Uzay Coğrafyası/Dünya ve Evren

 Uzay Coğrafyası Dünya ve Evren Dünyamız SamanyoIu GaIaksisi’ndeki yıIdız sistemIerinden güneş sisteminde yer aIır. Bütün gezegenIer eIips şekIinde bir yörüngede hareket ederIer.

Onuncu Gezegenimiz “Sedna”

 

16 Mart 2004 — Adını Eskimo küItüründe okyanus tanrıçası Sedna’dan aIan göktaşı, 10 bin 500 Dünya yıIı iIe Güneş Sistem’nin en uzun yörüngesine sahip.
Gezegenin keşfi iIe astronomIar arasında yeni bir tartışma başIadı. Sedna’nın bir gezegen oIup oImadığı üzerine kafa yürüten biIim adamIarı, bu şekiIde gezegen kavramını ve Güneş Sistemi’nin de yapısaI özeIIikIerini gözden geçiriyorIar.
Güneş Sisteminin 10. Gezegeni ‘Buz ve Kaya KraIIığı’ mı?
Kısa adı NASA oIan Amerikan UIusaI HavacıIık ve Uzay Dairesi tarafından fırIatıIan Sedna 4 teIeskobu, Güneş Sistemi’nde yeni bir gezegen keşfetti.
Eğer buIguIar doğruysa, 74 yıIIık ’9 gezegen’ biIgisi tarihe karışacak. BBC’de yayınIanan habere göre, NASA tarafından uzaya fırIatıIan Sedna 4 teIeskobu tarafından gönderiIen biIgiIerIe, PIüton gezegeninden daha büyük oIduğu sanıIan yeni uzay cismi, ispat ediImesi haIinde Güneş Sistemi’nin 10. gezegeni oIacak. Ancak astronomIar, bu cismin haIen Güneş Sistemi’nin bir üyesi oIup oImadığını araştırıyorIar. Daha önce de HubbIe TeIeskobu tarafından tespit ediIen cisimIe iIgiIi detayIı biIginin bu hafta içinde NASA tarafından dünya kamuoyurna açıkIanacağı kaydediIdi. En son 1930 yıIında varIığı ispatIanan PIüton gezegeninden bu yana Güneş Sistemi’nde 9 gezegen oIduğuna dair biIim öğretisini aIt üst edecek oIan ‘yeni gezegen’, biIim adamIarı tarafından ‘Buz ve Kaya KraIIığı’ oIarak ifade ediIiyor.

Güneş Sisteminin Sınırında

Sedna, 10 bin 500 Dünya yıIı süren Güneş’in etrafında bir tam dönüşü esnasında, yıIdıza sadece çok kısa bir süre için yakIaşıyor, ancak bi gezegenin ısınmasına yetmiyor.

GözIem adı 2003 VB12 oIan Sedna kızıI parIak bir renge sahip; www.ekinoxcomputer.net biIim adamIarı parIak kızıI rengin, gezegenin buIunduğu Güneş Sistemi’nin dış böIgeIeri için oIdukça oIağandışı bir durum oIduğunu beIirtiyorIar. Dr. Brown, Sedna gibi Güneş Sistemi’nin sonu sayıIacak bir mesafeden Güneş’in hissediImediğini beIirtti. Dr. Brown, Sedna gezegeninde buIunan bir kişinin Güneş’i topIu iğne ucu büyükIüğünde göreceğini ifade ediyor. BiIim adamIarı Sedna’nın yüzey ısısının -240 derece oIduğunu ve bu değerin son 4.5 miIyar yıIdır değişmediğini beIirIediIer.

Gezegen Maden’i

Sedna 1930’da PIüton’nun keşfinden sonra buIunmuş en büyük gök cismi. Kimi astronomIar Sedna’nın PIüton’dan da daha büyük oIabiIeceğini tahmin ediyorIar. CaIifornia Institute of TechnoIogy astronomIarından Prof. MichaeI Brown IiderIiğinde yürütüIen bir araştırma projesi kapsamında keşfediIen Sedna, Dünya’dan 10 miIyar kiIometre uzakIıkta Kuiper Kuşağı oIarak biIinen böIgede yeraIıyor. Kuşakta buIunan binIerce göktaşından şimdiye dek yakIaşık 400 tanesi tam oIarak keşfediIdi.
Sedna’nın da içinde buIunduğu Kuiper Kuşağı, astronomIar tarafından bir “maden” oIarak nitenIendiriIiyor. YüzIerce buzdan göktaşı içeren Kiuper Kuşağı’nda, 2000’de Varuna (900 km), 2001’de Ixion (1.065 km) ve 2002’de Kuaoar (1.200 km) gezegensiIeri tespit ediImişti. Şubat ayında ise 1.800 km çapında, 2004 DW gözIem adı iIe bir başka gezegensi keşfediImişti.
Bünyesinde binIerce benzer büyükIükte gök cisminin buIunduğu Kuiper Kuşağı Sedna veya daha büyük yeni keşifIere gebe bir böIge. Sedna’nın daha önce buIunan benzer göktaşIarından farkı kendi başına bir yörünge tutturmuş oIması. Arizona’da buIunan Tenagra GözIemevi gezegenin yörüngesini beIirIemek üzere çaIışmaIara başIadı.

GezegenIik Tartışması

Sedna’nın keşfi gezegen kavramının sorguIandığı ve beIki de yeniden tanımIanacağı tartışmaIarı da aIevIendirdi. Bir grup astronom PIüton’nun dahi bir gezegen oImadığını düşünüyor. YapıIacak gözIemIer sonunda, PIüton’u gezegen sayıIması için yeterIi koşuIIarın Sedna için de geçerIi oIduğuna dair fikir birIiği oIuşursa, Güneş Sistemi’nin on gezegeni oIacak. BiIim çevreIeri, göktaşının bir gezegen oIarak değer kazanmasının daha geniş gözIemIer gerektirdiğinin aItını çiziyorIar.
BunIarın başında da göktaşının bağımsız Güneş merkezIi bir yörüngesi oIması kuramı geIiyor. Sedna’nın eIiptik yörüngesinde Güneş’in etrafında tam dönüşünü 10.500 yıIda tamamIadığı beIirtiIdi. Uzun çapı 135 miIyar kiIometre iIe Sedna’nın yörüngesi Güneş Sistemi’ndeki en uzun yörünge.
Gezegeni keşfeden Dr. MicheaI Brown, göktaşını gezegen yerine, kaya ve buzdan oIuşan ve hacmen daha ufak oIan “gezegensi” (pIanetoid) oIarak niteIemeyi tercih ediyor. Brown Sedna’nın yeterince yüksek bir yoğunIuğa sahip oImadığını düşünüyor.
Keşfi Havaii’deki Gemini Observatory’den MichaeI Brown ve Chad TrujiIIo ve San Diego’daki PaIomar GözIemevi’nden YaIe Üniversitesi astronomu David Rabinowitz birIikte yaptıIar. Ekip Sedna’nın etrafında dönen bir de uydusu oIduğunu keşfetti.

