Astronomi Birimi : Yerküre ile güneş merkezi arasındaki ortalama uzaklık birimine 1 astronomi birimi (AB) denir. (Simgesi: AU; İngilizce: Astronomical Unit) Astronomik birim, evrendeki büyük uzaklıkları belirtmek için kullanılır.

1 Astronomi Birimi (AB) = 149 597 870 km
Işık yılı (Iy) = 63240 AB= 9.5×10^15 m
Parsek (pc) = 206265 AB = 3.1×10^16 m =3.26 Iy

Dünya’nın yörüngesi dairesel değil, eliptiktir. Bu nedenle, 1 astronomik birim, Dünya’nın Güneş çevresinde çizdiği eliptik yörüngenin büyük ekseninin yarısı kabul edilir. Ancak, Güneş yavaş yavaş kütle yitirdiği için, Dünya’nın yörüngesel dolanım süresi de artmaktadır. Bu da, astronomik birimin git gide küçüldüğü (yılda yaklaşık 1 cm.) anlamına gelir.

Uluslararası Astronomi Birliği (International Astronomical Union) 1976 yılında aldığı bir kararla, 1 astronomik birimi, kütlesi sıfır kabul edilen bir taneciğin 1 Gauss yılı (365,256.898.300 gün) sürede çizdiği düzgün dairesel yörüngenin yarıçapı olarak kabul ederek kesinleştirmiştir. Buna göre, 1 Astronomik birim 149.597.870.691 ± 30 metredir.

Güneş Sistemi’ndeki bazı gök cisimleriyle ilgili uzaklıklar:

• Dünya-Güneş arasındaki uzaklık: 1.00 ± 0.02 AB
• Dünya-Ay arasındaki uzaklık: 0.0026 ± 0.0001 AB
• Mars-Güneş arasındaki uzaklık: 1.52 ± 0.14 AB
• Jüpiter-Güneş arasındaki uzaklık: 5.20 ± 0.05 AB
• Plüton-Güneş arasındaki uzaklık: 39.5 ± 9.8 AB

Astronomik birim ile ilgili bazı dönüştürmeler:

• 1 AB = 149.597.870.691 ± 30 m.
• 1 AB = 149.597.870,691 ± 0.030 km.
• 1 AB ≈ 92.955.807 mil
• 1 AB≈ 8,317 ışık dakikası (Güneş’ten yayılan ışığın Dünya’ya ulaşma süresi.)
• 1 AB ≈ 499 ışık saniyesi
• 1 ışık saniyesi ≈ 0,002 AB
• 1 ışık dakikası ≈ 0,120 AB
• 1 ışık saati ≈ 7,214 AB
• 1 ışık günü ≈ 173 AB
• 1 ışık yılı ≈ 63.241 AB
• 1 parsek (pc) ≈ 206.265 AB

Işık Yılı: Işığın boşlukta bir yılda kat ettiği uzaklığa eşdeğer, yaklaşık 10 trilyon kilometreye eşit uzaklık birimi.

Paralaks: Iraklık açısı olarak da bilinir. Bir kimsenin gözünden çıkan, biri yer kürenin merkezinde öbürü yeryüzünde bulunan iki doğrunun bir gökcisminin merkezinde birleşerek oluşturdukları açı. Yıldızların, yerküreye olan uzaklıklarını hesaplamada kullanılan bir yöntemdir.

Bir yıldızın uzaklığını hesaplayabilmek için şekildeki paralaks kullanılır. Bunun için dünyadan yıldıza doğru 6 ayda dünyanın güneşe konumuna göre yapılacak iki hesaplamaya ihtiyaç vardır. Dünya – Güneş, Güneş – Yıldız ve tekrar Dünya çiziminde oluşan üçgenin açıları yardımıyla yıldızların uzaklıkları bulunur.



Parsek (pc): Paralaksı 1 olan bir gökcisminin uzaklığına denktir.

1 parsek = 206265 AB (Astronomi Birimi)
1 parsek = 30.857 × 1012 km = 3.1013 km
1 parsek = 3.261630751 = 3,26 ışık yılı
1 kiloparsek (Kpc) = 103 parsek
1 megaparsek (Mpc) = 106 parsek

Buna göre yıldızın uzaklığını parsek cinsinden yazacak olursak, d(pc ) = 1/p’’ olur.

