1

ÖNSÖZ Bitirme tezi çalışmasında, Teleskopların tarihi gelişimini, yapısını ve çeşitlerini araştırdım. Tezin genelinde teleskopların geçmişten günümüze kadar ki değişimini inceledim. Konuyu seçtiğim zaman teleskoplarla ilgili fazla bilgi edinemeyeceğimi düşünüyordum. Ama araştırma yaparken bu fikrim tamamen değişti. Çünkü bu konuda ki bilgilerimin çok yetersiz olduğunu fark ettim. Çalışmamda sadece teleskopları değil aynı zamanda Türkiye’de ki gözlemevlerini ve faaliyetlerini de inceledim. Bu incelemeyi gözlem tarihimiz açısından değerlendirdiğimde, oldukça farklı düşüncelere sahip oldum. Tezi yazarken sabrıyla hep yanımda olan; Astronomi ve Uzay Bilimleri mezunu ağabeyim Orhan Oğuz’a, Her zaman en iyisini yapabileceğimi hissettiren, bilgi ve desteği ile hep yardımcı olan hocam Doç. Dr Rıza demirbilek’e, Sonsuz sevgileri için aileme teşekkürlerimi sunarım.

2

İÇİNDEKİLER

1. TELESKOPUN TARİHLSEL GELİŞİMİ

2. YAPILAN İLK TELESKOPLAR

2.1 Hans Lippershey’in Yaptığı İlk Teleskop 2.2 Galileo Teleskop 2.3 Kepler Teleskop 2.4 Newton Teleskop 2.5 Huygens teleskopu 2.6 Gregorian Teleskopu 2.7 Johannes Hevelius teleskop 2.8 William Herschel teleskop 3.TELESKOPUN YAPISI VE ÇEŞİTLERİ 3.1 Teleskop Yapısı Ve Ana malzemeler 3.2 Teleskop İle İlgili Bazı Kavramların Açıklanması 3.3 Teleskop Yapısında Kullanılan Diğer Malzemeler 3.4 Güneş Gözlemi İçin Kullanılan Yardımcı Malzemeler 3.5 Teleskop Çeşitleri 3.5.1 Mercekli Teleskoplar 3.5.2 Aynalı Teleskoplar 3.5.3 Aynalı-Mercekli Teleskoplar 3.5.4 İnterferometrik Teleskoplar 3.6 Özel Amaçlı Optik Teleskoplar 3.6.1 Ritchey-Chretien Teleskopu 3.6.2 Coudé Teleskopu 3.6.3 Schmidt Teleskopu 3.6.4 Dobsonian Teleskopu 3.6.5 Maksutov Teleskopu 3.6.6 Keck Teleskopu 3.6.7 Willstrop Teleskopu 3.7 Modern Uzay Teleskopları 3.7.1 Hubble Uzay Teleskopu 3.7.2 OSO Serisi Uydular

3.7.3 OAO Serisi Uydular ve Taşıdıkları Teleskoplar 3.7.4 TD–1 3.7.5 IUE (Uluslararası Morötesi Keşif Uydusu) ve Taşıdığı Teleskop

3

4.TÜRKİYE’DE AMATÖR TELESKOP YAPIMI

4.1 İlk Amatör Teleskop Yapımcısı :” Hasip Sönmezalp” 4.2 ATM TÜRK (Amatör Teleskop Yapımı) Topluluğu 4.3 Mor Panjur Teleskop Atölyesi 5. TÜRKİYE’DEKİ GÖZLEMEVLERİ VE FAALİYETLERİ 5.1 Boğaziçi Üniversitesi Kandilli Rasathanesi Ve Gözlemevi 5.2 İstanbul Üniversitesi Gözlemevi 5.3 Ankara Üniversitesi Gözlemevi 5.4 Tübitak Ulusal Gözlemevi 5.5 Ege Üniversitesi Gözlemevi 5.6 Çukurova Üniversitesi Gözlemevi 5.7 Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi Gözlemevi 5.8 On dokuz Mayıs Üniversitesi Gözlemevi 5.9 Erciyes Üniversitesi Radyo Gözlemevi 6. GELECEKTEKİ TELESKOP PROJELERİ 6.1 SKA (Square Kilometer Antenna) Teleskopu 6.2 OWL Teleskopu 6.3 James Webb Teleskopu 6.4 Darwin Teleskopu 6.5 ALMA Teleskopu 6.6 Büyük Macellan Teleskopu(GMT)

4

1.TELESKOPUN TARİHSEL GELİŞİMİ Gökyüzünün sonsuzluğu, insanoğlunun her zaman merakını çekmiştir. Eski zamanlarda bu merak sadece çıplak gözle gözlemlenmiş ve bu sonsuzluğun görünenden başka şeylerde sakladığı düşüncesiyle, gözlemlemek için çeşitli aletler icat edilmiştir. Bu girişimler astronomi bilimini ortaya çıkarmıştır. İlk zamanlara ilişkin yapılan arkeolojik ve antropolojik çalışmalar ilk çağlardaki astronomik çalışmalara ışık tutmuştur. O çağlarda gök olaylarından nasıl faydalanılacağı henüz bugün ki kadar bilinmiyordu. İlk insanlar gökyüzündeki bazı çevrimsel olayları izliyor ve bu olayların kayıtlarını yapıyorlardı. Örneğin, mağaralara kemiklerin üzerine Ay'ın evrelerini çiziyorlardı. İÖ 10 bin -3000 yılları arasında gökyüzündeki çevrimsel olayların anlaşılmaya başlanmasıyla tarımda ilerlemeler oluyor, çevrimsel olaylar kayıtlara daha iyi geçiriliyor ve daha gelişmiş takvimler hazırlanıyordu. Gün uzunluklarının değiştiği, Güneş'in gökyüzünde aynı yolu izlemediği fark ediliyor ve Güneş'in hareketleriyle mevsimler arasında bir ilişki olduğu anlaşılıyordu. İlk çağlardaki gökbilim çalışmalarını kullanan Yunanlıların buluşları kayıtlara geçen ilk buluşlardır. İlk ve ortaçağda ki astronomi bilimi ise; dini aktivitenin önemli bir parçasıydı. O dönemde ki insanlar için gökyüzünde ki cisimlerin hayatlarında büyük önemi vardı. Başlarına gelen iyi veya kötü olayların sorumlusu olabilirdi. Bu yüzden o dönemin gözlem evleri çoğunlukla tapınaklar olmuştur. İlk gözlemevleri çok eski dönemlerde kurulmuş olmasına rağmen, gözlem yapmak için teleskopun icadı uzun yıllar sonra olmuştur.

Şekil 1: Eski zamanlarda gökyüzü gözleminin temsili resmi [uzaymer.cukurova.edu.tr]

Teleskopların icadından önce gökyüzü gözlemleri için birçok alet geliştirilmiştir. Çeyrek daire teleskop öncesi ve sonrası kullanılan bir alettir. Bir çeyrek daire kullanmak için, bir taraf ufukla aynı hizaya gelir ve diğeri doğrudan kafasının üzerindeki gökyüzü

5

noktası olan başucunu (zenit) işaret edermiş. Sonra, ufuk üzerindeki yüksekliğini ölçmek üzere, belli bir yıldıza hareketli bir kol veya çubuk yönlendirilirmiş. Çeyrek daireler, ayrıca Güneş’e yöneltilebilir ve gün içindeki zamanı tespit edebilirmiş. Çeyrek daireden başka Usturlapta gökyüzü gözlemleri için kullanılan başka bir alettir. Usturlap, tepesindeki halkadan tutulması ve yerçekiminin onu güneşi veya yıldızları tespit etmek üzere konumlandırması dışında ayrıca çeyrek daire gibi kullanılırmış. Hareketli bir çubuğu olan basit bir çarpı şeklinden ibaret olan çarpı aygıtı, astronom Levi Ben Gerson 1321 yılında tarafından bulunmuştur. Bu çarpı aygıtıyla denizciler, iki cismin çubuğun uçlarında hizalanacağı şekilde çubuğu kaydırmak yoluyla Ay ve bir yıldızın arasındaki açıyı belirleyebilirlermiş. Sonra açı, ortadaki işlenmiş bir ölçekten okunurmuş. Ayrıca çarpı aygıtlarının geliştirilmiş şekli olan Seksantlar Tycho Brahe tarafından 1580 yılında yapılmıştır. Sekstant diğer adıyla altılık, 60 derecelik bölmeli bir ölçme yayı taşır ve gözlemci hareket etse bile gökyüzü cisimlerinin yüksekliğini ölçmeye yarar. Çalışma prensibi şöyledir: Belirli iki doğrultu arasındaki açıyı ölçmek için, aynalar yardımıyla bu iki doğrultu çakıştırılır ve bölmeli bir ölçme yayı üzerinde aynalardan birinin yer değiştirme miktarı ölçülür. İki aynanın çakışması sağlandığında, gözlemcinin istem dışı hareketleri ne olursa olsun bu çakışma bozulmaz.

Suyun, dipteki nesneleri olduğu yerden daha yakın göstermesi insanlığın çok eski dönemlerinden beri bildiği bir şeydir. Fenikeliler M.Ö. 3500 yılında camı icat etmelerine rağmen, camın şekillenip mercek haline gelmesi 5000 yıl sürmüştür. Bu mercekler cam ısıtılıp ovalleştirilerek yapılmıştır. Eski çağlarda ünlü bilim adamları ve yazarlar kırılma, yansıma ve büyütme ile ilgili pek çok eser yazmışlarsa da 17. Yüzyıla kadar bu üçünü doğru bir şekilde bir araya getiren olmamıştır.

Teleskop İcadı

Teleskopun icat edilmesindeki ilk basamak gözlüğün icat edilmesi olmuştur. İlk Gözlük 13. Yüzyılda 1280 yılında İtalya’da yapılmıştır. İlk teleskopu icat eden de bir gözlük camı yapımcısı olan Hans Lippershey’dir. Lippershey’ in teleskopu iki tane merceğin üst üste unutulması ile keşfedilmiştir. Lippershey buna; “ Görüş Dürbünü” adını vermiştir. Yaptığı bu alet o dönem askeri amaçla kullanılmıştır. 1609 yılında Lippershey’in böyle bir alet yaptığını duyan Galileo yapılan bu teleskopu inceleyip, hemen büyütme gücü üç olan bir teleskop yapmıştır. Sonradan bunu geliştirerek büyütme gücünü 32’ye çıkarmıştır. Yaptığı teleskoplar, mercek yüzeylerinin eğrilik derecesini denetlemek amacıyla geliştirdiği yöntem sayesinde, astronomi gözlemlerinde kullanılabilecek ilk teleskoplar üretilmeye başlanmıştır. Astronomi gözlemlerinde teleskoptan yararlanılmasını başlatan Galileo,1609–1610 yıllarında astronomi açısından çok önemli olan buluşları gerçekleştirmişti. Ay yüzeyinin düzgün değil girintili çıkıntılı olduğunu ve Samanyolu gökadasının birçok yıldızdan oluştuğunu buldu. Ayrıca

6

Jüpiter’in uydularını, Venüs’ün evrelerini ve Satürn’ün halkalarını gözlemlemişti. Astronomi alanındaki bulgularını 1610’da “Sidereus Nuncius”(Yıldızların Habercisi) adıyla yayımlamıştır. Böylece, başka dünyalar olup olmadığı konusundaki tartışmalara kesin bir cevap vermiştir.

Şekil 2: Bilinen en eski teleskop resmi. Resim Ağustos 1609’da Giambattista’nın bir mektubunda yer almaktadır [http://galileo.rice.edu/images/things/porta_sketch.gif]

7

Kronolojik Gelişimi

Astronomik gözlem ve teleskopların gelişimlerinin kronolojik tarihi aşağıdaki çizelgede verilmiştir.

Çizelge 1: Teleskop gelişiminin kronolojik tarihçesi Tarih Olay 1280 İlk gözlük İtalya'da yapıldı. 1303 Gordon’lu Bernard, hipermetropluğun düzeltilmesinin bir yolu olarak gözlük

kullanılabileceğini göstermiştir. 1590 Zacharius Jensen, yakınsanan bir objektif merceği ile ıraksak bir göz merceği

kullanarak birleşik bir mikroskop yapmıştır. 1608 Hans Lippershey Yakınsak bir objektif merceği ile ıraksak bir göz merceğini

kullanarak bir nevi teleskop yapmıştır 1609 Galileo Galilei, Lippershey’ in teleskopunun kendi versiyonunu yapmış ve onu

astronomik gözlemler için kullanmaya başlamıştır(Galileo Galilei, Galileo, teleskopunu kullanarak astronomiyle ilgili, Jüpiter’in dört uyduya sahip olması dâhil, birçok keşifte bulunmuştur.)

1611 Johannes Kepler, yakınsak ve ıraksak mercekli mikroskoplarda ve teleskoplarla ilgili prensiplerin bir açıklamasını sunmuştur. Aynı bilimsel incelemede, bir teleskopun yakınsak bir objektif merceği ve yakınsak bir göz merceği kullanarak yapılabileceğini ileri sürmüş ve ileride telefoto merceği olarak bilenecek ve bir mercekler bileşimini tanımlamıştır.

~1618

1655

Christopher Scheiner, Kepler’ in önerdiği tipte, yakınsak objektif ve göz merceklerine sahip bir teleskop yapmıştır. Huygens teleskopu; optik hataları en aza indirmek amacıyla yapılmış bir teleskoptur.

1663 James Gregory, sapınçların (aberasyonların) düzeltilmesi için teleskopun objektifinde yakınsayan bir ayna kullanılmasını önermiştir.

1668

1789

Isaac Newton kırılmalı teleskoplarda görülen kromatik (renk) aberasyon sorununa bir çözüm olarak ilk aynalı teleskopu yaptı. William Herschel 12 metre uzunluğunda İngiltere’de bir teleskop yaptı. Günümüz teleskoplarının ilk modeli olarak kabul edilebilir.

1874 Postdam Gözlemevi (Almanya) açıldı 1897 Yerkes Gözlemevi (A.B.D.) açıldı. 1904 Heidelberg Gözlemevi (Almanya) açıldı. 1906 Urania Gözlemevi (İsviçre-Zürih) açıldı 1910 Neutchatel Gözlemevi (İsviçre) açıldı. 1911 Hamburg Gözlemevi (Almanya) açıldı. 1914 Berlin Gözlemevi (Almanya) açıldı. 1918 Mt Wilson Gözlemevi (A.B.D.) açıldı. 1924 Postdam Gözlemevinde (A.B.D.) ilk Güneş teleskopu kullanıldı. 1930 100” lik (2,5 m) Mt Wilson teleskopu (A.B.D. –California) kullanılmaya başlandı. 1931 Radyoastronomi çalışmaları başladı. 1950 Mt.Palomar Gözlemevi (A.B.D.) açıldı. 1958 NASA kuruldu.

8

Çizelge 1(devam): Teleskop gelişiminin kronolojik tarihçesi Tarih Olay 1976 6 m’ lik Rus teleskopu Kafkasya’da kullanılmaya başlandı. 1978 72” lik (1,8 m) MMT teleskopu (A.B.D –Arizona) kullanılmaya başlandı. 1989 NTT-ESO 3,5 m’ lik teleskopu Şili’de kuruldu. 1990 Hubble Uzay Teleskopu 25 Nisan 1990’da dünya yörüngesi yakınlarına

yerleştirilmiştir. 1993 Keck Gözlemevi ve Teleskopu (Mauna Keo, Hawai) açıldı. 1997 TUG Ulusal Gözlemevi Antalya’da açıldı. 1999 Chandra Uzay Teleskopu fırlatıldı. 2004 3 Ocak 2004’de Mars’a Spirit Uzay teleskopu fırlatıldı. NASA’nın aynı görev dâhilinde

gönderdiği diğer yüzey aracı Opportunity’de 25 Ocak 2004’de Mars yüzeyine iniş yaptı.

2007 Çin 24 Ekim’de Chang’e–1 adlı uzay aracını Ay’a gönderdiler. Selene adlı Japon uzay aracı, bu proje dâhilinde, 14 Eylül’de fırlatıldı.

2008 Ay projelerine Hindistan’da katıldı ve Chandrayaan–1 uzay aracını 22 Ekim’de fırlattı. 2009 SWIFT uzay teleskopu tarafından en uzak cisim; gama ışın patlaması gözlendi. 2011 Alma interferometrik teleskopu fırlatıldı 2. YAPILAN İLK TELESKOPLAR 2.1 Hans Lippershey’in Yaptığı İlk Teleskop Hollanda’da gözlük yapımcısı olan Lippershey; teleskopun ilk mucididir. Söylentiye göre, 1600′lerde Middelburg’da Hans Lippershey’in dükkânında bulunan çocuklar merceklerle oynarken iki merceği bir araya getirmişler ve uzakta bulunan kasaba kilisesinin su deposuna baktıklarında deponun büyüdüğünü görmüşlerdir. Bunu fark eden Lippershey teleskop yapımına başlamıştır. O sıralarda Hollanda İspanya ile savaş halindedir ve bu cihazı duyan Hollanda güçlerinin komutanı Prens Maurice, uzağı görmeye yarayan bu alete çok önem verir. Lippershey’de ahşap bir tüp ve iki lens montajından ilk teleskopu icat etmiş oldu. Teleskop; tüp içinde bir dış bükey ve bir iç bükey mercekten oluşuyordu. Bu teleskop nesnelerin üç veya dört kez büyütülmüş halini gösteriyordu.

9

Şekil 3: Hans lippershey temsili resim [http://www.ilimkultur.com/index.php/hans-lippershey-kimdir-hans-lippershey-hayati-hans-lippershey-icatlari/] 2.2 Galileo Teleskop: 1609 yılında Lippershey teleskopunun bir versiyonunu yapan ve ilk olarak astronomi gözlemleri için kullanan Galileo olmuştur. Teleskop, uzun bir tüp (boru) içine yerleştirilen aynı odağa sahip iki mercekten oluşmuştur. Merceklerden biri objektife, diğeri ise okülere yerleştirilmiştir. Işık ışınları, ilk olarak objektiften içeriye girer. Daha sonra, birinci mercekte kırılmaya uğrayarak odakta toplanırlar. İkinci mercek odağındaki ışınları paralel hale getirerek gözün görebileceği hale getirir. Gökyüzündeki parlak nesnelerden gelen ışık, bu iki mercekten geçip, kırılmaya uğrayarak gözlemcinin gözüne gelir. Camın içine gelen ışık ışınları farklı açılarla kırılmaya uğrayacaklarından, kendilerini oluşturan renklere ayrışır. Bu yüzden gök kuşağında olduğu gibi farklı renklere ayrışmış bir görüntü oluşur.

Şekil 4: Galileo teleskop [http://www.msxlabs.org/forum/uzay-bilimleri/266777-galileo-teleskobu-galileo-s-telescope.html http://www.astrologyanalyst.com/web/Astroloji.aspx?astro_no=2190202&menuid=2&dil_kodu=Tr]

10

Şekil 5: Galileo Teleskopu'nun şematik yapısı

Bütün bu görüntüler birbirine yakın toplanır, fakat birleşik bir görüntü oluşturmak üzere birinin diğerinin tam üstüne geleceği şekilde hizalanmaz. Bu durum olduğunda, görüntü gölgeli bir görünüme sahipmiş gibi görünür. Bu renk sapıncı ilk zamanlarda bu tür teleskop çeşidini kullananlar için can sıkıcı bir durumdu. Bu sorun uzun yıllar çözülemeden kalmıştır.

2.3. Kepler Teleskop: Lippershey ve Galileo konveks ve konkav merceklerin birleşiminden oluşan teleskopları kullanıyorlardı. 1611 yılında Kepler iki konveks lens kullanarak geliştirdiği teleskopu kullanmaya başladı. Kepler’i bu sonuca ulaştıran insan gözünün yapısını incelemesidir. Bu düzenlemeden sonra teleskopta oluşan son görüntü baş aşağı olmuştur. Son görüntünün düz oluşmasını sağlamak için başka bir mercek kullanmak yeterli olacaktır ancak bu düzeltme yapıldıktan sonra oluşacak görüntü ilk görüntü kadar net olmaz. Bugün kullanılan mercekli teleskoplarda görüntü yine terstir ancak netlik için bu önemsizdir. Kepler’ in, önerdiği bu teleskopu fiilen yapıp yapmadığı tam olarak bilinmemektedir. Kepler’in geliştirdiği bu sistemi kullanan teleskoplar halen en iyisidirler.

