AST412 AY ve GÜNEŞ TUTULMALARI

Transkript

1 Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü AST412 AY ve GÜNEŞ TUTULMALARI DERS NOTU Hazırlayan: Doç. Dr. Selim O. SELAM Ankara, 2007

2 2

3 3 AYDINLANMA ve GÖLGE Şekil 1 de görüldüğü gibi, büyük yarıçaplı küresel bir ışık kaynağı ile bu kaynaktan belirli uzaklıkta bulunan bir perde arasına, yarıçapı ışık kaynağından daha küçük ışıksız bir küresel cisim konulduğunda, perde üzerinde oluşan gölgenin yapısını inceleyelim: Şekil 1 Işık ışınlarının bir doğru boyunca yayılma özelliği olduğundan Şekil 1 deki c ve d noktaları arasında kalan dairesel bölgeye hiç ışık düşmez ve bu nedenle oluşan gölge tamamen karanlıktır. Gölgenin, ab ve cd çaplı çemberler arasında kalan bölümünde ise ışık kaynağının bazı noktalarından ışık ulaşır. Bu nedenle bu bölgeye ait gölge daha az karanlıktır ve cd çaplı dairenin kenarından ab çaplı dairenin kenarına yaklaştıkça, gölgenin kararma miktarı azalarak yok olur. ab çaplı çemberin dışında kalan bölgeye ise ışık kaynağının her noktasından ışık ulaştığından tamamen aydınlıktır. Oluşan gölgenin kaynaktan hiç ışık almayan tam karanlık kısmına tamgölge (umbra), daha az karanlık olan kısmına ise yarıgölge (penumbra) denmektedir. Şekil 2 de, perdeye dik olarak bakıldığında oluşan gölgenin yapısı görülmektedir.

4 4 Şekil 2 Şekil 3 Şekil 3 de görüldüğü gibi ışıksız olan cisim, ışık kaynağına bakan yüzeyinin zıt yönünde koni şeklinde ışıksız bir hacim oluşturur. Kaynaktan hiç ışık ulaşmayan bu geometrik yapıya tamgölge konisi denir. Aynı yönde, kaynağın ışığının kısmen ulaşabildiği ikincil bir yarı-karanlık hacim daha oluşur (şekilde gri renkte taranmış bölge). Bu geometrik yapıya ise yarıgölge konisi adı verilmektedir. Şekilden de açıkça görüleceği gibi, tamgölge konisinin sınırlı boyutta ve kaynak ile ışıksız cisim arasındaki uzaklığa bağlı bir yüksekliği bulunurken, yarıgölge konisinin yüksekliği sonsuz uzunlukta olmaktadır. Şekil 4 den yararlanarak tam gölge konisinin yüksekliğini veren ifadeyi elde edelim:

5 5 Şekil 4 Δ O1 BT ve Δ O2 AT diküçgenlerinin benzerliğinden; O 2 A O B 1 O T 2 = yazılabilir. Burada, O T 1 O 1 B = R küresel ışık kaynağının yarıçapı, O 2 A = r ışıksız küresel cismin yarıçapı, O O 2 d 1 = ışık kaynağı ile ışıksız cisim arası uzaklık, O 2 T = h tamgölge konisinin yüksekliği ve O1 T = O1O2 + O2T = d + h olmak üzere benzerlik bağıntısından, r h = yazılabilmektedir. h için düzenleyecek olursak tamgölge R d + h konisinin yüksekliğini veren ifade aşağıdaki şekilde elde edilir: r d h =... (1) R r AY ve YER İN TAMGÖLGE KONİLERİNİN ÖZELLİKLERİ Yukarıdaki şekillerde ve tanımlarda aydınlanma ve gölge geometrisini incelediğimiz cisimlerin; Güneş ve Ay tutulmalarını temsil eden cisimler olması halinde formüllerde kullanacağımız nicelikler şunlar olacaktır:

6 6 Güneş Tutulması Ay Tutulması R = R Güneş in yarıçapı R = R Güneş in yarıçapı r = r Ay ın yarıçapı r = r Yer in yarıçapı d = d Güneş-Ay uzaklığı d = d Yer-Güneş uzaklığı h = h Ay ın tamgölge konisinin yüksekliği h = h Yer in tamgölge konisinin yüksekliği d = Δ - Δ d = Δ Burada Δ ve Δ sırasıyla Yer-Güneş uzaklığı ve Yer-Ay uzaklığı olup zamana bağlı olarak değişim gösterdiklerini ifade etmektedirler. Hesaplamalarda R = 695,700 km (ekvator yarıçapı), r = 6, km ve r = 1,738 km olarak dikkate alınırlar. Tutulma hesaplarında yukarıda verilen Yer in ekvator yarıçapı birim olarak alınır. Buna göre r = 1 olmak üzere; 695,700 1,738 R = = r ve r 6, = 6, = r olur. Yer in Güneş etrafında, Ay ın ise Yer etrafındaki yörüngelerinin birer elips olmasından dolayı, Δ ve Δ nicelikleri sabit değerlere sahip değildirler. Yapılan duyarlı ölçümlerle bu niceliklerin en büyük (max) ve en küçük (min) değerleri Δ min = 147,100,000 km = 23,063 r Δ max = 152,100,000 km = 23,847 r

7 7 Δ min = 361,800 km = r Δ max = 407,000 km = r olarak bulunmuştur. Bu bilgilerin ışığı altında bir Güneş tutulması için Ay ın tamgölge konisi yüksekliğinin alabileceği uç değerleri belirleyelim. Herhangi bir anda Ay ın tamgölge konisi yüksekliği veren bağıntı, yukarıda verilen tanımlara göre şu şekilde yazılır: h d r =... (2) R r Buna göre Ay ın tamgölge konisi yüksekliğinin alabileceği uç değerleri (en küçük ve en büyük) belirleyebilmek için dört farklı durumu gözden geçirmemiz gerekmektedir: 1. DURUM: Yer ve Ay yörüngelerinin enberi noktasında: ( Δ Δ min r = ) r min ( ) h = = R r DURUM: Yer ve Ay yörüngelerinin enöte noktasında: ( Δ Δ max r = ) r max ( ) h = = R r DURUM: Yer yörüngesinin enberi, Ay ise enöte noktasında: ( Δ Δ max r = ) r min ( ) h = = R r

8 8 4. DURUM: Yer yörüngesinin enöte, Ay ise enberi noktasında: ( Δ Δ min ) r = r max ( ) h = = R r Buna göre Ay ın tamgölge konisi yüksekliğinin alabileceği sınır değerler için r h r yazılabilir. Sonuç olarak, bir Güneş tutulması için Ay ın gölge konisi yüksekliği, en büyük değerine, Yer yörüngesinin enöte, Ay ise enberi noktasında iken ulaşırken, en küçük değerini ise, Yer yörüngesinin enberi, Ay ise enöte noktasında bulunurken alabilmektedir. Bir tam Güneş tutulmasının oluşabilmesi için, Şekil 5 ten de görüleceği gibi, Ay ın tamgölge konisi yüksekliğinin, Ay-Yer yüzeyi arasındaki uzunluktan ( AB ) daha büyük olması gerekmektedir. Buna göre; Şekil 5 AY = Δ, BY = r = 1, AB = Δ r = Δ 1, AT = h Daha önce Δ min = r ve Δ max = r olduğunu göstermiştik. Bu durumda AB uzaklığı için uç değerler AB min = Δ min 1 = r ve AB max = Δ max 1 = r olmaktadır. Bu değerleri Ay ın tamgölge konisi yüksekliği h için hesapladığımız uç değerlerle karşılaştıralım. h ın en

9 büyük değeri r, AB uzunluğu için hesapladığımız en büyük değer r den daha küçüktür. Bu koşul altında (h max, AB max ) bir tam Güneş tutulması gerçekleşmeyeceği açıktır, çünkü Ay ın tamgölge konisi Yer yüzeyine kadar ulaşamamaktadır. h ın en küçük değeri r ise, AB için belirlediğimiz en küçük değer r den daha büyük olduğundan, diğer tutulma koşullarının da sağlanması halinde bir tam Güneş tutulması oluşabilecektir. Bu irdelemelerden görülüyor ki, Ay ın Yer ile Güneş arasından her geçişinde bir Güneş tutulması meydana gelmez ve belirli koşulların sağlanması halinde tutulmalar oluşabilir. Şimdi de Yer in tamgölge konisinin yüksekliğini (h ) veren ifadeyi bulalım: Şekil 6 Şekil 6 da görüldüğü gibi, Yer merkezinden DT teğetine bir paralel çizelim. Böylece oluşan olduklarından Δ BYG diküçgeni ile YT CY = yazılabilir. Burada; GY BG Δ CYT diküçgeni benzer GY = d CY = r Yer-Güneş uzaklığı, Yer in ekvator yarıçapı,

10 10 YT = h Yer in tamgölge konisi yüksekliği, BG = R r dir. Benzerlik bağıntısında yerine koyacak olursak; h d r = ve düzenlersek Yer in tamgölge konisinin yüksekliğini R r veren bağıntıyı aşağıdaki şekilde elde ederiz: h d r =... (3) R r Yer in tamgölge konisi yüksekliği, yalnızca Yer-Güneş arası uzaklığa bağlı olarak değişeceğinden, alabileceği uç değerler iki durumda karşımıza çıkacaktır. Buna göre; 1. DURUM: Yer yörüngesinin enberi noktasında: Δ r = r min h = = min R r DURUM: Yer yörüngesinin enöte noktasında: Δ r = r max h = = max R r Buna göre Yer ın tamgölge konisi yüksekliğinin alabileceği sınır değerler için r h r yazılabilir. Görüldüğü gibi, Yer-Güneş uzaklığının en küçük olduğu durumda bile, Yer in tamgölge konisi yüksekliği, Yer-Ay uzaklığının en büyük değerinden (Δ max = r ) daha büyük olmaktadır. Bu durumda diğer tutulma koşulları sağlandığı sürece Yer in Güneş ile Ay

11 arasından geçişinde, Yer-Ay uzaklığına bağlı olmaksızın mutlaka bir Ay tutulması gerçekleşebilecektir. 11 Tutulmaların oluşma koşulları açısından şu ana kadar Yer in ve Ay ın tamgölge konisi yüksekliklerinden gelen kısıtlamaları gördük ve geriye kalan durumları diğer tutulma koşulları olarak dile getirdik. Diğer koşullar temelde Ay ın Yer etrafındaki yörünge düzleminin, Yer in Güneş etrafındaki yörünge düzlemi (ekliptik-tutulum) ile çakışık olmamasından kaynaklanmaktadır. Ay ve Güneş tutulmalarının oluşma koşullarını doğru bir biçimde ortaya koyabilmek için, Ay ın yörünge özelliklerini ve görünürdeki hareketlerini iyi kavramak gerekir. AY IN YÖRÜNGESİ ve HAREKETLERİ Yer in tek doğal uydusu olan Ay, Yer etrafında dışmerkezliği olan elips bir yörünge üzerinde dolanır ve bir tam turunu günde tamamlar (=yıldızıl dönemi). Yörüngesi üzerinde, Yer e en uzak olduğu enöte konumu apoge noktası, en yakın olduğu enberi konumu ise perige noktası olarak adlandırılmaktadır. Ay ın bu noktalarda Yer e olan uzaklıkları Δ max ve Δ min olarak verilmişti (Şekil 7). Ortalama Yer-Ay uzaklığı ise 384,400 km dir. Ay ın yörüngesi ekliptik düzlemi ile 05 09' lık bir açı yapmaktadır (Şekil 8). Ay ın ve Yer in yörünge düzlemlerinin arakesitine düğümler doğrusu adı verilir. Ay Şekil 7 Şekil 8

