Katalog

Yıldızlar arası 1 madde ve gökadalar Astronomi Kültürü5 Yrd. Doç. Dr. Emre Işık İstanbul Kültür Üniversitesi e.isik@iku.edu.tr G CBT 1320/ 13 6 Temmuz 2012 ökadamız içerisinde sıcaklık, yoğunluk gibi fiziksel niceliklerin dağılımı düzgün değildir. Yıldızların oluşumunun gerçekleştiği molekül bulutları, gökadanın en soğuk bölgelerindendir (sıcaklık 10 – 30 K) ama aynı zamanda yıldızlar arası ortamın görece yoğun bölgeleridir. Daha düşük yoğunluklu yüksüz (nötr) hidrojen bulutları 100 K düzeyinde, onlar arasındaki çok daha seyrek ortam ise 800010000 K gibi yüksek sıcaklıklara sahiptir. Böylesi yüksek sıcaklıklarda ve düşük yoğunluklarda serbestçe dolaşan hızlı parçacıklar (ör. elektronlar, protonlar, vs), ivmelendikleri zaman radyo ve X ışınları yayarlar. Bu bölgelerin yüksek sıcaklıkta olduğunu da X ışınlarını gözlediğimiz için biliyoruz. Ancak buradaki sıcaklık, yeryüzünün yoğun atmosferi altında hissettiğimiz anlamda bir termodinamik sıcaklık değildir. Galaktik sıcak korona dediğimiz bu gibi ortamların yoğunluğu, yeryüzünde elde edebildiğimiz en seyrek vakum ortamlarından bile daha azdır. Burada termodinamik dengeden söz edilemediği için, binŞekil 11. “Atbaşı Bulutsusu” lerce veya milyonlarca kelvinlik (solda; NASA/ESA). Karanlık “sıcaklık”, parçacıkların ortalama görünen yerler aslında hiç de kinetik enerjisinden hesaplanan boş değildir; tam tersine irili bir değerdir. Bu değerlerde ölçüufaklı toz parçacıklarının görsel ışığı soğurması nedeniyle len sıcaklıktan anladığımız, parkaranlıktır. Sağda Güneş Sis çacıkların kinetik enerjisine eştemi’nde alınmış bir örnek toz değer miktarda ısı enerjisine karparçacığının taramalı elek şılık gelen termodinamik sıcaktron mikroskopundaki görünlıktır. Güneş atmosferinin taç tüsü görülüyor (D.E. Brownlee (korona) katmanı için de aynı du& E. Jessberger). rum geçerlidir. Gökadamızın hale bölgesinde karanlık madde denilen, ışınım yaymayan ve ışınımla etkileşmeyen, ancak kütlesi ve dolayısıyla kütleçekim etkisi olan maddenin varlığı öngörülmektedir. Yapılan çalışmalar, karanlık maddenin evrendeki toplam maddesel kütlenin yüzde 83 kadarını oluşturduğunu gösteriyor. Işıkla etkileşmeyen ve doğrudan farkına varamadığımız bu maddenin, çekim etkisinden dolayı gökadaların oluşumunda ve dinamiğinde önemli rol oynadığı düşünülmektedir. Kütleçekimsel mercekler (ör. gökada kümeleri), karanlık maddenin varlığını ve dağılımını tespit etmek için başlıca araçlardır. Samanyolu’nda yıldızlar arası gaz ve tozun varlığı nasıl anlaşılır? Gerek Samanyolu’nda, gerekse diğer gökadalarda yıldızlar arası maddenin varlığı, yaptığı radyo ışımasından anlaşılır. Bu ışımadan özellikle sorumlu olan, yüksüz hidrojen bulutlarındaki hidrojen atomlarının 21 cm dalgaboyunda yaptıkları radyo çizgi ışımasıdır. Bunun dışında, CO, OH gibi ve daha karmaşık yapıdaki moleküllerin mikrodalga ve radyo bölgelerinde yaptıkları ışımalar, Yer’deki radyo teleskoplarla algılanabilir. Ayrıca, yıldızların