VENÜS’ÜN ATMOSFERÄ°

Yerkürenin en yakın komÅŸusu olan Venüs GüneÅŸ Sistemi’nin en sıcak gezegenidir. Ortalama yüzey sıcaklığı 743.15 K olan bu gezegen atmosfer özellikleri açısından sıra dışı olsa da bazı özellikleri bakımından Yerküre ile benzer noktalarda buluÅŸur.

Venüs’ün atmosferi Yerkürenin atmosferine nazaran oldukça kalındır. Venüs’te atmosfer temel olarak karbondioksitten oluÅŸur ve buna sülfürik asit bulutları eÅŸlik eder. Bu kükürt bazlı bulutlar 20 km kalınlığına eriÅŸebilir. GüneÅŸ ısısını yakalama kapasitesi oldukça yüksek olan atmosfer, gezegen yüzeyindeki sıcaklığın artmasına neden olur. Buna paralel olarak atmosferin farklı katmanlarında farklı sıcaklıklar söz konusudur. Venüs yüzeyinin yaklaşık 50 km yüksekliÄŸindeki sıcaklık; Yerküre yüzeyinin ortalama sıcaklığıyla benzer deÄŸerler gösterir.

Venüs’ün genel radar görüntüsü

Atmosfer yoÄŸunluÄŸunun yüksek olması, yüzeydeki basınç miktarını etkiler. Bu da Venüs’ün ısısını kolay kaybetmeyeceÄŸi anlamına gelir. Ayrıca %96’lık oranıyla atmosferde bolca bulunan karbondioksit çok yoÄŸun bir sera etkisine sebep olur ve ortalama sıcaklık yüksek bir deÄŸerde kalır. Tüm bunlar GüneÅŸ’e en yakın gezegen olmamasına raÄŸmen Venüs’ün neden en sıcak gezegen olduÄŸunu açıklamaktadır.

Yer atmosferinde milyarda bir gibi çok küçük bir oranla bulunan kükürt bazlı bileÅŸikler Venüs’ün atmosferinde %0.015 oranla ve yoÄŸunluklu olarak bulutlarda bulunmaktadır. Aktif Yer volkanlarının atmosfere yoÄŸun miktarda kükürtçe zengin gazlar püskürttüÄŸü bilinmektedir. Buradan yola çıkılarak SO₂ gibi gazların Venüs’te gerçekleÅŸen volkanik süreçlerle atmosfere püskürtüldüÄŸü öne sürülmüÅŸ ve yapılan çalışmalarla bunun doÄŸruluÄŸu kanıtlanmıştır.

Theia yanardağı   

Venüs, GüneÅŸ Sistemindeki diÄŸer tüm gezegenlerden daha fazla volkanik yapıya sahiptir. 1600'den fazla büyük yanardaÄŸ ve volkanik yapı olduÄŸu bilinmektedir. Bu yapılar Venüs yüzeyini ÅŸekillendiren baÅŸlıca etmenlerdir. Bunlar arasında Theia (6000 m), Maat (8000 m) ve Tick yanardaÄŸları etraflarındaki belirgin lav akıntısı izleri ile öne çıkmaktadır. Ayrıca gezegenin volkanik etkinliÄŸi sadece yüzeyini ÅŸekillendirmekle kalmamış; yeni gazlar ekleyerek atmosfer biliÅŸiminin de deÄŸiÅŸmesine sebep olmuÅŸtur.

Maat yanardağı

Ä°lkel atmosferleri birbirine çokça benzeyen Yer ve Venüs gezegenleri, bugün birbirinden çok farklı atmosferlere sahiptir. BaÅŸlangıçta Venüs okyanusları, tıpkı Yer’deki gibi, CO₂ in büyük bir kısmını içinde barındırmıştır. Kalan CO₂ ise okyanus tabanındaki kayaçlarda bulunur. Sürekli artan sera etkisi ve sıcaklık nedeniyle okyanuslardaki su hızla buharlaÅŸmış ve atmosfere karışmıştır. Fakat GüneÅŸ’in morötesi ışınlarının çok etkili olması sonucunda atmosferdeki su buharı da parçalanmıştır.

Tick yanardağı

Eskiden devasa okyanuslara ve su bulutlarına sahip Venüs’ün atmosferindeki su buharı oranı bugün %0.002’dir. Sonuç olarak Venüs’te bugün görülen bu kurak ve aşırı sıcak iklimin ve atmosferinin son halinin, aslında evrimleÅŸmeden önce bol miktarda su bulundurmasına baÄŸlı olduÄŸu düÅŸünülmektedir.

KAYNAKLAR:

https://www.bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/volkanik-patlamalar-nasil-olusur

https://mobile.arc.nasa.gov/public/iexplore/missions/pages/solarsystem/venus.html

https://acikders.ankara.edu.tr/pluginfile.php/23891/mod_resource/content/1/A207dersnotu_05.pdf

http://volcano.oregonstate.edu/oldroot/volcanoes/planet_volcano/venus/intro.html

GÖRSELLER:

https://acikders.ankara.edu.tr/pluginfile.php/23891/mod_resource/content/1/A207dersnotu_05.pdf