12 12 yörüngesinin düğümler doğrusu ile kesiştiği noktalara ise düğüm noktaları denmektedir. Ay ın yörüngesi üzerindeki hareketi prograt yöndedir ve bu yörünge üzerinde ekliptiğin kuzeyinden güneyine geçtiği düğüm noktasına iniş düğümü, güneyinden kuzeyine geçtiği noktaya ise çıkış düğümü adı verilir. Yer den bakıldığında, Ay ın aydınlık görünen kısmının günden güne değiştiği gözlenir. Ay, Güneş ten aldığı ışığı yansıtmaktadır ve yer-merkezli yörüngesi üzerinde hareket ettiği sürece, Güneş-Yer-Ay doğrultuları arasındaki açı (=uzanım açısı) sürekli olarak değişmektedir. Bu durum, Ay ın evreleri olarak adlandırılan ve aydınlık görünen kısmının boyutlarının dönemli olarak değişmesini sağlayan olguyu ortaya çıkarmaktadır. Şekil 9 da, Güneş ışınlarının geliş yönüne göre Ay ın Yer den görülen temel 8 evresine ait geometri verilmiştir. Şekle göre Ay, yörüngesi üzerindeki A konumunda bulunurken bize bakan yüzeyi Güneş ten hiç ışık almaz ve gökyüzünde kabaca Güneş ile aynı doğrultuda bulunur (uzanım açısı 0 ). Yeniay adı verilen bu evrede Ay, Yer den görülemez. Yeniay evresinden kabaca 3-4 gün sonra Ay, yörüngesinde B konumuna gelir ve Yer üzerinde günbatımı zamanında güneybatı yönüne bakan bir gözlemci, Ay ın sağ tarafının aydınlık olduğunu görür. Bu evreye hilal denmektedir. Yeniay evresinden kabaca 7 gün sonra, Şekil 9

13 13 Ay yörüngesinde C noktasına ulaşır, doğu uzanımı açısı 90 olur ve günbatımında güneye bakan bir gözlemci Ay ın tam olarak sağ yarısının aydınlanmış olduğunu görür. Bu evreye ise ilkdördün denmektedir. Ay bu şekilde yörüngesi üzerinde harekete devam ederken D noktasına ulaştığında, Yer deki gözlemci günbatımında Ay ı güneydoğu yönünde ve sağ tarafındaki aydınlık büyümüş olarak şişkin evrede görecektir. Yeniay evresinden kabaca 14.5 gün sonra E noktasına gelindiğinde ise, Ay günbatımının hemen sonrasında doğu ufkundan henüz yeni yükseliyor olacaktır ve tamamının aydınlık olduğu dolunay evresinde görülecektir. Bu durumda Ay ın uzanım açısı 180 dir. Bunu takip eden F, G ve H noktalarında evreler tersine bir şekil gösterir ve Ay ın sol tarafındaki aydınlık, ilerleyen günlerde yavaşça azalarak tekrar yeniay evresine ulaşılır. Ardışık olarak, aynı evreden iki kez üst üste geçiş için gereken süreye, Ay ın kavuşum dönemi denir ve süresi gündür. Dikkat edilecek olursa, Ay ın kavuşum dönemi yıldızıl döneminden daha uzundur. Bunun sebebi, Ay ın yörünge hareketi boyunca, Yer in de yörüngesi üzerinde hareket etmesidir. Şekil 10 dan da görüleceği gibi (1) konumunda yeniay evresinde olan Ay, yörünge hareketi ile bir yıldızıl dönemini tamamladığında bir sonraki yeniay evresine, yani şekildeki (2) konumuna ulaşabilmek için bir miktar daha yörüngesi üzerinde yol alması gerekmektedir. Bu durum, Ay ın kavuşum döneminin yıldızıl döneminden kabaca 2 gün daha uzun olmasına neden olmaktadır. Şekil 10

14 14 Şekil 11 Şekil 12 Ay ın kendi ekseni etrafındaki dönme süresi, yörüngesi üzerinde bir turunu tamamladığı yıldızıl dönem süresine eşittir. Bu nedenle Yer den bakıldığında Ay ın hep aynı yüzü bize dönük görülmektedir. Bir gökcismi için dönme ve dolanma dönemlerinin eşit olduğu bu duruma eş-dönme (senkronize-dönme) denmektedir. Ancak Ay ın kendi ekseni etrafındaki dönme hızı sabit iken, elips şeklindeki yörüngesi üzerinde dolanma hızının sabit olmaması nedeniyle görünen yüzey, bir yörünge hareketi boyunca doğubatı doğrultusunda bir salınım yapar (Şekil 11). Yörüngesi üzerinde perige noktasına doğru yaklaştıkça yörünge hızı artarken ekseni etrafındaki sabit dönme hızı göreli bir gecikme gösterir ve yörünge hareketinin zıt yönündeki yarı küresinden ek alanların görülmesini sağlar. Buna karşılık apoge noktasına doğru yaklaştıkça yörünge hızı yavaşlarken ekseni etrafındaki dönme hızı göreli olarak baskın çıkar ve yörünge hareketi yönündeki yarı küresinden ek alanların görülmesine olanak tanır. Buna ek olarak dönme ekseninin yörünge düzlemine dik olmayışı (Ay ın ekvatoru ile yörünge düzlemi arasında 06 41' lik bir açı vardır) ise, bir yörünge dönemi boyunca görünen yüzeyin kutuplar doğrultusu boyunca da salınmasına neden olur (Şekil 12). Yörüngesinin yarısı boyunca güney kutup noktasının ötesini, diğer yarısı boyunca da kuzey kutbunun ötesini görmemiz mümkün olmaktadır. Böylelikle, Ay, ortalama olarak bize hep aynı yüzünü gösterirken, bir yörünge dönemi boyunca Yer den bakıldığında toplam yüzeyinin %59 unun görülebilmesini sağlamaktadır. Ay ın, bir yörünge dönemi boyunca, Yer den izlenen bu salınım hareketine librasyon denmektedir. Doğu-batı salınımı boylamsal librasyon olarak adlandırılırken, kutuplar boyunca salınımı enlemsel librasyon olarak anılır.

15 15 Şekil 13 Bunlardan başka Ay ın günlük librasyon olarak adlandırılan, ancak etkisi çok da kolay fark edilemeyen bir librasyon hareketi daha vardır. Bu etki adından da anlaşılacağı üzere, Ay ın bize dönük yüzeyinin bir gün boyunca %50 sinden fazlasının izlenmesini sağlayan bir olgudur. Şekil 13 ten de görüleceği gibi Yer üzerindeki bir gözlemci, Ay doğarken doğu kenarının ötesini, batarken ise batı kenarının ötesini görebilmektedir. Ancak şekilde gösterilen abartılı fazlalıklar yerine, gerçekte gün içinde izlenen bu ek alanlar çok küçüktür ve dikkatle incelenirse farkına varılabilir. TUTULMA KOŞULLARI ve TÜRLERİ Bazen Güneş, Yer ve Ay bir doğru boyunca dizilebilmektedir. Bu durumda Yer in gölgesi Ay üzerine veya Ay ın gölgesi Yer üzerine düşebilmektedir. Bu olaylara tutulmalar denmektedir. Ay ın, Yer in gölge konisi içinden geçmesi halinde bir Ay tutulması oluşmaktadır ve bu anda Ay Şekil 9 da gösterilen E konumunda, yani dolunay evresine ilişkin konumda olacaktır. Aslında bu evrede Ay ın görünen diskinin tamamının Güneş tarafından aydınlatılması gerekirken, Yer in gölgesinin üzerine düşmesi nedeniyle tamamen karanlıkta kalır.

16 16 Yer in, Ay ın gölge konisi içinden geçmesi halinde ise bir Güneş tutulması oluşmaktadır. Bu durumda Yer den bakıldığında Ay, Güneş in önüne geçerek, ışığının Yer e ulaşmasını engellemektedir. Bir Güneş tutulmasının gerçekleştiği anda Ay, Şekil 9 da gösterilen A konumunda, yani yeniay evresinde bulunmaktadır. Böylece tutulma koşulları açısından karşımıza iki önemli sonuç çıkmaktadır: a) Bir Ay tutulması ancak dolunay evresinde (veya civarında) b) Bir Güneş tutulması ancak yeniay evresinde (veya civarında) gerçekleşebilmektedir. Tutulma koşulları yalnızca bunlardan ibaret olsaydı, Ay ın her 29.5 günlük kavuşum dönemi boyunca bir Güneş ve bir de Ay tutulmasının gerçekleşmesini beklerdik. Ancak bir yıl içerisinde gerçekleşebilen Ay ve Güneş tutulmalarının sayısı bu beklentinin çok altındadır ve birkaç taneyi geçmemektedir. Bunun temel nedeni, Şekil 8 de de gördüğümüz gibi, Yer in ve Ay ın yörünge düzlemlerinin tam olarak çakışmaması ve aralarında 5 9 gibi bir açının varolmasıdır. Ay ın yörüngesinin ekliptiğe 5 9 eğik olması ve yeniay/dolunay evrelerinin genellikle, Ay ın ekliptiğin üstünde (kuzeyinde) veya altında (güneyinde) yer aldığı sırada gerçekleşmesi nedeniyle her kavuşum dönemi boyunca tutulma oluşamamaktadır. Ay ın yörünge düzleminin ekliptik ile arakesitine düğümler doğrusu dendiğini görmüştük (Şekil 8). Bu tanım gereği düğümler doğrusunun Yer in merkezinden geçtiği ve uzayda belirli bir doğrultuya yönlendiği açıkça görülebilmektedir. Bu durumda tutulmaların gerçekleşebilmesi için karşımıza önemli birkaç koşul daha çıkmaktadır. Buna göre tutulmalar: a) Ay yörüngesinin düğümler doğrusunun Güneş e yönlendiği ve aynı anda, b) Ay ın, yörüngesine ilişkin iniş veya çıkış düğümü noktalarından birine çok yakın veya tam üzerinde olması halinde gerçekleşebilir (bkz. Şekil 14).

