Işınım Dengesi
Posted by admin on November 15th, 2008
IŞINIM, YERKÜRE ÖLÇEĞİNDE ELE ALINDIĞINDA AŞAĞI YUKARI DENGEDEDİR, AMA ENLEMLERE GÖRE ÖNEMLİ ÖLÇÜDE DEĞİŞİR.
Dünya’nın kendi çevresinde ve Güneş’in çevresinde dönmesi ile kutupların ekseninin Dünya’nın dönüş düzlemine göre eğimli olması, günün uzunluğunda ve Güneş’in ufuk üzerindeki azami yüksekliğinde değişmelere neden olur.
Alınan ışınım, günler uzun olduğunda ve ışınlar yeryüzüne dik olarak indiğinde en üst düzeydedir; bu durumda ışınlar eğik ışınlardan daha küçük yüzeyi ısıtır. Ekvatorda günün uzunluğu çok az değişir. Yukan enlemlere çıkıldıkça günler yazın uzar, kışın kısalır. Mevsimler arasındaki eşitsizliğin en büyük olduğu yer kutuplardır. Haziran gündönümünde Güneş ışınlan kuzey dönencesinde Dünya’ya dik olarak iner ve Kuzey Ya-nküre’de Güneş en yüksek noktadadır. Kuzey kutup dairesinin ötesinde Güneş batmaz, ama ışınların yüzeyle oluşturduğu açı ancak 23″ 27′ ‘dir. Aralık gündönümünde durum, Güney Yarıküre’de aynı, Kuzey Yan-küre’deyse bunun tersidir. Mart ve eylül ekinokslarında (ılım noktası), Güneş ışınlan ekvatora dik olarak iner ve bütün-yeryüzünde geceyle gündüz birbirine eşittir.
Böylece Güneş’ten gelen enerjinin miktarı mevsimlere ve enleme göre değişir.
Araya giren başka’etkenler de vardır. Yeryüzünün, mesela kar veya buzla kaplanarak açık bir renk alması sonucu ışınları yansıtma gücü (albedo) arttığında; ışınlar çok eğik olduğunda (bu durumda ışınların kat ettikleri yol uzar ve soğurma, yansıma ve yayılmanın neden olduğu enerji kayıpları büyür); bulutlu veya kirli hava Güneş ışınımının bir bölümünü geri yansıttığında önemli enerji kayıplan oluşur. Kutup bölgeleri ve kutupaltı bölgeler Güneş ışınlarından çok az yararlanır. Kışın hep gece yaşanır.
Yazın günler çok uzundur, ama ışınlar ufuk çizgisi üzerinde alçaktır. Hava berraktır, ama kana veya buzla kaplı bölgelerde albedo çok güçlüdür. Orta enlemlerdeki bölgelerde Güneş ışınımı mevsimlere göre büyük değişiklik gösterir. Kışın günler kısadır, Güneş ufuk çizgisi ü-zerinde alçaktır ve karların veya bulutlann üzerinde albedo etkisi önemlidir. Yazın günler uzundur ve Güneş ufuk çizgisi üzerinde yüksektir. Dönencelerarası bölgelerde Güneş ufuk çizgisi üzerinde daima yüksektir ve Güneş ışınımı en üst düzeydedir. Tropikal çöller dışında, yalnız yağmur mevsimindeki bulutlu havayla kurak mevsimdeki tozlar sınırlayıcı etkenlerdir.
Sonuçta, ışınım dengesi, dönencelerarası bölgelerde pozitif, 38° enleme doğru sıfır (mesela Sicilya’nın bulunduğu enlem), daha yüksek enlemlerde ise negatiftir.
Radyoastronomi
Posted by admin on November 13th, 2008
BİRÇOK GÖKCİSMİ, RADYO DALGALARI DA YAYIMLAR BUNLAR, ÇOĞU ZAMAN BATARYALAR HALİNDE GRUPLANAN RADYOTELESKOPLARLA DİNLENİR
İkinci Dünya Savaşı’nın sona ermesinden bu yana, radyoelektrik dalgaları yayımlayan gökcisimlerinin incelenmesi önem kazandı. Söz konusu bu inceleme, Dünya’dan 0,1 mm ile yaklaşık 15 m arasında değişen bir dalgaboyu aralığında gerçekleştirilir. Gözlemler, bulutluluk düzeyi ne olursa olsun, hem gündüz hem de gece yapılabilir. Işımayı toplamak için kullanılan ve radyoteleskop adı verilen aletler temel olarak, optik teleskoplardan farklı değildir ve bunlar da, benzer ilkelere göre çalışır. Dalgalan, yansına bir yüzey toplar ve odağında yer alan bir anten üzerinde yoğunlaşbnr. Görünür alana oranla çok daha zayıf olan bu ışıma yükseltilerek, çözümlemek ve kaydetmek için bir alıcıya gönderilir. Radyo dalgaları, görünür ışınımlara oranla çok daha büyük bir dalgaboyuna sahip olduğundan, süreklilik gösteren yansıtıcı bir yüzey gerekmez ve incelenen dalgaboyu ne kadar büyükse, o ölçüde küçük aralıktan olan bir ızgarayla ye (inilebilir:« ayna »nm yüzey düzensizlikleri, dalgaboyunun 1/10′undan düşük olmalıdır. Buna karşılık, eşit çapta radyoteleskopların ayırma gücü, aynı çaplı optik teleskoplarınkınden çok daha düşüktür. Ayırma gücü, yansıtıcı yüzeylere büyük boyutlar (30-40 m’ye kadar) verilerek ve özellikle girişimölçüm tekniğine başvurularak iyileştirilir. Bu teknik bir gökcismini, birbirinden uzakta, kimi zaman aralarında binlerce kilometre olan birçok aletle aynı anda gözlemlemeye dayanır (çok büyük tabanlı girişimölçüm). Bu son gözlem turunda, işaretler, manyetik bantlar üzerine kaydedilir ve sonra karşılaştırılır. Yansıtıcılar, çeşitli biçimlerde olabilir. En yaygın tip, yönlendirilebilen parabolik yansıtıcıdır. Öte yandan kısmen hareket edebilen radyoteleskoplar da vardır. Bunlarda yatay bir eksen çevresinde hareket eden düzlem bir ayna bulunur. İncelenen kaynaktan gelen dalgalan bu ayna toplar ve dönel paraboloit veya küre parçası biçiminde, sabit bir aynaya yansıtır; bu ayna da düzlem aynadan aldığı dalgalan kendi odağında yer alan bir anten üzerinde yoğunlaştırır.
