Gök Cisimleri Arasındaki Uzaklıkları Nasıl Ölçüyoruz? Örneğin, Dünya ile Güneş Arasındaki Mesafe Nasıl Ölçülüyor?

Güneş ile Dünya arasında ortalamada 149.6 milyon kilometre vardır. Bu mesafe Ocak ayının başlarında 146 milyon kilometreye düşer (buna perihelyon denir); Temmuz ayının başlarında ise 152 milyon kilometreye çıkar (buna aphelyon denir). İyi ama, bunu nereden biliyoruz?

Aslında Dünya ile Güneş arasındaki mesafeyi doğrudan ölçmenin bir yolu yok. En azından Güneş'e gönderdiğimiz araçlardan önce yoktu; ki bu araçlar, ölçümlerimizin ne kadar doğru olduğunu ispatladı. Ancak doğrudan doğruya bir araç göndermeden önce yaptığımız, Dünya ile Güneş arasındaki mesafeyi direkt ölçmek yerine, bir diğer gök cismi (örneğin Venüs) ile Dünya arasındaki mesafeyi ölçüp, sonra bu mesafenin yörünge boyunca nasıl değiştiğine bakarak Güneş ile olan mesafemizi tespit etmekti.

Venüs veya Jüpiter gibi gezegenlerin bize olan mesafesini, sonar yöntemini kullanarak tespit etmemiz mümkün. 1961 yılından beri, ses dalgaları yerine ışık dalgalarını kullanarak uygulanan sonar yöntemiyle astronomlar, gök cisimlerine sinyaller gönderip, bu sinyallerin gök cisminden yansıyarak geri gelme süresini ölçmek suretiyle gök cisimleri arasındaki mesafeyi ölçebilmektedirler.

Bu teknolojiden önceyse, çok daha az isabetli olan geometrik yöntemlere başvurmak zorundaydık. Yani Dünya ile Güneş arasındaki mesafeye yönelik bilgilerimiz, her yeni teknolojik atılımla biraz daha gelişti ve netleşti.

Tarihte Gök Cisimleri Arasındaki Mesafe Ölçümleri

Tarihte gök cisimlerine olan mesafeyi ölçme girişiminde bulunan ilk kişi, milattan önce dördüncü yüzyılda yaşamış olan Antik Yunan bilim insanı Sisam'lı Aristarchus'tur. Aristarchus'a geçmeden önce onun, gök cisimlerine olan mesafeyi hesaplamasında temel aldığı bazı insanların çalışmalarına bakmakta fayda var.

Aristarchus'la yaklaşık aynı dönemde yaşamış olan Eratosthenes, Dünya'nın çevresini gerçek değerine çok yakın olarak ölçmüştü. Bunun sonucu olarak Dünya'nın gölgesinin uzayda nereye kadar ulaşabileceği Yunanlar tarafından hesaplanarak bugünkü değeriyle yaklaşık 1.334.000 kilometre olduğu bulunmuştu. Yani Ay, 1.334.000 kilometreden daha uzakta olamazdı. Eğer daha uzakta olsaydı, Ay tutulması olayının yaşanmaması gerekiyordu. Ay'ın 1 saatte kendi çapı kadar bir mesafe kat ettiği de yine Yunanlar tarafından bilinen bir gerçekti.

Aristarchus, Ay tutulması esnasında Ay'ın, Dünya'nın gölgesinin içinden ne kadar sürede geçtiğini hesapladı. Bunu, Ay'ın kendi çapı kadar bir mesafeyi ne kadar zamanda alması gerektiğiyle kıyaslayarak Dünya'nın gölgesinin, Ay'ın çapının yaklaşık 2,5 katı olduğu sonucuna ulaşmıştı. Eratosthenes'in hesapladığı Dünya'nın çevre uzunluğundan yola çıkarak gezegenimizin çapını da hesaplayan Aristarchus, Ay'ın gerçek çapının ne olduğunu bu yolla hesaplamıştı.

Flickr Public Domain

Ay'ın çapı artık bilindiğine göre, gökyüzünde görünen büyüklüğü kadar gözükmesi için ne kadar uzakta olması gerektiğini tahmin eden Aristarchus, Dünya-Ay arasındaki mesafeyi Dünya'nın yarıçapının yaklaşık 60 katı olarak bulmuştur. Yunan gök bilimci, Güneş'in uzaklığını ise şu şekilde düşündü: Güneş ışınları, Ay, ilk ve son dördün evresindeyken, Dünya ile Ay'ı aynı açıyla vurmayıp küçük bir fark oluşur. Ay dördün evrelerini yaşarken, Güneş-Dünya-Ay uzayda bir üçgen oluşturacak şekilde konumlanır. Fakat Ay'ın tam olarak ne zaman dördün evrelerine girmeye başladığının tespit edilmesi, eski dönemlerde zor bir işti. Güneş-Ay-Dünya açısını 87 derece olarak hesaplayan Aristarchus, Dünya-Ay mesafesinin bilinmesinden yola çıkarak Güneş ve Dünya arasındaki uzaklığı artık bulabilirdi.

