ASTRONOMİ

Okunma : 221

Astronomi ya da gökbilim, gezegenleri, yıldızları ve evrendeki bütün gökcisimlerini inceleyen bir bilimdir. Güneş, Ay, gezegenler, yıldızlar, bulutsular ve gökadalar gibi bütün gökcisimlerinin yapısını ve evrimini araştıran astronomlar, evrenin nasıl oluştuğu sorusuna da yanıt ararlar. Astronomlara göre, bu araştırmalarla varılacak bütün gerçekler günün birinde tıpkı bir boz-yap bulmacasının parçaları gibi birbirini tamamlayacak ve içinde yaşadığımız evrenin eksiksiz bir görüntüsü elde edilebilecektir.

1969’da Ay’a ayak basan iki A B D ’li astronotla insanoğlu ilk kez Dünya dışındaki bir gökcismine ulaşıp araştırma ve gözlem yapmayı başarmıştı. 1970’lerde de sürdürülen bu Ay yolculuklarında önemli bilimsel deneyler yapıldı ve Dünya’ya Ay taşlarından örnekler getirildi. 1980’lerin sonlarında ise M erkür’den N eptün’e kadar uzanan gezegenler insansız araştırma uydularıyla incelendi. Güneş Sistemi konusunda edinilen bugünkü bilgilerin çok büyük bir bölümünü bu uzay araçlarına borçluyuz. Ama Güneş Sistemi’nin ötesindeki gökcisimlerini inceleyecek astronomların güvenebilecekleri tek aygıt, eskiden olduğu gibi gene teleskoptur.

İnsan gözü ışığa duyarlıdır, ama ışıkla aynı yapıda olan öbür elektromagnetik dalgaların ya da ışımaların pek çoğunu algılayamaz. Uzayda değişik frekans ve dalga boylarında yayılan radyo dalgaları, mikrodalgalar, kızılötesi, morötesi, gamma ve X ışınları gibi bütün elektromagnetik dalgalar geniş bir tayf oluşturacak biçimde dağılmıştır. İnsan gözünün algılayabildiği görünür ışık ise bu elektromagnetik tayfın yalnızca küçük bir parçasıdır. Güneş’in yaydığı en güçlü ışıma da tayfın bu görülebilen bölümünde yer alır. Oysa uzayın derinliklerindeki öbür gökcisimlerinden çoğunun yaydığı güçlü ışımalar tayfın öbür bölümünde kaldığı için insan gözü bu ışınları algılayamaz. Görünür ışığın incelenmesine dayanan optik astronomiyle yetinmeyip, görülemeyen ışınların da incelenmesini amaçlayan radyo astronominin doğuşu insan gözünün ve optik gözlem araçlarının bu yetersizliğinden kaynaklandı. Astronominin bu yeni dalıyla, elektromagnetik tayfın bütün bileşenleri uzayın incelenmesinde yararlanılan birer bilgi kaynağı oldu. Ne var ki, görünür ışık ve radyo dalgalan dışındaki ışınımların çoğu Dünya atmosferinden geçerken soğurulur. Bunun başlıca nedeni atmosferdeki su buharıdır. Bu yüzden, bugün astronomi gözlemlerinde kullanılan güçlü kızılötesi teleskoplar, bu ışınların Dünya’ya ulaşmasını önleyen su buharının en az olduğu çöllere ya da çok yüksek dağların tepelerine yerleştirilir. 1980’lerde Dünya’nın çevresinde ve atmosferin çok üstündeki bir yörüngeye oturtulan, kızılötesi teleskoplarla donatılmış bir gözlem uydusu (İngilizce kısaltmasıyla IRAS) çok önemli gözlemler yaptı. Morötesi, gamma ve X ışınlarına duyarlı teleskopların da mutlaka atmosfer dışındaki yörüngelerde dolanan uydulara yerleştirilmesi gerekir. Çünkü bu ışınımlar atmosferde tümüyle soğurulduğu için Dünya’ya ulaşamaz.

Astronomi yeni dallarla zenginleştikçe, astronomlar da çoğu kez belli bir dalda uzmanlaşmaya başladılar. Bugün bazı astronomlar elektromagnetik tayfın yalnız bir bölgesindeki ışımalara duyarlı özel teleskoplarla gözlem yapar. Bazıları da yalnızca belirli türden gökcisimlerinin, örneğin Güneş’in ya da gökadaların (galaksilerin) incelenmesinde uzmanlaşır. Amaca uygun optik ya da radyo teleskoplarla gözlem yapan bu astronomların yanı sıra hiç gözlem yapmayan astrofizikçiler (gökfizikçileri) ya da kuramsal astronomlar da vardır. Bunların uzmanlığı da, gözlemci astronomların saptadığı olguları fizik yasalarına uygun olarak açıklamaktır.

