Astronomi – Gök Bilimi

Archive for Kasım, 2008

Birlesmis Milletler’in (BM) Galileo Galilei’nin teleskopla yaptığı ilk gökyüzü gözleminin 400.
yılı olması nedeniyle ilan ettiği ”2009 Dünya Astronomi Yılı” kapsamında Türkiye’de Türk
Astronomi Derneği (TAD) tarafından çesitli etkinlikler düzenlenecek.
2009′un Dünya Astronomi Yılı olması teklifi 23 Temmuz 2003′te Avustralya’da Sidney’de
yapılan Uluslararası Astronomi Derneği’nin (International Astronomical Union – IAU) genel
kurulunda oy birliğiyle kabul edilmisti.
2009′un Dünya Astronomi Yılı olmasını öngören teklif Galilei’nin ülkesi Đtalya’nın girisimiyle
UNESCO Genel Kurulu’nda da benimsendi. BM Genel Kurulu 20 Aralık 2007 tarihli
toplantısında 2009 yılını Dünya Astronomi Yılı ilan ederek IAU’yu UNESCO ile birlikte ”DAY
2009”un lider ajansı olarak belirledi.
Galilei’nin girisimi, gökyüzünde birçok sasırtıcı kesfin yolunu açtı. Bilimsel devrimi tetikleyip
dünya görüsümüzü derinden etkiledi. Bugün, hem yeryüzünde hem de uzaydaki teleskoplarla, 24
saat boyunca tüm dalga boylarında gözlemler yaparak Evren’i kesfetmeye devam ediyoruz.

Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) 2009 senesini Dünya Astronomi Yılı olarak kabul etti.

Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), 2009 yılını, Galileo Galilei’nin teleskopla yaptığı
ilk gökyüzü gözleminin 400. yıldönümü olması sebebiyle Dünya Astronomi Yılı ilan etti. UNESCO bu çağrıya ortak oldu ve Birleşmiş Milletler, 2009 senesini Dünya Astronomi Yılı olarak kabul etti.

Astronomi bilimindeki gelişmelerin paylaşılması yoluyla, bu sonuçlara ulaşabilmek
için takip edilen araştırma ve düşünce sürecinin anlatılması ve toplumun genelinde bilimsel bilincin geliştirilmesi, bilim eğitiminin iyileştirilmesi ve desteklenmesi, gökyüzüne ve dolayısıyla doğaya olan ilginin ve merakın arttırılması ve bilim
insanları arasındaki cinsiyet dengesinin teşvik edilmesi, DAY 2009’nın en önemli amaçlarını oluşturuyor.

“Evren sizi bekliyor…” çağrısıyla DAY 2009, sene boyunca gerçekleşecek etkinlikler ile dileyen herkesi astronomiyle kaynaştırmayı hedefliyor.

Uzayda ilginç bir olay daha gözlendi. Satürn’ün uydularından Enceladus’tan sesten hızlı şekilde püsküren gaz ve toz bulutları yükseldi.

Satürn’ün uydularından Enceladus’tan sesten hızlı şekilde püsküren gaz ve toz bulutları, astronomlara burada önemli miktarda sıvı halinde suyun bulunduğunu düşündürüyor.

En çok yaşam potansiyeli bulunan yer Enceladus

Nature dergisinde bugün yayınlanan yeni bir araştırmada, Amerikan Havacılık ve Uzay Dairesi’ne (NASA) ait Cassini uzay aracının gönderdiği görüntüleri değerlendiren gökbilimciler, Güneş Sistemi’nin en çok yaşam potansiyeli bulunan yerlerinden Enceladus’un buzlu yüzeyinden gelen gizemli bulutların su buharı içerdiğini saptadılar.

Püskürme, sıvı suyun varlığına işaret mi

Yeni hesaplamalarına göre, fışkıran gaz ve tozun sesten daha hızlı hareketinin bu gökcisminde sıvı halde suyun varlığını gerektirdiğini belirten NASA’nın Kaliforniya’daki Jet Motorları Laboratuvarı’ndan bilim adamları, püskürmenin hızının saatte yaklaşık 2200 km olduğunu kaydettiler.

Araştırmayı yöneten Candice Hansen, sıvı olmadan gaz ve toz püskürmelerinin bu hıza ulaşmasının çok zor olduğunu ifade etti.

Jüpiter’in uydusu Europa’da da sıvı halde suyun bulunabileceğini, ancak Satürn’ün halkalarından birisinin oluşmasına yol açtığı düşünülen Enceladus’a ulaşmanın daha mümkün olduğunu belirten Hansen, Enceladus’un içerdekileri dışarı püskürttüğünü söyledi.

Cassini uydusu

Avrupa Uzay Kurumu’nun (ESA) da programa ortak olduğu 3 milyar 600 milyon dolarlık Cassini uydusu, Satürn ve Enceladus’un yakınından geçerek gözlemlerini sürdürüyor.

İngiliz gökbilimci William Herschel, Enceladus’u 1789′daki gözlemlerinde buldu. Kütlesi Dünya’nınkinden 95 kat, hacmi 750 kat büyük olan Satürn’nün minik uydusu Enceladus, sadece 499 km çapında. Satürn’ün 47 uydusu, 7 adet de dev çevre halkası bulunuyor.

NASA, önceki açıklamaların da da Enceladus’ta su bulunabileceğini belirtmişti.