Aristarchus, böylece Dünya-Güneş arasındaki mesafenin, Dünya ile Ay arasındaki mesafenin 19 katı olduğu sonucuna ulaşır. Ay ile Güneş gökyüzünde aynı büyüklükte gözüktüğü için de şöyle bir sonuca varır: Eğer Güneş 19 kat daha uzaktaysa ve Ay ile aynı boyutta gözüküyorsa, o zaman Güneş, Ay'dan 19 kat daha büyüktür.

Dünya ile Güneş Arası Göreli Mesafeyi Nasıl Ölçeriz?

Dünya ile Güneş arası mesafeyi ölçmenin ilk adımı, bir veya birkaç diğer gezegen ile Dünya arasındaki mesafeyi ölçmek ve sonrasında bunların hareketine bağlı olarak mesafede yaşanan değişimleri kullanarak, Dünya-Güneş arası mesafeyi hesaplamaktır.

Örneğin, Venüs'ü ele alalım. İşleri basitleştirmek adına, Venüs ve Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngelerini eliptik değil de, kusursuz bir daire olarak alalım. Dahası, iki gezegenin yörüngesinin birebir aynı düzlemde olduğunu varsayalım. Aşağıdaki görseli bir inceleyin (ölçeğe uygun çizilmemiştir):

Evrim Ağacı'ndan Mesaj

Neden Desteğe İhtiyacımız Var?

Aslında maddi destek istememizin nedeni çok basit: Çünkü Evrim Ağacı, bizim tek mesleğimiz, tek gelir kaynağımız. Birçoklarının aksine bizler, sosyal medyada gördüğünüz makale ve videolarımızı hobi olarak, mesleğimizden arta kalan zamanlarda yapmıyoruz. Dolayısıyla bu işi sürdürebilmek için gelir elde etmemiz gerekiyor.

Bunda elbette ki hiçbir sakınca yok; kimin, ne şartlar altında yayın yapmayı seçtiği büyük oranda bir tercih meselesi. Ne var ki biz, eğer ana mesleklerimizi icra edecek olursak (yani kendi mesleğimiz doğrultusunda bir iş sahibi olursak) Evrim Ağacı'na zaman ayıramayacağımızı, ayakta tutamayacağımızı biliyoruz. Çünkü az sonra detaylarını vereceğimiz üzere, Evrim Ağacı sosyal medyada denk geldiğiniz makale ve videolardan çok daha büyük, kapsamlı ve aşırı zaman alan bir bilim platformu projesi. Bu nedenle bizler, meslek olarak Evrim Ağacı'nı seçtik.

Eğer hem Evrim Ağacı'ndan hayatımızı idame ettirecek, mesleklerimizi bırakmayı en azından kısmen meşrulaştıracak ve mantıklı kılacak kadar bir gelir kaynağı elde edemezsek, mecburen Evrim Ağacı'nı bırakıp, kendi mesleklerimize döneceğiz. Ama bunu istemiyoruz ve bu nedenle didiniyoruz.

Destek Ol

Venüs'ün yörüngesine bakarak, Güneş-Venüs-Dünya üçgeninin dik açı yaptığı sadece 2 nokta olduğunu görebilirsiniz. Bu noktalarda, Dünya ile Venüs'ü birleştiren hayali bir çizgi, Venüs'ün yörüngesine dik açı yapacaktır. Bu iki nokta, Venüs'ün en büyük uzama pozisyonu olarak bilinir. Bunlar, Güneş ve Venüs'ün gökyüzünde birbirinden en uzakta gözüktüğü noktalardır. Daha resmi olaraksa bu iki nokta, Venüs ile Güneş arasındaki açısal ayrışmanın Dünya'dan bakıldığında maksimum olası değere ulaştığı konumlardır.

Bunu anlamanın bir diğer yolu, Venüs'ün Güneş'e nazaran gökyüzünde yaptığı hareketi takip etmektir. Venüs, Güneş etrafındaki yolculuğunu sürdürürken Dünya'dan bakıldığında görülen gökyüzünde önce Güneş'ten giderek uzaklaşır, sonra maksimum bir uzaklaşma noktasına erişir (ki bu, yukarıdaki dik açıyla gösterilen noktadır), sonra gökyüzünde tekrardan Güneş'e giderek yaklaşan bir hareket yapar. Aslına bakarsanız bu, Venüs'ün akşamları günbatımında veya sabahları gündoğumunda gökyüzünde neredeyse hiçbir zaman 3 saatten fazla gözükmemesinin de nedenidir.

İşte Venüs'ün gökyüzündeki hareketiyle ilgili birkaç basit gözlemler yaparak, bu maksimum uzama ya da ayrışma noktalarının nerede olduğunu tespit etmek mümkündür. Benzer şekilde, Güneş ve Venüs'ün gökyüzündeki konumları arasındaki açıyı hesaplamak da mümkündür. Örneğin yukarıdaki çizimde, Güneş-Dünya-Venüs üçlüsü arasındaki açı $e$ ile gösterilmektedir.

