UZAYDA UZAKLIKLARIN ÖLÇÜLMESİ
UZAYDA UZAKLIKLARIN ÖLÇÜLMESİ
150 milyon km. uzakta olan Güneş bizim yıldızımızda*. Ondan sonraki en yakın yıldız ise yaklaşık 40 milyon milyon km. uzaktadır! Saniyede 300.000 km. hızla yol-alan ışık o yıldızdan (Proksima Kentaurus) bize dört yıldan daha uzun bir sürede erişir. Böyle bir uzaklığı ölçmek için birim olarak kilometre pek küçüktür. Onun için, uzaklığı ışığın bize dört yıldan daha uzun bir sürede eriştiğini, ya da yıldızın 4′ten fazla “ışık yılı” uzaklığında olduğunu söylemek çok daha kolaydır. 1 ışık yılı yaklaşık 10 milyon milyon km.ye eşittir. Gökyüzünde astronomların
15.000 milyon ışık yılından daha uzakta olduğunu saptadıkları cisimler vardır.
Astronomlar uzaydaki uzaklıkları değişik yöntemlerle ölçerler. Kabil olduğu zaman kontrol edebilmek için de uzaklığı birkaç yöntemle saptamak isterler. En yakın yıldızlar için kullan dıkları yöntem “parallaks” metodur. Bunun temeli olan ilke şudur: Çevresiyle ilişkili olan bir cismin yeri değişik noktalardan bakıldığı zaman değişir. Parmaklarınıza önce bir gözünüzle, sonra da öbürüyle bakm. O zaman bunların yer değiştirmiş gibi gözüktüklerini fark edersiniz. Bakış noktaları arasındaki uzaklık nekadar büyük olursa o cisim de yerinden okadar oynamış gibi görünür. îşte astronomlar da bu yüzden yıldızlara Dünya’nm yörüngesinin iki ayrı ucundan bakarlar.
Parallaks metodu astronomu 1000 ışık yılı kadar uzağa götürür. Bilgin daha ilerileri ölçmek için Sefeus’lar denilen belirli bazı değişken yıldızlara bakar. Bunların parlaklıkları düzenli bir şekilde azalıp çoğalır.
Astronom sürenin (bir parlaklık zamanıyla ondan sonraki parlaklık zamanı arasındaki sürenin) yıldızın gerçek par^ laklığıyla ilgili olduğunu bilir. Ayrıca, gözlemleri sayesinde, görünüşteki parlaklığın ne demek olduğunu da öğrenmiştir. Onun için de Sefeus’ ların, ona ilişkin olarak öbür yıldızların nekadar uzakta olmaları gerektiğini aşağı-yukarı saptayabilir. On milyon ışık yılı uzaklıktan sonra Sefeus’ lar seçilmez olur. Astronomlar da o zaman hesaplı tahminlere başvurmak zorunda kalırlar. Bu bakımdan, yakın yıldızlar, ya da büyük yıldız sistemleri “galaksiler” konusundaki tecrübelerinden yararlanırlar, ya da galaksilerin tayflarındaki çizgilerin yer değiştirmelerini “kızıl kayma” denilen durumu (aşağıya bakınız) incelerler.