Ders notları - İstanbul Kültür Üniversitesi

ÖZEL MEF LİSESİ
YILDIZLARDAN YILDIZSILARA
ASTRONOMİ SEMİNERİ
Yrd. Doç. Dr. Emre IŞIK
İstanbul Kültür Üniversitesi
Fen-Edebiyat Fakültesi Fizik Bölümü
1
2
ÖNSÖZ
Teknolojinin baş döndürücü şekilde ilerlemesi yalnız makro düzeyde değil aynı
zamanda mikro düzeyde de araştırmaların hızlanmasına neden olmuştur. Irk, dil,
din ayrımı gözetmeyen bilimin nedenselliği araştırması ve sorgulamaların
artması bireysel veya tek bir ülke olarak çalışmanın yetersizliğini ortaya
koymuştur. Olayları açıklayabilme arzusu, bilim insanlarını ortak çalışmalara
itmiş, bu birlik duygusu da cevaplanamayan sorulara cevap vermesini
kolaylaştırmıştır. Bilimin şaşırtıcı birleştiriciliği; ülkemizin de bu akışın dışında
kalmamasını gerektirmiştir. Çağın gerekliliğini düşünen Türk insanı için, “bilim
ve bilimsel kavramlar” üzerinde çalışılması gereken bir görev olarak ele
alınmalıdır.
Özellikle son 50 yıldaki gelişime ayak uydurmak ancak bilgi düzeyinin artması ve
günceli takip etmesiyle mümkün olacaktır. Ortaöğretim müfredatının değişmesi
ve yeni kavramların müfredata dahil edilmesi nesillerin bilgi düzeyinin
artmasında büyük bir fırsat olacaktır. Burada sorumluluk, bilgiyi gelecek
nesillere aktaracak kişilere düşmektedir. Ülkemizin geleceğinin bir parçası olan
öğretmenler de üstüne düşen görevi yerine getirerek bu ilerlemeyi takip etmeyi
hedeflemiştir.
Değerli Konuklar!
Bu gün burada Ortaöğretim 11 ve 12. sınıf Fizik ve Kimya müfredat
programlarına eklenen “Astronomi ve Atom Altı Parçacıklar” konuları ile ilgili en
son gelişmeleri alanında yetkin uzmanlardan öğrenebilmek, bilgilerimizi
tazelemek, aklımızdaki sorulara yanıt bulmak amacıyla İstanbul İli Resmi ve Özel
Ortaöğretim Okullarında çalışan fizik ve kimya öğretmenleri olarak bir araya
geldik. Seminerimize gösterdiğiniz ilgiden dolayı çok mutluyuz.
MEF LİSESİ
FEN BİLİMLERİ BÖLÜMÜ
3
Yıldızlardan Kuasarlara Astronomi
28 Nisan 2012, Özel MEF Lisesi
Yrd. Doç. Dr. Emre IŞIK
(İstanbul Kültür Üniversitesi Fen-Edebiyat Fakültesi, Fizik Bölümü)
Giriş
Büyük Patlama kuramına (Big Bang teorisi) göre evren, günümüzden 13.7 milyar
yıl kadar önce çok sıcak ve çok küçük hacimli iken hızlı bir genişleme ve soğuma
geçirdi. Atomaltı parçacıkların, atomların, moleküllerin oluşumunu izleyen
dönemde yıldızlar, yıldız kümeleri, gökadalar, gökada kümeleri ve bunların
arasını dolduran madde biçimlenmeye başladı. O devirlerde oluşan yıldızların
büyük kütleli olanları öldükçe onların kalıntıları yeni yıldızların doğumuna yol
açtı. Yıldızımız Güneş, Büyük Patlama'dan yaklaşık 9 milyar yıl sonra doğdu.
Yıldız oluşumu kuramları ve yapılan gözlemlere göre Güneş'in doğumu sırasında
etrafında biriken gazlı toz diski içerisinde Güneş Sistemi, yani göktaşları, küçük
(cüce) gezegenler ve asteroidler, gezegenler ve onların uyduları oluştu.
Bunlardan biri de Yer-Ay sisteminin büyük kütleli üyesi Yer gezegeni idi. 1
Tarih içinde astronomi
Doğanın bir parçası olan insanın çevresindeki doğaya duyduğu merak, insanlık
tarihi boyunca sürmüştür; “yarının tarihinde” insan var oldukça da sürecektir. Bu
merak, günümüzden 4-6 bin yıl önceleri yazılı kültüre geçişle birlikte bilgi
birikiminin artmasına, bu da merak edilen doğa olaylarının daha da
çeşitlenmesine neden olmuştur (Şekil 1). Bu süreçte, günlük yaşamda
karşılaşılan mühendislik problemleri önemli rol oynamıştır (örneğin açık
denizde yön bulma, tarladaki ürünü ekme ve biçme zamanları, mevsimlerin
başlangıç ve sonları, saat ve takvim hesapları, vb). Gözlem ve deney ile birlikte
gelişen soyutlama gücü, yeni kuramların (teorilerin) ortaya çıkmasına, giderek
modern bilimin oluşmasına yol açmıştır.
1
Günlük konuşmada bazen “Dünya” diye andığımız, üzerinde yaşadığımız gezegenin
bilimsel adı Yer'dir (ör. Dünya'nın kütleçekimi yerine Yer'in kütleçekimi demek daha
uygundur).
4
Şekil 1. Babil’den kalma bir astronomi almanağı. Burada gezegenlerin gelecekteki
konumları yazılıdır.
Güneş'in Yer etrafında değil, Yer'in Güneş etrafında dolandığı, astronomik
gözlemlerin ilk kez yazıya dökümünden yaklaşık 5 bin yıl sonra, 1500'lü yıllarda
anlaşılarak genel kabul görmeye başlamıştır! Bu süreçte Polonya’lı bilim adamı
Nikolaus Kopernik önemli rol oynamıştır. Güneş'in de evrenin merkezinde
olmadığı, Samanyolu denilen devasa bir yıldız ve bulut sisteminin dış kenarına
yakın bir yerde, sıradan bir yıldız olduğu ise 19. yüzyıl sonlarında anlaşılmıştır.
Evrende Samanyolu gibi sayısız gökada olduğunun ise ancak 1930'lu yıllarda
farkına varılmıştır.
Şekil 2. Nikola Kopernik (1473-1543), Güneş merkezli modeli önermiştir.
Kopernik’ten sonra yüzyıllar boyunca Güneş Sistemi dışında, başka yıldızların
çevresinde gezegenler olabileceği de düşünülmüştü. Diğer yandan bunlardan
birinin tespit edilmesi ancak 1995 yılında gerçekleşebildi. Ancak keşfedilen ilk
“Güneş Sistemi dışı” gezegenler, Jüpiter gibi dev gezegenlerdi. Bugünlerde
(2010'lu yılların başlarında) ise Yer'in kütlesine ve yarıçapına yakın gezegenler
de keşfedilmeye başlandı. Bu buluşlarda temel etken, gözlem tekniklerinin ve
gözlem aletlerinin teknolojiye koşut olarak büyük bir hızla gelişmesidir.
5
Astronomi ve astrofizik
Astronomlar deneysel fizikçilere benzetilebilir, ancak onlardan en önemli
farkları, yaptıkları deneyde edilgen durumda olmalarıdır. Deney ortamı uzayda,
bizden yüzlerce milyon km ile milyarlarca ışık yılı arasında bir uzaklıktadır. Bu
nedenle “astronomik deney” yerine astronomik gözlem deriz. Astronomi ile
astrofizik, günümüzde neredeyse birbiri yerine kullanılan, aşağı yukarı özdeş
kavramlardır. Astronomi denince daha çok gözlemsel bilgi (gök cisimlerinde
hangi durumların nasıl gerçekleştiğinin aydınlatılması, çeşitli gözlem
teknikleriyle doğrudan görünmeyenin ortaya çıkarılması), astrofizik deyince ise
astronomik nesne ve olayların fiziği (ilgili fiziksel süreçlerin belli varsayımlara
dayanan modeller üzerinden aydınlatılma çabası) anlaşılır. Gözlemsel astronomi
ve astrofizik, çoğu zaman kuramsal (teorik) astrofizik çalışmalarıyla etkileşim
içerisinde yürütülür.
Merkezcil kuvvet, merkezcil ivme
Astronomi bilgilerine geçmeden önce, gökcisimlerinin yörüngesel hareketlerini
daha iyi anlamamız ve anlatabilmemiz için Newton’un ikinci yasası ile ilgili
önemli bir noktaya değinelim.
Uzayda herhangi bir kütlenin kendisinden çok daha büyük kütleli bir cisim
etrafında dolanırken nasıl “dengede kaldığının”, yani büyük kütleli cisim üzerine
düşmemesinin ya da ondan kaçıp gitmemesinin nedeni çoğunlukla yanlış bilinir.
