ASTRONOMİ BİLİMİ & TARİHİ
Astronomi, henüz milattan önceki ilk bin yılın ikinci döneminde görece karmaşık, kapsamlı bir seviyeye geçiş yapmış ve olayları tahmin edebilme özelliğine sahip olan ilk doğa bilimi olmuştu. Fizik, kimya, biyoloji gibi doğa bilimleriyle karşılaştırıldığında astronomi için böyle erken bir gelişim görmemizin elbette belli başlı sebepleri var. Bunlardan ilki, erken astronomi biliminin ele aldığı konuların kararlı ve daha basit bir seviyede olmasıydı. Tabii ki Güneş, ay, gezegenler ve yıldızların hareketleri karmaşık bir yapıda ancak bunların tümünün altında yatan bir düzenlilik vardı.
Astronominin bu erken gelişiminin sebeplerinden bir diğeri, temel konularının kolaylıkla matematikleştirilebilmesiydi ki antik Yunan’da astronomi sıklıkla matematiğin alt dalı olarak görülüyordu. Babil ve Yunan uygarlıklarında gezegen hareketleri matematiksel işlemlerle ifade edilebildiğinden astronomi böylesine hızlı bir ilerleyişe sahip olabildi. Üçüncü sebep olarak düşünülebilecek diğer şey ise astronominin içerik itibariyle din ve felsefeyle bağlantılı olmasıydı, bu bir avantaj sağladı ve diğer dalların sahip olamayacağı bir sosyal değere sahip oldu.
Astronomi tarihi derken, etkileyici şekilde sürekliliğini ve devamlılığını korumuş bir gelenekten bahsediyoruz. Günümüzde artık neredeyse 4000 yıllık bir geçmişi olan bu gelenek, uzun soluklu sürecinde birçok farklı kültür ve dille karşılaştı.
TARİH ÖNCESİ
Astronominin tarihi, yazının keşfinden önceki zamanları kapsayan tarih öncesi çağlara ait kalıntılara kadar gider. Tarih öncesi insanlarının gezegenimizden görünen en belirgin cisimleri fark etmiş olmaları ve takip altına almaları şaşırtıcı değil, ancak yazının keşfinden önce yaşadıkları için göksel olaylara yükledikleri anlamları çıkarsamamız zor. Bu sebeple günümüz bilim insanlarının doğru istatistiksel testlerle, buldukları kalıntıların göksel kavram ve olaylarla uyuştuğunu göstermeleri önemli.
Tarih öncesi çağa ait bir kalıntı, 5000 yıllık bir farkla şu ana kadar bilinen en eski takvim ve M.Ö. 8000 yıllarında yapılmış. İskoçya’nın Aberdeenshire bölgesindeki Dee River vadisinde yer alan "WARREN FİELD TAKVİMİ" Ayın evrelerini taklit ederek kameri ayların izini sürmeye yardımcı olan 12 adet çukuru içerir. Kış gündönümünde gün doğumuna hizalanarak da Güneş yılıyla Ay döngüsünü uyumlu hale getirir. Güneş/Ay döngülerinin kaymasına uyum sağlamak adına M.Ö. 4000 yılında kullanılamaz hale gelinceye kadar sürekli yenilendiği düşünülüyor. . Ayın evrelerini taklit ederek kameri ayların izini sürmeye yardımcı olan 12 adet çukuru var. Kış gündönümünde ise gün doğumuna hizalanarak da Güneş yılıyla Ay döngüsünü uyumlu hale getiriyor.
Diğer bir buluntu oldukça popüler ve çoğunlukla seyahat noktalarından biri olan İngiltere’deki "STONEHENGE ANITLARI" M.Ö. 3000 ila 2000 yıllarında yapıldığı düşünülen buradaki yapıların ana eksenlerinin yaz gündönümünde Güneş’in doğuş yönüyle çakışacak şekilde ayarlandığı görülüyor. Ek olarak Stonehenge’in tutulmaları tahmin etme fonksiyonu olduğu gibi çeşitli spekülatif astronomi bağdaştırmaları da var. . Buradaki yapıların ana eksenlerinin yaz gündönümünde Güneş’in doğuş yönüyle çakışacak şekilde ayarlandığı görülüyor
Fransız Alplerinde “Valley of Wonder” adlı vadide bulunan Bronz Çağı’na ait (M.Ö. 2900-1800)
"PETROGLİFLER"
Bu petrogliflerde boynuzlu hayvanlar, av aletleri gibi görüntülerin yanında üzerinden ışınların çıktığı bir daire şeklinde Güneş resmi görülür. Ayrıca taşa oyulmuş şekilde ÜLKER YILDIZ KÜMESİnin iki resmi de keşfedilmiştir. M.Ö. 1600 yıllarında Almanya’nın Saksonya-Anhalt eyaletindeki Nebra kazı alanında bulunan NEBRA GÖK TEKERİ, dairesel bronz bir tabak ve üstünde altın plaka işlemelerle çok daha belirgin bir astronomik görüntü öne sürer. Altın görüntüler hilal biçiminde ayı, Güneş’i veya dolunayı ve 7 küçük noktalar kümesiyle büyük olasılıkla Ülker yıldız kümesini temsil eder.
de bir diğer değerli kalıntı. Bu petrogliflerde boynuzlu hayvanlar, av aletleri gibi görüntülerin yanında üzerinden ışınların çıktığı bir daire şeklinde Güneş resmi görülür. Ayrıca taşa oyulmuş şekilde
"ÜLKER YILDIZ KÜMESİ "
M45, ülkemizde Ülker, Pleiades ya da Yedi Kız Kardeş açık yıldız kümesi, Boğa takımyıldızında bulunan, yaklaşık 500 üyesiyle siyah kadife gökyüzünde yer alan en ünlü açık yıldız kümesidir. Bu 1 kadir parlaklığındaki a çık küme yardım olmaksızın çıplak gözle rahatlıkla görülebilir.
nin iki resmi de keşfedilmiştir.
Bir diğer kalıntı "KOKİNO SAHASI" Platformlar ve bunların üzerinde tahtlar bulunan bu sahada taş oymalarıyla yaz ortasında (yaklaşık 31 temmuz) doğan Güneş’in ışığının sadece bir tahta gelmesi ayarlanmış ve bu, hükümdarı yerel Güneş tanrısına bağlayan ritüel seremoni için ve aynı zamanda yetişme sezonunun bitip hasat vaktinin geldiğinin göstergesi olarak kullanılmış. ise Kuzey Makedonya sınırları içinde sönmüş bir volkanik tepede yer alan M.Ö. 1800 yıllarına ait bir gözlemevi. Güneş ve Ay’ın hareket düzenleri taş işaretleriyle belirtilmiş olan bu saha takvim görevi yanında dini ritüeller için de kullanılmış.Tarih öncesinden bahsedeceğimiz son buluntu, Almanya’da, Fransa’da ve İsviçre’de bulunan "ALTIN ŞAPKA" Bronz Çağ’ın ölüleri yakma ve küllerini çömleklere koyma geleneği olan Urnfield kültürüyle ilişkili olarak Almanya’da, Fransa’da ve İsviçre’de bulunan ALTIN ŞAPKA’lar. M.Ö. 1400-800 arasına tarihlenmiş bu buluntular Güneş’in ve ayın spiral motifleriyle dekore edilmiş ve büyük ihtimal Güneş ile Ay takvimlerini kalibre hale getirmek için kullanılmış bir takvim. lar. M.Ö. 1400-800 arasına tarihlenmiş bu buluntular Güneş’in ve ayın spiral motifleriyle dekore edilmiş ve büyük ihtimal Güneş ile Ay takvimlerini kalibre hale getirmek için kullanılmış bir takvim.
MEZOPTAMYA
İlk sofistike astronomi, sanılanın aksine Antik Yunan’da değil de Mezopotamya’nın merkezindeki antik "BABİL UYGARLIĞI" Babiller Mezopotamya da MÖ 2100 ve MÖ 539 seneleri arasında var olmuş bir uygarlıktır. Sümerlerden arta kalan astronomi ve astroloji bilgilerinden yararlanmışlardır. Ayın hareketlerini, Güneşin hareketlerini ve Ay tutulması, Güneş tutulması zamanlarını tespit etmişlerdir. Gezegenler ve yıldızlar arasındaki ilişkileri incelemişlerdir. Takım yıldızlarla ilgili çalışmalar yapmışlardır. nda ortaya çıktı. Bunun sebeplerinden biri astronominin Babil’de önemli bir sosyal fonksiyonu olmasıydı. Tanrı’nın krallara göksel alametlerle yaklaşan savaşlara, salgınlara, kötü hasata dair işaretler verdiğine inanılıyordu. Yunanlılarda da çeşitli kehanet yorumlamalar vardı, ancak göksel alametlere dair düşünüş daha sonra var olacaktı. İkinci olarak, Babil’de astronomik şeylerle ilgilenen bir devlet hizmeti vardı. Genellikle rahip olan "TAPINAK KATİPLERİ" er gün gökyüzündeki gezegenlerin, yıldızların ve takım yıldızların hareketlerini inceleyip kil tabletlere kaydeden, genellikle rahiplerden oluşan insanlardır. her gece gökyüzünü takip edip kayıt alıyorlardı. Son olarak ise veri kaydı için önemli bir yeri olan Mezopotamya’daki kil tablet teknolojisi (tapınak gibi yerlerde iyi şekilde korunurlardı) Babil’i Yunan uygarlığından ayıran farklılıklardı.
M.Ö. 7. yy’da tapınak astronomları, bir gezegenin Ülker’in veya başka bir referans yıldızın yakınından geçtiğini,
"VENÜS"
Venüs, Güneş Sisteminde, Güneş'e uzaklık bakımından ikinci sıradaki, sıcaklık bakımından da birinci sıradaki gezegendir.
ün görünmezlik döneminden çıkışını veya
"JÜPİTER"
Güneş Sistemi’nin en büyük gezegenidir. Güneş’ten uzaklığa göre beşinci sırada yer alır. Adını Roma mitolojisindeki tanrıların en büyüğü olan Jüpiter’den alır.
in yerinde durup geriye doğru giden hareketini (RETROGRADE) günbegün inceleyip kaydederek astronomi günlükleri oluşturmuşlardı. Bu gözlemler kesin doğruluklara sahip değildi ancak uzun soluklu gözlemler yapılmış olması çok önemliydi. Birkaç jenerasyon sonra Babilliler ayın ve gezegenlerin davranışlarını tahmin etme kabiliyetine ulaştılar. Hiçbir gezegen hareketini 1 ay veya 1 yıl aranın ardından tekrarlamıyordu, tekrarlı düzeni ancak yeterince uzun süre gözlem yapılırsa anlayabilirlerdi. Örneğin Venüs’ün retrograd hareketi örüntüsünü aynı düzenle yeniden görmek için 5 retrograd devrinin geçmesi yani 8 yıl beklenmesi gerekiyordu. Bu Mars için 47 yıl, Satürn için 59 yıldı. Bu keşif “hedef yıl metinleri”ni ortaya çıkardı. Biri ellerindeki bu kayıtlara bakarak tahmin edilmesi istenen hedef yıldaki hareketleri öngörebilirdi
M.Ö. 300 yılları civarı tapınak katipleri gezegen hareketlerine dair çok daha sofistike bir teori geliştirdiler. Ana fikir, anahtar bir olayın (retrogradın başlangıcı gibi) "BURÇLAR KUŞAĞI" Burçlar kuşağı, ekliptik düzleminin 8 derece kuzey veya güneyini kapsayan bir kuşaktır (ekliptik etrafında bir bant olarak düşünülebilir). Ay’ın ve Güneş sistemindeki diğer gezegenlerin yörüngeleri de tamamıyla bu kuşağın içinde kalır. Aynı zamanda hepimizin aşina olduğu 12 burcu simgeleyen takımyıldızlar da kuşağın isminden de anlaşılacağı gibi, burçlar kuşağının içinde yer alır. nda hareket eden bir obje olarak düşünülmesiydi. Her gezegen için teorinin birbirinden farklı versiyonları yer alıyordu.
Mezopotamya’daki bir diğer büyük uygarlık ve Babil’den önce gelen "SÜMER UYGARLIĞI" Sümerler, yaklaşık olarak MÖ 4000-2000 yılları arasında Irak’ın güneyinde (Güney Mezopotamya) var olmuş bir uygarlıktır. Sümer astronomisiyle ilgili fazla bilgi olmamasına rağmen. Merkezde Güneş ve çevresinde bugün bildiğimiz tüm gezegenlerin bulunduğu bir kil tablet, Zodyak kuşağını keşfetmek gibi çalışmaları olmuştur. nın astronomi tarihi üzerine bilgimiz ise kısıtlı; Babillilerin erken yıldız kataloglarından bazı yıldız isimlerinin Sümerce olduğunu bilsek de Sümer astronomisine dair bilgilerimiz ancak böyle dolaylı şekilde.
MISIR
Birçok antik uygarlık gibi Mısırlılar da gökyüzünü çalıştılar;
"BÜYÜK AYI"
Büyük Ayı takımyıldızı diğer adıyla Ursa Major, modern 88 takımyıldızdan biridir. Kuzey yarım küreden tüm yıl boyunca görülebilir. Callisto efsanesiyle ilişkilendirilir.
,
"ORİON"
Büyük Ayı takımyıldızı diğer adıyla Ursa Major, modern 88 takımyıldızdan biridir. Kuzey yarım küreden tüm yıl boyunca görülebilir. Callisto efsanesiyle ilişkilendirilir.
gibi
"TAKIM YILDIZLARI"
İlk babilliler tarafından keşfedilmiştir. Gökyüzünün bölündüğü 88 alandan her birine verilen isimdir. Terim genellikle görünüşte birbiriyle ilişkili görünen yıldız gruplarını tanımlamak için kullanılır.
nı görüşlerine alıp
"MERKHET"
Merkhet Eski Mısırda kullanılan bir zaman ölçme ve zaman tutma aracıydı. Tahta bir sapa tutturulmuş çeküllü bir çubuğun kullanılmasını içeriyordu. Eski Mısır'da "baktiu" adı verilen belirli yıldızların hizalanmasını izlemek için kullanıldı.. Göründüğünde, yıldızları gece vakti ölçmek için kullanılabilir.
adlı
"USTURLAB"
Usturlap, astronomi ölçümlerinde kullanılmış tarihi bir ölçüm cihazıdır, Mısırlılar tarafından bulunmuştur. Kullanım alanları arasında Güneş, Ay, gezegen ve yıldızın konumlarını belirlemek yer alır. Ayrıca yerel saatin ve İslam dininde namaz vakitleri usturlap sayesinde hesaplanıyordu.
benzeri aletle ölçümler yaparak piramitleri ve Güneş tapınaklarını hizaladılar. Örneğin bu ölçümler sayesinde devasa
"GİZA PİRAMİDİ"
Gize Piramitleri Mısır'ın başkenti Kahire'nin Gize semtinde bulunan 3 görkemli yapı: Keops Piramidi, Kefren Piramidi, Mikerinos Piramidi. Bu üç piramitten yalnızca Keops (Khufu veya Büyük Piramit olarak da bilinir) Dünyanın Yedi Harikası 'ndan biridir. Genel kanı, Gize piramitlerinin üçünün de 7 Harika kapsamına alındığıdır ama belirtilen piramit, 4. Hanedan'dan Mısır Firavunu Khufu'nun, bilimsel saptamalara göre anıt-mezar olarak MÖ 2560'da yaptırdığı, Büyük Piramit'tir.
nin 4 yanı kuzey, güney, doğu, batıya yalnızca yarım derece hatayla yönelmiş şekilde ve neredeyse tamamen aynı ölçülerde inşa edilmişti. Mısırlılar ayrıca
"ANUBİS"
Anubis (Anpu), Antik Mısır mitolojisine göre ölüm ve cenaze tanrısıdır. Set ve Nephthys'in oğludur. Çakalların mezarlar etrafında dolaşması nedeniyle çakal başlı Anubis ölümle beraber anılır. Daha sonra Set tarafından öldürülen Osiris'i mumyaladığı için mumyalama tanrısı olmuştur.
adlı çakal kafalı tanrılarının cennete ilerleyişi olduğuna inandıkları
"SİRİUS YILDIZI"
Büyük köpek takım yıldızı kategorisinde yer alan gece gök yüzünün en parlak yıldızlarından biri olan yıldız çeşidine sirius denmektedir. Dilimizde ise sirius yıldızı ak yıldız ismiyle bilinmektedir. Canopus yıldızı sirius yıldızına en yakın yıldızdır. Üstelik sirius bu yıldızdan tam anlamıyla iki kat daha parlaktır. Sirius yıldızının dünyaya uzaklığı 8,611 ışık yılı uzaklığı olarak hesaplanmıştır. Yıldızın yarı çapı 1.190.000 km kadardır. Yüzey sıcaklığı ise 9.940 K olarak bilinmektedir. Yıldızın yer aldığı takım yıldız kümesinin ismi de Canis Major olarak geçmektedir. Yıldızın büyüklüğü de -1,46 civarındadır.
nın pozisyonunu buldular. Nil taşkınının öncesinde gerçekleşiyor olması sebebiyle, gündoğumundan önce doğuda yükselişi sırasındaki konumu Mısır medeniyeti için kritikti. Ve de Orion ve Sirius’un yaz gündönümünde Güneş doğumundan hemen önce doğdukları gökyüzü bölgesinde
"DUAT"
Duat Eski Mısırda yeraltı dünyası anlamına gelmekteydi. Tanrı Osiris’ in (Osiris, öte âlemin, ölüm ötesinin, yargılamanın ve yeniden doğuşun tanrısıdır. Ölüler aleminin hükümranlığı Osiris'in ellerindedir.) bu yeraltı dünyasını yönettiğine inanılmaktaydı. Aynı zamanda diğer Mısır tanrılarının ikamet yeri olduğuna inanmaktaydılar.
adını verdikleri yerde tanrıların yaşadığını düşünüyorlardı. Bazı Mısır araştırmacılarına göre Giza’nın 3 büyük piramitli bölgesi bu Duat’ın ayna yansımasıydı. 3 büyük piramit Orion’daki 3 yıldıza,
"SFENKS"
Sfenks, kafası koç, kuş, veya insan, gövdesi ise uzanan bir aslan şeklini alan heykel. Sfenks’ in en belirgin özelliği onu geçmek istiyen gezginlere bilmeceler sorup bilemeyenleri yuttuğuna inanılmaktaydı. İlk önce Antik Mısır'da rastlanan Sfenks, antik Yunan mitolojisinde büyük kültürel önem taşımıştır ve ismini buradan almıştır.
,
"ASLAN TAKIMYILDIZI"
Leo ya da Aslan takımyıldızı, modern 88 takımyıldızdan ve zodyak kuşağı takımyıldızlarından biridir. Leo adı Latince'de aslan anlamına gelir.
na ve
Nil de
"SAMANYOLU"
Samanyolu veya Kehkeşan, Güneş Sistemi'ni içeren bir galaksidir. Dünya'dan görünümünü açıklayan tanımıyla: gece gökyüzünde görülen ve çıplak gözle tek tek ayırt edilemeyen yıldızlardan oluşan puslu bir ışık şerididir. Yerel Küme'nin bir parçası olan çubuklu sarmal türdedir.
na karşılık geliyordu.
Bunun gibi gece gökyüzünün Dünya üzerinde yansıması bir kutsal peyzaj oluşturmak diğer antik kültürlerde pek görülen bir şey değildi. Mısırlılar gökyüzüne bağlı kalarak yaptıkları bu yapılarla tanrılara hürmet gösterdikleri ve dünyaya ilahi bir enerji kazandırdıklarına inandılar.
