AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 10: Dünya Dışı Yaşam Arayışları
|
|
- Nuray Necmi
- 8 yıl önce
- İzleme sayısı:
Transkript
1 AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 10: Dünya Dışı Yaşam Arayışları
2 Gezegen Özelliklerinin Anlaşılması Şu ana kadar gezegen keşfi ve keşfedilen bu gezegenlerin oluşturduğu örnek uzayın nasıl değerlendirilmesi gerektiğini konuştuk. Keşfedilen gezegenlerin karakterizasyonu (nitelenmesi) yani özelliklerinin ortaya konması hakkında fazlaca konuşmadık. Bir gezegende yaşamın olup olmayacağını belirleyecek parametreler ise keşif çalışmaları sırasında ulaştığımız kütle, yarıçap ve yörünge parametrelerinin yanı sıra ve an az onlar kadar önemli olan iç yapı ve atmosfer parametreleridir. Dikine hız ve geçiş yöntemleri ile elde ettiğimiz kütle ve yarıçap değerlerini kullanarak gezegenin yapısını anlamak açısından çok önemli bir parametreye daha ulaşabiliyoruz: Ortalama Yoğunluk! Her ne kadar ortalama yoğunluk iç yapıya ilişkin parametreler üzerindeki dejenereliği kaldırmaya yetmese ve atmosferik ve yüzey parametreleri hakkında bilgi vermese de gezegeni anlama yolunda atılan ilk ve önemli bir adımdır. Bu parametreleri gözlemsel olarak belirlemeye yönelik çalışmalar ise giderek ivme kazanmaktadır. Yeni nesil uzay teleskopları ile özellikle gezegen atmosferlerini çalışmaya yönelik projeler hızlanacak ve bu gezegenlerin yaşam barındırıp barındıramayacağına dair daha net kanıtlara ulaşmak mümkün olacak.
3 Keşfedilen (ve ortalama yoğunluğu belirlenen) bazı gezegenlerin kütlesine karşılık ortalama yoğunluklarına baktığımızda büyük bir çeşitlilik görüyor ve bunu açıklamakta zorlanıyoruz. Her şeyden önce bizim Güneş Sistemi'mizde bu gezegenlerin benzeri diyebileceğimiz bir gezegen olmadığı (1 14 Myer) için karşı karşıya olduğumuz çeşitliliği bu tür gezegenlerin sistemimizdeki analoglarını çalışarak genellemeye gitme olanağından yoksunuz. Dolayısı ile bu gezegenleri anlamanın en iyi yolu, mümkünse tayflarını alarak atmosferlerini çalışmak (Lovis, 2014)
4 Gezegen Atmosferlerinin Çalışılması Genel büyüklükler (kütle, yarıçap, ortalama yoğunluk, yörünge parametreleri gibi) bize tek tek gezegenlerde yaşam olma olasılığı ile ilgili olarak çok az şey söylüyor. Oysa ötegezegenlerin atmosfer içerenlerinin tayflarını alabilsek yaşam barındırma olasılıkları konusunda daha net konuşabiliriz. Bu şekilde ötegezegenlerin atmosferlerinin kimyasal yapısını ve sıcaklık/yoğunluk profillerini öğernme şansımız olur. Sonuç olarak ulaşmak istediğimiz amaç gezegenlerin atmosfer ve yüzey yapıları konusunda fikir sahibi olmanın yanı sıra oluşumları ve evrimleri konusunda en azından temel sınırları belirlemektir. Gezegen atmosferlerinin tayfsal analizi bizi bu hedeflere yaklaştıracak en önemli ve gerçekçi araç olarak durmaktadır.
5 Jüpiter (kırmızı) ve bazı yıldızların yakın kızılöte tayfları. Jüpiter atmosferindeki metan ve amonyum soğurma çizgileri oldukça baskın olarak görülüyor. (Marley & Leggett 2009) Dünya atmosferinin tayfı. Oksijen ve su soğurmaları çok baskın olarak görünüyor. (Turnbull vd. 2006)
6 Güneş Sistemi Gezegenleri - Ötegezegenler Güneş Sistemi gezegenlerini çalışmak için elimizde sonda ve kondu verisi (Cassini, New Horizons, Spirit, Opportunity, Pathfinder, Venera ) gibi çok yüksek kalitede veri varken ötegezegenler için böyle bir imkandan yoksunuz. Şu an yapabileceğimiz en iyi şey onların atmosfer tayflarını bir şekilde alıp incelemekten ibaret. Ancak ötegezegenler bize uzak ve sönük oldukları için bunu yapmamız oldukça güç! Ancak özel bazı zamanlara ve bazı özel gezegen türlerine yönelik olarak aletler tasarlayabilir, büyük teleskoplar ve uzay teleskopları kullanarak bu amaca en azından yaklaşabiliriz. Sahip olduğumuz (az) bilgiyle teorik modeller oluşturup, atmosfer gözlemleriyle bunları çakıştırmaya çalışarak, ötegezegen sistemlerinin atmosfer yapılarını anlamaya çalışabiliriz.
7 Gezegen Tayflarını Anlamak ve Yorumlamak Biraz Temel Astrofizik... Karacisim Işınımı + Işınım Transferi = Gözlemsel Tayf
8 Eş sıcaklıklı atmosferiyle yerel termodinamik dengede (LTE) cisim Sıcaklık gradyenti içten dışa azalan yönde atmosfer ile LTE'de cisim Sıcaklık gradyenti içten dışa artan yönde atmosfer ile LTE'de cisim Geri plandaki sıcak gaz tarafından ısıtılan soğuk gaz tayfı Saf karacisim ışınımı Karacisim + soğurma çizgileri Karacisim + salma çizgileri Geri plandaki kaynağın sürekli tayfı üzerine binmiş soğruma çzigleri
9 Kimyasal Kompozisyon Yıldız atmosferleri yüksek sıcaklıklar nedeniyle (M tayf türü hariç) genellikle atom ve iyonlardan oluşur. Gezegen atmosferleri ise sıcaklıklar daha düşük olduğu için moleküllerden ve daha yoğun yapılardan (sis ve bulut) oluşurlar. Belirli sıcaklık ve basınçta hangi kimyasal türlerin baskın olduğunu kimyasal denge belirler. Gezegenlerin, barınak yıldızın sağladığı kimyasal karışımdan oluştuğunu varsayarız. O nedenle Güneş Sistemi'ni çalışırken gezegeni oluşturan kimyasal yapının kabaca Güneş bolluğunda olduğunu düşünürüz. Bu bizim yakın çevremizdeki sistemler için de böyledir. Zira Güneş'in yakın çevresi de Güneş-benzeri yıldızlarca domine edilir.
10 Güneş atmosferindeki elementlerin kimyasal bollukları. Başlangıç olarak Güneş'in kimyasal bolluğunu seçmek iyi bir yaklaşımdır. Zira yakınımızdaki yıldızlar galaksinin belirli bir bölgesinde oluşmuş oldukları için aynı kimyasal yapıyı miras almışlardır. Birinden diğerine kimyasal bolluklar fazlaca değişmez. Gezegenlerin de barınak yıldızları ile aynı kimyasal yapıdan oluştuğunu varsaymak çok yanlış olmaz. Dolayısı ile gezegen atmosferlerindeki kimyasal yapının Güneş atmosferinin kimyasal yapısından çok uzak olmayacağını söylemek iyi bir başlangıç noktası sağlar.
11 Bu şekil bir ötegezegen atmosferinde hangi sıcaklıkta hangi kimyasal yapının baskın olarak görülmesi, hangilerinin ise az miktarda bulunmasının beklendiğini göstermektedir. Görüldüğü gibi moleküler hidrojen (H 2) ve helyum (He) ötegezegen atmosferinde en çok görmeyi beklediğimiz kimyasal yapılardır. Eğer ötegezegen diskten bu gazları biriktirebilmiş ve zaman içinde koruyabilmişse atmosferinin en çok bu yapıları içermesi beklenir. Kütlesi büyük olmayan gezegenler, bu gazları atmosferlerinde tutamayabilir. Bu nedenle dev gaz gezegenlerin atmosferleri büyük ölçüde bu iki gazdan oluşurken, tellürik gezegenler (Dünya, Mars ve Jüpiter) atmosferlerinde bu gazlardan barındıramazlar.
12 Gezegen Atmosferinde Donukluk Kaynakları Atom ve moleküllerin elektronik geçişleri, Moleküllerin farklı dönme ve titreşim frekanslarının karşılık geldiği enerji düzeyleri arasındaki geçişleri, Boyutu ışığın dalgaboyundan daha küçük moleküllerin (dev gaz gezegenlerin atmosferlerinde bulunan moleküler hidrojen H2) neden olduğu saçılma (Rayleigh saçılması: α 1/λ4 ) Boyutu ışığın dalgaboyundan daha büyük kimyasal yapıların (sis gibi yoğunlaşmalar ve bulutların) neden olduğu saçılma (Mie saçılması : α 1/λ)
13 Şekilde iki farklı dalgaboyu rejiminde Dünya atmosferindeki baskın donukluk kaynakları görülmektedir. Yakın kızılötede özelliklle su buharının dönme ve titreşim enerji seviyeleri arasındaki geçişler nedeniyle donukluğu domine ettiğini görüyorsunuz. Kızılötede ilerledikçe CO 2 önemli bir opasite kaynağı olarak karşımıza çıkıyor. Dünya yüzeyindeki küresel ısınmanın önemli bir kaynağı da budur. Zira CO 2 yüzeyden yansıtılan Güneş ışığını soğurup tekrar yüzeye doğru salmakta ve bu şekilde ısının giderek yüzey üzerinde hapsolmasına neden olmaktadır. Bu da küresel olarak giderek artan sıcaklıklar anlamına gelir. Bu nedenle yapay olarak sera gazı adını verdiğimiz bu gazların bolluğunun artmasını engel olmaya çalışıllmalı ve buna yönelik olarak fosil yakıtlardan giderek uzaklaşılarak yenilenebilir enerji kaynaklarına yönelinebilir.
