Gökadalar

Bir gökada, yıldızlar, bulutsular ve yıldızlar arası malzemeden oluşan dev bir kütledir. En küçük gökada yaklaşık 100 000 yıldız içerirken, en büyüğünün içerdiği yıldız sayısı 3000 milyara varmaktadır. Gökadalar, biçimlerine göre 3 temel tipte sınıflandırılır: Oval biçimdeki "eliptik" gökadalar; merkezdeki kütleden dışa uzanan sarmal biçimli kolları olan "sarmal"gökadalar; Belli bir biçimi olmayan "biçimsiz" gökadalar.

 Zaman zaman gökadaların biçimleri bir diğer gökadayla çarpışmaları sonucunda değişir. Kuasarların gökada çekirdekleri oldukları düşünülüyorsa da, o kadar uzaktadırlar ki, gerçek doğaları tam anlamıyla anlaşılamıyor. Bunlar, bilinen Evren’in dış sınırlarında yer alan, çok parlak cisimlerdir. 

Bilinen en uzak "sıradan gökadalar" 10 milyar ışık yılı uzaktalarken, bilinen en uzak kuasarların Güneş Sistemi’ne uzaklığı 15 milyar ışık yılını buluyor. Seyfert gökadaları gibi aktif gökadalar ve radyo gökadalar yoğun bir ışıma yayıyorlar. Seyfert gökadalarında ışımanın kaynağı gökada çekirdeğidir. Radyo gökadalarda ışıma, gökadanın herhangi bir noktasındaki kütleden kaynaklanır. 

Aktif gökadalar ve kuasarların ışımalarına karadeliklerin yol açtıkları düşünülüyor…

Gezegenler

 GEZEGENLER
Güneş merkezinde olmak üzere her biri güneşin etrafında birer elips şeklinde yörünge çizerek dönen gök cisimlerine “gezegen” denir.
Gezegenler, tıpkı dünyamız gibi güneşin çekim alanına tabi birer uydudur.Dünya da dahil güneş etrafında yörüngelerinde dolanan dokuz gezegen mevcuttur.Gezegenler,uzaydaki yıldızlardan kolaylıkla ayırt edilebilirler.Şöyle ki;gezegenlerin ışıkları yıldızlarınki gibi kırpışmaz,ışıkları atmosferden direkt olarak gelir.Çünkü gezegenler dünyamıza uzaklıkları bakımından çok farklıdır.
Gezegenler büyüdükçe yoğunlukları azalır.Gezegenler,güneşin çevrelerinde döndükleri
gibi,dünya gibi kendi eksenleri etrafında da dönerler.
Gezegenler dünya gibi soğuk cisimlerdir.Bize gelen ışıklar güneşten gezegenlere çarparak yansıyan ışınlardır.
Güneşin çekim alanına tabi dokuz gezegen güneşten uzaklıkları sırasıyla şunlardır:
-Merkür,
-Venüs,
-Dünya,
-Mars (Merih),
-Jüpiter,
-Satürn (Zuhal),
-Uranüs,
-Neptün,
-Plüto’dur.
Bunlardan güneşe yakın olan üç gezegene “iç gezegen-
ler” diğerlerine ise “dış gezegenler” denir.
Mars ve Jüpiter arasında bulunan ve “asteoritler” adı verilen küçük gezegenler de dış gezegenlerdir.
Ayrıca;Merkür,Venüs ve Plüto hariç diğer gezegenlerin bir veya birden fazla kendine tabi küçük uyduları bulunmaktadır.Uydu, bir gök cisiminin çekim alanına tabi olarak onun etrafında dönen diğer gök cisimlerine denir.Bu küçük uydular arasında atmosferi olan tek uydu Satürn(Zuhal) gezegeninin uydusu olan Titan’dır

Evren Ve Uzay

EVREN ve UZAY

Evren,varolan herşeyi anlatan bir kelimedir. Gördüğümüz,bildiğimiz,duyduğumuz herşey evrenin içindedir.Evren uzaydan ve uzayda bulunan sayısız varlıklardan meydana gelmiştir.

İnsanlar çok eski zamanlardan beri evren ve onun oluşu hakkında çeşitli şeyler düşünmüşler ve kendilerince ona bir anlam vermeye çalışmışlardır.

Evrenin oluşu hakkında çeşitli şeyler düşünmüşler ve kendilerince ona bir anlam vermeye çalışmışlardır.

Evrenin oluşu hakkında çeşitli araştırmalar yapan bilginler,bunun önce bir gaz kütlesi halinda meydana geldiği sonra yavaş yavaş maddelerin doğmaya başladığı fikrinde birleşmişlerdir.Yine ileri sürülen bir teoriye göre evren gittikçe genişlemektedir.

Genişleme dünyadan uzaklaştıkça artmaktadır.

Bilimadamları bunu nebulaların tayflarında bulunan kırmızının yer değiştirmesini delil göstererek ispatlamışlardır.

Bilimadamları galaksi adı verilen yıldızlar topluluğunun birbirlerinden uzaklaşmasını ölçü olarak almışlar ve evrenin yaşının 5 milyar olduğunu ortaya

çıkarmışlardır.Bu rakam dünyanın ve yıldızların diğer usullerle hesaplanan yaşlarına da uymaktadır.