Bu uzaklık birimlerinin birbiri cinsinden değerleri aşağıdaki tablodadır.


Radar, trigonometrik paralaks ve bunun gibi yöntemlerle Güneş sistemi ve yakın sistemlerin uzaklıkları hesaplanabilir. Ancak Paralaks yöntemi 100 parsek yaklaşık 3.000 ışık yılı seviyesine kadar geçerlidir. Bu noktadan sonra tayfsal yöntemlere başvuruluyor.

Magnetüd Sırası: Cisimlerin parlaklığına göre Yunan alfabesinin harf sırasına göre yapılan sıralamadır.

Angström (Å): Işığın dalga boyu ölçümünde kullanılan bir ölçü birimidir.
1 Å = 10^-10 m

Parlaklık: Magnetüd ya da kadir olarak da adlandırılan parlaklık değeri, cisimin parlaklığıyla ters orantılı olarak ölçülmektedir. Parlaklık değeri arttıkça, cismin asıl parlaklığı azalıyor demektir.

Kadir: Parlaklık ölçüsü birimi kadir olarak adlandırılır.Kadir değeri negatif ,0 ve pozitif değerler alabilir.Parlaklık, pozitiften negatife doğru kaydıkça artmaktadır.İki tür parlaklık vardır.

Görünen Parlaklık (m) : Göz dürbün teleskop gibi ışık alıcısına ulaşan ışığın parlaklık değerine görünen parlaklık(m) denir.Bunun için kutup yıldızının görünen parlaklığı +2,12 kadir kabul edilerek yıldızın parlaklığı kutup yıldızıyla karşılaştırılarak görünen parlaklık tesbit edilir.

Güneşin görünen parlaklığı : m = -26,84 kadir
Aldebaran görünen parlaklığı : m = -1,06 kadir
Antares görünen parlaklığı : m = +1,22 kadir
Sirius görünen parlaklığı : m = -1,58 kadir

Mutlak Parlaklık (M) : Yıldızların uzaklığına göre değişmeyen parlaklık birimidir.Bir yıldızın 10 parsek uzaklıkta düşünüldüğü zaman sahip olduğu parlaklık değerine o yıldızın mutlak parlaklığı denir.

Güneş’in mutlak parlaklığı : M = +4,85 kadir
Aldebaran yıldızının mutlak parlaklığı : M = -0,1 kadir
Sirius A yıldızının mutlak parlaklığı : M = +1,3 kadir

Sağaçıklık (Right Ascension – RA): Gök küresi üzerinde boylamları hesaplamak için kullanılan gök koordinatıdır. Boylamlar gibi, 0 ile 360 derece arası derece değerleri yerine 0 ile 24 arası saat değerlerine sahiptir. 0 değerdeki sağ açılım, Güneş’in ilkbahar ekinoksunda (21 Mart) bulunduğu yerdir. Diğer RA değerleri bu konuma göre hesaplanır.

Örneğin, Achernar’ın sağ açıklığı, 01h 37m 43s; Vega’nın 18h 36m 56s şeklinde gösterilir.

Geleneksel olarak, 0 saatlik doğru yükselişe sahip büyük daire, ekliptiğin göksel ekvatoru geçtiği ve sağ yükselişin doğuya doğru yükseldiği Balık takımyıldızındaki bir noktadan geçer.

Sağaçıklığın 1 saatlik gökyüzü ekvatorundaki 15° açıya eşittir. Dolayısıyla 24 saat X 15° = 360° eder ve tüm gökyüzü dairesini kaplar. Bu durumda 1 sağaçık dakikası 15°/60 olarak hesaplanır ve 1/4° olarak gösterilir.

Dikaçıklık (Declination – Dec): Kuzey ve güney enlemleri hesaplamak için kullanılan gök koordinatıdır. Yani gökyüzü söz konusu olduğunda enleme Dik Açıklık diyoruz. Aslında bu ekvatora göre açı anlamına geliyor. Her bir yükselim derecesi, o objenin ekvator ile arasındaki açı derecesini gösterir. Gök ekvatoru 0 derecedir. Öyleyse diğer Dik Açıklık değerleri bu konuma göre hesaplanır. Negatif (-) değerler cismin güney yarımkürede, pozitif (+) değerler ise cismin kuzey yarımkürede bulunduğunu gösterir. Kuzey kutbunun dik açıklık derecesi +90, Güney kutbunun ise –90’dır.