ANTİK YUNANİSTAN
Astronomi Antik Yunanistan’da ilk edebi eserlerde bile yer almaktadır. Örneğin "HOMEROS" Homeros Antik Çağ'da yaşamış İyonyalı ozan. Batı edebiyatının ilk büyük eserleri kabul edilen İlyada ve Odysseia destanlarının yazarı veya derleyicisi olduğu kabul edilmektedir. Smyrna bölgesinde yaşamış olduğu sanılmaktadır. un "İLYADA" Homeros Antik Çağ'da yaşamış İyonyalı ozan. Batı edebiyatının ilk büyük eserleri kabul edilen İlyada ve Odysseia destanlarının yazarı veya derleyicisi olduğu kabul edilmektedir. Smyrna bölgesinde yaşamış olduğu sanılmaktadır. eserinde Orion, Büyük Ayı Sirius, "ÜLKER" Ülker veya Süreyya bir açık yıldız kümesidir. Boğa takımyıldızında bulunur. Dünya'ya en yakın açık yıldız kümelerinden ve büyük olasılıkla da en ünlü ve çıplak gözle en iyi gözükenlerdendir. Ülker yıldız kümesinin yaklaşık 440 ışık yılı uzaklıkta olduğu bilinmektedir. gibi takımyıldız, yıldız ve yıldız kümelerinden bahsedilmektedir. Daha detaylı astronomik bilgilere Homeros’dan yaklaşık bir jenerasyon sonra "HESİODOS" Hesiodos Yunan didaktik şiirinin babası olarak bilinen, bilim insanlarınca MÖ 750-650'li yıllarda aktif olduğu düşünülen ünlü ozan. İşler ve günler adlı eserinde verdiği bilgiler sebebiyle birçok bilim insanı tarafından ilk ekonomi ve iktisat tarihçisi olarak da kabul edilir. un "İŞLER VE GÜNLER" İşler ve Günler Antik Yunan şairi Hesiodos tarafından MÖ 700 civarında yazılmış didaktik bir şiirdir. Dactylic hexameter ölçüsündedir ve 828 satır içerir. Hesiod'un kardeşi Perses'e tarım sanatlarını öğrettiği bir çiftçi almanağıdır. eserinde rastlamak mümkündür. Hesiodos bazı önemli yıldızların bir yıl içerisinde görünüp görünmeme durumlarını hesaba katarak bir tarlada ne zaman ne yapılacağını ya da güvenli deniz yolculuğu yapılabilecek dönemleri tarif etmiştir.
Antik Yunanların astronomi konusundaki en büyük başarıları belki de geometriyi astronomiye uygulamalarıdır. Dünyanın yuvarlak olduğundan bahseden ve günümüze ulaşan en eski kaynak
"ARİSTOTELES"
.jpg)
Platon'un öğrencisi olan Aristoteles, günümüzde en çok okunan ve hakkında eser yazılan filozoflar arasında yer alıyor.
in
"GÖKYÜZÜ ÜZERİNE"
Aristoteles'in başlıca kozmolojik incelemesi Gökler Üzerinedir: MÖ 350'de yazılmıştır, onun astronomik teorisini ve karasal dünyanın somut işleyişi hakkındaki fikirlerini içerir.
adlı kitabıdır. Aristoteles Aytutulması sırasında Dünya’nın Ay üzerine düşen gölgesinin dairesel olduğundan ve kuzey yönünde gidildikçe görülebilen yıldız sayısındaki değişimlerden bahsetmiştir. Ayrıca bazı matematikçilerin Dünya’nın çevresini ölçmeye çalıştıklarını ve yaklaşık 400.000 stadyum yani 72.000 km gibi bir değere ulaştıklarını söylemiştir. Bugün biz bu değerin ekvatorda yaklaşık olarak 40.075 km olduğunu biliyoruz. Dünyanın çevresini başarılı bir şekilde ölçen ilk kişi ise milattan önce 3. yüzyılda yaşayan
"ERATOSTHENES"
Eratosthenes yaz gündönümü sırasında Mısır’ın güneyinde bulunan Syene kentinde Güneş’in tam olarak tepede olduğunu ve gölge oluşmadığını öğrenmiştir. GNOMunu kullanarak yaşadığı yer olan İSKENDERİYE’de yaz gündönümü sırasında gölge açısını ölçen Eratosthenes 7°12′ derece gibi bir sonuca ulaşmıştır. Dünya’nın tam bir küre olduğunu varsayarak İskenderiye ve Syene arasındaki mesafenin Dünya’nın çevresinin yaklaşık 1/50’sine eşit olduğunu hesaplayan Eratosthenes Dünya’nın çevresinin yaklaşık olarak 252.000 stadyum yani 39.690 km olduğu sonucuna varmıştır bu değer de günümüzde bildiğimiz 40.075 km değerine oldukça yakındır.
tir.
Antik Yunanlar ayrıca Ay ve Güneş’in boyutlarını da ölçmek için geometriden yararlandılar. Milattan önce 3. yüzyılda Sisamlı
"ARİSTARKUS"
Aristarkus, Yunan gökbilimci ve matematikçi. Sisam adasında doğdu. Evrenin merkezine dünyayı değil de güneşi koyan günmerkezlilik inanışının bilinen ilk savunucularındandı. Pisagor'dan ve Filolaos'dan etkilendi.
Ay’ın çapının Dünya’nın çapının 0,32 ila 0,40 katı Güneş’in çapının ise Dünya’nın çapının yaklaşık 6,3 ila 7,2 katı olduğunu hesapladı. Günümüzde ise Güneş’in çapının Dünya’nın çapının yaklaşık olarak 109 katı Ay’ın çapının ise Dünya’nın çapının 0,27 katı olduğunu biliyoruz. Her ne kadar özellikle Güneş’in çapının ölçüsünde hatalar olsa da Aristarkus’un kullandığı yöntem doğrudur. Milattan önce 2. yüzyıla geldiğimizde ise Bitinyalı
"HİPPARKOS"
İznikli Hipparkos, Hipparchus of Nicaea bir Yunan astronom, coğrafyacı ve matematikçiydi. Anadolu'daki Nikea kentinde doğdu. Yaşamının büyük bölümünü Rodos'ta geçiren ve orada ölen Hipparkos, daha çok yıldızlara ilişkin gözlemleriyle tanındı. Çıplak gözle görülebilen yıldızları parlaklıklarına göre sınıflandırdı.
Aristarkus’un yönteminde geliştirmeler yapacak ve Ay’ın çapını ve Dünya’ya uzaklığını neredeyse kesin olarak bulacaktır. Genel olarak bakıldığında antik çağlarda yaşayan insanların Güneş’in boyutlarını ve Dünya’ya olan uzaklığını büyük ölçüde hafife aldıkları görülmektedir. Bu durumun sebebi ise Güneş’in antik dönemde kullanılan metodların kullanılabilmesi için bizden çok uzakta olmasıdır.
Antik Yunanların gezegenlerin hareketleri üzerinde çalışmaları yaklaşık olarak milattan önce 400 yılında başladı. Knidoslu "EUDOXUS" Eudoxus her gök cisminin günlük batıya olan hareket, ZODYAK çevresinde yavaş bir biçimde doğuya olan hareket ve retrograd hareket olmak üzere 3 farklı hareketi olduğunu ve bu hareketlerin iç içe geçmiş 4 ayrı küre ile incelenmesi gerektiğini söylemiştir. En dıştaki küre gezegenin batıya doğru olan dönme hareketinden sorumludur. Bir sonraki küre ise en dıştaki kürenin içinde yaklaşık olarak 24 derecelik bir açı ile oturmuştur ve doğu yönünde gezegenin zodyak periyodunda dönmektedir. Üçüncü hareket olan retrograd hareketini açıklamak için Eudoxus iki küre kullanmıştır. Gezegenin kendisi en içteki kürenin ekvatorunda hareket etmektedir en içteki küre ise diğer kürenin içinde hafif bir açı ile bulunmaktadır. Bu sayede her ne kadar yanlış da olsa Eudoxus bir gezegenin yaptığı hareketleri açıklamıştır. Eudoxusun bu teorisi bir süre sonra terk edilmiş olsa da kozmoloji alanında büyük bir etki bırakmıştır. gezegenlerin hareketi üzerine "ON SPEED" Eudoxus her gök cisminin günlük batıya olan hareket, zodyak çevresinde yavaş bir biçimde doğuya olan hareket ve retrograd hareket olmak üzere 3 farklı hareketi olduğunu ve bu hareketlerin iç içe geçmiş 4 ayrı küre ile incelenmesi gerektiğini söylemiştir. kitabını yazdı. Her ne kadar kitap kaybolmuş olsa da "SİMPLİCİUS" Kilikyalı Simplikios veya Latinceleştirilmiş şekliyle Simplicio, Öklid ve Aristoteles de dahil olmak üzere diğer filozofların ve matematikçilerin çalışmaları üzerine yorumlar yazan bir Yunan matematikçi. Ammonius Hermiae ve Damaskios'un bir öğrencisi ve Yeni Platoncuların sonuncusuydu. ve Aristoteles kendi çalışmalarında bu kitaptan bahsetmişlerdir
Milattan önce 3. yüzyılın sonlarına 2 çember (eccentrik cycle ve epicycle) tabanlı farklı teoriler üretilmeye başlandı. Güneş sistemine kuzey kutbundan baktığınızı düşünün, bu teoriye göre gezegenler kendi çemberleri (epicycle) üzerinde saat yönünün tersinde dönerken bu çember de merkezi Dünya’ya çok yakın olan daha büyük bir çember (eccentric cycle) üzerinde hareket etmektedir. Bugün bilindiği kadarıyla Hipparkos bu merkezin Dünya’dan hangi yönde ve ne kadar saptığını hesaplayan ilk kişidir. Bu çemberler 17. yüzyıla kadar büyük oranda kabul görmüştür. Hipparkos’un astronomiye bir başka katkısı da Dünya’nın devinim hareketi yaptığını keşfetmesidir. Devinim hareketi Dünya’nın dönüş ekseninin yaptığı harekettir bu da Dünya’nın sanki yavaşlayan bir topaç gibi sallanma hareketi yapmasına sebep olur.
Antik Yunan astronomisinin tepe noktası belki de milattan önce 2. yüzyılda yaşamış olan İskenderiyeli
"BATLAMYUS"
.jpg)
Klaudyos Batlamyus, İskenderiyeli Yunan matematikçi
tarafından yazılan
"ALMAGEST"
Almagest, Batlamyus'un eserlerinden en tanınmışıdır. Orijinal adı He Mathematike Syntaxis’tir. Yunanca matematiksel oluşum anlamına gelir. Kitap, aslında bir astronomi eseridir, ama astronomi o dönemlerde matematiğin dalı olduğundan, eser matematik klasiği olarak anılır.
kitabıdır. Batlamyus çalışmalarını kendisinden önce gelen Hipparkos gibi astronomların çalışmaları üzerine kurdu ancak kendi çalışmaları o kadar başarılı oldu ki kendisinden önce gelen çalışmaları adeta gereksiz kıldı. Almagest kitabındaki yeniliklerden birisi
"EKUANT"
Ekuant, bir m-noktanın gezegenin merkezinin dışçemberinin sabit açısal hızla hareket etmesidir fakat aynı zamanda bu merkezin yörüngesinden olan uzaklığıdır.
noktasıdır. Hipparkos’un teorisinin aksine gezegenin kendi çemberinin (epicycle) hareketi düzgün değildir, hızlanıp yavaşlayabilir. Bu düzensizliği açıklayabilmek için Batlamyus equant noktasına başvurmuştur. Batlamyus’un bu çalışmaları sayesinde gezegenlerin hareketini açıklama çabaları da sayısal olarak doğru hale gelmiştir. Batlamyus’un bu teorisi gezegenlerin hareketini doğru bir biçimde açıklamış ve 1400 yıldan uzun bir süre astronomi alanını domine etmiştir. Almagest kitabı aynı zamanda binden fazla yıldızın astronomik katalogunu da barındırmaktadır. Bu katalogun büyük kısmının Hipparkos’un çalışmaları sayesinde elde edildiği düşünülmektedir.
Batlamyus aynı zamanda evrenin işleyişini anlattığı da bir kitap yazmıştır. Bu konuda kozmosun tamamına yönelik bir açıklama yapabilmek için Eudoksos’un kürelerine ihtiyaç duymuştur. Bu teoriye göre Merkür’ün mekanizması Ay’ın hemen üzerindedir daha sonra ise Venüs’ün mekanizması gelerek bu mekanizmalar Satürn’e kadar gider ve en dışta ise sabit yıldızlar bulunur. Ay’a olan uzaklığı kesin olarak bildiği için bunu bir ölçek olarak kullanmış ve sabit yıldızların yaklaşık 20.000 Dünya çapı uzakta olduğunu hesaplamıştır. Her ne kadar günümüzde bu uzaklığın çok daha büyük olduğunu biliyor olsak da o dönem için bu devasa bir evren modelidir.
HİNDİSTAN
Hint alt kıtasına ait astronomi geçmişi, M.Ö. 3000 yıllarında Güney Asya’daki en eski kent uygarlığı olarak bilinen "İNDUS VADİSİ UYGARLIĞI" İndus Vadisi Uygarlığı ya da Harappa Uygarlığı, İndus vadisinin bel kemiğini oluşturduğu çok geniş bir bölgeye yayılmış, Güney Asya'daki en eski kent uygarlığıdır. MÖ 3300 yılları dolaylarında bir kent uygarlığı şeklini aldığı kabul edilmektedir. na kadar gider ve burada da birçok eski dönem topluluklarında olduğu gibi astronomi, takvim oluşturmak amacıyla kullanılmıştır. İndus Vadisi Uygarlığı arkasında hiç yazılı belge bırakmadığı için karşılaştığımız en eski Hint astronomi eseri "VEDİK DÖNEMİ" Vedik dönem, Hindistan tarihinin geç Tunç Çağı ve erken Demir Çağı'nda, Vedalar da dahil olmak üzere Vedik literatürün kuzey Hint alt kıtasında, İndus Vadisi uygarlığının sonu ile M.Ö. 600 civarında orta Hint-Ganj Ovası'nda başlayan ikinci bir kentleşme arasında oluşturulduğu dönemdir. olarak geçen M.Ö. 1500-500 yılları arasına ait "VEDANGA JYOTİSHA" Vedanga Jyotisha veya Jyotishavedanga, astroloji üzerine bilinen en eski Hint metinidir. Mevcut metin MÖ son yüzyıllara tarihlenir, ancak MÖ 700-600 yıllarına kadar uzanan bir geleneğe dayanabilir. Metin, altı Vedanga disiplininden biri olan Jyotisha'nın temelini oluşturur. adlı astronomik metindir. Bu metin Güneş ve Ay’ın hareketlerini gözlemek için bazı kuralları anlatır. Yazılma gerekçesi ise dini ritüellerdir.
Batlamyus, Yunan astronomi geleneğindeki son büyük figür idi. Onun çalışmaları üzerine yorumlamalar yapılıyordu ancak yaratıcı çalışmalar artık ortaya çıkmıyordu. Bu sırada Babil astronomisi doğuya Fars ve Hint kültürlerine doğru geçiş yaptı ve burada yerel Hint kültürleriyle birleştirildi. Ayrıca Hipparchus ve Batlamyus zamanları arasındaki Yunan geometrik gezegen teorileri de Hindistan’a ulaştı. 6. yüzyıl boyunca Yunan ve Bizans astronomi gelenekleri Hint astronomisini etkiledi. Burada bu iki farklı geleneğin bir araya gelmesi bazen çok karmaşık ve çeşitli olan bir astronomi geleneği ortaya çıkardı.
Hint
"ARYABHATA"
Aryabhaṭa, klasik Hint matematik ve astronomi geleneklerinden bir Hint bilim insanıdır. Bugün evrensel olarak kullanılan Hint-Arap rakam sisteminin babasıdır.
499 yılında yazdığı başyapıtı
"ARYABHATİYA"
Aryabhatiya veya Aryabhatiyam, Sanskritçe bir astronomik tez, 5. yüzyıl Hint matematikçisi Aryabhata'nın başyapıtı ve günümüze ulaşan tek eseridir. Astronomi filozofu Roger Billard, kitabın bahsettiği tarihsel referanslara dayanarak MS 510 civarında yazıldığını tahmin ediyor.
sında, Dünya’nın kendi ekseni üzerinde döndüğü ve gezegenlerin periyotlarının Güneş’e göre verildiği bir gezegen modelini baz alarak bir hesaplama sistemi öne sürdü. Gezegenlerin periyotları, Güneş ve Ay tutulmaları gibi birçok astronomik sabiti doğru şekilde hesapladı.
"VARAHAMİHİRA"
Varahamihira , Varaha veya Mihira olarak da bilinir. Hintli filozof, astronom ve matematikçi. Varahamihira’nın Batı astronomisi konusundaki bilgisi eksiksizdi. Beş bölümden oluşan anıtsal eseri, yerli Hint astronomisinde ilerletmiştir.
,
"BRAHMAGUPTA"
Brahmagupta, Hint matematikçi ve gök bilimcidir. Matematik ve astronomi üzerine teorik Brāhmasphuṭasiddhānta ile daha uygulamaya yönelik Khaṇḍakhādyaka adlı iki önemli esere sahiptir. Brahmagupta sıfır ile işlem yapmanın kurallarını ilk olarak veren bilim insanıdır.
ve
"BHASKARA"
Bhāskara, Hindu-Arap ondalık sisteminde sıfır için bir daire ile sayıları yazan ilk kişi olan ve Aryabhata’nın çalışmasına yaptığı yorumda sinüs fonksiyonunun benzersiz ve dikkate değer bir rasyonel yaklaşımını veren 7. Yüzyılda Hintli bir matematikçi ve astronomdu.
Aryabhata’nın bu modelinin ilk takipçileriydi.
"SHUNGA İMPARATORLUĞU"
Shunga İmparatorluğu, MÖ 185’ten 73’e kadar kuzey Hindistan Yarımadası’nın çoğu bölgesini kontrol eden Magadha’dan eski bir Hint hanedanıydı.
döneminde astronomi ileri seviyeye taşındı ve bu dönemde birçok yıldız kataloğu ortaya kondu. Bu dönem Hint astronomisinin altın çağı olarak bilinir. Ayrıca bu dönem birçok gezegenin hareketi, konumları, doğuş ve batışları, kavuşumları, tutulmalarına yönelik yapılan hesaplamaların büyük bir gelişim yaşadığı zamanlardı.
6. yüzyılda Varahamihira ve "BHADRABAHU" adlı Hint astronomlar kuyruklu yıldızların belli periyotlarla yeniden ortaya çıkan gök cisimleri olduğu görüşünü ifade ettiler, 10. yüzyılda astronom "BHATTOTPALA" bazı kuyruklu yıldızların isimlerini listeledi ve periyotlarını tahmin etti ancak bunların nasıl hesaplandığı ve ne kadar doğru olduğunu maalesef bilemiyoruz. 1114 ve 1185 yılları arasında yaşayan Bhaskara, Ujjain’deki astronomik gözlemevinin başıydı. Goladhyaya (küre) ve Grahaganita (gezegenlerin matematiği) adlı 2 bölümü içeren "SİDDHANTASİROMANİ" adlı başyapıt astronomi kitabını yazdı. Dünya’nın Güneş etrafındaki yörünge süresini virgülden sonra 9 basamağa kadar hesapladı. Ayrıca bu zamanlarda Nalanda Budist Üniversitesi astronomi alanında resmi dersler vermeye başladı.
14.-16. yüzyıllar arasında yer alan "KERALA" Astronomi ve Matematik Okulu’ndan astronom "NİLAKANTHA SOMAYAJİ" , Aryabhata’nın Aryabhatiya’sının bir tefsiri olan Aryabhatiyabhasya’da Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter, Satürn’ün Güneş etrafında yörüngede döndüğü ve Güneş’in de Dünya etrafında yörüngede olduğu "KISMİ GÜNEŞ MERKEZLİ MODEL" için kendi hesaplama sistemini geliştirdi. Bu daha sonra 16. yüzyılda astronom "TYCHO BRAHE" nin önereceği "TYCHONİK SİSTEM" e benziyordu ancak Nilakantha’nın sistemi matematiksel olarak daha etkiliydi çünkü Merkür ve Venüs’ün merkezi ve enlemesine hareket denklemini doğru şekilde hesaplara katmıştı.