ışığı bize gelirken gaz bulutlarının içinden geçebilirler. Böylece yıldızın tayfında belirli dalga boylarında soğurma çizgileri görülür. Yıldızlar arası bulutlar, yıldız atmosferlerinden çok daha soğuk oldukları için dar çizgiler gösterir; böylece yıldızlar arası gaz moleküllerinden ileri geldikleri anlaşılır. Yıldız oluşumunda önemli rol oynayan toz bulutlarının varlığı ise görsel bölgede yaptıkları aşırı soğurmadan anlaşılabilir (Şekil 11). Kızılöte (infrared) teleskopları ile yapılan gözlemler ise yıldızlararası tozun ayrıntılı yapısı hakkında bilgi verir. Spitzer uzay teleskobu ile alınan Şekil 12’deki görüntüde toz bulutları içinde gömülü yıldızlar, kızılöte dalgaboylarında görünür hale gelmiştir. larından oluşan uzantılar, halkalar vb. yapılar gösterebilirler. Gökadaların çarpışmasında yıldızlar birbiriyle pek Şekil 12. Kuğu takımyıldızındaki Kuzey Amerika çarpışmaz Bulutsusu’nun kızılötesi görüntüsü (NASA/JPL(yıldızlar araCaltech). sındaki uzaklıklar yıldızların yarıçapları yanında çok büyüktür) fakat yıldızlar arası gaz ve toz bulutları birbiriyle çarpışır. Bu durum, birçok gaz bulutunun çökerek çok sayıda yeni yıldızın oluşmasına neden olur. Aktif gökadalar, merkezlerinde bulunan süper kütleli (milyonlarca ya da milyarlarca güneş kütleli) kara delik etrafındaki gazlı disk bölgesinden büyük miktarda ışınım üreten gökadalardır. Bu nedenle merkez bölgesi, gökadanın geri kalanından çok daha parlak görünebilir. Kara deliğe düşmekte olan gazın kaybettiği kütleçekim (potansiyel) enerjisi şiddetli X ve gama ışıması şeklinde uzaya salınır. Ayrıca manyetik alanlarda ivmelenen yüklü parçacıklar şiddetli radyo ışıması yaparlar. Aktif gökada çekirdeklerinin birkaç türü, aslında birbiriyle aynı yapıda olduğu halde farklı açılarda konumlanmış oldukları için farklı “türler” olarak sınıflandırılır. Güçlü radyo ışıması gösteren aktif gökadalarda merkezdeki süper kütleli kara delik çevresinde gazlı bir toplanma diski ve ona dik doğrultuda merkezden dışarı doğru çok hızlı bir madde akışı, yani jet vardır. Jet yapıların varlığı, görsel, kızılötesi ve özellikle de radyo gözlemleri ile fark edilmiştir. Aktif gökada çekirdeklerinde temel ayrım, radyo gökadalar ve kuasarlar şeklindedir. Gazın toplandığı diskin ve jetin bakış doğrultumuza göre hangi açı ile yönelmiş olduklarına göre farklı sınıflar tanımlanır (Şekil 15). Radyo gökadalar ve Seyfert 2 gökadaları, bakış doğrultumuzun disk düzlemine yakın, jete neredeyse dik doğrultuda olduğu bölgelerdir. Güçlü radyo ışıması, güçlü manyetik alanlarda ivmelenen parçacıklarca yapılır. Kuasarlar, merkezlerinde süper kütleli kara delik bulunan, onun çevresindeki gaz diski ve yüksek enerjili olaylar nedeniyle elektromanyetik tayfın birçok bölgesinde çok güçlü ışınım üreten, bize çok Şekil 15. Çekirdek bölgeuzak aktif gökada çekirdekleridir. sindeki diskin ve jetin yöKuasarlarda ve Seyfert 1 gökada nelimine göre (orta sütun) larında jetlerin bakış