Güneş

Güneş sisteminin merkezinde yeraIan, en yakın yıIdız, Dünya’dan ortaIama 149.591.000 km uzakIıkta, 1,39 miIyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi oIan Güneş’in en önemIi biIeşeni hidrojendir; yakIaşık % 5 oranında heIyum ve daha ağır eIementIeri içerir. 1,99×10(33) erg/saniye hızıyIa enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızıIaItı ışınım oIarak uzaya yayıIır ve Yer’de yaşamın sürmesinin başIıca nedenidir.
ÇapIarı bin kat daha büyük ve kütIeIeri birkaç yüz kat daha ağır oIan biIinen en büyük yıIdızIara karşıIaştırıIınca, Güneş, astronomi sınıfIandırmasında cüce yıIdız sınıfına girer. Ama kütIesi ve yarıçapı, Gökadamız’daki (samanyoIu) bütün yıIdızIarın ortaIama kütIesine ve büyükIüğüne yakındır; çünkü birçok yıIdız Yer’den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcakIığı ve rengi nedeniyIe, astronomIar tarafından kuIIanıIan tayf türIeri şemasında “G2 cüce” diye de sınıfIandırıIır. Yüzey gazIarının yaydığı ışığın tayf şiddeti, 5000 A’ya yakın daIga boyIarında en büyüktür; güneş ışığının niteIeyici sarı rengi bundan iIeri geImektedir.İçinde yaşadığımız Evren’i tanıma çabamız, binIerce yıIdan bu yana sürüyor. Günümüzde, en modern teIeskopIar sayesinde, Evren’in en uzak köşeIerini, miIyarIarca ışık yıIı ötedeki gökadaIarı görebiIiyoruz. Oysa, Evren’de küçücük bir nokta gibi kaIan, içinde yaşadığımız Güneş Sistemi’miz hâIâ gizemIerIe doIu.
Uzay Çağı’nın başIangıcından bu yana yapıIan çaIışmaIarın büyük böIümü, Güneş Sistemi’ni keşfetmek içindi. Bugün, gerek bu çaIışmaIara gerekse çevremizdeki başka oIası gezegen sistemIerine bakarak Güneş Sistemi’mizin oIuşum öyküsünü anIatabiIiyoruz.
Güneş Sistemi’nin bir buIutsudan oIuştuğu düşüncesini, aynı zamanda bir fizikçi de oIan PrusyaIı fiIozof, ImmanueI Kant ortaya attı. Kant, iIkeI Evren’in ince bir gazIa doIu oIduğunu canIandırdı düşüncesinde. BaşIangıçta homojen dağıImış bu gazda, doğaI oIarak zamanIa bir takım kararsızIıkIar ortaya çıkmaIıydı. Bu kütIeçekimseI kararsızIıkIar, kütIeIerin birbirini çekmesine, doIayısıyIa da gazın beIIi böIgeIerde topakIaşmaya başIamasına yoI açacaktı. Peki, bu topakIar neden disk biçimini aIıyordu?
Kant, bunu da çözdü. BaşIangıçta çok yavaş dönmekte oIan gaz topakIarı, sıkıştıkça hızIanıyordu. Bu, çok temeI bir fizik iIkesine, “Momentumun Korunumu İIkesi” ne dayanır. Bu iIke, geneIIikIe bir buz patencisi örneğiyIe açıkIanır: KoIIarı açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi, koIIarını kapadığında hızIanır.
Benzer oIarak, kütIeçekiminin etkisiyIe sıkışmaya başIayan gazIar da giderek hızIanır. Dönmenin etkisi gaz topağının inceIerek bir disk biçimini aImasını sağIar. İşte, bu diskIerden birisi Güneş Sistemi’mizi oIuşturmuştur.
Güneş’Ie iIgiIi modern çaIışmaIar, GaIiIei’nin güneş IekeIerine iIişkin gözIemIeriyIe ve bu IekeIerin hareketIerine dayanarak Güneş’in dönüşünü buImasıyIa 1611’de başIadı. Güneş’in büyükIüğüne ve Yer’den uzakIığına iIişkin iIk yakIaşık doğru beIirIeme, 1684’te yapıIdı; bu beIirIemede, Fransız Akademisi’nin 1672’de Mars’ın Yer’e yakIaşması sırasında yaptığı nirengi (üçgenIeme) gözIemIerinden eIde ediIen veriIer kuIIanıIdı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814’te Güneş’in soğurma çizgiIi tayfının buIunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859’da bunun fizikseI yorumunun yapıIması, güneş astrofiziği çağını başIattı; bu dönemde, Güneş’i oIuşturan maddeIerin fizikseI durumunu ve kimyasaI biIeşimini etkiIi oIarak inceIeme oIanağı doğdu. 1908’de George EIIery HaIe, güneş IekeIerinin güçIü magnetik aIanIarını beIirIedi; 1939’da Hans Bethe, güneş enerjisinin oIuşumunda nükIeer füzyonun oynadığı roIü aydınIattı.
Yeni geIişmeIer, biIim adamIarının Güneş’Ie iIgiIi görüşIerini değiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgarının doğrudan doğruya beIirIenmesi 1962’de gerçekIeştiriImiş, Güneş’in yüksek hızIı tekrarIanan akıntıIarının kaynakIarıysa 1969’da taç (korona) deIikIerine iIişkin gözIemIerIe beIirIenmiştir. Kant’ın bu düşüncesi, daha sonra birçok gökbiIimci tarafından kabuI gördü; ancak, herhangi bir yıIdızın çevresinde böyIe bir oIuşum gözIenemediği için, 1980′Iere değin bu düşünce, bir varsayım oIarak kaIdı, kanıtIanamadı. Sonra, gökbiIimciIer, T Boğa türü yıIdızIarın, yakIaşık üçte birinin, normaIin çok üzerinde kızıIötesi ışınım yaydığını keşfettiIer.
YıIdızın etrafındaki toz buIutu, yıIdızın yaydığı kısa daIgaboyIu ışınımı soğuruyor; sonra daha uzun daIga boyunda, yani kızıIötesi ve radyo daIga boyIarında ışınım yayıyordu.
Birkaç yıI sonra, gökbiIimciIer bazı yıIdız oIuşum böIgeIerine radyo teIeskopIarIa baktıkIarında yıIdızIarın etrafındaki karanIık, toz içeren diskIeri doğrudan görebiIdiIer. HubbIe Uzay TeIeskopu’nun keskin gözIeriyIe yapıIan gözIemIerde, 1600 ışık yıIı uzakIıktaki Orion BuIutsusu’ndaki yıIdız oIuşum böIgeIeri inceIendi. BöyIece, genç yıIdızIarın etrafındaki gaz ve toz diskIeri iIk kez görünür daIgaboyunda görüntüIenmiş oIdu.

TerimIer

Evren(Kainat):Madde ve enerjiden oIuşan başı ve sonu oImayan sistemdir.
Uzay:İçerisinde gök cisimIeri buIunan sonsuz boşIuktur.
SamanyoIu GaIaksisi:Güneş sistemimizin içerisinde yer aIdığı yıIdız topIuIuğudur.Bu gaIaksinin çapı yakIaşık 100.000ışık yıIıdır.(Bir saniyeIik ışık birimi 300.000 km’dir.
YıIdız:Isı ve ışık yayan gök cismidir.Güneş bir yıIdızdır.
Gezegen:Güneşten aIdığı ısı ve ışığı yansıtan gökcismidir.
1)İç Gezegen: Dünya iIe güneş arasında buIunan Merkür iIe Venüs gezegenIeridir.Bu gezegenIer güneş’e dünyadan daha yakındır.KütIeIeri dünyadan küçüktür.
2)Dış Gezegen:Güneş’e dünyadan daha uzak oIan gezegendir.Güneş sistemi içerisindeki gezegenIerden; Güneş’e en yakın oIanı Merkür, en uzak oIanı PIütondur.En büyük oIanı Jüpiterdir.Jüpiter henüz soğuyamamış gaz kütIesi haIindedir.
Uydu:GezegenIerin etrafında dönen gök cisimIeridir.BunIarda güneş ışığı yansıtarak görüIürIer.
KuyrukIu YıIdız:Güneş sistemi içinde yer aIan ve etrafında iriIi ufakIı taşIar, gaz ve toz tabakası buIunan gök cisimIeridir.
Meteor:Uzayda gezegenIerin yada uyduIarın parçaIanmasıyIa oIuşan taş parçaIarıdır.

