EĞLENCE ve FEN SİTESİ

Galaksimiz Samanyolu

Bu makale Galaksiler kategorisinde yayınlanmış. İlk yorum yapan siz olun!
Şehir ışıklarından uzakta Ay’ın olmadığı açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan öbür başa kuşatan puslu, parlak bir şeriti sık sık görebiliriz. Eski insanlar bunu sütyolu “Milkway” olarak isimlendirmişlerdir. Bugün, bu puslu şeritin Güneşin de içinde bulunduğu birkaç yüz milyon yıldızı içeren, disk şeklinde bir görünüm olduğunu biliyoruz.

Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun sayısız yıldızlardan ibaret olduğunu keşfetti. 1780`li yıllarda William Herchel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak Güneş’in Galaksideki yerini çıkarmaya çalıştı. Hershel, Galaksinin merkezine doğru yıldızların sayıca, büyük yoğunlukta olduğunu daha küçük yıldız yoğunluklarının ise Galaksinin sınırına doğru görüleceğini düşündü. Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoğunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş’in Galaksimizin merkezinde bulunduğunu ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel`in görüşlerini doğruladı. Kapteyn`e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc kalınlığında olup merkezi civarında Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş’in Galaksimizin merkezinde olduğu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiğinden daha sönük göründüklerini keşfetti. Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen ışığı absorblayan, toz ortamın olduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoğunlaşmıştır.Yıldız ışığının, yıldızlararası ortam tarafından absorblanması sönükleşme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yıldızlararası sönükleşme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir başka ifade ile, Dünya’dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız yıldızlararası sönükleşmeden dolayı 2.5 kez daha sönük görülür. Galaksi merkezinde olduğu gibi yoğun yıldızlararası bulutların bulunduğu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleşme idi. Sadece Galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemişlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının Galaksimizin merkezinde bulunduğu fikrine sahip değillerdi. Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoğunlaştığından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley’in öncülüğünü yapmış olduğu, pek çok Astronom, Güneş’in Galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklığın yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuştur. Galaksi merkezine olan uzaklık, diğer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin çekirdeği, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel bulge (şişkin bölge) ile çevrilmiştir. Bu şişkin bölgenin şekli küreseldir (Şekil 1).



Şekil 1. Galaksimizin yandan görünüşü. Galaksimizin üç büyük bileşeni vardır: İnce Disk, Şişkin bölge ve Halo tur. Disk gaz ve tozdan oluşur.

Bugün için, Galaksimize ait altı tane bileşenden söz edilmektedir. Bunlar; İnce Disk, Kalın Disk, Halo, Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın dışında bu bileşenlerde farklı türden yıldızlar bulunmaktadır. Halodaki yıldızlar, yaşlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae değişen yıldızları bu bileşende bulunmaktadır.


Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş gibi genç ve metal bakımından zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileşeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon nebulaları bu bileşenlerde bulunur.

Galaksimizin diskinin mavimtrak olduğu anlaşılmıştır. Çünkü, diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların radyasyonu hakimdir. Merkezdeki şişkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yıldızlarının bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür. Nedeni ise, Galaksimizin bu bölgesinde daha soğuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışığı absorbladığı için Galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine kadar beklemiştir.

Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uğramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden Galaksimizin disk yapısı hakkında önemli ipuçları tespit edilmiştir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüğü zaman ortamın toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü değişir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır (Şekil 2). Galaksimizin 21 cm deki görüntüsü Şekil 3 te gösterilmiştir.



Şekil 2. Hidrojen atomunun ince yapısı.



Şekil 3. Galaksimizde bulunan atomik hidrojenin neden olduğu 21 cm lik ışınımın görüntüsü.

1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, (Şekil 4) den de görüleceği üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştığından, değişik gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür. Galaksimizin 21 cm lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Galaksimizin spiral yapısına ait en önemli ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiştir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) i
htiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır.



Şekil 4. Galaksimizin haritalanmasında kullanılan bir teknik.

Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduğunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doğrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. İki büyük koldan diğer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.

Spiral kollar, Galaksinin döndüğünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar Galaksimizin merkezine düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi hakkında önemli ipuçları sağlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katı bir cisim gibi dönmediğini oldukça diferansiyel olarak döndüğünü açık olarak göstermektedir. İsveçli Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş’in hızının 250 km/sn olduğunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduğunu gösterir. Güneş’in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.

