Astrofizik ÜNİTE. Amaçlar. İçindekiler. Yazarlar Prof.Dr. Ertuğrul YÖRÜKOĞULLARI Öğr.Grv. Yeşim GÜRCAN

Transkript

1 Astrofizik Yazarlar Prof.Dr. Ertuğrul YÖRÜKOĞULLARI Öğr.Grv. Yeşim GÜRCAN ÜNİTE 10 Amaçlar Bu üniteyi çalıştıktan sonra; Yıldız, galaksi, nebula, beyaz cüce, siyah cüce, nötron yıldızı ve pulsar tanımını yapabilecek, Güneş ve uzaydan dünyamıza gelen enerjinin yapısını öğrenecek, Uzay-zaman kavramını tanıyacak, Genel görelilik kuramı hakkında bilgi sahibi olacak, Uzayda bağıl hareket ve uzaklık tayin yöntemlerini öğrenecek, Yıldızlar arası ortamın yapısını bilecek, Evrenin oluşumu ve karadelik kavramı hakkında bilgi sahibi olacaksınız. İçindekiler Giriş 157 Yıldız, Galaksi, Nebula, Nötron Yıldızı ve Pulsar 157 Güneş ve Dünyamıza Uzaydan Gelen Enerji 161 Uzayda Uzaklık Tayini ve Yıldızlar Arası Madde 163 Uzayda Bağıl Hareket 165

2 Genel Görelilik Kuramı ve Uzay Zaman 166 Evrenin Oluşumu 168 Özet 169 Değerlendirme Soruları 171 Yararlanılan ve Başvurulabilecek Kaynaklar 173 Çalışma Önerileri Yararlanılan ve Başvurulabilecek kaynaklarda belirtilen kaynaklardan bazılarını temin ederek, konu hakkında bir ön bilgi edinmeniz yerinde olacaktır. ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

3 ASTROFİ Z İ K Giriş Gün geçmiyor ki günlük gazete ve televizyon gibi iletişim araçlarında uzay ile ilgili bir haber olmasın. Uzay ve Astrofizik konuları genel olarak toplumun büyük bir kesiminin ilgisini çekmektedir. Bu ünitede önce gökyüzünde gördüğümüz yıldızların doğumu, gelişimi ve ölümü anlatılarak yine bir yıldız olan güneş incelenecektir. Daha sonra, uzay-zaman kavramı ve Genel Görelilik Kuramı tanıtılarak evrenin oluşumu hakkında bilgi verilecektir. Bu ünitede bir bakıma evrenin yapısı ve tarihçesi anlatılacaktır. 2. Yıldızlar, Galaksi, Nebula, Nötron Yıldızı ve Pulsar Gece, gökyüzüne şehir ışıklarından uzak bir yerden bakıldığında gökyüzünün güzelliği hemen fark edilir. Uzun süre yapılan gözlemler sonucu gökyüzündeki değişimin bir düzen içinde olduğu görülmüştür. Gece çıplak gözle yapılan gözlemlerde gözümüze ilk çarpan cisimler yıldızlar olmaktadır. Yıldızlar, gözlemi yapan gözlemcinin merkezinde olduğu bir küre üzerinde bulunurlar, bu küre gök küre olarak adlandırılır. Yıldızlar, çekim kuvveti ile bir araya gelmiş gazların oluşturduğu, kendiliğinden etrafa ısı ve ışık yayan gök cisimleri olarak tanımlanırlar. Gök küre üzerinde yıldızlar incelendiğinde iki farklı durum göze çarpar. Birincisi; yıldızların farklı parlaklıkta olması, ikincisi ise; yıldızların bazen belli belirsiz bazen de belirli olacak biçimde bir şekil oluşturmalarıdır. Şekil oluşturan yıldızlar gruplandırılmış bu ve grupların her birine takım yıldız adı verilmiştir. Ayrıca yıldızlar, sıcaklıklarına bağlı olarak mavi, sarı veya kırmızı ışık yayarlar. Bildiğiniz birkaç takım yıldızı yazınız. Takım yıldızlar, şekillerine göre adlandırılırlar. Bunlardan bazıları, mitolojik isim almaktadır. Gök kürede 88 takım yıldız (Küçük ayı, Herkül, Orion v.b) vardır ve her takım yıldızın gök kürede kapladığı alan farklıdır. Yıldızların renkleri ve sıcaklıkları nasıl belirlenir Yıldızların sıcaklıkları ve dolayısıyla renkleri, Planck, Wien ve Stefan- Boltzman yasaları yardımıyla tayin edilir. Bu yasaların uygulanmasında pratikte bir takım zorluklarla karşılaşılır. Yıldızların oluşturduğu ısı ve ışık, içlerinde oluşan füzyon (kaynaşma) reaksiyonunun bir sonucudur. Bir yıldızın ana maddesi hidrojen atomlarıdır. Hidrojen atomları füzyon reaksiyonu sonucu Helyum atomuna dönüşür. Bir yıldızın renginden onun parlaklığı ve sıcaklığı belirlenebilir. Bilindiği gibi sıcak bir cismin yaydığı ışımanın bir dalga boyu vardır. AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ

4 158 ASTROFİ Z İ K Bir yıldız olan güneş, 6000 K' de görünen bölgede bir ışıma yapar. Bu sıcaklıkta güneş sarı renkli görülür. Soğuk yıldızlar ise kırmızı olarak görülecektir. Bir yıldızın büyüklüğü ile sıcaklığı doğru orantılıdır. Güneşin sıcaklığına bakarak büyüklüğü hakkında ne söylersiniz Milyonlarca yıldızın bir araya gelmesi sonucu galaksi adı verilen yıldız toplulukları oluşur. Galaksiler gazlar, yıldızlar ve gezegenleri içeren çok büyük madde topluluğudur. Galaksiler başlangıçta yoğun gaz bulutu olarak ortaya çıkmış daha sonra bu gazdan yoğunlaşma yoluyla yıldızlar meydana gelmiştir. Galaksiler, başlangıçta düzensiz biçimdedir; yani ne özel bir biçimi, ne de fark edilir düzeyde bir iç yapıları vardır. Ayrıca galaksiler içerisinde, yeni yıldızların devamlı olarak oluştuğu büyük miktarda gaz ve toz bulutu içerirler. Daha sonra bu gaz ve toz bulutu dönerek milyonlarca yıl sonra Şekil 10.1'de görülen uçan bir daireyi andıran sarmal bir biçim alır. Şekil 10.1: Sarmal Galaksi Şekil 10.1'den görüleceği gibi ortada kabaca küre şeklinde bir çekirdek ve çevresinde yassı bir disk bulunmaktadır. Galaksinin yörüngesinde de küresel biçimli kümeler dönmektedir. Çekirdek kısmında pek az gaz ve toz olup, büyük bir kısmı yaşlı yıldızlardan oluşmuştur. Sarmal kollarda, büyük miktarda gaz ve toz yanında yeni oluşmuş yıldızlar bulunmaktadır. Milyonlarca yıl sonra sarmal kollar çekirdeğe doğru katlanır ve sonunda çok sayıda yaşlı yıldızla gaz ve toz içeren elips şeklinde galaksiler meydana gelir. Bir galaksinin sonuçta alacağı şekil küre şeklinde olacaktır. Galaksilerin, en son alacağı durumun karadelik olacağını burada belirtelim. Güneş, gökkürede gördüğümüz yıldızlar ve 100 milyar başka yıldız galaksimizin birer elemanıdır. Evrende bu şekilde milyonlarca galaksi bulunmaktadır. Dünyamızın içinde bulunduğu galaksi samanyolu galaksisi olarak adlandırılır. Galaksimiz sarmal bir galaksidir. Bazı astronomlar ise galaksimizin çubuklu sarmal biçiminde olduğunu ileri sürmektedirler. ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

5 ASTROFİ Z İ K 159 Güneş sistemi, samanyolunun neresindedir Bugünkü bilgilerimize göre, güneş sistemi samanyolunun dış kenarına yakın bir yerde bulunmaktadır. Galaksilerde yıldızlar gibi küme oluştururlar. Bu kümeler ise bir araya gelerek süper kümeleri meydana getirirler. İçinde bulunduğumuz galaksi, yerel küme adı verilen ve çapı 5 milyon ışık yılı civarında olan galaksi kümesinin bir elemanıdır. Ayrıca galaksimiz küme içinde bulunan en büyük iki galaksiden birisidir. Galaksimiz kendi içerisindeki dönüşünü kaç yılda tamamlar Galaksimiz kendi çevresindeki bir dönüşünü 230 milyon yılda tamamlar. Buradan galaksilerin yavaş döndüğü sonucunu çıkarabiliriz. Galaksimiz, doğumundan bu güne kadar 52 kez dönmüştür. Tekrar yıldız oluşumunu ele alalım. Yıldızlarda canlılar gibi doğar, büyür ve ölürler. Galaksilerin içlerinde yer alan gaz ve tozlar nebula adını alır. Nebulaların içinde bulunan gaz ve tozlar yıldızların hammaddesidir. Gaz ve tozlar galaksilerdeki şok dalgaları etkisiyle bir araya gelerek küreler halinde birikirler. Kütle çekim kuvveti nedeniyle birbirlerine daha da yaklaşarak birbirlerinin içine geçerler. Milyonlarca yıl süren bu olay sonucunda bulut kümesi iyice ısınır. Sıcaklık yükselmesi sonucu küreler birbirlerine daha fazla yaklaşır. Birbirlerine yaklaşan bu kürelerin çarpışması sonucu oluşan bulut ışıma yapar. Çekim kuvvetinin etkisiyle bulutun yoğunluğu artar ve çıkan ışımalar şiddetlenir. Bulutların içinde 10 milyon K 'ye varan sıcaklıklar oluşur. Bu sıcaklıkta füzyon reaksiyonu meydana gelir. Füzyon ile önce hidrojen atomlarından helyum, daha sonra da karbon, azot, oksijen ve diğer elementler oluşur. Böylece 10 milyon yıl sonra toz ve gaz bulutundan yıldız doğar. Güneşten daha küçük yıldızlarda füzyon oluşur mu Oluşmaz. Yıldızların gelişimi ve ölümü nasıl olmaktadır Yıldızlar içlerinde oluşan elementlerin atomlarını sıkıştıracak kütle çekim kuvveti etkisi altındadır. Yıldızın kütlesi büyüdükçe çekim kuvveti de büyümektedir. Dışarıdan içeriye doğru olan bu kuvvetin dengelenmesi ise, içeriden dışarı doğru olan nükleer patlama ile gerçekleşir. Yıldızın içindeki hidrojenin üçte birinin füzyon reaksiyonu ile helyuma dönüşmesine kadar bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi sürer. Bu olayı balonu genleştirmek isteyen içindeki havanın basıncı ile balonu küçültmek isteyen lastiğin gerilimi arasındaki dengeye benzetebiliriz. Hidrojenin, helyuma dönüşmesi sonucu çekim etkisi artar ve yıldız merkezine doğru çöker. Bu durumda yıldızın yoğunluğu artar. Yoğunluğun artması sonucu yıldızın merkezindeki sıcaklık yükselir. Yükselen sıcaklıkta helyum karbona dönüşmeye başlar. Yıldız artan bu enerji sonucu genişler. Dış tabakaları genişlemiş ve iç sıcak- AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ

6 160 ASTROFİ Z İ K lığı yükselmiş bu yıldıza kızıl dev adı verilir. Kızıl dev haline gelmiş yıldız, çevresini helyum ile zenginleşmiş merkeze doğru çekmeye başlar. Yıldız kendi ağırlığını dengeleyemez. Merkezdeki sıcaklık artmış olup, yıldız etrafı şişmiş bir görünüm kazanır. Dış tabakalar şişerken yüzey sıcaklığı düşer. Yıldız bu durumda soğuk bir dev yıldız haline dönüşür. Kızıl dev çekirdeğindeki helyumu yakarak karbon ve oksijene dönüştürür. Bu süre kütlenin büyüklüğüne bağlı olarak birkaç milyon yıl sürer. Kızıl dev yıldız, helyum yakmaya devam ettiğinde nasıl bir görünüm alır Helyum yandıkça yıldızın iç tarafına doğru çökme hızlanır. Bu çökme iç taraftaki sıkışmanın artmasına neden olur, yıldız dış tabakalarını uzaya fırlatır. Yıldızdan geriye yalnızca bozulmuş maddeden bir çekirdek kalır. Yıldızın rengi ise beyaza dönmüştür. Bu yıldıza beyaz cüce denir. Beyaz cüce içindeki yakıtı yakarak, milyonlarca yıl sonra bunları demire dönüştürür. Işığı sönmüş, soğuk ve karanlık bir görüntü alan bu yıldıza siyah cüce denir. Yıldızların, beyaz cüce evresini daima siyah cüce evresi izler mi Yıldızın kütlesi (M Y ), güneşin kütlesinin (M G ) 1.44 katından büyük olması (M Y > 1.44 M G ) durumunda beyaz cüce evresinden sonrada olay devam eder. Böyle büyük yıldızlar cüce kalmazlar. İç sıcaklıkları ve yoğunlukları daha da artar. Yakıtı demir, nikel,krom ve kobalt haline gelir. Yıldızın etrafında katmanlar (tabakalar) oluşur. Demir haline dönüşen yakıt artık yanmaz. Büyük sıcaklık altında elektron ve protonlar birbirine kaynaşarak nötron haline dönüşür. Bu durumda demir çekirdek 100 km çapında bir top halindedir. Yıldız kritik bir sıcaklıkta ışık saçarak patlar. Bu patlamaya süpernova patlaması adı verilir. Patlama ile birlikte etrafa büyük bir şok dalgası ve nötrino akışı başlar. Patlayan malzeme gaz bulutları halinde uzaya yayılır sayısı neyi ifade eder 1.44 sayısı, bu sayıyı bulanın anısına Chandrasekhar limiti olarak adlandırılır. Bu sayı güneşin kütlesi ile orantılı olup, kütlesi güneşin kütlesinin 1.44 katından büyük (M Y >1.44 M G ) ve küçük (M Y <1.44 M G ) yıldızların evrimini belirler. Bu limitin altındakiler beyaz ve siyah cüce olarak evrimlerini tamamlarlar. Limitin üstündekiler ise süpernova, nötron yıldızı ve en sonunda karadelik haline dönüşürler. Süpernova patlamasından geriye km çapında bir çekirdek kalır. Çekirdek bir nötron yumağı halindedir. Yoğunluğu (10 14 g/cm 3 ) ve çekim kuvveti büyük boyutlara ulaşmıştır. Bu yıldıza nötron yıldızı denir. İçlerinde bir nükleer reaksiyon olmaz. Boyutları küçüldüğünden dönüş hızı artar. Dönüş hızı 622 dev/s bulabilir. Bazıları ise düzenli aralıklarla radyo dalgaları çıkarır. Bunlara pulsar adı verilir. Pulsarların dönüş peryodu s arasındadır. Bir nötron yıldızı veya pulsar ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

7 ASTROFİ Z İ K 161 daha da çöktüğü zaman madde daha fazla sıkışır ve yoğunluğu çekirdek yoğunluğunun üstüne çıkar. O zaman yıldız uzay-zaman ağını parçalar, sonsuz bir yoğunluk ve çekim kuvvetinin etkisi ile bir karadelik haline gelir. Karadelik ise yıldızın ölümü olmaktadır. 3. Güneş ve Dünyamıza Uzaydan Gelen Enerji En büyük ısı ve ışık kaynağımız olan güneş, evrendeki sayısız yıldız arasında dünyamıza en yakın olanıdır. Civarında bulunan dokuz gezegen, çok sayıda asteroid, meteroid ve kuyruklu yıldız güneş etrafında milyarlarca yıldır dolanmaktadır. Bu bölümde güneş sistemini oluşturan güneşin yapısını ve uzaydan dünyamıza gelen enerjiyi inceleyeceğiz Güneş Güneş, çapı yaklaşık 1, km, kütlesi 1, ton olan, civarına enerji yayan gaz küresidir. Kütlesi, etrafında dönen bütün cisimlerin toplam kütlesinden 1000 defa daha büyüktür. Güneş orta büyüklükte bir yıldız olduğundan güneşten 300 kat büyük yıldızlar ile 20 kat küçük yıldızlar saptanmıştır. Güneşin 3/4'ü hidrojen, 1/4'ü helyum ve % 2'si ağır elementtir. Merkezindeki sıcaklık 15 milyon K, yüzey sıcaklığı ise 5770 K dir. Yüzeyindeki çekim kuvveti dünyadaki çekim kuvvetinin 27 katıdır. Merkezindeki büyük nükleer enerji nedeniyle içeri doğru çökmemektedir. Güneşin hareketi kaç çeşittir Güneş, kendi ekseni etrafında saat yönünün tersi yönde döner ve bir dönüşünü 27 günde tamamlar. Bu dönüşü sırasında, güneşin ekvatorundaki bir noktanın hızı 2 km/sn dir. Galaksinin dönüşü nedeniyle de, galaksi merkezi etrafında 230 km/sn hızla döner. Vega yıldızına doğru 20 km/s hızla hareket eder. Galaksinin sarmal kollarının birinin ortasında 40 milyon yıl, kolun dışında 80 milyon yıl kalır. Güneş enerjisini nasıl sağlar Yıldızlar, enerjilerinin hemen hemen hepsini hidrojen çekirdeklerinin kaynaşarak helyum çekirdeği oluşturması ile sağlamaktadırlar. Bu füzyon reaksiyon denklemleri 1 H H 1 1 H 2 + e MeV 1 H H 2 2 He MeV 2 He He 3 2 He H MeV ( 1 H 2 : Döteryum, 2 He 3 : Helyum 3 çekirdeği, 2 He 4 : Helyum 4 çekirdeği) Asteroid: Güneş sisteminin beş milyar yıl önceki oluşumundan kalan parçalar. Küçük gezegen olarak da adlandırılır. Meteoroid: Kuyruklu yıldızlardan kopan toz tanecikleri, kaya parçacıkları ve parçalanmış asteroid parçalarına denir. Kuyruklu Yıldız: Güneş çevresinde büyük yuvarlak bir elips veya parabol çizen kuyruk adı verilen toz ve gazdan ibaret uzantısı olan gök cismi. MeV : ev 1 MeV : 1, J AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ

8 162 ASTROFİ Z İ K şeklindedir. Bu denklemler incelendiğinde görüleceği gibi ilk iki reaksiyon her bir 2He 4 sentezi için iki defa oluşmaktadır. O halde reaksiyon sonucu açığa çıkan enerji, (2. 0, ,5 + 12,9) MeV = 24,7 MeV veya 24,7. 1, = 39, J J olmaktadır. Güneşte, her saniyede 564 milyon ton hidrojen 560 milyon ton helyuma dönüşmektedir. Aradaki 4 milyon ton kütle farkı 15 milyon K lik ısı haline gelir ve ışınım şeklinde güneşten ayrılır. Güneşin yüzeyinden salınan enerji W dır. Güneşin kızıl dev ve beyaz cüce olması ne kadar sürede olacaktır Güneş, 4,6 milyar yıldır saniyede 4 milyon ton madde kaybeder. Güneşin hidrojenin tamamını yakması ve kızıl dev olması 5 milyar, beyaz cüce olması da 7 milyar yılda olacaktır. Çekirdek reaksiyonu güneşin hangi bölgesinde oluşur Çekirdek reaksiyonu güneşin çekirdek bölgesinde oluşur (Şekil 10.2). Çekirdek bölgesinde oluşan enerji dış tabakalara, oradan da uzaya yayılmaktadır. Kaynaşım bölgesini kuşatan bölge ışınım bölgesidir. Çekirdekte üretilen enerji buradan dalgalar halinde yayılır. Enerjinin bu bölgeyi aşıp güneşin yüzeyine ulaşması 1 milyon yılda olmaktadır. Işınım bölgesini çevreleyen tabaka konvektif tabaka olup burada enerji madde hareketi (konveksiyon) ile ışık küreye ulaşır. Işıkküre hareket eden gazlardan oluşmakta olup, katı değildir. Bu tabakanın sıcaklığı 4300 K dir. Işıkkürenin dışında ise renk küre ve taçküre adı verilen tabakalar bulunmaktadır. Çok seyrek gazlardan oluşan taşkürenin sıcaklığı 1-5 milyon K arasındadır. Taçküreyi, güneşin magnetik alanı biçimlendirir. Çok uzaklara kadar uzanmasına karşın oldukça soluk olduğu için ancak güneş tutulmasında görülebilir. ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

9 ASTROFİ Z İ K 163 Işıkküre Ifl kküre Taşküre Taflküre Güneş Günefl lekeleri Isınım Is n m Bölgesi konvektif Konvektif tabakası tabakas Şekil 10.2: Güneşin Yapısı Dünya güneşten yayılan toplam enerjinin çok küçük bir kısmını alır, geri kalan enerji uzaya yayılır. Dünyaya gelen enerjinin büyük bir kısmı morötesi ışınlar, görünen ışık ve kızılötesi ışınlardır. Bunların dışında gamma ışınları, X-ışınları, mikrodalga ve radyo dalgaları da gelir. Taçküreden genellikle proton, nötron ve elektronlar uzaya yayılır. Bunlara güneş rüzgarları adı verilir. Uzayın her yönüne dağılan parçacıklar 1000 km/s hızla yayılırlar ve sistemdeki diğer cisimleri etkilerler. Atmosferimize giren bu parçacıklar iyonosfer tabakasındaki iyonları uyararak radyo dalgalarını bozar ve kutup bölgelerinde değişik ve ilginç renkli ışık görüntülerine neden olur. Güneşin sonu nasıl olacaktır Güneş de bir yıldız olduğuna göre bir gün ölecektir. Beş milyar yıl sonra içindeki hidrojen yanıp bitecek ve güneş şişmeye başlayacaktır. Sonunda dünyayı da içine alacak bir genişliğe ulaşacaktır. Çapı 300 milyon km' ye ulaştığında gezegenler içinde kalacak, yavaş yavaş eriyecek ve yok olacaklardır. Kızıl dev durumundan sonra, beyaz cüce olacak ve büyüklük olarak dünyanın dört katına inecek ve bu kütle ile sonsuza kadar kalacaktır. 4. Uzayda Uzaklık Tayini ve Yıldızlar Arası Madde 4.1. Uzayda Uzaklık Tayini Gök cisimlerinin uzaklıklarının ölçümünde çeşitli yöntemler kullanılır. Bu yöntemlerden bazılarını inceleyelim. Uzaklık tayininde, paralaks adı verilen açıdan AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ

10 164 ASTROFİ Z İ K faydalanılır. Bir yıldızın paralaksı yıldızdan dünya-güneş uzaklığını gören açıya (P) denir. Şekil 10.3'ten görüldüğü gibi; sin p = a d d = a sin p ve a = 149, km (güneş ile dünya arasındaki uzaklık) ve paralaks çok küçük bir açı olduğundan paralaksın radyan cinsinden değeri kullanılarak yukarıdaki eşitlikten yıldızın d uzaklığı hesaplanır. Paralaksı 1 saniyeye eşit olan yıldızın uzaklığına 1 parsek denir. Buna göre; Y p d D G a Şekil 10.3: Paralaks 1 parsek = a sin 1" ve l" nın radyan cinsinden değeri 1/ olduğundan; 1 parsek = a x , x , km bulunur. Astronomide kullanılan diğer bir uzaklık birimi de ışık yılı'dır. Işığın km/s hızla bir yılda aldığı yol olarak tanımlanır. O halde; 1 ışık yılı = 365 x x = 9, km dir. Parsek ile ışık yılı karşılaştırılarak; 1 parsek = 3,25 ışık yılı olduğu bulunur. Paralaksı 1" olan yıldız yoktur. Paralaks küçüldükçe yıldızın uzaklığı artar. Astronomide kullanılan uzaklık birimleri Tablo 10.1' de verilmiştir. ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