Bu konudaki genel yargı, dolanan cismin üzerine etkiyen iki kuvvetin olduğu, bu
iki kuvvetin her nasılsa birbirini “dengelemesi” nedeniyle cismin yörüngede
kaldığı biçimindedir. Birçok kaynak kitapta bu kuvvetlerin, cismi merkezdeki
kütleye doğru çeken kütleçekim kuvveti ile onu merkezden dışarıya doğru iten
“merkezkaç kuvveti” olduğu söylenir. Bu gizemli denge nedeniyle merkez – cisim
doğrultusunda üzerine etkiyen net kuvvet sıfır olduğu için cismin merkeze
düşmediği ya da dışarı savrulmadığı anlatılır. Oysa, bu konudaki doğru fiziksel
yorum şöyle olmalıdır: Newton hareket yasaları, eylemsiz (ivmelenmeyen)
başvuru çerçevelerinde (koordinat sistemlerinde) geçerlidir. Eylemsiz bir
başvuru çerçevesinden bakıldığında, tam tersine, yörüngedeki cismin üzerine
etkiyen net kuvvet sıfır değildir! Yörüngedeki cisme etkiyen tek kuvvet, onu
merkezdeki büyük kütleye doğru çeken kütleçekim kuvvetidir (F). Bu kuvvet
başka bir kuvvetle dengelenseydi, cisim o anki hızı ile savrularak bir doğru
boyunca sistemden uzaklaşırdı. Tam da bu dengelenmemiş kuvvet yüzünden
cismimiz kendi kütlesi (m) ile orantılı olarak merkezdeki büyük kütleye doğru
sürekli olarak ivmelenir (a). Bu, F=ma’dan başka bir şey değildir. Cismin
yörüngesi kapalı ise (ör. çember) bu ivmelenme hiç bitmez. Ancak buradaki
ivme, merkeze doğru olacağı için merkezcil ivme diye anılır. Dairesel bir
yörüngede merkezcil ivme vektörü, her zaman anlık hız vektörüne (v) diktir.
Değerleri arasında ise a=v2/R bağıntısı geçerlidir (R: yörünge yarıçapı). Özetle,
(merkezcil) kuvvet, (merkezcil) ivmeye neden olur. “ma” çarpımı, F’yi
dengeleyen bir “kuvvet” anlamına gelmez; kuvvetin neden olduğu ivmenin,
cismin sahip olduğu kütle ile çarpımı anlamına gelir! “Merkezkaç kuvveti”
kavramı, ya Newton mekaniğini doğru anlamamış olmaktan dolayı, ya da
6
eylemsiz olmayan (ivmelenen) başvuru çerçevelerinde problem çözerken pratik
nedenlerle söylenen bir kavramdır. Sadece eylemsiz olmayan (ör. dönen)
başvuru çerçevelerinde ortaya çıkan merkezkaç, Coriolis, vb. gibi o çerçevede
birim kütlenin ivmelenmesine karşılık gelen vektör niceliklere “sanki-kuvvet”
(pseudo-force) de denir. Bu kavramları kuramsal astrofizikçiler de zaman zaman
kullanır.
En temel bilgi edinme aracı: Işık
Astronomlar, evrendeki Yer dışı nesneler hakkında bilgi edinmek için, o
cisimlerden bize gelen ışıktan yararlanır. Çoğu durumda ışıktan, yani
elektromanyetik dalgalardan (fotonlardan) başka kullanılabilecek bir veri
yoktur.2 Elektromanyetik ışınım, frekansı ile doğru orantılı, dalgaboyu ile ters
orantılı şekilde farklı enerjilere sahip olabilir. Bu enerji tayfına elektromanyetik
tayf diyoruz.
Şekil 3. Elektromanyetik tayf.
2
Elektromanyetik dalgalar haricinde nötrinolar, kozmik ışınlar ve diğer yüksek enerjili
parçacıklar da bazı gözlemlerde kullanılır.
7
Elektromanyetik tayfın çok dar bir bölümünü gözümüzle algılayabiliriz. Bu dar
kısma görsel bölge diyoruz. En düşük enerjili, en uzun dalgaboylu ışınlardan en
yüksek enerjili, en kısa dalgaboylu ışınlara kadar elektromanyetik tayf
(spektrum), Şekil 3’te gösterilmiştir.
Güneş’te enerji üretimi ve Güneş’in dengesi
Nükleer enerjiyi ışınım ve ısı enerjilerine dönüştürerek, kendi kütleçekimini gaz
basıncı ile aşağı yukarı dengeleyen, dönen gaz kütlelerine yıldız diyoruz. Bize en
yakın yıldız Güneş (150 milyon km), bir sonraki en yakın yıldız ise Proxima
Centauri’dir (bize uzaklığı yaklaşık 4.3 ışıkyılı ≈ 43 trilyon km).
Şekil 4. SDO (Solar Dynamics Observatory) araştırma uydusundan alınan bu görüntüde
Güneş’in renkküre katmanı görülüyor.
Güneş'in Yer’e etkileri oldukça fazladır. Gündüzleri göğümüzü aydınlatır,
gönderdiği ışık enerjisi, ısı enerjisine dönüşerek Yer atmosferinin ve dolayısıyla
Yer kabuğunun ılık kalmasına neden olur ve yaşamın sürmesini sağlar.
Mevsimlerin oluşumu, Yer'in ekvator düzleminin Yer'in Güneş etrafındaki
dolanma düzlemine göre (yaklaşık 23 derecelik) bir açı yapmasındandır. Bu
durum, bir yıl boyunca kuzey ve güney yarıkürelerimize farklı miktarlarda Güneş
ışığı düşmesi, yani soğuk kışlar ve sıcak yazlar olması demektir.
Güneş, yarıçapı 700 bin km (110 Yer yarıçapı), kütlesi 2x1030 kg (333 bin Yer
kütlesi) olan, sıcak bir gaz küresidir (Şekil 4). Merkezi 15 milyon kelvin (K)3,
gözümüzle gördüğümüz yüzeyi yaklaşık 6000 K sıcaklıktadır. Bu sıcaklıklarda,
gazı oluşturan atomlar elektronlarını kısmen yitirmiş, iyonlaşmışlardır; pozitif ve
negatif elektriksel yüklerden oluşan böylesi gazlara “plazma” diyoruz. Güneş'in
merkez bölgesinde (çekirdeğinde) her saniye 4 milyon ton hidrojen bombasına
eşdeğer bir enerji üretilir. Yüksek sıcaklıklarda atom çekirdekleri birleşir ve
kütlenin bir kısmı ışınım enerjisine dönüşür. Termonükleer füzyon dediğimiz bu
yolla yeryüzündeki laboratuvarlarda da enerji üretilmeye çalışılmaktadır, ancak
henüz günlük yaşamda ve sanayide kullanılabilecek bir füzyon reaktörü
3
Fizikte en çok kullanılan sıcaklık birimi, kelvindir (K). 0 K = -273 oC’dir.
8
yapılamamıştır. Aslında Güneş'in merkezinde metreküp başına enerji üretimi,
sadece 300 watt kadardır. Ancak Güneş'in enerji üreten kısmı o kadar büyüktür
ki (yaklaşık 1025 m3!!), ürettiği toplam güç, akıllara durgunluk verecek ölçüdedir.
Merkezde üretilen ışınım enerjisi, enerji üretmeyen üst katmanlar boyunca
aktarılarak ısınmaya yol açar. Birim zamanda üretilen ve aktarılan enerji miktarı
ortalamada pek değişmediği için canlı yaşamı tehdit edecek kadar büyük
parlaklık değişimleri, Güneş gibi bir yıldızda olmaz. Enerji üretim ve aktarım
hızının sabit kalması ya da çok yavaş değişmesi, aynı zamanda Güneş’in
hidrostatik denge durumunda kalmasını, yani içeri doğru olan kütleçekim
kuvvetinin dışarı doğru olan hidrostatik basınç kuvveti ile dengede olmasını
sağlar. Merkezden dışarıya doğru salınan enerjinin bir kısmı Güneş'in geri
kalanını ısıtır, kalan kısmı ise (yaklaşık 4x1026 watt!) tüm uzaya ışık olarak
yayılır. Diğer yandan, Güneş'in ışınım gücü (her saniye tüm uzaya saldığı ışınım
enerjisi) çok uzun vadede o kadar da sabit değildir. Yani Yer uzaklığında bir
metrekareye düşen ışınım enerjisi diye anılan Güneş sabiti, aslında sabit değildir.
Merkezdeki hidrojen yakıtı tükendikçe nükleer tepkimelerin hızı artar, bu da
yüzey sıcaklığının ve ışınım gücünün oldukça yavaş bir şekilde artmasına neden
olur. Günümüzden 1 milyar yıl sonra Güneş’in artan parlaklığı, yeryüzündeki
yaşamın devamını oldukça zorlu ve belki de olanaksız bir duruma getirmiş
olacaktır.
