Bize en yakın yıldız olan Güneş, 4.65 milyar yıl önce oluşmuş orta büyüklükte bir sarı cücedir ve 1 AB (astronomik birim=149.597.871 km, Dünya ve Güneş arası mesafenin baz alındığı uzunluk birimi) uzağımızdadır. Güneş ile Güneş’e 10⁵ AB uzaklığında bulunan ve yıldızlararası maddeye sınırı olan Oort Bulutu arasında bulunan gezegen, uydu, asteroit ve kuyruklu yıldız gibi çeşitli gök cisimleri için enerji kaynağı ve çekim merkezidir. Tüm bu gök cisimleri Güneş Sistemimizin toplam kütlesinin %0.02’sini oluştururken %99,8’ini Güneş’in kütlesi oluşturmaktadır.
Güneş, kendi ekseni etrafında 70.000 km/s hızla döner. Ekliptik düzlem normaliyle 7°15’ açı yapan ekseni etrafındaki dönüşünü ekvatorda 25.6, kutuplarda 33.5 günde tamamlar. Kademeli olarak dönmesinin sebebi, Güneş’in katı değil plazma halinde olmasıdır. Yüzeyinde çekim ivmesi 274 m/s², ortalama sıcaklık 5780 K°’dir.
Güneş’in kütlesi 2×10³⁰ kilogramdır ve bu da Dünya’nın kütlesinin 3.3×10⁵ katına tekabül eder. Aynı zamanda Güneş’in çapı Dünya’nınkinin 109, hacmi ise 1.3 milyon katına eşittir.
Nerede bu Güneş?
Günümüzde Kahraman kolu ve Yay kolu arasındaki Orion kolunun iç kısmında bulunan Güneş, Samanyolu galaksisinin merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışık yılı uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 235 milyon yılda tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir.
Nasıl ısınıyor, nasıl ısıtıyor?
Güneş, %75 Hidrojen, %24 Helyum ve %1 ağır elementlerden oluşur.Güneş’in çekirdeğinde gerçekleşen nükleer füzyon reaksiyonlarında hidrojen, helyuma dönüşür ve her saniye 4 milyon ton madde enerjiye dönüşür. Kütlesini hızla kaybeden Güneş’in yakıtı tükendikçe dış katmanlarının genişlemesi ve gezegenleri yutması beklenebilirdi fakat kırmızı dev aşamasındayken kaybettiği kütleyle orantılı olarak Dünya’nın yörüngesinin de genişleyeceğini ve Güneş tarafından yutulmayacağımızı biliyoruz. Ancak 900 milyon yıl sonra yeryüzünün yaşamı destekleyemeyecek kadar ısınacağını da söylemekte fayda var.
İçinde ne var hocam?
Çekirdek – Güneş yarıçapının en iç %20 – 25’i, nükleer füzyonun gerçekleşmesi için sıcaklık ve basıncın yeterli olduğu yerdir. Hidrojen helyumla birleşir, füzyon işlemi enerji açığa çıkarır ve helyum yavaş yavaş çekirdeğin içinde bir helyum iç çekirdeği oluşturmak için birikir.
Radyasyon bölgesi – Konveksiyon, Güneş’in yüzeyine çok yakın olana kadar gerçekleşemez. Bu nedenle, yarıçapın yaklaşık% 20-25’i ve yarıçapın% 70’i arasında, enerji aktarımının konveksiyon yerine radyasyon (fotonlar) yoluyla gerçekleştiği bir “radyasyon bölgesi” vardır.
Konvektif bölge – Güneş yarıçapının yaklaşık% 70’i ve görünür yüzeye yakın bir nokta arasında dışa doğru ısı transferi konveksiyon yoluyla olur.
Fotosfer – Güneş gaz halindeki bir nesne olduğu için açıkça tanımlanmış bir yüzeye sahip değil ve burası güneşin doğrudan görülebilir ışıkla gözlemleyebildiğimiz en derin bölümü.
Atmosfer – Güneşi çevreleyen, kromosfer, güneş geçiş bölgesi, korona ve heliosferden oluşuyor. Bunlar, örneğin güneş tutulması sırasında, Güneş’in ana kısmı gizlendiğinde gözlemlenebilir.
Güneş patlıyor diyorlar, doğru mudur?
Güneş lekeleri , yüzeydeki koyu renkli yapılanmalardır ve siyah görünmelerinin sebebi, çevrelerine göre daha soğuk (3000-4000 santigrat derece) olmalarıdır. Bu noktaların ısınamamalarının sebebi ise, güçlü manyetik alanın, içeriden gelen ısının yüzeye ulaşmasına izin vermemesidir. Güneş patlamaları, Güneş lekelerinin çevrelerinde, lekeyi oluşturan manyetik alan çizgilerini takip edecek şekilde yayılan sıcak plazmanın uzaya yayılması ile oluşur. Güneş’in manyetik alanındaki bu değişiklikler 11 senelik döngüler halindedir. 11 yıllık bu döngünün ortasında Güneş, maksimum aktifliğe ulaşır ve dev patlamalar meydana gelir. Güneş patlamaları, kutuplarda auroralar ile bize görsel şölen sunduğu gibi iletişimimizi engelleme gibi olumsuz etkileri de olabilir.
