T.C. ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN FAKÜLTESİ ASTRONOMİ ve UZAY BİLİMLERİ ÖZEL KONU VAN ALLEN IŞINIM KUŞAKLARI

Transkript

1 T.C. ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN FAKÜLTESİ ASTRONOMİ ve UZAY BİLİMLERİ ÖZEL KONU VAN ALLEN IŞINIM KUŞAKLARI ÖZKAN DEMİRTAŞ DANIŞMAN: Yrd. Doç. Dr. FEHMİ EKMEKÇİ ANKARA

2 İÇİNDEKİLER İÇİNDEKİLER... 2 ÖNSÖZ: GİRİŞ: YER İN MANYETİK ÇEVRESİ Manyetosfer Manyetik Kuyruk Plazma Küresi IŞINIM KUŞAKLARI AURORALAR VIZILTILAR MİKRO ZONKLAMALAR MANYETOSFERİN PRATİK ETKİLERİ GÖK BİLİMİNİN BERMUDA ÜÇGENİ UZAY ARAÇLARI ÜZERİNDEKİ ETKİLER Manyetik Etkiler Etkileri Azaltmak TYCHO YILDIZ HARİTALAMA ARKA FON ANALİZİ Verilere Genel Bir Bakış Yörüngeye Bağlı Bileşenler Zodyaksal Işık Bileşeni Genel Bakış SONUÇ KAYNAKLAR

3 ÖNSÖZ: Bu tezde, Yer i kozmik ışınlardan koruyan ve Yer i saran Van Allen Işınım Kuşakları anlatılmıştır. Ayrıca Yer in manyetik çevresi, auroralar, Yer üzerindeki etkiler, uydu ve haberleşme sistemlerine olan etkileri ve Tycho yıldız katolaoğunun arka fon analizi incelenmiştir. Van Allen Işınım Kuşakları elektrik yüklü parçacıklardan oluşmuştur. Dıştaki kalın ve büyük kuşak daha çok elektronlardan, içteki kuşak ise daha çok protonlardan oluşmuştur. Bu yüklü parçacıkların kaynağı Güneş in kendisidir. Güneş, dev kütlesiyle, sadece elektromanyetik dalgaları (sıcaklık ve ışık) değil, proton ve elektrondan oluşan tanecikli ışınları da hızla uzaya salmaktadır. Bu parçacıklar Yer in manyetik alanı tarafından tuzaklanarak bir kalkan oluşturur. Bu kalkan Van Allen Işınım Kuşaklarıdır ve Yer de yaşamı sağlayan etkenlerden biridir. Bu tezin hazırlanmasında bilgi ve deneyimleri ile bana her konuda yardımcı olan değerli hocam Yrd.Doç.Dr. Fehmi EKMEKÇİ ye, tezde kullanılan yabancı kaynaklı makalelerin Türkçe ye çevirilmesinde ve bilgisayar ortamında yazılmasında yardımcı olan çok değerli arkadaşlarım Gülin DİNÇ ve Ceren DİNÇ e teşekkürlerimi bir borç bilirim. ÖZKAN DEMİRTAŞ HAZİRAN,

4 VAN ALLEN IŞINIM KUŞAKLARI 1. GİRİŞ: Yaklaşık 1950 li yıllarda, Yer in çevresindeki uzay anlaşılmaya başlandı. Güçlü roketlerin ve uyduların icadına kadar, gezegenimizin yüzeyinin bir kaç yüz km üstünde olan fiziksel durumlar geniş ölçüde bilinmiyordu. Güneş, yıldızlar ve nebula hakkında yüzyıllardan beri ve hatta binlerce yıldan beri çalışıldığı halde bunun böyle olması tuhaftır. Bu görünen çelişkinin açıklanması şudur: Yer i çevreleyen uzay, iyonlaşmış maddeler, bir veya daha fazla elektronlardan oluşan atomlarla doludur. Bu tek parçacıklar elektriksel olarak yüklüdürler ve gezegenimizin manyetik alanı tarafından belli bir düzende dizilirler. Farklı olarak yıldızlardaki, nebulalardaki ve galaksilerdeki maddelerin kontrolü başlıca yer çekimi tarafından yapılır. Yer çekiminin etkisi altında sezilebilir miktardaki ışınım, görünür ışık şeklinde yayılır. Böylece çıplak gözle bile çok çeşitli cisimler uzak mesafelerden gözlenebilir. Diğer yandan, manyetik kuvvet etkisi altındaki sistemler, öncelikle sadece Yer in iyonosfer tabakası üzerinde çatı oluşturan(çatılanan) araçlar tarafından incelenebilen radyo dalga boylarında ışınım yaparlar. Normal olarak görülmeyen ve algılanamayan; ancak coğrafik enlemlere göre ibresi değişen pusula ile yönü anlaşılabilen Yer in manyetik alan çizgileri, sık bir ağ ya da kafes şeklinde, Yer i, kutuplar hariç hemen hemen çepeçepre sarar. Manyetik alan çizgileri, bu manyetik kutplardan, yeryüzüne girmektedir. Alan çizgileri, manyetik kutplardan hemen hemen dik olarak çıkmakta, belirli bir yükseklikte ekvatora doğru yatay olarak kıvrılmakta ve daha sonra da aynı şekilde karşı kutuptan içeri girmektedir. Güneş rüzgarlarını incelemeyi öngören uzay çalışmalarında, bu manyetik alan çizgilerinin sınırları konusunda da ayrıntılı bilgi edinildi (Demirsoy, 1998). Güneş rüzgarları yüklü parçacıklardan oluşmuştu ve bu parçacıklar manyetik alanda bir sapmaya ya da tuzaklanmaya uğruyordu. Bu da, Yer den itibaren, hem atmosferi hem de Yer i çevreleyen yakın uzay boşluğunu yeniden tanımlama ve özellikle bir manyetik atmosferin sınırlarının saptanması gereğini ortaya koyuyordu. Manyetik atmosferin 4

5 kalınlığı kimi zaman değişiyordu. Bu kalınlığın değişiminin, Güneş in yüzeyinde ortaya çıkan olaylarla çok yakından ilişkili olduğu saptandı(demirsoy, 1998). Bilinen en iyi gerçek, Güneş üzerinde bulunan lekelerin artmasına bağlı olarak, Yer deki manyetik alanın düzensizleşmesidir. Çünkü bu lekelerden, çok miktarda sert yapılı ışın uzaya savrulmaktadır. Bu nedenle Güneş lekelerinin arttığı dönemde, Yer deki canlı varlıklar, mutasyon miktarını arttıran ışınlara daha çok maruz kalmaktadırlar. Güneş sadece görünebilir ışınları değil, canlı evriminin ana kaynağını oluşturan mutasyonları ortaya çıkaran proton ve elektronları da uzaya salmaktadır (Şekil-1 ve Şekil-2). Şekil-1:Güneşteki tipik lekeler. Şekil-2:Lekelerin artmasına bağlı olarak Yer deki manyetik alan düzensizleşir. Çünkü bu siyah lekelerden, çok miktarda sert yapılı ışın savrulmaktadır yılında Amerika, ilk uydusu olan Explorer-1 uzay sondasını Yer yörüngesine yerleştirdi. Bu sonda, atmosferin üst bölgesinde yüklü parçacık arayan bir aygıt taşımaktaydı. Bu aygıttan gelen veriler James A. Van Allen ve arkadaşları tarafından (Iowa Üniversitesi) derlenip incelendiğinde Yer i çevreleyen yüksek enerjili parçacıkların yoğun olduğu iki kuşak tespit edildi. Bunlara Van Allen Işınım Kuşakları denir. Ekvatorda simit biçimli bu bölgeler, gezegenimizin merkezinden yaklaşık 1.5 ve 6 yer yarıçapı uzaklıklarında bizi kuşatmaktadır (Şekil-3). Van Allen Kuşakları, Güneş ten kaynaklanan yüklü parçacıkların manyetik alan (atmosfer) içinde tutulduğu bölgelere denktir. Explorer(Kaşif)-I ve III uydularının verdiği bilgilerin sonucunda, saptanmış bulunan Van Allen Kuşakları nın birincisi Yer den 2600 km., ikincisi ise Yer den km uzakta yer alır. Van Allen Kuşakları, kutup bölgelerinde Borealis ve Australis adı verilen iki tane aurora oluşmasına sebep olduğundan dolayı insanoğlunun dikkatini çekmiştir. 5

