Yıldızların Parmak izi : SPEKTRUM
merakediyorumgrubu
Astrofizik
Yıldızların Parmak izi:
SPEKTRUM
Milyonlarca ışık yılı öteden gelen yıldız ışıkları, bize onlar hakkında müthiş bilgiler sağlıyor... Astrofizikçiler, ulaşılması henüz mümkün olmayan yıldızlara ait somut verileri bu ışıkların içinden çekip çıkartıyorlar...
Işık ve renk arasındaki ilişkiler, bağlantılar ve sorunlar eski çağlardan beri insanların kafasını meşgul etmişti
Bir Ortaçağ düşünürü olan Freibourglu Theodoric'in getirdiği çözüm, dahiyane olarak nitelendirilmekteydi. Ona göre, "Işık; rengini, içinden geçtiği ortamdan almaktaydı". O devirlerde, "Rengin bir cisim üzerinde mi üretildiği" ya da "Bir cisim tarafından, ışıktan ayrıştırılan bir nitelik" olup olmadığı çok önemli bir sorundu. Giderek ışığın saydam nesnelerden etkilenmesi üzerine yapılan çalışmalar, renklerin ortamlar arası geçişte ışığın kırılmasıyla ilişkili olabileceğini gösterdi.
Işığı renklerine ayıran ilk kişi Descartes'dı
Bu etkiyi kullanarak ışığı renklerine ayıran ilk kişi, ünlü Fransız filozof ve matematikçisi Rene Descartes'dı. Ardından Isaak Newton da 1666 yılında güneş ışığını prizmadan geçirdi. Newton, deneyi bir adım daha ileri götürerek renklerine ayrıştırdığı ışığı aynı deney içinde bir mercek yardımıyla tekrar birleştirdi. Newton, parçacıkların hızının renk algımızın nedeni olduğunu düşünürken, Descartes da bunun parçacıkların dönüş hızıyla ilgili olduğunu sanmaktaydı.
Kırmızıdan mora kadar değişen bu renk dizisine "spektrum" ya da Türkçe'deki anlatımıyla "tayf" denildi
Güneşin optik alandaki ışığının prizmadan geçirildiğinde elde edilen ve kırmızıdan mora kadar değişen bu renk dizisine "spektrum" ya da Türkçe'deki anlatımıyla "tayf" denildi. Newton ile başlayan bu fiziksel bilim dalının ismi de "Spektroskopi" oldu. Günümüzde artık spektroskopi, bilim olarak kristal prizmalarla değil de, "Spektroskop" ya da "tayfçeker" adı verilen özel aletlerle yapılıyor. Belli büyüklükteki teleskoplara bağlanan modern tayfçekerler aracılığıyla, yalnız Güneş değil tüm yıldızların da tayfını elde etmek mümkün... Böylece, ışığının tayfı alınan yıldıza ve çevresine ait temel fiziksel özellikler ve bilgiler elde edilebiliyor. Çünkü tayfın renkleri, üzerindeki çizgiler, bunların incelik ve kalınlıkları hep gelen ışığın fiziksel özelliklerine göre biçimleniyor.
Bir yıldızın verdiği ışınım, öncelikle onun sıcaklığına bağlı
Spektroskopinin bir bilim olarak gelişmesi, astronomi ve astrofiziğe önemli katkılar sağladı. Ankara Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Fakültesi profesörü Osman Demircan, bu sürecin "Son derece karmaşık ve yoğun bilimsel bilgilerle dolu olmasına karşın, bir o kadar da zevkli ve heyecanlı..." olduğunu söylüyor. "Bir yıldızın verdiği ışınım, öncelikle onun sıcaklığına bağlı. Yıldız ilkin, "karacisim" denilen bir cisme benzetiliyor. Fizikte iyi bilinen bir model bu karacisim... Karacisim için ışınım yasaları biliniyor. Yani, bir karacismin hangi sıcaklıkta nasıl enerji verdiği gibi..."