Aşağıda bulunan videoda Güneş’in atmosferinde (korona) oluşan manyetik alan çizgilerini ve patlamaları izleyebilirsiniz.
Oumuamua, 19 Ekim 2017’de Hawaii Üniversitesi’nin Pan-STARRS1 teleskobu ile keşfedildi. Keşfini takip eden haftalarda Oumuamua’yı gözlemleyen teleskoplardan biri de NASA’nın Spitzer Uzay Teleskobu’ydu.
Eylül’ün başlarında Oumuamua Dünya’ya en yakın konumdayken Spitzer’in onu algılayamaması, nesnenin büyüklüğüyle alakalı yeni bir üst sınır koyuyor.
Oumuamua’da geçen yıl meydana gelen hafif hız ve yön değişikliklerinden gaz çıkışının sorumlu olduğunu öne süren araştırma raporu ile yeni boyut sınırı tutarlıdır. Çıkan gazın, nesneyi hareket ettiren küçük bir itici gibi davranması, bunun kuyruklu yıldıza benzer bir şekilde donmuş gazlardan oluştuğunu gösterdi.
Oumuamua, Güneş sistemindeki olağan kuyruklu yıldızlardan küçüktür. Birden fazla yeryüzü teleskobu ve NASA’nın Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan detaylı gözlemler, Oumuamua’nın yüzeyinden yansıyan Güneş ışınlarından hareketle, nesnenin maksimum uzunluğunun 2,600 feet (800 metre) olduğunu gösteriyor.
Oumuamua‘ nın Spitzer’in tespit etmesi için çok ufak olduğu gerçeği, nesnenin toplam yüzey alanı üzerinde bir sınır oluşturur. Bununla birlikte, daha kolay algılayabilmek için boyut sınırları, küresel olsaydı Oumuamua‘nın çapı ne olurdu diye sunulur. Boyutları algılamak için kızılötesi ve sıcaklık verilerini kullanan Spitzer’in ölçümlerine göre Oumuamua‘nın küresel çapı ‘1,440 feet (440 metre), 460 feet (140 metre) veya belki de 320 feet (100 metre) kadar küçük olabilir.
Yeni çalışma, Oumuamua‘nın güneş sistemimizde yer alan kuyruklu yıldızlardan 10 kat daha fazla yansıtıcı olabileceğini öne sürüyor. Kızılötesi ışık büyük ölçüde “sıcak” nesneler tarafından üretilen ısı radyasyonu olduğu için, bir kuyruklu yıldız veya asteroidin sıcaklığını belirlemek için hatta nesnenin yüzeyinin yansıtıcılığını(albedo) belirlemek için kullanılabilir. Güneş ışığındaki koyu bir tişört, hafif bir ışığa göre daha hızlı ısınırken, düşük yansıtıcılığa sahip bir nesne, yüksek yansıtıcılığa sahip bir nesneden daha fazla ısıyı korur. Yani daha düşük bir sıcaklık daha yüksek albedo anlamına gelir.
Bir kuyrukluyıldızın albedosu ömrü boyunca değişebilir. Güneş’e yaklaştığında, bir kuyruklu yıldızın buzu ısınır ve doğrudan gaza dönüşür, kuyrukluyıldızın yüzeyinin tozu gider ve daha yansıtıcı buz açığa çıkar. Oumuamua, yüzeyini yenileyebilecek herhangi bir yıldızdan uzak, milyonlarca yıl boyunca yıldızlararası uzayda seyahat ediyordu. Ancak, keşfinden beş hafta önce, Güneş’e son derece yakın bir konuma geldiğinde, yüzeyi bu tür bir “gazdan arındırma” ile yenilenmiş olabilir. Toz ve kiri temizlemenin yanı sıra, açığa çıkan gazın bir kısmı, Oumuamua‘ nın yüzeyini yansıtıcı bir buz ve kar tabakası ile kaplanmış olabilir.
Oumuamua güneş sistemimizden çıkış yolunda ve mevcut herhangi bir teleskobun ulaşabileceğinin çok ötesinde. “Genellikle, bir kuyruklu yıldızdan bir ölçüm elde edersek geri dönüp ne gördüğümüzü anlayana kadar tekrar ölçeriz” diyor JPL’deki Yakın Dünya Nesneleri Araştırma Merkezi’nden (CNEOS) Davide Farnocchia ve şunu ekliyor: “Ama bu sonsuza dek yok oldu, biz muhtemelen öğrenebileceğimiz kadarın tamamını biliyoruz.”
İnsanlar uzun zaman boyunca göklere baktı, etraflarındaki evrene bir anlam ve düzen katmak için araştırma yaptılar. Takımyıldızların -gökyüzü üzerine rastgele serpilmiş yıldızların kolayca ayırt edilebilmesi için düşünülen kümeler- hareketi izlenmesi en kolay olanı olsa da tutulmalar ve gezegenlerin hareketi gibi diğer göksel olaylar da tahmin edildi ve belirlendi.