Yazan: Duygu KAYA

Düzenleyen: Deniz DEMÄ°RCÄ°

GÜNEÅž’Ä°N YAPISI

GüneÅŸ çekirdeÄŸi GüneÅŸ’in merkezinden yaklaşık 0.2 GüneÅŸ yarıçapına kadar uzanır. GüneÅŸ’in çekirdeÄŸinde sıcaklık yaklaşık 15.000.000 K mertebesindedir. Bu sıcaklık nükleer tepkimelerin gerçekleÅŸmesi için elveriÅŸlidir. GüneÅŸ'in sahip olduÄŸu enerjinin çok büyük bir kısmı proton-proton çevrimi sonucunda üretilir. Bu nükleer tepkimeler sonucunda hidrojen atomu çekirdekleri (protonlar) birleÅŸerek helyum atomu çekirdeklerini meydana getirirler. Nükleer birleÅŸme (füzyon) tepkimeleri sonucunda açığa çıkan yüksek enerjili fotonlar (kozmik ışınlar, gama ışınları ve X-ışınları) GüneÅŸ plazması tarafından soÄŸurulup rastgele yönlerde tekrar salınır. GüneÅŸ’in merkezinde üretilen bir fotonun ışınım bölgesinin dış yüzeyine ulaÅŸması yaklaşık milyon yıl mertebesinde sürmektedir.

GüneÅŸ’in Katmanları

Işınım katmanı 0.2 GüneÅŸ yarıçapından 0.7 GüneÅŸ yarıçapına kadar olan bölgedir. Sıcaklık, katman boyunca yaklaşık 5.000.000 K dereceden 2.000.000 K mertebesine düÅŸer. Bu katmanda enerji aktarımı ışınım yoluyla olur. Çekirdekte üretilen enerjiyi taşıyan fotonlar, bu bölgede bulunan parçacıklarla etkileÅŸerek enerjinin üst katmanlara iletilmesini saÄŸlarlar. GeliÅŸigüzel yönelimli bu iletimler sonucunda fotonlar yaklaşık 170.000 yıl zarfında ışınım katmanının dışına ulaşırlar.

Konvektif katman, GüneÅŸ fotosferinin 200.000 km altına kadar uzanır. Bu katmanın 2.000.000 K civarındaki sıcaklığı ortamdaki ağır iyonların ışıma yapması için yeterli olmadığından enerjinin iletilmesi için baÅŸka bir mekanizma gerekmektedir. Enerji taşınımı bu katmanda madde hareketleri ile gerçekleÅŸir. Konvektif katman boyunca madde hareketi ile enerji taşınımı 10 günden daha kıza bir zaman mertebesinde hızlıca gerçekleÅŸir. Isınan madde yükselir, daha sonra soÄŸuyarak yeniden katmanın aÅŸağı kısımlarına iner. Bu olay ‘bulgurlanma’ olarak adlandırdığımız 1000 – 2000 km boyutlarında yapıların oluÅŸumu ile fotosfer katmanı üzerinde kendini göstermektedir.

Fotosfer, GüneÅŸ’in görünür yüzeyidir. Sıcaklığı 6000 K derece dolayındadır. Fotosferde ‘GüneÅŸ lekeleri’ olarak adlandırılan çevrelerine göre daha soÄŸuk ve karanlık bölgelerin çevrimsel olarak oluÅŸtuÄŸu görülür. Lekeler manyetik alan ÅŸiddetinin yüksek olduÄŸu bölgelerdir ve sıcaklık 3700 K dereceye kadar düÅŸer. Lekelerin ömrü genel olarak gün mertebesindedir ancak büyük lekelerin ömrü 1 hafta kadar uzun olabilir.

Fotosfer yüzeyinde Bulgurlanma ve GüneÅŸ Lekesi

Fotosfer

Kromosfer, fotosferin üzerinde yer alan katmandır. Kromosferde sıcaklık 6000 K dereceden 10.000 K dereceye kadar yükselir. Bu yüksek sıcaklıklarda hidrojen, kırmızımsı renkte bir ışınım salar (Hα salması). Kromosfere adını veren de budur. Bu kırmızımsı salma, GüneÅŸ tutulmaları sırasında belirgin bir ÅŸekilde görülebilir.

Kromosfer

Kromosfer ile Korona, geçiÅŸ bölgesi olarak adlandırılan bir bölge ile ayrılırlar. GeçiÅŸ bölgesi yaklaşık 100 km kalınlığında bir katmandır. Bu bölge boyunca sıcaklık aniden 1.000.000 K derece mertebelerine yükselir. Korona GüneÅŸ’in atmosferinin en dış katmanı olup keskin dış sınırları bulunmamaktadır. Korona’da GüneÅŸ Rüzgarları adı verilen akımlar ile madde dış uzaya savrulmaktadır. Korona tam GüneÅŸ tutulması sırasında GüneÅŸ’i çevreleyen beyaz bir taç gibi görünür.

Korona

Hazırlayan: Umut KURT

Kaynaklar

https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/sun/in-depth/#overview_otp

http://ds9.ssl.berkeley.edu/solarweek/monday/facts.html

https://en.wikipedia.org/wiki/Sun

https://solarscience.msfc.nasa.gov/

http://spaceweather.com/

https://solarscience.msfc.nasa.gov/feature1.shtml

GÜNEÅž

Modern bilimin geliÅŸimi öncesinde insanlar GüneÅŸ’i, inançları ve dünya görüÅŸleri ile anlamaya çalıştılar. Tarihin geçmiÅŸ dönemlerinde insanlar GüneÅŸ’in her ÅŸeyi bilen bir yaratıcı,  bir tanrı olduÄŸuna inandılar. Fakat bu eski inanışlar içerisinde rolü ne olursa olsun, çoÄŸu kültür GüneÅŸ’in Dünya’daki yaÅŸamın kaynağı olduÄŸunu farketmiÅŸlerdi. GüneÅŸ’in, gökyüzündeki hareketini ve Dünyamız üzerindeki etkilerini anlamak, tarımın ve medeniyetlerin geliÅŸimi açısından önemli bir süreçti. Bu nedenle insanlık tarihi boyunca tüm medeniyetler GüneÅŸ’in gökyüzündeki hareketini incelediler.