doğrultu farklı oranda radyo ışımamuzla ortalama bir açı yaptığı (30 sı gözlenen farklı aktif gökadaların (sol sütun) gö60 derece) düşünülmektedir. Blazarlar, jetin doğrultusunun rünümleri. bakış doğrultumuza yakın ya da çakışık olduğu yoğun kuasarlardır. Jetin içine doğru bakıldığı için çok şiddetli radyo ışıması gözlenir. Bu plazma jetlerinde madde, kara deliğin bulunduğu ortamdan dışarı doğru ışık hızına yakın hızlarda fırlatılır. AKTİF GÖKADA ÇEKİRDEKLERİ Gözlenebilir evrende yüz milyarlarca gökada olduğu düşünülmektedir. Gökadalar, şekillerine ve yapılarına göre sınıflara ayrılmıştır (Şekil 13). S sınıfı sarmal gökadalara örnek olarak Samanyolu ve yakınındaki Andromeda gökadası verilebilir. Yıldız ve bulutsu yoğunluğunun daha Şekil 13. Gökadaların “Hubble sınıfla fazla olduğu bölgelerin bir dalga biçimini alması” (V. Koistinen). ması ile diferansiyel dönmenin ortak sonucu olarak sarmal bir yapının oluştuğu düşünülmektedir. Sarmal kollar boyunca yoğunluk çevreye göre daha fazladır. Bu nedenle yıldız oluşumu daha sık gerçekleşir; yeni oluşmuş mavi yıldızlara sarmal kollarda daha sık rastlanır. E sınıfı eliptik gökadalar, yıldızlar arası maddenin neredeyse hiç bulunmadığı, yüz milyarlarca yıldızdan oluşan sistemlerdir. Elipsoid biçimindeki görünümleri, yıldızların bir disk üzerinde değil, merkez etrafında gelişigüzel yörüngelerde dolanmalarından ileri gelir. Bu gökadalarda yeni yıldız oluşumu pek görülmez ve yıldızları genellikle yaşlıdır. Şekil 14’te yaşlı yıldızlarının kızıl ışığı ile parıldayan bir eliptik gökada görülebilir. Eliptik gökadaların bazılarının sarmal gökadaların çarpışması ile meydana geldiği düşünülmektedir. Düzensiz gökadalar, genellikle başka gökadalarla şiddetli kütleçekimsel etkileşim geçirmiş veya geçirmekte olan, bu nedenle belirgin bir şekle sahip olmayan yapılardır. Bu tür gökadalar genellikle yıldızlararası madde bakımından çok zengindir ve çok sayıda yıldız oluşum bölgesi içerirler. Cüce gökadalar, en çok birkaç milyar yıldız içeren ve genellikle daha büyük gökadaların uydusu olarak çevrelerinde dolanan sistemlerdir. Samanyolu’nun bilinen 10 kadar uydu (cüce) gökadası vardır. Andromeda gökadasına bir teleskopla bakıldığında iki yanında yer alan cüce eliptik gökadalar fark edilebilir. Çarpışan gökadalar, birbirinin yakınından veya içinden geçerken kütleçekimsel etkileşim halinde Şekil 14. 450 milyon ışıkyılı uzakta buluolan yapılardır. Böyle gönan Abell S740 gökada kümesinde yer alan bir dev eliptik gökada (şeklin sol üs kadaların şekilleri bozutünde). (J. Blakeslee, NASA/ESA/STScI) lur, gaztoz ve yıldız grup GÖKADA TÜRLERİ 1 Bu yazı dizisi, Özel MEF Lisesi’nin 28.04.2012 tarihinde İstanbul genelindeki lise fizik ve kimya öğretmenlerine yönelik düzenlediği Atomlardan Kuarklara Parçacık Fiziği, Yıldızlardan Yıldızsılara Astronomi başlıklı seminer dizisinde öğretmenlere dağıtılan Yıldızlardan Yıldızsılara Astronomi başlıklı bilgi notlarından oluşmaktadır.