Uzay :

bilimist

bilimist Yazdı...



Yıldız nedir ? Güneşin oluşumu, güneş tutulmaları, yıldızlar arası

05 Kasım 2015 Bu içerik 2.360 kez okundu.

Yıldız nedir?

Çok sıcak gazlardan oluşan, etrafına ışık ve enerji saçan çok büyük kütleli gök cisimlerine yıldız denir. Yıldızların yapısındaki gazlar plazma haldedir. Dünyamıza en yakın olan yıldız Güneş’tir. Havanın bulutsuz olduğu bir gecede gökyüzünde göz ile görülebilecek yıldız sayısı 2 – 3 bin civarındadır. Yıldızlar gökyüzünde küçük bir nokta şeklinde gözlenir. Güneş’ten sonra en yakın yıldızın bize uzaklığı 40 trilyon km dir. Güneş ve benzeri yıldızların yapısında yaklaşık olarak %71 hidrojen, %27 helyum, %2 karbon, bakır, çinko, alüminyum, altın, demir bulunur.


Yıldızların oluşmaya başladıkları yernebula adı verilen uçsuz bucaksız toz ve gaz bulutlarıdır. Nebulaları büyük patlama ile dağılan taneciklerin oluşturduğu tahmin edilmektedir. Evrendeki tüm olaylar dört temel kuvvetin etkisi ile gerçekleşir. Dev boyutlardaki nebulada toz ve gazlar gelişi güzel bir dağılım halindedir. Bazı yerler daha yoğun bazı yerler ise daha az yoğundur. Yoğunluğu fazla olan yerlerde kütle çekim kuvvetinin etkisi ile tanecikler birbirlerini çeker. Bu çekim kuvvetinin etkisi ile tanecikler daha fazla birbirine yaklaşır.


Bir merkez etrafında yoğunlaşmaya başlayan tanecikler daha büyük kütleli bir çekirdek oluşturur. Çekirdeğin kütlesi arttıkça çekim kuvveti artar, çekim kuvveti arttıkça daha fazla taneciği kendine çeker. Nebulanın bir noktasında kütle çekim kuvvetinin etkisi ile meydana gelen bu oluşuma çekirdek yıldız denir. Yıldız çekirdeğindeki yoğunluk ve sıcaklık o kadar artar ki yıldızın yapısında en bol bulunan hidrojen atomları birleşerek helyum atomları oluşturmaya başlar. Füzyon reaksiyonu adı verilen bu nükleer reaksiyonun başlaması ile yıldız çekirdeği tam bir yıldız olur ve etrafına ışık ve enerji saçmaya başlar.


Füzyon reaksiyonları sonucu açığa çıkan enerji ile merkezden dışa doğru bir basınç oluşur. Merkeze doğru olan kütle çekim kuvveti, bu basınç ile dengelenir. Kütle çekim kuvveti ve füzyon reaksiyonlarının oluşturduğu basınç arasındaki bu dengeyehidrostatik denge denir. Yıldızlar varlıklarının büyük bir kısmını hidrojenin helyuma dönüştüğü ve yıldız yarıçapının sabit kaldığı bu dönemde geçirir. Varlığının bu evresinde olan yıldıza ana kol yıldızı adı verilir.


Yıldızların Yapısı

Gök ada, yıldız, gezegen, meteor gibi gök cisimlerini ve gökyüzünde cereyan eden olayları inceleyen bilim dalına astronomi denir.

Çok sıcak gazlardan oluşan, etrafına ışık ve enerji sa­çan çok büyük kütleli gök cisimlerine yıldız denir. Yıl­dızların yapısındaki gazlar plazma hâldedir. Dünya’mıza en yakın olan yıldız Güneş’tir. Havanın bulutsuz ol­duğu bir gecede gökyüzünde göz ile görülebilecek yıl­dız sayısı 2 - 3 bin civarındadır. Yıldızlar gökyüzünde küçük bir nokta şeklinde gözlenir. Güneş'ten sonra en yakın yıldızın bize uzaklığı 40 trilyon kilometredir.

Güneş ve benzeri yıldızların yapısında yaklaşık olarak %71 hidrojen, %27 helyum, %2 karbon, bakır, çinko, alüminyum, altın, demir bulunur.

Yıldızların oluşmaya başladıkları yer nebula adı verilen uçsuz bucaksız toz ve gaz bulutlarıdır. Nebulaları bü­yük patlama ile dağılan taneciklerin oluşturduğu tah­min edilmektedir.

Evrendeki tüm olaylar dört temel kuvvetin etkisi ile gerçekleşir. Dev boyut­lardaki nebulada toz ve gazlar gelişi güzel bir da­ğılım hâlindedir. Bazı yer­ler daha yoğun bazı yerler ise daha az yoğundur. Yo­ğunluğu fazla olan yerlerde kütle çekim kuvvetinin et­kisi ile tanecikler birbirlerini çeker. Bu çekim kuvvetinin etkisi ile tanecikler daha fazla birbirine yaklaşır.

Bir merkez etrafında yoğunlaşmaya başlayan tanecik­ler daha büyük kütleli bir çekirdek oluşturur. Çekirde­ğin kütlesi arttıkça çekim kuvveti artar, çekim kuvveti arttıkça daha fazla taneciği kendine çeker. Nebulanın bir noktasında kütle çekim kuvvetinin etkisi ile meyda­na gelen bu oluşumaçekirdek yıldız denir.

Yıldız çekirdeğindeki yoğunluk ve sıcaklık o kadar ar­tar ki yıldızın yapısında en bol bulunan hidrojen atom­ları birleşerek helyum atomları oluşturmaya başlar. Füzyon reaksiyonu adı verilen bu nükleer reaksiyonun başlaması ile yıldız çekirdeği tam bir yıldız olur ve et­rafına ışık ve enerji saçmaya başlar.

Füzyon reaksiyonları sonucu açığa çıkan enerji ile mer­kezden dışa doğru bir basınç oluşur. Merkeze doğru olan kütle çekim kuvveti, bu basınç ile dengelenir. Küt­le çekim kuvveti ve füzyon reaksiyonlarının oluşturdu­ğu basınç arasındaki bu dengeye hidrostatik denge denir.

Yıldızlar varlıklarının büyük bir kısmını hidrojenin hel­yuma dönüştüğü ve yıldız yarıçapının sabit kaldığı bu dönemde geçirir. Varlığının bu evresinde olan yıldıza ana kol yıldızı adı verilir.

Yıldızların Yaşam Döngüsü

Füzyon reaksiyonlarının başlaması ile yıldız özelliği ka­zanan yıldızların bundan sonraki yaşam süreçleri yıldı­zın kütlesine göre farklılık gösterir.

Küçük kütleli ve orta kütleli yıldızların yaşam süre­ci: Füzyon reaksiyonu sonucunda yıldızlar kütle kay­beder. Yıldızların ömürleri kütle miktarına bağlıdır. Küt­lesi küçük olan yıldızların ömürleri büyük olanlara gö­re çok daha fazladır. Kütlesi Güneş’in kütlesinden kü­çük olan bir yıldızın ömrü yaklaşık 200 milyar yıl iken Güneş büyüklüğündeki bir yıldızın ömrü 10 milyar yıl, kütlesi 10 Güneş kütlesi kadar olan bir yıldızın ömrü ise 10 milyon yıl kadardır.

Kızıl Dev: Kütlesi azalan yıldızın ya­nacak hidrojeni kalmayınca füzyon reaksiyonları içten dışa doğru kayar. Merkez yoğunluğu ve sıcaklığının art­masıyla yıldız ge­nişlemeye başlar. Örneğin Güneş bu genişlemeyi gerçekleştirdiğinde dış yüzeyi Dünya’ya kadar uzanabilir. İç basıncın artışı ile bu şekilde büyüyen yıldıza kızıl dev adı verilir.

Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kay­beder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak çekirdek açığa çıkar. Bu sıcak çekir­değin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir.

Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirde­ğin etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve za­manla yıldızlararası ortama karışır. Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan bu çekirde­ğe beyaz cüce denir.

