Hepimiz Yaşadığımız evreni merak ederiz ama birtürlü bu merakımızı tam olarak giderememişizdir. Bu sitede biraz olsun astronomi hakkında meraklarınızı gidermeye çalışacağım.


Astronomi;
Yunanca; astron (yıldız) ve nomos (yasa) kelimelerinden oluşmuştur. Anlaşıldığı gibi GÖKBİLİM demektir.Tüm gökcisimlerinin ve yıldızlararsı maddenin; kökenini, evrimini, kimyasal yapısını, fiziksel özelliklerini inceleyen bilim dalı.

Güneş sisteminin yaklaşık genişliği: 11,830,000,000 km

 

Evrende ışık ile dolaşalım...

Işık yılı bir sn ' de 300.000 km yol alır. Etrafımızı gözle algılamayı bu etkiye borçluyuz. Eşyalar ile aramızdaki mesafe olayları birlikte yaşıyor olmamızda farkedilir bir ayrılık yaratmamaktadır.

 

Fakat gökyüzüne başımızı kaldırdığımızda gördüklerimiz yaşadığımız anın sonuçları mı acaba ? Her yıldız , her parlaklık, her gezegen sizing gördüğünüzü , sizin ile aynı zamanda mı yaşamaktadır ?

Aşağıdaki tabloda göreceğiniz zamanlara dikkat kesildiğinizde , bize ulaşan ışığın aslında yaşadığımız andan çok uzun zaman önce yola çıktığını göreceksiniz. Gökyüzünde neredeyse tüm ışıkları geçmiş zaman ışıkları olarak görmekteyiz.

Kutup yıldızımız ile aynı gece gördüğünüz Vega ya da kutup yıldızı hala gökyüzünde iken, gecenin geç saatlerinde çıkan pleides gördüğünüz anda görüldüğü gibi mi ?

Bakalım öyle miymiş  ?

Evrendeki bazı mesafeleri anlamamız için tablomuza bakalım...

 
YILDIZLAR VE YAŞAMLARI
Bir yıldızın yaşamı süresince, yıldızın içerdiği madde, birbirine zıt yönlü iki kuvvetin etkisi altındadır...

YILDIZLARIN BAZI ÖZELLİKLERİ

1-Yıldız: Evrende en bol bulunan element olan hidrojenin,yavaş yavaş helyum,karbon,azot, oksijen, demir gibi,daha ağır elementlere dönüştüğü ve içinde termonükleer reaksiyonların yer aldığı bir gökcismi .

2- Yıldızlar,atom ve molekülden çok, iyon ve elektronlardan oluşmuş bir gazdır.

3- Yüzey sıcaklıkları, çevrelerinin sıcaklıklarına göre çok yüksek olduğu için, uzaya sürekli enerji salarlar.

4-Yıldızlar,içlerinde oluşan nükleer tepkimelerle, uzaya devamlı enerji salmaları sonucu, kütlelerinden kaybederler.Ancak bu kütle kaybı, yıldızın yaşamı boyunca kütlesinin %1'ini geçmez.

5- Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri , hidrojeni helyuma dönüştüren zincirdir(hidrojen yanması).

6- Yıldız kütlesi,ne kadar büyükse, hidrojenin yanma süresi, o kadar kısa olur.

7- Yıldızlar,doğar,büyür ve ölürler.Bir yıldızın öldüğünü görmek, doğduğunu görmekten çok çok kolaydır.

8- Bir yıldızın yaşamı süresince, yıldızın içerdiği madde, birbirine zıt yönlü iki kuvvetin etkisi altındadır.
a-Maddeyi birbirine doğru çeken, yani yıldızı çökmeye zorlayan kütle çekim kuvveti.
b-Yıldızdaki nükleer tepkimelerin yan ürünü olarak ortaya çıkan,yüksek sıcaklığın,ısı gaz basıncı.
Bu iki kuvvet dengelendiği sürece yıldız yaşamını sürdürür.

9 - Gökadamızda, her yıl güneş kütlesinin 3 katı ile 10 katı arasında değişen kütlelerde, 30-40 yıldızın doğduğu tahmin ediliyor.

