ASTROFİZİK NEDİR?

Paylaş
 

ASTROFİZİK NEDİR?

Güneşin kimyasal yapısı ve işleme türü nedir? Uzak bölgelerden bize ulaşan radyo yayınlan neye tekabül eder? Bu gibi sorulann tümü astrofizik tarafından cevaplanmaktadır.

Bu “gökcisimleri fiziği” bir asırdan az bir süredir yıldızlardan gelen ışıldamaları incelerken, son otuz yıldan beri de yıldızlarda oluşan nükleer (zincir) reaksiyonlan, evrende kimyasal elementlerin dağılımını, yıldızların gelişimini incelemekte­dir. Astrofiziğin en modem bölümlerinden biri olan radyoastronomi, göğün 10 milyar derecedeki elektronların izleri olan radyo ışımaları bölgesi olduğu gerçeğini ortaya çıkarmıştır. Astrofizikçilerin de düşündüğü gibi bir fosil emisyonu evrenin on ilâ yirmi milyar yıldan beri genleşmekte olduğunu doğrulamıştır.Geçen yüzyıla kadar astronomi ile uğraşanlar sadece ışığın bize ilettiği mesajlara dayanarak gökcisimlerinin görünümleri ve hare­ketlerini incelemekteydiler, gökcisimlerinin bünye­lerinde oluşan fenomenleri gözönüne almadan bu incelemeyi gerçekleştirmekteydiler. Astronomi dürbünü ve daha sonraları teleskop ile bu fenomenlerin dış gözlemleri başanlmışür, gökcisimlerinin yapılarının derinliklerine girebilmek için astronomiye fizik ve kimya metodlarını da uygulamak gerekiyordu. Bu şekilde en uzaktaki yıldızlan, oluşturan bileşenler yeryüzü laboratuar­larında incelenebilmiş oluyordu. Astrofiziğin kökeni; güneş ışığının prizma ile aynştınlmasına dayanır. Dibinde beyaz bir ekran bulunan karanlık bir odaya ince bir güneş ışını girdirildiğinde ve bu ışının yolu üzerine cam bir prizma yerleştirildiğinde; alışılagelmiş beyaz leke göz­lenmez; ışık ışınlan ekran üzerine gökkuşağının bütün renklerini kapsayan bir band şeklinde yayılır. Bu band “tayf adını alır, bu tayfın oluşumunun sebebini, prizmanın güneş ışınının farklı renklerini, değişik biçimde saptırmasıdır. Bu fenomeni anlayabilmek için, ışığın dalga tabiatını gözönüne almak gerekir; bu sonsuz küçük periyodik bir titreşimdir, zirve ve çukurlar dizisidir, çukurdan çukura katedilen yola “dalga boyu” denilir.

Güneşten bize ulaşan farklı ışık dalgalar değişik dalga boylarına sahiptir; kırmızı ışık milimetrenin 631 milyonda birinci dalgaları üzerinde, mor ışık daha kısa dalga boylarında milimetrenin 430 milyonda birinci dalgalarında yer alır. Bizim gözümüz renkleri beyaz ışığa karıştırır, prizma bu renkleri ayırarak beyazı gökkuşağının bir bölümü hâline dönüştürür.

Güneş ışığının karmaşık yapısı 1666 yıllarında Newton tarafından keşfedilmiştir. XIX. yüzyılın başlarında, bilini adanılan: prizmanın insan gözüne görünmez olan ışınımlar da ortaya koyduğunu gözlemlemişlerdir. Kırmızının üzerin­de bulunan infraruj’un ışısal etkileri vardır ve mor üstündeki ultraviyole (kızıl ötesi): kimyasal etkiye sahip ışınımlardan oluşmuştur.