Beyaz cücelerin hacmi yaklaşık Dünya’nın dört katı kadar, kütlesi ise Güneş kadardır. Güneş’in kütlesi Dünya'nın kütlesinin 1 milyon katı olduğuna göre be­yaz cücenin yoğunluğu Dünya’nın yoğunluğunun yak­laşık 1 milyon katıdır.

Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cü­ce denir. Kütlesi 1 - 5 Güneş kütlesi kadar olan yıldız­ların yaşamları siyah cüce olarak son bulur.

Yıldız olma yeterliliğine sahip olmayan yapılara kahve­rengi cüce denir. Kahverengi cücelerin kütleleri yakla­şık 80 Jüpiter kütlesi kadardır. Bu miktardaki kütle, füz­yon reaksiyonlarını başlatamaz. Ancak yoğun ve sıcak olan kahverengi cüceler etraflarına ışık saçarlar. Tespit edilmeleri zordur.

Büyük kütleli yıldızların yaşam süreci: Büyük kütleli yıldızların kızıl dev oluşuna kadar gelişim evreleri kü­çük kütleli yıldızların evrelerine benzer. Ancak büyük kütleli yıldızların kızıl devi çok daha büyük olduğundan bu aşamadaki yıldıza süper dev denir.

Kocayeni: Büyük kütleli yıldızlarda iç içe füzyon reak­siyonları başlayabilir. Helyum atomlarının füzyonu ile daha ağır olan karbon, karbon atomlarının füzyonu ile oksijen, oksijen atomlarının füzyonu ile neon, neon atomlarının füzyonu ile magnezyum, magnezyum atomlarının füzyonu ile silikon, silikon atomlarının füz­yonu ile demir oluşur ve süreç demir ile son bulur. Re­aksiyonlar iç içe katmanlar şeklinde gerçekleşir.

Yıldızın merkezindeki de­mir kütlesi 1,4 Güneş kütlesine ulaştığında yıl­dızın çekirdeğindeki sı­caklık ve basıncın artma­sıyla demir atomlarının elektronları ve protonları birleşerek nötronlara dö­nüşür. Demir çekirdeğin çok daha küçük hacimli nötron çekirdeğine dönüşmesi ile üst tabakalar mer­keze doğru aniden çöker. Bu çöküş sırasında sıcaklı­ğın çok yükselmesi ile ani bir patlama meydana gelir ve çöken tabakalar patlama ile uzaya yayılır. Bu patla­maya kocayeni (süpernova) adı verilir.

Kocayeni patlaması sonrasında ağır elementler uzaya yayılır ve bu elementler daha sonraları oluşan yıldızla­rın yapılarında yer alır. Ayrıca kocayeni patlaması sıra­sında yüksek enerjili serbest nötronlar yıldızın yapısın­daki diğer atomlar İle birleşerek altın, platinyum, uran­yum gibi az bulunan büyük yapılı elementlerin oluşu­mu gerçekleşir.

Kocayeni patlamasının ardından geriye kalan kütle ile ilgili iki durum gerçekleşir.

1. Nötron Yıldızları: Yıldızın kütlesi 5-15 Güneş kütlesi ka­dar ise geriye bir nötron yıldı­zı kalır. Bu nötron yıldızının ça­pı birkaç km kadar, kütlesi ise Güneş’in kütlesi kadardır. Bir nötron yıldızı Güneş’ten daha büyük kütleye sahip olmasına rağmen çapı ancak 25 km yoğunluğu ise 1014 g/cm3civarındadır.

2. Kara Delikler: Kütlesi 15 Güneş kütlesinden fazla olan yıldızların süpernova patlaması ardından geriye kalan çekirdeğin kütle çe­kim kuvveti o kadar büyük olur ki tüm parçacıklar üst üste yığılır. Bu oluşuma ka­ra delik denir.

Yıldızlardan Yayılan Işık

Yıldızların enerjisi ışıma yoluyla uzaya yayılır. Gök ci­simleri hakkında edindiğimiz tüm bilgileri yıldızlardan bize ulaşan ışığı analiz ederek ediniriz.

Boşlukta saniyede 300 bin km hızla hareket eden ışık elektromanyetik dalgadır. Farklı frekans ve dalga bo­yunda çok çeşitli elektromanyetik dalgalar olabilir. Elektromanyetik dalgaların farklı frekans ya da dalga boylarına göre dağılımına elektromanyetik tayf denir.

Güneş’ten görünür ışık yanında radyo dalgaları, kızıl ötesi, mor ötesi, x ve ɣ ışınları da salınır. Bu ışınlar Gü­neş’in farklı katmanlarından salınır.

Belirli bir elementin gaz hali içinden geçirilen ışığın tayfı incelendiğinde tayf üzerinde bazı siyah çizgiler tespit edilmiştir. Tayf çizgileri adı verilen bu çizgiler her element için bir kimlik gibidir. Çünkü her element tayf üzerinde farklı tayf çizgisi oluşturur. Yıldızlardan gelen ışığın tayfı incelenerek yıldızın yapısında hangi ele­mentler olduğunu anlaşılır.

Güneş

Güneş, etrafındaki gezegenler ile birlikte Güneş siste­mini oluşturur ve bu sistemin yıldızıdır. Yarıçapı 1,39.106 km, yüzey sıcaklığı 5500 K, merkezindeki sı­caklık 15 milyon K, kütlesi 1,98.1030 kg ve Dünya’ya uzaklığı 149,6.106 kilometredir. Güneş enerjisi bize ışıma yoluyla ulaşır. Güneş’ten çıkan ışık ışınları bize 8,5 da­kikada ulaşır.

Güneş’in yapısında en içte füzyon reak­siyonlarının meyda­na geldiği çekirde­ğe nükleer tepki­me merkezi denir.

Merkezde açığa çı­kan büyük enerjiyi elektromanyetik ışı­ma yoluyla dış kat­mana ileten orta katmana ışıma bölgesi denir. Işıma bölgesinin elektromanyetik ışıma olarak taşıdığı ener­ji, en dış katmanda madde hareketi ile taşınır. Bu ne­denle bu katmana ¡aşıma bölgesi denir.

Güneş'in enerjisi hidrojen atomlarının yüksek basınç altında birleşerek helyum atomlarını oluşturduğu füz­yon reaksiyonları ile elde edilir. Bu reaksiyonlarda her saniye 564 milyon ton hidrojen 560 milyon ton helyu­ma dönüşür. 4 milyon ton kütle enerji olarak uzaya ya­yılır. Bilim insanlarının yaptıkları hesaplara göre Gü­neş'in 2 - 3 milyar yıl yetecek kadar kütlesi vardır.

Güneş’ten yayılan ve atmosfer dışına saniyede düşen ışık enerjisi 1365 watt/m2 dir ve bu değer Güneş sabiti olarak bilinir. Atmosferin etkisi ile yeryüzünde metreka­re başına saniyede ulaşan Güneş enerjisi yaklaşık 1000 watt’tır. Güneş panelleri kullanılarak bu enerji çe­şitli alanlarda kullanılır.

Yıldızların Uzaklıkları

Yıldızların uzaklığını tespit etmek için paralaks yönte­mi kullanılır. Paralaks yöntemi, farklı noktalardan bakıl­dığında bir cismin konumunun çok uzaktaki bir cisme göre yer değiştirmesi şeklinde tanımlanır.

Yıldızın bulunduğu konumdan ba­kıldığında Güneş - Dünya arasın­daki uzaklığı gören açıya para­laks açısı denir ve p ile gösterilir. Paralaks açısının ölçülmesi için iki farklı noktadan gözlem yapmak gerekir. Bu iki nokta birbirine ne kadar uzaksa ölçüm o kadar doğ­ru olur. Bu nedenle astronom­lar 6 ay ara ile ölçümlerini yaparlar.

Paralaks açısı çok küçük bir açıdır. Bu nedenle ölçüm ve hesaplamalarda açı saniye birimi kullanılır. 1 açı saniyesi 1 derecenin 3600 de biridir.