Buradan Galaksimizin kütlesinin, Güneş’in kütlesinin 1.1×1011 katı olduğu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize sadece Güneş’in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. Güneş’in yörüngesinin dışarısındaki madde, Güneş’in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin üçüncü kanununa yansımaz. Bugün, hala Galaksimizin gerçek sınırı tespit edilemedi mutlaka şaşırtıcı bir madde miktarı, Galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel dağılım halinde Galaksimizi kuşatmalı. Bu maddeden dolayı, Galaksinin toplam kütlesi en azından Güneş kütlesinin 6 x 1011 katı veya daha fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bunun için bu bölgeye “Karanlık Madde” adı verilir. Bu bölgede yıldız yoktur, ve varlığı çekim kuvvetinin varlığından anlaşılmaktadır.

SPİRAL YAPININ AÇIKLANMASI

Spiral kolların varlığı yılladır astronomları şaşırtmıştır. Birçok Galaksi H II bölgeleri ve O, B yıldızlarının bulunduğu yay şeklindeki kollara sahiptir. Spiral kollar farklı görünüşlere sahiptir. Bazı galaksiler flocculent (topaklanmış) spiraller olarak isimlendirilirler bunlarda spiral kollar geniş, karışık ve belirgin değildir. Bazı galaksilerde ise bu kollar ince ve çok belirgindir. Bu spiral kolların görünüşünden şu söylenebilir; Bir Galaksinin spiral yapısının ortaya çıkması için birden fazla mekanizma olmalıdır.

“Kendini Besleyen Yıldız Oluşumu” teorisi ve Galaksinin diferansiyel rotasyonu da göz önünde bulundurulursa, spiral kolların nasıl oluştuğu şu şekilde açıklanabilir. Başlangıç da spiral kollara sahip olmayan bir galaksi diskinin herhangi bir yerdeki yoğun yıldızlararası bulutta yıldız oluşumunun başladığnı düşünelim. Bu bulutta sıcak, kütleli yıldızlar oluşur oluşmaz bunların yaydığı radyasyon, gazda ilave bir yıldız oluşumunu başlatarak civarındaki bulutsuyu sıkıştırır. Bu büyük kütleli yıldızlarda, sonunda süpernova patlaması olur. Bu süpernova patlaması ile yayılan şok dalgaları yıldız oluşumunu destekleyen yıldızlararası ortamı sıkıştırır. Yıldız oluşumu bölgeleri büyüdükçe, Galaksinin diferansiyel rotasyonu iç kısımları dış kısımlara doğru iter. Böylelikle, O, B yıldızlarının kümelenmesi ve parlayan bulutsu, bir spiral kol oluşumuna neden olur.

Yıldız oluşumlarının çoğalması ile meydana gelen spiral kollar bir galaksiyi gelişigüzel bir şekilde, boydan boya kuşatır. Spiral kolların ufak tefek parçaları ancak genç yıldızların oluştuğu bölgelerde görülürken, büyük kütleli yıldızların öldüğü diğer bölgelerde görülmezler.

Böylece Galaksiler çok belirgin olmayan spiral kolları ile düzensiz bir görünüşe sahiptirler. Düzenli görünüşe sahip diğer Galaksilerin spiral yapısını açıklamak için ise alternatif başka bir görüş vardır.

YOĞUNLUK DALGALARI

1920 li yıllarda Lindblad bir Galaksideki spiral kolların, yıldızlar arasında hareket eden sürekli bir yapıya sahip olduğunu önerdi. Örneğin, okyanustaki dalgalar su yüzeyini bir baştan öbür başa hareket ettirirken, tek tek su moleküllerinde küçük daireler halinde aşağı yukarı hareket ederler. Esasında suyu bir baştan öbür başa kat eden dalgalardır. Su molekülleri ise dalgalar ile birlikte hareket eder. Lindbland, Bu benzetmelerden yola çıkarak, spiral yapının yoğunluk dalgaları ile açıklanabileceğini ileri sürdü.

Bu yoğunluk dalga teorisi 1960 lı yıların ortalarında Amerikalı Astronomlar Lin ve Shu tarafından ayrıntılı bir şekilde hazırlandı ve matematiksel olarak ifade edildi. Lin ve Shu, bir Galaksinin diski içersinden geçen yoğunluk dalgalarının, geçici olarak bir madde birikimine sebep olabileceği üzerinde durdular.Bu sebepten, bir spiral kol, maddenin geçici olarak artması veya sıkışması şeklinde yorumlanabilir.

