Fotoğraflar : Uğur İKİZLER

Gökyüzünde Güneş, Ay ve gezegenlerden sonra dikkati çeken yıldızlardan bahsedeceğiz bu yazıda. Nasıl oluşurlar? Haklarında neler biliyoruz? Kaç tür yıldız var? Güneş en büyük yıldız mı? Bir sonları var mı gibi soruların yanıtlarını aramaya çalışacağım.

Güneş’imiz bizi ısıtırken kendi enerjisini kendisinin ürettiğini ve bu enerjinin fazlasını dışarı atarak bizi ve gezegenleri ısıttığını, aydınlattığını bundan önceki yazılarımızda uzun uzun dile getirmiştik.  Şimdi yine Güneş’ten bahsetmeyeceğiz. Onun akrabalarını anlatmaya çalışacağız.

Evren’de en az 100 milyar Gökada ve her gökada da en az 200 milyar yıldız olduğunu varsayalım.  Evrende o zaman kaç tane Güneş’in akrabasından vardır.  Çıkan sayı dudak uçaklatıcı: 20 000 000 000 000 000 000 000 !

Bu kadar çok yıldızı anlatmaya kalksak Dünyadaki hiçbir kağıt, kalem bize yetmeyecektir. O nedenle biz yazımızda yıldızların kendilerini değil de, yıldız tiplerini, oluşumlarını ve sonlarını ele alacağız.

Bir Yıldız Doğuyor:

Yıldızların nasıl oluştuğuna ilişkin elimizde sıkı bir varsayım var, sıkı diyorum çünkü doğruluğu her geçen gün onay görüyor. Buna göre yıldızlar, gaz ve toz bulutlarının yoğun olduğu yerlerde, bulutsu yapılarında oluşmaktadır. Öyle ki, gaz bulutunun yoğun olarak kümeleşmiş bir parçası çevresindeki gaz ve tozları kendine doğru çekerek, sıkışmakta, sıkışırken daha da güçlenmektedir. Bu olay bu şekilde devam ederken bir süre sonra gaz kümesinin merkezinin sıcaklığı birden artış gösterince füzyon olayı için yeterli yapı oluşmaktadır. Yıldız burada füzyon tepkimesini başlatabilmesi için kütle çekim kuvveti ile gazın basıncını dengeleyebilecek büyüklüğe ulaşmalıdır. Yoksa uzaya dağılacak ve bir yıldız yapısı oluşmayacaktır.

Kedigözü Bulutsusu

Tabi yıldızlar sadece bulutsulardan oluşmamaktadır. Gökadaların çarpışmaları sırasında da yıldızların oluşum bölgeleri ortaya çıkmaktadır.

Yıldız oluşumu sırasında çevresindeki gaz ve toz bulutu yapısında ise değişimler olmakta, gezegenler oluşmaktadır. Gezegen oluşma süreci yıldız oluşumuyla tamamlanır.ç Çünkü yıldızın oluşumu bittiğinde güçlü bir manyetik rüzgar ile sistemde kalan gaz ve toz yapılarını oldukça uzağa iteler. Böylece yıldız ve gezegenlerinden oluşan sistem hayata adımını atar.

Yıldızın Yaşamı:

Yıldızların yaşamı çoğunlukla insan yaşamıyla özdeş tutulur: Bebek-genç-orta yaş-yaşlı-ölüm. Bir yıldız hayatına başlayıp da hayatını sona erdireceği süreyi yıldızın büyüklüğü belirler. Yıldız, merkezinde oluşan füzyon ile hidrojen atomları helyuma çevrilir ve oluşan fazla enerji üst katmanlara oradan da uzaya gönderir. Yıldızın büyüklüğü arttıkça kütle çekim ile basıncı dengeleyebilmek için daha fazla hidrojeni helyuma çevirmek gereği duyar ki bu da ömrünün ne kadar olacağını belirler. Güneş’e biçilen ömür 10 milyar yıl iken, evrende 200 milyon yıl ömrü olan üstdevler, yine ömrü 100 milyar yıl olan kırmızı cücelerde bulunur. Süper devler adından da anlaşılacağı üzere çok ama çok büyük yıldızlardır. Üst devler Güneş çapının 2000 katı büyüklüğünde çapa sahip olabilirler.