Paralaks açısı 1° (1 açısaniye) olan gök cisminin uzat lığına 1 parsek (pc) denir. Bu hesaplamanın yapılmasında kullanılan üçgende paralaks açısının karşısındaki kenar Güneş ile Dünya arası uzaklıktır.

1 Parsek 3,09 1013 km ya da 3,26 ışık yılına eşittir.

Paralaks açısı bilinen bir yıldızın d uzaklığı d =1/p formülü ile bulunur.

Yıldızların Sıcaklığı

Yıldızların yüzey sıcaklığının tespit edilmesinde Wien yasası kullanılır. Sıcak cisimler birçok dalga boyunda ışıma yaparlar. Ancak sıcak cisim belirli bir dalga bo­yunda en fazla ışıma yapar ve bu en fazla yaptığı ışı­manın dalga boyu cismin sıcaklığına bağlıdır. Bu dal­ga boyuna maksimum dalga boyu λmak denir. Diğer bir ifadeyle cismin en şiddetli ışıma yaptığı ışımanın dalga boyu λmak olarak adlandırılır. Buna göre Wien yasası; T cismin sıcaklığı, λmak maksimum dalga bo­yu olmak üzere şu formülle bulunur.

T = 3.106/λmak

Yıldızların Parlaklığı ve Işınım Gücü

Bir yıldızın bir saniyede uzaya yaydığı enerji miktarına ışınım gücü denir. L ile gösterilir. Cisimlerin ışınım güç­leri sıcaklıklarına bağlıdır. Bir yıldızın parlaklığı, yıldızın yüzeyinden bir saniyede yayılan enerji miktarına bağ­lıdır. Stefan - Boltzmann yasası olarak bilinen yasa ile bir yıldızın ışınım gücü;

L = 4π.R2.σ.T4 formülü ile hesaplanır. Burada R yıldızın yarıçapı, T kelvin cinsinden yüzey sıcaklığı, σ ise boltzman sabitidir ve değeri 5.67.108'e eşittir.

Bir yıldızın parlaklığı ise ışığın yayılma doğrultusuna dik birim yüzeye düşen ışık miktarıdır.

Yıldızların parlaklığı ilk önceleri kadir ölçeğine göre sı­nıflandırılır. En parlak yıldızları 1. kadir, en sönük yıldız­ları 6. kadir dir. Yeni gözlem araçlarının keşfi ile 1. ka­dirden çok daha parlak, 6. kadirden çok daha sönük yıldızlar keşfedildi. 1. kadirden daha parlak yıldızların parlaklığı (-) ile ifade edildi. Güneş in parlaklığı -26,5 kadir dir. Kadir, rakamın üzerine yazılan m harfi ile gös­terilir. Örneğin 2m ikinci kadiri, 4m, 3 ise 4,3 kadiri gös­terir.

Birinci kadir yıldızlar altıncı kadirden yıldızlardan 100 kat daha parlaktır. Kadir farkı 5 iken parlaklık oranının 100 olması, kadir farkı 1 iken parlaklık oranının 2,512 olması demektir. Bir yıldızın diğerinden 2m kadir daha parlak olması, yaklaşık (2,5).(2,5) - 6,3 kere daha par­lak olması anlamına gelir.

Cisimlerin parlaklığı uzaklığına göre değişir. Bu neden­le yıldızların parlaklığının daha doğru kıyaslanabilmesi için astronomlar yıldızların parlaklığını 10 parsek uzak­lığına göre ölçerler. Bu uzaklığa göre bir yıldızın par­laklığına salt parlaklık (salt kadir) denir.

Görünen parlaklık m ile gösterilir ve

m = L/4π.d2 formülü ile hesaplanır.

m - M = 5logd - 5

formülü ile parsek cinsinden d uzaklığındaki bir yıldı­zın salt parlaklığı M hesaplanır, d uzaklığı 10 parsek ol­duğunda M = m, d uzaklığı 1 parsek olduğunda M = m + 5, d uzaklığı 100 parsek olduğunda M = m - 5 e eşit olur.

Hertzsprung - Russell Diyagramı

Hertzsprung - Russell diyagramı (H - R diyagramı), yıldiz tipleri ve yıldız sıcaklıklarının karşılaştırılması ile ilgili oluşturulmuş bir diyagramdır.

Yıldızlar O-B-A-F-G-K-M harfleri ile sınıflandırı­lır. Bu bir sıcaklık ve bir renk sıralamasıdır. Yıldızların belirtilen bu özelliklerine göre H - R diyagramına aşağıdaki tablo düzenine göre yerleştirilirler. Bu diyagramda Güneş ortalarda yer alır.



Diyagramda sıcaklık soldan sağa doğru azalır. Diyag­ramda belirli yerlerde kümelenmeler dikkati çeker. Bu kümeler aynı özellikte yıldızlardır.

Gök Adalar

Kütle çekim kuvveti ile birbirlerine bağlı olarak hareket eden çok büyük yıldız topluluğuna gök ada(galaksi) denir. Galaksilerin yapısında milyarlarca yıldız bulunur. Evrende 100 milyar galaksi olduğunu tahmin edilmek­tedir.

Gök Ada Sınıfları

Gök adalar şekillerine göre üç gruba ayrılır. Bunlar; sarmal, eliptik ve düzensiz gök adalardır.

Sarmal gök adalar: Merke­ze doğru sarılan iki ya da da­ha fazla kola sahiptir. Merkezi şişkin bir disk şeklindedir. Gök adanın kollarında genç yıldızlar, merkeze doğru ise daha yaşlı yıldızlar yer alır.

Sarmal gökadalar çekirdek büyüklüğü ve kollarının sarmallığına göre olan sarmal gök adalar Sa, Sb, Sc, Sd olarak isimlendirilir.

Sarmal gök adalar sarmal kolların başlangıç şekline göre eksenel simetrik ve çubuklu sarmal olarak da iki gruba ayrılır.

Eliptik gök adalar: En büyük ve en fazla bulu­nan gök ada türüdür. Birçoğu küre şeklinde­dir. Bazıları basık küre şeklinde de olabilir.

Eliptik şekillerinin ba­sıklık durumlarına göre sınıflandırılır. Merkezleri çok parlaktır. Yapıların- I da çok az toz ve gaz bulunur. Genelde yaşlı yıldızlardan oluşur. Toz ve ga­zın az olması nedeniyle yeni yıldız oluşumu nadiren gerçekleşir.

Düzensiz gök adalar: Ge­lişi güzel yapıdaki gök ada­lardır. Gök adaların çarpış­ması sonucu düzensiz bir yapıya sahip olmuş olabi­lirler. Yapılarında bol miktar­da toz ve gaz olması nede­niyle yeni yıldız oluşumuna müsaittirler. Bu nedenle dü­zensiz gök adaların yapı­sında birçok genç yıldız vardır.

Etkileşimli gök adalar: Komşu gök adalar ile etkile­şim halindeki gök adalardır.

Aktif gök adaları: Bu gök adaların merkezlerinden çok büyük miktarlarda enerji yayıldığı tespit edilmiştir. Tes­pit edilen gök adaların yaklaşık %10 u bu grup gök adalardır.

Aktif gök adalar da kendi içinde üç grupta incelenir:

Radyo gökadalar: Yaydıkları enerji elektromanye­tik tayfın radyo dalgaları bandında olması nedeniyle bu isim ile anılırlar. Genellikle eliptik şekildedirler.

Seyfert gök adaları: Sarmal şekilde olan bu gök adaların çekirdekleri çok parlaktır. Çekirdekten yayılan ışıma şiddeti tüm Samanyolu gök adasının yaydığı ışı­nım enerjisi kadardır. Bu gök adalardan gelen ışığın dalga boyları görünür ışık, morötesi, kızılötesi ve X ışınları bandındadır.

Yıldızsılar (kuarzlar): Uzayda gözlenebilen en uzak, en yaşlı ve en parlak cisimlerdir. İlk tespit edildik­lerinde yıldız zannedilmişler daha sonra aktif gök ada oldukları anlaşılmıştır. Bu nedenle yıldızsı adı verilmiş­tir. Uzaklıkları nedeniyle gözlenen gök cisimlerinden en büyük kırmızıya kayma yıldızsılara aittir.

