Ay’ın Görünen Hareketi

Arz’ın tek doğal uydusu olan Ay, gösterdiği evreleri ve yıldızlara göre doğuya doğru kayma şeklindeki yörünge hareketi sebebiyle, çok eski zamanlardan beri ilgi çeken bir gökcismi olmuştur.

Ay’ın kendisi bir ışık kaynağı değildir. Güneş’ten aldığı ışınları yansıttığı için görülür. Ay’ın yansıttığı bu ışınların Arz’dan görülebilmesi için, Ay’ın Arz ve Güneş’e göre konumu önemlidir. Gerçekte Arz ile Ay’ın Güneş etrafındaki hareketleri ortak olduğundan, birbirlerine göre hareketlerinde fazla bir etki görülmez. Ancak bu sistemin dışından bakan yani Arz’dan gözlem yapan bir gözlemci için, gökyüzünde Güneş ve Ay’ın birbirine göre konumlarındaki değişiklik önemlidir. Bu konum değişiklikleri, Ay’ın en belirgin görünür hareketlerinin sebepleridir. Bu hareketler,

64 Gökmen, a.g.e., s. 66-68.

32 Ay’ın her gece aynı şekilde görülmemesi ve doğuya doğru kaymasıdır. Bu görünen hareketler iki gerçek harekete dayanır: Ay’ın Arz’ın etrafında dolanırken, aynı zamanda Arz ile birlikte Güneş’in etrafında dolanmasıdır. Bu nedenle Ay’ın görünür hareketini açıklarken, bu iki hareketin etkilerini bir arada göz önünde bulundurmak gerekir.

Ay’ın Arz etrafındaki bir dolanımı için harcadığı süre içerisinde, bir defa da kendi etrafında döner. Dönme ve dolanma periyotları aynı olduğu için Ay, Arz’a aynı yüzünü döndürür.⁶⁶ Diğer taraftan Ay, diğer gök cisimlerinde olduğu gibi doğar ve batar. Ancak her 24 saatte, doğuya doğru ve yıldızlara göre 13°11′ lık bir kayma yapar. 1° yaklaşık 4 dakikaya karşılık geldiği için, bu doğuya doğru kayma hareketi Ay’ın Güneş’e göre her gün yaklaşık 52 dakika geç doğmasına neden olur. Aslında bu ortalama bir değerdir. Gerçekte bu gecikme gözlemcinin bulunduğu yerin enlemine ve zamana göre değişir. Enlem yükseldikçe bu fark artar. Ay’ın yüceliminin en büyük olduğu bir zamanda, 61°20′ enleminin üstünde bulunan yerlerde, Ay bir gün veya daha uzun bir zaman hiç batmaz veya hiç görünmez. Ayrıca bu değer sonbaharda 20 dakikaya kadar inebildiği gibi, ilkbaharda 52 dakikadan fazla olur.67

Ay’ın yukarıda da bahsi geçen yıldızlara göre doğuya doğru kayma hareketi, gökküre üzerinde, yıldızlar arasında bir büyük daire şeklinde gözlenir. Bu daire, Ay’ın görünen dairesidir. Başka bir ifadeyle Ay’ın gerçek yörüngesinin gökküresi üzerindeki izdüşümüdür. Ancak Ay’ın yörünge düzlemi ile ekliptik düzlem, aynı düzleme denk gelmez. Ay’ın yörüngesi, ekliptik dairesine göre, kuzey yana doğru 5°8′11′′ eğiktir.68 Bu iki yörüngenin kesiştiği iki nokta düğüm noktaları adını alır. Ayın aylık görünür hareketi sırasında ekliptiğin güneyinden kuzeyine geçerken (yani ekliptiğin alt kısmından üst kısmına geçerken) rastlanan kesim noktasına Ay yörüngesinin çıkış

düğümü, diğerine de iniş düğümü denir. Güneşin doğurduğu tedirginlikten dolayı, Ay

yörüngesinin düğümler çizgisi batıya doğru (eksi yönde) her gün yaklaşık 3,177 dakikalık bir kayma hareketi yapar. Dolayısıyla bu kayma hareketinin dönemi 6798,033 gün ya da 18612 yıldır. Ay’ın görülme süresi, çıkış düğümünün konumu ile