Yakın geçmiÅŸte teleskoplarımız ile GüneÅŸ’e bakma imkânını geliÅŸtirdiÄŸimizde, GüneÅŸ gökyüzünde mitolojik hikâyelere konu olan bir nesne olmaktan çıkmıştı. Modern gözlemler sayesinde, ayrıntılı olarak GüneÅŸ’in atmosferi, lekeleri, üzerindeki patlamalar ve bunun gibi birçok bilimsel olguyu keÅŸfettik. Böylece GüneÅŸ bir yaratıcı rolünden çıkarak üzerinde çalışabileceÄŸimiz bir gökcisimi; yani bir yıldız halini almış oldu.

Farklı dalgaboylarında GüneÅŸ atmosferi

GüneÅŸ, Samanyolu Gökadamızda bilinen yaklaşık 300 milyar yıldızdan biridir. GüneÅŸ bir sarı cüce yıldızdır (tayf türü G2 ve ışınım sınıfı V olarak ifade edilmektdir). Etkin yüzey sıcaklığı 5770 K olup, enerjisini yeni oluÅŸan yıldızlar için en temel enerji üretim mekanizması olan hidrojen birleÅŸmesi (füsyon) ile ürettiÄŸi için ‘anakol yıldızı’ olarak tanımlanmaktadır.  

GüneÅŸ’in merkezindeki sıcaklık 15.6 x 10⁶ Kelvin ve ortalama yoÄŸunluÄŸu 150 gr/cm³ olup, çekirdek tepkimelerinin gerçekleÅŸmesi için yeterlidir. GüneÅŸ’in merkezi kısmında hidrojen çekirdekleri birleÅŸerek helyum çekirdeklerine dönüÅŸür. Bu yüzden GüneÅŸ’in merkezi bölgesinde hidrojen bolluÄŸu giderek azalır. Halen GüneÅŸ’in merkezi kısmının kimyasal yapısı; %35 hidrojen, %63 helyum ve %2 diÄŸer elementler (C, N, O, …) ÅŸeklindedir.

GüneÅŸ’in kütlesi 1.989 x 10³⁰ kilogram olup, Yer’in kütlesinin yaklaşık 333000 katıdır. Yarıçapı yaklaşık olarak 695990 kilometre yani Yer’in yarıçapının 109 katı kadardır. Kendi ekseni etrafında saatte 70000 kilometre hızla döner ve bir tam turunu yaklaşık 25 günde tamamlar. GüneÅŸ ile Yer arasındaki mesafe ise yaklaşık olarak 150 milyon kilometredir. Biz astronomlar bu mesafeyi 1 Astronomik Birim (AB) olarak tanımlarız.

GüneÅŸ ve GüneÅŸ Sistemi yaklaşık 4.6 milyar yıl önce GüneÅŸ bulutsusu olarak adlandırılan bir gaz ve toz bulutundan oluÅŸuyordu. Bulutsu içerdiÄŸi maddenin ağırlığı nedeniyle çökerek ve zamanla daha hızlı dönerek bir disk ÅŸeklini aldı. Maddenin çoÄŸu, tüm GüneÅŸ Sisteminin kütlesinin % 99.8 'ini oluÅŸturan yıldızı yani GüneÅŸimizi oluÅŸturacak ÅŸekilde merkezde toplandı.

Tüm yıldızlar gibi, GüneÅŸ’in de merkezindeki çekirdek tepkimeleri bir gün duracak ve artık enerji üretemez hale gelecektir. GüneÅŸ enerjisini üretememeye baÅŸladığında iç katmanları kütlesi nedeniyle çökerken dış katmanları ise ortaya çıkan büzülme ısısı etkisiyle ÅŸiÅŸecek, Merkür’ü, Venüs'ü ve hatta Dünya'yı içine alacaktır. Bu evre sonunda GüneÅŸ’ten geriye beyaz cüce olarak adlanırılan yıldız artığı bir cisim kalacaktır. Astronomlar GüneÅŸ'in beyaz cüce evresine geçmeden önce yaklaşık 5 milyar yıl daha yaÅŸayacağını tahmin ediyorlar.

Hazırlayan: Umut KURT

Kaynaklar

https://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/sun_history.html

http://solar-center.stanford.edu/folklore/

https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/sun/in-depth/#overview_otp

http://ds9.ssl.berkeley.edu/solarweek/monday/facts.html

https://tr.wikipedia.org/wiki/GüneÅŸ

https://solarscience.msfc.nasa.gov/

http://spaceweather.com/

Görseller

https://www.ancient.eu/image/4543/ra-travelling-through-the-underworld/

https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/light-wavelengths.html

YILDIZ KALINTILARI: BEYAZ CÜCELER

Bir yıldızın ömrünün sonunda ne olacağı tamamen kütlesine baÄŸlıdır. Küçük ve orta kütleli yıldızlar, evrimlerinin sonunda beyaz cüce olarak isimlendirilen gökcisimlerine dönüÅŸürler. Büyük kütleli yıldızlar ise evrimlerinin sonunda daha yoÄŸun cisimler olan nötron yıldızı veya karadelik olurlar.