Samanyolu Gök Adası

Güneş sistemi, Sa­manyolu gök adası içinde yer alır. Çapı yaklaşık 100 000 ışık yılı olan Samanyolu gök adasında yaklaşık 100 milyar yıldız oldu­ğu hesaplanmaktadır .Samanyolu gök adası üstten bir merkez et­rafına sarılmış kollar, yandan bakıldığında bir disk şeklindedir. Güneş siste­minin gök ada merkezine uzaklığı 25.000 ışık yılıdır.

Güneş sistemimizin gök ada merkezi etrafındaki bir tu­runu 225 milyon yılda tamamlar. Samanyolu gök ada­sının kütlesi yaklaşık olarak Güneş kütlesinin 1 trilyon katı olarak hesaplanmıştır. Güneş sistemimizin gök ada merkezi etrafında dolanma hızı ise 220 km/s dir.

Samanyolu gök adasının 15000 ışık yılı kalınlığındaki merkez bölgesinde sarı - turuncu renkler hakimdir. Bu durum merkezde gelişimini tamamlamış yaşlı yıldızlar olduğu anlamına gelir.

Merkezi kabarıklığın yaklaşık beşte biri kalınlığındaki disk görünümlü bölgede ise mavi renk hakimdir. Bu durum bu bölgelerde genç yıldızlar çoktur.

Hale Samanyolu gök adasının önemli bir unsurudur. Merkezi kabarık bölge ve disk yapısını kapsar. İç hale ve dış hale olarak iki kısımda incelenir. İç hale görünür­dür ve merkezi kabarıklıktan dışa doğru 65 000 ışık yı­lı uzaklığı kapsayacak biçimdedir.

İç halenin bittiği yerden dış hale başlar. Çok sıcak gaz bulutları ve görünmez kara maddeden oluşur. Çapı 300 000 ışık yılı kadardır.

Samanyolu gök adasının dış halesinin ötesinde Sa­manyolu gök adasının da dahil olduğu yerel küm adı verilen gök ada topluluğu bulunur. Yerel kümenin yak­laşık 6 - 8 milyon ışık yılı genişliğinde bir alanı kapladı­ğı tahmin edilmektedir.

Doppler Olayı

Yıldız ya da gök adalardan gelen ışık tayfı incelendi­ğinde gelen ışınımlara ait tayf çizgilerinin kırmızı böl­geye doğru kaydığı anlaşılmıştır. Doppler etkisinin bir sonucu olan bu olaya kızıla kayma denir. Kızıla kay­ma olayında gelen fotonlar daha düşük frekanslara (enerjiye) doğru kayar. Bir yıldızdan gelen ışığın tayf çizgilerinin kırmızıya kayması frekansının azalması ve ışığın geldiği cismin bizden uzaklaşması anlamına ge­lir. Bu durum büyük patlama teorisini destekleyen önemli bir bulgudur.

Gök cisminden gelen ışığın dalga boyu ölçülerek cis­min bizden hangi hızla uzaklaştığı bulunabilir:

λg: Gelen ışığın ölçülen dalga boyu

λ: Kaynaktan çıkan ışığın dalga boyu

Δλ= λg - λ : Dalga boyundaki değişme

VK: Işık kaynağının hızı

z: Spektral (tayfsal) kızıla kayma miktarı ise;

λg = λ.(1 + VK/c) ve z = Δλ/λ = VK/c dir.

Dalga boylarındaki kaymadan yararlanılarak gök cis­minin Dünya'ya göre hızı bulunabilir.

Gözlenen cismin bakış doğrultusundaki hızına radyal hız denir.

Doppler etkisinde dalga boyu uzunluk ile, frekans ise zaman ile ilgilidir. Ancak gözlenen cismin hızı ışık hızı­na yaklaşık değerler aldığında uzunluk ve zaman ile il­gili hesaplamalarda özel göreliliğin de göz önünde bu­lundurulması gerekir.

Işık hızına yakın bir vK hızı ile hareket eden bir cismin gözlenen frekansı fg = f.ɣ.(1-VK/c) ile hesaplanır. Gözlenen dalga boyu λg = λ.ɣ.(1 + VK/c) ile hesaplanır.

Hubble Yasası

Gök adaların Dünya’dan uzaklaşma hızları ile uzaklık­ları orantılıdır. Bu durum Hubble yasası olarak adlandı­rılmıştır. Gök adala­rın uzaklık ve uzaklaş­ma hızlarının grafiği çizil­diğinde aşağıdaki grafik elde edilir. Bu grafikte eğim sabittir ve Hubble sabiti olarak bilinir.



Grafiğin eğimi uzaklaşma hızı (v) nin uzaklığa (d) ora­nına eşittir. Hubble sabiti H bu açıklamalara göre;

H = v/d olur.

Yapılan ölçümler çok uzak mesafeleri ilgilendirmesi ne­deniyle Hubble sabiti 50 km/s/Mps ile 100 km/s/Mps arasında ölçülmüştür. Hesaplamalarda ortalama ola­rak 70 km/s/Mps değeri kullanılır.

Evrenin Yaşı

Herhangi bir gök adanın bize olan uzaklığı d, bu uzak­lığı kat etme süresi T alınırsa gök adanın bizden uzak­laşma hızı v = d/T olur.

Hubble yasasında (v = H.d) v yerine d/T yazalım:

T = 1/H olur.

Buradaki T değerine Hubble zamanı denir ve TH ile gösterilir. Bu değer çekim kuvvetinin etkisinin ihmal edilmesiyle elde edilecek bir sonuçtur.

Ancak bilim insanları evren genişledikçe çekim kuvve­tinin etkisinin azalacağı ve genişlemenin de yavaşla­yacağını düşünerek Hubble zamanının olması gere­kenden 2/3 kadar daha az olması gerektiğini hesapla­dılar. Buna göre evrenin yaşı yaklaşık olarak

TEvren = 2/3.TH = 2/3H olur.

Evrenin Boyutları

Evrende en çok bulunan hidrojen elementinin 1 gra­mında yaklaşık 1024 tane hidrojen atomu vardır. Kütle­si 2.1033 gram olan Güneş’in yapısında 1057 atom, 100 milyar yıldız bulunan Samanyolu gök adasında 1068 atom, milyarlarca gök adadan oluşan evrende ise 1078 atom olduğu hesaplanmaktadır.

Kozmik Ardalan Işıması

Büyük patlama teorisine göre patlamadan hemen sonra evren 1 milyar Kelvin den daha sıcaktı. Bu kadar yüksek sıcaklık sonucu nükleer reaksiyonlar meydana geldi. Büyük patlamanın ardından evrenin sıcaklığı 3000 Kelvin’e düştüğünde atomlar oluşmaya başladı. Atom çağı başladı ve evren ışınımların yayılabileceği saydam hale geldi. Bilim insanları madde ve enerjinin ayrılma anı olan bu evrede bir ışınım gerçekleşmesi gerektiğini düşündüler ve bu ışımaya kozmik ardalan ışıması adını verdiler.

1964 yılında Arno Penzias ve Robert Wilson çalışmalar yaparken farkında olmadan kozmik ardalan ışımalarını keşfettiler. Bu keşifleri onlara nobel ödülü kazandırdı. Kozmik ardalan ışınım fotonları, evrenin 380.000 ya­şında olduğu döneme ait atom çağından doğrudan Dünya’ya ulaşmaktadır. Dolayısı ile radyo teleskopları ile yakalanabilen ve incelenen bu fotonlar bize çok ön­celerden bilgiler getirmektedir.

