YILDIZLARDAN YILDIZSILARA Yıldızlar... Yıldızların Doğumu ve Ölümü... Yıldızların Uzaklığı... Yıldızların Parlaklığı...

Transkript

1 ÜNİTE 3 6 MANYETİZMA 4 YILDIZLARDAN MODERN FİZİK YILDIZSILARA 6 YILDIZLARDAN YILDIZSILARA Sayfa No Yıldızlar Yıldızların Doğumu ve Ölümü Yıldızların Uzaklığı Yıldızların Parlaklığı Yıldızların Sıcaklığı Hertzsprung Russel Diyagramı Gökadalar (Galaksiler) Yıldızsılar (Kuasarlar) Hubble Yasası Bölüm 1 Manyetik Işığın Tanecikli Alan Yapısı

2 YILDIZLAR Ay ışığının olmadığı bulutsuz yaz gecelerinde gökyüzünde parlayan çok sayıda ışık saçan küçük noktaları hepimiz izlemişizdir. İzlediğimiz bu ışıklı varlıklar yıldızlardır. İnsanlık tarihi boyunca gökyüzünde izlenen bu yıldızlar hakkında yapılan yorumlar 20. yüzyılın başında somut bilgilere dönüşmeye başladı. Yıldızların doğası ve bizden olan çok büyük uzaklıklarını öğrenmeye başladık. Dünyamızın etrafında dolandığı ve dünyadaki hayatın kaynağı olan Güneşte gökyüzünde olan milyonlarca yıldızdan biridir. Bize son derece parlak ve farklı gözüken Güneş, aslında sıradan bir yıldızdır. Bize göre tek farkı Dünya'ya daha yakın olmasıdır. Güneş sistemine en yakın yıldız olan Alpha Centauri Dünya'dan 4, m uzaktadır. Işık hızını m/s olduğunu hatırlayarak, bir ışık demetinin Dünya'dan yola çıktığını düşünün; bu ışık demeti bahsedilen en yakın yıldıza ne kadar sürede ulaşır dersiniz? Cevap çok ilgi çekicidir. Tam 4,3 yıl. Bu sonucu uzaklık olarak kullandığımızda bahsedilen yıldızın bize olan uzaklığı 4,3 ışık yılıdır. Bize en yakın olduğunu söylediğimiz yıldızın dışında milyonlarca yıldızın olduğu Evrenin genişliğini hayal etmek olanaksız gibidir. Ancak günümüzde yıldızların doğası hakkında çok önemli bilgilere sahibiz. Yıldızlar, bünyelerinde gerçekleşen nükleer tepkimelerden kaynaklanan çok büyük miktarda ısı, görünür ışık ve başka elektromanyetik dalgalar yayan yüksek sıcaklıkta olan yoğun gaz kütleleridir. Dünyamıza çok uzak olan bu yıldızların sıcaklık dereceleri dahil, yapılarında olan hidrojenden demire kadar olan elementlerin varlığını biliyoruz. Peki bu bilgilere nasıl ulaşılmaktadır sorusunun cevabı kuantum fiziğinin konularından biridir. Yani ışığın yaydığı elektromanyetik dalgalar gökbilimcileri tarafından incelenir. Bu inceleme iki şekilde olur: Belli bir dalga boyu aralığında toplam ışık şiddeti ölçülür. Bir de ışığın tayfı ele alınarak inceleme yapılır. Bu inceleme sonucunda yıldızın yapısını oluşturan elementler konusunda pek çok bilgiye ulaşılabilir. Yapılan tüm çalışmalarda yıldızlarda olduğu halde Dünyada olmayan farklı bir elemente rastlanmadı λ(nm) Hg Ne Evrende milyarlarca gökada (galaksi) vardır. Bunlardan bir tanesi bizim gökadamız Samanyolu'dur. Samanyolu gökadasında milyarlarca yıldız sistemi vardır. Güneş sistemi bunlardan sadece bir tanesidir. Dünyamız ise Güneş sistemindeki gezegenlerin en küçüklerinden biridir. H λ(nm) Salma spektrumu ile soğurma spektrumu 475 ÜNİTE 6

3 ÜNİTE 6 Yıldızların Enerji Kaynağı: FÜZYON Yıldızların ışığı üzerinde yapılan spektroskopik incelemede helyum elementinin tespiti; enerji kaynağının füzyon olayından geldiğini kanıtlamıştır. Çok yüksek sıcaklıkta dört hidrojen çekirdeği (protonlar) birleşerek bir helyum çekirdeği oluştururken iki pozitronla birlikte enerji açığa çıkmaktadır. Laboratuar ölçümlerinde bir protonun kütlesi 1, kg dır. Dört tanesinin kütlesi ise 6, kg yapar. Füzyon sonucu reaksiyondan çıkan kütle miktarı 6, kg dır. Bu sonuca göre kütle miktarında azalma var. Buna göre, 6, kg - 6, kg = 0, kg kadar kütle enerjiye dönüşmüştür. Füzyon olayında Kütlenin enerjiye 0, kg p= = 0,007 dönüflme oranı 6, kg f Yani kütlenin %0,7 kadarı enerjiye dönüşmektedir. Bu sonuç, yıldızların ömrünün hesaplanmasında kolaylık sağlar. Einstein'in E = mc 2 bağıntısını da kullanarak, 1 saniyede enerjiye dönüşen kütle miktarı: bağıntısından hesaplanır. 476 Kütle ^ Iflınım gücü (watt) 1000 kgh = m 2 $ 7 9ıflık hızı a s kc Yarıçap Kütle 1, kg 6, m Ortalama yoğunluk 1410 kg/m 3 Yüzeyde kütle çekim ivmesi 274 m/s 2 Etkin sıcaklık 5770 K Kurtulma hızı 6, m/s Güneşe ait bazı temel özellikler *Yıldızların Doğumu ve Ölümü Uzayın sonsuzluğunda bir araya kümelenmiş sayısız yıldızdan, gaz ve toz bulutlarından oluşan dev topluluklara gökada (galaksi) denir. Güneş sistemide, böyle bir gökadanın parçasıdır. Bütün gezegenleriyle birlikte Güneş'in ve Güneş gibi milyonlarca yıldızın yer aldığı bu topluluk Samanyolu Gökadası adıyla anılır. 20. yüzyılın başlarına kadar bizim gökadamız olan samanyolu dışında başka gökadanın varlığı bilinmiyordu. Oysa Evreni oluşturan sayısız gökada bulunmaktadır. Samanyolu bunlardan sadece biridir. Bu gökadalar o kadar büyüktür ki boyutları binlerce ışık yılı ile ölçülür. Yıldızlar bulundukları gökadaları dev gaz ve toz bulutlarının içinde doğar. Temel olarak hidrojen gazından oluşan bu bulutlar kütle çekiminin etkisiyle kendi üzerlerine çökerek büzülürler ve madde kümeleri bir araya toplanır. Süreç içinde her kümenin ortasındaki sıcaklık yükselir; ama ortaya çıkan ısı bu kümelerin durmadan artan yoğunluğu nedeniyle dışarı kaçamaz. Sonunda sıcaklık, dışarı doğru etkiyen ısı basıncının içeri doğru etkiyen kütle çekimi basıncına karşı koyabileceği bir düzeye yükselir. Çökme sona erer. Bu aşamada, başlangıçtaki gaz ve toz bulutu, ilkel yıldız olarak bilinen çok sayıda kararlı bölge içerir. Bundan sonra ne olacağı ilkel yıldızın kütlesine bağlıdır. Kütlesi Güneş'inki kadar olan ilkel yıldızların orta kesiminde sıcak bölgeler oluşur. Buralarda sıcaklık zamanla artarak 10 milyon kelvin dolayına ulaşır. Bu noktada nükleer tepkimeler başlar. Kütlenin merkezindeki hidrojen çekirdek kaynaşması sonucunda helyuma dönüşür (füzyon). Açığa çıkan enerji kütlenin yüzeyinden ışık ve ısı olarak uzaya yayılır. **Füzyon: 1939 yılında astrofizikci Hens Bethe, Güneş ve diğer yıldızların korkunç büyüklükte olan enerjilerinin füzyondan ileri geldiğini belirlemiştir. Çok yüksek sıcaklık altında atomlar elektron salarak iyon haline gelirler. İyon ve elektrondan oluşmuş maddenin dördüncü hali olarak nitelendirilen, çok yüksek sıcaklıktaki bu gaza plazma adı verilir. Güneş ve yıldızlar plazma halindedirler. Plazma içinde büyük hızlarla hareket eden çekirdekler çarpışarak füzyonu oluştururlar. Çok yüksek sıcaklık etkisiyle örneğin Güneş'teki 4 hidrojen çekirdeği birleşerek bir helyum çekirdeği oluştururken iki pozitronla birlikte çok büyük enerji açığa çıkar. Güneş'le yaklaşık olarak aynı kütledeki yıldızların ortalama ömrü, yani çekirdek kaynaşması yoluyla sürekli enerji üretme süreleri 10 milyar yıl kadardır. Daha sonra bu yıldızların hidrojen yakıtları tükenir ve ömürlerinin son evresine girerler. Güneş 5 milyar yıldır bu biçimde etkinliğini sürdürmektedir ve 5 milyar yıl kadar daha böyle sürecektir. Gök bilimciler Evrende küresel gaz kabuklarıyla çevrili çok sayıda sıcak yıldızın bulunduğunu bilmektedir bulutsular olarak adlandırılan bu kırmızı dev yıldızlar nükleer tepkimelerinin son aşamasından geçerken oluşur. Bu aşamada içten gelen ışınım basıncı yıldızın dış katmanlarını dışarı doğru püskürterek bir kabuk oluşturmalarına neden olur. Milyonlarca yıl sürse de sonunda yıldızın nükleer yakıtı tamamen biter ve nükleer tepkimeler sona erer. Dışa doğru etkiyen ısı basıncı bu noktada işlevini tamamen yitirir ve yıldız kendi kütle çekiminin etkisiyle kendi üstüne çöker. Hint asıllı gökbilimci Subrahmanyan Chandrasekhan 1930 yılında gerçekleştirdiği bir araştırma sonucunda, kütlesi Güneş'inkinin 1,4 katından daha küçük olan bir yıldızın çökerek kararlı bir beyaz cüce oluşturacağını ortaya çıkardı. İçe doğru etkiyen kütle çekim kuvveti, çökme sırasında yıldızın iç kesimlerindeki atomların parçalanmasına neden olacak kadar büyüktür. Yıldız böylece iyice sıkışarak aşırı yoğun bir cisim haline gelir. Oluşan bir beyaz cüce soluk biçimde ışımayı sürdürür. Yıldız soğuk ve görünmeyen bir siyah cüce olarak yaşamını sona erdirir. Kütleleri Güneş'inkinin 1,4 ile 3 katı arasında olan yıldızlarda kütle çekiminin neden olduğu çökme beyaz cüce aşamasından öteye geçer. Bu tür yıldızların çökmesi esnasında proton ve elektronların birlikte ezilmeleri sonucunda nötronlar oluşur. Böylece ortaya çıkan cisme nötron yıldızı denir. Nötron yıldızları inanılmayacak kadar yoğundur; * Temel Britannica, sayı 130, Ana Yayıncılık A.Ş ** MEB Fizik III, 1987

