Astrofizik

2 Aralık 2014 tarihinde tarafından eklendi.
  • Güneşin kimyasal yapısı ve işleme türü nedir? Uzak bölgelerden bize ulaşan radyo yayınlan neye tekabül eder? Bu gibi soruların 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 modern bölümlerinden biri olan radyoastronomi, göğün 10 milyar derecedeki elektronlann izleri olan fadyo ışımaları bölgesi olduğu gerçeğini ortaya çıkarmıştır. Astrofizikçilerin de düşündüğü gibi bir fosil emisyonu evrenin ön ile yirmi milyar yıldan beri genleşmekte olduğunu doğrulamıştır.
  • Geçen yüzyıla kadar astronomi ile uğraşanlar sadece ışığın bize ilettiği mesajlara dayanarak gök cisimlerinin görünümleri ve hareketlerini incelemekteydiler, gök cisimlerinin bünyelerinde oluşan fenomenleri göz önüne almadan bu incelemeyi gerçekleştirmekteydiler. Astronomi dürbünü ve daha sonralan teleskop ile bu fenomenlerin dış gözlemleri başarılmıştır, gök cisimlerinin yapılarının derinliklerine girebilmek için astronomiye fizik ve kimya metotlarını da uygulamak gerekiyordu. Bu şekilde eh uzaktaki yıldızlan, oluşturan bileşenler yeryüzü laboratuarlarında incelenebilmiş oluyordu. Astrofiziğin kökeni; güneş ışığının prizma ile ayrıştırılmasına 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 gök kuşağının bütün renklerini kapsayan bir bant 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 göz önüne almak gerekir; bu sonsuz küçük periyodik bir titreşimdir, zirve ve çukurlar dizisidir, çukurdan çukura katedilen yola “dalga boyu” denilir.Astrofizik
  • 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 kanştınr, prizma bu renkleri ayırarak beyazı gök kuşağının bir bölümü haline dönüştürür.
  • Güneş ışığının karmaşık yapısı 1666 yıllarında Newton tarafından keşfedilmiştir. XIX. yüzyılın başlarında, bilim adamları; 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.
  • Ultravıyolenin keşfedildiği yıl, tayf içinde yedi siyah ince çizginin oluştuğu ve bunun da yedi rengin ayırımına tekabül ettiği gözlenmiştir. Ancak 1815 yılında optikçi Fraunhofer bu karanlık tayf çizgilerinin gerçekte binlerce olduğunu ve yıldızlarda gözlenen bu çizgilerin güneştekilere benzer olduğunu bulmuştur. Bu fenomenler, “Fraunhofer tayf çizgileri” adını alır, bu insanoğlu tarafından ilk defa açığa çıkanları çok uzaklardaki gök cisimlerinin sıcak ve gürültülü atmosferlerinin mesajıdır. Aslında bu mesaj çözümlenemez gözükmekteydi, 1859 yılında fizikçi Kirchoff bu konu üzerinde ilk açıklamaları yapmıştır. Astrofizik en uzaklardaki yıldızların ve güneşin sırlarını 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 sıkıştınlmış, 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 aynlmış çizgiler verirler. Her gazın karakteristik bir tayf çizgisi vardır; Bunsen bekinin alevinde buharlaşan sodyum; çift sarı çizgi oluşturur. İyod ise mavi ve menekşe çizgiler oluşturur. Bir üçüncü tür tayf ise “absorbsiyon (emme) çizgileridir” güneşin çizgileri absorbsiyon çizgileridir. Bunun laboratuarda eldesi için sürekli bir tayf oluşturmaya elverişli cisim alınarak akkor noktasına getirilir ve bununla ışıklı yarığın arasında daha soğuk bir gaz yerleştirilir: Siyah çizgiler ihtiva eden bir renk bandı gözlenir. Bu çizgilerin pozisyonu tamamen belirgindir; soğuk gaz sodyum olduğunda, sarı içinde birbirine çok yakın iki siyah çizgi oluşur, bu çizgilerin pozisyonu emisyon spektnimunda oluşan çift sarı çizginin aynıdır. Soğuk gaz iyod olduğunda ise biri mavi içinde, diğeri menekşe içinde siyah çizgi gözlenir. Çünkü soğuk gaz, ışığı absorbe eder, uygun sıcaklıktayken yayınladığı parlak çizgiler yerinde tamamıyla siyah çizgiler ortaya çıkarır.