Ultravivolenin keşfedildiği yıl içinde yedi siyah ince çizginin oluştuğu ve bunun da yedi rengin ayırımına tekabül ettiği gözlenmiştir. Ancak 1X15 yılında optikçi Fraunhofer bu karanlık tayf çizgilerinin gerçekle binlerce olduğunu ve yıldız­larda gözlenen bu çizgilerin gtineşt ek ilere benzer olduğunu bulmuştur. Bu fenomenler. “Fraunho-, ler tayf çizgileri” adını alır, bu insanoğlu tarafından ilk defa açığa çıkarılan çok uzaklardaki gökcisimlerinin sıcak ve gürültülü atmosferlerinin mesajıdır. Aslında bu mesaj çözümlenemez gözükmek tevdi, 1X59 yılında fizikçi Kirchotf bu konu üzerinde ilk açıklamaları yapmıştır. Astrofizik en uzaklardaki yıldızların ve güneşin urlarını açıklamak üzere silahlanmıştır.

™ Belirli«bir sıcaklığa çıkarılan her cisim ışık yayar, bir prizma aracılığı ile analiz edilen bu cisim karakteristik bir tayf oluşturur. Akkorlaşmış, katı cisimler ve sıvılar, kuvvetlice sıkıştırılmış, çok sıcak ve yoğun gazlar sürekli bir tayf oluştururlar: renkler bantı hiçbir tayf çizgisi ihtiva etmez. Bunun tersine düşük yoğunluklu akkor gazlar emisyon (yayınım) çizgili bir tayf oluştururlar, bant yerine, parlak, renkli ve birbirinden kesin olarak ayrılmış çizgiler verirler. Her gazın karakteristik bir tayf çizgisi vardır. Bunsen bekinin alevinde buharlaşan sodvum; çift sarı çizgi oluşturur. İyod ise mavi ve menekşe çizgiler oluşturur. Bir üçüncü tür tayf ise “absorbsivon (emme) çizgileridir” güneşin çizgile­ri absorbsivon çizgileridir. Bunun laboratuarda eldesi için sürekli bir tayf oluşturmaya elverişli cisim alınarak akkor noktasına getirilir ve bunun-. la ışıklı yarığın arasında daha soğuk bir gaz yerleştirilir: Siyah çizgiler ihtiva eden bir renk band) gözlenir. Bu çizgilerin pozisyonu tamamen belirgindir: soğuk gaz sodyum olduğunda, sarı içinde birbirine çok vakın iki sivah çizgi oluşur, bu çizgilerin pozisyonu emisyon spektrumunda olu­şan çift sarı çizginin aynıdır. Soğuk gaz iyod olduğunda ise biri mavi içinde, diğeri menekşe içinde siyah çizgi gözlenir. Çünkü soğuk gaz, ışığı ubsrirbe eder, uygun sıcaklıklayken yayınladığı parlak çizgiler yerinde tamamiyle siyah çizgiler ortaya çıkanr.

 

Şimdi de güneşte oluşan olayları tahayyüledelim. Çok sıcak ve yoğun gazlardan oluşmuş yüz.eyinin üstünde, (kesiksiz bir spektrum oluştu­ran) daha az yoğun ve daha düşük sıcaklıkta bir gaz atmosferi bulunur. Bu düşük, yoğunluklu gazlar, absorbsiyon çizgilerine sebep olur, bunlar tamamiyle Fraunhofer tayf çizgileridir. Eğer güneşte buhar hâlinde sodyum var ise, san içinde iki siyah çizgi (aynı sodyumun yayınladığı bölgede) görmemiz gerekir, bu olay doğrulanmış­tır. Güneşin kimyasal analizine bu şekilde başlamış oluruz. Bu analize devam edebilmek için karşılaştırma taytlan adı verilen çeşitli gazlann emisyon spektnımlarının laboratuarda . ekle cdilm’eleri gerekir. Bu olay yıldızlarında kimyasal analizini gerçekleştirmemize izin verir.Günümüzde, tayf (spektr) çizgilerinin varlığı ve düzeni atom fiziğiyle açıklanarak, elektronların yörüngeleri üzerindeki moleküler veya atomik değinmeleri ile tenzil edilir. Bu şekilde yıldızların derinlemesine analizi gerçekleştirilmiş olur. Sonuç olarak, astrofizik uzaklardaki gök- cisimlerinde yanan gazların tespit edilmesi ile sınırlanmaytp. atmosfer yapılarının, sıcaklıkları­nın, magnetik alanların da incelenmesini kapsar.