Merkür

MERKÜR
Gezegenlerin en küçüğüdür.Utarit adı ile de bilinir.
Güneşe en yakın gezegen olup güneşe olan mesafesi 57 milyon 850 bin kilometredir.Güneşe yakın olduğu için ya güneş batarken,ya da doğarken görülebilir.Güneşin çevresinde ve kendi ekseni etrafındaki dönme süresi aynı olup 88 gündür.Bu yüzden dünyadan hep aynı yüzü görünür.Ay gibi safhalar gösterir.Merkür’ün uydusu yoktur.Yerçekimi dünyanın dörtte biri kadardır.
Dünyada 60 kilo gelen bir insan Merkür’de 15 kilo gelir.
Bir yüzü daima güneşe dönüktür.Güneşe bakan bu yanında sıcaklığın 340 derece olduğu hesaplanmıştır.
Güneşe bakmayan yanında ise sıcaklık sıfırın altında 253 derecedir.Merkür’ün güneş etrafındaki dönüş hızı 47,8 kilometredir.Ekvator çapı 4842 kilometre, yoğunluğu 5,3’tür.Kütlesi,yer 1 olarak alınırsa , 0,053’ tür.Yörünge düzlemi eğik olduğu için yapılan gözlemlerde bazen Güneş’in üstünden kara bir leke halinde geçer.Bu olaya Merkür geçişi denir.En son 7 Ekim 1960’da geçmiştir.
Daha sonra 1970,1973,1986,1993 ve 1999 yıllarında geçtiği gözlemlenmiştir.Yapılan en son tahminlere göre 2003 yılında geçeceği söylenmektedir.Merkürde atmosfer yoktur.Son incelemelerde çok az bir atmosfer kalınlığı olduğuna ihtimal verilmiştir ki,buna göre Merkür’deki atmosfer kalınlığı dünyanınkinin ancak binde üçü kadardır.Yüzey şekillerinin aya benzediği sanılır. MERKÜR
Gezegenlerin en küçüğüdür.Utarit adı ile de bilinir.
Güneşe en yakın gezegen olup güneşe olan mesafesi 57 milyon 850 bin kilometredir.Güneşe yakın olduğu için ya güneş batarken,ya da doğarken görülebilir.Güneşin çevresinde ve kendi ekseni etrafındaki dönme süresi aynı olup 88 gündür.Bu yüzden dünyadan hep aynı yüzü görünür.Ay gibi safhalar gösterir.Merkür’ün uydusu yoktur.Yerçekimi dünyanın dörtte biri kadardır.
Dünyada 60 kilo gelen bir insan Merkür’de 15 kilo gelir.
Bir yüzü daima güneşe dönüktür.Güneşe bakan bu yanında sıcaklığın 340 derece olduğu hesaplanmıştır.
Güneşe bakmayan yanında ise sıcaklık sıfırın altında 253 derecedir.Merkür’ün güneş etrafındaki dönüş hızı 47,8 kilometredir.Ekvator çapı 4842 kilometre, yoğunluğu 5,3’tür.Kütlesi,yer 1 olarak alınırsa , 0,053’ tür.Yörünge düzlemi eğik olduğu için yapılan gözlemlerde bazen Güneş’in üstünden kara bir leke halinde geçer.Bu olaya Merkür geçişi denir.En son 7 Ekim 1960’da geçmiştir.
Daha sonra 1970,1973,1986,1993 ve 1999 yıllarında geçtiği gözlemlenmiştir.Yapılan en son tahminlere göre 2003 yılında geçeceği söylenmektedir.Merkürde atmosfer yoktur.Son incelemelerde çok az bir atmosfer kalınlığı olduğuna ihtimal verilmiştir ki,buna göre Merkür’deki atmosfer kalınlığı dünyanınkinin ancak binde üçü kadardır.Yüzey şekillerinin aya benzediği sanılır

Ömer Hayyam

ÖMER HAYYAM Ömer Hayyam, Astronomi ve Matematik alimidir. 1044-1132 seneleri arasında yaşamıştır. Hayyam’ın Nizam-ül Mülk ve Hasan Sabbah ile aynı hocadan ders aldığı rivayet edilmektedir.
Ömer Hayyam, Matematik alanında yaptığı çalışmalarla meşhur oldu. Cebirde ikinci dereceden denklemlerin geometrik ve cebirsel çözümleriyle, üçüncü dereceden denklemlerin tasvirini yapmıştır. Bir çok cebir denkleminin çözümünü, geometrik olarak açıklamıştır. Kübik denklemlerin kısmi çözüm şekillerini sistematik bir şekilde tarif ve tasvir etmiştir. XVII. yy. Fransız Matematikçisi Pierre de Fermat adına atfen, Fermat Teoremi’nin tam sayılarla çözülemeyeceğini, büyük bir ustalıkla Fermat’tan 5,5 asır önce göstermiştir. Hayyam, üçüncü dereceden denklem türleriyle, dördüncü dereceden bazı denklemlerinin özellikle Ebu’l Vefa tarafından çözümüne başlanılmış olan, denklemi çözmeye muvaffak oldu.


