Amerika Birleşik Devletleri’ndeki Yale Üniversitesi’nden bir grup astrofizikçi Hubble Uzay Teleskobu’ndan gelen verileri kullanarak karanlık maddenin 3 galaksi kümesindeki dağılımını daha önce benzeri görülmemiş düzeyde bir detay ile haritalandırmayı başardı. Bu çalışma için bilim insanları kütleçekimsel merceklenme adı verilen bir yöntemden faydalandılar. Kütleçekimsel mercek etkisi bir kütlenin gelen ışığı bükerek sanki bir mercekten geçiyormuş gibi görünmesine sebep olan bir etkidir. Karanlık madde ise görünmez, ışığı yansıtmayan ve absorbe etmeyen ancak kütleçekim kuvveti uygulayan ve evrenin yaklaşık yüzde 27’sini oluşturan bir tür maddedir. Karanlık maddenin bu özelliğinden faydalanarak 3 galaksi kümesini ışığın içinden geçerken büküldüğü bir kütle olarak alan ve arkadan gelen ışığın sapma miktarına göre bu 3 kümedeki karanlık madde miktarını ve dağılımını oldukça hassas bir şekilde hesaplayan bilim insanları oldukça detaylı bir harita çıkarmayı başardılar. Bu haritadan edinilen bilgi karanlık maddenin “soğuk” karanlık madde modeli lehine olduğu yönünde. Bu modele göre karanlık madde ışık hızına göre oldukça yavaş hareket eden ve birbiriyle etkileşmeyen parçacıklardan oluşuyor. Araştırmacılara göre bu haritanın standart model ile olan uyumu da karanlık maddenin keşfi için önemli bir adım niteliğinde, fakat bu başarıya rağmen karanlık madde parçacığı henüz tam olarak keşfedilebilmiş değil.
Karanlık madde dağılımının yüksek çözünürlüklü modellemesi
Güneş Sistemi dışında da bir şeyler oluyor. Milyonlarca yıldır bize yuva olmuş gezegenimiz ve Güneş çevresinde dolanan diğer gezegenler, bizim sistemimize özel yapılar değiller.
Geceleyin kafalarımızı kaldırdığımızda gördüğümüz onca yıldızın çoğunun etrafında da gezegenler dolanmakta ve bunların bir kısmı tıpkı bizim dünyamız gibi canlılık barındırabilecek durumda.
Ötegezegenlerin keşif süreci, NASA’nın son açıklamaları ve bunların dünya dışı yaşam ile ilişkisi hakkında fikir edinmek isterseniz, sizleri de etkinliğimize bekleriz.
Sunumumuz, bu akşam Fizik Bölümü 3. Katta bulunan Cavid Erginsoy Seminer Salonu’nda, saat 18:00’de başlayacaktır. Tüm gökyüzü severlere duyurulur.
ODTÜ AAT takipçilerimizin de bildiği gibi, perşembe günleri bizim etkinlik günümüz. Bu haftaki etkinliğimiz ise bir söyleşiydi. 8 Mart’ın Dünya Emekçi Kadınlar Günü olması nedeniyle ‘Fizik Dünyasının Kadınları’ adlı bir söyleşi düzenledik. Söyleşide konuğumuz ODTÜ Fizik Bölümü hocalarından Hande Toffoli idi ve bu söyleşi – buraya tam olarak hangi kelimeyi koyacağımı bilememekle beraber – güzel anlamda farklı geçti. Sizinle paylaşmak istiyorum.
Küçükken açıkçası fiziğe pek bir ilgim yoktu ve fizik ile ilgilenen insanların normal olmadığını düşünürdüm. Sonradan ilgim artınca bunun sadece bir hobi olabileceğini ve kadın için uygun bir alan olmadığını söylemeye başlamışlardı. Haklı gibi duruyorlardı çünkü çevremde fizik öğrencisi bir kişi vardı ve o da erkekti. Okuldaki fizik öğretmenlerim, dershanedekiler falan da hep erkekti. Tanıdığım ilk fizikçi kadın Hande hoca oldu. Yılın başında düzenlenen Genç Fizikçiler Hoşgeldiniz etkinliği vardı. O zaman 2 erkek hocamız ile söyleşiye katılmıştı ve kendisine ayrılan vakit kadar kendisinden bahsetmişti. Bugünkü söyleşide daha yakından tanıdım kendisini. Hatta adını az önce öğrendim ama bu tamamen benim isim hafızamın kötü olmasından kaynaklı… Nelerden konuştuk biraz da onlardan bahsetsem iyi olur artık.