Beyaz cücelerin kütleleri yaklaşık olarak GüneÅŸ’in kütlesine yakın iken, yarıçapları yaklaşık olarak GüneÅŸ’in yarıçapının yüzde biri kadardır.  Bu nedenle beyaz cüceler de oldukça yoÄŸun nesnelerdir. Bu aşırı yüksek yoÄŸunluÄŸu daha iyi kavramamızı saÄŸlayacak bir benzetme yapmamız gerekirse; ortalama bir beyaz cücenin çay kaşığını dolduracak kadar miktarının kütlesi yaklaşık olarak bir kaç tondur diyebiliriz. Yıldızlar çekirdeklerinde nükleer tepkimeler ile kendi enerjilerini üretirler ve ışıma yaparlar.  Ancak yıldızlar beyaz cüce aÅŸamasına geçtiklerinde nükleer tepkimeler ile enerji üretimi durmuÅŸ olur. Beyaz cüceler yıldızlar gibi ışıma yaparlar ancak bu ışımanın sebebi bir öneki evrim basamağında nükleer tepkimelerle üretilmiÅŸ olan ısısal enerjidir.

Beyaz cüceler ilk aÅŸamalarda yaklaşık olarak 100000 Kelvin sıcaklığa sahiptir. Bu nedenle baÅŸlangıçta yaptıkları ışıma, sıcaklıklarına baÄŸlı olarak yüksektir. Artık nükleer enerji üretemedikleri için, soÄŸuma süreci boyunca ısısal ışımaları azalacaktır. Bir beyaz cücenin ışıma yapamayacak kadar soÄŸuması için gereken süre, beyaz cücenin yüzey alanının küçük olması nedeniyle 100 milyar yıl mertebesinde olacaktır. Bu süre evrenin bilinen yaşından (13.7 milyar yıl) daha uzun olduÄŸu için henüz hiç bir beyaz cüce soÄŸuma sürecinin sonuna yaklaÅŸamamıştır. Bu uzun soÄŸuma sürecinin sonunda beyaz cücelerin, artık ışıma yapmayacakları için kara cüce olarak adlandırılan hipotetik (varsayımsal) cisimlere dönüÅŸecekleri düÅŸünülmektedir.

Bize en yakın beyaz cüce örneÄŸi 8.6 ışık yılı uzaklıkta olan Sirius B’dir. Görselde Hubble Teleskobu tarafından elde edilen görüntüde Sirius A ve Sirius B olmak üzere iki farklı parlak gök cismi görülmektedir. SaÄŸ üst köÅŸede yer alan küçük parlak nesne beyaz cüce olan Sirius B’dir.

Kendi yıldızımız GüneÅŸ yaklaşık 5 milyar yıl sonra enerji üretemeyecek hale gelecek. Hidrostatik dengesini kaybedecek ve çekirdeÄŸi çökmeye devam ederken diÄŸer katmanları geniÅŸleyecek. Kütlesinden dolayı çekirdeÄŸi belli bir yere kadar çökebilecek ve dış katmanlarından kurtulup gezegenimsi bulutsu haline gelecek. Geriye kalan çekirdeÄŸi ise bir beyaz cüceye dönüÅŸecek ve ışıma yapmaya uzun yıllar devam edecek.

https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/dwarfs1.html

http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/W/white+dwarf

Hazırlayan: Deniz Demirci

YILDIZLARARASI MADDE

Birçok insan gökyüzüne baktığında sadece yıldızları görüp aralarında hiçbir madde olmadığını düÅŸünür. Fakat aslında ‘Yıldızlararası Ortam’ (Interstellar Medium) aşırı derecede seyrek, farklı yoÄŸunluklarda ve sıcaklıklarda madde ile doludur. Yıldızlararası ortamda sıcaklık yaklaşık olarak 10 – 10⁶ K arasında, parçacık sayı yoÄŸunluÄŸu ise 10^-3 - 10⁷ cm^-3 arasında deÄŸiÅŸmektedir.

Yıldızlararası ortamda yoÄŸunluÄŸun çevresine göre daha yüksek olduÄŸu bulut benzeri oluÅŸumlar yer almaktadır. Yıldızlararası bulutlar, süpernova patlaması vb. olaylar ile tedirgin edildiÄŸinde yıldız oluÅŸumu meydana gelebilmektedir. DiÄŸer yandan yıldızlar da evrimleri süresince yıldız rüzgarları gibi madde atımı süreçleriyle yıldızlararası maddeye katkıda bulunmaktadır. Evrimini tamamlamış yıldızların kütlesinin bir kısmı da yıldızlararası madde olarak bu döngüye katılır.

Samanyolu'ndaki görünür maddenin yaklaşık %15’i yıldızlararası gaz ve tozdan oluÅŸur. Yıldızlararası ortamda iyonik, atomik ve moleküler formda gazın yanı sıra, toz ve kozmik parçacıklar da bulunmaktadır.

Yıldızlararası gaz, yıldızlararası maddenin %99’unu oluÅŸturur. Yıldızlararası gazın yaklaşık olarak %90’ı hidrojenden oluÅŸmaktadır. Hidrojen ise nötr hidrojen (%60), iyonize hidrojen (%20) ve moleküler hidrojenden (%20) meydana gelmektedir. Yıldızlararası ortamda hidrojenin yanı sıra helyum %8 oranında ve diÄŸer ağır elementler  (C, N, O, …) %2 oranında bulunmaktadır. 