17 17 Şekil 14 Tutulma zamanlarının önceden hesaplanabilmesi için, düğümler doğrusunun belirli bir tarihte uzaydaki konumunun duyarlı bir şekilde hesaplanması gerektiği açıktır. Ancak Ay yörüngesine ilişkin düğümler doğrusunun uzaydaki yönelimi sabit değildir. Güneş in Ay üzerine uyguladığı çekim kuvvetinin etkisi altında bir kayma göstermektedir. Düğümler doğrusunun presesyonu olarak adlandırılan bu hareket sonucu, düğümler doğrusu düşük bir hızla (yaklaşık olarak yılda ) batı yönüne doğru (retrograt yönde) kaymaktadır. Bu kayma hareketinin dönemi ~18.6 yıldır ve tutulma hesaplarında dikkate alınması şarttır. Böylece 18.6 yıl boyunca, Yer den bakıldığında, Ay yörüngesinin düğüm noktaları, 12 adet Zodiyak takımyıldızının her birinde ortalama 1.5 yıl kadar kalarak bir tam presesyon turunu tamamlamaktadır. TUTULMA YILI Ay yörüngesinin düğüm noktalarının ekliptik üzerinde her yıl batıya doğru ~19.36 kayması nedeniyle, Güneş in aynı bir düğüm noktası ile ardışık iki

18 18 Şekil 15 çakışması arasında geçen süre bir takvim yılından daha kısa olmaktadır. Bu süre gün olup tutulma yılı olarak adlandırılmaktadır. Bu durumu Şekil 15 üzerinde daha rahat açıklayabiliriz. Şekilde Ay yörüngesinin düğümler doğrusu [ AD ] olarak gösterilmiştir. ile işaretlenen konumda [ AD ] düğümler doğrusu Güneş e yönelmiştir ve bir tutulma yılının başlangıcı olarak dikkate alınabilir. Düğümlerin presesyonu olmasaydı, bir takvim yılı boyunca (yani günde) düğümler doğrusu, Güneş e yalnızca iki defa yönlenebilecekti. Bu koşul altında ilk yönlenme konumunda gerçekleşmişse, ikinci yönlenme bu konumun Güneş e göre simetriği olan B noktasında ve tam olarak 6 ay sonra gerçekleşecekti. Ancak düğüm noktalarının batı yönündeki kayması nedeniyle ikinci yönlenme, Yer in B noktasına ulaşmasından daha önce, ile işaretlenen konumda gerçekleşir. Böylece bir takvim yılı içerisinde, Yer konumuna geldiğinde, düğümler doğrusu üçüncü kez Güneş e yönlenmiş olur ve konumundan itibaren 1 takvim yılının tamamlanması için, Yer in yörüngesi üzerinde daha alması gereken lik bir açısal yolu bulunmaktadır. Yer bu açısal yolu / [ /gün] günde alacaktır (burada [ /gün] Yer in yörünge açısal hızıdır). Buna göre bir tutulma yılı, bir takvim yılından gün daha kısa olup süresi = gündür. Yer konumundan, tutulma yılı başlangıcındaki konumuna geri geldiğinde (şekilde nolu durum), düğümler doğrusu 1 takvim yılı içerisindeki presesyonunu tamamlamış olacaktır ve batı yönünde lik bir kayma gösterecektir.

19 19 AY TUTULMASI Bir Ay tutulmasının genel karakteri, Ay ın, Yer gölge konisi içinden geçiş yoluna bağlıdır. Şekil 16 dan da görüleceği gibi Yer in gölge konisinin belirgin iki bölümünün var olduğunu görmüştük (tamgölge ve yarıgölge). Buna göre Ay tutulmalarının türleri, Şekil 16 nın sol üst tarafında gösterildiği gibi 3 ayrı durum ile ortaya çıkmaktadır. Ay, Yer gölgesinin yalnızca yarıgölge (penumbra) bölgesinden geçiş yaptığında (şekilde 1 ile numaralandırılan geçiş) bir penumbral Ay tutulması gerçekleşecektir. Penumbral tutulma boyunca, Yer, Güneş ışınlarının sadece bir kısmını engellediğinden, Ay ın görünen yüzeyi tamamen kararmayacaktır. Ancak olağan dolunay evresindeki parlaklığından daha düşük bir parlaklıkta görülecektir. Ay ın tamgölge (umbra) bölgesine tamamen girmesi halinde (şekilde 2 ile numaralandırılan geçiş) Ay yüzeyi hiç Güneş ışığı alamayacaktır ve bir tam Ay tutulması oluşacaktır. Ay ın yalnızca belirli bir kısmının tamgölge bölgesi içinden geçmesi halinde ise (şekilde 3 ile numaralandırılan geçiş) bir parçalı Ay tutulması meydana gelecektir. Şekil 16

20 20 Şekil 17 Bir tam Ay tutulması sırasında, Ay ın görünen yüzeyi tamamen kararmamakta ve Şekil 17 deki gibi sönük, bakır renginde görülmektedir. Bunun nedeni, az da olsa bazı Güneş ışınlarının Yer atmosferinde kırılarak Ay ın bize dönük yüzeyine kadar ulaşabilmesindendir. Şekil 18 de görüldüğü gibi, Yer atmosferi, Güneş ışığındaki uzun dalgaboylu (kırmızı) ışığı kırarak geçirir ve tamgölge konisi içine bükerek Ay yüzeyine ulaşmasını sağlar. Buna karşılık kısa dalgaboylu (mavi) ışığı saçılmaya uğratır ve Ay ın bize bakan yüzüne ulaşmasına büyük ölçüde engel olur. Bu nedenle bir tam Ay tutulmasında, Ay ın bize dönük yüzü tamamen kararmak yerine kızıl bir renge bürünür. Bu kızarmış ışınımın analiziyle, Yer atmosferdeki anlık toz miktarı belirlenebilmekte ve ardışık tutulmalar boyunca kaydedilen değerleriyle uzun zamanlı olarak toz miktarının değişimi takip edilebilmektedir. Şekil 18

21 21 Yer in tamgölge konisinin Ay yörüngesi civarındaki kesitinin çapı ortalama 9200 km dir (bkz. Şekil 19). Ay ın yörüngesinin elips biçiminde olması nedeniyle Yer-Ay uzaklığı değişkendir ve bu kesit çapı Ay ın anlık uzaklığına bağlı olarak ± 320 km fark edebilmektedir. Ortalama 9200 km lik kesit çapı, Ay ın çapının yaklaşık 2.6 katıdır. Eğer tamgölge konisinin ekseni, yani tamgölge kesitinin merkezi, Ay merkezinden geçiyorsa, ilgili Ay tutulması merkezi bir tam tutulma olacaktır. Bu koşul altında Ay ın ortalama yörünge hızı dikkate alınırsa, izlenecek tam tutulma süresi 1 sa 42 dk olacaktır. Bu değer, Yer den izlenebilir bir tam Ay tutulması için en uzun tam tutulma süresidir. Yine bu koşullar altında, Şekil 19 da gösterildiği gibi, Ay ın tamgölge konisi kesitine dıştan ilk ve son teğetler arasındaki süre ise yaklaşık olarak 3 sa 47 dk olmaktadır. Şekil 19

22 22 GÜNEŞ TUTULMASI Daha önce Ay ın tamgölge konisi yüksekliğinin değişken bir uzunluğa sahip olduğunu ve ancak belli koşullar altında Yer yüzeyine kadar ulaşabildiğini görmüştük. Bir Güneş tutulmasının genel karakteri, Yer-Ay ve Ay-Güneş arası uzaklıklara bağlı olduğu gibi, Yer üzerinden izlendiği konuma da bağlıdır. Ay ve Güneş in Yer den izlenen açısal çapları neredeyse birbirine eşit ve ortalama 30 yaydakikasıdır (0.5 ). Buna bağlı olarak bir Güneş tutulması sırasında, Yer Ay ın tamgölge konisi içine tamamen girmemektedir. Halbuki bir Ay tutulmasında, Ay bir bütün olarak Yer in tamgölge konisi içinde kalabilmekte ve bu tutulma Yer in Ay a bakan yüzündeki her noktadan izlenebilmektedir. Buna göre Ay ın tamgölge konisinin Yer yüzeyine ulaşabildiği noktalarda bir Tam Güneş Tutulması izlenecektir. Şekil 20 de sol üstte bu koşulun sağlandığı, 11 Ağustos 1999 daki tam Güneş tutulması sırasında, Yer yüzeyine Şekil 20

23 23 düşen Ay ın gölgesinin MIR uzay istasyonundan çekilmiş bir görüntüsü yer almaktadır. Ok ile işaretlenmiş en karanlık kısım, Ay ın tamgölge konisinin Yer yüzeyi ile arakesitidir ve karşılık geldiği konumlarda tutulma tam evrede izlenir. Bunun hemen dışında yer alan yarıgölgeli konumlarda ise, Ay ın Güneş diskini kısmen örttüğü Parçalı Güneş Tutulması izlenmektedir. Yer yüzünde tam tutulmanın izleneceği konumlarda, tutulmanın öncelikle parçalı evrelerde başlayıp sonra tam evreye gireceği ve ardından yine parçalı evrelerle sona ereceği açıktır. Şekil 21 de bu durumun açıkca izlendiği bir görüntü yer almaktadır. İlgili görüntü aynı fotoğraf karesi üzerine, her biri 5 dakika aralıkla toplam 35 ayrı poz çekilerek elde edilmiştir. Böylelikle tam tutulma öncesi ve sonrası parçalı evreler de görülebilmektedir. Bu fotoğraf karesinin elde edilmesi için toplamda yaklaşık 3 saat harcanmıştır. Şekil 21 Bir tam Güneş tutulması sırasında, Güneş fotosferinin tamamı örtülmektedir ve tutulma dışı zamanlarda görülemeyecek kadar sönük ve dağınık yapıda olan kromosfer (renkküre) ve korona (taçküre) tabakaları görülebilir hale gelmektedir (Şekil 22). Dolayısıyla tam tutulma zamanları, Güneş in üst atmosfer katmanlarının Yer den izlenebilmesi için çok önemli fırsatlar sağlamaktadır.

24 24 Şekil 22 Şekil 23 Bazı durumlarda Yer-Ay-Güneş tam olarak bir doğru boyunca sıralanmasına rağmen, Ay ın tamgölge konisinin tepe noktası Yer yüzeyine kadar erişemez. Bu durum, Ay ın, yörüngesi üzerindeki apoge (enöte) noktasında veya yakınında yer alması halinde gerçekleşebilmektedir. Bu koşul altında, tutulma ortasında, Ay ın görünen diskinin boyutları Güneş in görünen diskini tam olarak örtemez ve Şekil 23 te geometrisi görülen bir Halkalı Güneş Tutulması oluşur. Bu Şekil 24 geometriden de görüleceği gibi, Ay ın tamgölge konisi uzantısının (anti-umbra) Yer yüzeyine ulaştığı noktalarda, Güneş in görünen diskinin dış kenarı bir halka şekilde halen görülebilmektedir ve karşımıza Şekil 24 te izlenen görüntü ortaya çıkmaktadır.

25 25 Bazı kritik durumlarda ise Şekil 25 de geometrisi görülen ve halkalı tutulma ile başlayıp ( nolu konum) tam tutulmaya dönüşen ( nolu konum) ve yine halkalı tutulma ( nolu konum) ile sona eren nadir durumlar da ortaya çıkabilmektedir. Şekil 25 Bilindiği gibi Yer, kendi ekseni etrafında batıdan doğuya doğru (prograt yönde) dönmektedir. Bir Güneş tutulmasının öncesinde Yer den uzakta olan Ay ın tamgölge konisi, Ay ın yörünge hareketine devam etmesiyle Yer e yaklaşır ve batı kenarından Yer yüzeyine değerek, tam tutulmanın öncelikle batı boylamlarından izlenmesini sağlar. Bu gölge, Ay ın yörünge hızının (~1000 m/sn), Yer in ekseni etrafındaki dönme hızından (ekvatorda ~500 m/sn) daha büyük olması nedeniyle doğu boylamlarına doğru kayar ve Yer yüzeyini tarayarak bir Tutulma Hattı oluşturur. Bir örnek olarak 29 Mart 2006 tarihinde gerçekleşen ve ülkemizden de izlenebilen tam Güneş tutulmasına ilişkin tutulma hattı Şekil 26 da verilen tutulma haritalarında görülmektedir. Tutulma hattı boyunca yer alan konumlarda tam veya halkalı Güneş tutulması izlenir. Ekvator civarına düşen gölge Yer yüzeyini 500 m/sn (veya 30 km/dak) hızla tarar ve en fazla 270 km genişliğinde olabilir. Ekvatordan daha yüksek enlemlere çıkıldıkça Yer in çizgisel dönme hızı

26 26 Şekil 26 azalacağından, bu enlemlerden geçecek bir gölgenin göreli hızı daha yüksek olacaktır. Buna göre Yer üzerindeki sabit bir konumdan izlenebilecek tam tutulma süresi en fazla 270/30=9 dakika olabilmektedir. Halkalı tutulma bölgesinin genişliği ise en fazla 312 km dir ve bu durumda tutulma süresi en fazla 312/30 10 dakika olabilmektedir. Şekil 27 de ise 1997 ile 2020 yılları arasında oluşan/oluşacak tam Güneş tutulmalarına ilişkin 18 tutulma hattı görülmektedir. Şekil 27

