Katalog

Işık yardımıyla uzaktan teşhis Cüneş ışmları, bize Cüneş hakkında pek çok bilgi veriyor. Ayrıca uzaydaki yıldız ve galaksilerdeki ışınların analizi sayesinde de sıcaklık, kimyasal bileşimler, uzayın uzaklığı veya yaşı saptanıyor. u araştırmalar tayf analiz yöntemıne dayanır. Bu yöntemde ışık cam bir prizma veya sık gözlü bir kafesten geçirilerek, gökkuşağı yapısı oluşturulur. Yıldızdan yansıyan farklı renklerdeki ışınların Cüneş tayfi miktan ve yogunlugu, yüzeydeki sıcakhgı belirliyor. Guneş'ten yansıyan turuncu rengindeki ışınlar, yüzeyde 5800 derece sıcaklık oldugunugösteriyor, Mavi parlayan yıldızlar Güneş'ten daha kızgını kırmızı parlayan ışıklarsa Güneş'ten daha soguktur. Fakat araştırmacılann en fazla ügısini çeken ise tayf çızgileridir. B elementin emisyon çizgileri izlenebiliyordu. Ve işte böylece tayf (spektrum) analiz yöntemi keşfedildi! verirler. Astronomlar Güneş ışıgının tayf analizini yaparak, Güneş'teki atomların % 90'ının hidrojen atomlarından oluştuğunu saptamışlar. Gerçi helyurrı, Güneş'teki diger maddelerin yalnızca onda biri kadardır ama, diger tüm kimyasal elementler atomların sadece bınde birini meydana getirirler. Buna benzer yogunluk dagılımı diger yıldızlarda da izlenebilmekte. Astronomlar ayrıca tayf çizgilerınin biçimlerine göre, Güneş atmosferinin bellı yükseklıklerdeki sıcaklığını ve basıncını hesaplayabiliyorlar. ; "Güneş tanrısının" elementi Güneş ışıgındakı tayf çizgileri, güneş atmosferindeki tüm kimyasal elementlerin parmak izleri gibidir. Bunların her biri Güneş ışınlarının belli kısmını "yutarken", tayfın ıçmdeki karanlık çizgileri oluştururlar. IngilizfizikçiJoseph Lockyer, 1868 yılında, yeryüzünde bilinenlerin hiçbirine benzemeyen farklı bir element barındıran tayf çizgileri buldu. Tahminlerıne göre yalnızca Guneş'te bulu İlk büyük patlamanın kesin kanıtı Avusturyalı fizikçi Christtan Doppler'in adıyla anılan Doppler Efekti'nin, Güneş'in, diger yüdızların ve tum evrenin anlaşılmasında önemli bir rolü var. Buna göre, atomların tayf çizgileri gözlemciye dogru hareket ederek birbirlerine yaklaştıklannda, tayfın kenanndakı mavi çızgıde bir maviye kayma gorulur. Atomlar uzaklaştıklannda ise kırmızı tayf çizgisine yaklaşırlar. Bu olay kırmızıya kayma olarak adlandırılır. Atomlar ne kadar hızlı hareket ederlerseVefekt o ' kadar büyük olur. Araştırmacılar laboratuvardâkTtayf .çizgilerini, Güneş'teki veya yıldızlardaki ışınlarla karşılaştı< rarak, hareketleri tespıt edıp incelıyorlar. Astronomlar bu yöntemle, Güneş'teki konveksiyon sınırında, gazlarm yükselip tekrar aşagıya çöktuklerini buldular. Âyrıca tayf çizgüerindeki çok kuçük kaymalar bile ölçülebilmekte. Ingiliz astronom Edvin Hubble, 1929 yılında uzaktaki galaksilere ait tayf çızgilerının çogunlukla tayfın kırmızı bölgesıne kaydıklarmı saptadı. Bir galaksinin dünyayla olan mesafesi büyüdükçe kırmızı bölgeye kayma da artıyordu. Kırmızı ışık kayması, galaksilerin gitgide birbirlerinden uzaklaştıklarını göstermekte. Işte bu durum, evrendeki ilk patlamanın oluşumuyla ılgılı kesın bir kanıt olarak kabul ediliyor. Kırmızıya kaymadan yola çıkarak, galaksilerin uzaklıklarına göre kırmızıya kayma ölçülerini gösteren "Hubble sabitesiyle", ilk patlamanın ne kadar zaman önce gerçekleştigi hesaplandı Elde edilen sonuca göre dünyanın yaşı yaklaşık 15 milyar yıl. Astronomlar kayma yöntemiyle, galaksilerin bızden ne kadar uzak olduklannı hesap edıyorlar. »••••••••••••••••••••a Bu çızgüer 1802 yılında lngıliz kimyacı ve mineralog William Wollastan tarafından keşfedildi. Güneş tayfındaki karanlık kesikleri ise, renkler arasındaki sınırlar olarak algüadı. Fakat Joseph von Frauenhofer daha farkh düşünüyordu. 