Bir Galakside bir yoğunluk dalgasının etkisinin nasıl gösterdiğini daha iyi anlamak için okyanus örneğini bir kere daha gözden geçirelim. Eğer su moleküllerine dışarıdan bir etki yapılmamışsa okyanusun yüzeyi çarşaf gibi olur. Fakat su molekülleri sürekli pertürbasyon olarak isimlendirilen rüzgar gibi tedirginliklerden etkilenir. Bu pertürbasyon sonucu sudaki moleküller birbirlerini iterek bir su dalgasını oluşturur. Okyanus yüzeyindeki bu su molekülleri küçük eliptik yörüngelerde hareket ederler. Bu durum (Şekil 4a) da görülebilir. Bir Galaksideki, yıldızlar birbirlerinden çok büyük uzaklıklarda bulunduğundan dolayı yıldızlar arasında çarpışmalar olmaz. Bununla beraber, birbirlerini çekimlerinden dolayı etkiler. Su veya ses dalgalarında moleküler kuvvetler moleküllerin hareketlerini etkilerler. Bir Galakside ise, çekim kuvveti yıldızlar arasındaki etkileşimlere neden olur. Bu yıldızın Galaksi merkezi etrafındaki yörüngesi daire ye yakındır. Fakat Galaksideki madde, yıldızın yörüngesinden sapmasına neden olan küçük gravitasyonel pertürbasyonlar meydana getirir.



Şekil 4. Su ve kinematik dalgalar.

Bir su molekülünün okyanus yüzeyinde yükselip alçalması gibi yıldız da bozulmamış yörüngesi etrafında ileri geri salınımlarda bulunur. Lindbland bu salınım (osilasyon) ları, küçük bir epicycle ile açıklamıştır. Bu (Şekil 4b) den görülebilir. Epicycle orjinal yörüngesi boyunca saat yönünde hareket ederken, yıldız epicycle civarında saat yönünün tersinde hareket eder. Sonuç da yıldızın yörüngesi, hareket halinde elipse benzer bir eğri olur. Doğal olarak, bu yıldızın gravitesi diğer yıldızların hareketini etkiler. Bu gravite etkisi, bir yıldız yörüngesinden diğerine doğru yayılan “Kinematik Dalga” olarak isimlendirilen bir dalga tedirginliği yaratır.

Kalnajs, (Şekil 4b) de önerildiği gibi yıldızların eliptik yörüngelerinin rastgele yönlenmediğini, bunun yerine yörüngeler arasında sıkı bir ilişkinin var olduğunu önerdi. Çünkü her bir eliptik yörünge komşu diğer yörüngeye belli bir açı ile meyillidir ve sonuç da (Şekil 4b) de gösterildiği gibi spiral bir yapı ortaya çıkar. Bu spiral yapı, elips yörüngelerin birbirine en yakın olduğu yerlerde ortaya çıkar. Yıldız sayısının geçici artışı yıldızlararası gaz ve toz da büyük bir etki yaratır.Yıldızların çoğalması spiral kolda gravitasyonel çekimin artmasına sebep olur. Bu gravitasyonel kuvvet, yavaş hareket eden büyük kütleli yıldızlar üzerinde hemen hemen bir etki yapmaz. Bununla beraber yıldızlararası ortamdaki hafif atomlar ve moleküller, gravitasyonel çekime uğrayarak bir yoğunluk dalgası tepesi oluştururlar. Kalnajsın spiral yapı modeline göre, yoğunluk dalgaları galaksideki madde içersinde yıldızların hareketinden daha yavaş olarak aşağı yukarı 30 km/sn hız ile hareket eder. Bununla birlikte, yıldızlararası gaz, 10 km/sn (bu yıldızlararası ortamda ses hızıdır) bir hız ile küçük bir sıkışma meydana getirebilir. Bu meydana gelen yoğunluk dalgası süpersoniktir. Çünkü yıldızlararası gazdaki hızı, bu gazdaki ses hızından daha büyüktür. Yoğunluk dalga teorisi düzenli spiral yapıların birçok özelliğini açıklar. Spiral yoğunluk dalgaları galakside hızla ilerleyerek ölen yıldızlardan arta kalan gaz ve tozları bir nebula haline sıkıştırarak yeni yıldızların oluşmasına neden olur. Yaşlı yıldızların ölümünden geriye kalan madde ağır elementler bakımından zenginleştiği için yeni oluşan yıldızlar metal bakımından zengindir. Galaksideki spiral yapı hakkındaki tüm problemler çözülememiştir. Birçok Astronom yoğunluk dalga teorisinin doğru bir teori olduğunu savunmaktadır. Fakat yine de bu teori ile ilgili bazı tereddütler var. Örneğin; bu yoğunluk dalgaları, yıldızlararası gaz ve tozu sıkıştırmak için büyük bir enerji harcarlar. Yoğunluk dalgalarının yayılması için devamlı, bir enerjinin takviye edilmesi gerekir. Bu enerjinin nereden geldiği pek anlaşılamamıştır. Ancak Galaksilerin çekirdekleri, bu enerjinin geldiği yerler olarak görülebilir. Başka bir olasılık ta, iki Galaksinin çarpışmasıdır. İki Galaksi birbiri ile çarpıştığında, Galaksi bir spiral yapıyı meydana getirecek şekilde diğerini etkiler.