Bu noktada, trigonometri bilgilerimizi kullanarak Dünya ile Venüs arasındaki mesafeyi, Güneş ile Dünya arasındaki mesafe cinsinden hesaplayabiliriz:

$\text{Du¨nya-Venu¨s Mesafesi}=a\times cos(e)$

Yine trigonometriyi kullanarak:

$\text{Venu¨s-Gu¨neş Mesafesi}=a\times sin(e)$

Eğer Venüs ile Güneş'in gökyüzündeki ayrışma miktarını ölçecek olursanız, bunun 46 derece civarında olduğunu görürsünüz. Buradan yola çıkarak, Güneş-Venüs mesafesinin, Güneş-Dünya mesafesinin %72'si olduğunu hesaplayabilirsiniz.

Venüs, Dünya'dan ortalamada 108 milyon kilometre uzakta olduğu için, %72 üzerinden hesaplayacak olursanız, Dünya-Güneş arası mesafenin (yani %100'lük dilimin) 150 milyon kilometre olduğunu hesaplayabilirsiniz. Bu, oldukça isabetli bir hesaplamadır.

Hatta bu sonucunuzu, Merkür üzerinden hesaplama yaparak da sınayabilirsiniz. Benzer şekilde, Venüs'ün Güneş'ten açısal ayrışmasını değil de, Kepler Yasaları'nı kullanarak Venüs'ün yörünge hızını ("1 yılını") hesaplayarak da, Dünya ile olan göreli mesafesini bulmanız mümkündür. Tüm bunlar yapıldığında, aynı %72 oranına varılmaktadır. Bu oranı ve Dünya-Venüs arası mesafeyi kullanarak, Dünya-Güneş arası mesafeyi hesaplayabilirsiniz.

Parallax Yöntemi: Mutlak Mesafeleri Ölçmek...

İyi ama... Venüs'ün bize olan uzaklığını nasıl bileceğiz? İşte bunu çok isabetli bir şekilde ölçmek için modern teknolojilere başvurmak zorundayız. Çünkü görebileceğiniz gibi yukarıdaki hesaplar bize sadece oransal bir ifade vermektedir. Yani Güneş Sistemi'ndeki tüm cisimlerin birbirlerine göre mesafesini, Dünya-Güneş mesafesine göre hesaplayabiliriz. Bu, yukarıda anlattığımız gibi, Antik Yunan zamanından beri yapılmaktadır.

Ancak eğer ki mutlak bir mesafe istiyorsak, en azından (ve sadece) 1 adet mutlak büyüklüğü ölçmeye ihtiyacımız vardır: Bu, Güneş-Dünya arasındaki mesafe, Güneş-Merkür arasındaki mesafe, Dünya-Venüs arasındaki mesafe ve herhangi bir diğer mesafe olabilir. İşin güzel tarafı, bu mesafe yeryüzündeki bir mesafe de olabilir! Buna parallax yöntemi denmektedir ve aslında yukarıda yaptığımızın, mutlak mesafelere dayanan bir benzeridir.

Parallax (Paralaks) Nedir?

Tarihte, gök cisimlerine olan mesafeyi ölçmede en etkili yöntemlerden birisinin "paralaks" tekniği olduğunu biliyoruz. Paralaks kelimesi Antik Yunanca "parallassein" sözcüğünün karşılığı olup, "değişmek" anlamına gelir. Antik çağlarda yaşayan insanlar tarafından gökyüzündeki cisimlerin uzaklık açısını ölçmek için kullanılan en eski yöntemlerden birisidir. Yöntem şu şekildedir: Dünya, Güneş'in etrafında dönerken yıl içinde birbirinden en uzak olduğu 2 konum seçilir. Bu iki konum arasındaki mesafe, Dünya'nın 6 ay boyunca yörüngede kat ettiği mesafeye eşittir. Gözlemci, bu konumlardan her ikisinde de gök cismini(örneğin yıldızı) gözlemler ve 6 aylık bir süre sonunda Dünya, Güneş'in öbür tarafına geçeceği için cismin görünen konumunda bir kayma gözlenir. İşte cismin değişen konumuna bağlı olarak kayma açısına paralaks açısı denir.

Agora Bilim Pazarı

Dünya Küresi: Fiziki, 30 cm, Işıksız

Yeryüzü dağlarını, ovalarını, nehirlerini, kısaca fiziki durumunu gösteren ürünümüzü, hem gerçek bir eğitim materyali hem de şık bir aksesuar olarak kullanabilirsiniz.

• Harita Türü: Fiziki
• Çap: 30 santimetre
• Işık Durumu: Işıksız

Devamını Göster

₺750.00

Satın Al Tüm Ürünler

European Space Agency

Peki, paralaks açısı bulunan bir cismin uzaklığını nasıl ölçeriz? Bunun için, "paralaks second" teriminin kısaltması olan "parsec" ölçü birimi kullanılır. Dünya, Güneş etrafındaki yörüngesinde birbirine en uzak iki konumdayken, gözlemlenen gök cisminin görünür konumundaki 1 yay saniyelik değişimin ölçüsüne parsec denir. 1 yay saniyelik açı değişimi 3.26 ışık yılı uzaklığına karşılık gelir. Parsec(pc), yakın yıldızlar için kullanılır. Daha uzak yıldızlar için kiloparsec(kpc), uzak galaksiler için megaparsec(mpc), kuasarlar ve gözlemlenebilir evrenin sınırındaki galaksiler için ise gigaparsec(gpc) ölçü birimleri daha uygundur.

