Sapma (astronomi)

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

(Işık kırılması konusuyla karıştırılmamalıdır)

Astronomide yıldızlardan gelen ışığın Dünya’nın Güneş çevresindeki hareketi sebebiyle sapması

Tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

yil 1996. Yıldız uzaklığı ölçümü için en güvenilir yöntem paralaks (ıraklık açısı) yöntemidir. Bu yöntemde yıldızın açısal konumu yani gerideki fona göre açısı 6 ay ara ile kaydedilir ve açı farkından hareketle trigonometrik yöntemlerle yıldız uzaklığı hesaplanır. Nitekim 19.yüzyılın ilk yarısında Alpha Centaury ve 61 Cygni gibi yıldızların uzaklığı bu yöntemle ölçülmüştür.

Yöntem basit bir yöntem olduğu için daha 18.yüzyılda bile bu yöntemle uzaklık hesaplamak isteyenler vardı. Fakat o zamanki teleskopların çözünürlüğü yetersiz olduğundan bunun için bir yüzyıl beklemek gerekti. Ne var ki İngiliz astronom James Bradley (1693-1762) bu amaçla Gamma Draconis yıldızını gözlemlerken, yıldız açısal konumunun yıl boyunca sürekli olarak değiştiğini buldu. Ancak bunun paralaks yöntemi ile ilgisi olmadığı ortadaydı. Çünkü belli bir yönde olan bütün yıldızların konumları hep aynı ölçüde değişiyordu. Bradley bu değişikliğin çok farklı bir sebebi olduğunu buldu ve bulgularını 1725 yılında yayınladı. Bradley’ın ortaya çıkardığı bu olguya sapma veya sapınç (aberration of light) denilir.

Sapmanın sebebi[değiştir | kaynağı değiştir]

Dünya Güneş çevresinde yaklaşık olarak 30 km/sn süratle döner. Bu sebepten yıldız gözlemi yapılırken, gözlemci gözlediği yıldıza göre hareket haklindedir. Dünya’dan bakılınca yıldızdan Dünya’ya ulaşan ışık da Dünya’nın hareket ettiği yönden geliyormuş gibi sapar.

Bu olgu genellikle yağmur anolojisiyle açıklanır. Dik yağan yağmur altında ayakta duran bir kişi, şemsiyesini dik olarak başının üstünde tutar. Oysa aynı kişi yürüdüğü zaman ıslanmamak için şemsiyesini gidiş yönüne doğru hafifçe eğmek zorundadır. Dünya’daki gözlem aracı yürüyen kişiye, yıldızdan Dünya’ya ulaşan ışık ta yağmura benzetilebilir. Nasıl yağmur altunda yürüyen kişi şemsiyesini gidiş yönüne eğmek zorundaysa, yıldız gözleyen astronom da teleskopunu Dünya’nın gidiş yönüne doğru eğmek zorundadır. Sapmada yağmur analojisi.jpg

Sapma hesabı[değiştir | kaynağı değiştir]

Çok duyarlı hesaplar için yüksek süratlerde relativistik etkiler hesaba katılmalıdır. Ancak Dünya’nın Güneş çevresindeki sürati ışık hızının sadece 10 000 de biri olduğu için buna gerek yoktur. Şayet c ışık hızı, v Dünya’nın Güneş çevresindeki hızı,  \phi yıldızın gerçek açısal konumu ve  \theta yıldızın gözlenen açısal konumu ise,

 \tan(\theta/2)=\tan(\phi/2)\cdot(\sqrt{\frac{c-v}{c+v}})

Karekök işareti altındaki değer 1 e yakın olduğundan belli bir hata toleransı göze alınarak, seri açılım ile,

 \tan(\theta/2)\approx\tan(\phi/2)\cdot(1-\frac{v}{c})


Örnek[değiştir | kaynağı değiştir]

Işığı Dünya hareket yönüne göre 90º ile gelen bir yıldızın gerçek konumu hesaplanırsa,

 \tan(90/2)\approx\tan(\phi/2)\cdot(1-\frac{1}{10000})
 \mathbf{\phi}\approx 90.0057

0.0057 derecelik bir sapma 20.5 açı saniyesine denktir. 6 ay ara ile yapılan iki ölçüm arasında bu yıldızın konumu 41 açı saniyesi kadar sapmıştır. (41 saniyelik fark Dünya için maksimum sapmadır.)