10- Büyük kütleli yıldızlar, gökadaların evriminde,temel rol oynarlar.Yaşamlarının sonunda, dış katmanlarının büyük bölümünü,uzaya fırlatan bir patlamayla yok olurlar.Bu süpernova patlamasıdır. Bu patlama, gökadaların kimyasal açıdan zenginleşmesine sebep olur.

11- Bir yıldızın, parlayacağı süreyi, doğduğu andaki kütlesi tayin eder. Kütle, ne kadar büyükse, parlaklık o kadar fazladır.Ancak bir yıldız ne kadar büyük kütleli ise, o kadar kısa sürede bir karadeliğe dönüşür.

YILDIZLARIN DOĞUMU

Galaksimizdeki yıldız oluşum bölgelerinin ,yıldızlararası ortamın, en yoğun,en soğuk ve en karanlık bulutları olduğu gözlenmektedir.Bu bulutların kütleleri, 10000-1 milyon güneş kütlesi arasında olup; temel olarak, molekül yapısındaki hidrojenden oluşmaktadır.

Kısa ömürlü büyük kütleli yıldızlar, oluşum bölgelerini aydınlatmaktadır. Yıldız doğumlarının gözlemlendiği yıldızlararası bulutlar ve genç yıldızların bulunduğu bölgeler,sarmal kollarda yoğunlaşmaktadır.

Tıpkı kalabalık bir trafikte olduğu gibi, bulutlar,gelgit alanının yarattığı yüksek yoğunluk bölgelerinde,zaman zaman çarpışırlar .Çarpıştıklarında,tıpkı iki kartopu gibi kaynaşırlar.Çarpışan bulutlar,bir yandan galaksi çevresinde dönerken, bir yandan da boyutları, yavaş yavaş büyüyen,karmaşık topaklanmalar oluştururlar. Bulutların kütleleri, arttıkça yoğunlaşırlar ve kütle çekim kuvvetleri de, buna paralel olarak artar.Bu yolla bulutlar , artık kararlı olmadıkları boyutlara kadar büyürler.En büyük kütleli bulutlar ,sonunda birçok yıldız kütle parçaları halinde, kümelere bölünürler.Bunlar ilkel yıldızlar olup, zamanla yıldıza dönüşecek olan cisimlerdir.

Sonraki aşama,merkezlerindeki sıcaklık ve basıncın arttığı, yuvarlak kütlelerdir.Bu sıcaklık,10 milyon dereceye ulaştığında ise, kütlenin içindeki hidrojen gazı, termonükleer reaksiyona başlar ve böylece bir yıldız doğmuş olur.

Hubble uzay teleskobu, yıldızların doğuşuna tanıklık etti.Dünyadan 7000 ışık yılı uzaklıktaki kartal nebulasında (bulutsu),yıldız oluşumuna imkan verecek, 50 kadar kozmik yumurtanın çatlamasını görüntüledi .


YILDIZLARIN EVRİMİ VE ÖLÜMÜ

*BEYAZ CÜCE

Güneşe benzeyen yıldızlar, yaşamlarını beyaz cüce olarak, sonlandırırlar.Yıldızların %98'i, evrimlerinin son aşamasında, beyaz cüceye dönüşürler. Yıldızda gerçekleşen en önemli tepkime zinciri, hidrojeni helyuma dönüştüren zincirdir (hidrojen yanması).Ancak yıldızın nükleer yakıtı sınırlıdır.


1- Hidrojen azalıp helyum arttıkça, çekirdeğin yoğunluğu artar.Merkezdeki kütle çekim , gaz basıncına baskın hale gelmeye başladıkça da, yıldızın çekirdeği çökmeye başlar.

2- Basıncı iyice artan hidrojeni yakan katman,çok hızlı bir yanma sürecine girer.Böylece, ortaya çıkan ışınım basıncı, yıldızın dış katmanlarının genişlemesine yol açar.Yıldız, o kadar genişler ki ; çapı eski çapının 100 katını geçer.Bu "Kırmızı Dev "aşamasıdır.Yüzey alanı çok arttığından, 1000 kat daha fazla ışıma yapar.

3- Sıkışan çekirdek, helyumun karbon oluşturmasına yol açar.Bu süreçte yıldız, hemen hemen eski büyüklüğüne döner.Hidrojen yakan kabuk, sonunda yakıtını bitirerek zayıfladığında,yıldız büzülür,mavileşir( Mavi Yıldız ).