İSLAM DÜNYASI
8. yüzyılda Arap Müslüman astronomlar karmaşık bir astronomi altyapısıyla karşı karşıyaydılar. Babilliler ve Yunanlılardan Fars ve Hindistan’a geçen teori ve metotlar şimdi yeniden batıya kaymıştı. Bu karışık kültürlerden gelen mirasın göstergelerinden biri 9. yüzyılda "EBÛ CA’FER MUHAMMED BİN MÛSÂ EL-HÂRİZMÎ" nin bir çalışmasındaki farklı kültürlerin tablolarını, tekniklerini içermesiydi. Bu çalışma, ZİC denilen Güneş, Ay ve gezegenlerin pozisyonlarını anlamayı sağlayan tabloları içeren bir el kitabının önemli bir türünü oluşturması açısından önemliydi. Zicin antik örneği "BATLAMYUS" un kullanışlı tabloları idi.
10. yüzyılda "ABDURRAHMAN ES-SUFÎ" yıldızlar üzerinde gözlemler yaptı ve onların parlaklıklarını, konumlarını, renklerini ve her takımyıldızının çizimlerini "SABİT YILDIZLAR KİTABI" nda gösterdi. Aynı zamanda “Küçük Bir Bulut” dedikleri şimdi "ANDROMEDA GALAKSİSİ" olarak bildiğimiz gök cisminin resimlerini ve ilk tanımlarını verdi. Ek olarak Büyük "MACELLAN BULUTSUSU" nun bilinen ilk bahsi es-Sufi tarafından geçirilmiştir. 11. yüzyıl İran’ında ise "ÖMER HAYYAM" birçok tabloyu derledi ve Jülyen’den daha doğru Gregoryen’e yakın denilebilecek yenilenmiş bir takvim sergiledi.
Batlamyus’un Almagest yapıtının Arap dünyasında birçok kez çevirisi yapılmıştı ve bunların çoğu 750 ila 1258 yıllarında yer alan Bağdat merkezli Abbasiler tarafındandı. Yunan gezegen teorilerinin saf geometrik hali şimdi önlerinde olduğu için, Arap astronomlar bunların üzerinde uzmanlaşabilmek ve daha da geliştirmek için çalıştılar. 10.yüzyılın ilk yıllarında "EL-BATTĀNĪ" adlı zic, Batlamyus’un gezegen teorisinin ustalığını gösterdi ve Güneş’in "EKSANTRİSİTESİ" nin yönü ve büyüklüğü gibi bazı parametrelerinin değerlerini iyileştirdi.
9. yüzyıl ila 15. yüzyıl arasından günümüze korunmuş birçok Arap zici mevcut. Avrupa astronomisinin gelişmesinde önemli etkiye sahip bir zic ise "TOLEDAN TABLOLARI" idi. Bu eser İspanya’da bir grup Müslüman ve Yahudi astronom tarafından derlenmişti ve "EL-ZERKALİ" tarafından 1080 yılında son haline getirilmiş, hemen ardından ise Latinceye çevrilmişti.
Zaman ilerledikçe astronomlar için yeni keşifler yapmak daha mümkün hale geldi, örneğin artık evrendeki yavaş değişimleri fark etmeye başlamışlardı. 9. yüzyılda Bağdatlı astronomlar "EKLİPTİK EĞİM" inin Batlamyus’un Almagest’te bahsettiği değerden azalmış olduğunu fark ettiler. Ekliptik eğiklik, "GÖK EKVATORU" ile "YENGEÇ DÖNENCESİ" arasındaki açıydı ve bu Güneş’in ekinoks ve yaz gündönümü arasındaki kuzeye doğru yer değiştirmesine karşılık geliyordu. Bu da yılın önemli zamanlarında alınan öğlen Güneş’inin rakımları ile ölçülebiliyordu. Batlamyus’un zamanına göre bu eğiklik çeyrek derece kadar azalmıştı. Arap astronomlar aynı zamanda mevsimlerin uzunluğunun Batlamyus’un kaydettiği değerlerden hafif değişimlere uğradığını not ettiler.
Batlamyus’un gezegen teorisi eleştiriliyordu ancak bunda büyük rol oynayan Batlamyus’un tabloları ile gezegenlerin gerçek gözlemleri arasındaki küçük farklılıklar değildi. Çoğu eleştiri, Batlamyus’un çalışmalarının Aristotelesçi göksel cisimlerin tekdüzeliği prensibine aykırılığı üzerineydi. 1000’li yıllarda "İBNİ HEYSEM" , Shukūk ʿalā Baṭlamyūs "(BATLAMYUS ÜZERİNE ŞÜPHELER)" yapıtında equant noktasını eleştirmişti. Aynı zamanda Batlamyus’un maddesel olarak var olmayan noktalar ve çizgileri gerçek cisimlermiş gibi gösterip onlara göre hareketleri tanımlama alışkanlığına karşı çıktı. İbn-i Heysem’in Batlamyus’un gezegen teorisi hakkındaki şüpheleri 13. yüzyılda "MERAGA GÖZLEMEVİ" ndeki bazı astronomlara yaratıcı matematiksel modelleme anlamında ilham oldu. Meraga gözlemevinin kurucusu "NASÎRÜDDİN TÛSÎ" 2 dairesel hareketin bir noktaya düz bir çizgi boyunca ileri geri salınım hareketi verebileceği bir yapı tanımladı (el-Tûsî çifti). Batlamyus’un Merkür ve Ay teorileri, standart mekanizmanın uygulanmasının kafalarda şüphe uyandırdığı salınım hareketini içeriyordu. el-Tûsî, el-Tûsî çifti mekanizmasını uygulayarak bu salınımları fiziksel olarak daha tatmin edici şekilde gösterdi. El-Tûsî’nin öğrencisi el-Şirazî daha da ileri gitti ve küçük bir "EPİCYCLE" kullanarak ekuant noktasına olan ihtiyacı yok etti. 14. yüzyılda Şam’dan "İBN EŞ-ŞATİR" , Meraga’daki çalışmaların üzerine eklemelerini Nihāyat al-suʾl fi taṣḥīḥ al-uṣūl’da "(GEZEGEN TEORİSİ’NİN DÜZELTİLMESİ ÜZERİNE SON SORUŞTURMALAR)" yaptı, bu eser de küçük epicycleların kullanımı ile, tek düze olmayan hareketlerin yok edilmesi temalıydı. Her şeye rağmen bu çalışmalar geleneksel bir uygulama haline dönüşmedi, geç ortaçağda gezegen tablolarının büyük çoğunluğu esas teori olarak Batlamyus’un anlayışını temel alacaktı. 16.yüzyılda ise "NİKOLAS KOPERNİK" İbn eş-Şatir’e ve Meraga astronomlarına özgü olan modelleri kullandı.
İslam dünyasının astronomi tarihinden bahsederken bizim için önemli birkaç Türk astronoma da değinelim. Batıda "ALFRAGANUS" olarak bilinen 9.yüzyılda yaşamış "EL-FERGÂNÎ" , matematikçi, fizikçi, astronom ve aynı zamanda mühendisti. Çalışmalarının çoğunu dönemin bilim başkenti Bağdat’ta yaptı. Batlamyus’un Almagest adlı eserinin geliştirilmiş ve anlaşılır hale getirilmiş bir özeti niteliğinde olan Cevâmi’u İlmi’n-Nucûm ve Usûlü’l-Harekâti’s-Semâviyye "(GÖKBİLİMİN ÖZETİ VE GÖĞÜN HAREKETLERİNİN ESASLARI)" adlı eserini yazmış ve bu 12. yüzyılın ilk yarısından 15. yüzyılın sonuna değin Avrupa’da ve İslam dünyasında gökbilimin gelişimini önemli ölçüde etkilemiştir. Dünya’nın ve diğer gezegenlerin büyüklükleri konusunda dönemine kadar olan en kapsamlı çalışmayı yaptığı kabul edilir. Ayrıca el-Fergânî bilim tarihinde Güneş’in de bir yörüngesinin bulunduğunu ve kendi etrafında batıdan doğuya doğru döndüğünü söyleyen ilk kişidir. Ay’daki "ALFRAGANUS" kraterinin ismi ona ithafen verilmiştir.
Bir diğer astronom olarak bahsedeceğimiz "ULUĞ BEY" , hükümdar "TİMUR" un torunuydu ve bilim insanı olmakla birlikte hükümdarlık da yapmıştı. Bu süreçte Semerkand şehrini bilim merkezi haline getirmiş, bu şehirde kurduğu medrese ve gözlemevinde astronomi çalışmaları yapmış, Dünya’da uzun süre kaynak olarak kullanılan Zîc adlı eseri yazmıştı. 1394-1449 yılları arasında yaşayan Uluğ Bey’e hocalık yapan bir diğer matematikçi ve astronom Bursalı "KADIZADE RUMİ" de bu esere katkılar sağlamıştı. Yine bu gözlemevinde bu iki astronomun hocalığı altında çalışan diğer önemli isim ise "ALİ KUŞÇU" idi. Bu rasathaneye müdürlük de yapmış ve birkaç astronomi eseri olan Ali Kuşçu, "FATİH SULTAN MEHMET" zamanında Osmanlı’da "AYASOFYA MEDRESESİ" ne müderris olmuştur.
ORTAÇAĞ AVRUPASI
Ortaçağ Avrupa’sında bilimsel öğrenim ve akademik çalışmalar oldukça alt bir seviyeye düşmüştür. Daha önceki dönemlerde yazılan Aristoteles’in Gökyüzü Üzerine ve Batlamyus’un Almagest’i gibi önemli astronomik eserlerin hiçbirine erişim mümkün değildi. Astronomi öğrenimi Romalı astronom "PLİNİUS’UN NATURALİS HİSTORİA" kitabı gibi giriş seviyesindeki Latince kaynaklar kullanılarak öğretilmekteydi. Her ne kadar bu dönemde bilimsel öğrenim düşük seviyelerde kalsa bile insanlar yine de astronomi ile ilgilenmeye devam etti. Örneğin 7. yüzyılda İngiliz rahip "BEDE" , "ZAMANIN HESAPLANMASI ÜZERİNE" (On The Reckoning Of Time) adlı eserini yazdı. Bu kitap sayesinde kilise çalışanları "COMPUTUS" adı verilen bir yöntem ile "PASKALYA BAYRAMI" nın tarihini hesaplayabilmekteydiler. Bu kitap 12. yüzyılda üniversitelerin yükselişe geçmesine kadar kilise için önemli bir eser olmayı sürdürmüştür. Roma İmparatorluğu’ndan kalan astronomik çalışmalar ve Bede’nin astronomi üzerine çalışmaları İmparator "ŞARLMAN" (Charlemagne) tarafından başlatılan "KAROLENJ RÖNESANSI" sırasında ciddi bir şekilde çalışılmaya başlandı. Dokuzuncu yüzyıla geldiğimizde Avrupa’da gezegenlerin hareketlerini hesaplamaya yönelik teknikler ortaya çıkmaya ve giderek yaygınlaşmaya başlamıştı.
Bu astronomik bilgi birikimi ile 10. yüzyılda daha sonra papalık da yapacak olan "AURİLLACLI GERBERT" gibi insanlar o dönem Müslümanların kontrolünde olan İberya ve Sicilya gibi bölgelere gidip Müslüman dünyasının astronomi hakkındaki bilgilerini öğrenmeye çalışmışlardır. Bu bölgelerde ilk karşılaştıkları yenilikler tarih ve zamanı hesaplama konusundaki astronomik teknikler ve en önemlisi de usturlaptır. Kısa bir süre içerisinde "REİCHENAULU HERMANN" gibi bilim insanları usturlabın yapılması ve kullanılması üzerine yazılar yazmaya ve "MALVERNLİ WALCHTER" gibileri de usturlap kullanarak computus gibi yöntemlerin doğruluğunu test etmeye başladı.
12. yüzyıla geldiğimizde çeviri hareketi hız kazandı ve Avrupalı alimler İberya ve Sicilya gibi bölgelerde daha da ileri düzey astronomik kaynaklar aramaya başladılar. Bu alimlerden bir tanesi de "CREMONALI GERARD" dır. Öğrencilerinin anlatılarına göre Gerard Latince yazılmış her bilgiyi öğrenmiş ve Latince versiyonu olmayan Almagest’i okuma arzusu ile İberya’ya gidip burada Arapça öğrenmiş ve Almagest’i Latinceye çevirmiştir. Gerard sadece Almagest ile de kalmayıp Aristoteles’in Gökyüzü Üzerine ve "ÖKLİD" in ELEMENTLER KİTABI da dahil düzinelerce kitabı Arapçadan Latinceye çevirmiştir. Bu metinlerin Latinceye çevrilmesi aynı dönemde gerçekleşen başka bir büyük atılım olan başta Bologna, Oxford ve Paris olmak üzere üniversitelerin açılması ile kendilerine yuva bulmuştur. Üniversitelerde öğrenciler her ne kadar günümüze göre ilkel de olsa astronomi eğitim görmekteydi. Bu üniversitelerdeki öğrenciler gökküre ve gezegenlerin hareketleri üzerine eğitimler aldılar. 1270 yılına geldiğimizde yeni astronomik tablolar Kastilya ve Leon kralı Alfonso tarafından yaptırıldı. Bu tablolar Batlamyus astronomisi kullanılarak yapılmıştır. Ancak arada Dünya’nın devinim hareketinin değişken hızlarda gerçekleştiğinin düşünülmesi gibi bazı farklılıklar vardır. 1320 yılında ise bu tablolar Paris’e ulaştığında buradaki astronomlar bu tablolar üzerinde çalışmış ve buradan da bütün Avrupa’ya yayılarak iki yüzyıl kadar bir süre kullanılmışlardır.
ÇİN
Her ne kadar milattan önce ikinci milenyuma kadar uzanan ve tutulmalardan ve yeni yıldızların (nova) gökyüzünde ortaya çıkmasından bahseden fal yazıtları olsa da astronomik raporlara M.Ö. 200 yılından sonra daha çok rastlanmaktadır. Çin’de erken dönem astronominin temel işlevi diğer birçok medeniyette olduğu gibi zaman ve tarih hesaplamaktır. Çin’de astronominin ayrıca imparatorluk için de büyük önemi vardır çünkü imparator "CENNETİN OĞLU" kabul edilmektedir. Bu nedenle astronomların takvim tutma konusundaki başarıları ve tutulmalar gibi önemli olayları doğru tahmin edebilmeleri imparatora olumlu ya da olumsuz olarak yansıyordu.
Çinlilerin astronomi anlayışı Yunanların astronomi anlayışından ziyade daha çok Babillere benzetilebilir. Çinliler Yunanların aksine kozmolojik yasalarla daha az ilgililerdir ve daha çok kuyruklu yıldızlar novalar meteor yağmurları ve Güneş lekeleri gibi tekil olaylarla ilgilenmişlerdir. Bunun bir örneği de tarihteki ilk "SÜPERNOVA" yı kaydedenlerin Song hanedanlığı döneminde Çinlilerin olmasıdır. 1054 yılında Yengeç nebulasını oluşturan süpernova patlaması gökyüzünde gündüz bile görülebilecek kadar parlak olan yeni bir yıldızın oluştuğu şeklinde kaydedilmiştir. Bu süpernova yaklaşık olarak üç hafta boyunca gündüz bile gözlemlenebilmiş ve gözden tamamen kaybolması yaklaşık üç yıl sürmüştür
Song hanedanlığı döneminde Çinlilerin Müslüman astronomisi ile kayda geçen karşılaşmaları gerçekleşmiştir. "MA YİZE" isimli bir astronom Çinlileri ilk kez 7 günlük haftalar konsepti ile tanıştırmıştır. Moğollar Çin’i ve Ortadoğu’nun büyük kısmını işgal ettikten sonra bu bölgedeki Müslüman astronomların bir kısmını Moğol imparatorluğu adına takvim ve astronomik çalışmalar yapmak amacı ile Çin’e getirmiştir. 1267 yılında "JAMAL AD-DİN" isimli bir İranlı astronom "KUBİLAY HAN" a İranlıların kullandığı astronomik aletleri tanıtmıştır. 1271 yılında ise Kubilay kendisini Pekin’deki gözlemevinin başına getirmiştir. Bu gözlemevi bundan sonra gelecek dört yüzyıl boyunca çalışmaya devam etmiştir. Bazı enstrümanlar GUO SHOUJİNG tarafından yapılmıştır bunun bir örneği de günümüzde hala ayakta olan Gaocheng gözlemevindeki gnomondur. Müslüman astronomisi gezegenlerin hareketini ve tutulma gibi olayları isabetli bir şekilde hesaplayabildiği için Çin’de büyük kabul görmüştür.
1368 yılında Ming hanedanlığının yeni imparatoru "TAİZU" , Moğol Yuan hanedanlığının Pekin’deki gözlemevindeki astronomları alarak ile Nanjing’de yeni bir gözlemevi kurmuştur. 1384 yılında Ming imparatoru "ZHU YUANZHANG" Müslümanlar’ın kullandığı astronomik tabloların çevirilmesini emretmiştir. Bu tablolar 1659 yılında Qing hanedanlığı Müslüman-Çin astronomisini resmi olarak terk etse de 18. yüzyıla kadar basılmaya devam etmiştir.
RÖNESANS
Avrupa astronomisi, antik Yunanların astronomi seviyesine ancak Rönesans dönemi 1496’sında "GEORG VON PEUERBACH" tarafından başlanan ve öğrencisi REGİOMONTANUS tarafından tamamlanan "BATLAMYUS’UN ALMAGEST’İNİN SOMUT ÖRNEĞİ" (Epitome)nin yayınlanmasının ardından ulaşabildi. Burada yapılan bölüm bölüm yorumlama, yeni nesillerin Batlamyus’u öğrenmesine yardımcı oldu.
KOPERNİK
Rönesans döneminde astronomi "KOPERNİK DEVRİMİ" olarak bilinen bir devrim sürecine girdi. Bu devrim adını Polonyalı astronom Nikolas Kopernik ’ten aldı. Kopernik 1543 yılında yazdığı De revolutionibus orbium coelestium libri VI ( "GÖKSEL KÜRELERİN DEVİRLERİ" yle ilgili 6 kitap) eserlerinde Dünya’nın hareketinden ve Güneş merkezli sistemden bahsederek önemli gelişmelerin kapısını açtı. Gezegenlerin Dünya etrafında değil de Güneş etrafında döndüğü iddiası başta küçük tartışmalar oluştursa da uzun süreçte bu oldukça fazla tartışılan bir iddia oldu.
Kopernik yeni birçok gezegen gözlemi yapmış olmasına rağmen büyük keşfinde bu gözlemler rol oynamamıştı. Kopernik Dünya’nın hareketini Batlamyus’un Almagest’indeki gerekli ipucu bilgileri de alıp Batlamyus’u herkesten daha derin anlayabilmeyi başararak keşfetmişti. Kopernik her gezegenin hareketinin Güneş’in hareketine bağlı olduğunu belirtti. İç gezegenler Güneş’in her zaman yakın komşusuydu, Merkür hiçbir zaman Güneş’e 22 dereceden, Venüs de 48 dereceden daha fazla olacak şekilde yer almıyorlardı. Bu, basitçe bu iki gezegenin Güneş etrafında döndüğünü resmederek açıklanabiliyordu.