Astronominin Tanımı
Astronomi güneş, ay, yıldızlar, gezegenler, kuyruklu yıldızlar, gazlar, galaksiler, tozlar ve diğer Dünya dışı cisim ve olgular üzerinde çalışan bilim dalıdır. K-4 öğrencileri için müfredatta NASA astronomiyi basit olarak “yıldız, gezegen ve uzay incelemesi” olarak tanımlar. Astronomi ve astroloji tarihsel olarak ilişkilendirilmiştir, ancak astroloji bir bilim değildir ve artık astronomi ile ilgisi olmadığı kabul edilmektedir.
Aşağıda, astronomi tarihi ve kozmoloji de dahil olmak üzere ilgili çalışma alanlarını tartışacağız.
NGC 7026, bir gezegenimsi bulutsu. Telif: ESA/Hubble & NASA
Tarihsel olarak astronomi, göksel cisimlerin gözlemine yoğunlaşmıştır. Astrofizik de buna yakın bir işle uğraşır. Özetle astrofizik, astronomi fiziğinin çalışmalarını içerir ve uzaydaki nesnelerin hareketi, davranışı ve özelliklerine odaklanır. Bununla birlikte modern astronomi, bu nesnelerin hareketlerinin ve özelliklerinin birçok unsurunu içerir ve bu iki terim günümüzde genellikle birbirleri yerine kullanılır.
Modern astronomlar iki farklı alana eğilim göstermişlerdir: Teorik ve Gözlemsel.
Gözlemsel Astronomlar direkt olarak yıldızların, gezegenlerin, galaksilerin vb. üzerinde çalışırlar.
Teorik Astronomlar sistemlerin nasıl evrimleşmiş olabileceğini analiz eder ve modellerler.
Diğer bilim alanlarının aksine, astronomlar bir sistemi tamamen doğumundan ölümüne kadar gözlemleyemezler; yıldızların, Dünya’nın ve galaksilerin ömrü milyarlarca yıl sürüyor. Bunun yerine astronomlar, cisimlerin nasıl oluştuklarını, geliştiklerini ve öldüklerini belirlemek için evrimlerinin çeşitli evrelerindeki anlık görüntülere güvenmek zorundalar. Bu nedenle, teorik ve gözlemsel astronomi bir araya gelme eğilimindedir, çünkü teorik bilim insanları simülasyon oluşturmak için, toplanan bilgileri kullanırken; gözlemler, modellerin onaylanmasının ya da düzeltilmesinin belirlenmesinde görev alır.
Astronomi, bilim insanlarının belirli nesnelerde uzmanlaşmasına izin veren bir dizi alt alanlara ayrılmıştır.
Jüpiter’deki büyük kırmızı leke. Telif: Credit: Christopher Go via NASA
Gezegensel astronomlar (gezegen bilimciler olarak da adlandırılırlar) gezegenlerin büyümesi, evrimi ve ölümüne odaklanırlar. Birçoğu güneş sistemi içindeki dünyaları incelerken, bazıları da diğer yıldızların etrafındaki gezegenlerin neye benzediğini tahmin etmek için giderek büyüyen kanıtları kullanırlar. University College London’a göre, gezegen bilimi “astronomi, atmosfer bilimi, jeoloji, uzay fiziği, biyoloji ve kimya gibi konuları içeren disiplinler arası bir alandır.”
Yıldız astronomları gözlerini yıldızlara, karadeliklere, bulutsulara, beyaz cücelere ve yıldız ölümlerinden geriye kalan süpernovalara çevirirler. Kaliforniya Üniversitesi, Los Angeles, “Yıldız astronomisinin odak noktası evrende meydana gelen fiziksel ve kimyasal süreçler üzerinedir” diyor.
Güneş’in aktif bölgesi 10030, 15 Temmuz 2002. Telif: Royal Swedish Academy of Sciences
Güneş astronomları zamanlarını tek bir yıldızın(güneşimizin) analizini yaparak geçirirler. NASA’ya göre “Güneşten gelen ışığın miktarı ve kalitesi, zaman ölçeklerinde milisaniyeden milyarlarca yıla kadar değişiyor.” Bu değişiklikleri anlamak, bilim insanlarının Dünya’nın nasıl etkilendiğini fark etmesine yardımcı olabilir. Güneş ayrıca diğer yıldızların nasıl çalıştığını anlamamıza yardımcı olur çünkü güneş, yüzeyiyle ilgili detayları ortaya çıkarabilecek kadar bize yakın olan tek yıldız.
Galaktik astronomlar galaksimiz Samanyolu üzerinde çalışırken, ekstragalaktik (Samanyolu’nun dışında olan) astronomlar Samanyolu’nun dışında kalan yıldızların nasıl oluştuğunu, değiştiğini ve öldüğünü saptarlar. Wisconsin-Madison Üniversitesi “Dağılımları, yapısal içerikleri ve içindeki yıldızlarla gaz bulutlarının fiziksel yapıları, sürekli evrilen Gökadamızın tarihi hakkında iz sürmemizi sağlıyor” diyor.