Şekil 6: Kepler teleskopunun şematik yapısı

11

2.4. Newton Teleskop: Işık camdan geçerken, farklı frekansta ışık dalgaları (veya renkler) farklı açılarla camdan ayrılırlar. Buda sapmalara ve görüntüde sorunlara yol açar. Buna kromatik sapma denir ve bize çarpık görüntüler verir. Newton'un zamanında cam üretme ve mercek üretme çok yaygındı. Kromatik sapmanın üstesinden henüz gelinememişti. Fakat bunun mercek kullanıldığı takdirde yapılamayacağına inanıyordu. Newton, kırılmadan dolayı meydana gelen bazı problemleri düzeltemezken, renk sorununa bir çözüm düşünmüştü. Fakat bunu yaparken yeni bir tür teleskop bulmuştu. Işığı, bir ayna kırmaz, yansıtır. Bundan dolayı görüntünün etrafında renk saçakları olmaz. Bu yargısı doğruydu ama bu türde de küresel sorunlar ortaya çıkıyordu bu tip sorunlar daha sonraları giderildi. Newton’un kullandığı ayna; pirinç, bakır, kalay ve beyazlatma için bir miktar arsenikten yapılmıştır. Böyle bir bileşim, çok çabuk matlaşıyor ve genellikle çok pahalı ve zaman alıcı bir işlemden geçirilerek yeniden kaplanması gerekiyordu. Newton, kendi yansıma teleskopunu ana aynaya bakan daha küçük başka bir aynayla imal etti. Daha küçük olan ayna görüntüyü teleskopun, Newton’un görüntünün izlendiği delik olan göz merceğini koyduğu kısmına yöneltiyordu.

Şekil 7: Newton teleskopunun şematik yapısı

12

Şekil 8: Newton teleskopu [http://galileo.rice.edu/sci/instruments/telescope.html]

2.5. Huygens Teleskopu: Kendi kendine mercek yontmasını öğrenen Huygens, teleskopu da geliştirmeye çalıştı. 1655'te teleskopu, Satürn'ün bir uydusunu bulmasını sağlayacak kadar ileri düzeye ulaştırdı. Kısa bir sure sonra, gezegenin garip görüntüsünün nedenini de çözdü. Elde ettiği sonuçları 1659'da,” Systema Satürniüm'da” açıkladı. Satürn, gezegene bağlı olmayan bir halkayla çevriliydi. Ayrıca, Mars'ın dönme suresini, ilk olarak belirledi. Teleskop üstündeki çalışmalarını sürdüren Huygens, ilkel merceklerin ortaya koyduğu optik sorunları en aza indirme amacıyla, teleskop boylarını uzatmakla işe başladı ve bir boruyla birbirine bağlı olmayan objektif ve göz merceğinden oluşan alan teleskopunu yaptı.

Şekil 9: Huygens teleskop [http://galeri.uludagsozluk.com/r/christian-huygens-183968/]

13

2.6. Gregorian Teleskopu: James Gregory, 17. yüzyıl İskoç matematikçi ve astronomlarından biridir ve ilk pratik aynalı teleskopunun tasarımı ona aittir. 1663'te Optica Promota adlı eserinde bu tasarımı yayımlamıştır. Ama bundan on yıl sonra Robert Hooke’tan yardım alana kadar ilk çalışan modeli inşa etmemiştir. Bu on yıl içinde Sir Isaac Newton “Newton teleskopunu” inşa etmiştir (1670). Yani Gregorian teleskopu tasarım açısından Newton’unkinden öncedir. Fakat ilk inşa edileni Newton’unkidir. Gregorian reflektörünün nasıl çalıştığını anlamak için öncelikle Newton teleskopuna bakmamız gerekir. Newton'da parabolik bir ayna tüpün dibine yerleştirilir ve ışığı tüpteki düz bir aynaya geri odaklar, bu ayna da tüpün dışındaki bir göze gönderir. Gregorian tasarımında parabolik ayna tüpün dibine yerleştirilmiştir ve ışığı tüpteki aynaya geri gönderir ama bu ikinci ayna elipsoid bir aynadır. Bu ışığı merkezi aynanın ortasındaki bir delikten geçirerek göze gönderir. Bu tip teleskopun gözü diptedir. Newton teleskopu bir parabolik ve bir düz aynaya sahiptir, Gregory'nin teleskopundaysa ana ayna; parabolik ve ikincisi bir elipsoid aynadır. Ek olarak, Gregory'nin ana aynasının ortasının delik olması gerekiyordu. Bu da demek oluyor ki, optik olarak daha karmaşık ve inşası daha zor bir aletti. Newton'un tasarımı kolaydı. Büyük olasılıkla Gregory'nin ilk çalışan modeli yapmasının on yıl sürmesinin nedeni budur. Gregorian, Newton modeline göre bazı faydalar sağlamakta. Elipsoid ayna, ışığın odağından sonraki bir noktaya yerleştirilir. Bu sayede, bir gözle birleşince, dik veya sağa yatık bir görüntü verir ama Newton teleskopu ters görüntü verir. Eğer teleskopu dünyayla ilgili kullanıyorsanız bu çok büyük bir faydadır. Ve bu görüntü tersliğinden dolayı, ikinci aynadan sonra tüpün içine bir karıştırıcı eklenmesine olanak verir. Bu karıştırıcı istenmeyen ışık ve ısının ana aynaya ulaşmasını engeller. Bu, teleskop ısının çok büyük bir sorun olduğu solar gözlemler için kullanıldığında çok faydalı bir alettir

14

Şekil 10: Gregorian teleskopu [http://www.uzaymer.cukurova.edu.tr/opttel2.htm]

Şekil 11:Gregorian teleskopunun şematik yapısı

2.7. Johannes Hevelius teleskop: 1670 yılında yaptığı teleskop 42 metre uzunluğunda ve bir noktadan iplerle bağlı idi. Teleskop en ufak bir rüzgârda bile sallanıyordu. Bu özelliğinden dolayı pek kullanışlı değildir. Onun içindir ki fazla kullanılmamış ve buna benzer teleskoplar bir daha yapılmamıştır.

Şekil 12: Hevellius teleskop [http://www.allposters.de/-sp/The-Large-Astronomical-Telescope-of-Johannes-Hevelius-1611-1687-Poster_i1345310_.htm]

2.8. William Herschel teleskop: Herschel’in 1789 ‘da İngiltere’de yaptığı teleskop 12 metre uzunluğundadır. Ağırlığı ve büyüklüğünden dolayı umulduğu kadar iyi sonuç alınamamıştır. Bu teleskopla en son gözlem 1814 yılında yapılmıştır. Ancak bu teleskop günümüzdeki modern teleskopların ilk modeli olarak kabul edilir.

15

Şekil 13: Herschel teleskopu [http://en.wikipedia.org/wiki/William_Herschel]

3. TELESKOP YAPISI VE ÇEŞİTLERİ

3.1. Teleskop Yapısı Ve Ana Malzemeleri

Bir optik teleskop yapı olarak üç önemli bileşenden oluşur: objektif, oküler ve bunları belirli bir dümende tutan tüp ile mekanik sistemden oluşur. Objektif cinsine göre iki tür teleskop vardır. Uzaydan gelen ışıklar teleskop içinde bir aynadan yansıyıp, uygun şekilde yerleştirilmiş bir prizmadan geçtikten sonra göze geliyorsa bu türe yansımalı teleskop denir. Uzaydan gelen ışıklar merceklerden doğrudan geçip göze geliyorsa bu türe de kırılmalı teleskop adı verilir.

Optik teleskoplar, iki temel optik bileşen grubundan ve bu optik bileşenleri tutan, ayarlayan mekanik yapıdan oluşur. Bu öğelerden birincisi, ışığı toplamaya yarayan objektiftir. Objektif, mercek ya da aynadan oluşur. İkincisi ise, “göz merceği” ya da “oküler”olarak adlandırılan mercek takımıdır. Mekanik yapı ise, tüp, gövde, ayar, vida, kollar ve ayaklardan oluşur. 3.1.1. Ayak ve Gövde: Ayak, aleti taşıması açısından çok önemlidir. Etraftaki sarsıntılardan etkilenmeyecek şekilde yapılmalıdır. Ayrıca aletin ağırlığı ile de eğilme veya esneme yapmayacak sağlamlıkta olmalıdır. Teleskop ayağı yeteri kadar geniş bir zemin üzerine yatay olarak oturacak şekilde yapılmalıdır. Sabit aletlerde, yere gömülü taş veya betonarme olmalıdır. Mekanik saat ile çalışan montajlarda ayak içi saatin hareket edebilmesi için boştur. Çoğunlukla elektrik motoru ile çalışan saatler kullanıldığı için bugünkü teleskoplarda ayak içi doludur. Koordinat eksen veya düzlemlerine karşılık gelen saat ekseni ile deklinasyon dairesi teleskopun gövdesi üzerindedir. Ayak ve dürbün arasındaki geçişi gövde sağlar. Gökyüzünde hareketli olan

16

cisimlere yöneltilebilen ve bunları günlük hareketlerine uygun şekilde takip eden dürbün ile sabit olan ayak arasındaki oynak kısım ise gövde olarak adlandırılır. Birbirine dik hareket edebilen iki ekseni vardır. Bu iki eksen bütün montajların en önemli kısmıdır. Eksenler üzerinde açı okumaya yarayan açı bölmeli dairelerle, dürbün ağırlığını dengeleyen karşıt ağırlık konulmuştur. Ayrıca eksenleri istenilen konumda sabitleştirmeye yarayan iki adet tespit kolu ile iki adet ince ayar kolu vardır. Gövdede ana eksen saat ekseni olup yerin kutup eksenine paralel yapılır. Gözlem esnasında teleskop yerin dönme hızına eşit, ters yönde döndürülür. 3.1.2 Objektif: Çok uzakta olan bir yıldızdan gelen ışınlar pozitif bir merceğin kullanılması ile yıldızın görüntüsü merceğin odağında oluşur. Bu görüntüyü göz merceği yardımıyla görmek, fotoğraf plağı üzerine kaydetmek ya da diğer bazı alıcılar için kullanmak mümkündür. Bir mercek veya mercek grubu, teleskop sisteminde bu şekilde kullanıldığı zaman genellikle “objektif” olarak tanımlanır.

Şekil 14: İnce kenarlı merceğe paralel gelen ışınlar odağa toplanır.

Tek bir mercek objektifi, farklı türden kusurlar ya da sapmalar meydana getirdiğinden, oluşan görüntüler astronomide kullanışlı olmayabilir. Bu istenmeyen etkileri ortadan kaldırmak için objektiflerin dizaynında birçok değişiklik yapılmıştır. Teleskop objektifinde oluşan sapmalar şu şekilde sıralanabilir: Kromatik (renk) aberasyon (renksel sapmalar) Küresel aberasyon Koma Astigmatizm Alan eğriliği Alan bükülmesi Objektifi ayna olan teleskop sistemlerinde eğrilik yarıçapı M olan küresel konkav ayna göz önüne alalım. Bu aynanın odak uzaklığı F olsun. Ayna belirli uzaklıktaki cisimlere yöneltildiğinde, görüntüler optik eksene dik ve odak noktasından geçen bir düzlemde

17

oluşmaktadır. Bu aynalar ışık toplayıcı ve görüntü oluşturucu olarak astronomik amaçlar için kullanılabilir.

Şekil 15: Küresel aynaya paralel gelen ışınlar odak noktasında toplanır

Objektif aynadan yapılmış teleskoplar genel olarak kromatik aberasyondan bağımsızdır. Bu teleskoplarda, mercekli teleskoplar konusunda gösterilmiş olan, diğer aberasyonlar ( küresel aberasyon, koma, astigmatizm, alan eğriliği ve alan bükülmesi ) büyük oranda azalmıştır.

3.1.3. Oküler ( Göz merceği ) : Bir oküler, yansıtıcı bir ayna veya kırıcı bir objektif tarafından oluşturulan görüntüyü büyülten merceklerin bir bileşimidir. Basit bir mercek, okülerin yapacağı işi yapar. Fakat çok fazla kusurlara sebep olur. İyi bir oküler elde etmek için altı ya da yedi mercek kullanılmaktadır. Genelde oküler iki mercekden oluşur. Birincisi, alan merceği, ikincisi ise göz merceğidir. Bu ikili mercek sisteminin amacı, büyük bir görüntü alanı elde etmek ve bu görüntü alanını elde ederken kromatik aberasyonu en aza indirgemektir. Bir okülerde net bir görüntü, eşdeğer odak uzunluğunun ayarı ile mümkündür. Oküler kullanılan merceklerin geometrik şekillerine ve kullanılma amacına göre birkaç kısma ayrılır. Bunlardan bazıları Huygens ve Ramsden okülerleridir.

18

Şekil 16:Teleskopun çalışma prensibi http://www.webhatti.com/fizik/747297-teleskop-nedir-teleskop-nasil-calisir.html] Huygens Oküleri: Huygens renk sapıncını sıfıra indirebilmek için aralarında hava boşluğu bulunan iki merceğin kullanılabileceğini keşfetmiştir. Eğer kırılma indisleri aynı olan iki mercek kullanılacaksa bu iki mercek arasındaki uzaklık

d = (F1 + F2)

Böyle bir mercek için etkin odak uzaklığı: = + − (.. ) Şeklinde

hesaplanır. Burada x: mercekler arası uzaklıktır. Huygens göz merceği genellikle büyük odak uzunluğuna sahip teleskoplarda kullanılır. Günümüzde daha küçük odak uzunluğuna sahip teleskoplarda gözün rahatlık mesafesini kısalttığından, yüksek miktarda görüntü bozulmasına ve renk sapıncına neden olduğundan ve de görüş alanını daralttığından tercih edilmemektedir.

Şekil 17: Huygens okuleri

19

Ramsden Oküleri: Gözlem araçları üreten Jesse Ramsden tarafından 18. yüzyılda keşfedilmiştir. Aynı camdan üretilmiş ve aynı odak uzunluğuna sahip iki plano-konveks mercekten üretilir. Mercekler arası uzaklık göz merceğinin dizaynına göre değişir. Tipik olarak odak uzaklığının 7/10’u ile 7/8’i arasındadır. Bu mercek dizaynı kromatik sapıncı engellemek için üretilmiştir.

Şekil 18: Ramsden okuleri

EK BİLGİ: Merceklerde Görüntü Oluşumu Bir cismin mercekteki görüntüsünü çizebilmek için en az iki ışın gönderilir. Görüntü kırılan ışınların kesişmesiyle oluşuyorsa gerçek, kırılan ışınların uzantılarının kesişmesiyle oluşuyorsa sanaldır. — Sonsuzdaki bir cismin görüntüsü odak noktasında ve noktasaldır. — 3F de bulunan bir cismin görüntüsü 1,5F üzerinde, ters, gerçek ve ilk boyunun yarısı kadardır. — 2F deki bir cismin görüntüsü yine 2F üzerinde, ters, gerçek ve boyuna eşittir. —1,5F deki cismin görüntüsü 3F üzerinde, ters, gerçek ve boyunun iki katıdır. —Odak noktasındaki noktasal bir cismin görüntüsü sonsuzda oluşur. —F/2 deki bir cismin görüntüsü, odak noktasında, düz, sanal ve boyunun iki katıdır. —Merceğin optik merkezindeki cismin görüntüsü yine aynı yerde oluşur. İnce kenarlı mercekte görüntü özellikleri

20

Şekil 19: Gelen ve yansıyan ışınlar arasında benzer üçgenler kurularak görüntü oluşumu

ile ilgili bağıntılar bulunabilir

= = = Görüntü ve cismin arasındaki uzunluk bağıntısı

ℎ : Cismin boyu ℎ : görüntünün boyu 퐷 : Cismin merceğe uzaklığı 퐷 : Görüntünün merceğe uzaklığı 푆 : Cismin odak noktasına uzaklığı 푆 : Görüntün odak noktasına uzaklığı

Şekil 20: Bir cisim odak noktasına doğru yaklaştıkça görüntüsünün boyu artar.

21

Şekil 21: Bir cisim sonsuzla odak noktası arasında iken görüntü her zaman ters ve gerçek, mercekle odak noktası arasındaki cisimlerin görüntüleri ise her zaman düz ve

sanaldır.

Kalın kenarlı mercekte görüntü oluşumu — Sonsuzdaki bir cismin görüntüsü odak noktasında ve noktasaldır. —Kalın kenarlı mercekte, bir cisim nerede olursa olsun görüntüsü her zaman mercekle odak noktasında, her zaman küçük, düz ve sanaldır. — Odak noktasındaki bir cismin kalın kenarlı mercekte görüntüsü F/2 de oluşur. Boyu yarısı kadar, düz ve sanaldır. Kalın kenarlı mercekte görüntü özellikleri

Şekil 22: Kalın kenarlı mercekte görüntü oluşumunun özellikleri

ℎℎ =

퐷퐷 =

푆푓 =

푓푆

ℎ : Cismin boyu ℎ : görüntünün boyu 퐷 : Cismin merceğe uzaklığı 퐷 : Görüntünün merceğe uzaklığı 푆 : Cismin odak noktasına uzaklığı 푆 : Görüntün odak noktasına uzaklığı

Şekil 23: Cisim yaklaştıkça, görüntünün boyu artar.

22

3.2.Teleskop ile ilgili bazı kavramların açıklaması

Teleskopun açıklığı: Teleskopların ışığı toplayan yüzeyine açıklık denir. Teleskopun açıklığı yani açıklık; birim zamanda toplanan enerji, büyütme, görüntü netliği, görüntü detayı, karşıtlık ve ayırma gücü ile doğru orantılıdır. Merceğin ya da aynanın çapına karşılık gelmektedir. Açıklık genellikle inch biriminde kullanılır. 1 inch = 2.54 cm. Teleskopun açıklığının değeri ne kadar büyükse, teleskopun ışık toplaması o kadar fazla olmaktadır. Daha çok ışık toplanması ise, daha parlak ve daha iyi bir görüntü oluşmasını sağlamaktadır.

Odak uzaklığı: Bir optik sistemde, mercekten veya birinci aynadan itibaren teleskopun odak noktasına olan uzaklığa odak uzaklığı denir.

Odak uzaklığı = açıklık (mm) × odak oranı formülü ile verilir.

Odak uzaklığı büyük olan teleskopların ayırma gücü diğer odak uzaklığı küçük teleskoplardan daha iyidir. Odak uzaklığı ile ayırma arasındaki doğru orantı, görüntü netliği için de geçerli bir kavramdır.

Işık toplama gücü: Teleskopun gücü, topladığı ışık miktarıyla orantılıdır. Teleskopun objektif çapı büyüdükçe ışık toplama kabiliyeti artar. Mesela, 50 mm çaplı bir teleskop 5 mm çaplı gözbebeğine oranla (50/5)² veya 100 kat daha çok ışık toplar. Teleskoplarda yansıma kayıpları olabileceği için bu miktar yüzde on kadar azalır.

Plak eşeli: Teleskopta oluşan görüntünün çizgisel boyutu ile açısal boyutu arasındaki ilişkiyi teleskopun plak eşeli belirler. Plak eşeli 206265(yay saniyesi)”/F(mm) formülü ile hesaplanır. Burada, F teleskopun birinci aynasının odak uzaklığıdır.

Görüş alanı: Bir teleskopun gökyüzünde görebileceği alana, teleskopun görüş alanı denir.

Görüş alanı= 2tan formülü ile bulunur.

Burada, D teleskopun çapı ve F odak uzaklığıdır.

Parlaklık sınırı: Bir teleskop yardımıyla gözümüzün görebileceği en sönük gökcisimlerini, teleskopun parlaklık sınırı belirlemektedir. Buna teleskopun limit parlaklığı denir. Bu değer yaklaşık olarak 7,5+5log(D) ile hesaplanır.

Ayrıklık limiti: Bir teleskop, birbirlerinden 1.22λ/D kadar ayrık olan iki kaynağı ayrı ayrı görebilmeye imkân tanır. Bu değerden daha küçük ayrıklıklara sahip kaynaklar

23

teleskop ile ayrık olarak görülemez. Burada D teleskopun açıklığı, λ ise gözlem yapılan dalga boyudur. İki parametrenin de birimi aynı alındığı zaman ayrıklık limiti (ya da teleskopun ayırma gücü) radyan biriminde elde edilir. Eğer bu değer 206265” ile çarpılırsa teleskopun ayırma gücü yay saniyesi biriminde elde edilir.

Airy Disk: Yıldızlar dünyadan çok uzakta oldukları için noktasal kaynak olarak görünürler. Yıldızın görüntüsünü çok fazla büyütürsek teleskoptan kaynaklanan disk şeklinde bir görüntü belirir. Bu görüntü, teleskopun dairesel objektifinin neden olduğu ve ışığın kendi etkisinden dolayı oluşan bir görüntüdür. Yıldız, teleskopun görüş alanının merkezinde olduğunda yıldızın bu büyütülmüş görüntüsünde iki şey göze çarpmaktadır. Birincisi Airy Disk adıyla bilinen parlak bir merkezi alan, ikincisi ise kırınım halkaları (airy halkaları) adıyla bilinen bir halka veya sönük halkalar serisidir.

Büyütme gücü: Bir teleskopun büyütmesi, objektifin odak uzaklığının, okülerin odak uzaklığına oranı olarak verilir.

Odak oranı: Bir teleskopun odak oranı; odak uzaklığının, açıklık değerine oranı olarak tanımlanır. Kromatik aberasyon: Genellikle, mercekli teleskoplarda görülür ve bu tür teleskopların, objektif mercekleri ile ilişkilidir. Renk aberasyonu camın kırılma indisindeki değişimden veya aydınlatmayı yapan ışınımın dalga boyuna bağlı olarak diğer optik materyalden ortaya çıkar. Merceğe gelen ışık tek renk (monokromatik) değilse, her renk için farklı odak meydana gelir.