27 27 TUTULMALAR İÇİN EKLİPTİKEL LİMİTLER Şekil 28 Şekil 28 de, gök küresi üzerindeki izdüşümde, Ay ın, yörüngesi üzerindeki D düğüm noktasına yakın bir L noktasında bulunduğunu varsayalım. Burada LM yayı, Ay ın ekliptikel enlemi (β ) ve Mγ yayı ise ekliptikel boylamı (λ ) olacaktır. Bir Güneş tutulmasının gerçekleşebilmesi için, Ay ın ekliptikel enlemi β belirli bir limit değerin altında olmalıdır. Bu limit değer, Güneş ve Ay ın, Yer den görünen çaplarına ve ufuk paralakslarına bağlıdır. Buna göre Şekil 29 dan yararlanarak bir Güneş tutulması için Ay ın ekliptikel enleminin limit değerinin ne olması gerektiğini belirleyelim. Şekil 29 Şekil 29 da YA doğrultusu, gök küresi üzerinde, Şekil 28 deki L noktasını işaret etmektedir. YG doğrultusunun gök küresi ile arakesiti ise, Şekil 28 deki M noktasına karşılık gelmektedir. Buna göre AY ˆ G = β lim yani Ay ın

28 28 ekliptikel enlemi için aradığımız limit değerine karşılık gelmektedir. Şekil 29 daki geometriden; β lim = AY ˆ G = AYC ˆ + CYB ˆ + BYˆ G dır. C BY Δ üçgeninde CY ˆ B = DCY ˆ CBˆ Y veya CY ˆ B = DCY ˆ DBˆ Y dir. O halde, β lim = AYC ˆ + DCY ˆ DBY ˆ + BYˆ G yazılabilir. Burada; AYC ˆ = H Ay ın görünen yarıçapı DCY ˆ = P Ay ın ufuk paralaksı DBY ˆ = P Güneş in ufuk paralaksı BYG ˆ = H Güneş in görünen yarıçapıdır. Böylece; β lim = H + P P + H... (4) Ay ve Güneş e ilişkin H ve P değerleri sabit değildir ve zamana bağlı olarak değişirler. Aşağıdaki tabloda bu değerlerin en büyük ve en küçük değerleri listelenmiştir. Tablo 1 Minimum (enötede) Maksimum (enberide) H H P P

29 29 Buna göre (4) bağıntısında, β ın en büyük değerini elde edebilmek için H, P ve H in maksimum, P in ise minimum değerleri alınmalıdır: β max = = Buna karşılık β ın en küçük değerini elde edebilmek için, H, P ve H in minimum, P in ise maksimum değerleri alınmalıdır: β min = = Bu durumda bir Güneş tutulması için, Ay ın ekliptikel enlemi cinsinden koşulları ortaya koyacak olursak; bir yeniay evresinde (veya civarında): a) β < ise kesinlikle bir Güneş tutulması oluşur, b) < β < ise bir Güneş tutulması oluşma ihtimali vardır. c) β > ise bir Güneş tutulması oluşamaz. Benzer yolla bir Ay tutulması için de, Ay ın ekliptikel enleminin limit değerleri, Şekil 30 da verilen geometriden hesaplanabilir. Şekil 30 Burada β lim = TY ˆ A dır. Bu açı için TY ˆ A = TYC ˆ + CYˆ A yazılabilir.

30 30 Y CT Δ üçgeninde; DC ˆ Y = TYC ˆ + YTˆ C TY ˆ C = DCY ˆ YTˆ C Δ B Y T üçgeninde; GY ˆ B = DBY ˆ + YTˆ C YT ˆ C = GYB ˆ DBˆ Y dir. Böylece β lim = TY ˆ A = CYA ˆ + TYˆ C = CYA ˆ + DCY ˆ YTˆ C = CYA ˆ + DCY ˆ GYB ˆ + DBˆ Y olur. Bu açıları karşılık geldikleri parametreler cinsinden yazarsak; β lim = H + P H + P... (5) Buna göre (5) bağıntısında, β ın en büyük değerini elde edebilmek için pozitif terimlerin maksimum, negatif terimlerin ise minimum değerleri alınırsa: β max = Buna karşılık β ın en küçük değerini elde edebilmek için, pozitif terimlerin minimum, negatif terimlerin ise maksimum değerleri alınırsa: β min = bulunur. Bu durumda bir Ay tutulması için, Ay ın ekliptikel enlemi cinsinden koşulları ortaya koyacak olursak; bir dolunay evresinde (veya civarında): a) β < ise kesinlikle bir Ay tutulması oluşur, b) < β < ise bir Ay tutulması oluşma ihtimali vardır. c) β > ise bir Ay tutulması oluşamaz. Tutulma koşulu olarak, Ay ın ekliptikel enlemi için ortaya koyduğumuz alt ve üst limitler;

31 31 - Güneş tutulması için: < β < Ay tutulması için: < β < karşılaştıracak olursak, Güneş tutulmalarına ilişkin limit aralığının daha geniş olduğu görülür. Böylelikle Güneş tutulmalarının oluşma olasılığı (sıklığı) Ay tutulmalarına oranla daha fazladır. Ay ın ekliptikel enlemi, yörünge hareketi boyunca zamana bağlı olarak değişmektedir. Dolayısıyla tutulma koşulları, Ay ın ekliptikel boylamının limit değerleri cinsinden de ifade edilebilir. Şekil 31 Bunun için Şekil 31 deki DE yayının uzunluğunu hesaplamak gerekir. Burada γd yayı Ay yörüngesinin çıkış düğümünün boylamı (Ω) ve γe yayı ise Ay ın ekliptikel boylamıdır (λ ). AED dik küresel üçgenine Neper beşgen kuralı uygulanırsa cos[90-(λ -Ω)] = cotg i cotg(90- β ) = sin A sin AD yazılır ve eşitliklerin ilk ikisinden sin(λ -Ω) = cotg i tan β... (6) elde edilir. (6) bağıntısında i = 5 9 değeri ile β için daha önce bulduğumuz alt ve üst limit değerleri yerine konacak olursa; Güneş tutulması için: < λ -Ω < Ay tutulması için: 9 45 < λ -Ω < 11 40

32 32 değerleri elde edilir. Ay ın ekliptikel boylamı λ ortalama olarak günde 360 /27 gün 08 sa kadar artmaktadır. Buna göre λ -Ω nin limit değerleri zaman cinsinden de ifade edilebilir: Güneş tutulması için: 15 46' 17 44' = gün, = gün 13 11' 13 11' Ay tutulması için: 09 45' 11 40' = gün, = gün 13 11' 13 11' Buna göre, D gün biriminde Ay ın düğüm noktasına olan uzaklığını göstermek üzere (düğüm noktasına gelmeden önce veya düğüm noktasını geçtikten sonra); a) Ay, yeniay evresinde iken; D < gün ise kesinlikle bir Güneş tutulması oluşur, gün < D < gün ise bir Güneş tutulması oluşma ihtimali vardır, D > gün ise bir Güneş tutulması oluşamaz. b) Ay, dolunay evresinde iken; D < gün ise kesinlikle bir Ay tutulması oluşur, gün < D < gün ise bir Ay tutulması oluşma ihtimali vardır, D > gün ise bir Ay tutulması oluşamaz. BİR YILDAKİ TUTULMALARIN SAYISI Genel olarak ifade edilecek olursa, 1 takvim yılı süresince ( günde); 1) En az 2 tutulma oluşabilir. Bunların her ikisi de Güneş tutulmasıdır, 2) En fazla 7 tutulma oluşabilir. Bunlardan a) 4 tanesi Güneş, 3 tanesi Ay tutulması olabilir veya b) 5 tanesi Güneş, 2 tanesi Ay tutulması olabilmektedir.

33 33 Tutulmaların bir takvim yılı içerisindeki bu dağılımlarının nasıl gerçekleştiğini görelim. Şekil 32 de, bir zaman ekseni boyunca 1 takvim yılının ve 1 tutulma yılının süreleri karşılaştırmalı olarak verilmiştir. Şekilde ayrıca 1 takvim yılı boyunca, aralarında /2= gün bulunan 3 ardışık tutulma bölgesi nin de yer alabileceği gösterilmiştir. Bu bölgeler, Ay yörüngesine ilişkin düğümler doğrusunun, Güneş e yöneldiği zamanları göstermektedir. Tutulmalar, daha önce ortaya koyduğumuz ekliptikel limitler süresince bu bölgeler civarında oluşabilmektedir. Şekil 32 Zaman birimi olarak, süreleri birbirinden farklı ay tanımları olduğunu hatırlayalım: 1) Yıldızıl Ay ( gün): Ay ın yörünge dönemi. Yörüngesi üzerinde sabit bir noktadan ard arda iki geçişi için gereken süre. 2) Kavuşum Ayı ( gün): Ay ın ard arda iki defa aynı evreden geçmesi için gereken süre. 3) Drakonitik Ay ( gün): Ay ın aynı düğüm noktasından ard arda iki geçişi için gereken süre. Ay ın, yörüngesi üzerindeki düğüm noktalarından birinde yer alırken dolunay evresinde bulunduğu bir anı ve dolayısıyla bir Ay tutulmasının gerçekleştiği durumu göz önüne alalım. Bu tutulmayı takip eden bir sonraki aynı düğüm noktası geçişinde Ay dolunay evresinde olmayacaktır: Kavuşum ayı: Drakonitik ay: gün gün gün

34 34 Yani Ay ın aynı evreye gelmesi için daha gün geçmesi gerekmektedir. Aradaki bu fark değer, Ay tutulması için ekliptikel limit olarak ortaya koyduğumuz bir sonraki aynı düğüm geçişi civarındaki 2 x = günlük aralığın da dışına çıkmaktadır (Şekil 33). Şekil 33 Şekil 33 den de görüleceği gibi, bir sonraki dolunay zamanının, hemen gerisindeki ekliptikel limite olan uzaklığı (1.434 gün), düğüm noktasının bu ekliptikel limite olan uzaklığından (0.885 gün) daha büyüktür ve bu nedenle ardışık iki aynı düğüm geçişinde de Ay tutulması oluşması imkansızdır. Benzer koşulları bir Güneş tutulması için irdeleyecek olursak Şekil 34 deki durum karşımıza çıkmaktadır. Şekil 34 Şekilden görüleceği gibi, bir sonraki yeniayın, hemen gerisindeki ekliptikel limite olan uzaklığı (0.974 gün), düğüm noktasının bu ekliptikel limite olan

35 uzaklığından (1.345 gün) daha küçüktür. Bu durumda ardışık iki aynı düğüm geçişinde de Güneş tutulması olma ihtimali vardır. 35 Ardışık iki aynı düğüm geçişini, Güneş ve Ay tutulmaları için ayrı ayrı ele aldığımız yukarıdaki durumları, bir zaman ekseni boyunca birlikte irdeleyecek olursak, ardışık olarak en fazla sayıda tutulmanın gerçekleşme olasılığını ortaya koymuş oluruz. Bu duruma ilişkin zaman diyagramı Şekil 35 de verilmiştir. Şekil 35 Şekle göre Y 1 noktasında yeniay evresinde gerçekleşen bir Güneş tutulmasını, yarım kavuşum ayı sonrasında D 1 noktasında bir dolunay evresi takip etmektedir ve bu konum ekliptikel limitlerin içinde kaldığından bir Ay tutulması gerçekleşebilmektedir. Bunu takip eden Y 2 noktasında oluşan yeniay evresi de ekliptikel limitler içerisinde olduğundan bir Güneş tutulması daha oluşacaktır. Ancak bundan yarım kavuşum dönemi ilerdeki D 2 noktasında oluşan dolunay evresi ekliptikel limitlerin dışında kaldığından bir tutulma gerçekleşmeyecektir. Sonuç olarak ard arda gelen iki yeniay evresinde de birer Güneş tutulması oluşabilirken, ard arda gelen iki dolunay evresinden yalnızca birinde bir Ay tutulması oluşabilmektedir. Eğer ard arda gelen iki yeniay evresinde de birer Güneş tutulması oluşmuşsa, bunların arasındaki dolunay evresinde mutlaka bir de Ay tutulması gerçekleşecektir.

