ÖZEL MEF LİSESİ YILDIZLARDAN YILDIZSILARA ASTRONOMİ SEMİNERİ

Transkript

1 ÖZEL MEF LİSESİ YILDIZLARDAN YILDIZSILARA ASTRONOMİ SEMİNERİ Yrd. Doç. Dr. Emre IŞIK İstanbul Kültür Üniversitesi Fen-Edebiyat Fakültesi Fizik Bölümü 1

2 2

3 ÖNSÖZ Teknolojinin baş döndürücü şekilde ilerlemesi yalnız makro düzeyde değil aynı zamanda mikro düzeyde de araştırmaların hızlanmasına neden olmuştur. Irk, dil, din ayrımı gözetmeyen bilimin nedenselliği araştırması ve sorgulamaların artması bireysel veya tek bir ülke olarak çalışmanın yetersizliğini ortaya koymuştur. Olayları açıklayabilme arzusu, bilim insanlarını ortak çalışmalara itmiş, bu birlik duygusu da cevaplanamayan sorulara cevap vermesini kolaylaştırmıştır. Bilimin şaşırtıcı birleştiriciliği; ülkemizin de bu akışın dışında kalmamasını gerektirmiştir. Çağın gerekliliğini düşünen Türk insanı için, bilim ve bilimsel kavramlar üzerinde çalışılması gereken bir görev olarak ele alınmalıdır. Özellikle son 50 yıldaki gelişime ayak uydurmak ancak bilgi düzeyinin artması ve günceli takip etmesiyle mümkün olacaktır. Ortaöğretim müfredatının değişmesi ve yeni kavramların müfredata dahil edilmesi nesillerin bilgi düzeyinin artmasında büyük bir fırsat olacaktır. Burada sorumluluk, bilgiyi gelecek nesillere aktaracak kişilere düşmektedir. Ülkemizin geleceğinin bir parçası olan öğretmenler de üstüne düşen görevi yerine getirerek bu ilerlemeyi takip etmeyi hedeflemiştir. Değerli Konuklar! Bu gün burada Ortaöğretim 11 ve 12. sınıf Fizik ve Kimya müfredat programlarına eklenen Astronomi ve Atom Altı Parçacıklar konuları ile ilgili en son gelişmeleri alanında yetkin uzmanlardan öğrenebilmek, bilgilerimizi tazelemek, aklımızdaki sorulara yanıt bulmak amacıyla İstanbul İli Resmi ve Özel Ortaöğretim Okullarında çalışan fizik ve kimya öğretmenleri olarak bir araya geldik. Seminerimize gösterdiğiniz ilgiden dolayı çok mutluyuz. MEF LİSESİ FEN BİLİMLERİ BÖLÜMÜ 3

4 Yıldızlardan Kuasarlara Astronomi 28 Nisan 2012, Özel MEF Lisesi Yrd. Doç. Dr. Emre IŞIK (İstanbul Kültür Üniversitesi Fen-Edebiyat Fakültesi, Fizik Bölümü) Giriş Büyük Patlama kuramına (Big Bang teorisi) göre evren, günümüzden 13.7 milyar yıl kadar önce çok sıcak ve çok küçük hacimli iken hızlı bir genişleme ve soğuma geçirdi. Atomaltı parçacıkların, atomların, moleküllerin oluşumunu izleyen dönemde yıldızlar, yıldız kümeleri, gökadalar, gökada kümeleri ve bunların arasını dolduran madde biçimlenmeye başladı. O devirlerde oluşan yıldızların büyük kütleli olanları öldükçe onların kalıntıları yeni yıldızların doğumuna yol açtı. Yıldızımız Güneş, Büyük Patlama'dan yaklaşık 9 milyar yıl sonra doğdu. Yıldız oluşumu kuramları ve yapılan gözlemlere göre Güneş'in doğumu sırasında etrafında biriken gazlı toz diski içerisinde Güneş Sistemi, yani göktaşları, küçük (cüce) gezegenler ve asteroidler, gezegenler ve onların uyduları oluştu. Bunlardan biri de Yer-Ay sisteminin büyük kütleli üyesi Yer gezegeni idi. 1 Tarih içinde astronomi Doğanın bir parçası olan insanın çevresindeki doğaya duyduğu merak, insanlık tarihi boyunca sürmüştür; yarının tarihinde insan var oldukça da sürecektir. Bu merak, günümüzden 4-6 bin yıl önceleri yazılı kültüre geçişle birlikte bilgi birikiminin artmasına, bu da merak edilen doğa olaylarının daha da çeşitlenmesine neden olmuştur (Şekil 1). Bu süreçte, günlük yaşamda karşılaşılan mühendislik problemleri önemli rol oynamıştır (örneğin açık denizde yön bulma, tarladaki ürünü ekme ve biçme zamanları, mevsimlerin başlangıç ve sonları, saat ve takvim hesapları, vb). Gözlem ve deney ile birlikte gelişen soyutlama gücü, yeni kuramların (teorilerin) ortaya çıkmasına, giderek modern bilimin oluşmasına yol açmıştır. 1 Günlük konuşmada bazen Dünya diye andığımız, üzerinde yaşadığımız gezegenin bilimsel adı Yer'dir (ör. Dünya'nın kütleçekimi yerine Yer'in kütleçekimi demek daha uygundur). 4

5 Şekil 1. Babil den kalma bir astronomi almanağı. Burada gezegenlerin gelecekteki konumları yazılıdır. Güneş'in Yer etrafında değil, Yer'in Güneş etrafında dolandığı, astronomik gözlemlerin ilk kez yazıya dökümünden yaklaşık 5 bin yıl sonra, 1500'lü yıllarda anlaşılarak genel kabul görmeye başlamıştır! Bu süreçte Polonya lı bilim adamı Nikolaus Kopernik önemli rol oynamıştır. Güneş'in de evrenin merkezinde olmadığı, Samanyolu denilen devasa bir yıldız ve bulut sisteminin dış kenarına yakın bir yerde, sıradan bir yıldız olduğu ise 19. yüzyıl sonlarında anlaşılmıştır. Evrende Samanyolu gibi sayısız gökada olduğunun ise ancak 1930'lu yıllarda farkına varılmıştır. Şekil 2. Nikola Kopernik ( ), Güneş merkezli modeli önermiştir. Kopernik ten sonra yüzyıllar boyunca Güneş Sistemi dışında, başka yıldızların çevresinde gezegenler olabileceği de düşünülmüştü. Diğer yandan bunlardan birinin tespit edilmesi ancak 1995 yılında gerçekleşebildi. Ancak keşfedilen ilk Güneş Sistemi dışı gezegenler, Jüpiter gibi dev gezegenlerdi. Bugünlerde (2010'lu yılların başlarında) ise Yer'in kütlesine ve yarıçapına yakın gezegenler de keşfedilmeye başlandı. Bu buluşlarda temel etken, gözlem tekniklerinin ve gözlem aletlerinin teknolojiye koşut olarak büyük bir hızla gelişmesidir. 5