GALAKSİMİZİN MERKEZİ

Galaksimizin merkezi (Şekil 5), Sagitarius (Sgr A) olarak bilinmektedir. New Mexicodaki VLA radyo teleskobu ile elde edilen ayrıntılı radyo görüntülerinden Sgr A nın iki koldan ibaret olduğu görülmüştür. Sgr A Batı ve Sgr A Doğu (Şekil 6) SgrA Batı, termik diğeri ise termik olmayan radyasyon yayınlar. Termik kısımda iyonlaşmış hidrojen vardır. Bu iyonlaşmış gazın sebebi anlaşılamamıştır. Bunu açıklayabilen iki mekanizma ileri sürülmüştür. Sıcak O, B yıldızları ve Galaksi merkezindeki çok yüksek bir enerji kaynağı. Ayrıca, Sgr A batı kolunun merkezinde termik olmayan çok küçük bir kaynak tespit edilmiştir. Buna Sgr A* denmektedir ve bunun Galaksimizin merkezi olduğu iddia edilmektedir. Bununla birlikte kızılötesi uydusu (IRAS) ile elde edilen gözlemlerden, IRS16 kaynağının da Galaksimizin merkezi olduğu ileri sürülmektedir. Sgr A* ile IRS 16 arasındaki açısal uzaklık birkaç yay saniyesi mertebesindedir. Bugün için Galaksi merkezinin Sgr A* mı yoksa IRS 16 mı olduğu hala tartışılmaktadır. Bu gözlemlerden, Galaksimizin merkezinin bir spiral yapıya sahip olduğu anlaşılmıştır. Merkezdeki bu spiral yapının Galaksimizin spiral yapısı ile bir ilgisi yoktur. Galaksi merkezinden itibaren 2 ila 8 pc arasında moleküllerin bulunduğu bir disk bölgesi vardır. Bu bölgeye “Molekül diski” denir. Merkezden itibaren 700 pc uzaklıktaki ekseni etrafında hızla dönen bir “Çekirdek disk” vardır.



Şekil 5. Galaksimizin merkez bölgesi. Birinci fotoğraf Galaksimizin 50 derece büyüklüğündeki alanına aittir. Ortadaki fotoğraf aynı alanın IRAS teleskobundan alınan görüntüsüne, ve üçüncü fotoğrafta kırmızıötede Galaksimizin merkeze bölgesine aittir.



Şekil 6. Galaktik merkez çevresindeki moleküller bulut. HCN emisyonun neden olduğu ışınım sayesinde görülen yapı, galaktik çekirdeğin moleküller bulutlar ile sarılı olduğunu gösteriyor. Bu halka 15 ışık yılı çapında, 300 K sıcaklığında gaz ile 80 K sıcaklığındaki tozdan oluşmaktadır.

Gerek merkezdeki spiral yapının oluşumunu açıklayabilen, gerekse yüksek hızlı gaz ve tozu Galaksi merkezi etrafında tutan birşey olmalı, yapılan dinamik hesaplardan 2 x 106 Güneş kütlesindeki bir cisim, bu gazın yıldızlararası uzaya uçup gitmesini engellediği ileri sürülmüştür. Bu da kompakt süper kütleli bir karadeliktir. Diğer birçok Galaksinin çekirdeklerinde de meydana gelen olağanüstü aktiviteyi keşfeden astronomlar, bu Galaksilerin merkezlerinde süper kütleli bir karadeliğin olabileceğini söylemektedirler.

