Güneş GDM417 Astronomi

Güneş Güneş, Dünya’mıza en yakın olan yıldızdır. Gezegenimizdeki hayatın var olmasını sağlar. Bizim ısı ve ve ışık kaynağımızdır. Gece gökyüzünde gördüğümüz yıldızlar da tıpkı Güneş’imiz gibidir. Ancak çok uzakta olduklarından onları küçük noktalar olarak görürüz. Güneş’in uzaklığı 8 ışık dakikasıdır (“sadece” 150.000.000 km).

Güneş Dünya’daki yaşam için vazgeçilmez bir enerji kaynağıdır. Saniyede 4.0x1023 kilowatt enerji üreten dev bir enerji makinasıdır. Dünya’nın bir yılda ürettiği enerjiyi, saniyenin on milyonda biri kadarlık bir sürede yayınlamaktadır. Her saniyede, 10 milyar atom bombasının patlamasına eş değer bir enerji üretiyor.

Güneş Yarıçap = 110 x Dünya (700.000 km) Kütle = 333000 x Dünya (1.99 x 1030 kg) Yüzey sıcaklığı = 5800 K Çekirdek sıcaklığı = 15.000.000 K Işınım gücü = 4 x 1026 Watts (1033 erg/sn) 1 “Güneş Günü” = 24.9 Dünya günü (ekvator) 29.8 Dünya günü (kutuplar) açısal büyüklüğü (0.5°)

Güneş ve Gezegenleri

Güneş sistemimizde bulunan tüm gezegenleri ve kayaları birleştirsek bile Güneş’in sadece %2 sini elde ederiz. Güneş sistemimizin yaklaşık %98’ini Güneş kaplar (kütlesel olarak). Eğer Güneş’in içi boş olsaydı, içine 1 milyon tane Dünya sığabilirdi.

Güneş, ona yaklaşılmasına izin vermeyecek kadar sıcaktır Güneş, ona yaklaşılmasına izin vermeyecek kadar sıcaktır. 5500 derece sıcaklığındadır. Demir 1500 derecede erir, 2600 derecede ise kaynar. Güneş’in sıcaklığı o kadar yüksektir ki demir kaynar ve gaz haline geçer.

Güneşin çapı yaklaşık 1.400.000 bin km’dir. Bu değer, Dünya’nın çapının yaklaşık 100 katıdır. Güneş bir gaz topudur ve çok sıcaktır. Dolayısıyla ona yaklaşmak veya üzerinde durmak imkansızdır. Ancak böyle bir şansımız olsaydı, onun üzerinde bir tam tur atmak, Dünya’nın etrafında 10.000 tur atmakla eşdeğer olurdu.

Güneş’in kütlesi çok büyük olduğundan tüm gezegenleri kendine çeker ve gezegenler onun etrafında eliptik (neredeyse dairesel) yörüngelerde sürekli dolanırlar.

Güneş’in Yüzeyi Güneş’in gözle görebildiğimiz bölgesi “fotosfer (ışık küre)” bölgesidir. Bu bölgede sıcaklık 5700 °K civarındadır. Bu katı bir yüzey değildir. Işık kürenin kalınlığı çok incedir (sadece 500 km kadar ya da Güneş yarıçapının %0.1’inden daha az). Bu incelik sebebiyledir ki Güneş, tamamıyla gazdan oluştuğu hâlde, bu kadar keskin bir kenara sahiptir. Bu katman içerisinde bazı Güneş etkinliklerini barındırmaktadır: Bulgurlanma :Konvektif hareketlerin Güneşfotosferindeki görüntüsü. Güneş Lekeleri :Manyetik etkinlikler sonucu oluşan fotosfere nazaran daha soğuk bölgeler. Flareler ve Prominensler :Plazmanın yüzeyden fışkırması ile oluşan yapılar.

Bu çekim kuvvetleri dışında tüm gök cisimleri aslında birer mıknatıs gibidirler. Tıpkı bir mıknatısı demir tozlarının arasına koyduğumuzda oluşan görüntü gibi Dünya da benzer manyetik etkiye sahiptir. Bu manyetik alan sayesinde Güneş’den gelen zararlı parçacıklar Bizlerden uzaklaştırılırlar.

