Merkür, Güneş çevresinde yaklaşık 88 gün süren dolanma süresi ve 116 günlük kavuşum dönemi ile gökyüzündeki görünür hareketini yılda üç kez yineler.
Bir alt gezegen olması nedeniyle ile her zaman Güneş’e yakın konumdadır ve gözlenmesi Güneş’in parlak ışığı nedeniyle oldukça güçtür. -1,9 Kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve bazen Satürn, Mars hatta Jüpiter’den daha ışıklı olabilmesine karşın hiç bir zaman karanlık bir zemin üzerinde izlenemediği için, her kavuşum döneminin en fazla birkaç gün süren bir kısmında, en yüksek batı ya da doğu uzanımı esnasında çıplak gözle görülebilir. Bu gözlem koşulları, doğu uzanımı için Güneş’in batışını izleyen, batı uzanımı için ise Güneş’in doğuşundan az önceki kısa bir süre için gerçekleşir. Bu nedenle her 116 günlük dönemde Merkür bir kez ‘akşam yıldızı’, bir kez de ‘sabah yıldızı’ olarak izlenir.
En yüksek uzanım, yörünge dışmerkezliğinin yüksek olması nedeniyle 18o ile 28o arasında değişir, ancak 28o bile rahat bir gözlem için yeterli değildir. Özellikle tutulum düzleminin ufka daha yakın olduğu yüksek enlemlerden gezegenin görülmesi çok zordur.
Gözlem noktası Yer ekvatoruna yaklaştıkça, Merkür’ün sabah ya da akşam alacakaranlığında ufuktan yüksekliği artacağı için, çıplak gözle görülebilmesi daha kolay olur. Merkür’ün oldukça eliptik yörüngesinin uzun ekseninin Yer yörüngesine göre konumuna bağlı olarak, Dünya’nın Güney Yarıküre’sinin sonbahar başlangıcına denk gelen döneminde, gezegenin olası en yüksek batı uzanımı ile 7olik yörünge eğikliğinin üst üste gelmesi sayesinde Merkür için en uygun gözlem koşulları oluşur. Aynı şekilde olası en yüksek doğu uzanımı ile yörünge eğikliği açısının birbiri üzerine eklenmesi, yine Güney Yarıküre’den bu kez kış aylarında gezegenin rahat gözlenmesine olanak sağlar. Yüksek dışmerkezlik nedeniyle yörünge hızı dolanma sırasında çok değişir ve kavuşum süresi Yer’in Merkür yörüngesine oranla konumuna göre birkaç gün kayabilir.
Yer atmosferinin olumsuz etkilerini en aza indirebilmek amacıyla, teleskop kullanılarak yapılan profesyonel gözlemler Merkür’ün ufuktan iyice yüksekte bulunduğu gün ortası saatlerinde gerçekleştirilir. Tam Güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa Güneş’e çok yakın konumdaki gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar.
Kısıtlayıcı etmenler nedeniyle, yeryüzünden yapılan gözlemler en güçlü teleskoplar kullanıldığında dahi Merkür’ün yüzey şekilleri hakkında yeterli bilgi sağlayamamıştır ve elimizdeki bilgilerin büyük kısmı Mariner 10 Uzay Sondası tarafından sağlananlarla sınırlı kalmıştır.
Venüs, Güneş çevresinde yaklaşık 224 gün süren dolanma süresine karşın yörüngesinin yer yörüngesine yakınlığı nedeniyle 584 gün gibi uzun bir kavuşum dönemine sahiptir, gezegenin gökyüzündeki görünür hareketini tamamlaması bir buçuk yılı geçer.
Bir alt gezegen olması nedeni ile her zaman Güneş’e yakın konumdadır ve gözlenmesi için en uygun saatler sabah gün doğumundan önce ya da akşam gün batımından sonradır. Ona, ‘sabah yıldızı’ ve ‘akşam yıldızı’ adları bu nedenle verilmiştir. -4,4 Kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve diğer tüm gezegenlerden çok daha ışıklıdır. Güneş ve Ay’dan sonra gökyüzünün en parlak cismidir. Bu nedenle Güneş ışınlarının Venüs’ün görülmesine izin vermediği alt ve üst kavuşum dönemleri dışında yılın büyük bir kısmında rahatlıkla izlenir.
Merkür’e oranla çok daha yüksek uzanımlara (en uygun koşullarda 48o) çıkabildiği için gün içinde izlenebildiği süre de daha uzundur ve uygun dönemlerde akşam gün battıktan sonra veya sabah gün doğmadan önce 4 saat kadar ufkun üzerinde kalabilir. En parlak dönemlerinde Güneş ufkun üzerinde iken bile görülmesi mümkündür, hatta alışkın gözler gün ortası saatlerinde dahi Venüs’ü görebilirler. Aysız gecelerde, kent ışıklarından yeterince uzaklaşılabilirse, insan gözünün Venüs ışığının çevreye verdiği aydınlığı hissedebildiği ve yarattığı gölgeleri fark edilebildiği de söylenir.