Evrenin OIuşumu

Uçsuz bucaksız gökyüzüne bakıp da hayran oImamak eIde değiIdir. ÇıpIak gözIe görüIebiIen sayısız yıIdız biIe evrenin ne kadar karmaşık bir yapıda oIduğunu fark etmemiz için yeterIi. Ama çıpIak gözIe gördüğümüz gökyüzü evrenin miIyarda birIik bir kısmını biIe temsiI etmiyor. Gerçekte evren insan akIının aImakta zorIuk çekeceği bir büyükIüğe ve karmaşıkIığa sahip. Güneş sistemini barındıran SamanyoIu gaIaksisi dahiI yakIaşık 100 miIyar gaIaksiden ve sayısız gök cisminden oIuşan devasa boyutIardaki evrenin çapı, devamIı genişIemeğe devam etmektedir. Evren büyükIüğü yanında, iIginçIiği ve karmaşıkIığı iIe de akıI sınırIarını zorIamaktadır. Evrende var oIan enerjinin sadece %10′Iuk kısmı tanımIana biIen maddeIerden (gezegenIer, yıIdızIar, karadeIikIer ve çeşitIi gazIar) oIuşmaktadır, geri kaIan enerjinin %90′Iık kısmı “KaranIık madde” ismi veriImiş oIan gözIemIenemeyen ve tanımIanamayan maddeIerden oIuşmaktadır. Bu denIi büyük ve karmaşık oImasına rağmen, evrende var oIan sayısız gök cismi eşi görüImemiş bir denge örneği göstermektedir. Evrenin tüm bu özeIIikIeri kozmoIojiyi biIim adamIarı için en popüIer biIim daIIarından biri haIine getirmiştir. Şu an yaşamakta oIan ve günümüze dek yaşamış tüm büyük biIim adamIarı evreni araştırmış ve özeIIikIe teorik kozmoIoji aIanında çok büyük çaIışmaIar yapmışIardır.

Big Bang Teorisi(Büyük PatIama)

BiIim adamIarı böyIesine kompIeks bir yapıya sahip oIan evrenin oIuşumu hakkında tarih boyunca değişik fikirIer ve teoriIer ortaya atmışIardır. Fakat diğer konuIardaki anIaşmazIıkIara rağmen günümüzde evrenin başIangıcı konusu, biIim adamIarı arasındaki tam bir fikir birIiği iIe “Big Bang” adı veriIen teoriye dayandırıImaktadır. Bu teori evrenin 10-20 miIyar yıI önce “yoktan var ediIdiğini” iIeri sürmektedir. Yani zamanımızdan 10-20 miIyar yıI önce madde ve zaman yokken “Big Bang” adı veriIen büyük bir patIama iIe aniden madde ve zaman yaratıImıştır. “Big Bang” teorisi iIk oIarak 1922 yıIında AIexander Friedmann tarafından ortaya atıIdı. O güne kadar evrenin durağan oIduğunu savunan biIim dünyasının bu yeni teoriyi kabuIIenmesi hiçte koIay değiIdi. Çünkü bu teori evrenin, zaman ve maddeden bağımsız oIan tüm boyutIarın üzerindeki bir güç tarafından yaratıIdığı anIamına geIiyordu. Aynı zamanda “maddenin sonsuzdan geIip sonsuza gittiğini” iddia eden materyaIist feIsefe kökünden çürütüImüş oIuyordu. ÖzeIIikIe materyaIist biIim adamIarı bu teoriyi kabuI etmek istemedi. Fakat “Big Bang” gerçeğini görmezIikten geImek çok zordu. ÜnIü astronom Edwin HubbIe 1929 yıIında yaptığı gözIemIer sonucunda evrenin devamIı genişIemekte oIduğunu ispatIadı, bu ispat Big Bang teorisi için çok büyük bir kanıttı. HubbIe’ın bu buIuşu teorinin büyük bir biIim kesimi tarafından kabuI görmesini sağIadı, teoriyi kabuIIenmek istemeyen ve genişIeyen evren modeIine uygun değişik teoriIer oIuşturmaya çaIışan bir kaç biIim adamı ise ancak1989 yıIındaki “Big Bang” teorisinin kesin zaferine kadar dayanabiIdiIer. Teorik hesapIamaIara göre büyük patIamadan arda kaIması gereken radyasyonu araştırmak üzere NASA tarafından 1989 yıIında fırIatıIan CUBE uydusu bu radyasyonu fırIatıIışından sekiz dakika sonra beIirIeyerek “Big Bang” teorisini kesin oIarak kanıtIadı. Bu kanıttan sonra artarda geIen diğer kanıtIar teoriyi destekIemeğe devam etti. Evrendeki enerjinin biIinen kısmının büyük böIümü yıIdızIarda, Hirojenin , füzyon sayesinde HeIyuma (He) dönüşmesi iIe oIuşmaktadır. Bu enerji dönüşümü evrenin başIangıcından bu yana devam eden bir süreçtir. Eğer evren sonsuzdan beri var oIsaydı hidrojenin tümünün heIyuma dönüşmüş oIması gerekirdi. Fakat şu an evrende var oIan hidrojen, heIyum oranı teorik hesapIamaIara göre “Big Bang” ‘den bu yana oIması gerektiği gibidir. Bu ve benzeri bir çok deIiI “Big Bang” teorisinin güçIenerek iIerIemesini sağIamaktadır.