Güneş de büyük bir mıknatıstır. Ancak şekilde görüldüğü gibi Dünya’ya • Güneş de büyük bir mıknatıstır. Ancak şekilde görüldüğü gibi Dünya’ya benzer basit şekilli bir manyetik yapısı yoktur. Bunun nedeni Güneş’in Dünya gibi katı olmaması, gaz ve plazma olmasıdır. Bunun sonucu olarak Güneş üzerindeki bazı bölgelerde çok kuvvetli manyetik alanlar oluşur. Bu kuvvet nedeniyle bu bölgeler karanlık gözükür. Bu karanlık bölgelere “GÜNEŞ LEKESİ” denir.

Güneş Lekesi Yaygın görüşe göre bunun nedeni ısı taşınım (konveksiyon) katmanındaki, ısının taşınmasını engelleyen yoğun manyetik alan bölgeleri. Manyetik alan çizgilerinin düğümlendiği noktalarda ısı ve enerji taşınımı engelleniyor. Isının dışarıya çıkamadığı bu noktaları biz Güneş lekesi olarak görüyoruz. Leke bölgelerinde manyetik alan fotosfere göre 1000 katı daha fazla. Tipik değeri 1500 gauss kadardır.

Güneş’in Manyetik İlmekleri

Güneş’in Manyetik Alanı Güneş’in manyetik alanında görülen değişimler ve bunların sonucu olarak ortaya çıkan yüzey parlaklık dağılımındaki düzensizliklerin temel kaynağı Diferansiyel Dönmedir. Dönme ve Konveksiyon sonucu ; Enlemsel Manyetik Alan Boylamsal Manyetik Alan Lekler Flare Prominens vd düzensizlikler

Güneş’in Dönmesi

Leke sayılarının yıllık değişimi: 11 yıllık çevrim Maximum number Minimum number

Güneş’te Flare ve Bulgurlanma

Umbra: merkezi karanlık bölge Penumbra: umbranın çevresi Karşılaştırmalı olarak Dünya

Güneş Çekirdekte üretilen enerji, ışınım yolu ile ışımasal bölgeden taşınır. Bu bölgede sıcaklık aralığı : 4 500 000 K ile 8 100 000 K dir. Işık fotonları her ne kadar ışık hızı ile hareket ediyor olsalar da, etkileşmenin sayısı çok olduğundan fotonun yüzeye ulaşması milyonlarca yıl sürmektedir. Konvektif bölgede sıcaklık yaklaşık olarak 2 000 000 K dir. Konvektif bölgeye gelen enerji yüzeye konvektif hareketler ile taşınmaktadır:

Güneş Konvektif bölgedeki sıcaklık 2x106 K dir, bu da bu katmandaki ağır atomların bazı elektronların kaybetmeden tutabilmesine izin verir. Bu durumda katmandaki yıldız maddesi ışığa karşı daha donuk olmasını sağlar. Işımasal katmandan gelen yoğun ışınım ile bu katmanda sıcaklık iyice artar, akışkan haldeki yıldız maddesi kararsız olur ve kaynama hareketini başlatır. Katmanın daha derin bölgelerindeki ısınan akışkan genişleyerek yükselir, yüzeye doğru yaklaştıkça soğur. Soğuyan madde tekrar geriye döner. Süre gelen bu hareket kendini Güneş yüzeyinde bulgurlanma olarak gösterir.

Güneşten gelen enerji onun modellenmesini olanaklı kılar: (1) Çekirdek, (2) Işımasal bölge (3) Konvektif bölge

İç bölgeler Çekirdek Işımasal bölge Konveksiyon bölgesi Enerji üretimi, kütlenin %10’u, yarıçapın %29’u Işımasal bölge Geçirgen, kütlenin %80’i, yarıçapın % 42’si Konveksiyon bölgesi Kaynama, ısısal hareketler, kütlenin %10’u, yarıçapın %29’u

Güneş’in İç Yapısı Hidrojen+Hidrojen Helyum + Enerji

Güneş Birinci aşamada iki Hidrojen atomu birleşerek Döteryum , elektron ve nötrino yayınlar. İkinci aşamada Döteryum bir Hidrojen atomu ile etkileşerek 3He ve gamma ışınımı üretir. Son aşamada iki 3He birleşerek bir 4He ve iki Hidrojen üretir. Bu tepkimelerde reaksiyona giren kütlenin 0.007’si enerjiye dönüşür. Enerjinin miktarı E=mc2 formülü ile hesaplanabilir.