6 Astronomi ve astrofizik Astronomlar deneysel fizikçilere benzetilebilir, ancak onlardan en önemli farkları, yaptıkları deneyde edilgen durumda olmalarıdır. Deney ortamı uzayda, bizden yüzlerce milyon km ile milyarlarca ışık yılı arasında bir uzaklıktadır. Bu nedenle astronomik deney yerine astronomik gözlem deriz. Astronomi ile astrofizik, günümüzde neredeyse birbiri yerine kullanılan, aşağı yukarı özdeş kavramlardır. Astronomi denince daha çok gözlemsel bilgi (gök cisimlerinde hangi durumların nasıl gerçekleştiğinin aydınlatılması, çeşitli gözlem teknikleriyle doğrudan görünmeyenin ortaya çıkarılması), astrofizik deyince ise astronomik nesne ve olayların fiziği (ilgili fiziksel süreçlerin belli varsayımlara dayanan modeller üzerinden aydınlatılma çabası) anlaşılır. Gözlemsel astronomi ve astrofizik, çoğu zaman kuramsal (teorik) astrofizik çalışmalarıyla etkileşim içerisinde yürütülür. Merkezcil kuvvet, merkezcil ivme Astronomi bilgilerine geçmeden önce, gökcisimlerinin yörüngesel hareketlerini daha iyi anlamamız ve anlatabilmemiz için Newton un ikinci yasası ile ilgili önemli bir noktaya değinelim. Uzayda herhangi bir kütlenin kendisinden çok daha büyük kütleli bir cisim etrafında dolanırken nasıl dengede kaldığının, yani büyük kütleli cisim üzerine düşmemesinin ya da ondan kaçıp gitmemesinin nedeni çoğunlukla yanlış bilinir. Bu konudaki genel yargı, dolanan cismin üzerine etkiyen iki kuvvetin olduğu, bu iki kuvvetin her nasılsa birbirini dengelemesi nedeniyle cismin yörüngede kaldığı biçimindedir. Birçok kaynak kitapta bu kuvvetlerin, cismi merkezdeki kütleye doğru çeken kütleçekim kuvveti ile onu merkezden dışarıya doğru iten merkezkaç kuvveti olduğu söylenir. Bu gizemli denge nedeniyle merkez cisim doğrultusunda üzerine etkiyen net kuvvet sıfır olduğu için cismin merkeze düşmediği ya da dışarı savrulmadığı anlatılır. Oysa, bu konudaki doğru fiziksel yorum şöyle olmalıdır: Newton hareket yasaları, eylemsiz (ivmelenmeyen) başvuru çerçevelerinde (koordinat sistemlerinde) geçerlidir. Eylemsiz bir başvuru çerçevesinden bakıldığında, tam tersine, yörüngedeki cismin üzerine etkiyen net kuvvet sıfır değildir! Yörüngedeki cisme etkiyen tek kuvvet, onu merkezdeki büyük kütleye doğru çeken kütleçekim kuvvetidir (F). Bu kuvvet başka bir kuvvetle dengelenseydi, cisim o anki hızı ile savrularak bir doğru boyunca sistemden uzaklaşırdı. Tam da bu dengelenmemiş kuvvet yüzünden cismimiz kendi kütlesi (m) ile orantılı olarak merkezdeki büyük kütleye doğru sürekli olarak ivmelenir (a). Bu, F=ma dan başka bir şey değildir. Cismin yörüngesi kapalı ise (ör. çember) bu ivmelenme hiç bitmez. Ancak buradaki ivme, merkeze doğru olacağı için merkezcil ivme diye anılır. Dairesel bir yörüngede merkezcil ivme vektörü, her zaman anlık hız vektörüne (v) diktir. Değerleri arasında ise a=v 2 /R bağıntısı geçerlidir (R: yörünge yarıçapı). Özetle, (merkezcil) kuvvet, (merkezcil) ivmeye neden olur. ma çarpımı, F yi dengeleyen bir kuvvet anlamına gelmez; kuvvetin neden olduğu ivmenin, cismin sahip olduğu kütle ile çarpımı anlamına gelir! Merkezkaç kuvveti kavramı, ya Newton mekaniğini doğru anlamamış olmaktan dolayı, ya da 6

7 eylemsiz olmayan (ivmelenen) başvuru çerçevelerinde problem çözerken pratik nedenlerle söylenen bir kavramdır. Sadece eylemsiz olmayan (ör. dönen) başvuru çerçevelerinde ortaya çıkan merkezkaç, Coriolis, vb. gibi o çerçevede birim kütlenin ivmelenmesine karşılık gelen vektör niceliklere sanki-kuvvet (pseudo-force) de denir. Bu kavramları kuramsal astrofizikçiler de zaman zaman kullanır. En temel bilgi edinme aracı: Işık Astronomlar, evrendeki Yer dışı nesneler hakkında bilgi edinmek için, o cisimlerden bize gelen ışıktan yararlanır. Çoğu durumda ışıktan, yani elektromanyetik dalgalardan (fotonlardan) başka kullanılabilecek bir veri yoktur. 2 Elektromanyetik ışınım, frekansı ile doğru orantılı, dalgaboyu ile ters orantılı şekilde farklı enerjilere sahip olabilir. Bu enerji tayfına elektromanyetik tayf diyoruz. Şekil 3. Elektromanyetik tayf. 2 Elektromanyetik dalgalar haricinde nötrinolar, kozmik ışınlar ve diğer yüksek enerjili parçacıklar da bazı gözlemlerde kullanılır. 7

8 Elektromanyetik tayfın çok dar bir bölümünü gözümüzle algılayabiliriz. Bu dar kısma görsel bölge diyoruz. En düşük enerjili, en uzun dalgaboylu ışınlardan en yüksek enerjili, en kısa dalgaboylu ışınlara kadar elektromanyetik tayf (spektrum), Şekil 3 te gösterilmiştir. Güneş te enerji üretimi ve Güneş in dengesi Nükleer enerjiyi ışınım ve ısı enerjilerine dönüştürerek, kendi kütleçekimini gaz basıncı ile aşağı yukarı dengeleyen, dönen gaz kütlelerine yıldız diyoruz. Bize en yakın yıldız Güneş (150 milyon km), bir sonraki en yakın yıldız ise Proxima Centauri dir (bize uzaklığı yaklaşık 4.3 ışıkyılı 43 trilyon km). Şekil 4. SDO (Solar Dynamics Observatory) araştırma uydusundan alınan bu görüntüde Güneş in renkküre katmanı görülüyor. Güneş'in Yer e etkileri oldukça fazladır. Gündüzleri göğümüzü aydınlatır, gönderdiği ışık enerjisi, ısı enerjisine dönüşerek Yer atmosferinin ve dolayısıyla Yer kabuğunun ılık kalmasına neden olur ve yaşamın sürmesini sağlar. Mevsimlerin oluşumu, Yer'in ekvator düzleminin Yer'in Güneş etrafındaki dolanma düzlemine göre (yaklaşık 23 derecelik) bir açı yapmasındandır. Bu durum, bir yıl boyunca kuzey ve güney yarıkürelerimize farklı miktarlarda Güneş ışığı düşmesi, yani soğuk kışlar ve sıcak yazlar olması demektir. Güneş, yarıçapı 700 bin km (110 Yer yarıçapı), kütlesi 2x10 30 kg (333 bin Yer kütlesi) olan, sıcak bir gaz küresidir (Şekil 4). Merkezi 15 milyon kelvin (K) 3, gözümüzle gördüğümüz yüzeyi yaklaşık 6000 K sıcaklıktadır. Bu sıcaklıklarda, gazı oluşturan atomlar elektronlarını kısmen yitirmiş, iyonlaşmışlardır; pozitif ve negatif elektriksel yüklerden oluşan böylesi gazlara plazma diyoruz. Güneş'in merkez bölgesinde (çekirdeğinde) her saniye 4 milyon ton hidrojen bombasına eşdeğer bir enerji üretilir. Yüksek sıcaklıklarda atom çekirdekleri birleşir ve kütlenin bir kısmı ışınım enerjisine dönüşür. Termonükleer füzyon dediğimiz bu yolla yeryüzündeki laboratuvarlarda da enerji üretilmeye çalışılmaktadır, ancak henüz günlük yaşamda ve sanayide kullanılabilecek bir füzyon reaktörü 3 Fizikte en çok kullanılan sıcaklık birimi, kelvindir (K). 0 K = -273 o C dir. 8