14 Atmosferik Yapının Yükseklikle Değişimi Hidrostatik Denge Denge Denklemi (İdeal Gaz) Gezegen atmosferi içinde gezegen yüzeyine doğru olan yerçekimi kuvvetinin dışa doğru olan basınç gradyeni ile nasıl dengelendiğini ve gezegen atmosferindeki parçacıklar için ortalama net kuvvetin bu şekilde 0 olmasından dolayı konumlarının korunduğunu anlatır. Gezegen atmosferi içerisinde basınç, sıcaklık, yoğunluk ve kimyasal kompozisyon arasındaki ilişkiyi, atmosferin ideal gaz varsayımı altında anatır. Bu iki denklemi atmosferik basıncın yükseklikle değişimini anlamak üzere birleştirecek olursak (T, μ, g sabit) ; burada, ölçek yüksekliğidir (ing. scale height)
15 Sıcaklığın Yükseklikle Değişimi Enerjinin Işınımla Taşınması Enerjinin Konveksiyonla Taşınması Donukluklar düşük olduğu vakit bu iki rejimden enerjinin ışınımla taşındığı rejim daha efektiftir. Işınımın maddeyle etkileşiminin daha yüksek olduğu derin katmanlarda ise konveksiyonla enerji taşınması daha efektiftir. Gezegen atmosferinde sıcaklık gradyenti her zaman içten dışa azalan şekilde oluşmaz, bunun tam tersi olduğu atmosfer katmanları da vardır.
16 Dünya Atmosferinde Sıcaklık-Basınç Gradyenti Wofsy (2006) Traposfer boyunca enerjinin konveksiyonla taşınması daha efektiftir. Traposferi katmanından sonra, yoğunluğun düşmesiyle ışınımla taşınma daha efektif hale gelir. Stratosferde ozon Güneş ışığını soğurarak alt katmanlara giderek daha az ulaşmasını sağlar ve bu şekilde sıcaklık yükseklikle artar. Termosfer sonrası parçacık yoğunluğu önemli ölçüde azalır.
17 Sıcaklık-Basınç Profili ve Gezegen Atmosfer Tayfı Madhusudhan & Seager (2009) Gezegenin atmosfer tayfı, sıcaklık ve basıncın yükseklikle nasıl değiştğine bağlıdır. Ayrıca gezegen atmosferinde fotosferin (yani ışık alınan atmosfer katmanının) nerede olduğu da kritik önem taşır. Fotosferin artan ya da azalan sıcaklık gradyentine sahip bir katman olması, elde edilen tayfı önemli ölçüde değiştirir. Bu duruma bağlı olarak salma çizgileri görülebileceği gibi hiçbir tayfsal çizgiyle karşılaşılmayadabilir.
18 Yıldız Tayfı ile Gezegen Tayfının Ayrılması Gezegen ile yıldızın açısal olarak ayrılması pek mümkün değildir. Zira gezegenle-yıldız arasındaki uzaklığın 1 AB ve sistemin bize 10 pc uzaklıkta (yakın yıldızlar için tipik uzaklık bu civardadır) olması durumunda gezegenle yıldız arasındaki açı 0.1 olacaktır. Atmosfer 1 'nin altını ayırmaya pek izin vermez. Adaptif optik sistemleri ya da uzay teleskopları kullanılarak görüş limitinin altına inilip, teleskopların limitlerine yaklaşmak mümkün olsa dahi bu kez yıldız gezegene göre oldukça parlak olduğu ( kat) için gezegenin ışığını ayırmak çok kolay olmaz. Mümkün olsa dahi bu ışık oldukça zayıftır ve tayfını elde etmek de mümkün olmayabilir. Uzaya orta çözünürlüğün üzerinde tayfçeker ve büyük teleskop göndermek de oldukça yüksek maliyetlidir. Gezegen ile yıldızın tayflarının zaman tanım kümesinde ayrılması ise mevcut olanaklarla dahi mümkündür. Bir geçiş sırasında yıldızın tayfı gezegenin atmosferi içerisinden geçerek geldiği için gezegen atmosferine ilişkin çizgiler yıldız tayfının üzerine biner. Örtme sırasında sadece yıldızın tayfı elde edileceği için geçiş ve örtme sırasında elde edilecek iki tayfın birbirinden çıkarılması durumunda gezegenin tayfına ilişkin yapıları elde etmek mümkün olur! Yıldız ile gezegenin gözlemciye dik doğrultudaki (olası) hareketlerini kullanarak tayflarının hız tanım kümesinde ayrılması da mümkündür. Zira her iki cismin tayflarındaki çizgiler farklı miktarlarda (belki de farklı yönlerde!) kaymış olacaktır. Bu nedenle bu yapılar birbirinden ayrılabilir.
19 Gezegen atmosferi tayflarında görülen moleküler bantlar yüzlerce-binlerce dönme ve titreşme enerji seviyesi arasındaki geçişlerden oluşur. Bu geçişlerin neden olduğu çizgileri ayırabilmek için oldukça yüksek (R > 105) çözünürlüğe ihtiyaç duyulur. Gezegen, yıldız ve yer atmosferinden kaynaklanan (tellürik) çizgileri ayırabilmek için her birinin farklı dikine hızlar göstermesinden (Doppler kaymaları) faydalanılır. Yani tayflar birbirinden hız tanım kümesinde ayrılırlar. Brogi vd. (2013)
20 Gezegen Tayflarının Gözlemi: Geçiş Spektroskopisi Gezegenden ışık alınamayan evre Gezegenin yarıçap ölçümü, yıldızdan gelen ışığın gezegen atmosferinin içinden geçerek geldiği evre
21 Geçiş Spektroskopisi için Gözlemsel Gereklilikler 10-4 mertebesinde hassasiyetle geniş bant fotometri ya da spektrofotometri olanağı, Uzaydan yapılabilecek gözlemler her zaman daha avantajlı (Yer atmosferi kaynaklı değişimler ve tellürik soğurma yok!) Bu nedenle şu ana kadar gezegen atmosferlerine dair gözlemler Hubble Uzay Teleskobu ya da Spitzer Uzay Teleskobu ile yapılmış durumda! Yer tabanlı, hassas fotometrik ölçümler mümkün ancak oldukça kararlı gözlem araçlarına ve uygun referans yıldızlarına ihtiyaç var!
22 Geçiş sırasında çekilen tayf için Yıldız ışığı gezegen atmosferinin içinden geçerek gelir, Atmosferik donukluğun gezegen içindeki değişimine bağlı olarak gezegenin atmosferi çizgilerinin alınabildiği yükseklik değişir. Yüksek donukluğun olduğu dalgaboylarında atmosfer gezegen atmosferi yıldızdan gelen ışığın geçişini engelleyerek, ışık kaybını dolayısıyla geçiş derinliğini arttırır. Bu nedenle gezegenin yarıçapı bu dalgaboylarında, donukluğun düşük olduğu dalgaboylarına oranla daha büyük görünür. Donukluğun düşük olduğu dalgaboylarında yıldız ışığı gezegen atmosfer tarafından daha az bloke edilir. Bu nedenle geçiş derinliği düşer, gezegen bu dalgaboylarında daha küçük görünmüş olur (ΔB/B = (RP / R*)2 Geçiş spektroskopisi büyük ölçüde gezegenin hangi dalgaboyunda ne kadar büyük göründüğünü ölçerek atmosferin içeriğini tahmin etmeye dayanır. Bu eşitlik basitçe bir daire kesiti olan gezegen atmosferinin (gözlem yapılan dalgaboyundaki çevre (2πRP) ile bu dalgaboyunda gözlenen atmosfer kalınlığının (z(λ)) çarpımı) alanın yıldızın yüzey alanına oranı olduğunu gösteriyor ki geçiş sırasında bu iki kaynaktan ışık alırsınız.
23 Geçiş Spektroskopisi ile Fiziksel Parametrelerin Tayini Parantez içindeki bu terimin tipik değeri -5 'tir. Efektif atmosfer kalınlığını geçiş sinyali denkleminde yerine koyduğumuzda yukarıdaki bağıntıyı elde ederiz. Parantez içerisnde soğurma ve saçılmaya yönelik terimin değeri -5 olarak alnır. Bu durumda ölçek yüksekliğini (H) gözlenebilir parametreler cinsinden ifade edebilmemiz, bizi gezegenin önemli bir parametresine götürebilir. Bunu denklemde H'ı yalnız bırakıp, dalgaboyuna göre türev almakla gerçekleştirebiliriz. Buradaki dstr / dλ terimi geçiş sinyalinin dalgaboyu ile değişimi, yani tayfın eğimidir! Sondaki terim ise donukluğa neden olan süreçlerin (soğurma ve saçılma) dalgaboyu ile değişimini göstermektedir ve çeşitli atmosfer kompozisyonları için bu değer teorik olarak hesaplanabilir ve tablolarda bulunabilir. Dolayısı ile gözlemlerle en iyi uyuşan sonuçları ararken kimyasal kompozisyon için de bir kestirimde bulunma imkanı oluşmuş olur.