Galaksimizin merkezinde 511 Kev ve 1.8 Mev mertebesinde Gama enerjisinin geldiği tespit edilmiştir. Bu 1.8 Mev lik Gama enerjisi Al26 nın bozulmasına karşılık gelmektedir. Al26 ağır bir elementtir. ve süpernova patlaması sırasında meydana gelebilir. O halde Galaksimizin merkezinde bir süpernova patlaması olmuştur ve büyük bir olasılıkla patlama sonucunda da bir karadelik meydana gelmiştir.

Bununla birlikte, birçok astronom Galaksimizin merkezinde süper kütleli bir karadeliğin olabileceği fikri ile uyum içinde değildir. Buna delil olarak, Galaksi merkezinin kızılötesi bir görüntüsünü elde eden Avustralyalı astronom Allen, süperkütleli bir karadeliğin varlığını gösteren birşey görememişti.

Bugün için astronomlar hala Galaksi merkezini daha iyi anlamak için araştırmalarını sürdürmektedirler. Önümüzdeki yıllarda Dünya yörüngesine oturtulacak astronomik amaçlı uydular ile Galaksimizin merkezi ile ilgili gizemler ortaya çıkarılabilecek mi göreceğiz.
http://www.uzayveastronomi.com

UZAYIN YAPISI

Big bang ya da Büyük patlama, evrenin yaklaşık 14 milyar yıl önce çok yoğun ve sıcak bir noktadan meydana geldiğini savunan bilimsel teori. Galaksiler nebulözler ve yıldızlararası plazmanın bu şekilde meydana geldiğini savunur. Bu ilk infilaktan bu yana çok daha küçük patlamalar halen devam etmekte (süpernovalar) ve evren, genişleyip büyümeye devam etmektedir.

Gerçekten de dünyamızdaki gözlem evlerinden izlenen uzak galaksilerin ışığındaki kırmızıya kayış, bunun ispatı olarak kabul edilmektedir.

Büyük patlamadan gelen radyasyon, ilk defa 1964′te tespit edilmiştir. New Jersey’deki Bell Laboratuvarlarından Arno Penzias ve Robert Wilson, Samanyolunun dış kısımlarından gelen belirsiz radyo dalgalarını ölçmeye çalışıyorlardı. Fakat bunun yerine gökyüzünün her tarafından gelen bir radyasyon buldular. Bu ışınımın bütün yönlerdeki parlaklığı aynı idi ve yaklaşık 3° Kelvin sıcaklığında bir ortamdan geldiği anlaşılıyordu. Daha sonra Penzias ve Wilson, bu buluşları için bir Nobel ödülü kazandılar.


Bigbang teorisine ilişkin şekil
Bu kozmik fon radyasyonunun, büyük patlamadan hemen sonra kainatı dolduran sıcak gazdan geldiği tahmin edilmektedir. Astronomlar, 1920′lerden beri kainatın genişlediğini biliyorlardı. Bu genişlemenin hızı da, 15 milyar yıl kadar önce bütün maddenin tek bir anda aynı noktada bulunması gerektiğini gösteriyor. İşte tam bu ilk zamana büyük patlama deniyor. O zamandan beri de kainat sürekli olarak genişlemektedir.

Büyük patlamadan sonra kainat radyasyondan yayılan çok sıcak gazla dolmuştur. İlk önce gaz, temel parçacıklardan meydana gelmişti: Önce kuarklar oluştu ve bunlar bir araya gelerek protonları ve nötronları meydana getirdi; daha sonra da elektronlar ortaya çıktı. Büyük patlamadan 300.000 yıl sonra, sıcaklık 3000 °K’ye düşünce bu parçacıklar birleştiler ve atomlar oluştu.

Bu durum, kainata büyük bir değişiklik getirdi. O zamana kadar elektrik yüklü parçacıklar radyasyonu çok kolay emerlerdi. Radyasyon çok uzağa gidemediğinden, gaz da şeffaf değildi. Fakat nötr atomlar radyasyonu iyi ememediler. Bu durumda hareketine bir engel kalmadığından, radyasyon uzayda yayıldı.