Dalga boylarına göre bu enerjinin dağılımına gelince, Prof.Dr. Semanur Ergun kömürü örnek vererek, "Kömür tam bir karacisim değil" diyor, "Ama ona yakın bir cisim olduğunu söyleyebiliriz. Çünkü, doğada doğal bir karacisim bulmak zor. Kömür yavaşça ısıtılmaya başlandığında enerji vermeye de başlıyor. Ancak biz, önceleri onu ışıklı göremiyoruz; çünkü verdiği enerji, henüz gözümüzün algıladığı 400-700 angstrom arasında değil. Sıcaklık yükseltildikçe, renk önce kırmızı, sonra sırasıyla sarımsı, yeşilimsi, mavimsi ve nihayet beyaza ulaşıyor. İşte bu, kömürün bize verdiği enerjinin maksimum dalga boyunun yavaş yavaş küçük dalga boyuna doğru kaydığını gösteriyor. Böylece bir karacismin renginden onun sıcaklığını bulmak böyle mümkün... Dalga boyu, dalga şeklinde yayılan ışığın, birbirini izleyen iki dalgasının maksimum ve minimum noktaları arasındaki uzaklığı ifade ediyor..."
"Rige" gibi mavi-beyaz bir yıldızın, "Antares" gibi kırmızı bir yıldızdan daha sıcak olduğu anlaşılıyor
Bir karacisim tarafından salınan ışınım şiddeti, bütün dalga boylarında aynı değil; tayfın belli bölgesinde maksimum oluyor... İşte bu noktanın yeri, cismin sıcaklığına bağlı... Soğuk cisimler için, sürekli tayfın şiddetinin maksimum olduğu nokta, kırmızı ötesinde bulunuyor. Fakat sıcaklık arttıkça, maksimum küçük dalga boylarına doğru kayıyor. Sıcaklık 4000 C olunca görünen bölgeye giriyor. Böylece, "Rigel"' gibi mavi-beyaz bir yıldızın, "Antares" gibi kırmızı bir yıldızdan daha sıcak olduğu anlaşılıyor.
Yani, cismin sıcaklığı arttıkça yaydığı ışığın tayfı mora kayıyor, azaldıkça da kırmızıya...
Mor ışınların enerjisi, kırmızı ışınlardan daha büyük... Kırmızı ışık dalgaları, görünen en uzun dalgalar; mor ışığın dalgalan ise en kısa dalgalar olarak biliniyor. Buna karşılık, kırmızı ışığın dalgalarının frekansı düşük, mor ışığınki de yüksek... Yani, cismin sıcaklığı arttıkça yaydığı ışığın tayfı mora kayıyor, azaldıkça da kırmızıya... (Wien yasası) Bu durumdaki ışınlar değişik tayflar veriyor. Tayf analizinin esasları da "Kirchoff Yasaları" denilen, üç sınıfa ayrılan tayf yasalarıyla belirleniyor; "Sürekli tayf”, "Parlak çizgi tayfı" ve "Karanlık çizgi tayfı"...
Prof. Demircan, daha özlü bir anlatımla, tayf üzerindeki parlak çizgilere "salma çizgileri", karanlık çizgilere de "soğurma çizgileri" denildiğini açıklıyor. "Bu çizgilerin oluşumu ise, atomların etrafındaki elektron kabuklarının enerji değiştirmesi sonunda yerlerini değiştirmesinden kaynaklanıyor. Örnek olarak, bir hidrojen atomunu (H) alalım... Bu hidrojen atomunun üzerine enerji düşerse (ısıtılırsa), bu durum öncelikle eletronları hareket ettiriyor. Elektron enerji aldığından, bulunduğu kararlı yörüngeden bir üst yörüngeye geçiyor. Bu enerji ortadan kalktığında ise, aynı elektron aksine, bu üst seviyeden tekrar eski durumuna geçiyor. Fakat, elektron üst seviyeden eski düzeyine geçerken, önceden aldığı enerjiyi yaymak zorunda... Yani, bu enerjiyi açığa çıkartması gerek... İşte açığa çıkan bu enerji, tayf üzerinde bir çizgi oluşturuyor. Tabii, tek atom için bu çizgi oluşmuyor. Aynı elementin milyarlarca atomu hep birden aynı şekilde ve kendilerine özgü davrandıkları için, tayf üzerinde belli bir yerde ve belli bir çizgi oluşuyor. Aynca, bu çizginin oluşması ortamdaki sıcaklığa, basınca ve kimyasal yoğunluğa bağlı..."
Bütün bu veriler tayfta çıkıp da matematiksel formüllerle birleştiğinde inanılması güç bilgiler, buluşlar ya da keşifler gerçekleşiyor
Örneğin, gök cisimlerinin dinamik hareketleri çözümlenebiliyor. Söz gelişi, eğer tayf çizgilerini oluşturan ortamın kendisi hareket ediyorsa, çizgilerde bir kayma gözleniyor. Yani çizgiler, tayf üzerinde olması gereken yerde değil de, biraz kaymış bir yerde çıkıyor. Bu kayma miktarı da, tayfı alınan bölgenin hareketiyle ilgili...
