatosis57, BSRF, Nebra, Peykbot, Etd1312, Addbot, Ömer Berkay, Ukavas1991, Ayrıntılı Bilgi, Uchiha Itachi1990, İnternion,
Okanfan, HakanIST, Lisatittu ve Anonim: 227
• Yörünge Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Y%C3%B6r%C3%BCnge?oldid=16301800 Katkıda bulunanlar: Robbot, Allison connors,
Zwobot, Dbl2010bot, YurikBot, FlaBot, Ugur Basak Bot, RobotJcb, Hasan Sami Bolak, Fcn, EmreDuran, Sae1962, Dünya vatandaşı,
Escarbot, Kutu su, Thijs!bot, JAnDbot, Hedda Gabler (eski), Mach, VolkovBot, Rei-bot, TXiKiBoT, SieBot, Loveless, AlleborgoBot,
Kemal K., Böcürt, CarsracBot, Alecs.bot, Luckas-bot, Reality006, ArthurBot, LaaknorBot, Khutuck Bot, JackieBot, Xqbot, KamikazeBot,
Supermæn, TjBot, EmausBot, ZéroBot, WikitanvirBot, FoxBot, MerlIwBot, Vagobot, PixelBot, Peykbot, Gulo Luscus, Addbot ve Anonim:
9
• Uydu Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Uydu?oldid=17871323 Katkıda bulunanlar: Jimqode, Ato, Pinar, Spas, Chobot, Deliormanli,
Metal Militia, Nosferatü, EmreDuran, Fizikci, Sae1962, Dünya vatandaşı, Tarkovsky, Kibele, Escarbot, Mskyrider, Dreamer, KhaLTR,
JAnDbot, Vito Genovese, Abuk SABUK, Hedda Gabler (eski), Düşünenadam, TembelBot, Eldarion, VolkovBot, TXiKiBoT, Gökhan,
Levent, LostMyMind, Dr. Ecco, Hasanbay, SieBot, Vikiçizer,
robot, Loveless, AlleborgoBot, CRea80, MaviAteş, Bağdaşan, SilvonenBot, HerculeBot, Luckas-bot, Superyetkin, Ptbotgourou, Nallimbot, Akhilleis, Mirada, Chesnok, Reality006, ArthurBot, Khutuck
Bot, Serhantr, Xqbot, RibotBOT, Rapsar, Cekli829, AHbot, BetelgeuSeginus, EmausBot, YBot, Maliyavuz, WikitanvirBot, ChuispastonBot, ManofGlory, MerlIwBot, Medium69, MEOGLOBAL, Nebra, E4024, Addbot, Www.uyduservisiniz.tr.gg, İnternion, Needemm,
Vikipedisssttt, Xwedêda, FAtiko Arslanooo ve Anonim: 42
• Yıldız Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Y%C4%B1ld%C4%B1z?oldid=17449251 Katkıda bulunanlar: Nerval, Murtasa, Robbot,
Dbl2010, Denisutku, Noumenon, Ugur Basak, Makedon, Math34, FlaBot, Arasb, Metal Militia, Filanca, Fcn, Neo neuro, Nosferatü,
EmreDuran, Tarih, Dünya vatandaşı, Kibele, Purodha, Mardic, Mskyrider, Cat, Thijs!bot, Krkzn, JAnDbot, Yunusberkan, Strider, BetBot~trwiki, Coriolis, CommonsDelinker, Morphosis, Huzzlet the bot, Abuk SABUK, Tema, Mach, Düşünenadam, Darkhorn, Eldarion,
18.8. DIŞ BAĞLANTILAR
111
VolkovBot, Maderibeyza, Elmacenderesi, Rei-bot, TXiKiBoT, Bende sen sende ben, Gökhan, Levent, Valentine71, LostMyMind, Synthebot, Çılgın kürşat, YonaBot, Gerakibot, Sakhalinio, BotMultichill, SieBot, Vikiçizer, Loveless, AlleborgoBot, CRea80, Idioma-bot, Emrahertr, Tuz, PipepBot, Bambi'nin annesi, DragonBot, Takabeg, Kemal K., Manco Capac, The bro code, Alexbot, Çapasapı, Fbli genc97,
Sayginer, MelancholieBot, Théoden, Apolas, Luckas-bot, Superyetkin, Kudelski, Nallimbot, Sadrettin, Olağan Şüpheli, ArthurBot, Khutuck Bot, Nedim Ardoğa, Almabot, Xqbot, İgrt, Rapsar, Rubinbot, Taysin, Drlp, ‫השואה‬, KamikazeBot, TjBot, BetelgeuSeginus, EmausBot,
ZéroBot, YBot, GAWB, Emperyan, KumulBot, WikitanvirBot, FoxBot, Stultiwikia, Movses-bot, Drgulcu, MerlIwBot, Stas1995, Peykbot,
Cyberott, Addbot, Ömer Berkay, Gnaaye, MucOnur, Bilgi Bot, Vikibilim, Okanfan, AyBars, UniverseScience, Kingbjelica, BayProfesyonel
ve Anonim: 99
• Kuyruklu yıldız Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Kuyruklu_y%C4%B1ld%C4%B1z?oldid=17722882 Katkıda bulunanlar: Zfr,
Robbot, Cemyildiz, Dbl2010, Dbl2010bot, Sz-iwbot, Guyver, Noumenon, Ugur Basak, FlaBot, Metal Militia, Ugur Basak Bot, Renegade~trwiki, Fcn, Tembelejderha, Tarih, Khutuck, Sae1962, Dünya vatandaşı, Bahar, Kibele, Purodha, Escarbot, Mskyrider, Cat, Thijs!bot,
JAnDbot, Anerka, Coolland, Düşünenadam, Eldarion, VolkovBot, TXiKiBoT, Ravages, LostMyMind, Synthebot, Numbo3, Dr. Ecco, YonaBot, Havok~trwiki, Bora, BotMultichill, SieBot, Vikiçizer, AlleborgoBot, CRea80, Idioma-bot, Isparta, Yabancı, DragonBot, BodhisattvaBot, Purbo T, Böcürt, FiriBot, MelancholieBot, SilvonenBot, Théoden, Apolas, Luckas-bot, Ptbotgourou, DirlBot, ArthurBot, Khutuck
Bot, JackieBot, Xqbot, SassoBot, RibotBOT, Noone, TobeBot, KamikazeBot, EmausBot, YBot, Psy chip, ACND, WikitanvirBot, ChuispastonBot, Drgulcu, MerlIwBot, Vagobot, JYBot, Peykbot, Gray Budgie, Addbot, Ömer Berkay, Mavrikant, Ayrıntılı Bilgi, Ahmet Turhan,
Merve ZHF, Anyela23 ve Anonim: 73
• Gök mekaniği Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%B6k_mekani%C4%9Fi?oldid=17557151 Katkıda bulunanlar: Allison connors, Dbl2010bot, Fagus, YurikBot, Denisutku, FlaBot, Thijs!bot, JAnDbot, VolkovBot, Rei-bot, Synthebot, SieBot, Vikiçizer, Oekaki,
Luckas-bot, Khutuck Bot, Xqbot, RibotBOT, TobeBot, WikitanvirBot, ElphiBot, Emresulun93, Addbot, Evolutionoftheuniverse ve Anonim: 1
• Takımyıldız Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Tak%C4%B1my%C4%B1ld%C4%B1z?oldid=17869836 Katkıda bulunanlar: Robbot, Pinar, Noumenon, FlaBot, Filanca, Fcn, Nosferatü, İnfoCan, Nihan, Dünya vatandaşı, Escarbot, Thijs!bot, JAnDbot, Curious, VolkovBot, Elmacenderesi, TXiKiBoT, Levent, Numbo3, YonaBot, Nono le petit robot~trwiki, SieBot, Vikiçizer, AlleborgoBot, Homonihilis,
CRea80, PipepBot, Takabeg, Kemal K., Manco Capac, Selman Ay, Benevolent, MelancholieBot, Luckas-bot, Superyetkin, Nallimbot,
