VENÜS’ÜN ATMOSFERİ

Yerkürenin en yakın komşusu olan Venüs Güneş 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 buluşur.

Venüs’ün atmosferi Yerkürenin atmosferine nazaran oldukça kalındır. Venüs’te atmosfer temel olarak karbondioksitten oluşur ve buna sülfürik asit bulutları eşlik eder. Bu kükürt bazlı bulutlar 20 km kalınlığına erişebilir. Güneş 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 yüksekliğindeki sıcaklık; Yerküre yüzeyinin ortalama sıcaklığıyla benzer değerler gösterir.

Venüs’ün genel radar görüntüsü

Atmosfer yoğunluğunun yüksek olması, yüzeydeki basınç miktarını etkiler. Bu da Venüs’ün ısısını kolay kaybetmeyeceği anlamına gelir. Ayrıca %96’lık oranıyla atmosferde bolca bulunan karbondioksit çok yoğun bir sera etkisine sebep olur ve ortalama sıcaklık yüksek bir değerde kalır. Tüm bunlar Güneş’e en yakın gezegen olmamasına rağmen Venüs’ün neden en sıcak gezegen olduğunu açıklamaktadır.

Yer atmosferinde milyarda bir gibi çok küçük bir oranla bulunan kükürt bazlı bileşikler Venüs’ün atmosferinde %0.015 oranla ve yoğunluklu olarak bulutlarda bulunmaktadır. Aktif Yer volkanlarının atmosfere yoğun miktarda kükürtçe zengin gazlar püskürttüğü bilinmektedir. Buradan yola çıkılarak SO₂ gibi gazların Venüs’te gerçekleşen volkanik süreçlerle atmosfere püskürtüldüğü öne sürülmüş ve yapılan çalışmalarla bunun doğruluğu kanıtlanmıştır.

Theia yanardağı   

Venüs, Güneş Sistemindeki diğer tüm gezegenlerden daha fazla volkanik yapıya sahiptir. 1600'den fazla büyük yanardağ ve volkanik yapı olduğu bilinmektedir. Bu yapılar Venüs yüzeyini şekillendiren başlıca etmenlerdir. Bunlar arasında Theia (6000 m), Maat (8000 m) ve Tick yanardağları etraflarındaki belirgin lav akıntısı izleri ile öne çıkmaktadır. Ayrıca gezegenin volkanik etkinliği sadece yüzeyini şekillendirmekle kalmamış; yeni gazlar ekleyerek atmosfer bilişiminin de değişmesine sebep olmuştur.

Maat yanardağı

İlkel atmosferleri birbirine çokça benzeyen Yer ve Venüs gezegenleri, bugün birbirinden çok farklı atmosferlere sahiptir. Başlangıçta 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 buharlaşmış ve atmosfere karışmıştır. Fakat Güneş’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 evrimleşmeden önce bol miktarda su bulundurmasına bağlı olduğu düşünülmektedir.

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 DEMİRCİ

GÜNEŞ’İN YAPISI

Güneş çekirdeği Güneş’in merkezinden yaklaşık 0.2 Güneş yarıçapına kadar uzanır. Güneş’in çekirdeğinde sıcaklık yaklaşık 15.000.000 K mertebesindedir. Bu sıcaklık nükleer tepkimelerin gerçekleşmesi için elverişlidir. Güneş'in sahip olduğu enerjinin çok büyük bir kısmı proton-proton çevrimi sonucunda üretilir. Bu nükleer tepkimeler sonucunda hidrojen atomu çekirdekleri (protonlar) birleşerek helyum atomu çekirdeklerini meydana getirirler. Nükleer birleşme (füzyon) tepkimeleri sonucunda açığa çıkan yüksek enerjili fotonlar (kozmik ışınlar, gama ışınları ve X-ışınları) Güneş plazması tarafından soğurulup rastgele yönlerde tekrar salınır. Güneş’in merkezinde üretilen bir fotonun ışınım bölgesinin dış yüzeyine ulaşması yaklaşık milyon yıl mertebesinde sürmektedir.