Kozmologlar evreni bütün olarak ele alırlar. Büyük patlamadaki doğumundan evrimine ve nihai olarak ölümüne kadar… Astronomi, her zaman olmasa da sıklıkla somut, gözlemlenebilir şeyler hakkındayken; kozmoloji ise genellikle evrenin geniş çaplı özelliklerini, sicim teorisi gibi ezoterik, görünmez ve bazen teorik şeyleri, karanlık madde, karanlık enerji ve çoklu evrenler kuramını içerir.
Astronomik gözlemciler, evrendeki nesneleri geniş mesafede incelemek için, elektromanyetik spektrumda farklı dalga boylarına (radyo dalgalarından görünür ışığa, X ışınlarına ve gama ışınlarına) güvenirler. İlk teleskoplar, çıplak gözle ne görülebilecekse, bunun üzerine basit optik çalışmalara odaklandı ve hala birçok teleskop buna devam ediyor.
Ancak ışık dalgaları çok ya da az enerjik hale geldikçe, daha hızlı veya daha yavaş hareket ederler. Farklı dalga boylarını incelemek için farklı teleskoplar gereklidir. Kısa dalga boyuna sahip yüksek enerjili ışınımlar, ultraviyole, X ışını ve gama ışını şeklinde görünürken; daha enerjili olanlar daha uzun dalga boylu kızılötesi ve radyo dalgaları yayar.
Astrometri (Gök ölçümü) Güneş, Ay ve gezegenlerin ölçüsü olan, astronominin en eski koludur. Gök cisimlerinin hareketlerinin kesin olarak hesaplanması, diğer alanlardaki astronomların, gezegenlerin ve yıldızların doğuşunu ve evrimini modellemesine ve meteor yağmurları ile kuyruklu yıldızların görüneceği zamanın tahmin edilmesine olanak sağlar. Planetary Society’ye göre, “Astrometri güneşdışı gezegenleri tespit etmek için kullanılan eski bir yöntemdir”, buna rağmen işlemesi zor bir süreçtir.
İlk astronomlar gökyüzündeki desenleri fark ettiler, hareketlerini izlemek ve tahmin etmek için bunları bir düzene koymaya çalıştılar. Takımyıldızları olarak bilinen bu desenler, geçmişte yaşayan insanların mevsimleri öğrenmelerine yardımcı oldu. Yıldızların ve diğer göksel cisimlerin hareketi, Çin, Mısır, Yunanistan, Mezopotamya ve Hindistan başta olmak üzere dünya çapında takip edildi.
Astronomun tasviri, gece teleskop başında yalnız bir ruh gibi düşünülmüştür. Ancak günümüzdeki en zorlu astronomi, bilgisayarlar ve bilgisayarlardan gelen veri ve görüntüler üzerinde çalışan astronomlar tarafından kontrol edilen uzaktaki teleskoplarla -yeryüzündeki veya gökyüzündeki- yapılır.
Fotoğrafçılığın ve özellikle dijital fotoğrafçılığın gelişinden bu yana astronomlar, sadece bilimsel olarak bilgi veren değil insanları büyüleyen inanılmaz fotoğraflar ortaya çıkardılar.
Astronomlar ve uzay uçuşu programları, kendi görevleri başladığında dışarıdan (Ay ya da ötesi) Dünya’ya bakıp Dünya’nın harika fotoğraflarının çekilmesine katkı sağladılar.
Carnegie Mellon Üniversite’sinden Nick Konidaris ve Benjamin Shappee’nin de dahil olduğu uluslararası bir astronomi ekibi, 50 yıl içerisinde birden fazla patlama yaşanan bir yıldız keşfetti. Nature dergisinde yayımlanan bu keşif, yıldızların ölümü hakkındaki mevcut bilgilerimizle tamamen çelişmekte. Konidaris’in yaptığı cihaz da, bu olgunun incelenmesiyle ilgili tam burada hayati bir rol oynamıştır.
2014 Eylül’ünde Caltech ‘’Palomar Transient Factory’’ den bir grup astronom, gökyüzünde yeni bir patlama tespit etti: iPTF14hls.
Patlama sonucu ortaya çıkan ışık, patlamada saçılan maddelerin bileşimini ve hızını anlamak maksadıyla incelendi.
İnceleme sonucunda, bunun bir Tip IIp süpernova patlaması olduğu belirlendi. Keşifle ilgili her şey sıradan görünüyordu. Ta ki, birkaç ay sonra süpernova tekrar parıldamaya başlayana kadar.
Yıldızın, Palomar Rasathanesi Gök Araştırmaları tarafından 1954’deki patlamasında çekilen fotoğrafı (solda), 1993’deki çekilen 2. fotoğrafı (sağda). Süpernovalar genellikle birkaç ay süren bir parıldamanın ardından söner ancak iPTF14hls patlamayı 60 yıl civarı bir süre içerisinde 2 sefer patlama yaşadı. Arcavi et al. 2017, Nature. POSS/DSS/LCO/S. Wilkinson.
2-P tipi süpernovalar genellikle 100 gün kadar ışıldar. Ancak iPTF14hls 600 günden fazla ışık saçmaya devam etti. Dahası, arşiv verileri, 1954’de tam da aynı noktada bir patlamanın daha olduğunu ortaya koydu.