Venüs’ün Dünya’ya en yakın olduğu dönemlerde duyarlı gözlerin gezegenin hilal evresini ayırt edebilmesi olasıdır.
Tam Güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa, Venüs’ün Güneş’e çok yakın konumda olduğu kavuşum dönemleri civarında bile gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar.
Evreler:
Bir dürbün ile izlendiğinde Venüs’ün Ay gibi evreleri olduğu görülür. Gezegenin Güneş’in arkasında ve yeryüzüne en uzak durumda olduğu üst kavuşum anında, görünen yüzeyinin tümü aydınlandığından ışıklı bir daire şeklinde ‘dolun’ evresi söz konusudur. Bu aynı zamanda uzaklık nedeniyle Venüs’ün görünür çapının en az olduğu dönemdir. En yüksek uzanım anında gezegen bir yarım daire şeklinde görülür. Güneş ile Dünya arasında kaldığı dönemlerde ise karanlık yüzünü göstererek bir ‘hilal’ şekli alır. Hilalin en ince olduğu dönemler gezegenin Dünya’ya en yakın olduğu ve görünür çapının en büyük olduğu dönemlerdir, ancak bu esnada güneş ışınları gezegenin görülmesini engeller.
Gezegenin gözlemciye en fazla ışık gönderebildiği konumu, görünür aydınlık yüzeyin en fazla olduğu % 30 aydınlık (hilal ile yarım evre arası) evresidir.
Venüs Atmosferinin Neden Olduğu Gözlem Özellikleri:
Gündüz – gece çizgisi üzerinde kalan Venüs atmosferinin güneş ışınları ile aydınlanması, gezegenin evresinin beklenenden daha büyük olarak algılanmasına neden olur. Venüs’ün herhangi bir dönemde Güneş’le yaptığı açıya dayanarak hesaplanan evre ile gözlenen evresi arasındaki bu ‘faz kayması’ bazen 3 günü bulur ve Schröter etkisi olarak adlandırılır. Venüs’ün karanlık yüzünün yeryüzüne dönük olduğu alt kavuşum anında, arkadan aydınlanan atmosferin, ortası karanlık bir halka şeklinde görülebildiği saptanmıştır. Yine alt kavuşum anına yakın günlerde gezegenin karanlık yüzünde çok hafif bir aydınlanma hissedilebilir. ‘Küllenmiş ışık’ adı verilen bu olay, 1640’lardan bu yana bilinmektedir. Bugüne dek çok değişik açıklamalar getirilmiş olmasına rağmen nedeni bilinmeyen bu atmosfer aydınlanmasının, elektriksel etkinliklerle veya kutup ışıklarına benzer bir mekanizma ile ortaya çıkabileceği öne sürülmüştür.
Venüs’ün Güneş Geçişleri:
Venüs yaklaşık 20 ayda bir alt kavuşum konumundan geçtiği halde, yörüngesinin tutulum düzlemine 3,39 derecelik bir açı yapması nedeniyle Güneş diskinin önünden geçişi nadiren gerçekleşir. Venüs yörüngesinin tutulum düzlemini kestiği noktalar, yani yörüngenin çıkış ve iniş düğümleri ile Güneş ve Yer’in düz bir çizgi üzerinde yer almasını gerektiren bu durum yaklaşık her yüzyılda 2 kez, 8 yıl aralıklı çiftler şeklinde gözlenir. Tüm geçişler, düğümlerin Yer yörüngesindeki izdüşümlerine denk gelen Haziran ve Aralık ayları içinde olur. Daha yakından incelendiğinde geçişlerin düzenlerinin 243 yıllık bir döngü içerisinde yinelendiği dikkati çeker.
Venüs’ün geçişi, Güneş diski üzerinde küçük bir siyah beneğin ilerlemesi şeklinde izlenir ve en fazla 7 saat kadar sürer.
Neptün(solda) ve uydusu Triton. Telif: Sky and Telescope
İlk olarak 1612 yılında Galileo tarafından gözlenen Neptün, 7.7 kadir parlaklığı ile gökyüzünde oldukça sönük görünür. Bundan dolayı teleskop veya dürbün yardımı olmadan çıplak gözle ayırt edilemez. Küçük bir teleskop yardımıyla ufak, yeşilimsi bir yuvarlak olarak görülür. Uydusu Triton ise 13.5 kadir parlaklığıyla ancak 20 cm’lik teleskoplar ile ve en iyi gözlem koşulları altında görülebilir. Neptün çok yavaş ilerlediği için gözlemlenmesi kolay bir gezegendir.
Bir dış gezegen olan Jüpiter, Güneş ve Ay’dan sonra en detaylı gözlenebilen gök cismidir.
Güneş çevresinde 11.86 yıllık dolanma süresi ile 13 ay süren kavuşum devrine sahiptir ve her yıl bir takım yıldızından diğerine geçer. Venüs’ten sonra gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Kavuşum dönemini kapsayan 1-2 aylık dönem dışında yıl boyunca rahatlıkla çıplak gözle izlenebilir.