Küresel sapınç: Optik eksene yakın gelip mercekte kırılan veya aynada yansıyan ışınlar bir odak noktasında toplanır. Fakat optik eksenden uzak gelen ışınlar farklı odakta toplanırlar. Bu durumda bir yıldız keskin bir nokta yerine bulanık bir disk şeklinde görülür. Optik eksene paralel gelen ışınlar aynanın parabolik yüzeyinin küreselliğinin derinleştirilmesi suretiyle tamamıyla elimine edilebilir. Küresel olmayan bir yüzey kullanmaksızın tek bir mercekle bu kusur telafi edilemez, fakat verilen bir dalga boyu için etki minimum yapılabilir.

Koma: Parabolik aynalı teleskoplarla ilişkilidir. Küresel aberasyonu düzeltmek için küresel aynanın derinliğinin arttırılmasıyla ayna şeklinin paraboliğe dönüştürülmesi ile ortaya çıkmasına neden olur. Koma etkisi, kuyruklu yıldız benzeri görüntüden ismini alır. Nokta kaynak merceğin optik ekseni dışında ise görüntüde kuyruk benzeri bir bozulma görülür. Bir çift mercek aynı anda renk ve küresel aberasyonu düzeltebileceği gibi komayı da kabul edilebilir sınırlara getirebilir. Böyle bir sistemi oluşturan merceğe aplanatik mercek denir. Bir parabolik aynadan önce ve sonra ince düzeltici mercekler ilave edilerek koma hatasından arındırılabilir. Optik eksenden itibaren belirli bir açısal uzaklıkta komanın şiddeti odak uzaklığın karesi ile ters orantılıdır. Böylece etki, mümkün olan en büyük odak oranının kullanımı ile azaltılabilir.

24

Şekil 24: Parabolik aynadan önce ve sonra ince düzeltici mercekler kullanılarak düzeltilir.

Astigmat: Görüntüleri uzamış gösteren bir mercek sapıncıdır. Eksen dışındaki bir cisimden gelen ışınlar optik eksen (teğetsel düzlem) boyunca ve buna dik açıdaki düzlem boyunca gelen ışınlarla kıyaslandığında odak uzaklıklarının farklı olduğu görülür. Düzeltilebilir, ama bu yapılırken alan eğriliği gibi, başka aberasyonlar ortaya çıkar.

Şekil 25: Astigmat düzeltilebilirdir fakat düzeltilirken başka hatalar ortaya çıkar.

Distorsiyon: Görüntü düzlemi üzerinde yapılan büyütmede ortaya çıkan sorundur. Görüntü büyütülmesinin görüntünün her bir noktasında orantısal olmamasıdır. Cismin optik eksenden uzaklığı ile bu büyültme değişir.

25

Şekil 26: Görüntü büyütülmesinin görüntünün her bir noktasında orantısal olmaması distorsiyonun sebebidir.

Küresel Aberasyon: Küresel mercekler ve küresel aynalar, ortalarına yakın yerlerden geçen ışınlardan eksenlerinde iyi bir görüntü oluştururken kenarlarından geçen ışınları farklı bir noktada odaklar. Bu olaya küresel aberasyon denir. Küresel aberasyondan kurtulmak için, küresel aynalar eğilerek paraboloit biçimine getirilir.

Şekil 27: hatanın düzeltilmesi için küresel aynalar eğilerek paraboloit biçime getirilir.

Alan eğriliği: Gelen ışınların hepsi aynı düzlem üzerinde odaklanmazlar. Böylesi ışınların neden olduğu sapınca alan eğriliği denir.

Alan bükülmesi: Bir cismin ve görüntüsünün optik eksenden uzaklığı arasındaki ilişki, görüş alanı üzerinde sabit olmadığı zaman ortaya çıkan bir etkidir.

26

3.3 Teleskop Yapısında Kullanılan Diğer Malzemeler

3.3.1. Kameralar

Kameralı teleskoplar, gezegenler arası kozmik mesafelerin tespit edilmesi ve gezegenlerin fotoğraflarının çekilmesi için kullanılır. Özellikle gözle doğrudan görülemeyecek kadar solgun yıldızların fotoğraflarının çekilebilmesin de kameraların önemi büyüktür. Bunun için objektif uzun bir süre açık bırakılır. Kalıcı bir kayıt biçimi olan fotoğrafın geçmişte astronomide büyük bir önemi olmuştur. Bugün fotoğraf tekniklerinin yerini almış olan özel elektronik aygıtların yardımıyla çok daha solgun cisimlerin varlıkları belirlenebilmektedir. Teleskop görüntüleri televizyon ekranına aktırılabilmekte ve bilgisayarda saklanabilmektedir. Belirli amaçlar için özel teleskoplar geliştirilmiştir. Bunlardan bazıları, parlaklığı ve ısısı nedeniyle ancak özel aygıtlarla gözlemlenebilen Güneş’in fotoğraflarını çekmekte kullanılır. Gökyüzünün geniş bir kesiminin fotoğrafını anında çekmeye yarayan özel teleskoplar da vardır. Bunlardan en bilineni Schmidt Kameralarıdır.

Schmidt Kameraları: Schmidt kamerası, gökyüzünün geniş alanlarının fotoğraflarının çekilebilmesi için düzenlenmiş duyarlı optik sistemlerdir. Objektif olarak küresel konkav bir ayna kullanılmıştır ve bu aynanın eğrilik merkezinde tek bir eksen olmadığından görüntü alanında eşit yoğunluklu iyi bir görüntü oluşturur. Fotoğraf plağının yerleştirildiği alana da odak uzaklığı ile eşit yarıçaplı bir eğrilik verilmiştir. Konkav aynadan ileri gelen küresel aberasyonu düzeltmek için Schmidt, aynanın eğrilik merkezine ince küresel olmayan bir düzeltici cam plak yerleştirilmiştir. Günümüzde kullanılan en büyük Schmidt kamerası, California’da Polamar dağındaki ve Galler’deki Sding Spring’deki gözlemevlerindedir. Bunların ikisinde de odak oranı f/2,5, ayna çapları 183 cm dir. Söz konusu kameraların düzeltici mercek çapı 1 m olan bir benzeri Şili’deki gözlemevindedir. Schmidt kameraları iyi kalitede görüntüler vermesine rağmen kusursuz değildir. Kromatik ( renk ) aberasyon, düzeltici plak tarafından meydana getirilmektedir. Plak aynı zamanda özel bir dalga boyuna ait küresel aberasyonun giderilmesi için düzgün bir şekle sahiptir. Bu yüzden küresel aberasyon dalga boylarına da bağlıdır. Schmidt kameralarında kromatik aberasyon, küresel aberasyon, eksen dışı aberasyonlar, ayarlama eksikliğinden ileri gelen aberasyonlar, astigmatizm ve alan eğriliği gibi aberasyonlar mevcuttur. Bu aberasyonlar Strömgren (1935), Caratheodory (1940), Bouwers (1946) ve Linfoot (1949, 1951, 1955) tarafından ayrıntılı bir şekilde incelenmiştir. Ayrıca burada, Schmidt kameralarında meydana gelen ilave bir aberasyondan da söz edilebilir. “Bir Schmidt kamerada ayna düzeltme plağından yeterince büyük değilse, düzetme plağı aynadan 2f kadar uzağa yerleştirileceğinden

27

gölgeli şekillenme meydana gelir”. Burada f aynanın odak uzaklığıdır. V çapında gölgesiz bir alan elde etmek için aynanın çapı en azından D + 2V kadar genişlikte olmalıdır. Burada D, düzeltme plağının açıklığıdır. 3.3.2 Spektrometre: Bir spektroskopun özellikleri genellikle üç parametre ile başlar. Birincisi, kullanılacak spektroskopa bağlanacak teleskopun odak oranı, ikincisi arzu edilen spektral ayırma gücü, üçüncüsü ise istenilen spektral mertebedir. Odak Oranı: odak uzaklığının, açıklık değerine oranıdır. Spektral ayırma gücü: Bir spektroskopun birbirine yakın iki dalga boyunu ayırma kabiliyetine denir. 푊ℵ İle gösterilir. Genel ayırma gücü dalga boyunun spektral ayırma gücüne oranı olarak ifade edilir. Ayırma Gücü= ℵ

ℵ

Spektral Ayırma Gücü= W′ ℵ burada 푊 ′ ayırmanın lineer Rayleigh sınırıdır.

İki türlü spektrometreler vardır:

Prizma Tabanlı Spektroskoplar: Prizmalı spektroskop çok genel bir tasarımdır. Birçok alet ufak farklılıklarla prizmalı spektroskop dizaynı ile yapılmıştır. Diğer tasarımlarla prizmalı spektroskoplar arasındaki fark, kullanılan prizmaların sayısından ileri gelir. Sapma minimuma indirgenebilirse toplam dispersiyon prizma sayısının çarpımı kadardır. Ayırma gücü ise tek bir prizmadaki gibi değişmeden sabit kalır. Böyle tasarımlarda tüm sistemin ayırma gücü kullanılan prizmanın türünden ziyade spektroskopun diğer elemanlarına bağlıdır. En basit spektroskop objektif prizmadır. Bu prizma teleskopun objektifini örtecek kadar büyük ince bir prizmadır. Objektifin hemen önüne konulmaktadır. Yıldızların ışınları hemen hemen paralel olduğundan ilave bir kolimatör gerektirmez. Yarık da bir manada yıldızın sintilasyon diski ile yer değiştirmiştir. Teleskop aynı zamanda bir görüntü elemanı olarak rol oynar. Görüş alanındaki bütün yıldızların aynı anda spektrumları elde edilir. Teleskop bir Schmidt kamera ise bir tek poz ile 105 yıldızın spektrumu elde edilebilir. Bu doğaldır ki teleskopun görüş alanı ile doğrudan ilgilidir. Sistemin üç dezavantajı vardır. Birincisi, dispersiyon düşüktür, yani iyi değildir. İkincisi, yıldızlar bütün görüş alanına hemen hemen homojen dağıldıklarından, gözlenen yıldız alanı teleskopun optik ekseni ile belirli bir açı yapar. Üçüncüsü ise, en ciddi problemdir; dalga boyu ölçümü için referans alınabilecek uygun bir nokta yoktur. Spektrumda referans nokta oluşturabilmek için büyük gayretler sarf edilmiştir. Sonuçlar yarıklı spektroskopunkiyle mukayese edilirken

28

birbirleriyle çakıştırılamaz. Bazı faydalı olabilecek sistemler tasarlanmıştır. En basit yöntem Arz atmosferine ait gazlardan ortaya çıkan absorsiyon çizgilerini kullanmaktır.

Şebekeli Spektroskoplar: Birkaç istisna hariç astronomik amaçlı kullanılan bütün şebekeli spektroskoplar yansıtıcı türdendir. Nedeni, ışığın arzu edilen mertebede spektrum oluşturacak şekilde gayet kolayca hüzmelenerek belirli bir doğrultuda yoğunlaştırılabilmesinden ileri gelir. Geçirgen şebekelerde ışığı belirli bir doğrultuda yoğunlaştırmak çok zor ve pahalıdır. Yine de, iki istisna durum vardır. Bunlar "grism" ve "objektif şebekesi" dir. Grism bir prizma ve bir geçirgen şebekenin kombinasyonundan oluşur. Özellikle, güneş çalışmalarında kullanılır. Objektif şebekesi de, fotometre ve astrometrede yardımcı bir görüntü oluşturmak için kullanılır.

3.3.3 Refraktör

Aslında kırıcı teleskoplara bir örnek olarak ta kabul edilebildikleri gibi, ana teleskopa yapılan bir ek gibi de görülebilirler. Işığı kırıcı teleskoplar (refracting objective) ya da refraktörler akromatik çiftli, üçlü veya dört mercekli objektiflere sahiptirler. Eskiden başlı başına bir teleskop gibi kullanılan refraktörler, bugün ana teleskopun gövdesine monte edilirler ve ana teleskopla aynı görüş alanına sahip hale getirilirler. Bir teleskopta refraktör; küçük bir alan üzerine daha fazla ışık odaklanmasını sağlar.

3.4. Güneş Gözlemi İçin Kullanılan Yardımcı Malzemeler

Güneş gözlemleri için normal teleskopları kullanmak kolay olmayan ve zararlı bir işlemdir. Normal olarak, teleskopa hiçbir ek yapmadan güneş gözlemi yapmak hem gözlemcinin gözüne hem de teleskopun aynasına zarar verebilir. İşte bu yüzden güneş gözlemleri için kullanılmak üzere yapılmış ayrı tasarımlar vardır. Bunlar şöyle sıralanabilir.

Helyostat: Bu tip bir düzenekte Güneş'ten gelen ışık sabit bir yöne yönlendirilir. Bu iş için tek bir ayna kullanılır. Işığın yönlendirildiği bu doğrultu kutup ekseni doğrultusu ise, bu sistemde kullanılan aynaya (kutupsal) helyostat denir. Böyle bir sistemde Arz'ın günlük dönmesini telafi etmek için aynayı tutan çatal döndürülmektedir. Aynanın kendisi ise deklinasyon ekseni etrafında Güneş'in deklinasyonunun yıllık değişimlerine uygun olarak hareket ettirilmektedir.

Siderostat: Helyostat’ ın farklı bir türü siderostat’dır. Siderostat aynanın özelliği, Güneş'ten gelen ışığı ufuksal doğrultuda yönlendirmesidir. Bunun gerçekleştirebilmesi için ise aynanın iki eksen etrafında aynı anda döndürülmesi gerekmektedir. Bu sistemin dezavantajı, Güneş'in gökyüzündeki görünen hareketi sırasında görüntüsünün 15

29

derece/saatte 'lik bir dönme göstermesidir. Bu dönmeyi telafi edebilmek için ya Dove-Prizması kullanılır, ya da bütün sistem bir bütün halinde ters yönde döndürülür.

Coelostat: Böyle bir optik düzenekte Güneş görüntüsünün dönmesi iki aynanın kullanılmasıyla telafi edilmektedir. Sistemdeki birincil ayna helyostatta olduğu gibi kutup ekseni üzerinde olup, bu eksene paralel olacak şekilde monte edilmiştir. İkincil düz ayna ise gelen ışığı arzu edilen yöne, yani ufuksal veya dikey olmak üzere, yansıtmaktadır. Dikey coelostatın avantajı ışığın yolunun termik katmanlara dikey olmasıdır. Böyle bir sistemde ışık vakumlanmış büyük tüpler içine yansıtılmaktadır. Nedeni ise ısınmadan dolayı oluşabilecek türbülansın görüntü kalitesini düşürmesini engellemektir. İkincil aynanın yüksekliği gün boyunca sabittir, ancak yıl içerisinde Güneş'in değişen deklinasyon değerlerine uygun olarak değiştirilmelidir. Coelostat aynalar üzerine düşen ışığın düşme açısı sabit değildir, zamana bağlılık gösterir. Gerek birincil ayna gerekse ikincil ayna görüntüyü döndürdüğünden, bu iki dönme birbirini telafi ederek görüntü dönmesi hatası ortadan kalkmaktadır. Bu sebeple coelostatlar, helyostat sistemlere nazaran daha fazla kullanılmaktadır. Böyle bir sisteme örnek İspanya'nın Kanarya adalarından biri olan Tenerife adasındaki Almanlar' ın Vakum Kule Teleskopu ile Kitt Peak' deki 60 cm açıklığa sahip Vakum Kule Teleskopudur.

Turrent Düzeneği: Bu düzeneğe aynı zamanda güneş arayıcısı da denir. Azimutal bir sistem olup, olukça karmaşıktır. Buradaki görüntü dönmesi düzensiz olup, gündüzleri çok yavaş, öğlenleri ise çok hızlıdır. Sistem iki yarım küreden oluşur. Her bir yarım küre içerisinde bir düz ayna vardır. Aynalardan biri dikey eksen etrafında azimut yönünde hareket ettirilmektedir; bunun hareketi diğer aynayı da hareket ettirmektedir. Bu tip düzenekler ekvatoral montür teleskoplardan çok daha karmaşıktır. Nedeni ise, Arz'ın dönmesinin etkisini yok edebilmek için her iki ayna her iki dönme ekseni etrafında aynı anda hareket ettirilmelidir. Ancak bilgisayar teknolojisinin gelişmesiyle, bu durum büyük bir problem olmaktan kurtulmuştur. Böyle bir sisteme örnek ise New Mexico'daki Sacremento Peak Vakum Kule Teleskopu verilebilir.

Filtre: Filtrenin özelliği, dalga boyuna bağlı olarak bir geçirgenlik eğrisine sahip olması ve buna karşılık gelen belirli dalga boyu aralığındaki ışığı geçirmesidir. Filtrelere ait yarı şiddetteki geçirgenlik eğrilerinin genişlikleri 0,3 ile 20 nm (yani 3 ile 200 Å) arasında değişmektedir. Bu genişlik ne kadar küçük ise, Güneş'ten gelen ışık o kadar dar bir atmosfer aralığından geliyor demektir. Bu filtrelerin önemli özelliklerinden biri, geçirgenliğin maksimum olduğu dalga boyunun sıcaklığa bağlı olarak spektrum üzerinde yer değiştirmesidir. Bu yüzden filtrenin yapımı sırasında belirlenen sıcaklıkta kullanılmalıdır. Ayrıca, filtreye dikey eksen etrafında belirli bir eğim verildiğinde de, bu geçirgenlik eğrisi; yani geçirgenliğin maksimum olduğu dalga boyu yer değiştirmektedir. Bu filtrenin dışında bu amaçla kullanılabilecek Lyot Filtresi veya 'Tunnable Filter' olarak adlandırılan ayarlanabilen filtreler de vardır.

30

Spektrohelyograf: Spektrohelyograf, spektrel düzleminde, bir yarık bulunan bir spektrograftır. Güneş'in görüntüsü bu yarığın önünden kaydırılırken, yarığın arkasında bulunan bir fotoğraf plağı da eşzamanlı olarak kaydırılmaktadır. Başka bir alternatif ise, Güneş'in görüntüsünün ve fotoğraf plağının konumlarının sabitleştirilip, spektrografın yarıklar ile birlikte hareket ettirilmesidir. Monokromatik filtreler ile karşılaştırıldığında spektrohelyografın dezavantajı, tek bir zaman noktasında Güneş görüntüsünün sadece ince bir şeridinin istenilen dalga boyunda kaydedilmesini sağlamasıdır. Dolayısıyla Güneş üzerinde büyük bir bölgenin o dalga boyunda görüntüsünün alınabilmesi için belli bir zaman sürecine ihtiyaç vardır.

Fourier Transform Spektrometresi (FTS): FTS aslında bir Michelson İnterferometresidir. Bu spektrometrenin özelliği, optik yol farkının büyük değişimlere izin vermesidir. Bu yol farkının iki hüzme interferansı içinde taranması ile elde edilen interferogramdan Fourier transformu yardımıyla spektrum türetilir. Bu spektrometrenin en büyük avantajı (dar bir giriş yarığına gerek duymaksızın) oldukça yüksek ayırma gücü sağlaması ve çok geniş bir spektral aralığını eş zamanlı olarak gözleyebilmesidir.

Koronagraf: Güneş'in en dış atmosfer tabakası olan Koronanın gözlemlenmesi için tam Güneş tutulması sırasında kullanılan özel bir dürbündür. Koronagraf; konveks mercek, Güneş görüntüsünün oluştuğu birincil odakta Güneş diskini örterek disk üzerinden gelen ışınları kesen koni şeklinde diyafram, konveks mercekte oluşan görüntüyü, saçılan ışınları uzaklaştırmak için kullanılan diyaframda oluşturan mercek, objektifin kenarından saçılan ışınları uzaklaştırmak için kullanılan diyafram ve okülerden oluşmuştur.