Uzay genişledikçe radyasyonun dalga boyu uzadığı için, daha soğuk bir cisimden geliyormuş kanaatini vermeye başladı. Bizim radyasyonu ölçebildiğimiz şimdiki zamana kadar radyasyon, mutlak sıfırın ancak birkaç derece üstündeki sıcaklıklara kadar soğudu.


Kozmik mikrodalga fon radyasyonu
Penzias ve Wilson tarafından bulunan kozmik fon radyasyonu, bu düşünceye mükemmel olarak uymaktadır. Hem sıcaklık doğru derecedeydi hem de radyasyon bütün gökyüzünde aynı sıcaklıktaydı; çünkü bütün yönler büyük patlamaya doğru gidiyordu.

Fakat bu keşif ortaya çözülmesi gereken bir de bilmece çıkardı. Fon radyasyonu, büyük patlamadan 300.000 yıl sonra gazın son derece homojen olduğunu göstermektedir. Gazın içinde büyük topaklar ve delikler olsaydı, bunlar radyasyonun gökyüzündeki dağılımında sıcak ve soğuk bölgeler olarak gözükecekti. Öte yandan bugün çok topaklıdır. Kümeler, ince uzun gruplar halinde toplanan galaksiler ve bunların aralarında boşluklar vardı. Bu büyük yapıların orijinal gazın içindeki topaklardan çıkmış olması gerekmektedir. Tıpkı sütün topaklanarak peynire dönüşmesi gibi.

Kozmoloji ile uğraşan bilim adamları, fon radyasyonu iyi incelenirse, bunun sıcaklığında bazı sapmalar bulacaklarına inanıyorlar. Astronomlar, kozmik fon radyasyonunun sıcaklığını 1960′lardan beri giderek artan bir dikkatle ölçmektedirler. Birkaç yanılmanın dışında, yalnızca ortalama sıcaklıktan sapmalara sınırlamalar koyabilmişlerdir. Yerden yapılan son deneyler, bunların da bir Kelvin’in 30 milyonda birinden fazla olamayacağını gösteriyor. Yerden gözlem yapan astronomlar, kozmik fon radyasyonunu incelediklerinde iki hususla karşılaşmaktadır: Birkaç santimetre daha uzun dalga boylarında gözlem yaptıkları zaman bizim galaksimiz Samanyolu’ndan gelen radyasyon, zayıf fon radyasyonundan baskın çıkıyor. Bizimi galaksimizdeki parlak ve karanlık kısımlar, fon radyasyonundaki herhangi bir sapmayı kolaylıkla maskeliyorlar.

Daha kısa dalgaboylarında ise Samanyolu daha zayıftır; fakat bu dalga boylarındaki radyasyon, Dünyanın atmosferindeki su buharı tarafından emilmektedir. Dünyanın her yerinde, çeşitli gruplar, yüksek dağlar, Antarktika ve yüksekte uçan balonlar gibi havanın kuru olduğu yerlerden gözlem yaparak bu problemi çözmeye çalışmışlardır.

Buna en iyi çözüm, bir uydudaki kısa dalga boylu bir radyo alıcısıdır. 1970′lerin ortalarında, bu gözlemcilerin çoğu, NASA’nın Goddard Uzay Uçuş Merkezindeki bilim adamlarıyla işbirliği yaparak Kozmik Fon Keşif Uydusu COBE’nin tasarımına katkıda bulundular.

18 Kasım 1989′da COBE, yörüngesine mükemmel bir şekilde oturtuldu. COBE’nin taşıdığı üç araçtan iki tanesi gökyüzünü uzun kızılötesi dalgaboylarında gözlemledi. Araçlar, uzaydan gelen zayıf sinyallerin uzay aracının kendi sıcaklığından etkilenmemesi için sıvı helyumla soğutulmaktaydı. Bu araçlar görevlerini seferin dokuzuncu ayında sıvı helyumun bittiği sırada tamamladılar. Araçlardan biri fonun ortalama sıcaklığını görülmemiş bir hassasiyetle ölçerek 2.735 °K değerini buldu. Diğeri de ilk defa olarak, uzun kızılötesi dalgaboylarında uzayın haritasını çıkardı.