ArthurBot, LaaknorBot, Khutuck Bot, Nedim Ardoğa, JackieBot, Xqbot, Netopyr, Rapsar, Paleriti, Maldek™, Özgür YILDIRIM, Volkanozobut, EmausBot, ZéroBot, YBot, KumulBot, WikitanvirBot, ChuispastonBot, FoxBot, Manubot, MerlIwBot, Vagobot, BSRF, Peykbot,
Caglarctr, Addbot, Kırmızı renk, Mavrikant, Hüseyin kılınçkıran, El pitareio, Selahattin ilhan ve Anonim: 36
• Kütle çekimi Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/K%C3%BCtle_%C3%A7ekimi?oldid=17987740 Katkıda bulunanlar: Nerval, Jimqode, Pinar, Turkay, Citrat, Dbl2010bot, Spas, Denisutku, Noumenon, Ugur Basak, Selkem, Metal Militia, Ugur Basak Bot, Hasan Sami Bolak, Asmen~trwiki, Scinam, Asliturk, MuratGC, Cagrisenel, Sae1962, Dünya vatandaşı, Kibele, Escarbot, Delamorena, Thijs!bot, Krkzn,
JAnDbot, Curious, Karaahmet, Hedda Gabler (eski), Mach, Beyonce giselle knowles, Düşünenadam, Mehmet 13223, Kadeem, Mulazimoglu, Eldarion, VolkovBot, Maderibeyza, TXiKiBoT, Levent, Saitkoray, Synthebot, Dr. Ecco, Gerakibot, SieBot, Vikiçizer, AlleborgoBot, Homonihilis, Dsmurat, PipepBot, MrXenoquaten, DragonBot, Melihsen, Sarsıntı, Alexbot, BodhisattvaBot, Zett~trwiki, Hakan Kayı,
WikiDreamer Bot, Mustafa Bars~trwiki, Luckas-bot, Superyetkin, Nallimbot, Merube 89, One of Them, Anilder, ArthurBot, LA2-bot,
Xqbot, SassoBot, Cplechuck, Rapsar, TobeBot, CoSmiC VoiCe, KamikazeBot, RedBot, Dinamik-bot, EmausBot, ZéroBot, Erasmus.new,
Hoo man, KumulBot, ChuispastonBot, FoxBot, MerlIwBot, Doğukan Mustafa Aydın'er, Mkarakoc04, Hajking, Ersinkütle, JYBot, Emresulun93, Peykbot, Volkanfitoz, Addbot, Vefa55, HewkasBes, Evolutionoftheuniverse, Zamanın dışına, İlhan Korkmaz, Mavişalp, 3Nokta,
Aynur Ergün ve Anonim: 75
• Teleskop Kaynak: https://tr.wikipedia.org/wiki/Teleskop?oldid=17967452 Katkıda bulunanlar: Alperen, Robbot, Zwobot, Katpatuka, Noumenon, Ugur Basak, Math34, Ugur Basak Bot, Sae1962, Dünya vatandaşı, Kibele, Cat, Krkzn, JAnDbot, Vito Genovese, Azer koçulu,
Düşünenadam, Eldarion, VolkovBot, TXiKiBoT, Ozitantinapolis, Gökhan, Levent, Mdaud~trwiki, Gkmedia, Hcagri, Synthebot, Sakhalinio, SieBot, Vikiçizer, AlleborgoBot, CRea80, Idioma-bot, Takabeg, BodhisattvaBot, Dr.tolga, Myrat, Musab1999, MelancholieBot,
Azizkayihan, Mzlm, Théoden, Luckas-bot, Ibrahim Dede, Olağan Şüpheli, LaaknorBot, Khutuck Bot, Xqbot, Dr. Coal, Rapsar, TobeBot,
Tamasflex, Technik, Bermanya, Koc61, Esege, TjBot, BetelgeuSeginus, EmausBot, YBot, Emperyan, KumulBot, WikitanvirBot, ChuispastonBot, FoxBot, Umut Yazici, MerlIwBot, Westnest, Vagobot, Cebrail büyükay, Yağmur ateş, Derya mutlu, AA.GOKTAŞ, Betül
özkaya, Nebra, Peykbot, SantoshBot, Caglarctr, Addbot, Antoloji, Ayrıntılı Bilgi, Sosyolog38, Vikibilim, Telemucasione, Okanfan, Merve
ZHF, TmY e12, Şanyu ve Anonim: 80
|
• Dosya:(253)_mathilde_crop.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/aa/%28253%29_mathilde_crop.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/imgcat/html/object_page/nea_19970627_mos.html Özgün yazarı: NASA
• Dosya:100inchHooker.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ac/100inchHooker.jpg Lisans: CC BY-SA 2.0
Katkıda bulunanlar: http://www.andrewdunnphoto.com/ Özgün yazarı: Andrew Dunn
• Dosya:236084main_MilkyWay-full-annotated_tr.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/97/236084main_
MilkyWay-full-annotated_tr.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://commons.wikimedia.org/wiki/File:236084main_
MilkyWay-full-annotated.jpg Özgün yazarı: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt
• Dosya:243_Ida_large.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9d/243_Ida_large.jpg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00135 (subsequently cropped) Özgün yazarı: NASA/JPL
• Dosya:2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa_tr.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ac/2MASS_LSS_
chart-NEW_Nasa_tr.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar:
• 2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa.jpg Özgün yazarı: 2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa.jpg: IPAC/Caltech, by Thomas Jarrett
• Dosya:Abell1689_HST_2003-01-a-1280_wallpaper.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/66/Abell1689_
HST_2003-01-a-1280_wallpaper.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Africa_and_Europe_from_a_Million_Miles_Away.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0d/
Africa_and_Europe_from_a_Million_Miles_Away.png Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: NASA Özgün yazarı: NASA
112
BÖLÜM 18. TELESKOP
• Dosya:Aldrin_Apollo_11.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9c/Aldrin_Apollo_11.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://grin.hq.nasa.gov/ABSTRACTS/GPN-2001-000013.html Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Ambox_wikify.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e1/Ambox_wikify.svg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: penubag
• Dosya:Antennae_galaxies_xl.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f6/Antennae_galaxies_xl.jpg Lisans:
Public domain Katkıda bulunanlar:
• http://www.spacetelescope.org/images/heic0615a/ Özgün yazarı: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)ESA/Hubble Collaboration
• Dosya:Apollo_Telescope_Mount.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e9/Apollo_Telescope_Mount.jpg
Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://images.jsc.nasa.gov/lores/S70-00475.jpg Özgün yazarı: Johnson Space Center, NASA.