Eğer gök cismi 1 yay saniyelik görünür bir açı değişimi yapıyorsa o zaman uzaklığı 1 parsec, 0,5 yay saniyelik açı değişimi yapıyorsa uzaklığı 2 parsec olacak şekilde hesaplanır. Örneğin herhangi bir yıldızın değişen konumuna göre paralaks açısı 1 yay saniye ise bu yıldızın Güneş'e olan uzaklığı yaklaşık 206.265 astronomik birim mesafeye denk gelir. Diğer bir ifadeyle, Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin 206.265 katına eşittir. 1 yay saniye, 1 derecenin 3600'de birine eşittir. Yani bu kadar küçük bir açıyı ölçebilmek, 20 metre uzaktan bir insanın saç telinin kalınlığını görebilmek kadar zordur.

Hipparchus'un Paralaks Yöntemi

MÖ 189 yılında yaşamış Antik Yunanlı astronom Hipparchus, Güneş Tutulması sırasında iki ayrı lokasyonda gözlemler yaptırarak, Dünya ile Ay arasındaki mesafeyi hesaplamayı başardı. Bu iki lokasyondan birisi, antik zamanlarda Hellespont olarak bilinen, ülkemizin Çanakkale Boğazı idi. Diğeri ise Mısır'daki İskenderiye kenti idi. Bu iki bölge arasında 9 derece enlem farkı ya da yaklaşık 965 kilometre vardı. Güneş Tutulması sırasında Ay'ın "kenarının" Güneş'e göre konumunu ölçerek ve sonrasında trigonometri kullanarak Dünya ile Ay arasındaki mutlak mesafenin 563.300 kilometre olduğunu hesapladı. Bu, gerçek mesafeden %50 fazlaydı; çünkü Ay'ın tam tepede olduğunu varsaydı; halbuki Ay tepede değildi.

1672 yılında İtalyan astronom Giovanni Cassini ve John Richer, biri Paris'te, diğeri Fransız Ginesi'nde iken Mars'a yönelik gözlemler yaptılar. Sonrasında, iki lokasyon arasındaki mesafeden yola çıkarak Mars'ın mutlak mesafesini hesapladılar.

Teleskop Öncesi Gözlemsel Astronominin Son Temsilcisi: Tycho Brahe

16.yüzyıla gelindiğinde, Avrupa'da özellikle astronomi alanında büyük atılımlar gerçekleşmişti. Gök cisimlerine ne kadar uzakta olduğuna ilişkin yapılan çalışmalar ise kesin sonuçlar vermekten uzaktı. Astronomi alanında, özellikle gözlem yapma hususunda Tycho Brahe, ciddi çalışmalar ortaya koydu. Yaptığı gözlemler ile Kepler'in gezegen hareket kanunlarının temelini oluşturan Brahe, yaklaşık 7 metrelik büyük bir kuadranta sahipti. Danimarka kralı II.Frederick'in himayesi altında, Hven Adası'nda yaptığı gözlemler neticesinde, o tarihe kadar görülmemiş hassaslıkta gözlemler yapsa da yıldızlara ilişkin herhangi bir paralaks tespit edememişti.

Bunun sonucu olarak Tycho Brahe, yıldızların, Güneş'in Dünya'ya olan mesafesinden binlerce kat uzakta olması gerektiği sonucuna ulaşmıştı. Aksi takdirde yıldızların paralaks açısını ölçebilmesi gerekirdi. Tycho'nun ulaştığı gözlemdeki hassaslık derecesi, yıldız paralaksını ölçmek için gerekenden 20 kat daha azdı. Bu yüzden paralaks ölçümlerinde başarılı olamamıştı.

Paralaks açısının o tarihlerde ölçülememesinin temel sebebi, yukarıda bahsedildiği gibi yıldızların çok uzakta olmasına bağlı olarak ölçülmesi gereken paralaks açısının oldukça küçük olmasıdır. Bunu bir örnekle açıklamaya çalışalım:: Güneş, bir bilye olsun. Dünya ise 1 metre uzakta, bilyenin etrafında dönen bir tuz tanesi olsun. Bu durumda Plüton 40 metre uzakta olurken, en yakın yıldız 200 kilometre uzaklıkta bir ışık noktası olacaktır. İşte bu tuz tanesinin 1 metrelik yer değiştirme hareketine bağlı olarak 200 kilometre uzaktaki bir ışık noktasının görünür konumundaki değişimi ölçmek ne kadar zorsa, yıldızların paralaksını ölçmek de aynı derecede zordur.