Doğrudan su kanıtı” taşıyan üç gökcismi

Güneş Sistemi’nde Mars, Jüpiter’in uydusu Europa ve Enceladus “doğrudan su kanıtı” taşıyan üç gökcismi.

NASA’nın önceki açıklamasında, “Cassini, Enceladus’ta, ABD’nin Wyoming, Montana, İdaho eyaletlerini kapsayan Yellowstone Milli Parkı’ndakilere benzeyen gayzerler bulunduğunu gösteren işaretler tespit etti” demişti.

Cassini, 1997′de fırlatıldıktan sonra 2004 yılının temmuzunda Satürn’ün yörüngesine girmişti.

Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir nesne (yaklaşık Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir. Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki eksicik (elektron) yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir.

Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam edir. Çekirdeğin içindeki eksicikler (elektron) önelciklere (proton) yönlendirilince ve ters beta çözünmesi ya da eksicik yakalanması (elektron yakalanması) ile patlayıp ılıncık (nötron) ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir üstnova olarak patlar. Üstnovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan “yeni yıldızlar” olarak gözlemlenmişlerdir.

Yıldızın maddesinin çoğu, üstnova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur. ) Geri kalan bir ılıncık yıldızı (nötron yıldızı) hâline gelir (kendilerini bazen atarca (pulsar) ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise karadelik olur. Bir ılıncık yıldızında madde, ılıncık (nötron) yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de QCD özdeği denen daha da ekzotik bir yozlaşmış özdek bulunur. Karadeliğin içindeki özdeğin hâli henüz anlaşılamamıştır.

Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır öğeleri de içerir. Bu ağır öğeler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Üstnovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekilllendirilmesinde önemli rol oynar.

Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır öğelerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir öğe çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra ağır öğeler diye devam eder.

Son aşamaya, yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir öğeciklerinin (atom) çekirdeği diğer ağır öğelerin öğecik çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar, dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif öğelerin öğecik çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından bölünüm (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır öğeler yıldızın yüzeyine çıkarak Wolf-Rayet yıldızı denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.

En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü de içine alarak yokedecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim, ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacaktır ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır. Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.

Kırmızı devin çekirdeğini çevreleyen kabuk tarzındaki katmanda hidrojen çekirdek kaynaşması devam eder. En sonunda çekirdek helyum çekirdek kaynaşmasını başlatacak kadar sıkışır ve yıldızın yarıçapı azalırken yüzey sıcaklığı artar.

Yıldız, çekirdeğindeki helyumu da harcadıktan sonra çekirdek kaynaşması karbon ve oksijenden oluşan ve sıcak çekirdeğin etrafında yer alan kabukta devam eder. Yıldız en baştaki kırmızı dev hâline benzer bir gelişim izler ancak bu sefer yüzey sıcaklığı daha yüksektir.

Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların ana dizide olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. Ana dizinin başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır. Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce ana diziye giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.

Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10−14 güneş kütlesi kadar [23] ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10−7 ile 10−5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder. 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizide kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.

Bir yıldızın ana dizide bulunacağı süreyi yakılacak yakıtın miktarı ve yanma hızı, başka bir deyişle başlangıçtaki kütlesi ve parlaklığı belirler. Güneş için bu sürenin yaklaşık 1010 yıl olduğu tahmin edilmektedir. Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur. Kırmızı cüce adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve kara cüce hâline dönerler. Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin varolması henüz beklenmemektedir.

Kütlenin yanı sıra helyumdan daha ağır öğelerin miktarı da yıldızların gelişiminde önemli rol oynar. Gökbilimde helyumdan ağır öğelerin tamamı “metal” olarak değerlendirilir ve bu öğelerin kimyasal derişimine metallik denir. Yıldızın metalliği, yakıtını yakacağı süreyi etkiler ve mıknatıssal alanların oluşumunu kontrol eder.ve yıldız rüzgârının gücünü değiştirir. Daha yaşlı öbek II yıldızlar oluştukları özdeciksel bulutların bileşimi nedeniyle daha genç olan öbek I yıldızlara göre önemli oranda az metalliğe sahiptirler. Bu bulutlar zaman geçip yaşlı yıldızlar öldükçe gazyuvarlarının bir kısmından gelen ağır metallerle zenginleşmiştir.

Bir yıldızın oluşumu, bir özdeciksel bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir üstnovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar. Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.

Bulut çöktükçe, Bok yuvarı adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur. Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.

İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da Herbig Ae/Be yıldızları denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur.

Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan özdeciksel (moleküler) bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır öğelerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp yükünleştirirler (iyonlaştırırlar) ve bir H II bölgesi yaratırlar.

Yıldız değişkenlerinin çoğu MKS ölçüm sistemi ile belirtilse de bazen cgs ölçüm sistemi de kullanılır (örneğin parlaklığın erg/saniye olarak belirtilmesi gibi.) Kütle, aydınlatma gücü, ve yarıçap genel olarak Güneş’in özelliklerinin temel alındığı birimlerle ifade edilir:

güneş kütlesi:	kg
güneş aydınlatma gücü:	watt
güneş yarıçapı:	m

Dev bir yıldızın yarıçapı ya da bir çiftyıldız sisteminin ana ekseni gibi büyük uzunluklar genellikle astronomik birim (AU) ile belirtilir. Bir AU yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama uzaklığa eşittir.