Dünya yörüngesinin dışındaki gezegenler (Mars, Jüpiter, Satürn) için ilişki daha inceydi. Bu gezegenlerin her biri, Dünya’dan bakıldığında Güneş’in zıt yönünde oldukları sırada retrograd hareketine (geriye doğru hareket) geçer. Antik astronomi teorisinde bu olay, 3 gezegenin birbirleri ve Dünya etrafında hareketli Güneş ile kilitlenmiş halde kendi “epicycle”ları (dış çember) etrafında hareket etmelerini gerektiriyordu. Örneğin Mars’ın durumunda, “epicycle”dan Mars’a olan devir çizgisi Dünya’dan Güneş’e olan devir çizgisine paralel kalmalıydı. Aynısı Jüpiter ve Satürn için de geçerliydi. Batlamyus, bu durumun 3 gezegenin konumu belirlenmek isteniyorsa tekrarlı işlemlerden sakınmak için kullanılabileceğinden bahsetmişti. Kopernik ise işin iç yüzünü iyi kavrayışı sayesinde bu 4 anlık hareketin aslında tek bir hareketin gerçek tezahürü olduğunu belirtti, o da Dünya’nın hareketiydi.
Dünya merkezli sistemi silip Güneş merkezli sistemi tanıtan bu anlayışa gelen erken tepkiler pek de ses çıkarmadı, her astronomdan farklı görüşler geliyordu. Bazıları ise Kopernik’in matematiksel kabiliyetini takdir edip Dünya’nın hareketine yönelik soruya gelince ise bilinmezci yaklaşımda kalıyordu.
TYCHO BRAHE
Danimarkalı gökbilimci Tycho Brahe, Kopernik’in gezegenlerin tüm hareketlerini Güneş’e daha yakından bağlamadaki başarısına hayran olan, ancak Dünya’nın hareketini kabul edemeyenlere iyi bir örnektir. Tycho Kopernik sisteminin matematiksel katkılarını ve Batlamyus sisteminin somut fiziki katkılarını harmanlayarak "TYCHONİK SİSTEMİ" oluşturmuştur. Bu sistem Kopernik’in Güneş merkezli sistemini kabul etmeyen ancak artık Batlamyus’un sistemini de onaylayamayan kişiler tarafından inanılan sistemdi. Bu anlayışta Ay ve Güneş Dünya etrafında dönüyor ancak diğer tüm gezegenler Güneş etrafında devir yapıyorlardı. Aslında bu yapı, Kopernik sisteminin Dünya’yı sabit aldığında gözükeceği biçime benzerdi.
Tycho aynı zamanda gözlemleriyle bilinen de biriydi. Diğer birçok astronomda olduğu gibi 1572 yılında Kraliçe "(CASSİOPEİA)" takımyıldızında gözüken yeni bir parlak yıldız (Artık onun bir Süpernova olduğunu biliyoruz.) Tycho’yu da etkilemişti. Her gece yaptığı kapsamlı gözlemlerle bu gök cisminin diğer komşu yıldızlara göre pozisyonunu değiştirip değiştirmediğinin incelemesini yaptı. Eğer yeni bir yıldız PARALAKS hareketi sergilediyse (bilinen gerçek yıldızlara göre ileri geri hareket etmesi) onun Dünya’ya yakın bir şey olduğu ve kozmik küreye ait bir cisim olmadığına emin olurlardı. Tycho’nun bu yeni yıldızın herhangi bir ölçülebilir paralaksa sahip olmamasını gösterip bunun gerçekten göksel küreye ait bir yıldız olduğunu açıklaması eski fiziği yürürlükten kaldırma yolunda önemli bir gelişme oldu.
1577 yılında göklerden gelen bir ikinci hediye vardı, oldukça parlak bir kuyruklu yıldız. Antik dönem ve orta çağda kuyruklu yıldızlar atmosferik fenomenler olarak görülüyordu. Aristo da onları “Gökyüzü Üzerine” adlı kitabında değil de "METEOROLOJİ" adlı eserinde yer vermişti. Sonuçta bunlar sürekli olmayan geçici, aniden ortaya çıkan, hızla bir takımyıldızından diğerine geçen ve gözden kaybolan cisimlerdi. Ancak Tycho bu kuyruklu yıldızın Güneş etrafında yörüngede olduğu bir hareket modelleyebildi. Tycho kuyruklu yıldızın bazen Dünya’ya Merkür ve Venüs’ten daha yakın bazense daha uzak olduğuna işaret etti. Bu gösterim, kuyruklu yıldızın gezegenleri taşıyan göksel kürelere çarptığını ima ediyordu. Böylece bu geniş yapıların sorgulanma süreci de başladı. İlerleyen yıllarda Prag’a taşındığı dönemde kendi yaptığı birçok doğru gözleme dayanan "RUDOLF CETVELLERİ" adlı yıldız haritası çalışmasını yapıyordu ancak bunu bitiremeden öldü. Daha sonra ise o sıralar Tycho’nun asistanı olarak çalışan "JOHANNES KEPLER" onun gözlemlerini kullanarak bu yıldız harita ve kataloğunu yayınladı.
GALİLEO
1609 yılında İtalyan bilim insanı Galileo Galilei , Hollandalı "HANS LİPPERSHEY" tarafından icat edilen teleskoptan esinlenerek kendi teleskobunu yaptı ve bunu gökyüzüne çevirdi. Galileo bu sayede daha önce çıplak gözle görülemeyen pek çok ayrıntıyı gözlemlemeyi başardı. Ay’ı gözlemlediğinde Ay’ın yüzeyinin Dünya’dan göründüğü gibi pürüzsüz olmadığını, dağlar ve kraterler ile kaplı olduğunu keşfetti. Galileo Ay’ın yüzeyindeki dağların gölgelerini kullanarak bu dağların yüksekliğini de ölçmeyi başarmıştır. Bir nebulaya baktığında bu nebulanın aslında pek çok küçük yıldız barındırdığını ve hatta Samanyolu’nun bile yıldızlardan oluştuğunu keşfetti. Ancak belki de en dikkat çekici keşfi Jüpiter’in etrafında dönen 4 uyduyu keşfetmesidir. Galileo Jüpiter’i ilk gözlemlediği zaman Jüpiter’in etrafında 3 küçük küre gördü, sonraki gece tekrar teleskobunu Jüpiter’e çeviren Galileo aslında 4 adet küre olduğunu keşfetti. Galileo Jüpiter’i haftalarca gözlemleyerek bu kürelerin Jüpiter’in etrafında döndüğünü fark etmiştir. Daha sonra bu yıldızlara kendisini finanse eden "MEDİCİ AİLESİ" nin adına "MEDİCİ YILDIZLARI" adını verdi.
Galileo bu keşiflerini kendisine ününü de kazandıran "SİDEREUS NUNCİUS" isimli kitabında yayınladı. Bu keşifleri her ne kadar direkt olarak Kopernik’in teorisini kanıtlayamasa da onu destekler nitelikteydi. Örneğin Jüpiter’in etrafında dönen uydulara sahip olması Dünya’nın Güneş etrafında döndüğünün kanıtı olamaz ancak Dünya’dan başka bir dönüş merkezi olduğunun kanıtıdır. Galileo’nun keşifleri ayrıca tıpkı Kopernik’in teorisinde Ay ve Dünya’nın hareketi gibi hareket halindeki bir gezegenin beraberinde uydular taşıyabileceğini de gösterdi. Galileo’nun daha sonra Venüs’ün de tıpkı Ay gibi farklı evrelerden geçtiğini gözlemlemiştir. Bu gözlemi Batlamyus’un teorisini çürütse de Tycho Brahe’nin gezegenlerin Güneş’in etrafında, Güneş’in de Dünya’nın etrafında döndüğüne yönelik teorisini çürütmemiştir.
Galileo’nun bir başka keşfi de "SATÜRN’ÜN HALKALARI" dır. 1610 yılında teleskobu ile Satürn’e bakan Galileo Satürn’ün etrafında iki adet küçük küre olduğunu fark etti ancak daha sonra gezegeni tekrar gözlemlediği zaman bu kürelerin kaybolduğunu fark etmiştir. Bunun sebebi ise halkaların Dünya’ya dik bir konumda bulunmasıdır. Ancak Galileo bunun tam olarak neden kaynaklandığını anlayamamıştır. Galileo tüm bunların yanı sıra ayrıca Güneş üzerinde lekeler olduğunu da gözlemlemiştir. 1615 yılında Galileo’nun "GÜNMERKEZLİLİK" ile ilgili yazıları engizisyonun dikkatini çekti ve Galileo fikirlerini savunmak üzere Roma’ya gitti. 1616 yılında Katolik kilisesi günmerkezliliği kutsal metinlerle örtüşmemesi sebebi ile “aptalca ve felsefi açıdan absürt” ilan etti . Aynı yılda "PAPA" "5. PAUL" bunun Galileo’ya iletilmesini ve onun günmerkezlilik inancını terk etmesini emretti ve ayrıca Kopernik’in Göksel Kürelerin Devinimleri Üzerine kitabını yasakladı. Galileo uzun bir süre boyunca kiliseye ters düşmekten çekindi ancak 1623 yılında kendisinin bir arkadaşı olan Papa "7. URBAN" ın başa geçmesinden cesaret alan Galileo, 1632 yılında "İKİ BAŞ DÜNYA SİSTEMİYLE İLGİLİ DİYALOG" isimli kitabını papalığın da onayını alarak yayınladı. Öncesinde Papa kitabında günmerkezlilik adına argümanlar sunmasını ancak bunları savunmasını istemiştir. Ancak kitapta yermerkezliliği savunan Simplicio karakterinin argümanları pek çok kez çürütülmesi ve Simplicio isminin ayrıca İtalyanca “avanak” anlamına gelen “sempliciotto” kelimesini de çağrıştırması üzerine 1632 yılında Galileo yazılarını savunması için Roma’ya çağırıldı ve engizisyon tarafından yargılandı. Yargılanmasının sonucunda ömrü boyu ev hapsi cezasına çarptırıldı.
Ev hapsinde çalışmalarını devam ederek "İKİ YENİ BİLİM ÜZERİNE DİYALOGLAR" kitabını yazdı. Ömrünün kalanını Floransa’da ev hapsinde geçiren Galileo 1642 yılında öldü.
KEPLER
Alman astronom Johannes Kepler 1589 yılında Tübingen Üniversitesinde aldığı eğitim ile hem Kopernik’in hem de Batlamyus’un Güneş sistemi modelleri hakkında eğitim almıştır. Kendisi bu dönemden sonra Kopernik’in fikirlerinin doğru olduğuna inanmaya başlamıştır. Kopernik’in hayatının en büyük dönüm noktalarından birisi 1600 yılında Danimarkalı astronom Tycho Brahe’den birlikte çalışma davetidir. Tycho Brahe o dönemde Prag şehrinde, Kutsal Roma İmparatoru 2. Rudolf adına çalışmaktadır. Kepler Tycho’nun gezegen parametrelerini kendi kozmolojik sistemini geliştirmek için kullanabileceğini düşünerek aldığı daveti kabul ederek Prag’a gidip Tycho ile çalışmaya başlamıştır. Ancak bu ortaklık Tycho’nun 1601 yılında ölmesi üzerine kısa sürmüştür. Kepler, Prag’a ulaştığı dönemde Tycho ve asistanları o dönemde Dünya’ya yakın geçiş yapmakta olan Mars gezegenini gözlemlemektedir. Bu Kepler için oldukça büyük bir şans olmuştur çünkü sadece Mars ve Merkür’ün yörüngeleri çemberden ayrılabilecek kadar eliptiktir ve Merkür, Güneş’e çok yakın olduğu için gözlemlenmesi çok zordur. Tycho’nun ölümünden sonra Kepler Tycho’nun gözlem kayıtlarına erişmiştir ve bu kayıtları analiz etmiştir.
Kepler bir Kopernikçi olduğu için Güneş sistemi modelini oluştururken Güneş’i merkeze koymuştur ancak gezegenlerin hareketi gibi teknik detaylar için Batlamyus’un ekuant yasasına başvurmuştur. Kepler Mars gezegeninin eliptiğe kayan yörüngesini ekuantlarla açıklamaya çalışsa da ekuant noktasının kullanımı ile ortaya çıkan yörünge Tycho’nun gözlemleri ile örtüşmemektedir. Bunun üzerine Kepler, gezegenlerin hareketlerini tekrardan incelemek durumunda kalmıştır. Bunun sonucunda yaptığı çalışmaları ise ilk iki "KEPLER YASASI" nı ortaya çıkarmış ve bu fikirlerini 1609 yılında "YENİ ASTRONOMİ" (Astronomia Nova) adlı kitabında yayınlanmıştır. 1619 yılında üçüncü yasasını da "DÜNYA’NIN UYUMU" (Harmonice Mundi) kitabı ile yayınlamıştır.
Kepler’in birinci yasası: Her gezegenin odaklarından bir tanesi Güneş olan eliptik yörüngede hareket etmektedir:
Kepler’in ikinci yasası: Bir gezegenin Güneş’e olan yarıçap vektörü eşit zaman aralıklarında eşit aralıklar tarar:
Kepler’in üçüncü yasası: Gezegenin Güneş etrafındaki periyodunun karesi gezegenin Güneş’e uzaklığıyla orantılıdır:
ISAAC NEWTON
18. yüzyılın ilk bölümünde, "KÜTLEÇEKİMİ" nin uzaklığın karesiyle ters orantılı olduğunu söyleyen yasayla ilgili birkaç önemli test yapıldı. Bunlardan ilki Dünya’nın şekliyle alakalıydı. Newton, Dünya’nın ekseni etrafındaki tekrarlı dönüşü onun tam küresel değil de kutuplardan biraz daha basık şekilde soğan benzeri bir yapıda olması gerektiğini savundu. Kanıt olarak teleskoptan bakıldığında görülen Jüpiter’in fark edilebilir kutuplardan basıklığını örnek olarak sundu. Ayrıca 1672’de "JEAN RİCHER" adlı bilim insanı, Dünya’nın ekvatoruna yakın bir yerde "SARKAÇ SAAT" in hızını yıldızların hareketiyle karşılaştırarak dikkati bir şekilde ölçtü ve Paris’teki eş bir saate göre çok az daha yavaş ilerlediğini gördü. Newton da eğer Dünya kutuplardan basıksa Paris’in Dünya’nın merkezine ekvatora göre biraz daha yakın olacağını ve eğer kütleçekim mesafenin karesiyle ters orantılıysa Dünya’nın kütleçekimi Paris’te Ekvator’a göre daha güçlü olması dolayısıyla Paris sarkaç saatinin daha hızlı hareket etmesi gerektiğini söyledi. 1718’de "JACQUES CASSİNİ" babası ile Paris’te "DUNKİRK" den "COLLİURE" e yaptıkları "MERİDYEN" ölçümlerinin sonuçlarını paylaştı ve bu söylenenin tam aksini gösteriyordu, Dünya bir limon gibi kutuplarından uzamış halde olmalıydı. 1730’da "FRANSIZ BİLİMLER AKADEMİSİ" bu soruyu açıklığa kavuşturmak için 2 sefere sponsor oldu, biri matematikçi "PİERRE-LOUİS MOREAU DE MAUPERTUİS" liderliğinde Finlandiya’nın kuzeyindeki "LAPLAND" e diğeri ise ekvatoral Güney Amerika’yaydı. Dikkatli "JEODEZİK" ve astronomik ölçümlerle biri kutba yakın ve biri de ekvatora yakın yerler olmak üzere buradaki meridyenlerin bir derece uzunluğu belirlendi. Bu çalışmalar kesin bir şekilde Newton’un söylediği gibi kutuplardan basık bir Dünya şeklini doğru buldu.
İkinci olarak Newton Ay’ın "YERBERİ" sinin ilerleyiş oranını (Ay’ın Dünya etrafındaki yörüngesinde en yakın olduğu noktanın hareketi) hesaplamayı başaramamıştı. Bu yerberi ilerleyişinin sebebi Güneş’in Ay üzerindeki etkisiydi ancak Newton bu ilerleme oranını gerçeğin yarısı olacak kadar küçük hesaplıyordu (Ona göre yerberinin tam tur ilerlemesi 18 yıldı ancak gözlenen 9 idi.). 18. yüzyılda birçok matematikçi bu problemi çözmeyi denedi ve başarısız oldu. 1747’de "ALEXİS-CLAUDE CLAİRAUT" , Newton’un kütleçekim yasasına bir modifikasyon teklifinde bulundu. Saf ters kare kanununun yerine, Ay’ın yerberi hareketini doğru çıkartabilmek için mesafenin dördüncü dereceden tersiyle orantılı bir yasa önerdi. Clairaut daha sonra bu fikrinden vazgeçti ve ters kare kanunun Ay’ın yerberi hareketini açıklamak için tam olarak uygun olduğunu gösteren yeni bir hesap sundu. Problem direkt olarak çözülmek için fazla karmaşıktı ve bazı yaklaşımlar yapmak gerekliydi. Clairaut, Newton ve ardından gelenlerin yaptığı yaklaşımların aceleci olarak yapılmış olduklarını göstererek yerberisinin ilerleyişini tam olarak doğru şekilde çıkardı. Bu açık ara farkla Newton teorisinin o zamana kadarki en açık testiydi.
Son test olarak ise, "HALLEY KUYRUKLU YILDIZI" nın yeniden ortaya çıkışı kullanılmıştı. Halley 1541, 1607, 1682 yıllarında gözüken kuyruklu yıldızların aynı kuyruklu yıldız olduğunu ve tekrar gelme tarihinin 1758’in sonu veya 1759’un başı olarak tahmin etmişti ancak bunu göremeden hayatını kaybetti. Kuyruklu yıldızlar gezegenlerinki gibi olmayan uzamış yörüngelerinde Güneş sisteminin iç bölgelerine girip çıktığı yolculukta Jüpiter gibi büyük kütleli gezegenlerin yanından geçerken bu gezegenler tarafından uygulanan ve yörünge hareketlerini sarsan kuvvetler etkisinde kalırlar. Paris’te Clairaut, "JÉRÔME LALANDE" ve "NİCOLE LEPAUTÉ" bu sarsıcı kuvvetleri de içerecek şekilde kuyruklu yıldızın hareketini hesapladılar. Bu, o zamana kadar gerçekleştirilen en iddialı sayısal entegrasyon programıydı. Kuyruklu yıldız hesaplamalarından sadece 1 aylık hatayla yeniden gözüktüğünde bu evrensel kütle çekim yasasının zaferi olduğu kadar hesaplamanın da başarısı olarak görüldü.
PİERRE-SİMON LAPLACE
Her gezegen sadece Güneş’in değil (daha zayıf olsa da) diğer gezegenlerin de etkisinde olacağına göre yörüngeleri gerçekte Kepler tarafından açıklandığı gibi basit elips şeklinde olamazdı. Newton bu fikri, Tanrı’nın ara sıra gezegen sistemine ayarlama yapması gerektiği düşüncesine yorumluyordu. 18. yüzyılda yörüngelerdeki sapmalara daha etkili yaklaşabilecek yeni matematiksel metotlar geliştirildi, bunların çoğu Fransa’dandı. Bu çalışmadaki anahtar isimler "JOSEPH-LOUİS LAGRANGE" ve Pierre-Simon Laplace idi. Gösterdiler ki Güneş sistemi doğası gereği oldukça kararlıydı. Her gezegen diğerleri tarafından saptırılıyordu ancak toplam net sonuç sadece bozulmamış yörüngelerde yapılan salınımlı düzeltmelerdi, herhangi bir kaçış hareketi yoktu. Tanrı’nın müdahelesi gerekli değildi.