Newlearningnewideas at İngilizce Wikipedia
• Dosya:ArealVelocity.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9b/ArealVelocity.svg Lisans: CC-BY-SA-3.0
Katkıda bulunanlar: Transferred from en.wikipedia to Commons. Özgün yazarı: The original uploader was Xyzzy n at İngilizce Wikipedia
• Dosya:Aurora-SpaceShuttle-EO.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/61/Aurora-SpaceShuttle-EO.jpg
Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: [http://earthobservatory.nasa.gov/Newsroom/NewImages/images.php3?img_id=4800 http:
//earthobservatory.nasa.gov/Newsroom/NewImages/images.php3?img_id=4800] Özgün yazarı: (The original uploader was Seth Ilys at
İngilizce Wikipedia)
• Dosya:Beit_Alpha.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b2/Beit_Alpha.jpg Lisans: Public domain Katkıda
bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Bob_Star_-_M45_Carranza_Field_(by).jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4b/Bob_Star_-_
M45_Carranza_Field_%28by%29.jpg Lisans: CC BY 2.0 Katkıda bulunanlar: M45 Carranza Field Özgün yazarı: Bob Star
• Dosya:Callisto.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e9/Callisto.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03456 Özgün yazarı: NASA/JPL/DLR(German Aerospace Center)
• Dosya:Casegraintelescope.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6d/Casegraintelescope.png Lisans: CC
BY-SA 3.0 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Szőcs Tamás Tamasflex
• Dosya:Celestial_Map_of_the_Northern_Sky_1515_MET_NYC.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/
03/Celestial_Map_of_the_Northern_Sky_1515_MET_NYC.jpg Lisans: CC BY-SA 2.0 Katkıda bulunanlar: Flickr Özgün yazarı:
maulleigh
• Dosya:Ceres_Hubble_sing.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/33/Ceres_Hubble_sing.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Charon_by_New_Horizons_on_14_July_2015.png
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/01/
Charon_by_New_Horizons_on_13_July_2015.png Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: https://www.nasa.gov/image-feature/
charon-s-surprising-youthful-and-varied-terrain Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Color_Image_of_Ariel_as_seen_from_Voyager_2.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0d/
Color_Image_of_Ariel_as_seen_from_Voyager_2.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://solarviews.com/raw/uranus/
ariel.jpg Özgün yazarı: NASA/JPL (Digital with colortable: Calvin J. Hamilton)
• Dosya:Comet-Hale-Bopp-29-03-1997_hires_adj.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/df/
Comet-Hale-Bopp-29-03-1997_hires_adj.jpg Lisans: CC BY-SA 2.0 at Katkıda bulunanlar: http://salzgeber.at/astro/pics/9703293.html
Özgün yazarı: Philipp Salzgeber
• Dosya:Comet_c1995o1.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/58/Comet_c1995o1.jpg Lisans: CC-BY-SA3.0 Katkıda bulunanlar: Person of photography Miketsukunibito. Photography place is Asahi spirit village in Aichi of Japan. Özgün yazarı:
Miketsukunibito
• Dosya:Cometorbit.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cb/Cometorbit.png Lisans: Public domain Katkıda
bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Commons-logo.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4a/Commons-logo.svg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: This version created by Pumbaa, using a proper partial circle and SVG geometry features. (Former versions used to be
slightly warped.) Özgün yazarı: SVG version was created by User:Grunt and cleaned up by 3247, based on the earlier PNG version, created
by Reidab.
• Dosya:Crab_Nebula.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/00/Crab_Nebula.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: HubbleSite: gallery, release. Özgün yazarı: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)
• Dosya:Dione_color_south.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/02/Dione_color_south.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: Transferred from en.wikipedia.org Özgün yazarı: NASA / JPL / SSI / Gordan Ugarkovic
• Dosya:Dünya'nın_atmosferi_-_Atmosphere_of_the_Earth.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ef/D%
C3%BCnya%27n%C4%B1n_atmosferi_-_Atmosphere_of_the_Earth.png Lisans: CC0 Katkıda bulunanlar: Derivative work of this Wikimedia Commons file that is in public domain Özgün yazarı: Original uploader User:Alan Liefting. Derivative work User:Abuk SABUK
• Dosya:Eagle_nebula_pillars.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b2/Eagle_nebula_pillars.jpg Lisans:
Public domain Katkıda bulunanlar: http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2003/34/image/a Özgün yazarı: Credit:
NASA, Jeff Hester, and Paul Scowen (Arizona State University)
• Dosya:Earth-crust-cutaway-tr.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/07/Earth-crust-cutaway-tr.svg Lisans:
CC BY-SA 3.0 Katkıda bulunanlar: Translated to Turkish from Image:Earth-crust-cutaway-english.svg by myself Özgün yazarı: Ha ne?
• Dosya:Earth_symbol.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e7/Earth_symbol.svg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Unicode (U+2295:⊕, U+2641:♁, U+2A01:⨁, U+2D32: ) Özgün yazarı: OsgoodeLawyer
18.8. DIŞ BAĞLANTILAR
113
• Dosya:Earthlights_dmsp_1994–1995.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ea/Earthlights_dmsp_1994%
E2%80%931995.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://eoimages.gsfc.nasa.gov/ve//1438/land_lights_16384.tif Özgün
yazarı: Data courtesy Marc Imhoff of NASA GSFC and Christopher Elvidge of NOAA NGDC.