6 Şekil-3: Yer de üretilen manyetik alanın, Güneş ten gelen yüklü tanecikleri tuttuğu iki önemli bölge vardır. Bunlar sırasıyla birinci ve ikinci Allen Kuşaklarıdır(şekilde noktalı bölgede). Bu kuşaklarda büyük miktarda yüklü parçacıklara (proton ve elektron) rastlanır. Güneşteki lekelere bağlı olarak, manyetik alan çizgileri ile birlikte, Allen Kuşaklarının kalınlığı da değişir. 6

7 2. YER İN MANYETİK ÇEVRESİ 2.1. Manyetosfer Yer in atmosferi temel olarak yaklaşık 80 veya 90 km ye uzanan nötr gazlardan (çoğunlukla Azot ve Oksijen) oluşur. Yüksekliğin artmasıyla hava, moröte ışınları ve Güneş ten gelen x-ışınları tarafından gittikçe daha da fazla iyonlaştırılır. Yaklaşık olarak 100 km yüksekliğin üzerinde iyonlaşmış madde, nötr haldeki maddeyi etkisi altına alır ve buradan birkaç 1000 km ye kadar olan bölgeye iyonosfer denir. Bu tabakadaki madde plazma halindedir. Bunların hepsi bir hacimde nötr olsa da tek parçacıklar elektriksel olarak yüklenmiştir. Onlarca yıldan beri bilim adamları, iyonosferin ötesindeki plazma yoğunluğunun yüksekliğin artmasıyla hızlı bir şekilde azalacağına inanırdı. Bu görüşe göre gezegenimiz ve onun manyetik alanı, temel olarak bir boşlukta yer alırdı. Bununla birlikte uzay aracı ve roket uçuşları Yer ı çevreleyen uzayın boş olmadığını göstermiştir. Daha doğrusu bu çevre, farklı sıcaklık ve yoğunluklara sahip çeşitli plazma bölgelerinden oluşur ve sürekli değişim içerisindedir. Bazı bölgeler çok yüksek enerjili atomlar içerir. Mevcut manyetik ve elektrik alanları içerisinde plazma ve bu parçacıklar arasındaki etkileşmeler manyetosfer denilen çok dinamik bir sistemi oluştururlar. Manyetosfer, iyonlaşmış maddeyi içeren temel süreçleri araştırabileceğimiz büyük bir uzay laboratuvarıdır. Bunların çoğu uygulamalarda önemlidir; termonükleer füzyon enerjisinin kontrollü üretimi bir örnektir. Manyetik olarak organize edilmiş madde, evrende yaygın olduğuna dair delil gittikçe belirgin olmaya başladığı için Yer in manyetosferinin incelenmesi aynı zamanda astronomlar için de önemlidir. Manyetosfer içindeki çeşitli bölgeler nelerdir? Nerede ve nasıl oluşurlar? Herşeyden önce Güneş in koronası (tacı), sıcaklığı 10 6 K yi aşan bir plazmadır. Bu madde, Güneş çekimi tarafından tutulamayacak kadar büyük bir enerjiye sahipitr. Böylece Güneş ten ayrılan bu plazma, gezegenler arasındaki uzayı doldururlar. Bu Güneş Rüzgarı tipik olarak yaklaşık 400 km/s lik bir hıza sahiptir fakat; Güneş aktif olduğu zaman daha hızlı olabilir. Yer in yörüngesi yöresinde bu plazma genel olarak, her cm 3 te 5 ile 10 elektron ve proton ve bir He iyonundan oluşmaktadır. Bu rüzgar, aynı zamanda Güneş in manyetik alanını gezegenlerarası uzaya sürükler. 7

8 Güneş Rüzgarı Yer e yaklaşırken gezegenimizi ve onun manyetik alanının kendi yolu üzerinde bir engel olarak hissetmeye başlar (bkz..şekil-4). Eğer plazma ses hızından daha yavaş hareket etseydi, bizim çevremizdeki hareketini ayarlayabilecek zamana sahip olurdu, tıpkı hareket eden bir geminin etrafında akan su gibi. Bununla birlikte rüzgar yanımızdan sesten hızlı bir şekilde geçer, tıpkı sesten hızlı bir uçağın etrafında oluşturduğu gibi. Şekil-4:Baştan başa Yer in manyetosferinin yapısı. Auroralar iyonosferi geçemeyen fakat uzaydan gözlenebilen radyo dalgaları yayar. Güneş ten çıkan ışınlar, özellikle yüklü parçacıklar, Yer in manyetik alanını Güneş e bakan tarafında sıkıştırır, ters tarafında ise Güneş sisteminin dışına doğru sürükler ve böylece ortaya asimetrik bir durum çıkar. Güneş ışınlarının manyetik alanla çarpıştıkları yere, şok cephesi denir. Güneş teki patlamaların miktarına bağlı olarak şok cephesi Yer e doğru sıkıştırılır ve buna paralel olarak kuyruk kısmı daha fazla uzar. Cephe kısmındaki kalınlık km.ye kadar düştüğü zamanlar kuyruk kısmı da km. Kadar dışa doğru sürüklenebilmektedir. Bu şok cephesi Güneş e doğru gezegenimizin önünde Yer yarıçapına kadar oluşur. Bu şok cephesinin yeri oldukça değişkendir çünkü; Güneş etkinlik düzeylerine göre değişen rüzgar hızına bağlıdır. Şok cephesini manyetik ısıtma denilen bölgeye doğru geçen plazma tamamen çalkantılıdır. Manyetopause denilen diğer bir bölge, manyetoferin dıştaki sınırını belirler. Onun Güneş e yakın kısmı normal olarak gezegenimizden aşağı yukarı 10 Yer yarıçapı uzaklığındadır. Fakat şok cephesi gibi onun konumu, değişken Güneş Rüzgar koşullarıyla değişebilir. Güneş e bakan manyetopause Güneş Rüzgarı nın basıncı ile Yer in manyetik alanının uyguladığı kuvvetin dengelendiği bir yer olarak tanımlanabilir. 8

9 2.2. Manyetik Kuyruk Manyetosfer, atmosfer ve iyonosfer gibi küresel değildir. Gerçi atmosfer ve iyonosfer yaklaşık olarak küreseldir. Manyetosfer, Yer in Güneş e bakan tarafında (öğle vakti de denilen) kapalı bir boşluğa yaklaşır fakat gece yarısı, 1000 Yer yarıçapından daha fazla olan bir uzaklığa kadar uzanır. Ay, bizden yaklaşık olarak 60 Yer yarıçapı yörünge çizdiği için, Ay manyetik kuyruk içerisinde her ay, bir hafta kadar yol alır. Şekil-5:Güneş Rüzgarları içinde kalmış Dünya. Bu ölçek içerisinde, Güneş, şeklin son kenarından 50 cm uzakta, 45cm lik bir ateş küresi halinde olcaktır. Oradan çıkan proton ve elektronlar 300 km/sn hızla Yer e ulaşmaktadır. Böylece Güneş e bakan tarafta, manyetik alan, ışınım miktarına bağlı olarak km arasında sıkışmaktadır. Arkada ise bir mum alevi gibi kenarları titreyen manyetik koni (kuyruk) oluşmaktadır. Bu koni çok defa Ay ı da içine almaktadır. Güneş Rüzgar ı gezegenimiz etrafında yol alırken Yer in manyetik alanına giderek eğimli bir şekilde teğet olduğu için manyetik kuyruk oluşur. Sonuç olarak artık, alanı sıkıştırmayacak ama; bunun yerine manyetik alanı çok büyük uzaklıklara sürükleyecektir. Bu etkileşim manyetosferde yaklaşık olarak voltluk yoğun ve büyük bir elektrik alanı oluşturur. Manyetosferin çok büyük uzaklıklarda ipliksi bir yapıya sahip olduğunu gösteren bir kanıt vardır. Öyle ki; eğer onu gözümüzle görebilseydik manyetik kuyruk bir kuyruklu yıldıza benzerdi. Benzer plazma süreçlerinin her iki türden yapıyı vermeleri muhtemeldir. Manyetik kuyruğun diğer bir ilginç özelliği kuyruk boyunca manyetik alanın yönündeki bir değişimdir. Alan, kabaca kuyruğun kuzeydeki yarı kısmında Yer e doğru, güneydeki yarı kısmından da Yer den uzaklaşacak doğrultuda yönlenmiştir (Şekil-4). 9