Yarım asırdan daha uzun bir süre önce patlamış olan bu yıldızın, her nasılsa varlığını sürdürdüğü ve 2014’te tekrar patladığı anlaşıldı.
Kaliforniya Üniversitesi (Santa Barbara) ve Las Cumbres Rasathanesi başyazarı Iair Arcavi: “Bu patlama, süpernovaların nasıl gerçekleştiğine ilişkin bildiğimizi sandığımız her şeyi alt üst etmektedir.”
Konidaris tarafından yapılan bir cihaz, üç yılda beş kere sönüp-parlayan iPTF14hls’in yaydığı ışığı analiz etmede kilit noktasıydı.
SED Makinesi olarak isimlendirilen Konidaris’in cihazı, süpernovaları ve kısa ömürlü astronomik olayları hızlı bir şekilde sınıflandırma kapasitesine sahip. Konidaris ve Caltech’deki meslektaşlarının cihazı ilk yaptıkları dönemde, uzaydaki bu türden sözde geçici nesneleri sınıflandırmada yeni bir bakış açısı büyük bir ihtiyaçtı.
iPTF14hls iki yılda beşten fazla kez parlaklaştı ve tekrardan söndü. Bu daha önce hiç görülmemiş bir durum. Arcavi et al. 2017, Nature. LCO/S. Wilkinson.
Yıldız patlamaları, astronomlara evrenimizi oluşturan maddelerin kökenini anlamaları için çok büyük bir imkan sunuyor. Kim bilir, belki de Güneş Sistemi’mizin oluşmasını da bir süpernova patlaması tetiklemiştir.
Konidaris’e göre: “Ancak, çok da uzun olmayan bir süre evvel, kısa ömürlü göksel olguları tanımlamak; sınıflandırmak ve bize öğretebileceklerini belirlemekten daha kısa sürerdi. İşte tam da bu yüzden SED’i yaptık ancak bu tuhaf ‘zombi yıldız’ı incelememize olanak sağlayacağını hiç beklemedim.”
Gözlem Müdürü John Mulchaey de “Nick’in keşifteki rolü bize sahip olunan enstrümanların varlığının önemini gösterdi. Bu da çoğu üniversitede gitgide nadir görünen türden bir değer.” şeklinde eklemede bulundu.
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
Dilhan Eryurt, sonrasında ABD Bilimler Akademisi bursu ile NASA’nın New York’taki Goddard Uzay Araştırma Enstitüsü’nde görev alır. Uzay ve yer bilimleri üzerine çalışmalar yapan enstitüde bu konuda çalışan tek kadındır. Burada astrofizik ve yıldız yapıları üzerine ders almaya ve çalışmaya başlar. Burada Kanada’da çalışma fırsatı bulduğu Dr. Cameron da vardır. Çalışır, çalışır, çok çalışır… Bursunu üç kez üst üste uzatır. Artık esas kadroya alınmıştır. Maaşı hakkında da şunları söyler:
“İlk yıl belli bir burs ücreti alıyordum. İkinci yıl kurallara göre 500 dolar kadar bir artış yapıyorlardı. Ben ertesi yıl da 3. kez bursu alınca, esas kadroya alındım. Birlikte çalıştığımız Prof. Cameron bana dönüp ne kadar para alacağımı sordu, bilmediğimi söyleyince yanıtını de yine kendisi verdi. Öyle bir ücret veriyorlardı ki, hayal etmeme bile olanak yoktu. Hemen, ‘Ama bu çok büyük para, her halde çok sıkı çalışmam gerekecek,’ deyiverdim. Profesör de ‘Aptal olma, sen bunu hak ediyorsun,’ diye çıkıştı.”
Eryurt, devamında Cameron ile Güneş evrimi üzerine çalışmalar yapar. Güneş hakkında bilinen çok önemli bir yanılgı gün yüzüne çıkmıştır: Aslında Güneş başlangıçta soğuk değil daha da sıcaktır ve gitgide soğumaktadır. Bu konuda Prof. Cameron ile çalışarak modeli tekrar oluşturur, 1963 senesinde hocası ile beraber bir makale hazırlar ve “The Early Evolution of the Sun” adı ile yayınlar. Dilhan Eryurt bir TRT belgeselinde bu konuyu şöyle açıklar:
“Gayet mükemmel bilgisayar sistemleri mevcuttu, ve biz Güneş’in oluşumundan bugünkü durumuna kadar durumuna kadar teorik [bir] model hesapladık. … Güneş bizim için en yakın yıldızdır. Güneş’in kütlesi, yüzey sıcaklığı, parlaklığı ve bir de yaşı oldukça kati olarak bilinmektedir. Teorik [olarak] Güneş’in oluşumundan başlayıp modeller kurarsak ve bunları muhtelif zaman aralıklarındaki durumunu inceleyip de nihayet 4,5 milyar yıl sonraki bir model elde edersek ve bu teorik model bugün Güneş’in bize gönderdiği ışınımı veriyorsa, yüzey sıcaklığı bugünkü değerine eşitse [işte] o teorik model Güneş’i temsil eder. Ve biz bu çalışmamızda o zamana kadar bilinenden daha değişik bir sonuca vardık, ve Güneş’in ilk devirlerindeki parlaklığının şimdikinden çok daha fazla olduğunu, yavaş yavaş azaldığını, içinde termonükleer reaksiyonlar başladıktan sonra bugünkü durumuna eriştiğini bulduk. Eğer Dünya’mız Güneş’in ilk devirlerindeki çok sıcak etkide kalmışsa, o zaman Güneş’i oluşturan maddelerin kimyasal fiziksel yapılarında bazı değişimler olmuştur. Tabii bu söz aynı zamanda Dünya’nın uydusu olan Ay için de doğrudur. O sıralarda Ay’a gidecek astronotlar hazırlıklar yapıyorlardı. Tabii bunların bilinmesi Ay’a gidecek astronotların karşılaşacakları ortamlar açısından da önem taşıyordu.”