Eserleri: Ömer Hayyam; Astronomi, Cebir ve Geometri ile ilgili bir çok eser yazmıştır. Bunlardan en önemlisi: Fiil-Berahin Ala Mesail-Cebr Vel-Mukabele‘dir. Yazmış olduğu diğer önemli eserler:

1) Risale fi Şerhi Maeşkale min Müsadereti Kitabı Oklides

2) Muhtasar fit-Yab’iyat


3) Risale fi Külliyetril-Vücud

4) Risalet-il-Keun vet-Teklif

5) Mükilat-ül hisab

6) Mizan-ül Hikme


7) Lvazım-ül-Emkine

8) Kitab-üş Şifa

9) Risale Fiha el-ihtiyal li-marifati Midar-iz Zehep vel-fiddati-fi cismin mürekkebi

10) Nevruz name

11) Ravdat-ül-klüb  

Kepler

KEPLER
1571’de doğmuş olan Kepler, astronominin ana hatlarını öğrendikten sonra gezegenler sistemini açıklayabilecek bir matematik düzen bulma probleminin adeta hastası olmuştu. Bir yerde “aklımın bütün gücüyle bu problemin üzerinde kara kara düşündüm” diye yazıyordu. Kepler, çağdaşı ve örnek aldığı bir bilim adamı olan Tycho Brahe’nin tam zıttı bir kimseydi. Tycho büyük bir mekanik kabiliyet ve hünere sahipti; fakat matematiğe karşı ilgisi azdı. Kepler bir deneyci olarak beceriksizdi ama matematiğin gücüne hayran olmuş bir kimseydi.Sayıların gücüne karşı duyduğu bu derin saygıyla eski Yunanlılara yaklaşıyor, sayısal bilmeceler çok ilgisini çekiyordu. Hayatını Tycho’nun bıraktığı ve gezegenlerin yerini gösteren çizelgelere vermişti. Tycho Brahe’nin gözlemlerini matematik tasvire çevirirken aynı bu gün herhangi bir ilim adamı gibi davranıyordu. Denel bulguları cetveller dolusu sayılar yerine basit matematiksel kanunlar halinde ifade etmeye çalışıyordu. Matematiksel kanunlarla yalnız gözlemleri açıklamakla kalmayız, aynı zamanda henüz yapılmamış gözlemlerin sonuçlarını da önceden kestirebiliriz, üstelik matematiksel kanunlar sayı çizelgelerinden daha kolay hatırda tutulabilirler ve başkasına çok daha kolay anlatılabilirler.
Kepler’in gezegen yörüngeleri kanunu 5 düzgün katı şekle dayanıyordu. Bu kanuna göre yarıçapı Satürn’ün yörüngesine eşit bir küre bir küpü içine alır(a). Bu küpün içine çizilecek bir kürenin yarıçapı ise Jüpterin yörüngesinin yarıçapına eşittir. Jüpiter’in yörüngesine eşit yarıçaptaki kürenin içine bir düzgün dörtyüzlü çizilebilir(b). Bu dört yüzlünün içine çizilecek kürenin yarıçapı Marsın yörüngesinin yarıçapına eşittir.Mars gezegenin yörüngesinin yarıçapına eşit yarıçaptaki kürenin içine bir düzgün 12 yüzlü çizilebilir(c). Bu düzgün 12 yüzlünün içine çizilecek kürenin yarıçapı yerin yörüngesinin yarıçapına eşittir(d). Böylece bir düzgün katı şekil ve bir küreyi sırayla çizerek düzgün 8 yüzlü için(e) ve düzgün 20 yüzlü içinde Merkür’ün yörüngesinin yarıçapının elde ederiz(f).Kepler bu 5 düzgün yüzlüyü gezegenlerin yörüngeleri arasındaki aralıları kapatan şekiller olarak kabul etmişti. Yalnız 5 tane düzgün yüzlü katı şekil mevcut olduğu için Kepler yalnızca 6 tane gezegen bulunabileceğine inanmıştı.
Kepler ilk kitabında evrende niçin sadece 6 gezegen bulunduğunu anlama çabalarını anlatmıştı. 6 gezegenin yörüngeleri ile 5 tane düzgün yüzlü katı cisim arasında bir bağıntı bulmuştu. O bu yapıdan gezegenlerin o zaman bilinen yörüngelerinin yarıçaplarına uyan oranlar çıkarmıştı.