Konveksiyon Kaynayan bir su kabı: Isınan madde yükselir. Soğuyan madde çöker. Enerji su kabının alt kısmından yüzeye, fiziksel olarak ”konveksiyon hücreleri” yardımıyla taşınır.. Güneş için de aynıdır.

Işıkküre Güneş’in görünen katmanıdır. Isısal hareketler nedeniyle bulgurlanma

Güneş’in üst atmosferleri Fotosfer Kromosfer Geçiş Bölgesi Korona

Güneş’in Atmosferi

Kromosfer Tam güneş tutulmasının öncesinde ve sonrasında görülebilen, oldukça ince (2500 km) ve kırmızımsı katman

Korona’nın Resmi

Güneş Rüzgarı Taç tabakasının üst bölgelerinde : Gaz çok sıcaktır Enerjisi çoktur Suyun kaynadığı kabın üst kısımlarındakine benzer, ‘buharlaşma’ya benzer gaz akıntıları. Rüzgar Koronal Delikler içinden geçerek yayılır. Güneş rüzgarı, her bir saniyede bir milyon ton Güneş kütlesini alır götürür! 4.6 milyar yılda, Güneş toplam kütlesinin sadece % 10’unu kaybetmiştir.

Koronal kütle atımları Güneş atmosferinin en dış katmanı korona çok güçlü manyetik alanlarla yapılanmıştır. Kapalı bir yapıya sahip olan bu manyetik alanlar, genellikle güneş leke gruplarının üzerinde gelişen olaylarla birdenbire açık duruma geçebilirler. Şiddetle gelişen bu olaylar sırasında ivmelenen güneş maddesinin hızı güneşin çekim alanından kurtulmak için gerekli hıza (700 km/sn) eriştiği andan itibaren koronal kütle atımı başlar.

Aurora Güneş rüzgarı, Güneş sisteminin dış sınırına kadar etkisini sürdürür. Güneş yüzeyinden koparılmış yüklü parçacıklar, elektronlar ve protonlardan oluşur.. Yüklü parçacıklar ve manyetik alanlar etkileşir : ışık!

Güneşin Dünyamıza Etkileri; Kutup Işıması Kutup ışıması, güneş aktivitesinin tetiklediği jeomagnetik fırtınalar Dünyada görüldüğü zaman ortaya çıkan dinamik ve olağanüstü bir görüntüdür.

2003 CME (koronal kütle atımı) Oklahoma 10/29/2003

Jeomagnetik Fırtınalar Her büyük güneş patlamasının, aktif prominansın ya da koronal kütle atımının ardından güneş maddesi ve beraberindeki magnetik alanı yavaş hareket eden bir bulut gibi 1 ile 4 gün içerisinde Dünyaya gelmektedir. Bu yüklü plazma Dünya atmosferine çarparak jeomagnetik fırtınayı başlatmaktadır.

GELİŞEN JEOMAGNETİK FIRTINALAR HANGİ SİSTEMLERİMİZİ ETKİLEMEKTEDİR Radyo Haberleşmeleri Radyo haberleşmeleri iyonosferde meydana gelen fırtınalardan bütün enlemlerde etkilenmektedir. Böyle bir durumda radyo frekanslarının bir bölümü iyonosferde soğurulmakta diğer bir bölümü de yansımaktadır. Bunun sonucunda radyo sinyalleri hiç beklenmedik doğrultularda yayılmakta veya şiddetleri hızlı bir biçimde bir azalıp bir artmaktadır. Bu olaylara neden olan güneş aktivitesinden en çok etkilenen gruplar kıtalar arası radyo yayını yapan radyolar, kıyı ile haberleşen gemiler, havaalanları ile haberleşen uçaklar ve amatör radyocular ve uydu operatörleridir.

Uydular Güneş aktivitesi sırasında artan jeomagnetik fırtınalar ve mor ötesi ışınım Dünya atmosferinin üst katmanlarını ısıtmaktadır ve bunun sonucu bu katmanlar genişlemektedirler. 1000 km yükseklikte dönen uyduların bulunduğu bölgelere kadar yükselen ısınan hava bu yüksekliklerde atmosferin yoğunluğunun önemli oranda artmasına neden olmaktadır. Bu da uyduların hareketinin yavaşlamasına ve zamanla yörüngelerinde istenmeyen yükseklik kayıplarına yol açmaktadır.