• Dosya:Emu_public.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/fb/Emu_public.jpg Lisans: CC BY 2.5 Katkıda bulunanlar: en-wp Özgün yazarı: en:User:Rayd8
• Dosya:Enceladus_from_Voyager.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/95/Enceladus_from_Voyager.jpg
Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00347 Özgün yazarı: NASA/JPL/USGS
• Dosya:Eris_and_dysnomia2.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5b/Eris_and_dysnomia2.jpg Lisans:
Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/news/eris.html . Originally uploaded to en.wikipedia by
en:User:Serendipodous. For more information, see the description page Özgün yazarı: NASA, ESA, and M. Brown
• Dosya:EtaCarinae.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7c/EtaCarinae.jpg Lisans: Public domain Katkıda
bulunanlar: File:Eta Carinae.jpg and File:Etacarinae-001.jpg Özgün yazarı: Nathan Smith (University of California, Berkeley), and NASA
• Dosya:Europa-moon.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/54/Europa-moon.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00502 (TIFF image link) Özgün yazarı: NASA/JPL/DLR
• Dosya:Evrenin_genişlemesi.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/tr/d/d5/Evrenin_geni%C5%9Flemesi.png Lisans: ?
Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Falling_ball.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/02/Falling_ball.jpg Lisans: CC BY-SA 3.0 Katkıda
bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: MichaelMaggs
• Dosya:Far-Side-Phase-180.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c6/Far-Side-Phase-180.jpg Lisans: CC
BY-SA 3.0 Katkıda bulunanlar: N/A Özgün yazarı: Jay Tanner
• Dosya:February_21,_2008_lunar_eclipse,_West_Hartford,_CT,_3-18_UTC.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/
commons/e/e5/February_21%2C_2008_lunar_eclipse%2C_West_Hartford%2C_CT%2C_3-18_UTC.jpg Lisans: GFDL Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Ragesoss
• Dosya:Flying_By_Pandora.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ab/Flying_By_Pandora.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: [1] Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Folder_Hexagonal_Icon.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/48/Folder_Hexagonal_Icon.svg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: Own work based on: Folder.gif. Özgün yazarı: Original: John Cross
Vektörizasyon: Shazz
• Dosya:FullMoon2010.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e1/FullMoon2010.jpg Lisans: CC BY-SA 3.0
Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Gregory H. Revera
• Dosya:Full_Moon_Luc_Viatour.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/dd/Full_Moon_Luc_Viatour.jpg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar:
• own work www.lucnix.be Özgün yazarı: Luc Viatour
• Dosya:GPB_circling_earth.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d1/GPB_circling_earth.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: http://www.nasa.gov/mission_pages/gpb/gpb_012.html Özgün yazarı: NASA
• Dosya:GalacticRotation2.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b9/GalacticRotation2.svg Lisans: CC-BYSA-3.0 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması in Inkscape 0.42 Özgün yazarı: PhilHibbs
• Dosya:GalacticRotation2_tr.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/44/GalacticRotation2_tr.svg Lisans: CCBY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar:
• GalacticRotation2.svg Özgün yazarı: GalacticRotation2.svg: Original uploader was PhilHibbs
• Dosya:Gas_giants_in_the_solar_system.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/18/Gas_giants_in_the_
solar_system.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: JPL image Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Gemini.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cd/Gemini.png Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Global_LORRI_mosaic_of_Pluto_in_true_colour.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d3/
Global_LORRI_mosaic_of_Pluto_in_true_colour.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.nasa.gov/image-feature/
global-mosaic-of-pluto-in-true-color Özgün yazarı: NASA/JHUAPL/SwRI
• Dosya:Gravity_action-reaction.gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7d/Gravity_action-reaction.gif Lisans: CC BY-SA 3.0 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Orion 8
• Dosya:Guisard_-_Milky_Way.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/35/Guisard_-_Milky_Way.jpg Lisans:
CC BY 4.0 Katkıda bulunanlar: http://www.eso.org/public/images/eso0934a/ (direct link)
Özgün yazarı: ESO/S. Guisard (www.eso.org/~{}sguisard)
• Dosya:Guneste_cekirdek_kaynasmasi.svg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f2/Guneste_cekirdek_
kaynasmasi.svg Lisans: CC BY 2.5 Katkıda bulunanlar: Transferred from tr.wikipedia to Commons. Özgün yazarı: Krkzn at Türkçe
Wikipedia
• Dosya:Güney_Gök_Yarıküresi.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/tr/b/be/G%C3%BCney_G%C3%B6k_Yar%
C4%B1k%C3%BCresi.png Lisans: Adil kullanım Katkıda bulunanlar: http://www.nightskyinfo.com/maps_images/sky_map_south.png
(Kaynak harita gözönünde bulundurularak yeniden tasarlanmıştır) Özgün yazarı: ?
• Dosya:Halebopp031197.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f8/Halebopp031197.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.usno.navy.mil/pao/HBPIX.html Özgün yazarı: Geoff Chester
114
BÖLÜM 18. TELESKOP
• Dosya:Halo_around_moon.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0f/Halo_around_moon.jpg Lisans: GFDL
1.2 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı:
fir0002 | flagstaffotos.com.au
• Dosya:Heliospheric-current-sheet.gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b6/Heliospheric-current-sheet.gif
Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: [1] from http://lepmfi.gsfc.nasa.gov/mfi/hcs/hcs_shape.html . Özgün yazarı: Werner Heil (see
“other version” below).
• Dosya:Herschel-Galaxy.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/ba/Herschel-Galaxy.png Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: “Section of our sidereal system.” Herschel, William. “On the Construction of the Heavens. By William Herschel,
Esq. FRS.” Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785) Özgün yazarı: Caroline Herschel
• Dosya:Hertzsprung-russel_cizenegi.png
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ee/Hertzsprung-russel_
cizenegi.png Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: Transferred from tr.wikipedia to Commons. Özgün yazarı: Krkzn at Türkçe
Wikipedia
• Dosya:Hevelius_Map_of_the_Moon_1647.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/ca/Hevelius_Map_of_
the_Moon_1647.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.e-rara.ch/zut/content/pageview/160524 Özgün yazarı:
Johannes Hevelius (1611–1687)
• Dosya:Hoag’{}s_object.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/da/Hoag%27s_object.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar:
• http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/21/image/a/ Özgün yazarı: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA);
Acknowledgment: Ray A. Lucas (STScI/AURA)
• Dosya:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/52/
Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar:
• http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/01/image/a Özgün yazarı: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team STScI/AURA)
• Dosya:Hubble_-_infant_galaxy.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/69/Hubble_-_infant_galaxy.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: HubbleSite: NewsCenter (direct link) Özgün yazarı: NASA, ESA, Y. Izotov (Main Astronomical
Observatory, Kyiv, UA) and T. Thuan (University of Virginia)
• Dosya:Hubble_sequence_photo.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8a/Hubble_sequence_photo.png Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Hubble_ultra_deep_field.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2f/Hubble_ultra_deep_field.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/07/image/a/warn/ Özgün yazarı: NASA
and the European Space Agency.