Kepler bu buluşunu coşkunlukla şöyle anlatmıştı:” bu buluştan duyduğum derin zevk kelimelerle anlatılamaz. Harcadığım zamanı kaybolmuş saymıyorum; çalışmaktan yorulmuş değildim; hipotezimin Copernicus yörüngelerine uyduğunu görünceye kadar, yada uymayıp sevincim kayboluncaya kadar, günler ve geceler boyunca süren hesaplamalarım ve hesapları sınamanın zahmetinden kaçınmıyordum.”
Gezegenlerin yörüngelerinin yarıçapları arasındaki bağıntı. Tycho’nun gözlemleri üzerinde Kepler’in elde etmek istediği sonuçlara tipik bir örnektir. Fakat bununla beraber, en derin bir korelasyon(karşılıklı bağıntı) bile olayların tabiatını açıklamakta derin bir anlama sahip değildir. Bu gün, Keplerin bu buluşu unutulmuş bir olaydan başka bir şey değildir. Bu sistem 6’dan fazla gezegen bulunduğu için yıkıldı. Fakat 7. gezegen Keplerin ölümünden uzun yıllar sonraya kadar keşfedilemedi.
Kepler sonraki gözlemlerle yıkılmayan başka matematiksel bağıntılarda bulmuştu. O, Tycho’nun gözlem sonuçlarını Mars gezegeninin hareketlerinin ayrıntılarıyla inceleyerek analize başladı. Tycho’nun 20 yıllık gözlemleri sırasında Mars nasıl bir yörünge üzerinde hareket etmiştir? Yerin durduğu kabul edilirse mi, Mars daha basit bir eğri üzerinde hareket eder görünecekti? Kepler Copernicus’un düşüncesinin benimsemiş yani yerkürenin hem kendi ekseni etrafında hem de güneş etrafında döndüğünü kabul etmişti. O zamanın geleneklerine uyarak, Kepler önce bir daire üzerinde hareket eden başka dairelerin mümkün olan yörüngelerine uyup uymadıklarını anlamaya çalıştı. Bu alanda sayısız, yorucu , uzun hesaplamalar yaptı. Duran bir yıldızla bir gezegenin arasındaki açıyı (Tycho tarafından ölçülen açılar) duran güneş etrafında dönen, bir gezegenin uzaydaki yerini çevirmek zorunluğu vardı. Üstelik bu açı güneş etrafında dönen yeryüzünden ölçüldüğü için, işlem daha zorlaşıyordu.
Kepler bir daire üzerinde hareket eden başka daireler modeliyle 70 kadar hesaplama yaptıktan sonra, gözlenen gerçeklere ancak şöyle böyle uyabilecek bir sistem bulabildi. Sonra, üzüntüyle şunu fark etti; Bir daire üzerinde dönen daireler sisteminden çıkarılabilecek bir eğri Keplerin hesaplarda kullandığı sınırların dışına çıkıldığında Tycho’nun Mars gezegenin konumları ile ilgili gözlemlerine uymuyordu.
Tycho’nun gözlemleri ile Keplerin hesapları arasındaki uyuşmazlık 0,133 derece kadardı.(bu açı bir saat yelkovanın 0,02 saniyedeki yer değiştirmesi kadardır).Tycho bu küçük açı kadar hata yapmış olamazmıydı? Bir kış gecesinin soğuğu parmaklarını uyuşturmuş veya gözlem alanını bulandırmış olamazmıydı? Kepler, Tycho’nun metodunu ve ölçmelerdeki zahmet ve dikkatinin biliyordu. Tycho bu küçük açı kadar bile hata yapmış olamazdı. Böylece Tycho’nun gözlemlerine dayanarak, Kepler kendi hazırladığı eğrileri reddetti. Bu Tycho’nun denel becerikliliğine ne büyük saygıydı!
“Bu 8’lik açıya rağmen yinede bir evren teorisi kurulabilirdi” diyerek Kepler yine çalışmaya kuruldu. Düzgün hareket hakkındaki eski ve saygıdeğer inançları bir yana bırakarak, güneş etrafında dönerken bir gezegenin hızın değiştirebileceği düşüncesini dikkate almaya başladı. İşte böylece Kepler ilk büyük buluşunu yaptı. Güneşten gezegen uzanan bir doğru parçasının eşit zaman aralıklarında eşit alanlar taradığını gördü. Bu buluşu, bugün 2. Kepler kanunu adıyla bilinmektedir.