Güneş Sistemi'nin oluşumu
Diğer yıldızlar gibi Güneş de bir gaz ve toz bulutunun içinden oluşmuştur.
Güneş'in oluşumuna neden olan, ondan çok daha büyük kütleli bir yıldızın büyük
bir patlama (süpernova) ile ölümüdür. Bu patlamanın uzaya yaydığı şok
dalgaları, ilkel güneş bulutsusunun kendi kütleçekimine kapılarak çökmesine,
Güneş ve yakınındaki onlarca yıldızın oluşmasına neden olduğu yönünde güçlü
gözlemsel kanıtlar vardır. Çöken ilkel gaz bulutunda parçalanmalar olmuş, her
bir parça kütleçekim etkisiyle büzülerek tek, çift veya çoklu yıldız sistemlerini
oluşturmuştur. Tek yıldızlardan biri olan ilkel güneşin büzülmesi, diğer
yıldızlarda olduğu gibi bir eksen etrafında dönerek gerçekleşmiştir. Dönen bir
buz patencisinin açık kollarını kapatırken giderek daha hızlı dönmesi gibi, Güneş
de büzülürken dönme hızı artmıştır. Bir disk biçimini alan toz bulutu içerisinde
gerçekleşen çarpışmalar, çakıltaşı büyüklüğündeki parçaların daha sonra kaya,
göktaşı ve daha büyük cisimlerin oluşmasına, onların da bazı merkezlerde
toplanması ile Yer benzeri katı gezegenlerin (Merkür, Venüs, Yer, Mars) ve
Jüpiter benzeri dev gaz gezegenlerin (Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün) ve
uydularının oluşmasına yol açmıştır (bkz. Şekil 5).
9
Şekil 5. Orion Bulutsusu’nda (M42) gözlenen ilkel yıldız diskleri (NASA-STScI/ESA).
Günümüzden 4 ile 4.5 milyar yıl öncesindeki zaman aralığında genç yeryüzünün
her yanında yanardağlar patlıyor, kızgın lavlar üzerine gökten ateş topları
halinde göktaşları yağıyordu. Bu süreçte koca bir gezegenden parça koparabilen
çarpışmaların da yaşanmış olabileceği, hatta Ay’ın bu şekilde oluştuğu
düşünülüyor. Ayrıca Güneş Sistemi'nin üyeleri olan kuyrukluyıldızların (gerçekte
yıldız değiller!) Yer'e çarparak içeriğinde buz halinde bulunan suyu yeryüzüne
getirmiş olabileceği de varsayımlar arasındadır.
Şekil 6. Hinode araştırma uydusu ile çekilmiş, Güneş’in renkküre katmanından bir
görüntü (JAXA/NASA).
10
Güneş’in atmosferi
Güneş’in atmosferi, ışıkküre (fotosfer), renkküre (kromosfer) ve taç (korona)
katmanlarından oluşur (Şekil 7). Işıkküre, içeriden gelen fotonların Güneş’ten
dışarı kaçabildikleri ilk katmandır. Dolayısıyla ondan daha derindeki bölgeleri
doğrudan göremeyiz. Işıkkürede, fokurdayan Güneş plazmasını ve Güneş
lekelerini görürüz. Yaklaşık 400 km derinliğindeki ışıkküre katmanı üzerinde,
yükseldikçe gazın hızla seyreldiği ama sıcaklığın artmaya başladığı renkküre,
onun da üzerinde çok daha seyrek ancak sıcaklığın milyon derecelere yükseldiği
taç (korona) bölgesi yer alır. Güneş tacı, tam güneş tutulmaları sırasında (ör.
Türkiye’den 1999 ve 2006 yıllarında gözlenen iki tutulma) çıplak gözle
görülebilir. Aslında Güneş atmosferinin kesin bir sınırı yoktur: Güneş’ten
yüzmilyonlarca km uzakta Güneş plazması, gezegenler arası ortamda saniyede
yüzlerce km hızda esen bir rüzgar şeklinde dışarı doğru kaçar. Bu şekilde Güneş,
her saat 4-6 milyar ton kadar plazmasını yitirir. Ancak bu, Güneş’in kütlesinin
her yıl sadece 10-14 ’te birini yitirmesi, veya 150 milyon yılda bir Yer kütlesini
yitirmesi demektir. Güneş oluştuğundan bu yana kütlesinin sadece %0.01’ini bu
şekilde yitirmiştir. Güneş rüzgarı dediğimiz düşük yoğunluklu ama yüksek
enerjili (yüksek hızlı) parçacık sağanağı altında yeryüzü, kendi manyetik alanının
kalkan görevi görmesinden ötürü korunaklı bir bölgedir. Ancak günlük
yaşamımız uydu teknolojilerine daha bağımlı oldukça Güneş fırtınalarını
önceden kestirmek ve önlem almak önem kazanmaktadır. Örneğin GPS uyduları
birdenbire çalışmaz duruma gelirse onlara göre yol bulan uçaklar ve gemiler
ciddi güvenlik sorunları yaşayabilir.
Şekil 7. Güneş’in katmanları. 1) Nükleer enerji üretiminin gerçekleştiği çekirdek,
2) ısının ışınım ile aktarıldığı ışınım bölgesi, 3) ısının madde hareketleriyle
aktarıldığı konveksiyon bölgesi, 4) ışıkküre, 5) renkküre, 6) taç bölgesi. Güneş
atmosferinde görülen ilginç olaylara örnek olarak 7) güneş lekeleri, 8)
ışıkküredeki konveksiyon deseni, yani bulgurlanma, 9) ışıkküreden taç bölgesine
uzanan ilmek yapılar.
11
Güneş atmosferinde elektromanyetik tayfın tüm bölgelerinde ışınım üretilir.
Radyo dalgaları en çok taçta gerçekleşen ısısal olmayan süreçlerle, kızılötesi ve
görsel ışınım renkküre ve ışıkkürede, moröte (UV) daha çok renkküre ve hemen
üzerinde, X ve gama ışınları ise taçta bulunan yapılarda ve parlama (flare)
olaylarında salınır. Güneş’te sıcaklık içeriden dışarı doğru azaldığı için toplam
ışınım yoğunluğu da içeriden dışarı doğru azalır. Isı enerjisi, sıcak iç
katmanlardan soğuk dış katmanlara doğru aktığından dolayı Güneş’in ışıkküresi
parlaktır. Isı, derinlerde ışınım ile aktarılırken yüzeye daha yakın katmanlarda
konveksiyon (madde hareketleri) ile aktarılır (Şekil 7).
Yıldızların evrimi
Bir yıldızın oluştuğu an, merkezinde termonükleer tepkimelerin başlaması ile
belirlenir. Bu sırada hidrostatik dengeye ulaşılır. Bu durumda gazı içeri doğru
çeken kütleçekim kuvveti, dışa doğru iten basınç kuvveti ve ışınım basıncı ile
dengelenir. Böylece yıldızın yarıçapı ve ışınım gücü sabit kalır. Güneş gibi bir
yıldızın oluşumu sırasında hidrostatik dengeye ulaşması yüzbinlerce yılda
gerçekleşir.
Güneş gibi bir yıldız yaşamı boyunca merkezindeki hidrojenin yüzde 10 kadarını
helyuma dönüştürür. Hidrojen tepkimeleri yeterli enerji akısını üretemediği an
çekirdek kendi ağırlığı altında çökmeye başlar. Çöktükçe salınan ışınım, üst
katmanların dışarı doğru şişmesine neden olur. Bu sırada merkez bölgesinde
helyum atomları birleşerek çok büyük enerji ortaya çıkararak karbon atomlarını
oluşturur. Hidrojen füzyonu ise merkezi çevreleyen bir kabukta sürer. Çekirdeği
giderek ısınan Güneş’in soğuk üst katmanları, şimdiki çapının 200-300 katına
genişler ve 2000-3000 kelvine kadar soğur. Genişleme sürecinde Güneş,
Merkür’ü yutacaktır. Venüs ile Yer’e ne olacağı konusu pek açık değildir – farklı
sonuçlar veren hesaplar yapılmıştır. Birinci senaryo: Bu yavaş genişleme boyunca
Güneş’in, rüzgarlarıyla yitirerek azalttığı kütlesi nedeniyle zayıflayan kütleçekim
alanında Yer’in merkezcil ivmesi yavaş yavaş azalacak, dolayısıyla yörüngesi
genişleyecek ve yutulmaktan kurtulacaktır. İkinci senaryo: Birinci senaryoda
anlatılan süreçte Güneş’in genleşmiş atmosferinin neredeyse içinde yer alan Yer,
Güneş’in uyguladığı şiddetli gelgit kuvvetleriyle parçalanarak yutulacaktır.
Şekil 8. M57 “Halka” gezegenimsi bulutsusu (NASA/ESA/STScI).