Yılın büyük bir bölümünde, en parlak yıldız olan Sirius’un -1,5 Kadir düzeyindeki parlaklığını aşar ve en uygun karşı konum koşullarında -2,7 Kadir gibi bir parlaklığa ulaşır. Bu yönleriyle amatör gözlem için Venüs ve Mars’tan daha elverişlidir. Karşı konumda 50 saniyeye yaklaşan görünür çapı ile insan gözünün ayırma sınırı olan 1 dakika sınırına çok yaklaşır ve küçük büyütmeli bir dürbünle gezegenin diski seçilebilir.
Amatör bir teleskopla Jüpiter’in kuşakları, Büyük Kırmızı Leke ve gezegenin kendi etrafında dönüşü, Galileo uyduları ve gezegen etrafındaki hareketleri izlenebilir.
Jüpiter’in Galileo Uyduları
Ek olarak Jüpiter gözleminde kontrastı arttırmak için #38A (koyu mavi) ve #23A (kırmızı) filtreler kullanılabilir.
Bir dış gezegen olan Satürn, Güneş çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 12.5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle, sabit yıldızlar arasında çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır.
Muhtemelen ilk gözleyeceğiniz gezegendir Satürn, çünkü yılın büyük bölümü gökyüzündedir. Güneşe Jüpiter’den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Satürn, daha sönük görülür. Sarımsı rengi ve 1 Kadir parlaklığı ile yılın büyük bir bölümünde kolaylıkla gözlenebilir. Kuşakları yuvarlak hatlıdır; ekvator bölgesi genellikle parlak krem renklidir. Kutuplar genellikle loştur ve hiçbir yerinde canlı renklere rastlanmaz. Halkaların konumuna bağlı olarak parlaklığı 30 yıllık dönemlerle -0,3 Kadire ulaşabilir. Satürn’ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Gezegenin 29,4 yıllık yörünge çevrimi içinde, Dünya iki kez Satürn’ün halkalarının düzleminden geçer, bu durumda halkalar görülemez. Kendi etrafındaki dönme hızının büyüklüğü nedeniyle basık bir görünüme sahiptir.
Satürn’ün uydularından sadece Titan küçük teleskoplarla gözlenebilir. Rhea ve Lapetus uyduları 7.5 cm’lik teleskoplar ile gözlenebilirken, daha büyük teleskoplar ile Enceladus, Tethys ve Dione uyduları görülebilir. Son olarak ise Hyperion ve Phoebe uyduları için 20 cm’lik teleskopla gözlem yapılmalıdır.
Ek olarak Satürn gözleminde kırmızı, turuncu, sarı renk filtrelerin yanı sıra #58 (yeşil), #56 (açık yeşil), #82A( açık mavi) renk filtreler kulanılabilir, böylelikle kontrastı arttırarak daha kaliteli görüntüler elde edebilirsiniz.
Güneş sistemimizin yedinci gezgeni olan Uranüs, çok rüzgarlı ve soğuk bir gezegendir. Çevresinde 13 halka ve 27 uydu bulunur.Adını Yunan Mitolojisi’nde Gökyüzü Tanrısı olan Uranos’tan alır.
Uranüs diğer gezegenler gibi 4.5 milyar yıl önce kütleçekim etkisiyle gaz ve tozlardan buz devine dönüştüğü ve 4 milyar yıl kadar önce de komşusu olan Neptün gibi güneşten uzaklaşarak 7.gezegen olduğu düşünülüyor.
Uranüs, 25,362 kilometrelik çapıyla Dünya’dan 4 kat daha geniştir. Ortalama 2,9 milyar kilometrelik bir uzaklığıyla Uranüs, Güneş’ten yaklaşık 19.8 astronomik birim uzaklıktadır. Bu mesafeden ışığın Uranüs’e ulaşması 2 saat 40 dakika sürer!
Uranüs, tarihte teleskopla keşfedilen ilk gezegendir. William Herschel 1781 yılında rastgele gökyüzü gözlemi yaparken Uranüs’ü keşfetmiş fakat bir kuyrukluyıldız ya da yıldız olduğunu düşünmüştür en başta. Uranüs’ün bir gezegen olduğu iki yıl sonra, Johann Elert Bode’nin gözlemleri sonucunda kanıtlanmıştır.
William Herschel ilk olarak gezegene ülkenin kralı Üçüncü George’a ithafen “Georgium Sidus” denmesini istemiş fakat Bode’nin de önerisiyle Satürn’ün babası, Yunan Mitolojisi’ndeki Gökyüzü Tanrısı anlamına gelen Uranüs adı verilmiştir.
Yörünge ve Dönüş:
Uranüs’ün kendi çevresinde bir tur atması, bir Uranüs günü, 17 saat 4 dakika sürer. Güneş çevresindeki yörüngesini tamamlaması ise 30,687 Dünya günü yani 84 Dünya yılı süre alır.