36 36 Şimdi bu bilgilerin ışığında, bir takvim yılı süresince oluşabilecek en fazla Ay ve Güneş tutulmalarının sayısını bulalım. Şekil 32 de görüldüğü gibi bir takvim yılı boyunca üç ayrı tutulma bölgesi oluşabilmektedir. Bir tutulma bölgesinin, Ay yörüngesine ilişkin bir düğüm noktası civarındaki açısal genişliği, bir Güneş tutulması için ortaya koyduğumuz ve Ay ın ekliptikel boylamı cinsinden ifade ettiğimiz limit değerin iki katı kadar olacaktır: λ -Ω x 2 = x 2 = Yer, ekliptik üzerinde bu açısal yolu (veya diğer bir ifade ile Yer den bakıldığında, Güneş bu açısal yolu): T = = günde katedecektir. Burada [ /gün] / gün [ ] Yer in yörünge açısal hızıdır. Bu değer, bir tutulma bölgesinin zaman birimindeki genişliğidir. Şekil 35 de C 1 -I 1 -C 2 ardışık düğüm geçişlerini içine alan AA aralığı bir bütün olarak yukarıda sözünü ettiğimiz bir tutulma bölgesinin içinde kalırsa (en fazla sayıda tutulma oluşma şartı), düğümler doğrusunun Güneş e bir yönelişinde en fazla 2 Güneş ve 1 Ay tutulmasının gerçekleşebileceği açıktır. Eğer bu tutulma bölgesi, AA aralığını bir bütün olarak kapsayacak şekilde bir takvim yılının başına denk gelirse Şekil 36 dan görüleceği gibi, o yıl içerisinde toplam 5 Güneş ve 2 Ay tutulması gerçekleşecektir. Eğer AA aralığını kapsayan tutulma bölgesindeki dolunay evresi (yani Ay tutulması) takvim yılının başına denk gelirse, bu sefer o yıl boyunca 4 Güneş ve 3 Ay tutulması oluşacaktır (bkz. Şekil 37). 12 kavuşum ayı 12 x = gün olduğundan, tutulma bölgeleri her yıl Ay ın belirli bir evresine göre = gün geriye doğru kayacaktır.

37 Şekil 36 37

38 38 Şekil 37

39 39 TUTULMALARIN TEKRARI VE SAROS ÇEVRİMİ Ay ve Güneş tutulmalarına ilişkin en eski tarihli kayıtlar, M.Ö yılında Çinlilere ve M.Ö. 731 yılında Babillilere aittir. Ancak kesintisiz ve düzenli kayıtlar M.Ö. 700 yılından bu yana tutulabilmiştir. Babilliler, kendi gözlemleri ve Çinlilere ait geçmiş kayıtları da inceleyerek belirli koşullarda oluşan tutulmaların, bir süre sonra aynı geometrik koşullarla tekrarlanabildiğini keşfetmişlerdir. Babillilerin hesaplarına göre oluşan bir tutulma, 6586 gün sonra aynı fiziksel karakter altında tekrarlanmaktadır. Bu süre yaklaşık olarak 18 yıl 11 gündür. Babillilerden sonra hüküm süren Keldaniler (M.Ö ), kaydedilmiş Ay tutulmalarının karakteri üzerine yaptıkları hesaplardan, bu sürenin gün ( 18 yıl 11 gün 8 saat) olduğunu hesaplamışlar ve bu süreye Saros adını vermişlerdir. Saros çevriminin anlamını kavrayabilmek için, fiziksel koşulları birbirine eşdeğer olan iki tutulmanın hangi koşullarda meydana geldiği incelenmelidir. Bu anlamda, iki tutulmanın eşdeğer olabilmesi için her iki tutulmaya ait geometrik koşulların aynı olması gerekir. Yani bu iki tutulma için: a) Ay ın aynı evrede olması, b) Ay ın yörüngesine ilişkin düğümler doğrusunun aynı açı ve düğüm noktası ile Güneş e yönlenmesi, c) Ay ın ilgili düğüm noktasına aynı uzaklıkta olması ve d) Yer-Ay uzaklığının aynı olması gerekmektedir. Belirli bir evrede olan Ay ın, bir süre sonra tekrar aynı evrede gözlenebilmesi için, arada kavuşum ayının bir tam katı kadar zamanın geçmiş olması gerekir. Benzer şekilde Ay ın ilgili bir düğüm noktasına aynı uzaklıkta olabilmesi için, drakonitik ay süresinin bir tam katı kadar zaman geçmiş olmalıdır. Yer-Ay uzaklığının tekrar aynı değere ulaşabilmesi ise, arada geçen sürenin bir anomalistik ay süresinin tam katı olması ile sağlanır. Bu üç koşulun aynı anda sağlanması ise ancak;

40 40 a) Kavuşum ayı: gün (bir evreden aynı evreye) b) Drakonitik ay: gün (bir düğümden aynı düğüme) c) Anomalistik ay: gün (perige den tekrar perigeye) sürelerinin en küçük ortak katı olan bir sürede gerçekleşebilmektedir. Bu süre ortalama olarak gün olup Saros Çevrimi olarak adlandırılmaktadır. Şekil 38 Dikkat edilecek olursa Saros çevriminin süresi Babillilerin önerdiği süreden 0.34 gün 1/3 gün daha uzundur. Buna göre Şekil 38 de Yer üzerinde bir A noktasından izlenen Güneş tutulması, bir Saros çevrimi sonra aynı karakterle A noktasından izlenemeyecektir. Çünkü Yer, Saros çevrimi boyunca ekseni etrafında 6585 tam turunun yanı sıra, 1/3 tur kadar daha dönmüş olacaktır. Dolayısıyla 1 Saros çevrimi sonra aynı karakterdeki Güneş tutulması A noktasının 120 batısındaki B noktasından izlenebilecektir. Böylece bir Saros serisine ait aynı karakterli tutulmaların, Yer üzerinde aynı coğrafik konumdan izlenebilmesi için 3 Saros çevriminin (~54yıl 34gün) geçmesi gerekmektedir.

41 1 Saros çevrimi yaklaşık olarak 223 kavuşum ayı, 242 drakonitik ay ve 239 anomalistik aya karşılık gelmektedir Kavuşum ayı = 223 x = gün * 242 Drakonitik ay = 242 x = gün ** 239 Anomalistik ay = 239 x = gün 223 kavuşum ayı ile 242 drakonitik ay arasında gün fark vardır. Bu fark nedeniyle 1 Saros dönemi boyunca ilgili düğüm noktası Güneş e göre bir kayma gösterecektir. Bu kayma 1 Saros çevrimi sonunda Yer yüzeyinde oluşacak ilgili tutulma hattının enlemler boyunca bir kayma göstermesine neden olmaktadır. Böylece Yer in herhangi bir kutbu civarındaki tutulma hattı ile başlayan bir Saros serisi, ardışık Saros çevrimleri boyunca diğer kutba doğru kayan tutulma hatları oluşturarak karşı kutupta sona ermektedir. 223 kavuşum ayı ile 239 anomalistik ay arasında ise gün fark vardır. Bu fark ardışık Saros serisi tutulmalarında Yer-Ay uzaklığının ufak değişimler göstermesine neden olmaktadır. Bu değişim aynı Saros serisine ait tutulmaların türünü etkilemekte ve parçalı tutulmalarla başlayan bir Saros serisi halkalı tutulmalarla ve onu izleyen tam tutulmalarla devam etmektedir. Saros serisi sonuna doğru gidildikçe bu tür farklılıklar tersine dönerek Saros serisi tamamlanmaktadır. Buna göre bir Güneş tutulması için, iniş düğümünün yaklaşık 18 doğusunda, yeniay evresi ile başlayan tipik bir Saros serisinde, Ay ın tam gölge konisinin merkez doğrultusu, Yer in kenarından 3500 km uzaklıktan geçecek ve Yer de güney kutup civarında ilk parçalı tutulma izlenecektir. Bu Saros serisinin bir sonraki tutulmasında, Ay ın tam gölge konisinin merkez doğrultusu Yer e 300 km yaklaşacaktır ve güney kutup yöresinde daha uzun * Düğümler doğrusunun batı yönünde (retrograt) 18.6 yıl dönemle kayması nedeniyle 1 drakonitik ay süresi yıldızıl ay süresinden daha kısadır. ** Enberi noktasının doğu yönünde (prograt) 8.85 yıl dönemle kayması nedeniyle 1 anomalistik ay süresi yıldızıl ay süresinden daha uzundur.

42 42 süreli bir parçalı tutulma izlenecektir Saros dönemi (~200 yıl) geçtikten sonra yine güney kutup yöresinde ilk merkezi tutulma gerçekleşecektir. Takip eden 950 yıl boyunca her Saros çevrimi başına bir merkezi tutulma gerçekleşecek ve tutulma hatları yavaş yavaş ekvatora doğru yaklaşacaktır. Saros serisinin tam ortasına ulaşıldığında, ekvator bölgesi civarında en uzun süren merkezi (tam) tutulma gerçekleşecektir. Devamında tutulma hatları yavaş yavaş kuzey kutbuna doğru kayacak ve Saros serisinin tamamlanmasına Saros çevrimi kala tutulmalar tekrar parçalı türe dönüşecektir. Sonuçta Saros serisi yaklaşık 1300 yıl sonra kuzey kutup bölgesinde sona erecektir. Tipik bir Saros serisi tane tutulma içerebilmektedir. Bunlardan yaklaşık 50 tanesi merkezi (tam veya halkalı) karaktere sahip olabilmektedir. Eğer bir Saros serisi, Ay ın çıkış düğümü civarında bulunduğu bir anda başlıyorsa, yukarıda anlatılan olgular kuzey kutuptan güney kutba doğru gerçekleşecektir. Şekil 39