Tycho Brahe, bir gezegenin paralaksını ölçmenin en iyi zamanının ise karşıt pozisyon durumunda, yani Dünya, doğrudan gezegenin ve Güneş'in arasından geçtiği anda olduğu kanaatine vardı. Gezegen bu durumda Dünya'ya, diğer gezegenlerden daha yakın ve sonuç olarak daha büyük bir paralaksa sahip olacaktı. Tycho, 1582 yılında Mars'ın karşıt pozisyon durumundayken paralaksını ölçmeye çalıştı. "Günlük(diurnal) paralaks" yöntemiyle aynı konumdan günde iki kez(şafak vaktinden önce ve gün batımından sonra birer kez olmak üzere) arka plan yıldızlara karşı Mars'ın pozisyonunu ölçmeye çalışacaktı. Aradan geçen 12 saatlik zamanda ise Dünya, kendi ekseni etrafında yaklaşık yarım tur dönerek paralaks açısı için gereken iki konum arasındaki mesafeyi sağlamış olacaktı. Tycho Brahe, bu şekilde Mars'ın paralaks açısını tespit ettiğini iddia etti. Fakat Mars'ın gerçek paralaksı, bu yöntem uygulandığı zaman 0.012 dereceye tekabül eder ki bu da Tycho'nun ölçemeyeceği kadar küçük bir değerdi.

Wikimedia

Gök Cisimlerine Mesafeyi Ölçmede Farklı Yöntemler

Halley Kuyruklu Yıldızı'na adını veren Edmond Halley ise herhangi bir gezegenin paralaksını doğru şekilde belirlemek için daha iyi olduğuna inandığı bir yöntem geliştirdi. Hedefindeki gezegen Venüs'tü. -Venüs, Dünya'ya Mars'tan daha yakındır fakat astronomlar o güne kadar gözlem için Mars'ı tercih ediyordu çünkü iç gezegenler en yakın oldukları durumda Dünya'da gündüz yaşanıyordu.- Mars'ın paralaksı, yıldızların olduğu arka plana karşı ölçülebilirdi fakat Halley, paralaks tespiti için Venüs'ün daha kesin bir sonuç vereceğini düşünüyordu.

Halley, 6 Kasım 1677 tarihinde Güney Atlantik'teki St.Helena adasından, Merkür'ün Güneş'in önünden geçişini izlediğini aklına getirdi. Daha öncesinde James Gregory, 1663 yılında Güneş'in diskinin, Merkür'ün paralaksını ölçmek için bir referans olabileceğini öne sürmüştü. Dünya üzerinde farklı yerlerde bulunan her gözlemcinin, Merkür'ün Güneş'in önünden geçtiği tam zamanı kaydetmesi gerekiyordu. Geçiş zamanları her konum için farklı olacaktı ve gözlemcilerin sonuçları bir araya getirildiği zaman, gezegenin paralaksı bulunabilecekti. Ancak Halley, sadece tek bir astronomun geçişi izlediğini öğrendiği zaman hayal kırıklığına uğramıştı.

Fakat daha sonra aynı tekniğin, Venüs'ün daha büyük gözükmesi nedeniyle daha iyi sonuç vereceğine kanaat getirdi. Venüs, Dünya'ya daha yakın olduğu için, gözlemlenecek olan geçiş zamanları arasındaki süre 5 dakika kadar farklılık gösterebilirdi. Böylece birkaç saniyelik zamanlama hatası, sonuçlar üzerinde çok fazla bir etki yaratmayacaktı. Gözlem için sadece hassas bir saat ve bir kuadrant gerekiyordu. Halley, sonuçların en fazla yüzde birlik bir hata payına sahip olacağını düşünüyordu.

Ancak bir sorun vardı. Venüs geçişleri son derece nadirdi. Çiftler halinde olmak üzere, geçişler arasındaki süre 100 yıldan fazla zaman alıyordu (1761-1769, 1874-1882 ve 2004-2012 geçişleri gibi). Halley, böyle bir geçişi görecek kadar uzun yaşamayacağını bildiği için, gelecekteki astronomların dikkate alması gereken yöntemleri açıkladığı makalesini 1716 tarihinde yayınladı.

Ölümünden 19 yıl sonra, 8 ülkeden katılan astronomlar, 3 Haziran 1761 ve 3 Haziran 1769 tarihle Venüs geçişlerini gözlemlemek üzere dünyanın dört bir yanına dağılmıştı. Venüs'ün paralaks açısını ve böylece "astronomik birimi" belirlemek için artık hazırdılar. Geçiş esnasında 150 gözlem yapılmıştı fakat gözlemlerin değerlendirilmesi sonucunda ilginç bir durum ortaya çıktı: Venüs, Güneş'in aydınlattığı yüzeyinin net bir görüntüsünü görmeyi engelleyen kalın bir atmosfere sahipti. Bu durum, Güneş'in önünden geçişinin tam zamanını belirlemeyi neredeyse imkansız kılıyordu. Böylece Halley'in umduğu yüzde birlik hata payı bile ulaşılamaz gözüküyordu. Buna rağmen yapılan paralaks ölçümleri neticesinde, Dünya-Güneş arasındaki mesafenin 146-153 milyon kilometre arasında olduğu hesaplanmıştı.

The Conversation

Bu arada 1718 yılında çok önemli bir keşif daha gerçekleşti. Hipparchus'un ve diğer astronomların yaptığı gözlemlerle kendi zamanında yapılan gözlemleri kıyaslayan Edmond Halley, parlak yıldızlar olan Aldebaran, Arcturus ve Sirius'un, olmaları gereken konumdan yaklaşık bir derece kaymış olduğunu tespit etti. Böylece Halley, her yıldızın kendine has bir hareketi(proper motion) olduğu sonucuna vardı. Bu sonuç, yıldızların da uzayda hareket ediyor olduğuna ilişkin ilk ikna edici kanıtlardan biriydi.