Uranüs,ekseni yörüngesine neredeyse dik hizada olan tek gezegendir. Kendi eksenindeki 97,77 derece eğiklikten dolayı güneş çevresinde adeta bir top gibi yuvarlanarak ilerler.Bu eğikliğin sebebinin uzun zaman önce Dünya büyüklüğünde bir gök cismi ile çarpışması sonucu olabileceği düşünülüyor. Eksenindeki eğiklik ayrıca bir kutbun 21 yıl boyunca ışık almasını sağlarken diğer kutbu 21 yıl boyunca karanlığa mahkum eder.
Uranüs aynı zamanda Venüs ile benzer olarak, diğer gezegenlerin aksi yönüne, yani doğudan batıya döner.
Daha ayrıntılı bilgi için sitemizdeki diğer yazıya göz atabilirisiniz;
Venüs ve Uranüs: Güneş Sistemi’nin Aykırı Çocukları
Gezegen Yapısı:
Uranüs güneş sisteminde bulunan iki buz devinden biridir(diğeri Neptün). Gezegenin %80’i sıcak yoğun ve buzlu maddelerden oluşur-su,metan ve amonyak-.Bu maddeler eriyik halde bulunan ağır bir çekirdeğin üzerinde bulunur. Çekirdek çevresinde sıcaklık 4,982 dereceye kadar çıkabilir. Bu aşırı sıcak mantonun, üzerindeki atmosferin ağırlığından kaynaklanan devasa basıncın etkisiyle kaynayamadığı ve buranın elektriksel olarak iletken olduğu, gezegenin manyetik alanını ürettiği sanılmaktadır.
Uranüs komşusu Neptün’den daha büyük olmasına rağmen yoğunluk olarak Neptün’den daha az yoğundur. Hatta güneş sisteminde Satürn’den sonra ikinci en az yoğun gezegendir.
Uranüs mavi-yeşil rengini atmosferindeki metandan alır. Güneş ışığı atmosferden geçerek yüzeye çarpar ve oradan da metan bulutlarına yansır. Metan güneş ışığının kırmızı ve turuncu renklerini soğurduğu için atmosfer mavi-yeşil olarak görünür.
Yüzey:
Bir buz devi olan Uranüs tam anlamıyla bir yüzeye sahip değildir. Gezegen daha çok yüzen sıvılardan oluşur. Bir uzay aracı Uranüs’e gitse inebileceği bir yüzey bulamaz, hatta yüksek basınç ve sıcaklıktan dolayı paramparça olur.
Atmosfer:
Uranüs’ün atmosferi çoğunlukla hidrojen ve helyum, biraz da su ve amonyaktan oluşur. Atmosferindeki metan ise kendine özgü mavi rengi verir.
Voyager 2 uzay aracı 1986 yılındaki gözlemleri sonucunda ayrık bulutlar, Büyük Karanlık Nokta ve küçük Karanlık Nokta’yı gözlemlerken, son yıllarda yapılan gözlemler sonucunda Uranüs’ün ekinoks zamanlarında değişen bulutlarıyla dinamik bir yapısı olduğu keşfedildi.
Uranüs’ün yüzeyinde sıcaklık -224,2 dereceye kadar düşebilir, bu da Uranüsün bazı bölgelerini Güneş’e en uzak gezegen olan Neptün’den bile soğuk yapar.
Uranüs’te rüzgarlar saatte 900 km hıza kadar ulaşabilir. Rüzgarlar ekvatorda dönüş yönünün tersine doğru eserken, kutuplara yaklaştıkça dönüş yönünde esmeye başlar.
Ek olarak Uranüs’ün atmosferi organizmalara pek elverişli yaşam koşulları sağlamaz. Soğuk iklimi, şiddetli rüzgarları, atmosferindeki gaz bileşenleri ve yüksek basınçtan dolayı organizmaların adapte olması çok zordur.
Uydular:
Uranüs’ün bilinen 27 uydusu vardır. Uranüs’ün uyduları diğer gezegenler aksine adlarını mitolojiden değil William Shakespeare ve Alexander Pope karakterlerinden alır.
Uranüs’ün uydularının tamamının su ve kayadan oluştuğu sanılmaktadır. Tam olarak nasıl oluştukları ve bileşenleri bilinmese de, Uranüs’ün çekim etkisine yakalanmış asteroidler oldukları düşünülmektedir.
Uyduların çoğunluğu Voyager 2 uzay aracının gözlemleri ve fotoğrafları sonucu keşfedilmiştir.
Uranüs iki ayrı sıra halka bulundurur. İç kısımda bulunan dokuz halka çoğunlukla sık, sönük ve gri halkalardan oluşur. İki tane dış halka bulunur. Bunlardan içte bulunan halka kızıl, dıştaki halka ise daha mavimsidir.
Halkaların adı içten dışa doğru; Zeta,6,5,4,Alpha, Beta, Eta, Gamma, Delta, Lambda, Epsilon, Nu ve Mu’dur. Bazı büyük halkaların çevresinde toz bulutları bulunur.