Keplerin eşit alanlar kanunu, Mars, yörüngesi boyunca değişen hızla döner. Güneşe en yakın olduğu zaman hızı en büyüktür. Kepler eşi,t zaman aralıklarında(t2-t1=t3-t4), güneşten gezegene uzanan eşit alanlar (alan A = alan B) taradığını bulmuştu.
Bu kanunu bulduktan sonra Kepler, sonunda, gezegenlerin hareketlerini düzgün dairesel hareketlerin bir bileşkesi olarak anlayabilmek gayretlerinde vazgeçti ve birçok oval şekilleri yörünge olarak denemeye başladı. Her gezegen elips şeklinde bir yörünge boyunca hareket ediyor ve güneş bu elipsin odak noktalarından birinde bulunuyordu. Keplerin ne büyük bir sevinç duyduğunu düşününüz. Yıllarca süren gayretten sonra Kepler sonunda gezegenlerin hareketinin açıklayan basit bir eğri bulmuştu.
Kepler bundan sonra bir gezegenin yörüngesinin büyüklüğü ile onun periyodu(Güneş etrafında tam bir devir yapması için geçen zaman)arasında bir bağıntı bulmak için çalışmaya koyuldu. Bir çok denemden sonra, aradığı kesin bağıntıyı buldu: Bütün gezegenlerde, yörüngenin yarıçapı küpünün, periyodun karesine oranı aynıydı. Bu oranı bulduktan sonra, gezegenlerin bu bağıntıya uymakla gösterdikleri düzen dikkate değerdi. R^3/T^2 oranının sabit oluşuna 3. Kepler kanunu denilir.
KEPLERİN 3’NCÜ KANUNU
GEZEGEN
Yörüngenin yarıçapı(A.B.)
T Periyodu
(gün)
R^3/T^2
[(A.B.)^3/gün^2]
R^3/T^2’nin bu günkü değeri(m^3/sn^2
Merkür
0,389
87,77
7,64 x 10^-6
3,354 x 10^-8
Venüs
0,724
224,70
7,52 “
3,352 “
Yer
1,000
365,25
7,50 “
3,354 “
Mars
1,524
689,98
7,50 “
3,354 “
Jüpiter
5,200
4332,62
7,490 “
3,355 “
Satürn
9,510
10759,20
7,430 “
3,353 “
Yörünge ve periyotların çizelgedeki değerleri Kepler tarafından kullanılmış olan sayılardır. Kepler zamanında yarıçaplar yalnız yerkürenin yörüngesinin yarıçapı cinsinden bağıl olarak biliniyordu. Yerkürenin yarıçapına astronomi birimin (A.B.) denir, bu bir uzunluk birimidir. R^3/T^2 oranının hemen hemen sabit değerleri Keplerin 3. kanununu gösterir. Son sütundaki oranlar bu günün duyar ölçümlerine dayanan yörünge ve periyotlarına dayanan yörünge ve periyotlardan hesaplanmıştır.
Bu zafer üzerine Kepler şunları yazmıştı.”…16 yıl önce aranması gerektiğini söylediğim şeyi… onun için Tycho Brahe’ye katıldığım şeyin beklediğimden çok daha derin olan doğruluğunu en sonunda açıklığa çıkardım. Kalıp döküldü, kitap yazıldı; Şimdide okunabilir,gelecek çağlarda da… Allah’ın bir gözlemci için 6000 yıl beklediği gibi bu kitapta bir okuyucu için bir asır bekleyebilir.”
İşte Keplerin 3 Kanunun İfadeleri:
I.Her gezegen, odaklarından birinde Güneş bulunan eliptik bir yörünge üzerinde hareket eder.
II. Güneşle gezegeni birleştiren doğru parçası(yarıçap vektörü) eşit zaman aralıklarında eşit alanlar tarar.
III. R^3/T^2 oranı bütün gezegenler için aynıdır. Eğer bu sabit orana K dersek, bu 3. kanun
R^3/T^2=K halinde yazılabilir.
Ptolemi ve Copernicus’un önerdiği sistemlerinin daireler üzerinde hareket eden başka daireler sisteminin bütün karışıklığı bir yana Keplerin 3 kanunu gezegenlerin yörüngelerini onlardan çok daha doğru olarak gösterir. Bu kanunlar teleskopun bulunuşundan önce yapılmış gözlemlere dayanıyordu.
Kepler, buluşlarıyla astronomiye çok önemli ilerlemeler olanağını verdi. O Tycho Brahe’nin denel verilerle dolu çizelgelerinin basit ve geniş anlamlı bir eğriler ve kurallar sistemi haline getirdi.Keplerin bu sistemi ona “Göklerin Kanun Yapıcısı” adını kazandırdı.