4- Karbon çekirdeğin dışındaki helyum, son derece şiddetli biçimde yanar.Açığa çıkan ısı, dış kabukta bir hidrojen yanması başlatır.Yanmakta olan her 2 kabuktan yayılan ısı, kırmızı dev yıldızın, daha fazla şişmesine sebep olur . Yıldız,ışıma gücü, 1000 Güneş 'e eşit olan " Kırmızı Süper Deve "dönüşür.


5- Öylesine çok miktarda enerji açığa çıkar ki; yıldız, kararsız hale gelir ve dış katmanlarını, yıldız rüzgarı ile uzaya püskürtür.Sonunda geride, yıldızın orijinal kütlesinin %10'unu oluşturan ve genişlemekte olan iyonlaşmış bir gaz kabukla çevrili karbon çekirdek kalır.Dış kabuk, gezegenimsi bulutsu oluşturur. Çekirdek iyice çökerek, bir beyaz cüce olur.


*NÖTRON YILDIZI

Kütleleri,1,3 ile 3 Güneş kütlesi arasındaki yıldızlar; yaşamlarını, yukarıdaki şekilde sonlandırırlar.Büyük kütleli yıldızların evrimleri hızlıdır.Yıldız,süper kırmızı deve dönüştükten sonra, çekirdek karbonunu da yakarak, oksijene dönüştürecek kadar ısınır. Füzyon (kaynaşma) reaksiyonları sonucu, gittikçe daha ağır elementler üretilir.Sonunda çekirdek,tümüyle demire dönüşür.Demir,bu reaksiyonların son halkasıdır.Isı kaçarken çekirdek,büzülür ve sıcaklık milyar kelvini aşar.Çekirdek,çöker ve atomların ötesinde, atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı ,çok daha yoğun bir durum oluşur.Bu durumda protonlar, elektronları yakalayarak nötronlara dönüştürür. Çekirdeğin çökmesi, kırmızı süper dev evresindeki yıldızın dış katmanını, büyük bir hızla dışa atan bir şok dalgası oluşturur.Bu bir süpernova dır.

Nötron yıldızının oluşum evreleri

Ortaya çıkan nötron yıldızı nın yarıçapı 1 km ve yoğunluğu, santimetreküpte 1 milyar tondur. İlerde sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından, yavaş yavaş soğur.Bir kaç milyon yıl sonra, temel enerji bakımından gözden kaybolur. Karanlık madde ye dönüşür.


KARADELİK

Eğer bir yıldız çekirdeğinin kütlesi, birkaç Güneş kütlesinden büyükse, yada yıldızlar yeterince büyük yoğunluklarda, bir araya geldiklerinde; kütlesi, Güneş kütlesinin binlerce, milyonlarca, milyarlarca katı olan çok büyük kütleli karadelikler ortaya çıkar. Karadır, çünkü ışığın kaçmasına izin vermez. Hatta fenerinizle aydınlatmaya çalışsanız da, fenerinizden gelen ışığı yutacaktır. Deliktir, çünkü içine attığınız herhangi bir şey, tekrar yüzeye çıkamaz.  ( Kaynak: 1-Joseph Silk, Evrenin Kısa Tarihi , Çev.Murat Alev, TUBİTAK Yy,1997.  2-Bilim ve Teknik. )