66 Russell, Dugan, Stewart, a.g.e., s 166

67 Karaali, a.g.e., s. 39; Gökmen, a.g.e., s. 17.

33 yakından ilgili olup, hem mevsimden mevsime, hem de yıldan yıla değişmektedir. Düğümlerin presesyonu sebebiyle Ay’ın, aynı düğüm noktasından arka arkaya iki defa geçmesi için gerekli zaman süresi 27.2122 gündür. Bu periyot, düğümler ayı olarak

anılır.69

Ay’ın ve Güneş’in, yıldızlara göre günde ortalama 13° ve 1° lik görünen hareketi sebebiyle Ay da Güneş’e göre günde 12° lik görünen bir harekette bulunur. Arz-Ay ve Arz-Güneş doğrultuları arasındaki açı sürekli değişir. Bu açıya Ay’ın elongasyonu denir. Elongasyondaki bu değişim, ışığı yansıtan yüzeyin şekil ve büyüklüğünde değişmesine ve buna bağlı olarak Ay’ın her gece aynı şekilde görülmemesine neden olur. Ay’ın bu değişik hallerde görünmesine Ay’ın evreleri (safhaları) denir.70

Buna göre Güneş ile Ay, Arz’a göre aynı hizada ve aynı yönde olduğu zaman, Ay’dan yansıyan ışınların hiçbiri Arz’a ulaşmaz. Yani Ay’ın Arz’a bakan tarafı karanlıkta kalır. Bu durumda elongasyon açısı 0° olup, konjonksiyon (kavuşum) safhasıdır. Ay’ın görülmediği bu evreye yeniay evresi adı verilir. Bu evreden sonra Ay, her gün uzak yıldızlara göre yaklaşık 52 dakika kadar geç doğması yani doğuya kayması sebebiyle, Güneş’in gerisinde kalır. Buna bağlı olarak yavaş yavaş elongasyon açısı değişir ve yavaş yavaş Ay’ın aydınlık yüzünün bir kısmı görülmeye başlar. Ay’ın elongasyonu 90° den küçük olduğu zaman, görülen Ay hilal

evresindedir. Güneş battıktan biraz sonra ufkun batısında bulunur. Güneş, Ay ve Arz dik açı yaptıklarında, Ay’ın aydınlık kısmının yarısını görebiliriz. Bu ilk dördün

evresidir. Bu durumda Ay, Güneş’ten 6 saat geri kalmıştır. Güneş batarken, Ay, gözlem yerinin meridyeni üzerinde bulunur ve gece yarısına kadar gözlenebilir. İlk dördün evresinden sonra Ay’ın aydınlık yüzü Arz’a daha da dönmeye başlar. Elongasyon açısı 90° ile 180° arasında olduğunda, şişkin Ay evresi görülür. Artık Arz, Güneş ile Ay arasına girdiğinde bu açı 180° olmuş demektir. Bu durum, opozisyon (karşı konum) halidir. Bu halde iken, Ay’ın aydınlık yarım küresi tamamen Arz’dan

görülebilir. Bu evreye dolunay evresi denir. Bu evrede, Güneş batarken, Ay doğar. Sabaha kadar 12 saat ufkun üstünde kalır. Dolunaydan sonra elongasyon açısı

69 Karaali, a.g.e., s.46.

34 küçülmeye başlar. Ay, Güneş ve Arz arasında 270° lik elongasyon açısı olduğunda, artık son dördün evresine gelmiş oluruz. Bu evrede Ay artık Güneş’ten 18 saat geride kalmıştır ve gece yarısından sonra doğar. İlk dördün ve son dördün evrelerinde Ay’ın yarısı görünmektedir. İlk dördün evresinde aydınlık kısım batıya yönelikken son dördün evresinde doğuya yöneliktir. Son dördünden sonra görülen bir hilal evresi daha vardır. Ancak bu hilal, sabahları gözüktüğünden sabah hilali adını alır.71 Bundan sonra Ay tekrar yeniay evresine ulaşacaktır.

Halk arasında ay olarak adlandırılan ve Ay’ın aynı safhada arka arkaya iki defa bulunması için geçen zaman süresine Ay’ın sinodal periyodu (kavuşum ayı) denir. Ortalama 29.53059 gündür. Arz ve Ay’ın Güneş etrafındaki ortak harekete bağlı olarak ortaya çıkan başka bir periyod tanımı daha vardır. Bu durum Arz’ın yörünge hareketinden ortaya çıkar. Arz’ın merkezinden bakan bir gözlemci için, Ay’ın gökyüzünde belli bir noktadan (örneğin yıldızdan) arka arkaya iki defa geçmesi için gerekli süreye Ay’ın sideral periyodu (yıldız ayı) denir. Bu periyot ortalama 27.32166

gün olup, sinodal periyottan yaklaşık 2 gün daha kısadır.72 Arz ve Ay’ın Güneş etrafındaki ortak hareketlerine bağlı olarak ortaya çıkan bu durum, farklı periyot tanımlarının ortaya çıkmasına neden olmuştur.