18.yüzyılda, Halley'in yıldızların da hareket ettiğini keşfetmesinden sonra birçok yıldızın hareketi rapor ediliyordu. 1783 yılında William Herschel, yıldızların bu hareketini, Dünya'nın Güneş etrafındaki yörünge hareketine ek olarak, Güneş'in de uzayda hareket ediyor olduğu gerçeğini göz önünde bulundurarak daha da kapsamlı olarak açıklayabilmişti.

Herschel iyi bir teleskop yapımcısıydı. Bir yıl boyunca yıldızlara ilişkin yaptığı gözlemler neticesinde paralaks açısı tespit etmeye çalıştı. Bir metrelik çapı olan aynası ve 20 metrelik odak uzunluğu olan en büyük teleskobuyla bile herhangi bir paralaks açısı tespit etmede başarısız olunca 1782 yılında şunu yazmıştı:

"Yıldızlara olan mesafeyi ölçebilmek, birçok seçkin astronomun deneyip başarısız olduğu bir sorun haline gelmiştir. Fakat bu uğurda önemli bir mesafe kat ettik."

Yeni Fenomenlerin Keşfi

18.yüzyıla gelindiğinde, gözlemsel astronomide önemli keşifler gerçekleşmişti. İngiliz Kraliyet astronomu olan James Bradley, Gamma Draconis yıldızına yönelik paralaks açısını ölçmeyi amaçlıyordu. Bu hedefe yönelik kullandığı teleskop, kuzeye veya güneye eğimli olacak şekilde tasarlanmıştı. Gama Draconis yıldızı gökyüzünde en üst konuma ulaştığı zaman teleskop, yıldızı tam olarak görüş alanında gösterecek şekilde ayarlandı.

Bradley, Draconis yıldızına ilişkin elde edeceği paralaks değerinin şu şekilde bulunması gerektiğini düşünüyordu: Yıldızın, kuzey-güney doğrultusu boyunca, konumunda her yıl bir değişim gerçekleşecekti. Aralık ayında en güney doğrultuda, Haziran ayında ise en kuzey doğrultuda olmalıydı. Bunun üzerine iki yıl boyunca seksenden fazla gözlem yapan Bradley, beklediğinden farklı bir sonuçla karşılaşmıştı: Yıldız, beklenen konumlarına daha farklı zamanlarda geçiyordu. Bradley, sorunun nedenini anlamak için diğer yıldızları da gözlemledi fakat bütün yıldızlar aynı hareketi sergiliyor gibiydi. Neticede paralaks açısının sebep olmadığı, Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketinden kaynaklı olup yıldızların konumunda görünür ama küçük bir kayma tespit etmişti: Bugün biz bunu "Aberasyon Etkisi" olarak biliyoruz.

Wikipedia

Bradley, aberasyon etkisini de hesaba katarak Gamma Draconis için minimum bir mesafe tahmini yapabildi: Draconis, 6 ışık yılından daha yakın olamazdı. Aksi takdirde paralaks açısı tespit edilmesi gerekiyordu. Dahası, Bradley sonradan başka bir etki daha tespit etmişti. Bugün bu etkiyi Ay'ın, Dünya'nın ekseni üzerinde uyguladığı kütle çekimi kuvvetinin sebep olduğu periyodik salınım(nutasyon) olarak biliyoruz. Bu etki, 9 yay saniyeye kadar olan hataları açıklayabiliyordu. Buna rağmen Bradley, herhangi bir paralaks açısı tespit etmekten çok uzaktı. Çünkü gözlemleri neticesinde elde ettiği verileri değerlendirirken birkaç etkiyi hesaba katması gerekiyordu:

1. Presesyon(Dünya'nın eksen yönündeki uzun zamanlı periyodik salınım)
2. Nutasyon(Dünya'nın eksen yönündeki kısa zamanlı periyodik salınım)
3. Aberasyon Etkisi
4. Atmosferin sebep olduğu ışıktaki kırılmalar
5. Teleskobun kendisinin sebep olduğu gözlemdeki kusurlar

Tüm bu etkileri hesaba kattıktan sonra bile Bradley, yıldızlara ilişkin herhangi bir paralaks ölçümünü gerçekleştirememişti. Bu yüzden gelecekti astronomlara, gözlem için en parlak yıldızların seçilmesi gerektiği tavsiyesini verdi. Bradley'in bu tavsiyeyi vermesinin nedeni, en parlak yıldızların mantıken en yakın olması gerektiği ve böylece paralaks açısının tespitinin daha kolay olacağı yönündeki düşüncesiydi.