Güneş’in Katmanları

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

Konvektif katman, Güneş 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 başka bir mekanizma gerekmektedir. Enerji taşınımı bu katmanda madde hareketleri ile gerçekleşir. Konvektif katman boyunca madde hareketi ile enerji taşınımı 10 günden daha kıza bir zaman mertebesinde hızlıca gerçekleşir. Isınan madde yükselir, daha sonra soğuyarak yeniden katmanın aşağı kısımlarına iner. Bu olay ‘bulgurlanma’ olarak adlandırdığımız 1000 – 2000 km boyutlarında yapıların oluşumu ile fotosfer katmanı üzerinde kendini göstermektedir.

Fotosfer, Güneş’in görünür yüzeyidir. Sıcaklığı 6000 K derece dolayındadır. Fotosferde ‘Güneş lekeleri’ olarak adlandırılan çevrelerine göre daha soğuk ve karanlık bölgelerin çevrimsel olarak oluştuğu görülür. Lekeler manyetik alan şiddetinin yüksek olduğu bölgelerdir ve sıcaklık 3700 K dereceye kadar düşer. Lekelerin ömrü genel olarak gün mertebesindedir ancak büyük lekelerin ömrü 1 hafta kadar uzun olabilir.

Fotosfer yüzeyinde Bulgurlanma ve Güneş 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, Güneş tutulmaları sırasında belirgin bir şekilde görülebilir.

Kromosfer

Kromosfer ile Korona, geçiş bölgesi olarak adlandırılan bir bölge ile ayrılırlar. Geçiş bölgesi yaklaşık 100 km kalınlığında bir katmandır. Bu bölge boyunca sıcaklık aniden 1.000.000 K derece mertebelerine yükselir. Korona Güneş’in atmosferinin en dış katmanı olup keskin dış sınırları bulunmamaktadır. Korona’da Güneş Rüzgarları adı verilen akımlar ile madde dış uzaya savrulmaktadır. Korona tam Güneş tutulması sırasında Güneş’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

GÜNEŞ

Modern bilimin gelişimi öncesinde insanlar Güneş’i, inançları ve dünya görüşleri ile anlamaya çalıştılar. Tarihin geçmiş dönemlerinde insanlar Güneş’in her şeyi bilen bir yaratıcı,  bir tanrı olduğuna inandılar. Fakat bu eski inanışlar içerisinde rolü ne olursa olsun, çoğu kültür Güneş’in Dünya’daki yaşamın kaynağı olduğunu farketmişlerdi. Güneş’in, gökyüzündeki hareketini ve Dünyamız üzerindeki etkilerini anlamak, tarımın ve medeniyetlerin gelişimi açısından önemli bir süreçti. Bu nedenle insanlık tarihi boyunca tüm medeniyetler Güneş’in gökyüzündeki hareketini incelediler.

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

Farklı dalgaboylarında Güneş atmosferi

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

Güneş’in merkezindeki sıcaklık 15.6 x 10⁶ Kelvin ve ortalama yoğunluğu 150 gr/cm³ olup, çekirdek tepkimelerinin gerçekleşmesi için yeterlidir. Güneş’in merkezi kısmında hidrojen çekirdekleri birleşerek helyum çekirdeklerine dönüşür. Bu yüzden Güneş’in merkezi bölgesinde hidrojen bolluğu giderek azalır. Halen Güneş’in merkezi kısmının kimyasal yapısı; %35 hidrojen, %63 helyum ve %2 diğer elementler (C, N, O, …) şeklindedir.

Güneş’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. Güneş ile Yer arasındaki mesafe ise yaklaşık olarak 150 milyon kilometredir. Biz astronomlar bu mesafeyi 1 Astronomik Birim (AB) olarak tanımlarız.

Güneş ve Güneş Sistemi yaklaşık 4.6 milyar yıl önce Güneş bulutsusu olarak adlandırılan bir gaz ve toz bulutundan oluşuyordu. Bulutsu içerdiği maddenin ağırlığı nedeniyle çökerek ve zamanla daha hızlı dönerek bir disk şeklini aldı. Maddenin çoğu, tüm Güneş Sisteminin kütlesinin % 99.8 'ini oluşturan yıldızı yani Güneşimizi oluşturacak şekilde merkezde toplandı.

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

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 bağlıdır. Küçük ve orta kütleli yıldızlar, evrimlerinin sonunda beyaz cüce olarak isimlendirilen gökcisimlerine dönüşürler. Büyük kütleli yıldızlar ise evrimlerinin sonunda daha yoğun cisimler olan nötron yıldızı veya karadelik olurlar.