Resim : H – R Diyagramı ( Yıldızların aydınlatma, parlaklık, renk grafiğini içeren tayf çizelgesi)

Güneş’in G tipinde ve aydınlatmasının 1 değerini aldığına dikkat ediniz. Diğer yıldızlar Güneş’in değerlerine göre düzenlenmiştir.”

Yıldızın yapısındaki hidrojen gazı miktarı %10 azaldığında, yıldızın sıcaklığı artar ve biraz genişler. Bu süreçte enerji üretimi durduğundan kütle çekimi iç basıncı yenip yıldızı içeriye çöktürür. Yıldızın dış katmanlarında bulunan hidrojen bu nedenle tekrar yanmaya başlar ve yıldız tekrar genişler. Ancak bu artış önceki gibi küçük olmaz. Yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Kırmızı deve dönüşen yıldız bu sefer de helyum füzyonunu başlatarak karbon üretmeye başlar. Oluşan karbonun bir kısmı ise yine helyum ile birleşerek oksijeni oluşturur. Yıldızın iç kabuğunda helyum, dış kabuğunda ise helyum füzyonu gerçekleşmektedir.  Yıldız basıncı toparladığında küçülür, basıncı azaldığında büyür. Bu olay her yüzbin yılda bir tekrar edilir. Bu tür yıldızlara değişen yıldızlar denir.

Kırmızı dev evresine gelen yıldız madde kaybına uğrar. Yıldızın merkezini çevreleyen kısma kabuk adı verilir ki bu yapı genişleyen bir gezegenimsi bulutsudur. Kalan yapı ise artık bir beyaz cücedir.

2002 Mayıs sayından 2004 şubat ayına kadar belirli aralıklarla çekilmiş olan bir süpernova patlaması : V 838

Bir yıldızın kırmızı dev olarak ömrünü bitirmesi için en az 0,8 Güneş kütlesinde olmalıdır. Daha küçük kütleli yıldızlar da bu olay gözlenmez. Çünkü bu yıldızların sıcaklığı helyumu karbona çevirecek kadar yüksek değildir. Bu tür yıldızlar ömrünü kara cüce olarak noktalarlar.

Güneş’ten çok daha büyük kütleli bir yıldız ise kırmızı dev evresinden sonra kütlesinin büyük bir kısmını boş uzaya atar. Geriye kalan kütlesi en az 1,4 Güneş kütlesi ise bu durumda helyumdan karbon, karbon ve helyumdan oksijen, neon, sodyum ve megnezyum gibi elementleri üretir. Yıldız en sonunda da demiri oluşturarak patlar. Bu patlamaya ise süpernova adı verilir.

Kırmızı dev haline geliş bir yıldız son büzülmesini yapıp dış kütlesini attığında kalan kısmının kütlesi eğer 1,4 Güneş kütlesi olursa bu durumda çökme devam edecektir. Öyle ki kalan kısmın yarıçapı 10 km’ye kadar küçülebilir. Bu tür yıldızlara nötron yıldızı adı verilir. Oldukça yoğun olan bu yıldızlardan bir çay kaşığı maddenin kütlesi yaklaşık 100 milyon ton çekerdi.

Yıldızın çöken kısmı nötron yıldızı oluşuma da fırsat vermiyorsa, yani daha da küçülme eğilimindeyse bu durumda yıldız görünmez olacaktır. Patladıktan sonra kalan kısmının kütlesi 3 Güneş kütlesinden daha büyük yıldızları bu son beklemektedir ki bu evreye karadelik adı verilir. Karadelik de aslında bir yıldızdır. Ancak kütle çekimleri öyle yüksek değerdedir ki yaydıkları ışık dışarıya kaçamadan yıldıza geri dönmektedir.