3.5. TELESKOP ÇEŞİTLERİ

3.5.1. Mercekli Teleskoplar

Merceklerden oluşan bir sistemde objektif, uzaktaki bir cismin görüntüsünü odak noktasında oluşturur. Bu görüntü yalın bir büyüteç görevi yapan göz merceği (oküler) ile büyütülür. Objektif camı ile göz merceği arasındaki uzaklığa sistemin odak uzaklığı denir. Odak uzaklığının açıklığa bölümü “odak oranı” denen değeri verir. Örneğin odak uzaklığı 30 mm olan 2 mm lik bir merceğin odak oranı 15 dir ve f/15 veya f15 biçiminde yazılır. Odak uzaklığı ne kadar büyük olursa teleskopun oluşturduğu görüntü o kadar büyük olur. Bütün mercekli teleskopların ortak bir kusuru vardır; bu da yanlış renk oluşturmalarıdır. Bu durum, tayfın bütün renklerini içeren ışığın doğasına bağlıdır. Farklı renk ışınlar objektiften geçerken odak noktasına gelmek üzere kırılırlar, ancak hepsi tam aynı noktada toplanmaz. Bu yüzden odak noktasında net bir görüntü elde edilemez. Sonuçta,

31

örneğin bir yıldızın görüntüsü çok net değildir ve çeşitli renklerden meydana gelmiştir. Bu görüntü gök bilimciler için yeterli değildir. Bu durum, bir merceği kalın camdan, diğer merceği de kristalden yapılma objektifler kullanılarak kısmen giderilebilir. Bunların farklı kırılma indisleri vardır dolayısıyla da renk hatası azalır. Kameralarda olduğu gibi hatalı renk oluşumu daha fazla mercek eklenerek de ortadan kaldırılabilir. Ama gözlemcinin gözüne gelen ışık önemli ölçüde azalır. Dünyanın en büyük mercekli teleskopu ABD’deki Yerkes Gözlemevi’ndedir. 101 cm açıklıklı 18,6 m odak uzaklıklı bu teleskop 1897 yılında yapılmıştır. Mercekli teleskoplara örnek olarak; Galileo, Kepler ve Prizmalı teleskopları sayabiliriz. Prizmalı teleskop ise bir prizma yardımıyla doğru görüntü veren astronomi teleskopudur. Görüntüyü doğrultmaya yarayan prizma sistemi olarak başlıca 1. Ve 2. Tipten Porro sistemi (K.Mütze, L.Foitzık, G.Schreıber, (1961)) ve saptırıcı prizmalar kullanılır. Bütün prizma sistemlerinde tam yansımadan yararlanılır ve bu nedenle yerlerine aynalar da kullanılabilir. Mercekli teleskopların avantajları

· Dizaynı basit olduğu için kullanımı kolay ve güvenilirdir.

· Çok az bakım gerektirir.

· Büyük objektif açıklığını sahip olan mercekli teleskoplar; ay, gezegen ve çift yıldız gözlemi yapmak için idealdir.

· İkinci bir aynaları olmadığı için görüntü kalitesi oldukça iyidir.

· Uzak yeryüzü cisimlerini gözlemek için kullanılabilirler.

· Optik tüpe sahip oldukları için hava akımları (burgaç) çok azdır. Bu nedenle hava akımlarından dolayı görüntü pek etkilenmez.

· Renk sapınçlarının giderilmesi akromatik mercekli olanlarda iyi, apokromatik veya fluorit olanlarda ise çok iyidir.

· Merceğin sabit olarak yerleştirilmesi de bir avantajdır.

Mercekli teleskopların dezavantajları

· Tüm teleskop türleri arasında en pahalı olan türdür.

32

· Diğer teleskop türlerindeki gibi büyük açıklığa sahip olanları, daha ağır, daha uzun ve daha büyüktür. Bu yüzden bir yerden bir yere taşınmaları zordur.

· Küçük ve sönük nesnelerin (uzak galaksiler gibi) gözlemlenmesine çok uygun değillerdir.

· Uzun odak oranlarına sahip olduklarından astrofotoğrafiğe uygun değillerdir.

· Akromatik dizaynlı olanlarında renk aberasyonu tam olarak giderilememiştir.

· Bu tür teleskoplarda oküler tüpün en sonunda olduğundan bazı gözlemlerde problem olabilir. Bu sorun 900’lik bir prizma ile giderilebilir.

Şekil 28: Mercekli teleskop[ http://www.akat.org/sizin_icin/teleskop_yapimi/teleskopyapimi1.pdf]

33

3.5.2. Aynalı Teleskoplar

Bu tür teleskoplarda ışık, düz ve geniş bir tüpün içine girer, tüpün dibindeki eğri aynadan (parabol, hiperbol ya da elips) yansır, toplanmış olan ışık huzmesi, tüpün açık olan ucunda yer alan küçük ikinci aynaya çarpar ve oradan okülere gelir bu şekilde görüntü oluşturulmuş olur. Bu tür teleskoplarda genellikle ikincil aynayı tutabilmek için tüpün açık olan ucundan artı işareti biçiminde teller gerilmiş durumda bulunur, bu teller netlik ayarı yapılmamış olduğu zaman okülerle bakıldığında görünür. Fakat netlik ayarı yapıldığında tellerin görüntüsü yok olur. Aynalı teleskoplar Newton ve Cassegrain olmak üzere iki grupta incelenir.

Newtonian Tipi Aynalı Teleskop: Isaac Newton tarafından geliştirdiği için Newtonian adını almışlardır. Newtonian türü teleskoplar ışığı toplayan ve ikinci bir düz aynaya odaklayan bir çukur aynaya sahiptirler. Birinci ayna tarafından oluşturulan görüntüyü teleskopun odak uzunluğunu değiştirmeden başka bir yerde odaklar. Sistemin başlıca parçaları aşağıdaki şekilde gösterilmiştir. Birinci aynanın optik ekseni üzerine 45° açı ile bir düzlem ayna yerleştirilmiştir. Böylece görüntü, birinci aynanın topladığı silindirik ışın demetinin hemen dışında meydana gelmiş olur. İkinci aynaya gelen ışınlar görüntü düzleminde bir elips oluşturur. Bu ayna bir Newton düzlemi ya da eliptik düzlem olarak bilinir.

Şekil 29:Newton –aynalı teleskop [http://www.akat.org/sizin_icin/teleskop_yapimi/teleskopyapimi1.pdf]

34

Şekil 30: Newton teleskopunun temsili resmi [http://www.loadtr.com/480675isaac_newton_aynal%C4%B1_teleskop.htm]

Cassegrain Tipi Aynalı Teleskop: 1672’de Cassegrain adlı Fransız tarafından geliştirildiği için bu teleskop türüne bu ad verilmiştir. Bu tür teleskoplar büyük bir küresel veya parabolik çukur ayna ile hiperboloid tümsek bir ikincil aynadan oluşmuştur. Gelen ışık ışınları, öncelikle çukur ayna tarafından toplanarak ikincil aynaya gönderilir.

35

Şekil 31: Cassegrain teleskop [http://upload.wikimedia.org/wikipedia/en/2/2c/Cassegrain.en.png]

Aynalı teleskopların avantajları ve dezavantajları

Avantajları:

· Diğer teleskop çeşitlerine göre fiyatları ucuzdur.

· Odak uzaklığı 1m’ye kadar olanlar kolaylıkla taşınabilir.

· Renksel sapma yoktur.

· Ay ve gezegen gözlemleri için kullanışlıdırlar.

· Optik sapınçları az olduğu için oldukça parlak bir görüntü verirler.

· Astro fotoğrafçılık için uygundurlar.

· Genellikle odak oranları (f/4 ile f/8) sahip olduklarından, uzak gökadaları, bulutsular ve yıldız kümeleri gibi sönük derin uzay cisimlerini gözlemek için idealdirler.

Dezavantajları:

36

· Diğer teleskop türlerine göre daha hassas oldukları için daha fazla bakım gerektirirler.

· Nesneleri ters olarak gösterdikleri için yer cisimlerinin gözlemlenmesi için uygun değillerdir.

· Açık optik tüp dizaynına sahip oldukları için hava akımı gibi dış etkenlerden daha fazla etkilenirler.

· İkincil aynaları olduğu için mercekli teleskoplardan daha fazla ışık kaybına neden olurlar.

· Görüntü kenarlarında bulanıklaşma görülür.

Aynalı ve mercekli teleskopun karşılaştırılması

Optik sistemler gelişigüzel ele alındığında, bir aynalı sistemin bir mercekli sisteme göre daha kaliteli görüntüler oluşturabileceği düşünülebilir. Aynalı sistemin başlıca avantajı kromatik aberasyondan etkilenmemesidir. Herhangi bir sistem tarafından oluşturulan görüntülerin kalitesi, o görüntüleri oluşturulan optik yüzeylerin duyarlığına bağlıdır, bu nedenle daha az yüzeye sahip sistemler en iyi görüntü verirler. Akromatik ışık kırıcının mercek içinde dört optik yüzeyi varken, sıradan bir aynalı teleskopun iki optik yüzeyi vardır. Bundan dolayı da aynalı teleskopların üstün nitelikli aletler olarak tanımlanması beklenebilir. Bu varsayım tam olarak uygulanamaz ama aynı kalitede görüntü izlenimini vermek için yansıtıcı yüzeyin ışık kıran yüzeyden daha güçlü yapılması gerekir. Bir objektifin iyi kalitede olabilmesi için, objektif elemanın camları optik olarak homojen olmalıdır. Oysa yansıtıcı bir sistem, sadece iyi şekillenmiş yüzeylerle mümkün olabilmektedir. Çok büyük teleskopların aynalı olmasının nedeni camdan yapılmış büyük disklerin üretilemez olmasındandır. Yukarıda anlatılan avantajlara rağmen en deneyimli görsel gözlemciler ölçümleri için mercekli sistemleri kullanmayı tercih ederler ve mercekli sistemler teleskop kubbesindeki gerçek çalışma şartlarında daha iyi iş görürler. Belki bunun ana sebebi mercek sistemlerinin gece boyunca oluşan sıcaklık değişmelerine daha az duyarlı olmasıdır. Sıcaklıktaki düşme optik materyalin büzülmesine ve bu yüzden optik yüzeylerin şeklinde bir değişmeye sebep olur. Mercekli sistemlerde ön yüzeyde oluşan herhangi bir eğrilik genellikle mercek yüzeylerinin arkasındaki değişmelerle giderilebilirler; bir objektif tarafından oluşturulan görüntü kubbe içindeki sıcaklık değişmelerinden genellikle çok az etkilenir. Mercek yerinde bir ayna olması halinde, optik ve arka yüzeyleri özdeş biçimde açık havaya maruz kaldığından sıcaklık değişmelerinden farklı şekilde etkilenirler. Daha küçük aynalı yansıtıcıların bazıları

37

gözlemcinin kendisi tarafından oluşturulan ısıya karşı duyarlıdır. Zor şartlar altında bazı yansıtıcı teleskoplar çoklu görüntüler oluşturur, her bir görüntü optik yüzeyin bir başka noktasında meydana gelir. Ayna maddesinin küçük bir genleşme katsayısına sahip olması gerekir. Adi plak camları bu bakımdan kötüdür. En çok kullanılan Pyrex, plak camınınkinin üçte birine yakın bir genleşme katsayısına sahiptir. Yeni büyük teleskopların çoğu, günümüzde çok küçük sıcaklık genleşmesine sahip yeni bir madde olan Cer-Vit (küçük uzama katsayılı cam seramik) ile yapılmaktadır. Büyük teleskopların hepsi (çapı 1m den büyük) aynalıdır. Büyük teleskopun dizaynında karşılaşılan mekanik ve optik sorunlar, aynalı sistemlerde merceklidekilere göre daha kolay giderilir. Örneğin teleskopun boyutu arttıkça toplayıcının ağırlığı da artar. Işık toplama gücü bakımından büyük mercekli teleskopların yapılması ekonomik değildir. Objektif çapı arttıkça, merceğin kalınlığı ve soğurma miktarı artar. Teleskop açıklığı arttıkça, geçirgenliğin çapa oranı azalır. Aynı odak oranlı fakat farklı boyuttaki ayna sistemleri için geçirgenlik verimindeki kesirsel kayıp sabittir.

3.5.3. Aynalı – Mercekli Teleskoplar

Bu tür teleskoplarda adlarından da anlaşılacağı gibi hem ayna hem de mercek kullanılır. Bu tür teleskoplarda, aynalı ve mercekli teleskopların avantajları bir araya toplanarak her amaca uygun bir çeşit teleskop yaratılır. Bu tür teleskopların en tanınan üç çeşidi vardır. Bunlar; Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain ve Schmidt-Newtonian türleridir.

Şekil 32: Mercekli-Aynalı teleskop [http://asart.science.ankara.edu.tr/teleskoplar/mercekli_aynali.php]

38

Schmidt-Cassegrain teleskop: Işık ince bir Schmidt düzeltici mercekten geçerek küresel çukur aynaya gelir ve yansır. Yansıyan bu ışınlar birinci aynanın ortasındaki delikten geçerek göz merceğinde odaklanırlar. Hem mercekli hem de Newton türü teleskopların en büyük problemlerinden biri, teleskopun açıklığı arttıkça teleskopun da boyunun büyümesidir. 20 cm ya da daha büyük çapa sahip teleskoplara baktığımızda idaresinin, büyüklüğünden dolayı bayağı zorlaştığını görürüz. Bu tür teleskoplar teleskop türleri içinde en modern olanlarıdır. Hem kaliteli görüntü verebilmesi aynı zamanda kısa olması bu yapıyı ideal kılmaktadır. Teleskop çapı başına en kısa tüpe sahip olan modellerdir. Tüpünün kapalı olması aynalarının korunmasını sağlar. Fakat kapalı yapıları iç-dış sıcaklık değişimlerine uyumu güçleştirir. Fiyatı Newton tipi teleskoplara göre daha pahalıdır.

Şekil 33: Scmidt-Cassegrain teleskop [http://www.akat.org/sizin_icin/teleskop_yapimi/teleskopyapimi1.pdf]

Maksutov-Cassegrain Teleskopları: İtalyan astronomu Colacevic ve Rus astronomu Maksutov, Schmidt’in koyduğu düzeltici yerine, bir yüzü konkav diğer yüzü konveks olan uzun odaklı negatif bir mercek koymuşlar. Bu düzeltici negatif merceğin oluşturduğu küresel sapınç miktarı, toplayıcı aynanın oluşturduğu küresel sapınç miktarı ile aynı fakat ters yönde olacak şekilde söz konusu merceğin küresel yüzeylerinin eğrilikleri saptanır. Ayrıca yine merceğin yüzey eğrilik yarıçapları ve kalınlığı öyle seçilebilir ki o mercek renk sapıncından arınmış olabilir. Böylece görüntüde renk sapıncı bulunmaz. İkinci ayna, merceğin merkez bölgesi alüminyum kaplanarak oluşturulur. Gelen ışınlar, düzeltici mercekten geçer ve çukur aynaya ulaşır. Çukur aynadan yansıyan ışınlar tümsek aynaya gelir ve oradan tümsek aynanın arasındaki göz

39

merceğine gelir. Bu tür teleskoplar, Schmidt teleskoplardan biraz daha düşük kalitede görüntü verir, Schmidt teleskoplara göre daha ağır ama fiyatı daha düşüktür.

Şekil 34: Maksutov-cassegrain teleskop [http://astronomy.curtin.edu.au/outreach/catadiopt.cfm]

Schmidt-Newtonian Teleskopları: Schmidt-Cassegrain teleskoplarına benzer olan bu tür teleskoplarda bir tarafı iç bükey bir tarafı dış bükey olan ince bir düzeltici mercek kullanılır. İkinci ayna, merceğin merkez bölgesi alüminyum kaplanarak oluşturulur. Bu teleskoplar, daha sönük uzay nesnelerini gözlemlemek için kullanılırlar. Teleskopun merceği çıkartırsa teleskop, Newtonian türü teleskopa dönüşür. Schmidt düzeltici merceğine gelen ışınlar merceği geçtikten sonra çukur aynaya varır. Çukur ayna, kendisine varan ışınları odağa yansıtır. Newton teleskopunda olduğu gibi bu ışınlar düzlem aynaya gelir ve oradan da göz merceğine (oküler) gelir. Bu mercekte ışınları paralel hale getirerek gözün görmesini sağlar. Bu teleskopların odak oranları; f/4,5 veya daha azdır. Bu teleskoplar zengin bir görüş alanına sahiptir.

Şekil 35:Schmidt-Newtonian teleskop [http://astronomy.curtin.edu.au/outreach/catadiopt.cfm]

40

3.5.4. İnterferometrik Teleskoplar

İlk çift teleskoplu optik interferometre 1974 yılında A. Labeyne tarafından Nice rasathanesinde küçük teleskoplardan alınan ışın demetleri kullanılarak inşa edilmiştir. Bunu “Mark I” prototip interferometresinin inşası takip etmiştir ki bu interferometre, yer atmosferindeki dalgaların meydana getirdiği faz değişimlerini ölçen optik detektörler ve mekanik kontrol sistemleri içermektedir. Bu dalgalanmalar, atmosferdeki hava burgacı ve yerel yoğunluk değişimlerince meydana gelir. Uzak kaynaktan gelen ışın, açısıyla kırılarak kadar yer değiştirir (Şekil–36). Deneysel ölçümler göstermiştir ki hem δθ daki hem optik yol uzunluğundaki inişli çıkışlı dalgalanmalar 5 ms kadar olabilmektedir. δ daki dalgalanma genelde interferometrenin taban alanından çok daha düşüktür ve aletin performansını etkilemez. İnterferometrik amaçlar için atmosfer başarıyla bir faz ekranıymış gibi modellendirilebilir (Şekil–36). Ve deki değişimler bilgisayarca kontrol edilen eğik aynalarla, ışık kaynağı araştırılarak elimine edilebilir. I, δθa, δa, A, δ휃 , δθA ve IB optik yol uzunluklarında ki değişimler bilgisayar kontrolündeki gecikme çizgileri ile azaltılabilir ama tamamen elimine edilemez. 1984 de Cambridge’ den bir gurup araştırmacı Mavna Keq’daki 88 inc (=225,3 cm) lik teleskop üzerine açıklık maskesi yerleştirerek ilk kez Jennison’un kapanma fazını optik dalga boylarında ölçmeyi başarmışlardır ve saçak yapısını elektronik olarak kaydetmişlerdir.

Şekil 36:Işığın atmosferde kırınımı

41

Şekil 37: İnterferometrik amaçlar için atmosfer başarıyla bir faz ekranıymış gibi modellendirilebilir

[derman.science.ankara.edu.tr/ogrenci_tezleri/volkan/volkan.pdf]

3.5.4.1 İnterferometrik Teleskop Çeşitleri

Cambridge Optik Açıklık Sentez Teleskopu: 1988’de Cambridge’de bulunan Optik Açıklık Sentez Teleskopu (COAST)’nun inşası başlamıştır (şekil 38). Dört adet 400 mm’lik teleskop aynasından gelen ışın demetleri birleştirilir ve saçak görünürlüğü, görünür ve kırmızı öte bölgede ölçülür. 2002 yılında beşinci teleskop, sisteme eklenmektedir. Bu teleskoptan gelen ışın, teleskop 1’deki ışının yerini değiştirebilir.

Şekil 38: Cambridge’de bulunan Optik Açıklık Sentez Teleskopu [derman.science.ankara.edu.tr/ogrenci_tezleri/volkan/volkan.pdf]

42

Navy Prototip Optik İnterferometre: Wilson Dağındaki (California) Navy Prototip Optik İnterferometre (NPOI) astrometrik dizisi, son günlerde birkaç sayıda görüntü üretmiştir. Yakın gelecekte bu dizi tamamen kullanılır hale gelecektir. Bu dizi, çok yüksek doğrulukta güvenilirlilik genliği ve görünür spektrumdaki 32 dalga boyu bandında ölçüm yapabilmektedir. Gözlemler genellikle dördüncü kadirden (mutlak parlaklık) daha parlak kaynaklarla, ekseriyetle demet sıkıştırıcı sistem yokluğundan ve kullanılan dar spektral kanallardan dolayı sınırlı kalmaktadır. NPOI dizisinin yüksek spektral ayırma gücü, geniş taban alanlı ve yüksek doğruluktaki ölçümleri, parlak yıldızların yüzeysel yapıları ve yıldıza ait çapın ölçülmesi ve de çift sistemlerin tam yörünge tespitini mümkün kılmaktadır. NPOI’ da önerilen demet sıkıştırma sistemi geniş açıklıkların kullanılmasına izin vermektedir. Bu, çok uzun dalga boylarında ölçüm yapan aletin duyarlığını büyük ölçüde arttırır. NPOI dizisinin geometrisi değiştirilebilir taban uzunluğu için idealdir ve karmaşık kaynakların yüksek çözünürlükte görüntülenmesini sağlar. Keck İnterferometresi: Başlangıçta ikiz KECK teleskopları 85 m ayırma ile iki-elemanlı interferometre oluşturacaklardır. İki adet 10 m’lik teleskopun ışın toplama özelliği ile oluşturulan interferometre, 85 metrelik bir teleskobun açısal ayırma gücünü verir. Bu da tek bir Keck teleskopun 8,5 katı demek oluyor. Aletin görüntü kapasitesini geliştirmek için Nasa, iki KECK teleskobu etrafına 4 adet 1,8 metrelik teleskop eklemeyi önermektedir. Bu teleskoplar KECK’lerin yalnız başına oluşturduğu seyrek açıklıklardaki boşlukları kapayacaktır. Karmaşık bir optik sistem, 6 teleskop tarafından eş zamanlı olarak alınan ışığı tam olarak birleştirecektir. Bu optik sistem her milisaniyede birkaç kez değişen ve 0.01 mikron (2.56 cm’nin 0.4 milyonda biri) hassaslığında kusursuz bir bilgisayar kontrolü tarafından hareket ettirilen aynalar içermektedir. Çok büyük bir teleskopla yapılabileceği gibi de birkaç teleskoptan gelen ışığı birleştirerek sentezlenen görüntü açık sentezi görüntülenmesi olarak bilinir. Chara Dizisi: Yer tabanlı yüksek ayırma güçlü görüntüleme dizilerinden en umut verici olan CHARA dizisidir. Bu alet 600 m’ye kadar ayırma yapabilen ve 2,0 maksimum çözünürlükle basit kaynakların görüntülenmesine olanak sağlayan 7 adet sabit teleskop içermektedir. Diğer bir önerilen alternatif, 500 m’ye kadar taban alanlı 15 hareketli teleskoptan oluşan İngiliz yapımı dizidir. Daha büyük sayıdaki teleskoplar daha fazla karmaşık kaynağın görüntülenmesine olanak sağlar. Bu aletin ilk amacı, ekstra galaktik kara deliklerin içinde olan madde spiralleşmesinin yakın kırmızı öte görüntülenmesini görmektir.