Katıhal fiziği çalışan hocamız; uzun zamandır ODTÜ’de çalışıyormuş ve bir kadın olarak, bilim hayatında ne yaptın sorusu ile ilk defa karşılaşmış. Çevremin aksine hatta birçoğumuzun aksine; ‘Fizik kadın işi değil.’, ‘Aaa kadın olmana rağmen fizik mi okuyorsun?’ cümleleri ile karşılaşmamış. Bildiğiniz bayağı normal, olası, karşılanmış yani. Sanırım ilk defa böyle bir insan tanıdım, ki kendisi de böyle bir durumun farkına varmadığını da belirtti. Zaten üniversitemizde de sınıflarda kız ve erkek öğrenci oranı neredeyse aynı, onun zamanı da dahil olmak üzere (Fen-Edebiyat Fakültesi). E haliyle, kadın olmak üzerinden dile getirilen olumsuz yorumlar ona bizim tarafımızdan tanıtılırken gerçekte olmayan bir Türkiye’den bahsedildiğini düşünüyordu. İşin ilginç kısmı ise, bu ayrıma Amerika’ya doktora yapmaya gittiği zaman varmış olması. Çünkü 36 kişilik sınıfta sadece 5 kadın öğrenci varmış. Sanırım bunları kendim duymamış olsam inanmazdım.
Birçok mühendis ve matematikçi arasında büyüyen Hande hocamızın babası da fizikçi olunca çok şaşırmamak lazım. Bilim dünyasında genel olarak yapılan ayrımcılıklardan da konuştuk ama ilgimi çeken birkaç nokta vardı bunların dışında. Örnek vermem gerekirse; hepimiz yapamayınca bırakmak isteriz, yoruluruz, ‘Tamam ya buraya kadarmış’ falan deriz. Hatta birileri gelsin de manevi destek versin isteriz. Ha işte karşımda öyle bir kadın yoktu. Biz yaparız niye yapamayalım ki tarzı biriydi. Çok inatçı bir yapıya sahip olduğundan ve okulu her ne kadar derece ile bitirse de doktora sırasında diğerlerine göre yetersiz hissettiğini belirtti. Yılmak, usanmak, sıkılmak yerine çok çalıştığından bahsetti ve ‘Kimse çok zeki değildir çok çalıştım.’ diye de ekledi.
“Peki, idol olarak gördüğünüz biri de mi yoktu hiç?” sorusunu sormamak olmazdı. Bir kişiyi örnek almayı zaten doğru bulmuyor, örnek alacağı kişinin yaşını da çok önemsiyor kendisi. Farklı farklı kişilerin ön planda olduğu konularda örnek aldığı insanlar olmuş. Ben de bugün Hande hocayı, mesleki hayatı ve hayata bakış açısı olarak kendime örnek alabileceğimi fark ettim. Ve daha birçok konudan konuşuldu; özel hayatı, evlilik dönemi, doktorası…Belki bu yazı buraya kadar okumanıza değmedi ama ne demişler ‘İçimden bu geldi.’
En çok da söyleşide geçen ve Özgürcan’ın alıntıladığı şu cümleler, fizikçi olmanın “aslında” ne demek olduğunun özeti niteliğindeydi…
‘Fizikçi olmak popüler bilim kitabı okumak değildir. Sancılı bir süreç, düşünüldüğünden çok daha fazla emek gerektiren bir şey. Fizikçi olmak, ‘cool, acayip zeki’ gibi gözükebilir. Ama araştırma, öğretmenlik ve bürokrasi ile sizi meşgul eden bir alan burası. Siz lisans öğrencisisiniz, yol yakınken bunu iyi öğrenin.’
Söyleşinin tamamını facebook sayfamızdaki canlı yayın videolarından bulabilirsiniz. Teşekkür etmek gerekirse, öncelikle bize vakit ayırıp sorularımızı cevapladığı için Hande Toffoli’ye, sonrasında da siz okuyucularımıza okuduğunuz için teşekkür ederim. Astronomiyle kalın…
AAT’nin etkinliği bittikten sonra dışarı çıkıp hava almıştım. Tam müzik dinleyerek sıkıcı yurt odasına gitmeye koyulmuştum ki, biraz daha zaman kazanmak için, önce kütüphaneye doğru bir tur atmaya karar verdim. Baktım ki Ay, okulun en sevdiğim yerlerinden biri olan kütüphanenin üstünde, bulutların arasından bir ışıldıyor bir yok oluyor. Belki güzel bir fotoğraf çekebilirim umuduyla topluluk odasına gidip makineyi ve tripodu kaptım. İyi olduğunu düşündüğüm bir açı yakalayıp iki üç poz çekmiştim ki uzaktan Çağrı ile Cansu’yu gördüm. Koşup önlerini kestim. 😀
Aynı gaz bulutunda oluşmuş olan ve kütle çekim etkisiyle bir arada bulunan yıldız topluluklarına yıldız kümesi denir. Yıldız kümeleri iki grupta incelenirler. Genel olarak daha az sayıda, düşük kütle çekimiyle bağlı olan ve çoğunlukla genç yıldızlardan oluşanlara açık yıldız kümeleri; çok sayıda, büyük bir kütle çekimiyle bir arada bulunan ve çoğunlukla yaşlı yıldızlardan oluşanlara ise küresel yıldız kümeleri denir.