4 Yıldızın kütle çekiminin yol açtığı çökme kuvveti o kadar büyüktür ki, kütlenin iç sıcaklığı hızla artmaya başlar. Ardından gelen son derece şiddetli nükleer tepkimeler yıldızın patlamasına ve dış katmanlarının uzaya saçılmasına neden olur. Bu sırada yıldızın parlaklığı bir süre için Güneş'inkinin 1 milyon katı düzeyine çıkar. Bu patlama olayına kocayeni (süpernova) denir. ***Süpernova Patlaması: Yüksek kütleli yıldızların ömrünün son aşamasında meydana gelir. Normal bir gökada da 50 yılda ortalama bir süpernova patlaması olur. Bu patlamadan doğan radyasyon sadece birkaç düzine ışık yılı uzakta olsa bile çok yıkıcı olabilir. Süpernova patlaması ağır kimyasal elementler üretir. Örneğin, fosfor, demir ve uranyum bir süpernovada büyük miktarda üretilir. Bu elementlerin bir çoğu bildiğimiz biçimiyle hayat açısından önemlidir. Bir süpernovanın materyalı yeniden bir gaz ya da toz nebulasının parçası olabileceği gibi, sonraki yıldız ve gezegen kuşağı da olabilir. Dünya'daki bütün madde de böyle bir materyalden meydana gelmiştir. Böylece, vücudumuzdaki ağır atomların hepsi çok eski yıldızların patlamasından meydana geldi diyebiliriz. Hatta biz, yıldız tozlarından oluşmaktayız diye düşünmemiz yanlış olmaz. Süpernova, dev bir patlamayla yaşamı sona eren büyük bir yıldızın son halidir. Böyle bir patlamaya çok az rastlanır. Bu fotoğraf Samanyolu gök adasına çok yakın Büyük Magellan Bulutu'nda Şubat 1987 de gözlemlenen bir süpernova patlamasıdır. (Anglo Australian Tekscape Board) Yıldızların kendi üstlerine çökerek beyaz cüceler ya da nötron yıldızları oluşturmaları insana inanılamaz gibi gelebilir ama kütlesi Güneş'inkinin üç katı ya da daha fazla olan yıldızların kuramsal sonu daha da şaşırtıcıdır. Bunların çökme süreçlerinin beyaz cüce ve nötron yıldız oluşumuyla sonuçlanmayıp daha da ileri gittiği sanılmaktadır. Kütle çekimsel büzülmesi yıldızın iyice ezilmesine ve büyüklüğü hızla azalırken yoğunluğunun da hızla artmasına yol açar. Cismin yoğunluğu sonunda o kadar büyür ki kurtulma hızı (bir cismin kütle çekimini yenmek için gerekli hız) ışık hızını aşar. Bu nokta bir kez açıldı mı, bu cisimden artık ışıkta kurtulamaz (yansıyamaz) ve cisim görünmez duruma gelir. Çökme, sonunda durur. Kütle çekim kuvveti, çöken yıldıza olan uzaklığın artmasıyla giderek azalır ve sonunda ışığın kurtulabileceği bir noktaya ulaşır. Bu noktaya "olay ufku" denir. Dış gözlemciler için görünmez olan, olay ufkunun ardındaki bölgeye kara delik denir. Henüz herhangi bir kara delik bulunabilmiş değildir. Kara delikler bol miktarda X ışını yayar. Uzaydan gelen X ışınlarının, kara deliğin yutmakta olduğu maddelerden kaynaklandığı tahmin edilmektedir. Bizim Yıldızımız: Güneş Güneşten gelen ışık tayfı birçok siyah çizgiler gösterir. Bu, Güneşin fotosferinden çıkan sürekli tayftan ilgili dalga boylarının, Güneş atmosferindeki atomlar tarafından soğurulduğunu göstermektedir. Yo unluk (103 kg/m3) Fotosfer: Günefl fl n n büyük bölümünü tüketen fotosferin s cakl yaklafl k 5500 C dir. Konveksiyon bölgesi Radyasyon bölgesi S cakl k (Milyon Kelvin) Güneş sarı ışıklı cüce bir yıldızdır. Ömrünün yarısını tamamlamıştır. Evrendeki milyarlarca yıldızdan biridir. Güneşin ışığı ve ısısı olmasaydı Dünya'mızda yaşam olmazdı. Dünya'daki hemen hemen herşey enerjisini Güneş'ten alır. İnsanlar ve hayvanlar için enerji kaynağı olan karbon hidratları yapmak için Güneş ışığı kullanılır. Rüzgârın oluşumu atmosferin ısınmasından kaynaklanır. Otomobillerin kullandığı fosil yakıtlar temel olarak solar enerji ile depolanmışlardır. Tüm bu enerjinin Güneş'ten nasıl oluştuğunu da şöyle açıklayabiliriz: Enerji Güneş'in çekirdeğine yakın bölgedeki nükleer tepkimelerden kaynaklanır. Bu tepkimelerde hidrojen çekirdekleri birleşerek helyum çekirdeklerine dönüşürken büyük bir enerji açığa çıkar (füzyon) Gökbilimcilere göre Güneş'in toplam ömrü 10 milyar yıldır. Bu sürenin yarısı olan 5 milyar yıl daha ışık ve ısı yaymaya devam edecektir. Çekirdek: Enerji üretimi yaklafl k 15 milyon C s cakl nda çekirdekte gerçekleflir. Merkezden olan uzakl k (km) Merkezden olan uzakl k (km) Güneş'in yapısındaki çeşitli elementlerin varlığı Güneş tayfının incelenmesi ile belirlenmiştir. 477 ÜNİTE 6 nitekim nötron yıldızını oluşturan maddenin bir santimetre küpü yaklaşık 1 milyon ton gelir. Nötron yıldızlarına pulsar adı da verilir.