• Dosya:Hyperion_in_natural_colours.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e0/Hyperion_in_natural_
colours.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Iapetus_as_seen_by_the_Cassini_probe_-_20071008.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c9/
Iapetus_as_seen_by_the_Cassini_probe_-_20071008.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: PIA08384: The Other Side of
Iapetus Özgün yazarı: NASA/JPL/Space Science Institute
• Dosya:Io_highest_resolution_true_color.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7b/Io_highest_resolution_
true_color.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02308 Özgün yazarı: NASA / JPL
/ University of Arizona
• Dosya:Jupiter_New_Horizons.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c1/Jupiter_New_Horizons.jpg Lisans:
Public domain Katkıda bulunanlar: National Aeronautics and Space Administration Özgün yazarı: NASA/Johns Hopkins University Applied
Physics Laboratory/Southwest Research Institute
• Dosya:Jupiter_symbol.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/26/Jupiter_symbol.svg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Lexicon
• Dosya:KAO_dongusu.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e7/KAO_dongusu.svg Lisans: CC-BY-SA-3.0
Katkıda bulunanlar: Transfered from tr.wikipedia Özgün yazarı: Original uploader was Krkzn at tr.wikipedia
• Dosya:Koltuk_Takımyıldız_(Yanılsama).png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/tr/b/bb/Koltuk_Tak%C4%B1my%
C4%B1ld%C4%B1z_%28Yan%C4%B1lsama%29.png Lisans: ? Katkıda bulunanlar:
Tamamen kendi çalışmam
Özgün yazarı:
<a href ='//tr.wikipedia.org/wiki/Kullan%C4%B1c%C4%B1:Selman_Ay' title ='Kullanıcı:Selman Ay'>Selman Ay</a> ileti
• Dosya:Kuiper_belt_-_Oort_cloud-tr.svg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b8/Kuiper_belt_-_Oort_
cloud-tr.svg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://herschel.jpl.nasa.gov/solarSystem.shtml Özgün yazarı:
• This SVG image was created by Medium69.
• Dosya:Kuzey_Gök_Yarıküresi.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/tr/f/fe/Kuzey_G%C3%B6k_Yar%C4%B1k%
C3%BCresi.png Lisans: Adil kullanım Katkıda bulunanlar: http://www.nightskyinfo.com/maps_images/sky_map_north.png (Kaynak
harita gözönünde bulundurularak yeniden tasarlanmıştır) Özgün yazarı: ?
• Dosya:Leading_hemisphere_of_Helene_-_20110618.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Leading_
hemisphere_of_Helene_-_20110618.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.ciclops.org/view/6796/Helene_Rev_
149_Raw_Preview_1. Özgün yazarı: NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute.
• Dosya:Local_bubble.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3d/Local_bubble.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://science.nasa.gov/headlines/y2003/06jan_bubble.htm (originally uploaded to en.wikipedia here) Özgün yazarı: NASA; modified from original version by <a href ='https://en.wikipedia.org/wiki/User:Geni' class ='extiw' title ='w:User:Geni'>User:Geni</a>
18.8. DIŞ BAĞLANTILAR
115
• Dosya:Local_galaxy_filaments_tr.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/08/Local_galaxy_filaments_tr.
png Lisans: CC BY-SA 2.5 Katkıda bulunanlar:
• Local_galaxy_filaments.gif Özgün yazarı: Local_galaxy_filaments.gif: Klaus Dolag
• Dosya:Lunar_libration_with_phase2.gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c0/Lunar_libration_with_
phase2.gif Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: English Wikipedia, original upload 7 September 2005 by Tomruen [1] Özgün
yazarı: Tomruen
• Dosya:M104_ngc4594_sombrero_galaxy_hi-res.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5e/M104_
ngc4594_sombrero_galaxy_hi-res.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.spacetelescope.org/images/opo0328a/
([cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/opo0328a.jpg direct link])
Özgün yazarı: NASA/ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
• Dosya:M42proplyds.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/da/M42proplyds.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/24/image/b/ (direct link) Özgün yazarı: C.R. O'Dell/Rice University; NASA
• Dosya:M51Sketch.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6a/M51Sketch.jpg Lisans: Public domain Katkıda
bulunanlar: Bilinmiyor Özgün yazarı: William Parsons, 3rd Earl of Rosse (Lord Rosse)
• Dosya:M82_HST_ACS_2006-14-a-large_web.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/ce/M82_HST_
ACS_2006-14-a-large_web.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.spacetelescope.org/images/heic0604a/
([cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/heic0604a.jpg direct link])
Özgün yazarı: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
• Dosya:M87_jet.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/39/M87_jet.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: HubbleSite: gallery, release. Özgün yazarı: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
• Dosya:Mars_23_aug_2003_hubble.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/58/Mars_23_aug_2003_hubble.
jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/34/image/j/ (image link) Özgün
yazarı: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
• Dosya:Mars_symbol.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b7/Mars_symbol.svg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Bu vektörel grafik] Inkscape tarafından Lexicon ile oluşturuldu ve manuel olarak
replaced ile sarang ..
• Dosya:Mercury_in_color_-_Prockter07_centered.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/30/Mercury_in_
color_-_Prockter07_centered.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: NASA/JPL Özgün yazarı: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington. Edited version of Image:Mercury in color - Prockter07.jpg by Papa
Lima Whiskey.
• Dosya:Mercury_symbol.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2e/Mercury_symbol.svg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Lexicon
• Dosya:Merge-arrows.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/52/Merge-arrows.svg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Milky_Way_2005.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/09/Milky_Way_2005.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: NASA/JPL (http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/20080603a.html) Özgün yazarı: R. Hurt
• Dosya:Milky_Way_IR_Spitzer.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9e/Milky_
Way_IR_Spitzer.jpg
Lisans:
Public
domain
Katkıda
bulunanlar:
http://www.spitzer.caltech.edu/images/
1540-ssc2006-02a-A-Cauldron-of-Stars-at-the-Galaxy-s-Center Özgün yazarı: Credit: NASA/JPL-Caltech/S. Stolovy (SSC/Caltech)
• Dosya:Milky_Way_galaxy.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/16/Milky_Way_galaxy.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://solarsystem.nasa.gov/galleries/the-milky-way-galaxy-home-to-many-planets Özgün yazarı: NASA/GSFC
• Dosya:Milkyway_pan1.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0a/Milkyway_pan1.jpg Lisans: CC BY-SA 2.5
Katkıda bulunanlar: http://www.digitalskyllc.com (The image was uploaded to en.wiki at 17:16, 21 September 2006 by Twtunes. Özgün
yazarı: Digital Sky LLC
• Dosya:Mimas_PIA12568.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/be/Mimas_PIA12568.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.ciclops.org/view.php?id=6220 Özgün yazarı: NASA / Jet Propulsion Lab / Space Science Institute
• Dosya:Mira_1997.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e8/Mira_1997.jpg Lisans: Public domain Katkıda
bulunanlar: HubbleSite STScI-1997-26 Özgün yazarı: Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) and NASA
• Dosya:Miranda.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d0/Miranda.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Keele Astrophysics Group;
Photojournal
Özgün yazarı: NASA/JPL-Caltech
• Dosya:Moon-craters.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d4/Moon-craters.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: The original uploader was Bryan Derksen at İngilizce Wikipedia Later versions were uploaded by Evil
Monkey at en.wikipedia.