Örneğin Vega yıldızı, + 39° ‘lik bir dik açık derecesine sahiptir. Güney yıldızı Achernar yaklaşık -57° derecelik bir dik açıklığa sahiptir.

Gök ekvatorunu, sağ açılım ve dik açıklığı anlatan güzel bir gif

Yay Saniyesi (Arcsec) & Yay Dakikası (Arcmin): Astronomide sık sık karşılaşılan, çok küçük, 1°’nin altında kalan cisimleri ölçmek için kullanılan bir birimdir. Bu yüzden 1º’yi bölümlere ayırmak gerekir.

1 dereceden daha küçük açıları yay dakikası olarak ölçülür. Bir derecede 60 yay dakikası vardır, bu yüzden 1 yay dakikası 1/60 derecedir. yay dakikasının simgesi ” ‘ “dir. (Astronomide bu apostrof/kesme işareti değil yay dakika simgesidir.)
Örneğin, Dolunay, yaklaşık 30′ (otuz yay dakikası) boyutundadır. Tesadüfen, Güneş de öyle.

Her yay dakikası, 60 yay saniyeye bölünür. Yani 1 ark saniye 1/60 yay dakikası demektir. Böylece 1 yay saniyesi 1/3600 derece olmuş olur.

1º = 60’ = 60×60’’= 3.600’’ (yay saniye) olur.

Yay saniyesinin sembolü ” “ “dır. (Dikkat edin bu da astronomide uzunluk birimi inç anlamına gelmez.)
Bu yaz görebileceğiniz Jüpiter’in yüzü, yaklaşık 50″ (elli yay saniyesi) dir. Sabit gökyüzü içindeki iyi bir optik teleskop yaklaşık 1 ″ (bir yay saniye) ‘ye kadar detay gösterebilir. Yaklaşık 13 km uzaklıktaki bir tenis topunun açısal çapı 1 yay saniyesidir.

NGC (New General Catalog): Yeni Genel Katalog, 1888 yılında hazırlanmıştır. Messier cisimleri de dahil olmak üzere 13.000’in üzerinde derin uzay cismini içermektedir.

Bart Damlacığı: Boşluktaki gaz ve toz tanecikleri genellikle küçük bir bölgede yoğunlaşırlar. Bu gaz ve toz tanecikleri Bart damlacığı olarak isimlendirilir. Orion nebulası bu türe örnektir. Dışardan bakıldığında bu bölgeler uzayda siyah bir leke olarak görülseler de, içerisinde yoğun bir yıldız oluşumu vardır. Dışardan gelen ışınlarla ısınan bölge, bu enerjiyi geri salmaz ve dolaysıyla yıldız oluşumunu başlatacak sıcaklığa ulaşabilir. Bu bölge 10-100 Güneş kütlesinde olabilir. Sıcaklık ise 30 Kelvin (-243 santigrat derece) kadardır.

HI Bölgesi:
HI bölgeleri nötr H ve H2 gazlarından (hidrojen gazı) oluşmaktadır. Bu bulutsular 10-100 atom/cm3 atom konsantrasyonuna sahiplerdir ve sıcaklıkları 50 ila 100 Kelvin (-223/-173 santigrat derece) arasında değişebilir. Kütleleri 1 ila 100 Güneş kütlesi arasında değişebilir.

H II Bölgesi, yüzlerce ışık yılı genişlikte olabilen, içerisinde yıldız oluşumlarının gerçekleştiği, parlayan bir plazma ve gaz bulutudur. Gaz içerisinde oluşmuş olan genç, sıcak ve mavi yıldızlar yüksek miktarda morötesi ışın yayıp bulutsuyu yükünleştirir.