43

3.6. Özel Amaçlı Optik Teleskoplar

3.6.1. Ritchey-Chretien Teleskopu: RCT teleskop optiğindeki coma sorununu ortadan kaldırmak için tasarlanmış; böylece geleneksel gözlem alanıyla karşılaştırıldığında daha geniş bir alanı gözlemleyebilecek şekilde özelleşmiş bir Cassegrain teleskoptur. Teleskop 1910'ların başında ABD'li astronom George Willis Ritchey (1864–1945) ve Fransız astronom Henri Chrétien(1879–1956) tarafından icat edildi. Ritchey, 23,5 inçlik (60 cm) bir çap açıklığı olan ilk başarılı RCT'yi 1927'de yaptı. Riychey-Chretien Sisteminde birincil ayna daha derin bir hiperbolit, ikincil ayna da çok kuvvetli bir hiperbolittir. Böyle bir dizaynla koma ve küresel aberasyon düzeltilebilir ve bir aplanatik sisteme sahip olunur.

Şekil 39:Ritchey-Chretien teleskopunun çalışma prensibi [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/Ritchey-Chretien_telescope.html]

Şekil 40:Ritchey-Chretien teleskop [http://www.greenwitch.com/acatalog/copy_of_Altair_Astro.html]

44

3.6.2. Coudé Teleskopu: Diğer bir teleskop dizaynı, Cassegrain sistemiyle çok yakından ilişkili olan Coude (kude) Sistemi'dir. Genelde sabit bir sistemdir. İlave düz aynalar yardımıyla odak uzaklığı çok büyültülebilir. İkincil aynadan yansıyan ışık diyagonal bir ayna yardımıyla kutup ekseni içinde bulunan diğer bir diyagonal aynaya getirilir ve buradan yansıtılarak Coude odağında ışığın toplanması sağlanır. Işık huzmesi daima kutup ekseninin ucundan çıkar. Alt-Azimut kurgusunda, ışınlar kurgunun sağındaki iki Nasmyth odağından birine yükseklik ekseni boyunca yönlendirilebilir. Bu odaklar, teleskop azimutunu değiştirdiği zaman dönerler, fakat bu durum alışılmış Cassegrain odağının davranışı ve yüksekliğinin değişimden ileri gelecek türden probleme daha az maruz kalınmasını sağlar.

Şekil 41: Coude teleskop çalışma prensibi

45

Şekil 42: Coude teleskop [http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:T15_Coude_Teleskobu.JPG]

3.6.3. Schmidt Teleskopu: Bu teleskop, 1930 yılında Estonya’ lı bilimci Bernhard Schmidt tarafından icat edilmiştir. Bu teleskop aynalı-mercekli teleskoplara bir örnektir. Teleskopta bulunan düzeltici plaka sayesinde küresel aberasyon giderilir. Son derece büyük bir görüş alanı sağlar.

Şekil 43:Schmidt teleskopunun çalışma prensibi

46

3.6.4. Dobsonian Teleskopu: Aynalı teleskoplara iyi bir örnektir. Yakın zamanda teleskop piyasasında ortaya çıkmış altazimuth altlıklıdırlar. Aynalılar genelde ekvatorsal ayaklı olurlar. Basit dizaynlı ve ucuzdur. Daha çok teleskop yerleştirilmesi için kullanılan altlık olarak bilinirler. Fakat başlı başına bir teleskop modeli olarak kabul edilebilirler.

Şekil 44: Dobsonian teleskop çalışma prensibi

47

Şekil 45: Dobsosian teleskop [http://www.company7.com/orion/telescopes/orion10f4.5dob.html]

3.6.5. Maksutov Teleskopu: Bu teleskop türü 1944 yılında Sovyet Astronom Maksutov tarafından önerilmiştir. Bu teleskop türünde tüm optik yüzeyler küreseldir. Küresel aberasyon, astigmatizm ve koma hemen hemen giderilmiştir. Kromatik aberasyon da ise ihmal edilebilir sınırlardadır. Birçok niteliklerinden ve nispeten kendilerine özgü çekiciliklerinden dolayı Maksutov teleskopu amatörler için en popüler sistemdir.

Şekil 46: Maksutov teleskop [http://www.astronomi.gen.tr/gozlem-araclari/teleskoplar/maksutov-teleskobu/]

48

Şekil 47: Maksutov teleskopunun çalışma prensibi

3.6.6. Keck Teleskopu: Bilindiği gibi optik teleskoplarda en hassas, bulunması en zor ve pahalı kısımlardan biri teleskopun aynasıdır. Bu yüzden birkaç bağımsız kısımdan oluşmuş tek bir büyük aynanın oluşturulması biraz daha kolaydır. Bu tür teleskoplar, birçok bağımsız aynanın birleştirilip tek bir büyük ayna oluşturulması ile yapılırlar. Bu teleskoplara örnek olarak Muna Kea-Hawaii’ de bulunan W.M. İkiz Keck Teleskoplarını verebiliriz. Bu teleskoplar, Dünyanın en geniş optik teleskoplarıdır. Teleskopların her birinin ana aynası, 10 m çapında ve yaklaşık 10m kalınlığında olup, hexagonal 36 parça yansıtıcı aynanın bir araya gelmesinden oluşmuştur. Teleskopların her birinin ayağı 9 bina katı uzunluğunda ve 300 ton ağırlığındadır. Altitude-azimuth tasarım, her Keck teleskopuna kütlenin ve gücün uygun değer dengesini verir. Teleskopların sahip olduğu hareket mekanizması her segmenti (her parçayı) diğerine göre 4 nm (insan saçının 1000’de biri) hata payıyla hareket ettirir. Bu teleskoplar nm düzeyinde bir hassasiyetle gözlem olanağı sağlar. Teleskoplar 140 milyon doları aşkın bir maliyete sahiptir. Keck 1, Mayıs 1993, Keck 2, Ekim 1996’da kullanılmaya başlanmıştır. Teleskoplar California Teknoloji Enstitüsü ve NASA tarafından kullanılmaktadır.

Şekil48:Keck teleskoplarının iç görüntüsü [derman.science.ankara.edu.tr/ogrenci_tezleri/ahmet/ahmet.pdf]

49

Şekil 49: Keck ikiz teleskopları

http://www.haberayna.com/Bilim-Iste-Dunyanin-en-buyuk-teleskoplari_41986.html

3.6.7. Willstrop Teleskopu: Bu teleskop türü üç aynadan oluşmuş olup, tamamen akromatiktir. İstenilen boyutlarda yapılabilme özelliğine sahiptir. Birincil ayna paraboliğe yakındır, düzelticinin (ikinci ayna) kenarları dönebilmekte ve üçüncü ayna gibi küresele yakındır. Bu tür optik teleskoplar 5° 'lik bir görüş alanına sahiptir ve tüp uzunluğu eşdeğer Schmidt Teleskopların tüp uzunluğunun altıda biri kadardır. Odak yüzeyi Schmidt' teki gibi eğriseldir. Görüş alanının merkezi 2° lik bölgesi dışında az da olsa görüntüde bozulma vardır. Bu dizaynın 0,5 metreliği başarılı bir şekilde oluşturulmuş ve birkaç yıldan beri de Cambridge'de kullanılmaktadır.

Şekil 50: Willstrop teleskopu çalışma prensibi

50

3.7. Modern Uzay Teleskopları

Dünya’da yapılan gözlemler için aşılamayacak sorun, dünyanın sahip olduğu atmosfer tabakasıdır. Atmosferik bozulmayla sınırlanan bir teleskopun ayırma gücünü iyileştirmenin en geçerli yolu onu atmosferin üzerine veya en azından yükseğe, atmosferin düşük yoğunluklu kısımlarına taşımaktır. İşte bu yüzden insanlar, uzakta bulunan gök cisimlerinden daha iyi görüntü elde etmek için dünya dışından gözlem yapmaya karar verdiler. Bu noktada uzay teleskopları ve uzay teleskoplarının gönderdiği veriler hayatımıza girdi. Uzayda bulunan teleskoplar deyince hepimizin aklına gelen ilk teleskop şüphesiz Hubble uzay teleskopudur.

Aslında uzay teleskoplarının ilk macerası mor ötesi astronomi dediğimiz ve 900–3500 A 0 aralığında kalan bölgede gerçekleştirilen gözlemlere yönelik uydulara yerleştirilen teleskoplarla başladı. Bu yöndeki ilk girişim uzay teleskopu sıfatında olmasa da, 1946 yılının Ekim ayında ABD Naval Araştırma laboratuarında çalışan bilim adamlarının V–2 sondaj roketini 80 km yüksekliğe fırlatarak 2200 A 0 ‘ kadar olan Güneş tayfını elde etmesiyle başladı. Daha sonraları aynı işlemler balonlar kullanılarak da yapıldı. Bu çalışmaları NASA’nın OSO (Yörüngedeki Güneş Gözlemevi) serisi takip etti.

3.7.1. Hubble Uzay Teleskopu

1946 yılında astrofizikçi Dr. Lyman Spitzer (1914–1997) daha net görüntüler elde etmek için uzaya bir teleskop yerleştirme fikrini ileri sürdü. O yıllarda uzaya daha roket bile gönderilmediği göz önüne alınırsa, bu fikir teknik olarak mantık dışıydı. Astronomlar uzun yıllar bu düşüncenin hayali ile yaşadılar. Atmosferin üzerinde bulunan bir noktada yer alan bir teleskop yıldızların, galaksilerin ve uzayda yer alan diğer nesnelerin ışığını atmosferde soğurulmadan ya da herhangi bir etkiye maruz kalmadan önce gözleyebilirdi. Bu nedenle bu tip bir teleskoptan elde edilecek bir görüntü, yeryüzünde bulunan en büyük teleskoptan bile çok daha belirgin olacaktı. Bu düşüncenin hayal olmaktan çıkıp gerçeğe dönüştürülme çabaları 1970’li yıllarda Avrupa Uzay Ajansı (ESA) ve Ulusal Havacılık ve Uzay Kurulu’nun (NASA) ortak çalışması ile başlamıştır. Uzun çalışmalar sonucunda 24 Nisan 1990 yılında beş astronotun yer aldığı uzay mekiği Discovery, bu teleskopun dünya yüzeyinden yaklaşık 600km yukarısındaki yörüngesine oturmasını sağlamıştır. Ünlü astronom Edwin Powell Hubble’ın anısına bu teleskopa “Hubble Uzay Teleskopu” (HST) adı verilmiştir. Edwin Hubble, evrende bizim galaksimizin (Samanyolu galaksisi) dışında başka galaksilerin de olduğunu belirleyen ve evrenin sabit bir oranda genişlediğini gözlemleyen kişidir.

51

Ayrıca Hubble, galaksileri uzunluklarına, şekillerine ve parlaklıklarına göre sınıflandırmak istedi ve bu girişimi sonucunda galaksiler tarafından yayılan ışık dalgalarındaki kırmızıya doğru kaymayı gözleyerek galaksilerin bizim galaksimizden sabit bir oranda uzaklaştıklarını görmüştür. Galaksimize daha uzakta olan galaksiler daha hızlı uzaklaşıyorlardı. Yani evren genişlemekteydi!

(Bu keşfin 10 yıl kadar öncesinde Einstein o zamanın gözlemlerini doğru kabul etmiş ve genel görelilik teorisi ile ilgili denklemlerini düzeltmek zorunda kalmıştı. Einstein orijinal denklemlerinde ise evrenin genişlediğini savunmuştu. On yıl kadar gecikme ile gelen Hubble’ın bu gözlemi Einstein’ın ilk denklemlerinin doğru olduğunu kanıtladı. Einstein daha sonra Hubble’a minnettarlığını iletmek üzere onu ziyaret etmiş ve ünlü denklemlerinde yapmış olduğu değişimi “yaşamımın en büyük gafı” olarak adlandırmıştır)

Hubble Uzay Teleskopu 2,4 m 'lik Ritchey-Chretien teleskoptur. Odağına yerleştirilen çeşitli aletlerle 115 nm 'den 1 mm 'ye kadar olan spektral bölgede işlem görür. Birincil aynanın kusurları bir düzeltici optikle telafi edilir ve yardımcı aletlerle sürekli güncelleştirilir. Hubble Uzay Teleskopunda, bütün aygıtlar ana aynanın arkasına kurulmuştur. Bu aynadaki bir delik görüntüleri kayıt ve analiz için alet kısmına geri yansıtan daha küçük bir aynaya bakmaktadır. Çok uzak cisimlerin renk tayfını analiz edecek aygıtlar gibi, bir geniş alan kamerası ve donuk nesne kamerası da bulunmaktadır (mor ötesi ve optik gözlemler yapabilmektedir).

Bu teleskopun görevleri: - Güneş sistemini araştırmak - Evrenin yaşı ve boyutunu ölçmek - Evrensel kökenimizi araştırmak - Evrenin gelişimini araştırmak - Galaksilerin, yıldızların gezegenlerin ve yaşamlarının gizemlerini çözmektir.

Hubble Uzay Teleskopu daha önce bahsettiğimiz gibi diğer uzay teleskopları gibi Güneş ve Ay’ı gözlemlemez, hatta Güneş’ten itibaren 50° veya Güneş’in aydınlattığı Ay veya Dünya’dan itibaren 15° içinde bulunan herhangi bir nesneye yönlendirilmez. Teleskop bir dönüşünü 95 dakikada bir tamamlar ve referans olarak kullanılan yıldızlara kilitlenerek sabit kalır.

NASA Aralık 1993' ten sonra uzay teleskopu Hubble' a ilk ziyaretini 2002’nin Şubat ayı içinde yapmıştır. Ayrıca, uzak galaksilerden topladığı ışık emisyonları ile evrenin yaşının tahmin edilenden çok daha genç olduğunun ortaya konmasını sağlamıştır. Bu uçuşla Teleskopa daha iyi uzak görüş yeteneği kazandıracak 105 milyon dolarlık kızıl ötesi bir kamera yerleştirilmiştir. Ayrıca teleskopa kara deliklerin daha rahat bir biçimde araştırılabilmesi için 125 milyon dolarlık yeni bir spektrografta eklenmiştir.

52

Şekil 51: Hubble uzay teleskopunun görüntüsü [http://www.nkfu.com/hubble-uzay-teleskobu-hakkinda-bilgi/]

3.7.2. OSO Serisi Uydular

Uydu Güneş Gözlemevi (kısaltma OSO) güneşi gözlemlemek için 1962 ve 1975 arasında Delta roketleri kullanılarak uzaya başarıyla sekiz tanesi yollanmış olan dokuz tane NASA uydu serisine verilen addır. Temel görevleri 11 yıllık güneş spot çemberindeki morötesi ve x ışını tayfını gözlemlemekti. Bu seriden uyduların yaşam süreleri ortalama 1-2 yıldır. Her OSO uydusu toplam 21,5 kg gözlem aygıtı taşıdı. Güneşten gelen X ışını, gama ışını ve morötesi ışınıma duyarlı olan bu aygıtların bazıları bir yay dakikası mertebesinde yöneltilebiliyordu. OSO' lar sadece Güneş’i değil, gezegenler arası tozu ve atmosferimizin üst katmanlarını da gözledi. Bir Güneş çevrimi boyunca OSO serisi uydularla gözlem yapıldığından etkinlik çeşitli dalga boylarında araştırılmış oldu. OSO serisi uydular morötesi ve X ışın bö1gesinde uzun süre Güneş'i göz1emeleri sonucu atmosferinde sıcaklığın yükseklikle nasıl değiştiği konusunu açıklığa kavuşturdu. Bu bize güneş atmosferi içinde ışınım aktarımının kuramsal çok daha ayrıntılı bir modelini elde etmemizi sağlamıştır.

3.7.3. OAO Serisi Uydular ve Taşıdıkları Teleskoplar

Yıldızların ilk düzenli çalışmaları için kullanılan bu seri yine NASA tarafından yerleştirilen, OAO (Yörüngedeki Astronomi Gözlemevi) serisi uydular ve üzerlerinde

53

taşıdıkları teleskoplardır. Bu uydu serisi OAO–1 ve OAO-B başarısız denemelerinden sonra 16 ay kullanılan, OAO–2 ile başladı.

OAO–2: On altı ay görev yapan uydu 7 Aralık 1968’ de fırlatıldı. Bu uydu üzerine Celeskop Grubu diye bilinen 32 cm’ lik dört teleskoptan oluşan bir sistemle sıcak ana kol yıldızlarının mor ötesi gözlemleri, 41 cm’ lik teleskopla bulutsular ve dört tane 20 cm’ lik teleskoptan oluşan aygıtla da yıldızların mor ötesi fotometrik gözlemleri gerçekleştirildi.

OAO–3: 21 Ağustos 1972’ de fırlatılan OAO–3 uydusu on yıl kadar görev yaptı. Bu uyduya atıldıktan çok sonra COPERNICUS adı verilmiştir. Copernicus, 81 cm çap1ı bir morötesi teleskop ve yüksek ayırma1ı bir tayf çeker taşıyordu. Bu tayf çeker ile 7. kadirden daha parlak yıldızların 1 A 0 ayırmaçla tayflarını alabiliyordu. İlk kez 900 A 0

dek yıldızların tayfını başaran Copernicus uydusunda ayrıca 3 tane de X-ışın algılayıcısı da bulunuyordu. Copernicus ile yapılan gözlemler, yıldızlararası ortamın kimyasal bileşimini onun yoğunluk haritasını çıkarmamızı sağlamıştır. Bu yoğunluk haritasında çok büyük değişimlerin olduğu ve Güneş'e 20–30 pc (parsek) uzaklıklarda düşük yoğunluklu boşlukların olduğu bulunmuştur.

3.7.4. TD–1

Avrupa Uzay Araştırma Organizasyonu (şimdiki ESA) 1972 yılının Mart ayında TD-1 adlı uyduyu uzaya yerleştirdi. Bu uydu binlerce yıldızın 1350–2550 Å aralığında tayfını aldı. 9. kadirden daha parlak olan tüm 0-B türü yıldızlar gözlendi. TD–1 ile gözlenen 30 000 den fazla morötesi kaynağın bir katalogu yayınlandı.

3.7.5. IUE (Uluslararası Morötesi Keşif Uydusu) ve Taşıdığı Teleskop

İngiliz bilim adamları tarafından hazırlanan Morötesi Astronomi Uydu (UVAS) projesi 1968 yılında Avrupa Uzay Birliğine sunulmuş fakat reddedilmişti. Bunun üzerine aynı proje OAO uyduları ile Uzay Te1eskobu arasındaki boşluğu doldurmak amacıy1a NASA'ya sunuldu ve kabul edildi. Daha sonra 1972 de yapılan bir antlaşma ile ESA da yapıma ortak oldu ve projenin adı IUE (Uluslararası Morötesi Kâşifi) olarak değiştirildi. NASA, ESA ve SRC (İngiltere Bilimsel Araştırma Konseyi) nin ortak girişimi olan IUE, 26 Ocak 1978 günü ABD John F. Kennedy Uzay Merkezinden fırlatılarak yörüngeye oturtuldu. IUE Teleskopu; Cassegrain türünde, Ritchey-Chretien optiğine sahip, 0.45 m açıklığa sahipti. Birincil aynanın odak uzaklığı 1.25 m, etkin odak uzaklığı 6.75 m’ di. f/15 odak oranına sahip ve aynalar arası uzaklık 1.027 m’ di. Plak eşeli 30,6 yay saniyesi, görüntü kalitesi 3 yay saniyesi ve görüş alanı 16 yay

54

dakikasıydı. Teleskopun birinci aynası berilyumdan, ikinci aynası SiO2 ‘den oluşuyordu. Teleskopun tüpü ısı yalıtımı için Mylar (polyester) kaplanmış alüminyumdan yapılmıştır. Ayrıca teleskopu Güneş ışınlarından korumak için önüne gölgelik konulmuştur. Direkt güneş ışınlarından etkilenmemesi için teleskop güneşten ene az 430

uzakta olan kaynaklara yönlendirilmiştir.