Kepler Kanunları

KEPLER KANUNLARI
Tarih boyunca birçok bilim adamı astronomi ile uğraşmıştır. Milattan önce yaşayan Eratostanes ve Aristarchus ile milattan sonra astronomi üzerinde çalışan Ptolemy ve Copernic bu bilim adamları arasında sayılabilir. Copernic’ten sonra Danimarkalı bir bilim adamı olan Tycho Brahe astronomide çok önemli çalışmalar yapmıştır. Brahe’nin ölçme konusundaki ustalık ve duyarlılığı kendi çağdaşı olan Kepler’de yoktu. Kepler’in üstün yanı matematiksel yapılara nüfuz kabiliyetidir. Başlangıçta kendisini din ve felsefe ilgilendiriyordu. Fakat parasal sıkıntılarını hafifletmek için, açık bulunan bir astronomi kürsüsünde ders vermeye başlayan Kepler, öğrendiği astronomi konularındaki altyapı eksikliğini farketti. Bu eksikliği gidermek için de çalışmalarını yoğunlaştırdı.
Kepler; Yerküre,Merkür,Venüs,Mars,Jüpiter,Satürn’ü gezegen olarak düşünüyordu. Başlangıçta en çok ilgilendiği konu neden altı gezegen olduğuydu. Bunu açıklamak için geometrik çözümler aradı. Brahe’nin ölçümlerine dayanarak gezegenlerin yarıçapları arasında bir ilişki bulmaya çalıştı. Bu hesapları Copernic modeline göre yapıyordu. Yaptığı ilk çalışmaların sonucunda düzgün katı yüzlülerle Copernic sistemini uygunlaştırmayı başardı. Bir kitap halinde çalışmalarını yayınlayarak Brahe’nin dostluğunu kazandı. Fakat bu açıklama yalnızca estetik açıdan değerli olup bilimsel bir nitelik taşımamaktaydı.
Brahe öldükten sonra Kepler, Mars gezegeni yörüngesi üzerinde yoğunlaştı. Tycho’ nun bıraktığı ölçümlere güvenerek Mars’ın yörüngesinin dairesel olmadığını açıklığa kavuşturdu ve nasıl olduğunu tespit etmeye çalıştı. Bunu yapmak için çalıştığı sırada Dünya’nın hareketi sırasında uzayda hızının sabit olmadığını gösterdi. Bu değişimi Güneş’in etkisine bağlı olarak açıklayan Kepler bu yasayı şu şekilde ifade etmişti:”Güneş’ten gezegene uzanan çizgi eşit zaman arlıklarında eşit alan tarar.” Kepler bunun sebebini Güneş’in manyetik etkilerine bağlıyordu. Fakat bunun üzerinde fazla durmadan doğru olduğunu gördüğü bu kuralı daha sonraki çalışmalarında kullandı. Bu kanunu bugün biz de doğruluyoruz.
Mars’ın yörüngesini çok uzun ve yorucu çalışmalar sonucunda bitiren Kepler, bu yörüngenin bir daire ve içe çizilmiş bir elips arasında kaldığını buldu. Fakat ne dıştaki daire, ne de içerdeki elips yörüngeyi tam olarak vermiyor, birisi +8”, diğeri de –8” farklılık içeriyordu. Nihayet bu ikisi arasındaki gerçek yörüngenin odaklarından birisinde Güneş’ bulunduğu bir elips olduğunu gördü.
Kepler daha sonraki yıllarda en başta sorduğu, gezegenlerin yörünge yarıçapları ( R ) ve Güneş etrafındaki bir tam dönüş süreleri ( T ) arasında arasındaki ilişkiyi araştırmaya geri döndü. İşe yaramayan birçok tahmin yaptıktan sonra R³/T² ‘ sabit olduğu sonucuna ulaştı. Yıllar sonra amacına ulaşan Kepler, Coprnic sistemini ve kendi buluşlarını anlatan popüler bir kitap yazdı. Bulduğu kuralları bugün Kepler Kanunları olarak biliyoruz. Şimdi bu yasaları ayrıntılı olarak inceleyelim:
1.KANUN (Yörüngeler Kanunu )
“Her gezegen, odaklarından birinde Güneş’in bulunduğu yörüngede hareket eder”
Dünya’nın elips yörüngesinin odak noktaları F1 ve F2, Mars gezegeni yörüngesi olan elipsin odak noktaları ise F1 ve F3 olarak belirtilmiştir. Güneş bu gezegenlere ait yörüngelerin her ikisinin de odak noktası olan F1 de bulunur. F1 noktası diğer gezegenlerin de yörüngelerinin odak noktasıdır.
2.KANUN (Alanlar Kanunu)
“Gezegeni Güneş’e birleştiren çizgi eşit zaman aralıklarında eşit alanlar tarar.”
∆t zamanında taranan A1 alanı, yine ∆t zamanında taranan A2 alanına eşittir. O halde, gezegen Güneş’e yaklaştığında yörünge hızı artmalı, uzaklaştığında ise azalmalıdır. Buna göre V1 ve V2 hızları karşılaştırıldığında V1>V2 diyebiliriz.
3.KANUN (Periyotlar Kanunu )
“Gezegenlerin yörüngelerinin ortalama yarı çapları R ve periyotları T olmak üzere R³/T² oranı bütün gezegenler için aynıdır.”
Gezegenlerin yörüngelerinin ortalama yarıçapları ( R ) Güneş’e olan maximum ve minimum uzaklıklar toplamının yarısıdır.

Güneş Sistemi Değerleri

GÜNEŞ SİSTEMİ DEĞERLERİ

Yörünge ve periyotların çizelgedeki değerleri Kepler tarafından kullanılmış olan sayılardır. Kepler zamanında yarıçaplar yalnız yerkürenin yörüngesinin yarıçapı cinsinden bağıl olarak biliniyordu. 

Yerkürenin yarıçapına astronomi birimin (A.B.) denir, bu bir uzunluk birimidir. R*3 / T2 oranının hemen hemen sabit değerleri Keplerin 3. kanununu gösterir. Son sütundaki oranlar bu günün duyar ölçümlerine dayanan yörünge ve periyotlarına dayanan yörünge ve periyotlardan hesaplanmıştır.

Bu zafer üzerine Kepler şunları yazmıştı.”…16 yıl önce aranması gerektiğini söylediğim şeyi… onun için Tycho Brahe’ye katıldığım şeyin beklediğimden çok daha derin olan doğruluğunu en sonunda açıklığa çıkardım. Kalıp döküldü, kitap yazıldı; Şimdide okunabilir,gelecek çağlarda da. 

Allah’ın bir gözlemci için 6000 yıl beklediği gibi bu kitapta bir okuyucu için bir asır bekleyebilir.”

Güneş Tutulması Nasıl Meydana Gelir?