5 ÜNİTE 6 Güneşin güç çıkışı (ışınım gücü) 3, watt dır. Güneşte 1 saniyede kaç kg kütle enerjiye dönüşmektedir. (c = m/s; kütlenin %0,7'si ışıma enerjisine dönüşmektedir.) YILDIZLARIN UZAKLIĞI Yıldızların birbirlerine ve Dünya'ya olan uzaklıkları çok büyüktür. O nedenle km yerine gökbilimciler ışık yılı adı verilen bir uzunluk birimi kullanır. Işık yılı ışığın 1 yılda alacağı yolun uzunluğudur. Buna göre; 1 yıl = (86400).(365) = 3, saniyedir. Işık 1 saniyede km yol almaktadır. Işık 3, saniyede 9, km yol alır. 1 ışık yılı = 9, km Enerji W mc2 Güç = zaman & P = = Δt Δt m , ^ 8h 2 = & m = 4,1.109 kg 1 Enerji dönüflümüne 4, f p = = 5, kg karflılık gelen kütle 0, 007 bulunur. Işık yılı birimi kullanılarak çok büyük uzaklıklar kolayca ifade edilebilir. Örneğin Dünya'ya en yakın yıldız olan Alpha Centauri'nin uzaklığı 4,3 ışık yılıdır. Yıldız uzaklığını ölçmek için en kullanışlı yöntem trigonometrik paralaks yöntemidir. Trigonometrik (Güneş Merkezli) Paralaks Yöntemi Paralaks yöntemi ile bize en yakın yıldızların uzaklığını doğruya çok yakın bir şekilde ölçebiliriz. Ancak önce paralaks'ın genel anlamını basit bir örnek ile ifade edelim. Örneğin, kolumuzu yere paralel uzatarak önce bir gözümüzü kapatıp parmağımızın konumunu belirleyelim. Daha sonra diğer gözümüzü kapatıp aynı parmağımızın konumunu yeniden belirleyelim. Bu iki konum, farklı değerlerde olacaktır. İşte buna parmağımızın paralaksı denir. Bu basit yöntemi bir yıldızın uzaklığını ölçmede şöyle kullanabiliriz: Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketinin sebep olduğu, yıldızın görünür konumundaki yıllık kayması olan "stellar paralaks" tespit edilir. Gökbilimciler bu sonuçları kullanarak aşağıda belirtilen ıraklık açısı'nı bulduklarında uzaklık hesabını kolayca yaparlar. Uzak yıldızlar Uzak yıldızlar Ocak ayında yıldızın konumu böyle görünüyor. p Temmuz ayında yıldızın konumu böyle görünüyor. d Temmuz Günefl Dünya Ocak 1 AU 478

6 Paralaks Bağıntısı: Bir önceki sayfadaki şekilde görüldüğü gibi paralaks açısı olan p değeri dik üçgenden yararlanarak, 1AU 1AU sinp = ve d = d sinp yazılır. Tanım olarak 1 parsek, paralaks açısı 1 saniye olan cismin uzaklığıdır. 1 = 60' 1' = 60'' 1'' = 4, olur. 1AU 1AU d = = = 206,265 AU sinp 4, yapar. AU uzunluğu Dünya ile Güneş arasındaki uzaklıktır. Bu uzaklık, AU = 149, km dir. Konu anlatımındaki bağıntıyı bulmak için bir geometrik bilgiyi de kullanmak zorundayız. Paralaks açısı olan p çok küçük olduğundan sinp, p ile orantılıdır. Örneğin sin2, sin1 değerinin iki katıdır. Bu yüzden eğer b l 1 " yerine 1" kullanırsak 2 1 pc lik yerine 2 pc lik bir uzunluk elde ederiz. Olayı genellersek konu anlatımındaki, bağıntısını elde ederiz. 1 d^pch = p ^açısaniyesih Yukarıdaki şekilde görüldüğü gibi izlenen yıldız iki farklı konumda gözlendiğinde arka planda kalan uzak yıldızlara göre bir miktar yerdeğiştirmiş gibi izlenir. Gök bilimciler yıldızın paralax değerini, yakın bir yıldızın altı ayda bir yapılan gözlemlerini karşılaştırarak ölçerler (Yukarıdaki şekile göre Ocak ve Temmuz aylarında iki gözlem yapılmıştır). Yukarıda çizilen şekilde paralaks açısı (p); Yıldızdan bakıldığında Dünya yörüngesinin yarıçapı olan 1 AU değerini gören açıdır. Bu değer; yıldız, Güneşe göre hareketsiz ise, Dünyadan bakıldığında yıldızın görünen maksimum açısal yıllık yerdeğiştirmesinin yarısıdır. Yıldız daha uzakta olursa bu açının daha küçük olacağına dikkat ediniz. Böylelikle daha uzak yıldızların daha küçük paralaks açıları olduğu sonucuna varırız. En yakın yıldızların paralaks açıları o kadar küçüktür ki en yüksek çözünürlükteki teleskoplarla bile ölçülemez. Günümüz teknolojisi ancak paralaks açısını sadece bir kaç yüz ışık yılı uzaklıktaki yıldızlar için duyarlı bir ölçmeye yetmektedir. (Bizim galaksimiz, olan samanyolunun çapı ışık yılı kadardır) 1 1 saniyelik b l paralaks açısına sahip bir nesneye olan uzaklığa 1 parsek (pc) 3600 denir. Parsek, gökbilimcilerin uzaklıkları ölçmek için kullandıkları bir birimdir. Tüm yıldızların paralaks açısı 1 saniyeden küçük olduğu için Dünya'ya olan uzaklıkları 1 parsek'ten daha büyüktür. Şimdi yıldızın Dünya'ya olan d uzaklığını parsek cinsinden ölçmek için basit bir bağıntı verelim. Bu bağıntıda paralaks açısı olan p nin birimi açısaniye olarak alınırsa, şeklinde ifade edilir. 1 d^parsekh = p ^açısaniyesih ÜNİTE 6 Paralaks açısı 0,5 saniye olan bir yıldızın Dünya'ya olan uzaklığı, a) kaç parsektir? b) kaç ışık yılıdır? 1 1 a) d = p = = 2pc 0,5 b) 1 parsek 3,26 ışık yılı olduğuna göre 2 pc, 6,52 ışık yılı yapar. Işınım Gücü Işınım Gücüʼnün Bağıntısı: 2 4 L = 4πd σt Işınım gücü yukardaki bağıntı ile ifade edilir. Buna göre ışınım gücü, yıldızın kelvin olarak sıcaklığının dördüncü kuvveti ile doğru orantılıdır. d: Yıldızın yarıçapı (metre) T: Yüzey sıcaklığı (Kelvin) σ: Stefan Boltzman sabiti σ = 56710,. 8 W 4 2 K m Yıldızların bünyelerinde gerçekleşen nükleer tepkimeleri sonucu uzaya büyük miktarda ısı ve ışık yayar. Yıldızın birim zamanda yaydığı ışık enerjisine ışınım gücü (ışıtma) denir. L harfi ile gösterilir. Birimi watt dır. Yıldızların ışınım gücü genellikle Güneş'in ışınım gücü ile karşılaştırılarak bulunur. Örneğin Proxma Centauri adlı yıldız, Güneş'in sadece 0,0006 katı kadar ışınım gücüne sahiptir. Daha uzakta olan Betelgeuse adlı parlak yıldızın ışınım gücü Güneş'in katı kadardır. YILDIZLARIN PARLAKLIĞI Yıldızların görünür parlaklıkları 2000 yıl önce Yunanlı gök bilimci Hipparkhos'un geliştirdiği bir sisteme göre sınıflandırılır. Hipparkhos yıldızları *kadir denen bir ölçeğe göre ayırmış ve en parlak yıldıza bu ölçekteki 1 değerini, en sönük olana da 6 değerini vermişti. Çağdaş astronomide Hipparkhos'un bulduğu sistemin biraz daha gelişmiş biçimi kullanılır. Gök cisimlerinin en parlak olanlarına, bu gün kullanımda olan ölçekteki eksi ( ) değerler verilir. Örneğin Güneş'in parlaklığı, kadir olarak 26,7 dir. Sönük gökcisimlerinin parlaklığı kadir olarak 25 civarındadır. 479