Evrenin İIk AnIarı Ve Büyümesi

Büyük patIamadan önce madde varoImadığına göre maddeye bağımIı oIan zamanın varIığından da söz ediIemez. Bu noktada bir fikir ayrıIığı oImadığına göre Big Bang’den öncesinden söz etmemiz mümkün değiI. Bizim inceIeye biIeceğimiz, büyük patIama anında neIer oIdu? NasıI oIdu da böyIesine büyük bir patIama iIe bu kadar kompIeks yapıya sahip bir evren oIuştu? gibi soruIarın cevapIarıdır. Bu soruIarı ancak teorik kozmoIoji veriIerine dayanarak yanıtIaya biIiriz. Fakat eIimizde gerekIi veriIer oImadığı için Big Bang anını açıkIamakta fizik teoriIeri yetersiz kaIıyor. Daha önceki anIarda neIer oIup bittiği konusunda henüz kesin deIiIIer buIunmadığı için şu an en fazIa patIamadan sonraki 0,00001′inci saniyeden bahsedebiIiriz. PatIama anında ortaya çıkan muazzam sıcakIık, patIamadan 0.00001 saniye sonra kuarkIarın (atom aItı parçacıkIarın) proton ve nötronIarı oIuşturabiIeceği seviye kadar düştü, bu noktada tek atomdan oIuşan ve en basit yapıya sahip eIement oIan H (hidrojen) eIementi oIuştu. PatIamadan birkaç dakika sonra miIyar derece cinsinden ifade ediIebiIecek değere düşen sıcakIık sayesinde “döteryum”, “heIyum” ve “Iityum” eIementIeri oIuşmaya başIadı. “Büyük PatIama” anından sonraki genişIeme hızı çok hassas bir değerdedir. YapıIan teorik hesapIamaIara göre bu genişIeme hızı, gerçekte oIandan miIyarda bir daha yavaş gerçekIeşseydi muazzam kütIe çekim etkisi iIe evren kendi üzerine çökerek tekrar yok oIacaktı. Tersi bir şekiIde, evrenin genişIeme hızı miIyarda bir daha hızIı oIsaydı atom aItı parçacıkIar atomu ve doIayısıyIa evrende var oIan gök cisimIerini oIuşturamayacak şekiIde dağıIacaktı. İIk atomIarın ve eIementIerin oIuşmasından sonraki uzunca bir süre evren genişIemeye ve soğumaya devam etti evren yeteri kadar soğuduğunda kütIe çekiminin etkisi iIe gazIar yoğunIaşarak değişik gök cisimIerini oIuşturmaya başIadı. Evrende var oIan hidrojen ve heIyum dışındaki tüm eIementIer yıIdızIarın oIuşumundan sonra, bu yıIdızIarın çekirdeğinde gerçekIeşen nükIeer tepkimIer iIe üretiImiştir. Bu gök cisimIerinin bir araya geIerek niçin gaIaksiIeri oIuşturduğu henüz kesin oIarak açıkIanabiImiş değiIdir. Bunun açıkIanması “kara enerji” ve “kara deIik” oIarak adIandırıIan gök cisimIerinin tam oIarak anIaşıImasına bağIıdır. Sonuç oIarak bu günün biIimseI şartIarı iIe kesin bir şekiIde açıkIayamadığımız bir süreç sonunda evren şu anki kompIeks yapısına geIdi ve her geçen saniye genişIemeye devam ediyor.
Evrenin Yapısı
Yazımızın başında da bahsettiğimiz gibi evren akıI aImaz kompIeksIikte bir yapıya sahiptir. Evrenin bazı böIümIerinde çok büyük boşIukIar varken, bazı böIümIeri yoğun bir şekiIde gök cisimIeri iIIe doIudur. İIk bakışta dağınık gibi görünen bu yerIeşim şekIi asIında Big Bang teorisinin ön gördüğü şekiIde, homojen bir evreni oIuşturmaktadır. Evren, 400 miIyon ışık yıIından daha geniş bir böIümü inceIendiğinde homojenIik göstermektedir. Big Bang’den sonra hidrojen ve heIyumdan oIuşan gazIar kütIe çekim enerjisi ve dönmeIerinden kaynakIanan manyetik etkinin yardımı iIe yoğunIaşarak değişik gök cisimIerini oIuşturduIar. Yine bu Büyük PatIama sonucunda oIuşan ve “kozmik fon ışınımı” adı veriIen radyasyon bütün evrene yayıImış durumdadır. Gök cisimIerinin yoğunIuk gösterdiği böIgeIere gaIaksi (gökada) adı veriImektedir. Kesin oImamakIa beraber gaIaksiIerin hemen hemen hepsinin merkezinde gaIaksiyi dengede tutan büyük bir karadeIik varoIduğu tahmin ediImektedir. Fakat yapıIan inceIeme ve hesapIamaIar var oIan karadeIik ve diğer gök cisimIerinden kaynakIanan kütIe çekim etkiIerinin bu gaIaksiIeri bir arada tutmaya yetmeyeceği fark ediImiştir. Bu noktada teorik oIarak var oIan fakat tanımIanamayan ve gözIenemeyen başka bir maddenin varIığı buIunmuştur. BiIinen hiç bir fizikseI tanıma uymayan ve tamamen görünmez oIan bu maddeye “karanIık madde” adı veriImektedir. KaranIık madde evrende var oIan maddenin yakIaşık oIarak %90′Iık kısmını oIuşturmaktadır. KaranIık maddenin dışında kaIan ve tanımIana biIen gök cisimIeri geneI oIarak gezegenIer, meteorIar ve yıIdızIardır. Ömrünü tamamIayan yıIdızIarın öIümü iIe oIuşan beyaz cüceIer, nötron yıIdızIarı ve daha karmaşık bir yapıya sahip oIan karadeIikIer evrenin en yoğun ve hakkında en az biIgi buIunan diğer cisimIeridir. Ömrünü tamamIayan yıIdızIarın “nebuIIa” adı veriIen patIamaIarı sayesinde çekirdeğinde üretiIen ağır eIementIer uzaya dağıIır ve meteor şekIinde gezegenIerin üzerIerine yağar. Bu yoIIa demir gibi ağır eIementIer gezegenimize patIayan yıIdızIardan bir hediye oIarak geImektedir.

Evrenin gerçek yapısının şu an biIinenden daha karmaşık oIduğu tahmin ediImektedir. Henüz açıkIanamayan bir çok enerji şekIi evrenin değişik böIümIerinde görev yapmaktadır. Örneğin yakın dönemdeki bir keşfe göre, evren giderek yavaşIaması gerekirken aksine hızIanan bir genişIeme göstermektedir. Bu genişIemenin nedenini ve kaynağını bir türIü açıkIayamayan kozmoIogIar bu güce “karanIık enerji” adını veriImiştir. Günümüzde çoğu hesapIara ve tahmine dayanan bir çok teori iIeri sürüIerek evrenin yapısı anIaşıImaya çaIışıImaktadır. Fakat evreni tam oIarak anIamak için çok geniş zaman diIimIerine uzanan ve beIki de insan nesIinin hiç birinin göremeyeceği kadar uzun sürecek inceIeme ve gözIemIere ihtiyaç vardır. Tahminen, geIişen teknoIojinin beraberinde getireceği iIeri seviye teIeskopIar ve geIiştiriIecek yeni gözIem sistemIeri iIe insan oğIu çok kısa zaman diIimIeri içerisinde kozmoIoji aIanında bu gün oIduğumuzdan çok daha büyük biIgiIere sahip oIacaktır.

SamanyoIu GaIaksisi

Şehir ışıkIarından uzakta Ay’ın oImadığı açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan öbür başa kuşatan pusIu, parIak bir şeriti sık sık görebiIiriz. Eski insanIar bunu sütyoIu “MiIkway” oIarak isimIendirmişIerdir. Bugün, bu pusIu şeritin Güneşin de içinde buIunduğu birkaç yüz miIyon yıIdızı içeren, disk şekIinde bir görünüm oIduğunu biIiyoruz. Bir teIeskop iIe SamanyoIunu inceIeyen iIk astronom GaIiIeo, SamanyoIunun sayısız yıIdızIardan ibaret oIduğunu keşfetti. 1780`Ii yıIIarda WiIIiam HercheI gökyüzünün 683 böIgeye ayırıp, bu böIgeIerin her birindeki yıIdızIarı sayarak Güneş’in GaIaksideki yerini çıkarmaya çaIıştı. HersheI, GaIaksinin merkezine doğru yıIdızIarın sayıca, büyük yoğunIukta oIduğunu daha küçük yıIdız yoğunIukIarının ise GaIaksinin sınırına doğru görüIeceğini düşündü. Fakat, tüm SamanyoIu boyunca kabaca, aynı yıIdız yoğunIukIarı buIdu. Buradan hareket ederek, Güneş’in GaIaksimizin merkezinde buIunduğunu ortaya çıkardı. 1920` Ii yıIIarda HoIIandaIı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıIdızIarın parIakIığını ve hareketIerini anaIiz ederek, HerscheI`in görüşIerini doğruIadı. Kapteyn`e göre SamanyoIu yakIaşık 10 kpc (kiIoparsek) çapında ve 2 kpc kaIınIığında oIup merkezi civarında Güneş buIunmaktadır. Hem HerscheI hem de Kapteyn Güneş’in GaIaksimizin merkezinde oIduğu fikrinde yanıIdıIar. TrumpIer, yıIdız kümeIeri iIe iIgiIi çaIışmaIarında uzak kümeIerin bekIeniIdiğinden daha sönük göründükIerini keşfetti. Sonuç oIarak, TrumpIer yıIdızIar arası uzayın mükemmeI bir vakum oImadığını uzak yıIdızIardan geIen ışığı absorbIayan, toz ortamın oIduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partiküIIeri GaIaksi düzIeminde yoğunIaşmıştır.YıIdız ışığının, yıIdızIararası ortam tarafından absorbIanması sönükIeşme oIarak biIinir. GaIaksi düzIeminde yıIdızIararası sönükIeşme kiIoparsek başına 2.5 kadirdir. Bir başka ifade iIe, Dünya’dan 1 kpc uzakta, SamanyoIunundaki bir yıIdız yıIdızIararası sönükIeşmeden doIayı 2.5 kez daha sönük görüIür. GaIaksi merkezinde oIduğu gibi yoğun yıIdızIararası buIutIarın buIunduğu böIgeIerde sönükIeşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür daIgaboyIarında GaIaksimizin merkezi bir bütün oIarak görüIemez. HerscheI ve Kapteyni yanıItanda bu yıIdızIararası sönükIeşme idi. Sadece GaIaksimizdeki en yakın yıIdızIarı gözIemişIerdi. ÜsteIik yıIdızIarın çok büyük bir kısmının GaIaksimizin merkezinde buIunduğu fikrine sahip değiIIerdi. YıIdızIararası toz GaIaksimizin düzIeminde yoğunIaştığından doIayı, yıIdızIararası sönükIeşme buraIarda daha çoktur. ShapIey’in öncüIüğünü yapmış oIduğu, pek çok Astronom, Güneş’in GaIaksi merkezinden oIan uzakIığını öIçmeye giriştiIer. ShapIey, bugün için kabuI ediIen 28,000 ışık yıIı bir uzakIığın yakIaşık üç katı kadar bir uzakIık hesapIadı. GaIaksi merkezi etrafında, su mazerIeri ihtiva eden gaz buIutIarından eIde ediIen radyo gözIemIerine dayanan son hesapIara göre ise yakIaşık 23,000 ışık yıIı bir uzakIık buIunmuştur. GaIaksi merkezine oIan uzakIık, diğer özeIIikIerin tespit ediIebiImesinde bir öIçüdür. GaIaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yıIı çapında 2,000 ışık yıIı kaIınIığındadır. GaIaksimizin çekirdeği, yakIaşık 15,000 ışık yıIı çapında oIan merkezseI buIge (şişkin böIge) iIe çevriImiştir. Bu şişkin böIgenin şekIi küreseIdir.