10 Bu zıt yönelimler yüzünden, alan şiddeti, kuyruğun merkezinde hemen hemen sıfıra düşer. Zayıflamış alanın bir sonucu olarak, plazma basıncı, dengeyi sağlamak için yükselir. Plazma basıncının en yüksek olduğu bölge plazma yüzeyi olarak adlandırılır. Tipik parça enerjileri olarak 10000eV veya daha fazla değerler vardır. Bu yüzey bölgesinin kalınlığı bir kaç Yer yarıçapı kadardır ve genellikle Yer in gece yarı kısmında gezegenimizden kabaca 7 ila 8 Yer yarıçapına kadar uzanabildiği belirlenebilen bir iç sınıra sahiptir. Manyetik kuyruğun kuzey ve güney lobları arasındaki plazma tabakasının oluşumu çok ilginç durumlar gösterir, çünkü bu konfigürasyon enerji depo edebilir. İki kanattaki manyetik loblar birbirlerine değerse, birbirlerini yok edebilir. Bu olduğu zaman, alanlarda depo edilmiş enerji, plazma taneciklerine aktarılır; rastgele hareketlerini hızlandırır ve böylece onları ısıtır. Böyle enerji yüklü parçacıklar aşağıda anlatıldığı üzere auroralarda ve manyetik fırtınalarda rol oynamalarından dolayı uygulama alanında önemlidirler Plazma Küresi İyonosferin hemen ilerisinde (önünde) başlayan diğer bir özellik plazma küresidir. Yer le ortak dönen bu bölge esas itibariyle iyonize olmuş H atomlarından oluşur. Bu protonlar bir kaç ev luk enerjiye sahip olabilirler ve yoğunlukları her cm 3 te 1000 veya daha fazla olabilir. Plazma küresi, iyonosfer ile birlikte yaklaşık olarak dengededir. Bu nedenle yoğunluğu, daha alt katmandaki iyonizasyonun azalması yüzünden, gece biraz düşer. Çünkü direk Güneş ışığı yoktur. İyonosfer, iyonlaşmış ve nötr gazlar arasındaki çarpışmalar aracılığıyla üst atmosferle birleşir ki bu üst atmosfer sırayla Yer in yüzeyi ile birleşir. Böylece, sanki bir zincirleme birleşme sonucunda gezegenimizin yüzeyi çevredeki uzayla gizlice bağlantılı olur. 10

11 3. IŞINIM KUŞAKLARI Tuzaklanmış elektronların iki kuşağı, ilk Amerikan uydusu Explorer-I in üstündeki bir aygıt aracılığıyla James A. Van Allen ve arkadaşları tarafından 1958 de keşfedildi. Ekvatorda simit biçimli bu bölgeler, gezegenin merkezinden yaklaşık 1,5 ve 6 Yer yarıçapı uzaklıklarında bizi kuşatmaktadır. İçteki kuşak plazma küresinde gömülü bulunur ve birkaç MeV kadar yüksek enerjili elektronlar içerir. Plazma kürenin ötesine uzanan dıştaki kuşak içinde tipik enerjiler yaklaşık 1 MeV yöresindedir. Daha yüksek enerjideki sayıca daha az elektronlar her iki bölgede bulunabilir. Plazma kürenin, iki kuşak arasındaki sınırı oluşturmada önemli rol oynadığı görülmektedir. Van Allen kuşaklarındaki yüklü parçacıklar Yer in manyetik alanı tarafından tuzaklanır. Yüklü parçacıkların üzerindeki kuvvet manyetik alan çizgilerine diktir. Bu yüksek enerjili yüklü parçacıklar aslında manyetik alan çizgileri etrafında helezoik yörüngelerde hareket ederler. Yüklü parçacıklar, Yer in manyetik kutuplarına yaklaştıkça, üzerindeki kuvvet gittikçe artar ve parçacık hareket edemez hale gelip diğer kutba doğru itilerek orada da aynı hareketi tekrarlar. Eğer yüklü bir parçacığın manyetik alan çizgilerine paralel bir hız bileşeni var ise, daha önce belirtildiği gibi helezonik bir yörünge izler. Bu paralel bileşen, sarmalın eğimini, dik bileşen de sarmalın yarıçapını belirler(şekil-6 ve Şekil-7). Şekil-6: Yüklü parçacıkların manyetik kutuplar rasındaki hareketlerinin şematik gösterimi. 11

12 Şekil-7: Yüklü bir parçacığın manyetik alan çizgilerine paralel bir hız bileşeni var ise helix bir yörünge izler. Bu paralel bileşen, sarmalın (helixin) eğimini, dik bileşen de sarmalın yarıçapını belirler. Bu şekil (a) ve (b) de gösterilmiştir. Yer in manyetik alanı gibi, tekdüze olmayan bir manyetik alana giren yüklü parçacık öne ve geriye doğru sallanmaya başlar. Bu da şekil (c) de gösterilmiştir. Şekil-8:Van Allen Işınım Kuşakları ndaki parçacıklar Yer in manyetik alanı tarafından hapsedilmiştir ve üç tip hareket yapar. Manyetik alan çizgileri etrafında dairesel bir hareket ( cyclotron hareketi), her iki yarım kürede bulunan ayna noktaları denen noktalar arasında ileri geri bağlı hareket ve gezegen etrafında sürüklenme hareketi. 12

13 Manyetik alan çizgilerinin arasındaki mesafe manyetik alanın kuvvetini gösterir. Alan çizgileri ne kadar yakın olursa alan o kadar kuvvetli demektir. Manyetik alan çizgileri birbirine yaklaştıkça alan kuvveti artar. Parçacık ilerlerken alanın en kuvvetli olduğu noktaya ulaştığında geriye doğru itilir. Eğer parçacık manyetik alanın iki ucunda da böyle itilip duruyorsa o parçacığın manyetik bir şişede tuzaklandığı söylenir. Uzay çalışmalarında yüklü taneciklerle dolu bölgeler diye tanımlanan Van Allen Kuşakları, bu parçacıkların etkin olarak tuzaklandığı bölgelerdir.bu son bölgede yüklü taneciklerin büyük bir kısmının kinetik enerjisi hemen hemen bitmiştir, fakat hareket etmeye yine de devam ederler. Ama bu hareket dikine değil, iki kutup arasında uzanan kuvvet çizgilerine paralel olacak şekilde, yani bir kutuptan(kuzeyden) diğer kutba(güneye) gidip gelme şeklindedir. Elektronlardan farklı olarak, tuzaklanmış yüksek enerjili protonların sayısı sürekli olarak Yer den uzaklaştıkça, az ya da çok düşer. İçteki elektron kuşağında protonlar birkaç yüz MeV enerjisine sahiptirler, fakat daha uzaklara hareket ettikçe enerjileri sürekli azalır. Taneciklerin bir kutuptan diğerine gidip-gelmeleri bir saniyeden biraz fazla sürer. Yüklü tanecikler, bu şekilde, bu iki kuşaktan birinde, haftalarca, aylarca hatta yıllarca bir kutuptan diğer kutba gider gelir. Böylece, bu yüklü parçacıklar, uzay çalışmalarında rastladığımız tanecikli ışın katmanlarında (Allen Kuşaklarında), bir çeşit dengeye ulaşmıştır. Bu denge, bir gün Güneş teki güçlü bir patlamanın sonucunda uğranılan şiddetli bir bombardımana ya da manyetik alanın herhangi bir nedenle zayıflamasına kadar devam eder. Güneş rüzgarındaki değişimlerden kaynaklanan manyetik tedirginlikler esnasında, yaklaşık e V luk enerjilere sahip olan başka protonlardan oluşan bir kuşak, plazma küresinin hemen dışında olur. Onlar hareket halinde olduğundan protonlar gezegenimizin merkezinden 3 veya 4 Yer yarıçapında elektrik akım halkası oluştururlar. Bu akım, ekvatorun yakınından, Yer de yüzey manyetik alan şiddetinde büyük değişmeler meydana getirebilir. Böylesi akımlar, manyetosferin plazma dinamiklerinin öylesine ilginç bir örneğidir ki Yer in yüzeyinden gözlemlenebilir. 13