1813 yılından itibaren bir atölyenin optik bölümünü yöneten Frauenhofer, daha sonraki yülarda Munih'te profesör olmuştu. O da, 1814'teki araştınfaa'ları sırasında, renkli tayf çizgileri arasındaki karanlık hatlara rastlamıştı. Ama gökkuşagındaki renklerin, birbirlerine geçişleri düzenliydi ve buna başka bir sebep aramaya başladı. Her birini ayn bir harfle tarandırdıgı çizgilerin tümünü sınıflandırdı. Gökkuşagındaki hıdrojen çızgılerı o zamandan bu yana Hçızgileri, çıft sodyum çizgileri ise Dçizgüeri olarak anılmakta. Ne var ki, Frauenhofer elementler ve tayf çizgileri arasındaki bağlannyı hiçbır zaman çözememiştı. Frauenhofer güneş tayfmda 600 çizgi bulmuştu (Bugün aşagı yukan 20.000 çizgi bilinmekte). Yıldız ışınlannda da bunlara benzeyen çızgı örneklerıne rastlamıştı. Tayf çızgilerının açıklamasını yapacak aşamaya ulaşmasına kısa bir süre kalmasına ragmen, bu problem ancak yarım yüzyıl sonra Gustav Robert Kirchhoff tarafından çözülebildi. Kirchhoff laboratuvar denemelerı sırasında, her kimyasal elementin, gaz halindeyken parladıgında tayf içinde karanlık bir çızgı oluşturdugunu keşfetrnişti. Bu durumda, bir element absorpsiyon tayfından bahsedilir. Aynı element laboratuvarda ısıtılıp parlama derecesine getirildiginde, tayfvn içindeki parlak çizgilerin arasında da, Edwin Hubble (solda) kırmızıya kaymayı gördii. Frauenhofer Güneş tayfınm geliftirdi. nan elemenle, Yunun Cuneş Tanrısı Helios'tan esınlenerek helyum adrnı verdi. Gökkuşagı tayfindakı pozısyonları nedeniyle, kimyasal elementlerin en ufak izleri dahi tespıt edilebilmekte. Boylece Güneş ışıgında bulunan 20.000 tayf çızgisi, 70 farklı kimyasal elemente gore sınıflandırüabiliyor. Tayf çızgilerının yogunlugu, elementlerin bulunma sıklıklan hakkında bilgi Güneş'teki sıcaklık pompaları Cüneş enerjisi çok daha soğuk olan fotosfere ulaşıp, koronayı iki milyon dereceye kadar nasıl ısıtabiliyor? Bu soru, Cüneş araştırmalarmdaki en büyük bilmecelerden biri. NA5A bilim adamlarının elde ettikleri en yeni sonuçlara göre, bilinmeyen bir yerde sayısız "sıcaklık pompası" çalışıyor. Cüneşin içindeki füzyon reaksiyonunun, 15 milyon santigrat derecede "yandığını" düşünecek olursak, bunun pek olağanüstü bir olay olmadığı kabul edilebilir. Ancak Guneş'te üretilen enerjiyi dışarı atan iki milyon derecelik konveksiyon sınırı ve Cüneş atmosferi arasında, oldukça soğuk bir tabaka var: Fotosfer. Aynı zamanda gaz küresinin yüzeyini oluşturan fotosfer, ortalama 5400 derecelik bir sıcaklığa sahip ve konvektiyon sınırı üzerinde adeta bir bariyer görevini üstleniyor. Peki sıcaklık kaynağı Cüneş'in merkezindeyse ve korona enerji üretmiyorsa, buraya enerji nasıl ulaşıyor? NASA Marshall Flight Merkezi ve Alabama Üniversitesi'ndeki bilim adamlarından oluşan bir ekip, Cüneş'teki enerjiyi soğuk fotosfer bariyerinden geçirerek koronaya aktaran mekanizmayı bulmaya çalıştılar. Uzun süreden beri bu aktarımın manyetik alanlar tarafından gerçekleştirildiği tahmin edilmekteydi. Çünkü, konveksiyon sınırındaki muazzam değişimler sırasında Cüneş'in yüzeyinde meydana gelen büyük oluşumlar, çogunlukla elektromanyetik alanlarla yakından bağlantılıdır. Göreceli soğuk gaz kütlesi manyetik alanlar tarafından yakalanıyor. Manyetik alan çizgileri kırıldığında, gaz kütlesi koronaya doğru savrulur ve koronada dev patlamalar meydana gelir. Cüneşin üst yüzeyindeki ani ve parlak ışık yansımalarının nedeni de manyetik sıçramalardan kaynaklanıyor. "Microflare" yansımaları NASA Marshall Flight Merkezi'ndeki Cüneş fizikçileri Ron Moore ve Jason Porter ve Alabama Üniversitesi'nden David Falconer, koronanın çok sayıda küçük "sıcaklık pompalarıyla" (Microflare) ısıtıldığını tahmin ediyorlardı. Cüneş'in yüzeyindeki mini patlamalar, üst üste binmiş ve gerilim halindeki manyetik alan çizgilerinin çarpışma sonucunda birleşerek daha büyük bir halkaya dönüşmeleriyle meydana gelirler. Bu halkalar öylesine sıcaktır ki, röntgen ışıgında rahatlıkla izlenebilir. Dünyamızın büyüklüğü kadar olan microflare yansımaları, yaklaşık 5 dakika devam eden yaşam süreleri boyunca, 10 milyon tonluk hidrojen bombasınınkine eşit miktarda enerji üretirler. G 646/14 üneş koronası kromosferle birlikte, Güneş'in kızgın atmosferini oluşturur. Buradaki gazlar bir ila iki milyon derece sıcaklığa kadar ulaşırlar. Dünya büyüklüğündeki