9 yapılamamıştır. Aslında Güneş'in merkezinde metreküp başına enerji üretimi, sadece 300 watt kadardır. Ancak Güneş'in enerji üreten kısmı o kadar büyüktür ki (yaklaşık m 3!!), ürettiği toplam güç, akıllara durgunluk verecek ölçüdedir. Merkezde üretilen ışınım enerjisi, enerji üretmeyen üst katmanlar boyunca aktarılarak ısınmaya yol açar. Birim zamanda üretilen ve aktarılan enerji miktarı ortalamada pek değişmediği için canlı yaşamı tehdit edecek kadar büyük parlaklık değişimleri, Güneş gibi bir yıldızda olmaz. Enerji üretim ve aktarım hızının sabit kalması ya da çok yavaş değişmesi, aynı zamanda Güneş in hidrostatik denge durumunda kalmasını, yani içeri doğru olan kütleçekim kuvvetinin dışarı doğru olan hidrostatik basınç kuvveti ile dengede olmasını sağlar. Merkezden dışarıya doğru salınan enerjinin bir kısmı Güneş'in geri kalanını ısıtır, kalan kısmı ise (yaklaşık 4x10 26 watt!) tüm uzaya ışık olarak yayılır. Diğer yandan, Güneş'in ışınım gücü (her saniye tüm uzaya saldığı ışınım enerjisi) çok uzun vadede o kadar da sabit değildir. Yani Yer uzaklığında bir metrekareye düşen ışınım enerjisi diye anılan Güneş sabiti, aslında sabit değildir. Merkezdeki hidrojen yakıtı tükendikçe nükleer tepkimelerin hızı artar, bu da yüzey sıcaklığının ve ışınım gücünün oldukça yavaş bir şekilde artmasına neden olur. Günümüzden 1 milyar yıl sonra Güneş in artan parlaklığı, yeryüzündeki yaşamın devamını oldukça zorlu ve belki de olanaksız bir duruma getirmiş olacaktır. Güneş Sistemi'nin oluşumu Diğer yıldızlar gibi Güneş de bir gaz ve toz bulutunun içinden oluşmuştur. Güneş'in oluşumuna neden olan, ondan çok daha büyük kütleli bir yıldızın büyük bir patlama (süpernova) ile ölümüdür. Bu patlamanın uzaya yaydığı şok dalgaları, ilkel güneş bulutsusunun kendi kütleçekimine kapılarak çökmesine, Güneş ve yakınındaki onlarca yıldızın oluşmasına neden olduğu yönünde güçlü gözlemsel kanıtlar vardır. Çöken ilkel gaz bulutunda parçalanmalar olmuş, her bir parça kütleçekim etkisiyle büzülerek tek, çift veya çoklu yıldız sistemlerini oluşturmuştur. Tek yıldızlardan biri olan ilkel güneşin büzülmesi, diğer yıldızlarda olduğu gibi bir eksen etrafında dönerek gerçekleşmiştir. Dönen bir buz patencisinin açık kollarını kapatırken giderek daha hızlı dönmesi gibi, Güneş de büzülürken dönme hızı artmıştır. Bir disk biçimini alan toz bulutu içerisinde gerçekleşen çarpışmalar, çakıltaşı büyüklüğündeki parçaların daha sonra kaya, göktaşı ve daha büyük cisimlerin oluşmasına, onların da bazı merkezlerde toplanması ile Yer benzeri katı gezegenlerin (Merkür, Venüs, Yer, Mars) ve Jüpiter benzeri dev gaz gezegenlerin (Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün) ve uydularının oluşmasına yol açmıştır (bkz. Şekil 5). 9

10 Şekil 5. Orion Bulutsusu nda (M42) gözlenen ilkel yıldız diskleri (NASA-STScI/ESA). Günümüzden 4 ile 4.5 milyar yıl öncesindeki zaman aralığında genç yeryüzünün her yanında yanardağlar patlıyor, kızgın lavlar üzerine gökten ateş topları halinde göktaşları yağıyordu. Bu süreçte koca bir gezegenden parça koparabilen çarpışmaların da yaşanmış olabileceği, hatta Ay ın bu şekilde oluştuğu düşünülüyor. Ayrıca Güneş Sistemi'nin üyeleri olan kuyrukluyıldızların (gerçekte yıldız değiller!) Yer'e çarparak içeriğinde buz halinde bulunan suyu yeryüzüne getirmiş olabileceği de varsayımlar arasındadır. Şekil 6. Hinode araştırma uydusu ile çekilmiş, Güneş in renkküre katmanından bir görüntü (JAXA/NASA). 10

11 Güneş in atmosferi Güneş in atmosferi, ışıkküre (fotosfer), renkküre (kromosfer) ve taç (korona) katmanlarından oluşur (Şekil 7). Işıkküre, içeriden gelen fotonların Güneş ten dışarı kaçabildikleri ilk katmandır. Dolayısıyla ondan daha derindeki bölgeleri doğrudan göremeyiz. Işıkkürede, fokurdayan Güneş plazmasını ve Güneş lekelerini görürüz. Yaklaşık 400 km derinliğindeki ışıkküre katmanı üzerinde, yükseldikçe gazın hızla seyreldiği ama sıcaklığın artmaya başladığı renkküre, onun da üzerinde çok daha seyrek ancak sıcaklığın milyon derecelere yükseldiği taç (korona) bölgesi yer alır. Güneş tacı, tam güneş tutulmaları sırasında (ör. Türkiye den 1999 ve 2006 yıllarında gözlenen iki tutulma) çıplak gözle görülebilir. Aslında Güneş atmosferinin kesin bir sınırı yoktur: Güneş ten yüzmilyonlarca km uzakta Güneş plazması, gezegenler arası ortamda saniyede yüzlerce km hızda esen bir rüzgar şeklinde dışarı doğru kaçar. Bu şekilde Güneş, her saat 4-6 milyar ton kadar plazmasını yitirir. Ancak bu, Güneş in kütlesinin her yıl sadece te birini yitirmesi, veya 150 milyon yılda bir Yer kütlesini yitirmesi demektir. Güneş oluştuğundan bu yana kütlesinin sadece %0.01 ini bu şekilde yitirmiştir. Güneş rüzgarı dediğimiz düşük yoğunluklu ama yüksek enerjili (yüksek hızlı) parçacık sağanağı altında yeryüzü, kendi manyetik alanının kalkan görevi görmesinden ötürü korunaklı bir bölgedir. Ancak günlük yaşamımız uydu teknolojilerine daha bağımlı oldukça Güneş fırtınalarını önceden kestirmek ve önlem almak önem kazanmaktadır. Örneğin GPS uyduları birdenbire çalışmaz duruma gelirse onlara göre yol bulan uçaklar ve gemiler ciddi güvenlik sorunları yaşayabilir. Şekil 7. Güneş in katmanları. 1) Nükleer enerji üretiminin gerçekleştiği çekirdek, 2) ısının ışınım ile aktarıldığı ışınım bölgesi, 3) ısının madde hareketleriyle aktarıldığı konveksiyon bölgesi, 4) ışıkküre, 5) renkküre, 6) taç bölgesi. Güneş atmosferinde görülen ilginç olaylara örnek olarak 7) güneş lekeleri, 8) ışıkküredeki konveksiyon deseni, yani bulgurlanma, 9) ışıkküreden taç bölgesine uzanan ilmek yapılar. 11

12 Güneş atmosferinde elektromanyetik tayfın tüm bölgelerinde ışınım üretilir. Radyo dalgaları en çok taçta gerçekleşen ısısal olmayan süreçlerle, kızılötesi ve görsel ışınım renkküre ve ışıkkürede, moröte (UV) daha çok renkküre ve hemen üzerinde, X ve gama ışınları ise taçta bulunan yapılarda ve parlama (flare) olaylarında salınır. Güneş te sıcaklık içeriden dışarı doğru azaldığı için toplam ışınım yoğunluğu da içeriden dışarı doğru azalır. Isı enerjisi, sıcak iç katmanlardan soğuk dış katmanlara doğru aktığından dolayı Güneş in ışıkküresi parlaktır. Isı, derinlerde ışınım ile aktarılırken yüzeye daha yakın katmanlarda konveksiyon (madde hareketleri) ile aktarılır (Şekil 7). Yıldızların evrimi Bir yıldızın oluştuğu an, merkezinde termonükleer tepkimelerin başlaması ile belirlenir. Bu sırada hidrostatik dengeye ulaşılır. Bu durumda gazı içeri doğru çeken kütleçekim kuvveti, dışa doğru iten basınç kuvveti ve ışınım basıncı ile dengelenir. Böylece yıldızın yarıçapı ve ışınım gücü sabit kalır. Güneş gibi bir yıldızın oluşumu sırasında hidrostatik dengeye ulaşması yüzbinlerce yılda gerçekleşir. Güneş gibi bir yıldız yaşamı boyunca merkezindeki hidrojenin yüzde 10 kadarını helyuma dönüştürür. Hidrojen tepkimeleri yeterli enerji akısını üretemediği an çekirdek kendi ağırlığı altında çökmeye başlar. Çöktükçe salınan ışınım, üst katmanların dışarı doğru şişmesine neden olur. Bu sırada merkez bölgesinde helyum atomları birleşerek çok büyük enerji ortaya çıkararak karbon atomlarını oluşturur. Hidrojen füzyonu ise merkezi çevreleyen bir kabukta sürer. Çekirdeği giderek ısınan Güneş in soğuk üst katmanları, şimdiki çapının katına genişler ve kelvine kadar soğur. Genişleme sürecinde Güneş, Merkür ü yutacaktır. Venüs ile Yer e ne olacağı konusu pek açık değildir farklı sonuçlar veren hesaplar yapılmıştır. Birinci senaryo: Bu yavaş genişleme boyunca Güneş in, rüzgarlarıyla yitirerek azalttığı kütlesi nedeniyle zayıflayan kütleçekim alanında Yer in merkezcil ivmesi yavaş yavaş azalacak, dolayısıyla yörüngesi genişleyecek ve yutulmaktan kurtulacaktır. İkinci senaryo: Birinci senaryoda anlatılan süreçte Güneş in genleşmiş atmosferinin neredeyse içinde yer alan Yer, Güneş in uyguladığı şiddetli gelgit kuvvetleriyle parçalanarak yutulacaktır. Şekil 8. M57 Halka gezegenimsi bulutsusu (NASA/ESA/STScI). 12