Evrenin Geleceği

Evrenin geleceğinin kütlesine bağlı olarak gelişeceği tahmin edilmektedir. Eğer kütle miktarı yeterli değilse kütle çekim kuvveti zayıf kalacak ve genişlemeyi dur- duramayarak genişleme sonsuza dek devam edecek­tir. Kütle miktarı kritik bir miktarda ise genişleme ya­vaşlayacak ancak hiçbir zaman durmayacaktır. Eğer kütle miktarı kritik bir değerden fazla ise genişleme duracak ve küçülme başlayacaktır. Bu durumun so­nunda ise büyük patlamanın tersi olan büyük çöküş gerçekleşecektir. Evrendeki tüm kütlenin tekrar bir noktaya doğru hareket etmesi ile sıcaklık ve yoğunluk tekrar artacaktır. Bu artış sonunda evren son bulabilir ya da tekrar büyük bir patlama gerçekleşebilir.

* * * * * * *


GÖKBİLİM
  • Eğer bir sistem enerji dönüşümü (transferi) yapabiliyorsa bu bir canlıdır.
  • Hidrojen atomu = (+) yüklü çekirdek ve (-) yüklü elektrondan oluşur.
  • Çekirdek = Nükleon = Proton + Nötron
  • 6×10^23 tane çekirdek = 1 gr.
  • Güneş’in içine 1,300,000 Dünya sığar.
  • Normal bir insan Güneş’te 2 ton gelir.
  • Saniye’de 564 milyon ton Hidrojen 560 milyon ton Helyum’a dönüşür. Geri kalan 4 milyon ton ise ısı ve ışık radyasyonu olarak açığa çıkar.
  • Güneş çekirdeğinden alınacak toplu iğne başı kadar madde, 160 km uzaklıktaki bir insanı öldürebilecek kadar sıcaktır.
  • Güneş çekirdeğinde oluşan X ışınları, ışık hızı ile yol almalarına rağmen yüzeye 1 milyondan fazla bir sürede ulaşırlar.
  • Güneş’in ortalama çapı = 1,392,000 km. (Dünya’nın 109 katı)
  • Güneş’in ortalama yoğunluğu = 1,409 gr/cm^3 (Dünya’nın 0,255’i)
  • Güneş’in yüzey alanı = 6,087,799,000,000 km^2 (Dünya’nın 11,990 katı)
  • Güneş’te Hidrojen ve Helyum’un haricinde; bakır, çinko, demir gibi katı elementler de vardır. Ancak bunlar gaz halindedir.
  • 1400-1510 yılları arasında Güneş lekeleri çok az.
  • 1645-1715 yılları arası Maunder minimumu
  • Güneş sisteminin çapı 15 milyar km’dir. Saatte 1000 km’lik bir hızla Venüs’e 4,5 yılda, Plüton’a ise 700 yılda ulaşılır. Dünya’ya 4,5 ışık yılı uzaklıktaki Alfa Centauri’ye 16 milyon yılda ulaşılır.
  • Güneş, bütün sistemin kütlece %99′unu oluşturur.
  • Güneş 10 m. çapında bir küre olsaydı, Dünya 9 cm. çaplı olurdu ve 1026 km. uzaklıkta yer alırdı.
  • Bode teoremine göre; 3 6 12 24 48 96
  • Sayıların başına 0 ekleyip, her sayıyı 4 ile toplayıp, 10′a bölersek;
  • 0,4 0,7 1 1,6 2,8 5,2 10 değerlerini elde ederiz.
  • Bu da bize gezegenlerin Güneş’e olan uzaklıklarını verir : 0,38 (Merkür), 0,7 (Venüs), 1 (Dünya), 1,5 (Mars), 2,7 (Astreoid kuşağı), 5,2 (Jüpiter), 9,6 (Satürn)
  • Dünya’nın kendi ekseni üzerinde dönüş hızı =
  • Dünya’nın Güneş’in etrafındaki dönüş hızı =
  • Rigel Güneş’ten 15,000 kat daha parlak. Antares’in içine 36 milyon Güneş sığabilir.
  • Güneş-Dünya yörünge eksenleri arasındaki 7,25 derecelik açı nedeniyle, Güneş’in Eylül ayında Kuzey, Mart ayında Güney kutbunu daha çok görürüz.
  • Küçük ve orta büyüklükteki yıldızlar beyaz cüceye dönüşürler. Büyük kütleli yıldızlar Nötron yıldızına dönüşürler. Çok büyük kütleli yıldızlar karadeliğe dönüşürler.
  • Güneş’in Fotosfer’i 6,000 derece, Kromosfer’i 10,000 derece, Korona’sı 1,000,000 derece sıcaklığa sahiptir.
  • Big Bang modeline göre evren, sıfır noktasının (yokluk hali), aniden çok büyük bir enerjiyle çok büyük bir kütleye dönüşmesiyle meydana gelmiştir. Bu teori ilk olarak Alexander Freidmann ve Belçikalı papaz & fizikçi George Leamitre tarafından 1920’li yıllarda ortaya atıldı. Big Bang anı her ne kadar bir patlamayı andırsa bile, aslında bir patlama değildir. Çünkü bir patlamanın olması için bir mekana ihtiyaç vardır. Ama o anda var olan tek şey yokluktu. Evren sürekli genişlediğine göre, bu genişlemeyi zamana göre geriye sardığımızda evreni tek bir noktada görürüz.
  • Karadeliklerin kütlelerinin sonsuz yoğunlukta olması, malzemelerinin içinde hiç boşluk olmadığı anlamına gelir. Bizim bir cismi görebilmemiz için ya o cisimden ışık çıkması gerekir ya da kendisinden gelen ışık bize yansımalıdır. Ancak karadeliklerin çekim güçleri o kadar büyüktür ki, ışık bile onlardan kadar büyüktür ki, ışık bile onlardan kaçamaz. Yani bir karadeliğe baktığımızda onun orada olduğunu göremeyiz. Bir karadeliğin içinde zamanın varlığından bile söz edilemez.
  • Karadeliklerin aksine, akdeliklerin varlığı henüz kanıtlanmamıştır. Ancak karadeliğin yuttuğu maddeyi, uzay-zamanın diğer ucunda bir akdelik kusuyor olmalıdır. Bir karadelik ve bir akdelik arasında milyarlarca ışık yılı mesafe bulunabilse de, 3 boyutlu (veya daha fazla boyutlu) bir evrende bu noktalar bitişiktir. Aralarındaki Solucan Deliği (Worm Hole – Einstein-Rosen Köprüsü) denilen geçişin uzunluğu sıfır metredir.
  • Kuasarlar akdelikler olabilir mi? : Evrenin uzak köşelerindeki Kuasar’ların akdelikler olabileceği düşünülmüştür. Çünkü Kuasar’lar müthiş parlaklıkta bir ışık ve beraberinde muazzam miktarlarda radyasyon yayarlar. Yaydıkları ışığın parlaklığı nedeniyle içlerinde ne olduğu bilinmemektedir. Sahip oldukları bu müthiş enerjinin kaynağı da hala açıklanamamıştır. Parlaklıklarının büyüklüğünden dolayı, 10 milyar ışık yılı uzaklıktan bile tespit edilebilmektedirler.
  • Güneş kütlesi itibariyle, ömrünü tamamladığında bir karadelik oluşturmaz. Ancak oluşturabileceğini varsayarsak, 696,000 km. yarıçapıyla büzülerek 2,5 km. yarıçapında bir karadelik meydana getirebilirdi.
  • Dünya’mız kendi etrafında dönerken, Güneş’in etrafında da saatte 107,000 km. yol kateder. Güneş, Samanyolu Galaksisi’ndeki yörüngesinde saatte 810,000 km. hızla ilerler, biz de onunla birlikte ilerleriz. Samanyolu da Andromeda Galaksisi yönünde saatte 240,000 km. hızla ilerler. Lokal Grup adı verilen sistemimiz Virgo kümesine doğru saatte 2,770,000 km. hızla ilerler. Virgo kümesi de Great Attractor (Büyük Çekici) adı verilen bilinmeyen bir noktaya doğru saatte 2,150,000 km. hızla ilerlemektedir. Evrende bulunduğumuz bir noktada bir daha bulunamayız.
  • Entropi : Düzensizliğin bir ölçüsüdür. Entropi düşükse, bu bize düzenli bir yapının varlığını gösterir. İçinde bulunduğumuz evrenin şu anki entropisi, hesaplamalara göre şaşırtıcı derece düşüktür. Termodinamiğin 3. yasasına göre mutlak sıfır (-273 derece) sıcaklığında bütün enerji ısıya dönüşür. Isı halen -270 derecedir ve evrenin her noktasında sabittir.