11 ASTROFİ Z İ K 165 Tablo 10.1: Astronomi Birimleri Uzaklık Birimi Adı Uzaklık Biriminin Değeri Km AB Işık Yılı Parsek Astronomik Birim 149, , , Işık Yılı 9, , ,307 Parsek ,265 3,25 1 Paralaks 1 saniyeden büyük olamayacağına göre, ölçümü zor bir niceliktir. 1 saniye' lik yay 200 km de bir metreyi veya 200 metrede 1 mm' yi gören açıdır. Paralaks yönteminde trigonometri ve spektroskopiden faydalanılır. Ayrıca gök cisimlerinin uzaklıkları radyo dalgaları ile büyük bir doğrulukla tayin edilir. Bu yöntemde, bir gezegene gönderilen radyo dalgaları gezegenden yansıdıktan sonra dünyada tekrar algılanır. Bu dalgaların gidiş-geliş süresi (2t) tayin edilir. Radyo dalgaları uzayda ışık hızı (c) ile yayıldığından; Yol = hız x zaman = c x 2t bağıntısından gezegenin dünyaya uzaklığı bulunur Yıldızlar Arası Madde Yıldızlar arası ortam boş değildir. Bu ortam gaz ve toz parçacıklarından oluşmuştur. Yoğunluk açısından yer ile karşılaştırıldığında, yeryüzünde 1 cm 3 'de milyonlarca molekül olmasına karşın, uzay boşluğunda 1 atom bulunmaktadır. Yıldızlar arası ortamdaki madde nelerden oluşmuştur Yıldızlar arası ortamda, sıcaklığı K arasında olan, soğuk madde olarak adlandırılan nötr veya iyonlaşmış gaz, moleküller, toz parçacıkları, kozmik ışın adı verilen parçacıklar, X-ışınları, morötesi ışınlar, genel anlamda elektromagnetik ışınlar olmak üzere nötrino ve magnetik alan bulunmaktadır. Yıldızlar arası ortamda gazın saptanması, toz parçacıklarının bulunmasından önce olmuştur. Uzayda yapılan ölçümler sonucu iyonlaşmış kalsiyum, nötr kalsiyum, potasyum, sodyum, iyonlaşmış titanyum'a ait spektrum çizgileri gözlenmiştir yılında yapılan gözlemler sonucunda ise nötral hidrojen bulunmuştur. 5. Uzayda Bağıl Hareket Bir gök cisminin örneğin, bir yıldızın güneşe göre hareketinin incelenmesi uçan bir uçağın yerde duran bir gözlemciye göre hareketinin incelenmesine benzetilebilir. Uçak yıldızı, güneş ise gözlemciyi temsil etsin. Uçağın hızını iki bileşene ayırabili- AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ

12 166 ASTROFİ Z İ K v r v T Yıldız Y ld z v riz. Bu hız bileşenlerinden birisi gözlemcinin bakış doğrultusunda (ν r ), diğeri bu doğrultuya dik doğrultuda (ν T ) olan bileşendir. Bu hız bileşenlerinin ilkine radyal (ν r ), diğerine teğetsel (ν T ) hız bileşeni adı verilir (Şekil 10.4.). r µ Günefl Güneş Şekil 10.4: Bir Yıldızın Güneşe Göre Hareketi Bu hızlardan teğetsel hız, yıldızın gökte görüldüğü açının değişmesine neden olur. Teğetsel hızın neden olduğu birim zamandaki açısal yer değiştirmeye ise öz hareket (µ) denir. Eğer yıldızın güneşe uzaklığı ve öz hareketi biliniyorsa, yıldızın teğetsel hızı bulunabilir. Teğetsel hızın değeri; v T = 4,74 µr = 4,74 µ p eşitliğinden bulunabilir. Burada p, paralaks açısını göstermekte olup birimi saniyedir. 4,74 değeri ise hızın değerini km/s birimine çevirmede kullanılan bir çarpandır. Yıldızın radyal hız bileşeni (ν r ) nasıl saptanır Radyal hızın değeri yıldız tayfı ile saptanır. Doppler olayına göre; bir ışık kaynağı (veya ses kaynağı) hareketli ise ışınların dalga boyu sanal olarak değişir. Buna göre yıldız gözlemciden uzaklaşıyorsa ışığın dalga boyu sanal olarak büyür. Eğer yaklaşırsa ışığın dalga boyu sanal olarak küçülmüş görünür. v r hız bileşeni, λ λ = ν r c bağıntısından bulunur. Yukarıdaki eşitlikte λ; ışığın dalga boyunu, λ ; dalga boyundaki değişmeyi, c; ışık hızını göstermektedir. λ/λ yıldız tayfından tayin edilerek ν r radyal hızı bulunur. O halde; ν r > 0 ise, yıldız güneşten uzaklaşır. ν r < 0 ise, yıldız güneşe yaklaşır. ν r ve ν T hız bileşenleri biliniyorsa yıldızın hızı Şekil 10.4 yardımıyla; ν = ν T 2 + ν r 2 bağıntısından hesaplanır. 6. Genel Görelilik Kuramı ve Uzay Zaman A. Einstein tarafından 1916 yılında ileri sürülen bu kuram, birbirlerine göre ivmeli hareket eden sistemlerde geçerlidir. Özel görelilik kuramının daha gelişmiş bir hali olan bu kuram uzay zamanın mutlak olmadığını ileri sürerek, kütleler arasındaki çekim kuvveti üzerine kurulmuştur. S.I. Newton 1687 yılında, kütle çekim yasasını ortaya attı. Bu yasa, "Evrendeki ci- ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

13 ASTROFİ Z İ K 167 simler birbirlerini kütlelerinin çarpımıyla doğru, aralarındaki uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak çekerler" şeklinde ifade edilebilir. Newton, gezegenlerin güneş etrafında çembere yakın elips şeklinde yörünge çizdiklerini ileri sürmüştü. Genel Görelilik Kuramına göre, gezegenlerin yörünge düzlemleri aynı kalmayıp dönme göstermektedir. Çok küçük miktarlarda olan bu dönmeler milyonlarca yıl sonra tam bir dönüş olmaktadır. Genel Görelilik Kuramına göre kütleler birbirlerini nasıl çekerler Genel Görelilik Kuramında, çekim kütleler arasında olmamaktadır. Bu kurama göre, evrendeki ağır cisimler uzayı ağırlıklarından dolayı çukurlaştırmaktadırlar. Bu olay, gergin bir çarşaf üzerine bırakılan çelik bir bilyenin çarşafı çukurlaştırmasına benzetebiliriz. Cismin ortada yer aldığı bu çukura, civarındaki daha küçük kütleli cisimler çekilmektedir. O halde, güneş etrafında milyonlarca yıldır dönen gezegenler güneşin uyguladığı çekim kuvvetinden değil, güneşin çukurlaştırdığı diğer ifadeyle eğdiği uzay-zaman içinde kalıp, çukurun dışına çıkamadıkları için dönmektedirler (Şekil 10. 5). Y ld z Günefl Y ld z n görüntüsü Dünya Şekil 10.5: Uzay-Zaman Eğrilmesi Şekil 10.6: Yıldızdan Gelen Işığın Sapması Örneğin, güneşin arkasında uzak bir yıldızdan dünyaya gelen ışık ışını, güneşin yanından geçerken onun etrafında uzay-zaman eğriliğine girer. Sapmaya uğrayan ışın böylece dünyaya ulaşır (Şekil 10.6). Böylece kütlesel çekim yerini, uzay-zaman devamlılığında ağır cisimlerin oluşturduğu bükülmüş uzay-zamana bırakmış olur. Uzay-zaman teriminden ne anlaşılır Uzay-zaman terimi, bir cismin uzayda gerçekte üç boyutta değil, dört boyutta hareket ettiğini ifade eder. Biz kendimizi üç boyutlu uzayda hareket ediyormuş gibi düşünürüz. Fakat uzayda hareketsiz kalsak bile, aslında dördüncü boyut olan zamanda hareket etmekteyiz. Bu söylediklerimizi bir noktanın uzaydaki konumunun (x, y, z, t) koordinatları ile ifade ederiz. Burada x, y ve z yer, t zaman koordina- AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ

14 168 ASTROFİ Z İ K tını göstermektedir. Uzay ve zaman birbirlerinden bağımsız değildir. Evrendeki bütün cisimler dört boyutta hareket ederler. Uzay-zaman ağır cisimlerin etrafında eğrilmiş olduğundan, ağır cisimlerin etrafından geçen küçük kütleli cisimler eğrilmiş uzayın eğriliğini izlerler. 7. Evrenin Oluşumu Hubble, Edwin Powel ( ): Bazı belirli nebulaların samanyolu dışında kalan galaksiler olduğunu gösteren ABD' li gökbilimci Gamow, George ( ): Rus asıllı ABD' li fizikçi. Nükleer fizik ve yıldızların evrimi ile ilgili çalışmalar yapmıştır. Gamow' un kalıtım alanında DNA' nın rolü ile ilgili çalışmaları da vardır. Bugünkü bilgilerimize göre yaklaşık 15 milyar yıl önce, içerisinde çok büyük yoğunluk ve sıcaklıkta maddenin sıkışmış olduğu bir noktanın ani patlaması sonucu bugün içerisinde yaşadığımız evren meydana geldi. Bu kurama "Bing-Bang" ve Büyük Patlama adı verilir yılında C. Doppler, Doppler olayını buldu. Bu olay, bütün dalgalar için geçerli olup, uzaklaşan ışık kaynağından çıkan ışınların spektrumun kırmızı tarafına kaydığını göstermektedir. 1869'da W. Huggins bu olaydan faydalanarak Sirius yıldızının dünyadan uzaklığını ve uzaklaşma hızını hesapladı yılında E. Hubble, aynı yöntemi kullanarak bütün galaksilerin birbirlerinden büyük hızlarla uzaklaştıklarını gösterdi. Uzaklardaki galaksilerin uzaklaşma hızları daha büyüktür. Evren durmadan genişlemektedir. Bu bulgular 'Bing-Bang' kuramının doğmasına neden olmuştur. Bu büyük patlama sırasında büyük bir enerji açığa çıktı ve 'zaman' da başladı. Galaksiler, yıldızlar oluştu. Büyük patlamadan önce uzay yoktu. Büyük patlama sonucu uzay ortaya çıktı. Evren de bir balon gibi şişmekte ve balonun üzerindeki noktalar gibi evren içindeki galaksiler, yıldızlar v.b. maddeler birbirlerinden uzaklaşmaktadırlar. Evrenin merkezinde hiçbir şey olmadığı gibi, hiçbir yerde evrenin merkezi değildir. G. Gamow, 1956 yılında büyük patlama sonucu evrende kalan bir ısının varlığını matematiksel olarak ifade etti. Bu ısı 1964 yılında saptandı. 2,74 K lik bir kırıntı sıcaklığı, galaksilerin uzaklaşması, hidrojen atomunun bugünkü değeri ile patlama anındaki uyumu gibi bulgular büyük patlamayı desteklemektedir. Evrenin her yerinde nasıl oluyor da, 2,74 K sıcaklığı bulunabiliyor 1980 yılında A. Guth enflasyon modelini ortaya attı. Bu modele göre, büyük patlama sonrası genişleme homojen olmadı. Patlamanın hemen ardından kütle çekim kuvveti tersi (itici) bir durum aldı. Temel maddenin çok büyük bir yoğunlukta olması itici kuvvetin çok büyük olmasına neden oldu. Bu kuvvetin çok büyük olması sonucu ikinci bir patlama oldu ve oluşan ısı evrene homojen olarak dağıldı. 2,74 K sıcaklığının bütün evrene homojen dağılmasının nedeni budur. Büyük patlama sonrası, galaksileri meydana getiren madde nasıl oluştu Büyük patlamanın 1. saniyesinin çok küçük bir kesrinde evren kat büyümüş ve doğa yasaları ortaya çıkmıştır. Soğumanın başlamasıyla parçacıklarda şekillenmeye başlamış ve 1. Saniyenin 1/10 6 anında kuarklar, proton ve nötronlar oluşmuştur. 1. Saniye sonunda sıcaklık 10 milyar K dir, hidrojen ve helyum çekir- ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