Bize Hangisi Yakın:

Bir yıldızın bize ne kadar yakın olduğunu sadece parlaklığına bakıp söyleyemeyiz. Yıldız bize ne kadar ise gökyüzündeki görünür hareketi de diğerlerine göre daha hızlıdır. Ancak…. Yıldızlar zaten bizden yeterince uzakta oldukları için bir insanın ömrü içerisinde yıldızın görünür hareketini gözlemlenmesi imkansızdır. Bunun için binlerce yıl gerekir. Yıldızların bizden uzaklıkları Dünya’nın 6 aylık periyodu sırasında yıldızın gökyüzündeki konum değişiminden hesaplanmaktadır ki bu konunun detayına girmeyeceğiz.

Bize en yakın yıldız Erboğa sistemidir.  Bu sistem 3’lü yıldız sistemidir. Proksima Erboğa (kırmızı cüce), Alfa Erboğa A ve B olmak üzere. Sistem bizden yaklaşık 4,4 ışık yılı uzaklıktadır.  İkinci sırada ise Bernard yıldızı bulunur. Bizden yaklaşık 6 ışık yılı uzaklıktadır.

Gökyüzünde gördüğümüz en parlak yıldız olan Sirius ise bize en yakın 6. yıldızdır.  Aslında bir çift yıldız olan Sirius’da kırmızı bir cüce bulunmaktadır.

Diğer yakın yıldızları (http://www.bulutsu.org/evreninharitasi/12lys.php)  sayfasında bulabilirsiniz.

Son olarak da takım yıldızlardan söz edelim. Takım yıldızlar bizim bakışımıza göre birbirine yakın olan ve çeşitli madde veya canlılara benzetilen kümeleridir. Buradaki yıldızların uzaklıkları birbirinden çok farklı olabilir. Hepsinin de mitolojideki hikayeleri ayrıdır. Yıldızlarda gökada çevresinde hareket halindedirler. Bunun için şimdi bizim yakın gördüğümüz yıldızların konumları binlerce yıl sonra değişebilecektir. Eskilerin Avcı Takım yıldızı adını verdikleri, Büyük ayı dedikleri takımyıldızlar bugün farklı bir görünümdedir. Binlerce yıl sonra ise daha farklı bir görünüme kavuşacaklardır.

Günümüzde birçok yıldız, yıldız kümesi veya bulutsular yakın takibe alınmıştır. Bunun nedeni yıldız oluşum ve yokoluş sürecinin iyice anlaşılmasıdır. Bereket ki elimizde her yaştan yıldızlar var ve bunlara bakarak Güneş’in sonunun nasıl olacağı hakkında bir şeyler söyleyebiliyoruz. Güneş’in ömrünün bitip bir kırmızı deve dönüşmesine ise daha 4,5 milyar yıl var. Bu kadar sürede tabi biz Dünya’daki yaşamı bir şekilde sona erdirmez isek,  Dünyanın da 4,5 milyar yıl daha ömrü var diyebiliriz.

Bu yazıda bazı terimlerin detaylarına giremedik. Örneğin karadelikler, süpernovalar, bulutsular gibi. Bu kavramlarda neredeyse bu yazı kadar uzun ama anlatıma değecek kavramlardır. Bunları ilerleyen zamanlarda fırsat buldukça dile getirmeye çalışacağım.

Ümit Fuat Özyar
ufozyar@yahoo.com

Kaynaklar:
Astronomi  ve Uzay Bilimleri Lise Ders Kitabı (Z. Aslan, C. Aydın, O. Demircan, H. Karabıyık, E. Derman)

http://hubblesite.org

Astronomi ile profesyonel tutku bağı olanlar ve gök gözlemini amatör bir heyecanla sürdürenlerin ortak merakıdır “Evrenin neresindeyiz?” sorusu.

Bu sorunun cevabını ister süper (hatta mega) kozmik yapılardan Güneş sistemimize, istersek güneş sistemimizden evrenin tuğlalarını oluşturan ölçeklere taşıyalım; sonuçta sistemleri içine alan daha büyük sistemler hiyerarşisi ile karşılaşırız.