  • Evren dinamik, titreşen, etkileşen, değişken ve aynı zamanda bütünsel bir yapıdır. Einstein, “Her şeyin aslı enerjidir. Her şey, her şey ile etkileşir” demiştir. Bu bilimsel yaklaşımla sabit, cansız evren modeli yılımış ve her şeyin canlı, hareketli, farklı boyutlarda titreşen bir enerji olduğunu gösteren Kuantum Evreni fikri doğmuştur. Kainat sadece maddeden oluşuyor görünmesine rağmen, aslında enerji boyutunda canlıdır.
  • Hareket evrensel yaşamın bir ifadesidir. Hareketsizlik, etkileşimin sona erdiği anlamını taşır ve ölüm demektir.
  • Hubble : Evrenin genişlemekte olduğunu bilimsel olarak ilk duyuran kişidir (1920).
  • Friedmann : Einstein’in görelilik denklemlerini kullanarak, Evren’in aslında statik denge durumunda olmadığını, değişim geçirdiğini söyleyen ilk bilimadamıdır (1922).
  • Lemaitre : Kuantum teorisi ile izafiyet teorisini bir araya getiren ilk bilimadamıdır (1931). Böylece bugün Kuantik Kozmoloji adını verdiğimiz bilim dalının temeli atılmıştır.
  • Heisenberg : Belirsizlik Prensibi’ni ortaya atmıştır (1927). Buna göre, elektron bir dalga halinde davrandığında onun parçacık görüntüsü yok olur. Elektron parçacık olarak davrandığında ise onun dalgasal görüntüsü yok olur. Dalga ve parçacık görüntüleri hiç bir zaman bir arada olamaz, bir arada gözlenemez. Herhangi bir parçacığın hareketi sırasında, belli bir anda hem yeri, hem hızı birlikte asla bilinemez. O an içinde bunlardan sadece biri bilinebilir ve diğeri belirsiz kalır.
  • Gamow : Evrenin başlangıcında meydana gelen büyük basınç ve yoğunluğun, daha önceki bir çöküntünün sonucu olduğunu savunmaktadır. Büyük patlama, çekim kuvvetlerinin çekicilikten iticiliğe dönüşmesi sonucu meydana gelmiştir.Genişleme-Çökme şeklindeki bu evren modeli Phoenix Evreni olarak adlandırılır.
  • Evrenin kendi üzerine çökmesi için, ortalama yoğunluğun belirli bir değerin üzerinde olması gerekmektedir. Ortalama yoğunluk kritik değere eşit veya ondan küçükse, genişlemenin sonsuza dek süreceği varsayılmaktadır. Bugünkü toplam evrensel kütle hesaplandığında, evrenin yoğunluğunun kritik yoğunluktan küçük olduğu görülmektedir. Ancak yoğunluk hesaplamasında göz önüne alınan katı maddeler, kütleli gök cisimleri haricinde, uzayda bir de görünmeyen madde olduğu anlaşılmaktadır. Bu görünmeyen madde Karanlık Madde’dir. Peebles, sarmal galaksilerin disklerinin içinde görünen ışık veren maddelerden başka, görünmeyen büyük miktarda madde olması gerektiğini, aksi halde galaksilerin dağılması gerektiğini ileri sürmüştür. Kuramsal matematik ile toplam madde miktarının, kritik yoğunluğun %30’u dolayında olduğu hesaplanmaktadır. Bunun ancak %5’inin görünür madde olduğu belirlenmiştir. Bu durumda geriye kalan %25 ise, çok büyük bir olasılıkla karanlık maddedir.
  • 1998 yılında evrenin genişleme hızının artmakta olduğu iddiaları öne sürülmüştür. Bu hesabın temelini, uzay genişledikçe maddenin yoğunluğunun küçülmekte olduğu ve çekim gücünün azaldığı varsayımı oluşturmaktadır. Enerji yoğunluğu değişmediği için çekim gücü azalacak, genişleme hızı ise giderek artacaktır. Ancak bu hesabın içinde karanlık maddenin yoğunluğu bulunmamaktadır.
  • Kuantum fiziğine göre boşluk, klasik fizikte varsayıldığı gibi bir hiçlik değildir. Boşluk denilen şey, sürekli kuantik dalgalanmaların olduğu bir enerji alanıdır. Yıldızlararası uzayda toz bulutları vardır. Bu bulutlarda 1 metreküplük hacim içinde 100 milyona yakın sayıda parçacık bulunur. Bulutlar arasında yoğunluğun en az olduğu bölgelerde bile, 1 metreküplük hacim içinde 100,000 Hidrojen atomu vardır. Evrende kritik yoğunluk, 1 metreküp uzay içinde 3 Hidrojen atomunun yer almasıdır.
  • Galaksilerin hepsi büyük bir hızla (ışık hızının 1/5’i = saniyede 56,000 km) birbirinden uzaklaşmaktadır. Yapılan gözlemler, evrensel ölçekteki bu genişlemenin, evrenin her tarafında aynı olduğunu ve herhangi bir merkezi olmadığını göstermektedir. Evrenin bugün için hesaplanabilen genişliği 10 üzeri 24 kilometredir. Evren, her Dünya yılı bir süre içinde %10 kadar genişlemektedir.
  • Evren : Latince Uni-Verso (Universe) kelimesinden türemiştir. Türkçe’ye “Bire Doğru” olarak çevrilebilir.
  • Big Bang’in Planck zamanında başlamış olduğu kabul edilir. Planck zamanında sıcaklık ölçülemeyecek kadar fazladır. Sıcaklık 1 milyar dereceye düştüğünde, Protonlar Nötronları yakalamaya başlar ve ilk çekirdek oluşumları gözlenir. Evrenin genişlemeye başlaması ile birlikte yoğunluk düşer ve soğuma sonucu termonükleer reaksiyonlar biter. Bu süreç yaklaşık 3 dakika içinde gerçekleşmiştir. Bu ilk 3 dakikalık süre sonunda evren artık %27 Helyum ve %73 Hidrojen’den meydana gelmektedir. Hidrojen evrenin temel yakıtıdır. Hidrojen atomlarının kümelenmesi ve sıkışması sonucu ortaya çıkan patlamalarla iki Hidrojen atomu birleşir ve ortaya Helyum atomu çıkar. Evren genelinde üretilen enerjinin başlıca kaynağı, Hidrojen çekirdeğinin füzyon reaksiyonuyla Helyum çekirdeğine dönüşmesidir. İlk 3 dakika içinde dörtte üç Hidrojen, dörtte bir Helyum var edilerek yaratılış durdurulmuştur. Aksi halde evrende daha çok Nükleonlu ağır elementlerin oluşması kaçınılmazdı.
  • Evrende her cisim sonlu yani ölümlüdür. Ölümsüz olan tek şey elektronlardır. Elektronlar dışında her parçacık enerjiye dönüşür. Sonra bu enerjiden aynı elektronlar kullanılarak yeni maddeler oluşur. Elektronlar Big Bang ile ortaya çıkmıştır.
  • Evren birbirinden kopuk yapılardan oluşmamaktadır. Nesneler dalgasal yapıları nedeniyle birbirlerinden kopuk ve bağımsız değildir. Evren, bütünsel bir enerji ağından ibarettir. Cisimler, bu sonsuz ve bütünsel enerji ağı içinde oluşan yerel yoğunluk farklılıklarıdır. Her cisim, bu ağ içinde hareket eden ve birbiri ile haberleşen bir enerji yumağıdır.
  • Kuantum bilimi bize, bir elektronun edindiği bilginin, anında çok uzak mesafelerdeki diğer elektronlar tarafından da edinildiğini ispatlamıştır. Sonsuz bir yaşam biçimine sahip elektronların bu bilgi paylaşımı sayesinde, evrende her türlü bilginin biriktirilmesi ve evrensel bir hafızaya dönüşmesi mümkün olmaktadır. Elektronlar yaratılış anından bu yana varlıklarını sürdürmeleri nedeniyle evreim programının tamamına sahiptirler.