Günümüzde profesyonel astronomların kullandığı özel teleskoplar ve öbür gözlem araçlarıyla donatılmış gözlemevleri (rasathaneler) kurmak, ancak devletin karşılayabileceği kadar pahalı bir yatırımdır. Bu yüzden birçok ülkede bu araştırmalar ulusal gözlemevlerinde yürütülür. Ayrıca astronominin bir eğitim dalı olarak okutulduğu bazı üniversitelerde de özel gözlemevleri vardır. Ama böylesine güçlü ve pahalı teleskoplar olmadan da gökyüzünü incelemenin tadına varılabilir. Nitekim küçük teleskoplarla gözlem yaparak uzayın büyüsüne kapılan milyonlarca amatör gözlemci vardır. Bunlardan bazıları Ay’ı ya da Güneş’i yakından izlerken, bazıları da yeni bir kuyrukluyıldız ya da süpernova keşfedebilmek için gökyüzünü tarar. Birçoğu da yalnızca gökyüzünün güzel ve büyüleyici görünümünü izlemekle yetinir.

Astronomi ve Astroloji

Takvimin ve saatin bilinmediği çağlarda insanlar ancak Güneş’in ve bazı yıldızların konumlarına bakarak zamanı belirleyebiliyorlardı. “Gökyüzünü okuyarak” toprağa ne zaman tohum atılacağını, ekinlerin ne zaman hasat edileceğini söyleyebilen kişiler bu ilk toplumlarda büyük saygı gördüler. Bu ilk astronomların çoğu din adamıydı ve sonunda, ilkel toplumların tanrı gibi taptıkları Güneş’e, Ay’a, yıldızlara ve gezegenlere ilişkin birçok efsane doğdu.

O çağlarda gökyüzünü dikkatle izleyen bu gözlemciler, yıldızların ve gezegenlerin Dünya’nın çevresinde hemen hemen değişmez bir yol izleyerek dolandığını fark ettiler; daha doğrusu öyle olduğunu sandılar. Böylece gökcisimlerinin gözlemlenmiş hareketlerine dayanarak sonraki hareketlerini de önceden kestirebilmeyi öğrendiler. Mevsimlerin birbirini izlemesi, Mısır’daki Nil Irmağı’nın her yıl aynı dönemde kabarması gibi bazı olayları yıldızlara bakarak önceden haber verebildikleri için, gelecekteki bütün olayları da yıldızların hareketinden anlayabileceklerini sandılar. Ö rneğin bir çocuk doğduğu anda Güneş’in, Ay’ın ve gezegenlerin gökyüzündeki konumuna bakarak o çocuğun bütün yaşamı önceden bilinebilirdi. Oysa insanın yazgısı ile gökcisimleri arasındaki ilişkiyi doğrulayabilecek hiçbir bilimsel kanıt yoktur. Güneş’in ve Ay’m konumundan ileri gelen gelgit olayı dışında, gökcisimleri ile Dünya’da yaşanan günlük olaylar arasında bir bağlantı kurulamaz. Gökcisimlerini gözlemleyerek geleceği haber vermeyi amaçlayan astroloji bugün bir “sahte bilim” sayılır. Binlerce yıl astronomi ve dinle iç içe gelişen astroloji geleneği, astronomiye öncülük ederek artık görevini tamamlamıştır (bak. ASTROLOJİ).

Yıldızların gözlemlenen özelliklerinden biri, ilk astronomların da fark ettikleri gibi gökyüzünde bir araya kümelenerek “takımyıldız” denen topluluklar oluşturmalarıdır. Gerçekte bizim aynı takımyıldız içinde bulunduğunu sandığımız bu yıldızların birbiriyle hiçbir bağlantısı yoktur. Bu yalnızca, “görüş doğrultusu etkisi” denen ışık ve gözlem koşullarına bağlı bir yanılsamadır. Bu etkiyle her takımyıldız gökyüzünde değişmez bir kalıp içinde görünür. Çağımızdan yaklaşık 5.000 yıl önce Babilli astronom-müneccimler, bu kalıpların biçimine bakarak takımyıldızlara insan, hayvan ve eşya adları vermişlerdi. Bugün kullandığımız Büyükayı, Androm eda, Kuğu, Kanatlıat, Koç, Boğa, Terazi gibi takımyıldız adlarının çoğu da Eski Yunanlı astronomların buluşudur. Gökyüzünde kuzey ve güney yarıkürelere dağılmış 88 tane takımyıldız vardır ve astronomlar genellikle bunları Latince adlarıyla anarlar.

İlk astronomlar yalnızca gökyüzünde neler olup bittiğini izliyor, bu gözlemlerinden olabildiğince yararlanmaya çalışıyor, ama bu olayların nedenlerini bilemiyorlardı. Sözgelimi bazı takımyıldızların yılın belli bir döneminde görüş alanından çıktığını, sonra yeniden ve aynı yerde göründüğünü fark etmişlerdi. Babilliler, Eski Mısırlılar, Mayalar ve İnkalar yıldızları gözlemek için tapmaklar yaptılar. Bu tapmaklardan bazıları öyle konumlanmıştı ki, yılın belirli bir döneminde gökyüzünde kaybolan belli bir yıldız, zamanı gelince tapınağın duvarındaki özel bir deliğin tam karşısında yeniden belirirdi. Hep aynı noktada doğup batan bu yıldız deliğin karşısında görülünce ekin zamanının geldiği anlaşılırdı.