15 ASTROFİ Z İ K 169 dekleri, yıl sonrada atom oluşmaya başlamıştır. Sıcaklık K'e düştüğünde ise, kütle çekim kuvveti ortaya çıkmış, bu da galaksilerin oluşması sonucunu doğurmuştur yılında COBE uydusundan alınan veriler enflasyon modelini desteklemektedir. Bu bilgilere göre büyük patlamadan s sonra enerjideki değişme sonucu ani bir genişleme olmuştur. Bu ikinci genişlemeden yıl sonra galaksilerin maddesinin oluşmasına neden olan üçüncü patlama gerçekleşmiştir. Evren daha sonra bugünkü genişliğine ulaşmıştır. Karadelik içine düşen maddenin serüveni nasıl olur Ünite 10.2' de karadeliklerin oluşumunu diğer deyişle yıldızların ölümünü görmüştük. Karadeliklerin yoğunluğu ve çekim kuvvetleri çok büyüktür. Bu nedenle ışık dahil hiçbir şey karadelik dışına çıkamaz. Karadelikleri görmekte mümkün değildir. Çünkü ışığı dışarı çıkarmazlar, karanlıktırlar. Yakın çevrelerindeki herşeyi, yıldızları ve hatta galaksileri yutarlar. Bir karadeliğe giren cismin onun içine girdiği görülmez. Sadece onun yüzeyinde donup kaldığı görülür. Donan cisim, saniyenin çok küçük bir kesrinde gözden kaybolur. Örneğin, güneşin iki katı büyüklüğündeki bir karadeliğin içinde merkeze düşme süresi saniyenin milyonda biri kadar bir süredir. COBE uydusunun fon ışınımındaki dalgacıkları yani sıcaklıktaki küçük dalgalanmaları saptaması tüm zamanların en büyük keşiflerinden biri olarak kabul edilir. Bir karadeliğin etrafındaki uzay-zaman, onun ağırlığından dolayı yırtılmış, bükülmüş ve ortası dipsiz bir kuyu gibi delinmiştir. Karadelik etrafında olay-ufku denilen güçlü bir çekim alanı ve merkezinde çekim alanının sonsuz büyük olduğu tekillik noktası bulunur. Olay-ufkuna giren bir cisim ışık hızı ile tekilliğe çekilir. Tekillik noktasında zaman durur ve doğa yasaları geçerliliğini kaybeder. Tekillik noktası arkasında başka bir evrenin yasaları başlar. Dünya yarıçapı 1 cm, güneş yarıçapı 3 km olacak şekilde sıkıştırılabilseydi karadelik olurdu. Yapılan gözlemler sonucu galaksimizin merkezine yerleşmiş bir karadeliğin varlığı anlaşılmaktadır ışık yılı uzaklıkta bulunan Cygnus X-1 çift yıldız sistemindeki mavi dev HDE en yakın karadelik olup, ikizinden devamlı madde yutmaktadır. Maddenin yutulurken çıkardığı X-ışınları bilim adamları tarafından saptanmıştır. Evrende her yüz yıldıza bir karadelik düşmektedir. Özet Yıldızlar çekim alanı ile bir araya gelen gazların oluşturduğu kendiliğinden ısı ve ışık saçan gök cisimleri olarak tanımlanır. Yıldızlar bazen belirli bazen de belirsiz bir grup oluşturacak şekilde bir araya gelirler. Bu gruplara takım yıldız adı verilir. Takım yıldızlar şekillerine göre adlandırılır. Ayrıca yıldızlar sıcaklıklarına bağlı olarak mavi, sarı ve kırmızı ışık saçarlar. AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ

16 170 ASTROFİ Z İ K Milyonlarca yıldızın bir araya gelmesi sonucu galaksi adı verilen yıldız toplulukları oluşur. Dünyanın içinde bulunduğu samanyolu galaksisi sarmal şekildedir. Galaksilerin içlerinde bulunan gaz ve tozlara nebula adı verilir. Nebula içindeki gaz ve tozlar bir araya gelerek küreler halinde birikirler ve bu birikme sonucu ısınırlar. Bu ısınma sonucu 10 K' ye kadar ulaşan sıcaklıklara ulaşılır. Bu sıcaklıkta füzyon reaksiyonu yani hidrojen atomlarından helyum, karbon ve azot elementleri oluşur. Böylece gaz ve tozdan yıldızlar doğar. Yıldızın daha sonraki evrelerini kızıl dev ve beyaz cüce evreleri izler. Beyaz cüce evresini siyah cüce evresi izler. Bu evreleri ise 1,44 Chandrasekhar limiti adı verilen sayı belirler. Bazen yıldızların evrimi, beyaz cüce evriminden sonra da devam eder. Yıldız kritik bir sıcaklıkta ışık saçarak patlar. Bu patlamaya süpernova patlaması adı verilir. Patlama ile etrafa şok dalgaları ve nötrino akışı başlar. Süpernova patlamasından geriye km çapında bir çekirdek kalır. Çekirdek bir nötron yumağı halindedir. Bu yıldıza nötron yıldızı adı verilir. Bu yıldızlardan bazıları düzenli radyo dalgaları yayar, bu yıldızlara da pulsar adı verilir. Pulsar veya nötron yıldızının daha sonraki evresi ise karadeliktir. Karadelik yıldızın ölmüş halidir. Yıldızlar canlılar gibi doğar, büyür ve ölürler. Güneş 1, km çapında ve 1, ton kütleli enerji yayan bir gaz küresidir. Yüzey sıcaklığı 5770 K, merkezindeki sıcaklık ise 15 milyon K yi bulmaktadır. Güneş, kendi ekseni ile galaksi merkezi etrafında dönmekte ve Vega yıldızına doğru da hareket etmektedir. Güneş' in çekirdek bölgesinde oluşan enerji, ışınım bölgesinde dalgalar halinde yayılır. Işınım bölgesini çevreleyen tabaka konvektif tabaka olup, enerji bu bölgeden yüzeye konveksiyon yolu ile ulaşır. Işık küre hareket eden gazların oluşturduğu bir tabakadır. Işık küreyi ise toz tabaka kuşatır. Dünyamıza gelen enerjinin büyük bir kısmı morötesi, görünür ve kızılötesi ışınlardır. Ayrıca dünyamıza gamma ışınları, x-ışınları, mikro dalga ve radyo dalgaları da gelir. Gök cisimlerinin uzaklığının tayininde paralaks adı verilen açıdan yararlanılır. Bir yıldızın paralaksı, yıldızdan yer-güneş uzaklığını gören açıya (P) denir. Paralaksı 1 saniyeye eşit olan yıldızın uzaklığına 1 parsek denir. 1 parsek = 3, km dir. Astronomide kullanılan diğer astronomi birimi de ışık yılıdır. Işığın bir yılda aldığı yol olarak tanımlanır. Ayrıca gök cisimlerinin uzaklıkları radyo dalgaları yöntemiyle de tayin edilir. Yıldızlar arası ortamda, sıcaklığı K arasında olan nötr ve iyonlaşmış gaz, moleküller, toz parçacıkları, elektromagnetik ışınlar, nötrino ile magnetik alan bulunmaktadır. Bir gök cisminin hızını iki bileşene ayırabiliriz. Bu hız bileşenlerinden birisi gözlemcinin bakış doğrultusundaki radyal hız (ν r ), diğeri ise bu doğrultuya dik doğrultuda (ν T ) dir. ν T bileşeni; ν T = 4,74 µr = 4,74 µ p ifadesiyle bulunur. µ öz hareket adını alır. p ise paralaks açısını göstermektedir. ν T nin birimi km/s dir. Radyal hız değeri yıldız tayfı ile saptanır. ν r ' nin değeri; λ λ = ν r c ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