Magnetosfer:
Uranüs’ün sıra dışı ve düzensiz bir magnetosferi vardır. Uranüs’ün magnetosferi diğer gezegenlerden farklı olarak gezegenin dönüş ekseninden 60 derece eğiktir. Bundan dolayı Uranüs’te gerçekleşen auroralar Dünya, Jüpiter ve Satürn’deki gibi kutuplarda gözlenmez.
Uranüs 6 kadirlik bir parlaklığa sahiptir. İnsan gözünün sınırlarına dayanan bu parlaklık ile çıplak gözle, açık ve temiz gökyüzü koşullarında bile sadece küçük sönük bir yıldız gibi görülebilir. Küçük teleskoplarla yeşil bir yuvarlak olarak görülür, ayrıntı seçilemez. Uydularından Titania (13.7 Kadir) ve Oberon (14.1 Kadir) 20 cm’lik teleskoplar ile görülebilir. 84 yıl süren dolanım süresi ile Uranüs bir takımyıldızdan diğerine çok yavaş geçer.
Gelin sizinle bu yazımızda yıldız evriminin son halkası olan nötron yıldızları ve onların dönen ikizleri olan atarcalara göz atalım.
Nötron Yıldızlarının Oluşumu:
Nötron yıldızları, Tip-II süpernovaların patlaması sonucu oluşur. Tip-II süpernova patlamaları ana yıldızı yok etse bile merkezinde küçük fakat aşırı yoğun bir kalıntı bırakır.
Tip-II süpernova patlamaları esnasında merkezde elektron ve protonlar yüksek bir hızda çarpışarak nötron ve nötrinoları oluşturur. Nötrinolar merkezi neredeyse ışık hızında terk ederek nötronlardan oluşan merkezi ivmelendirir ve merkezdeki parçacıklar etkileşim haline geçene kadar çarpışmayı devam ettirir. Bu noktadan sonra çekirdek büyük bir güçte patlayarak güçlü bir şok dalgası yayar uzaya. Bu şok dalgası tam olarak merkezde olmaz ve bundan dolayı merkezde yoğun bir çekirdek bırakarak yıldızın geri kalanını yok eder. Araştırmacılar merkezde kalan yoğun nötron çekirdeğe nötron yıldızı deseler dahi nükleer reaksiyonları durduğu için teknik olarak yıldız sayılmazlar.
Nötron Yıldızlarının Özellikleri:
Nötron yıldızları çok küçük fakat çok yoğunlardır. Ortalama 20 kilometrelik çaplarıyla küçük bir asteroid ya da bir şehir boyutunda olmalarına rağmen 1017-1018 kg/m3’e ulaşabilen yoğunluklarıyla evrendeki en yoğun maddeler olarak da adlandırılabilirler.
Nötron yıldızları soğuk denebilecek katı bir merkeze sahiptir. Hatta üzerinde durmayı bile hayal edebilirsiniz, tabi aşırı güçlü yerçekimini saymazsak. Çekim etkileri o kadar güçlüdür ki Dünya’da 70 kg gelen bir insan nötron yıldızında 10 trilyon kg gelir. Böyle bir yerçekimi sizi kağıttan bile ince bir hale getirir!
Yukarıdaki özelliklerin yanı sıra yeni oluşan nötron yıldızlarının eşsiz iki özelliği daha vardır. Bunlardan bir tanesi saniyelik periyodlarla çok hızlı bir şekilde dönmeleridir. Bu dönmeye sebep olan şey açısal momentumun korunumu yasasıdır- dönen cisimlerin yarıçapı küçüldükçe daha hızlı dönerler.
İkinci özellikleri ise yeni oluşmuş nötron yıldızlarının çok güçlü manyetik alana sahip olmalarıdır. Öncü yıldızın çökmesiyle çekirdekte sıkışan maddeler aynı zamanda manyetik alan çizgilerini birbirine yaklaştırarak yeni doğan nötron yıldızının Dünya’dan trilyon kat daha fazla manyetik alana sahip olmasına yol açar.
Zaman içinde nötron yıldızının uzaya enerji yaydıkça yavaşlaması ve manyetik alanının azalması beklenirken doğumundan milyonlarca yıl sonra, evrendeki en garip objeyi oluşturur; pulsarları yani atarcaları.
Atarcalar :
Samanyolu Galaksisi’nde bilinen 1500 atarca vardır. Her atarca kendine özgü periyotta ve uzunlukta ışıma yapar. Bazı durumlarda bu periyodlar milyon yıl içinde bir-iki saniye değişebilir. Şu an yapılabilecek en basit ve en doğru atarca tanımı; Dünya’ya belirli periyodlarda ışıma yapan, dönen nötron yıldızlarıdır. Hatta o kadar hızlı dönerler ki bilinen en hızlı atarca saniyede tamı tamına 716 tur atar! Belirli yönlere anlık radyo dalgası ve X-ışını yayarlar. Bu nedenle gözlemlendikleri zaman tıpkı bir deniz feneri gibi görünürler. Deniz fenerinin ışığı ile yerini belli etmesi gibi bu cisimler de yaydıkları ışınlarla uzayda yerlerini belli ederler. Yani evrenden yayılan radyo dalgalarını dinleyerek bu cisimlerin yerlerini tespit etmek mümkündür.