Bu durumu ilk bulan kişi Doppler adında bir bilimadamı...
"Doppler Kayması" denilen olayın ilkeleri ise şöyle: "Eğer bir yıldız bizden (Dünya'dan) uzaklaşıyorsa, gösterdiği tayf çizgileri kırmızıya; aksine olarak yıldız bize yaklaşıyorsa tayf çizgileri mora doğru kayıyor..." Buradan yola çıkılarak galaksilerin ünlü "kırmızıya kayma"sı bulunuyor. Galaksiler bizden ne kadar uzaksa, tayfları o kadar çok kırmızıya kayıyor. Buradan da evrenin genişlediği sonucu çıkartılıyor.
1802 yılında Wollston, Newton'un deneylerini tekrarlarken, Güneş'in tayfında dört karanlık çizgi bulmuştu. Güneş'in tayfı, bu kez içinde nitrik asit, turpentin yağı gibi farklı sıvılar içeren prizmalarla alındı ve yine aynı tayf elde edildi. Yanı tayf, kırılan ortama bağlı değildi. Daha sonra 1815 yılında, bu kez Fraunhofer, Güneş tayfında 574 karanlık çizgi buldu. Bu çizgileri, Dünya'nın atmosferinin neden olduğu soğurma çizgilerisandı. Fakat Frauhofer, birçok parlak yıldızın tayfını alıp bunların Güneş'inkinden tamamen farklı olduğunu görünce, bu düşüncenin de yanlış olduğu anladı.
Frauhofer aynı zamanda, Dünya elementlerinin çizgilerinin konumları ile Güneş'in ve yıldızların karanlık çizgilerinin tayftaki konumları arasında bir uygunluk olduğunu da farketti. Ancak buna bir anlam veremedi. Daha sonra Kirchoff, "Yıldızlar ve Güneş'in akkor halindeki çok sıcak cisimler olduğunu, etraflarını da daha az sıcak ve ince bir atmosfer tabakasının kapladığını" buldu. Tayfta görülen karanlık çizgiler, birçok gök cisminde bulunan atmosfere aitti.
Buna benzer bir başka bulgu da Venüs gezegeniyle ilgili…
Venüs, ışığını doğrudan Güneş'ten alıyor. Venüs ışığının tayfında yüzde 90 oranlarında CO2 (karbondioksit) gazı gözleniyor. Eğer Venüs'ün atmosferi olmasaydı, elde edilen tayf, Güneş'in tayfının tıpkısı olacaktı. Bunun anlamı çok açık; Venüs'ten yansıyarak gelen Güneş ışığı, Venüs atmosferinde bulunan CO2 gazı tarafından soğuruluyor. Venüs tayfında soğurma bantları gözleniyor. Aksi durumda Venüs'e inmemiz gerekecekti. Oysa şimdi buna gerek yok. Aynı sonuç uydularla yapılan araştırmalarla da onaylanıyor...
Bütün yıldızların tayfında çok kuvvetli "Groller" çizgileri görünüyor. Bu bütün evrende ve galaksilerde hep aynı... Bu da evrendeki en bol elementin hidrojen olduğunu kanıtlıyor. Çünkü, her tarafta en belirgin çizgiler hidrojen çizgileri... Hidrojenden sonra gelen element ise helyum... Helyumdan daha ağır elementlerin toplam kütlesi, yıldız kütlesinin yüzde 3'ünden fazla değil... Yıldız tayflarından bu kimyasal bileşikleri görüyoruz.
Bunlardan çıkan diğer önemli bir sonuç da, yıldızların yaşlı ya da genç nesil olup olmadıklarının belirlenmesi...
Genç yıldızlar denildiğinde ağır elementlerden oluşmuş yıldızlar anlaşılıyor. Daha doğrusu bunlar, hidrojen ve helyum dışındaki bütün elementler... Genç yıldızlarda ağır elementlerin oranı daha yüksek; yaşlı yıldızlarda ise ağır elementlerin oranı daha düşük. Buradan da evrendeki kimyasal evrimin kanıtını buluyoruz. Çünkü, evrenin başlangıçta uzayda hidrojen ve helyum gibi hafif elementler boldu. Sonra yavaş yavaş yıldızların içinde nükleer reaksiyonlar sonunda, bu hafif elementler evrimleşerek ağır elementlere dönüştü. Bunlar da giderek bir biçimde yıldızın yüzeyine taşındılar. Ağır elementleri içeren ilk nesil yıldızlar, yaşlandıklarında kimisi "süpernova" biçiminde patladı. Kimisi de yıldız rüzgarlarıyla yıldızlararası ortamı yavaş yavaş ağır elemetler bakımından zenginleştirdi. Böylece daha sonraki yeni nesil yıldızlar oluşurken, ağır elementlerin çokça bulunduğu bir ortamda doğdular. Bunun sonucunda, kimyasal oluşum açısından her yeni yıldız, ağır elementler yönünden daha zengin bir yapıyı ulaştı. Bütün bu bilgiler hep tayf analizi çalışmalarından elde ediliyor.