Bedeninizde (Yer, Güneş ve Evrende) Hangi Elementler Var?

Bu başlıkta bir yazı gördüm sizinle paylaşmak istedim. Ben son yıllarda verdiğim konferanslarda üzerinde çok durduğum bizlerin, kentlerimizin, dünyamızın yıldız tozlarından oluştuğunu dile getirdikçe öğrencilerden çok ilginç sorular geliyordu. Dolayısıyla evrenin ve kendimizin kimyasal yapısını öğrenmekte büyük yarar var. Bu sayıları verirken mecburen iki ayrı birimde vermek gerekiyor. Çünkü bazı atomların ağırlığı fazla, bazılarının sayısı fazla. O nedenle önce yüzde ağırlık olarak, sonra o elementlerin atom sayısına göre vereceğim.

Ortalama bir insan bedeninde %65 oksijen, %18 karbon, %10 hidrojen, %3 azot, %1.5 kalsiyum, %1.2 fosfor ve geride kalan yüzde de potasyum, sodyum, demir, çinko gibi diğer elementler bulunur. Bununla beraber atom sayılarına göre bakarsak ortalama bir insan bedebinde %63 hidrojen, %24 oksijen, %12 karbon ve %1'de diğer elementler bulunur.

Üstüne bastığımız toprakda ise ağırlık olarak %46 oksijen, %27 silikon, %8 alimunyum, %5 demir, %4 kalsiyum, %2 sodyum, %2 potasyum, %2 mangnezyum ve çok az miktarda diğer elementler vardır. Soluduğumuz havada ise hacım olarak %78 azot, %21 oksijen %1 argon, %0.038 karbon dioksit ve az miktarda diğer gazlar bulunur. Deniz suyunun kimyasal bileşimi ise ağırlık olarak %85.84 oksijen, %10.82 hidrojen, %1.94 Klor, %1.08 Sodium ve diğer elementler.

Güneşin ve diğer yıldızların kimyasal yapısı çok daha basittir. Temel olarak hidrojen ve helyumdan ibaret diyebiliriz. Diğer elementler çok az miktarda bulunur. Ağırlık olarak %73.46 hidrojen, %24.85 helyum, %0.77 oksijen, %0.29 karbon, %0.16 demir ve geri kalan da çok az miktarda diğer elementler.

Evrenin kimyasal bileşimi güneşe çok benzer, yine tamamen hidrojen ve helyumdan oluşmuştur diyebiliriz. Ağırlık olarak sadece %2'si diğer elementlerdir. %74 hidrojen ve %24 helyum vardır. Diğer elemntler sırasıyla %1.07 oksijen, %0.46 karbon, %0.13 neon, %0.109 demir, %0.1 azot, %0.065 silikon, %0.058 magnezyum ve %0.044 kükürt.

Lütfen unutmayalım azı herkes tarafından anlaşılsın diye ağırlık terimini kullandım, aslında ağırlık değil kütle dğeridir. Ağırlık ile kütle arasındaki ilişkiyi bilmeyenler için böyle yazmak zorundayım. Yukarıda dile getirdiğim elementlerin çoğu molekül halinde bulunurken ben moleküllerdeki atomları ele aldğımı da unutmayalım.


Aslında bu sorunun ilk sorulması 1577 kadar eski bir tarih olmasına karşın, bilimsel camia içinde Heinrich Olbers tarafından (1826) sorulmuştur. 1577 yılından sonra, yaklaşık 500 yıl birçok astronomun kafasını kurcalayan soru bu olmuştu: neden gökyüzü karanlıktır? Hatta Mark Twain ve şair Edgar Allan Poe konu üzerinde yazmış, her ikisi de evrenin bir başlangıcının kabul edilmesi durumunda sorunun çözüleceğini belirtmişlerdir. Ancak, bu sezgisel yaklaşımları, bilim insanlarının mantıksal yaklaşımlarında yerini alamamıştır.

Bu durumu açıklamak için dönem dönem değişik fikirler öne sürülmüştür: ışığın gelirken boşluktaki tozlarca ve galaksilerce emilmesi, ters kare yasasına göre (iki kat uzaklıktaki yıldızın ışığı dörtte bir, üç kat uzaklıktaki yıldızın ışığı ve parlaklığı dokuzda birdir) uzaktaki yıldızların ışığının daha sönük olması gibi... Konu ile ilgili ilk ciddi matematiksel hesaplamalar, Jean Phillipe Chesaux tarafından 1744 yılında yapıldı. Chesaux ilk önce sonsuzdan beri var olan, soğan kabuğu gibi bir evren tasarladı ve gözlemciyi (Dünya’yı) merkezine yerleştirdi. Işığın uzaklıkla zayıflamasını da hesaba katarak yaptığı hesaplarla, geceleyin gökyüzünün gündüze göre 180 bin kat parlak olması gerektiğini tespit etti. Sonuçta, hesapla gözlem arasındaki uyuşmazlığı açıklamak için, yıldızlardan ulaşan ışığın yıldızlar arası tozlar tarafından emildiğini ve zayıflatıldığını öne sürdü. Çünkü geceleri çalışma odasından dışarı baktığında gökyüzü karanlıktı.[6]

Herkes tarafından kabul edilmeyen bu yanıt tatmin edici bulunmadı. Buna ilaveten yıldızların uzayda dengeli ve rastlantısal dağılmadığı, birbirlerinin arkalarına gelip ışıklarını örtebilecekleri, çoğunun sönük olduğu gibi görüşler öne sürüldü. Ayrıntılı bir çözümü 1901 yılında Lord Kelvin öne sürdü: her biri 100 milyar yıldızdan oluşan galaksilerin, yeterince yıldız içermediğinden gökyüzünün karanlık olabileceğini öne sürdü. Galaksilerdeki yıldızları uzaya serpiştirsek de, sonsuz bir uzayda, tüm uzayı doldurmaya yetecek kadar fazla değildiler. Modern hesaplara göre evrenin görünen genişliği 1023 ışık yılıdır, yani bu kadar süredir aydınlatma yapmaktadır. Ancak biliyoruz ki, Güneşimiz gibi yıldızların yaşam süresi 1010 yıldır. Dolayısı ile bazı yıldızlar sönmüş olabilirler ya da ışıkları henüz bize ulaşmamıştır.

Oysa bu yanıtların hiçbiri tatmin edici değildir. Çünkü kabul edilen evrenin durağan olduğu ve sonsuzdan beri var olduğu teorisidir. Bugün biliyoruz ki, evren durağan değildir ve genişlemektedir. 1922 yılında matematiksel olarak ortaya konan genişleyen evren düşüncesi, 1929 yılında Edwin Hubble’ın gözlemleri ile doğrulandı. 1965 yılında da kozmik arka plan ışımasının keşfi evrenin genişlediği düşüncesini iyice güçlendirdi. Böylece sonsuzdan beri var olan durağan evren modeli geçerliliğini kaybetti. Evrenimiz henüz, gecelerin aydınlık olması için çok gençti ve yalnızca 13,7 milyar yaşında idi. Dolayısı ile hiçbir yıldız 10 milyar yıldan daha uzun süre ışık yaymış olamazdı. İlk olarak, evrenin genişlemesi aynı zamanda geçmişte daha sıkışık olduğu anlamına da gelir. Galaksiler arası genişleme oldukça, birim başına düşen foton=ışık yoğunluğu azalır ve daha az aydınlık durum gerçekleşir. Buna ek olarak genişlemeye bağlı olarak, kırmızıya kayma olayı olduğundan fotonların bir kısmı emilir ve daha düşük enerji seviyelerine inerek, görülebilirliği azalır. İkincisi yıldızlar sonsuzdan beri yerlerinde olamazlardı. Ortalama bir yıldız yaşam süresi 1010 yıldır ve yakıtları günümüze kadar çoktan bitmiş olurdu. Üçüncü olarak da, evrenin bir başlangıcı vardı. Dolayısı ile şu ana kadar yıldız ışıklarının evrenin her yerini doldurmasına yetecek kadar zaman geçmemiştir. Tüm gökyüzünün geceleyin gündüz gibi aydınlık olması için 1023 yılın geçmesine gerek vardır.