13 Güneş in kırmızı renkli atmosferi bu evrede şimdikinin sadece yarısı kadar sıcak olur, ancak yüzey alanı çok fazla genişlediği için ışınım gücü çok yükselmiştir. Böylesi yıldızlara kırmızı dev diyoruz. Toplam birkaç milyar yıl süren kırmızı dev evresi boyunca Güneş, birkaç kez şişip büzülme süreçlerinden geçtikten sonra ömrünün sonunda dış katmanlarının neredeyse tümünü uzaya püskürtür. Bu püskürme 100 bin yıl kadar sürer. Sonuçta gezegenimsi bulutsu dediğimiz, rengarenk ışıldayan ve yavaşça genişleyen halka şeklinde bir gaz bulutu oluşur (Şekil 8). Merkezde ise Güneş in yüzbinlerce derece sıcaklığındaki çekirdeği, Yer yarıçapına kadar küçülmüş, oldukça yoğun ve giderek soğuyan bir cisim oluşturmuştur. Buna beyaz cüce denir. İçinde enerji üretimi gerçekleşmeyen bu cisim çok yavaşça soğuyacak, 1 trilyon yıl içinde kara cüce (kara delik ile ilgisi yok!) denen soğuk ve karanlık bir cisme dönüşecektir. Güneş kütlesinde olanlardan Güneş in 8-9 katı kütleli olanlara kadar tüm tek yıldızlar yavaş gerçekleşen ölümlerinde beyaz cüceye dönüşür. Güneş in yaklaşık 9 katından daha büyük kütleli olanlar, süpernova denilen hızlı bir patlama süreci ile son bulur. Bunlar, evrende gözlediğimiz en büyük patlamalardır. Bir süpernova, birkaç hafta veya ay içerisinde, Güneş in tüm ömrü boyunca saldığı kadar enerji açığa çıkarır ve yüzmilyarlarca yıldız içeren bir gökadanın toplam ışığı kadar parlar. Büyük kütleli bir yıldız, süpernova oluncaya dek merkezinde giderek daha ağır elementleri üretir. H, He, C, Ne, O, Si den oluşan eş merkezli küresel kabuklarda nükleer tepkimeler olurken merkezde en son demir (Fe) oluşur. Çoklu nükleer yanma gerçekleştiren böylesi bir yıldızda üretilen güç (birim zamandaki enerji çıktısı) o kadar büyüktür ki, dışa doğru oluşan basınç farkı, yıldızı Güneş in 500 katı çaplı Antares gibi bir süperdev (üstdev) yıldıza dönüştürebilir. Yıldızların görünür konumları ve uzaklıkları Gece gökyüzünde yıldızların hepsi bizden aynı uzaklıktaymış gibi görünür. Oysa bu durum, göğe bakınca derinlik algımızın kaybolmasından ileri gelir. İki yıldızın birbirine çok yakın görünmesi, gerçekten yakın oldukları anlamına gelmez. Bu açısal yakınlığa karşın yıldızlardan biri bizim yakınımızda, diğeri çok uzağımızda olabilir. Bu yıldızların parlak ya da sönük görünmesi, hem bize yakın ya da uzak oluşlarından, hem de kendi ışınım güçlerinin az ya da çok oluşlarından ileri gelebilir. Bir yıldızın Yer e (veya ona görece çok yakın olan Güneş e) uzaklığı, en basit olarak paralaks yöntemi ile bulunabilir. Bu yöntemde Yer in Güneş etrafındaki yörüngesinde 6 ay arayla yıldıza bakılır. Yıldızın gökküre üzerinde 6 ay arayla göründüğü doğrultular arasındaki açı, onun bize olan uzaklığını gösterir (ıraklık açısı dediğimiz bu açı ne kadar küçükse yıldız o kadar uzaktadır). 13

14 Yıldızların genel özellikleri Yıldızların görsel bölgedeki tayfları (ışınımın hangi enerji değerinde ne kadar olduğu), onların sıcaklıklarını tespit etmede kullanılabilir. Bir yıldızdan gelen ışınımın en şiddetli olduğu dalgaboyu, o yıldızın sıcaklığı ile ters orantılıdır. Yıldız ne kadar sıcak ise bu dalgaboyu o kadar kısadır. Yıldızların sıcaklıkları fizikte en çok kullanılan sıcaklık birimi olan kelvin (K) cinsinden ölçülür (0 K = o C). Buna göre yıldızların yüzey sıcaklıkları 3000 K ile K arasında değişir. Yıldızların yarıçapları Güneş'inkinin yüzde birkaçından yüzlerce katına kadar olabilir. Kütleleri ise Güneş kütlesinin yüzde 8'inden katına kadar geniş bir aralıkta olabilir. Yıldızların parlaklıkları Yukarıda yıldızların görünürdeki parlaklıklarının onların uzaklığının ya da gerçek parlaklıklarının doğrudan bir göstergesi olamayacağından söz ettik. Doğrusal olarak artan ışık şiddetine karşı gözlerimizin verdiği tepki logaritmik olarak artar. Yıldızların görünür parlaklıkları da ışık şiddetinin logaritmik bir fonksiyonu olarak tanımlanmıştır. Ölçülen ışınım şiddetleri (ışınım akı yoğunluğu) birbirinden 100 kat farklı olan iki yıldızın görünür parlaklıkları arasındaki fark 5 kadir olacak şekilde bir parlaklık ölçeği düzenlenmiştir. Işınım şiddetlerinin oranı birimsiz olduğuna göre parlaklık farkının, yani parlaklığın da fiziksel anlamda bir birimi yoktur; ancak astronomlar parlaklık ölçeğini kadir dedikleri bir derecelendirme sistemi ile tanımlar. Düşük kadirden yıldızlar (ör. 1. kadir) daha parlak, yüksek kadirden yıldızlar (ör. 6. kadir) daha sönüktür. Yani bir yıldızın ışınım şiddeti bir diğer yıldızınkinden 100 kat daha büyük ise o yıldızın görünür parlaklık değeri 5 kadir daha küçüktür. Parlaklıktaki 1 kadirlik artış, ışınım şiddetinde 10 (1/2.5) kat azalmaya karşılık gelir. Görünür parlaklık, yıldızın Yer uzaklığından bakıldığında ölçülen ışınım şiddeti ile ilgili bilgi verir. Fakat yıldızların mutlak ışınım güçlerini (her saniye tüm uzaya yaydığı ışınım enerjisini) belirlemek için görünür parlaklık yerine salt parlaklık kullanılır. Yine kadir ölçeğinde belirlenen bu nicelik, bir yıldızın Yer den 10 parsek (yaklaşık 3.2 ışıkyılı) uzaklıktaki görünür parlaklığıdır. Bu durumda ışınım gücü bir diğerinden 100 kat daha yüksek olan bir yıldızın salt parlaklık değeri 5 kadir daha aşağıdadır. Uzaklığını bildiğimiz bir yıldızın salt parlaklığı, veya salt parlaklığını başka bir yolla bulabildiğimiz bir yıldızın uzaklığı kolayca hesaplanabilir. Yıldız ışığı teleskopta odaklanarak tayfölçer denilen prizmalı bir optik aletten geçirildiğinde yıldızın tayfı oluşturulur. Yıldızların tayflarında gökkuşağındaki renklerin üzerine binmiş karanlık çizgiler görülür. Bu çizgiler, bulundukları renklerde (dalgaboylarında) bize normalden daha az ışık geldiğini gösterir. Bunun nedeni şudur: Yıldızın atmosferi, iç kısımlarından daha soğuktur. İç katmanlardan gelen ışığın bir kısmı, yıldız atmosferindeki atomlara çarparak soğurulduğu için bu çizgilere soğurma çizgisi diyoruz. Yıldızlar, tayflarında 14