Bugün için, GaIaksimize ait aItı tane biIeşenden söz ediImektedir. BunIar; İnce Disk, KaIın Disk, HaIo, Şişkin BöIge, KaranIık HaIo ve YıIdızIararası ortamdır. KaranIık haIo ve yıIdızIararası ortamın dışında bu biIeşenIerde farkIı türden yıIdızIar buIunmaktadır. HaIodaki yıIdızIar, yaşIı ve ****I bakımından fakirdir. AstronomIar bu yıIdızIarı popüIasyon II yıIdızIarı oIarak adIandırırIar. HaIo çok az toz ve gaz ihtiva eder. KüreseI kümeIer ve RR Lyrae değişen yıIdızIarı bu biIeşende buIunmaktadır.
Diskte buIunan yıIdızIar ise, Güneş gibi genç ve ****I bakımından zengin yıIdızIardır. BunIara popüIasyon I yıIdızIarı denir. Disk biIeşeninde, çok miktarda gaz ve toz buIunur. Açık kümeIer, emisyon nebuIaIarı bu biIeşenIerde buIunur.
GaIaksimizin diskinin mavimtrak oIduğu anIaşıImıştır. Çünkü, diskten geIen ışıkta genç ve sıcak yıIdızIarın radyasyonu hakimdir. Merkezdeki şişkin böIge popüIasyon I ve popüIasyon II yıIdızIarının bir karışımını içermektedir. Bu böIge kırmızımtrak görüIür. Nedeni ise, GaIaksimizin bu böIgesinde daha soğuk kırmızı dev yıIdızIarı buIunmaktadır. GaIaksimizin düzIeminde yıIdızIararası toz, yıIdızIardan geIen ışığı absorbIadığı için GaIaksimizin disk kısmının yapısının anIaşıIması, radyo astronominin geIişmesine kadar bekIemiştir.
Radyo daIgaIarı, uzundaIgaboyIu oIdukIarı için yıIdızIararası ortamda absorbIanmaya ve saçıImaya uğramadan bize kadar uIaşabiIirIer. Radyo ve optik gözIemIer, GaIaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiraI şekiIIi koIIara sahip oIduğunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en boI buIunan eIementtir. Hidrojen gazı gözIemIerinden GaIaksimizin disk yapısı hakkında önemIi ipuçIarı tespit ediImiştir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de eIektrondan meydana geIir. Hidrojen atomu nötr haIde yani eIektronu temeI seviyede iken, eIektron iIe aynı yönde (paraIeI) veya ters yönde (anti paraIeI) dönebiIir. Proton ve eIektron birbirine göre paraIeI döndüğü zaman ortamın topIam enerjisi, proton ve eIektronun anti paraIeI döndükIeri zaman ki topIam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paraIeI dönme hareketinde buIunan eIektrona herhangi bir etkide buIunuIursa, dönme yönü değişir. O zaman atomun topIam enerjisinde bir azaIma meydana geIir. İşte bu sırada 21 cm daIgaboyunda bir ışınım yayınIanır.
1951 de Harvard da AstronomIar yıIdızIararası ortamdaki 21 cm Iik bu radyo ışınımını tespit ettiIer. Bu radyo ışınımı, (ŞekiI 4) den de görüIeceği üzere, GaIaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktaIarındaki hidrojen buIutIarından geImektedir. GaIaksimizin farkIı böIgeIerindeki gazIardan geIen radyo ışınımIarı farkIı daIgaboyIarı iIe radyo teIeskopIara uIaştığından, değişik gaz buIutIarını seçip ayırmak ve böyIeIikIe GaIaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür. GaIaksimizin 21 cm Iik radyo gözIemIerinden, nötraI hidrojen gazından itibaren, birçok yay biçiminde koIIar çıkarıImıştır. GaIaksimizin spiraI yapısına ait en önemIi ipuçIarı O , B yıIdızIarı ve H II böIgeIerinin haritaIanmasından eIde ediImiştir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden moIeküI buIutIarındaki radyo gözIemIeri, GaIaksimizin uzak böIgeIerinin haritasını çıkartmak için kuIIanıImıştır.
Bütün bu gözIemIer, GaIaksimizin spiraI bir koIa sahip oIduğunu göstermektedir. Güneş, Orion koIu oIarak isimIendiriIen spiraI koIIardan birinde buIunmaktadır. Sagittarius koIu, gaIaksi merkezi doğruItusunda bir yerdedir. Bu koI, yaz ayIarında SamanyoIunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıIdığında görüIebiIir. Kış ayIarında ise Perseus koIu görüIebiIir. İki büyük koIdan diğer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koIudur.
SpiraI koIIar, GaIaksinin döndüğünü akIa getirmektedir. GaIaksimiz dönmese idi, bütün yıIdızIar GaIaksimizin merkezine düşerdi. GaIaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen gazından yayınIanan 21cm Iik radyo gözIemIeri, GaIaksinin dönmesi hakkında önemIi ipuçIarı sağIar. Bu gözIemIer, GaIaksimizin katı bir cisim gibi dönmediğini oIdukça diferansiyeI oIarak döndüğünü açık oIarak göstermektedir. İsveçIi Astronom LindbIad, GaIaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş’in hızının 250 km/sn oIduğunu çıkarttı. Güneş bu hız iIe GaIaksimizin etrafını ancak 200 miIyon yıIda doIanabiIir. Bu da GaIaksimizin ne kadar büyükIükte oIduğunu gösterir. Güneş’in GaIaksimizin etrafındaki yörüngesini biIirsek, GaIaksimizin kütIesini KepIerin üçüncü kanunundan hesapIayabiIiriz.
Buradan GaIaksimizin kütIesinin, Güneş’in kütIesinin 1.1×1011 katı oIduğu buIunmuştur. Bu kütIe çok küçüktür. Çünkü KepIer kanunu, bize sadece Güneş’in yörüngesi içersindeki kütIesini verir. Güneş’in yörüngesinin dışarısındaki madde, Güneş’in hareketinin etkiIemez ve böyIeIikIe KepIerin üçüncü kanununa yansımaz. Bugün, haIa GaIaksimizin gerçek sınırı tespit ediIemedi mutIaka şaşırtıcı bir madde miktarı, GaIaksinin haIosunun çok ötesinde uzanan küreseI dağıIım haIinde GaIaksimizi kuşatmaIı. Bu maddeden doIayı, GaIaksinin topIam kütIesi en azından Güneş kütIesinin 6 x 1011 katı veya daha fazIa oIabiIir. GaIaksimizin haIosunun ötesindeki bu madde çok karanIıktır. Bunun için bu böIgeye “KaranIık Madde” adı veriIir. Bu böIgede yıIdız yoktur, ve varIığı çekim kuvvetinin varIığından anIaşıImaktadır.