24 Geçiş Sinyalinin Büyüklüğü (Genliği) Geçiş sinyalindeki tayfsal yapılar için tahmini büyüklükler:
25 HD b'nin Atmosferinde Su Buharı! Dressing vd Geçiş yaptığı belirlenen ilk sıcak Jüpiter (Charbonneau vd. 2000) Yakın kızılötede Hubble Uzay Teleskobu ile geçiş gözlemleri yapıldı. Su buharının neden olduğu soğurma bandı açıkça görülüyor Kısa dalgaboyundaki zayıf bir şekilde artan eğim ve görünür dalgaboyundaki Na çigzileri, ek bazı donukluk kaynakları olabileceğini düşündürtüyor! Su buharının soğurma bandına karşılık gelen bu dalgaboyunda gezegen daha büyük görünüyor (geçişin neden olduğu derinlik daha büyük!)
26 HD 'ün Puslu Atmosferi! Huitson vd. (2012) Geçiş yapan bir sıcak Jüpiter Yakın kızılöteden görünür dalgaboylarına kadar Hubble Uzay Teleskobu ile geçiş gözlemleri yapıldı. Yarıçaplar oranında (ya da geçiş genliğinde) gözlenen eğim Rayleigh saçılması kaynaklı Bu da gezegenin puslu bir atmosferi olduğunu gösteriyor Pusun içinde Na olduğu 6000 A civarındaki çizgiden kolaylıkla anlaşılıyor! Mavi renk, bulut ve sis olmaksızın sadece moeküleratomik geçişlerin olduğu teorik modeli göstermektedir. Gözlemsel veri ise bunun üzerinde bir donukluk yaratan, puslu bir atmosferdeki Rayleigh saçılması eklenenince modellenebilimektedir.
27 55 Cnc b'nin Buharlaşan Atmosferi! Çoklu bir gezegen sisteminde bir ılık Jüpiter Görünür dalgaboyunda yapılan gözlemlerde geçiş sinyali gözlenmiyor! Morötede (UV) Lymanα dalgaboyunda Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemlerde ise gezegen geçişine dair bir parlaklık kaybı var! Geniş ve oldukça opak bir Hidrojen bulutu gezegeni çevreliyor olabilir. Gezegenin atmosferi buharlaşıyor! Echrenreich vd. (2012)
28 Gizemli Mini-Neptün GJ 1254b! Kreidberg vd. (2014) Bir M5 cücesinin etrafında dolanan ve geçiş yapan bir mini-neptün VLT-FORS ve HST ile elde edilen geçiş gözlemleri mevcut. Görünür dalgaboyu aralığından yakın kızılöteye kadar düz bir tayf Yüksek molekül ağırlıklı ya da temiz bir atmosfer yaklaşımı açıklayıcı değil! Muhtemelen bulutlara (gri donukluk: her dalgaboyunu aynı miktarda etkileyen donukluk) sahip bir atmosferi var!
29 Gezegenlerin Termal Emisyonu Bu kez gözlenmek istenen gezegen karacisim ışınımı (maksimum olduğu dalgaboyu hedeflenmeli!) Gezegen ışınımının maksimum olduğu dalgaboyunu belirleyen parametre Wien yasasından bildiğimiz gibi sıcaklık! Sıcak Jüpiterler 2 μm Yer-benzeri 10 μm Soğuk gezegen 30 μm
30 Örtme sırasında çekilen tayf öncesi ve sonrasında çekilen tayflardan çıkarılırsa gezegenin termal emisyonu elde edilebilir. Yüksek fotometrik hassasiyetle örtme sırasındaki ışık kaybı ölçülebiliyorsa, gözlem yapılan dalgaboyu için gezegen / yıldız büyüklükleri oranı elde edilebilir. Tayfsal yapılar gezegen atmosferinin sıcaklık gradyentine bağlıdır. Eş sıcaklıklı bir atmosfer için tayfta sadece süreklilik gözlenir. İçten dışa doğru azalan sıcaklıkta soğurma, bunun tersi sıcaklık gradyentinde ise salma çizgileri gözlenir. Sıcaklıkla İlgili Bazı Temel Terimler: Etkin Sıcaklık: Birim alan başına ilgilenilen cisimle aynı miktarda toplam enerji yayan cismin sıcaklığıdır. Belirlenebilmesi için her dalgaboyunda hassas mutlak açı ölçümlerinin yapılması gerekir. Parlaklık Sıcaklığı: Belirli bir dalgaboyu aralığında birim alan başına ilgilenilen cisimle aynı miktarda toplam enerji yayan cismin sıcaklığıdır. Belirlenebilmesi için söz konusu dalgaboyu aralığında hassas mutlak açı ölçümlerinin yapılması gerekir. Denge Sıcaklığı: Barınak yıldızının ışınımıyla dengede her noktasında eş sıcaklıklı bir gezegenin sıcaklığıdır. Bond Yansıtma Gücü (Bond Albedo): Gezegene gelen ışığın uzaya tekrar yanstılma oranı.
31 Denge Sıcaklığı Gezegen için denge sıcaklığı (ing. equilibrium temperature), gezegene gelen toplam enerjinin gezegenden yayılan toplam enerjiye eşit olduğu sıcaklık olarak tanımlanır. Bunun için gezegenin barınak yıldızıyla ışınım dengesinde olduğu, yani sadece yıldızı tarafından ısıtılan bir karacisim olduğu (atmosferindeki sera etkisi kaynaklı ek ısınmların olmadığı) varsayılır.
32 Termal Emisyon Akı Oranları
33 HD 'ün Termal Emisyonu Çeşitli evre açılarında (örtme ve geçişin hemen önce ve sonrasında) Spitzer uzay teleskobuyla IR geniş bant fotometrik ve tayfsal gözlemler Gündüz tarafında (örtmenin hemen öncesi ve sonrasında) K sıcaklık Gece tarafında (geçişin hemen öncesinde ve sonrasında) 900 K sıcaklık Dönme / dolanma kilitlenmesinde bir ötegezegen atmosferinde ısının yayılımı 6 μm'de su soğurma yapıları
34 HD 'ün Yörünge Boyunca Işık Değişimi Yine Spitzer gözlemleri, ancak bu kez yakın kızılötede tek bir dalgaboyunda alınan ışığın cismin yörüngedeki konumuna (evresine) bağlı olarak değişimi. Akının minimum seviyesine geçiş öncesi, maksimum seviyesine ise örtme sonrası ulaşıldığına dikkat ediniz! Bu durum güçlü rüzgarların gezegen diskinin yıldıza yakın noktasından dışarı doğru ısıyı taşıdığı anlamına gelir! Bu şekilde yörünge boyunca gerçekleşen ışık değişimleri çalışılarak atmosferin dinamiği konusunda fikir sahibi olunabilir! Knutson vd. (2012)
35 Yansıyan Işık Tayfı Gezegenden yansıyan ışığın tayfının çalışılması da önemli bilgi sağlar. Astronomlar Güneş'in tayfını yıllardır Güneş Sistemi cisimlerinden (Ay, Jüpiter uyduları, küçük gezegenler gibi..) yansıyan ışığı alarak çalışıyorlar. Eğer yıldızın ışığın yansıtan bir ötegezegenin bulutlu, puslu bir atmosferi varsa Rayleigh (1 / λ4) ve Mie (1 / λ) saçılmalarının düzeyini, yoksa katı yüzeyin yansıtıcılığını anlamak mümkün olur. Örtmenin hemen öncesi, sırası ve sonrasında yapılacak yansıyan ışık gözlemleri gezegen / yıldız akı oranlarını verir. Yansıyan ışıktan gezegenin yörüngesi boyunca gösterdiği evreler, dolayısı ile yörünge geometrisi de çalışılabilir ancak yörünge dönemi zaman ölçeğinde hassas fotometrik ölçümler gerektirir.
36 Yansıyan ışığın tayfı dalgaboyuna bağlı olarak gezegen / yıldız akı oranlarının ölçümüne dayanır. Ancak gezegenin yansıtıcılığı için önceden (a priori) bir bilgimiz yoktur. Öncelikle gezegeni onunla aynı büyüklüğe sahip ama düşen ışığı mükemmel bir şekilde her yöne dağıtan bir disk (Lambert diski) olarak kabul ederiz. Daha sonra Lambert diski yerine geometrik albedoyu (karşı konumdayken (dolun evresi) gezegen tarafından uzaya geri yansıtılan akının bir Lambert diski (her yönde mükemmel dağıtan) tarafından yansıtılan akıya oranı) kullanarak gezegeni koyabiliriz. Geometrik albedo
37 Yansıyan Işık Akı Oranları
38 Yer'den Yansıyan Işığın Tayfı Turnbull vd. (2006) Geometrik albedonun dalgaboyu bağımlılığı, o dalgaboyundaki donukluk kaynaklarıyla ilişkili! O2, O3, CO2 ve H2O tayfsal yapıları çok açıkça görülüyor. Yer'den ölçülen tellürik çizgilerin, yansıma sonrası ışık tekrar atmosferden geçtiği için ikiye katlandığını görüyoruz!