Üçüncü ölçüm aleti fon radyasyonunun parlaklığındaki sapmaları aramak için tasarlanmıştı. Altı diferansiyel mikrodalga radyometreden oluşan bu düzenek gözlemlerine devam ediyor; çünkü bunların soğutulması gerekmiyor. Bunlarla gökyüzü şimdiye kadar iki kere tarandı ve üçüncü taramaya devam edilmektedir. Radyometreler gökyüzünü 3.5, 5.7 ve 9.5 milimetre olmak üzere üç kısa radyo dalga boyunda gözlemlemektedir.

Halen, dünyanın çeşitli yerlerinde aynı derecede hassas aletlere sahip ekipler COBE’nin görebileceğinden daha küçük, bir açı dakikası sapmalar bulmak için gözlem yapmaktadır.
http://www.uzaysitesi.com

KARADELİKLER

Kara Delik terimi ilk defa Princeton fizikçilerinden John Wheeler tarafından 1968′de yayımladığı “Evrenimiz, bilinenler ve bilinmeyenler” isimli makalede kullanılmıştır. Kara delikler çok ağır olduklarından, çok büyük çekimsel alana da sahiptirler. Çekimsel kuvvet öyle büyüktür ki, ışık dahil hiçbir şey kara delikten kaçamaz.

Kütleleri büyük olan yıldızlar, termonükleer evrimlerinin sonlarına doğru kırmızı veya mavi süper devler haline gelir. Nükleer yakıtları tükendiğinde, süpernovalar halinde patlarlar. Patlamaların kalıntısı bir nötron yıldızı (pulsar) olabilir veya süpernova çekirdeğinin kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık üç katına ulaşıyorsa, bir kara delik olabilir. Kütlesi küçük olan yıldızlar ise bir gezegen bulutsusu oluşturarak gömleklerinin bir bölümünü yitirir. Bunlar, Dünya’nın boyutlarına yakın boyutlarda beyaz cüceler olarak evrimlerini tamamlarlar.


Kara deliklerin dinamiğini ve içlerindeki herşeyin dışarı çıkmasını nasıl engelleyebildiklerini anlayabilmek için Genel Görelelik kavramını anlamak gerekir. Genel görelelik (izafiyet) kuramının belirttiği maddenin kütlesiyle çevresindeki uzay-zamanın yapısını değişikliğe uğratmasıdır. Bu varsayım, hiçbir şeyin hatta ışığın bile, büyük kütleli bir gökcisiminin yakınında, düz çizgi halinde yer değiştiremeyeceği anlamına gelir.

Ebediyete kadar içinde kalma riskine girmeden, bir kara deliğin ne kadar yakınına yaklaşılabilinir? Bu cisimlerde geriye dönüşü olmayan noktaya olay ufku (event horizon) denir. Bu, kara delikle aynı merkezli küresel bir zarf olup, bu zarfın yarıçapına Schwarzchild yarıçapı denir. Eğer bir kere olay ufku içine girilirse, geri dönüş yoktur. Uzay-zaman tekilliğinin yer aldığı ölü delik merkezine doğru çekilebilecektir. Saniyenin küçük bir kesri içinde oradaki sonsuz büyük çekimsel kuvvet tarafından toz haline getirilecektir. Bir kara deliğin yakın çevresindeki uzay yollarını bozduğu görüldü. Einstein hükmüne göre, uzay zaman birbirine karışmış olduğundan böyle cisimlerin yakınında zamanın da sapmaya uğrayacağı sonucu ortaya çıkar. Bu nedenle bazı araştırmacılar kara deliklerin zaman makinesi gibi kullanılabileceğini ileri sürmektedirler.

Bir astronot kara deliğe doğru yola çıkmadan önce uzaygemisine büyük bir saat yerleştirilirse, dışarıdaki bir gözlemci, gemi çökmüş yıldızın yakınına yaklaştıkça, saatin gittikçe yavaşladığını fark edecektir. Aynı şekilde, gittikçe yavaş hareket ediyor gibi, olay ufkunun sınırına asla erişemeyecek gibi gözükecektir. Sonunda şaşırtıcı bir durum meydana gelip, zaman durmuş gibi olacaktır.