15 görülen soğurma çizgilerine göre sınıflandırılmış, daha sonra bu sınıflamanın özellikle bir sıcaklık sıralamasına karşılık geldiği anlaşılmıştır. Çünkü belli atomların belli soğurma çizgileri ancak belli bir sıcaklık aralığında ortaya çıkar. Diğer yandan, yıldızlarda hangi elementin ne kadar bol bulunduğu da tayf çizgilerinden anlaşılabilir. Yıldızların tayf analizi, yıldız atmosferlerindeki basınç, yoğunluk, sıcaklık, manyetik alan gibi çeşitli niceliklerin belirlenmesinde kullanılır. Yıldızların ışınım güçlerinin sıcaklıklarıyla olan ilişkisini gösteren grafiğe Hertzsprung-Russell (kısaca HR) diyagramı diyoruz. Bu diyagramda en çok göze çarpan durum, yıldızların çoğunun ana kol dediğimiz bir şerit boyunca toplanmış olmalarıdır. Çünkü yıldızlar ömürlerinin en uzun kısmını burada geçirirler. HR diyagramında ana kol dışında başka gruplaşmalar da vardır. Ana kolun üzerindeki devler kolu ve süperdevler kolu, ana kol evrimini tamamlamış, ömrünün sonlarına yaklaşan yıldızlardan oluşur. HR diyagramı, yıldızların yapılarını ve yaşamları boyunca geçirdikleri evrimi betimlemek ve anlamak için son derece kullanışlıdır. Çünkü sıcaklık, ışınım gücü, yarıçap, kütle, yaş gibi nicelikler bu diyagram üzerinde kolaylıkla gösterilebilir. Yıldız evriminin son aşamaları Yıldızların ömürleri kütleleri ile ters orantılıdır. Yıldız ne kadar kütleli (başlangıçta ne kadar sıcak) ise hidrojenini o kadar hızlı yakar ve ana koldan o kadar çabuk ayrılır. Tersine, bir yıldız ne kadar düşük kütleli (başlangıçta soğuk) ise hidrojenini o kadar yavaş yakar ve ana kolda o kadar uzun süre kalır. İki yıldızın ana kolda kalma süreleri oranı, kütleleri oranının (aşağı yukarı) karesi ile ters orantılıdır. Güneş'in ana kolda kalma süresi yaklaşık 10 milyar yıl alınarak belli bir kütle için ana kolda kalma süresi yaklaşık olarak hesaplanabilir. Buna göre, örneğin 0.1 güneş kütleli bir yıldızın ömrü 40 milyar yıl, 100 güneş kütleli bir yıldızın ömrü 1 milyon yıl düzeyindedir. Kütlesi Güneş'inkinin yarısından az olan yıldızların, merkezlerinde hidrojen yakıtı iyice azalırken iç kısımları da çökerek ısınır; ancak helyum füzyonunu başlatacak kadar yüksek bir merkezi basınç ve sıcaklığa ulaşamazlar. Yapılan hesaplar, bu yıldızlarda merkez bölgesinin iyice sıkışarak helyumdan oluşan bir beyaz cüce oluşturacağını gösteriyor. Tabii böylesi beyaz cüceleri günümüzde gözlemek mümkün değildir. Çünkü Büyük Patlama'dan bu yana geçen süre, Güneş ten çok daha küçük kütleli yıldızların ömürlerinden daha kısadır. Kütlesi Güneş'inkinin 0.5 ile 8 katı arasında olan yıldızlar, merkezlerinde helyumu karbon ve oksijene dönüştürecek kadar yüksek sıcaklıklar oluşturabilirler. Helyum yakıtı azaldıkça merkez sıkışarak ısınır; dış katmanlar yavaşça dışarı püskürtülür; merkezde karbon ve oksijenden oluşan sıcak bir beyaz cüce oluşur. Beyaz cüceler, evrenin şu anki yaşından çok daha uzun bir sürede soğuyarak ışık yaymayan, kara cüce denilen bir duruma gelirler. Yani evrende kara cüce denilebilecek bir yıldız kalıntısının şu anda var olduğundan söz edemeyiz. 15

16 Kütlesi yaklaşık 8-9 güneş kütlesinden fazla olan yıldızlar, karbon ve oksijenden sonra neon ve demiri sentezleme aşamasına gelebilirler. Demir atomlarının füzyonu için gereken enerji o kadar büyüktür ki, hiçbir yıldızın merkezinde bu koşullara ulaşılamaz. Merkezdeki enerji üretimi durma noktasına gelince yıldızın çekirdeği kendi ağırlığı ile içe doğru çöker. Bu sıkışma, beyaz cüceleri ayakta tutan elektron basıncını kırar, elektronların ve protonların nötronlara dönüşmesine yol açar. Oluşan cisim, kütleçekimine nötron basıncı ile karşı koyan, km çaplı, ama bir santimetreküpü milyonlarca ton kütleye sahip olan nötron yıldızıdır. En büyük kütleli yıldızların sonu: Kara Delik Kütlesi yaklaşık 10 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar, evrimlerinin sonunda süpernova olarak patlarken merkezdeki hızlı çökme sonucunda nötron basıncını da kırarak bir kara delik oluşturur. Yıldızların evrimi sonunda oluşan kara delikler genellikle birkaç güneş kütleli olurlar. Gökadaların merkezlerinde bulunan süperkütleli kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütleli olabilirler, ancak bunların nasıl oluştukları tam olarak anlaşılmış değildir. Kara deliklerin yarıçapları, kütlelerine bağlıdır. Olay ufku diye adlandırılan bu yarıçap, kara deliğin çekiminden kurtulmak için gereken hızın ışık hızına eşitlendiği uzaklıkla belirlenir. Bilgi, ışıktan daha hızlı yayılmadığına göre, içerisinden hiçbir zaman bilgi alamayacağımız bir bölge, ancak kara deliklerde vardır. Kara denmesinin nedeni de budur. Ancak delik denmesi yanlış anlaşılmalara yol açabilir. Kara delik, evrenin başka bir yerine açılan bir delik anlamına gelmez. Bir kara deliğin içine düşen madde, kara deliğin kütlesini artırır; başka bir yere gitmez. Başka bir yanlış anlaşılma ise kara deliklerin etrafındaki tüm maddeyi kendine çekerek yuttuğu yönündedir. Oysa bu durum sadece olay ufkunun çok yakınında geçerlidir. Kara deliklerin etrafında belli bir uzaklıktan daha ötede Newton yasaları ile hesaplanabilen yörüngeler olabilir. Örneğin Güneş Sistemi nin merkezinde Güneş yerine onunla aynı kütleli bir kara delik olsaydı gezegenlerin yörüngelerinde bir farklılık olmazdı. Kara delik, özellikle olay ufkunun yakınlarında çok güçlü bir çekimsel mercekleme özelliğine sahiptir. Şimdi çekimsel merceklemeden söz edelim. Şekil 9. Kütleçekimsel merceklemenin şematik gösterimi. 16

17 Kütleçekimsel mercekler Einstein ın genel görelilik kuramı, evrende kütlesi olan her nesnenin, uzayı ve zamanı kendi kütlesi ile orantılı bir şekilde büktüğünü öngörür. Gerek kütleli cisimler, gerekse ışık ışınları, üç boyutta engebelere sahip eğri bir uzayda yol alırlar. Işığın yön değiştirme miktarı ölçülürse yakınından geçtiği kütle ve onun dağılımı; ya da kütle dağılımı biliniyorsa ışınların ne kadar büküleceği hesaplanabilir. Örneğin gökadalar ve gökada kümeleri, içinde bulundukları uzay bölgesinin üç boyutlu geometrisini önemli ölçüde biçimlendirmişlerdir. Şekil 9 da ortada görülen gökada kümesi, bize daha uzakta bulunan bir galaksinin ışığını bükerek odaklamıştır. Böylece uzaktaki cismin çevreye yayılan ışığı, aradaki kütleçekimsel mercek sayesinde bize doğru odaklanmış ve parlaklaşmış olur. Varlığı bu şekilde tespit edilmiş olan birçok gökada ve kuasar (yıldızsı) vardır. Ayrıca son yıllarda yıldızlar gibi çok daha küçük kütleli cisimlerin merceklediği uzak yıldız-gezegen sistemleri bulunmuştur. Mercekleyen cisim görece küçük kütleli olduğu için bu gibi olaylara mikromercekleme diyoruz. Gökadamız Samanyolu Güneş Sistemi; Güneş, gezegenler ve uyduları, küçük gezegenler, kuyrukluyıldızlar ve tüm bu bölgeyi saran çok düşük yoğunluklu bir plazma kabuğundan oluşur. Bir koza gibi Güneş Sistemi ni saran bu kabuk, güneş rüzgarının tüm yönlere doğru üflediği maddenin ve manyetik alanların basınç yaparak yıldızlararası ortamdaki seyrek gazı itmesi ile oluşur. Heliyosfer (günküre) dediğimiz bu yapı, Şekil 10 da görülmektedir. Güneş Sistemi (yani onun ortak kütle merkezi) de uzayda belli bir yönde (şekilde sola doğru) hareket eder. Şekil 10. Güneş Sistemi nin etrafını saran heliyosfer. Solda heliyosferin yıldızlararası gazla etkileştiği şok cephesi görülüyor. 17