39 189733b'nin Koyu Mavi Rengi! Evans vd. (2013) NASA ESA Hubble Uzay Teleskobu tarafından örtme öncesi ve sonrası yapılan gözlemler gezegenin gündüz ışığını gözlemiştir. Kuvvetli Na soğurması nedeniyle spektrumun yeşilkırmızı (uzun dalgaboyu tarafı) tarafında geometrik albedo oldukça düşük. Sıcak Jüpiterlerin çoğu görünür dalgaboyu bölgesinde oldukça karanlıklar! Mavi (kısa dalgaboyu) taraftaki yüksek yansıtma gücü muhtemelen bir bulut tabakası kaynaklı!
40 Kepler-7b'nin Parçalı Bulutlu Havası Demory vd. (2013) Kepler-7b sıcak Jüpiter gezegeninin görünür dalgaboyu aralığındaki ışık eğrisi. Oldukça yüksek bir geometrik albedoya (~ /- 0.02) sahip, genişlemiş bir atmosferi bulunan bu gezegenin ışık eğrisinde minimum ve maksimum ışık seviyelerinin evreye göre beklediğimizden farklı zamanlarda gözlendiğini görüyoruz. Acaba bulut yapısı boylamla değişen yamalı-parçalı bir yapı olabilir mi?
41 Yaşam: Nerede ve Nasıl?
42 Drake Denklemi Sıradanlık (Kopernik) İlkesi Fermi Paradoksu Dr. Frank Drake wikipedia Dr. Enrico Fermi wikipedia N = R* fp ne fl fi fc L (1961) N: Samanyolu galaksisi içindeki medeniyet geliştirmiş Dünya dışı canlı sayısı R*: Samanyolu galaksisi içinde ortalama yıldız oluşma hızı (yıldız sayısı / yıl) fp: Gezegen barındıran yıldızların oluşan tüm yıldızlara oranı ne: Gezegen barındıran yıldızların yıldız başına barındırdığı gezegen sayısı fl: Bu gezegenlerden üzerinde yaşam olanlarının tüm gezegen sayısına oranı fi: Üzerinde yaşam olan gezegenlerden akıllı yaşam olanlarının oranı fc: Üzerinde akıllı yaşam olan gezegenlerden haberleşme geliştirmiş olanların oranı L: Haberleşmeye açık bu uygarlıkların algılanabilir sinyal yaydıkları sürenin uzunluğu R* = 7 / yıl (ortalama, Wanjek 2006), fp ne fl = 10-5 (nadir Dünya hipotezi, Ward vd. 2000), Mayr'in akıllı yaşamın oluşması üzerine koyduğu koşullar (fl = 10-9), Drake'in koyduğu haberleşmeye açık olma olasılığı (fc = 0.2) ve Shemmer'in ortalama yaşam süresi (L = 302 yıl) yaklaşımları baz alınırsa : 4x10-12 (yani muhtemelen yalnızız!) R* = 7 / yıl (Wanjek 2006), fp = 1 (Palmer 2012), ne = 0.2 (van Bloh vd. (2007), Selsis vd. (2007), fl = 0.13 (Lineweaver vd. 2002, fl = 1 (Campbell 2005), fc = 0.2 (Drake 1961), L = 109 (Wilson 2001): 36.4 milyon (sadece Samanyolu'nda!) Enrico Fermi: Peki o zaman neredeler? (Jones (1985), Krauthammer (2011))
43
44
45 Dünya'ya En Çok Benzeyen 15 Ötegezegen Şu ana kadar bulunan yaşanabilir toplam 31 ötegezegenin 0 tanesi Mars büyüklüğünde (subterran), 10 tanesi 21 tanesi Sıra Gezegen Kepler-438 b Kepler-296 e GJ 667C c Kepler-442 b Kepler-62 e Kepler-452 b GJ 832 c K2-3 d Kepler-283 c tau Cet e** GJ 180 c** GJ 667C f** Kepler-440 b GJ 180 b** GJ 163 c Dünya büyüklüğünde (terran), Süper-Dünya büyüklüğünde (superterran, super-earth) Yıldız ----K M M K K G M M K G M M K M M M (Myer) * * 2.3* 4.5* 4.7* * 7.0* * R (Ryer) * * * 1.8* 1.4* * 1.8* Teq (K) P (gün) d (ıy) ESI * M ve R'nin bulunamadığı durumlarda karasal bir gezegen için tahmini değer verilmiştir! ** Gezegen adayı, diğer yöntemlerle onaylanamamıştır. Tüm veriler Planetary Habitability Laboratory, University of Puerto Rico at Arecibo veritabanından alınmıştır.
46 Dünya'ya Benzerlik İndeksi (Earth Similarity Index, ESI) xi : gezegen özelliği (yarıçap, yoğunluk, kaçış hızı, yüzey sıcaklığı) x0,i: özelliğin Yer için değeri wi : özellik için ağırlık değeri (yarıçap: 0.57, yoğunluk: 1.07, kaçış hızı: 0.70, yüzey sıcaklığı: 5.58) n : toplam gezegen özelliği sayısı
47
48 Habitability Zone Gallery
49
50
51 James Webb Space Telescope, JWST Transiting Exoplanet Survey Satellite, TESS Exoplanet Characterization Observatory, EChO Characterizing Exoplanet Satellite, CHEOPS Planetary Transits and Solar Oscillations, PLATO European Extremely Large Telescope, E-ELT Thirty Meter Telescope Giant Magellan Telesope
52
Yıldız Ötegezegen Sistemleri & Atmosferleri. F. Soydugan Ç.O.M.Ü. Fizik Bölümü & Astrofizik Araştırma Merkezi
Yıldız Ötegezegen Sistemleri & Atmosferleri F. Soydugan Ç.O.M.Ü. Fizik Bölümü & Astrofizik Araştırma Merkezi Öte-Gezegenli Yıldızlar Bulunan yaklaşık 2000. Beklenen milyonlarca! Hubble Science Briefing
DetaylıAST404 GÖZLEMSEL ASTRONOMİ HAFTALIK UYGULAMA DÖKÜMANI
AST404 GÖZLEMSEL ASTRONOMİ HAFTALIK UYGULAMA DÖKÜMANI Öğrenci Numarası: I. / II. Öğretim: Adı Soyadı: İmza: HAFTA 08 1. KONU: TAYFSAL GÖZLEM 1 2. İÇERİK Doppler Etkisi Kirchhoff Yasaları Karacisim Işınımı
DetaylıAST404 GÖZLEMSEL ASTRONOMİ HAFTALIK UYGULAMA DÖKÜMANI
AST404 GÖZLEMSEL ASTRONOMİ HAFTALIK UYGULAMA DÖKÜMANI Öğrenci Numarası: I. / II. Öğretim: Adı Soyadı: İmza: HAFTA 09 1. KONU: Tayfsal Analiz II 2. İÇERİK Kirchhoff Kanunları Çizgi Analizi ile Element Tespiti
Detaylı2- Bileşim 3- Güneş İç Yapısı a) Çekirdek
GÜNEŞ 1- Büyüklük Güneş, güneş sisteminin en uzak ve en büyük yıldızıdır. Dünya ya uzaklığı yaklaşık 150 milyon kilometre, çapı ise 1.392.000 kilometredir. Bu çap, Yeryüzünün 109 katı, Jüpiter in de 10
DetaylıKUTUP IŞINIMI AURORA. www.astrofotograf.com
KUTUP IŞINIMI AURORA www.astrofotograf.com Kutup ışıkları, ya da aurora, genellikle kutup bölgelerinde görülen bir gece ışımasıdır. Aurora, gökyüzündeki doğal ışık görüntüleridir. Genelde gece görülen
DetaylıGüneş sistemi içersinde; Güneş, 8 gezegen, asteroidler, kuyruklu yıldızlar, meteorlar, cüce gezegenler,uydular vardır.
Güneş sistemi içersinde; Güneş, 8 gezegen, asteroidler, kuyruklu yıldızlar, meteorlar, cüce gezegenler,uydular vardır. Güneş Sistemi Nasıl Oluştu? Güneş Lekeleri Güneş lekeleri, manyetik alan düzensizliği
DetaylıDEV GEZEGENLER. Mars ın dışındaki dört büyük gezegen dev gezegenler grubunu oluşturur.
DEV GEZEGENLER DEV GEZEGENLER Mars ın dışındaki dört büyük gezegen dev gezegenler grubunu oluşturur. Bunlar sırasıyla Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gezegenleridir. Bunların kütle ve yarıçapları yersel
DetaylıANKARA ÜNİVERSİTESİ RASATHANESİ. Dünya Dışı Yaşam Araştırmaları: Evren' de Yalnız Mıyız?