7 ÜNİTE 6 Kadir: Yıldızların parlaklığını karşılaştırmada kadir ölçeği 6 gruba ayrılmıştır ve her grup bir rakamla ifade edilmiştir. En parlak yıldızlar 1. kadir, en sönük yıldızlar 6. kadir grubunda yer alır. 1. kadirden daha parlak yıldızlar ( ) sayılarla gösterilmiştir. Örneğin Güneşin parlaklığı ( 26,5) kadirdir. 1. kadir grubundaki yıldız 6. kadir grubundaki bir yıldızın yaklaşık 100 katı kadar parlıklığa sahiptir. 1. kadir parlaklığındaki yıldız 1 m, 2. kadir parlaklığındaki yıldız 2 m şeklinde ifade edilir. Yıldızların gözüken parlaklığı onu gerçek parlaklığı hakkında bir fikir vermez. Örneğin Güneş bizim gökyüzünde izlediğimiz en parlak yıldızdır; ancak bu durum, Güneşin bize yakın olmasındandır. Dünya'ya en yakın yıldızlardan biri Güneş'e göre daha soluk gözükmesine bakarak bu yıldızın gerçek parlaklığının Güneş'ten daha az olduğunu söyleyemeyiz. Nitekim bu yıldızların salt parlaklığı (gerçek parlaklık) incelendiğinde Güneş'ten büyük olduğu belirlenmiştir. Salt parlaklık M ile gösterilir. Bir yıldızın salt parlaklığının (gerçek parlaklık) ölçüsüne salt kadir adı verilir. Buna göre salt parlaklık bir yıldızın 10 parsek (pc) uzakta olduğu zaman sahip olacağı parlaklık değeridir. Işınımın gücü L olan bir yıldızdan, d kadar uzakta bulunduğumuzu düşünelim. Bir yıldızın görünen parlaklığı yıldızdan d kadar uzakta birim yüzey alanında oluşturduğu ışınım gücüdür. Yıldızın bulunduğu noktayı d yarıçaplı çok büyük bir hayali kürenin merkezi olarak ele alırsak, bu hayali kürenin yüzey alanı 4πd 2 dir. Yıldızın tüm ışınım gücü tüm alandan geçer. Böylece d uzaklığındaki görünür parlaklık, toplam ışınım gücünün kürenin yüzey alanına oranıyla bulunur. Bu oran ışığın ters kare yasası olarak bilinir. Buna göre görünür parlaklık, Görünür parlaklık = Yıldızın ıflınım gücü Hayali kürenin yüzey alanı Şimdi de yıldızın yaydığı ışığın spektrum çizgilerinin incelenmesi sonucu yıldız sıcaklığının nasıl bulunduğuna bakalım. Bu yoldan sıcaklığı doğruya daha yakın olarak be- L m = 4 π d 2 olarak ifade edilir. Güneş'in Dünya'dan görünür parlaklığını bulunuz? Bulduğunuz sonucu Güneş kollektörleri açısından ne ifade eder? (Dünya Güneş uzaklığı d = 1, m Güneşin ışınım gücü, L = 3, watt) L Güneflin görünür parlaklı ı = 4π d2 3, = 4. 1, π ^ h = 1,3.103watt/m2 bulunur. Güneşin görünen parlaklığı m 2 başına 1300 watt dır. Bu bir Güneş kollektörü tarafından toplanabilecek maksimum güçtür. Gerçekte Güneş kollektörleri bu değerden daha az güç toplar. Çünkü, özellikle hava bulutluyken Dünya atmosferi bir miktar Güneş ışınını tutar. YILDIZLARIN SICAKLIĞI Görünür parlaklık ile salt parlaklık arasındaki ilişki, M m = 5 logd 5 şeklindedir. Buna göre, d = 10 pc & M = m d = 1 pc & M = m + 5 d = 100 pc & M = m 5 olur. M: Salt parlaklık m: Görünür parlaklık Yıldızların temel özelliklerinden biri de, yıldızın sıcaklığıdır. Gökbilimciler yıldız sıcaklığını yıldızın yüzeyindeki sıcaklık olarak kullanırlar. Bir yıldızın sıcaklığını ölçmek, ışınım gücünü ölçmekten daha kolaydır. Çünkü sıcaklık ölçümünde uzaklık faktörü kullanılmaz. Yıldızın rengi ya da spektrumunun incelenmesi onun sıcaklığı hakkında detaylı bilgileri ele verir. Mavi ve beyaz yıldızlar, yüzey sıcaklıkları K değerini aşan yıldızlardır. Örneğin Güneş'in yüzey sıcaklığı 5800 K dir ve sarı renkte görünür. Kırmızı renkteki yıldızlar ise yaklaşık 4000 K değerindeki sıcaklığa sahiptirler. O nedenle soğuk yıldızlar olarak adlandırılırlar. Örneğin Betelgeuse adlı yıldızın yüzey sıcaklığı 3400 K civarındadır. 480