------------------------------------------------------------------------------

KAHVERENGİ CÜCELER

Eğer baryon kökenli maddenin bir bölümü ölü yıldızlar biçimindeyse , diğer bölümü de hiçbir zaman yıldız olmayı başaramamış cisimler biçimindedir . Kahverengi cüce adı verilen cisimlerin kütleleri öylesine küçüktür ki , merkezlerindeki sıcaklık hiçbir zaman nükleer reaksiyonları başlatacak ölçüde yükselemez. Kütleleri 0.08 M. 'nden küçük olan cisimler - ki bunun içinde dev gezegenler de vardır - nükleer enerji üretmedikleri için ışık vermezler . Bununla birlikte yavaş yavaş büzülmekte olduklarından az miktarda kütle çekim enerjisi üretirler . Örneğin , Jüpiter'in çekirdek bölgesi her yıl birkaç milimetre büzülmektedir . Gerçekte bu gezegen kızıllötesinde ışımakta ve Güneş'ten almakta olduğundan yüzde elli oranında daha fazla enerji yaymaktadır .Astronomlar kahverengi cüceleri iki tür yerde ararlar . Bir çift yıldız sisteminde küçük kütlerli bir eşin varlığı büyük kütleli yıldızın , sistemin kütle merkezi çevresinde bir yörünge çizerek dolanmasına neden olur . Yakın sistemlere bu hareket , ya saniyede birkaç metrelik bir Doppler kayması biçiminde , ya da ışık kaynağının bir açı saniyesinden daha küçük bir hareketi biçiminde saptanır . Bununla birlikte , yakın yıldızların hem taysal hem de astrometri ölçümlerinden henüz hiç kahverengi cüce saptanamadı . Diğer bir yaklaşım , hala kızılötesi kaynak olarak görülebilir olan serbest kahverengi cüceleri yakındaki , göreceli olarak genç yıldız topluluklarında aramak olaibilir . Yüzey sıcakılğının düşük olmasından dolayı kahverengi cücenin ürettiği enerji ancak kızılötesinde görülebilir . Kızılötesinde ışınım yapan başka tür yıldızlar da vardır . Bu nedenle kızılötesinde ışınım yapan bir cismin kahverengi cüce olup olmadığı anlamanın yolu , cismin Hertzsprung-Russell diyagramındaki yerine bakmaktır . Eğer bu cismin yeri hidrojen yakılan ana kolun alt ucundaysa , o zaman kahverengi cücedir . Bugüne kadar Güneş sisteminin dışında , pulsarların çevresinde dönmekte olan gezegen-kütleli iki cismin hariç , güçlü bir yıldız-atlı kütleli cisim adayına rastlanmamıştır . Ama eğer teoriye biraz olsun inanıyorsak , bütün gözlem çabalarının boş çıkmasına karşın , kahverengi cücelerin sayısının oldukça yüksek olması gerekir . Neden parçalanan yıldızlararası bir bulutun en küçük parçası hidrojen yakan bir yıldız büyüklüğünde olsun ?

KARA DELİKLER

Karadelikler Güneş'imizden 8-50 kat büyük kütleli yıldızların çökmesiyle oluşur.Wolf-Rayet türü bu yıldızlar ancak birkaç milyon yıl yaşıyorlar ve kısa ömürleri süresince dış katmanlarının bir kısmını güçlü rüzgarlarıyla uzaya saçıyorlar . Merkezlerindeki hidrojen yakıtı demire kadar evrilip çekirdek tepkimeleri durunca dengelenemeyen muazzam kütle çekimi nedeniyle yıldız çökerek bir karadelik oluşturuyor. Karadeliğin ' tekillik ' denen merkezi içinde bildiğimiz bildiğimiz fizik kurallarının geçerliliğini yitirdiği , matematiksel bir nokta büyüklüğünde sonsuz yoğunlukta bir uzay bölgesi . İçinden ışığın bile kaçamayacağı kadar güçlü bir kütleçekim alanının oluşturduğu 'olay ufku ' ile çevrili . On Güneş kütlesinde bir karadeliğin olay ufku çağı yalnızca 60 km'dir . Yıldız kökenli karadelikler dışında , bir de hemen hemen tüm büyük gökadaların merkezine yerleşmiş gerçek devler bulunur . Gökadalar oluşurken merkezdeki büyük gaz kütlelerinin çökmesiyle oluşan bu ' Süper Kütleli Karadelikler ' , milyonlarca hatta milyarlarca Güneş kütlesine sahiptirler . Bizim gökadamız Samanyolu'nun merkezinde de böyle dev bir karadelik bulunuyor . Ancak ötekilerden daha alçak gönüllü boyutlarda . Yalnızca 3 milyon Güneş kütlesi kadar !... Böylesine büyük bir kütlenin uzayda kapladığı alansa Güneş Sistemi'nin boyutlarını aşmıyor . Gökada merkezlerindeki süper kütleli kara delikleri de doğrudan göremiyoruz. Bunları da gene yolaçtıkları etkilerle saptayabiliyoruz . Samanyolu'nun merkezine baktığımızda gaz ve toz bulutlarıyla yıldızların çok büyük hızlarla döndüklerini gözlemliyoruz . Bu hızla dönen cisimlerin uzaya saçılmaması için merkezde çok büyük bir kütleli cismin bulunması gerekiyor . Fizik kurallarına göre böylesine büyük kütleler karadeliklerden başka hiçbir cisimde bulunamaz.
 

