Ay’ın Hareketleri Devinimi Optik Sallantısı ve Üzerine Çalışmalar

0

Ay’ın Hareketleri ve Evreleri ile ilgili olarak bilgilerin yer aldığı sayfamız. Zaman birimi olarak Ay, Ay’ın optik sallantısı gibi konularda da bilgiler yer almaktadır.

ayın evreleri hareketi

Ay’ın Hareketleri Devinimi Optik Sallantısı ve Üzerine Çalışmalar

Ay, Yer’in tek doğal uydusudur. Yer ve yer-benzeri gezegenler (Merkür, Venüs, Mars) gibi katı halde ve yaklaşık olarak küre biçimindedir. Yarıçapı 1.738 km dolayındadır.


Bu, Yer’in Ekvator’daki yarıçapının yalnızca 0,2725’idir. Kütlesi de Yer’in kütlesinin yalnızca 1/81,3’ü olan Ay’ın yüzeyinden bir parçacığın kurtulabilmesi için gereken hız (kurtulma hızı) Yer yüzeyindeki kurtulma hızının 0,213’üdür. Bu veriler, sıcaklık koşullarının geçmişte de günümüzdeki gibi olduğu varsayımıyla, Ay’ın atmosferini oluşturan molekül ve atomların Ay’ın yüzeyinden, bu uydunun yaşam süresine oranla çok kısa bir süre içinde kurtulup gitmiş olmasını açıklamaya yeterlidir. Ay’ın ortalama yoğunluğu 3,34 gr/cm3 dolayındadır. Bu değer Yer’in çekirdek kabuğunun yoğunluğuna yakındır. Ama Ay yüzünden getirilen kayaçların incelenmesinden, Ay’ın iç yapısının Yer’inkiyle aynı olmadığı, çekirdeğinin çok küçük olduğu, hatta belki de hiç çekirdeğinin bulunmadığı anlaşılmıştır.

Ay, Güneş ışığını yansıtarak ışık verir; aklık derecesi (yansıtılan ışığın alman ışığa oranı) yalnızca 0,073’tür. Parlaklığı, evrelerine bağlı olarak değişir. Bunun nedeni yüzeyinin engebeli oluşu ve bunun sonucu olarak yüzeyindeki gölge miktarının değişiklik göstermesidir. Güneş, Yer ve Ay’ın aynı hizada bulundukları dolunay evresinde Ay’ın parlaklığı, Yer çevresindeki dolanma süresinin dörtte birini tamamladığı ilkdördün evresine göre 10 kat fazladır.

Ay'ın Hareketleri ve Evreleri

Ay’ın Hareketleri

AY’IN GÖRÜNÜRDEKİ HAREKETLERİ.

Ay, Yer çevresinde çembere çok yakın bir yörüngede dolanır. Bu yörünge, aslında, odaklarından birinde Yer’in bulunduğu ve dışmerkezliği (odaklar arası uzaklığın büyük eksene oranı) 0,0549 olan bir elipstir. Güneş’ten bakıldığında ise, Ay, dolambaçlı bir eğri üzerinde devinir. Bu dolambaçlı eğri, Ay’ın Yer çevresindeki dolanımmın, Yer-Ay sistemi ağırlık merkezinin Güneş çevresindeki eliptik yörüngesine eklenmesiyle oluşan eğridir.

Zaman birimi olarak Ay.

Ay’ın deviniminin incelenmesinde yıldızlar, Güneş, Yer’in yörüngesi ya da Yer’in Ekvatoru referans alınabilir. Ay’ın yer çevresinde yıldızlar referans alınarak bir tam dolanım yapması için geçen süre (Ay’ın bir yıldızla art arda iki kavuşumu arasındaki süre) yıldız ayı olarak adlandırılır. Bir yıldız ayı 27,322 gündür. Ay’ın kendi ekseni çevresindeki dönme süresi de bu değere tam olarak eşittir. Bunun sonucu olarak Ay, Yer’e her zaman aynı yüzünü gösterir (bu olguyu ilk gözleyen Galilei olmuştur). Ay’ın dönme ve dolanma sürelerinin birbirine eşit olması, Yer’in Ay üstünde oluşturduğu gelgit kuvvetlerinin etkisiyle açıklanmaktadır.


Ay, Yer çevresinde bir tam dolanımını tamamladığında Yer-Ay sistemi de Güneş çevresindeki yörüngesinde dolanım süresinin yaklaşık yüzde 7,5’i kadar ilerlemiş olacağından, art arda iki yeniay ya da iki dolunay arasında geçecek zaman da yıldız ayından bu oranda uzun olacaktır. İki yeni ay ya da iki dolunay arasında geçen ve Yer-Güneş doğrultusu referans alınarak bulunan 29,531 günlük bu süreye kavuşum ayı denir.

