ASTROFİZİĞE GİRİŞ. Şekil 1. Elektromanyetik tayf türleri

Transkript

1 ASTROFİZİĞE GİRİŞ 1. Elektromanyetik Tayf Elektromanyetik dalgalar birbirlerine dik ve eş güdümlü hareket elektrik ve manyetik alanlardan oluşur. Elektromanyetik dalgalara verilebilecek en iyi örnek gözümüzün algılayabildiği elektromanyetik dalgalar yani ışıktır. Ancak gözümüzün algılayamadığı çok farklı elektromanyetik dalgalar vardır (Şekil 1). Şimdi bu dalgaların türlerine bir göz atalım: Şekil 1. Elektromanyetik tayf türleri Gama Işın: En kısa dalgaboylu ve en yüksek enerjili elektromanyetik dalgalardır. Dalgaboyları kabaca 10 pm'den daha kısadır. Astronomide Gama ışınları genellikle pulsarlardan, karadelik çevresinden ve aktif galaksilerden yayılır. Aynı zamanda uzaydan "kozmik ışın" olarak adlandırılan bir ışınım türü bu dalgaboylarında sürekli bize ulaşmak ve bazen atmosferdeki madde ile etkileşime geçmektedir.

2 X-ışını: Dalgaboyları yaklaşık 10 pm ile 10 nm arasında olan çok yüksek enerjili elektromanyetik dalgalardır. Astronomide x-ışınları genellikle galaksi kümelerinden, aktif galaksi çekirdeklerinden, süpernova kalıntılarından, beyaz cüce içeren çift yıldızlardan, yıldızlardan, nötron yıldızlarından ve karadeliklerin çevresinden yayılır. Morötesi: Dalgaboyları yaklaşık 100 Å ile 3600 Å arasında olan yüksek enerjili elektromanyetik dalgalardır. Yıldızlararası toz ve çok soğuk yıldızlar dışında astronomik kaynakların büyük çoğunluğu moröte ışınım salmaktadır. Görsel Bölge: Dalgaboyları yaklaşık 3600 Å ile 7200 Å arasında olan insan gözünün algılayabildiği elektromanyetik dalgalardır. Başlıca yıldızlar olmak üzere neredeyse tüm astronomik kaynaklar görünür bölgede ışınım yaymaktadır. Bu bölgede gözün algıladığı renkler elektromanyetik dalganın dalgaboyuna göre değişir (Şekil 2). Şekil 2. Görsel bölgede renkler Kızılöte: Dalgaboyları 7200 Å (~1 µm) ile 1 mm arasında olan düşük enerjili elektromanyetik dalgalardır. Astronomide başlıca yıldızlardan ve yıldızlararası gazdan yayılır. Mikrodalga: Yaklaşık 1 mm ile 1 m arasında dalgaboyuna sahip olan oldukça düşük enerjili elektromanyetik dalgalardır. Aktif ve normal galaksi çekirdekleri, nötron yıldızları (pulsarlar) ve karadelik çevreleri başlıca mikrodalga yayan kaynaklardır. Ancak en önemli mikrodalga kaynağından biri evrenin her yerinden bize ulaşan "kozmik mikrodalga ışınımı"dır. Mikrodalgalar aynı zamanda Radyo Dalgaları olarak da anılır. Radyo Dalgaları: Kabaca 1 m'den uzun olan en düşük enerjili elektromanyetik dalgalardır. Başlıca Güneş'ten, Jüpiter'den, nötron yıldızlarından, süpernova kalıntılarından, yıldız oluşum bölgelerinden ve galaksilerden yayılır. 2. Yer'in Atmosferinin Elektromanyetik Tayf Geçirgenliği Yer'in atmosferinde bulunan su buharı (H2O), karbondioksit (CO2) ve ozon (O3) nedeniyle yukarıda sözünü ettiğimiz elektromanyetik dalga türlerinin tamamı atmosferden kolaylıkla geçemez. Şekil 3'te atmosferin elektromanyetik tayf donukluk eğrisi gösterilmektedir. Şimdi atmosferin elektromanyetik tayfın hangi bölgelerini ne denli geçirdiğini 3 başlık altında inceleyelim.