Beyaz cücelerin kütleleri yaklaşık olarak Güneş’in kütlesine yakın iken, yarıçapları yaklaşık olarak Güneş’in yarıçapının yüzde biri kadardır.  Bu nedenle beyaz cüceler de oldukça yoğun nesnelerdir. Bu aşırı yüksek yoğunluğu daha iyi kavramamızı sağlayacak 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 aşamasına geçtiklerinde nükleer tepkimeler ile enerji üretimi durmuş olur. Beyaz cüceler yıldızlar gibi ışıma yaparlar ancak bu ışımanın sebebi bir öneki evrim basamağında nükleer tepkimelerle üretilmiş olan ısısal enerjidir.

Beyaz cüceler ilk aşamalarda yaklaşık olarak 100000 Kelvin sıcaklığa sahiptir. Bu nedenle başlangıçta yaptıkları ışıma, sıcaklıklarına bağlı olarak yüksektir. Artık nükleer enerji üretemedikleri için, soğuma süreci boyunca ısısal ışımaları azalacaktır. Bir beyaz cücenin ışıma yapamayacak kadar soğuması 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 olduğu için henüz hiç bir beyaz cüce soğuma sürecinin sonuna yaklaşamamıştır. Bu uzun soğuma sürecinin sonunda beyaz cücelerin, artık ışıma yapmayacakları için kara cüce olarak adlandırılan hipotetik (varsayımsal) cisimlere dönüşecekleri düşünülmektedir.

Bize en yakın beyaz cüce örneği 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. Sağ üst köşede yer alan küçük parlak nesne beyaz cüce olan Sirius B’dir.

Kendi yıldızımız Güneş yaklaşık 5 milyar yıl sonra enerji üretemeyecek hale gelecek. Hidrostatik dengesini kaybedecek ve çekirdeği çökmeye devam ederken diğer katmanları genişleyecek. Kütlesinden dolayı çekirdeği belli bir yere kadar çökebilecek ve dış katmanlarından kurtulup gezegenimsi bulutsu haline gelecek. Geriye kalan çekirdeği ise bir beyaz cüceye dönüşecek 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 düşünür. Fakat aslında ‘Yıldızlararası Ortam’ (Interstellar Medium) aşırı derecede seyrek, farklı yoğunluklarda ve sıcaklıklarda madde ile doludur. Yıldızlararası ortamda sıcaklık yaklaşık olarak 10 – 10⁶ K arasında, parçacık sayı yoğunluğu ise 10^-3 - 10⁷ cm^-3 arasında değişmektedir.

Yıldızlararası ortamda yoğunluğun çevresine göre daha yüksek olduğu bulut benzeri oluşumlar yer almaktadır. Yıldızlararası bulutlar, süpernova patlaması vb. olaylar ile tedirgin edildiğinde yıldız oluşumu meydana gelebilmektedir. Diğer 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 oluşur. Yıldızlararası ortamda iyonik, atomik ve moleküler formda gazın yanı sıra, toz ve kozmik parçacıklar da bulunmaktadır.

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

Yıldızlararası toz, yıldızlararası maddenin %1’lik kısmını oluşturur. Yıldızlararası toz yıldızlararası gazdan farklı olarak ağır elementleri baskın olarak içerir. Toz parçacıkları silikat ve karbon başta olmak üzere magnezyum, demir ve benzeri elementleri içeren bileşiklerden oluşur. 

Yıldızlararası toz, yıldızlararası gaza kıyasla daha kolay saptanabilir. Yıldızlararası toz yeterince yoğun ve kalın olduğunda, gözlemlediğimiz bölgede ardalan ışığı bizlere ulaşamayacak ve karanlık alanlar oraya çıkacaktır. Bir toz bulutundan geçen ışık tamamen engellenmeyebilir ancak ışık toz ile etkileştiğinde saçılmaya ve sönükleşmeye uğrar. Bu süreçler bizim açımızdan ilginç görüntülerin oluşmasına neden olabilir. Atbaşı Bulutsusunun görüntüsü bu süreçlerin görüldüğü bir örnektir. 