8 Spektrum Tipi 0 Yıldız Orion takım yıldızları Sıcaklık > K B Rigal K K A Sirius K-7500 K F Polaris 7500 K-6000 K G Güneş, Alpha Centauri A 6000 K-5000 K K Arcturus 5000 K-3500 K M Betelgeuse Proxima < 3500 K Bazı yıldızların spektrum tipi ve sıcaklığı lirlemek mümkündür. Çünkü yıldızlar arası toz, yıldızların görünür rengini etkilediği için renge bakarak, bulunan sıcaklığın tam değerini etkileyebilir. İyonlaşmış elementlerin spektrum çizgilerini veren yıldızlar daha sıcak olmalıdır. Çünkü bu atomları iyonlaştırmak yüksek sıcaklık ister. Gökbilimciler yıldızları yüzey sıcaklıklarına göre sınıflandırırken, yıldızın spektrum çizgilerinden elde edilen bir spektrum tipi belirler. Koyu mavi renge sahip en sıcak yıldızlar, O spektrum tipine sahiptir ve azalan sıcaklık sıralamasına göre; B, A, F, G, K ve M tipi olarak devam eder. Her spektrum tipi numaralı alt sınıflara ayrılmıştır. (B0, B1,... B9) gibi rakamları büyüdükçe soğuk yıldızlara doğru gidilmiş olur. Örneğin Güneş G2 tipidir. Yani G3 tipi yıldızdan sıcak ama G1 tipi yıldızdan soğuktur. Yıldızların sıcaklığını bulmak için, modern fizik kısmında gördüğümüz Wien Kayma Yasası kullanılabilir. Bu yasaya göre siyah cismin özelliğinde olan bir kaynak için, λ max T = 2, m K ÜNİTE 6 dir. Burada λ max, ışımanın maksimum şiddet durumundaki dalga boyudur (tepe dalga boyu). Sirius yıldızının yaptığı ışımanın spektrumunda tepe dalga boyu λ = 2, m dir. Sirius yıldızının sıcaklığı kaç K dir? Yıldızın sıcaklığı Wien Kayma Yasasından bulunabilir. λ max T = 2, mk 2, T = 2, T = K bulunur. Hertzsprung Russel Diyagramı Gökbilimci Ejnar Hertzsprung 1911 yılında, Henry Norris Rusell 1913 yılında birbirlerinden bağımsız olarak gözledikleri yıldızlar ile ilgili yaptıkları çalışmalarda aynı grafiği oluşturmuşlardır. Bu çalışmalarında yıldızların salt parlaklıklarına karşılık spektrum türünü grafiğe aktarmışlardır. Bu grafik Hertzsprung Russel Diyagramı (H R) olarak bilinir. Bu diyagramda, yıldızın spektrum türüne karşı toplam ışınım gücü ya da sıcaklığa karşı toplam ışınım gücü kolayca karşılaştırılır. Yıldızın ışınım gücü düşey eksen üzerinde, spektrum tipi ya da yüzey sıcaklığı ise yatay eksen üzerinde gösterilir. Güneşten 5 pc uzaklıktaki iyi bilinen yıldızlardan oluşmuş diyagramda Güneş, gökbilimcilerin ana seri dedikleri kuşak üzerinde ortalarda yer alan, sıradan bir yıldızdır. Bu diyagramdan yıldızların yaşam süreleri hakkında bilgiler alınabilir. Buna göre Güneş ömrünün yarısını tamamlamış sarı cücedir. Antares ise ölümü yakın olan kırmızı bir devdir. 481

9 ÜNİTE 6 *Hertzsprung Russell (H R) Diyagramı *Cosmic Perspective; Bennett, Donahue, Schneider, Voit (PEARSON, Addison Wesley) kaynak kitaptan yararlanılarak çizilmiştir. 482

10 Evreni oluşturan, Evrenin genişlemesinden dolayı birbirlerinden sürekli uzaklaşan sayısız gökada vardır. Gökadaların hacmi oldukça büyüktür. Boyutları binlerce ışık yılı ile ifade edildiğini söylersek hacminin ne derece büyük olduğu hakkında fikrimiz olur. Bir gökadada bizim Güneşimiz gibi milyarlarca yıldız vardır. Yıldızlar kütlesel çekim kuvvetleri etkisinde Gökada ile birlikte hareket eder. Bizim Gökadamız olan Samanyolu yaklaşık 100 milyar yıldız içermektedir. Güneş sistemimizin içinde olduğu samanyolu gökadasının yandan görünüşü Gökadalar dışardan görünüş biçimlerine göre üç ana grupta toplanır: a) Eliptik Gökadalar b) Sarmal Gökadalar c) Düzensiz Gökadalar Eliptik Gökadalar: Basık elips, küresel ya da yumurta biçiminde şişkin görünüştedirler. Sarmal Gökadalar: Merkezde çok parlak yıldızlar topluluğu olacak şekilde dışa doğru sarmal kolları olacak biçimde dönen bir sistemdir. Düzensiz Gökadalar: Belli bir şekli olmayan rastgele biraraya gelmiş yıldızlar topluluğudur. Bizim gökadamız olan Samanyolu yandan bakıldığında birbiri üzerine kapatılmış iki tabağa benzeyen sarmal tipte bir gökadadır. Samanyolu'nun ortasındaki bu şişkin iki tabak görüntüsünü veren sistemin içi gizemini hala korumaktadır. Samanyolu'nun bir uçtan diğer uca olan boyutu, ışık yılıdır. Güneş, Samanyolu gökadasının merkezinden ışık yılı uzaktadır. Gökadamızda milyarlarca yıldınız yanında çok sayıda gaz ve toz bulutlarının oluşturduğu bölgeler vardır. Bu bölgelere Latincede "bulut" anlamına gelen nebula adı verilir. Geceleyin temiz bir havada teleskop kullanmadan Samanyolu gökadasını görebiliriz. Hatta Samanyolu'na yakın üç gökada çıplak gözle ışıklı birer leke gibi görülebilir. Bu gökadalar Andromeda, Büyük Macellan ve Küçük Macellan gökadalarıdır. Andromeda bize 2 milyon ışık yılı uzaktadır. Samanyolu gökadasının bir kısmı görülüyor. Resimdeki uzay aracı, Pioneer 10 dur. Gök adalar yapılarına göre incelendiğinde iki sınıfa ayrılırlar. Bunlar, Çok sayıda Gökadanın bir araya gelerek oluşturduğu topluluğa yıldızlar kümesi denir. Gökadamıza en yakın küme Başak kümesidir. Samanyolundan yaklaşık 70 milyon ışık yılı uzaktadır. 1. Etkileşimli Gök adalar 2. Aktif Gök adalar 1. Etkileşimli gök adalar: Çevresindeki diğer gök adalar ile kütlesel çekim kuvveti ile etkileşimde olan gök adalardır. 2. Aktif gök adalar: Bu gök adaların merkezinden çok büyük miktarda enerji salınımı olan gök adalardır. Bilinen gök adaların yaklaşık % 10ʼnu bu türdendir. Bu gök adalar üç gruba ayrılır. a) Radyo gök adaları: Bu gök adalar genellikle eliptik şekle sahiptir. Bu gök adalardan yayınlanan elektromanyetik dalgaların frekans aralığı radoy dalgaları bandındadır. b) Seyfert gök adaları: Çekirdekleri olağanüstü parlak olan sarmal tipli gök adalardır. c) Yıldızsılar (Kuasalar): Teleskopla izlendiğinde yıldız gibi görünen fakat normal bir yıldız gök adasından uzak ve yaşlı gös cisimleridir. Yapılan araştırmalarda, yıldızsılardan güçlü radyo sinyallerinin bir kısmı kızıl ötesi alanda ışıma yapmaktadırlar. YILDIZSILAR (Kuasarlar) Yıldızsılar (kuasarlar), teleskopla izlendiğinde yıldız gibi görünen fakat normal bir yıldız gökadasından çok daha fazla elektromanyetik ışınım yayan uzak ve yaşlı gök cisimleridir yılında gökbilimciler nokta bir kaynaktan gelen değişik radyo sinyalleri tespit ettiler. Yapılan çalışmalar sonucunda güçlü radyo sinyalleri veren bu gök cisimlerinin mavi renkte görünmekle birlikte aslında ışımalarının büyük bir kısmını kızıl ötesi alanda yaydıklarını tespit ettiler. Daha sonraki yıllarda yıldızsı denen bu gök cisimlerinden çok sayıda belirlediler. Bugün bu sayı 200'ün üzerindedir. Yıldızsıların gönderdiği ışımalar incelendiğinde spektrum çizgilerinin tümünün görünmeyen morötesinden gelmesini gerektirecek kadar, kırmızıya kayma oluşmaktadır. Bu kırmızıya kaymalara karşı gelen hızlar hesaplandığında yıldızsıların ışık hızının yüzde seksenine varan bir hızda bizden uzaklaştıkları sonucuna varılır. Günümüzde gökbilimcilerin çoğu her yıldızsının merkezinde milyonlarca Güneş kütlesine denk kara deliklerin bulunduğuna inanmaktadır (Kara delik: hiçbir cismin hatta ışığın bile kaçamayacağı kadar kütle çekimine sahip uzay zaman bögesidir) Yıldızsılar, çevresindeki yıldızları kara deliğe doğru çekerek yutar. Bu durumda yutulan yıldızın küt- 483 ÜNİTE 6 GÖKADALAR (Galaksiler)