M45-Ülker
Açık Yıldız Kümeleri
Açık yıldız kümeleri yalnızca yıldız oluşumunun aktif bir şekilde gerçekleştiği, sarmal ve düzensiz gökadalarda bulunurlar. Samanyolu Gökadası’nda binden fazla açık yıldız kümesi keşfedilmiştir ve henüz keşfedilmemiş bir çok küme olduğu düşünülmektedir. Açık yıldız kümeleri gökadanın disk bölgesinde bulunurlar. Bize en yakın açık yıldız kümesi yaklaşık 151 ışık yılı uzaklıkta bulunan Boğa açık yıldız kümesidir.
Açık yıldız kümelerinin içerdikleri yıldızların sayısı bir kaç bini bulabilir ve aynı gaz bulutundan oluşmuş olan yıldızlar, küresel yıldız kümelerindeki yıldızların aksine belli bir merkezde yoğunlaşmamış, geniş bir alana dağılmışlardır fakat yine de aralarında zayıf bir kütle çekimsel bağ vardır. Bu kümelerin yıldızları, yaklaşık bir kaç milyon yılın sonunda dağılırlar ve böylece küme ömrünün sonuna gelir. En tanınmış açık yıldız kümelerinden bir kaçı Boğa Takımyıldızı’ndaki Ülker(Pleiades, M45) ve Boğa takımyıldızındaki Boğa (Hyades) kümesidir.
NGC5139
Küresel Yıldız Kümeleri
Küresel yıldız kümelerinin içerdiği yıldızlar yoğun bir kütle çekimsel kuvvetle bir arada bulunurlar ve bundan dolayı yıldızları, kümenin merkezine doğru yoğunlaşırlar ve kümeye hemen hemen küresel bir biçim kazandırırlar.
Samanyolu’nda yüz-iki yüz kadar küresel yıldız kümesi bulunmaktadır. Bunların büyük bölümü, gökadanın diskinde bulunan açık yıldız kümelerinin aksine, gökada diskinin altında ve üstünde, ayla denen bölgede yer alırlar. Küresel kümelerdeki yıldız sayısı milyonları bulabilir. Açık kümelerin tersine, küresel kümelerdeki yıldızlar yaşlı yıldızlardır, hatta gökadamızdaki bilinen en yaşlı yıldızların bazıları kapalı(küresel) yıldız kümelerinin elemanlarıdır.
Küresel kümeler, Güneş Sistemi’nden çok uzakta olduğundan, çoğunlukla çıplak gözle görülemezler. Örneğin, Güneş Sistemi’ne en yakın iki küresel yıldız kümesinden biri olan, 12.2 milyar yaşındaki M4, bizden yaklaşık olarak 7.200 ışık yılı uzaklıktadır. Fakat, Herkül Takımyıldızı’ndaki M13 ve birkaç başka küme, yeterince karanlık ortamlardan teleskopsuz olarak ışık benekleri halinde görülebilirler.
Gökyüzüne baktığımız zaman birçok gökcismi görürüz. Bu gökcisimlerinden ilk akla gelen yıldızlardır. Yıldızlar, en temel tanımıyla kendi kütleçekim kuvvetleriyle bir arada duran parlak plazma küreleridir ve karbon, azot, oksijen gibi görece ağır elementlerin üretiminden ve dağıtımından sorumludurlar.
Yıldızlar tarih boyunca uygarlıklar için önem taşımışlardır; uygarlıklar gerek dinlerinin bir parçası, gerek bilimsel nedenlerle, gerek yönlerini bulmak için yıldızları incelemişlerdir. Eskiden yıldızların gökyüzüne asılmış ışık noktaları oldukları düşünülürdü ve bu yüzden insanlar bu noktaları birleştirerek takımyıldızları hayal etmişlerdir, ancak gerçekte uzay 3 boyutlu olduğundan yakın olduğu düşünülen yıldızlar arasında binlerce ışık yılı olabilmektedir.
Ayrıca insanlar uzun yıllardan beri bu yıldızları kataloglamaktadırlar. Bilinen en eski yıldız haritası MÖ 1534 yılında Antik Mısır’da görülmüştür.
Figür 1: Aslan Takımyıldızı (Johannes Hevelius-1690)
Yıldızlarda enerji üretimi:
Gelişen teknoloji ve bilim sayesinde artık yıldızlar hakkında çok daha fazla bilgi sahibiyiz. Eskiden yıldızlar, sadece gökyüzüne asılı noktalar olarak düşünülürken artık yapılarını oluşturan elementlerden yaşlarına kadar birçok bilgiye ulaşabiliyoruz.
Bu gelişmeler, yıldızların evrendeki yaşamın yapıtaşlarını oluşturduğunu öğrenmemizi sağlamıştır; çünkü gelişmiş yaşam için vazgeçilmez olan karbon ve oksijen dahil birçok ağır element yıldızların çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları sayesinde oluşur. Bu işlemin adı nükleosentezdir. Büyük Patlama nükleosentezi, yıldız nükleosentezi, süpernova nükleosentezi gibi farklı türleri vardır. Temel olarak önceden var olan nükleonlardan yeni atom çekirdeği yaratma işlemine verilen isimdir.