Kara Delik terimi ilk defa Princeton fizikçilerinden John Wheeler tarafından 1968'de yayımladığı "Evrenimiz, bilinenler ve bilinmeyenler" isimli makalede kullanılmıştır. Kara delikler çok ağır olduklarından, çok büyük çekimsel alana da sahiptirler. Çekimsel kuvvet öyle büyüktür ki, ışık dahil hiçbir şey kara delikten kaçamaz.

Kütleleri büyük olan yıldızlar, termonükleer evrimlerinin sonlarına doğru kırmızı veya mavi süper devler haline gelir. Nükleer yakıtları tükendiğinde, süpernovalar halinde patlarlar. Patlamaların kalıntısı bir nötron yıldızı (pulsar) olabilir veya süpernova çekirdeğinin kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık üç katına ulaşıyorsa, bir kara delik olabilir. Kütlesi küçük olan yıldızlar ise bir gezegen bulutsusu oluşturarak gömleklerinin bir bölümünü yitirir. Bunlar, Dünya'nın boyutlarına yakın boyutlarda beyaz cüceler olarak evrimlerini tamamlarlar.

Kara deliklerin dinamiğini ve içlerindeki herşeyin dışarı çıkmasını nasıl engelleyebildiklerini anlayabilmek için Genel Görelelik kavramını anlamak gerekir. Genel görelelik (izafiyet) kuramının belirttiği maddenin kütlesiyle çevresindeki uzay-zamanın yapısını değişikliğe uğratmasıdır. Bu varsayım, hiçbir şeyin hatta ışığın bile, büyük kütleli bir gökcisiminin yakınında, düz çizgi halinde yer değiştiremeyeceği anlamına gelir.

Ebediyete kadar içinde kalma riskine girmeden, bir kara deliğin ne kadar yakınına yaklaşılabilinir? Bu cisimlerde geriye dönüşü olmayan noktaya olay ufku (event horizon) denir. Bu, kara delikle aynı merkezli küresel bir zarf olup, bu zarfın yarıçapına Schwarzchild yarıçapı denir. Eğer bir kere olay ufku içine girilirse, geri dönüş yoktur. Uzay-zaman tekilliğinin yer aldığı ölü delik merkezine doğru çekilebilecektir. Saniyenin küçük bir kesri içinde oradaki sonsuz büyük çekimsel kuvvet tarafından toz haline getirilecektir. Bir kara deliğin yakın çevresindeki uzay yollarını bozduğu görüldü. Einstein hükmüne göre, uzay zaman birbirine karışmış olduğundan böyle cisimlerin yakınında zamanın da sapmaya uğrayacağı sonucu ortaya çıkar. Bu nedenle bazı araştırmacılar kara deliklerin zaman makinesi gibi kullanılabileceğini ileri sürmektedirler.

Bir astronot kara deliğe doğru yola çıkmadan önce uzaygemisine büyük bir saat yerleştirilirse, dışarıdaki bir gözlemci, gemi çökmüş yıldızın yakınına yaklaştıkça, saatin gittikçe yavaşladığını fark edecektir. Aynı şekilde, gittikçe yavaş hareket ediyor gibi, olay ufkunun sınırına asla erişemeyecek gibi gözükecektir. Sonunda şaşırtıcı bir durum meydana gelip, zaman durmuş gibi olacaktır.

Astronotun bakış açısına göre ise, gemideki saat her zamanki hızı ile tik taklarını sürdürecektir. Böylece astronot, karanlık cehennemin içine hızla dalmasını geciktirecek bir şansa sahip olmayacaktır. Hatta olay ufkunun içinden geçtiği anı bile farketmeyecektir. Fakat ne yazık ki bu noktadan itibaren kara deliğin içine saplanmış olacaktır. Gemi aşağı doğru inerken pencereden dışarı bakan astronot herşeyin hızının arttığını görecektir. Bütün gelecek öyküsü gözünün önünden bir anda akıp geçecektir. Fakat astronotun evrenin geri kalanı ile iletişimi kesilmiştir ve kendisini mutlak ölüm beklemektedir.