Eski Astronomi

Eskiçağların en büyük astronomları, İÖ 7. yüzyıldan sonra Babil ve Mısır astronomisinin bütün mirasına konan Eski Yunanlılar arasından yetişti. Bu bilginler “durağan” yıldızların (birbirlerine göre konumları değişmeyen yıldızların) doğuş ve batışlarını saptadıkları gibi, gökyüzünde “gezen” , yani durağan yıldızlara göre sürekli yer değiştiren beş tane de parlak gökcismi gözlemlediler. Eskiden Yunanca’ dan türetilmiş planet sözcüğüyle anılan bu gezegenler aslında kendi ışığı olmayan, ama Güneş ışınlarını yansıttıkları için parlak görünen karanlık gökcisimleridir. Dünya’mız da Güneş Sistemi içinde bir gezegendir. Eski Yunanlılar Güneş Sistemi’ndeki dokuz gezegenden yalnızca beşini biliyorlardı: Merkür, Venüs, Mars (Merih), Jüpiter ve Satürn (bak. Gezegen).

Eski Yunan’ın ilk büyük astronomi bilginlerinden Miletli Thales (İÖ yaklaşık 624- 546) Ay ve Güneş tutulmalarının zamanını önceden saptamayı başarmış, ama tutulmaların nasıl gerçekleştiğini açıklayamamıştı (bak. A y VE G ü n e ş TUTULMASI). Bu bilgin Dünya’nın bir tepsi gibi düz olduğuna ve su üstünde yüzdüğüne inanıyordu. İÖ 6. yüzyılda yaşamış olan Sisamlı Pisagor, o çağdaki meslektaşlarının çoğu gibi hem astronom, hem de ünlü bir matematikçiydi. Pisagor’a göre Dünya yuvarlak, daha doğrusu küre biçimindeydi ve evrenin merkezinde hareketsizdi; G üneş, yıldızlar ve gezegenler de onun çevresinde dolanıyordu. İÖ 3. yüzyılda gene Sisam (Samos) Adası’nda yetişmiş olan Aristarkhos, Güneş’in Dünya’nm çevresinde değil, tam tersine Dünya’nm Güneş’in çevresinde döndüğünü söyleyen ilk astronomlardan biri oldu. O zamanlar hiç kimsenin inanmadığı bu savıyla gerçeği yakalayan Aristarkhos, D ünya’nm Güneş’e olan uzaklığını hesaplarken aynı başarıyı gösteremedi. Güneş’in Dünya’ ya uzaklığını Ay ile Dünya arasındaki uzaklığın 20 katı olarak hesaplamıştı; oysa Güneş Dünya’mıza Ay’dan 400 kat daha uzaktadır.

Eski Yunan’ın en büyük astronomlarından biri İÖ 2. yüzyılda yaşamış olan Hipparkhos’tu. Trigonometri denen matematik dalını kuran bu bilgin, geliştirdiği trigonometri yöntemleriyle pek çok yıldızın konumunu belirledi. 850 kadar yıldızı kapsayan bir katalog hazırlayarak, bu yıldızları parlaklıklarına göre altı sınıfa ayırdı. Hipparkhos’un bu sınıflandırması bugünkü astronomların kullandıkları sistemin temelini oluşturur. Parlaklığı birinci dereceden ya da “kadir”den olan yıldızlar uzun süre gökyüzünün en parlak yıldızları sayıldı. Ama çağımızda bu değerler yeniden gözden geçirildiğinde, parlaklığı sıfırın altındaki eksi kadirlerle ölçülen birçok yıldız olduğu anlaşıldı. Çıplak gözle belli belirsiz görülebilen en sönük yıldızlar ise altıncı kadirdendir.

Eski Yunanlı astronomların son büyük temsilcisi olan Klaudios Ptolemaios ya da A rapça’dan dilimize geçen adıyla Batlamyus, İS 2. yüzyılda Mısır’daki İskenderiye kentinde yaşadı. Pisagor gibi o da Dünya’nın evrenin merkezinde hareketsiz durduğuna ve yıldızların Dünya’nm çevresinde dairesel yörüngeler çizerek döndüğüne inanıyordu. Batlamyus’a göre. Güneş’in ve gezegenlerin Dünya’nm çevresinde dolanırken çizdikleri bu yörüngeler basit birer çember olamazdı; çünkü gezegenler arada bir yörüngeleri üzerinde geriye dönüyormuş gibi görünüyordu. Batlamyus bunu açıklamak için “ilmek” (episikl) kavramını ortaya attı. Bu karmaşık sisteme göre her gezegen, Dünya’yı merkez alan büyük bir çemberin çevresinde daha küçük çemberler çizerek dolanıyordu. Aynı zamanda küçük çemberlerin merkezleri büyük çemberin üstünde batıdan doğuya doğru kayarak ilerlediği için ilmek denen eğriler çiziyordu. Batlamyus bu evren modelini “Matematik Derlemesi” adlı kitabında açıkladı.

İS 2. ve 14. yüzyıllar arasında bu bilim yalnızca Arap astronomların katkılarıyla gelişti. Batlamyus’un çalışmalarını kendi incelemeleriyle geliştiren Araplar, bu ünlü astronomun kitabını el-Mecisti adıyla Arapça’ya çevirdiler. Bu çeviri bütün dünyanın ilgisini çekti ve yapıt Almagest adıyla anılır oldu. Parlak yıldızların bugünkü adları da Araplar’dan kalmadır. Astronomideki Eski Yunan geleneğini ve bilgi birikimini 8. ve 15. yüzyıllar arasında İspanya’daki Mağribiler aracılığıyla Avrupa’ya taşıyan da gene Araplar oldu.