12
Güneş’in kırmızı renkli atmosferi bu evrede şimdikinin sadece yarısı kadar sıcak
olur, ancak yüzey alanı çok fazla genişlediği için ışınım gücü çok yükselmiştir.
Böylesi yıldızlara kırmızı dev diyoruz. Toplam birkaç milyar yıl süren kırmızı dev
evresi boyunca Güneş, birkaç kez şişip büzülme süreçlerinden geçtikten sonra
ömrünün sonunda dış katmanlarının neredeyse tümünü uzaya püskürtür. Bu
püskürme 100 bin yıl kadar sürer. Sonuçta gezegenimsi bulutsu dediğimiz,
rengarenk ışıldayan ve yavaşça genişleyen halka şeklinde bir gaz bulutu oluşur
(Şekil 8). Merkezde ise Güneş’in yüzbinlerce derece sıcaklığındaki çekirdeği, Yer
yarıçapına kadar küçülmüş, oldukça yoğun ve giderek soğuyan bir cisim
oluşturmuştur. Buna beyaz cüce denir. İçinde enerji üretimi gerçekleşmeyen bu
cisim çok yavaşça soğuyacak, 1 trilyon yıl içinde kara cüce (kara delik ile ilgisi
yok!) denen soğuk ve karanlık bir cisme dönüşecektir.
Güneş kütlesinde olanlardan Güneş’in 8-9 katı kütleli olanlara kadar tüm tek
yıldızlar yavaş gerçekleşen ölümlerinde beyaz cüceye dönüşür. Güneş’in yaklaşık
9 katından daha büyük kütleli olanlar, süpernova denilen hızlı bir patlama süreci
ile son bulur. Bunlar, evrende gözlediğimiz en büyük patlamalardır. Bir
süpernova, birkaç hafta veya ay içerisinde, Güneş’in tüm ömrü boyunca saldığı
kadar enerji açığa çıkarır ve yüzmilyarlarca yıldız içeren bir gökadanın toplam
ışığı kadar parlar. Büyük kütleli bir yıldız, süpernova oluncaya dek merkezinde
giderek daha ağır elementleri üretir. H, He, C, Ne, O, Si’den oluşan eş merkezli
küresel kabuklarda nükleer tepkimeler olurken merkezde en son demir (Fe)
oluşur. Çoklu nükleer yanma gerçekleştiren böylesi bir yıldızda üretilen güç
(birim zamandaki enerji çıktısı) o kadar büyüktür ki, dışa doğru oluşan basınç
farkı, yıldızı Güneş’in 500 katı çaplı Antares gibi bir süperdev (üstdev) yıldıza
dönüştürebilir.
Yıldızların görünür konumları ve uzaklıkları
Gece gökyüzünde yıldızların hepsi bizden aynı uzaklıktaymış gibi görünür. Oysa
bu durum, göğe bakınca derinlik algımızın kaybolmasından ileri gelir. İki yıldızın
birbirine çok yakın görünmesi, gerçekten yakın oldukları anlamına gelmez. Bu
açısal yakınlığa karşın yıldızlardan biri bizim yakınımızda, diğeri çok uzağımızda
olabilir. Bu yıldızların parlak ya da sönük görünmesi, hem bize yakın ya da uzak
oluşlarından, hem de kendi ışınım güçlerinin az ya da çok oluşlarından ileri
gelebilir.
Bir yıldızın Yer’e (veya ona görece çok yakın olan Güneş’e) uzaklığı, en basit
olarak paralaks yöntemi ile bulunabilir. Bu yöntemde Yer’in Güneş etrafındaki
yörüngesinde 6 ay arayla yıldıza bakılır. Yıldızın gökküre üzerinde 6 ay arayla
göründüğü doğrultular arasındaki açı, onun bize olan uzaklığını gösterir (ıraklık
açısı dediğimiz bu açı ne kadar küçükse yıldız o kadar uzaktadır).
13
Yıldızların genel özellikleri
Yıldızların görsel bölgedeki tayfları (ışınımın hangi enerji değerinde ne kadar
olduğu), onların sıcaklıklarını tespit etmede kullanılabilir. Bir yıldızdan gelen
ışınımın en şiddetli olduğu dalgaboyu, o yıldızın sıcaklığı ile ters orantılıdır.
Yıldız ne kadar sıcak ise bu dalgaboyu o kadar kısadır. Yıldızların sıcaklıkları
fizikte en çok kullanılan sıcaklık birimi olan kelvin (K) cinsinden ölçülür (0 K = 273 oC). Buna göre yıldızların yüzey sıcaklıkları 3000 K ile 50000 K arasında
değişir. Yıldızların yarıçapları Güneş'inkinin yüzde birkaçından yüzlerce katına
kadar olabilir. Kütleleri ise Güneş kütlesinin yüzde 8'inden 100-150 katına kadar
geniş bir aralıkta olabilir.
Yıldızların parlaklıkları
Yukarıda yıldızların görünürdeki parlaklıklarının onların uzaklığının ya da
gerçek parlaklıklarının doğrudan bir göstergesi olamayacağından söz ettik.
Doğrusal olarak artan ışık şiddetine karşı gözlerimizin verdiği tepki logaritmik
olarak artar. Yıldızların görünür parlaklıkları da ışık şiddetinin logaritmik bir
fonksiyonu olarak tanımlanmıştır. Ölçülen ışınım şiddetleri (ışınım akı
yoğunluğu) birbirinden 100 kat farklı olan iki yıldızın görünür parlaklıkları
arasındaki fark “5 kadir” olacak şekilde bir parlaklık ölçeği düzenlenmiştir.
Işınım şiddetlerinin oranı birimsiz olduğuna göre parlaklık farkının, yani
parlaklığın da fiziksel anlamda bir birimi yoktur; ancak astronomlar parlaklık
ölçeğini “kadir” dedikleri bir derecelendirme sistemi ile tanımlar. Düşük
kadirden yıldızlar (ör. 1. kadir) daha parlak, yüksek kadirden yıldızlar (ör. 6.
kadir) daha sönüktür. Yani bir yıldızın ışınım şiddeti bir diğer yıldızınkinden 100
kat daha büyük ise o yıldızın görünür parlaklık değeri 5 kadir daha küçüktür.
Parlaklıktaki 1 kadirlik artış, ışınım şiddetinde 10(1/2.5) kat azalmaya karşılık
gelir.
Görünür parlaklık, yıldızın Yer uzaklığından bakıldığında ölçülen ışınım şiddeti
ile ilgili bilgi verir. Fakat yıldızların mutlak ışınım güçlerini (her saniye tüm
uzaya yaydığı ışınım enerjisini) belirlemek için görünür parlaklık yerine salt
parlaklık kullanılır. Yine kadir ölçeğinde belirlenen bu nicelik, bir yıldızın Yer’den
10 parsek (yaklaşık 3.2 ışıkyılı) uzaklıktaki görünür parlaklığıdır. Bu durumda
ışınım gücü bir diğerinden 100 kat daha yüksek olan bir yıldızın salt parlaklık
değeri 5 kadir daha aşağıdadır. Uzaklığını bildiğimiz bir yıldızın salt parlaklığı,
veya salt parlaklığını başka bir yolla bulabildiğimiz bir yıldızın uzaklığı kolayca
hesaplanabilir.
Yıldız ışığı teleskopta odaklanarak tayfölçer denilen prizmalı bir optik aletten
geçirildiğinde yıldızın tayfı oluşturulur. Yıldızların tayflarında gökkuşağındaki
renklerin üzerine binmiş karanlık çizgiler görülür. Bu çizgiler, bulundukları
renklerde (dalgaboylarında) bize normalden daha az ışık geldiğini gösterir.
Bunun nedeni şudur: Yıldızın atmosferi, iç kısımlarından daha soğuktur. İç
katmanlardan gelen ışığın bir kısmı, yıldız atmosferindeki atomlara çarparak
soğurulduğu için bu çizgilere soğurma çizgisi diyoruz. Yıldızlar, tayflarında
14
görülen soğurma çizgilerine göre sınıflandırılmış, daha sonra bu sınıflamanın
özellikle bir sıcaklık sıralamasına karşılık geldiği anlaşılmıştır. Çünkü belli
atomların belli soğurma çizgileri ancak belli bir sıcaklık aralığında ortaya çıkar.
Diğer yandan, yıldızlarda hangi elementin ne kadar bol bulunduğu da tayf
çizgilerinden anlaşılabilir. Yıldızların tayf analizi, yıldız atmosferlerindeki basınç,
yoğunluk, sıcaklık, manyetik alan gibi çeşitli niceliklerin belirlenmesinde
kullanılır.