Dilhan Eryurt, 1969 yılında NASA tarafından çok az bilim insanına nasip olan Apollo Başarı Ödülü’ne layık görülür. Ayrıca bu çalışmaları sebebiyle yabancı uyruklulara o dönem verilmeyen kıdemli araştırma ünvanını da almıştır.
Dilhan Eryurt, üzerinde çalışmış olduğu yıldız modelleri oluşturma ve yıldızlardaki termonükleer ilişkileri inceleme konularını, dünya çapında çalışmalara açan birkaç kişiden biri olmuştur.
İşte bir bilim insanının, bilim dünyasına kattıkları…
Artık sıra memleketine dönerek, bu ilmi kendisinden sonra devam ettirecek gençler yetiştirme zamanıdır. Eryurt, 1 yıl boyunca Orta Doğu Teknik Üniversitesi’nde (ODTÜ) misafir hocalık yapar, bölümde astrofizik derslerini başlatır. Ülkemizde bilimin gelişmesi adına Amerika’da bilimsel toplantılara katılır. Astronomların bir araya geldiği ve fikir alışverişi yaptığı bu toplantılarının bir benzerini de ülkemizde yapmak ister. TÜBİTAK’ın da desteğini alarak 1. Ulusal Astronomi Kongresi’ni ODTÜ’de gerçekleştirir. Tabii o zamanlar koca ülkede sadece 25 astronom vardır ve hepsi de bu kongreye katılmıştır. Sonrasında bir gelenek haline gelen bu kongre, iki yılda bir belirlenen bir üniversitede yapılmaya devam etmektedir.
Dilhan Eryurt 1969 yılında NASA’ya döner ve Dr. Cameron ile bilimsel çalışmalarına devam ederek yeni çalışmalara ve makalelere imza atarlar. 1973 yılında ODTÜ’ye geri dönerek burada Astrofizik Anabilim Dalı’nı kurar. Böylece birçok öğrenci bu alana yönelecek ve önemli çalışmalara imza atacaktır. Bu çalışmaların karşılığında 1977’de TÜBİTAK tarafından “Bilim, Hizmet ve Teşvik Ödülü” ile ödüllendirilir.
Eryurt, ODTÜ’de 6 ay Fizik bölüm başkanlığı, sonrasında 5 yıl boyunca da Fen Edebiyat Fakültesi’nde dekanlık yapar. 1991 yılında ODTÜ kampüsünde bir gözlemevi kurulmasını sağlar, fakat ne yazık ki bu gözlemevi artık kullanılmamaktadır. Halen Saklıkent, Antalya’da faaliyet gösteren TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’nin yapılmasına da katkı sağlar. Eryurt, 1993’te ise emekliliğine ayrılır.
Gazete sayfalarında küçük bir yer alarak basına yansımış bir vefa borcundan da bahsetmek istiyorum. Bir internet haberinde bahsedildiği üzere; Dilhan Eryurt’un eşi, eski Erzurum milletvekili Sebahattin Eryurt dönemin Erzurum Milli Eğitim Bakanı Fevzi Budak’ı arayarak, “Evladım hayatımın son dönemlerini yaşıyorum. Ne kadar daha yaşayacağımı bilmiyorum. Eşimle birlikte devletin çeşitli kademelerinde görev yaparken biriktirdiğimiz bir miktar paramız mevcut. Bu birikimlerimizi, her şeyimle bağlı olduğum Erzurum eğitimine bağışlamak istiyorum. Bana bu birikimlerimizi Ankara için harcamam teklif edildi. Ama ben kabul etmedim,” der. Yıllarca devlete çeşitli kademelerde hizmet etmiş karı-koca, biriktirmiş oldukları tüm servetlerini Erzurum Milli Eğitim Müdürlüğü’ne bağışlamışlardır. 800.000 TL’lik bağış şartlıdır: Bir kısmı ile Erzurum merkezine anaokulu, kalan kısmı ile Pasinler ilçesine 100 öğrenci kapasiteli bir kız yurdu yaptırılacaktır. Çocukları olduğu halde neden tüm servetlerini bağışladıkları sorusuna ise kısa ama anlamlı bir cevap verirler: “Ömrümüzün sonuna geldik, memlekete vefa borcumuzu ödemek istedik.”