  • Şimdi de güneşte oluşan olayları tahayyül edelim. Çok sıcak ve yoğun gazlardan oluşmuş yüzeyinin 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 tamamıyla 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 tayfları adı verilen çeşitli gazlann emisyon spektrumlarının laboratuarda . elde edilmeleri 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 değişmeleri ile tenzil edilir. Bu şekilde yıldızların derinlemesine analizi gerçekleştirilmiş olur. Sonuç olarak, astrofizik uzaklardaki gök cisimlerinde yanan gazların tespit edilmesi ile sınırlanmayıp, atmosfer yapılarının, sıcaklıklarının, magnetik alanların da incelenmesini kapsar.Astrofizik1
  • Kullanılan doğrudan gözleme dayanan aletler spektroskop, fotoğraf kaydına yarayan aletler ise spektrograf adını alır. Büyük teleskopların tamamlayıcısı olan modern spektrograflar ile, astrofizik şaşırtıcı sonuçlara ulaşmıştır, 10 metreden uzun güneş tayfları meydana getirilerek,on binlerce absorbsiyon tayf çizgileri kaydedilmiştir.
  • 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 depdir. Bunlar güneş ile aydınlatıldıklarında, bize ışığı geri yollarlar; ancak etraflarını çevreleyen soğuk gazlar, özel absorbsiyonlara sebep olarak, güneş spektrumunda karakteristik çizgiler oluştururlar. Dünyanın kendisi de bu olayı ilk gerçekleştiren gezegendir. Fraunhofer tayf çizgilerinin bazıları dünya atmosferinin etkisiyle oluşurlar ve topraktan gelen tayf çizgileri adını alırlar.
  • Spektrum metodu ile gerçekleştirilen önemli araştırma uzaydaki gök cisimlerinin 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 boyları normalden daha kısa olur, ters yönünde ise daha uzun olur. Bu ışık için de aynıdır. Bir 9 yıldız dünyaya yaklaştığında, ışığı kısa dalga boylarına doğru ilerler, (yani maviye doğru), yıldız uzaklaştığında ise ışığı kırmızıya yani uzun dalga boylarına doğru gider. Pratikte tayf çizgileri beraberce ilerler ve bu yer değiştirmelerin ölçümü önemli icatlara sebep olmuştur. Bizden milyonlar, milyarlar ışık yılı uzaklığındaki büyük galaksi uzaylannın incelenmesi ile evrenin genişleme teorisinin temeli oluşturulmuş olur.
  • Gerçekte, atmosferde kaybolan sadece infraruj ve ultrarviyoledir. Kainattan 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 dalgalarıdır. Bu dalgaların incelenmesi astronomi biliminin bir bölümünü oluşturur, bu bölüm kendine özgü metodlar, gözlemler ve gereçler kullanan radyo astronomidir. Işın tayfının diğer ucunda X ve gama ışınları, gezegenlerin yeni araştırma aracını oluşturmuştur. 1970 Aralık’ında Amerika‘da kurulan Uhuru X-ışını kaynaklannı gezegenimiz merkezine uygulamıştır.
  • Bu yüksek enerji astronomisi ise astrokimyanın ortaya çıkmasına sebep olmuştur, %80’i hidrojenden oluşmuş bir kainatta, bazı tepkimelerin müsaadeli olduğu, uzay kimyası gündemdedir.
  • Astrokimya; evrenin temeline yeni görüşler kazandırmasaydı binlerce ışık yıllık moleküllerin varlığı elektromagnetik ışımalar ile tespit edilemezdi. Evrenin genleşme teorisi (Big Bang) astrokimya sayesinde açıklanmıştır.

Etiketler:

Yorumlar

Henüz yorum yapılmamış.