Yıldızlararası toz, yıldızlararası maddenin %1’lik kısmını oluÅŸturur. Yıldızlararası toz yıldızlararası gazdan farklı olarak ağır elementleri baskın olarak içerir. Toz parçacıkları silikat ve karbon baÅŸta olmak üzere magnezyum, demir ve benzeri elementleri içeren bileÅŸiklerden oluÅŸur. 

Yıldızlararası toz, yıldızlararası gaza kıyasla daha kolay saptanabilir. Yıldızlararası toz yeterince yoÄŸun ve kalın olduÄŸunda, gözlemlediÄŸimiz bölgede ardalan ışığı bizlere ulaÅŸamayacak ve karanlık alanlar oraya çıkacaktır. Bir toz bulutundan geçen ışık tamamen engellenmeyebilir ancak ışık toz ile etkileÅŸtiÄŸinde saçılmaya ve sönükleÅŸmeye uÄŸrar. Bu süreçler bizim açımızdan ilginç görüntülerin oluÅŸmasına neden olabilir. Atbaşı Bulutsusunun görüntüsü bu süreçlerin görüldüÄŸü bir örnektir. 

Işığın sönükleÅŸme miktarı, toz bulutunun yoÄŸunluÄŸunun ve kalınlığının yanı sıra ışığın dalgaboyuna da baÄŸlıdır. Tozların boyutlarında olan kısa dalga boyundaki ışınlar daha çok saçılır. Bu nedenle, mavi ışık daha çok saçılacağından bize ulaÅŸan ışığın daha kırmızı görünmesi olaÄŸandır. Bu etki kızıllaÅŸma olarak adlandırılır. Kendi yıldızımız GüneÅŸ’in günbatımında kırmızı görünmesi de kızıllaÅŸma etkisinin bir sonucudur. Yıldızlararası ortamda kızıllaÅŸma eksinin bir örneÄŸi Yumurta Bulutsusu görüntüsünde görülmektedir. Işığın yıldızlararası tozun içinden geçerken saçılmasına ve yansımasına bir örnek Atbaşı Bulutsusu görüntüsünün sol alt köÅŸesinde parlak bir nokta (yansıma bulutsusu) olarak görülmektedir. Saçılma mekanizmaları hakkında daha fazla bilgi edinmek için Rayleigh ve Mia saçılmalarını araÅŸtırabilirsiniz.

Atbaşı Bulutsusu (Horsehead Nebula)

Yumurta Bulutsusu (The Egg Nebula) (CRL 2688)

Kaynaklar:

http://www-ssg.sr.unh.edu/ism/what1.html

http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/ISM.html

http://www.astronomy.ohio-state.edu/~ryden/ast162_3/notes11.html

The Interstellar Medium, James Lequeux, 2005, Springer. 

Görseller:

https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_89.html

http://hubblesite.org/image/476

Hazırlayan: Umut Kurt

BAÅžARISIZ YILDIZLAR: KAHVERENGI CÜCELER

Evren, yıldızlardan gezegenlere kuyruklu yıldızlara ve asteroitlere kadar milyarlarca büyük gök cismi ile doludur. Bunların dışında kahverengi cüceler olarak adlandırdığımız gezegenler ve yıldızlar arasında bir geçiÅŸ sınıfı bulunmaktadır.

Kahverengi cüceler kısa bir süre için sıcak kalabildikleri için yıldız veya gezegen sınıfına yerleÅŸtirilemezler. Genellikle GüneÅŸ’in kütlesinin yaklaşık 0.075 katından daha az, Jüpiter’in kütlesinin yaklaşık 10 katından daha büyük kütleye sahiptirler. Kahverengi cüceler, gerekli sıcaklığa ulaÅŸamadıkları için çekirdeklerinde hidrojen yakamazlar. Bu sebepten dolayı sabit bir parlaklığa ulaÅŸamazlar. Hem yıldızlar hem de kahverengi cüceler ilk birkaç milyon yıllık süreçte nadir bir hidrojen izotopu olan döteryumu yakarak kendi enerjilerini üretirler. Yıldızların çekirdeÄŸi daha sonra büzüÅŸmeye ve hidrojeni yakana kadar ısınmaya devam eder. Büzülmeyle birlikte kahverengi cüceler yeterli sıcaklığa ulaÅŸamadıkları için hidrojeni yakamazlar. Kütlece büyük kahverengi cüceler, lityum yakabilecek sıcaklığa ulaÅŸabilirler ancak bu süreç sonrasında kendi enerjilerini üretemez ve ışıma yapamaz hale gelirler.

Kahverengi cüceler, yıldızların tayf sınıflarının devamı olarak düÅŸünebileceÄŸimiz L, T ve Y tayf sınıflarında bulunmaktadır. L tipi kahverengi cücelerin tayfında TiO (titanyum oksit) ve VO (vanadyum oksit) soÄŸurma çizgileri gözlenir. Bu sınıf sadece kahverengi cüceleri içermez. Kütleleri Jüpiter’in 80 katı olan en soÄŸuk anakol yıldızları da bu tayf sınıfında yer alır. T tipi kahverengi cücelerin tayfında güçlü Na (sodyum) ve K (potasyum) soÄŸurma çizgileri görünür. Bize en yakın örneÄŸi 100 ışık yılı uzaklıktadır. Y tipi kahverengi cüceler ise sınıfının en soÄŸuk türleridir. Sıcaklıkları 500 ile 600 Kelvin arasında deÄŸiÅŸir.