14 4. AURORALAR Gökyüzünde hareket eden ışıklar ve auroralar, en azından Aristo zamanından beri kaydedilmiştir. Auroralar, Yer in manyetik alanı tarafından tanınan simetrileri ile birlikte her iki kutup bölgelerinde simetrik olarak ve aynı zamanda oluşurlar. Auroralar, manyetik kuyruk ve dıştaki Van Allen kuşağından gelen elektron ve protonların üst atmofere çarpmasıyla oluşturulurlar. Oksijen ve Azot atomları enerjik parçacıklara çarptığında uyartılır veya iyonlaşır. Sonra bunlar kendi temel durumlarına dönerken karakteristik dalga boylarında ışıma yaparlar. Bir kaç bin ev luk enerjiye sahip elektronlar Azot atomlarıyla çarpışmalarından mavi ve kırmızı salmalar, bazen yaklaşık olarak 110 km lik bir yükseklikte görülürler. Hızlı-hareket eden Aurora nın çok tipik olan yeşil renkli ışınları 110 ile 250 km arasındaki uyartılmış Oksijen atomlarından ileri gelir. 300 km den 400 km ye kadar yükseklikte oldukça sabit kırmızı parıltı, daha az enerjik parçacıklarının Oksijen atomları ile çarpışmasıyla oluşturulur(şekil-9). Şekil-9:Kutup ışığı (aurora borealis) Atmosferimiz, böylece manyetosferik süreçlere bağlı olarak oluşan görüntüleri kaydeden TV ekranı gibi iş görür. Kusursuz mekanizma hala belirsiz olmasına rağmen, biz bazen büyük bir voltaj düşmesinin (10 bin volt veya bu yörede) auroral bölgelerde atmosferin birkaç bin km üzerinde oluştuğunu biliyoruz. Böylesi voltajlar parçacıkları manyetosferden aşağıya doğru yüksek atmosferinin içine ivmelendirebilirler. (hızlandırabilirler). Auroralar gerçekten her gece her iki manyetik kutuplarda auroral ovaller içinde oluşurlar(şekil-10). Güneş aktif olduğu zaman ve Güneş Rüzgarının istisna olarak değişken olduğu zaman, auroralar daha sıcak enlemlerde görülebilirler. %10 u manyetosferden içeri geçer. Manyetik fırtınalar boyunca, gerçekten tüm bu enerji, 14

15 auroralarda harcanabilir. Böyle şiddetli olaylar birkaç saat sürebilir ve yüksek enlemlereki Yer in manyetik alanın doğrultusu ve şiddetinde büyük dalgalanmalar oluşturulabilirler. En şiddetli tedirginlikler bir gün veya daha fazla sürebilir ve büyük bir halka akımı oluşturabilirler. Böyle olaylar manyetik fırtınalar olarak bilinirler. Şekil-10: Bu şematik görüntü auroradaki elektrik akımlarının ve bunların manyetosferdeki manyetik alan çizgileri boyunca sıralanan akımlar arasındaki ilişkileri göstermektedir. 15

16 5. VIZILTILAR Yer den alınan plazma dalgaların en eski örnekleri gerçekten ıslık gibi fısıldayan vızıltılar oldu. Vızıltılar atmosferdeki ışık çarpışmalarından kaynaklanırlar. Radyo salmalarının bir kısmı enerjinin manyetik alan çizgileri boyuna yöneldiği manyetosfere, iyonosfer boyunca geçerek kırılırlar. Dalgalar Yer in zıt yarımküresindeki iyonosfere ulaştığı zaman (başlangıçtaki noktaya manyetik kavuşumda) bir kısmı orijinal yolu boyunca geri yansıtılır ve Yer e aşağı doğru kırılır. Bu süreçte radyo dalgaları, beyaz ışığın prizmadan geçişinde olduğu gibi yayılırlar. Bu işlem yüksek frekansların düşük alıcıda tipik bir vızıltı oluşmasına sebep olur. Bir saniye içerisinde, başlangıç frekansı 1500 den Hz e kadar olan bir vızıltı frekansı 1000 Hz e düşebilir. Vızıltılar manyetosferin içine doğru yayıldğı için bu uzak bölgelerdeki plazmaların yoğunlukları ile sıcaklıklarını ölçmede önemli bir yöntem sağlar. Telgrafın ilk günlerinde, özellikle gök gürültüsü ve şimşeğin çok olduğu fırtınalı gecelerde uzun tel hatlarına bağlı alıcılardan vızıltılar duyuluyordu. Manyetosferin keşfinden önce bile, operatörlerin bu tuhaf gürültülerin uzaydan geldiğini düşünmeleri şaşırtıcı değildir. 16

17 6. MİKRO ZONKLAMALAR Yeryüzünde aletler gezegenimizin manyetik alanının de birinden küçük alanların yoğunluk ve yönlerindeki değişimlerini ölçtüler. Genelde periyodik olan böyle küçük dalgalanmalar son yüzyılda ölçüldü ve mikro zonklamalar olarak adlandırıldı. Bunların dönemleri, tipik olarak bir saniyeden bir kaç dakikaya kadar olan aralıktadır. Genel olarak, dönem ne kadar kısa olursa genlik de o kadar küçük olur de İngiliz jeofizikçi James W.Dungey bu mikro zonklamaların sadece plazma içinde yayılabilen özel bir dalga tarafından oluşturulabileceğini öne sürdü. Böylesi tedirginlikler başlangıçta İsveçli fizikçi Hannes Alfen tarafından 1940 da öne sürülmüştü. Nobel ödüllü Hannes Alfen bu dalgaboyların özelliklerini teorik olarak Güneş in dış atmosferindeki yüksek sıcaklığı açıklamak için öne sürmüştü. Uzay aracı ölçümleri, Dungey ın mikro zonklamaların Yer etrafındaki uzaydan gelen sinyaller olduğu varsayımını kanıtladı. Bu olay bugün hala manyetosferin ölçümlerinde, hatta Güneş rüzgarların ölçümünde bile kullanılmaktadır. Bu son uygulama, manyetosferde yayılabilen ve uyartılabilen dalgaları kuvvetli bir şekilde etkileyen rüzgar koşullarından dolayı mümkündür. 17