Kopernik, Tycho Brahe ve Kepler

Çağdaş astronomi PolonyalI bilgin Mikolaj Kopernik (1473-1543) ile başladı. Dünya’nın hem Güneş’in çevresinde dolandığını, hem de 24 saatte bir kendi ekseni çevresinde döndüğünü saptayan Kopernik bu bulgularını “Gökyüzü Kürelerinin Dönmesi Üzerine” adlı ünlü kitabında açıkladı. Kopernik yalnız Dünya’nm değil bütün gezegenlerin Güneş’in çevresinde dolandığını da belirtti. Dairesel yörüngeler üzerindeki bu dolanımı Batlamyus’ un ilmek modelinden daha iyi açıklamış, ama tam doğruya varamamıştı. Kopernik’in görüşleri uzun süre benimsenmedi ve insanların yaşadığı Dünya’yı bütün evrenin merkezi olarak gösteren Batlamyus modeli 17. yüzyılda bile egemenliğini sürdürdü.

Kopernik’in Güneş Sistemi’ne ilişkin kuramı bazı değişikliklerle bugün de geçerliliğini koruyor. Bu “günmerkezli” kuramda yapılan değişiklikler, DanimarkalI Tycho Brahe (1546-1601) ile bir süre onunla birlikte çalışmış olan Alman Johannes Kepler’in (1571- 1630) ortak çalışmalarının ürünüdür.

DanimarkalI bir soylu ve çok titiz bir gözlemci olan Tycho, gezegenlerin hareketlerini kendisinden önceki bütün astronomlardan daha doğru olarak gözlemledi. Kepler de bu gözlemlerden yola çıkarak Güneş Sistemi için yeni bir model geliştirdi. Kepler’in modeli gezegenlerin hareketine ilişkin üç yasaya dayanıyordu. Bilgin bunlardan ilk ikisini 1609’da, üçüncüsünü ise 1618’de açıkladı. Yörüngeler yasası denen 1. yasaya göre gezegenler G üneş’in çevresinde çember değil, hafifçe basık elips biçiminde yörüngeler çizerek dolanır; Güneş de bu elipsin odaklarından birinde yer alır. Alanlar yasası denen 2. yasaya göre bir gezegenin dönme hızı, yörünge üzerinde bulunduğu noktaya bağlı olarak değişir; gezegenlerin hareketi Güneş’e en yakın oldukları noktada (günberi noktası) en hızlı, en uzak oldukları noktada (günöte noktası) en yavaştır. Dolanım süreleri yasası (3. yasa) ise, iki gezegenin dolanım sürelerinin karelerinin birbirine oranı ile bu gezegenlerin Güneş’e olan ortalama uzaklıklarının küplerinin birbirine oranının eşit olduğunu belirtir. Bu yasaya göre, gezegenlerden birinin Güneş’e olan ortalama uzaklığı ve dolanım süresi ile ikinci bir gezegenin dolanım süresi bilinirse, bu gezegenin Güneş’e olan ortalama uzaklığı hesaplanabilir.

Teleskopun Bulunuşu

Tycho Brahe ve ondan önceki bütün astronomlar teleskopun bulunmasından önceki yıllarda yaşadılar; bu yüzden gözlemlerini çıplak gözle yapmak zorundaydılar. Teleskopu kimin bulduğu tam olarak bilinmiyor, ama bu aygıtı ilk kez astronomi gözlemlerinde kullanan ünlü İtalyan bilgin Galileo Galilei’dir (1564-1642). 1609’da kendi yaptığı teleskopla gözlemlere başlayan Galileo, Güneş lekeleri, Ay’ın dağları ve “denizler”i, Jüpiter’in dört uydusu gibi çok önemli gözlemler yaptı. Venüs’ün de tıpkı Ay gibi değişik evrelerden geçtiğini, yani bazen tam, bazen yarım daire gibi göründüğünü saptadı. Bu biçim değişiklikleri gezegenin Dünya’nm değil Güneş’in çevresinde dolandığını ve ışığını ondan aldığını açıkça kanıtlıyordu. Böylece Galileo, Kopernik’in günmerkezli evren modelinin doğruluğuna kesin olarak inandı.

Galileo’nun buluşlarından sonra gökyüzünü ve yıldızları görmek isteyen birçok kişi teleskop yapımına girişti. İlk yapılan teleskoplarda ışığı odaklamak için mercek kullanıldığından bunlara “mercekli teleskop” dendi. Işık bu merceklerden geçerken kırıldığı için bu tip gözlem araçlarının bir adı da kırılmalı teleskoptur. Çok geçmeden, ünlü İngiliz matematikçi Sir Isaac Nevvton merceklerin yerine çukur (içbükey) bir ayna yerleştirerek yeni bir teleskop gerçekleştirdi. Buna da “aynalı teleskop” ya da yansımalı teleskop denir. Çağdaş gözlemevlerinde kullanılan büyük optik teleskopların çoğu aynalı teleskoptur. Çok uzak ve sönük yıldızları gözlemleyebilmek için teleskopların çok büyük olması gerekir. Dünyanın en büyük aynalı teleskopu SSCB’nin Kafkasya bölgesindeki Zelençukskaya’dadır ve aynasının çapı 6 metredir. (Astronomların kullandığı gözlem araçlarına ilişkin bilgileri Gözlemevi ve Teleskop maddelerinde bulabilirsiniz.)