ANKARA ÜNİVERSİTESİ RASATHANESİ Dünya Dışı Yaşam Araştırmaları: Evren' de Yalnız Mıyız? Astronomların en büyük hayallerinden biri Dünya mıza benzer bir gezegen keşfetmektir. SETI Projesi 1971 yılında SETI
DetaylıBölüm 7. Mavi Bilye: YER
Bölüm 7 Mavi Bilye: YER Japon uzay ajansının (JAXA) AY yörüngesinde bulunan aracı KAGUYA dan Yer in doğuşu ilk defa yüksek çözünürlüklü olarak görüntülendi. 14 Kasım 2007 Yeryüzü: Okyanus tabanındaki büyük
DetaylıGÜNEŞİMİZ. Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathanesi
GÜNEŞİMİZ Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathanesi Genel Özellikleri Çapı ~ 700000 km Yer in çapının 109 katı Kütlesi: 1.99x10 33 gram Yer in kütlesinin 333000 katı Gaz yapılıdır (Ort. yoğunluk = 1.4 g/cm
DetaylıBölüm 7. Mavi Bilye: YER
Bölüm 7 Mavi Bilye: YER Japon uzay ajansının (JAXA) AY yörüngesinde bulunan aracı KAGUYA dan Yer in doğuşu ilk defa yüksek çözünürlüklü olarak görüntülendi. 14 Kasım 2007 Yeryüzü: Okyanus tabanındaki büyük
DetaylıIR/mm-altı ile YILDIZ OLUSUMU,
IR/mm-altı ile YILDIZ OLUSUMU, Umut A.Yıldız Ewine van Dishoeck, Lars Kristensen Universiteit Leiden Leiden Gözlemevi Türkiye'de IR Astronomisi ve Doğu Anadolu Gözlemevi Erzurum, Türkiye, Nisan 2, 2011
Detaylı2.3 Asimptotik Devler Kolu
2.3 Asimptotik Devler Kolu 2.3.1 Erken Asimptotik dev kolu 2.3.2 Termal pulsasyon yapan Asimptotik dev kolu 2.3.3 Üçüncü karışım ve Karbon yıldızları 2.3.4 s-süreci nükleosentezi 2.3.5 Kütle kaybı ve AGB
DetaylıYıldızlara gidemeyiz; sadece onlardan gelen ışınımı teleskopların yardımıyla gözleyebilir ve çözümleyebiliriz.
Yıldızlara gidemeyiz; sadece onlardan gelen ışınımı teleskopların yardımıyla gözleyebilir ve çözümleyebiliriz. Işık genellikle titreşen elektromanyetik dalga olarak düşünülür; bu suda ilerleyen dalgaya
DetaylıFotovoltaik Teknoloji
Fotovoltaik Teknoloji Bölüm 3: Güneş Enerjisi Güneşin Yapısı Güneş Işınımı Güneş Spektrumu Toplam Güneş Işınımı Güneş Işınımının Ölçülmesi Dr. Osman Turan Makine ve İmalat Mühendisliği Bilecik Şeyh Edebali
DetaylıDünya ve Uzay Test Çözmüleri. Test 1'in Çözümleri. 5. Ay'ın atmosferi olmadığı için açık hava basıncı yoktur. Verilen diğer bilgiler doğrudur.
5 ve Uzay Test Çözmüleri Test 'in Çözümleri 5. Ay'ın atmosferi olmadığı için açık hava basıncı yoktur.. Gezegenlerin Güneş'e olan uzaklıkları sırasıyla; Merkür, Venüs,, Mars, Jupiter, Sütarn, Uranıs ve
DetaylıAST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 9: Çoklu Sistemler
AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 9: Çoklu Sistemler Çoklu Sistemlerin Dinamiği Birinci birbirini gezegen gezegen Yaklaşım (Kepleryan yörünge yaklaşımı): Gezegenler görmüyor ve her bir gezegenin
DetaylıYıldızımız GÜNEŞ. Serdar Evren. Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü
Yıldızımız GÜNEŞ Serdar Evren Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü e-konferans: 13 Nisan 2016 Bolu İl Milli Eğitim Müdürlüğü Bilime Yolculuk Projesi Amaterasu, Japon Güneş Tanrıçası Arinna,
DetaylıASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ SINAVI SORULARI VE CEVAPLARI (Şıkkın sonunda nokta varsa doğru cevap o dur.)
ASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ SINAVI SORULARI VE CEVAPLARI (Şıkkın sonunda nokta varsa doğru cevap o dur.) Her sorunun doğru cevabı 5 puandır. Süre 1 ders saatidir. 02.01.2013 ÇARŞAMBA 1. Güneş sisteminde
DetaylıBir Yıldız Sisteminde Canlılığın Oluşması İçin Gereken Etmenler
Bir Yıldız Sisteminde Canlılığın Oluşması İçin Gereken Etmenler Bilinen yaşamın yalnızca Dünya da oluşarak, başka gezegen ve yıldız sistemlerinde oluşmamış olmasının birçok nedeni var. Bu yalnızca Dünya
DetaylıUzaktan Algılama Teknolojileri
Uzaktan Algılama Teknolojileri Ders 3 Uzaktan Algılama Temelleri Alp Ertürk alp.erturk@kocaeli.edu.tr Elektromanyetik Spektrum Elektromanyetik Spektrum Görünür Işık (Visible Light) Mavi: (400 500 nm) Yeşil:
DetaylıMIT 8.02, Bahar 2002 Ödev # 11 Çözümler
Adam S. Bolton bolton@mit.edu MIT 8.02, Bahar 2002 Ödev # 11 Çözümler 15 Mayıs 2002 Problem 11.1 Tek yarıkta kırınım. (Giancoli 36-9.) (a) Bir tek yarığın genişliğini iki katına çıkarırsanız, elektrik
DetaylıBölüm 9. Yer Benzeri Gezegenler
Bölüm 9 Yer Benzeri Gezegenler Yer Benzeri Gezegenlerin Boyutları Đç ç Gezegenler Ülker Venüs Merkür Merkür ve Venüs batı çevreninde ve en büyük uzanımlarında (29 Mart 2004) Gezegen görüntüleri için NASA
DetaylıSU Lise Yaz Okulu. Samanyolu ve Diğer Gökadalar
SU Lise Yaz Okulu Samanyolu ve Diğer Gökadalar Samanyolu Gökadamız kendi kütleçekimi al1nda dengeli, milyarlarca yıldız, gaz ve tozdan oluşan bir yapıdır. Biz gökadamızı gökyüzünde bir kolon halinde görürüz.
DetaylıGÖKYÜZÜ GÖZLEM TEKNİKLERİ EMRAH KALEMCİ
GÖKYÜZÜ GÖZLEM TEKNİKLERİ EMRAH KALEMCİ SABANCI ÜNİVERSİTESİ Giriş Uzaydaki cisimleri nasıl algılarız Elektromanyetik tayf ve atmosfer Yer gözlemleri Gözle görünür (optik) bölge Radyo bölgesi Uzay gözlemleri
DetaylıH-R DİYAGRAMI. Bir yıldızın Hertzsprung-Russell diyagramındaki yeri biliniyorsa, o yıldızın;
H-R DİYAGRAMI Bir yıldızın Hertzsprung-Russell diyagramındaki yeri biliniyorsa, o yıldızın; Etkin Sıcaklığı Renk ölçeği Tayf Türü Işınım sınıfı Toplam ışınım gücü Mutlak parlaklığı Yüzey çekim ivmesi Uzaklığı
DetaylıÜNİTE 7 : GÜNEŞ SİSTEMİ VE ÖTESİ UZAY BİLMECESİ
ÖĞRENME ALANI : DÜNYA VE EVREN ÜNİTE 7 : GÜNEŞ SİSTEMİ VE ÖTESİ UZAY BİLMECESİ A GÖK CİSİMLERİNİ TANIYALIM (5 SAAT) 1 Uzay ve Evren 2 Gök Cismi 3 Yıldızlar 4 Güneş 5 Takım Yıldızlar 6 Kuyruklu Yıldızlar
DetaylıAST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu. Ders 3 : Kepler Denklemlerinden Ötegezegen Keşiflerine
AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 3 : Kepler Denklemlerinden Ötegezegen Keşiflerine Kepler 1. Yasa (1609) Gezegenler, Güneş'in etrafında eliptik yörüngeler üzerinde dolanırlar! Aphel: enöte Perihel:
DetaylıÇĐFT YILDIZLAR. Serdar Evren Astronomiye Giriş II
ÇĐFT YILDIZLAR Serdar Evren Astronomiye Giriş II - 2008 ÇĐFT YILDIZLARIN BULUNUŞU Çift yıldız terimi ilk defa Claudius Ptolemy tarafından υ1 ve υ2 Sagittarii yıldızları için kullanılmıştır. Açısal ayrıklığı
DetaylıAST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu. Ders 0 : Giriş ve Tanıtım
AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 0 : Giriş ve Tanıtım Dersin Amacı Bu seçmeli derste modern gökbilimin en popüler konularından biri olan ötegezegenler hakkında bilgi verilmesi amaçlanmaktadır.
DetaylıKütlesel çekim kuvveti nedeniyle cisimler bir araya gelme eğilimi gösterirler, birbirlerine
Türkçe Özet Doğayı araştırmamız çevremizde gördüklerimizle başlar. Onların yapı taşlarını merak ederiz ve biyoloji ile kimyada olduğu gibi mümkün olduğunca küçük ölçeklere inmeye çalışırız. Ancak bu araştırmanın
DetaylıYıldızların: Farklı renkleri vardır. Bu, onların farklı sıcaklıklarda olduklarını gösterir. Daha sıcak yıldızlar, ömürlerini daha hızlı tüketirler.