18 7. MANYETOSFERİN PRATİK ETKİLERİ İyonosfer ve manyetosfer 19.yy da telgraf operatörleri için umulmadık problemlere neden oldu. Uzun hatlar üzerindeki sinyallerde bazen görülen büyük dalgalanmalar sık sık iletişimi karıştırırdı. Arasıra mesajlar, tellerle bağlantılı olan bataryalar olmaksızın bile gönderilebiliyordu. Şu anda bu olağanüstü olaylar için doğru açıklamalar yapılabilmektedir. Değişmeler, manyetik fırtınalar esnasında iyonosferdeki dalgalı akımlar arttığı zaman oluşurlar. Bu akımlar Yer in yüzeyindeki manyetik alanlarda değişikliklere neden olurlar. Alan değişimi daha sonra gezegenin bu akımların altında bulunan kısmında voltajın düşmesine neden olur. Eğer bir telgraf veya telefon teli hattında olduğu gibi uzun bir iletken böylesi bir bölgeden geçiyorsa sinyal şiddetleri dalgalanacaktır. Böylesi olayların incelenmesi, son yüzyılın sonuna doğru telgraf mühendislerinin çalışmalarında önemliydi. Bugün bile iyonosferik akımların etkilerini hesaba almak için uzun iletişim hatlarının kurulması gerekmektedir. Örneğin farklı düzenlemeler Yer de farklı manyetik enlemler için kullanılmaktadır. Bu işlem, 1956 daki büyük bir manyetik fırtına boyunca Kuzey Amerika dan İskoçya ya gidebilen ilk Atlantik ötesi ses, birkaç kez bozulduğunda meydana gelen durumlardan kaçınmak için yapıldı deki diğer bir karışıklık da Orta Batı Amerika da işleyen bir kablo sistemini kapattı. Bunun elektrik gücü dağıtım sistemlerinde de pek çok ters etkileri oldu. Uzay araçlarının elektronik yapıları enerji yüklü parçacıklar tarafından özellikle Van Allen Kuşağı içerisinde zarar görmesin diye korunmalıdır. Bir iletişim uydusunun yönlendirilmesi bir bilgisayar devresi hasar gördüğünden dolayı sık sık etkilenmektedir. Yer, sadece manyetosfer tarafından çevrelenmiş bir astronomik cisim değildir. Güneş Sistemi mizdeki diğer gezegenler, özellikle gaz halindeki dev gezegenler, iyi belirlenmiş manyetik çevrelere de sahiptirler. Bundan başka, pulsarlar ve galaksiler gibi cisimlerin aynı zamanda manyetosfere sahip olduklarına ilişkin deliller vardır. Yer in etrafındaki plazmaların incelenmesi, evrenin içine dağılmış sistemlerin manyetik olarak dizilmiş olmalarını anlamak için önemli bir bilgiyi sağlar. 18

19 8. GÖK BİLİMİNİN BERMUDA ÜÇGENİ Atlantik Okyanusunun üzerinde bir yerde yörüngedeki bir uzay aracının içindeki bilimsel bir aygıt aniden işe yaramayan sinyaller yaymaya başladı. Haftalar sonra aynı noktanın yakınlarında, başka bir uydunun bilgisayarı esrarengiz bir şekilde güç seviyesini kendini idame ettirecek seviyeye düşürdü. Daha sonra ise bir uzay teleskobunun reaksiyon tekerlekleri, aynı bölgeden geçerken, tehlikeli bir hızda dönmeye başladı. Teleskop kendini korumak için üç gün boyunca kendi kendini kapattı(sherrill,1991). Brezilya sahilinde odaklanan bu elektronik karmaşa aslında çok iyi bilinen bir olgudur. Güney Atlantik Anamoli (SAA;South Atlantic Anomaly) olarak bilinen bu yer, uzay mühendisleri ve bilim adamları arasında kötü bir üne sahiptir.saa halk arasında her ne kadar bilinmese de yörüngede bulunan bir çok uzay aracının felaketi olmuştur. SAA sadece iç Van Allen ışınım kuşağının Yer yüzeyine doğru uzanan en yakın bölgesidir. Bu, Şekil-11 de gösterildiği gibi Yer in manyetik alanının, merkezinden kayması ile oluşur. Öyle ki Yer in dönme eksenine 11 eğik olmanın yanı sıra manyetik eksen, ekvatoral düzlemi, Batı Pasifiğe yaklaşık 500 km mesafede keser. Bu kayma yer kürenin diğer tarafında batı Atlantiğin üzerinde 30 güney enlemleri civarında içteki ışınım kuşağının Yer in üst atmosferine 200 km mesafeye kadar çekilmesi anlamına gelir. Norveçli jeofizikçi Carl Störmer in 1907 yılında belirttiği gibi dipol bir manyetik alana giren elektrik yüklü bir parçacık eğer doğru miktarda enerjiye sahip ise tuzaklanıp, gerekirse sonsuza kadar manyetik alan çizgileri etrafında helezonik yörüngeler çizmek zorunda kalır. Yer in dipol manyetik alanında 1 elektron volttan (ev) 10 milyonlarca ev ye kadar enerjiye sahip olan parçacıklar bir kaç saatten 10 veya daha fazla yıla kadar hapsolabilirler. Parçacıklar kademeli olarak enerji kaybeder ve bazıları atmosfere dağılırken diğerleride uzaya kaçar yılından sonraki bir kaç yıl boyunca iç Van Allen kuşağında ilginç, yüksek enerjili bir iç elektron kaynağı bulunmuştur. O yıl ABD nin üst atmosferde çok güçlü bir nükleer savaş başlığını patlattığı sene idi. Nükleer testler serisinin en sonuncusu olan Denizyıldızı projesi ; çok büyük sayıdaki yüklü parçacıkları serbest bıraktı. Uzun 19

20 yıllardır denizyıldızı kalıntılarının radyoaktif bozunması alt kuşaktaki 1 milyon ev tan yüksek enerjili eletronların ana (başlıca) kaynağı olmuştur. Her nasılsa 1970 yılına kadar bu elektronların çoğu enerji kaybetmiş ve atmosfer tarafından emilmiştir. Bu tarihten saonra elektron sayısı normale dönmüştür. Şekil-11:Yer in manyetik ekseni merkezinden yaklaşık 500 km kayıktır.bunun sonucunda iç Van Allen Kuşağının bir yanı gezegenin yüzeyine öteki yanından daha yakındır.(şekil ölçeksizdir.) Güney Atlantik Anamali (SAA) olarak adlandırılan bu bölge, uyduları 30 yıldır etkilemektedir. SAA nın keşfinden beri, iç Van Allen kuşağının geri kalanı ile birlikte kapsamlı bir şekilde haritası çıkarılmıştır. Manyatosferin proton coğrafyasının en yeni modeli 1976 da geliştirilmiştir, elektron coğrafyasının modelinin geliştirilmesi ise takip eden bir kaç yıl içinde olmuştur. Bu modeller ışınım kuşaklarının izafi olarak dengede kalmasından dolayı 1970 den beri geçerli kalmıştır. Ancak güneş -çevrim değişimleri yeni anlaşılmıştır. Günümüzde çevresel modellerin anahtarını elinde tutan isim; çoğu kuruluşun bilimsel uzay araçlarını yöneten NASA nın Greenbelt, Maryland deki Goddard Uzay Uçuş Merkezi nde bulunan Epaminondas G. Stassinopoulos tur. Tuzaklanmış ışınımın uzay aracının bilimsel aygıtlarında veya diğer parçalarında yaratacağı etkinin değerlendirilmesi gerektiği zaman Stass ve personeli iş başı yaparak ilgili yüksek parçacık enerji aralıkları ve zamanları ile ilgili detaylı haritalar yapmaktadırlar. SAA, 1000 km altındaki yükseklik için üretilmiş haritalarda en belirgin şekilde kolayca görülür. Örneğin aşağıdaki Şekil-12 de 600 km yükseklikte bir dairesel 20

21 yörüngeyi kapsayan, Hubble Uzay Teleskobu (HST) için geliştirilimiş bir proton haritası gösterilmektedir. HST nin 28,5 aşağı doğru eğimli olması uydunun SAA dan günde 9 veya 10 kez dolanması yani her karşılaşmanın yarım saat kadar sürmesi demektir. Tüm bunlar gösteriyor ki HST tüm zamanının %15 ini SAA içinde harcamaktadır. Şekil-12: 600 km yükseklikten biraz yüksekte HST, SAA yı 9 veye 10 kez dolanarak kateder. Epinondas G.Stassinopoulos (NASA-Goddard Uzay Uçuş Merkezi) nin çizdiği eğriler saniyede cm 2 ye 10 milyon ev tan yüksek enerjiye sahip proton sayısını göstermektedir. Bu yüksek enerjili protonlar HST nin (ince ayar) algılayıcılarının işlemesini bozar ve bunların nereyi gösterdiğini şaşırmasına neden olur. Önlem olarak,teleskobun bilgisayarı SAA geçişi sırasında ve dışında algılatıcıların hafızalarını 5sn de bir güncellemektedir. 21