43 43 Bir takvim yılı içerisinde en az 2 en fazla 5 Güneş tutulması olabildiği hatırlanacak olursa, belirli bir anda birden fazla Saros serisinin aktif olabileceği anlaşılabilir. Örneğin, 20. yüzyılın ikinci yarısında aktif olan 41 ayrı Saros serisi bulunmaktaydı ve bunlardan 26 tanesi merkezi tutulmalar oluşturmaktaydı. Şekil 39 da 11 Ağustos 1999 da ülkemizden de izlenen tam Güneş tutulmasının dahil olduğu 145 nolu Saros serisinin 10 tane merkezi tutulmasına ilişkin tutulma hatları görülmektedir. Bu seri 1639 yılında kuzey kutupta izlenen bir parçalı tutulma ile başlamıştır. Serinin ilk merkezi tutulması 1891 yılında gerçekleşen bir halkalı tutulma olup ilk tam tutulması ise 1927 yılında izlenmiştir. 11 Ağustos 1999 da ülkemizden de izlenen tam Güneş tutulması, bu serinin toplam 77 adet tutulmasının 21 incisi ve toplam 41 adet tam tutulmasının 5 incisidir. Bu seri, tutulmalarını yavaş yavaş güney kutbuna doğru kaydırarak son tam tutulmasını 2648 yılında oluşturacak ve güney kutup civarında 3009 yılında gerçekleşecek son parçalı tutulması ile sona erecektir. Saros serisi numaraları 1955 yılında Hollandalı atronom van den Bergh in önerisine göre verilmektedir. Kuzey kutuptan başlayan Güneş tutulmalarına sahip serilere tek numaralar, güney kutuptan başlayanlara ise çift numaralar verilmektedir. Güneş ve Ay tutulmalarına ilişkin seriler ayrı ayrı numaralandırılmaktadır. TUTULMALARDAN ELDE EDİLEN BİLGİLER Yer in Dönme Hızı Değişimi Geçmiş tutulmaların zamanları kullanılarak Yer in dönme hızındaki değişimin nasıl belirlendiğini görmeden önce iki temel zaman kavramını tekrar hatırlamakta fayda vardır:

44 44 a) Uluslararası Atomik Zaman (TAI): Sezyum atomunun 133 Cs kararlı izotopu, temel enerji seviyesine ilişkin hiper-inceyapı yarılması ile oluşan iki alt enerji seviyesi arasındaki sürekli ve periyodik geçişler nedeniyle bir ışınım yayar. Bu ışınımın titreşimlerinden 9,192,631,770 tanesinin gerçekleştiği zaman aralığı, 1955 yılında Uluslararası Birim Standartları Enstitütü tarafından 1 saniyeye karşılık gelen zaman olarak belirlenmiştir. 133 Cs oldukça kararlı bir atomik yapıya sahip olduğundan, herhangi bir dış etki altında kalmadığı sürece bu şekilde ürettiği titreşimlerin süresinde hiç bir değişim olmaz. Dolayısıyla atomik saatlerin yapımında tercih edilen ana unsurdur ve ortaya konduğu tarihden beri standart zaman birimi üretiminde kullanılır. b) Üniversal Zaman (UT): İnsanoğlu gündelik hayatta kullanmak üzere, Güneş in günlük hareketine (doğma-batma hareketine) dayalı bir zaman kavramına ihtiyaç duymuş ve böylelikle Yer in ekseni etrafındaki bir tam dönme süresini temel alan üniversal zaman kavramı ortaya çıkmıştır. Bu zaman kavramı, sağaçıklığı zaman içerisinde düzenli olarak artan ve ortalama Güneş olarak adlandırılan hayali bir Güneş tanımını ortaya çıkarmıştır. Buna göre ortalama Güneş zamanı, ortalama Güneş in saat açısına 12 saat eklenerek bulunan zaman olarak tanımlanmaktadır. Ortalama Güneş in meridyen geçiş anı (saat açısı h=0 sa ) gün ortasına (yani saat 12:00 a) denk gelmektedir. Başlangıç meridyeni olarak İngiltere nin Greenwich kentinden geçen meridyen dairesi temel alınmıştır. Buna göre 1 ortalama Güneş günü ortalama Güneş in Greenwich meridyeninden ardışık iki geçişi arasındaki zaman aralığıdır ve üniversal zaman olarak bilinir. Yer in ekseni etrafındaki dönme hızının ve buna bağlı olarak gün süresinin değişim göstermesine; a) Güneş ve Ay ın Yer üzerine uyguladıkları tedirginlik kuvvetleri sonucu okyanuslarda oluşan gel-git etkileri, b) Yer in sıvı dış çekirdek katmanında oluşan büyük boyutlu madde hareketleri,

45 45 c) Yer in sıvı dış çekirdek katmanı ile plastik yapılı mantosu arasındaki dönme hızı farklılıkları ve d) Yer atmosferindeki büyük ölçekli (kütleli) hava hareketleri neden olmaktadır. Yapılan kuramsal hesaplamalar, gel-git etkilerinin, 1 gün süresinin yüzyılda 2.3 milisaniye düzeyinde uzamasına neden olacağını göstermektedir. Yine aynı hesaplamalar, Yer in sıvı dış çekirdek katmanındaki madde hareketlerinin ise belirli ölçüde Yer in dönme hızının artmasına ve yüzyılda 1 milisaniyeye çok yakın bir mertebede 1 gün süresinin kısalmasına neden olacağını ortaya koymaktadır. Yer in akışkan dış çekirdeği ile yarı katılaşmış (plastik yapılı) mantosu arasındaki dönme hızı farklılıkları ve Yer atmosferinde oluşan büyük ölçekli hava hareketlerinin (tayfunlar, kasırgalar, fırtınalar, hortumlar) ise 1 gün süresinde bazı kararsız yapılar (dalgalanmalar) ortaya çıkaracağı gösterilmiştir. Bu kuramsal hesaplamaların öngörülerinin denetlenebileceği en uygun yol, Yer den izlenebilen ve tekrarlayan bir gök olayının gerçekleşme zamanları için ΔT = TAI - UT zaman farklarının uzun zaman aralığı içinde izlenmesidir. TAI, zaman içerisinde değişim göstermez ve ilgili gök olayının ileriye dönük gerçekleşme zamanını tahmin etmede kullanılır. UT ise ilgili gök olayının gerçekleşme anının kayıt altına alınmasında kullanılır. Böylece ΔT farkı Yer in dönme hızındaki değişimlerden etkilenecektir ve tekrarlayan bir gök olayı için uzunca bir zaman aralığında takip edilen bu farklar doğal olarak 1 gün süresindeki değişimleri izlememize olanak tanıyacaktır. Teleskopların astronomide kullanılmaya başladığı 1600 lü yılların başından beri, bu amaca hizmet edebilecek en duyarlı gözlemler, yıldızların uydumuz Ay tarafından örtüldüğü Ay örtmesi gözlemleridir. Bu gözlemler için elde edilen ΔT farklarının zamana göre değişimi Şekil 40 daki diyagramda verilmiştir. Bu diyagram, kabaca son 400 yıl içerisinde Yer in dönme hızındaki değişim karakterini temsil etmektedir ve görüldüğü gibi bir takım kararsız yapıların dışında genel bir yönelim (genel bir artış veya azalış) göstermemektedir.

46 46 Şekil 40 Şekil 41 Stephenson (1997) ΔT değişiminin, tarih öncesi çağlara kadar uzanan hassas tutulma kayıtlarından da takip edilebileceğini göstermiş ve Şekil 41 de görülen ΔT dağılımının zaman ölçeğini M.Ö. 700 yılına kadar geri taşımayı başarmıştır. Stephenson bu çalışmasında temel olarak, zamanı, Yer üzerinde izlenen konumu ve tutulma türü iyi kaydedilmiş tarihi nitelikteki Babil, Çin, Arap ve antik Yunan tutulma kayıtlarını günümüz modern kayıtları ile

47 47 birleştirerek kullanmıştır. Şekil 41 den de anlaşılacağı gibi 1 günün uzunluğu sürekli olarak artmış, yani Yer in dönme hızı yavaşlamıştır. Böylelikle Şekil 40 da kısa zaman aralığı içinde görülemeyen genel davranış, tarihi tutulma gözlemlerinin dikkate alınması sayesinde kendisini göstermiştir. Buradan Yer in dönme hızının yavaşlaması ve buna bağlı olarak 1 gün süresinin uzamasına tek nedenin okyanuslardaki gel-git etkileri olmadığı da anlaşılmaktadır. Şekil 42 ΔT farkları, gün uzunluğundaki değişim cinsinden ifade edilecek olursa Şekil 42 deki durum ortaya çıkmaktadır. Bu diyagram gün uzunluğundaki yavaş değişimin daha kolay anlaşılmasını sağlar. Bu diyagramdan, yaklaşık olarak günümüzden 2500 yıl önce 1 gün süresinin şu andaki değerinden 40 msn daha kısa olduğu hemen söylenebilir. Bu diyagramda, Şekil 41 de görülen ve yanlızca çekimsel tedirginlik (gel-git) etkisi ile yüzyılda +2.3 msn düzeyinde beklenen parabolik karakterli teorik ΔT değişimini karşılığı (mavi kesikli doğru) da görülmektedir. Yine Şekil 41 de gözlemleri en iyi şekilde temsil etmede kullanılan ve ortalama gün süresi uzama hızı +1.7 msn/yüzyıl değerine karşılık gelen spline fonksiyonunun karşlığı olan turuncu kesikli doğru da görülmektedir. Sonuçta net etki olarak 1 gün süresi yüzyılda 1.7 msn düzeyinde uzamaktadır ve bu olgu tarihi nitelikteki tutulma kayıtlarının varlığı sayesinde deneysel olarak denetlenebilmektedir.

48 48 Einstein ın Genel Görelilik Kuramının Testi Bilim tarihinde yerini alan en önemli tutulma, Birinci Dünya Savaşı nın sonuçlanmasının hemen ardından, 29 Mayıs 1919 tarihinde gerçekleşen tam Güneş tutulmasıdır. Şekil 43 Alman fizikçi Albert Einstein, 1907 ile 1916 yılları arasında Newton çekim yasasının alternatifi olan Genel Görelilik Kuramı nı geliştirerek ortaya atmıştır. Bu kuram, çok büyük kütlelere sahip cisimlerin yakınlarında, uzay (boyut) ve zaman kavramlarının, klasik kurama göre yeniden ele alınmasını gerektirmekteydi. Einstein bu kuramın çok sayıda doğa olayı ile denetlenebileceğini de önermiştir. Bu önerilerinden birinde, Şekil 43 de görüldüğü gibi, bir yıldızdan gelen ve Güneş in yakın komşuluğundan geçen ışınların, Güneş in yüksek kütle çekim etkisi altında bükülmesi ve yıldızın gerçek konumundan daha farklı bir yerde görülmesi gerektiğini önermiştir. Einstein in bu önerisi, İngiliz Kraliyet Astronomi Derneği nin, Cambridge Üniversitesi astronomlarından Arthur Eddington liderliğinde düzenlediği bir gözlem organizasyonuyla ilk kez 29 Mayıs 1919 da gerçekleşen tam Güneş tutulması sırasında test edilmiştir. Bu tutulma, Brezilya nın doğu sahillerinde başlayıp Afrika kıtasının batı sahilindeki Principe adasında sona eren bir tutulma hattına sahipti. Eddington ve ekibi iki ayrı grup oluşturarak Brezilya ve Principe adasından bu tutulmaya ilişkin görüntüleri fotoğraflamışlardır. Bu

49 49 tutulma sırasında Güneş, Hyades açık yıldız kümesinin önünden geçmekteydi ve test için gereken çok sayıda yıldızı görebilmek mümkün olmuştu. Şekil 44 de, Principe adasında tam tutulma anında çekilen fotoğraf (negatif) görülmektedir. Hyades kümesinin üyeleri olan yıldızlar yatay çizgilerle işaretlenmiştir. Küme üyesi yıldızların bu fotoğraf üzerindeki göreli konumları, daha önceden çekilmiş Hyades görüntüleri ile karşılaştırıldığında, yıldızların ufak yerdeğiştirmelere sahip olduğu görülmüştür. 8 Kasım 1919 da bu Şekil 44 gözlemlere ilişkin sonuçların Londra da açıklanması ile Genel Görelilik Kuramı ilk kez deneysel yoldan ispatlanmış oldu ve Albert Einstein bir anda dünyanın en meşhur bilim adamı olarak tanındı. Einstein ın teorik hesapları, bu etki altında kalan yıldızların konumlarında en fazla 2 yaysaniyesi mertebesinde kaymalar gerektirmekteydi. Gözlemler genel olarak bu teorik beklentiyi doğrulamıştır daki tam tutulma gözlemini takip eden 50 yıl boyunca benzer gözlemler tekrarlanmış ve bazı gözlemciler bu gözlem metodu ile elde edilen yıldız konum ölçümlerinde %20 ye varan hatalar olabileceğini öne sürerek Einstein ın kuramına ihtiyatlı yaklaşılması gerektiğini belirtmişlerdir. Ancak ESA nın yılları arasında görev yapan HIPPARCOS astrometri uydusundan elde edilen benzer konum gözlemleri, Einstein ın hesaplarının %0.1 oranında doğruluk derecesine sahip olduğunu göstermiş ve Genel Görelilik Kuramı na olan güveni pekiştirmiştir. HIPPARCOS gözlemleriyle, Güneş civarında 1-2 derece açısal uzaklıklar içinde kalan tüm yıldızların konumlarında bu etkinin var olduğunu da kanıtlamıştır.

