Tutulma, bir astronomik objenin geçici olarak önüne engel gelerek kapanması sonucu oluşur ki bu ya önüne başka bir cisim gelmesi ya da gözlemci ve objenin arasına başka bir cisim gelmesi ile olur.

Tutulma terimi sıklıkla ya Ay’ın gölgesinin Dünya’nın yüzeyine düşmesiyle olan güneş tutulmasını anlatmak için ya da Ay’ın Dünya’nın gölgesinde kaldığı ay tutulmasını anlatmak için kullanılır. Ancak, bu terim Dünya- Ay sisteminden ötede geçen başka bir takım olayları anlatmak için de kullanılır. Örneğin, bir gezegenin kendi ayı tarafından gölgelenmesi yahut bir ayın kendi kendi gezegeninin gölgesi altında kalması ya da bir ayın başka bir ayın gölgesi altında kalması. Eğer gözlemcinin pozisyonu ile yıldızın yörüngenin düzeyi kesişirse de bir ikili sistem oluşabilir.

Etimoloji[değiştir | kaynağı değiştir]

Tutulma terimi antik Yunanca’daki “noksan” anlamına gelen λείπω (leípō) fiilinin, “-ndan” anlamına gelen ἐκ- (ek-), önekini alarak oluşturduğu “terk etme”, “düşme” “kararma” anlamına gelen ἐκλείπω (ekleípō) fiilinden türemiştir ve “terk ediş”, “düşüş”, “kutsal bedenin kararması” anlamlarına gelen ἔκλειψις (ékleipsis) kelimesini oluşturmuştur.

Umbra, penumbra ve antumbra[değiştir | kaynağı değiştir]

Umbra, penumbra and antumbra opak bir objenin daha büyük bir ışık kaynağını gizlemesiyle oluşur.

Ay’ın gölge alanı, güneş tutulmasında üçe ayrılır.

• Umbra, Bu durumda Ay, Güneş’i tamamen kaplar (kesin ifadeyle, fotosferini)
• Antumbra, ucunun ötesine uzanır ve Güneş’in tam önünde durmasına karşın onu tamamen kaplamak için küçük kalır..
• Penumbra, bu durumda Ay Güneş’in yalnızca bir kısmının önünde durmaktadır.

Ay tutulması esnasında umbra ve penumbra gerçekleşebilir. Bunun nedeni Dünya’nın Ay’dan görüş noktasının o anki diametresinin Güneş’in dört katı olmasından kaynaklanır.

İlk kontakt, Ay dairesinin Güneş’in alanını kaplamaya başlamasıyla olur, ikinci kontakt Ay dairesinin tamamen Güneş dairesi içine girmesiyle olur, üçüncü kontakt Güneş dairesinden çıkmaya başlamasıyla, dört ve sonunda kontakt da en sonunda Güneş dairesinin tamamen dışına çıkmasıyla olur.

Aynı terimler diğer tutulmaları tanımlamak için de analog olarak kullanılabilir. Örneğin, Deimos’un Mars’ı geçmesi ya da Phobos’un Mars’ın prenumbrasına girmesi gibi.

Tam tutulma, gözlemcinin umbra içinde olmasıyla olur, yıllık tutulmalar gözlemci antumbra’da ve kısmi tutulma da gözlemcinin penumbrada olmasıyla olur.

Dairesel alanlar için, gizleyen object yıldızdan daha küçük olduğu zaman, umbranın koni şeklindeki gölgesinin uzunluğu (L), Rs yıldızın yarıçapı, Ro kaplayan objenin yarıçapı ve r gizleyen objenin yıldızdan uzaklığı olmak üzere:

${\displaystyle L\ =\ {\frac {r\cdot R_{o}}{R_{s}-R_{o}}}}$

Dünya için, ortalama L 1.384×106 km’ye eşittir ki bu Ay’ın yarı majör ekseni olan 3.844×105 km’den çok daha büyüktür. Bu yüzden Dünya’nın umbra konisi, ay tutulması esnasında Ay’ı tamamen kaplayabilir. Ancak, eğer gizleyen obje bir atmosfere sahipse yıldızın ışığının bir kısmı kırılarak gölgenin hacmi içerisine girebilir. Bu durumun bir öneği Dünya’nın neden olduğu bir ay tutulmasında, Ay’ın ancak silik kırmızımsı bir hal almasını sağlayabilmesidir.