Hemen her düzeyde astronomi tutkununa evrenin neresindeyiz diye sorduğunuzda ilk cevap Virgo süper galaktik kümesine bağlı, Samanyolu, Andromeda ve Triangilum galaksilerinin başını çektiği yerel grup içindeki Samanyolu denilen sarmal gökadanın Orion kolu üzerindeki “ana caddede” bir yerlerdeyiz olurdu.

Peki, bu “ana cadde” üzerindeki (Güneş Sistemi ölçeğinden konuşursak) süper yapılardan haberimiz var mı?

Hadi genelden özele inmeye devam edelim. Orion kolu üzerinde kalmıştık en son.. Bu seviyede detayı arttırdığımızda karşımıza daha ilginç bir yerel evren resmi çıkar. (Not: Teleskopumuzun açıklığını ne kadar arttırırsak gök cisimlerinden gelen fotonların sayısını arttırarak daha detaylı bir büyük resim görebiliriz.

İşte yukarıda biraz daha belirgin bir büyük resim. bu seviyede detayı arttırdığımızda karşımıza daha ilginç bir yerel evren resmi çıkar. Yıldızlar arası ortam ve daha detaylı süper yapılar ile çevrelenmiş bir gezgin; Güneş sistemi.

Güneş sistemimiz, gökadamız etrafındaki ebedi yolculuğu sırasında bir çok farklı yıldızlar arası ortamdan ve gökada kollarından geçiş yapmıştır. İnsan uygarlığının şafağının attığı son 1 milyon yıldır ise Orion kolu üzerindeki görece kalın, yıldızlar arası toz ve gazın çevrelediği ve bazılarının içindeki sıcak O ve B sınıfı yıldızların güçlü rüzgarları ile süpürülerek yoğunluğu görece daha düşük küresel baloncuklara dönüştürdüğü bir ortamda seyehatine devam etmektedir. Bu baloncuklar da daha önceden yıldızlar arası maddenin yoğunlaşarak içlerinde yıldızlar oluşturduğu bölgelerdi. Serpilip gelişen sıcak O-B sınıfı yıldızların ışınım basıncı ile bölge içindeki yoğunluk seyrelirken evrimini tamamlayan devler bir bir şiddet gösterileri eşliğinde süpernova patlamaları gerçekleştirerek baloncukların içerisindeki tozu daha da seyreltip bu yapıları genişletmişlerdir. Bu süper baloncukların genel ismi astronomi literatüründe O-B Yıldız Birlikleri (assasyonları) olarak adlandırılır.

Resimde de görüldüğü üzere Güneş sistemi ile günümüzdeki durağımızda bize en yakın O-B Birlikleri Akrep takım yıldızı yönündeki Antares’in de içinde bulunduğu Scorpius Birliği, Centaurus Birliği ve Kartal takımyıldızı yönündeki devasa Aquila Yarığıdır. Bu vahşi ortamın önüne kattığı, sıcaklığı 6000 °C ‘ye ulaşan ISM (Yıldızlar arası madde) rüzgarına karşı Güneşimizin de içinde bulunduğu Yerel baloncuk içerisinde bu vahşi şok dalgalarına doğru, yakın komşularımız Sirius ve Altair yıldızları ile ilerliyoruz.

Yaklaşık birkaç on bin yıl içerisinde bu şok dalgalarının bir kısmı Güneş sistemi içerisinden de geçmiş olacak.

Gökadamız içerisinde böyle bir çok farklı süper yapı bulunmaktadır. Bu yapıların bir çoğu Samanyolu’nun evrimi sürecinde gerçekleşen, sarmal kollar içerisindeki yoğunluğu bulunduğu ortamdan daha fazla olan, gezgin devasa bulutların çarpışarak meydana getirdikleri rutin yıldız oluşum süreçlerinin bir sonucudur. Bir de bu rutin süreçlerin dışında gökadamızda Orion kolu üzerindeki bir çok Birlik ile alakalı bir başka süper yapı zinciri bulunmaktadır ki, kabaca toroidal bir halka biçimli olan ve Gould’s Belt (Gould’un kemeri) olarak adlandırılan bu yapının doğmasına sebep olan etmen, galaksiler arası gaz ve toz bulutlarının gökadamız ile etkileşiminin bir sonucu gerçekleşen ve toplu bir yıldız oluşumunu tetikleyen çok daha ilginç bir serüvene aittir.