Atarcalar dönerken merkezdeki parçacıklar ışık hızına yakın bir hızda manyetik kutuplar arasında geçiş yaparlar. Bu parçacıklar aynı zamanda çok güçlü ve parlak bir ışıma gerçekleştirirler. Tıpkı Dünya’da olduğu gibi atarcalarda da manyetik eksen ile dönüş ekseni aynı hizada değildir. Bundan dolayı atarcalar dönerken bu güçlü ışık ışınları, deniz feneri ışığının yaptığı gibi etrafa ışık yayar.
Bazı atarcalar X-ışını yayar. Aslında bu ışık sürekli olarak yayılsa da manyetik kutuplardan çıkan ışınım bizim görüş açımıza girdiği sürece biz atarcaları gözlemleyebiliriz. Yani ışınımın sürekli olmasına rağmen Dünya’dan belirli sürelerde gözlenebildiği için bize periyodik ışınım yapan bir kaynak olarak görünür. Bu da atarcaların deniz feneri gibi ışınım yaptığını düşünmemize yol açar.
Yengeç Nebulası’nda bulunan bir atarca
Atarcaların Keşfi:
İlk atarca keşfi 1967 yılında Cambridge Üniversitesi öğrencisi Jocelyn Bell tarafından gerçekleştirilmiştir. Bell, hızlı ve belirli zaman aralıklarında tekrarlanan ve astrofizikçilere bir o kadar da garip gelen radyo sinyalleri almıştı. Bu düzenli sinyaller o kadar alışılmamıştı ki bir uygarlığa ait olabileceği düşünülmüştü. Bu aralıklar o kadar kesindi ki Dünya’daki tüm atom saatlerinden daha doğru, doğal bir saat gibiydi adeta. Daha sonra yapılan incelemeler sonucunda bu sinyallerin kaynağının nötron yıldızları olduğu ortaya çıktı.
Tüm atarcalar birer nötron yıldızıdır fakat tersini söylemek bir nedenden ötürü mümkün değildir; atarcanın iki önemli özelliği-hızlı dönüşü ve güçlü manyetik alanı- nötron yıldızlarında zamanla azalır. Yani dönüş hızı azalırken manyetik alanı da zayıflar. Atarcalar birkaç yolla ışıma yapabilir. Bunlar;
1-X-ışını atarcaları bir nötron yıldızının başka bir gök cismiyle ikili sistem oluşturmasıyla ortaya çıkar. Bu atarcanın çifti, başka bir yıldız, bir gezegen, beyaz cüce hatta başka bir atarca olabilir. Çiftlerden birisi ömrünün sonuna yaklaştığında dış kabuk şişmeye ve bu eşten nötron yıldızına madde akmaya başlar. Madde akışıyla beraber nötron yıldızı kendi etrafında çok hızlı dönmeye başlayarak X-ışını atarcasını oluşturur. Bütün madde atarcaya geçip bittiği zaman atarcanın dönme periyodu artmaya başlar. Enerjisini tüketen atarcanın tamamen durması yani ölmesi milyarlarca yıl sürebilir.
2-Yörüngesel atarcaların ışıma kaynağı ise adından anlaşılacağı üzere kendi etrafında dönerken sağladığı enerjidir. Bu tür atarcalar dönme enerjileri bittiğinde ölürler.
3-Magnetar olarak da adlandırılan diğer bir atarca ise ışınım kaynağı çok güçlü olan atarcalardır. Bir magnetar normal bir nötron yıldızından bin kat güçlü manyetik alana sahiptir. Bu güçlü manyetik alan atarcaya bir direnç oluşturur ve zamanla yavaşlamasına sebep olur. Hızındaki azalmayla beraber manyetik alanı da zayıflar. Manyetik alanın belirli bir seviye altına düşmesiyle ölürler.
Sonuç olarak büyük kütleli yıldızların süpernova patlamaları sonucunda nötron yıldızları oluşur. Nötron yıldızlarının manyetik alan kuvveti ve dönüş hızlarını korumasıyla atarcalar ortaya çıkar. Her atarcanın kendine özgü periyodu bulunur. Işınım kaynakları farklı olsa da genelde x-ışını ve radyo dalgaları yayarlar. Çok hızlı döndükleri için yaydıkları ışın bize periyodik olarak yansır, bu da atarcaların ışınlarını deniz feneri ışığı gibi görmemize yol açar.
Merak edenler için atarca seslerini burada dinlemek mümkün.