* * * * * * *


GÜNEŞ VE YILDIZLARI TANIYALIM

Güneş, yapısı çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşan en yakın yıldızdır. Diğer yıldızların yapısı da güneşe benzer ama onlar milyarlarca ışık yılı uzaktadır. Güneş Bize En Yakın Yıldız Güneş, binlerce yıl tanrılara yakın olarak düşünülmüş ve kutsal sayılmıştır. Eski Mısır, Çin ve Hindistan’da bulunan heykel, resim veya yazılı belgelerden, güneşin kutsallığı anlaşılmaktadır. Yaşı 4.6 milyar yıl olan güneş, dünyaya 150 milyon kilometre uzaktadır ve çapı dünyanın 110 katıdır. Güneşte, %71 hidrojen, %27 helyum, % 1 oksijen, % 0,4 karbon, % 0,1 azot, % 0,1 silisyum ve az miktarda 60 element daha vardır. Rengi beyazdır ama mavi ışık atmosferde saçıldığı için güneş sarı görünür. Dünya kendi etrafında saatte 1670 kilometre hızla ve güneş etrafında saatte 100 bin kilometre hızla döner. Dünya, güneş ile birlikte Samanyolu Galaksisi’nin merkezi etrafında saatte 800 bin kilometre hızla döner. Atmosferle birlikte döndüğümüz için sarsıntı, rüzgar ve ses olmaz. Güneşin yüzeyi 5500 santigrat derece iken merkezi 13,6 milyon derece civarındadır. Samanyolundaki yıldızların %5’i güneşten daha parlak ve büyüktür. Güneş gaz olduğu için orta kısmı (ekvator) 25 günde bir kez ekseni etrafında dönerken üst kısımlar 28 günde bir tur atar.




Güneşin Oluşumu ve Geleceği Kırmızı devler, nebulalar, beyaz ve kara cüceler: Güneş, önceleri hidrojenden oluşan bir gaz bulutuydu. Kütle çekimi nedeniyle merkezinde çok yüksek basınç oluşmuştur. Yüksek basınç nedeniyle, merkezdeki hidrojen atomları birbiriyle kaynaşmaya başlamıştır. İki atomun çekirdeğinin kaynaşmasına “füzyon” deniliyor. İki atom kaynaşınca oluşan yeni atomun kütlesi, kendisini oluşturan iki atomun kütlesinden daha az olur. Aradaki fark kadar kütle, yok olamayacağı için Einstein’in E=mc² denklemine göre enerjiye dönüşür. Güneş ve tüm yıldızlardaki enerjinin kaynağı yıldızların merkezinde kütlenin enerjiye dönüşmesidir. Bilim adamları laboratuvarda güneşin merkezindeki gibi füzyon ile enerji elde edebiliyor. Ancak, harcanan enerji üretilenden fazla olduğu için henüz kullanılmıyor. Füzyonun, gelecekte temiz enerji kaynağı olacağı ve ham madde sorunu olmayacağı düşünülüyor. Çünkü hidrojenin miktarı, tüm elementlerden daha fazla. Güneş, 5 milyar yıl daha enerji üretecek kapasiteye sahip. Daha sonra, merkez küçülürken dış kabuğu genişleyecek olan güneş, kırmızı dev evresine geçecek. Bir süre sonra merkezin çekim gücü dış kısmını tutamayacak ve dış kabuktaki maddeler uzay boşluğuna kaçacak. Uzaya kaçan maddeler biraraya gelerek gaz ve tozdan oluşan bir bulut oluşturacak. Yıldızlar arasında biriken bu yıldız kalıntılarına nebula deniliyor. Nebulalar çevredeki yıldızların ışığı ile aydınlanarak güzel ve renkli görüntüler verir. Merkez kısım ise biraz daha içe çökerek yaşlı yıldızlar gibi beyaz cüce evresine geçerek soğuyup soluklaşacak. Son evrede ise güneş iyice soğuyup parlaklığını tamamen yitirerek sönecek. Bu tür yaşlı ve sönmüş yıldızlara kara cüce deniliyor. Güneş boyutundaki orta boy yıldızların da sonu, güneş gibi olacak.

Güneşten Küçük Yıldızlar Güneşin onda biri boyutundaki küçük yıldızlar, büyük yıldızlara oranla enerjilerini çok yavaş harcar. Küçük yıldızların 6 trilyon yıl boyunca enerji üretebilecekleri hesaplanmıştır. Enerjisini tüketip beyaz cüce olmalarının ise, birkaç yüz milyar yıl süreceği hesaplanmıştır. Günümüzde yıldızlar ve evren 13.7 milyar yaşında olduğu için henüz bu aşamayı geçmiş bir küçük yıldız yok. Güneşten Büyük Yıldızlar Nötron yıldızları: Yıldızlar güneşten büyük ise, iki farklı gelişme olur. Yıldızın dış katmanı merkezden uzaklaştığında, şayet merkezin kütlesi güneşin 1.4 katı veya daha fazla ise, merkezde nötronlar oluşur. Nötron, artı veya eksi yüklü olmayan ve kütlesi bir hidrojen atomuna eşit olan bir parçacıktır. Protonun kütlesi de bir hidrojen atomu kadardır ama +1 yüklüdür. Bu büyük yıldızların merkezindeki +1 yüklü protonlar -1 yüklü elektronlarla birleşip yüksüz nötronlara dönüşür. Nötronların oluşumu sırasında çıkan enerji çok yüksektir. Nötronların hacmi, atomlardan çok küçük olduğu için yıldızın merkezi küçülerek içe doğru çöker. Açığa çıkan çok büyük enerji nedeniyle yıldızın dış kabuğu patlar. Bu müthiş patlamaya süpernova adı veriliyor. Süper nova patlaması o derece parlaktır ki, tüm galaksi aydınlanır. Bu parlaklık haftalarca veya aylarca devam edebilir. İtalya’da 1604’te gökte yeni bir yıldız ortaya çıktığı sanılmıştı. Aslında görülen nesne, yıldız değil yeni bir süpernova patlamasının kalıntılarıydı. Patlamada ortaya çıkan enerji güneşin 10 milyar 4 yılda üreteceği enerjiden fazladır. Patlamayla uzaya dağılan dış kabuk dünya gibi kayalık gezegen veya yıldızlar oluşturabilir. Yıldızın merkezi ise artık bir nötron yıldızı olmuştur. Nötron yıldızlarının kütlesi güneşin 1,4-2,1 katı kadar olduğu halde, çapı sadece 20 kilometredir. Çünkü nötron yıldızının yoğunluğu çok yüksektir. Nötron yıldızının bir kesme şeker boyutundaki parçasının kütlesi dünyadaki tüm insanların toplam kütlesinden fazladır. Kara delikler: Büyük yıldızın dış kabuğu süpernova patlaması ile uzaya dağıldıktan sonra, geride kalan çekirdeğin kütlesi güneşin kütlesinin dört katı veya daha fazla ise, çekirdek “kara delik” haline döner. Kara delik, yakınından geçen yıldızları ve ışığı içine çekecek kadar güçlüdür. Işık bile dışarı çıkamadığı için kara delikleri göremeyiz. Sadece kara delik bir yıldızı veya kalıntısını yutarken onun varlığını anlayabiliriz. Evrenin küçük bir bölümünü az da olsa anlamak bile dünyada ne kadar güvende olduğumuzu gösteriyor. Dünyamızın değerini bilmeli ve ona zarar vermeden gelecek nesillere bırakmalıyız. P r o f . D r . U r a l A k b u l u t O D T Ü K i m y a B ö l ü m ü

Yorumlar

Henuz yorum eklenmedi ilk ekleyen siz olun .Yorum Ekle

Arşiv

Online Üyeler

    Online üye yok !

Bülten Kayıt

b