4. TÜRKİYE’DE AMATÖR TELESKOP YAPIMI

Ülkemizde gökyüzü gözlemi ve teleskop yapım çalışmalarını amatör olarak yapan küçük gruplar mevcuttur. Amatör toplulukların çalışmalarını gerçekleştirirken karşılaştıkları birçok sıkıntıya rağmen çok güzel işlere imza atmış olan kişiler vardır. Türkiye’nin ilk amatör teleskop yapımcısı olarak kabul edilen “Hasip Sönmezalp” bu kişilerden biridir. Bundan sonra ki en önemli amatör faaliyet, 2006 yılında küçük bir grup olarak başlayan “Amatör Teleskop Yapımı” (ATM Türk) topluluğunun kurulması olmuştur. ATM Türk topluluğunun amacı Türkiye’ de birbirinden haberdar olmadan teleskop yapımı ile uğraşan ve uğraşmayı düşünen amatörleri bir araya getirmek, onları bu konuda bilgilendirmek ve yardımlaşmasını sağlamaktır. Günümüzde son olarak bu yönde çalışmalar yapmak için kurulmuş, Mor Panjur Teleskop Atölyesi vardır. 2010 yılında kurulan bu atölye ilk uzay aracını da 15 yaşında ki lise öğrencisi olan Atabek Üçüncü ile Mayıs 2011’de gözleme hazır hale getirmiştir.

Kısaca anlattığımız kişi ve toplulukları tanıyalım:

4.1. İlk Amatör Teleskop Yapımcısı :” Hasip Sönmezalp”

Hasip Sönmezalp ilk teleskopunu 1957 yılında yapmış ve onunla 2–3 ay süreyle Bursa Kültürpark’ ta meraklılara gökyüzünü izlettirmiş. Yaptığı bu teleskop sayesinde 1959 yılında ABD'de Mechanix Illustrated dergisinin 'Altın Cekiç' (Golden Hammer) isimli ödülünü ve Sky and Telescope dergisine hayat boyu abonelik kazanmıştır. Hasip Sönmezalp’in yaptığı bu teleskop kandilli rasathanesi tarafından Türkiye’ de yapılan ikinci büyük aynalı teleskop olarak gösterilmiştir. Bu teleskop 60 kat büyütme gücüne sahiptir. Mercek ilavesi ile 200 kat büyütecek hale getirilmiştir.

55

Şekil 52: Teleskopun görüntüsü [gazetearsivi.milliyet.com.tr/Arsiv/1959/09/28]

Şekil 53: Teleskopun yakın görüntüsü [gazetearsivi.milliyet.com.tr/Arsiv/1959/09/28]

56

Şekil 54: Yarışmadan Kazandığı “Altın Çekiç” [gazetearsivi.milliyet.com.tr/Arsiv/1959/09/28]

4.2. ATM TÜRK (Amatör Teleskop Yapımı) Topluluğu:

ATM-Türk Topluluğu 2006 yılında internet sitesi olarak faaliyete geçmiş bir amatör teleskop yapım grubudur. Grubun amacı Türkiye’de amatör teleskop yapmaya çalışan ve yapmayı düşünenleri bir araya getirmek. Teleskop yapımı ile ilgili detaylı bir bilgi içeriğine sahip olan site, bu konuda yardım isteyenleri tatmin edecek kapsamdadır. Kendi aynanızı ve teleskopunuzu kendiniz yapmayı düşünüyor ve Amatör Teleskop Yapımı konusuyla ilgilenip daha çok bilgi sahibi olmak istiyorsanız Atm Türk sitesinden faydalanabilirsiniz. http://www.atmturk.org/index.php/Ana_Sayfa

4.3. Mor Panjur Teleskop Atölyesi: Mor Panjur Teleskop Yapım Atölyesi Eylül 2010 tarihinde İstanbul\Beylikdüzü’nde faaliyete geçmiş bir hobi atölyesidir. Atölyede amatör teleskop yapımı için ayna aşındırma ve cilalama tezgâhı, aşındırıcı kit, sagitta ölçümü için gerekli aletler, ronchi test düzeneği ve kundak yapımı için şerit testere, sütun matkap ve daha birçok çeşit hobi amaçlı alet bulunmaktadır.

57

Şekil 55: Mor Panjur Atölyesinin görüntüsü [http://fezamen.com/mor-panjur-atolyes/]

5. TÜRKİYE’DEKİ GÖZLEMEVLERİ VE FAALİYETLERİ İlk gözlemevi Osmanlı İmparatorluğu zamanında Sultan III. Murat döneminde Sadrazam Sokullu Mehmet Paşanın desteği ile 1575’te Tophane’de astronomi bilgini Takiyyüddin Er- Rasit tarafından kurulmuştur. Dönemin en etkin ve üstün tekniği ile donatılmıştır. Fakat gözlemevi ancak beş yıl hizmet vermiştir. Beş yıl sonra padişah III. Murat’ın emri ile denizden topa tutularak yıkılmıştır. 1577 yılında gözlenen kuyrukluyıldız ve 1578 yılında başlayan veba salgını İstanbul rasathanesinin yıkılışına sebep olmuştur. Bu olay ulema ve şeyhülislam tarafından uğursuzluk olarak padişaha bildirilmiştir. Bu baskılara dayanamayan padişah III. Murat, 1580 yılında verdiği emir ile rasathane Kılıç Ali Paşa’ya yıktırılmıştır. 5.1. Boğaziçi Üniversitesi Kandilli Rasathanesi Ve Gözlemevi 1868 yılında Rasathane-i Amire adıyla İstanbul’da kurulan rasathane, faaliyetlerine imparatorluk içinde kendisine bağlı meteoroloji istasyonlarından telgraf ile ulaşan gözlem sonuçlarının değerlendirilmesine dayanan hava tahminleriyle başlamıştır. İlk merkezi o dönemde Pera tepesi olarak anılan bugünkü Tünel civarında olup, ilk müdürü 1863 yılında Osmanlı imparatorluğu telgraf şebekesini yenilemek amacıyla Fransa’dan getirilmiş “Kumbari Efendi” adıyla tanınan Aristidi Coumbary’dir. Salih Zeki Bey’in müdürlüğünden sonra Rasathane Maçka’daki Topçu Okulu’nun karşısındaki telgrafhaneye taşınmıştır. Bu binada E. Lecoin tarafından kurulmuş sismograflar mevcuttur. Rasat-hane-i Amire ve tüm kayıtlar 31 Mart 1909 olayında yok edilmiştir. 21 Haziran 1910 tarihin-de, anılan kurumun devamı niteliğinde bir rasathaneyi (Kandilli Rasathanesi) kurmak üzere Fatin Gökmen görevlendirilmiştir. Fatin Gökmen yaptığı incelemeler sonucu rasathane kurulmasına en uygun yer olarak bugün rasathanenin yer aldığı İcadiye tepesini seçmiştir.

58

Fransız Meteoroloji Birliğinin başkanı Prof. Dr. Angot işbirliği ile kurulan 1 Temmuz 1911 tarihinden itibaren sürekli ve sistematik meteoroloji gözlemlerine başlanmıştır. Astronomi birimi kurulması kararlaştırıldıktan sonra, Karl Zeiss firmasından 1918 yılında sipariş edilen 20 cm açıklığa sahip dürbün 1925 yılında gelmiş ve gerekli bina hazırlıkları yapıldıktan sonra 1946 yılında ilk çalışmalar başlamıştır. Binanın yapıldığı dönemlerde Rasathane’nin konumuyla ilgili olarak etrafındaki ışık kirliliğinin artması sebebiyle Güneş gözlemi yapmanın daha uygun olacağı düşünülmüş ve o tarihten beri Kandilli Rasathanesi Astronomi Laboratuarı yaptığı Güneş gözlemlerini uluslararası veri merkezleri ile paylaşılmaktadır. Günümüzde bu rasathanede astronomi, astrofizik, coğrafya, jeodezi, jeofizik, jeomanyetizm ve sismoloji alanlarında çalışmalar yapılmakta, ayrıca jeodezi, jeofizik ve deprem mühendisliği konularında doktora eğitimi verilmektedir. Rasathanenin astronomi ile ilgili geçmiş dönemdeki teknik ekipmandan oluşan bir koleksiyonu ile birlikte, İslam astronomisine ve astrolojisine dair yazma eserleri de kapsayan zengin bir kütüphanesi vardır.

Şekil 56: 1925’te labaratuara gelen Karl Zeiss dürbün

[http://www.koeri.boun.edu.tr/astronomy/] Astronomi Laboratuarı başkanı Atila Özgüç, Kandilli’de Dünya’nın iyonosfer tabakası, Güneş’in fotosfer ve kromosfer gözlemlerinin yapıldığını belirtiyor. Güneş lekelerinin sayımı ve tutulan Güneş patlama indeksi (Solar Flare Index) ile bu aktivitelerin Dünya atmosferinin iyonosfer katmanını nasıl etkilediği günlük olarak takip ediliyor. Güneş lekeleri, Güneş yüzeyi üzerinde yoğunlaşan manyetik alanlardır. Siyah bölgeler olarak görülen bu lekeler günler, haftalar boyunca gözlendikten sonra yok olurlar. Güneş’in 11 yıllık çevrimlerinde (300 yıldır Güneş lekelerinin düzenli olarak artıp azaldığı ortalama

59

süre) en aktif dönemlerinde sayıca çoğalan lekeler, oluştukları bölgelerde sıcaklığı 6000°C den 4200°C ye kadar düşürürler, bu nedenle lekenin bulunduğu alan çevresine göre daha koyu bir bölge olarak görülür. Güneş Patlamaları ise Güneş yüzeyinde geçici enerji boşalmalarıdır. Güneş Sistemi’ndeki en şiddetli patlamalar olan Güneş Patlamaları’nın ilk kaynağını çok güçlü manyetik alanların parçalanmaları ve yeniden birleşmeleri oluşturur. İyonosfer katmanı bildiğiniz gibi iyonize olmuş gazlardan oluşmakta olup radyo dalgaları ile iletişimde büyük rol oynamaktadır. Bu katmanın iyonize halindeki değişimler yansıttığı ve geçirdiği dalga boyu aralıklarını da değişken kılmakta, bu nedenle Güneş’in aktivitelerinin yakından takibi büyük önem taşımaktadır. Güneş Fiziği Laboratuarında Kromosfer (Renk Küre) gözlemlerine 1949 yılında Zeiss prizmalı Spektroskop ile görsel olarak yapılan protüberans (Ay'ın meydana getirdiği gölgenin kenarında ki kırmızı leke) gözlemleri ile başlanmıştır. İlk foto grafik Kromosfer gözlemi ise 15 Aralık 1964 günü gerçekleştirilmiştir. Aynı gözlemsel donanım ve yöntemle yürütülen Güneş Kromosferinin H alpha çizgisine (Hidrojenin ışıma spektrumundaki 3. enerji düzeyinden 2.enerji düzeyine geçişte bıraktığı iz) ilişkin gözlemleri zaman zaman teknik aksaklıklar nedeniyle kesintilere uğramasına karşın bugünlere değin sürdürülmüştür.

Şekil 57: ilk kromosfer gözlemi 15.12.1964 günü gerçekleştirildi. [ http://www.koeri.boun.edu.tr/astronomy/]

60

Astronomi Laboratuarı tarafından aynı zamanda Güneş’in ve Ay’ın doğuş-batış süreleri konusunda mahkemelerde bilirkişilik görevi de yapıyor. Ayrıca dini günlerin belirlenmesi ve Ay takvimin hazırlanması çalışmalarını da yürütülüyor

Şekil 58: Laboratuardan görünüm [http://www.koeri.boun.edu.tr/astronomy/]

5.2. İstanbul Üniversitesi Gözlemevi Gözlemevi İstanbul Üniversitesi'nin Beyazıt'taki tarihi merkez binası bahçesinde bulunan Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü içerisinde yer almaktadır. Planlaması Enstitü'nün Almanya'dan davet edilen ilk müdürü Prof. Dr. E. F. Freundlich'in istekleri doğrultusunda İstanbul Güzel Sanatlar Akademisi mensubu Mimar Prof. Dr. Arif Hikmet Holtay tarafından yapılan binanın temeli 1935 Aralığı'nda atılmıştır. Yüksek Mühendis Ekrem Hakkı Ayverdi tarafından altı ay içerisinde tamamlanmış ve Ülkemizin ilk modern astronomi gözlemevi olarak 1936 yazında hizmete açılmıştır.

61

Şekil 59: Gözlemevinin ilk görüntüsü [http://www.arkiv.com.tr/p5309]

Arif Hikmet Holtay'ın kubbeli gözlem kulesinin düşey doğrultudaki hareketinin, kübik kütlelerin yataylığı ile dengelendiği tasarımı, yatay pencere açıklıkları ve cephedeki yivleriyle, yalnızca rasyonel-modernist tasarımın Türkiye'deki en önemli örneklerinden birini oluşturmuyor, aynı zamanda yüksek derecede teknik hassaslık gerektiren fonksiyonuyla da dönemi için benzersiz olma özelliği taşıyor. Gözlem araçları değişmiş olsa da bina hala aynı amaçla kullanılıyor. Gözlemevi'nin en önemli gözlem aleti 30 cm açıklıklı ve 200 cm odak uzaklıklı astrograftır. Dört mercekli bu dürbün sistemiyle 24 x 24 cm ebadında geniş alan gökyüzü görüntüleri alınabilmektedir. Güneş gözlemlerinde kullanılan bileşen dürbünleri de bulunan bu astrograf, 11 Aralık 1935 tarihinde Alman Carl-Zeiss Jena firmasına ısmarlanmış, 25 Eylül 1936 tarihinde İtalya-Trieste üzerinden 12 parça halinde gemiyle İstanbul'a getirilmiş ve yine 1936 sonbaharında hâlihazırdaki kubbesine yerleştirilmiştir. Ekvatoral yerleşimli olan dürbün sistemi, tarihi önemi dışında, modern yardımcı gözlem aletleriyle donatılan ve 12 – 13 cm açıklıklı bileşen dürbünleri itibariyle, halen Güneş'in atmosfer tabakalarının bilimsel gözlemlerinde kullanılmaktadır. Aynı sistem, kimi dersler dâhilindeki gece ve gündüz gözlemleriyle öğretim faaliyetlerini de desteklemektedir. Ayrıca toplumu bilgilendirmek ve bilim kültürünün oluşumuna katkıda bulunmak amacıyla düzenlenen halka açık etkinliklerde astronomiye ilgi duyanların hizmetine sunulmaktadır.

62

Şekil 60: Astrograf ile gözlem şartlarının uygun olduğu günlerde "güneş gözlemi"

düzenli bir şekilde yapılmaktadır. [http://www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/pages.php?pgid=15]

Gözlemevindeki diğer gözlem aletleri;

Şekil 61: Güneş Dürbünü (D = 13 cm, f = 200 cm) 1945 yılından bu gününe kadar güneş leke çizimleri için kullanılmaktadır. Çizimler 25 cm'lik bir projeksiyon diski üzerinden halen devam etmektedir. (D: Ayna çapı, f: Odak Uzaklığı) [http://www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/pages.php?pgid=15]

63

Şekil 62: Kromosfer Dürbünü (D = 12 cm, f = “dürbün + filtre” 232 cm) 1956 yılından beri Güneş'in kromosfer tabakasında meydana gelen aktif olaylar gözlenmekte ve fotoğrafları çekilmektedir. Gözlemler günde 2 saat olmak üzere devam etmektedir.

(D: Ayna çapı, f: Odak Uzaklığı) [http://www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/pages.php?pgid=15]

Şekil 63: Takip Saati teleskopun gök cisimlerine takip edebilmesi için gerekli bir mekanik saattir. Binanın zeminine kadar (~10 metre) inen bir ağırlığın kurulması vasıtasıyla çalışır. Bu özelliği dolayısıyla elektrik kesilmesinden etkilenmez. Çalıştırıldığı zaman teleskop, saat ekseninde batıya doğru düzgün ve gök cisimlerinin gökyüzündeki hareket hızına eşit bir hızda döner. Üzerinde Güneş, gezegenler veya yıldızlara göre hız ayarı bulunur. Ayrıca astrofotoğrafik çalışmalarda ufak takip hatalarını düzeltmek için el kumandası vardır. [http://www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/pages.php?pgid=15]

64

Şekil 64: Fotosferik gözlem Tablası Fotosfer dürbününün arkasında, 25 cm çapında Güneş görüntüsü oluşacak uzaklıkta yerleştirilmiş bir çizim tablasıdır. Buraya yerleştirilen fotoğrafik gözlem kâğıdı üzerinde havanın açık olduğu her gün leke çizimleri yapılamaktadır. Gözlemin amacına göre hazırlanmış bu kâğıt üzerinde gözlemci, tarih, saat, görüş kalitesi, rölatif sayı, no ve leke sınıflamaları gibi bilgiler yer almaktadır. [http://www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/pages.php?pgid=15]

65

Şekil 65: Meade Lx200,Schmidt Cassegrain (D=30 cm, f=3800 mm) Arazi için

Tripod'u vardır. Teleskop Ekvatoral ve Azimutal sistemde çalışabilmektedir. Kendi hafızasında 65530 tane gökcismi kayıtlı olup, bu cisimlere otomatik olarak

yönelebilmektedir. (D:Ayna çapı, f: odak uzaklığı) [http://www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/pages.php?pgid=15]

Görüntüleme ve arşiv maksadıyla uzun yıllar uygulanan klasik fotoğrafçılık teknikleri günümüzde yerini sayısal fotoğrafçılık tekniği (CCD görüntüleme) ile değiştirmiştir. Astrograf dürbününe bağlı olan paralel optik yollu dürbünlerden 12 cm açıklıklı olanı, Güneş'in renk küre tabakasını gözlemek üzere dar bant geçirgenlikli bir HQ filtresi ve yüksek ayırma güçlü astronomik bir CCD kamera ile donatılmıştır. Bu dürbün ile başlıca renk küre tabakasındaki Güneş parlamaları ve madde çıkışları gibi olayların takibi yapılmakta, görüntüleri alınmaktadır. 13 cm açıklıklı olanı ise Güneş'in ışık küre (fotosfer) tabakasının gözlemlerinde kullanılmakta olup, bununla, odak arkasına yerleştirilen düzlem üzerinde 20 cm çaplı bir iz düşüm görüntüsü oluşturulmak suretiyle Güneş leke gruplarının çizim ve takibi yapılmaktadır. Bununla beraber, hava ve ışık kirliliğinin çok yoğun olduğu şehir merkez veya yörelerinden yapılan gece gözlemleriyle bilimsel çalışmaların gerektirdiği hassasiyette veri elde edilemez. Yıldız gözlemlerine dair bu imkânsızlığı ortadan kaldırmak üzere başlatılan bir proje vardır. Bu proje dâhilinde, Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi Ulupınar Astrofizik Gözlemevi arazisinde bir teleskop kurulmuştur. 60 cm çaplı olan bu gece gözlem teleskopu (IST60) 21 Haziran 2011 gecesi yapılan bir gözlemle ilk ışığını aldı.

66

Teleskop, 60 cm çapındaki aynasıyla Türkiye'deki 4. büyük teleskop ve Türkiye'nin öz kaynakları ile sahip olunan 3. en büyük teleskop olma özelliğini taşımaktadır. Teleskopun sahip olduğu, tamamen yeni teknoloji mekanik kurgusu sayesinde gökyüzünde herhangi bir noktaya yönlenmesi son derece hızlı bir şekilde gerçekleşiyor. Bu özelliği ile de Türkiye'nin “en hızlı teleskopu” olma özelliğini taşımaktadır.

Şekil 66: IST60 teleskopu [http://astronomi.istanbul.edu.tr/haberler.php]

5.3. Ankara Üniversitesi Gözlemevi

1954 yılında, Ankara'da gözlemsel astronomiyi başlatmak amacıyla Ankara Üniversitesi Fen Fakültesi'ne bağlı bir gözlemevi kurulması kararlaştırıldı ve bu konuda Hollanda'lı astrofizikçi Prof. Dr. Egbert Adriaan KREIKEN görevlendirildi. Fakülte binalarının kentin içinde olması nedeniyle, Prof. Dr. Kreiken tarafından gerçekleştirilen uzun araştırmalardan sonra Ankara'nın 18 km güneyinde, şehir ışıklarından uzak, ulaşımı kolay, yıllık yaklaşık üç yüz açık gözlem gecesine sahip Ahlatlıbel mevkiinde bir bölge, gözlemevi yeri olarak seçildi. Arazi satın alındıktan sonra 1955'te projelerin hazırlanmasına başlandı, ancak gözlemevi inşaatı 1959 yılında başlatılabildi.

67

Şekil 67: Gözlem binalarından bir görünüm

[http://rasathane.ankara.edu.tr/history/index.php]

O zamanın maliyeti ile yaklaşık bir milyon lira harcanarak, bir merkez bina ve üç gözlem binası yaptırıldı. Gözlemevi binalarının tamamlanmasıyla Hollanda PTT'si tarafından üretilen bir radyo teleskop, 15 cm çaplı f/10 odak oranına sahip bir astrograf, 15 cm çaplı güneş gözlemleri için yapılmış bir Zeiss Coude teleskop, Hilger Watt mikrofotometre ve İris fotometresi satın alınarak gözlemevine yerleştirildi.