3 ATMOSFERİN DONUKLUĞU Şekil 3. Atmosferin elektromanyetik tayf donukluk eğrisi Atmosferin tamamen (veya neredeyse tamamen) geçirgen olduğu bölgeler: Yer'in atmosferi görsel bölgenin %90'dan fazlasını geçirmektedir. Bu oran özellikle yüksek rakımlara gidildiğinde %100'e yaklaşmaktadır. Atmosferin tamamen geçirgen olduğu ikinci bölge ise 3 cm ile 15 m arası geniş bir radyo aralıktır. Bu iki geçirgen bölgenin varlığı nedeniyle Yer'den yapılan gözlemlerde başlıca optik teleskoplar ve radyo teleskoplar kullanılır. Atmosferin dar pencereler dahilinde geçirgen olduğu bölge: Şekil 2 incelendiğinde atmosferin kızıöte bölgenin bazı kısımlarını geçirdiği bazı kısımlarına ise donuk olduğu görülmektedir. Kızıöte bölgenin daha kısa dalgaboylarında (~1-50 µm) yer alan dar geçirgen aralıklara "dar pencereler" adı verilmektedir. Kızıötede yer alan bu dar pencereler özel filtreler kullanılarak optik teleskoplarla gök cisimlerinin yerden gözlenmesini sağlamaktadır. Tıpkı görsel bölgede olduğu gibi atmosferin kızılöte bölgeye geçirgenliği rakım arttıkça artmaktadır. Gözlemevlerinin daha yüksek rakımlı yerlere kurulmasının temel sebeplerinden biri budur. Evrenin kızılöte bölgenin tamamında gözlenebilmesi için ise gözlemler atmosferin dışında yani uzay teleskoplarıyla gerçekleştirilir. Atmosferin geçirgen olmadığı bölgeler: Yer'in atmosferi yüksek enerjili Gama-ışın, x-ışın ve moröte bölgeleri ile radyo bölgenin 15 m'den uzun dalgaboylarına geçirgen değildir. Elektromanyetik tayfın bu bölgelerinde evreni gözlemek için mutlaka "uzay teleskopları" kullanılmalıdır.

4 3. Karacisim Işınımı ve Yıldızların Renkleri Bir karacisim (Şekil 4) aşağıdaki özelliklere sahiptir: Üzerine gelen tüm ışınımı soğurur Tüm dalgaboylarında yeniden yayınlar. Işınım enerjisinin soğurulması cismin sıcaklığını arttırır ancak bu yükselmenin bir sınırı vardır, cisim bu sınırda bir dengeye gelir ve soğurduğu ışınım enerjisi kadar enerji salar (yayınlar). Şekil 4. Temsili bir karacisim Yıldızlar karacisimle aynı olmasa da ona benzer şekilde ışınım yaparlar. Bu nedenle yıldız ışımasının anlaşılabilmesi için öncelikle karacisim ışıması anlaşılmalıdır. Bir karacismin birim yüzeyinden yaptığı ışınımın dalgaboyuna göre dağılımına "Planck eğrisi" denir. Şekil 5'de farklı sıcaklıktaki karacisimlerin enerji dağılımları (Planck eğrileri) gösterilmektedir. (nm) Şekil 5. Dört farklı sıcaklığa sahip karacismin tayfı (Planck eğrileri)

5 Planck eğrisinin matematiksel ifadesi aşağıdaki şekildedir: Eλ (T )= 2 hc 2 λ5 1 hc e λ kt 1 Burada Eλ karacismin birim yüzeyinden birim zamanda birim dalgaboyunda salınan enerji, λ dalgaboyu, T karacismin sıcaklığı, h Planck sabiti, c ışık hızı ve k Boltzmann sabitidir. Planck eğrisinin altında kalan alan karacismin birim yüzeyinden yaydığı toplam enerji olup aşağıdaki basit ifade ile hesaplanır: S=σ T 4 (Stefan-Boltzmann Kanunu) Burada σ Stefan-Boltzman sabiti, T karacismin sıcaklığı ve S ise ışınım salma gücüdür. Görüldüğü üzere bir karacismin yaydığı ışınım sıcaklığının 4. kuvveti ile orantılı olarak değişmektedir. Eğer bir yıldızın karacisim ışınımı yaptığını varsayarsak birim yüzeyden yaptığı ışınımın gücü S=σ T 4 kadar olacaktır. Yıldızın tüm yüzeyinden yaptığı ışınımın gücünü (L) bulmak için bu değer yıldızın yüzey alanıyla (4πr2) ile çarpılmalıdır: L=4 π r 2 σ T 4 (L: Toplam ışınım gücü) Burada r yıldızın yarıçapıdır. Soru: Sıcaklığı K olan bir yıldızın toplam ışınım gücü sıcaklığı K olanınkinin kaç katıdır? Cevap: 16. Soru: Bir süperdev yıldızın yarıçapı aynı sıcaklıktaki bir cüce yıldızın katıdır. Süperdev yıldızın toplam ışınım gücü ile cüceninkini karşılaştırınız. Cevap: Süperdev yıldız 1 milyon kat daha fazla toplam ışınım gücüne sahiptir. Planck eğrisine ilişkin bir diğer önemli nokta ise eğrinin maksimumuna denk gelen dalgaboyudur (eğrinin tepe noktasının x eksenini kestiği yer). Bu dalgaboyu aşağıdaki basit ifade ile hesaplanır: λ maks. [ Å]= T (Wien yer değiştirme yasası)