Yıldızların ışınım güçlerinin sıcaklıklarıyla olan ilişkisini gösteren grafiğe
Hertzsprung-Russell (kısaca HR) diyagramı diyoruz. Bu diyagramda en çok göze
çarpan durum, yıldızların çoğunun ana kol dediğimiz bir şerit boyunca toplanmış
olmalarıdır. Çünkü yıldızlar ömürlerinin en uzun kısmını burada geçirirler. HR
diyagramında ana kol dışında başka gruplaşmalar da vardır. Ana kolun
üzerindeki devler kolu ve süperdevler kolu, ana kol evrimini tamamlamış,
ömrünün sonlarına yaklaşan yıldızlardan oluşur. HR diyagramı, yıldızların
yapılarını ve yaşamları boyunca geçirdikleri evrimi betimlemek ve anlamak için
son derece kullanışlıdır. Çünkü sıcaklık, ışınım gücü, yarıçap, kütle, yaş gibi
nicelikler bu diyagram üzerinde kolaylıkla gösterilebilir.
Yıldız evriminin son aşamaları
Yıldızların ömürleri kütleleri ile ters orantılıdır. Yıldız ne kadar kütleli
(başlangıçta ne kadar sıcak) ise hidrojenini o kadar hızlı yakar ve ana koldan o
kadar çabuk ayrılır. Tersine, bir yıldız ne kadar düşük kütleli (başlangıçta soğuk)
ise hidrojenini o kadar yavaş yakar ve ana kolda o kadar uzun süre kalır. İki
yıldızın ana kolda kalma süreleri oranı, kütleleri oranının (aşağı yukarı) karesi ile
ters orantılıdır. Güneş'in ana kolda kalma süresi yaklaşık 10 milyar yıl alınarak
belli bir kütle için ana kolda kalma süresi yaklaşık olarak hesaplanabilir. Buna
göre, örneğin 0.1 güneş kütleli bir yıldızın ömrü 40 milyar yıl, 100 güneş kütleli
bir yıldızın ömrü 1 milyon yıl düzeyindedir.
Kütlesi Güneş'inkinin yarısından az olan yıldızların, merkezlerinde hidrojen
yakıtı iyice azalırken iç kısımları da çökerek ısınır; ancak helyum füzyonunu
başlatacak kadar yüksek bir merkezi basınç ve sıcaklığa ulaşamazlar. Yapılan
hesaplar, bu yıldızlarda merkez bölgesinin iyice sıkışarak helyumdan oluşan bir
beyaz cüce oluşturacağını gösteriyor. Tabii böylesi beyaz cüceleri günümüzde
gözlemek mümkün değildir. Çünkü Büyük Patlama'dan bu yana geçen süre,
Güneş’ten çok daha küçük kütleli yıldızların ömürlerinden daha kısadır.
Kütlesi Güneş'inkinin 0.5 ile 8 katı arasında olan yıldızlar, merkezlerinde
helyumu karbon ve oksijene dönüştürecek kadar yüksek sıcaklıklar
oluşturabilirler. Helyum yakıtı azaldıkça merkez sıkışarak ısınır; dış katmanlar
yavaşça dışarı püskürtülür; merkezde karbon ve oksijenden oluşan sıcak bir
beyaz cüce oluşur. Beyaz cüceler, evrenin şu anki yaşından çok daha uzun bir
sürede soğuyarak ışık yaymayan, kara cüce denilen bir duruma gelirler. Yani
evrende kara cüce denilebilecek bir yıldız kalıntısının şu anda var olduğundan
söz edemeyiz.
15
Kütlesi yaklaşık 8-9 güneş kütlesinden fazla olan yıldızlar, karbon ve oksijenden
sonra neon ve demiri sentezleme aşamasına gelebilirler. Demir atomlarının
füzyonu için gereken enerji o kadar büyüktür ki, hiçbir yıldızın merkezinde bu
koşullara ulaşılamaz. Merkezdeki enerji üretimi durma noktasına gelince yıldızın
çekirdeği kendi ağırlığı ile içe doğru çöker. Bu sıkışma, beyaz cüceleri ayakta
tutan elektron basıncını kırar, elektronların ve protonların nötronlara
dönüşmesine yol açar. Oluşan cisim, kütleçekimine nötron basıncı ile karşı
koyan, 10-20 km çaplı, ama bir santimetreküpü milyonlarca ton kütleye sahip
olan nötron yıldızıdır.
En büyük kütleli yıldızların sonu: Kara Delik
Kütlesi yaklaşık 10 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar, evrimlerinin
sonunda süpernova olarak patlarken merkezdeki hızlı çökme sonucunda nötron
basıncını da kırarak bir kara delik oluşturur. Yıldızların evrimi sonunda oluşan
kara delikler genellikle birkaç güneş kütleli olurlar. Gökadaların merkezlerinde
bulunan süperkütleli kara delikler birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütleli
olabilirler, ancak bunların nasıl oluştukları tam olarak anlaşılmış değildir. Kara
deliklerin yarıçapları, kütlelerine bağlıdır. Olay ufku diye adlandırılan bu yarıçap,
kara deliğin çekiminden kurtulmak için gereken hızın ışık hızına eşitlendiği
uzaklıkla belirlenir. Bilgi, ışıktan daha hızlı yayılmadığına göre, içerisinden hiçbir
zaman bilgi alamayacağımız bir bölge, ancak kara deliklerde vardır. “Kara”
denmesinin nedeni de budur. Ancak “delik” denmesi yanlış anlaşılmalara yol
açabilir. Kara delik, evrenin başka bir yerine açılan bir delik anlamına gelmez. Bir
kara deliğin içine düşen madde, kara deliğin kütlesini artırır; başka bir yere
gitmez. Başka bir yanlış anlaşılma ise kara deliklerin etrafındaki tüm maddeyi
kendine çekerek yuttuğu yönündedir. Oysa bu durum sadece olay ufkunun çok
yakınında geçerlidir. Kara deliklerin etrafında belli bir uzaklıktan daha ötede
Newton yasaları ile hesaplanabilen yörüngeler olabilir. Örneğin Güneş
Sistemi’nin merkezinde Güneş yerine onunla aynı kütleli bir kara delik olsaydı
gezegenlerin yörüngelerinde bir farklılık olmazdı. Kara delik, özellikle olay
ufkunun yakınlarında çok güçlü bir çekimsel mercekleme özelliğine sahiptir.
Şimdi çekimsel merceklemeden söz edelim.
Şekil 9. Kütleçekimsel merceklemenin şematik gösterimi.
16
Kütleçekimsel mercekler
Einstein’ın genel görelilik kuramı, evrende kütlesi olan her nesnenin, uzayı ve
zamanı kendi kütlesi ile orantılı bir şekilde büktüğünü öngörür. Gerek kütleli
cisimler, gerekse ışık ışınları, üç boyutta “engebelere” sahip eğri bir uzayda yol
alırlar. Işığın yön değiştirme miktarı ölçülürse yakınından geçtiği kütle ve onun
dağılımı; ya da kütle dağılımı biliniyorsa ışınların ne kadar büküleceği
hesaplanabilir. Örneğin gökadalar ve gökada kümeleri, içinde bulundukları uzay
bölgesinin üç boyutlu geometrisini önemli ölçüde biçimlendirmişlerdir. Şekil
9’da ortada görülen gökada kümesi, bize daha uzakta bulunan bir galaksinin
ışığını bükerek odaklamıştır. Böylece uzaktaki cismin çevreye yayılan ışığı,
aradaki kütleçekimsel mercek sayesinde bize doğru odaklanmış ve parlaklaşmış
olur. Varlığı bu şekilde tespit edilmiş olan birçok gökada ve kuasar (yıldızsı)
vardır. Ayrıca son yıllarda yıldızlar gibi çok daha küçük kütleli cisimlerin
merceklediği uzak yıldız-gezegen sistemleri bulunmuştur. Mercekleyen cisim
görece küçük kütleli olduğu için bu gibi olaylara “mikromercekleme” diyoruz.
Gökadamız Samanyolu
Güneş Sistemi; Güneş, gezegenler ve uyduları, küçük gezegenler,
kuyrukluyıldızlar ve tüm bu bölgeyi saran çok düşük yoğunluklu bir plazma
kabuğundan oluşur. Bir koza gibi Güneş Sistemi’ni saran bu kabuk, güneş
rüzgarının tüm yönlere doğru “üflediği” maddenin ve manyetik alanların basınç
yaparak yıldızlararası ortamdaki seyrek gazı itmesi ile oluşur. Heliyosfer
(günküre) dediğimiz bu yapı, Şekil 10’da görülmektedir. Güneş Sistemi (yani
onun ortak kütle merkezi) de uzayda belli bir yönde (şekilde sola doğru) hareket
eder.
Şekil 10. Güneş Sistemi’nin etrafını saran heliyosfer. Solda heliyosferin yıldızlararası
gazla etkileştiği şok cephesi görülüyor.