Laplace genelde onun yoğun matematik içeren Traité de Mécanique Céleste "(GÖK MEKANİĞİ’NİN BİLİMSEL İNCELEMESİ)" eseriyle bilinir ancak Exposition du Système du Monde (DÜNYA SİSTEMİ) adlı halka yönelik bir çalışmanın da yazarıydı. Burada Laplace insanlara evrensel kütle çekim kapsamında Güneş sistemini açıklıyordu. Ardından da antik zamanlardan Laplace’ın gününe kadar gelen bir kısa öz bir astronomi tarihi geliyordu. Kitap şimdilerde Laplace’ın "NEBULA" (bulutsu) hipotezi denilen Güneş sisteminin kökeni için yaptığı bir kısa açıklamayla bitiyordu. Laplace gezegenlerin ilk zamanlar şu anki sistemden çok daha uzaklara kadar uzanan ilkel Güneş atmosferinden yoğunlaşarak oluştuğunu hayal etti. Bu bulut çekim etkisi altında sıkıştıkça önce halkalar oluştu sonra da gezegenler olarak birleşti. Newton Güneş sistemindeki düzenleri bir bilgeliğin işareti ve yaratıcının ihsanı olarak görüyordu. Ona göre tüm gezegenlerin Güneş etrafında aynı yönde dönmesi ve neredeyse aynı düzlem üzerinde hareket etmeli sadece ilahi takdir ile açıklanabilirdi. Laplace ise aynı gerçeklere Güneş sisteminin erken tarihi hakkında kanıt olarak baktı. "NEBULA TEORİSİ" yalnızca kabataslak olarak gerçeği yansıtsa da doğa bilimlerinde evrimsel teorinin erken bir örneği olarak önemliydi ve evrimsel düşüncenin astronomiye daha yaşam bilimlerinde önemli noktaya gelmeden önce girmiş olması dikkate değerdi.
GÖZLEM ÇAĞI
Astronomi biliminin gözlem çağına girdiği bu dönemdeki en önemli bilim insanlarından birisi "WİLLİAM HERSCHEL" dir. 1738 yılında "HANNOVER" de doğan Herschel daha sonrasında İngiltere’ye taşınmış ve burada bir müzisyen ve müzik öğretmeni olarak çalışmaya başlamıştır. Boş zamanlarında ise amatör astronomi ile ilgilenen Herschel bu konuda kendisini oldukça üst bir seviyeye yetiştirmeyi başarmıştır. Herschel kısa sürede kendi teleskoplarını yapmaya başlamış ve çok süre geçmeden oldukça üst düzey bir ekipmana sahip olmuştur.
1781 yılında gökyüzünü çift yıldızları görebilmek için tarayan Herschel küçük bir obje fark etti. İlk başta Herschel o dönemde çok da olağan dışı olmayan şekilde yeni bir kuyruklu yıldız keşfi yaptığına inanmıştır. Fakat daha sonra diğer astronomlar tarafından da yapılan gözlemler bu yeni objenin Güneş etrafında oldukça dairesel bir yörünge izleyerek hareket ettiğini ortaya koymuştur. Herschel yeni keşfettiği gezegene dönemin İngiltere Kralı 3. George adına “Georgium Sidus” "(GEORGE YILDIZI)" adını vermeyi önermiştir. Herschel’in bu hamlesi işe yaramış ve kraliyet kendisine yıllık maaş bağlamıştır. Bu sayede Herschel öğretmenlik işini bırakıp kendisini tamamen astronomiye adayabilmiştir. Her ne kadar Herschel gezegene Georgium Sidus ismini vermeyi önerse de bu isim Avrupa ana karasındaki diğer astronomlar tarafından pek kabul görmemiştir. 1783 yılında Alman astronom "JOHANNES ELERT BODE" , gezegene "URANÜS" adının verilmesini önermiş ve bu isim zamanla kabul görmüştür.
İnsanlık Platon’dan beri gezegenlerin Dünya’ya olan uzaklığını hesaplamak için uğraşmaktadır. 18. yüzyıla geldiğimizde Prusyalı astronom "JOHANN DANİEL" "TİTİUS" gezegenlerin uzaklığını hesaplamaya yönelik devrim niteliğinde bir yöntem geliştirdi. "TİTİUS’UN YÖNTEMİ" ne göre gezegenlerin uzaklığı; 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192 dizisi ile orantılı bir biçimde yol izlemekteydi. Bu diziye göre bir gezegenin Güneş’e olan uzaklığı o gezegenin Güneş’e uzaklık sırasının dizideki karşılığının 4 fazlasıdır. Örneğin Dünya için bu 6+4’ten 10’dur. Ayrıca bu diziden çıkan sonuçlar eğer 10 ile bölünürse gezegenin Güneş’e olan uzaklığı astronomik birim cinsinden bulunabilir. Herschel bu dizide Satürn gezegenini 100 uzaklığına koyarak diziyi sabitlemiştir ve daha sonra Merkür gezegeninin uzaklığını kontrol ettiğinde gerçekten de Merkür’ün yaklaşık olarak 4 uzaklığında olduğunu keşfetmiştir. Titius ayrıca bu sisteme göre 28 uzaklığında yani Mars ve Jüpiter arasında da bir cisim olması gerektiğini ve bunun belki de Mars’ın bir uydusu olabileceğini savunmuştur. Titius daha sonra geliştirdiği bu kuralı çevirisini yaptığı ve "CHARLES BONNET" tarafından yazılan "CONTEMPLATİON DE LA NATURE" kitabına sıkıştırmıştır. "BODE" daha sonra "CLEAR GUİDE TO THE STARRY HEAVEN" kitabında bu kuralı benimsemiştir. Her ne kadar ilk baskıda Titius’tan bahsetmese de daha sonraki baskılarda ona da kredi vermiştir. Bode de tıpkı Titius gibi 28 uzaklığında bir gök cismi bulunabileceğini savunmuştur. Ayrıca William Herschel’in 192 uzaklığında Uranüs’ü keşfetmesi de 196 uzaklığında bir gezegen olması gerektiğini savunan bu kuralı doğrular niteliktedir.
Astronomlar daha sonra 28 uzaklığında Mars ve Jüpiter arasındaki boşlukta olduğu düşünülen gök cismini aramaya başladılar. 1801 yılına İtalyan astronom Giuseppe Piazzi küçük ve gezegen benzeri bir cisim keşfetti ve bu gök cismine "CERES" adını verdi. Bir sonraki yıl yine bu bölgede "PALLAS ASTEROİDİ" Alman astronom "WİLHELM OLBERS" tarafından keşfedildi. Yeni keşfedilen bu cisimlerin gezegen olmak için çok küçük olduğunu savunan Herschel bu yeni cisimlere Yunanca “yıldız benzeri” anlamına gelen "ASTEROİT" denmesini önerdi ve bu önerisi kabul gördü.
Herschel her ne kadar ününü Uranüs gezegenini keşfetmesi ile yapsa da astronomi bilimine tek katkısı bununla sınırlı kalmamıştır. 18. yüzyılda astronomlar birçok "YILDIZIN ÖZ DEVİNİM HAREKETİ" ni hesaplamıştı. Herschel özdevinim hareketi daha hızlı olan yıldızların genelde daha parlak olduklarını söylemiş bu yüzden bize daha yakın olduğunu düşünmüştür. Herschel ayrıca diğer yıldızların özdevinim hareketinde bir düzen olduğu takdirde bunun Güneş’in hareketi nedeni ile gerçekleştiğini öne sürmüştür. Bu konuda çalışan Herschel, Güneş’in "HERKÜL TAKIMYILDIZI" na doğru hareket ettiğini bulmuş ve bu çalışması daha sonradan doğrulanmıştır. Herschel aynı zamanda 18. yüzyılda Samanyolu Galaksisi’nin bir disk şeklinde olduğunu savunan sayılı kişilerden birisidir. Ancak diğerlerinin aksine bir adım öteye gidip galaksimizin şekline yönelik çizimler yapmıştır. Fakat yeterince güçlü bir teleskoba sahip olmadığı için bir süre sonra bu çizimini tamamlayamamış olsa da bu çizim 19. yüzyıla kadar basılmaya devam etmiştir.
Herschel ve kız kardeşi "CAROLİNE" nebulaları kataloglamak adına çok önemli çalışmalar yapmıştır. Bu nebulalar o döneme kadar çok uzun bir süredir gözlemlenmekte olsalar da ne olduklarına dair kesin bir bilgi bulunmamaktaydı. 1755 yılında Alman filozof "IMMANUEL KANT" bu nebulaların tıpkı Samanyolu gibi büyük bir yıldız kümesi olabileceğini söylemiştir. Nebulaların aynı zamanda gözlemciler için olumsuz etkileri de olmaktaydı, örneğin bu nebulalar kuyruklu yıldızlar ile karıştırılabiliyorlardı. 1771 yılında Fransız astronom "CHARLES MESSİER" 45 adet nebuladan oluşan bir liste ile bu nebulaları kataloglayarak astronomların işini kolaylaştırmıştır. 1784 yılında ise bu listesindeki nebula sayısını 103’e yükseltmiştir. William Herschel de Messier’in listelerinden bir tanesini almıştır. Caroline Herschel gökyüzünü kuyruklu yıldızlar için tararken bu listede bulunmayan bir nebula keşfetmiştir. Bunun üzerine William Herschel bunun üzerine nebulalar ile ilgilenmeye başlamış ve 20 yıl gibi bir sürede yaklaşık olarak 2500 nebula katologlamıştır.
19. yüzyıl aynı zamanda astronomide hesaplama konusunda çok büyük bir gelişime tanıklık etmiştir. Bu gelişimi gösteren en önemli olaylardan birisi de yıldızların "PARALAKS" ının neredeyse anlık olarak hesaplanabilmesidir. Örneğin 1837 yılında "FRİEDRİCH GEORG WİLHELM VON STRUVE’nin VEGA" , 1838 yılında "FRİEDRİCH WİLHELM BESSEL" in "61 CYGNİ" veya İskoç astronom "THOMAS HENDERSON" un 1838 yılında "ALPHA CENTAURİ" yıldızının paralaksını hesaplaması örnek verilebilir. Yıllık gerçekleşen paralaks hareketi yakında bulunan bir yıldızın çok daha uzakta olan bir yıldıza göre gökyüzünde yaptığı hareketlerdir. Astronomlar yıldızların paralaks hareketi yapması gerektiğini Kopernik’ten bu yana biliyorlardı ancak Dünya’nın yörüngesinin çapı yıldızların uzaklığına göre çok kısa olduğu için bunu hesaplamak çok zordu. Örneğin 61 Cygni yıldızının paralaksı 0.287 ark saniyedir (Bir ark saniye=1/3600 derece). Bu hesaplamalar ancak "HELYOMETRE" gibi cihazların geliştirilmesi sonrası yapılabilmesi mümkün olmuştur. Bu hesaplamaların artık yapılabiliyor olması Güneş dışındaki yıldızların da uzaklığının hesaplanabilmesini mümkün kılmıştır.
1820 yılına gelindiğinde astronomlar Uranüs gezegeninin kendisi için hesaplanan yörüngeye uymadığını fark etmeye başlamıştır. 1840 yılında Fransız astronom "URBAİN JEAN JOSEPH LE VERRİER" ve İngiliz astronom "JOHN COUCH ADAMS" birbirlerinden bağımsız olarak Uranüs’ün bu hareketinin sebebinin, Uranüs’ten ötede keşfedilmemiş bir gezegen olabileceğini düşünerek araştırmaya başladılar. Verrier’in tahmini daha çabuk bir şekilde "JOHANN GOTTFRİED GALLE GÖZLEMEVİ" tarafından incelenmiş ve yeni gezegen "NEPTÜN" keşfedilmiştir. Bu olay İngiltere ve Fransa arasında bilimsel bir gerginliğe sebep olmuştur ve ayrıca İngiliz astronomlar arasında da neden Adams’ın tahmininin daha önce incelenmediği üzerine tartışmalar yaşanmıştır.
18. ve 19. yüzyıl aynı zamanda teleskop teknolojisi konusunda büyük gelişmelere sahne olmuştur. Örneğin 18. yüzyılın sonlarında İngiltere Kralı’ndan aldığı kaynak ile William Herschel yaklaşık olarak 1.26 metre ana ayna çapı ve 12 metre odak uzaklığına sahip devasa bir teleskop yapmıştır. 1789 yılında bu teleskobu kullanan Herschel sadece 400 km çapında olan Satürn’ün uydusu "MİMAS" ı ve hemen ardından "ENCELADU" Su keşfetmiştir. Lakin bu büyük boyutlarına rağmen bu teleskop net görüntüler alma anlamında Herschel’in beklentilerinin altında kalmıştır. Teleskop Herschel’in ölümünden sonra 1840 yılında kullanımdan kalkmış ve sökülmüştür.
19. yüzyılda Herschel’in örneğinden etkilenen "ROSSE EARL" i "WİLLİAM PARSONS" kendi teleskobunu yapmak için çalışmaya başlamıştır. Fakat Herschel teleskobunun detaylarını sır olarak tuttuğu için her şeyi deneme yanılma yöntemi ile kendi teleskobunu yapmayı başarmıştır. Parsons, 1839 yılında 91 cm ana ayna çaplı bir teleskop yapmıştır. 1845 yılında bunun da ötesine geçerek 185 cm ana ayna çaplı "LEVİATHAN OF PARSONSTOWN" (Parsonstown Devi) isimli teleskobunu yapmıştır. Aynı yıl bu devasa teleskobu kullanan Parsons, Messier 51 bulutsusunu gözlemlemeyi ve bulutsunun spiral formunun bir çizimini yapmayı başarmıştır. 3 yıl sonra ise "MESSİER" 99 gözlemleyen Parsons ve ekibi toplamda 60 kadar nebulayı detaylı bir biçimde gözlemlemiştir.
ASTROFİZİĞİN YÜKSELİŞİ
1835 yılında Fransız filozof "AUGUSTE COMTE" yıldızların kompozisyonunu asla elde edilemeyecek olan bilgilere örnek olarak vermiştir. Ancak Comte’nin bu düşüncesinin aksine "SPEKTROSKOPİ" nin ortaya çıkması bu bilgiye ulaşmamızı ve astrofiziğin doğuşunu sağlamaktaydı. 1802 yılında İngiliz fizikçi "WİLLİAM HYDE WOLLASTON" Güneş’in spektrumunu incelerken renklerin arasında siyah boşluklara rastlamış ve bunların renklerin sınırları olduğunu düşünmüştür. 1814 yılında "JOSEPH VON FRAUNHOFER" de bu çizgileri fark etmiş ve yaklaşık 500 tanesini kataloglamıştır. Fraunhofer ayrıca sarı bölgede yer alan koyu D çizgisinin mum alevinin parlak çizgisi ile eşleştiğini de not etmiştir. Fraunhofer bunlara ek olarak ayrıca VENÜS’ün ışığının da Güneş ışığı ile aynı yapıya sahip olduğunu ve diğer yıldızların ışığında da bu siyah çizgileri gördüğünü söylemiştir. 1849 yılında bu alanda önemli bir adım Fransız fizikçi "JEAN FOUCAULT" tarafından atılmıştır. Foucault karbon arkı tarafından üretilen ışıkta gözlemlenen turuncu çizgilerin aynı zamanda arkın çevresinde gazdan geçirilen Güneş ışığının spektrumunda da siyah soğurma çizgileri olarak gözlemlemiştir. Bu gözlem, ışıması için uyarılan bir gazın yaydığı ışığın rengi ile içerisinden geçen ışıktan soğurduğu renklerin aynı olduğunu ortaya koymuştur. 1859 yılında "ROBERT WİLHELM BUNSEN" ve "GUSTAV ROBERT KİRCHHOFF" spektrum çizgilerini belirli elementler ile nasıl ilişkilendirileceğini keşfetmiştir. Kirchoff Güneş ışığındaki bu siyah çizgileri inceleyerek demir, kalsiyum, magnezyum, sodyum, nikel ve krom gibi elementlerin Güneş’te var olduğunu söylemiştir. 1868 yılında İngiliz astronom "JOSEPH NORMAN LOCKYER" Güneş gözlemi yaparken spektrumda hiçbir elementle uyuşmayan turuncu bir çizgi keşfetmiştir. Lockyer yeni keşfettiği bu elemente Güneş tanrısı HELİOS’tan esinlenerek "HELYUM" ismini vermiştir.
1860 yılında İngiliz Astronom "WİLLİAM HUGGİNS" bir nebulayı gözlemlemiş ve sadece parlak emisyon çizgilerinden oluştuğunu keşfetmiştir. Huggins daha sonra 70 kadar nebulayı daha gözlemlemiş ve bunları iki ana gruba ayırmıştır. Nebulaların yaklaşık olarak üçte biri gazdan oluşurken kalan üçte ikisi ise tıpkı yıldızlardan bekleneceği gibi sonsuz spektrum oluşturuyordu. Bu da bu nebulaların aslında henüz gözlemlenemeyen yıldızlardan oluştuğu sonucunu ortaya çıkarıyordu.
Harvard Üniversitesi Gözlemevi, "CHARLES PİCKERİNG" önderliğinde bu dönemin en önemli spektroskopi çalışmalarının yapıldığı yerlerden birisidir. Pickering ve ekibi teleskop lensinin önüne bir prizma koyarak tek seferde birden fazla yıldızın spektroskopisini gözlemlemeyi başarmışlardır. Ortaya çıkan "HENRY DRAPER KATALOĞU" yaklaşık olarak 225.000 adet yıldızın spektrumunu barındırmaktadır. Bu çalışmanın en önemli sonuçlarından bir tanesi de Amerikalı astronom "ANNİE JUMP CANNON" tarafından 1895 yılında oluşturulan ve günümüzde de hâlâ kullanılan yıldız sınıflandırma yöntemidir.
19. yüzyılın ortaları "DOPPLER ETKİSİ" nin doğruluğu ve doğası hakkında tartışmalara sahne olmuştur. 1842 yılında Avusturyalı fizikçi "CHRİSTİAN DOPPLER" hareket halindeki bir ışık kaynağının hareketinden kaynaklanan frekans değişiminin ikili yıldız sistemlerinin renklerini açıklanabileceğini söylemiştir. Ancak bunun doğru olmadığını bugün bilmekteyiz. 1845 yılında Hollandalı fizikçi "C. H. D. BUYS-BALLOT" bir grup müzisyeni hareket halindeki bir trene koyarak Doppler etkisini ses için açıklamıştır. 1868 yılında "HUGGİNS" , "SİRİUS YILDIZI" nın spektrumundaki F çizgisinde yıldızın Dünya etrafındaki çembersel hareketinden kaynaklandığı düşünülen küçük bir sapmayı keşfetmiştir. Doppler etkisi için sağlam bir doğrulama da 1870 yılında Alman astronom "HERMANN KARL VOGEL" tarafından ortaya konulmuştur. Vogel Güneş’in doğu ve batı uçları arasında yıldızın hareketinden kaynaklanan bir spektrum kayması keşfetmiştir. 1880’li yıllarda "JULİUS SCHEİNER" fotografik spektrum kullanarak yıldızların "RADYAL HIZ" larını ölçmeye başlamıştır. Spektrum tipleri ve radyal hızların tablolaştırılması kısa bir sürede yıldız katalogu oluşturmanın bir standardı haline gelmiştir.
Yıldız spektrumlarının kataloglanması yeni keşiflere de öncülük etti. Bir yıldızın parlaklığının spektrum tipi ile ilişkilidir ancak daha uzak yıldızlar daha sönük olduğu için bu yöntemin kullanılması, yıldızın uzaklığının bilinmesini gerektirmektedir. Amerikalı astronom "HENRY NORRİS RUSSELL" 1913 yılında yaptığı çalışmasında uzaklığı kesin olarak bilinen yıldızların mutlak parlaklık ile spektrum tipini karşılaştıran bir serpilme diyagramı yayınladı. Bundan kısa bir süre önce de Danimarkalı "EJNAR HERTZSPRUNG" benzer birbirlerine çok yakın olduğu bilinen bir yıldız kümesindeki yıldızları kullanarak benzer diyagramlar oluşturmuştur. Ortaya çıkan bu serpilme diyagramlara bugün de kullanılan "HERTZSPRUNG-RUSSELL (H-R) DİYAGRAMI" adı verilmiştir. H-R diyagramları pek çok yıldızın oldukça dengeli oldukları ve ömürlerinin büyük bir kısmını geçirdikleri ana kol evresinde olduğunu ortaya çıkarmıştır. Bir yıldızın mutlak parlaklığı sıcaklığı ile bağlantılıdır. Mavi ve daha sıcak ana kol yıldızları (O ve B sınıfı yıldızlar) kırmızı ve daha soğuk olan ana kol yıldızlarından (K ve M sınıfı) çok daha parlaktır. H-R diyagramı aynı zamanda kırmızı renkte olan ancak ana kol yıldızlarından çok daha parlak olan yeni yıldızları ortaya çıkardı. Bu yıldızlar aynı renkteki ana kol yıldızlarından çok daha parlak oldukları için daha büyük olmak zorundalardı ve bu nedenle bu yıldızlara "KIRMIZI DEV" ismi verilmiştir. Kırmızı devlere ek olarak H-R diyagramı sayesinde bir süre sonra da "BEYAZ CÜCE" ler de keşfedilmiştir. H-R diyagramı bugün bile yıldızların evrimlerini takip etmek için elimizde olan en önemli araçlardan bir tanesidir.
Yıldızların enerjilerinin kaynağı bu dönem için büyük bir gizemdir. 19. yüzyılda bu enerjinin kaynağının kimyasal reaksiyon veya kütleçekimsel enerjinin ortaya çıkardığı enerji olduğu düşünülmektedir. Fakat İskoç fizikçi "WİLLİAM THOMSON" bir kimyasal reaksiyonun 3000 yıldan uzun sürmesinin oldukça zor olduğunu ortaya koymuştur. Kütleçekimsel enerji fikrine göre de Güneş her yıl yaklaşık olarak 75 metre küçülmektedir ya da sürekli olarak üzerine düşen gök cisimleri tarafından ısıtılmaktadır. 1890’lı yıllarda "RADYOAKTİVİTE" nin keşfi ve aynı zamanda Dünya’nın içinin de bu mekanizma ile ısındığının keşfi ile Güneş’te gerçekleşen reaksiyonun nasıl gerçekleştiğine dair çeşitli fikirler oluşmuştur. Doğru açıklama ise 1905 yılında "ALBERT EİNSTEİN" ın ünlü E = MC2 denklemini yayınlaması ile gelmiştir. İngiliz astrofizikçi "ARTHUR EDDİNGTON" proton-proton reaksiyonunu önermiştir. Buna göre 4 adet hidrojen atomu bir araya gelerek helyumu oluşturmakta ve aradaki kütle farkı da Einstein’ın denklemine göre enerji olarak ortaya çıkmaktadır. Fakat Eddington nükleer fiziğin bu dönemde henüz çok ilkel bir aşamada olması nedeniyle bunun nasıl olduğunu açıklayamıyordu. Nükleer fizik alanında 1930’larda nötron ve bir hidrojen izotopu olan "DÖTERYUM" un keşfi ile büyük bir adım atılmıştır. 1937 yılında Alman fizikçi "CARL FRİEDRİCH VON WEİZSÄCKER" , "CNO DÖNGÜSÜ" nü keşfetmiştir. Bu döngüde karbon, azot ve oksijen atomları; hidrojenin helyuma dönüşmesine sebep olan nükleer reaksiyonlarda "KATALİZÖR" olarak görev yapmaktadır. 1939 yılında "HANS BETHE CNO" döngüsüne dair daha ayrıntılı bir çalışma yayınlayarak yıldız astrofiziğini daha sağlam bir temele oturtmuştur. Bethe aynı zamanda Eddington’un proton-proton reaksiyonu hakkında da bir açıklama sunmuştur. Bu açıklamaya göre çok yüksek sıcaklıklarda gerçekleşen çarpışmalarda kimi zaman iki protondan bir tanesi pozitron ışıması yaparak nötrona dönüşebilmektedir ve bunun sonucunda bir döteryum oluşmaktadır. Döteryumdan ise helyum farklı şekillerde oluşabilmektedir.
GÖRELİLİK TEORİSİ GELİŞİYOR
20.yüzyılın astronomi ve kozmoloji adına en önemli teorik gelişmelerinden biri 1905’ten 1915’e süregelen ve nihayetinde evrenin kökeninin açıklanmasına ışık tutan görelilik teorisinin gelişimiydi. "GÖRELİLİK TEORİSİ" , "MAXWELL" tarafından çalışılmış "ELEKTROMANYETİK TEORİ" ile o zamana kadar insanların göreli hareket hakkında bildikleri arasındaki zıtlıkları temel alarak doğdu. Lise öğrencisi iken Einstein, ışık üzerine zeki bir düşünce deneyi kurgulamıştı. Elektromanyetik Teori’ye göre ışık dalgası değişen elektrik ve manyetik alanları barındırıyordu. Einstein ışıkla birlikte ışık hızında koşabilen bir kişinin göreceği şeyin ne olacağını sordu, o zamana kadar bilinen görelilik anlayışına göre ışık dalgası o kişiye göre durağan gözükmeliydi. Durağan durumda elektrik ve manyetik dalgalar değişmeyecek ve öyleyse ışık dalgası var olmayacaktı. Açıkça bu durumda bir sıkıntı vardı.
Karşılaşılan zıtlıklar sadece teoride değil deneysel olarak da vardı. 19. yüzyılın sonlarına doğru genel olarak inanılan şey aynı ses dalgaları gibi diğer dalgalarda olduğu gibi ışığın ilerlemesi için de bir ortamın gerekliliğiydi. Bu ortama bir isim de verilmişti, ışık taşıyıcı (ışık saçan) "ETER" . Ancak içlerinde "MİCHELSON-MORLEY DENEYİ" nin de olduğu birkaç deney Dünya’nın bu farz edilen etere göre olan bir hareketini tespit edemedi. Bu çıkmaz için bazıları umutsuz çıkış yolları öne sürdü. "GEORGE FRANCİS FİTZGERALD" 1889’da hareketli bir cismin eterle olan etkileşiminin cismin hareketine zıt ve tam Michelson-Morley deneyinin 0 sonucunu verecek miktarda olduğunu iddia etti. "HENDRİK ANTOON LORENTZ" de benzer çalışmalar yaptı.
Einstein’ın yaklaşımı ise çok daha temeldi. 1905’te yayınladığı “Zur Elektrodynamik bewegter Körper” "(HAREKETLİ CİSİMLERİN ELEKTRODİNAMİĞİ ÜZERİNE)" eserinde "AKSİYOMATİK" dediğimiz, bazı şeylerin kanıtlanmamış ama doğru olduğu kabul edilerek ilerlendiği yöntemle çalıştı. İlk olarak varsaydı ki "ÜNİFORM" olarak (ivmesiz) hareket eden referans çerçevelerinin hepsinde aynı fizik yasaları geçerliydi (her biri bilinen fizik kanunlarını uygulamak için geçerli sistemlerdi) ve ikinci olarak kaynağın ve gözlemcinin göreli hareketine bağlı olmaksızın ışığın hızı daima aynıydı. İlk "POSTULAT" a karşı çıkılamazdı, bu Kopernik’ten Galileo’ya gelen bilimsel devrimin mantıksal sonucuydu. İkinci postulat ise alışılagelmedikti. Işığın hızı gözlemciye göre değişmeyeceği için bahsettiğimiz lise yıllarında aklına takılan gözlemciye göre durmuş gözükecek ışık paradoksunu da çözmüş oldu. Bu iki postulattan şu şaşırtıcı sonuçlar çıktı: zaman farklı referans çerçevelerinde farklı hızlarda geçiyordu, uzunluklar hareket yönünde kısalıyordu ve cismin hızı ışık hızına yaklaştıkça hareketli cismin kütlesi artıyordu. Tüm bunlar "ÖZEL GÖRELİLİK TEORİSİ" dediğimiz teorinin parçalarıydı ve buna özel dememizin sebebi kütleçekim kavramını içermemesi ile sadece sabit hızlı hareketleri konu almasıydı.
Einstein’dan gelen eşitliklerin çoğu daha önce Lorentz tarafından sağlanmıştı. Fransız "HENRİ POİNCARE" de çözüme yaklaşıyordu. Görelilik konsepti zaten araştırmacıların arasında varlık içindeydi, eğer Einstein makalesini yazmasaydı aynı basit sonuçlara muhtemelen ulaşılacaktı. Einstein’ın meziyeti onun açık düşünceliliği ve aksiyomatik yaklaşımıydı, bu sayede algılayışımızda kökten bir değişimi gerektirecek gerçekleri tespit edebildi. Eterin onun görüşünde yeri yoktu. Kısa süre sonra Einstein’ın eski matematik öğretmeni "HERMANN MİNKOWSKİ" zamanın dördüncü boyut olarak görüldüğü uzay-zaman kavramını formüle etti. Bu Özel Görelilik Teorisi’nin denklemlerini değiştirmedi ancak insanların teori hakkındaki görüş şeklini büyük değişime uğrattı ve genel teori için yolu hazırladı.
Özel Görelilik’in nihai kaderi keşfedilmiştiyse de kütleçekim alanının teorisi olan Genel Görelilik için aynı şeyi söylemek zor. Einstein Özel Görelilik Teorisi’ni yayınladıktan kısa süre sonra kütleçekim problemine yöneldi. 1907 yılına gelindiğinde bir kütleçekim alanının ışık ışınlarını bükeceğine çoktan ikna olmuştu. Yeni teorisinin gelişiminde iki düşünce ona eşlik etmişti, ilki eşdeğerlik ilkesiydi. Buna göre ivmelenme ve kütleçekim bir şekilde aynı şeyin farklı tezahürleriydi. Örneğin Einstein’ın anlattığı şekilde, serbest düşüş halindeki bir adam kendi ağırlığını hissetmeyecekti ve bu, ivmelenmeyle kütleçekiminin eşdeğer olduğunu gösteriyordu. İkincisi ise fizik kanunlarının sadece eylemsiz referans sistemlerinde değil her rastgele referans çerçevesinde aynı matematik formda olması varsayımıydı. Matematiği her ne kadar zor olsa da Einstein 1915 yılında "GENEL GÖRELİLİK TEORİSİ" ni geliştirdi.
GÖRELİLİĞİN TEST EDİLMESİ
Einstein gözlemsel kanıtlara dair pek bir ilerleme göstermemişti, sadece "MERKÜR" ün normal gözükmeyen "GÜNBERİ" ilerleyişini inceledi. Newton fiziğine göre eğer Merkür Güneş yörüngesindeki tek gezegen olsa o zaman aynı yönelişini koruyarak mükemmel elips yörüngesinde olacaktı. Ancak gerçekte diğer gezegenlerin Merkür’ün yörüngesi üzerindeki zayıf etkisi elips yörüngesinin uzun ekseninin sabit değil de Güneş etrafında dönen şekilde olmasına sebep oluyordu. Yani Newton mekaniğine göre Merkür’ün Güneş’e en yakın olduğu nokta (günberi) diğer gezegenlerin etkisiyle Merkür’ün hareket yönünde yavaşça ilerliyordu.
1859’da "LE VERRİER Merkür" günberisinin bildiğimiz gezegenlerin etkisiyle açıklanabilecekten biraz daha hızlı şekilde ilerlediğini söyledi. Le Verrier Uranüs’ün hareketindeki anormalliklerden yola çıkarak Neptün’ü keşfetmişti. Dolayısıyla Merkür’ün hareketindeki bu farklılığı da Merkür ve Güneş arasında keşfedilmemiş bir asteroid halkası veya bir gezegene bağladı. Hatta gezegene "VULCAN" adı bile verildi ancak daha sonra hayali olduğu kanıtlandı.
Einstein yeni teorisini yayınlamadan önce bu "MERKÜR PROBLEMİ" ne doğru çözümü getirmesini kontrol etti. Newton’un "KÜTLEÇEKİM TEORİSİ" nde gördüğümüz iki cisim arasındaki çekim kuvvetinin mesafenin karesiyle ters orantılı olduğu genel göreliliğe göre birbirine yakın büyük kütleli cisimler için tam olarak doğru değildi. Yasa mesafenin 4. dereceden tersi şeklinde yenilenmeliydi. Merkür Güneş’e bu farkın görülebileceği kadar yakınlıktaki tek gezegendi dolayısıyla Newton’un kütleçekim yasası Güneş Sistemi genelini tanımlamada oldukça başarılı bir yaklaşım olmuştu.
Einstein’ın kütleçekim teorisinin bir diğer tahmini yıldız ışık ışınlarının Güneş’in yanından geçerken yaşayacağı bükülme miktarıydı. Einstein’ın yüzüne burada biraz şans gülmüştü. Çünkü teorisinin ön versiyonunda bükülme aslında olması gerekenin yarısı kadar çıkacak şekildeydi. Einstein o sıralarda astronomların ilgisini çekmeye çalışıp Güneş tutulması sırasında Güneş’in arkasındaki yıldızların görünen yer değiştirmelerine bakarak bükülmeyi tespit etmek istiyordu. Ancak 1. Dünya Savaşı’nın araya girmesi gibi sebeplerle kimse testi yapmayı başaramadı. Eğer Einstein’ın bu erken hesabını test edebilselerdi, bükülme miktarında bir hata görecekler ve belki de bu Genel Görelilik Teorisi’nin nihayetinde kabulünün de önünde bir engel olabilecekti.
İngiltere’de "EDDİNGTON" Genel Görelilik’e ilginin yayılmasında anahtar rol oynadı. "SİR FRANK DYSON" ile Kraliyet Astronomi Topluluğunu ikna ettikten sonra biri Brezilya’ya diğeri Batı Afrika kıyısındaki "PRİNCİPE ADASI" na 1919’daki Güneş tutulması gözlemi seferini düzenlediler. Gece vaktindeki konumları belli olan yıldızları Güneş tutulması sırasında Güneş’in arkasında kaldıklarında da fotoğraflayıp pozisyonlarını karşılaştırdılar ve görülen küçük bir etki olsa da Einstein’ın ışığın bükülmesine dair tahminin doğru olduğunu gördüler. Bunu ilan etmeleriyle uluslararası bir sansasyon yaratılmış oldu.
Genel Görelilik’in tahmin ettiği 3. etki kütleçekimsel kızıla kaymaydı. Yoğun kütleli objeden gelen ışık daha uzun dalga boylarında yani kızıla kaymış olmalıydı. Bunun ölçümü oldukça hassastı, Güneş spektrumundaki "ABSORPSİYON ÇİZGİLERİ" ni kullanarak yapılan ölçüm girişimleri de çelişkili çıkmıştı. 1925’te "WİLSON DAĞI GÖZLEMEVİ" nden "WALTER ADAMS" Sirius'un eşlikçi yıldızlarından biri olan "SİRİUS B" beyaz cücesinin (Güneş’ten daha fazla kayma oluşturacaktı) kütleçekimsel kızıla kaymasını belirlediğini duyurdu. Bu görelilik teorisiyle birlikte Eddington’ın "BEYAZ CÜCE" lerin büyük yoğunluklarını tahmin eden yıldız yapısı teorisini de destekledi. Ancak aslında Einstein yine şanslıydı. İleriki yıllarda anlaşıldı ki Adams’ın ölçümleri gerçektekinin 4 katı kadar küçüktü ve bu hatayı "EDDİNGTON" ın Sirius B’nin yarıçapı ve sıcaklığı üzerine fikirleri (gerçekte Sirius B daha küçüktü) dengeliyor, tesadüfi bir uyuşma sağlıyordu. Bu tesadüf "GENEL GÖRELİLİK" in kabulünü sağlamıştı.Tabii sonrasında Einstein’ın teorisinin tahminleri laboratuvarlarda başarılı şekilde ve doğruluğu görülerek ölçüldü.
Genel Görelilik Teorisi’nde kütleli cisimler etraflarındaki "UZAY-ZAMAN" yapısını büker. Einstein bu gözlenebilir fenomenin erken tahminlerini kendisi kısmi ve yaklaşıklar sonuçlar kullanarak yapmıştı. Bu yüzden "KARL SCHWARZSCHİLD" 1916’da küresel cisim etrafındaki uzay-zamana dair Einstein alan eşitlikleri için kesin çözüm bulduğunda Einstein şaşırmıştı. Dış çözüm denen çözüm için Schwarzschild uzay-zamanı Newtonsal hareketlerin hafif düzeltmelerini sunuyordu. Ancak iç çözüm denen şeyin derinliklerine girildiğinde ilginç bir sistemin işaretleri görüldü. Eğer bir cisim 2GM/c^2 den daha küçük yarıçapa sıkışacak kadar yoğunsa (R2GM/c^2, G: Newton kütleçekim sabiti, M: nesnenin kütlesi, c: ışık hızı) çözüm sorunlu bir hal alıyordu. Bu kritik yarıçapta (Schwarzchild yarıçapı) çözüm belirli matematiksel ifadelerin sıfır ya da sonsuz olduğu bir tekillik yaratıyor gibiydi. Bu on yıllar boyu karışıklık yarattı, bazıları bunu iç çözümü görmezden gelerek veya problemi kaldıran koordinat sistemlerini inceleyerek gidermeye çalıştı. 1939’da "J. ROBERT OPPENHEİMER" ve "HARTLAND SNYDER" yıldızların nükleer enerjileri bitip çökmeye başladıklarında olanları araştırırken Schwarzchild çözümü üzerine "RÖLATİVİSTİK" analizlerinde gösterdiler ki Schwarzschild yarıçapı bir tekilliğe karşılık değil, ışığın sonsuzluğa kaçamadığı bir yüzeye karşılık gelip bunu tanımlıyordu. Böylece yıldız çöküşle birlikte kendini dış gözlemciyle herhangi bir iletişime kapıyordu. Bu çalışma "KARA DELİK" çalışmalarının başlangıç yeriydi. Kara delik kavramı 1967’de "JOHN ARCHİBALD WHEELER" tarafından ortaya atılmış, 1970lede ise olası kara delik adayları ilk defa gözlemlenmişti.
GALAKSİLER VE GENİŞLEYEN EVREN
Einstein kütleçekim teorisini evrenin tümüne ilk kozmolojik makalesiyle 1917’de uyguladı. Astronomideki son gelişmelere çok tanıdık olmadığı için evrenin "STATİK" ve değişmez olduğunu varsaydı. Maddenin evrende "ÜNİFORM" dağıldığını düşündü ancak kendi alan eşitliklerine statik bir çözüm bulamadı. Problem şuydu ki evrendeki tüm maddenin karşılıklı kütle çekimleri evreni büzülmeye yöneltiyor gibi gözüküyordu. Bu nedenle kozmolojik sabit denilen Λ faktörünü ek terim olarak tanıttı. Bu terim kütleçekim etkisine karşı gelen ve uzun mesafelerde etki edebilen evrensel bir itici kuvveti gösteriyordu. Daha sonra evrenin genişlediği öğrenildiğinde Einstein "KOZMOLOJİK SABİTİ" kariyerinin en büyük hatası olarak tanımlayacaktı.
Einstein’ın statik çözümü sonlu hacimli ancak herhangi bir kenara sahip olmayan kendi üstüne bükülmüş şekilde bir uzay-zaman evreni temsil ediyordu. Uzay pozitif eğimliydi yani üzerinde bulunan bir üçgenin açıları toplamı 180 dereceden fazla olacaktı (Bu yapının iki boyutta örneği olarak Dünya’nın yüzeyi verilebilir, sonlu bir alan ancak kenar yok).