Ve Dilhan hocamız, 2012 yılında hayata gözlerini yumar…
Dilhan Eryurt’a bilim dünyasına kattığı, ülkemizde bilimin ve eğitimin gelişmesi için yaptığı her şey için teşekkür ederiz. Kendisi bizlere yol gösterici ve büyük bir örnek teşkil etmektedir.
Dilhan Eryurt arkasında sadece büyük başarılar bırakmaz. Kendisi gibi birçok öğrenci yetiştirir ve onlar da başka öğrenciler… Mesela Halil Kırbıyık. TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi’nin müdürü olan hocamızdan bir yazı istedim ve sağ olsun kırmadı. Söze ise “Şüphesiz daha söylenecek pek çok şey var…” ile başladı:
“Prof. Dr. Dilhan Ezer Eryurt ile 1968 yılından itibaren, emekliliğine kadar öğrenci-öğretmen-idareci, meslektaş ve arkadaş olarak yaklaşık 25 yıl beraber çalıştık. Bunun son 5 yılı ortak idareciliktir.
Tasarrufta aşırı titizlik gösterdiğini hatırlıyorum. Bir gün Dekanlık’ta otururken, “Bir şeyler yazmak için kağıt gerekiyor,” dedi. Ben hemen dosya kağıdı almak için ayağa kalktım ve getirmek için hamle yaptım. Bana “Dur, burada var,” dedi. Masasının sağ alt kısmından bir tomar eski samanlı kağıtlardan çıkardı. Ben “Hocam, ben temiz kağıt getireyim,” dedim tekrar. Ancak “Gerek yok, bunlar idare eder,” dedi. Sonra ben ona, “Bu kağıtları nereden buldunuz?” dedim. Çünkü o kağıtlar artık kullanılmıyordu. Dilhan Hanım da “Öyleyse hikayesini anlatayım,” dedi. “Bu kağıtlar babamın 1940’lı yıllarda bürokratlık yaptığı dönemlerden kaldı, evde duruyorlardı. Bunları şimdi müsvedde kağıdı olarak kullanıyorum; beyaz temiz kağıtları başka, daha önemli işlere kullanırız,” diyerek sözü bağladı. Devlette israfı önlemek için babasından 45-50 yıl önceden kalan kağıtları kullanarak devlet bütçesine katkıda bulunmayı yeğliyordu.
Bu anı benim belleğimde hep yer etmiştir. Zira pek çok bürokratın veya devlet görevlisinin bir makama getirildiğinde ilk işinin odasını tefriş etmek, pahalı şeylerle dekore etmek veya donatmak olduğuna şahit oldum.
Prof. Eryurt çalışmalarında ulusal ve uluslararası iş birliğine çok önem verirdi. Ancak merkez üssün ülkemizde, ODTÜ’de olması için çok çaba sarf etmiştir. Bunun için öğrenci yetiştirmenin önemine her zaman vurgu yapmış ve yüksek lisans ile doktora öğrencileri yetiştirmiştir. Bu çabası sonunda meyve vermiş, ODTÜ merkezli uluslararası projeler yapılmaya başlanmıştır.
Araştırmalarında kaliteye her zaman önem vermiş ve bu yönde bizleri hep teşvik etmiştir. Çalışmaları, daha çok yıldız yapısı ve evrimleri, ve özellikle Güneş üzerine olmuştur. Bu alanlarda evrensel ölçütlerde 50 civarında yayın yapmış, bu çalışmalarına yabancı müelliflerden [yazarlardan] verilen pek çok atıf almıştır. Güneş ile ilgili hala çözülememiş olan nötrino problemi üzerinde araştırmalarını geliştirmiş ve problemi çözme yönünde önemli katkılar sağlamıştır. Katıldığım uluslararası toplantılarda alanının tanınmış bilim adamlarının, Eryurt’u bilime katkı yapan üst düzey bilimcilerin arasına koymaları beni her zaman duygulandırmıştır.
TÜBA ve ulusal-uluslararası mesleki derneklerin de üyesi olan sayın Prof. Dr. Dilhan Eryurt gibi bir bilim kadının ülkemizde yetişmiş olmasından ne kadar gurur duysak azdır.”
Biz de ODTÜ Amatör Astronomi Topluluğu olarak, hocamız Dilhan Eryurt’un adını verdiğimiz bir gelenek başlatmak istiyoruz. Lisans, lisansüstü, doktora öğrencilerinin katılıp araştırmalarını, çalışmalarını, elde ettiği verileri sunabileceği, böylece özgüven kazanıp eksiklerini görecekleri, aynı alanda çalışmalar yapan başka üniversitelerden öğrenciler ile tanışıp bilgi alışverişi yapacakları bir etkinliği, 1. Dilhan Eryurt Gökbilim Günü‘nü düzenlemeye hazırlanıyoruz. 22 Nisan 2017 Cumartesi günü gerçekleşecek bu etkinliğimize sizleri de bekleriz. Astronomiyle kalın…
Ayrıca, Dilhan Eryurt hakkındaki bu videoları da izlemeniz tavsiye edilir:
Gök atlası ingilizce ismiyle starfinder gök küre üzerindeki yıldızları bulmak için hazırlanmış bir çeşit haritadır. 2 parçadan oluşur. Alltaki parçanın üzerinde yıldızlar, takımyıldızlar ve diğer gökcisimleri yer alır. Bunlara ek olarak üzerinde üstteki parçanın takılabilmesi için bir ‘+’ işareti ve çeşitli çizgiler bulunur. Bu çizgiler ekliptik (ecliptik) ve gök ekvatorudur (celestial equator). Bunları açıklamak gerekirse;
Ekliptik: Gözlemcinin tam üstünde bulunan çizgi. Bu çizgi her enleme göre farklıdır. Aşağıdaki Gök Atlası örneğinde yer yaklaşık olarak 40o Kuzey paraleli olarak düzenlenmiştir.