Evrensel Çekim Yasası

Nevvton’un aynalı teleskopu geliştirmesi astronomi açısından çok önemliydi, ama evrensel çekim yasasını bulması bundan çok daha önemlidir. Bu yasa, evrendeki bütün canlı ve cansız varlıklar (yıldızlar, gezegenler, hava taşıtları, insanlar, yağmur damlaları, atomlar) arasında karşılıklı bir çekim kuvveti olduğunu açıklıyordu. Evrensel çekim yasası gezegenlerin hareketine ilişkin Kepler yasalarına tam bir açıklık getirdiği gibi, bu yasalar ile gözlem sonuçları arasındaki bazı tutarsızlıkları da açıkladı. Fırlatılan bir cismin ya da dalından kopan bir elmanın neden havada kalmayıp yere düştüğü de gene bu yasanın açıklayabildiği bir olguydu. (Ayrıca bak. İVME; YERÇEKİMİ.)

Newton’un çekim yasası, eskiçağlardan beri bilinen M erkür, Venüs, Mars. Jüpiter ve Satürn gezegenleri ile kendi gezegenimiz olan Dünya dışında iki yeni gezegenin daha keşfine yol açtı. Yedinci gezegen olan Uranüs’ü, Almanya’da doğup İngiltere’de yaşayan ünlü astronom ve teleskop yapımcısı Sir Wiliam Herschel 1781’de bulmuştu. Sonradan U ranüs’ün yörüngedeki hareketinde Nevvton yasalarına uymayan bazı düzensizlikler saptandı. Bunun tek açıklaması, Uranüs’ün ötesinde, onun hareketlerini etkileyen başka bir gezegenin bulunmasıydı. İngiliz John Couch Adams ile Fransız Urbain Le Verrier birbirlerinin çalışmalarından habersiz olarak bu konuya el attılar ve Uranüs’ü bu düzeyde etkileyebilmesi için yeni gezegenin nerede bulunması gerektiğini ayrı ayrı hesapladılar. 1846’da Alman astronom Johann Gaile, teleskopunu Adams ve Le V errier’nin belirttikleri noktaya çevirdi ve Neptün adı verilen sekizinci gezegeni buldu.

Bir süre sonra N eptün’ün de Nevvton yasasına tam uygun olarak hareket etmediği anlaşıldı. Bu düzensizliğin sorumlusu da gene yeni bir gezegendi. Plüton olarak adlandırılan bu dokuzuncu gezegeni 1930’da A BD’li astronom Clyde Tombaugh buldu. Plüton bugün bilinen gezegenlerin sonuncusudur; üstelik Güneş Sistemi’mizde Plüton’un ötesinde başka gezegenlerin olabileceğine inanan astronomların sayısı da pek fazla değildir. Ama evrende başka “güneş sistemleri” de var ve bu yıldızların çevresinde dolanan gezegenlerin olmaması için hiçbir neden yok. Nitekim, Barnard Yıldızı olarak bilinen yakındaki bir yıldızın ışığındaki titreşmeler, bu yıldızın çevresinde dolanan büyük bir gezegenin etkisinden kaynaklanabilir.

Nevvton’un evrensel çekim yasasının çok önemli başka sonuçları da oldu. Merkür gezegeninin hareketinde Nevvton yasasına uymayan hafif bir sapma belirlenmiş ve neden ileri geldiği bir türlü açıklanamamıştı. Le Verrier, M erkür ile Güneş arasında başka bir gezegenin bulunabileceğini öne sürdü, ama böyle bir gezegenin varlığı saptanamadı. Bu olayın açıklaması ancak 1915’te, büyük Alman bilgini Albert Einstein’ın çekim yasasıyla yapılabildi. Einstein’ın “Görelilik Kuramı”nm bir parçası olan bu yasa, M erkür’den yansıyan ışık ışınlarının Güneş’in yakınından geçerken sapmaya uğradığını ortaya koymuştu. Bu sapma nedeniyle gezegen, bulunduğu gerçek noktadan daha farklı bir yerdeymiş gibi görünüyordu. Einstein enerji ile kütlenin eşdeğerli olduğunu kanıtlayarak, bir enerji türü olan ışık ışınlarının da Güneş’in çekim kuvvetiyle doğrultu değiştireceğini açıkladı.

Fotoğraf Makinesi ve Spektroskop

Yıldızlar Dünya’ya gezegenlerden çok daha uzakta olduğu için bu gökcisimlerinin incelenmesi daha güçtür. Bu yüzden, teleskopun bulunmasından sonra astronomlar bütün ilgilerini o güne kadar gözlemleyemedikleri yıldızlara yönelttiler. İlk kez 19. yüzyılda astronomi araçları arasına katılan fotoğraf makinesi ile spektroskopun da yıldız astronomisinin gelişmesine çok büyük katkıları oldu.