17
Bir yaz gecesinde gökyüzüne baktığımızda yıldızların ve bulutsuların daha çok
göründüğü bir kuşak görürüz. Bizim Samanyolu dediğimiz bu kuşağa batı
dillerinde “sütlü yol” anlamına gelen isimler verilmiştir (İng. Milky Way, Alm.
Milchstrasse, eski Yunanca’da Galaksias). Bu yapı aslında 100 bin ışıkyılı çapında,
1000 ışıkyılı kalınlığında, merkezi şişik olan bir disk şeklindedir. Samanyolu
Gökadası, yaklaşık 300 milyar yıldız içerir. Yıldızların arasındaki uzay da boş
değildir. Yıldızlararası ortamda gaz ve toz bulutları vardır. Güneş, yakınındaki
yıldızlarla birlikte Samanyolu’nun merkezi etrafında yaklaşık 250 milyon yılda
bir tur atar. Bir yıldız merkeze ne kadar yakın ise, merkez etrafındaki dolanma
dönemi (yörünge periyodu) o kadar kısadır. Yani gökadamız, katı bir cisim gibi
dönmez. Gökada diskini çevreleyen, küresel biçimli bölgeye hale (halo) diyoruz.
Halede gaz yoğunluğu çok düşük, toz ise neredeyse hiç yoktur. Hale, her biri
onbinlerce yaşlı yıldız içeren küresel yıldız kümeleri barındırır. Bunların dışında
bir de yüksek hızlarda hareket eden, disk düzlemi dışında bulunan yaşlı yıldızlar
da vardır. Yıldız oluşumu halede değil, diskte bulunan dev molekül bulutları
içerisinde gerçekleşir. Disk düzleminin mavimsi ışığı, bu bulutlarda son birkaç
yüz milyon yıldır oluşmuş büyük kütleli, sıcak yıldızlardan gelir. Merkezi şişim
çevresinde ve halede ise daha yaşlı, daha küçük kütleli yıldızlar bulunur.
Samanyolu dışındaki benzer gökadaların fotoğraflarına bakıldığında bu ayrıma
varılabilir.
Gökadamız içerisinde sıcaklık, yoğunluk gibi fiziksel niceliklerin dağılımı düzgün
değildir. Yıldızların oluşumunun gerçekleştiği molekül bulutları, gökadanın en
soğuk bölgelerindendir (sıcaklık 10 – 30 K), ama aynı zamanda yıldızlararası
ortamın görece yoğun bölgeleridir. Daha düşük yoğunluklu yüksüz (nötr)
hidrojen bulutları 100 K düzeyinde, onlar arasındaki çok daha seyrek ortam ise
8000-10000 K gibi yüksek sıcaklıklara sahiptir. Böylesi yüksek sıcaklıklarda ve
düşük yoğunluklarda serbestçe dolaşan hızlı parçacıklar (ör. elektronlar,
protonlar, vs), ivmelendikleri zaman radyo ve X ışınları yayarlar. Bu bölgelerin
yüksek sıcaklıkta olduğunu da X ışınlarını gözlediğimiz için biliyoruz. Ancak
buradaki sıcaklık, yeryüzünün yoğun atmosferi altında hissettiğimiz anlamda bir
termodinamik sıcaklık değildir. Galaktik sıcak korona dediğimiz bu gibi
ortamların yoğunluğu, yeryüzünde elde edebildiğimiz en seyrek vakum
ortamlarından bile daha azdır. Burada termodinamik dengeden söz edilemediği
için, binlerce veya milyonlarca kelvinlik “sıcaklık”, parçacıkların ortalama kinetik
enerjisinden hesaplanan bir değerdir. Bu değerlerde ölçülen sıcaklıktan
anladığımız, parçacıkların kinetik enerjisine eşdeğer miktarda ısı enerjisine
karşılık gelen termodinamik sıcaklıktır. Güneş atmosferinin taç (korona) katmanı
için de aynı durum geçerlidir.
Gökadamızın hale bölgesinde karanlık madde denilen, ışınım yaymayan ve
ışınımla etkileşmeyen, ancak kütlesi ve dolayısıyla kütleçekim etkisi olan
maddenin varlığı öngörülmektedir. Yapılan çalışmalar, karanlık maddenin
evrendeki toplam maddesel kütlenin yüzde 83 kadarını oluşturduğunu
gösteriyor. Işıkla etkileşmeyen ve doğrudan farkına varamadığımız bu maddenin,
çekim etkisinden dolayı gökadaların oluşumunda ve dinamiğinde önemli rol
oynadığı düşünülmektedir. Kütleçekimsel mercekler (ör. gökada kümeleri),
karanlık maddenin varlığını ve dağılımını tespit etmek için başlıca araçlardır.
18
Samanyolu’nda yıldızlararası gaz ve tozun varlığı nasıl anlaşılır?
Gerek Samanyolu’nda, gerekse diğer gökadalarda yıldızlararası maddenin varlığı,
yaptığı radyo ışımasından anlaşılır. Bu ışımadan özellikle sorumlu olan, yüksüz
hidrojen bulutlarındaki hidrojen atomlarının 21 cm dalgaboyunda yaptıkları
radyo çizgi ışımasıdır. Bunun dışında, CO, OH gibi ve daha karmaşık yapıdaki
moleküllerin mikrodalga ve radyo bölgelerinde yaptıkları ışımalar, Yer’deki
radyo teleskoplarla algılanabilir. Ayrıca, yıldızların ışığı bize gelirken gaz
bulutlarının içinden geçebilirler. Böylece yıldızın tayfında belirli dalgaboylarında
soğurma çizgileri görülür. Yıldızlararası bulutlar, yıldız atmosferlerinden çok
daha soğuk oldukları için dar çizgiler gösterir; böylece yıldızlararası gaz
moleküllerinden ileri geldikleri anlaşılır. Yıldız oluşumunda önemli rol oynayan
toz bulutlarının varlığı ise görsel bölgede yaptıkları aşırı soğurmadan
anlaşılabilir (Şekil 11). Kızılöte (infrared) teleskopları ile yapılan gözlemler ise
yıldızlararası tozun ayrıntılı yapısı hakkında bilgi verir. Spitzer Uzay Teleskobu
ile alınan Şekil 12’deki görüntüde toz bulutları içinde gömülü yıldızlar, kızılöte
dalgaboylarında görünür hale gelmiştir.
Şekil 11. “Atbaşı Bulutsusu” (solda; NASA/ESA). Karanlık görünen yerler aslında
hiç de boş değildir; tam tersine irili ufaklı toz parçacıklarının görsel ışığı
soğurması nedeniyle karanlıktır. Sağda Güneş Sistemi’nde alınmış bir örnek toz
parçacığının taramalı elektron mikroskopundaki görüntüsü görülüyor (D.E.
Brownlee & E. Jessberger).
19
Şekil 12. Kuğu takımyıldızındaki Kuzey Amerika Bulutsusu’nun kızılöte görüntüsü
(NASA/JPL-Caltech).
Gökada türleri
Gözlenebilir evrende yüzmilyarlarca gökada olduğu düşünülmektedir.
Gökadalar, şekillerine ve yapılarına göre sınıflara ayrılmıştır (Şekil 13).
Şekil 13. Gökadaların “Hubble sınıflaması” (V. Koistinen).
S sınıfı sarmal gökadalara örnek olarak Samanyolu ve yakınındaki Andromeda
gökadası verilebilir. Yıldız ve bulutsu yoğunluğunun daha fazla olduğu bölgelerin
bir dalga biçimini alması ile diferansiyel dönmenin ortak sonucu olarak sarmal
bir yapının oluştuğu düşünülmektedir. Sarmal kollar boyunca yoğunluk çevreye
göre daha fazladır. Bu nedenle yıldız oluşumu daha sık gerçekleşir; yeni oluşmuş
mavi yıldızlara sarmal kollarda daha sık rastlanır.
20
E sınıfı eliptik gökadalar, yıldızlararası maddenin neredeyse hiç bulunmadığı,
yüzmilyarlarca yıldızdan oluşan sistemlerdir. Elipsoid biçimindeki görünümleri,
yıldızların bir disk üzerinde değil, merkez etrafında gelişigüzel yörüngelerde
dolanmalarından ileri gelir. Bu gökadalarda yeni yıldız oluşumu pek görülmez ve
yıldızları genellikle yaşlıdır. Şekil 14’te yaşlı yıldızlarının kızıl ışığı ile parıldayan
bir eliptik gökada görülebilir. Eliptik gökadaların bazılarının sarmal gökadaların
çarpışması ile meydana geldiği düşünülmektedir.
Şekil 14. 450 milyon ışıkyılı uzakta bulunan Abell S-740 gökada kümesinde yer alan bir
dev eliptik gökada (şeklin sol üstünde). (J. Blakeslee, NASA/ESA/STScI)
Düzensiz gökadalar, genellikle başka gökadalarla şiddetli kütleçekimsel etkileşim
geçirmiş veya geçirmekte olan, bu nedenle belirgin bir şekle sahip olmayan
yapılardır. Bu tür gökadalar genellikle yıldızlararası madde bakımından çok
zengindir ve çok sayıda yıldız oluşum bölgesi içerirler.