50 50 Aslında bir Alman ekip bu testi yapmak amacıyla 1914 yılının Ağustos ayında Rusya dan izlenebilecek tam Güneş tutulması için tüm hazırlıklarını tamamlamış ve Rusya ya gitmiştir. Ancak bir anlaşmazlık sonucu Rusya da hapsedilen ekip bu tutulmaya ilişkin gözlemleri yapamamıştır. Sonuçta Einstein in Genel Görelilik Kuramı nın deneysel testi savaş sonrasında 1919 daki tutulmaya kalmıştır. Baily Boncukları ve Elmas Yüzük Etkisi Tam ve halkalı Güneş tutulmalarının belirli evrelerinde Ay ın yüzey şekillerinden kaynaklanan ilginç ışınım özellikleri ortaya çıkmaktadır. İngiliz amatör astronom Francis Baily 15 Mayıs 1836 tarihinde gözlenen halkalı Güneş tutulması sırasında, tutulmanın ikinci kontak anından birkaç saniye sonra Şekil 45 deki gibi bir dizi boncuk biçiminde görülen ışınım özelliğine dikkatleri çekmiştir (Baily, 1836). Baily bu durumun, Ay diski kenarına o an için denk gelen yükseltiler (dağlar) arasında kalan vadilerden geçen fotosferik ışınımdan kaynaklandığını kanıtlamıştır. Günümüz literatürüne Baily Boncukları (Baily s Beads) olarak geçen bu olgu, bir tam Güneş tutulmasının ikinci kontak anına saniye kala veya üçüncü kontak anından saniye sonra çok kısa süreli olarak gözlenebilen bir ışınım özelliğidir. Şekil 45

51 51 Ay diski kenarındaki en derin vadinin oluşturduğu benzer etki ise Şekil 46 daki görüldüğü gibi tek taşlı bir yüzük görüntüsünü andırır. Tam tutulmanın ikinci kontak anına 3-5 saniye kala veya üçüncü kontak anından 3-5 saniye sonra gerçekleşen bu kısa süreli olguya Elmas Yüzük Etkisi denmektedir. Şekil 46 Baily Boncukları nın ve Elmas Yüzük Etkisi nin görülebilme sürelerinin, ilgili tutulma sırasında Ay diski kenarına denk gelen vadilerin derinliği ile sınırlı olduğu açıktır. Elmas Yüzük Etkisi nin ilk fotoğrafı 1859 daki tam tutulma sırasında çekilmiştir. Kromosfer ve Korona Gözlemleri Güneş tutulmalarının sağladığı en önemli avantaj, Güneş kromosferi ve koronasının, zaman içerisinde gelişen teknoloji ile her seferinde daha detaylı gözlenebilmesine ve sürekli olarak geliştirilen yeni teorilerin denetlenmesine olanak tanımasıdır. 18. yüzyılda başlayan bilimsel amaçlı tutulma gözlemleri, 19. yüzyıl boyunca olgunlaşarak yeni gözlem araçlarının geliştirilmesini ve çok sayıda önemli keşife imza atılmasını sağlamıştır.

52 52 İlk tam Güneş tutulması fotoğrafı 28 Temmuz 1851 tarihinde Prusya nın Königsberg (şimdiki Rusya nın Kaliningrad) kentinde M. Berkowski tarafından çekilmiştir. Şekil 47 de görülen tarihi nitelikteki bu fotoğraf, Güneş in üst atmosfer katmanlarının da ilk kez fotoğrafik olarak kaydedilmiş olması nedeniyle Güneş fiziği tarihçesinde ayrıcalıklı bir yere sahiptir. Fotoğrafcılığın başlangıcı sayılan yıllarda ve metal levhalar üzerine ışığa duyarlı gümüş içerikli çözeltiler emdirilerek hazırlanan fotoğraf plakları (daguerreotype) kullanılarak elde edilmiştir. W. De La Rue ve A. Secchi nin 18 Temmuz 1860 tarihindeki tam Güneş tutulmasını, İspanya da birbirinden 500 km uzaklıkta iki ayrı konumdan fotoğraflaması sonucu, fışkırma (prominens) ların Güneş e ait olgular olduğu ortaya çıkarılmıştır. Bu Şekil 47 Şekil 48 tarihe kadar uydumuz Ay ın bir atmosfere sahip olduğu ve tam Güneş tutulmalarında izlenebilen kromosfer ve korona nın ise Güneş ışınlarını kıran Ay atmosferinden kaynaklandığına inanılıyordu (Kepler ve Halley de bu yanılgılya düşmüşlerdi). Şekil 48 de 1860 tutulmasının De La Rue tarafından çekilen fotoğrafı ve bu fotoğrafta açıkça izlenen fışkırma yapıları görülmektedir. Fışkırmalar Güneş in görünen diskinin kenarında izlenen, Güneş fotosferinden yükseltilmiş ve yerel manyetik alan ilmekleri içine hapsedilmiş plazmadır (Şekil 49). Şekil 49

53 53 Tutulmalar açısından belki de en önemli sayılabilecek keşif, 18 Ağustos 1868 de Hindistan dan izlenen tam Güneş tutulması sırasında, Pierre Janssen tarafından kromosferden alınan tayflarla gerçekleştirilmiştir. Bu tayflarda izlenen parlak sarı renkli bir salma çizgisi öncelikle sodyumun çift D 1 ve D 2 çizgilerinden biri olarak yorumlanmıştır. Ancak sodyumun D 1 ve D 2 çizgilerinden oldukça farklı bir dalgaboyuna ( nm) sahip olan bu çizginin, o tarihe kadar bilinmeyen bir elemente ait olduğu kısa sürede anlaşılmış ve bir süre D 3 çizgisi olarak adlandırılmıştır. Daha sonra Güneş tanrısı Helios dan esinlenilerek bu elemente Helyum adı verilmiştir. Helyum, kozmik bolluk açısından, evrende en bol bulunan ikinci elementtir yılının Ağustos ayında gözlenen tam Güneş tutulması sırasında alınan tayflarda ise o tarihe kadar varlığı bilinmeyen elementlere ait olduğu sanılan çok sayıda salma çizgisi gözlenmiştir. Bu çizgiler Güneş in korona tabakasından (Şekil 50) kaynaklanmaktaydı. Görsel bölge tayflarında 5303 Å da görülen şiddetli salma çizgisine yeşil korona çizgisi, 6374 Å da görülen salma çizgisine de Şekil 50 kırmızı korona çizgisi adı verilmiştir. Bu çizgilere benzer ancak daha zayıf, bir düzineye yakın yeni salma çizgisi de ilk kez bu tayflarda izlenmiştir. Bu çizgilerin hangi elemente ait oldukları 1939 yılına kadar tam olarak anlaşılmamıştır ve yeni bir elemente ait oldukları düşüncesi ile Koronyum olarak adlandırılmışlardır yılından itibaren kısa sürede kuantum mekaniğinin fizikteki yerini almasıyla, bu çizgilerin yüksek dereceden iyonize olmuş demir elementine ait oldukları anlaşılmıştır. Böylelikle yeşil korona çizgisinin 13 kez iyonize olmuş demirden (Fe XIV) ve kırmızı korona çizgisinin ise 9 kez iyonize olmuş demir (Fe X) atomlarından kaynaklandığı ortaya

54 54 çıkmıştır. Bu bulgulardaki en çarpıcı sonuç ise, Güneş in korona tabakasının milyon derece mertebesinde yüksek sıcaklıklara sahip olduğu gerçeğidir. Tam tutulma gözlemleri, koronanın genel ışınımının iki bileşene sahip olduğunu da ortaya çıkarmıştır. Birinci bileşen korona tabakasında serbest halde bulunan elektronların, fotosferik ışınımı saçması ile ortaya çıkmaktadır ve K-Korona olarak adlandırılmaktadır. Buradaki saçılma olgusu, fotosferik tayfa ilişkin soğurma çizgilerinde şiddetli doppler genişlemelerine ve ışığın kutuplanmasına neden olmaktadır. İkinci ışınım bileşeni ise, Güneş civarında yer alan gezegenlerarası toz parçacıklarının, fotosferik ışınımı saçması ile ortaya çıkmaktadır ve F-Korona olarak adlandırılmaktadır. Her ne kadar Güneş yakınlarında toz parçacıkları tamamen buharlaşmış olsa da, Merkür yörüngesi civarındaki uzaklıklarda hala gezegenlerarası toz parçacıkları varlığını sürdürmektedir. Yer den izlenen F-Korona ışınımı bu parçacıklar tarafından üretilmektedir. Tipik bir soğurma çizgisi tayfı oluşturan bu ışınım kutuplanmamıştır (polarize olmamıştır) ve böylelikle K-Korona ışınımından kolayca ayırt edilebilmektedir. Kromosfer ve korona gözlemleri, Güneş in 11 yıllık leke çevriminin (başka bir deyişle 22 yıllık aktivite çevriminin) karakerini takip etmesi açısından da oldukça önemlidir. Bu amaçla, sadece doğal tutulmalarla değil Kronograf adı verilen ve yapay tutulmalar oluşturan optik cihazlarla da gözlemler yapılmıştır. Günümüzde, Yer atmosferinin engel olduğu ve Yer tabanlı gözlemevlerinde algılanamayan dalgaboylarında (x-ışınları, morötesi, kırmızıöte) da kromosfer ve korona gözlemlerini yapabilecek atmosfer dışı gözlem teknikleri geliştirilmiştir. Balon ve roketlerle başlayan bu atmosfer dışı gözlemler, ilerleyen teknoloji sayesinde özel astrofizik gözlem uyduları ile yapılmaya devam etmektedir. Bu uydulardan son yıllarda fırlatılan SOHO ve TRACE uydularının bulguları Güneş in üst atmosfer katmanları hakkındaki bilgilerimizi sürekli olarak güncellemektedir. Bu uydularda yer alan kronografların kalibrasyonları, ancak Yer den yapılan gerçek tutulma gözlemleri ile yapılabilmektedir.