Bir sonraki bölümde bir çok “Birliğin” bağlı olduğu Gould Kemeri konusunu detaylı işleyeceğiz.

Bir sonraki yazıya dek

Saygılarımla..

Emre EVREN

Kaynaklar:

Properties of the interstellar medium and the propagation
of cosmic rays in the Galaxy
A.D. Erlykin a,b,*, A.A. Lagutin c, A.W. Wolfendale a

A Hipparcos census of the nearby OB associations
Authors: P.T. de Zeeuw (1), R. Hoogerwerf (1), J.H.J. de Bruijne (1), A.G.A. Brown (2), A. Blaauw (1,3) ((1) Sterrewacht Leiden, Leiden, (2) Instituto de Astronomia U.N.A.M., Ensenada, Mexico, (3) Kapteyn Astronomical Institute, Groningen)

The Cassiopeia–Perseus open cluster family
R. de la Fuente Marcos*, C. de la Fuente Marcos

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Local_Bubble.html

http://en.wikipedia.org/wiki/Superbubble

Bunun ardından 90′lı yılların sonunda gönderilen WMAP uydusu kozmik mikrodalga fon ışınımı üzerinde yaptığı çalışmalardan bunu (73.5km/sn)/Megaparsec +/- 3.2 olarak bulmuştu.Bu da alışık olduğumuz rakamlarla %7 hata ile (22km/sn)/Milyon ıy’na denk geliyor. Yani bizden bir milyon ışık yılı uzaklıktaki bir galaksinin bizden 22km/s hızla uzaklaştığını görüyoruz.

Hubble sabitinin tam olarak ölçülmesindeki önem neydi peki? Yukarıda bahsettiğim genişleme filmini geri sardığımızda galaksilerin ortak bir zamanda aynı noktadan ilerlemeye başladığnı gözlüyoruz. Bunun içinde hesabı geri geri yaparak bu galaksinin aramızdaki mesafeyi mevcut hızıyla ne kadar sürede aldığını ölçtüğümüzde evrenin yaşını bulabiliriz :

Örneğin bizden 1 milyon ışık yılı uzaklıktaki galaksiye bakıp hızını 22km/sn olarak ölçtüğümüzde; aramızadaki mesafeyi bu hızla ne kadar sürede aldığına bakarsak :

t=d/V = 1 milyon ışık yılı/ (22km/s) = 13.5 milyar yıl olarak buluruz. Buna tH, Hubble Zamanı deniyor.

Fakat burada bir sorun var; bu galaksinin başlangıçtan beri sabit hızla hareket ettiği varsayarak yukarıdaki sonuca ulaştık. Diğer alternatifler nedir peki?

(kaynak : TTC – Cosmology)

Hızı evrenin başlangıcından beri sabit ve 22km/sn ise yeşil çizgi gibi hareket edecek ve evrenin yaşı tH kadar olacak. Hızı başta daha yüksek ve şu an azalıyorsa evrenin yaşı tH’den daha küçük olacak. Hızı başta 22km/s’den daha küçük olup şuanda hızlanıyorsa evrenin yaşı tH’den yani 13.5′dan daha büyük çıkması gerekir.

Peki gerçek evren bunlardan hangisine uyuyor?

(kaynak : TTC – Cosmology)

Şişme Teorisine göre (Inflationary Big Bang) evren ilk başta yavaşlayark egnişlemiş ardından karanlık enerjini madde üzerine domine hale gelmesiyle (yaklaşık 4 milyar yıl önce) evren hızlanarak genişlemeye başlamıştır. Bu genişleme sürecini hesapladığımızda ise bize bulduğumuz yaş (actual age) 13.7 milyar yıl. Yani hızı 22km/s sabit kabul ettiğimizde bulduğumuz değerin 1.02 katı. Yani hızı sabit kabul ederek büyük bir hata yapmamışız.