22 9. UZAY ARAÇLARI ÜZERİNDEKİ ETKİLER Bazı ışınım uzmanları SAA daki enerji yüklü parçacıkların hiç bir zaman yörüngedeki bir uzay aracının kaybına yol açmadığını iddia ederken; diğerleri bu parçacıkların hafif hasarlı kazaların baş sorumlusu olduğunu öne sürmektedir. Işınım etkileri çok ve çeşitlidir ve günümüzde bunların herbiri uzay araçları tasarlanırken dikkate alınmaktadır. Görülen o ki, aygıtlar karmaşıklaştıkça parçacıkların etkisi daha da kötüleşmektedir ve 1970 yılları arasında SAA daki elektronlar NASA ya göre ışınım problemlerinin başlıca sebebi idi. İlk kurbanlardan bazıları Yörüngedeki Jeofizik Gözlem (OGO) serisinin fotokatlandırıcı tüp dedektörleri kullanarak deneyler yapan uydularıydı. Dedektörün fotokatodunun camlarındaki veya aynalarındaki belirli maddeler (özellikle safir) SAA dan geçerken görüntülerde buğulanmaya yol açacak şekilde ışıklanmıştır. Yaklaşık aynı zamanda fırlatılan ilk başarılı Yörüngedeki Astronomik Gözlemevi (OAO2) de dedektör olarak fotokatlandırıcı tüpleri kullanmaktaydı. Optik duyarlılığı daha kısa dalga boylarını algılayabilecek şekilde arttırmak için bir fotokatot aynası, ışıma özellikleri ultroviyole fotonlarını görünür kılan bir madde olan lityumflorürden yapılmıştır. Ne yazık ki bu, SAA elektronlarını da görünür kılmıştır. Aslında bu parlaklık, ışınım kuşağını terk ettikten sonra da uzun bir süre kalan ve kızıllık oluşturan bir ışıldamadır. OAO2 den gelen ilk fotometrik verilerden bazıları bu kızıllık SAA dan geçtikten sonra yavaşça sönümlendiği için uyumlu olmuştur. Daha çok Kopernik adı ile bilinen OAO3 Ağustos 1972 de fırlatılmış ve dedektör camlarından bir kaçı benzer şekilde elektron kaynaklı kızıllığa maruz kalmıştır. Böyle olmakla birlikte fotokatlandırıcı dedektörlerinde SAA daki operasyon yüzünden hasar oluşmadığı görülmesine rağmen belirli ultroviyole filitreleri zamanla buğulanmıştır. Nihayet mühendisler, ek bir kalkanın, (ekstra bir kaç milimetre kalınlığında alüminyum) tüm SAA elektronlarını hemen hemen (fiilen) durdurduğunu buldular. Bugünlerde bir uydunun dış yüzeyi, iç yapısı ve normal elektronik donanımı elektronlara karşı yeterli korumayı sağlamaktadır. Yine de bazı yüksek enerjili protonlar geçebilmektedir. 22

23 Bu kalkanın yeterliliği genellikle, uzay aracı dizaynının ilk aşamalarında görev sırasında iç bileşenlerin maruz kalacağı toplam ışınım dozajının mühendislerce belirlendiği zaman tayin edilir. Yüksek dozaja maruz kalması muhtemel hassas aygıtlar aracın içerisinde daha iyi korumalı olan bölgelere taşınır. Bunun uygulanmadığı zamanlarda; ekstra ışınım kalkanı eklenebilir. Bu seçeneklerden hiç biri uygun değilse (gerçekleştirilemiyorsa) bu tür hassas aygıtlar tüm SAA geçişlerinde kapatılabilir. SAA, bazı kamera türlerine veya spektrograf dedektörlerine ve yıldız izleyicilerine kalıcı hasar verebilir. Bunun tersine, fotokatlandırıcı veya görüntü yoğunlaştırıcı tüpler gibi interferometrik aygıtlar toplam hasara duyarsızdır ama fondaki yüksek gürültüden etkilenirler. HST nin hassas rehber algalıyıcıları sönük cisim kamerası bu tür aygıtlara birer örnektir. Bazı uzay aracı bileşenleri kendi doğaları gereği ışınımlı ortama maruz kalmalıdır. Örneğin Güneş hücre dizileri, yüklü parçacık iyanizasyonu, Güneş moröte ışınları ve yörünge yüksekliklerinde bulunan atomik oksijenin yaptığı erozyondan dolayı kademeli olarak azalır. Isı kontrollü malzemeler ve antenler genellikle yüksek ışınıma dayanıklıdır. Ama düşük enerjili parçacıklara dahi uzun süre maruz kalmaları yüzeylerini belirgin bir şekilde yıpratabilir. Magnezyumflorür veya lityumflorür gibi optik dış kaplamalar, bu malzemelerin performansını düşürecek şekilde ışıldamaya eğilimlidirler. SAA nın parçacıklarının taşıdığı yüklerin hali hazırda neden olduğu bir başka tür problem de çeşitli dış yapılar arasında yüksek elektrik potansiyellerinin meydana gelmesidir. SAA nın içinden geçen bir uydu bir balonun bir kazağa sürtüldüğünde ürettiği kadar statik elektrik üretir. Böylesine bir yüklemedeki en büyük tehlike 1984 de Solar Max adlı uzay mekiğinde olduğu gibi bir uzay aracını, uzay mekiği ile geri getirirken oluşmuştur. Yıllardır yörüngede bulunan bir uydu mekiğinkinden belirgin şekilde farklı bir yük taşıyabilir. Böyle bir durum için mekiğin üstündeki robot kolda koruma için paralel bağlanmış iki adet ohm luk direnç bulunur. Bilimsel aygıtlarda bunlardan daha garip bir yığın etki oluşabilir. OAO uzay aracı malzemelerinin elektronları soğurmasından dolayı az miktarda x-ışını ışınımından etkilenmiştir. Bundan daha önemli olarak ise bu malzemelerdeki yüklü parçacıkların hızının ışık hızından fazla olması nedeni ile aynalarda oluşan Çerenkov ışınımıdır. 23

24 Mikroelektroniklerin kullanılmasından dolayı aygıtların karmaşıklaşması yeni radyasyon etkilerini ortaya çıkarmıştır. Tek bir yüksek enerji yüklü parçacık bir mikro işlemcinin kararlı durumunu küçük bir nükleer reaksiyon başlatarak veya mikroçipin duyarlı bölgesini çapraz çizerek değiştirebilir. Böyle olaylar ilk olarak 1970 lerin ortalarında meydana gelmiştir. Bu olaylardan başlıcası uzay aracının bileşenlerinin kontrolsüz bir şekilde açılıp kapanmasına (çalışıp, çalışmamasına) yol açan; bit flips olarak adlandırılan ikilik sistem hafızasındaki 1 lerin 0 a, 0 larında 1 lere dönüşmesidir. Yakın tarihte bu tip bir olay Macellan uzay aracının, Venüs e ulaştıktan hemen sonra geçici bir süre kontrol edilememesine yol açmıştır. Hata oranları büyük ölçekli entegre devreler araç tasarımına dahil edildikten sonra artmıştır.saa parçacıklar veya kozmik ışınların neden olduğu bit flip lerden bir düzineden fazla ABD uydusunda şüphelenilmiştir. Denetleyici yazılımda oluşan hafif hataların yanı sıra devrenin mantık durumunu (beynini) kalıcı olarak kilitleyen büyük hatalar meydana gelmektir. Günümüz de uzay mühendisleri bu tip problemleri azaltmak için parçacık hızlandırıcılarda ışınım testleri yürütülmesine karar vermişlerdir Manyetik Etkiler SAA nın son olarak değineceğimiz dolaylı etkisi tuzaklanmış ışınımdan çok SAA nın manyetik alanı ile ilgilidir. İç Van Allen Kuşağı nın atmosferin üst kısmına çıkıntı yapması demek aynı zamanda Yer in manyetik alan çizgilerinin de çıkıntı yapması anlamına gelir. Nitekim SAA manyetik alanın en zayıf olduğu yerdir. Örneğin; HST, SAA ya girdiğinde çevresindeki manyetik alan kuvveti maximum değerinin, yaklaşık olarak %45 ine düşer. Öyle ise neden önemlidir? Çoğu uydu noktasal kontrol (denetim) yapmak için Yer in manyetik alanını kullanır. Örneğin Uhuru isimli x-ışını teleskobunda dönüş hızını ayarlamak için büyük elektro mıknatıslar kulanılmıştır. Manyetik döndürücü denen bu aygıtlar Yer in manyetik alanıyla aynı yönde ve ters yönde hareket ederek uzay aracının hareketini yönetirler. Diğer uzay araçları taşıtın bir hedeften diğerine hareket etmek için kullandığı dönme reaksiyon tekerleklerinde biriken aşırı açısal momentumu indirgemek için benzer manyetik çeviriciler kullanır. 24