20. yüzyılın başlarında hala çoğu astronom Samanyolu’nun görünen evrenle aynı şey olduğuna inanıyordu. Küçük bir kısım ise "SPİRAL NEBULALAR" ın aralarındaki geniş boşluklarla uzaya yayılmış "SAMANYOLU" benzeri yıldız sistemleri olduğunu söyleyen "ADA EVRENLER TEORİSİ" ne inanıyordu. Bazıları bunlara spirallerin bir şekilde Samanyolu sisteminin bir parçası olduğunu söyleyerek karşı çıktıysa da "HEBER CURTİS" in gösterdiğine göre uçtan uça görülebilen bazı spiraller açıkça "EKVATORAL DÜZLEMLER" inde büyük miktarda toz yığınları içeriyorlardı. Samanyolu’nu da aynı yapıda düşündüğümüzde düşük "GALAKTİK ENLEMLER" de görünürlük bu yığın sebebiyle engellenecekti. Bu da sönük spiralleri göremememize ve spiral nebulaların aslında Samanyolu’ndan ayrı "SPİRAL GALAKSİLER" olduğunu anlamamıza engel teşkil etmişti. 1917’de CURTİS ayrıca spiral fotoğraflarında 3 nova buldu, bunların en sönüğü spirallerin Samanyolu’ndan çok uzaklarda olduğunu gösterdi.
Evrenin statik olduğu fikrine karşı fikirler kısa bir süre sonra ortaya çıkmaya başladı. 1912 yılında Amerikalı astronom "VESTO M. SLİPHER" spiral nebulaların radyal hızlarını ölçmeye başlamıştır. İlk ölçüm yaptığı nebula "ANDROMEDA NEBULASI" olan "SLİPHER" bu nebulanın ışığının maviye kaydığını fark etti. Slipher Andromeda’nın, Samanyolu’na doğru saniye 300 km o döneme kadar henüz ölçülmemiş bir hızla yaklaştığını hesaplamıştır. 1917 yılına gelindiğinde Slipher 25 kadar spiral nebulanın saniyede 1000 kilometreye kadar çıkabilen hızlarını hesaplamıştır. Bu hızlarla hareket eden cisimlerin Samanyolu galaksisine bağlı olması neredeyse imkansızdır. Slipher bu nebulaların bir kısmının maviye kaydığını fark etse de pek çoğu kırmızıya kayarak bizden uzaklaşıyordu. Astronomlar buradan direkt olarak evrenin genişlediği yargısına ulaşmamıştır ancak Slipher Samanyolu galaksisinin de gözlemlenen spirallerden sadece bir tanesi olduğunu düşünmüştür.
1917 yılında Hollandalı matematikçi "WİLLEM DE SİTTER" uzaklık ve kızıla kayma konusunda da bağlantılar kuran yeni bir kozmolojik çözüm önerdi. Sitter her ne kadar evrenin yapısını maddeyi ihmal ettiği için açıklayamasa da astronomları uzaklık ve kızıla kayma arasındaki bağlantıyı araştırmaya itmiştir. 1924 yılında İsveçli astronom "KARL LUNDMARK" bu spiral nebulaların hızı ve uzaklığına dair bir çalışma yayınlamıştır. Buradaki asıl zorluk uzaklıkları hesaplayabilmekti. Lundmark bu zorluğu aşmak için Andromeda’nın içinde bulunan bir nebulanın parlaklığını hesapladı. Lundmark daha sonra bu nebulayı Samanyolu’nda bulunan ve uzaklığı bilinen bir nebula ile parlaklığının aynı olması gerektiğini düşünerek karşılaştırıp uzaklıkları hesaplamaya çalışmıştır. Daha da uzakta olan spiraller için ise Lundamark, bu spirallerin de Andromeda ile yaklaşık aynı boyutta olması gerektiğini düşünerek hesaplamalarını gerçekleştirmiştir.
Teorik açıdan bakıldığı zaman 1922 ve 1924 yılları arasında Rus matematikçi "ALEKSANDR FRİEDMANN" , Einstein’ın denklemlerine statik olmayan kozmolojik çözümler bulmaya çalışmıştır. "FRİEDMANN’IN MODELİ" Einstein’ın aksine evrenin genişlemesine ve küçülmesine izin veriyor ayrıca Sitter’in aksine maddeyi de hesaba katıyordu. Friedmann’ın bu çözümleri 1925 yılındaki ölümüne kadar, astronomik gözlemler tarafından desteklenmediği için büyük bir etki uyandıramamıştır.
BÜYÜK PATLAMA VE GÜNÜMÜZ
Belçikalı fizikçi "GEORGES LEMAÎTRE" 1927 yılında yayınladığı yazısında evrenin sabit bir kütle ile genişlemekte olduğunu savunmuştur. Lemaître, spiral nebulalarda gerçekleşen "DOPPLER KAYMASI" nın evrenin genişlediğinin bir işareti olduğunu söylemiş ve 42 adet nebulanın kızıla kayma verilerini kullanarak bu genişleme için bir hız hesaplamıştır.
Bu dönemin en önemli gözlemcilerinden bir tanesi "EDWİN HUBBLE" dır. 1923 yılında Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi’ndeki 254 cm çapındaki aynalı teleskobu kullanarak Andromeda Galaksisi’nde bulunan bir sefe değişeni yıldız keşfetti. Hubble bu yıldızı bir standart olarak kullanarak Andromeda Galaksisi’nin uzaklığını çok daha isabetli bir şekilde hesaplamayı başarmıştır. "SEFE YILDIZLARI" nın parlaklığında düzenli olarak değişimler gerçekleşmektedir. 1908 yılında "HENRİETTA LEAVİTT" bu yıldızların periyodu ve parlaklığı arasındaki bağıntıyı ortaya çıkararak önemli bir keşifte bulunmuştur. "EJNAR HERTZSPRUNG" ve "HARLOW SHAPLEY" bu bağıntıyı "KALİBRE" ederek mutlak parlaklık cinsine çevirmiştir. Hubble, "YILDIZIN PERİYODU" nu bildiği için olması gereken mutlak parlaklığı da bilmektedir ve bunu gözlemlediği parlaklık ile karşılaştırarak yıldızın ne kadar uzakta olduğunu isabetli bir şekilde hesaplayabilmiştir. Hubble’ın bu hesaplaması, kuşkuya yer bırakmaksızın Andromeda’nın Samanyolu’nun dışında ve kendi başına bir galaksi olduğunu göstermiştir. Hubble bu çalışmasını diğer nebulalara da uygulamış ve evrenin "GÖK ADA" lardan oluştuğunu doğrulamıştır.
Hubble daha sonrasında çalışmalarını uzaklık ve kızıla kayma arasındaki bağlantıyı araştırmaya yöneltmiş ve kısa sürede Slipher’in çalışmalarının da ötesine geçmiştir. Hubble 1929 yılında uzaklık ve kızıla kayma arasındaki bağlantıyı açıkça ortaya koyan ve bu cisimlerin hızlarından da bahseden bir çalışma yayınladı. Hubble bu çalışmada Wilson Dağındaki gözlemevinde "MİLTON HUMASON" tarafından hesaplanan hızların yanı sıra Slipher’ın hesapladığı hızları da kullanmıştır. Daha yakında bulunan bulutlarda Hubble sefe yıldızlarını kullanmıştır. Daha uzak galaksilerde ise çözülebilen en parlak yıldızların her galakside yaklaşık aynı parlaklıkta olacağını varsayarak hesaplamalarını gerçekleştirmiştir. Hubble’ın bu çalışması astronomi dünyasında uzaklık ve kızıla kayma etkisinin hızlıca kabul görmesini sağlamıştır ve bu ilişkiyi veren yasa ise "HUBBLE KANUNU" olarak bilinmektedir.
Hubble’ın bu çalışmaları galaksilerin birbirinden uzaklaştığını ortaya koymasıyla doğal olarak bu galaksilerin bir zamanlar çok daha yakın olduğu sonucu ortaya çıkmıştır. Hubble Yasası’na göre uzaklık hız grafiği doğrusaldır yani B galaksisi A galaksisine göre 10 kat daha uzaksa B galaksisi A galaksisine göre 10 kat daha hızlı uzaklaşıyor demektir. Bu grafiği oluşturan çizginin eğimine "HUBBLE SABİTİ" ismi verilmektedir ve Hubble’ın hesapladığı değer her bir "MEGAPARSEK" için saniyede 500 km’dir. Yani bizden 1 megaparsek uzaktaki bir galaksi bizden saniye 500 km hızla uzaklaşmaktadır. Hubble’ın bu hesabına göre evrenin yaklaşık iki milyar yaşında olduğu sonucu ortaya çıkmaktadır.
Hubble’ın bu çalışmasından sonra gerçekleşen çalışmalar evrenin hesaplanandan çok daha yaşlı olduğunu ortaya koymuştur. "RADYOAKTİVİTE" üzerindeki çalışmalar Dünya’nın yaklaşık 4.5 milyar yıl yaşında olduğunu ortaya koymuştur. Hubble sabitine önemli bir düzeltme 1952 yılında Amerikalı astronom "WALTER BAADE" tarafından yapılmıştır. Baade’ye göre Hubble galaksiler arasındaki mesafeyi oldukça hafife almıştır çünkü aslında iki farklı sefe yıldızı bulunmaktadır. Bu düzeltme Hubble sabitini yaklaşık olarak yarıya indirmiştir. Bir başka önemli düzeltme ise 1958 yılında Hubble’ın eski asistanı Amerikalı "ALLAN SANDAGE" tarafından yapılmıştır. Sandage’ın hesaplarına göre Hubble sabiti her bir megaparsek için saniyede 100 km kadardır. Sandage, Hubble’ın uzak galaksilerde parlak yıldızlar olarak düşündüğü cisimlerin aslında yıldız kümeleri olduğunu ortaya koymuştur. Daha sonra gelen yıllarda bu düzeltmeler devam etmiştir ve Hubble sabiti üzerinde düzenlemeler yapılmıştır. Günümüzde kabul edilen sabit ise her bir megaparsek için saniyede 71 km’dir. Bu değer de evrenin yaşının yaklaşık 13,7 milyar yıl olduğu anlamına gelmektedir.
Bu dönemde ortaya çıkan kozmolojik modellerin büyük bir kısmı evrenin bir zamanlar oldukça küçük olduğunu varsaymaktadır. 1930’lu yıllara geldiğimizde astronomlar, evrenin evrimsel geçmişi hakkında modeller oluşturmaya başladılar. Buna bir örnek de "LEMAÎTRE’İN MODELİ" dir. Lemaître evrenin bir zamanlar ağırlığı evrenin toplam ağırlığına eşit olan tek bir atomdan oluştuğunu ve zamanla bozunarak bugün bildiğimiz atomları oluşturduğunu söylemiştir.
Lemaître’in teorisini "BÜYÜK PATLAMA TEORİSİ" nin bir öncüsü olarak görmek mümkün olsa da kozmolojide büyük yankılar uyandıran bu teori, 1948 yılında "RALPH ALPHER" ve tez danışmanı "GEORGE GAMOW" tarafından ortaya konulmuştur. Gamow, bir şaka olarak fizikçi "HANS BETHE" nin ismine de çalışmada yer vermiştir. Bu sayede Alpher-Bethe-Gamow (Yunanca alfabenin ilk üç harfi Alfa, Beta, Gama) serisi oluşmuştur. Tek bir sayfadan oluşan αßγ (Alfa, Beta, Gama) isimli yazılarında Alpher ve Gamow element sentezinin evrenin oluşumundan yaklaşık 20 saniye sonra başladığını söylemiştir. İkili, evrenin başlangıçta nötronlardan oluşan sıcak bir bulut olduğunu ve daha sonra nötronların proton ve elektronlara dönüştüğünü varsaymıştır. Elementlerin oluşumu ise nötron yakalama yöntemi ile gerçekleşmiştir.
1948 yılında yayınlanan başka bir çalışmada Alpher ve Amerikalı fizikçi "ROBERT HERMAN" , evrenin oluştuğu dönemden kalan "ELEKTROMANYETİK RADYASYON" un hâlâ var olması gerektiğini ancak genişlemeden dolayı artık 5 K ışık sıcaklığına karşılık gelmesi gerektiğini ortaya koymuşlardır. Elektromanyetik radyasyonun karşılık geldiği bu sıcaklık bu ışığın sadece radyo teleskoplarına görünür olduğu anlamına gelmektedir. 1953 yılında Alpher, Herman ve Amerikalı fizikçi "" JAMES FOLLİN evrenin erken dönemlerini adım adım açıklayan bir makale yayınlamışlardır. Bu çalışmaya göre "NÜKLEOSENTEZ EVREN" in oluşumundan yaklaşık 30 dakika sonra tamamlanmıştır. Bu çalışmaya göre günümüzde evrende bulunan hidrojen ve helyum oranı 7:1 ila 10:1 olmalıydı. Bu da günümüzde evrenin ağırlığının %29’u ila %36’sının helyum tarafından oluşturulduğu anlamına gelmektedir.
1953 yılından sonra Alpher ve Gamow’un teorisinde başka büyük bir gelişme olmamıştır. Her ne kadar teori test edilebilir olsa da teori o dönem büyük bir etki yaratamamıştır. Evrendeki helyum oranı ise 1960’lı yıllara kadar ölçülemediği için teoriyi test etmek o dönemde mümkün olmamıştır. Daha da önemlisi Alpher ve Gamow’un 5 K ışık sıcaklığında olduğunu söylediği arkaplan ışıması o dönemde astronomların ilgisini çekememiştir.
1948 yılında "SÜREDURUM" (steady-state) adında alternatif bir teori ortaya çıktı. Bu teorinin farklı versiyonları "FRED HOYLE" , "HERMANN BONDİ" ve "THOMAS GOLD" tarafından ortaya konulmuştur fakat ana fikir evrenin genişlediği fakat evrendeki ortalama değerlerin değişmemekte olduğudur. Teori her ne kadar bazı açılardan Büyük Patlama Teorisi’ne benzese de arada farklar vardır. Örneğin Büyük Patlama Teorisi’nde uzaktaki galaksilere baktığımız zaman bu galaksilerin geçmişteki hallerini gördüğümüz için uzak galaksilerin daha genç yıldızlardan oluşması gerekmektedir. Fakat SÜREDURUM TEORİSİ’nde ise en uzak mesafelerden bile galaksileri evrimlerinin her durumunda gözlemleyebiliriz. Bunun yanı sıra Büyük Patlama Teorisi’ne göre galaksilerin yoğunluğu da zamanla değişmelidir ve bu sebeple uzak galaksiler daha yoğun olmalıdır. Süredurum Teorisi’nde ise galaksilerin yoğunluğu yaklaşık olarak aynı olmalıdır. Ancak 1950 yılında radyo astronom "MARTİN RYLE" evrenin uzak bölgelerinde daha yakın bölgelerine göre daha fazla RADYO GALAKSİ olduğunu keşfetmiştir. Bu durum da evrenin Süredurum Teorisi ile açıklanamayan bir şekilde değişim gösterdiği anlamına gelmektedir. 1960 yılında "KUASAR" ların keşfi de Süredurum Teorisi’nin aleyhine olmuştur. Kuasarlar kuvvetli radyo dalgası kaynaklarıdır ve ışıkları kızıla kaymaktadır. Bu da oldukça uzakta oldukları anlamına gelmektedir. Kuasarların uzaklığı ve parlaklığı göz önüne alındığında kuasarların muazzam miktarda ışıma yaptığını hatta tek bir kuasarın bir galaksi kadar parlak olabileceği çıkarımı yapılabilmektedir. Süredurum Teorisi’ne göre bu tarz gök cisimlerinin var olması mümkün değildir, evren her bölgesinde benzer özelliklere sahip olmalıdır. Fakat kuasarların keşfi evrenin değişim gösterdiğinin açık bir göstergesidir. Bir başka soru da evrende bulunan elementlerin miktarlarıdır. Süredurum Teorisi’ne göre bütün elementler yıldızlarda oluşmaktadır. Fakat aßγ makalesinde Alpher ve Gamow elementlerin büyük patlama ile oluştuğunu savunmuştur. Ancak daha sonraları Büyük Patlama Teorisi’nin savunucuları yıldızlarda da element sentezi olduğunu kabul etmişlerdir ancak yıldızların evrendeki tüm elementleri oluşturamayacağını savunmuşlardır. Ayrıca yıldızlar hafif elementlerin büyük kısmının kaynağı olması mümkün değildir. Örneğin bir galaksinin ömründe yıldızların galaksinin kütlesinin %36’sı kadar helyum oluşturması mümkün değildir.
Süredurum Teorisi hiçbir zaman büyük kitlelere erişememiştir ve o dönemdeki takipçileri genel olarak Britanya’da bulunmaktadır. Fakat Büyük Patlama Teorisi’ne rakip bir teori olması büyük patlamayı savunan bilim insanlarının teorilerini geliştirmesini sağlamıştır.
Büyük Patlama Teorisi’nin (BPT) önündeki bir engel 5 veya 6 atomik kütledeki kararlı "İZOTOP" ların yokluğuydu. 1952’de "EDWİN SALPETER" 3 alfa parçacığının bir araya gelip "KARBON-12" oluşturabileceğini ve bunun yıldızların içerisindeki kütle boşluğu problemini çözecek sıklıkta olduğunu ileri sürmüştü. Ancak anlaşıldı ki evrenin erken dönemlerinde kütle boşluğu probleminin bu şekilde çözülmesi için şartlar uygun değildi. 1957’de Hoyle, Amerikan astronomlar WİLLİAM FOWLER, MARGARET BURBİDGE ve GEOFFREY BURBİDGE ile yıldız içlerine uygun koşullar dahilinde çoğu elementin bolluk miktarını açıklayan detaylı bir makale yayınladılar (makale daha sonradan bu kişilerin baş harfleriyle anılacaktı B^2FH). B^2FH makalesi açıkça bir Süredurum Teorisi içermese de onu destekler gözükmüştü çünkü büyük patlamaya uygun sıcaklık ve basınç koşulları kullanılmamıştı. Ancak daha sonraki birkaç makalesinde Hoyle daha hafif elementlerin tatmin edici şekilde ancak büyük patlama gibi koşullarda oluşabileceği sonucuna ulaştı. Ardından ise yine kendisi elementlerin kökeni olarak büyük patlama yerine büyük kütleli objeleri destekledi, diğer astronomlar ise bu çalışmayı büyük patlamayı doğrulayıcı olarak gördü. Böylece Hoyle başarısız bir kozmolojik teoriyi savunurken nükleosentez üzerine ciddi katkılarda bulunmuş oldu.
"DÖTERYUM" ve diğer hafif elementlerin kozmik bollukları iyi tahminlerle elde edilebildiğinde, BPT tüm hafif elementlerin bolluk miktarını detaylıca açıklayabileceğini kanıtlamış oldu. Şu an var olan senaryolara göre hidrojen, döteryum, 2 helyum izotopu ve lityum büyük patlamadan hemen sonra ortaya çıkmıştı.
Evrende bir maddenin şu andaki yoğunluğuna dair varsayım yaptığımızda bu değere göre büyük patlamanın ardından nasıl bir kozmik bolluk durumu olduğunu hesaplayabiliriz. Bu büyük patlama modelinin ciddi bir zaferi olarak görüldü çünkü elementlerin şu andaki bolluklarının hepsi sadece bir adet başlangıç koşulları sistemiyle açıklanabilir hale gelmişti. Şu anki anlayışımıza göre ağır elementlerin çoğu ise sonradan yıldızlar içerisinde veya nötron yıldızı çarpışmaları ve süpernova patlamalarında oluşuyor.