Yıldızlara Olan Mesafeye Yönelik İlk Doğru Ölçümler

1796 doğumlu Alman-Rus gök bilimci Wilhelm Struve, gözlem yapmak amacıyla parlak, hızlı harekete sahip olan Vega yıldızını seçmişti. Struve'nın 1835 yılında başlayıp yaptığı 17 gözlemden gelen veriler, Vega yıldızı için günümüzdeki değere yakın bir paralaks açısı veriyordu. Struve, bu değeri bir yay saniyenin sekizde biri olarak bulmuştur. Fakat geçmişte paralaks açısını ölçtüğünü iddia edenlerin birçok hatalı ölçümleri bulunduğu için, Struve'nın bulduğu sonuç, astronomi camiası tarafından şüpheyle karşılanıyordu. Struve ise ölçümlerine devam ederek, elde ettiği sonuçları 1840 yılında yayınlamıştı.

Friedrich Bessel ise Wilhelm Struve ile birlikte, tarihte ilk güvenilir paralaks ölçümlerini yapan kişi olarak addedilir. 1837-1838 yılları arasında yaptığı gözlemlerle Bessel, "helyometre" isimli gözlem aletini kullanarak "61 Cygni" olarak bilinen, hızlı harekete sahip ikili yıldız sisteminin hareketlerini detaylı olarak ölçmeyi başarmıştı. Aslında helyometre, Güneş'in açısal çapını ölçmede kullanılan bir alettir. "Helios", Yunanca'da Güneş anlamına geldiği için bu ismi almıştır. İkili yıldız sistemi olan 61 Cygni, birbirlerine yakın iki yıldızdan oluştuğu için ortak bir kütle çekimi merkezi etrafında döner. Bu dönüş, yıldızların her ikisinde de konum değişikliği yaratacağı için Bessel, yıldızlardan birini ve referans olarak arka plandaki uzak bir yıldızı, aralarındaki değişen konuma bağlı olarak meydana gelen açı farklılığını tespit etmek üzere karşılaştırdı. Bir yıldan uzun süren dikkatli gözlemler, eğer 61 Cygni yıldızlarının hareketine bağlı paralaks açısındaki değişim fark edilecek kadar hassas bir şekilde yapılırsa, yeterli bir sonuç verebilirdi.

Celestial Pilgrimage

Böylece tarihte, yıldızlara yönelik ilk defa doğru bir paralaks ölçümü gerçekleşmişti. 1838 yılında Bessel, 61 Cygni'nin paralaks açısını 0.314 yay saniye olarak hesapladığını duyurdu. Bulunan bu değer de yıldızın yaklaşık 10 ışık yılı uzaklıkta olduğunu belirtiyordu.Herhangi bir yıldıza olan mesafenin ilk defa doğru bir şekilde ölçüldüğüne ilişkin diğer astronomları ikna eden şey ise yıldızın, hesaplamalara göre ortaya çıkması gereken ve gözlemleyerek tespit ettikleri paralaks açısı arasındaki tutarlılıktı. Bir diğer ifadeyle teori ve gözlem arasındaki uyum, astronomları sonucun doğru olduğuna inanmaya sevk etmişti.

Gözlemler neticesinde artık iki şey anlaşılmıştı: Birincisi yıldızlara olan mesafeler, Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketinden faydalanılarak ölçülebilirdi. İkincisi ise ölçüm sonuçları açısından en uygun yıldızlar bize, yani Güneş Sistemi'ne en yakın olanlardı. İlerleyen yıllarda teleskopların boyutunda ve kalitesinde olan gelişmeler, yıldızlara olan mesafeleri ölçme işini de daha ileri bir seviyeye taşıyacaktı. Bessel'in ilk doğru paralaks ölçümleri, herhangi bir yıldıza olan mesafenin kesin bir sonucunu vermişti. Bu gözlemlerle yıldızların, sonsuz olmasa da çok uzak mesafelerde olduğu anlaşılmış, evren anlayışımızda böylece yeni bir dönüm noktası yaşanmıştır.

Gök cisimlerine ilişkin mesafe ölçümü, her ne kadar tarihte ciddi bir ilerleme gösterse de içinde bulunduğumuz yüzyıla girerken, astronominin diğer birçok alanında gerçekleşen başarıların gerisinde kalmıştı. Bunun belirli sebepleri mevcuttu: Birincisi, atmosferdeki moleküllerin hareketi, yıldızların konumunun tam doğrulukla belirlenmesi önünde bir engel oluşturuyordu. İkincisi, teleskoplar yere monte edildiği için kendi ağırlığı altında, her ne kadar küçük bir miktar olsa da çökerek görüntüde bozulmalara sebep oluyordu.

Gözlemlerin layıkıyla yapılması önündeki diğer bir zorluk ise Dünya üzerindeki teleskoplarla, belli bir zamanda gökyüzünün sadece bir kısmının gözlemlenebiliyor olmasıydı. Örneğin Kuzey yarım kürede bulunan bir teleskop, sadece bulunduğu yarım kürede görülebilen yıldızları gözlemleyebiliyordu. Bunun yanı sıra teleskobun, bütün yıldızları gözlemlemesi için ise bir yılın geçmesi gerekiyordu. Çünkü ancak o zaman Dünya, Güneş etrafında bir tur atarak yıldızların hepsinin gözükmesine olanak sağlayacaktır.