11 ÜNİTE 6 Nebulaların yoğun olduğu yıldızlar topluluğu lesi sıkışıp ısınarak inanılmaz derecede enerji içeren ışıma yapar. Hatta tek bir yıldız için oluşan ışıma yıldızın tüm yaşam süresince yapacağı ışımanın 10 katı olur. Henüz daha tam kanıtlamamış tüm bu varsayımlar, yıldızsılar hakkında çok bilinmeyenler olduğunu göstermektedir. Dahası bu yapılan araştırmalar sonucunda kesin olarak söyleyememekle beraber, Samanyolu gökadamızın merkezinde büyük kütleli kara delikler olduğuna inanılmaktadır. EVREN Dünyamızın dışındaki Evren hakkında herhangi bir bilgi edinmenin tek yolu yıldızlar ve gökadalar tarafından yayınlanan elektromanyetik ışıma (görünen ışık, radyo dalgaları, X ışınları...) dır. Daha önce öğrendiğimiz Doppler olayının elektromanyetik ışımalardaki özelliği çağdaş gökbiliminin gelişiminde çok önemli katkıları olmuştur. O nedenle önce Doppler kaymasının elektromanyetik dalgalara uygulanışını öğrenelim. Işıkta Doppler Kayması Iflık kayna ı gözlemciye do ru geliyorsa dalga boyu kısalmıfl gibi görünür. Sonuçta ıflık, spektrumun mavi ucuna kaymıfl gibi görünür. Mavi Iflık kayna ı hareket etmektedir ϑ Kırmızı Iflık kayna ı gözlemciden uzaklaflıyorsa dalga boyu artmıfl gibi görünür. Sonuçta ıflık, spektrumun kırmızı ucuna do ru kaymıfl gibi görünür. Doppler kayması kullanılarak, yıldızların ya da ışık veren gök cisimlerinin hızları bulunabilir. Bilindiği gibi Atomlar ya da moleküllerin yaydığı ışınım spektrum çizgileriyle tanımlanır. Spektrum çizgileri elementleri ele veren şifrelerdir. Bir yıldız ışığındaki sıralı spektrum çizgileri ile laboratuarda gözlenen spektrum çizgilerine göre aynı oranda kaydığı belirlendiğinde aşağıdaki bağıntıları kullanarak yıldızın hangi hızda hareket ettiği belirlenebilir. ϑ Δλ ϑ λ = λ0 b1 + c l ; z = = λ c 0 λ: gözlenen dalga boyu λ 0 : gerçek dalga boyu z: spektral kırmızıya kayma ϑ: kaynağın uzaklaşma hızı c: ışık hızı ^ϑ % ch için Doppler etkisinin kullanılması ile ortaya çıkarılan en ilginç buluşlardan biri Evrenin bir bütün olarak yapısıyla ilgilidir yıllarında Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble, çok sayıda gökadanın ışık spektrumlarını inceledi. En yakın gökadanın dışında, diğerlerinin tüm spektrum çizgilerinin kırmızıya kaydığını belirledi. Özellikle bizden çok uzakta olan gökadaların kırmızıya daha çok kaydığını gördü. Buna göre, uzak gökadaların daha yakın gökadalara oranla daha yüksek hızda bizden uzaklaşmaktadır. "Kırmızıya kayma" bizden uzaklaşan ışığın yarattığı izlenimdir. Bu gerçek, Hubble Yasası olarak bilinir. 484

12 Hubble Yasası: Dünyadan uzaklaşan gökadaların uzaklaşma hızı Dünyadan olan uzaklıkları ile doğru orantılıdır. Yani uzak gökada, yakındaki gökadaya göre daha büyük hızla uzaklaşır. ϑ: Uzaklaşma hızı H 0 : Hubble sabiti H 0 : Bir yıldızsı Dünya'dan 0,51c hızıyla uzaklaşmaktadır. Yıldızsı'nın Dünya'ya olan uzaklığını ışık yılı cinsinden hesaplayınız. (H 0 : metre ) saniye. fl k y l metre saniye. fl k y l d: Gökadanın dünyadan olan uzaklığı ϑ = H0. d 0, m ϑ d = = s H m s.ıflık yılı d = ıflık yılı ÜNİTE 6 13,7 milyar yıldır genişleyen bir Evrenin içinde bulunuyoruz. Ancak bu genişlemenin sürekli olup olmayacağı bilinmiyor. Belki sonsuza dek genişleme devam edecek, belki de yavaşlayıp küçülmeye başlayacaktır. Hatta en sonunda yine büyük patlama öncesi koşulları oluşturup yeni bir büyük patlamanın tekrarlanacağını düşünen bilim insanları bile vardır. EVRENİN TARİHİ 13,7 milyar yıl : fiu AN 1 milyar yıl : YILDIZLARIN OLUfiUMU Hubble sabitinin kesin olarak değeri hesaplanamaktadır. Çünkü gökadaların hızlarının hesaplanmasında bazı güçlükler vardır. Böylece Hubble sabiti olarak kullanıla değerler hep yaklaşıktır. Ancak en çok kullanılan Hubble sabiti değeri H km/ s 0 = 70 Mpc dir yıl : ATOMLARIN OLUfiUMU 180 saniye : ÇEK RDE N OLUfiUMU saniye : NÜKLEONLARIN AYRIfiMASI saniye : KUARKLARIN AYRIfiMASI Sıfır saniye : BÜYÜK PATLAMA ÖNCES? 485

13 ÜNİTE 6 1. Yıldızlar nasıl meydana gelir? 2. Yıldızların temel madde hali nedir? 3. Yıldızların ışık ve ışıma kaynağı nedir? 4. Güneşin tahmini ömrü nedir? 1. Yıldızın yaydığı ısı ve ışığın kaynağı,... nin... dönüşmesi sonucudur. 2. Dünya'ya en yakın yıldızın adı... dir. 3. Parsek (pc)... birimidir Parsek uzaklık... ışık yılına eşittir. 5. Paralaks açısı yıldızdan bakıldığında Dünya'nın... gören açıdır. 1. Işığın 1 yılda aldığı yola 1 ışık yılı denir. 2. Dünya'ya en yakın yıldız Güneş'tir. 3. Kadir, yıldızın parlaklığını ölçen birimlerden biridir. 4. Gökyüzünde izlediğimiz yıldızlardan parlak gözükeni bize daha yakındır. 5. Yıldız ile gezegen aynı anlamına gelir. 6. Salt kadir yıldızının... ölçen birimdir. 6. Evren zaman geçtikçe genişlemektedir. 5. Süpernova (koca yeni) patlaması ne zaman gerçekleşir? 7. Yıldızların yapısındaki elementlerin belirlenmesi yıldızlardan... incelenmesi sonucu olur. 7. Beyaz cüce yıldız genç ve parlak yıldızdır. 6. Süpernova patlamasında yıldızın ışımasının normal ışımadan farkı nedir? 8. Yıldızdan gelen ışığın rengine bakarak yıldızın... hakkında fikir edinebiliriz. 9. Güçlü radyo sinyalleri gönderen yıldızlara... adı verilir. 8. Bizim Gökadamızın adı Güneş sistemidir. 9. Yıldızsılar Evrende ışıma kaynağı olarak gözlenebilen en uzak ve yaşlı gök cisimleridir. 7. Kara delik nedir? 10. Evrenin genişlemesinden dolayı uzaklaşan yıldızlardan elde edilen dalga boyu değişimine... denir Hubble sabiti birimi olarak kullanılabilir. saniye 8. Güneş sistemimizin bulunduğu gökadanın adı ve bir özelliğini yazınız. 11. Hubble sabiti birimi olarak... kullanılabilir. 11. Güneş Evrendeki yıldızlar içinde en sıcak yıldızlardandır. 12. Işıma gücünün yüzey alanına oranı... niceliğini verir. 12. Kütlesi Güneşin kütlesinden büyük olan yıldızların ömrü daha uzundur. 13. Yıldızlara ait özellikleri (parlaklık, sıcaklık...) içeren diyagrama... denir. 14. Nötron yıldızının 1 cm 3 hacminin kütlesi yaklaşık... değerindedir. 13. Kara deliklerde çok büyük kütlesel çekim alanı vardır. 14. Süpernova patlamasında saçılan ışığın parlaklığı normal yıldızın parlaklığından çok fazladır. 486