Yıldızlarda gerçekleşen yıldız nükleosentezinin birçok türü vardır. Bunların en temel olan ikisi hidrojenin yanmasıyla gerçekleşen proton-proton zincirleme reaksiyonu ve CNO (karbon, azot, oksijen) döngüsüdür.
Çekirdek sıcaklığı 15 milyon kelvin civarında olan yıldızlarda gerçekleşen reaksiyon türü proton-proton zincirleme reaksiyonudur. Bu reaksiyonun gerçekleşmesi için protonların kinetik enerjilerinin elektrostatik itki kuvvetini yenmesi gerekir (Coulomb bariyeri).
Bu reaksiyonun ilk aşaması, yeterli enerjisi olan iki protonun çarpışmasıyla başlar. Bu aşamadan sonra iki protondan biri nötrona dönüşür. Bu işlem zayıf etkileşimle açıklanır ve işleme Beta bozunumu (β+) adı verilir. Bu değişim sırasında alttaki Feynman diyagramında da görülebildiği gibi, proton oluşturan iki yukarı kuarktan biri aşağı kuarka dönüşür ve böylece proton nötrona dönüşmüş olur.
Zayıf etkileşim ise bu değişim sırasında yukarı kuark aşağı kuarka dönüşürken devreye girer. Bu dönüşüm sonucunda bir W+ bozonu açığa çıkar, bu bozon ise daha sonra bozunarak bir pozitron ve bir elektron nötrinosu açığa çıkarır. Bu aşamanın sonunda bir adet döteryum atomu oluşmuş olur ve bu atom daha sonra bir protonla birleşerek bir helyum-3 atomu oluşturur.
Bu oluşan helyum-3 atomu, ortamdaki başka bir helyum-3 atomu ile birleşerek bir tane helyum-4 atomu oluşturur ve ortama 2 tane proton bırakılır.
Proton-proton reaksiyonu Güneş gibi fazla büyük olmayan yıldızlarda gerçekleşir. Yıldız boyutu büyüdükçe üçlü alfa süreci gibi farklı tür reaksiyonlar gerçekleşir. Bu reaksiyonlara giren ve çıkan elementler hidrojen ile helyumdan daha ağır elementlerdir, fakat sonuçta yine hidrojen helyuma dönüştürülür.
Figür 3: Güneş’teki nükleosentez reaksiyonu
Yıldız evrimi:
Tıpkı doğadaki her şey gibi yıldızlar da doğar, büyür ve ölürler. Yıldızların yaşamı yıldızlararası uzaydaki gaz ve toz bulutlarında başlar. Bu bulutlarda gaz basıncından kaynaklanan kinetik enerji, gazların kütleçekim kuvvetinden kaynaklanan potansiyel enerjiyle dengede olduğu sürece bulut hidrostatik dengededir. Virial teoremine (eşbölüşüm) göre dengenin korunabilmesi için kütleçekim potansiyel enerjisi, termal kinetik enerjinin iki katı olmalıdır. Bu denge, bulutun kütlesinin Jeans kütlesi adı verilen sınırı geçmesi veya bulutların çarpışması ve süpernova gibi olayların tetiklemesi sonucunda bozulabilir. Denge bozulduğu zaman bulut kendi içine doğru çökmeye, bu durumdan dolayı da gittikçe ısınmaya başlar.
Bu gittikçe küçük bir hacme sıkışan gaz kütlesi ilkyıldızları oluşturur. Bu, yıldız oluşumunun erken evresidir ve kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan bir yıldız için bu evre yaklaşık 10 milyon yıl sürer. İlkyıldız evresinden sonra bir yıldızın yetişkinlik evresi yani ömrünün çoğunu geçirdiği evre olan ana kol evresi gelir. Kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan bir yıldızın ana kol evresinde geçirdiği süre yaklaşık 10 milyar yılken kütlesi Güneş’in kütlesinden çok daha büyük olan yıldızlar bu evrede sadece 10 milyon yıl kadar geçirir: Bu farkın sebebi büyük yıldızların yakıtlarını çok daha hızlı tüketmesidir. Bu evreye ana kol ismi verilmesinin sebebi ise yıldızların ömürlerinin en büyük kısmını burada geçirmesi, ve bu dönemdeki yıldızların Hertzsprung-Russell adlı bir diyagramın (H-R diyagramı) ana kolunu oluşturmasıdır. Bu diyagram Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell tarafından geliştirilmiştir ve yıldızların renk-parlaklık grafiğidir. Yıldızların bu grafik üzerindeki yerleri parlaklık ve sıcaklıkları (veya renkleri) tarafından belirlenir. Yıldızların yaş, kütle, sıcaklık ve parlaklıkları birbirleriyle çok bağlantılı olduğu için sadece H-R diyagramındaki yerine bakarak bile bir yıldız hakkında birçok çıkarımda bulunmak mümkündür.