1960'lı yılların ortasında, Pierre Lacroute isimli Fransız astronom, yıldız mesafelerine ilişkin gözlemlerin layıkıyla yapılabilmesi için bir öneri ortaya arttı: Uzaya yerleştirilen bir teleskop, atmosferin etkisinden kurtulup net bir gözlem olanağı sağlayabilirdi. Ayrıca, uzayda kütle çekimi etkisine maruz kalmayacağı için kendi ağırlığı altında çökme sorunu da ortadan kalkacaktı. Astronomlara göre, uzaya yerleştirilecek bir teleskobun diğer bir avantajı ise gökyüzünde görünen yıldızların tamamını görebilme imkanına sahip olmasıydı. Uzayın karanlığı, daimi bir gece gözlemi fırsatı veriyordu.

Dünya'nın yörüngesinde olan bir teleskop bize, yıldızların uzaklığını son derece hassas bir biçimde ölçme fırsatını verecekti. Bu amaca yönelik tarihteki ilk girişim, 1989 yılında Avrupa Uzay Ajansı Tarafından başlatıldı. "High Precision Parallax Collection Satellite" ismini verdikleri uydu, adındaki baş harflerin yan yana gelmesiyle kısaltılarak "Hipparcos" olarak bilinir. Aynı zamanda, gök cisimlerinin ne kadar uzakta olduğuna ilişkin çalışmalar yapmış olan Antik Yunan bilim insanı Hipparchus'un adını da taşımaktadır.

Wikipedia

Hipparcos uydusunun görevi ise yıldız mesafelerine yönelik 2-4 mili yay saniye kadar küçük paralaks açılarını ölçmek olarak belirlenmişti. Bu değer, bir yay saniyenin yaklaşık binde birine eşit bir değerdir! Bir yay saniyenin ne kadar küçük bir açı olduğunu örneklerle açıklamaya çalışırsak teleskobun ne kadar küçük değerleri ölçmesi gerektiğini daha net anlayabiliriz: 1 yay saniye, 5 kilometre mesafeden madeni bir paraya bakılınca görülen büyüklüğünün açısal karşılığıdır. 1 yay saniyenin binde biri kadar olan açı ise (Hipparcos uydusunun ölçmesi gereken açı) Dünya'dan bakıldığı zaman Ay'da olan bir astronotun ne kadar küçük gözüktüğüne eşittir. Örnekleri arttırmak gerekirse 1 yay saniyenin binde biri, Avrupa'dan bakıldığı zaman New York'ta bulunan bir golf topunun görünen çapını ya da 10 kilometre uzaktan bakılınca insan saçının kalınlığını yahut 1 metrelik bir mesafeden izlendiğinde, bir saniye içinde insan saçının büyüme hızındaki değişimi fark etmeye eşittir.

İşte bu kadar küçük açıları ölçebilmek, önceki yüzyıllarda astronomlar için büyük bir zorluk meydana getiriyordu. Avrupa Uzay Ajansı'nın inşa ettiği Hipparcos uydusu ise yıldızların konumundaki, bir yay saniyeden bin kat daha küçük değişimleri tespit ederek sonuçları yayınlanmıştır.

Ancak Hipparcos, sadece 1600 ışık yılı uzaklığa kadar olan yıldızların paralaks açısını ölçebiliyor. Bir sonraki Avrupa yapımı uydu, 2013 yılında yörüngeye yerleştirilen GAIA(Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) uydusudur. GAIA, 1 milyardan fazla yıldızın uzaklığını ölçebilecek kapasiteye sahip bir uydu olarak tasarlandı. Görevi Hipparcos ile aynı olup, öncelinden daha iyi bir teknoloji ile donatılan GAIA, bir yay saniyenin 10 milyonda biri kadar küçük paralaks açılarını tespit edecek bir donanıma sahiptir. Yukarıdaki örneklerden yola çıkarak, bir yay saniyenin 10 milyonda biri kadar küçük bir açının neye karşılık geldiğini varın siz düşünün.

GAIA uydusundan yıldız paralaksına ilişkin ilk veriler, 2015 yılının Eylül ayında başlayıp 14 ay süren gözlemler sonucu 2016 yılının sonunda geldi. Uydu, 2 milyondan daha fazla yıldızın yörünge hareketini ve paralaks açısını ölçmeyi başarmıştı. Bir sonraki daha kapsamlı veriler, 2014-2016 yılları arasında 22 ay süren gözlemler sonucu elde edildi. Yaklaşık 1,3 milyar yıldızın yörünge hareketini ve paralaksını ölçen uydu, tarihte daha önce eşi benzeri görülmemiş bir başarıya imza atmıştır.

Önümüzdeki yıllarda astronomlar, GAIA uydusundan daha kapsamlı ve hassas veriler elde etmeyi amaçlamaktadır. 2021 yılının ikinci yarısında ve daha sonra 2024 yılında uydudan gelmesi beklenen verilerle çok daha iyi sonuçlar elde edileceği düşünülüyor.

Yazımızı, Danimarkalı yazar ve aynı zamanda bu alanda birçok çalışma yapmış Erik Hog'un bir sözüyle bitirelim:

GAIA'nın bir milyar yıldıza ilişkin astrometri gözlemleri, sonraki 40-50 yıl içinde bütünlük ve hassaslık bakımından aşılması imkansız görünüyor.