17 ASTROFİ Z İ K 171 ile belirlenir. Burada λ dalga boyunu, λ ise dalga boyundaki değişmeyi, c ışık hızını göstermektedir. ν r ' nin yıldız ve güneş sistemine göre değeri; ν r > 0 ise, yıldız güneşten uzaklaşmaktadır. ν r < 0 ise, yıldız güneşe yakınlaşmaktadır. Yıldızın hızı ise, V = ν r 2 + ν T 2 ifadesiyle bulunur. Genel Görelilik Kuramı, 1916 yılında A. Einstein tarafından ortaya konmuştur. Bu kuram birbirlerine göre hareket eden sistemlerde geçerlidir. Kurama göre uzay-zaman mutlak olmayıp, çekim kütleler arasında olmaz. Evrendeki ağır cisimler uzayı ağırlıklarından dolayı çukurlaştırırlar. Cismin ortada olduğu bu çukura civarındaki daha küçük kütleli cisimler çekilir. Bu kuramda çekim yerini uzay-zaman devamlılığında ağır cisimlerin oluşturduğu bükülmüş uzay-zamana bırakır. Uzay-zaman terimi bir cismin uzayda gerçekte üç boyutta değil, dört boyutta hareket ettiğini ifade eder. Uzay ve zaman birbirinden bağımsız olmayıp, bütün cisimler dört boyutlu uzayda hareket ederler. Bugünkü bilgilerimize göre 15 milyar yıl önce içinde çok yoğun madde ve sıcaklık bulunan bir noktanın patlaması sonucu evren oluşmuştur. Bu patlamaya "Bing-Bang" adı verilir. Bu patlama sonucu büyük bir enerji açığa çıktı. Galaksiler, yıldızlar ve uzay oluştu. Evren bir balon gibi şişmekte olup galaksiler, yıldızlar v.b gök cisimleri birbirlerinden uzaklaşmaktadır. Evrenin her yerinde 2,74 K sıcaklığının bulunması bu patlamayı doğrulamaktadır. Bu sıcaklık ise A. Guth tarafından ortaya atılan enflasyon modeli ile açıklanmaktadır yılında COBE uydusundan alınan veriler bu modeli doğrulamaktadır. Karadelik yıldızın son halidir. Karadeliklerin yoğunluğu ve çekim kuvveti çok büyük olduğundan karadelikten ışık dahil hiçbir şey dışarı çıkamaz. Karadelik etrafında olay-ufku adı verilen bir çekim alanı, merkezinde ise çekim alanının sonsuz olduğu Tekillik noktası bulunur. Tekillik noktasında zaman durur ve doğa yasaları geçerliliğini kaybeder. Değerlendirme Soruları 1. Gazların çekim alanı ile bir araya gelerek oluşturduğu, kendiliğinden ısı ve ışık yayan cisimlere ne denir A. Yıldız B. Gezegen C. Asteroid D. Kuyruklu Yıldız E. Uydu AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ

18 172 ASTROFİ Z İ K 2. Yıldızların son haline ne denir A. Beyaz Cüce B. Siyah Cüce C. Süpernova D. Karadelik E. Pulsar 3. Genel Görelilik Kuramı 1916 yılında hangi bilim adamı tarafından ileri sürülmüştür A. G. Gamow B. E.Hubble C. A. Einstein D. I. Newton E. M. Planck 4. Chandrasekhar limitinin değeri nedir A. 1,44 B. 2,44 C. 5,54 D. 7,44 E. 9,54 5. Aşağıdaki birimlerden hangisi Astronomi uzaklık birimidir A. Joule B. Elektronvolt C. Newton D. Parsek E. Paralaks Aşağıdaki cümlelerin DOĞRU ya da YANLIŞ olduklarını belirleyiniz. 6. Milyonlarca yıldızın bir araya gelmesi sonucu galaksi adı verilen yıldız toplulukları oluşur. 7. Galaksilerin içlerinde bulunan gaz ve tozlara asteroid denir. 8. Gökcisimlerinin uzaklığının tayininde parsek adı verilen açıdan yararlanılır. 9. Yıldızlar arası ortamda nötr ve iyonlaşmış gaz, moleküler, toz parçacıkları, elektromagnetik ışınlar, nötrino ile magnetik alan bulunmaktadır. 10. Uzay-zaman terimi bir cismin uzayda dört boyutta hareket ettiğini ifade eder. ANADOLU ÜNİ VERSİ TESİ

19 ASTROFİ Z İ K 173 Yararlanılan ve Başvurulacak Kaynaklar Atkinson, S.; Astronomi, (Çev: M.Alev), TUBİTAK, Popüler Bilim Kitapları, Ankara, Lightman, A.; Yıldızların Zamanı, (Çev: M.Alev), TUBİTAK, Popüler Bilim Kitapları, Ankara, Silk, J.; Evrenin Kısa Tarihi, (Çev: M.Alev), TUBİTAK, Popüler Bilim Kitapları, Ankara Askın, Z., Aydın, C., vd. Astronomi ve Uzay Bilimleri, Tekışık Yayıncılık, Ankara, Esin, F.; Görsel Uzay ve Kozmolojiye Giriş, İ.Ü. Fen Fakültesi Basımevi, İstanbul, Hawking, S.W., (Çev: S.Say ve M.Uraz), Zamanın Kısa Tarihi, Milliyet Yayınları, İstanbul, İnan, Y.; Kozmos'dan Kuantum' a, Ankara, Değerlendirme Sorularının Yanıtları 1. A 2. D 3. C 4. A 5. D 6. D 7. Y 8. Y 9. D 10. D AÇIKÖĞ RETİ M FAKÜLTESİ