KOZMİK MİKRODALGA ARKAPLAN IŞIMASI Teoriyi Kanıtlıyor
1965’li yıllarda "ARNO PENZİAS" ve "ROBERT W. WİLSON" , "BELL LABORATUVARLARI" nda aslında ana amacı başka olan 6 metrelik "MİKRODALGA" huni anten üzerindeki uyarlamalarıyla radyo astronomisi çalışmaları yaptılar. -269,9 derece "CELCİUS" luk sabit, kalıcı ve sürekli bir sinyal tespit ettiler. Antenin hunisine konan güvercinleri kovmak dahil her türlü gürültü kaynağını elimine ettikten sonra sinyalin hala orda ve sabit olduğunu gördüler, teleskobun yönü ne tarafa olursa olsun yine hiç değişmiyordu. Princeton’dan bu konular üzerine çalışan fizikçi "ROBERT DİCKE" e bunu danıştıklarında o bu buluşlarına şaşırmamıştı. Aynı sıralarda Dicke’in eski öğrencisi "JAMES PEEBLES" da -263 derece celciusta bir evrensel arkaplan ışımasının varlığını tahmin eden bir makale yayınlamıştı. Bu parçalar birbirlerini tamamladı ve kozmik mikrodalga arkaplanı (KMA) BPT’yi destekleyen üçüncü büyük kanıt olarak kabul edildi. Patlama sonrası genişlemenin ilk evrelerinde atomların hepsi hâlâ tamamiyle "İYONİZE" ydi, evren elektromanyetik radyasyona karşı mattı. Ne zaman evren nötr atomların oluşumuna izin verecek kadar soğudu, o zaman ışığın havada ilerleyebilmesi gibi aniden elektromanyetik ışımalara geçirgen hâle geldi. Bu ayrışma anında elektromanyetik ışıma çok yüksek enerji ve düşük dalga boyundaydı. Süregelen uzay genişlemesiyle birlikte dalga boyları şu anki mikrodalga uzunluklarına ulaşana kadar gerilip uzadı. Bu nedenle ki şu an uzayın her noktası bir radyo dalgaları kaynağıymış gibi davranıyor. Bu fenomen çoğu kozmoloğa göre "SÜREDURUM TEORİSİ" nin sonuna işaret ediyordu, Hoyle ve iş arkadaşları Süredurum Teorisi’ni kabul edilir hâle getirmek için uğraşlarını hâlâ sürdürseler bile.
1960’ların ortasında BBT; evrenin gözlenen genişlemesi, hafif elementlerin bolluklarının ölçümü ve kozmik mikrodalga arkaplanı ile desteklenmiş bir kozmoloji standartı olmuştu. Tabii teorinin son hali bu değildi, birçok farklı form ve düzeltmeler edinecekti.
BÜYÜK PATLAMANIN YANKILARI
KARANLIK MADDE
20. yüzyıl boyunca artık çok açıktı ki evren gözle görülenden çok daha fazlasıydı. Samanyolu’nun kütle yoğunluğuna dair erken tahminlerin dahilinde 1922’de "JAMES JEANS" galaksinin görünen yıldızların 3 katı kadar karanlık yıldızlar içerebileceğini öne sürdü. 1933’de "FRİTZ ZWİCKY" galaksi kümelerinin dinamiklerine çalışarak galaksilerde bu kümeleri "KÜTLEÇEKİMSEL" olarak bir arada tutacak kadar yeterli görünür madde olmadığı sonucuna vardı. Aynı zamanda görünen madde miktarının kritik yoğunluk (sonsuzda durgun olacak şekilde gitgide yavaşlayan bir genişleyen evreni oluşturabilmek için gerekli yoğunluk) için gerekli miktardan çok az olduğunu söyledi. Ancak karanlık maddenin muhtemelen bu farkı tamamlamak için yeterli olacağını tahmin etti.
Jeans ve Zwicky’nin tahminleri pek dikkat çekmedi ve "KARANLIK MADDE" ancak 1970’lerde ciddi bir mesele hâline geldi. 1974’te birçok bilim insanı içeren ekipler "GALAKTİK DİNAMİKLERİ" inceleyerek evrenin %90-95’inin karanlık madde formunda olması gerektiği sonucuna vardılar. 1978’de "VERA RUBİN" galaksilerdeki yıldızların dönüş hızlarını galaktik merkezden uzaklıklarının fonksiyonu olarak yazdığı bir makale yayınladı. Dönüş hızları oldukça geniş "RADYAL UZAKLIK" lar için neredeyse sabit bulundu, görünür maddenin dağılımı tabanlı tahminlere göre olması gereken mesafeye göre dönüş hızlarının azalmasıydı. Rubin’in keşifleri "GALAKSİ HALELERİ" nde (galaksinin etrafını küresel biçimde saran düşük yoğunluklu gaz ve toz yapısı) bol miktarda karanlık maddenin varlığına kanıt olarak yorumlandı. O sıralarda radyo astronomlar da 21 cm dalga boyundaki hidrojenin bir "SPEKTRUM ÇİZGİSİ" ni kullanarak yıldız ışığının az olduğu galaksi dış bölgelerinde de benzer sonuçları buldular.
Şu anki düşünceye göre evren "ÖKLİD GEOMETRİSİ" dediğimiz düz geometriye oldukça yakın ve bu da demek ki kritik yoğunluğa oldukça yakın. Ancak "NÜKLEOSENTEZ" hesaplamaları, günümüz hafif elementlerinin bolluklarıyla uyumu ancak sıradan "BARYONİK MADDE" lerin (proton ve nötrondan oluşan madde, görünür diye bahsettiklerimiz) kritik yoğunluğun %5’inden fazla olmaması durumunda sağlıyor.
Sıradan baryonik madde formundaki karanlık madde adayları karadelikleri, Jüpiter boyutundaki gezegenleri ve "KAHVERENGİ CÜCE" leri içerir. Parçacık fiziğine ait bazı yeni "BÜYÜK BİRLEŞİK TEORİLER" büyük miktarda zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar denilen "EKZOTİK TEMEL PARÇACIKLAR" ın varlığını tahmin ediyor. 1998’deki "NÖTRİNO" ların kütleye sahip olduğunun keşfi de aradığımız cevabın bir kısmını sağlıyor. Ancak karanlık maddenin doğasının çoğunluğu hâlâ bir bilinmez.
UZAY TELESKOPLARI
Astronomik cihazların uzaya koyulmasıyla Dünya’nın atmosferinin gözlemler üzerindeki etkisi saf dışı bırakılmış olur. 1957’de Rus uydusu "SPUTNİK" ile başlayan yapay uydu devri ile uzaydaki gözlem enstrümanlarımız önemli rollere sahip oldu. İlk zamanlarda bu aletler yukarıya balonlar ve roketlerle gönderilmişti anca uydular daha uzun gözlem süreleri ve daha iyi stabiliteye olanak verdi. İlk Amerikan uydusu "EXPLORER" 1, 1958 yılında yollanmış ve Dünya’yı saran enerji yüklü parçacıkların bulunduğu bir kuşağın "(VAN ALLEN KUŞAKLARI)" varlığına dair büyük bir keşfe dahil olmuştu. 1962’den başlayarak 8 farklı Güneş gözlemcisi uydu bir tam Güneş döngüsü süresinden fazla zaman için Güneş’i izledi ve yıldızımıza dair Dünya’dan görünene göre çok daha net görüntüler elde edildi.
İlk başarılı gezegen yakın uçuşunu yapan "MARİNER 2" , 1962 yılında "VENÜS" e yaptığı ziyarette birçok enstrümana sahip olsa da kamerası yoktu. Resim geri dönüşü yapabilen ilk gezegen yakın uçuş 1965’te yapılan Mariner 4 göreviydi, "MARS" tan 22 adet fotoğraf gönderilmişti. "JÜPİTER" Jüpiter, Güneş Sistemi'ndeki beşinci gezegen ve Güneş'e en yakın gaz devi gezegendir. Adını Roma mitolojisindeki tanrıların en büyüğü ve hükümdarı olan Jüpiter'den almıştır. Jüpiter, Güneş Sistemi'nde en büyük gezegen olup, ortalama çapı yaklaşık olarak 143.000 kilometre olan bir gaz devi olarak bilinir. ve "SATÜRN" Satürn, Güneş Sistemi'ndeki en büyük altıncı gezegendir ve gezegenlerarası mesafeye göre ikinci sıradadır. Adını Roma mitolojisindeki tarım ve hasat tanrısı olan Satürn'den almıştır. Satürn, Güneş Sistemi'nde Jüpiter'den sonra ikinci en büyük gezegendir. e yapılan ilk yakın uçuşlar 1973’teki "PİONEER 10" Pioneer 10, NASA'nın Pioneer programının bir parçası olarak geliştirilen ve Güneş Sistemi'ni dışarı doğru keşfetmek amacıyla tasarlanmış bir uzay aracıdır. Pioneer 10, insan yapımı uzay aracı olarak Güneş Sistemi'nin dışına doğru ilk seyahat eden araçlardan biridir. ve 1979’daki "PİONEER 11" Pioneer 11, NASA'nın Pioneer programı kapsamında geliştirilen ve Güneş Sistemi'nin dış gezegenlerini incelemek amacıyla tasarlanmış bir uzay aracıdır. Pioneer 11, uzayda bir başka gezegene (Satürn'e) ulaşan ikinci insan yapımı uzay aracıdır. idi ve bunlar gezegenlere, halkalarına ve uydularına dair gezegen bilimini temelden etkileyen ve halkın uzaya merakını canlandıran muhteşem görüntüler göndermişlerdi. Daha özelleştirilmiş uydularla spektrumdaki kızılötesi, gama ışını, "X IŞINI" X ışınları, elektromanyetik tayfın yüksek enerji bölgesinde bulunan, kızılötesi ışınları ve gama ışınları arasında yer alan elektromanyetik radyasyon türüdür. X ışınları, dalga boyu bakımından ultraviyole (UV) ışınlarından daha kısa, foton enerjisi bakımından ise daha yüksektir. dalga boylarına ait gözlemler de yapılmaya başlandı.
1989 yılında "KOZMİK ARKAPLAN IŞIMASI" Kozmik mikrodalga arka plan ışıması (CMB), evrenin en eski ışığıdır ve Büyük Patlama'nın (Big Bang) kalıntılarından biridir. Evren, çok yüksek sıcaklık ve yoğunlukta başladı ve zamanla soğudu ve genişledi. Yaklaşık 380.000 yıl sonra, evrenin yoğunluğu ve sıcaklığı, elektronlar ve protonlar gibi temel parçacıkların bir araya gelip atomları oluşturabilecek kadar düştü. Bu noktada, evrenin sıcaklığı kozmik mikrodalga arka plan ışımasını yaymak için yeterli düzeye düştü. Kaşifi "(COBE) UYDUSU" COBE (Cosmic Background Explorer), evrenin ilk ışığını incelemek ve Büyük Patlama'nın kalıntı izlerini araştırmak için tasarlanmış bir uzay aracıdır. NASA tarafından geliştirilen COBE, 18 Kasım 1989'da Delta II roketiyle uzaya fırlatılmıştır. hassas şekilde bu arkaplan ışımasını ölçmeye başladı. Nihayetinde 1994 yılında -270,424 derece celciusa karşılık gelen siyah cisim ışıma spektrumuna tam bir uyum sağladı. Ancak sağladığı en önemli sonuç, erken evrende büyük patlamadan 300.000 yıl sonra ayrılma dönemi denilen zamandaki yoğunluk dalgalanmalarına (değişimlerine) karşılık gelen uzayın farklı yönlerinde çok küçük sıcaklık dalgalanmalarını tespit etmesiydi. Bu kozmologlara bir rahatlama getirdi çünkü bu dalgalanmaların bulunamaması erken evrende yapıların oluşumuna dair teorilerde zorluklara yol açıyordu.
Açık ara farkla Dünya yörüngesine en hırsla konulmuş enstrüman 1990 yılında yollanan "HUBBLE UZAY TELESKOBU" Hubble Uzay Teleskobu, adını Amerikalı astronom Edwin Hubble'dan alan ve uzaydaki en ünlü teleskoplardan biridir. 24 Nisan 1990'da uzaya gönderilen ve Dünya yörüngesinde dolaşan Hubble Uzay Teleskobu, evrendeki uzak gökadaları, yıldızları, gezegenleri ve diğer astronomik nesneleri incelemek için kullanılan bir araçtır. idi. Yollanmasının hemen ardından teleskoptaki birincil aynadaki bir dizayn kusurunun resim kalitesini büyük ölçüde azalttığı fark edildi ancak servis hizmeti şeklinde astronotların teleskoba gidip gerekli düzeltmeleri yapmasıyla çözüldü. Teleskobun temel görevleri olası kozmolojik model sayısını sınırlandırmak amacıyla Hubble sabitinin ve evrenin kütle çekimi kuvvetlerine karşı olarak yaptığı genişleme hareketinin yavaşlamasını belirten "PARAMETRE" "Parametre", genel olarak bir sistem, süreç veya deneyde kullanılan ölçülebilir veya hesaplanabilir bir değişkeni ifade eder. Parametreler, bir sistemin veya sürecin özelliklerini tanımlamak, analiz etmek veya kontrol etmek için kullanılır. nin (deceleration parameter) değerini daha doğru şekilde bulmaktı.
KARANLIK ENERJİ
1980’lerde astronomlar "TİP 1A SÜPERNOVALAR" Tip Ia süpernovalar, astrofizikte önemli bir rol oynayan ve evrenin genişlemesi, kozmoloji ve karanlık enerji gibi konularla ilişkilendirilen patlayıcı olaylardır. Bu süpernovalar, belirli bir tür beyaz cüce yıldızın çökmesi sonucunda oluşur. ı "STANDART MUMLAR" "Standart mumlar" terimi, astronomi ve uzay bilimlerinde sıklıkla kullanılan bir ölçüm birimidir. Standart mumlar, bir ışığın parlaklığını tanımlamak için kullanılır ve belirli bir uzaklığa sabit bir parlaklıkta ışık yayma yeteneğine sahip olan bir kaynağı ifade eder. olarak kullanmaya başladılar. İşleyiş ise şu şekilde: İkili sistemde yer alan "BEYAZ CÜCE" Beyaz cüce, bir yıldızın evriminin son aşamasında oluşan yoğun ve sıcak bir nesnedir. Beyaz cüce, ana dizgi (main sequence) evresini tamamlamış olan orta büyüklükteki yıldızların son aşamasını ifade eder. yıldız komşu gök cisminden yavaşça maddeyi çekerek kendi kütlesini gittikçe arttırır. Genel olarak beyaz cücenin kütlesi "CHANDRASEKHAR LİMİTİ" Chandrasekhar Limiti, Hindistanlı-Amerikalı astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar tarafından 1930'larda bulunan ve bir beyaz cüce yıldızın maksimum kütle sınırını tanımlayan bir kavramdır. dediğimiz 1,4 Güneş kütlesini aşamaz yoksa bir "NÖTRON YILDIZI" Nötron yıldızı, bir yıldızın çekirdeğinin çökmesi sonucu oluşan oldukça yoğun ve küçük bir astronomik nesnedir. Genellikle bir süpernova patlaması sonrasında kalan çekirdek, özellikle yıldızın kütleçekimiyle ezilmiş ve elektronların protonlarla birleşerek nötronları oluşturduğu bir süreç olan nötron yıldızı oluşumuyla sonuçlanmıştır. na çöker. Karbon zengini beyaz cüceler bu yavaş yavaş çektikleri malzemeyle çekirdeklerinin sıcaklığını karbonun nükleer tutuşmasına kadar çıkartır ve bu sırada bu tutuşma bir patlamaya sebep olur (tip 1a süpernova). Yavaş madde toplanması ve belli kütle limiti sebebiyle bu süpernovalar parlaklık olarak oldukça ÜNİFORM (Yani tip 1a süpernovalar arasında salt (iç) parlaklık neredeyse aynıdır.) ve dahası çok uzaklardan görülebilecek şekilde parlaktır. Dolayısıyla salt (iç) parlaklıklarını bildiğimiz bu tip 1a süpernovaların görünür parlaklıklarına bakarak uzaklıkları bulunabilir ve bu özellikleri sayesinde kozmolojik uzaklık ölçümlerinde standart mumlar olarak kullanılabilir.
1990’larda 2 farklı grup uzak galaksilerdeki Tip 1a süpernovaları kullanarak bu galaksilerin bize uzaklıklarını bulmaya ve böylece evrenin genişleme hızının zamanla nasıl değiştiğini büyük hassasiyetle görmeye çalıştılar. Yer tabanlı teleskoplarla Hubble Uzay Teleskobu’nu kullanan ekipler beklenmedik bir sonuca ulaştılar. Genişlemenin yavaşladığını gösteren daha iyi bir değer bulmak yerine iki grup da evrenin aslında hızlanarak genişlediğini gördüler. Direkt yapılan gözlemlere göre uzaktaki süpernova beklenenden %20-25 oranında daha sönük gözüküyordu. İki ekip de gaz toz bulutlarının yapabileceği sönükleştirmeyi de eledikten sonra genel kanıya vardılar. Evren hızlanarak genişliyordu ve bu ivmelenme 5 veya 6 milyar yıl önce başlamıştı.
Bu çalışmalardan çıkan fikir birliği; evrenin geometrisinin aslında düz ve dolayısıyla kritik yoğunluğa oldukça yakın olduğu ve toplam enerji yoğunluğunun yalnızca %30’unu maddenin oluşturduğu, geri kalan %70’in "KARANLIK ENERJİ" Karanlık enerji, kozmoloji ve astrofizikte kullanılan bir terimdir ve evrenin genişlemesini hızlandıran bir kuvvet veya enerji formu olarak düşünülmektedir. Karanlık enerji kavramı, gözlemlenen evrenin davranışlarını açıklamak için ortaya atılmıştır, ancak doğası tam olarak anlaşılamamıştır. den geldiği şeklinde oldu. Karanlık enerjinin doğası şu an bilinmiyor, kuantum mekaniksel vakum enerjisiyle bağlantılı olabilir ancak bu olasılığa dair de çözülememiş ciddi zorluklar var. Evrendeki enerji yoğunluğunun %30’unu oluşturan maddenin de ancak %5’i tipik baryonik madde gibi gözüküyor. Yani evrenin ancak küçük bir bölümü gezegenler, yıldızlar ve galaksiler formunda olarak görülebilir halde.
Astronomi tarihi serüvenimiz içerisinde günümüze vardığımız bu noktada aslında biliyoruz ki
"ANTİK YUNAN"
Antik Yunan, tarih boyunca önemli bir medeniyet olan Yunanistan ve çevresindeki diğer bölgelerdeki kültürel, siyasi ve felsefi gelişmeleri ifade eder. Antik Yunan dönemi, genellikle MÖ 8. yüzyıldan MÖ 4. yüzyıla kadar olan zaman dilimini kapsar.
lardan ve
"BABİL"
Babil, tarih boyunca farklı kültürlerin ve medeniyetlerin önemli merkezlerinden biri olan antik bir şehirdir. En bilineni Mezopotamya'da (bugünkü Irak'ın güneyinde) bulunan Babil şehridir. Babil, Sümerlilerin ve ardından Akadlar, Babilliler, Asurlular ve Persler gibi çeşitli medeniyetlerin egemenliği altında önemli bir şehir olmuştur.
DEVAMI
lilerden günümüze tüm gelişmelerle insanlık olarak ancak buzdağının tepesini görmüş oluyoruz. Neredeyse 4000 yıllık astronomi geçmişimiz olsa da evren o zamandan bu zamana barındırdığı tuhaflık ve bilinmezliğinden hâlâ hiçbir şey kaybetmedi ve sanırım ki gelecekte de bizi şaşırtmayı sürdürecek.
KONU BAŞLIKLARI
- TARİH ÖNCESİ
- MEZOPOTAMYA
- MISIR
- ANTİK YUNANİSTAN
- HİNDİSTAN
- İSLAM DÜNYASI
- ORTAÇAĞ AVRUPASI
- ÇİN
- RÖNESANS
- KOPERNİK
- TYCHO BRAHE
- GALİLEO
- KEPLER
- ISAAC NEWTON
- PİERRE-SİMON LAPLACE
- GÖZLEM ÇAĞI
- ASTROFİZİĞİN YÜKSELİŞİ
- GÖRELİLİK TEORİSİ GELİŞİYOR
- GÖRELİLİĞİN TEST EDİLMESİ
- GALAKSİLER VE GENİŞLEYEN EVREN
- BÜYÜK PATLAMA VE GÜNÜMÜZ
- BÜYÜK PATLAMANIN YANKILARI
- KARANLIK MADDE
- UZAY TELESKOPLARI
- KARANLIK ENERJİ