6 Görüldüğü üzere bir karacisim ısındıkça en fazla ışık yaydığı dağlaboyu kısa dalgaboylarına (yani maviye) doğru kaymaktadır. Eğer yıldızların karacisim gibi ışınım yaptığını varsayarsak buradan önemli bir sonuca ulaşırız: soğuk yıldızların renkleri kırmızımsı sıcak yıldızların renkleri ise mavimsi olmalıdır. Soru: Güneş'in yüzeyinin (fotosferinin) sıcaklığı 5780 K'dir. Güneş'in en fazla ışınım yaptığı dalgaboyu karacisim yaklaşımı altında kaç Å olmalıdır? Bu durumda Güneş'in rengi hakkında ne söyleyebilirsiniz? Cevap: λ maks.= = 5000 Å T 5780 olmalıdır. İnsan gözünün Å aralığını görebildiğini söylemiştik. Burada 3600 Å mor sınırı, 7200 Å ise kırmızı sınırı vermektedir Å ise kabaca sarı renge denk gelmektedir. Not: Yıldızlar mor, yeşil ve cam göbeği renklerinde görülmezler. Örneğin dalgaboyu mor renge karşılık gelen bir yıldız oldukça mavimsi görülür. 4. Yıldızların Tayfları Teleskopların odağına prizma benzeri ışığı renklerine ayıran düzenekler takılarak yıldızların tayfları elde edilebilir. Şekil 6'da teorik karacisim tayfı (Planck eğrisi) ile beraber Güneş'in gözlenen tayfı gösterilmektedir. Şekil incelendiğinde Güneş'in gerçektende karacisme benzer şekilde ışıma yaptığı ancak bazı önemli farklılıkların olduğu görülmektedir. Bunlardan ilki kısa dalgaboylarında Güneş'in tayfında görülen basamak görünümlü şiddetli enerji düşmeleridir. Bir diğeri ise Güneş'in tayfında açıkça görülen "tayf çizgileridir". Güneş Karacisim 5780 K Şekil 6. Karacisim tayfı ile Güneş'in tayfının karşılaştırılması

7 Şekil 7'de Güneş'in yüksek çözünürlüklü bir tayfı gösterilmektedir. Güneş'in tayfına daha detaylı baktığımızda üzerinde binlerce çizgi olduğu görülür. Bu çizgiler Güneş'in atmosferinde yer alan elementler tarafından oluşturulur. Güneş'in tayfında iki tür çizginin olduğu görülmektedir. Bunlardan biri çok ince gözüken çizgiler, bir diğeri ise oldukça geniş ve şiddetli görülen çizgilerdir. Oldukça geniş gözüken çizgilerin başlıcaları hidrojenin Balmer serisi çizgileri ve kalsiyumun H ve K çizgileridir. İnce çizgiler ise diğer elementlerden gelmektedir. Güneş'in kimyasal kompozisyonunda atom numarası 1 ile 94 arasındaki tüm elementler bulunmaktadır. Ancak burada tekrar hatırlatmak gerekirse, Güneş'in %73'ü hidrojen, %25'i helyum ve %2'si ise diğer elementlerden oluşmaktadır. Güneş'te helyum çok bol olduğu halde hiç çizgisi görülmezken, %0.04'ten az boluğa sahip kalsiyumun çizgileri hidrojen kadar şiddetlidir. Bunun temel nedeni çizgilerin şiddetlerinin sadece maddenin miktarına değil aynı zamanda yıldızın sıcaklığına da son derece bağlı olmasıdır. Şekil 7. Güneş'in yüksek çözünürlüklü tayfının küçük bir bölümü Yıldız tayflarından hangi bilgiler elde edilir? Yıldızın sıcaklığı Yıldızın yarıçapı Yıldızların yüzeyinde elementlerin hangi miktarlarda bulunduğu Yıldızın bize hangi hızla yakınlaştığı/uzaklaştığı Yıldızın hangi hızla döndüğü Yıldızın yaşı Yıldızın evrim durumu Yıldızın çift yıldız olup olmadığı Yıldızın yüzeyindeki aktivitelerin yapısı hakkında bilgiler (örn. lekeler) vb... Şimdi birkaç basit örnekle yıldız tayflarını biraz daha anlamaya çalışalım.