Kullanılan doğrudan gözleme dayanan aletler spektroskop, fotoğraf kaydına yarayan aletler ise spektrograf adını alır. Büyük teleskop­ların tamamlayıcısı olan modem spcktrograflar ile. astrofizik şaşırtıcı sonuçlara ulaşmıştır. 10 metreden uzun güneş tayfları meydana getirilerek. Spektroskoplar ve spektrograflar ay yüzeyi ile ilgili hiçbir bilgi vermezler, çünkü atmosferi olmayan ay, güneş ışığını tümden yansıtır: Ayın tayfı güneşinkinin aynıdır. Atmosfe­ri bulunan diğer bazı gezegenlerde durum benzer değildir. Bunlar güneş ile aydınlatıldıklarında, bize- ışığı geri yollarlar; ancak etraflarını çevreleyen soğuk gazlar, özel absorbsiyonlara sebeb olarak, güneş spektrumunda karakteristik çizgiler oluştu­rurlar. Dünyanın kendisi de bu olayı ilk gerçekleştiren gezegendir. Fraunhofer tayf çizgile­rinin bazıl an dünya atmosferinin etkisiyle oluşurlar ve topraktan gelen tayf çizgileri adını alırlar.

Spektrum metodu ile gerçekleştirilen önemli araştırma uzaydaki gökcisimlerinin hare­ketlerini belirleyen metoddur. Bu amaçla Doppler – Fizeau olayına başvurulur. Bunu anlayabilmek için bir karşılaştırma yapalım: Bir lokomotif sireni bize yaklaştıkça incelir, bizden uzaklaştıkça da kalınlaşır. Hareketin yönünde, dalga boylan normalden daha kısa olur, ters yönünde ise daha uzun olur. Bu ışık için de aynıdır. Bir yıldız dünyaya yaklaştığında, ışığı kısa dalga boylanna doğru ilerler, (yani maviye doğru), yıldız uzaklaştığında ise ışığı kırmızıya yani uzun dalga boylanna doğru gider. Pratikte tayf çizgileri  beraberce ilerler ve bu yerdeğıştirmelerin ölçümü önemli icâtlara sebeb olmuştur. Bizden milyonlar, milyarlar ışık yılı uzaklığındaki büyük galaksi uzaylarının incelenmesi ile evrenin genişleme, teorisinin temeli oluşturulmuş olur.

Gerçekte, atmosferde kaybolan sadece infraruj ve ultrarviyoledir. Kainâttan dünyaya sürekli olarak akan ve gezegenimiz yüzeyinin sadece bir bölümüne ulaşabilen enerji tayfının sadece çok küçük bir bölümü görünür spektrumu oluşturur. Enfraruj’dan çok daha uzun dalga boylarının bir bölümü dünya yüzeyine kadar süzülürler, bunlar onlarca yıldan beri bize uzayın derinliklerinden mesajlar ileten hertz dalgalandır. Bu dalgalann incelenmest astronomi biliminin bir bölümünü oluşturur, bu bölüm kendine özgü metodlar. gözlemler ve gereçler kullanan radyo astronomidir. Işın tayfının diğer ucunda X ve gama ışınlan, gezegenlerin yeni araştırma aracını oluşturmuştur. 1970 Aralık’mda Amerika’da kurulan Ühuru X-ışmı kavnaklannı gezegenimiz merkezine uygulamıştır.

Bu yüksek enerji astronomisi ise astro- kimyamn ortaya çıkmasına sebeb olmuştur, %80’i hidrojenden oluşmuş bir kainatta, bazı tepkimele­rin müsaadeli olduğu, uzay kimyası gündemdedir. Asirokimva; evrenin temeline yeni görümler kazandı rmasaydı binlerce. ışık yıllık moleküllerin varlığı eleklromagnetik         ışımalar ‘ ile tespit edilemezdi. Evrenin genleşme teorisi (Big Baııg) asirokimva sayesinde açıklanmıştır.

Bu yazı 39 kere okundu.
  • Site Yorum
  • Facebook Yorum

Bir yorum bırak

Bir yorum bırak

Kategoriler
http://bilelimmi.com/bilelimmi-com-hakkinda/ http://bilelimmi.com/iletisim/