 

KUYRUKLU YILDIZLAR

Kuyrukluyıldızlar Güneş'in çevresinde dönen, kirli dev kartoplarına benzerler ve genellikle onları keşfeden insanların adlarıyla anılırlar. Gezegenlerden çok farklıdırlar . Yörüngeleri çok basık olduğundan zamanlarının büyük bir kısmını Güneş'ten uzakta geçirip çok kısa bir süre için Güneş'e yaklaşırlar . Güneş'e yaklaştıklarında ısınıp eridikleri için gaz ve tozdan oluşan bir kuyruğa sahip olurlar . Bazı kuyrukluyıldızların yörüngeleri çok eğimli olduğundan binlerce yıl boyunca Güneş sisteminin diğer üyelerinden çok aşağıda veye çok yukarıda bulunabilirler . Çoğu kuyrukluyıldızın çapı 10 km'den küçüktür ama bunlar Güneş'e yakın olduklarında çıplak gözle kolayca görülebilirler . Genellikle dağınık , puslu ışık lekeleri olarak gözlenirler. Ara sıra , çok parlak bir kurukluyıldız , uzun , gümüş renkli kuyruğuyla göğü boydan boya geçerek ışıldağa benzer bir görüntü sergiler . Bir kuyrukluyıldızın , Güneş çevresindeki dolanma süresine o yıldızın periyodu denir . Dolanma süreleri 3.3 ile 150 yıl arasında olanlar periyodik kuyrukluyıldızlardır . Dolanmaları binlerce yıl sürebilen diğerleri periyodik olmayanlar diye adlandırılır. Periyodik olmayanların ne zaman görüneceğini bilmek olanaksızdır . İngiliz astronom Edmund Halley 1682 yılında gördüğü kuyrukluyıldızı, 1531 ve 1607 yılında ( 76 yıl arayla ) görülenlere benzer özellikler gösterdiğini fark etti . Her gelişinde yeni bir kuyrukluyıldız olarak kaydediliyordu . Halley bunların aynı kuyrukluyıldız olduğunu anladı ve yeniden 1758 'de görüneceğini tahmin etti . Gerçekten Halley'in 1742 'deki ölümünden 16 yıl sonra kuyrukluyıldız yeniden göründü.

NÖTRON YILDIZLARI

Büyük kütleli yıldızlar , ana kol üzerinde göreceli olarak az zaman harcarlar . Kütlesi 15 M. kadar olan bir yıldız ana kol üzerinde 10 milyon yıl , kütlesi 30 M. kadar olan bir yıldız ise yalnızca bir milyon yıl geçirir . Büyük kütleli yıldızların evrimleri hızlı olduğundan , helyum çekirdek çökerek yeniden nükleer reaksiyonları başlatıp yıldız kırmızı deve dönüşürken , dış kabukta hidrojen yanması için çok az zaman kalır . Helyum tüketildiğinde çekirdek yeniden çöker ve üç helyum çekirdeğinin kaynaşarak bir karbon çekirdeğine dönüştüğü üçlü alfa sürecini başlatır . Sonunda çekirdek , karbonu da yakarak oksijene dönüştürecek kadar ısınır : bu arada çevrede helyum yakan bir kabuk da vardır ve yıldızın dış katmanarı genişleyerek bir kırmızı süperdev oluştyrmuştur . Çekirdek , sıcaklığı 1 milyar derece Kelvin'e ulaşıncaya kadar yanmaya devam eder . Füzyon aksiyonları sonucunda gittikçe daha ağır elementler üretlir ve sonunda çekirdek tümüyle demire dönüşür . Demir , füzyon reaksiyonlarının son halkasıdır ; demirden daha ağır elementlerin sentezi sonucunda dışarıya enerji verilmez , tam tersine ortamdan enerji alınır . Demir çekirdek tüm füzyon (kaynaşma) ve fisyon (parçalanma) reaksiyonlar