Işığın sönükleşme miktarı, toz bulutunun yoğunluğunun ve kalınlığının yanı sıra ışığın dalgaboyuna da bağlıdır. Tozların boyutlarında olan kısa dalga boyundaki ışınlar daha çok saçılır. Bu nedenle, mavi ışık daha çok saçılacağından bize ulaşan ışığın daha kırmızı görünmesi olağandır. Bu etki kızıllaşma olarak adlandırılır. Kendi yıldızımız Güneş’in günbatımında kırmızı görünmesi de kızıllaşma etkisinin bir sonucudur. Yıldızlararası ortamda kızıllaşma eksinin bir örneği Yumurta Bulutsusu görüntüsünde görülmektedir. Işığın yıldızlararası tozun içinden geçerken saçılmasına ve yansımasına bir örnek Atbaşı Bulutsusu görüntüsünün sol alt köşesinde parlak bir nokta (yansıma bulutsusu) olarak görülmektedir. Saçılma mekanizmaları hakkında daha fazla bilgi edinmek için Rayleigh ve Mia saçılmalarını araştırabilirsiniz.

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

BAŞARISIZ 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 geçiş sınıfı bulunmaktadır.

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

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

Özellikle kızılöte bölgede yapılan gözlemler, kütleçekimsel mikromercekleme ile yapılan çalışmalar ve diğer araştırmalar kahverengi cücelerin keşfinde bize yardımcı olmuştur. Kahverengi cücelerin çoğu tek yıldız olarak keşfedilmiş 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 ASTRONOMİ

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 Güneş Sistemimiz, gökadamızdaki cisimler ve evrenimiz hakkında yeni bilgilere sahip oluruz.

Radyo Astronominin Tarihsel Gelişimi

Heinrich Hertz 1886 senesinde laboratuvarında radyo ışımaları üretmiştir. Ürettiği radyo ışımalarının günümüze gelene kadar birçok bilimsel gelişmeye ışık tutacağını tahmin etmemiştir. Evrendeki elektromanyetik tayfın büyük bir bölümü radyo dalgaboylarında yer alır. Radyo dalgaları evrene başka bir pencereden bakmamızı sağlayarak, astronomi çalışmalarına yeni alanlar kazandırmıştır.

Thomas Edison, Oliver Lodge ve Max Planck gibi birçok tanınmış bilim adamı Güneş’in radyo dalgaları yayabileceğini tahmin etmiştir. Lodge, Güneş’ten gelen radyo sinyallerini gözlemlemeye çalışmış fakat teknik yetersizlikten dolayı başarılı olamamıştır.

1920'lerin sonunda, Bell Laboratuvarları kablosuz iletişim sistemi geliştirmeyi planlamaya başlanmıştır. Girişim 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 yerleştirdi. Bu anten bir motor yardımı ile gece ve gündüz boyunca radyo statik girişimi dinlemek için atlıkarıncalar gibi dönmeye ve uzaydan gelen radyo dalgalarını şok edici bir şekilde yakalamaya başladı. Daha sonra Jansky tarafından bu anten bir radyo teleskobuna dönüştürüldü. Bu şekilde bilimde radyo astronomi alanında çalışmalar başlamış oldu.

1937 yılında Grote Reber, 9 metre çaplı parabolik bir radyo teleskobu inşa ederek bu bilim dalının gelişmesine büyük katkıda bulundu. İlk defa gökyüzünün, ‘radyo frekansları yardımıyla haritasının çıkarılması projesini’ yürüttü. 27 Şubat 1942 yılında İngiliz Ordusunda çalışan J.S. Hey adında bir araştırma subayı Güneş’in radyo dalgaları yaydığını gösterdi. 1950’lerin başında Cambridge Üniversitesinden iki bilim adamı Martin Ryle ve Antony Hewish, girişimölçer kullanarak radyo kaynaklarının kataloglarını oluşturdular.

Radyo Dalgaları

Elektromanyetik dalgalar nedir? Elektromanyetik dalgalar en basit tabirle; boşluk veya bir ortamda kendi kendine yayılan dalgalar formu diyebiliriz. Bir elektron düşünelim, bu durağan elektronumuz bir elektrik alan üretir. Eğer bu hareket eden bir elektrik yüküyse o zaman hem elektrik alan hem de manyetik alan üretir. Burada ki tekrarlayan değişimler elektromanyetik dalgaları oluşturur. 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 çeşit elektromanyetik ışıtma olan görünür ışığı algılamamızı sağlar. Kızılötesi (infrared) ışınlar ile televizyonda kanal değiştirmek için kumandanın tuşlarına bastığımızda karşılaşırız fakat ışınlar görünür bölgede olmadığı için gözümüzle algılayamayız. Benzer şekilde 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 çeşitli 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 birleştirilir.