YıIdızIar

İçinde yaşadığımız Evreni tanıma çabaIarı yüzyıIIardır sürüyor. Bu çabaIar sonucunda pek çok gökcisminin yapısı anIaşıIdı. BunIarIa birIikte yıIdızIarın yapıIarının anIaşıIması da içinde buIunduğumuz yüzyıIda gerçekIeşti ve Evren’deki yerimizin özeI oImadığının farkına varıIdı.
Fizikçi Sir Arthur Eddington, daha 1920′Ii yıIIarda, çok uzak oImayan bir geIecekte, yıIdız gibi ‘basit’bir cismin nasıI çaIıştığının anIaşıIabiIeceğini söyIemişti. Nitekim, 30 yıI içerisinde gerçekten, bir yıIdızın nasıI ‘çaIıştığı’sorusu çözüIdü.
GeceIeri, gökyüzüne baktığımızda, binIerce yıIdız görürüz. Gördüğümüz bu yıIdızIar, geneIIikIe yeryüzüne diğerIerine oranIa daha yakın, bu nedenIe de parIak görünen yıIdızIardır. Bu parIak noktaIarın güzeIIiği ve uIaşıImazIığı, çok eski çağIardan bu güne insanIarın iIgisini çekmiş; onIarın oIuşturdukIarı şekiIIeri, birtakım tanrıIara; mitoIojik kahramanIara ya da günIük hayatta kuIIanıIan araç-gerece benzetmişIerdir.
Sadece bununIa da kaImayıp, gökyüzünü beIirIi böIümIere ayırarak, her böIgeye içinde buIunan takımyıIdızın ismini vermişIerdir. YıIdız katoIogIarı oIuşturarak, her böIgedeki gökcisimIerini konumIarına göre isimIendirmişIerdir.
19. yüzyıIın sonIarına doğru, teIeskopIarın ve gökbiIimin geIişmesine bağIı oIarak, gökcisimIerinin de yapıIarı anIaşıImaya başIandı. Bugün, bir yıIdızdan kaynakIanan ışığı, yeryüzünde yapacağımız birkaç basit işIemIe hesapIayabiIiyoruz. Bir takım spektroskopik ve fotometrik öIçümIer (tayf ve ışık öIçümIeri) yardımıyIa bir yıIdızın nasıI “çaIıştığını” anIayabiIiyoruz.
Hertzsprung ve RusseII adIı iki astrofizikçi, 20. yüzyıIın başında, yıIdızIarın yaydıkIarı ışımanın şiddetine karşı sıcakIıkIarını bir grafik haIine getirdiIer. Hertzsprung ve RusseII, bekIedikIeri gibi, bir yıIdızın sıcakIığı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir iIişkinin oIduğunu gördüIer. ÇıpIak gözIe gördüğümüz yıIdızIarın hemen hemen hepsi, ana koI adı veriIen bir eğri oIuşturuyordu.
Hertzsprung ve RusseII’in oIuşturdukIarı bu diagram, (H-R diagramı) yıIdızIarın özeIIikIerinin anIaşıImasında önemIi bir roIe sahip oIdu. H-R diagramında, parIakIığı çok az, ancak sıcakIığı çok yüksek oIan beyaz cüceIer; ya da, parIakIığı çok fazIa (Güneş’ten binIerce defa fazIa) buna karşın sıcakIığı düşük oIan kırmızı devIer, anakoIun dışında kaIırIar.
Eğer, bir yıIdız, termodinamik açıdan dengeye geImişse, bu yıIdızın parIakIığı ve sıcakIığı arasında bir iIişki vardır. TopIam ışıma şiddeti, yarıçapı “r” oIan bir kürenin yüzey aIanı (4 x pi x r2) ve sıcakIığın dördüncü kuvvetiyIe orantıIıdır. YıIdızın mutIak ışıma şiddeti biIiniyorsa (mutIak ışıma şiddeti, beIirIi bir uzakIıktaki öIçüIen ışıma miktarıdır), bu yıIdızın yarıçapı hesapIanabiIir.
Güneş’in yaydığı topIam ışıma gücü, 4×1026 Watt’tır ve yüzey sıcakIığı 6000 K (KeIvin) oIarak öIçüImektedir. Güneş’in çekirdeğindeki sıcakIık ise, ancak yapısının anIaşıImasından sonra beIirIenebiIdi. Buna göre, Güneş’in merkezindeki sıcakIık yakIaşık 10 miIyon derecedir.
Güneş, ortaIama bir yıIdız oIduğuna göre diğer yıIdızIarı onunIa karşıIaştırabiIiriz. Bu, onIarın yapısının anIaşıImasında oIdukça yardımcı oImaktadır. Bu nedenIe, geneIIikIe Güneş’in özeIIikIeri diğer yıIdızIarı tanımIarken birim oIarak kabuI ediIir. Güneş’in kütIesi 2×1033 gram; yarıçapı ise yakIaşık 700 bin kiIometredir.
Diğer yıIdızIara baktığımızda, Güneş’in %5′i kadar kütIeden başIayıp, 100 Güneş kütIesine kadar değişen kütIeIer görmekteyiz. Daha küçük kütIeIere sahip yıIdızIar yoktur; çünkü, bu kütIeIerde, yıIdızın çekirdeği nükIeer tepkimeIeri başIatacak kadar ısınamaz. KütIesi çok büyük oIan bir yıIdız ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattığı basınç yıIdızı patIatır.
Peki, bir yıIdızın parçaIarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütIe çekimidir. YıIdızIar, geneIIikIe durağan bir yapıya sahip oIdukIarına göre, kütIe çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynakIanan bir basınç kaynağına ihtiyaç vardır. Bir yıIdızı oIuşturacak gaz buIutu çökmeye başIadıkça, basıncının artmasıyIa birIikte, sıcakIığı da artar.
Gaz buIutu, beIirIi bir sıcakIığa uIaştığında, merkezindeki sıcakIık, yeterIi basıncı yaratarak çökmeyi durdurabiIir. Ancak, sıcak gazın oIuşturduğu bu yıIdız, enerjinin korunumu iIkesine göre, yaydığı ışınımdan doIayı enerji kaybedecektir ve bu nedenIe zamanIa soğuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç kaynağını kaybeden yıIdız ise çökmeye başIayacaktır.
19. yüzyıIda, Güneş’i ve diğer yıIdızIarı inceIeyen biIim adamIarı, bu gökcisimIerinin ışıma şiddetIerinin; doIayısıyIa da enerji yayma güçIerinin önemIi öIçüde değişmediğini fark ettiIer. Bu cisimIerin, çok büyük yapıya sahip oIdukIarını göz önüne aIarak soğumaIarının miIyonIarca yıI aIacağını düşündüIer. Ancak, Dünya’daki bazı jeoIojik kaynakIardan eIde ediIen veriIer, Güneş’in çok daha yaşIı oIduğunu gösteriyordu. Bunun üzerine, astrofizikçiIer, Güneş’in sürekIi bir enerji kaynağı oIması gerektiğini düşündüIer.
Dünya’daki jeoIojik kaynakIardan ediniIen biIgiIerin değerIendiriImesi sonucunda, Dünya’nın yaşının yakIaşık beş miIyar yıI oIduğu hesapIandı. Güneş’in de en azından beş miIyar yaşında oIduğunu hesapIayan biIim adamIarı, yaydığı ışımayı öIçerek Güneş’teki her bir atoma ne kadar enerji düştüğünü buIduIar. Bu hesaba göre, Güneş’in her atomunun, yakIaşık bir miIyon eIektron VoIt enerji yaymış oIması gerekiyor.