Astronotun bakış açısına göre ise, gemideki saat her zamanki hızı ile tik taklarını sürdürecektir. Böylece astronot, karanlık cehennemin içine hızla dalmasını geciktirecek bir şansa sahip olmayacaktır. Hatta olay ufkunun içinden geçtiği anı bile farketmeyecektir. Fakat ne yazık ki bu noktadan itibaren kara deliğin içine saplanmış olacaktır. Gemi aşağı doğru inerken pencereden dışarı bakan astronot herşeyin hızının arttığını görecektir. Bütün gelecek öyküsü gözünün önünden bir anda akıp geçecektir. Fakat astronotun evrenin geri kalanı ile iletişimi kesilmiştir ve kendisini mutlak ölüm beklemektedir.
http://www.uzaysitesi.com

DRAKE DENKLEMİ

1961 Yılında Franke Drake tarafından geliştirilen Drake Denklemi, galaksimizde ne kadar zeki ve iletişim kurabilen uygarlık olabileceğinin belirlenmesiyle ilgili faktörleri içerir.

Denklem: N= N*. fp. ne. fl. fi. fc. fL

” N ” Samanyolu Galaksisindeki zeki ve iletişim kurabilen uygarlıkların sayısıdır.
” N* ” Samanyolu Galaksisindeki yıldız sayısını temsil eder.

Soru : Samanyolu Galaksisi’nde kaç tane yıldız var?
Cevap : Genel tahmin yaklaşık 200 milyar olduğu yönünde.
“fp” etrafında gezegen olan yıldız oranıdır.

Soru : Yıldızların yüzde kaçı gezegen sistemine sahiptir?
Cevap : Gelişen teknoloji ile halen her ay yeni gezegenler keşfediliyor. Birkaç yıl içinde makul bir tahmini rakam bulunabilir. Ancak şimdilik %20’si diyebiliriz.
“ne” yıldız başına düşen yaşam içeren gezegen sayısıdır.

Soru : Gezegen sistemi içeren yıldızlardaki gezegenlerin kaç tanesinde hayat vardır?
Cevap : Bunu kendi Güneş Sistemimizi baz alarak cevaplarsa 3 gezegenin yaşam için gerekli koşulları sağlayabileceğini söyleyebiliriz; Dünya, Mars ve Venüs. Ve ayrıca Jüpiter’in aylarının bir ya da birkaçının da hayat için gerekli koşulları sağlayama olasılığı vardır. Yani Bizim Güneş Sistemimiz için 3 ya da 5 diyebiliriz. Biz 3 diyelim.
“fl” ne’deki gezegenler içinde evrimleşmiş yaşama sahip olan gezegen oranıdır.

Soru : Üzerinde yaşam bulunan gezegenlerin yüzde kaçında evrim geçirmiş yaşamın gelişmesi mümkündür?
Cevap : Bugün yapılan tahminler %100 ile %0 arasında değişir. Biz %50 diyelim.
“fi” fl’deki gezegenler içinde zeki hayat olan yerlerin oranıdır.

Soru : Hayatın ortaya çıktığı gezegenlerin kaçında zeki yaşam gelişmiştir?
Cevap : Bugünkü tahminler %100 ile %0 arasında değişir. Biz %20 diyelim.
‘fc’ fi’nin iletişim kurabilen kısmıdır Soru : Zeki ırkların yüzde kaçında iletişim yöntemleri kullanılmaktadır? Cevap : Kim bilebilir? %10 ya da %20 diyelim. “fL” gezegen üzerinde iletişim kurabilen medeniyetlerin yaşadığı zaman süresidir.

Soru : İletişimde bulunan uygar medeniyetlerin bulunduğu yerlerdeki hayatın ömrü gezegen ömrünün ne kadarını kapsar?
Cevap : Bu diğer sorular içindeki en zor olanıdır. Örnek olarak kendi dünyamızı ele alırsak, Güneş ve Dünyanın ortalama ömrü 10 milyar yıldır. Bizler 100 yıldan az bir zamandır radyo dalgalarıyla iletişim kurabiliyoruz.

Medeniyetimizin ömrü ne kadar sürecektir? Bir kaç yıl içerisinde kendimizi yok mu edeceğiz, yoksa problemlerimizin üstesinden gelip medeniyetimizin binlerce yıl boyunca hayatta kalmasını mı sağlayacağız? Eğer yarın yok olsaydık bu sorunun cevabı 1/100,000,000 (yüz milyonda bir) olurdu. Şayet bir 10 bin yıl daha hayatta kalacak olursak cevap 1/1,000,000 (milyonda bir) olacaktır.

Biz 1/1,000,000 diyelim. İşte tüm bu değişkenler çarpıldığında galaksideki iletişim kurabilen uygarlıkların sayısı yani N ortaya çıkar :

N = 2400 Uygarlık