Eğer Ay’ın yörünge düzlemi tutulum dairesi düzlemine (Yer’in Güneş çevresindeki yörünge düzlemi) çakışık olsaydı, her dolunayda bir Ay tutulması, her yeniayda bir Güneş tutulması olması gerekirdi. Ay’ın yörünge düzlemi, tutulum dairesine göre 5’°, 15 kadar bir eğilim yaptığından tutulmalar böylesine sık gerçekleşmez. Ay’ın, tutulum dairesi düzlemini güneyden kuzeye çıkarken deldiği noktaya çıkış düğümü, kuzeyden güneye inerken deldiği noktaya da iniş düğümü adı verilir. İki çıkış düğümü (ya da iki iniş düğümü) arasında geçen süre 27,212 gündür ve bu süre ejder ayı olarak bilinir. Bu terimdeki “ejder” sözcüğü, eskiden tutulmalar sırasında Ay’ı ve Güneş’i yuttuğuna inanılan ejderden kaynaklanmaktadır. Ejder ayı, düğümlerin sürekli geriye (yörüngedeki devinime ters yöne) kayarak her 18,6 yılda bir tam dolanım yapmalarından dolayı, yıldız ayından daha kısadır. Düğümlerin bu gerilemesi temel olarak Yer’in Ekvator’daki şişkinliğinin neden olduğu çekim kuvvetinden ileri gelmektedir. Ay ve Güneş tutulmalarının 18,6 yılda bir yinelenen dönemsel bir niteliği vardır, bu dönem saros olarak adlandırılır.

dünya ay mesafe

Dünya Ay Arasındaki Uzaklık

Yer’le Ay arasındaki ortalama uzaklık 384.400 km’dir, Ay yörüngesinin elips biçimli olmasından Stürü bu uzaklık yüzde 11 kadar bir oynama gösterir ve 363.000 km ile 406.000 km arasında değişir. Bir uydunun Yer’e en yakın olduğu noktaya yerberi noktası, en uzak olduğu noktaya da yeröte noktası adı verilir. Ay’ın yerberi noktasından art arda iki geçişi arasındaki süre 27,555 gündür, bu süre ayrıksı ay olarak adlandırılır.


Gökkürenin Kuzey Kutbu’ndan bakıldığında, Yer’in ve Ay’ın kendi eksenleri çevresinde dönüşleri de, Ay’ın Yer çevresindeki ve Yer-Ay sisteminin Güneş çevresindeki dolanımları da saat yönünün tersinedir. Yer’in batıdan doğuya doğru dönüşü, Ay’ın Yer çevresindeki dolanımına oranla daha hızlı olduğundan, gökkürenin Kuzey Kutbu’na göre devinimi batıdan doğuya doğru olmasına karşın, bizler Ay’ın, tıpkı Güneş ve yıldızlar gibi, doğudan doğduğunu ve batıdan battığını gözlemleriz. Yer çevresindeki dolanımından ötürü Ay, her gün ortalama 50 dakikalık bir gecikmeyle doğar.

AY’IN OPTİK SALLANTISI.

Ay’ın kendi ekseni çevresindeki dönüş hızı hemen hemen sabittir, yörüngesindeki dolanım hızı ise Yer’e uzaklığına bağlı olarak yüzde ll’lik bir oynama gösterir. Ortalama yörüngesel hızı saniyede 1,02 km olan Ay, yemen noktasına yaklaştıkça hızlanır, yeröte noktasına yaklaştıkça yavaşlar. Dönüş hızının sabit olmasına karşın dolanım hızının böyle değişken olması, Yer’den bakıldığında Ay’ in görünümünün salınımlı olmasına yol açar; böylece gözlenen Ay yuvarlağının kenarları görüş alanına bir girer, bir çıkar. Ay’ın optik sallantısı (librasyon) adı verilen ve genliği boylamca 8°, enlemce de 6°,8 kadar olabilen bu görünürdeki salınımın sonucu olarak, yeterince uzun süre gözlendiğinde Ay’ın toplam yüzeyinin yaklaşık yüzde 57’sini Yer’den görebilme olanağı vardır. Optik sallantıya ilişkin kurallar, görgül olarak Giovanni Domenico Cassini tarafından 1693’te bulunmuştur.