• Dosya:MoonLP150Q_grav_150.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0f/MoonLP150Q_grav_150.jpg Lisans: CC BY 2.5 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Mark A. Wieczorek
• Dosya:MoonTopoGeoidUSGS.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/de/MoonTopoGeoidUSGS.jpg Lisans:
CC BY 2.5 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Mark A. Wieczorek
• Dosya:Moon_Dedal_crater.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a3/Moon_Dedal_crater.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: The Project Apollo Archive, photo AS11-44-6611
Özgün yazarı: NASA (photo by Apollo 11)
116
BÖLÜM 18. TELESKOP
• Dosya:Moon_ER_magnetic_field.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/37/Moon_ER_magnetic_field.jpg
Lisans: CC BY 2.5 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Mark A. Wieczorek
• Dosya:Moon_Ganymede_by_NOAA.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f2/Moon_Ganymede_
by_NOAA.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://sos.noaa.gov/download/dataset_table.html (archived at
http://web.archive.org/web/20111028055701/http://sos.noaa.gov/images/fullsize/Solar_System/ganymede.jpg
within
http:
//web.archive.org/web/20120301030706/http://sos.noaa.gov/download/dataset_table.html) Özgün yazarı: National Oceanic and
Atmospheric Administration
• Dosya:Moon_and_red_blue_haze.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/06/Moon_and_red_blue_haze.jpg
Lisans: GFDL 1.2 Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Moon_symbol_crescent.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2a/Moon_symbol_crescent.svg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Lexicon
• Dosya:Moons_of_solar_system-en.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/97/Moons_of_solar_system-en.
svg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: solarsystem.nasa.gov Özgün yazarı:
• This SVG image was created by Medium69.
• Dosya:NASA-Apollo8-Dec24-Earthrise.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a8/
NASA-Apollo8-Dec24-Earthrise.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.hq.nasa.gov/office/pao/History/alsj/
a410/AS8-14-2383HR.jpg Özgün yazarı: NASA / Bill Anders
• Dosya:NGC4676.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/db/NGC4676.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: APOD 2004-06-12 Özgün yazarı: NASA, H. Ford (JHU), G. Illingworth (UCSC/LO), M.Clampin (STScI), G. Hartig (STScI),
the ACS Science Team, and ESA
• Dosya:Neptune_Full.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/56/Neptune_Full.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: JPL image Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Neptune_symbol.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/47/Neptune_symbol.svg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Amit6
• Dosya:NewtonsTelescopeReplica.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cc/NewtonsTelescopeReplica.jpg
Lisans: CC BY-SA 2.0 Katkıda bulunanlar: www.andrewdunnphoto.com Özgün yazarı: User:Solipsist (Andrew Dunn)
• Dosya:Nuvola_search_person.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cb/Nuvola_search_person.png Lisans:
LGPL Katkıda bulunanlar: Own modification of work from Commons, based on Image:Nuvola apps personal.png and Image:Nuvola apps
xmag.png Özgün yazarı: Wind
• Dosya:Oort_cloud_Sedna_orbit-tr.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bb/Oort_cloud_Sedna_orbit-tr.
png Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: [1] [2] Splitzer Space Telescope Released Images about Sedna Özgün yazarı: Turkish
version made by Manco Capac
• Dosya:Orbit2.gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f2/Orbit2.gif Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar:
Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: User:Zhatt
• Dosya:Orion_constellation_map.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5d/Orion_constellation_map.png
Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: Copyright © 2003 Torsten Bronger
• Dosya:Outersolarsystem_objectpositions_labels_comp-tr.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c6/
Outersolarsystem_objectpositions_labels_comp-tr.png Lisans: CC BY-SA 3.0 Katkıda bulunanlar: Turkish version of this image Özgün
yazarı: Manco Capac
• Dosya:PIA00040_Umbrielx2.47.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2f/PIA00040_Umbrielx2.47.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00040 Özgün yazarı: NASA / Jet Propulsion Lab
• Dosya:PIA07763_Rhea_full_globe5.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ab/PIA07763_Rhea_full_
globe5.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07763 Özgün yazarı: NASA/JPL/Space
Science Institute
• Dosya:PIA09813_Epimetheus_S._polar_region.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/24/PIA09813_
Epimetheus_S._polar_region.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09813 Özgün
yazarı: NASA/JPL/Space Science Institute
• Dosya:PIA12714_Janus_crop.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/62/PIA12714_Janus_crop.jpg Lisans:
Public domain Katkıda bulunanlar:
• http://www.ciclops.org/view/6413/Blasted_Janus Özgün yazarı: NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute
• Dosya:PIA18317-SaturnMoon-Tethys-Cassini-20150411.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bc/
PIA18317-SaturnMoon-Tethys-Cassini-20150411.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/
PIA18317.jpg Özgün yazarı: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute
• Dosya:PIA19562-Ceres-DwarfPlanet-Dawn-RC3-image19-20150506.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/
commons/d/d3/PIA19562-Ceres-DwarfPlanet-Dawn-RC3-image19-20150506.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar:
http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA19562.jpg Özgün yazarı: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA
• Dosya:PaleBlueDot.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/71/PaleBlueDot.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: NASA Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Pfautz_Statt_Paderborn.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/48/Pfautz_Statt_Paderborn.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Zisska & Schauer Özgün yazarı: Johann Gottfried Pfautz
• Dosya:Phase-180.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/01/Phase-180.jpg Lisans: CC BY-SA 3.0 Katkıda
bulunanlar: N/A Özgün yazarı: Jay Tanner
• Dosya:Phoebe_cassini.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/32/Phoebe_cassini.jpg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: JPL image PIA06064 Özgün yazarı: NASA/JPL/Space Science Institute
18.8. DIŞ BAĞLANTILAR
117