25 Şekil- 13:Astronomik görevlerde uzay aracı ışınım kuşağından SAA nın içindeyken yapılan operasyonlar ile ilgili problemler, gözlenmeyen (Yer in arkasında kalan) hedefler seçilerek engellenebilir. Göğün uygun (orta gölgeli) veya çok uygun (az gölgeli) bölgeleri HST nin yörünge düzleminin iz düşümünün en kuzeyindeki uç noktasında odaklanmıştır. Bir çok hedef adayına (noktalarına) sahip olduklarından, astronomlar tuzaklanmış radyasyonun etkilerini azaltabilirler Etkileri Azaltmak Kalkan oluşturmak ışınım etkilerine karşı alınabilecek etkili bir önlemdir. Böyle olmakla birlikte; bir bilimsel aygıtın fotonları içeri almak için temiz bir yörüngeye ihtiyacı vardır ve bir çok durumda protonlar ve elektronlar fotonların girdiği her yere girebilirler. Görsel veya görsele yakın gözlemlerde aygıtlarda biraz koruma sağlayan bükülür optikler kullanılmakta fakat; yüksek enerjili dedektörlerde bu yapılamamaktadır. Tuzaklanmış parçacık ışınımını azaltmak için SAA içindeyken aleti kapalı tutmaktan başka ne yapılabilir? Cevaplardan biri bu ışınıma duyarlı olmayan aletler kullanmak olabilir. Örneğin Solar Max ın koronograf polorimetresinde göreceli olarak etkilenmeyen bir vidicon dedektörü kullanılmıştır. Bunun yanı sıra HST nin iki spektrografı ve yüksek hızlı fotometresi rehber algılayıcılardan ziyade jiroskoplar yardımıyla noktasal dengeyi koruyarak bazı deneyleri gerçekleştirebilmiştir (HST de kullanılan ikinci yöntemin SAA radyasyonuna karşı beklenilenden daha dayanıklı 25

26 olduğu görülmüştür). Bazı örneklerde bu aygıtlarla teleskobun SAA da çalışabilen basit yıldız izleyicileri bile kullanılmıştır. Bir başka başarılı yöntem de görüntüleri iki veya daha fazla parçaya bölmektir. Bu yolla tek yüklü parçacık olayları daha kolay ayırdedilebilir hale gelir. Çünkü bir görüntüde beliren buğulanma diğer görüntülerde olmaz. Bununla beraber bu yöntem SAA nın içindeki bombardımanı belirlemekten çok SAA nın dışındaki kozmik ışın çarpmaları gibi izole edilmiş parçacık olaylarını belirlemek için daha uygundur. Üçüncü bir teknik SAA nın içinde oluşan hasarı tamir etme dir. Yarı iletken hasarlarının bir çok türü ısı yardımıyla azaltılabilir veya düzeltilebilir. Kızılöte Astronomik Uydunun yanındaki foto iletken dedektörler SAA yı her geçişinden sonra gürültüde on kat artışa uzun bir süre maruz kalabilirlerdi. Ancak proje mühendisleri bu dedektörlerden büyük akım geçirmenin ışınım etkilerini sileceğini buldular. HST nin iki spektrografı içine uygulanan farklı bir yaklaşım da şüpheli okumaları eleyen bir devre sistemi kullanmaktır. Eğer spektrografın 512 diyotlu dedektör dizisindeki bir çok kanaldan eş zamanlı (mikro saniyelik aralıklarla) sinyaller alınıyorsa bunlar muhtemelen yüklü bir parçacığı veya diğer gürültü olayını ifade eder ve bu sinyaller otomatik olarak elenir. SAA nın etkilerini azaltmak için son bir yaklaşım da en azından astronomik uydular için SAA geçişleri ve görüntülenecek gök cisimleri arasındaki geometrik ilişkileri teşhis etmektir. Lockheed çalışma planının bir parçası olarak ve aygıtların kalibrasyonunu kontrollerini ve gözlemlerin ilk grubunu içeren HST nin 5 aylık bilimsel araştırma dönemi, programlamanın bir parçası olarak bu geometrik ilişkileri analiz etmiştir (S&T:Aralık 1986, sayfa 562). Lockheed de bulunmuştur ki; bir tarih ve HST nin yörüngesel konumu verildiğinde gökyüzünün ışınım kuşağından diğerlerine göre daha az etkilenen bölgelerini tanımlamak mümkündür. Yüklü parçacık olaylarının geçerli gözlem süresini HST, SAA dayken gök cisimleri Yer tarafından örtülürse %5 gibi küçük bir miktar etkilenmesi umulmaktadır. Lockheed çalışmaları göstermiştir ki Güneş (50 den daha yakın olmamak üzere), Ay (15 ) ve Yer in parlak yüzü (15 ), için oluşan parlak nesne engellemelerinden sonra SAA engellemesi HST nin en önemli süreç (programlama) kısıtlamasıdır. Tipik bir 24 saatlik dönemin sadece yaklaşık %15 ı SAA içinde geçer. 26

27 Fakat durum bundan daha ciddidir. Eğer bu karşılaşma, gözlemler sırasında gerçekleşirse kuşağın (alanın) suçu %35 veya daha fazlaya ulaşabilir. Çünkü mukayese yıldızlarını tekrar ayarlaması gerekir. SAA nın uzay araçları üstündeki çeşitli etkileri (zararları) belgelendikçe mühendisler ve bilim adamları bu etkilerle başa çıkmayı öğreniyor. Yazılımlar ve uzun zamandır beklenen uzay uçuşları için hazırlanmış en gelişmiş bilimsel aygıt olan 1.5 milyar dolarlık HST içinde bu az bilinen gizeme karşı sabit özellikler bulunduruyor. Hal böyle iken bile SAA önümüzdeki yıllarda uzay görevleri planlayanlar için bir baş ağrısı olmaya devam edecektir. 27

28 10. TYCHO YILDIZ HARİTALAMA ARKA FON ANALİZİ Hipparcos Yıldız Haritalama dedektörünün arka fon sinyali, yaygın galaktik ışık yardımıyla Tycho indirgemelerinde analiz edilmiştir. Teleskobun iki görüş alanından alınan görüntüler, Van Allen Işınım Kuşakları nedeniyle oluşan arka fon değişimleri elenerek oluşturulmuştur. Hipparcos uydusu daha önce tanımlanmış bir tarama şekli (Perryman ve Voghi,1989) ile göğü yakından taramıştır. Bu tarama yöntemi teleskobun iki görüş alanını Güneş doğrultusundan en az 47 uzakta tutarak her 6 ayda bir, tam kapsamlı gökyüzü taraması sağlar. Bu, uydunun z ekseni etrafında her 2sa 8da da bir dönmesi, uydunun z ekseninin Güneş doğrultusu etrafında 43 lik sabit bir açı yaparak, Güneş in ekliptik boyunca görünen hareketini izleyerek dönmesi ve yılda 6.4 dönüş yapmasıyla elde edilmiştir. Teleskobun odak düzlemindeki dedektörler her bir an gökyüzüne temelaçı denen (58 ) aralıklı iki doğrultuda bakmaktadır. Böylece; arka fonun ölçümleri yapıldığında bu ölçümler doğrudan (bir ayrım olmadan) gökyüzünün iki farklı görüş alanından ileri gelen verileri içermektedir. Yörüngeden ve ışınım kuşaklarındaki aktivite düzeyi değişiminden dolayı, uydunun ışınım (radyasyon) ortamı sürekli değişmektedir. Bu özellikle Güneş aktiviteleri ve patlamalarından hemen sonra görülen durumdur. Yapılan çalışmada temel olarak ışınım kuşağı etkilerinin ve yaygın galaktik arka fonun etkilerinin elimine edilmesi üzerine yoğunlaşmıştır. Daha sonra galaktik fondan Zodyaksal ışığı ayırmak üzerine bir çalışma sürdürülmüştür Verilere Genel Bir Bakış Hipparcos uydusundaki yıldız haritalama dedektörleri üzerinde ışığı görünen (V T ) kanal ve mavi (B T ) kanal olarak ikiye bölen bir prizma bulunmaktadır. Tycho deneyinde yıldız haritalama verileri, gökyüzünün limit büyüklüğüne kadar giden tam bir astrometrik ve fotometrik araştırma yapmak için kullanılan ana veri kaynağıdır(h g vd.,1989). 28