Ay’ın dönme deviniminde, biçiminin tam küresel olmamasından kaynaklanan çok küçük (100 açı saniyesi dolayında) bir gerçek salınım oluşur, buna fiziksel sallantı denir. Bir de Ay’a zaman zaman çarpan gökcisimlerinin dönme devinimini etkilemesiyle, bu devinimde 2 açı saniyesi dolayında ek bir salınım ortaya çıkar. Bu salınım da serbest sallantı olarak adlandırılır.

AY’IN GERÇEK DEVİNİMİ.

Ay’ın Yer çevresindeki gerçek deviniminin matematiksel incelenmesi Ay kuramı adıyla anılır. Ay’ın Yer’e yakınlığı ve açısal hızının büyüklüğü nedeniyle, Ay kuramı dinamik yasaların formüle edilmesinde ve sınanmasında önemli bir rol oynamıştır.

Ay’a ilişkin olgulara dinsel açıdan büyük önem veren eski uygarlıklarda Ay’ın devinimleri dikkatle izlenmiş ve kaydedilmişti. Babillilerin, tutulmaları önceden bilebilmek için sayısal yöntemler geliştirdiği bilinmektedir. Eski Yunanlı gökbilimci Hipparkhos İÖ 2. yüzyılda dairesel bir yörünge üzerinde dolandığını öngördüğü Ay’ın Yer’e uzaklığının değişkenliğini, yerberi ve düğüm noktalarının devinimlerini, Ay’ın yörünge düzleminin tutulum düzlemine göre eğimli olduğunu buldu. Hipparkhos bu bulgularında Kaideliler dönemine uzanan tutulma gözlemleri kayıtlarından yararlanmıştı. Hip-parkhos’un, Ptolemaios’un (2. yy) ve Tycho Brahe’nin (16. yy) Ay’ın devinimine ilişkin bulgularının fiziksel açıklamaları ise evrem sel kütleçekimi yasalarının Newton tarafından bulunmasını bekleyecekti.

Isaac Newton kütleçekim kuramını, büyük ölçüde, Ay’ın devinimiyle Yer yüzeyinde serbest düşmeye bırakılan cisimlerin devinimlerini karşılaştırarak oluşturdu. Newton Ay’ın devinimine ilişkin önemli bulgular gerçekleştirdi. Bunlar Principia adlı yapıtında geometrik biçimde ortaya konmaktaysa da, Newton’ın bunlara varmakta sonsuz küçükler hesabını kullanmış olduğu sanılmaktadır.


Ay’ın gerçek deviniminin matematiksel olarak incelenmesi

Ay’ın gerçek deviniminin matematiksel olarak incelenmesinde iki temel yaklaşım vardır. Birinci yaklaşımda analitik yöntemler, ikinci yaklaşımda ise sayısal çözümleme yöntemleri kullanılır. Analitik yöntemde ilkin Güneş, Yer ve Ay’ın noktasal cisimler olduğu ve Yer-Ay sisteminin Güneş çevresinde sabit bir elips üzerinde dolandığı varsayılır. Bu problem çözüldükten sonra Ay’ın ve Yer’in düzgün olmayan fiziksel biçimleri, gezegenlerin Ay ve Yer’e uyguladıkları çekim kuvvetleri, görelilik, Yer’in dönüş hızındaki değişimler, gelgit olayının neden olduğu sürtünmeler gibi etkilerin bu çözümde gerektirdiği düzeltmeler yapılır. Newton’ın öncü çalışmalarından sonra 18. yüzyıl ortalarına değin bu alanda önemli gelişmeler olmamış, 19. yüzyılda ise çok gelişkin analitik Ay kuramları ortaya konmuştur.

Uzay araştırmaları, Ay’ın konumunun, analitik yöntemlerin izin verdiğinden çok daha kesinlikle saptanmasını gerekli kıldı. Böylece de Ay’ın yörüngesel devinimini belirleyen denklemlerin sayısal integrasyonuna dayanan yeni bir yöntem geliştirildi. İlkin 1969’da kullanılmaya başlayan ve günümüzde yaygınlaşmış bulunan bu yöntemde Ay’ın devinimini etkileyen bütün etkenler birlikte hesaba katılabilir ve sonuç istenen düzeyde bir kesinlikle elde edilebilir. Laser ışınları ya da radyo dalgalarıyla yapılan gözlemlerde birkaç cm’lik devinimler bile sezilebildiğinden, hesapların da bu ölçüde kesin sonuçlar vermesi gerekmektedir. Ay’ın devinimine ilişkin gözlem sonuçlarıyla hesaplanan değerler arasındaki küçük farkların incelenmesi ve çözülmesi birçok yeni buluşa yol açmıştır.





Bir Yorum Yazmak İster misiniz?