Gözlemevi, 26 Ağustos 1963'de yapılan bir Uluslararası Astronomi Toplantısı ile resmen açıldı. Prof. Kreiken tarafından ana binanın çatısında çıplak gözle, bugün yoğun bir şekilde yapılmakta olan çalışmaların temeli olan fotometri uygulamaları gerçekleştirilmiş, Astrograf ile çekilen fotoğraflar Blink komparatörde incelenerek değişen yıldız, küçük gezegen ve kuyrukluyıldız konularında ilginç çalışmalar ortaya konmuştur. Radyo teleskop ve Zeiss Coude teleskobu kullanılarak 1968 yılından 1989 yılına kadar Zürich Gözlemevi ve daha sonra Belçika'daki Sunspot Index Data Center ile yapılan işbirliği ile Güneş leke gözlemleri yapıldı.

1970 yılında Prof. Dr. Herczeg'in önerisi ile yıldızların fotoelektrik fotometri gözlemlerinin yapılmasına karar verildi. 1975 yılında İsviçre'li bir amatör teleskop yapımcısından alınan 30 cm çaplı ve f/16 odak uzaklığına sahip Maksutov Cassegrain teleskopu, astrograf sökülerek onun yerine monte edildi. Trieste Gözlemevi'nden Prof. Dr. B. Cester de yeni alınan bu teleskop için bir fotometre başlığı yaptı. Gözlemevinde ilk fotoelektrik gözlem, Z. Aslan ve Z. Tüfekçioğlu tarafından 1975 yılının son aylarında gerçekleştirildi. Ulusal ve uluslararası düzeyde birçok çalışmanın gerçekleştirildiği Maksutov Cassegrain teleskopu halen aktif olarak kullanılmaktadır.

Son olarak 2004 yılı Ağustos ayında 40 cm'lik tam otomatik ve türünün en son yeniliklerini taşıyan bir teleskop ve yüksek çözünürlüklü bir CCD kamera alınarak gözlemevinde konuşlandırıldı. Şu aşamada test gözlemleri sürdürülmekte olup 2007 yazında bilimsel gözlemlere hazır hale getirilmiştir.

68

Şekil 68:Zeiss Coude Teleskobu

Şekil 69:Astrografın bir görüntüsü

Şekil 70:Radyo teleskopun yapım aşaması

Şekil 71:Radyo teleskopun ölçüm aletleri

69

Şekil 72:Radyo Teleskop [http://rasathane.ankara.edu.tr/history/index.php]

5.4. Tübitak Ulusal Gözlemevi Ulusal bir gözlemevi kurulması ve bu gözlemevinin ülkemizdeki tüm gökbilimcilere hizmet vermesi fikri 1960'larda ilk kez İstanbul Üniversitesi'nden Prof. Dr. Nüzhet GÖKDOĞAN ve Ege Üniversitesi'nden Prof. Dr. Abdullah KIZILIRMAK tarafından gündeme getirilmeye başlanmıştı. Bu fikrin hemen destek bulmasından sonra ilk önemli adım, TÜBİTAK bünyesinde 1979 yılında "Uzay Bilimleri Araştırma Ünitesi" adı altında bir birimin kurulmasıyla atıldı. Bu ünite 1983'te "Ulusal Gözlemevi Yer seçimi Güdümlü Projesi" ne dönüştürülerek gökbilimcilerin uzun sürecek macerası başlamış oldu. Ulusal bir gözlemevi kurulması konusundaki düşünceler 1983 yılında "Ulusal Gözlemevi Yer seçimi Güdümlü Projesi" haline dönüştüğü zaman artık yer seçimi çalışmaları resmen başlatılmış oluyordu. Ankara, İstanbul, Ege, Boğaziçi ve Orta Doğu Teknik Üniversitesi'ni temsil eden 7 araştırmacı projenin yürütücülüğünü üstlendi. Böylece uzun ve zorlu bir çalışma başlamış oldu. Proje çerçevesinde ilk aşamada Türkiye genelinde 17 aday dağ belirlendi ve bunlardan aşağıda sıralanan 4 tanesinde eş zamanlı astronomik görüş ve meteorolojik gözlemler yapılmaya başlandı. Zor koşullar altında ve kısıtlı imkânlarla yapılan bu gözlemlere o yıllarda ülkemizdeki hemen hemen tüm gökbilimciler destek verdiler.

Muğla, Kurdu: 1612 m İzmir, Ödemiş: 2159 m.

Adıyaman, Nemrut: 2206 m. Antalya, Bakırlıtepe: 2547 m.

70

1991 yılında yeniden belirlenen TÜBİTAK Yönetimi DPT'ye sunulmak üzere TAD Başkanlığı'ndan 5 yıllık bir Ulusal Gözlemevi kuruluş projesi istedi. Hazırlanan proje 20 Temmuz 1991'de TÜBİTAK'a sunuldu. DPT'ye iletilen proje 1992–1996 yılları arasını kapsayan yaklaşık 7 Milyar TL bütçeli bir Ulusal Gözlemevi kuruluş projesi olarak başlamış oldu.7–11 Eylül 1992 tarihlerinde İnönü Üniversitesi'nde yapılan 8. Ulusal Astronomi Toplantısı sırasında, bu projenin yürütücülüğüne Prof. Dr. Zeki Aslan'ın önerilmesine karar verildi. Zeki Aslan'ın hazırlayıp sunduğu, 1992 yılı için 541 milyon TL bütçeli, TBAG-DPT destekli bir yıllık proje, Ulusal Gözlemevi Kurulması adı altında 1 Ekim 1992'de yürürlüğe girdi. Gözlemevi kuruluş çalışmaları belirli bir aşamaya geldiğinde TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG) Kuruluş ve İşletme Yönetmeliği olarak 17.07.1995 tarihli ve 22346 sayılı Resmi Gazete'de yayınlandı. Ardından 6 Ekim 1995 tarihinde de ilk müdürü olarak Prof. Dr. Zeki Aslan atandı. 2500 m yükseklikte modern bir araştırma merkezi kurmak hiç de kolay olmadı. Saklıkent'ten gözlemevine yol açılması, elektrik hattının döşenmesi, teleskop ve hizmet binalarının yapılması, gözlemevinde çalışacak teknik, idari ve araştırmacı personelinin oluşturulması gibi önemli aşamalar birer birer aşılarak 5 Eylül 1997 tarihinde dönemin Cumhurbaşkanı ve Başbakanı tarafından TUG'un resmi açılışı yapıldı. TUG’ un ilk teleskopu olan 40 cm çaplı T40 teleskopunda ilk ışık Ocak 1997'de, 150 cm çaplı RTT150 teleskopunda ise ilk ışık Eylül 2001'de alınarak gözlemevinde bilimsel gözlemler başlamış oldu.

Şekil 73: RTT150 teleskopu [http://www.tug.tubitak.gov.tr/rtt150_ozellikler.php]

Gözlemevinde ki diğer gözlem aletleri;

71

Şekil 74:T40 Teleskop, CCD kamera ve kubbenin dönüşü tamamen bilgisayar

kontrolünde gerçekleştirilmekte olup, şartlar uygun olduğunda, uzaktan gözlem de yapılabilmektedir. [http://www.tug.tubitak.gov.tr/rtt150_ozellikler.php]

Şekil 75: 60 cm ayna çaplı T60 teleskopu bir gözlemevi yazılımıdır, robotik olarak

çalışmakta ve bu teleskopta yapılan gözlemler "nesne tabanlı" olmaktadır. [http://www.tug.tubitak.gov.tr/rtt150_ozellikler.php]

72

Şekil 76: T100 Teleskopu Güneş Dizgesinde Seçilmiş Küçük Nesnelerin Kinematik ve Fiziksel Parametrelerinin Belirlenmesi - GAIA Follow-up Programı çerçevesinde "Yere Yakın Nesnelerin Konumları ve Parlaklıklarının İzlenmesi" amaçlı gözlemlerde kullanılmaktadır. [http://www.tug.tubitak.gov.tr/rtt150_ozellikler.php]

TUG’da yürütülen bilimsel çalışmalar Kütle çekimsel mercek sistemlerinin optik gözlemleri Hipparcos çerçevesi ile ICRF ( Uluslararası Gökyüzü Başvuru Çerçevesi) arasındaki sapmanın incelenmesi X-ışınlarının ve mikrokuazarların hızlı optik gözlemleri Dünya’ya yaklaşma potansiyeli olan küçük gezegenler Ulusal Projeler Yıldızlarda ve yaygın kaynaklarda (gökada, bulutsu vb) tayfsal çalışmalar Kataklismik değişenlerde disk presesyonu ve yarı-dönemsel salınımlar Nova kabuklarının görüntülenmesi Yakın Sarmal Gökadalarda süpernova kalıntılarının görüntülenmesi Seçilmiş yıldız kümelerinde değişen yıldız gözlemleri Seçilmiş yarı-düzenli değişen yıldızların kısa ve uzun dönemli ışık ölçümü

73

Kırmızı değişen yıldızların kırmızı ötesi ışık ölçümü Astrolab ile Güneş yarıçapı gözlemleri 5.5. Ege Üniversitesi Gözlemevi Üniversitede astronomi Kürsüsü kurulurken, okutulan astronomi derslerinin uygulamalarını yapmak, astronomi eğitimine yardımcı olmak, gökbilimcilere yetişme olanaklarını sağlamak, bilimsel araştırmaları yapmak, ulusal ve uluslararası gözlemevleriyle bilimsel işbirliği kurmak, halkın astronomiye merakını giderecek faaliyetlerde bulunmak amaçları için bir gözlemevi kurma çabalarına girilmiştir. Gözlemevinin kuruluşu için en uygun yer olarak Bornova'nın güney doğusuna rastlayan Kemalpaşa dağlarının eteğinde Kurudağ Tepesi seçilmiştir. Bu yer, üniversitenin 17 km. güneyinde 632 rakımlı fundalık bir dağ üzerindedir. Böylece gözlemevi yapımının ilk adımı atılmıştır. Enlem ve boylam gözlemleri için, alet ve her türlü donanım Ağustos 1963'de gözlemevi yerine yerleştirilmiştir. Bu çalışmaların yanı sıra 15 cm çaplı mercekli teleskopun siparişi ( 21 Haziran 1963), Fucoult sarkacının açılması faaliyetleri sürdürülmüştür. Mercekli teleskop (15 cm çaplı) 23 Mart 1964, Fucoult sarkacı 30 Mayıs 1964 tarihlerinde yurt dışından getirilmiştir.

Şekil 77: Gözlemevinin ilk mercekli teleskopu [http://astronomy.ege.edu.tr/gozlemevi/kurulus.htm]

Gözlemevi'nde ilk gözlem, 22 Haziran 1965 gecesi "değişen yıldız" gözlemi olmuştur. Gözlemevinde bulunan; dalga radyo alıcısı, 13 cm çaplı tayf çeker, kolimatör, iris ışıkölçeri fotoelektrik gözlem düzeneği ve yazıcısı önemli aletlerdendir. 1967 yılında da 48 cm çaplı aynalı teleskop ve fotoelektrik düzeneği kurulmuştur.

74

Ege Üniversitesi’nde kullanılan teleskoplar

Şekil 78: A48; 48 cm çaplı Cassegrain; T40;40 cm çaplı Meade Teleskop

[http://astronomy.ege.edu.tr/EUGUAM/TR/index.php?option=com_content&view=article&id=48&Itemid=55]

Şekil 79: T35; 35 cm Meade telescope; T30;30 cm

[http://astronomy.ege.edu.tr/EUGUAM/TR/index.php?option=com_content&view=article&id=48&Itemid=55]

75

5.6. Çukurova Üniversitesi Gözlemevi 1980–1981 yıllarında Çukurova Üniversitesi yerleşkesi içerisinde Fizik Bölümünden Prof. Dr. Hakkı Ögelman ve arkadaşları tarafından "Güneş Evi" olarak inşa edilmiştir. Güneş Evi, yenilenebilir enerji kaynaklarından Güneş Enerjisi ve biyogazdan yararlanılarak iklimlendirme (ısıtma-soğutma), sıcak su temini vb. çalışmalar için inşa edilmiştir. 1991 yılında binanın tamir ve yenilemesi yapılarak "Uzay Bilimleri ve Güneş Enerjisi Araştırma ve Uygulama Merkezi" (UZAYMER) olarak Prof. Dr. Mehmet Emin Özel başkanlığında Astronomi-Astrofizik ve Güneş Enerjisi konularında çalışmalara devam edilmiştir. Merkez 2003 yılından bu yana Astronomi-Astrofizik alanında Prof. Dr. Aysun Akyüz önderliğinde çalışmalarını sürdürmektedir. Gözlemler, 2003 yılında alınan MEADE marka 30 cm' lik Schmidt-Cassegrain GPS Optik Teleskop ile yapılmaktadır. Son olarak, 2009–2010 yılında Çukurova Üniversitesi Uzaymer Gözlemevindeki teleskop binası yeniden inşa edilerek ve üzerine 3,5 metre çapında ASH-DOME kubbe sistemi kurularak çalışmalara devam edilmektedir. Merkez üyelerinin çalışma alanları, süpernova kalıntıları, gama ışın patlamaları ve etkileşen çift yıldızlardır.

Şekil 80: 30 cm' lik teleskoptan bir görünüm[http://www.uzaymer.cukurova.edu.tr/]

5.7. Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi Gözlemevi

Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi Astrofizik Araştırma Merkezi (ÇAAM) ve Ulu pınar Gözlemevi 2001 yılında kurulmuş, 19 Mayıs 2002 tarihinde resmen açılmıştır. Merkez ve Gözlemevi Çanakkale merkezine 10 km uzaklıkta "Radar Tepesi" nin güney yamacında Ulu pınar Köyü'ne yakın bir bölgede, 410 m yükseklikte yer almaktadır. Merkez üyelerinin uzmanlık alanları Plazma Fiziği, Kozmoloji, Genel Rölativite, Matematiksel Fizik, Etkileşen Çift Yıldızlar, Güneş Fiziği, X-Işın Çift Yıldızları ve Gama Işın Patlamalarıdır.

76

Merkezin amacı; Astrofizik alanında etkinlikler planlamak ve yürütmektir.

Etkinlikler üç grupta toplanmaktadır;

1) Ulusal ve Uluslararası ortak projelerle yürütülen bilimsel araştırmalar

2) Eleman yetiştirmeye yönelik eğitim-öğretim çalışmaları

3) Halkı ve öğrencileri bilgilendirmeye yönelik popüler etkinlikler.

Merkezin laboratuarı durumundaki gözlemevinde üç robotik teleskop ve bir meteoroloji istasyonu bulunmaktadır. Merkezin binasında ayrıca; kütüphane, atölye, sınıf ve konferans salonu bulunmaktadır.

Gözlemevinde bulunan teleskoplar;

Şekil 81: T122 - 48 inch Nasmyth Odaklı Schmidt-Cassegrain Teleskopu

[http://physics.comu.edu.tr/caam/]

Programlanabilir yarı robotik teleskop olmakla beraber iki farklı odakta eş zamanlı fotometrik ve tayfsal gözlem yapabilmektedir.

77

Şekil 82: T40 - 16 inç Schmidt-Cassegrain

Teleskopu [http://physics.comu.edu.tr/caam/]

Bu teleskopa bağlı SSP–5 bilgisayar kontrollü fotoelektrik fotometre ile değişen yıldızların fotoelektrik UBVRI filtreli ışık ölçümü yapılmaktadır.

Şekil 83: T30a - 12 inç Schmidt-Cassegrain Teleskopu; T30b - 12

inç[http://physics.comu.edu.tr/caam/]

Bu teleskopa bağlı SBIG – ST237 CCD ve buna bağlı F/3.3 focal reducer ile bilgisayar kontrolü değişen yıldızların gözlemleri, güncel astronomik olayların görüntü kaydı ve gama ışın patlaması gözlemleri yapılmaktadır.

78

Ayrıca eğitim amaçlı teleskoplarda mevcut olup gözlem yapılmamaktadır; T20 - 8 inç Schmidt-Cassegrain Teleskobu

- ÇOMÜ BAP proje bütçelerinden satın alınmıştır. - Cassegrain-Schmidt teleskopu

T12 - 4,5 inç Newtonian Teleskopu

- ÇOMÜ BAP proje bütçelerinden satın alınmıştır. - Çapı: 12 cm, Odak Oranı: f/4,3

T10 - 10 cm Newtonian Teleskopu

- ÇOMÜ BAP proje bütçelerinden satın alınmıştır. - Çapı: 10 cm

T04 - 1,6 inç SolarMax40 Güneş Teleskopu

- TUBİTAK-TBAG 104T508 no’lu proje bütçesinden satın alınmıştır. - Çapı: 04 cm, Odak Oranı: f/10

5.8. On dokuz Mayıs Üniversitesi Gözlemevi Ondokuz Mayıs Üniversitesi Gözlemevi, Prof. Dr. Hüseyin Kalkan danışmanlığında ve Astronomi Kulübü Üyeleri katılımı ile 1 Haziran 2006 tarihinde açılmıştır. Yükseklik ve atmosfer koşullarının pek uygun olmamasına rağmen Samsun ve çevresinde bulunan tek faal gözlemevidir. Açılışından bu yana, Güneş Sisteminin bazı üyeleri ve bilinen değişen yıldızlar ile deneme gözlemleri yapılmış ve önemli gök olaylarının olduğu günlerde şenlikler düzenlenmiştir. Şimdilik bir taraftan bilimsel araştırmalara veri sağlamak için alt yapı çalışmaları yürütülürken diğer taraftan üniversite öğrencilerinin ilgili derslerinde işledikleri konulara laboratuar işlevini üstlenmekte ve toplumun Astronomi konusunda aydınlatılması amacıyla kapılarını daima gökyüzü meraklılarına açık tutmaktadır.

79

Şekil 84: Meade 14" LX2 Teleskopu [

http://gozlemevi.omu.edu.tr/techizat_teleskop.html]

Şekil 85: Meade ETX–125 Teleskopu [http://gozlemevi.omu.edu.tr/techizat_teleskop.html]

5.9. Erciyes Üniversitesi Radyo Gözlemevi Radyo gözlemevi projesi ile ana hedef Avrupa ülkelerinin radyo astronomi ağlarına katılmaktır. Söz konusu ağların koordinasyonu için yapılan çalışmalar, aynı zamanda, ulusal çapta bir planlama ile ülkemizde radyo astronomi çalışmalarının geliştirilmesi için hedeflerimizi tanımlamada ve gerçekleştirmede yeni ufuklar açma potansiyelindedir. Ancak, bu amaçla, en temel düzeydeki donanımın (bir radyo

80

teleskopun kurulumunun), kendi tarafımızdan gerçekleştirilmiş olması gereği vardır. Bu amaca uygun özelliklerde bir radyo teleskop kurulması hedefi çerçevesinde, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi (TUG) önderliğinde bir ön-yer seçimi çalışmaları planlanmış ve 2008 yılında tamamlanmıştır. Yapılan meteorolojik, atmosferik hesaplama ve değerlendirmeler ile RFI (Radio Frequency Interference) ölçümleri sonucu Karaman İli Radyo Sakinlik (RQZ: Radio Quite Zone) açısından elverişli olarak değerlendirilmiştir. Yapılan ön çalışmalarda, radyo bandında hedef olarak; Güneş Sistemi içi radyo ışıma kaynakları (güneş, gezegenler ..) Samanyolu içi radyo ışıma kaynakları Samanyolu-ötesi kaynaklar (gökadalar, kuasarlar, jet içeren kaynaklar, Evren) Yıldızlararası ve gökadalar arası ortam, radyoda ışıyan atomlar, moleküller, Radyo bilimi ve teknolojisinin geliştirilmesi gibi konularda araştırmalar yapabilecek bir teleskop hedeflenmesi gereği ortaya çıkmaktadır. Bu amaçlar doğrultusunda, Avrupa radyo ağlarına entegre olmuş ve bu ağda etkin olabilecek bir boyutta, (en az 30 metre, ideali 50metre çapında) ve en az 1.4–32 GHZ (ideali 100 GHz'e çıkabilecek) frekans aralığında, geniş ve dar bant radyo alıcılarla donanmış, polarizasyon ölçebilen bir radyo teleskopu ülkemize kazandırılması hedeflenmiştir. Böyle bir kurulum, Türk astronomi-astrofizik ve bilimine önemli bir ivme kazandıracağı gibi, ülkemiz elektrik-elektronik, makine ve diğer mühendislik alanları için önemli araştırma ve uygulama olanakları sağlayacaktır. Ülkemizde bilimin ve teknolojinin diğer alanları ve dalları ile de yakından ilgili radyo astronomi alanının geliştirilmesinin, “Vizyon 2023” olarak hedeflenen 'ileri medeniyet' çıtamızın gerçekleşmesinde de çok büyük katkısı olacaktır. 6. GELECEKTEKİ TELESKOP PROJELERİ Güneş sistemi dışındaki gezegenleri, yıldızları ve galaksileri incelemek amacıyla dünyadaki tüm uzay bilim insanları sürekli yeni kuşak aletler geliştirmektedir. Önümüzdeki yıllarda uygulamaya geçecek olan bazı projeler şunlardır: 6.1. SKA (Square Kilometer Antenna) Teleskopu Evrende yayılan radyo dalgalarını dinlemek amacıyla ortaya konan en iddialı projenin adı SKA (Square Kilometer Antenna’nın kısaltılmışı; kilometre kare anten). Her biri 7 metre çapı olan sayısız antenle donatılmış devasa teleskop, fotoğrafta kubbelerin altında yer alıyor. Bunlar yan yana geldiklerinde bir milyon metrekarelik bir alanı kaplayabiliyorlar! SKA günümüzde var olan benzerlerinden yüz kat daha büyük ve daha

81

hassas olacak. Uzaktaki nebulaları (gaz bulutları) algılayacak, yeni pulsarları (çöken yıldızlardan arta kalan küçük, döner yıldızlar) saptayabilecek. Ayrıca başka uygarlıkların varlığının kanıtı olan "akıllı" radyo sinyallerini de alabilecek. SKA teleskopu tam fonksiyonlu olarak 2024 yılında çalışmaya başlanması planlanıyor.