Cüce gökadalar, en çok birkaç milyar yıldız içeren ve genellikle daha büyük
gökadaların uydusu olarak çevrelerinde dolanan sistemlerdir. Samanyolunun
bilinen 10 kadar uydu (cüce) gökadası vardır. Andromeda gökadasına bir
teleskopla bakıldığında iki yanında yer alan cüce eliptik gökadalar fark edilebilir.
Çarpışan gökadalar, birbirinin yakınından veya içinden geçerken kütleçekimsel
etkileşim halinde olan yapılardır. Böyle gökadaların şekilleri bozulur, gaz-toz ve
yıldız gruplarından oluşan uzantılar, halkalar vb. yapılar gösterebilirler.
Gökadaların çarpışmasında yıldızlar birbiriyle pek çarpışmaz (yıldızlar
arasındaki uzaklıklar yıldızların yarıçapları yanında çok büyüktür), fakat
yıldızlararası gaz ve toz bulutları birbiriyle çarpışır. Bu durum, birçok gaz
bulutunun çökerek çok sayıda yeni yıldızın oluşmasına neden olur.
21
Aktif gökada çekirdekleri
Aktif gökadalar, merkezlerinde bulunan süper kütleli (milyonlarca ya da
milyarlarca güneş kütleli) kara delik etrafındaki gazlı disk bölgesinden büyük
miktarda ışınım üreten gökadalardır. Bu nedenle merkez bölgesi, gökadanın geri
kalanından çok daha parlak görünebilir. Kara deliğe düşmekte olan gazın
kaybettiği kütleçekim (potansiyel) enerjisi şiddetli X ve gama ışıması şeklinde
uzaya salınır. Ayrıca manyetik alanlarda ivmelenen yüklü parçacıklar şiddetli
radyo ışıması yaparlar.
Aktif gökada çekirdeklerinin birkaç türü, aslında birbiriyle aynı yapıda olduğu
halde farklı açılarda konumlanmış oldukları için farklı “türler” olarak
sınıflandırılır. Güçlü radyo ışıması gösteren aktif gökadalarda merkezdeki süper
kütleli kara delik çevresinde gazlı bir toplanma diski ve ona dik doğrultuda
merkezden dışarı doğru çok hızlı bir madde akışı, yani jet vardır. Jet yapıların
varlığı, görsel, kızılöte ve özellikle de radyo gözlemleri ile fark edilmiştir. Aktif
gökada çekirdeklerinde temel ayrım, radyo gökadalar ve kuasarlar şeklindedir.
Gazın toplandığı diskin ve jetin bakış doğrultumuza göre hangi açı ile yönelmiş
olduklarına göre farklı sınıflar tanımlanır (Şekil 15).
1. Radyo gökadalar ve Seyfert 2 gökadaları, bakış doğrultumuzun disk
düzlemine yakın, jete neredeyse dik doğrultuda olduğu bölgelerdir. Güçlü
radyo ışıması, güçlü manyetik alanlarda ivmelenen parçacıklarca yapılır.
2. Kuasarlar, merkezlerinde süper kütleli kara delik bulunan, onun
çevresindeki gaz diski ve yüksek enerjili olaylar nedeniyle
elektromanyetik tayfın birçok bölgesinde çok güçlü ışınım üreten, bize
çok uzak aktif gökada çekirdekleridir. Kuasarlarda ve Seyfert 1
gökadalarında jetlerin bakış doğrultumuzla ortalama bir açı yaptığı (3060 derece) düşünülmektedir.
3. Blazarlar, jetin doğrultusunun bakış doğrultumuza yakın ya da çakışık
olduğu yoğun kuasarlardır. Jetin içine doğru bakıldığı için çok şiddetli
radyo ışıması gözlenir. Bu plazma jetlerinde madde, kara deliğin
bulunduğu ortamdan dışarı doğru ışık hızına yakın hızlarda fırlatılır.
22
Şekil 15. Çekirdek bölgesindeki diskin ve jetin yönelimine göre (orta
sütun) farklı oranda radyo ışıması gözlenen farklı aktif gökadaların (sol
sütun) görünümleri.
Bağıl hareketten dolayı kırmızıya/maviye kayma
Bir A ışık kaynağı belirli bir dalgaboyunda ışınım yapıyor olsun. Bir B gözlemcisi,
A kaynağına göre hareketli ise, B’de ölçülen dalgaboyu, A’nın yayınladığı ışınımın
dalgaboyundan farklı olur. Burada sadece bağıl hızın A ile B’yi birleştiren doğru
boyunca olan bileşeni önemlidir. Buna radyal hız denir. A ile B birbirine
yaklaşıyorsa radyal hız negatiftir, dalgaboyu olduğundan daha kısa görünür
(maviye kayma), birbirinden uzaklaşıyorsa radyal hız pozitiftir ve dalgaboyu
olduğundan daha uzun görünür (kırmızıya kayma).
Kozmolojik kırmızıya kayma ve evrenin genişlemesi
Amerikalı astronom Edwin Hubble, 1920’li yıllarda o dönemin en büyük
teleskobu ile yaptığı gözlemler sonucunda büyük yankılar yaratan bir ilişki tespit
etti. Gökadalardan alınan ışığın kırmızıya kayma oranı ile onların bize olan
uzaklıkları arasında bir orantı görünüyordu. Özel görelilik kuramı ile
yorumlandığında bu durum, Doppler etkisinden başka bir şey değildir; yani daha
23
uzak gökadaların bizden daha hızlı uzaklaştığı anlamına gelir. Kırmızıya
kaymadan hesaplanan uzaklaşma hızı (v) ile uzaklık (D) arasında v = H.D gibi
doğrusal bir ilişki vardır. Orantı katsayısına (H) Hubble sabiti diyoruz. Diğer
yandan, genel görelilik kuramı bağlamında yapılan kozmolojik modeller, yani
evren modelleri, Hubble ilişkisinde göz önüne alınan kırmızıya kaymanın
Doppler etkisinden ileri gelmediğini, uzayın giderek genişlemesinden
kaynaklandığını öngörür. Başka bir deyişle, uzayın veya onu ifade eden
koordinat sisteminin, veya onu ölçtüğümüz “cetvelin” genişlemesi söz
konusudur. Uzay genişledikçe, uzayda yol alan ışığın dalgaboyu da uzar; yani
fotonların enerjisi azalır. Buna kozmolojik kırmızıya kayma diyoruz. Örneğin,
ULAS J1120+0641 adlı kuasarın kırmızıya kayma oranı 7.1 olarak ölçülmüştür.
Hubble bağıntısından bulunan uzaklık, kuasarın günümüzde bizden 28.8 milyar
ışıkyılı ötede olduğunu gösterir. Kuasardan bugün aldığımız ışık, bundan 13
milyar yıl önce, yani evren 770 milyon yıl yaşında iken yola çıkmıştı. Peki 13
milyar yıl öncesinden gelen ışığın kaynağı nasıl olur da şimdi 30 milyar ışıkyılı
ötemizde olabilir? Bunun nedeni, ışığın çok uzun yollar alırken bir yandan uzayın
genişlemesidir. Uzayın genişlemesi, ışığın bize ulaşmak için alması gereken yolun
uzamasına, dolayısıyla bize ulaşacağı zamanın da “ertelenmesine” neden olur.
Yuvarlak rakamlarla bir örnek verelim: Evren 1 milyar yıl yaşında iken iki
gökada birbirinden 2 milyar ışıkyılı uzakta olsun. Evren 14 milyar yıl yaşına
gelene dek bu iki gökada birbirinin ışığını alamayacaktır. Evren 14 milyar yıl
yaşında iken birbirinin ışığını aldığı anda bu iki gökada birbirinden 26 milyar
ışıkyılı uzaktadır. Yani bu anda gerçekleşen bir süpernova, evren bundan sonra
hiç genişlemezse 26 milyar yıl sonra diğer gökadadan gözlenebilir. Tabii evren
genişleyeceği için bu süre çok daha fazla uzar.