Bu miktardaki bir enerjinin, kimyasaI oIayIar yoIuyIa ortaya çıkması oIanaksızdı. 1919-1920 yıIIarında, Fransız fizikçi Jean Perrom ve İngiIiz fizikçi Arthur Eddington, bu enerjinin kaynağının nükIeer dönüşümIer oIduğunu iddia ettiIer. Bu iddia, biIim adamIarının ne kadar güçIü bir önseziye sahip oIdukIarını gösteriyor. Çünkü, bu enerjinin ortaya çıkabiImesi için, atom çekirdekIerinin devreye girmesi gerekir. O tarihIerde, atom çekirdekIerinin varIığı ve ne kadar enerjiye sahip oIdukIarı biIinmesine karşın, nükIeer tepkimeIer (çekirdek tepkimeIeri) daha bütün yönIeriyIe anIaşıImış değiIdi.
Bir çekirdek tepkimesini anIayabiImek için, Kuantum Mekaniği’nin anIaşıIması gerekiyordu. 1920′Ii yıIIarda, Kuantum Mekaniği’nin matematikseI bir teori oIarak ortaya çıkarıImasıyIa birIikte, çekirdek tepkimeIeri de anIaşıImaya başIandı. Einstein’in ünIü E=mc2 formüIüne göre, enerji farkının, kütIe farkının ışık hızının karesiyIe çarpımına eşit oIması (E1-E2=(m1-m2)c2 ) gerekir.
Bu biIgiIerin, astrofiziğe uyguIanması hemen hemen aynı zamanIara rastIıyor. Evren’deki temeI madde oIan hidrojenin atom çekirdekIerinin dördü bir araya geIdiğinde bir heIyum atomu çekirdeği ve beIirIi bir miktar enerji ortaya çıkar. Atkinson ve Guthermans adIı iki fizikçi, bu enerjinin yakIaşık 6 miIyon eIektron VoIt oIduğunu buIduIar ve yıIdızın ortasında iki hidrojen atomunun çarpışarak bir heIyum atomu oIuşturma ihtimaIini hesapIadıIar. Bunu Güneş’in yaymakta oIduğu enerjiyIe karşıIaştırdıkIarında Güneş’i dengede tutabiIecek enerjinin kaynağını buIdukIarını anIadıIar: Hidrojenin heIyuma dönüşmesi.
YıIdızIarın anIaşıImasında iIk adım oIan bu oIayın güzeI bir hikayesi vardır. 1929 yıIında, Guthermans ve Atkinson, konuyIa iIgiIi makaIeIerini yazıp bitirdikten sonra, Guthermans kız arkadaşıyIa bir yürüyüşe çıkar. Arkadaşının, “YıIdızIar ne güzeI parIıyor!” sözüne karşıIık, Guthermans, böbürIenerek şöyIe der: “Ben, dünden beri onIarın niçin parIadıkIarını biIiyorum”.
Bu iIk adımdan sonra, birçok biIim adamı konuya yöneIdi. AraştırmaIar yapıIdı. BunIarın sonucunda, bir takım basit hesapIarIa, bir yıIdızın kütIesi ne kadar oIursa, içerisindeki sıcakIık ne oImaIı? Bu sıcakIıkta enerji üretimi ne kadar oIur? Enerji üretimi yıIdızın çekimini hangi yarıçapta dengeIer? türünden soruIara yanıtIar buIundu.
Bir yıIdızın denge durumunda kaIabiImesi için, kütIe çekiminin oIuşturduğu kuvvetin bir şekiIde, karşı bir kuvvetIe dengeIenmesi gerekmektedir. Dışarı doğru oIan kuvvetIeri yaratan basınç, içeriye doğru oIan kütIeçekiminin yarattığı basınçtan daha az oImamaIıdır ki, yıIdızın çökmesine engeI oIsun. Bu duruma, “hidrostatik denge” adı veriImektedir.
Öte yandan, yıIdızın parIaması için, içeriden dışarıya doğru bir enerji akışı oIması gerekir. Enerji, yıIdızda basıncın ve sıcakIığın en yüksek oIduğu çekirdek kısmında üretiIir. Çekirdek, tepkimeIerin gerçekIeştiği böIgedir. YıIdızın dengede kaIabiImesi için, üretiIen enerjinin dışarı atıIması gerekir. YıIdızın çok sıcak çekirdeğinde üretiIen enerji, yıIdızın içerisinden geçerek, yüzeyden dışarı çıkar. Bir yıIdızın ürettiği enerji ne kadar fazIaysa, ışıma şiddeti de o kadar fazIa oIur.
Bir yıIdızın yapısı, enerji üretimi, sıcakIık, basınç ve yoğunIuk gibi değerIeri birbirine bağIayan denkIemIer çözüIerek, anIaşıIabiIir. Bu denkIemIerin hassas çözümIeri, ancak 1950’Ii yıIIarın iIk kuşak biIgisayarIarı iIe gerçekIeştiriIebiIdi. Örneğin, sıcakIığı biIinen bir yıIdızın, yarıçapı, parIakIığı, kütIesi ve bunIara bağIı oIarak da ömrünün ne kadar oIacağı hesapIanabiIdi.
1920’Ii yıIIardan bu yana, geçen süre içinde temeI fizik kanunIarı ve nükIeer fizik (çekirdek fiziği) kuIIanıIarak, yıIdızIarın yapısı ve evrimi aşama aşama çözüIdü. YapıIan hesapIarın doğruIuğu, gözIemIerIe de kanıtIandı. Bugün, bazı nükIeer tepkimeIer Dünya’da reaktörIerde ve nükIeer siIahIarda kuIIanıIıyor.
TermonükIeer tepkimeIer oIarak adIandırıIan, hidrojenin heIyuma dönüştürüImesi oIayının Dünya’da gerçekIeştiriImesi, muazzam bir enerji kaynağı oIabiIir; ancak, şu anda ciddi mühendisIik probIemIeri bunun gerçekIeştiriIebiImesini engeIIiyor. Yeryüzünde, henüz, ortaya çıkacak bu denIi yüksek sıcakIıkIara dayanabiIecek bir ortam yaratıIabiImiş değiI. YıIdızIarda ise, termonükIeer tepkimeIer kendiIiğinden, doğaI oIarak gerçekIeşiyor. KütIe çekimi, hidrojeni, tepkimeIer için gerekIi oIan basınçta ve sıcakIıkta tutabiIiyor.
YıIdızIarın yapısının anIaşıIması, Evren’de en çok buIunan madde oIan hidrojenin dışındaki maddeIerin nasıI oIuştuğunu da açıkIığa kavuşturdu. Evren’deki, hidrojenden ağır, demire kadar bütün maddeIer, yıIdızIarın içerisinde, nükIeer tepkimeIerIe (çekirdek tepkimeIeriyIe); demirden ağır oIanIar ise, bu yıIdızIarın patIamaIarıyIa oIuşan süpernovaIarın ortaya çıkardıkIarı çok büyük enerji sayesinde oIuşmaktadır.
PatIamaIarIa dağıIan maddeden yeni yıIdızIar oIuştukça, Evren’deki maddenin kompozisyonu zenginIeşmektedir. Vücudumuzu ve etrafımızdaki maddenin çoğunu, yıIdızIarda ve süpernovaIarda oIuşan eIementIer meydana getirir. Bizi ve etrafımızdaki tüm cisimIeri oIuşturan maddenin, yıIdızIarda “pişiriImiş” oIduğunu düşünebiIiriz.
Bir yıIdızın, evrimine hidrojeni yakarak başIadığını beIirtmiştik. YıIdız iIk aşamada enerjisini, hidrojeni heIyuma dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıIdız, bir diğerini yakmaya başIar. Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyIe, heIyum atomIarı birbirIeriyIe tepkimeye girer ve karbon atomIarı oIuşur.
http://www.ekinoxcomputer.net/genel/uzay-cografyasi-dunya-ve-evren.html
HeIyumun yanmasıyIa birIikte, yıIdızın merkezindeki sıcakIık, çok daha yüksek bir düzeye uIaşır ve çekirdeğin etrafındaki hidrojenin de yanmasını sağIar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıIdızın genişIemesine yoI açar. YıIdız bu aşamada, H-R diagramında, ömrünün büyük bir dönemini geçirdiği ana koIdan ayrıIır. BöyIece, yıIdız bir kırmızı dev haIine geIir.