Nasıl Meydana Gelir?


Dünya’nın yerinde tam olan tutulma bir başka yerde sadece parçalı olabilir. Ay’ın hareketi bir günde 13 derece, Güneş’inki sadece 1 derece olduğu için, Ay Güneş’i günde 12 derece, saate 30 dakika geçer. Dünya her zaman kendi ekseni üzerinde batıdan doğuya doğru döner ve Güneş’le Ay doğudan batıya gidiyor şekilde görünürler.

Ancak Ay’ın diskinin merkezinin Güneş’in diskinin merkezi ile birleştiği zaman noktasında, birleşen ışıklar Dünya’nın yüzeyinde bir noktanın tam üzerinde görülürler ve bu noktada tutulma ‘öğlene merkezli’dir. Ancak Güneş ve Ay’ın biraraya gelen diskleri 1 derece kadar yaklaştıklarında, Ay bu mesafenin yarısını katettiğinde veya Güneş’in batısına 30` yaklaştığında Güneş tutulması başlar, çünkü o zaman kenar çizgileri birbirine değmeye başlar. Yarım saat içinde Ay’ın kenar çizgisi Güneş’in diskinin merkezine ulaşır ve sonraki yarım saat içinde Ay’ın merkezi Güneş’in merkezi ile birleşir.

 Bu aşama sadece bir iki dakika sürer ve Ay yaklaşık aynı süre içinde tutulmayı tamamlamak üzere Güneş’in doğusuna doğru ilerler. Bu durumda eğer Güneş sabit dursaydı ve Ay tam merkezinden geçseydi bir tutulma iki saat sürerdi. Ama Güneş yörüngesinde hareketini sürdürmekteir ve iki saat içerisinde boylamını 5 dakika arttırır ve Ay’ın bunu geçmesi 10 dakika sürer.

Ayrıca Ay her zaman aynı oranda ilerlemez, tutulma esnasında yörüngesinin belirli bir noktasında, birbaşka durumda ise bir başka noktasındadır. Bu neenle her şeyden önce Güneş’in ve Ay’ın yarı çaplarını bulmamız ve bunları birbirleri ile toplamamız gerekir. Sonra boylamda Ay’ın Güneş’I yakalama oranını buluruz. Böylece ilk temastan itibaren Ay’ın Güneş’in merkezine ulaşma süresini, yani sürenin tamamının yarısını buluruz.        

Ay Tutulmaların Doğal Nedenleri

 TUTULMALARIN DOĞAL NEDENLERİ
Tutulmanın oluşması için Ay, Dünya ve Güneş üçlüsünün bir doğru boyunca dizilmiş olması gerekir. Buna göre; Güneş tutulması yeniay evresinde karşımıza çıkar, Ay tutulması ise Dolunay evresinde. Ancak, Ay’ın Dünya etrafındaki dolanma hareketini gerçekleştirdiği düzlem (Ay’ın yörünge düzlemi) ile ekliptik (tutulum) düzlemi arasındaki 8.5’lik bir eğim yüzünden her yeniay günü Güneş tutulması olmaz ve her Dolunay günü Ay tutulması olmaz.
Dünya’dan görüldüğü şekliyle güneş kolay görülür biçimde, bir elips olarak düşünülebilecek bir yörüngede hareket eder. Bu elipsin içbükey tarafındaki odak noktalardan birinde Dünya bulunur. Bu yörüngenin düzlemi bizim ekvatorumuza doğru 23 derecelik bir açıyla eğilmiştir. Ama Ay da Dünya’nın çevresinde eliptik bir yörüngede hareket eder, odak noktası dünyadır ve bu yörüngenin düzlemi bizim ekvatorumuza 28 derecelik bir açıyla eğilmiştir ve sonuçta Güneş’in yörüngesine 5 derecelik bir açıyla eğilmiştir. Güneş’in yörüngesinin düzlemi ile Ay’ın yörünge düzleminin kesiştiği noktaya Düğüm (Node) denir. Düğüm’ün üzerinde veya yakınında Güneş ile Ay bir kavuşum veya karşıtlık oluşturduklarında - yani ya Yeniay ya da Dolunay olduğunda – Güneş ya da Ay tutulması gerçekleşir.
Eğer Güneş’in yörüngesinin düzlemini Şekil 1’deki A–B çizgisi olarak kabul edersek ve Ay’ın yörüngesinin düzlemini C-D çizgisi olarak alırsak, kesişme noktasındaki E Düğüm noktası olur. Eğer Güneş ve Ay uzayda birer nokta olsalardı, ancak her ikisi de kendi yörüngelerindeki E noktasına aynı anda ulaştıklarında kesişebilirlerdi. Ancak bunlar gözle görülür boyutlara sahip cisimler. Bu nedenle, eğer Güneş’in E-B çizgilerinide ilerlerken Ay’ın da E-D çizgisinde ilerlediğini varsayarsak, onların tekrar ne zaman ve hangi noktada iki ayrı disk olarak görülebilecek şekilde ayrışacakları onların disklerinin büyüklüklerine ve birleşik hareketlerine bağlıdır. Güneş ile Ay’ın disklerinin bariz şekilde kavuşmaları ve ayrılmaları temel olarak Ay’ın hareketine dayanır, çünkü Güneş yörüngesinden gün boyunca ancak 1 derece ilerler, oysa Ay aynı sürede 13 derece ilerler. Kısa sürede Düğüm noktasını terk eder ve Ekliptiğin (Güneş yörüngesi) düzleminden ayrılır.
Güneş ile Ay’ın, Dünya’dan uzaklıklarında farklılıklar olmasına rağmen, Dünya’dan bakılınca Ay aynı büyüklükte görülür. Bundan Güneş’in aydan daha büyük olduğunu anlıyoruz. Ama çeşitli Güneş tutulmalarını iyice incelediğimizde Ay’ın bazen Güneş’in tüm diskini kapladığını, bazen de bütünüyle kaplamadan dışarıda küçük bir daire bıraktığını görürüz. Birinciye tam Güneş tutulması, ikinciye de halkalı (annular) tutulma denir. “Annular“ kelimesi ‘halka gibi’ anlamındaki annulus’tan gelir.
Bir cismin görünür büyüklüğü izleyiciden uzaklaştığı oranda küçülür. Eğer Ay Dünya’nın çevresinde Dünya’nın merkezde durduğu dairesel bir yörüngede hareket
her zaman aynı büyüklükte görünürdü. Ancak Dünya’dan bakıldığında, odak noktalarından birinde Dünya’nın durduğu bir elips üzerinde hareket ettiği için, Ay yerberi noktasında en büyük, yeröte noktasında en en küçük halinde görünür. Yerberi (perigee) Ay’ın yörügesinde yeryüzüne en yakın olduğu, yeröte (apogee) ise yeryüzüne en uzak olduğu, daima yerberinin tam karşısında bulunan noktadır. Aynı bakış açısıyla, Güneş de Dünya’nın çevresinde eliptik bir yörüngede döner (Dünya’dan bakıldığında) ve görülür büyüklüğü daima değişir.