Evrenin yaşını ölçmek için bir diğer yol ise galaksilerin yaşını ölçmektir. Bunun için de Samanyolu Galaksisinin yaşına baktığımızda yıldız kümelerinin yaşı bize bir çok fikir veriyor. Yıldız kümelerinde yüzlerce veya bazı durumlarda on binlerce yıldız bulunuyor. Bu yıldızlarda hayatları süresince HR Diyagramı adı verilen bir doğru üzerinde sıralanıyorlar. Büyük kütleli olanlar grafiğin sol üstünde, daha küçük olanlar ise sağ altta bulunuyor. Büyük yıldızların hızlı yaşayıp genç öldüğünü bildiğimizden dolayı bir küme içerisindeki HR diyagramının uzunluğunu ölçerek kümenin yaşı hakkında bir fikir elde edebiliriz.

Ana kol (main sequence-grafikte doğru üzerine sıralanmış yıldızlar) üzerinde sıralanmış yıldızlar büyüklükleri ve parlaklıklarına göre gösterilmiş .Dev yıldızlar sol üstte, daha küçük yıldızlar doğruyu takip ederek aşağıda bulunuyor.

Örneğin 250 milyon yıl yaşında genç yıldızlardan oluşan M11 yıldız kümesinin HR diyagramı :

(kaynak : TTC – Cosmology)

12 milyar yaşında olduğu bilinen yaşlı yıldızlardan oluşan küresel bir yıldız kümesinin HR diyagramı :

(kaynak : TTC – Cosmology)

Samanyolu ve yakın galaksilerdeki yıldız kümeleri incelendiğinde yaşlarının 14 milyar ışık yılına yaklaştığını fakat bu değeri geçmediği gözleniyor. Bu da 13.7 milyar yıl ölçümünü destekleyen bir kanıt.

Görünür evrenin yarıçapı (visible universe-observable universe) evrenin yaşı 13.7 milyar yaşında olduğundan dolayı 13.7 milyar yarıçapta diyemeyiz çünkü genişleyen bir evrenden bahsediyoruz. Bizim şu anda en uzak olarak gördüğümüz kozmik mikrodalga fon ışınımının kırmızıya kayma (redshift) değeri ölçüldüğünde bulunan değerden (1000) yola çıkarak şu anda bizden 46 milyar ışık yılı ötede olduğunu görüyoruz. Yani bir zamanlar, Big Bang’n oldugu zamana yakın, kozmik mikrodalga ışınlarını oluşturan madde bizim 46 milyon ışık yılı gibi bir uzaklıkta yakınımızdayken evrenin genişlemesiyle şu anda bizden 46 milyar ışık yılı öteye sürüklendiler ve biz şu an onları görüyoruz. Buradan yola çıkarak görünebilir evreni yarıçapı 46 milyar ışık yılı olan bir küre şeklinde düşünebiliriz. Burada dikkat edilmesi gereken nokta evrendeki her ayrı nokta için ayrı bir görünür evren bulunuyor ve bu görünür evrenler birbiriyle çakışmak durumunda da değil. Detaylı bilgi için wikipedia’daki ilgili sayfayı okumanızı öneririm.

Hubble sabitinin değerin sonucuna baktığımızda evrenin belirli bölgelerin birbirinden uzaklaşmaları ışık hızını dahi aşmıştır. Fakat bu hiç bir kuralı çiğnemez. Çünkü Einstein’ın özel görelilik kuramıyla gösterdiği şeklinde aynı eylemsizlik referans siteminde (Lorentz frame) bulunan gözlemciler bağıl hızı ışık hızından fazla ölçemezler. Fakat bu uzayın kendisi için geçerli değildir. Çünkü uzayın genişlemesinden bahsederken galaksilerin ışık hızından hareket edip uzaklaşması değil, galaksiler arasında yeni uzayın oluşup galaksileri daha uzağa sürüklemesinden bahsediyor. Bu durumda geçerli olan özel görelilik değil ışık hızının üstüne rahatlıkla çıkabileceğimiz yüksek gravitasyonel potansiyele sahip alana giriyoruz, yani Genel Göreliliğin alanına. Bunun sonucunda yerel bir gözlemciye göre hızı ışık hızını aşmadıkça Eisntein’a göre bir problem yok.