Bir tutulması esnasında ortaya çıkan gölge tam olarak saniyede 1 km hızla ilerler. Bunun dayanak noktası, gölgenin yeryüzündeki açısının konumuyla ilgilidir. ^{[kaynak belirtilmeli]}

Tutulma Döngüleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir tutulma döngüsü, bir dizi tutulmasının belirli zaman aralıklarında gerçekleşmesi ile oluşur. Bu durum cisimlerin yörüngesel hareketlerin, harmonik bir düzen oluşturmasıyla ortaya çıkar. Bunun bir örneği Saros döngüsü’dür ki her 6,585.3 günde bir ya da her 18 yıldan biraz daha fazla zamanda (çünkü bu süre tam bir gün sayısı değildir ve başarıyla oluşan bir tutulma dünyanın değişik yerlerinden görülebilir) bu ay tutulmasına neden olur.

Dünya - Ay Sistemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Dünya’nın konumunun ortada olduğu bir yörünge diagramı, ay ve güneş dairesel bir şekilde gösterilir, Ay’ın iki nodu tutulmanın olabileceği durumdadır.

Güneş’i, Dünya’yı ve Ay’ı kapsayan bir tutulma sadece üç gökcismi de neredeyse düz bir çizgideyken mümkün olur, böylece birinin diğerinin arkasında gizlenmesine ve üçüncüsünden gözlemlenmesine izin verir. Ay’ın yörüngesel düzlemi, Dünya’nın yörüngesel düzlemine göre eğik olduğu oldu (ekliptik) tutulma yalnızca Ay iki düzlemin arasına yakın olduğunda (nodlar) gerçekleşebilir. güneş, Dünya ve nodlar yılda iki kez birleştiği ve bir tutulma gerçekleşebileceği zaman, tutulma yaklaşık iki ay içinde bu zaman diliminde gerçekleşebilir. Bir takvim yılında dört ila yedi tutulma meydana gelebilir, bu döngü saros gibi tutulma döngülerinin değişkenlerine göre tekrarlanabilir.

1901 ve 2100 arasında maksimum yedi tutulma vardır.

• dört (penumbral) ay tutulması ve üç güneş tutulması: 1908, 2038.
• dört güneş ve üç ay tutulması: 1917, 1973, 2094.
• beş güneş tutulması ve iki ay tutulması:1934.

Penumbral ay tutulmaları sayılmazsa maksimum yedi tutulma olacaktır.

• 1591, 1656, 1787, 1805, 1917, 1935, 1982, and 2094.

Güneş Tutulması[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana makale: Güneş tutulması

1 Ağustos 2008’de Novosibirk, Rusya’dan gözlemlenen bir güneş tutulması gelişimi. Çekimler arası süre üçer dakikadır. Dünya’dan da gözlendiği üzere, güneş tutulması Ay’ın Güneş’in önüne geçtiğinde meydana gelmektedir. Güneş tutulmasının türü Ay’ın Dünya’dan tutulma esnasındaki uzaklığına bağlıdır. Tam güneş tutulması Dünyanın, Ay’ın gölgesinin umbra kısmıyla kesiştiği zaman olabilir. Umbranın Dünya’nın yüzeyine ulaşmadığı durumlarda Güneş kısmi olarak gölgelenmiş olur ve halkalı tutulmaya neden olur. Kısmi güneş tutulması gözlemcinin penumbra içerisinde olduğu durumlarda gerçekleşir.

Tutulmanın boyutu Güneş’in Ay tarafından kaplanan çapının fraksiyonudur. Tam tutulma için bu değer her zaman eşit ya da daha büyüktür. Hem halka hem de tam tutulmada, tutulmanın boyutu, Ay ve Günei’in açısal boylarına oranlıdır.

Güneş tutulmaları göreceli olarak kısa süren olaylardır ve yine göreceli olarak dar bir zaman diliminde gözlemlenmeleri mümkün olur. En ideal şartlar altında dahi, tam güneş tutulması 7 dakika, 31 saniye sürer ve 250 km genişlikteki bir alandan gözlemlenebilir. Ancak, kısmi güneş tutulmasının gözlemlenebildiği alanlar çok daha geniştir. Ay’ın umbrası doğuya doğru 1,700 km/s hızla ilerler, ta ki Dünya’nın yüzeyiyle kesişmeyene kadar.

Tam güneş tutulmasının geometrisi (boyutlar doğru değildir) Bir güneş tutulması esnasında Ay bazen Güneş’i mükemmel bir şekilde kaplayabilir çünkü boyu Dünya’dan gözlendiğinde neredeyse Güneş kadar büyük olur. Tam güneş tutulması ise, aslında halka şeklindeki güneş tutulması transitken gölgesinde kalmasıyla olur.