71 Karaali, a.g.e., s. 39-41; Gökmen, a.g.e., s. 97-98.

35

Şekil 10 Ağustos ayı boyunca (2015) gözlenen Ay evreleri.

Kaynak: http://rasathane.ankara.edu.tr/?page_id=1802, 20.01.2016. Şekil 11 - Ay’ın elongasyon açıları

Kaynak: S. Karaali, Genel Astronomi I, İstanbul, İstanbul Üniversitesi Fen Fakültesi Yayınları, No. 3377, 1999, s.40.

36

1.5.4. Gezegenlerin Görünen Hareketi

Yıldızlarla dolu gökyüzü uzunca bir süre izlendiğinde, bazı yıldızların yıldız grupları içinde hep aynı yerde kalmadıkları fark edilir. Bu yıldızlar gökyüzünde bazen hızlı, bazen yavaş hatta bazen geriye doğru olmak üzere hareket ederler. İşte bu aylak

yıldızlar aslında yıldız değil, Güneş etrafında dolanan gezegenlerdir.

Gezegenlerin hareketi Güneş ve Ay gibi ekliptik civarındadır. Ancak gezegenler, onlar gibi sürekli aynı yönde hareket etmezler. Bu hareket bazen doğuya doğru bazen de batıya doğrudur. Doğuya doğru olan harekete direkt hareket, batıya doğru hareketine de retrograt hareket denir. Bu ileri-geri hareketler, gezegenlerin Güneş etrafındaki devirlerini tamamlarken, hızlarının ve devir sürelerinin eşit olmaması ve Arz’dan bakılınca bazen yörüngenin Güneş’e göre Arz tarafında bulunması ve bazen de diğer tarafta bulunmasının bir sonucudur.73

Çıplak gözle gözlenebilen beş gezegen Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter, Satürn olup, Neptün ve Uranüs ancak teleskop ile gözlenebilir. Daha önceden gezegen kabul edilen Plüton ise artık küçük gezegen olarak kabul edilmektedir. Güneş ile Arz arasında yer alan Merkür ve Venüs’e iç gezegen veya alt gezegen adı verilir. Diğerleri Arz’dan sonra geldiğinden dış gezegen veya üst gezegen adını alırlar.74 Bu gezegenlerin alt ve üst olma durumlarına göre görünür hareketlerinde farklılık gözlenir. Bunun nedeni, gezegenlerin Güneş ve Arz ile yaptığı elongasyon açısıdır.

Merkür gezegeninin elongasyonu çok küçüktür. O nedenle gözlenmesi zordur. En iyi ilkbahar ve sonbahar zamanlarında gözlenebilir. Mart- Nisan aylarında Merkür maksimum doğu elongasyonunda bulunduğu zaman, Güneş battıktan sonra gözlem yerinin batı ufkunda kolayca gözlenebilir. Eylül-Ekim aylarında maksimum batı elongasyonunda iken de Güneş doğmadan önce doğu ufkunda kolayca gözlenebilir.75

Diğer alt gezegen Venüs’ü gözlemek kolaydır. Güneş’e göre doğu tarafta iken Güneş battıktan sonra gözlem yerinin batısında parlak bir cisim olarak görünür. Venüs, bu konumu ile halk arasında Akşam yıldızı veya Çoban yıldızı olarak bilinir. Güneş’e

73 Karaali, a.g.e., s.84; Gökmen, a.g.e., s.39.

74 Karaali, a.e., s. 84

37 göre batı tarafta iken de Güneş doğmadan önce ufkun doğusunda görünür; bu konumu ile Venüs, Sabah yıldızı olarak bilinir.76 Üst gezegenlerde görünen hareketler de benzer şekiller gösterir. Bunların elongasyonları 0° ile 360° arasında değişir.

Şekil 12- Gezegenlerin elongasyon açıları: opozisyon (karşı konum) ve konjonksiyon (kavuşma konumu).

Kaynak: S. Karaali, Genel Astronomi I, İstanbul, İstanbul Üniversitesi Fen Fakültesi Yayınları, No. 3377, 1999,s.87.