H II bölgeleri hidrojenden, yıldız oluşumunun ana içeriğinden oluşan bölgelerdir. H II bölgeleri, birkaç yüz milyon yıl içerisinde, binlerce yıldız üretebilirler. Bu sürecin sonunda, üstnova patlamaları ve güçlü yıldız rüzgarları H II bölgelerinin gazlarını dağıtıp, Pleiades yıldız kümesine benzer bir oluşuma neden olurlar.

Günümüzde kabul edilen modele göre yıldızlar, gökada içerisindeki devasa gaz ve toz bulutlarının kütleçekim etkisi ile kendi içlerine çökmeleri sonucunda birkaç milyon yıl içerisinde oluşmaktadırlar.

Kaynaklar :

Yıldızların Uzaklıkları Nasıl Bulunur? (Paralaks Yöntemi)​

Yıldızlar ile ilgili belgesel izlerken gözümüze takılan ilk şey genellikle yıldızların Dünya’ya olan uzaklıklarıdır. Peki, bu uzaklıkların (en azından belli bir noktaya kadar) nasıl hesaplandığını hiç merak ettiniz mi?

Cevap basit bir lise geometrisinden ibaret. Evet, lise yıllarında bir çoğumuzun korkulu rüyası olan geometri.

Evrendeki diğer yıldızları tanımamız için ilk önce en yakın yıldız olan Güneş’i tanımalıyız. Eğer Güneş’e olan uzaklığı hesaplayabilirsek, diğer yıldızlara olan uzaklığı basit bir geometri hesabı ile bulabiliriz. Tarihte Aristarkus (MÖ 310-230) paralaks hesaplamasını düşünen ilk kişidir. Fakat o yıllarda bu derece hassas ölçümleri yapabilecekleri bir teleskop olmadığı için bu hesap fikrini ispatlayamamıştır.


Paralaks, Dünya Güneş’in her iki tarafındayken gözlemlenen yıldızın arkaplanındaki yıldızlara göre belirli bir açı değerinde farklı konumlarda görülmesi olarak tanımlanabilir.

Şimdi Güneş’e olan uzaklığı bulduğumuza göre, aynı tekniği diğer yıldızlara uygulayabiliriz. Yunanlılar bilimde çok başarılıydı ama bazı felsefi inançlardan dolayı Dünya’nın Güneş etrafında dolandığını bir türlü kabullenemediler. Paralaks’ın mantığı da bunu gerektirdiği için, bu keşif yüzyıllarca gecikti. Konuya dönersek, 6 ay içerisinde gözlemlemekte olduğumuz yıldızın sözde pozisyon kaymasını gözlemlediğimizde aslında onun açısal ayrımını gözlemlemiş oluyoruz.

Örneklendirecek olursak:

Bir gözünüz kapatın ve işaret parmağınızı burun hizasına getirin. Şimdi kapalı gözünüzü açıp diğer gözünüzü kapatın. Ne gözlemlediniz? Parmağınız yer değiştirdi değil mi? Peki parmağınızı yaklaştırdığınızda bu yer değişimin artığını da farkettiniz mi?



Şimdi, gözleriniz Dünya’nın iki ayrı pozisyonu, burnunuz Güneş ve parmağınız da bir tane yıldız olsun. Gözünüz ve burun arasındaki mesafeyi (Dünya ve Güneş) biliyoruz, açıyı da zaten iki ayrı noktadan gözlem yaparak bulmuştuk.

Güneş’e olan uzaklığı 1 astronomik birim (AB) diye tanımlarsak yıldızın uzaklığı(d), 6 aylık süreçte yıldızın açısal değişiminin tanjantına bağlı çıkacaktır. Yani 1/d = tan(a) olarak bulunur. Burada a yıldızın açısal değişimi, 1 Güneş ile Yer arasındaki mesafe (1 astronomik birim), d ise yıldızın uzaklığıdır.

Ama bir dakika, tanjantı hesap makinesi olmadan nasıl bulacağız? Aslında küçük açılar için, bir açının tanjantı açının kendisine eşittir (radyan biriminde geçerli, örneğin tan (0.03)=0.03). Dolayısıyla yıldıza olan uzaklık Güneş’e olan uzaklığın radyan cinsinden ölçtüğünüz açıya bölümüne eşittir (d=1/a). Bu işlem sonucunda çıkan değer, parsek birimindendir. 1 parsek de yaklaşık olarak 3.26 ışık yılıdır.