Gökada veya Galaksi; yıldızlar, yıldızlararası gaz ve toz, plazma ve (büyük ihtimalle de) görülmeyen karanlık maddeden oluşan dev sistemlere verilen isimdir. Tipik bir gökada 10 milyondan bir trilyona kadar yıldız barındırır. Bu yıldızların hepsi aynı çekim merkezini çevreleyen yörüngelerde dönerler. Gökadalar şekillerine göre dört ana grupta toplanırlar:
Elips / Disk Biçimli Gökadalar: Genellikle rastgele hareketler yapan yaşlı yıldızlardan oluşan bu tür gökadalar, sarı-kırmızı bir renkte gözükürler. Yeni yıldız oluşturabilecek gaz ve tozunu yitirmiş olan bu gökadaların evrendeki gökadaların çoğunluğunu oluşturduğu düşünülüyor. Merkezinden dışına doğru gidildikçe parlaklığı sarmal gökadalara oranla çok daha fazla azalır.
Sarmal Gökadalar: Samanyolu Galaksisi’nin de üyesi olduğu bu tür; düz bir disk, yıldızlar ve tozlardan oluşan spiral kollar, ve merkezinde ”şişkinlik” bulundurur. Bu yapı nispeten daha genç yıldızlardan oluşur(eliptik gökadalara oranla). Bazı sarmal gökadaların merkezinde dev karadeliklerin etkisi gözlemlenebilirken, bazılarının merkezi bölgesi de bar şeklindedir.
Merceksi Gökadalar: Şekil bakımından sarmal ve eliptik gökadalar arasında kalan bu gökada türü sahip olduğu maddenin büyük bir kısmını kaybetmiş; genelde yaşlı yıldızlardan ve bir miktar toz bulutundan oluşmaktadır.
Düzensiz Gökadalar: İsminden de anlaşılacağı üzere belirli bir şekle sahip olmayan bu gökadalara bakıldığında genelde bir kaos durumu görülür.
Gökyüzüne baktığınızda diğer kısımlarına nazaran çok daha fazla yıldız içeren şeritsel bölge, bizim gökadamız Samanyolu’ndan başka bir şey değildir. Ancak görülebilen, Samanyolu’nu meydana getiren kollarından sadece birisidir.
Gökadalar genellikle, gökada kümeleri olarak gruplanmışlardır. Bu kümeler içinde en çok bilineni Başak Takım Yıldızı içindeki Virgo kümesidir.
Galaksimizin komşusu olan Andromeda, bize en yakın gökada olmakla birlikte, gökyüzünde çıplak gözle görülebilen en uzak gök cismidir (2,2milyon ışık yılı). Biçim bakımından bizim gökadamıza çok benzeyen Andromeda’nın boyutları Samanyolu’nun 1,5 katı kadardır. Yaklaşık olarak 300 milyar yıldız içerir.
Gökadaların uzayda rastgele dağıldıklarını ileri süren teoriler, modern araçlarla yapılan gözlemler neticesinde önemini kaybetmiş, hepsinin belli bir düzen içinde yer aldıkları, ayrıca gökadaları teşkil eden yıldızlar ve diğer gök cisimlerinin de hepsinin belli bir kanun içinde hareket ettikleri, içinde bulunduğumuz Samanyolu gökadası gibi milyonlarca gökadanın var olduğu, bütün bunların saniyede binlerce kilometre hızla hareket ettikleri anlaşılmıştır. Gelişmiş uzay araçlarıyla yapılan gözlemlerde, gökadaların spektrumunda görülen kırmızıya kayma, bu kaçışın devam ettiğini göstermektedir.
Astrofizikçilerin yapmış olduğu araştırmalarda gökadaların milyarlarca yıllarla ölçülen ömürleri içinde birbirleriyle çarpışabildikleri belirtilmiştir. Çekim güçlerinin gökadaları birbirine yaklaştırması neticesinde meydana gelen bu dev kozmik olay sonucunda spiral gökadaların eliptik gökadalara dönüştüğü ileri sürülmektedir.
Takımyıldız, gökyüzünün (veya gök küresinin) bölündüğü 44 güney yarımkürede 44 kuzey yarımkürede olmak üzere toplam 88 alandan her birine verilen isimdir. Bir takımyıldızdaki her yıldız Dünya’dan farklı uzaklıklara sahiptir, hepsinin tek bir düzlemdeymiş gibi görünmesinin sebebi onlara çok çok uzaktan bakmamızdır.
Takımyıldızlardan bazıları yıl boyunca görünse de birçoğu sezonluktur ve sadece yılın belli dönemleri gözlemlenebilir.
Birçok takımyıldızının adı antik Yunan’a, Orta Doğu’ya ve Roma’ya dayanır. Takımyıldızlar, o dönemlerin Tanrıları, Tanrıçaları, hayvanları ve mitolojik objeleri olmuşlardır. Çağrıştırdıkları şekiller isimlendirilmelerindeki en büyük role sahiptir. Bir avcıyı andıran Avcı Takımyıldızı(Orion) veya bir aslanı çağrıştıran Aslan Takımyıldızı(Leo) buna örnektir. Gökyüzünde açık gözle gözlemlenebilir 48 antik takımyıldız vardır.
Günümüzde Uluslararası Astronomi Birliğince geçerli 88 takımyıldızı vardır. Bunlar:
Andromeda | Pompa | Cennetkuşu | Kova | Kartal | Sunak | Koç | Arabacı | Çoban | Çelikkalem | Zürafa | Yengeç | Av Köpekleri | Büyük Köpek | Küçük Köpek | Oğlak | Karina | Koltuk | Erboğa | Kral | Balina | Bukalemun | Pergel | Güvercin | Berenis’in Saçı | Güneytacı | Kuzeytacı | Karga | Kupa | Güneyhaçı | Kuğu | Yunus | Kılıçbalığı | Ejderha | Tay | Irmak | Ocak | İkizler | Turna | Herkül | Saat | Suyılanı | Küçüksuyılanı | Hintli | Kertenkele | Aslan | Küçük Aslan | Tavşan | Terazi | Kurt | Vaşak | Çalgı | Masa | Mikroskop | Tekboynuz | Sinek | Cetvel | Sekizlik | Yılancı | Avcı | Tavus | Kanatlıat | Kahraman | Anka | Ressam | Balık | Güneybalığı | Pupa | Kumpas | Ağcık | Okçuk | Yay | Akrep | Heykeltraş | Kalkan | Yılan | Altılık | Boğa | Dürbün | Üçgen | Güney Üçgeni | Tukan | Büyük Ayı | Küçük Ayı | Yelken | Başak | Uçanbalık | Tilkicik
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. Kanatlı At (Pegasus) takımyıldızının yanında bir kuzey yarımküre takımyıldızıdır. Kimi zaman Zincirli Prenses olarak da anılır. Merkezinde bulunan Adromeda Gökadası (M31) çıplak bir gözün görebileceği en uzak objedir, Dünya’dan 2.5 miyar yıl uzaklıktadır.
Orion (Avcı)
Gökyüzünde hem güney hem de kuzey yarıküresinde bulunan ve bu sayede tüm dünyadan 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 dörtgen ve bu dörtgenin merkezinde çapraz durmakta olan üç ayrı yıldızdır. Betelgeuse avcının sağ omzuna, Bellatrix sol omzuna, Rigel sol ayağına ve Saif de sağ ayağına denk gelir. Ortadaki üç çapraz yıldız (alttan üste sırayla Alnitak,Alnilam ve Mintaka) avcının kemerini (Orion kuşağı olarak da bilinir) oluşturur. Kuşağın altında bulunan M42 bulutsusu (Orion Nebulası) avcının kılıcıdır. Heka adındaki avcının başını simgeleyen kısım aslında daha sönük üç yıldızdan meydana gelir. Betelgeuse’un üstündeki yıldızlar avcının sağ kolunu, Bellattrix’den ötede olan yıldızlar da 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.
Aquila (Kartal) Takımyıldızı
Aquila, modern 88 takım yıldızdan biridir. Görünüm olarak Samanyolu üzerinde yer alır. İlk kez Yunan astronom Ptolemy tarafından 2.yüzyılda kataloglanmıştır. En parlak yıldızı Altair’dir ve bu yıldız yaz üçgeni oluşturan üç yıldızdan birdir. Yaz üçgeninin diğer yıldızları Vega Lir (Çalgı) Takımyıldızında, Deneb ise Cygnus (Kuğu) Takımyıldızında bulunur.
Lyra (lir [Çalgı]) Takımyıldızı
Lir Takımyıldızı bir çok takımyıldıza nazaran gökyüzünde oldukça küçük bir alan kaplar. Lir Takımyıldızının en parlak yıldızı ve gökyüzündeki en parlak 5.yıldız olan Vega’dır. Bu yıldızın kadir değeri + 0,03 dür ve diğer yıldızların parlaklıklarını karşılaştırmada referans olarak alınabilir. Vega yaz üçgeninin üç yıldızından biridir.
Cygnus (Kuğu) Takımyıldızı
Cygnus (Kuğu) modern 88 takımyıldızdan biridir. Bir çok 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.
Ursa Major (Büyük Ayı) Takımyıldızı
Ursa Major özellikle kuzey yarım 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.
Ursa Minor (Küçük Ayı) Takımyıldızı
Küçük Ayı Takımyıldızı da büyük kardeşi gibi kuzey yarım kürenin çok büyük bir kısmında, yıl boyunca görülebilir. Şekli Büyük Ayı gibi kepçeyi andırır. Sap kısmının en son yıldızı Kuzey Yıldızı olarak bilinen Polaris’tir. Bu yıldız sayesinde açık bir havada, yönümüzü kolayca belirleyebiliriz.
Scorpius (Akrep) Takımyıldızı
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.
Sagittarius (Yay) Takımyıldızı
Sagittarius (Yay) Takımyıldızı: Sembol olarak okunu Scorpius (Akrep) Takımyıldızına doğrultmuş bir yay olarak tasvir edilmiştir. Ophiuchus (Yılancı) ve Capricornus (Oğlak) Takımyıldızları arasında yer alır.