Yıldızların Hayatı Yıldızların: Farklı renkleri vardır Bu, onların farklı sıcaklıklarda olduklarını gösterir Daha sıcak yıldızlar, ömürlerini daha hızlı tüketirler. Yıldız Oluşum Bölgeleri Evren, yıldız
DetaylıBize En Yakın Yıldız. Defne Üçer 30 Nisan 2011
Bize En Yakın Yıldız GÜNEŞ Defne Üçer 30 Nisan 2011 Sayılar sayılar Güneş Kütlesi = 300.000 Dünya Kütlesi Güneş çapı = 110 Dünya çapı Güneş yoğunluğu = Dünya yoğunluğu/4 Güneş Uzaklık= 1 Astronomik Birim
DetaylıGökyüzünde Işık Oyunları
Gökyüzünde Işık Oyunları Serdar Evren Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü serdar.evren@ege.edu.tr IŞINLAR ve GÖLGELER Alacakaranlık Işınları Perspektif Işıklar ve Gölgeler Perspektif Zıt yönde alacakaranlık
DetaylıGüneş Sistemi. Prof. Dr. Serdar Evren. Ege Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü
Güneş Sistemi Prof. Dr. Serdar Evren Ege Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü Güneş Sistemi Nerede? Gökadamız: Samanyolu Güneş Güneş sistemi nasıl oluştu? Güneş Sisteminin Üyeleri
DetaylıYıldızların Yapısı ve Evrimi. Anakol Sonrası Evrim
Yıldızların Yapısı ve Evrimi Anakol Sonrası Evrim Anakol Evriminin Sonu Anakolda yıldız hidrostatik dengede ve çekirdekte hidrojenini yakıp helyuma çevirecek yeterli sıcaklığa sahip. Şimdi yıldız kimyasal
DetaylıYTÜ Makine Mühendisliği Bölümü Termodinamik ve Isı Tekniği Anabilim Dalı Özel Laboratuvar Dersi Radyasyon (Işınım) Isı Transferi Deneyi Çalışma Notu
YTÜ Makine Mühendisliği Bölümü Termodinamik ve Isı Tekniği Anabilim Dalı Özel Laboratuvar Dersi Radyasyon (Işınım) Isı Transferi Deneyi Çalışma Notu Laboratuar Yeri: E1 Blok Termodinamik Laboratuvarı Laboratuar
DetaylıFizik 203. Ders 6 Kütle Çekimi-Isı, Sıcaklık ve Termodinamiğe Giriş Ali Övgün
Fizik 203 Ders 6 Kütle Çekimi-Isı, Sıcaklık ve Termodinamiğe Giriş Ali Övgün Ofis: AS242 Fen ve Edebiyat Fakültesi Tel: 0392-630-1379 ali.ovgun@emu.edu.tr www.aovgun.com Kepler Yasaları Güneş sistemindeki
DetaylıGÖKADAMIZ SAMANYOLU. Serdar Evren Astronomiye Giriş II
GÖKADAMIZ SAMANYOLU Serdar Evren Astronomiye Giriş II - 2008 Samanyolu Samanyolu nun açık ve Ay sız bir gecede gökyüzünde görülen çok sayıda yıldızdan oluşmuş bir bant yapı olduğu 17. yüzyılın başından
DetaylıGalaksiler kütle çekimiyle birbirine bağlı yıldızlar ile yıldızlar arası gaz ve tozdan oluşan yapılardır.
Galaksiler Galaksiler kütle çekimiyle birbirine bağlı yıldızlar ile yıldızlar arası gaz ve tozdan oluşan yapılardır. Galaksilerin barındırdığı yıldızlar ortak bir çekim merkezi çevresindeki yörüngelerde
DetaylıSU Lise Yaz Okulu. Karanlık Madde
SU Lise Yaz Okulu Karanlık Madde Gökadamızın kütle dağılımı Diskteki yıldızlar merkez etra0nda Kepler yörüngelerinde dolaş9kları için gökada diskinin Kütlesi yıldızların hareke< incelenerek bulunabilir.
DetaylıAST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu. Ders 0 : Giriş ve Tanıtım
AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 0 : Giriş ve Tanıtım Dersin Amacı Bu seçmeli derste modern gökbilimin en popüler konularından biri olan ötegezegenler hakkında bilgi verilmesi amaçlanmaktadır.
DetaylıGÖKADAMIZ SAMANYOLU GÖKADASI
GÖKADAMIZ SAMANYOLU GÖKADASI Gökadalar kütle çekimi ile birbirine bağlı yıldızlar, yıldızlararası gaz ve toz, plazma ve karanlık maddeden oluşan düzeneklerdir. Gökadaların barındırdığı birkaç milyon cüce
DetaylıŞekil 1: Güneş ve yüzeyindeki lekeler. Şekil 2: Uydumuz Ay ve kraterleri.
Güneş ile birlikte etrafında dolanan gezegenler ve uydular, günümüzden yaklaşık 4.5 milyar yıl önce, gökadamız Samanyolu nun sarmal kollarındaki gaz ve toz bulutlarından oluşmuştur. Oluşan bu gezegenlerden
DetaylıNot: Bu yazımızın video versiyonunu aşağıdan izleyebilirsiniz. Ya da okumaya devam edebilirsiniz
Uzay Ne Kadar Soğuk? Uzay ne kadar soğuk, veya ne kadar sıcak? Öncelikle belirtelim; uzay, büyük oranda boş bir ortamdır. Öyle ki, uzayda 1 metreküplük bir hacimde çoğu zaman birkaç tane atom, molekül
Detaylıtayf kara cisim ışınımına
13. ÇİZGİ OLUŞUMU Yıldızın iç kısımlarından atmosfere doğru akan ışınım, dalga boyunun yaklaşık olarak sürekli bir fonksiyonudur. Çünkü iç bölgede sıcaklık gradyenti (eğimi) küçüktür ve madde ile ışınım
DetaylıAST404 GÖZLEMSEL ASTRONOMİ HAFTALIK UYGULAMA DOKÜMANI
AST404 GÖZLEMSEL ASTRONOMİ HAFTALIK UYGULAMA DOKÜMANI Öğrenci Numarası: I. / II. Öğretim: Adı Soyadı: İmza: HAFTA 10 1. KONU: YILDIZ EVRİMİ 2. İÇERİK Yıldız Oluşumu Virial Teoremi, Jeans Kütlesi Zaman
DetaylıYıldızların Uzaklıkları
Yıldızların uzaklıkları ile trigonometrik paralaksları arasındaki bağıntıyı biliyoruz. (Trigonometrik paralaksı,yer-güneş arasındaki ortalama uzaklığı, yani Bir Astronomik Birimi:AB yıldızdan gören açı
DetaylıANKARA ÜNİVERSİTESİ RASATHANESİ. Evrende Neler Var?
ANKARA ÜNİVERSİTESİ RASATHANESİ Evrende Neler Var? Astronomi: Evrende Neler Var? İnsan Evren in Merkezinde Değildir. Astrofizik: Yıldızlar Nasıl Işıyor? Doğa Yasaları Her Yerde Aynıdır. Gözümüzün derinlik
DetaylıSU Lise Yaz Okulu Kozmoloji ve Evren
SU Lise Yaz Okulu Kozmoloji ve Evren Dr. Emrah Kalemci Kozmoloji ye Giriş Kozmoloji Neyi Amaçlar? Evrende neredeyiz? Evren ne kadar büyük? Evren ne zaman oluştu? Evren nasılevrimleşti ve sonu ne olacak?
DetaylıASTRONOMİ II 8. KONU: Tayfsal Sınıflama
ASTRONOMİ II 8. KONU: Tayfsal Sınıflama Hazırlayan: Doç. Dr. Tolgahan KILIÇOĞLU Dikkat: Bu ders notu dersin tamamını içermez! 8.3 Boltzmann ve Saha Kanunları 8.3.1 Boltzmann Kanunu Boltzmann kanunu bir
DetaylıElektromanyetik Radyasyon (Enerji) Nedir?
Elektromanyetik Radyasyon (Enerji) Nedir? Atomlardan çeşitli şekillerde ortaya çıkan enerji türleri ve bunların yayılma şekilleri "elektromagnetik radyasyon" olarak adlandırılır. İçinde X ve γ ışınlarının
DetaylıYILDIZLARARASI ORTAM. Serdar Evren Astronomiye Giriş II
YILDIZLARARASI ORTAM Serdar Evren Astronomiye Giriş II - 2008 Samanyolu gibi bir gökadadaki yıldızlar arasında ortalama 2-3 parsek uzaklık vardır. Yıldızlar arasındaki uzay yayılmış madde ile doludur.
DetaylıEVREN DE YALNIZ MIYIZ?