18 Bir yaz gecesinde gökyüzüne baktığımızda yıldızların ve bulutsuların daha çok göründüğü bir kuşak görürüz. Bizim Samanyolu dediğimiz bu kuşağa batı dillerinde sütlü yol anlamına gelen isimler verilmiştir (İng. Milky Way, Alm. Milchstrasse, eski Yunanca da Galaksias). Bu yapı aslında 100 bin ışıkyılı çapında, 1000 ışıkyılı kalınlığında, merkezi şişik olan bir disk şeklindedir. Samanyolu Gökadası, yaklaşık 300 milyar yıldız içerir. Yıldızların arasındaki uzay da boş değildir. Yıldızlararası ortamda gaz ve toz bulutları vardır. Güneş, yakınındaki yıldızlarla birlikte Samanyolu nun merkezi etrafında yaklaşık 250 milyon yılda bir tur atar. Bir yıldız merkeze ne kadar yakın ise, merkez etrafındaki dolanma dönemi (yörünge periyodu) o kadar kısadır. Yani gökadamız, katı bir cisim gibi dönmez. Gökada diskini çevreleyen, küresel biçimli bölgeye hale (halo) diyoruz. Halede gaz yoğunluğu çok düşük, toz ise neredeyse hiç yoktur. Hale, her biri onbinlerce yaşlı yıldız içeren küresel yıldız kümeleri barındırır. Bunların dışında bir de yüksek hızlarda hareket eden, disk düzlemi dışında bulunan yaşlı yıldızlar da vardır. Yıldız oluşumu halede değil, diskte bulunan dev molekül bulutları içerisinde gerçekleşir. Disk düzleminin mavimsi ışığı, bu bulutlarda son birkaç yüz milyon yıldır oluşmuş büyük kütleli, sıcak yıldızlardan gelir. Merkezi şişim çevresinde ve halede ise daha yaşlı, daha küçük kütleli yıldızlar bulunur. Samanyolu dışındaki benzer gökadaların fotoğraflarına bakıldığında bu ayrıma varılabilir. Gökadamız içerisinde sıcaklık, yoğunluk gibi fiziksel niceliklerin dağılımı düzgün değildir. Yıldızların oluşumunun gerçekleştiği molekül bulutları, gökadanın en soğuk bölgelerindendir (sıcaklık K), ama aynı zamanda yıldızlararası ortamın görece yoğun bölgeleridir. Daha düşük yoğunluklu yüksüz (nötr) hidrojen bulutları 100 K düzeyinde, onlar arasındaki çok daha seyrek ortam ise K gibi yüksek sıcaklıklara sahiptir. Böylesi yüksek sıcaklıklarda ve düşük yoğunluklarda serbestçe dolaşan hızlı parçacıklar (ör. elektronlar, protonlar, vs), ivmelendikleri zaman radyo ve X ışınları yayarlar. Bu bölgelerin yüksek sıcaklıkta olduğunu da X ışınlarını gözlediğimiz için biliyoruz. Ancak buradaki sıcaklık, yeryüzünün yoğun atmosferi altında hissettiğimiz anlamda bir termodinamik sıcaklık değildir. Galaktik sıcak korona dediğimiz bu gibi ortamların yoğunluğu, yeryüzünde elde edebildiğimiz en seyrek vakum ortamlarından bile daha azdır. Burada termodinamik dengeden söz edilemediği için, binlerce veya milyonlarca kelvinlik sıcaklık, parçacıkların ortalama kinetik enerjisinden hesaplanan bir değerdir. Bu değerlerde ölçülen sıcaklıktan anladığımız, parçacıkların kinetik enerjisine eşdeğer miktarda ısı enerjisine karşılık gelen termodinamik sıcaklıktır. Güneş atmosferinin taç (korona) katmanı için de aynı durum geçerlidir. Gökadamızın hale bölgesinde karanlık madde denilen, ışınım yaymayan ve ışınımla etkileşmeyen, ancak kütlesi ve dolayısıyla kütleçekim etkisi olan maddenin varlığı öngörülmektedir. Yapılan çalışmalar, karanlık maddenin evrendeki toplam maddesel kütlenin yüzde 83 kadarını oluşturduğunu gösteriyor. Işıkla etkileşmeyen ve doğrudan farkına varamadığımız bu maddenin, çekim etkisinden dolayı gökadaların oluşumunda ve dinamiğinde önemli rol oynadığı düşünülmektedir. Kütleçekimsel mercekler (ör. gökada kümeleri), karanlık maddenin varlığını ve dağılımını tespit etmek için başlıca araçlardır. 18

19 Samanyolu nda yıldızlararası gaz ve tozun varlığı nasıl anlaşılır? Gerek Samanyolu nda, gerekse diğer gökadalarda yıldızlararası maddenin varlığı, yaptığı radyo ışımasından anlaşılır. Bu ışımadan özellikle sorumlu olan, yüksüz hidrojen bulutlarındaki hidrojen atomlarının 21 cm dalgaboyunda yaptıkları radyo çizgi ışımasıdır. Bunun dışında, CO, OH gibi ve daha karmaşık yapıdaki moleküllerin mikrodalga ve radyo bölgelerinde yaptıkları ışımalar, Yer deki radyo teleskoplarla algılanabilir. Ayrıca, yıldızların ışığı bize gelirken gaz bulutlarının içinden geçebilirler. Böylece yıldızın tayfında belirli dalgaboylarında soğurma çizgileri görülür. Yıldızlararası bulutlar, yıldız atmosferlerinden çok daha soğuk oldukları için dar çizgiler gösterir; böylece yıldızlararası gaz moleküllerinden ileri geldikleri anlaşılır. Yıldız oluşumunda önemli rol oynayan toz bulutlarının varlığı ise görsel bölgede yaptıkları aşırı soğurmadan anlaşılabilir (Şekil 11). Kızılöte (infrared) teleskopları ile yapılan gözlemler ise yıldızlararası tozun ayrıntılı yapısı hakkında bilgi verir. Spitzer Uzay Teleskobu ile alınan Şekil 12 deki görüntüde toz bulutları içinde gömülü yıldızlar, kızılöte dalgaboylarında görünür hale gelmiştir. Şekil 11. Atbaşı Bulutsusu (solda; NASA/ESA). Karanlık görünen yerler aslında hiç de boş değildir; tam tersine irili ufaklı toz parçacıklarının görsel ışığı soğurması nedeniyle karanlıktır. Sağda Güneş Sistemi nde alınmış bir örnek toz parçacığının taramalı elektron mikroskopundaki görüntüsü görülüyor (D.E. Brownlee & E. Jessberger). 19

20 Şekil 12. Kuğu takımyıldızındaki Kuzey Amerika Bulutsusu nun kızılöte görüntüsü (NASA/JPL-Caltech). Gökada türleri Gözlenebilir evrende yüzmilyarlarca gökada olduğu düşünülmektedir. Gökadalar, şekillerine ve yapılarına göre sınıflara ayrılmıştır (Şekil 13). Şekil 13. Gökadaların Hubble sınıflaması (V. Koistinen). S sınıfı sarmal gökadalara örnek olarak Samanyolu ve yakınındaki Andromeda gökadası verilebilir. Yıldız ve bulutsu yoğunluğunun daha fazla olduğu bölgelerin bir dalga biçimini alması ile diferansiyel dönmenin ortak sonucu olarak sarmal bir yapının oluştuğu düşünülmektedir. Sarmal kollar boyunca yoğunluk çevreye göre daha fazladır. Bu nedenle yıldız oluşumu daha sık gerçekleşir; yeni oluşmuş mavi yıldızlara sarmal kollarda daha sık rastlanır. 20