İlk astronomi fotoğrafları, A B D ’li John W. D raper’in 1840’ta çektiği Ay fotoğraflarıydı. Fotoğrafı çekilen ilk yıldız ise Vega oldu; 1850’de A B D ’deki Harvard Gözlemevi’nin astronomları bu parlak yıldızı görüntülemeyi başardılar. Günümüzde hemen hemen bütün astronomlar yıldızları incelerken, teleskoplara takılmış özel fotoğraf makineleriyle bir yandan da fotoğraflarını çekerler. Bu makinelerde fotoğraf filmi yerine genellikle ışığa duyarlı cam levhalar kullanılır. Gözlemle yetinmeyip fotoğraf çekmenin birçok yararı vardır. Bunlardan en önemlisi, fotoğraf makinesinin objektifi saatlerce açık tutulabildiği için, çok sönük yıldızlardan gelen ışığın fotoğraf camı üzerindeki duyarlı maddeyi etkileyebilecek kadar zaman bulabilmesidir. Böylece astronom, yıldızı teleskopuyla göremese bile görüntüsünü saptamış olur. Bugün, fotoğraf filmi ya da levhası üzerinde görüntünün oluşmasını hızlandıran özel aygıtlar kullanarak daha kısa zamanda fotoğraf çekilebilmektedir.

Astronominin hizmetindeki önemli aygıtlardan biri de spektroskoptur. Cam prizmadan geçirilen bir ışık demetinin, tıpkı gökkuşağında olduğu gibi tayfındaki renklere ayrılacağı Newton’dan beri biliniyordu. 19. yüzyılın başlarında bulunan spektroskop da, yıldızlardan ve öbür gökcisimlerinden gelen görünür ışığı renklerine ayırma olanağı verdi. Sir William Herschel ve Alman bilgin J. W. Ritter Güneş’in tayfını inceleyerek kızılötesi ve morötesi ışınımları buldular. Güneş’in ve yıldızların tayfını bir teleskop ve prizma aracılığıyla incelemeyi düşünebilen Alman bilgini Joseph von Fraunhofer (1787-1826) ise bu buluşuyla spektroskopinin temellerini attı. Bu bilim dalı da yıldızların, gezegenlerin ve öbür gökcisimlerinin yapısındaki kimyasal elementlerin tek tek tanımlanabilmesini sağladı. Spektroskop, yıldızların ve gökadaların hareketlerinin belirlenmesinde de astronomların en büyük yardımcılarından biridir (bak. DOPPLER ETKİSİ; Tayf ) .

Güneş ve Yıldızlar

Fotoğraf makineleri ve spektroskoplarla edinilen yeni bilgiler, evren konusundaki görüşleri tam anlamıyla altüst etti. Örneğin Güneş’in hiçbir ayrıcalığı olmayan sıradan bir yıldız olduğu anlaşıldı. Bugün, hemen hemen bütün yıldızlar gibi Güneş’in de neredeyse yalnızca hidrojenden oluştuğu biliniyor. Bu en hafif gazın yanı sıra yapısında az miktarda helyum ve önemsenmeyecek düzeyde sodyum, demir, krom gibi başka kimyasal elementler bulunur. Yüzeyindeki sıcaklık yaklaşık 6.000°C’dir. Güneş’ten daha sıcak ya da daha soğuk Yıldızlar da vardır ve bir yıldızın rengi sıcaklığının da göstergesidir. En sıcak yıldızlar beyaz, en soğuk olanlar kırmızı görünür. Sarı renkte olan bizim Güneş’imizin sıcaklığı ise bu iki sınırın ortasındadır.

1920’lerde İngiliz astronom Sir Arthur Eddington (1882-1944), Güneş’in ve yıldızların ışımasını sağlayan enerji kaynağının, atom çekirdeğinin parçalanmasından doğan nükleer enerji olduğunu açıkladı. O güne kadar hiç kimse milyarlarca yıldır, hiç değilse Dünya var olduğundan bu yana Güneş’in bu enerjiyi nereden sağladığını düşünmemişti. Eddington’un açıklamasından bir süre sonra, yıldızlardaki hidrojeni helyuma dönüştürerek olağanüstü boyutlarda enerjinin açığa çıkmasını sağlayan nükleer tepkimeler bütün ayrıntılarıyla belirlendi.

Bugün astrofizikçiler, aykırı özellikleri olmayan bir yıldızın gelişmesindeki bütün aşamaları açıklayabiliyorlar. Yıldızların saptanabilen özellikleri arasındaki farklılıklar da çoğu kez aralarındaki yaş farkını belirlemeye yardımcı oluyor. Bazı büyük yıldızların yaşamı çok şiddetli bir patlamayla son bulur; bunlara patlayan yıldız ya da süpernova denir. Boğa takımyıldızındaki Yengeç bulutsusu 1054’te patlayan eski bir süpernovanm kalıntısıdır.

Bulutsular ve Gökadalar

1770’te Fransız astronom Charles Messier, gökyüzünde birer toz bulutu gibi görünen ışıklı lekelerin bir listesini yayımladı. Özellikle kuyrukluyıldızları araştıran Messier’nin amacı, görünmesini beklediği kuyrukluyıldızlar ile bu durağan, bulutu andıran lekeleri birbirine karıştırmamaktı. Sonunda, katalogundaki bu gökcisimlerinin sayısı 108’e ulaştı. Astronomlar Messier’nin listesinde kayıtlı olan bulutsuları bugün bile M İ, M2, M3 gibi sıra numarasıyla belirtirler.