Gökadamızın yoğun merkezi gibi görünür ışıkta görülemeyen bölgeleri incelemek için radyo astronomi tekniklerini kullanırız. Yıldızlararası ortamda bulunan soğuk gaz bulutlarını farklı dalgaboylarında yapılan gözlemler ile çalışırız. Radyo gökbilimciler, milimetrenin kesirlerinden on metre uzunluğa kadar değişen 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 oluşturan hidrojen gazının yerini, yoğunluğunu ve hareketini izleyebiliriz.

1960'larda bir radyo antenindeki parazit kaynağını belirlemeye çalışan gökbilimciler, Büyük Patlama'nın kalıntısı olarak nitelendirilen ‘Kozmik Mikrodalga Ardalan’ ışımasını keşfettiler. 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 sağlamıştır.

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

Güneşimiz’den çok daha büyük kütleye sahip, evriminin ileri aşamasında olan ve çok yüksek miktarda kütle kaybeden yıldızlar; Wolf-Rayet yıldızları olarak adlandırılır. Genellikle kütleleri Güneş’in kütlesinin 25 katı kadar büyük olduğu 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 gizlenmiş ve keşfedilmeyi beklemektedir.

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

Wolf-Rayet  türü yıldızların tayflarında genişlemiş 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 olduğu veya sıkışık bir cisim (nötron yıldızı, karadelik) olduğu düşünülmektedir.  Her iki senaryo için bazı kanıtlar olsa da, kesin kanıya varmamızı sağlayacak gözlemsel veriler yetersizdir. Şimdilik sadece, Wolf-Rayet türü yıldızların bulunduğu çift sistemlerdeki  ikinci gök cisminin başka bir büyük kütleli bir cisim olduğunu söyleyebilmekteyiz.

Wolf-Rayet yıldızlarının yaşamlarını tip Ib veya tip Ic süpernova patlaması olarak görkemli bir şekilde sonlandırdıkları düşünülmektedir.

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

Hazırlayan: Deniz DEMİRCİ

Düzenleyen: Burcu GÜNAY

TÜRKİYE’DE RADYO ASTRONOMİ ÇALIŞMALARI

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  Güneş Sistemimiz, Gökadamızdaki cisimler ve evrenimiz hakkında birçok bilgi edinilebilir.  

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

Ülkemizde radyo astronomi alanında ilk girişimler 1993-1998 seneleri arasında TÜBİTAK MAM’da (Marmara Araştırma Merkezi)  başlamıştır. 1996 yılında UNIDO’nun yardımları ile Kharkov Radyo Astronomi Enstitüsü’nden (Ukrayna) alınan 2 metre çaplı teleskop Gebze-Kocaeli'ye kurulmuştur. 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 yaşanan teknik sorunlar yüzünden teleskop farklı amaçlar doğrultusunda gözlemlerine devam etmiştir. MRT-2 ile sadece stratosferik ozon, Güneş ve Ay gözlemleri yapılmıştır. 1997 yılına gelindiğinde ise teleskop teknik sorunlar yüzünden çalışamaz hale gelmiştir. Teleskop, 2000 yılında TÜBİTAK tarafından tüm ekipmanları ile birlikte Erciyes Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü’ne hibe edilmiştir. Erciyes Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü’ne geldiğinde çalışamaz durumda olduğu için teleskop kullanılmamamıştır.

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

Bu sırada da Erciyes Üniversitesi  bünyesinde Radyo Astronomi Gözlemevi kurulumu için bir başka DPT (Kalkınma Bakanlığı) projesi yürütülmüş 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 kurulmuştur. Günümüze kadar bu teleskopla bazı bilimsel çalışmalar yapılmıştır.

Kaynaklar:

Dağtekin N. D., Radyo Astronomi ve Türkiye’de Radyo Astronomi Çalışmaları, Journal of İstanbul Kültür University, 2pp. 35-40, 2005.

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

Hazırlayan: Umut KURT

Düzenleyen: Burcu GÜNAY