Örneğin bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri’nin paralaks değeri 768mas (miliarcsecond)’dır. Bu gözlemler sonucunda ölçülen kayma miktarıdır. Lakin bize arcsecond (yay saniyesi) değeri lazımdır, bu da 1000’de 1’lik orandan ötürü 0.768 yay saniyesidir. Bir yay saniyesinin 1 derecenin 3.600’de biri olduğunu ifade etmekte fayda var.

Yani bize en yakın yıldız gökyüzünde derecenin 3.600’de 1’inden daha küçük değerlerde yer değiştiriyor gibi görünür. Bu sebeple bu kaymayı çıplak gözle ayırt etmek mümkün değildir.

Şimdi basit geometrik hesabımızı uygulayacak olursak d=1/0.768’den d=1.3 sonucunu buluruz. Fakat Proxima Centauri bize yaklaşık 4.22 ışık yılı uzaklıktadır. Sonucun farklı olmasının sebebi, yukarıda da belirttiğimiz gibi çıkan sonucun parsek biriminden olmasından dolayıdır. 1.3 parsek = 1.3 x 3.26 = 4.24 ışık yılı çıkacaktır. Ki bu da çıkması gereken değere çok yakın bir değerdir.

Yıldızların Uzaklıklarının Bulunması-2​

Evrende uzaklık, kütle, sıcaklık ve yarıçap bakımından farklı birçok yıldız vardır. Onların büyüklük ve toplam ışınım gücü gibi gerçek özelliklerini bulabilmek için önce yıldızların uzaklıklarını bilmeliyiz. Gök cisimlerinin uzaklıklarının ölçümünde çeşitli yöntemler kullanılır. Bu yöntemlerden bazılarını inceleyelim: Gökyüzünde uzaklıklar günlük hayatta kullandığımız metre, kilometre gibi doğrusal ölçü birimleri ile ölçülemez. Astronomlar bunların yerine açısal ölçü birimlerini kullanırlar.


Şimdi kolunuzu gergin olacak biçimde öne doğru uzatın ve yumruğunuzu sıkın. Bu haldeyken yumruğunuzu gözünüzün hizasına getirirseniz yumruğunuz baştan sona kadar 10°’lik uzaklığı gösterir. Küçük parmağınızın ucu ise yaklaşık 1°’dir. 1°’nin altında kalan cisimleri ölçmek için de daha küçük birimler vardır. Bunlar yay dakikası ve yay saniyesidir.

1 derece = 60 yay dakikası, 1° = 60’

1 yay dakikası = 60 yay saniyesi, 1’ = 60’’

1 derece = 3600 yay saniyesi, 1° = 3600’’

Astronomi Birimi (AB)​

Dünya Güneş’ten ortalama 150 milyon km uzaktadır. Dünya, Güneş’in çevresindeki dolanma hareketini bir yılda tamamlar. İşte bu uzaklık astronomlar tarafından 1 astronomi birimi olarak tanımlanır ve AB ile gösterilir. Bazı kaynaklarda astronomi birimi yerine gök birimi kullanılır ve GB ile gösterilir.

1 AB = 149,6.106 km ≅ 150.106 km

Işık Yılı (Iy)​

Daha büyük ölçeklerde astronomi birimi yetersiz kalır. Bu durumda ışığın bir yılda aldığı yol kullanılır ve bu yol 1 ışık yılı olarak adlandırılır. Gökyüzündeki parlak yıldızların çoğunun uzaklığı, birkaç düzine ile birkaç bin ışık yılı arasında değişir. Bize Güneş’ten sonra en yakın yıldız olan Proxima Centauri bizden 4,3 ışık yılı uzaktadır. Samanyolu galaksimizin komşusu Andromeda galaksisi bizden 2,5 milyon ışık yılı, yıldızlar arasındaki en parlak yıldız olan Sirius 8,6 ışık yılı uzaktadır.