Figür 4: Hertzsprung-Russell diyagramı
Ana kol evresindeki tüm yıldızlar hidrostatik dengededir, yani yıldızdaki kütleçekim kuvveti çekirdekteki yüksek sıcaklık ve ışımadan kaynaklanan dış yönlü basınç ile dengededir. Çekirdekte üretilen enerji, ışıma ve/veya konveksiyon yolu ile yıldızın dış katmanlarından olan fotosfere kadar çıkar ve ışıma yoluyla yıldızdan atılır.
Ana kol yıldızları üst ve alt olarak ikiye ayrılabilir, bu ayrım enerji üretmekte kullanılan döngüye göre belirlenir. Güneş kütlesinin 1,5 katının altında olan yıldızlar genellikle proton-proton zincirleme reaksiyonu ile enerji üretir: Bu yıldızlar alt ana kol yıldızlarıdır. Üst ana kol yıldızları ise Güneş’in kütlesinin 1,5 katından daha büyük kütleye sahip olan yıldızlardır: Bu yıldızlar ise genellikle CNO döngüsü ile enerji üretir. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tükendiğinde nükleer reaksiyonlar aynı şekilde devam edemeyeceği için yıldız H-R diyagramındaki ana koldan uzaklaşmaya başlar. Bunun sebebi yıldızın ışıma basıncının kütleçekimini dengeleyememesi ve çekirdekteki sıcaklığın zamanla artıp farklı reaksiyonları tetiklemesindendir. Bu durumdan sonra yıldızın yine kütlesine bağlı olarak geçirebileceği birden fazla evre vardır. Bu evreleri Güneş’in kütlesine yakın ve Güneş’in kütlesinden 10 kat daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar olarak ikiye ayırabiliriz.
Figür 5: Kütlelerine göre yıldızların yaşam süreleri
1)Kütlesi Güneş’in kütlesine yakın olan yıldızlar:
a) Yaklaşık 0.3 Güneş Kütlesi ile 8 Güneş Kütlesi arasında bulunan yıldızlar:
Hidrostatik dengesini koruyamayan yıldızlar kendi içine çökmeye başlar ve çekirdekteki madde sıkıştıkça tekrar ısınmaya başlar. Bu sıcaklık öyle bir noktaya gelir ki yıldız çekirdeğindeki füzyon tekrar başlar ve yıldız genişlemeye başlar. Yıldızın bu seferki boyutu ana kol evresindeki boyutundan çok daha büyük olur ve parlaklığı 1000 ile 10000 kat arasında artar ancak yıldızın yüzey alanı çok büyüdüğü için çekirdekte üretilen enerji daha fazla alana yayılır ve bu durumdan dolayı yüzey sıcaklığı daha düşük olur. Yüzey sıcaklığı düşük olan yıldızlar kırmızı görünürler; bu yüzden de bu evreye kırmızı dev ismi verilir. Bu evrenin sonunda da yakıtı tükenen yıldız tekrar içine çöker ancak bu sefer dış katmanlarını uzaya püskürterek gezegenimsi bulutsuları oluştururlar. Çekirdeği açıkta kalan yıldız beyaz cüceye dönüşür. Beyaz cüceler elektron-dejenere maddeden (fermiyon) oluşan sıkışık yıldızlardır (sıkışık yıldız beyaz cüce, kara delik ve nötron yıldızlarına verilen genel bir isimdir.). Yoğunlukları çok yüksektir, hacmi Dünya kadar olan bir beyaz cücenin kütlesi Güneş’in kütlesine yakındır.
Güneş, bir ana kol yıldızı
b) Kütlesi 0.3 Güneş Kütlesi’nden küçük olan yıldızlar:
Bu yıldızlar yakıtları tükenince kendi içlerine çökmeye başlarlar ancak kendi içine çöken gazın oluşturduğu basınç yeniden bir füzyon reaksiyonu başlatmaya yetmez bu yüzden direkt olarak beyaz cüceye dönüşürler.
Beyaz cüceler sürekli soğumaya devam eder. Soğumuş, daha fazla ısı ve ışık yaymayan beyaz cücelere siyah cüce denir. Ancak beyaz cücelerin soğuması için gereken süre evrenin şu an bilinen yaşından daha uzun olduğu için evrende bulunmaları beklenmemektedir. Bulunsalardı bile gözlemleri, yaydıkları ışık miktarının azlığından dolayı aşırı derecede zor olurdu ve kütleçekimsel etkileşimleri aracılığıyla bulunmayı beklemek zorunda kalacaklardı.
2) Güneş’in kütlesinden 10 kat ve daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar:
Bu yıldızların ana kol evresinden sonraki evreleri kırmızı süperdevdir. Kırmızı süperdevler yapı olarak kırmızı devler ile benzerdir ancak çok daha büyüklerdir. Ancak böyle bir kütleye sahip olan yıldız kırmızı süperdev evresini geçtikten sonra daha az kütleli yıldızlar gibi beyaz cüceye dönüşmez; bu noktadan sonra bu dev yıldızlar için çok daha etkileyici bir dizi olay başlar.
