Sabit yıldız
Astronomide, sabit yıldızlar (Latince: stellae fixae), gece gökyüzünün karanlığında birbirlerine göre hareket etmiyor gibi görünen, genellikle yıldızlardan oluşan ışıklı noktalardır. Bu, çıplak gözle görülebilen gezegenler ve kuyruklu yıldızlar gibi, "sabit" yıldızlar arasında yavaşça hareket eden ışıklardan farklıdır.
Sabit yıldızlar, Güneş dışında çıplak gözle görülebilen tüm yıldızlar ve Samanyolu'nun soluk bandıdır. Çıplak gözle yıldız benzeri bir görünüm sergileyen birkaç tekil bulutsu ve diğer derin uzay cisimleri de sabit yıldızlar arasında sayılır. Optimum koşullarda yaklaşık 6.000 yıldız çıplak gözle görülebilir.
"Sabit yıldızların" sabit olmayışı
[değiştir | kaynağı değiştir]
Sabit yıldızların paralaksı vardır. Bu, yakın yıldızların uzaklığını bulmak için kullanılabilir. Bu hareket yalnızca görünüştedir; aslında hareket eden Dünya'dır. Bu etki, 19. yüzyıla kadar küçük olduğu için doğru bir şekilde ölçülememiştir ancak 1670'lerden itibaren, Jean Picard, Robert Hooke, John Flamsteed ve diğer astronomlar yıldızların hareketlerini tespit etmeye ve ölçümler yapmaya başlamışlardır. Bu hareketler, neredeyse algılanamayacak kadar küçük ancak dikkate değer oranlara ulaşmıştır.[1] İlk başarılı yıldız paralaksı ölçümleri, Thomas Henderson tarafından 1832-1833 yıllarında Cape Town, Güney Afrika'da yapılmıştır; burada Dünya'ya en yakın yıldızlardan biri olan Alfa Centauri'nin paralaksını ölçmüştür.[2]
Güneş Sistemi'ne göre, bir yıldızın gerçek hareketi radyal hareket ve özdevinim olarak ikiye ayrılır; "özdevinim," görüş alanına dik olan bileşendir.[3] 1718'de Edmund Halley, sabit yıldızların aslında özdevinim gösterdiğini keşfettiğini duyurdu.[4] Özdevinim, uzun dönemler boyunca hassas ölçümler gerektirdiği için antik kültürler tarafından fark edilmemiştir. Gerçekten de gece seması bugün binlerce yıl önceki haliyle çok benzer görünmektedir hatta o kadar benzer ki, bazı modern takımyıldızlar ilk olarak Babililer tarafından adlandırılmıştır.
Özdevinimi belirlemenin tipik bir yöntemi, bir yıldızın konumunu, hareket etmeyen ve uzak mesafelerde bulunan seçilmiş bir dizi çok uzak cisme göre ölçmektir. Bu cisimlerin uzaklığı nedeniyle çok küçük özdevinime sahip oldukları varsayılır.[5] Diğer bir yaklaşım ise, bir yıldızın farklı zamanlarda çekilmiş fotoğraflarını, daha uzak nesnelerle dolu büyük bir arka planla karşılaştırmaktır.[6] Şu anda bilinen en büyük özdevinime sahip yıldız, Barnard Yıldızı'dır.[4]
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ Taton, René; Wilson, Curtis (1989). Planetary astronomy from the Renaissance to the rise of astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-24254-1. OCLC 769917781.
- ^ Henderson, Thomas (1839). "On the Parallax of α Centauri". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 4 (19). ss. 168-170. Bibcode:1839MNRAS...4..168H. doi:10.1093/mnras/4.19.168.
- ^ John R. Percy (2007). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. s. 21. ISBN 978-0-521-23253-1.
- ^ a b Theo Koupelis; Karl F. Kuhn (2007). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. s. 369. ISBN 978-0-7637-4387-1.
- ^ Peter Schneider (2006). Extragalactic Astronomy and Cosmology. Springer. s. 84, §2.6.5. ISBN 3-540-33174-3.
- ^ Christopher De Pree; Alan Axelrod (2004). The Complete Idiot's Guide to Astronomy. 3rd. Alpha Books. s. 198. ISBN 1-59257-219-7.