• Dosya:Pic_iroberts1.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/51/Pic_iroberts1.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, Volume II, The Universal Press, London, 1899. Özgün
yazarı: Isaac Roberts (d. 1904)
• Dosya:Pioneer10-11.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/46/Pioneer10-11.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/image/spacecraft/pioneer10-11.jpg Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Pluto_and_its_satellites_(2005).jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Pluto_and_its_satellites_
%282005%29.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/29/image/
b Özgün yazarı: H. Weaver (JHU/APL), A. Stern (SwRI), and the HST Pluto Companion Search Team
• Dosya:Portal-puzzle.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/fd/Portal-puzzle.svg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: User:Eubulides. Created with Inkscape 0.47pre4 r22446 (Oct 14 2009). This image was created from scratch and is not a
derivative of any other work in the copyright sense, as it shares only nonprotectible ideas with other works. Its idea came from File:Portal
icon.svg by User:Michiel1972, which in turn was inspired by File:Portal.svg by User:Pepetps and User:Ed g2s, which in turn was inspired by
File:Portal.gif by User:Ausir, User:Kyle the hacker and User:HereToHelp, which was reportedly from he:File:Portal.gif (since superseded
or replaced?) by User:Naama m. It is not known where User:Naama m. got the idea from. Özgün yazarı: User:Eubulides
• Dosya:Portrait_de_famille_(1_px_=_1000_km).jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1e/Portrait_de_
famille_%281_px_%3D_1000_km%29.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:PrirodneNauke.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ae/PrirodneNauke.svg Lisans: GPLv3 Katkıda
bulunanlar: File:Nuvola apps edu mathematics-p.svg, File:Nuvola apps edu science.svg Özgün yazarı: David Vignoni (original icon);
Flamurai (SVG convertion)
• Dosya:Prometheus_12-26-09a.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cd/Prometheus_12-26-09a.jpg Lisans:
Public domain Katkıda bulunanlar: http://ciclops.org/view/6090/Special_Holiday_Raw_Preview_3 Özgün yazarı: NASA / JPL / Space
Science Institute
• Dosya:Proteus_Voyager_2_cropped.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/16/Proteus_Voyager_2_
cropped.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: 1989N1 Surface Detail (PIA00062) Özgün yazarı: Voyager 2, NASA
• Dosya:Protoplanetary-disk.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/71/Protoplanetary-disk.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: NASA; http://origins.jpl.nasa.gov/stars-planets/ra4.html Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Ptolemy_16century.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/16/Ptolemy_16century.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: User:Stahlkocher
• Dosya:Q_space.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2a/Q_space.svg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Rursus
• Dosya:Question_book-4.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/64/Question_book-4.svg Lisans: CC-BYSA-3.0 Katkıda bulunanlar: Created from scratch in Adobe Illustrator. Originally based on Image:Question book.png created by User:
Equazcion. Özgün yazarı: Tkgd2007
• Dosya:Redgiantsun.gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/22/Redgiantsun.gif Lisans: Public domain Katkıda
bulunanlar: NASA Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Rosetta_triumphs_at_asteroid_Lutetia.jpg
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/17/Rosetta_
triumphs_at_asteroid_Lutetia.jpg Lisans: CC BY-SA 2.0 Katkıda bulunanlar: https://www.flickr.com/photos/europeanspaceagency/
4781143008/ Özgün yazarı: ESA 2010 MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA
• Dosya:Rotating_earth_(large).gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2c/Rotating_earth_%28large%29.gif
Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: Based upon a NASA image, see [1]. Özgün yazarı: Marvel
• Dosya:Saturn_closeup.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/45/Saturn_closeup.jpg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar:
• Saturn_during_Equinox.jpg Özgün yazarı: Saturn_during_Equinox.jpg: NASA/JPL/Space Science Institute
• Dosya:Saturn_symbol.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/74/Saturn_symbol.svg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Lexicon
• Dosya:Saturn_template.gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/11/Saturn_template.gif Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Sedna-NASA.JPG Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2a/Sedna-NASA.JPG Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: Caltech animated gif of the Sedna discovery images (True source image using green circle from Caltech website)
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA05568 (Samuel Oschin Telescope 2003-11-14. Rotated and flipped; using yellow arrows) Özgün yazarı: This is the discovery image of Sedna taken with the Palomar Observatory’s 48-inch Schmidt Telescope (now called the Samuel
Oschin Telescope). JPL public web sites (public sites ending with a jpl.nasa.gov address)
• Dosya:Seyfert_Sextet_full.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/20/Seyfert_Sextet_full.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: http://www.hubblesite.org/newscenter/archive/2002/22/image/a Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Sirius_A_and_B_artwork.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c9/Sirius_A_and_B_artwork.jpg
Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.spacetelescope.org/images/heic0516b/ Özgün yazarı: NASA, ESA and G. Bacon
(STScI)
• Dosya:Solar_System_size_to_scale_TR.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/59/Solar_System_size_to_
scale_TR.jpg Lisans: CC BY-SA 3.0 Katkıda bulunanlar: http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Planets2008.jpg Özgün yazarı:
• File:Planets2008.jpg: user:Farry
• derivative work: user:Cmglee (usertalk:Cmglee)
• translation: user:Azizkayihan
118
BÖLÜM 18. TELESKOP
• Dosya:Solar_eclipse_1999_4_NR.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1c/Solar_eclipse_1999_4_NR.jpg
Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması www.lucnix.be Özgün yazarı: Luc Viatour
• Dosya:Solar_sys.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c2/Solar_sys.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.nasa.gov/ & http://www.insightcruises.com/pdf/sa03_slides/Freeland_Our_place_in_this_universe.pdf Özgün yazarı:
Harman Smith and Laura Generosa (nee Berwin), graphic artists and contractors to NASA’s Jet Propulsion Laboratory.