Tıpkı bir ana kol yıldızı gibi ölüm evresi başlayan kırmızı süperdev içine çökerek gittikçe sıkışır ve ısınır. İçine çöken kırmızı süperdev, Güneş gibi bir yıldızın hayatı boyunca ürettiği enerji kadar bir enerjiyi yayacak patlamaya sebep olur; bu patlamalara süpernova ismi verilir. Süpernovalar en fazla bir kaç ay kadar neredeyse bir gökadayı sönük gösterecek şekilde parlar, daha sonra ise sönerler. Bu esnada yıldızdan kalan materyalleri saniyede 30.000 kilometre (ışık hızının %10’u) hızla uzaya püskürtürler. Süpernovalar yeni yıldızların oluşumunda, demirden ağır elementlerin sentezinde rol oynarlar.
NGC 4526 Gökadası’nda SN 1994D (tip Ia) süpernovası
Süpernova patlamalarından geriye büzülen bir çekirdek kalır. Geriye kalan bu çekirdek sıkışık yıldızları oluşturur ancak böyle bir durumda geriye kalan çekirdeğin kütlesi küçük bir yıldızın geriye bıraktığı çekirdeğin kütlesinden fazla olacağı için beyaz cüce olmaz. Ancak kütlesi Chandrasekhar limitinden az olan sıkışık yıldızlar (1.44 Güneş kütlesi) beyaz cüce olabilir.
Eğer sıkışık yıldızın kütlesi Chandrasekhar limitiyle Tolman-Oppenheimer-Volkoff limitinin (3 güneş kütlesi) arasında ise bu sıkışık yıldız bir nötron yıldızıdır. Nötron yıldızları aşırı yoğun ve sıcaktırlar, yüzey sıcaklıkları yaklaşık 6×105 Kelvin’dir ve yoğunlukları ise 3.7×1017 ile 5.9×1017 arasındadır (Güneş’in yoğunluğunun yaklaşık 3×1014 katı). Bu demek oluyor ki bir kibrit kutusu kadar nötron yıldızı materyali yaklaşık 5 milyar ton ağırlığındadır.
Figür 6: Bir nötron yıldızının Vancouver şehrine oranla boyutu
Eğer sıkışık yıldızın kütlesi Tolman-Oppenheimer-Volkoff limitinden fazlaysa kendi içine çökmeye devam eder. Kendi içine çöken kütle Schwarzschild yarıçapı ismi verilen sınırı geçerse uzay-zamanı deforme ederek bir kara deliğe dönüşür.
Figür 7: Yoğunluk-kütle grafiği
Schwarschild yarıçapı bir kütlenin kaçış hızının ışık hızına eşit olduğu yarıçapa verilen isimdir, kaçış hızının ışık hızına eşit olması ışığın dahi bu cismin kütleçekiminden kurtulamayacağı anlamına gelir. Ancak sanıldığı gibi kara delikler evrendeki her şeyi içine çeken cisimler değildir yani kara deliğin çevresinde bir yörüngede bulunabiliriz ancak olay ufku ismi verilen sınır geçildiğinde kaçış hızı ışık hızından büyük olacağı için ve özel görelilik teorisine göre hiç bir kütle ışık hızından yüksek bir hızla hareket edemeyeceği için olay ufkunu geçen bir şeyin geri dönmesi imkansızdır.
Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium.
“How the Sun Came to Be : Stellar Evolution” (PDF)
en.wikipedia.org/wiki/Protostar
The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (10 Haziran, 1997), sf 420-432
Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. sf. 321-322. ISBN 0-03-006228-4.
Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). “How Massive Single Stars End Their Life”. The Astrophysical Journal 591: 288.
Schawinski, K. et al. (2008). “Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant”.
Whittet, D. C. B. (2003). Dust in the Galactic Environment. CRC Press. sf. 45–46. ISBN 0-7503-0624-6.
Krebs, J.; Hillebrandt, W. (1983). “The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds”. Astronomy and Astrophysics
Merkür, Güneş çevresinde yaklaşık 88 gün süren dolanma süresi ve 116 günlük kavuşum dönemi ile gökyüzündeki görünür hareketini yılda üç kez yineler.
Bir alt gezegen olması nedeniyle ile her zaman Güneş’e yakın konumdadır ve gözlenmesi Güneş’in parlak ışığı nedeniyle oldukça güçtür. -1,9 Kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve bazen Satürn, Mars hatta Jüpiter’den daha ışıklı olabilmesine karşın hiç bir zaman karanlık bir zemin üzerinde izlenemediği için, her kavuşum döneminin en fazla birkaç gün süren bir kısmında, en yüksek batı ya da doğu uzanımı esnasında çıplak gözle görülebilir. Bu gözlem koşulları, doğu uzanımı için Güneş’in batışını izleyen, batı uzanımı için ise Güneş’in doğuşundan az önceki kısa bir süre için gerçekleşir. Bu nedenle her 116 günlük dönemde Merkür bir kez ‘akşam yıldızı’, bir kez de ‘sabah yıldızı’ olarak izlenir.