Özel görelilik kuramı, evrende hiçbir etkileşimin ışık hızından daha hızlı
yayılamayacağını ifade eder. Fakat bu kısıtlama, uzayın (yani koordinat
sisteminin) ölçeği için uygulanmaz. Yapılan kozmolojik modeller, evrenin ışıktan
daha hızlı genişlediği zamanlar olduğunu ortaya koymaktadır. Ayrıca evrenin
genişleme hızının, başka bir deyişle Hubble sabitinin, aynı değerde kalmadığı da
bilinmektedir. Kozmolojik zamanla değişmekte olan bu değere Hubble
parametresi, onun günümüzdeki değerine ise Hubble sabiti demek daha doğru
olur. Çağdaş kozmolojinin temelleri, Hubble ilişkisi ile sıkı sıkıya bağlıdır. Çünkü
Hubble ilişkisi, belli bir anda evrenin hangi hızla genişlediğini ifade eder. Son
yıllarda uzak gökadalarda gözlenen Ia türü süpernovalara dayanan uzaklık ve
kırmızıya kayma ölçümleri sayesinde astronomlar ve kozmologlar evrenin
hızlanarak genişleyeceği sonucunda birleştiler. Bu önemli keşfi yapan bilim
adamları, 2011 yılında Nobel Fizik Ödülü’ne layık görüldü.
Hubble parametresinin günümüzdeki değeri, evrenin yaşının hesaplandığı
kozmolojik modellerde kritik öneme sahiptir. “Standart kozmolojik model”,
Hubble sabitinin bugün gözlenen değeri ile evreni oluşturan madde ve enerji
bileşenlerinin yoğunluğunu ifade eden ve gözlemlerle kısıtlanan bazı
parametreleri kullanarak evrenin yaşını 13.75 ± 0.11 milyar yıl olarak
vermektedir.
Evrenin hızlanarak genişlemesinin (yani genişleme hızının giderek artmasının)
nasıl bir fiziksel mekanizması olduğu halen tartışma konusudur. Hızlanarak
24
genişlemeye neden olan etkiye veya etkilerin toplamına karanlık enerji
denilmiştir. Yapılan modeller, evrenin boyutları genişledikçe madde
yoğunluğunun hızla azaldığını, ancak karanlık enerji yoğunluğunun neredeyse
sabit kaldığını göstermektedir. Yani karanlık enerjinin genişlemeyi hızlandırıcı
etkisi, kütleli maddenin hızlanmayı yavaşlatıcı etkisine galip gelmektedir.
Evrenin günümüzde hızlanarak genişlediğinin keşfi, Einstein’ın önerdiği ama
sonradan Hubble ilişkisine uymadığı için geri çektiği kozmolojik sabit üzerine
yeniden düşünülmesine yol açmıştır. Bu sabit, evrenin uzay-zaman evrimini
evrendeki madde ve enerji dağılımına göre matematiksel olarak modelleyen
denklemlere eklenen bir terimdir. Bu terim, karanlık enerji için önerilen
adaylardan biridir ve boşluğun enerji yoğunluğuna karşılık gelmektedir. Bu
bileşenin yapısı ve dinamiği üzerine çeşitli fikirler ve modeller öne
sürülmektedir, ancak henüz üzerinde anlaşılmış bir mekanizma yoktur.
“Standart kozmolojik model”e göre evrenin madde-enerji içeriğinin % 73’ünü
karanlık enerji, % 23’ünü karanlık madde, % 4 kadarını ise sıradan madde, yani
atomlardan oluşan madde oluşturmaktadır.
Evrende madde ve enerjinin evrimi
Evrenin erken dönemleri pek az anlaşılmış durumdadır. Büyük Patlama (Big
Bang) Kuramı çerçevesinde yapılan modeller zamanda geriye doğru
işletildiğinde uzayda ve zamanda tekillik dediğimiz bir duruma işaret eder. Bu
tekillik, matematiksel olarak büyük patlama anına karşılık gelse de aslında
kuramın kast ettiği “büyük patlama”, evrenin hızlı bir şekilde genişlediği ve
enerji yoğunluğunun en yüksek olduğu zaman dilimidir. Yani bir patlamadan
ziyade, aniden meydana gelmiş bir hızlı genişleme anlatılır. Evren, başka bir
ortamda gerçekleşen bir patlama şeklinde düşünülmez. İçinde madde ve
enerjinin olduğu tüm uzay genişlemektedir. Büyük Patlama Kuramı, Planck
zamanı denilen 10-43 saniye ve öncesinde ne olduğu ile değil, bu zamanın
sonrasındaki genişlemenin fiziği ile ilgilenir. Diğer yandan, bu anın öncesine ve
hatta büyük patlamanın öncesini de içeren kozmolojik modeller de
yapılmaktadır.
Planck zamanı ile 1 saniye arasında gerçekleşen olaylar, dört temel kuvvetin
birbirinden ayrışmasından alanlar ve parçacıklar arasında bugün bildiğimiz
asimetrik ilişkilerin ortaya çıkmasına, bugün CERN’de saptanmaya çalışılan
Higgs bozonlarının ve kuarkların oluşumundan proton ve nötronların
oluşumuna kadar uzanır. Bundan sonraki 10 saniye içinde elektronların ve diğer
leptonların oluştuğu sanılmaktadır. Bundan sonraki 380 bin yıl boyunca ışığın
madde parçacıklarına çarpmadan pek uzun yol alamadığı “foton çağı” sürmüştür.
Fotonların iyonlarla veya elektronlarla saçılmaya uğramadan pek yol alamadığı
bu çağda görsel bölgedeki “görüş uzaklığı”nın birkaç metreden fazla olmadığı
hesaplanmaktadır (aynı durum, yıldızların içlerinde halen olmaktadır). Diğer
yandan, 3. dakika ile 20. dakika arasında geçen sürede evrenin sıcaklığı, nükleer
tepkimelerin gerçekleşmesi için yeterli ölçüdedir. Bu süreçte evrendeki
hidrojenin (protonların) bir kısmı helyum çekirdeklerine dönüşmüş olmalıdır.
25
Günümüzde hidrojen ile helyum arasında ölçülen bolluk oranı, yıldız evrimi ile
bir miktar değişmiş olsa da ilkel bolluk dağılımını kısmen yansıtmaktadır. Evren
yaklaşık 380 bin yıl yaşında iken süren genişleme ile maddenin yoğunluğu o
kadar düşmüş olmalıdır ki, ışınım artık madde tarafından soğurulmadan uzun
yollar alabilmeye başlamıştır. İşte bugün gözlediğimiz, evrenin her tarafından
aşağı yukarı eşit miktarda gelen kozmik mikrodalga arka alan ışınımı (kısaca
CMB), bu sırada salınmış olmalıdır. CMB’nin karşılık geldiği sıcaklık, yaklaşık
2.73 K kadar ölçülmüştür (bu sıcaklık Wien yasası kullanılarak hesaplanabilir).
Evrenin genişlemesi ile enerjisi azalmış ve bugün radyo bölgesinde yayılmakta
olan bu ışınım, evren 380 bin yıl yaşında iken görsel ve kızılöte bölgede
olmalıydı. Yani o sırada evrenin ortalama sıcaklığı 3000 K civarında idi. CMB’de
gözlenen küçük sıcaklık farkları, daha sonraları kütleçekim kararsızlıkları
yoluyla evrenin farklı bölgelerinde farklı miktarda madde ve enerji toplandığını
gösterir. Bu durum yıldızların, gökadaların, gökada kümelerinin ve süper
kümelerinin oluşmasında etkili olmuştur.
Teşekkür
Metnin bazı kısımlarını okuyarak eleştirilerini paylaşan Seda IŞIK, Ayşe ULUBAY
SIDDIKİ ve Özgür AKARSU'ya teşekkürlerimi sunarım.
Yrd. Doç. Dr. Emre IŞIK
26
Özgeçmiş
1977 Trabzon doğumluyum. İlk ve ortaöğrenimimi İstanbul'da yaptım. Lisans
derecemi 1998 yılında Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri
Bölümü'nden, yüksek lisans derecemi 2002 yılında Akdeniz Üniversitesi Fizik
Bölümü'nden aldım. Güneş ve yıldız manyetizması konusunda yaptığım doktora
derecemi Almanya'daki Max Planck Güneş Sistemi Araştırmaları Enstitüsü'nde
çalışarak Göttingen Üniversitesi Fizik Fakültesi'nden 2008 yılında aldım ve
2009'a dek aynı enstitüde doktora sonrası araştırmacı olarak çalıştım. 2009
yılında İstanbul Kültür Üniversitesi Fen-Edebiyat Fakültesi Matematik
Bölümü'nde ders verdim; 2010 yılından bu yana aynı üniversitenin Fizik
Bölümü'nde Temel Fizik ve Astrofizik dersleri veriyorum. Güneş aktivitesinin
altında yatan fiziksel mekanizmaları araştırıyorum; Güneş ve ondan soğuk
yıldızlarda manyetik alanların nasıl oluştuğunu ve taşındığını daha iyi anlamak
için kuramsal modeller yapıyorum.
Yrd. Doç. Dr. Emre IŞIK
27
MEF EĞİTİM KAMPÜSÜ
Ulus Mah. Öztopuz Cad. Leylak Sokak 34340 Ulus – Beşiktaş / İSTANBUL
Tel: 0 212 287 69 00 (10 Hat) Faks: 0 212 257 82 25
www.mef.k12.tr
28