İnsanlar İçin Radyasyon Tehlikesi Şiddetli güneş patlamaları sırasında yayınlanan yüksek enerjili parçacıklar da, nükleer patlamaların ya da kazaların ardından yayınlanan radyasyon enerjisi kadar, insan yaşamı için tehlikelidir. Uzaydaki astronotlar her an sağlıklarını tehlikeye düşürecek düzeyde radyasyon tehlikesiyle karşı karşıya kalabilmektedirler. Radyasyon dozu olarak ölçülen yüksek enerjili parçacıkların hücrelere girmesi kromozomların ölmesine ve potansiyel kanser hastalıklarına yol açmaktadır.

İklim Güneş, atmosfer için, hava akımlarını yönlendiren ısı üretim aracı gibidir. Uzun yıllar sabit bir enerji kaynağı olarak düşünülmüştür, fakat son yıllarda güneş sabiti ile ilgili yapılan duyarlı ölçümler 11 yıllık çevrim içinde güneş sabitinde % 0.2 ye varan değişimler olduğunu göstermiştir. Bu süreç içerisinde zaman zaman bu değerin % 0.5 lere çıktığı da görülmüştür. Atmosfer bilimciler güneş sabitinde gözlenen bu miktardaki değişimlerin bile iklim değişiklikleri için yeterli olduğunu söylemektedirler.

Elektrik Dağıtımı Uzun mesafelere elektrik dağıtan taşıyıcı elektrik hatlarının civarında hareket eden magnetik alanlar oluşursa bu iletkenlerin içerisindeki elektrik akımı indüklenmektedir. Jeomagnetik fırtınalar bu olayın büyük ölçüde gerçekleşmesine neden olmaktadır. Elektrik dağıtım kuruluşları dağıtım sırasında tüketicilerine çok uzun iletim hatlarından alternatif akım göndermektedirler. Bu hatlarda jeomagnetik fırtınalar sırasında şebekeye zarar veren doğru akımlar meydana gelmektedir. Böyle bir nedenden dolayı 13 Mart 1989 Quebec, Kuzey Doğu Amerika ve İsveç'de uzun süreli elektrik kesintileri yaşanmıştır.

Yıldız Oluşum Bölgeleri Evren, yıldız oluşturacak madde ile doludur. M16 – Kartal bulutsusu kolonları (Hubble görüntüsü, http://oposite.stsci.edu/pubinfo/PR/95/44.html Yıldızlar arası soğuk hidrojen gazından ve tozdan oluşan bu kolonlar aynı zamanda yeni yıldızların küvözü olarak da adlandırılabilir. Moleküler hidrojenden oluşmuş yoğun gaz bulutları (her molekülde iki hidrojen atomu vardır) ve toz, yeni oluşmuş sıcak yıldızların moröte ışınımının dağıtıcı etkisine karşı direnebilirler. Bu yıldızların yakınlarındaki gaz ve toz ise hızlıca dağılırlar (örn bkz: sağ üst köşedeki yıldız). Kolonların moröte ışınım ile aşınmasıyla, kolonlar içinde gömülü olan daha yoğun küçük kürecikler etrafındaki örtü açılır.Bu kürecikler “EGG” olarak adlandırılır. “EGG” “Evaporating Gaseous Globules” sözcüklerinin kısaltmasıdır. Ancak aynı zamanda bu nesnelerin ne olduklarını da ifade etmektedir. EGG’lerin en azından bazılarının içinde embriyo yıldızlar oluşur. EGG’lerin atraflarındaki örtü kalktığı zaman, yıldızlar gelişmeyi aniden durdururlar. Bu yıldızlar kütlelerini oluşturacak madde ile bulutsudan ayrılırlar. Son olarak da EGG’lerin foto-buharlaştırmaya dayanamaması ile, yıldızların etrafı temizlenir.