En yüksek uzanım, yörünge dışmerkezliğinin yüksek olması nedeniyle 18o ile 28o arasında değişir, ancak 28o bile rahat bir gözlem için yeterli değildir. Özellikle tutulum düzleminin ufka daha yakın olduğu yüksek enlemlerden gezegenin görülmesi çok zordur.
Gözlem noktası Yer ekvatoruna yaklaştıkça, Merkür’ün sabah ya da akşam alacakaranlığında ufuktan yüksekliği artacağı için, çıplak gözle görülebilmesi daha kolay olur. Merkür’ün oldukça eliptik yörüngesinin uzun ekseninin Yer yörüngesine göre konumuna bağlı olarak, Dünya’nın Güney Yarıküre’sinin sonbahar başlangıcına denk gelen döneminde, gezegenin olası en yüksek batı uzanımı ile 7olik yörünge eğikliğinin üst üste gelmesi sayesinde Merkür için en uygun gözlem koşulları oluşur. Aynı şekilde olası en yüksek doğu uzanımı ile yörünge eğikliği açısının birbiri üzerine eklenmesi, yine Güney Yarıküre’den bu kez kış aylarında gezegenin rahat gözlenmesine olanak sağlar. Yüksek dışmerkezlik nedeniyle yörünge hızı dolanma sırasında çok değişir ve kavuşum süresi Yer’in Merkür yörüngesine oranla konumuna göre birkaç gün kayabilir.
Yer atmosferinin olumsuz etkilerini en aza indirebilmek amacıyla, teleskop kullanılarak yapılan profesyonel gözlemler Merkür’ün ufuktan iyice yüksekte bulunduğu gün ortası saatlerinde gerçekleştirilir. Tam Güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa Güneş’e çok yakın konumdaki gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar.
Kısıtlayıcı etmenler nedeniyle, yeryüzünden yapılan gözlemler en güçlü teleskoplar kullanıldığında dahi Merkür’ün yüzey şekilleri hakkında yeterli bilgi sağlayamamıştır ve elimizdeki bilgilerin büyük kısmı Mariner 10 Uzay Sondası tarafından sağlananlarla sınırlı kalmıştır.
Venüs, Güneş çevresinde yaklaşık 224 gün süren dolanma süresine karşın yörüngesinin yer yörüngesine yakınlığı nedeniyle 584 gün gibi uzun bir kavuşum dönemine sahiptir, gezegenin gökyüzündeki görünür hareketini tamamlaması bir buçuk yılı geçer.
Bir alt gezegen olması nedeni ile her zaman Güneş’e yakın konumdadır ve gözlenmesi için en uygun saatler sabah gün doğumundan önce ya da akşam gün batımından sonradır. Ona, ‘sabah yıldızı’ ve ‘akşam yıldızı’ adları bu nedenle verilmiştir. -4,4 Kadir derecesine varabilen parlaklığı ile en parlak yıldızlardan ve diğer tüm gezegenlerden çok daha ışıklıdır. Güneş ve Ay’dan sonra gökyüzünün en parlak cismidir. Bu nedenle Güneş ışınlarının Venüs’ün görülmesine izin vermediği alt ve üst kavuşum dönemleri dışında yılın büyük bir kısmında rahatlıkla izlenir.
Merkür’e oranla çok daha yüksek uzanımlara (en uygun koşullarda 48o) çıkabildiği için gün içinde izlenebildiği süre de daha uzundur ve uygun dönemlerde akşam gün battıktan sonra veya sabah gün doğmadan önce 4 saat kadar ufkun üzerinde kalabilir. En parlak dönemlerinde Güneş ufkun üzerinde iken bile görülmesi mümkündür, hatta alışkın gözler gün ortası saatlerinde dahi Venüs’ü görebilirler. Aysız gecelerde, kent ışıklarından yeterince uzaklaşılabilirse, insan gözünün Venüs ışığının çevreye verdiği aydınlığı hissedebildiği ve yarattığı gölgeleri fark edilebildiği de söylenir.
Venüs’ün Dünya’ya en yakın olduğu dönemlerde duyarlı gözlerin gezegenin hilal evresini ayırt edebilmesi olasıdır.
Tam Güneş tutulmaları çok kısa süre için de olsa, Venüs’ün Güneş’e çok yakın konumda olduğu kavuşum dönemleri civarında bile gezegenin gün ortasında çıplak gözle izlenebilmesine olanak sağlar.
Evreler:
Bir dürbün ile izlendiğinde Venüs’ün Ay gibi evreleri olduğu görülür. Gezegenin Güneş’in arkasında ve yeryüzüne en uzak durumda olduğu üst kavuşum anında, görünen yüzeyinin tümü aydınlandığından ışıklı bir daire şeklinde ‘dolun’ evresi söz konusudur. Bu aynı zamanda uzaklık nedeniyle Venüs’ün görünür çapının en az olduğu dönemdir. En yüksek uzanım anında gezegen bir yarım daire şeklinde görülür. Güneş ile Dünya arasında kaldığı dönemlerde ise karanlık yüzünü göstererek bir ‘hilal’ şekli alır. Hilalin en ince olduğu dönemler gezegenin Dünya’ya en yakın olduğu ve görünür çapının en büyük olduğu dönemlerdir, ancak bu esnada güneş ışınları gezegenin görülmesini engeller.