1 ışık yılı = 9,5.1012 km

1 ışık yılı = 6300 AB

Paralaks Yöntemi​

Uzaklık tayininde paralaks denilen açıdan yararlanılır. Bir yıldızın paralaksı yıldızdan Dünya-Güneş uzaklığını gören açıdır. Iraklık açısı olarak da bilinir. Π veya p ile gösterilir. Paralaksın doğrudan doğruya ölçümü fotografik yöntemle olur. Paralaksı ölçülmek istenen yıldızın 6 ay aralıklarla fotoğrafı çekilir. Yine başka tarihlerde 6 şar ay aralıklarla 5-6 fotoğrafı daha çekilerek yıldızın hareketinden kaynaklanan yer değişimi yok edilmeye çalışılır.



Şekilde görüldüğü gibi Güneş-Dünya arasındaki uzaklık a = 1 AB = 149,6.106 km ≅ 150.106 km’dir. Paralaks çok küçük bir açı olduğundan paralaksın radyan cinsinden değeri kullanılarak yıldızın d uzaklığı hesaplanır.

Yıldızın Güneş’e olan uzaklığı d olmak üzere, tanp = 1 (AB) / d(AB) olarak yazılabilir.

Bu formüldeki değerler AB cinsindendir. Dolayısıyla yıldızın uzaklığı da AB cinsinden bulunacaktır. Eğer yıldızın km cinsinden uzaklığını bulmak istersek 1 yerine 1 AB nin yaklaşık değeri olan 150.106 km değerini yazmak yeterlidir. Küçük açılar yaklaşımına göre küçük bir açının radyan değeri, açının tanjant değerine eşittir. Böylece biz paralaks (p) açısını radyan cinsinden, p(rad) = 1(AB) / d(AB) olarak yeniden yazabiliriz.

Buradan yıldızın uzaklığı, d(AB) = 1/p(rad) olarak bulunur.

Paralaks (p) açısı çok küçük bir değer olduğundan yay saniyesi olarak verilir. Trigonometride 360 derece 2π radyandır. Böylece 1° = 2 π /360 radyan olarak bulunur. Bu ifadeyi 1 yay saniyesi için yazmak istersek; 1’’ = 2 π /(360.3600) radyan olur.

Formüldeki hesaplamalar yapıldığında, 1 rad = 206265’’ olduğu görülebilir. Paralaks açısı gözlemlerden yay saniyesi olarak elde edildiğinden son elde ettiğimiz d(AB) = 1/p (rad) formülünü düzenleyerek, d( AB) = 206265/p’’ şeklinde yazabiliriz.

Parsek (pc)

Astronomlar daha büyük ölçümlerde parsek birimini kullanırlar. Paralaksı 1 açı saniyesine (1’’) eşit olan yıldızın uzaklığına 1 parsek (pc) denir.



1 parsek = 206265 AB dir.

Buna göre yıldızın uzaklığını parsek cinsinden yazacak olursak, d(pc ) = 1/p’’ olur.

1 parsek = 3.1013 km
1 parsek = 206265 astronomi birimi
1 parsek = 3,26 ışık yılı
1 kiloparsek (Kpc) = 103 parsek
1 megaparsek (Mpc) = 106 parsek
Buraya kadar gördüğümüz uzaklık birimlerinin birbiri cinsinden değerleri aşağıdaki tabloda verilmiştir.

Uzaklık ölçü birimleri

Radar, trigonometrik paralaks ve bunun gibi yöntemlerle Güneş sistemi ve yakın sistemler incelenebilir. Paralaks yöntemi 100 parsek seviyesine kadar geçerlidir. Bu noktadan sonra tayfsal yöntemlere başvurmak zorundayız. Tayfsal yöntemde tayf türü belli olan uzak bir yıldızın yakınımızda bulunan yıldızlarla benzer özelliklere sahip olduğu varsayımı yapılmaktadır. Bu yöntemi ilerleyen konularda ayrıntılı bir şekilde göreceğiz. Ayrıca gök cisimlerinin uzaklıkları, radyo dalgaları ile büyük bir doğrulukla tayin edilir. Bu yöntemde bir gezegene gönderilen radyo dalgaları gezegenden yansıdıktan sonra Dünya’da tekrar algılanır. Bu dalgaların gidiş-geliş süresi 2t’dir.

Radyo dalgaları uzayda c ışık hızı ile yayıldıklarından, d = c.2t bağıntısından gezegenin Dünya’ya uzaklığı hesaplanabilir.

Kaynak :