Yıldız yaşamı bir bulutta başlar Bulutlar, yıldızların oluştuğu gaz ve tozu içeriler. Bu, bildiğimiz toz değildir SMC’deki yıldız kreşi N81’in Hubble ile alınmış görüntüsü. Bu büyük kütleli yıldızlardaki yıldız rüzgarları bulutsunun dış tarafına doğru oyuklar açılmasına neden olur. Soğuk moleküler hidrojen ve toz bulutları aydınlık arkaplanın üzerinde karanlık renkte görülmektedir. Bu, büyük kütleli yıldızların doğumuna eşlik eden türbülant koşulları görebilmemizi sağlamaktadır. Büyük kütleli yıldız doğumunun olduğu başka bir yer olarak, NGC 6822’nin Hubble görüntülerine bakılabilir. Eve ait toz, deri, saç, giysi dokuları, bitkiler, örümcek ağları, kum ve kir taneciklerinden oluşur. İçeriğinde, düzensiz karbon ve silikon partikülleri bulunur.

Dengeleme görevi... Nükleer füzyon ile salınan enerji, iç tarafa doğru olan kütle çekimine ters yönde kuvvet oluşturur. Kütle çekimi Isısal basınç Bu iki kuvvet, yaşamı boyunca bir yıldızın evrim aşamalarını belirler. Bu, yıldızın evrimi sırasında başından geçecek olayları kontrol eden önemli bir prensiptir.

TT Tauri Yıldızları Güneş benzeri genç yıldızlardır kütleleri 0.5 M☉< M < 3 M☉ 1-8 gün arasında yörünge dönemine sahip çok hızlı dönmeye sahiptirler, Huble uzay teleskobu ile çekilen IRAS 04302 2247 genç yıldızın görüntüsü.

Yıldızlararası Ortam Yıldızlararası ortamın ilk varlığı 18. yüzyılda William Herschel tarafından fark edildi. Herschel yaptığı gözlemlerle yıldızlar arasında karanlık alanlar olduğunu gördü bu alanlardaki maddelerin yıldızların görsel ışınımını sönümlediğini öne sürdü. Genelde gece gökyüzüne baktığımızda yıldızlar arasında büyük boşlukların olduğunu sanırız. Ancak dikkatli gözlemlediğimizde bazı bölgelerin diğerlerine oranla daha karanlık olduklarını görürüz. Oysa bazı bölgeleri ise daha parlak ve yaygın olarak görürüz. İşte bu algı yıldızlar arasında boşlukların değil onlar arasında bir ortam olduğu fikrini doğurmuştur. Aslında bunun en iyi kanıtını bir galaksi resmine baktığımızda özellikle galaksinin disk bölgesinde, spiral kollarında bazı yerlerde karanlık alanlar hemen dikkat çeker.

Yıldızlararası Ortam Yıldızlararası ortamdaki kütlenin %99’u gaz’dan (bunun %76 hidrojen ve %22 si helyum) ve %1’i tozdan oluşmaktadır (Acker, 2005 ve Lequeux, 2005). Yıldızlararası ortam hakkında en iyi bilgi ortamda yer alan ve gelen ışınımın kaynağını yansıma yapan toz taneciklerinden gelmektedir. Yıldızlararası ortam daima bir önceki nesil yıldızların nükleosentez sonucu üretilen elementlerce zenginleşmektedirler. Dolayısıyla galaksi kimyasal evriminde önemli bir role sahiptirler

Standart Gezegen Oluşum Teorisi Güneş Bulutsusu hipotezine göre moleküler bulutun büyüklüğü 20 pc idi ancak sadece 1 pc büyüklüğün içinde çekimsel bir çökme meydana geldi. Çökme ile 0.01-0.1pc (2000 – 20000 AB)boyutunda yoğun bir çekirdek oluştu. Daha sonra bu yoğun çekirdekten de günümüzdeki Güneş meydana geldi. Eski meteoritler üzerinde yapılan çalışmalardan çökmeyi tetikleyen mekanizmanın Güneş yakınındaki bir süpernova patlaması olduğunu göstermektedir. Süpernova patlamasıyla oluşan şok dalgaları bulutun çökmesini tetikledi. Yapılan hesaplar Güneş’i oluşturan dev moleküler bulutun Güneş’le birlikte 1000 ile 10000 arasında yeni yıldız oluşturduğunu göstermektedir.

