1. Ana Sayfa
  2. Fizik
  3. Gözlemlenebilen Gök Cisimlerinin Uzaklıkları Nasıl Hesaplanmaktadır?

Gözlemlenebilen Gök Cisimlerinin Uzaklıkları Nasıl Hesaplanmaktadır?

featured

Gökbilimciler, yıldız paralaksı veya trigonometrik paralaks adı verilen bir yöntem kullanarak yakındaki nesnelerin uzaydaki mesafesini tahmin eder. Basitçe söylemek gerekirse, Dünya güneşin etrafında dönerken bir yıldızın daha uzak yıldızların arka planına karşı görünür hareketini ölçerler. 

Harvard Smithsonian Astrofizik Merkezi’nden bir astronom olan Mark Reid, “astronomide mesafe almanın en iyi yolu” paralakstır. Fiziği içermediği için paralaksı yıldız mesafelerini ölçmek için “altın standart” olarak tanımladı; daha ziyade,  yalnızca geometriye dayanır .

Profesör Edward L. Wright’a göre, yöntem, yörüngesinin bir tarafında Dünya ve yörüngesinin diğer tarafında altı ay sonra Dünya olmak üzere, yıldızın oluşturduğu bir üçgenin iki açısını ve içerdiği tarafı ölçmeye dayanıyor.

Elinizi uzatın, sağ gözünüzü kapatın ve uzattığınız baş parmağınızı uzaktaki bir nesnenin üzerine koyun. Şimdi gözlerinizi değiştirin, böylece solunuz kapalı ve sağınız açık. Başparmağınız arka plana karşı hafifçe kaymış gibi görünecektir. Bu küçük değişikliği ölçerek ve gözleriniz arasındaki mesafeyi bilerek baş parmağınıza olan mesafeyi hesaplayabilirsiniz.

Bir yıldızın mesafesini ölçmek için gökbilimciler, Dünya ile güneş arasındaki ortalama mesafe olan yaklaşık 93 milyon mil (150 milyon kilometre) olan 1 astronomik birimin (AU) temel çizgisini kullanırlar . Ayrıca, gece gökyüzünde bir derecenin küçük kesirleri olan küçük açıları ark saniye cinsinden ölçerler.

Bir AU’nun taban çizgisini bir yay saniyesinin tanjantına bölersek, yaklaşık 19.2 trilyon mil (30.9 trilyon kilometre) veya yaklaşık 3.26 ışıkyılı ortaya çıkar. Bu uzaklık birimine paralaks saniye veya parsek (pc) denir . Ancak en yakın yıldız bile güneşimize 1 parsekten daha uzaktır. Bu nedenle gökbilimciler, bir yıldıza olan mesafeyi belirlemek için modern teknolojiden önce imkansız olan yıldız kaymalarını 1 ark saniyeden daha kısa sürede ölçmek zorundalar.

Erken Önlemler

Paralaks kullanılarak bilinen ilk astronomik ölçümün, Yunan gökbilimci Hipparchus’un aya olan mesafeyi ölçmek için iki farklı yerden güneş tutulması gözlemlerini kullandığı MÖ 189’da gerçekleştiği düşünülüyor . 

Hipparchus, o yılın 14 Mart’ında Türkiye’nin Hellespont kentinde tam bir güneş tutulması olduğunu, aynı zamanda daha güneyde İskenderiye, Mısır’da ayın güneşin sadece beşte dördünü kapladığını kaydetti. Hellespont ve İskenderiye arasındaki temel mesafeyi – 9 derece enlem veya yaklaşık 600 mil (965 km) ile birlikte ayın kenarının güneşe göre açısal yer değiştirmesini (yaklaşık bir derecenin onda biri) bilerek, mesafeyi hesapladı. aya yaklaşık yüzde 50 fazla uzak olan yaklaşık 350.000 mil (563.300 km) olacaktı. Hatası, Ay’ın tam tepemizde olduğunu varsayması ve böylece Hellespont ile İskenderiye arasındaki açı farkını yanlış hesaplamasıydı.

1672’de İtalyan gökbilimci  Giovanni Cassini  ve meslektaşı Jean Richer, Cassini Paris’te ve Richer Fransız Guyanası’nda Mars’ı eşzamanlı olarak gözlemledi. Cassini, Mars’ın Dünya’dan uzaklığını belirleyen paralaksı hesapladı  . Bu, güneş sisteminin boyutlarının ilk tahmini için izin verdi.

Paralaks kullanarak bir yıldıza olan mesafeyi ölçmeyi başaran ilk kişi  , 1838’de 61 Cygni’nin paralaks açısını 0.28 arksaniye olarak ölçen ve bu da 3.57 pc’lik bir mesafe veren FW Bessel’di . En yakın yıldız olan Proxima Centauri, 0.77 yay saniyelik bir paralaksa sahiptir ve 1.30 pc’lik bir mesafe verir. 

Kozmik Mesafe

Paralaks, kozmik mesafe merdiveninde önemli bir basamaktır  . Gökbilimciler, yakındaki birkaç yıldıza olan mesafeleri ölçerek, bir yıldızın rengi ile gerçek parlaklığı, yani standart bir mesafeden bakıldığında göründüğü parlaklık arasında ilişkiler kurabildiler. Bu yıldızlar daha sonra “standart mumlar” haline gelir.

Reid, bir yıldız paralaksını ölçmek için çok uzaktaysa, gökbilimciler rengini ve tayfını standart mumlardan biriyle eşleştirebilir ve içsel parlaklığını belirleyebilir, dedi. Bunu görünen parlaklığıyla karşılaştırarak, 1/ r ^ 2 kuralını uygulayarak mesafesini iyi bir şekilde ölçebiliriz .

1/ r ^ 2 kuralı, bir ışık kaynağının görünen parlaklığının, uzaklığının karesiyle orantılı olduğunu belirtir. Örneğin, bir fit kare bir görüntüyü ekrana yansıtırsanız ve ardından projektörü iki kat daha uzağa hareket ettirirseniz, yeni görüntü 2 fit x 2 fit veya 4 fit kare olacaktır. Işık dört kat daha büyük bir alana yayılır ve projektörün yarısı kadar uzakta olduğu zamankinin yalnızca dörtte biri kadar parlak olacaktır. Projektörü üç kez uzaklaştırırsanız, ışık 9 fit kare kaplayacak ve yalnızca dokuzda biri kadar parlak görünecektir.  

Bu şekilde ölçülen bir yıldız uzak bir kümenin parçasıysa, tüm bu yıldızların aynı uzaklıkta olduğunu varsayabiliriz ve bunları standart mum kitaplığına ekleyebiliriz. 

Bize Katılın!
Yeni yazılarımızdan, etkinliklerden ve her şeyden ilk siz haberdar olun.