Gök Ekvatoru: Dünya üzerinde bulunan ekvatorun gökküreye yansıtılmış halidir. Yani şöyle de söylenebilir. Ekvator üzerinde bulunan birinin bir yıl içinde tam üzerinden geçtiği gökküre üzerindeki çizgi.
Üst parça ise zamanı ayarlamak için elips biçiminde boşluğu olan bir dairedir.
Gök atlası üzerinde gezegenler bulunmaz çünkü gezegenlerin Güneş etrafındaki yörüngeleri nedeniyle sürekli hareket ederler. Gök atlası ise durağan cisimleri gösterebilir.
Hazırlanması
Aşağıdaki 2 resme tıklayıp yüksek çözünürlüklü versiyonlarını bilgisayarınıza indirin ya da burayı tıklayın. Alt parçayı iyi kalitede bir kartona yazdırın ve kenarlarından kesin. Üst parçayı ise asetat kağıdına bastırın ve onu da kenarlarından kesin. Sonra bir raptiye ya da iğne ile iki parçayı ‘+’ işaretlerinden iğneleyin. Elinize batmaması için iğnenin ucunu bir tarafa doğru yatırın.
Kullanımı
Kullanırken ilk başta gök atlasını zamana göre ayarlamak gerekmektedir. Bu da üstteki parçayı diğeri üzerinde çevirerek yapılabilir. Gök atlasının alt kısımda bulunan tarih kısmı ile üst tarafta bulunan saati çakıştırırak gök atlası ayarlanır. Tarih kısmı gözlemin yapılacağı tarihi, saat kısmı ise gözlemin yapılacağı saati göstermelidir. (Eğer yaz saati uygulaması varsa bu saatin üstüne bir saat eklenmelidir.) Gökyüzünde bir kaç tane referans nokta bulunur. Mesela kışın kutup yıldızı ve Avcı takımyıldızı, yazın ise kutup yıldızı ve yaz üçgeni denen Vega – Deneb – Altair üçlüsü. Bu referans noktaları bakılacak yıldıza yakın olmalıdır ve gökyüzünde çok kolay bulunabilecek yerlerde olmalı. Ayrıca parlak olmaları da avantajdır. Bakılacak nesne referans noktalarına yeri saptandıktan sonra teleskopla onu bulmak bir kaç dakikalık iştir. Kolay gelsin.
Örnek: Eğer yaz uygulamasının yapıldığı 7. ayın 15. günü saat 22.00’da bir gözlem yapılmak isteniyorsa gök atlasının üst kısımdaki (22+1)23 ile temmuz 15 üst üste getirilmelidir. Eğer Andromeda Galaksi’si gözlenmek istiyorsa referens noktaları olarak Kraliçe Takımyıldızı ile Kanatlı At Takımyıldızı seçilebilir. Kraliçe Takımyıldızı ters ‘M’ harfiyle, Kanatlı At Takımyıldızı ise dörtgen oluşturan dört tane parlak yıldızdan ötürü oldukça belirgindir. Bu iki takımyıldızın birbirine en yakın yıldızlarının hemen hemen ortası Andromeda Galaksisi’nin yeridir.
22 Nisan 2010 Perşembe günü Fizik Bölümü 3. kat Cavid Erginsoy Seminer Salonu’nda Güneş – 2012 Semineri verilecektir. Seminer saati 18:00’dir. Semineri topluluk üyelerimizden Nükleer Kedi verecek olup tüm gökbilim severleri 2. dönemin sekizinci seminerine bekliyoruz.
NOAA (Amerikan Ulusal Okyanus ve Atmosferik Olaylar Dairesi – National Oceanic and Atmospheric Administration) numaralandırmadan önce bugünkü (06 Şubat 2010) Güneş resminde 2 tane leke göze çarpıyor. SOHO’dan (Solar and Heliospheric Observatory) alınan resimde bir çift leke Güneş’in kuzey yarım küresinde büyümeye başladığı görülüyor.
Güneş ve 3 lekesi. (Sağ taraftaki ‘Leke 1043’)
Telif Hakkı: SOHO / MDI
Bu çift ve ‘Leke 1043’ Dünya’dan görülen leke sayısını üçe çıkarmış bulunuyor. Bu olay en son 2008 yılının Mayıs ayında meydana gelmişti. Güneş yavaş yavaş, ‘Güneş Döngüsü 24’ ün minimum evresinden çıkarken, güneş teleskopu olan gözlemciler bu lekeleri sakın kaçırmasınlar.