14 1. Yıldızlar nasıl meydana gelir? Kendi kütle çekimi kuvvetleriyle yoğunlaşarak gaz toplarına dönüşen kütlesel gaz ve toz bulutlarından oluşur. 2. Yıldızların temel madde hali nedir? Yıldızların temel hali plazmadır. 3. Yıldızların ışık ve ışıma kaynağı nedir? Nükleer füzyon olayı. 1. Yıldızın yaydığı ısı ve ışığın kaynağı, Hidroje'nin Helyum'a dönüşmesi sonucudur. 2. Dünya'ya en yakın yıldızın adı Proxsima Centauri dir. 3. Parsek (pc) uzunluk birimidir Parsek uzaklık 3,26 ışık yılına eşittir. 5. Paralaks açısı yıldızdan bakıldığında Dünya'nın yörünge yarıçapını gören açıdır. D D D Y Y 1. Işığın 1 yılda aldığı yola 1 ışık yılı denir. 2. Dünya'ya en yakın yıldız Güneş'tir. 3. Kadir, yıldızın parlaklığını ölçen birimlerden biridir. 4. Gökyüzünde izlediğimiz yıldızlardan parlak gözükeni bize daha yakındır. 5. Yıldız ile gezegen aynı anlama gelir. ÜNİTE 6 4. Güneşin tahmini ömrü nedir? Güneşin ömrü 10 milyar yıl civarındadır. 6. Salt kadir yıldızının mutlak (salt) parlaklığını ölçen birimdir. D 6. Evren zaman geçtikçe genişlemektedir. 5. Süpernova (koca yeni) patlaması ne zaman gerçekleşir? 7. Yıldızların yapısındaki elementlerin belirlenmesi yıldızlardan gelen ışığın spektrumunun incelenmesi sonucu olur. Y 7. Beyaz cüce yıldız, genç ve parlak yıldızdır. Büyük kütleli yıldızların ömrünün son aşamasında oluşur. 6. Süpernova patlamasında yıldızın ışımasının normal ışımadan farkı nedir? Işımanın gücü ya da parlaklığı kısa bir süre için 1 milyon katına kadar çıkabilir. 8. Yıldızdan gelen ışığın rengine bakarak yıldızın sıcaklığı hakkında fikir edinebiliriz. 9. Güçlü radyo sinyalleri gönderen yıldızlara Yıldızsı (kuasar) adı verilir. Y D 8. Bizim Gökadamızın adı Güneş sistemidir. 9. Yıldızsılar Evrende ışıma kaynağı olarak gözlenebilen en uzak ve yaşlı gök cisimleridir. 7. Kara delik nedir? 10. Evrenin genişlemesinden dolayı uzaklaşan yıldızlardan elde edilen dalga boyu değişimine kırmızıya kayma denir. D Hubble sabiti birimi olarak kullanılabilir. saniye Yakıtı tükenen büyük yıldızların kendi kütle çekimine direnemeyerek çökmesi sonucu çok yoğun olmasıdır. Bu kütle çekimi o kadar büyüktür ki bu bölgeden ne ışık ne de madde dışarı kaçamaz. 11. Hubble sabiti birimi olarak km/s/m ışık yılı kullanılabilir. 12. Işıma gücünün yüzey alanına oranı yıldızın görünen parlaklığı niceliğini verir. Y Y 11. Güneş Evrendeki yıldızlar içinde en sıcak yıldızlardandır. 12. Kütlesi Güneşin kütlesinden büyük olan yıldızların ömrü daha uzundur. 8. Güneş sistemimizin bulunduğu gökadanın adı ve bir özelliğini yazınız. Bizim gökadamızın adı Saman yoludur. Samanyolunun çap uzunluğu yaklaşık ışık yılıdır. 13. Yıldızlara ait özellikleri (parlaklık, sıcaklık...) içeren diyagrama Hertzsprung Russell (H R) diyagramı denir. 14. Nötron yıldızının 1 cm 3 hacminin kütlesi yaklaşık 1 milyon ton değerindedir. D D 13. Kara deliklerde çok büyük kütlesel çekim alanı vardır. 14. Süpernova patlamasında saçılan ışığın parlaklığı normal yıldızın parlaklığından çok fazladır. 487

15 ÜNİTE 6 1. Aşağıdaki ışık yılı mesafeleri kilometre olarak ifade ediniz; (c = m/s; 1 yıl = 365 gün) a) 1 ışık yılı b) Dünya'ya en yakın yıldız olan Proxsima Centaurinin uzaklığı olan 4,3 ışık yılı a) 946 milyar kilometre b) 4 trilyon kilometre 2. Aşağıda paralaks açıları verilen yıldızların uzaklıklarını parsek (pc) olarak hesaplayınız. a) 0,5'' b) 0,25'' 5. Güneş'in ışıma gücü 3, wattır. Güneş'te 10 saniyede kaç kg kütle enerjiye dönüşür? (c= m/s; kütlenin %0,7'si ışıma enerjisine dönüşmektedir.) E Yol gösterme: P = t ; E = mc 2 Δ kg 6. Bir yıldızın spektrumunda en parlak kısmının dalga boyu (tepe dalga boyu) λ = 5, m dir. Yıldızın sıcaklığı kaç K dir? Yol gösterme: λ max.t=2, mk 8. Işınım gücü watt olan bir yıldızın Dünya'daki görünen parlaklığı watt/m 2 dir. Yıldızın uzaklığı kaç ışık yılıdır? (π = 3; 1 ışık yılı = 9, km) Yol gösterme: ıflınım gücü Görünen parlaklık = 2 4π ^uzaklıkh ıflık yılı Bir gökada km/s lik hızla uzaklaşmaktadır. Hubble sabiti H 0 = 22 km/s/m ışık yılı olduğuna göre gökadanın uzaklığı kaç mega ışık yılı (M ışık yılı) dır.? a) 2 pc b) 4 pc 3. Aşağıda paralaks açıları verilen yıldızların uzaklıklarını ışık yılı olarak hesaplayınız. (1 pc = 3,26 ışık yılı) a) 0,2" b) 0,1" a) 16,3 ışık yılı b) 32,6 ışık yılı 4. Güneş'in ışınım gücü 3, watt dır. Venüs gezegeninin Güneş'e olan uzaklığı m olduğuna göre Venüs gezegeninde Güneş'in görünen parlaklığı kaç watt/m 2 dir? (π = 3) K 7. Sirius yıldızının ışınım gücü 8, watt dır. Yıldızın kütle değeri ise 4, kg dır. Sirius yıldızının ömrü kaç yıldır? (1 yıl = saniye) E Yol gösterme: P = ;E = mc 2 Δt Kütlenin %0,7'si ışıma enerjisine dönüşmektedir M ışık yılı 10. Bir gökada üzerinde yapılan çalışmalarda labaratuardaki dalga boyu 6500 Å olan bir spekrum çizgisinin gözlenen dalga boyu 6565 Å olmaktadır. a) Gökadanın spektral (tayfsal) kırmızıya kayma miktarı kaçtır? b) Gökadanın uzaklaşma hızı kaç km/s dir? 3, watt/m 2 10,5 milyar yıl a) 0,01 b) 3000 km/s 488