Prof.Dr.
Semanur Ergun, tayf analizinin Türkiye'deki sayılı uzmanlarından
biri... 
"Tayf analizinden elde edilen bilgiler saymakla bitecek gibi değil..." diye başlıyor Ergun, "Büzülüp genişleyen yıldızlara 'pulsasyon’ yapan yıldızlar deniliyor. Bunlar değişen yıldızlar sınıfına giriyor. Bu tip bir yıldızın tayfı, sözgelişi önce bize yaklaşıyor gibi... Yıldızın üst tabakaları genişleyince Dünya'ya yaklaşıyormuş gibi oluyor. Çünkü bu sırada tayfı mora kayıyor. Fakat bir süre sonra büzüldüğü zaman bize dönük yüzü, bizden uzaklaşıyor gibi... Gösterdiği tayf çizgileri bu kez kırmızıya kayıyor. Bu heraketlerin belirli bir periyod içinde süregelmesi durumunda ise yıldızın 'pulsasyon' yaptığı anlaşılıyor..."
Benzer tayf analiziyle çift yıldızlar da belirlenip inceleniyor. İki gök cisminin birbirleri ya da başka bir merkez etrafında döndükleri ortaya çıkıyor. Bu iki cismi görmesek bile, tayf çizgilerinin periyodik olarak bir mora bir kızıla kaymalarından bunun bir çift yıldız olduğu anlaşılıyor. Ankara Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri bölümünde, Prof.Dr. Semanur Ergun'un başkanlığında böyle bir yıldız çifti inceleniyor.
Tayf analizi bilimsel bir yöntem olarak astronomiye girdiğinden beri, bu bilim dalında önemli atılımlar ve buluşlar gerçekleştirildi. Işınım yayan bütün cisimler, tayfsal analizle incelenebiliyordu. Her türlü ışınımı tutan karadelikler gibi cisimlerin ise üzerine maddeler düşerken yaydığı enerji gözlemlenebiliyor. Daha doğrusu, bu ışınım enerjisinin tayfı alınabiliyor. Prof.Dr. Osman Demircan, "Bizim galaksimizde gözlemlenmiş 10-15 tane kara delik var" diyor, "Bunlara 'yıldızsal karadelik' adı veriliyor ve kütleleri 5-10 güneş kütlesinde... Ancak çapları 10-20 km. kadar... Bunların çekim alanına giren maddeler enerjiye dönüştüğünde tayfta beliriyor. Bu tip tayflarda çok büyük hızlar çok küçük alanlarda cereyan ediyor. Aynı zamanda karadelik tayflarında sıcaklık da çok yüksek derecelerde; 100 bin kelvinin üzerine kayıt ediliyor. Sonra, bir karadeiik tayfında çizgiler çekimin oluşturduğu kaymadan dolayı, olması gereken yerde değil..."
Tayf analizi gibi gelişmiş bilimsel yöntemler de, evrenin kutsal örtüsünü kaldırıp onu gerçek yüzüyle insanlığa tanıtıyor
İnsanoğlu, binlerce yıldan beri gökkubbeyi hep merak edip duruyor. Orası eski çağların insanları için gizemli, korkutucu ve kutsal bir alandı. Bu anlaşılmazlık, eski insanlar tarafından, evrenin "tanrıların mekanı" olarak kabul edilmesini sağladı. Fakat bilim ilerleyip teknikler geliştikçe, masal yerine gerçeğin özüne ulaşmak, onu olduğu gibi benimsemek düşüncesi doğdu. İşte astronomi, astrofizik gibi bilim dalları ve tayf analizi gibi gelişmiş bilimsel yöntemler de, evrenin kutsal örtüsünü kaldırıp onu gerçek yüzüyle insanlığa tanıtıyor. Bu gelişimin sağladığı birikim ise, günümüzden geleceğe doğru giderek artan bir biçimde, bütün hızıyla sürüyor.
İrfan UNUTMAZ