21 E sınıfı eliptik gökadalar, yıldızlararası maddenin neredeyse hiç bulunmadığı, yüzmilyarlarca yıldızdan oluşan sistemlerdir. Elipsoid biçimindeki görünümleri, yıldızların bir disk üzerinde değil, merkez etrafında gelişigüzel yörüngelerde dolanmalarından ileri gelir. Bu gökadalarda yeni yıldız oluşumu pek görülmez ve yıldızları genellikle yaşlıdır. Şekil 14 te yaşlı yıldızlarının kızıl ışığı ile parıldayan bir eliptik gökada görülebilir. Eliptik gökadaların bazılarının sarmal gökadaların çarpışması ile meydana geldiği düşünülmektedir. Şekil milyon ışıkyılı uzakta bulunan Abell S-740 gökada kümesinde yer alan bir dev eliptik gökada (şeklin sol üstünde). (J. Blakeslee, NASA/ESA/STScI) Düzensiz gökadalar, genellikle başka gökadalarla şiddetli kütleçekimsel etkileşim geçirmiş veya geçirmekte olan, bu nedenle belirgin bir şekle sahip olmayan yapılardır. Bu tür gökadalar genellikle yıldızlararası madde bakımından çok zengindir ve çok sayıda yıldız oluşum bölgesi içerirler. Cüce gökadalar, en çok birkaç milyar yıldız içeren ve genellikle daha büyük gökadaların uydusu olarak çevrelerinde dolanan sistemlerdir. Samanyolunun bilinen 10 kadar uydu (cüce) gökadası vardır. Andromeda gökadasına bir teleskopla bakıldığında iki yanında yer alan cüce eliptik gökadalar fark edilebilir. Çarpışan gökadalar, birbirinin yakınından veya içinden geçerken kütleçekimsel etkileşim halinde olan yapılardır. Böyle gökadaların şekilleri bozulur, gaz-toz ve yıldız gruplarından oluşan uzantılar, halkalar vb. yapılar gösterebilirler. Gökadaların çarpışmasında yıldızlar birbiriyle pek çarpışmaz (yıldızlar arasındaki uzaklıklar yıldızların yarıçapları yanında çok büyüktür), fakat yıldızlararası gaz ve toz bulutları birbiriyle çarpışır. Bu durum, birçok gaz bulutunun çökerek çok sayıda yeni yıldızın oluşmasına neden olur. 21

22 Aktif gökada çekirdekleri Aktif gökadalar, merkezlerinde bulunan süper kütleli (milyonlarca ya da milyarlarca güneş kütleli) kara delik etrafındaki gazlı disk bölgesinden büyük miktarda ışınım üreten gökadalardır. Bu nedenle merkez bölgesi, gökadanın geri kalanından çok daha parlak görünebilir. Kara deliğe düşmekte olan gazın kaybettiği kütleçekim (potansiyel) enerjisi şiddetli X ve gama ışıması şeklinde uzaya salınır. Ayrıca manyetik alanlarda ivmelenen yüklü parçacıklar şiddetli radyo ışıması yaparlar. Aktif gökada çekirdeklerinin birkaç türü, aslında birbiriyle aynı yapıda olduğu halde farklı açılarda konumlanmış oldukları için farklı türler olarak sınıflandırılır. Güçlü radyo ışıması gösteren aktif gökadalarda merkezdeki süper kütleli kara delik çevresinde gazlı bir toplanma diski ve ona dik doğrultuda merkezden dışarı doğru çok hızlı bir madde akışı, yani jet vardır. Jet yapıların varlığı, görsel, kızılöte ve özellikle de radyo gözlemleri ile fark edilmiştir. Aktif gökada çekirdeklerinde temel ayrım, radyo gökadalar ve kuasarlar şeklindedir. Gazın toplandığı diskin ve jetin bakış doğrultumuza göre hangi açı ile yönelmiş olduklarına göre farklı sınıflar tanımlanır (Şekil 15). 1. Radyo gökadalar ve Seyfert 2 gökadaları, bakış doğrultumuzun disk düzlemine yakın, jete neredeyse dik doğrultuda olduğu bölgelerdir. Güçlü radyo ışıması, güçlü manyetik alanlarda ivmelenen parçacıklarca yapılır. 2. Kuasarlar, merkezlerinde süper kütleli kara delik bulunan, onun çevresindeki gaz diski ve yüksek enerjili olaylar nedeniyle elektromanyetik tayfın birçok bölgesinde çok güçlü ışınım üreten, bize çok uzak aktif gökada çekirdekleridir. Kuasarlarda ve Seyfert 1 gökadalarında jetlerin bakış doğrultumuzla ortalama bir açı yaptığı (30-60 derece) düşünülmektedir. 3. Blazarlar, jetin doğrultusunun bakış doğrultumuza yakın ya da çakışık olduğu yoğun kuasarlardır. Jetin içine doğru bakıldığı için çok şiddetli radyo ışıması gözlenir. Bu plazma jetlerinde madde, kara deliğin bulunduğu ortamdan dışarı doğru ışık hızına yakın hızlarda fırlatılır. 22

23 Şekil 15. Çekirdek bölgesindeki diskin ve jetin yönelimine göre (orta sütun) farklı oranda radyo ışıması gözlenen farklı aktif gökadaların (sol sütun) görünümleri. Bağıl hareketten dolayı kırmızıya/maviye kayma Bir A ışık kaynağı belirli bir dalgaboyunda ışınım yapıyor olsun. Bir B gözlemcisi, A kaynağına göre hareketli ise, B de ölçülen dalgaboyu, A nın yayınladığı ışınımın dalgaboyundan farklı olur. Burada sadece bağıl hızın A ile B yi birleştiren doğru boyunca olan bileşeni önemlidir. Buna radyal hız denir. A ile B birbirine yaklaşıyorsa radyal hız negatiftir, dalgaboyu olduğundan daha kısa görünür (maviye kayma), birbirinden uzaklaşıyorsa radyal hız pozitiftir ve dalgaboyu olduğundan daha uzun görünür (kırmızıya kayma). Kozmolojik kırmızıya kayma ve evrenin genişlemesi Amerikalı astronom Edwin Hubble, 1920 li yıllarda o dönemin en büyük teleskobu ile yaptığı gözlemler sonucunda büyük yankılar yaratan bir ilişki tespit etti. Gökadalardan alınan ışığın kırmızıya kayma oranı ile onların bize olan uzaklıkları arasında bir orantı görünüyordu. Özel görelilik kuramı ile yorumlandığında bu durum, Doppler etkisinden başka bir şey değildir; yani daha 23