Dünya’nın yüzeyinden başka, uzaydaki noktalardan gözlemlendiğinde, Güneş Ay’ın kendisinden başka şekillerde de tutulmaya uğrayabilir. Buna iki örnek Apollo 12 mürettebatının 1969’ta Dünya’yı gözlemlemesinde ve 2006 senesinde Cassini sondasının Güneş tutulmasını Satürn’den gözlemlemesidir. Saturn to eclipse the Sun

Ay Tutulması[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana Makale: Ay Tutulması

Ay tutulması, Ay’ın Dünya’nın gölgesinden geçtiği zaman meydana gelir. Bu durum sadece Ay, Dünya’nın Güneş’ten uzak tarafındaysa olur ve ay tutulması yalnızca dolunay varken ortaya çıkabilir.

Güneş tutulmasından değişik olarak, bir ay tutulması hemen hemen tüm yarımküreden gözlenebilir. Bu nedenden herhangi bir yerden ay tutulmasını gözlemlemek çok daha yaygıngır. Ayrıca ay tutulması daha uzun sürer, tamamlanması birkaç saati bulur ve tam gerçekleştiğinde yarım saatten bir saati geçecek kadar sürebilir.

Üç tip ay tutulması vardır: Bunlardan penumbral, Ay’ın Dünya’nın penumbrasını geçtiği zaman, kısmi, Ay’ın Dünya’nın umbrasını geçtiği zaman ve tam, Ay’ın Dünya’nın tüm umbrasını kapladığı zaman olur. Tam tutulma bu fazların üçünden de geçer. Ancak tam bir ay tutulması anında dahi, Ay tamamen karanlık değildir. Dünya’nın atmosferine giren güneş ışınları umbraya girer ve sönük bir aydınlık yaratır. Tıpkı gün batımında olduğu gibi, atmosfer daha kısa dalga boylarını daha güçlü yayar ve aydınlanma kızıl bir tonda olur. Bu faza “kanlı ay” denir ve ay ile ilgili olayların anlatımında tutulmalar kaydedilmeye başlandığından beri kullanılır.

Tarihsel Kayıtlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş tutulamalarının kayıtları antik çağlardan beri tutulmaktadır. Tutulmala tarihleri, tarihi kayıtların kronolojik olarak zamanlarının belirlenmesinde kullanılabilir. Ugatarik dilde bulunan bir Suriye tableti MÖ 5 Mart 1223 yılında gerçekleşen bir tutulmayı haber verir. Paul Griffin İrlanda’da bulunan bir taşın MÖ 30 Kasım 3340 yılına dayandığını savunmaktadır. Klasik dönem astronomlarının kullandığı, MÖ 13. yüzyıl Babilon tutulma kayıtları çok daha güvenilir ve sürerliliği olan kayıtlardı ve Yunan’lara tüm ay tutulma tipleriyle ve hareketleriyle (sinotik, anomalistik, drakotonik) ilgili bir milyonda bir yanılma payı olan kaynaklardı. Güneş tutulmasının Çin tarihinde yapılan kayıtları 4000 yıl öncesine dayanır ve Dünya’nın dönme hızındaki değişimleri ölçmek için kullanışmıştır.

1600’lü yıllara gelindiği zaman, Avrupalı astromlar güneş ve ay tutulmalarını açıklayan diagramların bulunduğu kitaplar yayınlıyordu. Bu bilgiyi daha geniş kitlelere ulaştırmak ve tutulmanın sonuçlarından duyulan korkuları azaltmak için, basımevleri bu kitapları yatay olarak ve olayı bilim yahut astroloji üzerinden anlatacak şekilde bastılar.

Diğer Bazı Gezegenler ve Plüton[değiştir | kaynağı değiştir]

Dev Gaz Kütleleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayrıca bakınız: Solar eclipses on Jupiter, Solar eclipses on Saturn, Solar eclipses on Uranus and Solar eclipses on Neptune

Büyük gaz kütleleri olan gezegenler (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün), birçok aya sahiptir ve sıklıklı tutulma gözlemlenmektedir. En çok tutulma görülen, dört büyük ayı ve düşük aksis eğirisine sahip olan Jüpiterdir ki bu da gökcisimlerinin daha geniş olan gezegenin gölgesinde kalmasına ve sıklıkla tutulma yaşanmasına neden olur. Transitler eş değer frekanslarda meydana gelir. Büyük ayların Jüpiter’in bulutları üzerinde dairesel şekiller yarattığını görmek oldukça yaygındır.