• Dosya:Solar_system.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/83/Solar_system.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03153 Özgün yazarı: NASA/JPL
• Dosya:Solarsystem.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2b/Solarsystem.jpg Lisans: Public domain Katkıda
bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• Dosya:Spectre.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/fc/Spectre.svg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: Bilinmiyor Özgün yazarı: Tatoute and Phrood
• Dosya:Spectre_detail.png Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/dd/Spectre_detail.png Lisans: CC-BY-SA-3.0
Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: User Jirka on cs.wikipedia
• Dosya:Speed_of_light_from_Earth_to_Moon.gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/60/Speed_of_light_
from_Earth_to_Moon.gif Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: Made by English Wikipedian en:User:Cantus. Özgün yazarı: en:
User:Cantus
• Dosya:Sun_parts_big.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/da/Sun_parts_big.jpg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: Diagram of a solar-type star from the Imagine the Universe web site, High Energy Astrophysics Science Archive
Research Center, NASA Goddard Space Flight Center. Özgün yazarı: Project leader: Dr. Jim Lochner; Curator: Meredith Gibb; Responsible NASA Official:Phil Newman
• Dosya:Superclusters_atlasoftheuniverse.gif
Kaynak:
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/46/Superclusters_
atlasoftheuniverse.gif Lisans: CC BY-SA 2.5 Katkıda bulunanlar: [1], specifically [2] Özgün yazarı: Richard Powell
• Dosya:Tarantula_nebula_detail.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bf/Tarantula_nebula_detail.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/12/image/a (direct link) Özgün yazarı:
The Hubble Heritage Team (AURA / STScI / NASA)
• Dosya:Taurus_&_Orion.gif Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/54/Taurus_%26_Orion.gif Lisans: CC-BYSA-3.0 Katkıda bulunanlar: No machine-readable source provided. Own work assumed (based on copyright claims). Özgün yazarı: No
machine-readable author provided. Micheletb assumed (based on copyright claims).
• Dosya:Taurus_by_Johannes_Hevelius.JPG Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d5/Taurus_by_Johannes_
Hevelius.JPG Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Atlas Coelestis. Johannes Hevelius drew the constellation in Uranographia, his
celestial catalogue in 1690. Source: http://pp3.sourceforge.net/wiki/tau.jpg Özgün yazarı: Johannes Hevelius - Scanned by: Torsten Bronger
2003 April 4
• Dosya:Terrestrial_planet_size_comparisons.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b9/Terrestrial_planet_
size_comparisons.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/gallery/terr_sizes.jpg Özgün yazarı: wikipedia user Brian0918
• Dosya:TheKuiperBelt_Projections_100AU_Classical_SDO.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/58/
TheKuiperBelt_Projections_100AU_Classical_SDO.svg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: No machine-readable source provided. Own work assumed (based on copyright claims). Özgün yazarı: No machine-readable author provided. Eurocommuter~commonswiki
assumed (based on copyright claims).
• Dosya:TheKuiperBelt_Projections_55AU_Classical_Plutinos.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b3/
TheKuiperBelt_Projections_55AU_Classical_Plutinos.svg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: No machine-readable source provided. Own work assumed (based on copyright claims). Özgün yazarı: No machine-readable author provided. Eurocommuter~commonswiki
assumed (based on copyright claims).
• Dosya:The_Earth_seen_from_Apollo_17.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/97/The_Earth_seen_
from_Apollo_17.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.nasa.gov/images/content/115334main_image_feature_329_
ys_full.jpg
Özgün yazarı: NASA/Apollo 17 crew; taken by either Harrison Schmitt or Ron Evans
• Dosya:The_Moon_Luc_Viatour.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bc/The_Moon_Luc_Viatour.jpg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar:
• own work www.lucnix.be Özgün yazarı: Luc Viatour
• Dosya:The_sun1.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6e/The_sun1.jpg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda
bulunanlar: http://www.robotbyn.se/solsystemet/images/sun.jpg Özgün yazarı: <a href ='https://en.wikipedia.org/wiki/User:Lykaestria'
class ='extiw' title ='w:User:Lykaestria'>User:Lykaestria</a>
• Dosya:Titania_(moon)_color_cropped.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a2/Titania_%28moon%29_
color_cropped.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar:
• Titania_(moon)_color.jpg Özgün yazarı: Titania_(moon)_color.jpg: NASA/JPL
• Dosya:Triton_Voyager_2.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/db/Triton_Voyager_2.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: ? Özgün yazarı: ?
• {{int:Coll-image-attribution|Dosya:Two_Halves_of_Titan.png|https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/09/Two_Halves_
of_Titan.png|Public
domain|[http://ciclops.org/view/5810/Two_Halves_of_Titan
or
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/
PIA11603|NASA/JPL/Space Science Institute}}
• Dosya:Uranometria_orion.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/49/Uranometria_orion.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: From WP en, uploaded by en:User:Mouser Özgün yazarı: ?
18.8. DIŞ BAĞLANTILAR
119
• Dosya:Uranus2.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3d/Uranus2.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://web.archive.org/web/20090119235457/http://planetquest.jpl.nasa.gov/milestones_show/slide1.html (image link)
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA18182 (image link) Özgün yazarı: NASA/JPL-Caltech
• Dosya:Uranus_symbol.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f1/Uranus_symbol.svg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Lexicon
• Dosya:Venus-real_color.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e5/Venus-real_color.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.astrosurf.com/nunes/explor/explor_m10.htm Özgün yazarı: NASA or Ricardo Nunes
• Dosya:Venus_symbol.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/66/Venus_symbol.svg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Unicode U+2640 (♀). Özgün yazarı: Kyle the hacker
• Dosya:Vesta_full_mosaic.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/14/Vesta_full_mosaic.jpg Lisans: Public
domain Katkıda bulunanlar: Full View of Vesta Özgün yazarı: NASA/JPL-Caltech/UCAL/MPS/DLR/IDA
• Dosya:Voyager_1_entering_heliosheath_region.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4f/Voyager_1_
entering_heliosheath_region.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/voyager_
agu.html Özgün yazarı: NASA/Walt Feimer
• Dosya:Voyager_2_picture_of_Oberon.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/09/Voyager_2_picture_of_
Oberon.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00034
http://ciclops.org/view/3653/Oberon_at_Voyager_Closest_Approach Özgün yazarı: NASA
• Dosya:Wikiquote-logo.svg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/fa/Wikiquote-logo.svg Lisans: Public domain
Katkıda bulunanlar: Yükleyenin kendi çalışması Özgün yazarı: Rei-artur
• Dosya:With_bh.jpeg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b7/With_bh.jpeg Lisans: CC-BY-SA-3.0 Katkıda bulunanlar: No machine-readable source provided. Own work assumed (based on copyright claims). Özgün yazarı: No machine-readable
author provided. Alain r assumed (based on copyright claims).
• Dosya:Witness_the_Birth_of_a_Star.jpg Kaynak: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/57/Witness_the_Birth_of_a_
Star.jpg Lisans: Public domain Katkıda bulunanlar: Image of the day gallery Özgün yazarı: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)
|
• Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0
}}
Download
Random flashcards
canlılar ve enrji ilişkileri

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

En Mimar Architecture LTD ŞTİ XD

2 Cards asilyasar069

KIRIHAN GÜMÜŞ DEDEKTÖR

6 Cards oauth2_google_49cd8e53-7096-4be6-ba73-4ff7e4195b4b

321işletme

2 Cards oldcity

Create flashcards