Özellikle kızılöte bölgede yapılan gözlemler, kütleçekimsel mikromercekleme ile yapılan çalışmalar ve diÄŸer araÅŸtırmalar kahverengi cücelerin keÅŸfinde bize yardımcı olmuÅŸtur. Kahverengi cücelerin çoÄŸu tek yıldız olarak keÅŸfedilmiÅŸ olsa da, bazıları çift yıldız sistemlerinde de bulunmaktadır. Bize en yakın kahverengi cüce 6.3 ışık yılı uzaktaki Luhman 16’dır.  Her ne kadar kendilerini yıldız veya gezegen olarak sınıflandırmasak da astronomide önemli bir yerleri vardır.

Kaynaklar:

https://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question62.html

https://www.nasa.gov/feature/jpl/nasa-space-telescopes-pinpoint-elusive-brown-dwarf

http://www.astronomy.com/news/2018/09/are-brown-dwarfs-stars-planets-or-neither

https://www.space.com/42790-brown-dwarfs-coolest-stars-hottest-planets.html

https://www.space.com/23798-brown-dwarfs.html

https://phys.org/news/2017-07-y-type-stars.html

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa6fb5

Görsel:

https://www.nasa.gov/jpl/powerful-auroras-found-at-brown-dwarf

Hazırlayan: Deniz Demirci

RADYO ASTRONOMÄ°

Radyo astronomi, radyo dalgalarını analiz ederek gök cisimlerini inceleyen bilim dalıdır. Bir radyo teleskobu ile bu ışımaların verileri toplanır, kaydedilir ve analizleri yapılır. Bu analizler sonucunda GüneÅŸ Sistemimiz, gökadamızdaki cisimler ve evrenimiz hakkında yeni bilgilere sahip oluruz.

Radyo Astronominin Tarihsel GeliÅŸimi

Heinrich Hertz 1886 senesinde laboratuvarında radyo ışımaları üretmiÅŸtir. ÜrettiÄŸi radyo ışımalarının günümüze gelene kadar birçok bilimsel geliÅŸmeye ışık tutacağını tahmin etmemiÅŸtir. Evrendeki elektromanyetik tayfın büyük bir bölümü radyo dalgaboylarında yer alır. Radyo dalgaları evrene baÅŸka bir pencereden bakmamızı saÄŸlayarak, astronomi çalışmalarına yeni alanlar kazandırmıştır.

Thomas Edison, Oliver Lodge ve Max Planck gibi birçok tanınmış bilim adamı GüneÅŸ’in radyo dalgaları yayabileceÄŸini tahmin etmiÅŸtir. Lodge, GüneÅŸ’ten gelen radyo sinyallerini gözlemlemeye çalışmış fakat teknik yetersizlikten dolayı baÅŸarılı olamamıştır.

1920'lerin sonunda, Bell Laboratuvarları kablosuz iletiÅŸim sistemi geliÅŸtirmeyi planlamaya baÅŸlanmıştır. GiriÅŸim yapabilecek radyo dalga kaynaklarının saptanması için genç bir fizikçi olan Karl Guthe Jansky'yi göreve almışlardır.

Jansky, 1930'da hazırladığı bir radyo antenini 360 derece dönebilen yatay bir kasnağın üzerine yerleÅŸtirdi. Bu anten bir motor yardımı ile gece ve gündüz boyunca radyo statik giriÅŸimi dinlemek için atlıkarıncalar gibi dönmeye ve uzaydan gelen radyo dalgalarını ÅŸok edici bir ÅŸekilde yakalamaya baÅŸladı. Daha sonra Jansky tarafından bu anten bir radyo teleskobuna dönüÅŸtürüldü. Bu ÅŸekilde bilimde radyo astronomi alanında çalışmalar baÅŸlamış oldu.

1937 yılında Grote Reber, 9 metre çaplı parabolik bir radyo teleskobu inÅŸa ederek bu bilim dalının geliÅŸmesine büyük katkıda bulundu. Ä°lk defa gökyüzünün, ‘radyo frekansları yardımıyla haritasının çıkarılması projesini’ yürüttü. 27 Åžubat 1942 yılında Ä°ngiliz Ordusunda çalışan J.S. Hey adında bir araÅŸtırma subayı GüneÅŸ’in radyo dalgaları yaydığını gösterdi. 1950’lerin başında Cambridge Üniversitesinden iki bilim adamı Martin Ryle ve Antony Hewish, giriÅŸimölçer kullanarak radyo kaynaklarının kataloglarını oluÅŸturdular.

Radyo Dalgaları

Elektromanyetik dalgalar nedir? Elektromanyetik dalgalar en basit tabirle; boÅŸluk veya bir ortamda kendi kendine yayılan dalgalar formu diyebiliriz. Bir elektron düÅŸünelim, bu duraÄŸan elektronumuz bir elektrik alan üretir. EÄŸer bu hareket eden bir elektrik yüküyse o zaman hem elektrik alan hem de manyetik alan üretir. Burada ki tekrarlayan deÄŸiÅŸimler elektromanyetik dalgaları oluÅŸturur. Elektromanyetik dalgaları frekanslarına göre sınıflandırırız. Bu sınıflar artan frekans ve azalan dalga boyuna göre radyo dalgaları, mikrodalgalar, kızılötesi, görünür ışık, morötesi, X-ışnları, Gama ışınları olarak sınıflanırdırılır.

Örnek vermek gerekirse, gözümüz de bir çeÅŸit elektromanyetik ışıtma olan görünür ışığı algılamamızı saÄŸlar. Kızılötesi (infrared) ışınlar ile televizyonda kanal deÄŸiÅŸtirmek için kumandanın tuÅŸlarına bastığımızda karşılaşırız fakat ışınlar görünür bölgede olmadığı için gözümüzle algılayamayız. Benzer ÅŸekilde televizyon ve radyo yayınlarının yer aldığı radyo bölgesinin ışınlarını da duyu organlarımız ile algılayamayız.