24 uzak gökadaların bizden daha hızlı uzaklaştığı anlamına gelir. Kırmızıya kaymadan hesaplanan uzaklaşma hızı (v) ile uzaklık (D) arasında v = H.D gibi doğrusal bir ilişki vardır. Orantı katsayısına (H) Hubble sabiti diyoruz. Diğer yandan, genel görelilik kuramı bağlamında yapılan kozmolojik modeller, yani evren modelleri, Hubble ilişkisinde göz önüne alınan kırmızıya kaymanın Doppler etkisinden ileri gelmediğini, uzayın giderek genişlemesinden kaynaklandığını öngörür. Başka bir deyişle, uzayın veya onu ifade eden koordinat sisteminin, veya onu ölçtüğümüz cetvelin genişlemesi söz konusudur. Uzay genişledikçe, uzayda yol alan ışığın dalgaboyu da uzar; yani fotonların enerjisi azalır. Buna kozmolojik kırmızıya kayma diyoruz. Örneğin, ULAS J adlı kuasarın kırmızıya kayma oranı 7.1 olarak ölçülmüştür. Hubble bağıntısından bulunan uzaklık, kuasarın günümüzde bizden 28.8 milyar ışıkyılı ötede olduğunu gösterir. Kuasardan bugün aldığımız ışık, bundan 13 milyar yıl önce, yani evren 770 milyon yıl yaşında iken yola çıkmıştı. Peki 13 milyar yıl öncesinden gelen ışığın kaynağı nasıl olur da şimdi 30 milyar ışıkyılı ötemizde olabilir? Bunun nedeni, ışığın çok uzun yollar alırken bir yandan uzayın genişlemesidir. Uzayın genişlemesi, ışığın bize ulaşmak için alması gereken yolun uzamasına, dolayısıyla bize ulaşacağı zamanın da ertelenmesine neden olur. Yuvarlak rakamlarla bir örnek verelim: Evren 1 milyar yıl yaşında iken iki gökada birbirinden 2 milyar ışıkyılı uzakta olsun. Evren 14 milyar yıl yaşına gelene dek bu iki gökada birbirinin ışığını alamayacaktır. Evren 14 milyar yıl yaşında iken birbirinin ışığını aldığı anda bu iki gökada birbirinden 26 milyar ışıkyılı uzaktadır. Yani bu anda gerçekleşen bir süpernova, evren bundan sonra hiç genişlemezse 26 milyar yıl sonra diğer gökadadan gözlenebilir. Tabii evren genişleyeceği için bu süre çok daha fazla uzar. Özel görelilik kuramı, evrende hiçbir etkileşimin ışık hızından daha hızlı yayılamayacağını ifade eder. Fakat bu kısıtlama, uzayın (yani koordinat sisteminin) ölçeği için uygulanmaz. Yapılan kozmolojik modeller, evrenin ışıktan daha hızlı genişlediği zamanlar olduğunu ortaya koymaktadır. Ayrıca evrenin genişleme hızının, başka bir deyişle Hubble sabitinin, aynı değerde kalmadığı da bilinmektedir. Kozmolojik zamanla değişmekte olan bu değere Hubble parametresi, onun günümüzdeki değerine ise Hubble sabiti demek daha doğru olur. Çağdaş kozmolojinin temelleri, Hubble ilişkisi ile sıkı sıkıya bağlıdır. Çünkü Hubble ilişkisi, belli bir anda evrenin hangi hızla genişlediğini ifade eder. Son yıllarda uzak gökadalarda gözlenen Ia türü süpernovalara dayanan uzaklık ve kırmızıya kayma ölçümleri sayesinde astronomlar ve kozmologlar evrenin hızlanarak genişleyeceği sonucunda birleştiler. Bu önemli keşfi yapan bilim adamları, 2011 yılında Nobel Fizik Ödülü ne layık görüldü. Hubble parametresinin günümüzdeki değeri, evrenin yaşının hesaplandığı kozmolojik modellerde kritik öneme sahiptir. Standart kozmolojik model, Hubble sabitinin bugün gözlenen değeri ile evreni oluşturan madde ve enerji bileşenlerinin yoğunluğunu ifade eden ve gözlemlerle kısıtlanan bazı parametreleri kullanarak evrenin yaşını ± 0.11 milyar yıl olarak vermektedir. Evrenin hızlanarak genişlemesinin (yani genişleme hızının giderek artmasının) nasıl bir fiziksel mekanizması olduğu halen tartışma konusudur. Hızlanarak 24

25 genişlemeye neden olan etkiye veya etkilerin toplamına karanlık enerji denilmiştir. Yapılan modeller, evrenin boyutları genişledikçe madde yoğunluğunun hızla azaldığını, ancak karanlık enerji yoğunluğunun neredeyse sabit kaldığını göstermektedir. Yani karanlık enerjinin genişlemeyi hızlandırıcı etkisi, kütleli maddenin hızlanmayı yavaşlatıcı etkisine galip gelmektedir. Evrenin günümüzde hızlanarak genişlediğinin keşfi, Einstein ın önerdiği ama sonradan Hubble ilişkisine uymadığı için geri çektiği kozmolojik sabit üzerine yeniden düşünülmesine yol açmıştır. Bu sabit, evrenin uzay-zaman evrimini evrendeki madde ve enerji dağılımına göre matematiksel olarak modelleyen denklemlere eklenen bir terimdir. Bu terim, karanlık enerji için önerilen adaylardan biridir ve boşluğun enerji yoğunluğuna karşılık gelmektedir. Bu bileşenin yapısı ve dinamiği üzerine çeşitli fikirler ve modeller öne sürülmektedir, ancak henüz üzerinde anlaşılmış bir mekanizma yoktur. Standart kozmolojik model e göre evrenin madde-enerji içeriğinin % 73 ünü karanlık enerji, % 23 ünü karanlık madde, % 4 kadarını ise sıradan madde, yani atomlardan oluşan madde oluşturmaktadır. Evrende madde ve enerjinin evrimi Evrenin erken dönemleri pek az anlaşılmış durumdadır. Büyük Patlama (Big Bang) Kuramı çerçevesinde yapılan modeller zamanda geriye doğru işletildiğinde uzayda ve zamanda tekillik dediğimiz bir duruma işaret eder. Bu tekillik, matematiksel olarak büyük patlama anına karşılık gelse de aslında kuramın kast ettiği büyük patlama, evrenin hızlı bir şekilde genişlediği ve enerji yoğunluğunun en yüksek olduğu zaman dilimidir. Yani bir patlamadan ziyade, aniden meydana gelmiş bir hızlı genişleme anlatılır. Evren, başka bir ortamda gerçekleşen bir patlama şeklinde düşünülmez. İçinde madde ve enerjinin olduğu tüm uzay genişlemektedir. Büyük Patlama Kuramı, Planck zamanı denilen saniye ve öncesinde ne olduğu ile değil, bu zamanın sonrasındaki genişlemenin fiziği ile ilgilenir. Diğer yandan, bu anın öncesine ve hatta büyük patlamanın öncesini de içeren kozmolojik modeller de yapılmaktadır. Planck zamanı ile 1 saniye arasında gerçekleşen olaylar, dört temel kuvvetin birbirinden ayrışmasından alanlar ve parçacıklar arasında bugün bildiğimiz asimetrik ilişkilerin ortaya çıkmasına, bugün CERN de saptanmaya çalışılan Higgs bozonlarının ve kuarkların oluşumundan proton ve nötronların oluşumuna kadar uzanır. Bundan sonraki 10 saniye içinde elektronların ve diğer leptonların oluştuğu sanılmaktadır. Bundan sonraki 380 bin yıl boyunca ışığın madde parçacıklarına çarpmadan pek uzun yol alamadığı foton çağı sürmüştür. Fotonların iyonlarla veya elektronlarla saçılmaya uğramadan pek yol alamadığı bu çağda görsel bölgedeki görüş uzaklığı nın birkaç metreden fazla olmadığı hesaplanmaktadır (aynı durum, yıldızların içlerinde halen olmaktadır). Diğer yandan, 3. dakika ile 20. dakika arasında geçen sürede evrenin sıcaklığı, nükleer tepkimelerin gerçekleşmesi için yeterli ölçüdedir. Bu süreçte evrendeki hidrojenin (protonların) bir kısmı helyum çekirdeklerine dönüşmüş olmalıdır. 25

26 Günümüzde hidrojen ile helyum arasında ölçülen bolluk oranı, yıldız evrimi ile bir miktar değişmiş olsa da ilkel bolluk dağılımını kısmen yansıtmaktadır. Evren yaklaşık 380 bin yıl yaşında iken süren genişleme ile maddenin yoğunluğu o kadar düşmüş olmalıdır ki, ışınım artık madde tarafından soğurulmadan uzun yollar alabilmeye başlamıştır. İşte bugün gözlediğimiz, evrenin her tarafından aşağı yukarı eşit miktarda gelen kozmik mikrodalga arka alan ışınımı (kısaca CMB), bu sırada salınmış olmalıdır. CMB nin karşılık geldiği sıcaklık, yaklaşık 2.73 K kadar ölçülmüştür (bu sıcaklık Wien yasası kullanılarak hesaplanabilir). Evrenin genişlemesi ile enerjisi azalmış ve bugün radyo bölgesinde yayılmakta olan bu ışınım, evren 380 bin yıl yaşında iken görsel ve kızılöte bölgede olmalıydı. Yani o sırada evrenin ortalama sıcaklığı 3000 K civarında idi. CMB de gözlenen küçük sıcaklık farkları, daha sonraları kütleçekim kararsızlıkları yoluyla evrenin farklı bölgelerinde farklı miktarda madde ve enerji toplandığını gösterir. Bu durum yıldızların, gökadaların, gökada kümelerinin ve süper kümelerinin oluşmasında etkili olmuştur. Teşekkür Metnin bazı kısımlarını okuyarak eleştirilerini paylaşan Seda IŞIK, Ayşe ULUBAY SIDDIKİ ve Özgür AKARSU'ya teşekkürlerimi sunarım. Yrd. Doç. Dr. Emre IŞIK 26