8 Örnek 1. Şekil 8'de farklı sıcaklıktaki yıldızların tayfları verilmektedir. Tayfları inceleyerek farklılıkları bulunuz. Şekil 8. Farklı sıcaklıktaki yıldızların tayfları Kaynak: Buna göre aşağıda tayfı verilen yıldızın sıcaklığını tahmin ediniz. Kaynak: Örnek 2. Şekil 9'da aynı sıcaklıkta iki yıldızın hidrojen çizgileri gösterilmektedir. Bu yıldızlardan hangisinin yarıçapı diğerinden daha büyüktür? Şekil 9. Farklı yarıçapa sahip iki yıldızın tayfındaki hidrojen çizgileri Hidrojen çizgileri atomlar arasındaki etkileşmeler arttıkça genişler. Dev yıldızların yarıçapları büyük olduğundan yüzeylerindeki basınç cüce yıldızlara göre daha azdır. Böylece dev yıldızların yüzeylerinde hidrojen atomları arasında daha az etkileşim olur ve çizgiler cüce yıldızlarınkine göre daha ince görülür.

9 5. Doppler Etkisi Dalgalı bir denizde bir kano sürdüğünüzü düşünün. Eğer dalganın ilerlediği yöne doğru hareket ederseniz kanoya daha az dalganın çarptığını (frekansın azaldığını) ve dalgaboyunun uzadığını hissedersiniz. Dalganın üzerine doğru gittiğinizde ise kanoya daha sık dalga çarptığını (frekansın arttığını) ve dalgaların boylarının kısaldığını hissedersiniz. Bu dalgalara ilişkin genel bir özelliktir. Benzer şekilde yanınızdan geçen bir ambulansın sesinin size yaklaşırken daha ince, yanınızdan geçip sizden uzaklaşmaya başladığında ise daha kalın duyulduğunu hissederseniz. Bunun nedeni ses dalgalarının size yaklaşırken sıkılaşması ve frekansının artmasıdır (sesin incelmesidir). Uzaklaşması durumunda da tersi bir durum olur ve ses kalınlaşır. Şekil 10. Doppler etkisi ile hareketli bir ambulansın sireninin tonunun değişmesi Kaynak: Benzer bir durum elektromanyetik dalgalar için de geçerlidir. Bize yaklaşan bir cismin rengi yaydığı ışığın frekansının artması (dalgaboyunun kısalması) nedeniyle daha mavimsi, uzaklaşan cisim ise yaydığı ışığın frekansının azalması (dalgaboyunun uzaması) nedeniyle daha kırmızımsı gözükmeye başlar. Ancak bu renk değişimi o kadar azdır ki gözün bunu algılaması mümkün değildir. Bu etkinin tespit edilebilmesi için gök cisimlerinden gelen tayf çizgilerinin dalgaboyları tespit edilir. Bize yaklaşan göz cisimlerinin tayflarındaki çizgiler laboratuvar dalgaboylarına göre "maviye kayar" (dalgaboyu kısalır). Uzaklaşan cisimler ise "kırmızıya kayar" (dalgaboyu uzar). Dalgaboylarının laboratuvar ortamında ne kadar saptığı bize cismin hızını verir (Şekil 11). Bu etkiye "Doppler etkisi" denir ve cismin hızı aşağıdaki ifade ile hesaplanır: Δ λ = vr λ c (Doppler Formülü) Burada Δλ = λgöz λlab gözlenen ile laboratuvar dalgaboyları arasındaki fark, vr cismin dikine hızı (hızının bize yaklaşan veya uzaklaşan bileşeni) ve c ışık hızıdır. Küçük Δλ değerleri için ifadedeki λ yerine λgöz veya λlab değerinden biri yerleştirilebilir. Burada önemli noktalardan biri dikine hızın negatif olmasının cismin bize yakınlaştığını (aramızdaki mesafenin azaldığını), pozitif olmasının ise cismin bizden uzaklaştığını (aramızdaki mesafenin arttığını) işaret etmesidir.

10 Şekil 11. Yıldızların tayf çizgilerinin kırmızıya ve maviye kayması Örnek: Hidrojenin Balmer serisi çizilerinden laboratuvar dalgaboyu Å olan H çizgisi Sirius yıldızının tayfında Å'da gözlenmektedir. Yıldızın dikine hızını hesaplayınız. Yıldız bize uzaklaşmakta mı yoksa yakınlaşmakta mıdır? (c = km s-1 alınız) Δλ = λgöz λlab = = 0.43 Å Δ λ = vr λ c vr 0.43 = vr = km s-1 "Yıldız yere doğru yakınlaşmaktadır."