55 55 GÜNEŞ TUTULMALARININ İZLENMESİ UYARI - GÖZ EMNİYETİ GÜNEŞ E BELLİ AMAÇLA ÜRETİLMİŞ ÖZEL FİLTRELER KULLANILMAKSIZIN DOĞRUDAN ÇIPLAK GÖZLE, FOTOĞRAF MAKİNASIYLA, DÜRBÜNLE VEYA TELESKOPLA BAKMAK GÖZLERDE KALICI HASARA, HATTA KÖRLÜĞE SEBEP OLABİLİR! TAM TUTULMA CİVARINDA GÜNEŞ İN "NEREDEYSE TÜMÜ" ÖRTÜLSE DAHİ BU DURUM DEĞİŞMEZ. GÜNEŞ İN %99 U ÖRTÜLDÜĞÜNDE BİLE KALAN %1 LİK KISMIN PARLAKLIĞI, DOLUNAY PARLAKLIĞINDAN KAT FAZLADIR VE ÇIPLAK GÖZLE BAKILDIĞINDA KALICI ETKİLER BIRAKABİLİR! ÜSTELİK BU ETKİLER OLUŞURKEN GÖZÜNÜZDE HİÇ ACI HİSSETMEYEBİLİRSİNİZ! GÜNEŞ E SADECE TAM TUTULMA SIRASINDA, YANİ GÜNEŞ AY TARAFINDAN TÜMÜYLE ÖRTÜLDÜĞÜ ZAMAN, FİLTRE KULLANILMAKSIZIN ÇIPLAK GÖZLE VEYA DÜRBÜN GİBİ ÇEŞİTLİ OPTİK CİHAZLARLA GÜVENLİ BİR ŞEKİLDE BAKILABİLİR. TAM TUTULMA DIŞINDAKİ EVRELERDE İSE ANCAK ÖZEL ÖNLEMLER ALMAK KOŞULU İLE GÜNEŞ'İ GÖZLEMEK MÜMKÜNDÜR! GÖZ EMNİYETİ başlığı altında verilen yukarıdaki uyarıyı dikkate alarak, gözlerimize zarar vermeden, bir Güneş tutulmasının parçalı evrelerini veya tutulma dışı gözlemlerini, pratikte 5 ayrı yöntemle yapabiliriz: İğne-deliği Projeksiyon Yöntemi Güneş i bir tutulmanın parçalı evreleri boyunca (veya tutulma dışı herhangi bir anda), gözümüze zarar vermeden güvenli bir şekilde izlemenin yollarından biri, Güneş in görüntüsünü iğne deliği kamerası ile bir ekran üzerine düşürmektir. Böylesi bir kamera Şekil 51 de görüldüğü gibi iki adet beyaz renkli kartonla yapılabilir. Kartonlardan birinin merkezine düzgün ve küçük bir delik açılır ve bu delikten geçirilen Güneş ışığı ikinci bir karton ekran üzerine Şekil 51

56 56 düşürülürse, Güneş in ters dönmüş bir görüntüsü elde edilir. Görüntü boyutunun daha büyük olmasını istiyorsanız delikli karton ile ekran kartonu arasındaki uzaklığı arttırmanız gerekir, ancak bu uzaklık arttıkça görüntünün parlaklığının düştüğünü göreceksiniz. Bunun tersine, görüntünün daha parlak olmasını istiyorsanız bu durumda ekran ile delikli karton arası uzaklığı azaltmanız gerekecektir, ancak uzaklık azaldıkça görüntü boyutunun da küçüldüğünü göreceksiniz. Karton üzerine açtığınız deliğin boyutu çok büyük olmamalıdır, aksi halde Güneş in görüntüsü yerine sadece belli kalınlıkta geçen ışın demetinin aydınlığını ekranda görürsünüz. Şekilden de görüleceği gibi bu pratik kamera, Güneş e sırtınız dönük iken kullanılabilmektedir. Delikli kartonu omuzunuzun hizasında sabit tutup ekran kartonunu delikli kartona paralel olacak şekilde uzaklaştırıp yakınlaştırarak kendinize en ideal görüntünün yerini bulabilirsiniz (Dikkat! Göz emniyeti açısından, karton üzerine açılmış delikten doğrudan Güneş e kesinlikle bakmayınız). Mylar Güneş Filtreleri ile Gözlem Şekil 52 Güneş i emniyetli bir şekilde izlemenin ikinci bir yolu ise, plastik veya cam materyaller üzerine ince metal kaplamalarla yapılmış özel filtreler kullanmaktır. En yaygın kullanılanları cam üzerine alüminyum kaplamalarla yapılmış ve Mylar filtresi olarak adlandırılan filtrelerdir. Bu filtrelerle gözlem yapmadan önce üzerindeki alüminyum kaplamanın zarar görmediği ve Güneş ışığını doğrudan geçirecek küçük delikler oluşmadığı mutlaka kontrol edilmelidir. Elinizdeki bir Mylar filtresinin geçirgenliğini ve kaplamasının sağlamlığını, bu filtreyi gözünüze tutarak 60 Watt lık bir elektrik ampulüne bakarak test edebilirsiniz. Sağlıklı bir Mylar filtresi ile bu test sırasında ampulün sadece flamanını ince ve gözünüzü rahatsız etmeyecek bir parlaklıkta görmeniz gerekir. Eğer daha parlak görünüyorsa filtreniz bozulmuş olabilir veya bir

57 57 Mylar filtresi olmayabilir. Eğer filtrenin çeşitli yerlerinden nokta şeklinde daha parlak ışık geçiyorsa kaplaması zarar görmüş demektir. Böylesi filtreleri kesinlikle Güneş i gözlemek için kullanmayın. Teleskop ve fotoğraf makinesi üreten firmalar, kendi ürünleri ile Güneş i gözlemek amacıyla metal kaplamalı çeşitli filtreler de imal etmektedirler. Genellikle Mylar türü alüminyum kaplamalı olanları en yaygınlarındandır ve bu filtre ile baklıdığında Güneş mavi-gri renkte görülür. Ayrıca Güneş in turuncu-kırmızı renkte görüldüğü krom kaplamalı metalik filtreler de vardır. Bu filtreler kamera veya teleskopların objektiflerini kapatacak şekilde dizayn edilirler. Piyasada bazen filtrelemenin sadece göz merceğinde yapıldığı ve Güneş gözmerceği adı ile satılan teleskop aksesuarlarına da rastlanmaktadır. Göz merceklerinde yapılan bu tür filtreleme kesinlikle uygun değildir, teleskop objektifi tarafından odaklanmış yoğun Güneş ışığının ürettiği ısı ile kısa süre içerisinde çatlarlar. Güneş i doğrudan izlemek için geliştirilmiş filtrelerle dahi çok uzun süreli Güneş gözlemi yapmamak gerekir. Bu tür filtrelerle kısa aralıklarla Güneş e bakıp aralarda çevrenize bakmanız ve gözünüzü dinlendirmeniz gerekmektedir. Kaynakçı Gözlükleri ile Gözlem Kaynakçıların kullandığı özel gözlükler büyük yaklaşıklıkla Mylar Güneş filtrelerinin teknik özelliklerine sahiptir ve hem piyasada bulunması daha kolaydır hem de Mylar filtrelerine oranla daha ucuzdur. Bunlardan karartma derecesi 14 ve daha büyük olan filtre camlarına sahip kaynakçı gözlükleri veya kaynakçı maskeleri Güneş i gözlemek için kullanılabilir. Ancak teknik özellikleri gerçek filtre özelliklerine sahip olmayan, sadece boyalı camlardan yapılmış maskeler de mevcuttur ve asla Güneş gözleminde kullanılmamalıdır. Kaynakçı gözlükleri veya maskelerle de gözlem yapılırken gözlerin kısa aralıklarla dinlendirilmesi gerektiği unutulmamalıdır.

58 58 Işık Aldırılmış ve Banyo Edilmiş Siyah-Beyaz Filmler Uygun siyah-beyaz fotoğraf filmleri ile kendi filtrenizi yapabilirsiniz. Ancak DİKKAT, yalnızca gerçek siyah-beyaz filmler kullanarak uygun filtreleme elde edilebilmektedir. Piyasada KODAK markasının Tri-X ve Pan-X olarak bilinen siyah-beyaz filmleri bu tanıma uymaktadır. Yalnızca bu siyah-beyaz filmlerin ışığa duyarlı yüzey kaplamasında metalik özellikli gümüş nitrat bulunmaktadır ve Mylar filtresi benzeri uygun bir filtreleme sağlayabilmektedir. Bu teknik tanıma uyan bir siyah-beyaz filmi makarasından çekip çıkartınız ve iki ucundan açık tutarak 1 dakika süre ile Güneş ışığına yöneltiniz. Bu şekilde tamamen ışık aldığına emin olduğunuz filmi banyo ettirdiğinizde, elinizdeki negatifler Mylar filtre özelliklerini sağlayan metalik kaplamalı filtreler gibi davranacaktır. Genellikle bu negatiflerden ikisini üstüste koyarak (yani çift kat olarak) elde ettiğiniz filtre ile Güneş e bakmak daha emniyetli olacaktır. Bu teknikle de gözlem yaparken kısa aralıklarla gözlerin dinlendirilmesi kuralına mutlaka uyunuz. Tamamen ışık aldırılmış ve banyo edilmiş renkli filmler ve siyah-beyaz olduğu iddia edilen kromojenik filmler, ne kadar kararmış görünseler de metalik kaplama içermediklerinden Güneş filtresi niteliğine sahip olamazlar ve kesinlikle Güneş gözleminde kullanılmamalıdırlar. Dürbün veya Küçük Teleskoplarla Yapılan Projeksiyonlar Şekil 53 Çift objektifli bir dürbünün tek objektifini kapatıp, göz mercekleri hizasına bir maske monte ederek arkasında oluşturduğu Güneş görüntüsünün bir ekran üzerine düşürüldüğü projeksiyon düzeneği ile de Güneş gözlemleri emniyetli bir biçimde

59 59 yapılabilir. Burada dürbün yerine küçük çaplı amatör teleskoplar da kullanılabilir. Bu düzeneklerde temel sorun Güneş in optik tüpler içinde yaratacağı aşırı ısı olacaktır. Bunu engellemenin tek yolu dürbün veya teleskobun açıklığını (objektif çapını) küçülterek daha az güneş ışınının girmesini sağlamaktır. Bu ise açıklığı merkezde 5 cm veya daha az olan, halka şeklinde, siyah kartondan yapılmış bir maskenin objektif önüne konması ile sağlanabilir. Dürbün ün yatay ve dikeyde hareket imkanı sağlayan bir üçayak (tripod) üzerine monte edilmesi, gözlem sırasında Güneş in günlük hareketinin takip edilmesini kolaylaştıracaktır. DİKKAT! Gözümüzün duyarlı olduğu ışığın şiddetini büyük ölçüde azaltmalarına rağmen, Güneş i doğrudan gözlemek amacı ile: Mum alevinde islendirilmiş cam parçalarını (İsli cam) Disket veya CD leri Pozlanmış ve banyo edilmiş Röntgen filmlerini Pozlanmış ve banyo edilmiş renkli filmlerin negatiflerini Aynalı güneş gözlüklerini asla kullanmayınız. Bu tür araçlar, gözümüzü Güneş in zararlı ışınlarından koruyan metalik kaplamalı filtre özelliklerine sahip değildirler.

60 60 KAYNAKLAR - Baily F., 1836, Monthly Not. Roy. Astr. Soc., 4, 15 - Doğan N., 1988, Güneş Fiziği ve Güneş-Ay Tutulmaları (2. Baskı), Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi Yayınları, No: 131 (ISBN ) - Freedman R. A., Kaufmann III W. J., 2002, Universe (6 th edition), W. H. Freeman and Company, New York. (ISBN ) - Littmann M., Willcox K., Espenak F., 1999, Totality Eclipses of the Sun (2 nd edition), Oxford University Press. (ISBN ) - NASA, 2008, Eclipse WEB Site, - National Maritime Museum, 2008, The Moon's movement, - Stephenson F. R., 1997, Historical Eclipses and Earth s Rotation, Cambridge University Press. (ISBN ) - Stephenson F. R., 1997, A&G, 2003, 44, Wikipedia, 2008, Libration,