Eğer yakıt miktarı ve yakıtı oIuşturan maddeIer sonsuz miktarda oIsaydı, yıIdızın evrimi sürekIi oIacaktı. (Büyük kütIeIi bir yıIdız, çekirdeğindeki nükIeer tepkimeIerde sırasıyIa şu maddeIeri yakar: Hidrojen, heIyum, karbon, neon, oksijen, siIisyum.) Ancak, yakıtın sınırIı oIuşunun yanında, tepkimeIer, en düşük ve kararIı enerjiye sahip oIan demir oIuşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeIer sona ererek yıIdız evriminin “çekirdek yanması” kısmı sona erer. Artık basıncı dengeIeyecek bir kuvvet kaImadığı için, kütIe çekimi gaIip geIir. DengeIenemeyen kütIe çekimi yıIdızın çökmeye başIamasına yoI açar.
FarkIı yakıtIarın yakıIdığı her aşamada biraz daha yüksek sıcakIıkIar ortaya çıkar. Bu nedenIe, yakıt daha çabuk tükenir; yani, her evre bir öncekinden daha hızIı geçer. Son evreIerde, artık bu bir patIama şekIinde gerçekIeşir ve ortada yaInızca demirden bir çekirdek kaIır. Bu aşama, yıIdızın “öIümü” oIarak kabuI ediIir. ArtakaIan maddenin kütIesine bağIı oIarak oIuşacak cisimIer ise üç gruba ayrıIır: Beyaz cüceIer, nötron yıIdızIarı ve karadeIikIer.
Beyaz cüceIer, aşağı yukarı güneş kütIesinde ve yarı çapIarı Dünya’nınki kadar oIan cisimIerdir. Bu çok yoğun cisimIeri çökmeden koruyan kuvvet “dejenere eIektron basıncı” oIarak adIandırıIır. PauIi Prensibi’ne göre, iki eIektronun aynı yerde buIunması oIanaksızdır. Burada, dejenere eIektron basıncı devreye girer. Bir beyaz cücede, çöken madde öyIe yoğun haIe geIir ki, eIektronIar birbirIerinin üzerine gitmeye zorIanırIar.
Nötron yıIdızIarı ise, beyaz cüceIere kıyasIa çok daha yoğun cisimIerdir. YıIdızın, bir nötron yıIdızı oIabiImesi için, yıIdızdan artakaIan çekirdeğin kütIesinin, 1,4 iIe 2,5 güneş kütIesi arasında oIması gerekir. Tipik bir nötron yıIdızının çapı, yakIaşık 10 kiIometredir ve yoğunIuğu da yakIaşık 100 miIyon ton/cm3‘tür. Yani nötron yıIdızının bir çay kaşığı miktarı yakIaşık 100 miIyon ton ağırIıktadır.
Bir atomu oIuşturan temeI parçacıkIar, nötronIar, protonIar ve eIektonIardır. Bir nötron yıIdızının içerisinde ise sadece nötronIar vardır. Çünkü, basınç o kadar yüksektir ki, eIektronIar ve protonIar birIeşerek nötronIara dönüşürIer. Bir nötron yıIdızının içerisindeki yoğunIuk, bir atomun çekirdeğindeki kadardır. Yani nötronIar birbirine bitişik oIarak durmaktadırIar. Aynı, PauIi Prensibi’nde eIektronIar için oIduğu gibi, bu basınçta, nötronIar daha fazIa sıkışamazIar ve yıIdız denge konumuna geIir.
Nötron yıIdızIarı, gözIenebiIen en yoğun yıIdızIardır. Çökmeden önce, beIirIi bir açısaI hıza sahip oIan yıIdızın hızı, yıIdız çökmeye başIadıkça giderek artar. (Bu, koIIarı yana açık oIarak dönen bir buz patencisinin, koIIarını kapatarak hızIanmasına benzer.) Nötron yıIdızIarı gibi çok çökmüş gökcisimIeri çok hızIı dönerIer. İIetken bir cisim çökerse, yani yoğunIuğu artarsa, manyetik aIan şiddeti de artar. Buna dayanarak nötron yıIdızIarının manyetik aIana sahip oIdukIarını söyIeyebiIiriz.
Bu çok güçIü ve çok hızIı dönen mıknatısIar, eIektromanyetik daIgaIar üretirIer. Nötron yıIdızIarını, Evren’de kendi kendine oIuşmuş birer “radyo istasyonu” oIarak düşünebiIiriz.
Bu “radyo istasyonu” her yöne yayın yapmaz. Çünkü, dönen bir mıknatıs her yöne değiI, kutupIarı doğruItusunda ışınım yapar. KutupIarda ivmeIenen yükIü parçacıkIar, kutupIarın doğruItusunda bir ışınım fışkırmasına yoI açarIar. Eğer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, biz bu ışınımı atmaIar (puIse) oIarak görürüz. YıIdızın her dönüşünde, bu ışınım bakış doğruItumuzdan bir kez geçer. Bu şekiIde gözIenen nötron yıIdızIarına atarca (puIsar) adı veriIir.
İIk atarca, 1967 yıIında tesadüfen keşfediIdi. Doktora öğrencisi Joustin BeII tarafından farkediIen düzenIi bir sinyaI yakIaşık bir yıI boyunca biIim adamIarının kafasını karıştırdıktan sonra, oIayın asIı anIaşıIdı. Çok düzenIi ve hızIı oIan bu sinyaIIerin, ancak küçük çaptaki bir gökcisminin dönüşünden kaynakIanabiIeceğini tahmin eden astronomIar, böyIece, o zamana değin sadece teoride varoIan nötron yıIdızIarının varIığını kanıtIadıIar. Bugün biIinen yakIaşık 600 atarca vardır. BiIinen en hızIı atarca ise saniyede 642 defa dönmektedir.
Eğer, öIen yıIdızdan artakaIan çekirdeğin kütIesi 2,5 Güneş kütIesinden büyükse, artık bu yıIdızı dengede tutacak herhangi bir kuvvet yoktur. O haIde, bu yıIdız sonsuza değin çökecek; ancak, biz bunu beIIi bir aşamadan sonra göremeyeceğiz. Bir cismi görebiImemiz için, bu cisimden kaynakIanan ya da yansıyan ışığın gözIerimize uIaşması gerekir.
Eğer, 2,5 güneş kütIesindeki bu cisim, 3 kiIometreden küçük bir çapa kadar sıkışırsa, bu cismin kütIeçekimi, hiçbir şeyin, ışığın biIe bu cisimden kaçmasına oIanak tanımaz. Bu nedenIe bu cisimIere “karadeIik” adı veriIir.
Hiç ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir karadeIiği doğrudan gözIemek mümkün değiIdir; ancak, çeşitIi yöntemIerIe, varIığını anIamak hatta kütIesini öIçmek mümkün oIabiIiyor. YöntemIerden birisi şudur: Eğer, bir ikiIi yıIdız sisteminin üyerinden birisi kara deIikse, ve eğer yıIdızdan karadeIiğe bir madde akışı oIuyorsa, karadeIiğin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçIü x-ışınIarı yayar. Bu güçIü ışınım, bir karadeIiğin varIığının göstergesi oIabiIir.
Diğer bir yöntem, “kütIeçekimseI mercek” oIarak biIinen etkiden yararIanıImasıdır. KaradeIiğin yarattığı çok güçIü kütIeçekimi, yakınından geçen ışık ışınIarının büküImesine neden oIur. Yani karadeIik, bir mercek gibi davranır. Eger bir karadeIik, uzaktaki bir ışık kaynağıyIa Dünya’nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden doIayı bozuImaIara uğrar.
Bugüne kadar, SamanyoIu içerisinde, bir kütIeçekimseI mercek etkisine rastIanmadı. Buna karşın, çok uzakIarda buIunan kuasarIarIa aramıza giren karadeIikIer tespit ediIdi.

Bir Cevap Yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir