gokyuzu.org

gokyuzu.org

ODTÜ Amatör Astronomi Topluluğu Web Sayfası

Menu
Menu

Genel Gökbilim

Büyüleyici Yalnızlık: Kuyruklu Yıldız

yazar

Ön Sözler:

Bu yazıyı okumadan evvel bazı terimlere aşina olmanız adına daha önce yazmış olduğum “Güneş Sistemi Rehberi” ismindeki yazıyı okumanızı tavsiye ederim. Zihninizde oluşabilecek soruları cevaplamak adına, bahsettiğim yazıyı bu yazının sonrasında da okuyabilirsiniz .

Bir bütünün parçası olmak. Bu cümle size ne ifade ediyor? Sizce insanlar bir bütünün parçası olmak zorunda mı yoksa herhangi bir bütüne ait olmama şansımız var mı? Bulunduğunuz noktada çevrenize bir bakının veya yaşadıklarınızı düşünün; size göre bir bütün olmak ne demek? Aileleri, akrabaları, arkadaş gruplarını, pek mutlu bir çifti, bir okuldaki sınıfı ve benzeri örnekleri; bunların her birini kendi alanlarında bir bütün olarak kabul edebilir miyiz? Sayılanların her biri soyut da olsa bir bütün olarak tanımlanabilirler ve fark edebileceğiniz üzere çevremizde yer alan bütünler listesini arzuladığımız kadar uzatabiliriz. Çünkü hayatımızın her alanında yine bizlerin oluşturduğu istisnasız bir bütünlük topluluğu var, bir bütün oluşturan küçük parçalar var. Şu anda parçası olduğunuz ya da olmadığınız her bir bütünün kökeni, geçmişteki uzantılarımızın, sosyal olmanın gücünü keşfetmesine dayanıyor. Bizler, sosyal olabildiğimiz için şu anda bu denli kibirli, (biraz) zeki ve karmaşık varlıklarız. Böylece biz insanlar,  geliştik ve hayatımızın her alanındaki küçük parçalara birer soyut anlam yükleyerek birleştirdik ve gerek kavramsal gerekse gerçek manada bir bütün oluşturduk.

Peki, sizce bir bütünün parçası olabilmek mi daha büyüleyicidir yoksa herhangi bir bütünün parçası olamamak mı? Böylesi bir soruya gezegenimizdeki kendi kurguladığımız gerçeklik ile değil de daha da somut bir açıdan cevap arayalım. Tam olarak bu noktada kozmos bizlere bir yardım eli uzatıyor. Geceleri temiz bir gökyüzü aracılığıyla gözlemlediğimiz o evren, bizlere gayet etkileyici bir cevap veriyor; her iki durum da büyüleyici olabilir. Hayatımda yaptığım ilk gözlem sonucunda ilk görüşte aşık olduğum Satürn de büyüleyici, Güneş Sistemi henüz bebeklik evresindeyken herhangi bir gezegen oluşumuna katılamadığından sistemin uzaklarına sürgün edilmiş, yıllar boyu hatırlanmayan, sadece (geçmiş bir yazımda da bahsettiğim gibi) dev gezegenlerin ve yıldızların rutin geçişi esnasında onların kütle çekim oyunlarına kanıp yıldızımıza doğru yönelen, Güneş’e yaklaştıkça eriyen ve kendisi eksilirken ardında oluşan o uzun uzadıya kuyrukları ile hatırladığımız kuyruklu yıldızlar da.

Giriş:

Günümüzden yaklaşık olarak 4,6 milyar yıl kadar önce, Güneş Sistemi henüz yeni yeni oluşur iken herhangi bir yapıya katılamayan bu artıklar bizlere periyodik olarak görsel şölen hazırlamak üzere kenara çekildiler. Astronomlar onları, içerdikleri toz, buz, karbon dioksit, amonyak, metan ve bazı değişik bileşiklerinden ötürü “kirli kar topları” ya da “karlı kirli toplar” olarak çağırıyorlar.

Kuyruklu yıldızların bazıları Güneş’in etrafında turlar iken çoğunluğu ise Plüton’un ötesinde bulunan Oort Bulutu ismindeki bölgede yer alıyor. Ara sıra bir bütünün parçası olamayan bu artıklar kütle çekim oyunları sonucunda İç Güneş Sistemi’ne doğru yaklaşıyorlar; bazıları bunu düzenli olarak bazıları ise birkaç yüzyılda bir yapıyor. Günümüzde yaşayan insanların çoğu, geçmişin artıklarının bizlere sunduğu görsel şölene tanıklık etmemiş olabilirler fakat yalnızlığın ve eksilmenin büyüleyici güzelliğine tanık edenler gördükleri manzarayı hayatları boyu unutamazlar.

Fiziksel Özellikleri:

Bir kuyruklu yıldızın çekirdeği çoğunlukla organik madde ile kaplı buz ve tozdan oluşur. NASA’ya göre kuyruklu yıldızın içerisinde yer alan buz, çoğunlukla donmuş su halindedir. Bunun yanı sıra buzun içeriğinde; donmuş amonyak, donmuş karbon dioksit,  donmuş karbon monoksit ve donmuş haldeki metan da bulunabilir. Kuyruklu yıldız, gerek doğal bir şekilde gerekse dev bir cismin kütle çekimi nedeniyle, Güneş’e doğru yaklaştıkça yüzeyinde bulunan buz yavaşça ısınıp gaz haline geçer ve kuyruklu yıldızın başında yoğun bir bulut oluşturur. Biz o bulut görünümlü “şeye” kuyruklu yıldız saçı (coma) diyoruz. Güneş ışığı ve rüzgarları aracılığıyla kuyruklu yıldıza ulaşan radyasyon, kuyruklu yıldız saçındaki toz partiküllerini dışarıya doğru sürükleyerek bir tür “toz kuyruğu” oluşturur. Bu olay esnasında, kuyruklu yıldız yüzeyindeki bazı gazlar ise yine radyasyon ve sıcaklık etkisiyle iyon haline geçip, “iyon kuyruğu” oluşturur. Kuyruklu yıldızların kuyrukları güneş ışığı ve güneş rüzgarı ile şekillendiğinden, bu kuyruklar her zaman Güneş’in karşı tarafına doğru bizleri büyülüyor olurlar.

Asteroidler ve kuyruklu yıldızlar ilk bakışta karıştırılabilirler, zira onları birbirinden ayırt eden yegane özellikleri içerikleridir. Asteroidler, metal ve kaya içerikli iken; kuyruklu yıldızların içeriğinde Güneş’e yaklaştığında bizleri etkileyecek hale bürünen buz, toz ve organik bileşikler bulunur.

Hale-Bopp Kuyruklu Yıldızı. Telif: NASA

Bazı kuyruklu yıldızların saçı 1.6 milyon kilometreye, kuyrukları ise 160 milyon kilometreye kadar uzanabilir. Kuyruklu yıldızların saçları ve kuyrukları Güneş ışığını yansıttığından kendileri Güneş’e doğru yaklaştığı vakit yeterince büyük iseler temiz bir gökyüzünde onları çıplak gözle rahatlıkla gözlemleyebiliriz. Ne yazık ki çoğu kuyruklu yıldız, çıplak gözle gözlemlenemeyecek kadar küçük olduğundan kendilerini yalnızca teleskop aracılığıyla gözlemleyebiliyoruz.

Yörüngesel Özellikleri:

Astronomlar kuyruklu yıldızları Güneş etrafındaki yörüngelerini tamamlama sürelerine göre sınıflara ayırıyorlar. Bu ayrıma göre üç farklı kuyruklu yıldız sınıfı var; kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar, uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar ve Güneş ile bağlantısı olmayan tek geçişlik kuyruklu yıldızlar. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızların Güneş etrafındaki bir tam dönüşünü tamamlaması yaklaşık olarak 200 yıla kadar sürebiliyor iken, uzun periyotlu kuyruklu yıldızların bir tam turu tamamlaması  için 200 yıldan fazlası gerekebiliyor. Çok uzak olmayan bir geçmişte araştırmacılar Asteroid Kuşağı’nda da bazı kuyruklu yıldızların var olduğunu kanıtladılar. Ve onlara göre, İç Güneş Sistemi içerisindeki gezegenlerin su kaynakları da buradaki kuyruklu yıldızlar olabilir.

Bilim insanları kısa periyotlu kuyruklu yıldızları, periyodik kuyruklu yıldızlar olarak da adlandırabiliyorlar.  Periyodik kuyruklu yıldızların Neptün ötesinde yer alan Kuiper Kuşağı’nda yer aldığını ve bu kuyruklu yıldızları aktif hale getiren şeylerin ise dev gezegenlerin kütle çekim gücü olduğunu söylüyorlar. Kuiper Kuşağı’nda bulunan kirli kar topları yalnızlıktan bıkmış olacaklar ki, dev gezegenlerin biraz zorlayıcı olan davetlerini geri çevirmeyerek İç Güneş Sistemi’ne doğru yol alıyorlar. Buna karşın, uzun periyotlu kuyruklu yıldızların, Oort Bulutu ve daha ötesinde ikamet ettikleri düşünülüyor. Bu kuyruklu yıldızların Güneş’e doğru gelmelerinin sebebi ise dev gezegenlerden de daha güçlü kütle çekimine sahip olan galaksimizin yıldızları. Herhangi bir sınıfa girmeyen, diğer kuyruklu yıldızlardan bağımsız olanlar ise Güneş’in çok yakınından geçtikleri için hemen parçalanıp buharlaşan kuyruklu yıldızlardır.

İsimlendirilişleri:

Kuyruklu yıldızlar genelde onları keşfeden insanların ismini alıyorlar. Misal, Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızı Eugene, Carolyn Shoemaker ve David Levy tarafından keşfedilen dokuzuncu kısa periyotlu kuyruklu yıldız. Ayrıca kuyruklu yıldızlar, kendilerini keşfeden uzay araçlarının isimleri ile de çağrılabiliyorlar (SOHO ve WISE gibi).

Tarihi:

Eski çağlarda gökyüzünde aniden beliren ateşten kılıçlar, insanları korkutup telaşa düşürürdü. Kuyruklu yıldızlar o zamanlarda genelde kıyamet alameti olarak algılanırdı. Hatta yakın bir geçmişte bile (1910 yılı California bölgesinde) insanlar kuyruklu yıldız geçişi esnasında, kuyruklu yıldızın “zehirli” kuyruğundan etkilenmemek için evlerinin camlarını kapattılar.

Yüzyıllar boyunca bilim insanları kuyruklu yıldızların gezegenimizin atmosferinde dolaştığını düşündü fakat 1577 yılında Danimarkalı astronom Tycho Brahe kuyruklu yıldızların aslında uydumuzdan da ötesinden geçtiklerini kanıtladı. Ve yıllar sonra Isaac Newton kuyruklu yıldızların da eliptik bir yörüngeye sahip olduğunu, onların Güneş’in çevresinde dolaştığını, tekrar ve tekrar insanları telaşa düşüreceklerini ya da büyüleyeceklerini keşfetti.

Çinli astronomlar ise yüzyıllar boyunca kuyruklu yıldızların çok geniş çaplı kayıtlarını tuttular. Halley kuyruklu yıldızı da dahil olmak üzere birçok kuyruklu yıldızın kayıtları Çinli astronomların ellerinde M.Ö 240 yıllarına dek uzanıyor.

Ünlü Kuyruklu Yıldızlar:

Halley. Telif: NASA

Kuşkusuz ki Halley kuyruklu yıldızı gezegenimiz sakinleri tarafından en çok bilinen kuyruklu yıldızdır. Halley kuyruklu yıldızı, her 76 yılda bir Güneş’e yaklaştığında çıplak gözle görülebilir oluyor. Bundan bir önceki yaklaşımı 1986 yılında gerçekleştiğinde gezegenimizden beş adet uzay aracıyla Halley kuyruklu yıldızının çok yakınından geçip, normalde kuyruklu yıldızın saçı tarafından gizlenen kuyruklu yıldızın başına ait eşi benzeri görülmemiş veriler elde ettik. Kabaca patates şeklinde olan 15 kilometre uzunluğundaki Halley kuyruklu yıldızının yüzeyinde eşit miktarda toz ve buz içerdiğini ve içeriğindeki buzun yaklaşık olarak %80 kadarı donmuş haldeki  su  ve %15 kadarı ise donmuş haldeki karbon monoksit bileşiğinden oluştuğunu öğrendik. Araştırmacılara göre diğer kuyruklu yıldızların da kimyasal yapısının Halley kuyruklu yıldızı ile aynı olduğunu düşünüyor.

Shoemaker-Levy 9. Telif: NASA

1994 yılında Jüpiter ile çarpışıp 21 parçaya ayrılan Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızı.

Hale Bopp. Telif: ©1997 Jerry Lodriguss

1997 yılında bizlerden 197 milyon kilometre uzaktan geçen Hale-Bopp kuyruklu yıldızı.

ISON. Telif: Damian Peach

2013 yılında yalnızlığını Güneş’e doğru giderek sonlandıran ISON kuyruklu yıldızı.

Son Sözler:

Evren ve onun yansıması olan hayat sürprizler ile doludur. Bu sürprizlerden belki de en şaşırtıcı olanını geçmişin artıklarından biri yaptı. Günümüzden 4,6 milyar yıl kadar önce herhangi bir bütüne katılamamış olan kuyruklu yıldız, milyonlarca yıl sonra katılamadığı bir bütüne uğradı ve küçük küçük parçaların kendi aralarında bir bütün oluşturmasına ön ayak oldu. Sistemimizdeki bir kuyruklu yıldızın dolaylı yoldan sebep olduğu bütünlükte bizler duygularımız ve sosyal ağımız sayesinde çok özel birer parça haline geldik. Birden fazla bütüne ve birden fazla parçaya direkt olarak etki edebilen; kendi içlerinde coşkulu hayatlar yaşayan, nadir ve kırılgan parçalar. Her ne kadar kuyruklu yıldızlar kadar yalnız ve büyüleyici olamasak da, o nadir ve kırılgan parçalar olarak bizler de sonradan başka parçaların oluşturduğu bütüne etki edebiliyoruz. Kuyruklu yıldızların başka bir bütüne etki etmesindeki faktör (kütle çekim) ne yazık ki bizler için geçerli değil. Duygusal varlıklar olan bizler daha soyut kavramlar ile etki etmeyi tetikliyoruz; aile bağı, aşk, dostluk, gelecek kaygısı, para ve daha niceleri. Hayatınız boyunca etki edeceğiniz ve etkileneceğiz parçayı ve faktörü büyük bir titizlikle seçin ki sonraki bütünlüğünüz çok büyük zararlar görmesin, hayallerinize devam edebilin.

Bu yazıyı yazmamda yardımcı olan şarkıları alta iliştirdim. Buraya kadar okuduğunuz için teşekkür ederim. Umuyorum ki beğendiğiniz bir yazı olmuştur. Keyifli dinlemeler.

Dr. Ford by Ramin Djawadi

Bicameral Mind by Ramin Djawadi

Kaynakça

Yazı içerisindeki teknik bilgiler için: Space.com

Yazan: Doğuş Kaçmaz

Yıldız Kümeleri

yazar

Aynı gaz bulutunda oluşmuş olan ve kütle çekim etkisiyle bir arada bulunan yıldız topluluklarına yıldız kümesi denir. Yıldız kümeleri iki grupta incelenirler. Genel olarak daha az sayıda, düşük kütle çekimiyle bağlı olan ve çoğunlukla genç yıldızlardan oluşanlara açık yıldız kümeleri; çok sayıda, büyük bir kütle çekimiyle bir arada bulunan ve çoğunlukla yaşlı yıldızlardan oluşanlara ise küresel yıldız kümeleri denir.

M45-Ülker

Açık Yıldız Kümeleri

Açık yıldız kümeleri yalnızca yıldız oluşumunun aktif bir şekilde gerçekleştiği, sarmal ve düzensiz gökadalarda bulunurlar. Samanyolu Gökadası’nda binden fazla açık yıldız kümesi keşfedilmiştir ve henüz keşfedilmemiş bir çok küme olduğu düşünülmektedir. Açık yıldız kümeleri gökadanın disk bölgesinde bulunurlar. Bize en yakın açık yıldız kümesi yaklaşık 151 ışık yılı uzaklıkta bulunan Boğa açık yıldız kümesidir.

Açık yıldız kümelerinin içerdikleri yıldızların sayısı bir kaç bini bulabilir ve aynı gaz bulutundan oluşmuş olan yıldızlar, küresel yıldız kümelerindeki yıldızların aksine belli bir merkezde yoğunlaşmamış, geniş bir alana dağılmışlardır fakat yine de aralarında zayıf bir kütle çekimsel bağ vardır. Bu kümelerin yıldızları, yaklaşık bir kaç milyon yılın sonunda dağılırlar ve böylece küme ömrünün sonuna gelir. En tanınmış açık yıldız kümelerinden bir kaçı Boğa Takımyıldızı’ndaki Ülker(Pleiades, M45) ve Boğa takımyıldızındaki Boğa (Hyades) kümesidir.

NGC5139

Küresel Yıldız Kümeleri

Küresel yıldız kümelerinin içerdiği yıldızlar yoğun bir kütle çekimsel kuvvetle bir arada bulunurlar ve bundan dolayı yıldızları, kümenin merkezine doğru yoğunlaşırlar ve kümeye hemen hemen küresel bir biçim kazandırırlar.

Samanyolu’nda yüz-iki yüz kadar küresel yıldız kümesi bulunmaktadır. Bunların büyük bölümü, gökadanın diskinde bulunan açık yıldız kümelerinin aksine, gökada diskinin altında ve üstünde, ayla denen bölgede yer alırlar. Küresel kümelerdeki yıldız sayısı milyonları bulabilir. Açık kümelerin tersine, küresel kümelerdeki yıldızlar yaşlı yıldızlardır, hatta gökadamızdaki bilinen en yaşlı yıldızların bazıları kapalı(küresel) yıldız kümelerinin elemanlarıdır.

Küresel kümeler, Güneş Sistemi’nden çok uzakta olduğundan, çoğunlukla çıplak gözle görülemezler. Örneğin, Güneş Sistemi’ne en yakın iki küresel yıldız kümesinden biri olan, 12.2 milyar yaşındaki M4, bizden yaklaşık olarak 7.200 ışık yılı uzaklıktadır. Fakat, Herkül Takımyıldızı’ndaki M13 ve birkaç başka küme, yeterince karanlık ortamlardan teleskopsuz olarak ışık benekleri halinde görülebilirler.

NGC6535

Yazan: Mina Meşe

Merkür Gözlemi

yazar

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.

Yazan: Deniz Gamze Sanal

Venüs Gözlemi

yazar

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.

Yazan: Deniz Gamze Sanal

Neptün Gözlemi

yazar

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.

Yazan: Deniz Gamze Sanal

Jüpiter Gözlemi

yazar

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.

Kaynakça;

Observing the planets

http://www.astronomy.com/observing/observe-the-solar-system/2014/04/how-to-observe-the-planets

Yazan: Deniz Gamze Sanal

Satürn Gözlemi

yazar

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.

Kaynakça:

*http://www.astronomy.com/observing/observe-the-solar-system/2014/04/how-to-observe-the-planets

*https://assa.saao.ac.za/how-to-observe/planets/

*http://www.telescope.com/Observing-Planets/p/99808.uts

Yazan: Deniz Gamze Sanal

Uranüs

yazar

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.

Daha detaylı bilgi için: http://solarsystem.nasa.gov/planets/uranus/moons

Uranüs’ün Halkaları:

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.

Kaynakça:

*http://solarsystem.nasa.gov/planets/uranus/indepth

* http://nineplanets.org/uranus.html

Yazan: Deniz Gamze Sanal

Uranüs Gözlemi

yazar

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.

Kaynakça:

*http://www.telescope.com/Observing-Planets/p/99808.uts

*http://www.astronomy.com/observing/observe-the-solar-system/2014/04/how-to-observe-the-planets

*https://assa.saao.ac.za/how-to-observe/planets/

Yazan: Deniz Gamze Sanal

Nötron Yıldızları ve Atarcalar

yazar

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.

Kaynakça:

1-https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/pulsars2.html

2-Astronomy Today, Sixth Edition

Yazan: Deniz Gamze Sanal