29 Çizelge.1. Yıldız haritalama arka fonuna ek katkılar. Faktörler Dönme dönemi Maksimu m 2 sa 08 da 3 Galaktik 2 sa 08 da 2.4 Zodyaksal 10 sa 40 da 15. Parazit ışık Işınım 10 sa 40 da.doyma Uydunun Van Allen kuşaklarından dönemli olarak geçmesi arka fonun dönemli olarak yükselmesine sebep olmaktadır ve yörünge döneminin bilinmesini sağlamaktadır Yörüngeye Bağlı Bileşenler Yörüngeye bağlı bileşenlerin ayrılmasında ardışık dönüşler için arka fonun dönemliliği bilgisinden yararlanılmıştır. Yaklaşık bir günlük ham arka fon verisi toplayarak bir referans çemberi (RC) oluşturulmuştur. RC, uydunun seçilen gün içindeki tüm dönüşlerinde ölçülen en düşük arka fon değerlerini toplamalı ve göreceli olarak tüm ışınımlı ortam etkilerinden arınmış olmalıdır. Şekil14 herhangi bir keyfi noktadan başlamak üzere bir günden biraz fazla bir sürekli arka fon verisinin uydunun dönüş çemberlerine bölünmüş halini gösterir. Şekil 15 ise Şekil 14 de kullanılan veriler için olan RC (tam çizgi) yi göstermektedir Zodyaksal Işık Bileşeni Zodyaksal ışık (ZL) bileşeni, yörüngesel bileşenin yanında arka fonun en yüksek artışına sebep olur. Bu, gerçek gökyüzü arka fonu özelliği olmasına rağmen araştırmalar, gök arka fonun diğer daha uzak kaynaklarından daha az etkilenir. ZL nin uydunun Güneş etrafındaki hareketiyle birlikte bariz bir şekilde değişmesi nedeniyle haritalamadaki yapı düzensiz görünür.(bkz. Şekil-16). ZL bileşeninin ayrılıştırılması bu değişim bilgisiyle ve bir takım kalibrasyonlarla mümkündür. Yine de bu işlem verinin ekliptik koordinat sistemine dönüştürülmesini ve tekrar indirgenmesini gerektirir. ZL nin değişimi ve gökyüzünü taramanın süperpozisyonundan dolayı meydana gelen yapı şekil 16 da açıkça görülebilmektedir. 29

30 10.4. Genel Bakış Farklı bilşenlerdeki ham veriler ayrıştırıldığından (düzeltilmeden), bu bileşenler için ham verilere ayrıca ulşılabilmektedir. Bu demektir ki zodyaksal ışık (ZL) gibi parçacık bileşenine de ulaşılabilmektedir. Böylece, Güneş in aktivitelerinin, uydu ortamına doğrudan etkisi, dış manyetosferdeki parçacıkların sürüklenme hızı veya dış manyetosferin şekli bu verilerden yararlanarak araştırılabilmektedir. Zodyaksal ışık (ZL) Güneş ve gezegen doğrultusu etrafındaki ik koni dışında tüm küre üzerinde taranmıştır. Zodyaksal ışık (ZL) bileşeni, uydu hareketlerinden kaynaklanan değişimler bilgisi ve bir zodyaksal ışık modeli kullanılarak ayrıştırılmaktır. Zodyaksal ışık bileşenini eledikten sonra; entegre yıldız ışığı (gökteki yıldızların ışığının bileşimi), dağılmış galaktik ışık ve ekstra galaktik ışık geri kalan arka fon ışığının kaynaklarıdır. Bu bileşenlerin her biri ayrıdır ama yine de bunları ayırdetmek(çözmek) zordur veya sadece çok kısıtlayıcı varsayımlar yaparak mümkün olmaktadır. 30

31 Şekil 14: Bu şekil veri indirgemesindeki ilk adımlardan bazıları göstermektedir.küçük çarpılar 8783 telemetri formatı boyunca x ekseninin altında elde edilen orijinal B-kanalı arka fon verilerini işaret eder. Noktalı eğri Van Allen Kuşağı etkilerini düzeltmek için orijinal değerlere eklenen tekil düzeltme değerlerinin tümünü göstermektedir. 1sayım/örnek lik noktalı yatay çizgiler veride kalite azalmasından dolayı, arka fonun ileri(sonraki) indirgenmeler için kullanılmadığı bölgeleri işaret eder. Bu şekilde, düzeltilmiş fon verilerinin rastgele uydu dönüşlerine bölünmesi dik çizgilerle gösterilmiştir. 31

32 Şekil 15: Uydunun bir dönüşü içerisinde yörüngesel bileşenin düzeltmeleri (ilk dönüş Şekil 14 dedir)üstteki eğri (küçük karelerle belirtilen) orijinal verilerdir, küçük çarpılar düzeltilmiş dönüş çemberini kesiksiz çizgi de RC yi göstermektedir. Detaylar metinde anlatılmıştır. 32

33 Şekil 16: Hipparcos uydusunun güvertesinde yapılan Tycho deneyinden gökyüzünün B-Arka fonunun görünüşü. Renk kodlaması S 10 (B) AOV birimleriyle 25 ten 350 ye kadar bir aralık içindedir. Zodyaksal ışık çıkarılmadığından, ortaya ekliptiği takiban düzgün olmayan bir yapı çıkar. Bu harita, boylamın merkezden sola doğru arttığı galaktik koordinatlar izdüşümlenmiş bir Aitoff dur. Renk skalası en düşük seviye için maviden başlayarak, daha sonra yeşil, sarı ve kırmızı takip ederek en yüksek seviye için siyahta biter. 33

34 11. SONUÇ Güneş in yıkıcı enerjisinden bizi, Yer in manyetik kuşakları korumaktadır. Yüksek enerjili tanecikli ışınlar, bu kuşaklarda bir çeşit tutuklanmaktadır. Zaman zaman, gerek Güneş te oluşan şiddetli patlamalar, gerekse manyetik alanda meydana gelen zayıflamalar sonucunda, bu ışınların pek az bir kısmının Yer e ulaşarak kalıtsal yapılarda mutasyonlara neden olabiliyor. Van Allen Kuşakları, bizim gelişmiş canlılar olarak ortaya çıkmamızdaki en etkili yapılardan biridir. Yüksek enerjili parçacıklar uzay araçlarını da etkilemekte, onların elektronik yapılarını bozmaktadırlar. Uzay araçları bu yüksek enerjili parçacıklara karşı korunmalıdır. Uzay araçlarıyla elde edilebilecek yıldız haritalamalarında, Van Allen Kuşakları dolayısıyla oluşan arka fon değişimleri elenmelidir. 34

35 KAYNAKLAR 1. Demisoy, A Evrenin Çocukları. Meteksan yayınları, 5. Baskı, Ankara. 2. H g E., Bastian U., Egret D., Grewing M., Halhwachs J.L., Wicenec A., Bässegen U., Bernacca P.L., Danati P., Kovaleysky J., Van Leeuwen F., Lindegren I., Pedersen H.,Perryman M.A.C., Petersen C., Scales D., 1992, Astronomy and Astrophysics v.258, s Lanzerotti, Louis J Earth s Magnetic Environment. Sky and Telescope, vol. 76, s Perryman M.A.C., Vagni s., in ESA SP.IIII.I(II) 5. Sherrill, Thomas J Orbital Science s Bermuda Triangle. Sky and Telescope, vol.81, s Wcienec, A. ; Van Leeuuven, F The TYCHO Star Mapper Background Anlaysis. Astronomy and Astrophysics, v.304, s