Messier, listesine aldığı bu ışıklı lekelerin ne olduğunu tanımlayamadı ve hepsini “bulut” anlamındaki Latince bir sözcükle nebula olarak adlandırdı. Sonradan daha büyük ve güçlü teleskoplarla gözlemlenince bulutsuların birçok değişik tipi olduğu anlaşıldı. Bazıları birer yıldız kümesiydi, bazıları sarmal biçimde görünüyordu, bazıları ise gerçekten ışık saçarak parıldayan gaz bulutlarıydı. Bugün bulutsu terimi yalnızca uzaydaki gaz ve toz bulutları için kullanılır.

Geceleri gökyüzünde gördüğümüz bütün yıldızlar, milyarlarca yıldızı içeren dev bir topluluğun üyeleridir. Bütün gezegenleriyle birlikte Güneş’in de yer aldığı bu yıldız topluluğuna Samanyolu Gökadası denir. Bu gökada ya da galaksi, ortası şişkince bir disk biçimindedir. Dünya’daki birer gözlemci olarak biz de bu diskin içinde bulunduğumuz için, uzağımızdaki yıldızları gökyüzünde bir uçtan öbür uca uzanan soluk ışıklı geniş bir kuşak gibi görürüz. Henüz milyarlarca yıldızlık bir gökada olduğu anlaşılmadan önce bu ışıklı kuşağa Samanyolu denmişti. Bu yüzden, içinde bulunduğumuz bu gökadaya da öbür uzak gökadalardan ayırt etmek için Samanyolu Gökadası denir.

Gökadamızdaki bazı yıldızlar birbirlerine biraz daha yakın olduklarından, gökyüzünde yıldız kümesi denen topluluklar oluşmuştur. Bulutsuz gecelerde küçük bir teleskopla ya da bir dürbünle bakıldığında bile Samanyolu’ndaki yoğun yıldız kümeleri görülebilir. İki tip yıldız kümesi vardır. Açık yıldız kümelerinde seyrek olarak dağılmış yüz ile birkaç bin arasında yıldız bulunur. Örneğin Ülker kümesi bu tiptendir. Küresel yıldız kümeleri ise birbirine iyice yaklaşmış 1 milyon kadar yıldızdan oluştuğu için ışıktan bir top gibi görünür.

İçeriden baktığımızda hafifçe ışıldayan bir kuşak gibi gördüğümüz bu gökadanın dıştan nasıl göründüğünü kestirmek kolay değildir. Bu konuyla ilk ilgilenenlerden biri Sir William Herschel oldu. Bugün Samanyolu Gökadası’nın biçimi hemen hemen saptanmıştır. Toz bulutları çoğu kez ışığın atmosferden geçmesini engellese de, yıldızlar arası uzaydan gelen radyo dalgalarını engelleyemediği için bu başarıda en büyük pay radyo astronominindir. Böylece gökadamızın bir sarmal biçiminde olduğunu, yıldız ve gaz bulutlarının da bu sarmalın “kolları”nı oluşturduğunu biliyoruz.

1920’lerde, bulutsu olduğu sanılan bazı gökcisimlerinin gerçekte başka gökadalar olduğu anlaşıldı. Bu dış gökadalar da bizim gökadamız gibi pek çok yıldızdan oluşur, ama Samanyolu’nun çok ötesinde, uzayın derinliklerinde yer alır. Üstelik A B D ’li astronom Edwin Hubble’ın (1889-1953) açıkladığı gibi, bütün gökadalar hem Samanyolu’ndan, hem birbirlerinden giderek uzaklaşmaktadır. Böylece evren genişliyor ve gökadalar uzaklaştıkça evrendeki kaçış hızları daha da artıyor. Teleskopların saptayabildiği uzaklıkta milyonlarca gökada vardır. Bunlardan bazıları sarmal, bazıları elips biçimindedir. Garip biçimler almış olan birkaç gökada ise sanki iç patlamalar sonucunda dağılmış gibi görünür.

1960’lardan bu yana astronomlar dış uzayın derinliklerinde alışılmadık bazı gökcisimleri saptıyorlar. Bunlardan bir bölümü kuvazarlardır. Bu garip gökcisimleri bir güneş sistemi büyüklüğündedir ve yaydıkları enerji küçük bir gökadanınkiyle eşdeğerdedir. Astronomların çoğu kuvazarların gözlenebilir evrenin sınırlarında bulunduğuna ve çok büyük bir hızla bizden uzaklaştığına inanıyor. Evrenin derinliklerindeki ilginç gökcisimlerinin başka bir tipi de nötron yıldızlarıdır. Bunlar bir süpernova kalıntısının merkezinde yer alan ve çapları birkaç kilometreyi aşmayan yoğun kütleli yıldızlardır. Belirli aralıklarla ışınım yayan bazı nötron yıldızlarına pulsar ya da atarcayıldız denir. Kara delik denen oluşumlar ise bunların hepsinden daha ilginçtir. Kara delikler gözle görülemiyor; ama kütleleri o kadar yoğun, çekim kuvvetleri o kadar fazla ki, yakınlarındaki bütün maddeleri soğuran (yutan) bu nesnelerden ışık bile kaçamıyor.