Astronomlar ışığın farklı dalgaboylarını gözlemler. Uzaydaki yıldızlar, gökadalar ve gaz bulutları, elektromanyetik spektrumun çeÅŸitli bölgelerinde ışıma yaparlar. Optik teleskoplar yani görünür ışığı toplayan teleskoplar; bize parlayan yıldızları, parlayan gazları ve koyu tozları gösterir, ancak bu bize uzayda olup bitenlerin resmini tam olarak vermez. Elektromanyetik spektrumun farklı kısımlarına ayarlanan teleskoplar, uzayda saklı nesneleri ortaya çıkarabilir; elde edilen görüntüler daha eksiksiz bir görüntü elde etmek için birleÅŸtirilir.

Gökadamızın yoÄŸun merkezi gibi görünür ışıkta görülemeyen bölgeleri incelemek için radyo astronomi tekniklerini kullanırız. Yıldızlararası ortamda bulunan soÄŸuk gaz bulutlarını farklı dalgaboylarında yapılan gözlemler ile çalışırız. Radyo gökbilimciler, milimetrenin kesirlerinden on metre uzunluÄŸa kadar deÄŸiÅŸen dalga boylarında radyo ışığını alabilen teleskoplar kullanırlar. Karanlıkta dönen atomların ve moleküllerin parmak izlerini yakalamak için radyo sinyallerini tararız. Radyo dalgaları sayesinde evrendeki normal maddenin dörtte birini oluÅŸturan hidrojen gazının yerini, yoÄŸunluÄŸunu ve hareketini izleyebiliriz.

1960'larda bir radyo antenindeki parazit kaynağını belirlemeye çalışan gökbilimciler, Büyük Patlama'nın kalıntısı olarak nitelendirilen ‘Kozmik Mikrodalga Ardalan’ ışımasını keÅŸfettiler. Radyo astronomi ayrıca, bir deniz fenerinden gelen ışın gibi, radyo dalgalarının düzenli ışınlarını gönderen süpernova patlamalarının hızla dönen kalıntıları olan pulsarlar da dahil olmak üzere birçok yeni nesne türü tespit etmemizi saÄŸlamıştır.

Radyo teleskoplarla, Evrenin en derin ve en karanlık sırlarını açığa çıkarabiliriz.

Hazırlayan: Umut KURT

Kaynaklar:

https://public.nrao.edu/radio-astronomy/what-is-radio-astronomy/

http://hubblesite.org/reference_desk/faq/answer.php.id=72&cat=light

https://public.nrao.edu/radio-astronomy/what-are-radio-waves/

WOLF-RAYET YILDIZLARI

GüneÅŸimiz’den çok daha büyük kütleye sahip, evriminin ileri aÅŸamasında olan ve çok yüksek miktarda kütle kaybeden yıldızlar; Wolf-Rayet yıldızları olarak adlandırılır. Genellikle kütleleri GüneÅŸ’in kütlesinin 25 katı kadar büyük olduÄŸu için ömürleri kısadır. Bu nedenle nadir bulunan yıldızlardır. Kendi gökadamızda yaklaşık 220 tane Wolf-Rayet yıldızı saptanmıştır. Ancak hesaplamalara ve gözlemlere göre 1000 - 2000 arası Wolf-Rayet yıldızı, toz ve gaz bulutunun arkasına gizlenmiÅŸ ve keÅŸfedilmeyi beklemektedir.

Wolf-Rayet türü yıldızların ortalama sıcaklıkları 25000°C’den yüksek olduÄŸu ve GüneÅŸ’in ışıtmasının yaklaşık milyon katı ışıtmaya sahip oldukları için yoÄŸun ışınım basıncı nedeniyle yıldız rüzgarları ile uzaya madde savururlar. Bu rüzgarlar saatte 3000 km’ye kadar ulaÅŸabilir ve bir milyon yılda GüneÅŸ’in sahip olduÄŸu maddenin on katı kadar maddeyi uzaya savurabilir.

Wolf-Rayet  türü yıldızların tayflarında geniÅŸlemiÅŸ salma çizgileri görülür. O tayf türü yıldızlar, hidrojen zarflarını kaybettikleri için helyum çekirdekleri ortaya çıkar. Bu nedenle tayflarında baskın olarak helyum ve yanı sıra karbon ve azot salma çizgileri görülmektedir.  Bu açıdan Wolf-Rayet  türü yıldızlar WN ve WC olmak üzere iki sınıfa ayrılır. WN yıldızlarının tayflarında helyumun yanı sıra baskın olarak azot salma çizgileri ve bazen karbon salma çizgileri görülür. WC yıldızlarının tayflarında baskın helyumun yanı sıra oksijen ve karbon salma çizgileri gözlenirken azot çizgileri gözlenmez.

Wolf-Rayet yıldızlarının %50’sinin çift yıldız sistemlerinde yer aldığı tahmin edilmektedir. Bu gibi çift sistemlerde ikinci gök cisminin yine bir Wolf-Rayet yıldızı olduÄŸu veya sıkışık bir cisim (nötron yıldızı, karadelik) olduÄŸu düÅŸünülmektedir.  Her iki senaryo için bazı kanıtlar olsa da, kesin kanıya varmamızı saÄŸlayacak gözlemsel veriler yetersizdir. Åžimdilik sadece, Wolf-Rayet türü yıldızların bulunduÄŸu çift sistemlerdeki  ikinci gök cisminin baÅŸka bir büyük kütleli bir cisim olduÄŸunu söyleyebilmekteyiz.