1. Gezegeni olan diğer yıldızlar Popüler Bilim Dergisi, sayı 136, syf. 32 (2005) Doç. Dr. Berahitdin Albayrak ve Araş. Gör. Aslı Elmaslı Ankara Üniversitesi Gözlemevi 06857 Ahlatlıbel-Ankara albayrak@astro1.science.ankara.edu.tr
DetaylıAST404 GÖZLEMSEL ASTRONOMĐ ÇĐFT YILDIZLAR
AST404 GÖZLEMSEL ASTRONOMĐ ÇĐFT YILDIZLAR jhfdssjf Yıldızlar, yıldızlar arası gaz ve toz bulutlarından gruplar halinde oluşurlar. Bu gruplardaki yıldızlar bazen çift veya çoklu olarak meydana gelirler.
Detaylı12. SINIF KONU ANLATIMLI
12. SINIF KONU ANLATIMLI 3. ÜNİTE: DALGA MEKANİĞİ 2. Konu ELEKTROMANYETİK DALGA ETKİNLİK VE TEST ÇÖZÜMLERİ 2 Elektromanyetik Dalga Etkinlik A nın Yanıtları 1. Elektromanyetik spektrum şekildeki gibidir.
Detaylı2.2 Alt Devler Kolu, Kırmızı Devler Kolu ve Yatay Kol
2.2 Alt Devler Kolu, Kırmızı Devler Kolu ve Yatay Kol 2.2.1 Alt devler kolu (ing. Subgiant branch - SGB) 2.2.2 Kırmızı devler kolu (ing. Red giant branch - RGB) 2.2.3 Yatay kol (ing. Horizontal branch
DetaylıYavuz KAYMAKÇIOĞLU- Keşan İlhami Ertem Mesleki ve Teknik Anadolu Lisesi.
Yavuz KAYMAKÇIOĞLU- Keşan İlhami Ertem Mesleki ve Teknik Anadolu Lisesi yvzkymkc@gmail.com 2 Atmosferi hangi coğrafya dalı inceler? Klimatoloji 4 Asal Gazlar 0,96% Oksijen 20,95% Azot 78,07% ASAL GAZLAR
DetaylıSU Lise Yaz Okulu Kozmoloji ve Evren
SU Lise Yaz Okulu Kozmoloji ve Evren Dr. Emrah Kalemci Kozmoloji ye Giriş Kozmoloji Neyi Amaçlar? Evrende neredeyiz? Evren ne kadar büyük? Evren ne zaman oluştu? Evren nasıl evrimleşti ve sonu ne olacak?
DetaylıSDÜ ZİRAAT FAKÜLTESİ METEOROLOJİ DERSİ
SDÜ ZİRAAT FAKÜLTESİ METEOROLOJİ DERSİ DERSİN İÇERİĞİ ATMOSFERİN YAPISI VE ÖZELLİKLERİ ATMOSFERİN KATLARI GÜNEŞ DÜNYA 1. Hafta ATMOSFERİN ÖNEMİ 1. Güneşten gelen ultraviyole ışınlara karşı siper görevi
DetaylıASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ
ASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ ( 4.5.6.7.8. Sınıflar) Yaz Okulu Kodu: YO/ASTRO Tarih: 22 Haziran 10 Temmuz 2015 Süre: 3 Hafta Saat: 10:00-16:00 Ücret: 1100 TL Kontenjan: 25 Yer: İstanbul Üniversitesi Beyazıt
Detaylı4. ATOM VE MOLEKÜL TAYFLARI
4. ATOM VE MOLEKÜL TAYFLARI 4.1 Giriş Modern kuantum kuramı gelişmeden önce, tayfların açıklanması ancak temel düzeyin altında gelişti. Güneş benzeri yıldızların tayflarında görülen çoğu çizgilerin kimyasal
DetaylıHitit Üniversitesi Fen Edebiyat Fakültesi Antropoloji Bölümü. Öğr. Gör. Kayhan ALADOĞAN
Hitit Üniversitesi Fen Edebiyat Fakültesi Antropoloji Bölümü Öğr. Gör. Kayhan ALADOĞAN ÇORUM 2017 Dünya, Güneş Sistemi oluştuğunda kızgın bir gaz kütlesi halindeydi. Zamanla ekseni çevresindeki dönüşünün
DetaylıGÜNEŞ SİSTEMİ. SİBEL ÇALIK SEMRA SENEM Erciyes Üniversitesi İstanbul Üniversitesi
GÜNEŞ SİSTEMİ SİBEL ÇALIK SEMRA SENEM Erciyes Üniversitesi İstanbul Üniversitesi GÜNEŞ SİSTEMİ GÜNEŞ GEZEGENLER ASTEROİTLER METEORLAR KUYRUKLU YILDIZLAR GÜNEŞ SİSTEMİ Merkezinde Güneş, çevresinde elips
DetaylıYıldızların uzaklıkları ve uzay hareketleri Zeki Aslan
Yıldızların uzaklıkları ve uzay hareketleri Zeki Aslan Çıplak gözle ya da teleskopla yıldızlara ve diğer gök cisimlerine bakarak onların gerçek parlaklıklarını ve gerçek büyüklüklerini algılayamayız. Nesnenin
DetaylıKÜMELER. Serdar Evren Astronomiye Giriş II
KÜMELER Serdar Evren Astronomiye Giriş II - 2008 AÇIK YILDIZ KÜMELERĐ Gökadamızdaki yıldızların çoğu uzayda gelişigüzel dağılmışlardır. Takımyıldızların şekilleri basit bir perspektif etkisi sonucu belirlenmiştir.
DetaylıElektromanyetik Işıma Electromagnetic Radiation (EMR)
Elektromanyetik Işıma Electromagnetic Radiation (EMR) Elektromanyetik ışıma (ışık) bir enerji şeklidir. Işık, Elektrik (E) ve manyetik (H) alan bileşenlerine sahiptir. Light is a wave, made up of oscillating
DetaylıASTROFİZİĞE GİRİŞ. Şekil 1. Elektromanyetik tayf türleri
ASTROFİZİĞE GİRİŞ 1. Elektromanyetik Tayf Elektromanyetik dalgalar birbirlerine dik ve eş güdümlü hareket elektrik ve manyetik alanlardan oluşur. Elektromanyetik dalgalara verilebilecek en iyi örnek gözümüzün
DetaylıRADYO ASTRONOMİ. Nazlı Derya Dağtekin
RADYO ASTRONOMİ Nazlı Derya Dağtekin Elektromagnetik Işıma Işık dalgası, foton yada radyasyon olarak bilinen, kütlesiz enerji paketçikleridir. Radyasyonun doğası onun dalga boyu ve/veya frekansı ve/veya
DetaylıDOĞU ANADOLU GÖZLEMEVĐ
DOĞU ANADOLU GÖZLEMEVĐ 7-13 ŞUBAT 2010 TÜRKĐYE BĐLGĐLENDĐRME GÖRÜŞMELERĐ ĐSTANBUL ANTALYA ĐZMĐR ANKARA ÇANAKKALE Neden IR? IR, günümüz görsel astronominin, astrofiziğin ve hatta kozmolojinin onyıllardır
DetaylıHavacılık Meteorolojisi Ders Notları. 3. Atmosferin tabakaları
Havacılık Meteorolojisi Ders Notları 3. Atmosferin tabakaları Yard.Doç.Dr. İbrahim Sönmez Ondokuz Mayıs Üniversitesi Ballıca Kampüsü Havacılık ve Uzay Bilimleri Fakültesi Meteoroloji Mühendisliği Bölümü
Detaylı4. SINIF FEN VE TEKNOLOJİ DERSİ II. DÖNEM GEZEGENİMİZ DÜNYA ÜNİTESİ SORU CEVAP ÇALIŞMASI
4. SINIF FEN VE TEKNOLOJİ DERSİ II. DÖNEM GEZEGENİMİZ DÜNYA ÜNİTESİ SORU CEVAP ÇALIŞMASI 1. Dünya mızın şekli neye benzer? Dünyamızın şekli küreye benzer. 2. Dünya mızın şekli ile ilgili örnekler veriniz.