Evrenin Boyutu

Dünya’nm Güneş’e ve yıldızlara uzaklığını ölçmek, yüzyıllar boyunca astronomları en çok uğraştıran konulardan biri oldu. Bugün kendi adıyla anılan kuyrukluyıldızın yörüngesini önceden belirleyerek büyük ün kazanan İngiliz astronom Edmond Halley, Venüs gezegenini tam Dünya ile Güneş arasından geçerken gözleyerek Güneş’in uzaklığını hesaplamak için bir yöntem tasarladı. Gezegenin bu geçişi bir yüzyıl içinde ancak iki kez gerçekleşir. Venüs’ün geçişini Dünya’nm çeşitli noktalarından gözleyen astronomlar, gezegenin Güneş’in önünden geçerken değişik yollar izlediğini görürler. Bunun nedeni ıraklık açısıdır. Başınızı iki yana döndürürseniz ıraklık açısının nasıl bir etki yaptığını kolayca anlayabilirsiniz. Böyle yaptığınızda, arka plandaki uzak nesneler sabit kalırken yakındaki nesneler sağa sola doğru kayıyormuş gibi görünür. Bu kaymanın ya da konum değişikliğinin büyüklüğüne bakarak, yakındaki nesnelerin ne kadar uzakta bulunduğu çıkarılabilir. Ama bir gözlemcinin gezegenler ve yıldızlar arasındaki ıraklık açısını görebilmesi için neredeyse bir dünya seyahati yapması gerekir. Bu yüzden astronomlar bu konum değişikliğini izleyebilmek için genellikle D ünya’nm uzaydaki hareketinden yararlanmayı seçerler. Gezegenlerin ve yakın yıldızlardan bazılarının uzaklığını bulmak için bu veri yeterlidir. G erçekten de Dünya altı ayda 300 milyon km yol alır, yani konumu Güneş çevresinde çizdiği yörüngenin çapı kadar değişir. Bugün Güneş Sistemi içindeki gökcisimlerinin uzaklığı radarlar aracılığıyla doğru olarak ölçülebiliyor. Ama yıldızlar için hâlâ ıraklık açısı gibi dolaylı yöntemlere başvurmak gerekiyor. Dünya’ nin Güneş’e uzaklığı yaklaşık 148 milyon kilometredir; bu değer 1 astronomi birimi olarak kabul edilmiştir.

Güneş’ten sonra en yakınımızdaki yıldız en az dört ışık yılı uzaklıktadır. Dünya ile “yakın” komşuları arasında böylesine inanılmaz uzaklıklar söz konusu olduğu için, astronomide uzaklık ölçüsü birimi olarak ışık yılını kullanmak daha uygundur. Işık yılı, ışığın bir yılda aldığı yoldur ve yaklaşık 10 trilyon kilometreye eşittir. Gökcisimlerinin uzaklığını saptamanın başka bir yolu da, yaydıkları doğal ışığın şiddeti bilinen bazı yıldızlarla karşılaştırmaktır. Böyle bir yıldızın ışığı ne kadar zayıfsa Dünya’dan uzaklığı da o kadar fazladır. A B D ’li astronom Henrietta Leavitt (1868-1921), parlaklığı zaman içinde hızla ve devirli olarak değişen bazı yıldızlardan uzaklık ölçümünde yararlanılabileceğini fark etmişti. Sefeitler ya da Kefeitler denen bu değişen yıldızlar, bazı yakın gökadaların içinde kolayca tanınabilir ve böylece gökadaların uzaklığı konusunda bir yargıya varılabilir. Dünya’ya en yakın gökadalardan biri olan Andromeda en az 2 milyon ışık yılı uzaklıktadır.

Gökadaların tayfları incelendiğinde, bu gökcisimlerinin Dünya’dan giderek uzaklaştığı, uzaklaştıkça daha da hızlandığı anlaşılmıştı. Yıldızları tek tek ayırt edilemeyen daha uzak gökadalarda belki bu bilgiden yararlanılabilir. Bu gökadaların tayflarını inceleyerek hızlarını bulmak oldukça kolaydır. Böylece, Dünya’dan ne kadar hızla uzaklaştıklarına bakarak uzaklıkları bulunabilir. Bu yöntemlerle varlığı saptanabilecek en uzak gökcisimleri büyük olasılıkla Dünya’dan 15 milyar ışık yılı uzakta olacaktır!

Astronomlar, bilinen her şeyden daha büyük olan evreni incelerken bir yandan da maddenin en küçük parçası olan atomlarla ilgilenirler. Çünkü Güneş’in ve yıldızların enerji kaynağı, hidrojen atomlarının çekirdeğidir. Astronomların uzayda gözledikleri pek çok şeyi yeryüzündeki bir laboratuvar ortamında gerçekleştirmek olanaksızdır. Bu nedenle, fizik bilimleri dünyasının başka yoldan erişilemeyecek birçok sırrına ancak astronomiyle yaklaşılabilir.