Wolf-Rayet yıldızlarının yaÅŸamlarını tip Ib veya tip Ic süpernova patlaması olarak görkemli bir ÅŸekilde sonlandırdıkları düÅŸünülmektedir.

Kaynak: http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/w/wolf-rayet+star

Hazırlayan: Deniz DEMİRCİ

Düzenleyen: Burcu GÜNAY

TÜRKÄ°YE’DE RADYO ASTRONOMÄ° ÇALIÅžMALARI

Radyo astronomi, radyo dalgaları bölgesindeki elektromanyetik ışımaları kullanarak gök cisimlerini inceleyen bir bilimdalıdır. Bir radyo teleskobu ile veriler toplanır, kaydedilir ve analizi yapılır. Bu analizler sonucunda  GüneÅŸ Sistemimiz, Gökadamızdaki cisimler ve evrenimiz hakkında birçok bilgi edinilebilir.  

Türkiye’de radyo astronomi çalışmalarının artması hem teknolojimizin ilerlemesi hem de bu alanda bilim insanları yetiÅŸtirmek için büyük önem taşımaktadır.

Ülkemizde radyo astronomi alanında ilk giriÅŸimler 1993-1998 seneleri arasında TÜBÄ°TAK MAM’da (Marmara AraÅŸtırma Merkezi)  baÅŸlamıştır. 1996 yılında UNIDO’nun yardımları ile Kharkov Radyo Astronomi Enstitüsü’nden (Ukrayna) alınan 2 metre çaplı teleskop Gebze-Kocaeli'ye kurulmuÅŸtur. Bu teleskop ülkemizdeki ilk radyo teleskop olan Marmara Radyo Teleskobudur (MRT-2). Gökadamızdaki karbonmonoksit (CO) gözlemleri için 85 GHz ile 115 GHz frekans aralığında çalışmak üzere tasarlanmıştır. Fakat yaÅŸanan teknik sorunlar yüzünden teleskop farklı amaçlar doÄŸrultusunda gözlemlerine devam etmiÅŸtir. MRT-2 ile sadece stratosferik ozon, GüneÅŸ ve Ay gözlemleri yapılmıştır. 1997 yılına gelindiÄŸinde ise teleskop teknik sorunlar yüzünden çalışamaz hale gelmiÅŸtir. Teleskop, 2000 yılında TÜBÄ°TAK tarafından tüm ekipmanları ile birlikte Erciyes Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü’ne hibe edilmiÅŸtir. Erciyes Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü’ne geldiÄŸinde çalışamaz durumda olduÄŸu için teleskop kullanılmamamıştır.

Bu çalışmaların devamında 2002’de “Galaktik Nötr Hidrojen Gözlemleri Ä°çin 5 m Çaplı Erciyes Üniversitesi Radyo Teleskopu” projesi hazırlanmıştır. Türk Telekom Kayseri Bölge MüdürlüÄŸü tarafından hibe edilen çanaklar ile gerekli teleskop yapısı oluÅŸturulmuÅŸtur. Devamında Türkiye Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi projesi için Bilim ve Teknoloji Yüksek Kurulu’nun 10 Mart 2005’de aldığı karar doÄŸrultusunda adım atılmıştır. Bu projenin amacı, iyi bir radyo teleskopla, bulunduÄŸu enlem ve boylamda yapacağı gözlem ve araÅŸtırmalarla, Türkiye’nin, dünyada radyo astronomi alanında söz sahibi olmasıdır. Bu amaçla Türkiye Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi (TURAG)’ın kurulması için harekete geçilmiÅŸtir. TUG Yönetim Kurulu Toplantısında alınan karar doÄŸrultusunda “Türkiye Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi Yer Seçimi Komitesi”, radyo-sakin bölgeler belirlenmiÅŸ ve bu bölgelere gidilerek Ocak 2008 - Aralık 2008 tarihleri arasında belirli ölçümler yapmıştır. Sonuçlar doÄŸrultusunda Karaman ili radyo sakinliÄŸi açısından TURAG’ın kurulması için en uygun yer olarak belirlenmiÅŸ ve bu bilgi TÜBÄ°TAK, DPT (Kalkınma Bakanlığı) ve Karaman ValiliÄŸi’ne iletilmiÅŸtir.

Bu sırada da Erciyes Üniversitesi  bünyesinde Radyo Astronomi Gözlemevi kurulumu için bir baÅŸka DPT (Kalkınma Bakanlığı) projesi yürütülmüÅŸ ve tamamlanmıştır. Bu proje kapsamında 12.8 m çapında bir teleskop ve 20 m çapında bir RADOME, NATO-SATCOM’dan alınmış ve Erciyes Üniversitesi arazisi içerisinde kurulmuÅŸtur. Günümüze kadar bu teleskopla bazı bilimsel çalışmalar yapılmıştır.

Kaynaklar:

DaÄŸtekin N. D., Radyo Astronomi ve Türkiye’de Radyo Astronomi Çalışmaları, Journal of Ä°stanbul Kültür University, 2pp. 35-40, 2005.

Küçük Ä°., Yusifov Ä°., Özel M. E., Mete M., Erciyes Üniversitesi ERT-5 Radyo Teleskopu Çalışmaları.

Hazırlayan: Umut KURT

Düzenleyen: Burcu GÜNAY