DetaylıBÖLÜM 7. ENSTRÜMENTAL ANALİZ YÖNTEMLERİ Doç.Dr. Ebru Şenel
BÖLÜM 7. ENSTRÜMENTAL ANALİZ YÖNTEMLERİ 1. SPEKTROSKOPİ Bir örnekteki atom, molekül veya iyonların bir enerji düzeyinden diğerine geçişleri sırasında absorplanan veya yayılan elektromanyetik ışımanın,
DetaylıİZOKRONLAR İLE YAŞ TAYİNİ NURTEN FİLİZ
T.C. ÇANAKKALE ONSEKİZ MART ÜNIVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ FİZİK ANABİLİM DALI YÜKSEK LİSANS SEMİNERİ İZOKRONLAR İLE YAŞ TAYİNİ NURTEN FİLİZ DANIŞMAN Prof. Dr. Zeki EKER İzokronlar ile Yaş Tayini
DetaylıGezegenli Yıldızların Asterosismik İncelenmesi
Gezegenli Yıldızların Asterosismik İncelenmesi Dr. Cenk KAYHAN Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri İSTEK Belde Okulları Bilim Merkezi 6 Eylül 2018 İçerik Gezegen Keşifleri Titreşim gösteren yıldızlar
DetaylıGüneş Sistemi (Gezi Öncesinde)
Güneş Sistemi (Gezi Öncesinde) ODTÜ Toplum ve Bilim Uygulama ve Araştırma Merkezi Boston, The Museum of Science tan uyarlanmıştır. Gezegen Evi 'Evrendeki Vaha' Gösterimi İçin Öğrenci Etkinliği (6. ve daha
DetaylıAST101 ASTRONOMİ TARİHİ
AST101 ASTRONOMİ TARİHİ 2017-2018 Güz Dönemi (Z, UK:2, AKTS:3) 6. Kısım Doç. Dr. Kutluay YÜCE Ankara Üniversitesi, Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü A r i s t o (Aritoteles) (M.Ö. 384-322)
DetaylıYILDIZLARIN HAREKETLERİ
Öz Hareket Gezegenlerden ayırdetmek için sabit olarak isimlendirdiğimiz yıldızlar da gerçekte hareketlidirler. Bu, çeşitli yollarla anlaşılır. Bir yıldızın ve sı iki veya üç farklı tarihte çok dikkatle
DetaylıProf. Dr. Ceyhun GÖL. Çankırı Karatekin Üniversitesi Orman Fakültesi Havza Yönetimi Anabilim Dalı
Jeoloji Prof. Dr. Ceyhun GÖL Çankırı Karatekin Üniversitesi Orman Fakültesi Havza Yönetimi Anabilim Dalı Ders Konuları Jeolojinin tanımı ve tarihçesi Mineraller Güneş sistemi Kayaçlar Dünyanın şekli ve
DetaylıUydu Yörüngelerine Giriş
Uydu Yörüngelerine Giriş Niçin Uydular Dolanıyor? Merkezcil kuvvet ile çekim kuvveti t ye bağlı değişim göstermezse yörünge dairesel olur. Eğer hız biraz fazla veya az ise, yani t ye bağlı değişiyorsa
DetaylıAST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu. Ders 6 : Geçiş Yöntemi
AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 6 : Geçiş Yöntemi Geçiş Yöntemi HD 209458 Charbonneau vd. 2000 Geçiş Gözlemlerinden Hangi Bilgileri Elde Edebiliriz? Diyelim ki B bandında gözlem yapyor olalım
DetaylıSU Lise Yaz Okulu 2. Ders, biraz (baya) fizik. Dalgalar Elektromanyetik Dalgalar Kuantum mekaniği Tayf Karacisim ışıması
SU Lise Yaz Okulu 2. Ders, biraz (baya) fizik Dalgalar Elektromanyetik Dalgalar Kuantum mekaniği Tayf Karacisim ışıması Dalga Nedir Enerji taşıyan bir değişimin bir yöne doğru taşınmasına dalga denir.
DetaylıÖĞRENME ALANI : FİZİKSEL OLAYLAR ÜNİTE 5 : IŞIK
ÖĞRENME ALANI : FİZİKSEL OLAYLAR ÜNİTE 5 : IŞIK C IŞIĞIN KIRILMASI (4 SAAT) 1 Kırılma 2 Kırılma Kanunları 3 Ortamların Yoğunlukları 4 Işık Işınlarının Az Yoğun Ortamdan Çok Yoğun Ortama Geçişi 5 Işık Işınlarının
DetaylıAy tutulması, Ay, dolunay evresinde
Ay tutulması, Ay, dolunay evresinde Güneş tutulması, Ay, yeniay evresinde GÜNEŞ TUTULMASI Dünya-Güneş ve Dünya-Ay uzaklıkları yörüngelerinin elips olmasından dolayı sürekli değişir. Bu yüzden, birkaç türlü
DetaylıMassachusetts Teknoloji Enstitüsü-Fizik Bölümü
Massachusetts Teknoloji Enstitüsü-Fizik Bölümü Fizik 8.01 Ödev # 7 Güz, 1999 ÇÖZÜMLER Dru Renner dru@mit.edu 7 Kasım 1999 Saat: 21.50 Problem 7.1 (Ohanian, sayfa 271, problem 55) Bu problem boyunca roket
DetaylıTEST 14-1 KONU IŞIK GÖLGE RENK. Çözümlerİ ÇÖZÜMLERİ
KOU 14 ŞK GÖLG RK Çözümler TST 14-1 ÇÖÜMLR 1. şık bir enerji türü olup doğrusal yolla yayılır (örnek olayları), saydam maddelerden (cam-su) geçer. ve 5. ve de koyu rengin tercih edilmesi güneş ışınlarının
DetaylıUzayın Eşiğinde Bir Balon Teleskop: STO-2
Uzayın Eşiğinde Bir Balon Teleskop: STO-2 Ümit Kavak [ Groningen Üniversitesi, Kapteyn Astronomi Enstitüsü/SRON Hollanda Uzay Araştırmaları Merkezi Dr. Umut A. Yıldız [ NASA/JPL-Caltech Stratosferik Terahertz
DetaylıSamanyolu ve Gökadalar. Emrah Kalemci Sabancı Üniversitesi
Samanyolu ve Gökadalar Emrah Kalemci Sabancı Üniversitesi Samanyolu Gökadamız kendi kütleçekimialtında milyarlarca yıldız, gaz ve tozdan oluşan bir yapıdır. Biz gökadamızı gökyüzünde bir kolon halinde
DetaylıModern Tekniklerle Gözlemevi Yerleşkesi Yer Seçimi Çalışmaları
Üniversitesi Modern Tekniklerle Gözlemevi Yerleşkesi Yer Seçimi Çalışmaları Tansel AK İstanbul Üiversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü Üniversitesi Teleskop Çapı? Gözlem Yöntemi? Dalgaboyu?
DetaylıIsı enerjisi iletim, konveksiyon (taşıma = sıvı ve hava akımı) ve ışıma (radyasyon) yolu ile yayılır.
2) Isının Yayılımı Bulunduğu ortama göre sıcaklığı fazla (yüksek) olan her madde çevresine ısı aktarır, yayar. Masa, insan, ateş, buz, su kendisinden daha soğuk bir ortamda bulunduğunda çevresine ısı aktarır,
DetaylıUzaydaki Gözümüz Neler Görüyor? Hubble ın Gözüyle
Uzaydaki Gözümüz Neler Görüyor? Hubble ın Gözüyle Gökbilim, en eski bilimlerdendir. Sonsuz bir laboratuvarda yapılır. Ne var ki, bir gökbilimci, ilgi alanını oluşturan gökcisimleri üzerinde genellikle
Detaylı3. AKIŞKANLARDA FAZ DEĞİŞİKLİĞİ OLMADAN ISI TRANSFERİ
1 3. AKIŞKANLARDA FAZ DEĞİŞİKLİĞİ OLMADAN ISI TRANSFERİ (Ref. e_makaleleri) Isı değiştiricilerin büyük bir kısmında ısı transferi, akışkanlarda faz değişikliği olmadan gerçekleşir. Örneğin, sıcak bir petrol
DetaylıÖĞRENME ALANI: Kuvvet ve Hareket 2.ÜNİTE: Kaldırma Kuvveti ve Basınç. Kaldırma Kuvveti
ÖĞRENME ALANI: Kuvvet ve Hareket 2.ÜNİTE: Kaldırma Kuvveti ve Basınç Kaldırma Kuvveti - Dünya, üzerinde bulunan bütün cisimlere kendi merkezine doğru çekim kuvveti uygular. Bu kuvvete yer çekimi kuvveti
DetaylıSU Lise Yaz Okulu. Mikrodalga Fon Işıması Madde nin oluşması
SU Lise Yaz Okulu Mikrodalga Fon Işıması Madde nin oluşması Tarihsel Bir Giriş 1964 te Arno Penzias ve Robert Wilson Bell Laboratuvarı nda antenleri ile mikrodalga boylarında çalışmalar yapıyorlardı. Bu
DetaylıEtkinlikleriniz hakkında bilgiyi etkinlik@tad.org.tr adresine gönderirseniz websitemizdeki etkinlik takviminde duyurulacaktır.
Etkinlikleriniz hakkında bilgiyi etkinlik@tad.org.tr adresine gönderirseniz websitemizdeki etkinlik takviminde duyurulacaktır. Arsenik seven bakteri ve yaşama bakışımız Defne Üçer Şaylan Sabancı Üniversitesi
DetaylıFİZ4001 KATIHAL FİZİĞİ-I
FİZ4001 KATIHAL FİZİĞİ-I Bölüm 3. Örgü Titreşimleri: Termal, Akustik ve Optik Özellikler Dr. Aytaç Gürhan GÖKÇE Katıhal Fiziği - I Dr. Aytaç Gürhan GÖKÇE 1 Bir Boyutlu İki Atomlu Örgü Titreşimleri M 2
DetaylıA. Dört kat fazla. B. üç kat daha az. C. Aynı. D. 1/2 kadar.
Q12.1 Ayın ağırlığı dünyanın ağırlığının 1/81 i kadardır. Buna göre ayın dünyaya uyguladığı kütleçekim ile dünyanın aya uyguladığı kütleçekim kuvvetini karşılaştırınız. A. Dünyanın uyguladığı kütleçekim
DetaylıMeteoroloji. IX. Hafta: Buharlaşma
Meteoroloji IX. Hafta: Buharlaşma Hidrolojik döngünün önemli bir unsurunu oluşturan buharlaşma, yeryüzünde sıvı ve katı halde farklı şekil ve şartlarda bulunan suyun meteorolojik faktörlerin etkisiyle
Detaylı