Astronomik Uzaklıklar
Posted by admin on October 6th, 2008
Gökcisimleri arasındaki mesafeler çok büyükcür. O kadar ki, bunları kilometre cinsinden ifade etmek pek pratik değildir. Çoğu zaman bunların, ışık zamanı ölçeğinde belirtilmesi tercih edilir. Boşlukta ışık, 300 000 km/sn’ye çok yakın, değişmez bir hızda yayılır; böyle belli bir zaman aralığında daima aynı uzaklığı kat eder ve bu, ölçek olarak alınabilir. Yıldız uzaklıklarını ifade etmek için yaygın olarak kullanılan birim, ışığın bir yılda aldığı yola eşdeğer olan ışık yılı’dıt (simgesi: ly). Bir ışık yılı, 10 trilyon km’ye yakın bir uzaklığı gösterir. Güneş Sistemi’ne en yakın yıldız olan, Erboğa takımyıldızından Proksima yıldızı 4,22 ıy, yani 40 trilyon knrden daha uzakta yer alır. Uzaklığı 10 ıy’nın altında, yalnızca 11 yıldız ve uzaklığı 15 ıy’nın biraz altında, 40 kadar yıldız bilinmektedir. Gökada, çapı 100 000 ıy olan bir disktir ve burada, iki yıldız arasındaki ortalama uzaklık 3 ıy’dır. Nitekim en yakın komşumuz Ay, sadece 1,25 ı-şık-saniye, Güneş 8 ışık-dakika ve Güneş Sistemi’nin 1993 yılına kadar en uzak gezegeni olarak bilinen Neptün, 4,4 ışık-saatlik bir uzaklıktadır. Nisan 1993′te İngiliz ve Amerikalı bilimadamlannca Havvaii Adalan’ndaki gözlemevinden fotoğrafı çekilen Karla’nın yaklaşık 5,95 ışık-saat uzaklıkta olduğu tahmin edilmektedir. Bununla birlikte, Güneş Sistemi dahilinde, astronomlar tarafından kullanılan uzaklık ölçeği, Dünya’nın Güneş’e olan ortalama uzaklığıdır. Astronomi birimi (simgesi: ab) adı verilen bu uzaklık biriminin yaklaşık değeri, 149,6 milyon km’dir.
Uzak gökcisimleri için uzmanlar genellikle parsek’i (simgesi: pc) ve katlan olan ki-ioyarsek (1 kpc=l 000 pc) ile megaparsek’i (1 Mpc= 106 pc) kullanır, Parsek, « paralaks saniye »nin kısaltmasıdır: 1 parsek Yer yörüngesi yarıçapının 1 saniyelik bir açı (paralaks adı verilen) altında görüldüğü u-zaklığı temsil eder. 1 parsek, 3,26 ıy’na, 206 265 ab’ne veya yaklaşık 30 trilyon km’ye eşdeğerdir.
Çıplak gözle görülebilen yıldızların birçoğu 20-30 parsekle yüzlerce parsek arasında değişen uzaklıklarda bulunmaktadır. Güney gök yarıküresinde yer alan, görülebilir en yakın gökada Büyük Macellan bulutsusu, 50 kpc’lik, (ykş. 170 000 ıy) bir uzaklıktadır.
İşık sonlu bir hızla yayıldığından, bir gökcismi ne kadar uzaktaysa, ışığı bize ulaşmak için o kadar çok zaman harcar. Bu süre, Güneş için birkaç dakikadan ve Güneş Sistemi’nin en uzak gezegenleri için birkaç saatten ibarettir; ancak yıldızlar için bu süre yıllara, hatta yüzyıllara ulaşır; gökadalar içinse, daha uzun süreler gerekir. Bu durum Evren‘i, belli bir andaki konumunda görmenin imkânsız olduğu anlamına gelir. Mesela Kutup Yıldızı, 650 ıy’lık bir u-zaklıktadır: öyleyse biz söz konusu yıldızı XIV. y/daki, yani Yüz Yıl Savaşlan’nm başladığı yıllardaki haliyle görmekteyiz. Çünkü ışınları gözümüze 650 yıl sonra ulaşmaktadır. Çıplak gözle gözlenebilen en uzak gökcismi, Andromeda’dan M 31 gökadası için geçmişe doğru bu sıçrama, çok daha olağanüstü boyutlar kazamr; aynı nedenle en yakın gökada olan M 31, bize bundan yaklaşık 2 milyon yıl önceki, yani Dünya’da australopithecusun yaşadığı dönemdeki haliyle görünmektedir. Günümüzde en güçlü teleskoplar, 10 milyar ışık yılını aşan uzaklıklara kadar Evren’i taramaktadır. Bunlar, geçmişe yolculuk yapmamızı sağlayan gerçek zaman makineleridir; dolayısıyla bize çok eski dönemlere tanıklık eden gökcisimlerini gösterir ve Evren’in tarihini yeniden yazmamıza yardımcı olur.