Gezegenin gözlemciye en fazla ışık gönderebildiği konumu, görünür aydınlık yüzeyin en fazla olduğu % 30 aydınlık (hilal ile yarım evre arası) evresidir.
Venüs Atmosferinin Neden Olduğu Gözlem Özellikleri:
Gündüz – gece çizgisi üzerinde kalan Venüs atmosferinin güneş ışınları ile aydınlanması, gezegenin evresinin beklenenden daha büyük olarak algılanmasına neden olur. Venüs’ün herhangi bir dönemde Güneş’le yaptığı açıya dayanarak hesaplanan evre ile gözlenen evresi arasındaki bu ‘faz kayması’ bazen 3 günü bulur ve Schröter etkisi olarak adlandırılır. Venüs’ün karanlık yüzünün yeryüzüne dönük olduğu alt kavuşum anında, arkadan aydınlanan atmosferin, ortası karanlık bir halka şeklinde görülebildiği saptanmıştır. Yine alt kavuşum anına yakın günlerde gezegenin karanlık yüzünde çok hafif bir aydınlanma hissedilebilir. ‘Küllenmiş ışık’ adı verilen bu olay, 1640’lardan bu yana bilinmektedir. Bugüne dek çok değişik açıklamalar getirilmiş olmasına rağmen nedeni bilinmeyen bu atmosfer aydınlanmasının, elektriksel etkinliklerle veya kutup ışıklarına benzer bir mekanizma ile ortaya çıkabileceği öne sürülmüştür.
Venüs’ün Güneş Geçişleri:
Venüs yaklaşık 20 ayda bir alt kavuşum konumundan geçtiği halde, yörüngesinin tutulum düzlemine 3,39 derecelik bir açı yapması nedeniyle Güneş diskinin önünden geçişi nadiren gerçekleşir. Venüs yörüngesinin tutulum düzlemini kestiği noktalar, yani yörüngenin çıkış ve iniş düğümleri ile Güneş ve Yer’in düz bir çizgi üzerinde yer almasını gerektiren bu durum yaklaşık her yüzyılda 2 kez, 8 yıl aralıklı çiftler şeklinde gözlenir. Tüm geçişler, düğümlerin Yer yörüngesindeki izdüşümlerine denk gelen Haziran ve Aralık ayları içinde olur. Daha yakından incelendiğinde geçişlerin düzenlerinin 243 yıllık bir döngü içerisinde yinelendiği dikkati çeker.
Venüs’ün geçişi, Güneş diski üzerinde küçük bir siyah beneğin ilerlemesi şeklinde izlenir ve en fazla 7 saat kadar sürer.
Neptün(solda) ve uydusu Triton. Telif: Sky and Telescope
İlk olarak 1612 yılında Galileo tarafından gözlenen Neptün, 7.7 kadir parlaklığı ile gökyüzünde oldukça sönük görünür. Bundan dolayı teleskop veya dürbün yardımı olmadan çıplak gözle ayırt edilemez. Küçük bir teleskop yardımıyla ufak, yeşilimsi bir yuvarlak olarak görülür. Uydusu Triton ise 13.5 kadir parlaklığıyla ancak 20 cm’lik teleskoplar ile ve en iyi gözlem koşulları altında görülebilir. Neptün çok yavaş ilerlediği için gözlemlenmesi kolay bir gezegendir.
Bir dış gezegen olan Jüpiter, Güneş ve Ay’dan sonra en detaylı gözlenebilen gök cismidir.
Güneş çevresinde 11.86 yıllık dolanma süresi ile 13 ay süren kavuşum devrine sahiptir ve her yıl bir takım yıldızından diğerine geçer. Venüs’ten sonra gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Kavuşum dönemini kapsayan 1-2 aylık dönem dışında yıl boyunca rahatlıkla çıplak gözle izlenebilir.
Yılın büyük bir bölümünde, en parlak yıldız olan Sirius’un -1,5 Kadir düzeyindeki parlaklığını aşar ve en uygun karşı konum koşullarında -2,7 Kadir gibi bir parlaklığa ulaşır. Bu yönleriyle amatör gözlem için Venüs ve Mars’tan daha elverişlidir. Karşı konumda 50 saniyeye yaklaşan görünür çapı ile insan gözünün ayırma sınırı olan 1 dakika sınırına çok yaklaşır ve küçük büyütmeli bir dürbünle gezegenin diski seçilebilir.
Amatör bir teleskopla Jüpiter’in kuşakları, Büyük Kırmızı Leke ve gezegenin kendi etrafında dönüşü, Galileo uyduları ve gezegen etrafındaki hareketleri izlenebilir.
Jüpiter’in Galileo Uyduları
Ek olarak Jüpiter gözleminde kontrastı arttırmak için #38A (koyu mavi) ve #23A (kırmızı) filtreler kullanılabilir.