16 1. Yıldızların temel yapısı maddenin hangi halidir? A) Gaz B) Sıvı C) Katı D) Katı ve Gaz E) Plazma 2. Yıldızların ışıma gücü hangi özelliklerinden kaynaklanmaktadır? A) Sıcaklığından B) Güneşten aldığı ışınlardan C) Çekirdeklerindeki nükleer tepkimelerden D) Kendi eksenleri etrafında dönmelerinden E) Kütlesel çekim kuvvetinden 3. Bir yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesinden büyüktür. Buna göre; 5. Yıldızlar için kullanılan parsek (pc) hangi fiziksel niceliğin birimidir? A) Uzaklık B) Işınım gücü C) Parlaklık D) Sıcaklık E) Paralaks 6. Bir yıldızın Güneş'ten 10 pc uzaklıkta olduğu zaman sahip olacağı parlaklık değeri aşağıdakilerden hangisine eşittir? A) Işınım gücü B) Paralaks C) Görünen parlaklık D) Salt (mutlak) parlaklık E) Işıtma 9. Bir yıldızın sıcaklığını belirlemek için, I. Uzaklık II. Yaptığı ışımanın rengi III. Kütle değerlerindene hangisini bilmek zorunludur? A) Yalnız I B) Yalnız II C) Yalnız III D) I ve II E) I ve III 10. Yıldızlar gönderdikleri ışımanın özelliklerine göre sıcak yıldızdan soğuk yıldıza doğru O, B, A, F, G, K, M, R, N, S olarak 10 sınıfa ayrılır. Buna göre bizim yıldızımız olan Güneş bu sınıflardan hangisindedir? A) O B) A C) G D) M E) S ÜNİTE 6 I. Yıldızın ışınım gücü Güneş'in ışınım gücünden fazladır. II. Yıldızın ömrü Güneş'in ömründen fazladır. III. Yıldızda nükleer tepkime hızı daha fazladır. yargılarından hangileri doğrudur? A) I, II ve III B) Yalnız II C) Yalnız III D) I ve II E) II ve III 7. Bir yıldıza ait paralak açı saniyesi 0,8" ise o yıldızın Dünya'ya olan uzaklığı kaç pc dir? A) B) C) 1 D) E) Bir yıldızsı'yı (kuasar), diğer yıldızlardan ayıran, özellik, I. Güçlü radyo dalgası vericisi olması II. Kütlelerinin büyük olması III. Uzaklıklarının büyük olması verilenlerden hangileridir? A) Yalnız I B) I ve II C) Yalnız II 4. Yıldızlara ait aşağıdakilerden hangisi yanlıştır? A) Güneşten küçük kütleli yıldızlar Güneşten daha uzun ömürlüdür. B) Kırmızı dev yıldızlar en genç yıldızlardır. C) Beyaz cüce yıldızlar, tükenen enerjileri sonucu kütle çekiminden dolayı soluk yıldızlardır. D) Enerjisi tamamen tükenmiş soğuk yıldızlara siyah cüce denir. E) Kocayeni (süpernova) patlamasına yıldızın kütle çekiminin yol açtığı çökme neden olur. 8. Gökbilimciler yıldızların yapısındaki maddelerin özelliklerini anlamak için aşağıdaki seçenekleri verilen işlemlerden hangisine başvururlar? A) Yıldızların uzaklıklarını ölçerler. B) Yıldızların kütlelerini ölçerler. C) Yıldızlardan gelen ışının spektrumunu incelerler. D) Yıldızın yoğunluğunu ölçerler. E) Yıldızın paralaks açısını incelerler. D) Yalnız III E) II ve III 12. Evrenin genişlemekte olduğu aşağıda verilen hangi yasa ile kanıtlanmıştır? A) Huyghens yasası B) Wien yasası C) Einstein'in görelilik yasası D) Higgs yasası E) Hubble yasası 1) E 2) C 3) A 4) B 5) A 6) D 7) D 8) C 9) B 10) C 11) A 12) E 489

17 F Z KSEL SAB TLER Işık hızı c = 2, x 10 8 m/s Kütle - çekim sabiti g = 6,67 x N.m 2 /kg 2 Avogadro sayısı n A = 6,022 x particles/kmol Boltzmann sabiti k = 1,38066 x J/K Gaz sabiti r = 8314 J/kmol.K = 1,9872 kcal/kmol.k Planck sabiti h = 6,6261 x J.s Elektron yükü e = 1,60218 x C Elektronun durgun kütlesi m e = 9,1094 x kg = 5,486 x 10 4 u Proton kütlesi m p = 1,6726 x kg = 1, u Nötronun durgun kütlesi m n = 1,6749 x kg = 1, u Elektriksel geçirgenlik katsayısı ε 0 = 8,85429 x C 2 /N.m 2 Manyetik geçirgenlik katsayısı μ 0 = 4π x 10 7 N/A 2 Standart yer çekim ivmesi g = 9,80665 m/s 2 = 32,17 ft/s 2 Yerin kütlesi ,98 x kg Yerin ortalama yarıçapı ,37 x 10 6 m Yerin ortalama yoğunluğu ,570 kg/m 3 Ortalama yer ay uzaklığı ,84 x 10 8 m Ortalama yer güneş uzaklığı ,486 x m Güneşin kütlesi ,99 x kg Güneşin yarıçapı x 10 8 m Yerde güneşin ışınım şiddeti ,032 cal/cm 2.s = 0,134 J/cm 2.s 490

18 KAYNAKÇA PRINCIPLES OF PHYSICS 1 Frederick J. Bueche David A. Jerde (Palme Yayıncılık, çeviri editörü Prof Dr. Kemal Çolakoğlu) PRINCIPLES OF PHYSICS 2 Frederick J. Bueche David A. Jerda (Palme Yayıncılık, çeviri editörü Prof. Dr. Kemal Çolakoğlu) PHYSICS FOR SCIENTİSTS AND ENGİNEERS WİTH MODERN PHYSİCS Raymond A. Serway, Robert J. Beichner (Palme Yayıncılık, Çeviri Editörü Prof. Dr. Kemal Çolakoğlu) BÜYÜK BİLİMSEL DENEYLER Rom Harré (TÜBİTAK Popüler Bilim kitapları 8) GÜNDELİK BİLMECELER Partha Ghose, Dipankar Home (TÜBİTAK Popüler Bilim Kitapları 25) BİLİM VE TEKNİK DERGİSİ TEMMUZ 2006 BİLİM VE TEKNİK DERGİSİ (39 yıllık Bilgi hazinesi DVD) CUMHURİYETE BİLİM VE TEKNİK DERGİSİ Enerji eki 30 Aralık 2008 BİLİM VE TEKNİK DERGİSİ ŞUBAT 2001 Dr. Lütfü Öksüz HERKES İÇİN GÖRELİLİK James A.Coleman (V Yayınları, Çeviren Osman Gürel) TEMEL BRİTANİCA Ana Yayınları A.Ş. İstanbul BİLİMİN SERÜVENİ NTV Yayınları BİLGİ KÜPÜ NTV Yayınları İLKELERLE FİZİK III Mehmet BOLAT Tümay Yayınları MODERN FİZİK VE ATOM FİZİĞİ Prof.Dr. Cengiz Yalçın, Doç.Dr. Nuray Büget (M.E.B Yayınları) CAMPBELL REECE (Palme Yayıncılık, Çeviri Editörü Prof. Dr. Ertunç GÜNDÜZ, Prof. Dr. Ali DEMİR- SOY, Prof. Dr. İsmail TÜRKAN) TEMEL BRİTANNİCA Sayı 130 Ana Yayıncılık A.Ş MEB Fizik III ASTRONOMY TODAY Pe arson İnternational Edition Chaisson, Mc Millan COSMIC PERSPECTIVE Media Update Bennett, Donahue, Schneider, Voit 491