Ay Tutulması Nasıl Meydana Gelir?

AY TUTULMASI


Nasıl Meydana Gelir?


Güneş, ışığı çıkartan ve yayan bir cisimdir. Güneş’in uydusu olan Dünya, Güneş’le karşılaştırıldığında çok küçüktür. Bunun sonucunda Dünya, uzayda Güneş’e göre arkasında kalan bölüme doğru bir külah atar. Buna ‘gölge konisi’ denir. Ama ışık doğru çizgilerle yol aldığına göre tam olarak Dünya’nın boyutlarını belirten, silindir şeklinde bir başka gölge daha olacaktır. Bu gölgeler uzaya gönderilirler ve Ay bunların hizasından geçerken Ay tutulması gerçekleşir. Gölgeler daima oradadırlar ama Ay bu gölgelerin bulunduğu düzleme – yani ekliptik düzlemine – her zaman denk gelmez. Ay Dünya’nın çevresini dolaşırken, art arda devirlerinde, Düğüm’lerden birine giderek yaklaşır ve 12° 24` içindeyken Dolunay haline gelir ve bu noktada Dünya’nın gölgesine dokunur veya gölge konisine girer. Dolunay, Düğüm’e ne kadar yakınsa Ay tutulması da o kadar büyük olur.
Tutulmanın süresi iki faktöre dayanır; temel olarak, koninin boyutuna ve tutulma esnasında Ay’ın hızına.   

Güneş Tutulmasını izledikten Sonra Gözde Meydana Gelen Hasarlar

Güneş Tutulmasını izledikten Sonra Gözde Meydana Gelen Hasarlar.



  Sadece kısa bir zaman süresinde kısmen ya da tamamen korunmasız bir şekilde Güneş tutulması esnasında Güneş’in gözlenmesi sonucunda birkaç saatlik gecikmeden sonra ağır ağ tabakasında – retinada (gözün görmemizi sağlayan kısmı) hasarlar oluşur, bunlar lekeler görülmesi ve gözün alınması (kamaşması) şeklinde hissedilir. Böylece tabir edildiği gibi ‘ağ tabakasında delikler’ oluşur.


Bunun neticesinde görme ve/veya okuma kaybı oluşur. Özellikle çocukların göz merceğinde ‘göz dumanı’diye adlandırılan donukluklar oluşabilir.


Güneş ışınları sebebiyle gözde hasar oluşmasından sonra ki bu, insanlarda görme ve görme kaybı olarak hissedilir, bunun tedavisi çoğunlukla mümkün değildir. Ağ tabakasının kalıcı hasar görmesi durumunu için tedavi bulunanamamıştır. Yanmış olan hücreler artık tekrar üremezler. Ayrıca göz merceğindeki bulanıklılık (özellikle çocuklarda ve gençlerdeki ) - tam olarak ‘dumanlı görme’ de kalıcı bir hasardır.


Zamanında muhakkak güneş tutulması için koruyucu gözlük edininiz. Bu kartondan yapılma özel bir jelatin bulunan gözlüktür. Bunları eczanelerde, gözlükçülerde ve bazı spor malzemesi satan dükkanlarda bulabilirsiniz.