Jüpiter’in Galileo ay tutulmalarının, bir kez yörünge elementleri bilindiği zaman doğru bir şekilde tespit edilebildiği görüşmüştür. 1670’lerde, Jüpiter’in Güneş’in uzak ucunda olduğu zaman yaklaşık 17 dakika içinde gerçekleştiği görüşmüştür. Ole Romer, bu gecikmenin ışığın Jüpiter’den Dünya’ya gelmesi için Diğer üç büyük gaz kütlesinde, tutulmalar yalnızca gezegenin yörüngesindeki belirli zamanlarda meydana gelebilir çünkü, ayların ve gezegen yüzeyinin yörüngeler arasındaki yüksek eğim farkı vardır. Örneğin, bir ay olan Titan’ın yörünge düzlemi, Satürn’ün ekvator alanına eğitimi 1.6 derecedir. Ancak Satürn neredeyse 27 derecelik bir açıya sahiptir. Titan’ın yörünge düzlemi Güneş’in görüş çizgisinden Satürn’ün yörüngesine 2 derecelik bir açıyla keser. Satürn’ün bir dönencesi 29.7 yıl olduğu için, tutulma yalnızca 15 yılda bir civarında mümkün olur.

Jovian uydusunun tutulma zamanlnarı da, gözlemcinin Dünya üzerinde boylam hesaplamasında kullanılmıştır. Bir tutulmanın tahmin edilen zamanı bilerek, standart biz boylamda (örneğin Greenwich) gözlemlenmiş ve zaman farkı, tutulmanın yerel saati bilinerek bilgisayar ortamına aktarılmıştır. Zaman farkı gözlemcinin boylamını belirler çünkü her saat ekvatorda 15 derecelik boylam farkına eşittir. Bu teknik 1679’da, Fransa’da Giovanni D. Cassini tarafından kullanılmıştır.

Mars[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana makale: Phobos’un Marst’tan Transiti

Phobos’un Mars’tan Transiti, 10 Mart 2004 tarihinde Opportunity Mars Rover’dan görüdüğü haliyle Mars’ta sadece kısmi güneş tutulması (transitler) mümkündür, çünkü gezegenin hiçbir ayının yörüngesel yarıçapı, yüzeyinden de görülebileceği üzere Güneş dairesini kaplayacak kadar büyük değildir. Mars’taki tutulmalar mümkün olmakla kalmaz aynı zamanda her Dünya yılında yüzlercesi gerçekleşir. Deimos’un Phobos tarafından tutulmasına neden olan bazı nadir durumlar vardır. Mars tutulmaları hem Mars’ın yüzeyinden hem de yörüngelerden fotoğraflanmıştır.

Plüton[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana makale: Plüto’daki güneş tutulmaları Plüton, Charon adındaki, oran olarak en büyük aya sahiptir ki birçok tutulmanın da olduğu yerdir. Bu tip birbirini tetikleyen tutulmalar 1985 ve 1990 arasında gerçekleşmiştir. Bu günlük olaylar iki gökcisminin de fiziksel parametrelerinin doğru olarak ölçülmesini sağlamıştır.

Merkür ve Venüs[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayları olmadığı için Merkür ve Venüs’te tutulması olması imkânsızdır. Ancak her ikisi de Güneş’in yüzeyinden geçiş yaparken gözlenmişlerdir. Merkür’ün her yüzyılda ortalama olarak 13 geçişi vardır. Venüs’teki geçişler ise sekiz yıllık bir entervalde çifter şekilde meydana gelmektedir, ancak her çift yüzyılda bir kezden daha az meydana gelmektedir.

İkili Tutulmalar[değiştir | kaynağı değiştir]

İkili sistemler, birbirinin ağırlık merkezi çevresinde yörüngeye yerleşmiş iki yıldızdan oluşur. İki yıldızn da hareketleri uzayda ortak bir yöründe merkezine oturmuştur. Bu merkez gözlemcinin bulunduğu yerle aynı doğrultuda olduğu zaman, iki yıldız birbirlerini geçerken görülebilirler. Sonuç ise tutulma ikilisi olarak adlandırılan bir dışsal yıldız değişkenidir.

Bir tutulma ikilisinin maksmum ışık değeri, her bir yıldızın kendi ışık değerlerinin toplamına eşittir. Bir yıldız diğerinin önüne geçtiği zaman, sistemin ışık değerinde düşme gözlemlenir. Işık değeri ancak, iki yıldız aynı hizadan çıktıklarında normale döner.

Tutulma ikilisine sahip ilk keşfedilen yıldız sistemi Algol’dur, bu yıldız sistemi Perseus’la birliktedir. Normal şartlar altında bu yıldız sisteminin görsel çapı 2.1’dir. Ancak, her 2867 günde bir bu çap dokuz saatten fazla 3.4’e düşer. Bu duruma, çiftin daha parlak yıldızın önüne geçeninin ışık kesen reostaya sahip olması neden olur. Gökcisiminin ışık değerlerindeki değişkenlikleri, tutulmaya neden olan gökcisminin neden olması konsepti 1783 yılında John Goodricke tarafından gündeme getirilmiştir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

• 21. yüzyılda gerçekleşen güneş tutulmalarının listesi
• Mursuli Tutulması
• Venüs Transiti