Standart Gezegen Oluşum Teorisi Açısal momentum korunumuna göre bulutsu hızlı döndükçe, atomlar çarpışmaya başlar ve kinetik enerjilerini ısıya dönüştürür. Sonunda merkez daha yoğun ve sıcak olurken bulutsuda dönen yassı bir disk halini alır. Bu süre yaklaşık 105 ile 106 yıl kadardır. Yassı diske gezegenimsi disk adı verilir ve çapı yaklaşık 200 AB kadardır. Bu evredeki Güneş T Tauri yıldızlarına benzer. Benzer T Tauri yıldızların gözlemlerinden yola çıkılarak diskin kütlesinin yaklaşık 0.01 – 0.1 M_Güneş arasında olduğu anlaşılmıştır. 50 milyon yıl içinde de merkezde termonükleer reaksiyon başlamış ve Güneş hidrostatik dengeye oturmuştur.

Standart Gezegen Oluşum Teorisi Bu modelde öncelikle diskin orta düzlemindeki toz tanecikleri çarpışmayla birbirlerine yapışmaya başlar ve 0.01-10 m aralığında cisimler oluşur. İkinci aşamada çekimsel etki ile bu cisimlerin çarpışma etkinliği artar ve km boyutlarında gezegenimsiler oluşur. Ayrıca cisimler artık özel bir yörüngede dolanmaya başlarlar. Son aşamada ise gezegenimsiler arasında karşılıklı çekimsel etkileşimler Kepler yörüngelerinde küçük değişimlere neden olarak nihayi gezegenleri oluşturur.

Güneş Sisteminin Oluşumu

Güneş Sisteminin Oluşumu Bulut büzülmeye başlar yassılaşır Merkezde Güneş parlamaya başlar Ortaya çıkan ışınım sonucu Güeş’e yakın gaz atılır. Buz ve toz yoğunlaşır (~10 km boyutlarında) ve bunların birleşmesi ile gezegenler oluşur.

Dev Moleküler Bulutlar Zoom-in Jupiter M16 (Eagle) M17 (Horseshoe) M8 (Lagoon) Milky Way Hale-Bopp Picture credit: W. Keel

Görüntüyü büyüttüğümüzde Eagle Nebula (M16) Picture credit: T.A. Rector & B.A. Wolpa

Daha büyüttüğümüzde Eagle Nebula (M16) Picture Credit: J. Hester & P. Scowen

Ve daha büyütüğümüzde Eagle Nebula (M16) Picture Credit: J. Hester & P. Scowen

Yıldız oluşum bölgesi size of our solar system Eagle Nebula (M16) Picture Credit: J. Hester & P. Scowen

Buluttan yıldız doğumu

Gezegenimsi Disks HH30 gezegenimsi diskin görüntüsü (Burrows vd., 1996).

Önyıldızın Oluşumu Önyıldız oluşumu sırasında oluşan disklerin varlığına ilişkin birçok gözlemsel kanıt mevcuttur.

Bilgisayar hesaplamalarına dayalı olarak bir güneş kütleli yıldızın evrimi

Güneş türü yıldızların sonu Helyum tükendikten sonra, yıldızın dış katmanları atılır Gezegenimsi Bulutsu Gezegenimsi bulutsu – Helyum tükendikten sonra çekirdek yeniden çöker. Dış atmosfer atılır ve kalan sıcak çekirdek tarafından iyonize hale getirilir (parlar). Soldan sağa: Yüzük bulutsusu – renkler farklı elementleri temsil etmektedir. Helyum (mavi), oksijen (yeşil) azot (kırmızı). NGC 2440 - NGC 2440 kümesinin merkezindeki yıldız 200,000 C sıcaklığı ile bilinen en sıcak yıldızlardan biridir. Çevreleyen bulutsunun kompleks yapısı bazı astronomlara merkez yıldızdan dışa doğru eşyönlü periyodik atımlar olduğunu düşündürmektedir. Ancak NGC 2440 için bu atımlar dönemlilik gösterir. Herbir dönemde de farklı yönlere atım gerçekleşir. Bulutsu aynı zamanda bol miktarda toza sahiptir. Bazı toz toplulukları merkezi yıldızdan dışa doğru uzun karanlık çizgiler olarak görülürler. Sıcak yıldızdan gelen UV ışık nedeniyle floresan parlama yapan parlak bulutsuya ilave olarak, NGC 2440’i çevreleyen çok daha soğuk kalın bir gaz katmanı vardır. Bu katman görünür ışıkta görülmese de, kırmızıöte teleskoplar ile gözlenebilmektedir. NGC 2440, Yerden yaklaşık 4000 ışık yılı uzaklıktadır.