Şekil 86: Ska’nın genel planı ve alıcıların ressam çizimi

[http://www.skatelescope.org/wp-content/uploads/2011/06/SKA_Factsheet-for-]

6.2. OWL Teleskopu Her biri 1,6 metre çapında tam 3 bin 48 küçük aynadan oluşan bir mozaik tasarımı. OWL, 100 metre çapıyla şimdiye kadar tasarlanmış olan optik teleskopların en büyüğü. Bu teleskop bir futbol sahası genişliğinde! İngilizce "OWL" adı da "OWL" (baykuş) ile "overwhelmingly large" (ölçülemeyecek kadar büyük) arasındaki bir sözcük oyununa dayanıyor. Bu ölçülerde tek bir ayna değil her biri 1.6 metre çapında tam 3 bin 48 küçük aynadan oluşan bir mozaik söz konusu. İç içe geçmiş yapısı sayesinde tüm aynalara gerek kalmadan da çalışabiliyor. OWL 2016 yılından itibaren sadece (!) 60 m’lik

82

çapıyla hizmete girecek. Mozaiğin tümü 2021 yılında tam bir kapasite sunacak. 6000 푚 ’lik alıcı ayna kızılötesi ışınlarla uzaydaki diğer güneş sistemlerini ve oluşum halindeki yıldızları tarayacak. Bu projenin maliyeti ise: 1,1 milyar Euro. Bu miktar yalnızca sıradan bir uzay sondaj aracının üretime maliyetine eşdeğerdir.

Şekil 87: Owl teleskopu

[http://en.wikipedia.org/wiki/Overwhelmingly_Large_Telescope]

6.3. James Webb Teleskopu Açılabilir 6,5 metre çapındaki aynası, uçan teleskop Hubble’a göre 10–100 kat daha fazla bir keskinlik sağlayacak. Hubble’in halefi konumundaki bu teleskopa Apollo programının yöneticisi olan NASA çalışanının adı verildi. 2016 yılında gerçekleştirilmesi planlanan bu teleskop nefes kesen özellikleriyle astronotların başını döndürüyor. Webb’in görevi evrende ilk oluşmuş yıldızları araştırmak olacak. 13 milyar yıl önce yayılmış olan ışığı algılayabilecek. Bu özelliğiyle de galaksilerin oluşumunu inceleyen uzmanlar için bulunmaz Hint kumaşı durumundadır. Güneş ve dünyanın ışınımından güneşlikle korunacak. Eksi 238 dereceye kadar soğutulabilecek. Böylece James Webb kızılötesi ışınların gözlenmesinde olağanüstü bir rol üstlenecek (karasal bir teleskopun 100 bin katı daha güçlü!) Bu teleskopun ömrü beş ila 10 yıl arasında değişiyor. Ancak Hubble’in tersine onarılamayacak. Yani 4,5 milyar Euro’luk atılabilir (!) süper bir teleskop söz konusudur.

83

Şekil 88: James webb teleskopunun taslak çizimi

[http://tr.wikipedia.org/wiki/James_Webb_Uzay_Teleskopu]

6.4. Darwin Teleskopu Başka yıldızların etrafında dönen gezegenlerin atmosferini analiz etmek amacıyla tasarlanmış, sekiz uzay gemisinden oluşan küçük bir donanma. Başlıca misyonu ise yaşam izlerini araştırmak. Çam’interesse dergisinde yer alan haberde sonuncu teleskop olan Darwin, başka yıldızların etrafında dönen gezegenlerin atmosferini analiz etmek amacıyla tasarlanmıştır. Altı motoru, her biri 3 metre çapı olan teleskoplardır. Bunlar yüzlerce metre çapı olan bir aynayı simüle edecek. Yedinci motor bu altı motorun gönderdiği ışığı alacak, sekizincisi ise dünyayla ve donanmanın geri kalanlarıyla iletişim kuracak. Bu filo güneşin parıltısından uzak durabilmek için dünyanın 1,5 milyon kilometre uzağında dönecek. Avrupa Uzay Ajansı’nın 550 milyon Euro’luk bu projesi 2014 yılında hayata geçirilecek. "Terrestrial Planet Finder" adı altında benzer bir proje ABD’de halen araştırma aşamasında. Bu ikisinin bir araya getirilip ortak bir proje yaratılması da söz konusu. Daha uzak bir gelecekte ise astronotlar yüzlerce ayna arasında bölünmüş görüntünün daha sonra bilgisayarda yeniden oluşturulacağı bir teleskop silsilesi öngörüyorlar.

84

Şekil 89: Darwin teleskopu

[http://rasathane.ankara.edu.tr/populer/pak/Evrende_yalniz_miyiz.pdf]

6.5 ALMA Teleskopu Atacama Büyük Milimetre/milimetre-altı Dizgesi (ALMA) resmi olarak gökbilimcilere 2011yılında açıldı. Halen inşa halindeki bir teleskoptan alınan ilk görüntü Evre’nin görünür-ışık ve kırmızı-ötesi teleskoplarıyla görülemeyecek bir görüntüsünü gözler önünde serdi. Dünya genelinden binlerce bilimci bu yeni astronomik aletle evrenin en karanlık, en soğuk, en uzak ve en gizemli sırlarını keşfeden ilk birkaç araştırmacı arasında olmak için yarıştı.

Şu anda, 5000 metre yükseklikte, Şili’nin kuzeyindeki Chajnantor platosunda ilerde 66 taneyi tamamlayacak olan radyo antenlerinin üçte biri, maksimum ayrıklıkları olan 16 km.den ziyade birbirlerinden sadece 125 m uzaklıkta yerleştirildiler. Ve şimdilik, halen inşa halinde de olsa, Alma ile gözlem yapma isteğinde bulunan olağanüstü sayıdaki gökbilimcilere göre, Alma’nın kendi türünde en iyi teleskop olduğu gözleniyor. Alma Evreni milimetre ve milimetre-altı dalga boylarındaki ışıkla gözlüyor, ortalama olarak görünür-ışık dalga boylarından bin kat daha uzun. Bu daha uzun dalga boylarını kullanmak gökbilimcilere uzaydaki aşırı soğuk nesneleri çalışma fırsatı veriyor – yıldız ve gezegenlerin oluştuğu bölgelerdeki kozmik gaz ve tozdan meydana gelen yoğun bulutlar veya erken evrendeki oldukça uzak nesneler gibi.

Henüz yapımı tamamlanmamış olsa da ekim ayında elde edilen ilk görüntüsü ile gelecektekilerin tadına bakmak gibi yorumlanmaktadır. ALMA’ya eklenecek olan daha fazla anten ile gözlemlerin keskinliği, verimliliği ve kalitesi çarpıcı bir şekilde artacaktır.

85

Alma teleskopunun özellikleri:

- Alma gibi interferometrik teleskopların görüntü kaliteleri anten sayıları ve bunların arasındaki mesafelere bağlıdır. Daha büyük ayrıklık daha keskin görüntüler oluşturulabileceği anlamına gelmektedir, eğer daha fazla anten bir arada çalışırsa, daha detaylı görüntüler elde edilebilir.

- Özel milimetre ve milimetre-altı dalga boylarındaki ışıkta gerçekleştirilen gözlemler, yeni yıldızların oluştuğu ve diğer dalga boylarında görünmez olan hidrojen bulutlarındaki karbon monoksit moleküllerini tespit etmek için yapılmıştır.

- Saniyede 1.7x1016 işlem yapabilmektedir.

Şekil 90: Görüntü kalitesi çok yüksek bir teleskop olma özelliği taşıyor

[http://www.usasabah.com/Guncel/2011/10/04/en-buyuk-kara-astronomi-projesi-hayata-gecti-]

86

Şekil 91: Alma’nın görüntü kalitesi antenler ve aralarındaki mesafeye bağlıdır.

[http://www.usasabah.com/Guncel/2011/10/04/en-buyuk-kara-astronomi-projesi-hayata-gecti-fotograflar]

Şekil 92: Alma’nın çektiği ilk görüntü [http://www.yerbilimleri.com/alma-teleskobu-

gozunu-acti/]

87

6.6. Büyük Macellan Teleskopu(GMT) Amerika’dan Carnegie Bilim Enstitüsü, Harvard Üniversitesi, Smithsonian Enstitüsü, Texas A& M Üniversitesi, Arizona Üniversitesi ve Texas Üniversitesi projenin ortakları arasında yer alıyor. Avustralya Ulusal Üniversitesi ve Astronomy Australia Limited Şirketi ise Avustralya kıtasından projeye ortak oluyor. Projenin son ortağı ise Güney Kore’den, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü oldu. Gözlemevi yönetim kurulu; GMT inşası için en uygun alanın Mauna Kea-Şili olduğuna karar verdi. Çünkü Şili; atmosferik koşullar, düşük ortalama sıcaklık ve çok düşük nem gibi özelliklerin hepsini kapsıyordu. GMT bugüne kadar inşa edilen en yetenekli teleskoplar arasında yerini almaya hazırlanıyor. Teleskopun yapımı 2012 yılında başlayacak, 2019 yılında tamamlanması bekleniyor. GMT, evrene bakış ve anlayışımızda devrim niteliğinde değişiklik vaat ediyor. Bilim adamları; “toprak tabanlı dev teleskoplar listesinde bir sonraki sınıfın birincisi GMT olacaktır “ diyorlar. 7 yıl içersinde faaliyete geçmesi beklenen teleskop; çeşitli avantajlar sunan benzersiz bir tasarımla inşa edilecek. 7 adet 8,4 metre çaplı dairesel aynanın bir araya gelmesiyle bu teleskop, 24,5 metre çaplı tek bir aynanın çözünürlük gücüne erişecek. Böylece kuramsal olarak Hubble Uzay Teleskopu’ndan 10 kat daha keskin görüntüler elde edilebilecek. Her bir aynanın ağırlığı 20 tonu, teleskop binasının yüksekliği ise 60 metreyi bulacak. Dev teleskopun, mevcut imkânlarla cevaplanamayan sorulara ışık tutması bekleniyor. Teleskopun araştıracağı ve gözlemleriyle ışık tutacağı konular oldukça ilgi çekici ve bilim dünyasının popüler konuları: Karanlık madde ve karanlık enerjinin doğası, ilk yıldızların ve gökadaların kökeni, yıldız ve gezegen oluşumunun gizemleri, gökadaların evrimi, kara deliklerin gelişimi. Dev Macellan Teleskopu, yakın yıldızların etrafındaki gezegenlerin saptanmasında ve görüntülenmesinde de önemli rol oynayacak.

Şekil 93: Teleskop yapımında çok sayıda ayna kullanılacak.

[http://www.uzayveastronomi.com/2009/02/13/dev-macellan-teleskobu-na-guney-kore-de-ortak-oldu/]

88

Şekil 94: İlk ışığının 2017’de alınması planlanan teleskopun, James Webb Uzay Teleskopu ile ortaklaşa çalışması planlanmaktadır. Böylece iki farklı sistemin yetenekleri birleştirilmiş olacak. Teleskopun birincil aynası ise, 492 parçadan oluşacak. [ http://www.eso.org/public/turkey/teles-instr/e-elt.html]

89

SONUÇ Lippershey’in icat ettiği teleskopu geliştirerek onu gökyüzü gözlemlerinde kullanan Galileo, teleskopun tarihini başlatan isim olmuştur. 1609 yılında Galileo ile tarihi serüvenine başlayan teleskop, ilk olarak iki ince kenarlı mercek kullanılarak icat edilmiştir. Mercekli teleskoplarda net görüntünün oluşmasını sağlayabilmek için önemli bir öneri Kepler’den gelmiştir. Kepler’in modeli, yakınsak objektif ve göz merceklerine sahip bir teleskoptur. Bu şekilde mercekli teleskoplarda net görüntünün oluşmasını sağlamıştır. Galileo’dan sonra teleskop için en önemli adım, Newton’un görüntü kalitesini artırmak ve optik hataları en aza indirmek amacıyla mercek yerine ayna kullanarak yaptığı teleskoptur. Newton’un yaptığı bu farklılık, teleskop dünyasına çok uzak cisimlerin gözlenebilirliğini sunmuştur. Teleskopun ilk gelişim süreci William Herschel’in yaptığı teleskop ile tamamlanmıştır. 1789’da yapılan bu alet günümüzdeki modern teleskopların ilk modeli olarak kabul edilebilir. Ayna ve mercek teleskop yapımında kullanılan ana malzemelerdir. Bir teleskopu sadece mercek veya ayna kullanarak yapabildiğimiz gibi her ikisini kullanarak da yaparız. Modern teleskoplarda bu yapıya ek olarak gözlem algılayıcılarında büyük gelişmeler olmuştur. İlk zamanlar gözle teleskoplara bakılıp görüntü gözlemcinin algılaması ve onu çizmesi ile kaydedilirken teknoloji geliştikçe önce fotograf plakaları daha sonra elektronik kameralar kaydediciler kullanıldı. Günümüzde bunun yanı sıra bir dizi spektrometre ve kameralar kullanılmaktadır. Görüntünün keskinliği ve netliği, yapılacak olan gözlemin konumu teleskopun niteliklerini belirleyen birkaç unsurdur. Teleskop icadından beri hızlı bir gelişim göstermiştir. Teleskoplarla gözlem yapılırken atmosferdeki çeşitli bozulmalar nedeniyle görüntüler her zaman net olamamaktadır. Bu sorun interferometrik teleskoplarla büyük ölçüde giderilmiştir. Atmosfer den kaynaklanan sorunları gidermenin önemli diğer bir adımı ise uzay teleskoplarıdır. Bu tür teleskopların ilki olarak Hubble uzay teleskopudur. Hubble ile uzakta bulunan gök cisimlerinden net görüntüler alınmıştır. Hubble teleskopu uzay gözlemlerinin dönüm noktası olmuştur. Bu teleskopun öncülüğünde başlayan modern uzay teleskopları dönemi, elektronik algılayıcılar, elektronik donanım, spektrometreler ve yazılım açısından gelişmiş yeteneklere sahip teleskoplarla tanışmamızı sağlamıştır. Teleskopların araştıracakları konulara göre, fiziksel boyutları şekillenmektedir. Gözleme başlayan ve yakın gelecekte gelişerek gözlemlerin kalite ve algılama sınırlarını geliştirecek olan teleskoplardan biri ALMA teleskopudur. ALMA tam kapasite ile çalışmaya başlamamasına rağmen Ekim 2011 de çektiği görüntüler ile üstün niteliklere sahip olduğunu şimdiden göstermiştir. ALMA gibi birçok interferometrik teleskop önümüzdeki on yıl içerisinde çalışmaya başlayacaktır. Gelecek uzay gözlemleri araştırmalarının en yeni ve en büyük projesi, Grand Macellan Teleskopu’dur. GMT için, bugüne kadar inşa edilmiş olan aletlerin en yeteneklisi olarak bahsedilmektedir. Ayrıca aynalı teleskoplar içerisinde en büyük boyutlara ve yüksek çözünürlük kalitesine sahip olacağı belirtilmektedir. Ülkemizdeki astronomi ve gözlem çalışmaları ilk olarak Osmanlı devleti, padişah III. Murat zamanında 1575 yılında kurulmuştur. Dönemin en üstün tekniği ile kurulan rasathane ulema baskılarına dayanamayan padişahın emri ile beş yıl sonra (Teleskobun

90

icadindan yaklaşık 30 yıl önce) yıkılmıştır. Şuan hala faaliyet gösteren ilk gözlemevimiz 1911 yılında kurulmuş olan Boğaziçi üniversitesi Kandilli rasathanesidir. Gözlemevinin ve ülkemizin de ilk resmi gözlem aracı 1925 yılında gözlemevine getirilen Karl Zeiss dürbünüdür. İlk resmi teleskop ise İstanbul üniversitesi gözlemevinin Almanya’dan getirdiği teleskoptur (1936). Fakat günümüzde teknolojik açıdan gelişmiş ve şu ana kadar Türkiye’de bulunan teleskopların en hızlısı olma özelliği taşıyan IST60 teleskopu yerli yapımdır. Teleskoptan ilk görüntüler Haziran 2011 yılında alınmıştır. Ülkemizdeki gözlemevi sayısı dokuz olmasına rağmen, etkin bir şekilde faaliyet gösteren üç tanedir. Bunlar; İstanbul Üniversitesi gözlemevi, TÜBİTAK gözlemevi ve Çanakkale Üniversitesi gözlemevidir.

91

KAYNAKLAR National Geography, Documantary Feynman's Lost Lecture: The Motion of Planets Around the Sun (1996) Fabbri Bilim ve Teknik Ansiklopedisi. Serhat Kitap Yayın Dağıtım. Martı Dergisi, Aralık 2010,Ocak 2011 Osmanlı imparatorluğunun doruğu 16. yüzyıl teknolojisi, Editor Prof. Dr. Kazım Çeçen, İstanbul 1999 İstanbul Rasathanesi, Ahmet Süheyl Ünver Physics for scientists and Engineers, Second Edition, Paul Fishbane-Stephen T. Thornton Handbook of Optical design, Daniel Malacara-Marcel Dekker,Astronomical Telecopes Bilim Ve Teknik, Ekim 2011 gazetearsivi.milliyet.com.tr/Arsiv/1959/09/28 Docomomo Arşivi www.akintarih.com/turktarihi/osmanli/kadercilik/kadercilik.htm www.tmt.org/Thirty Meter Telescope www.gmto.org/Giant Magellan Telescope http://www.eso.org/public/turkey/teles-instr/e-elt.html http://www.uzayveastronomi.com/2009/02/13/dev-macellan-teleskobu-na-guney-kore-de-ortak-oldu/ http://www.arkiv.com.tr/p5309 http://www.toplumdusmani.net/modules/wordbook/entry.php?entryID=5992 http://www.gizemlikapi.com/fizik/47113-teleskop-nedir.html http://tr.wikipedia.org/wiki/Avrupa_G%C3%BCney_G%C3%B6zlemevi http://rasathane.ankara.edu.tr/populer/pak/Evrende_yalniz_miyiz.pdf http://tr.wikipedia.org/wiki/James_Webb_Uzay_Teleskopu http://en.wikipedia.org/wiki/Overwhelmingly_Large_Telescope http://www.skatelescope.org/wp-content/uploads/2011/06/SKA_Factsheet-for-Journalists_Turkish_web.pdf http://hurarsiv.hurriyet.com.tr/goster/printnews.aspx?DocID=4631337 http://www.biltek.tubitak.gov.tr/etkinlikler/gozlem/presentations/TUGtanitim.pdf www.istanbul.edu.tr/fen/astronomy/egitim/agay/ders/ders.htm http://www.eso.org/public/turkey/news/eso1137/ http://www.forumpaylas.net/bilim-ve-teknoloji/52338-son-yillarda-uzay-ve-astronomi-alaninda-yasanmis-gelismeler.html http://80.251.40.59/science.ankara.edu.tr/selam/TR/ast404/Bolum_05_Teleskoplar_ve_Dedektorler.pdf htt://www.meleklermekani.com/icatlar-ve-buluslar/86974-teleskop-nasil-calisir.html www.hakkinda-bilgi-nedir.com › www.uzaymer.cukurova.edu.tr/opttel.htm tr.wikipedia.org/wiki/Astronomi ww.msxlabs.org/.../29917-icatlar-ve-buluslar-tarihi-kronolojik-siral.. 80.251.40.59/humanity.ankara.edu.tr/unat/yu/M38.pd http://www.pcteknik.net/bilim-teknik/128368-optik-teleskoplar.html

92

http://www.nuveforum.net/294-kisiler/69150-christiaan-huygens-hollandali-gokbilimci-matematikci-fizikci/ http://www.uzaysitesi.com/teleskoplarin-evrimi http://www.genbilim.com/content/view/5905/36/ http://www.pf.jcu.cz/stru/katedry/fyzika/prof/Tesar/diplomky/obr_dopl_optika/optika/dalekohledy/historie.htm http://www.atmturk.org/index.php/Aynali http://www.makaleler.com/bilim-makaleleri/newtonun-teleskopu-dunyayi-nasil-degistirdi.htm fen.ege.edu.tr/fizik/images/physicsimg/lisans-lab/.../Deney-10.pdf http://tuhafbilgiler.blogcu.com/teleskop-nedir-tarihcesi/5325617 http://www.arkeoatlas.com.tr/atlasdan/yervegok/08340/