Arif BAYIRLI

(Editörün Notu : Bu yazı, gökbilim forum’da ocak 2009 tarihli “evrenin genişleme hızı nedir ? ” başlıklı bölümden alınmıştır.)

Samanyolu’nun belirli bir bölgesindeki yıldızları gözlemleyerek dünya benzeri ötegezegen bulması amaçlanan Kepler Uzay Teleskopu geçtiğimiz ayın başında uzaya gönderildi. Basarılı bir fırlatmanın ardından Kepler, Dünya’dan 1,3 milyon km uzaklıktaki yörüngesine yerleşmek üzere yoluna devam ediyor.

Kepler Uzay Teleskopu özellikle Dünya benzeri ötegezegen bulmak için tasarlandı. Yaşamın mümkün olabileceği bir gezegende özellikle su, oksijen ve karbon en önemli elementleri oluşturuyor. Bu gazları bulunduran bir gezegende yaşam olma olasılığı yüksek.  Şimdiye kadar bulunan 342 ötegezegenden sadece birinin (Gliese 581 c) sıcaklığı 0-40 C derece aralığında. Bu sıcaklık aralığı da söz konusu gezegende suyun bulunma olasılığını yükseltiyor. Bunun dışında bulunan gezegenler ise ya yıldızlardan çok uzakta ya da oldukça yakında bulunuyor.

Kepler, ötegezegen bulma yöntemlerinden geçis yöntemini kullanarak yeni gezegenler bulacak. Bu yöntemde yıldızların parlaklık grafiklerindeki değişimler izleniyor. Eger bir yıldızın önünden başka bir gök cismi geçerse yıldızın parlaklığında belirgin bir düşme gerçeklesir. Parlaklığın azalma miktarı ise yıldızın önünden geçen cismin kütlesel büyüklüğünü verir.  Ancak bu azalma çok küçüktür.  Bir örnek vermek gerekirse, bizden 1000 km uzaklıkta bulunan güçlü ışık kaynağının (örnegin bir projektör) önünden geçen sivrisineği görmeye çalışıyoruz !!

Kepler, uzayda Büyükayı Takım yıldızının iki katı büyüklüğündeki bir alanı tarayacak. Hubble’ a göre çok daha geniş bir alan bu. Bu arada da bir karşilastırma verecek olursak, Hubble kum tanesi kadarlık bir yeri gözlemleyebiliyorsa, Kepler bir CD büyüklügündeki bölgeyi gözleyebilecek.

Ümit Fuat Özyar

Kaynak :  http://kepler.nasa.gov

Üzerinde yaşadığımız Dünya’nın ve bizi ısıtan, Dünya’yı aydınlatan Güneş’in aslında hidrojen gazı atomlarının yoğunlaşmasıylaoluştuğu söylenir. Yani bu muazzam yapılar, Güneş, gezegenler, kuyrukluyıldızlar, gezegen uyduları, asteroitler hidrojen gazının bir tür tepkimesiyle oluşmuştur. Varsayım bu, ancak insana inanılmaz geliyor.

Güneş sisteminin oluşumunu açıklayan kuramlardan bugün için en kabul edileni Bulutsu Kuramıdır. Bu kurama göre Güneş ve Güneş sistemi yoğun halde bulunan hidrojen gazı başta olmak üzeri gaz ve toz bulutlarının dönmesiyle oluştu. Ama nasıl?
Güneş sistemini oluşturan gaz ve toz bulutu önce dağınık bir yapıdaydı ve dönme hareketi yapmaktaydı, ancak bu hareket oldukça yavaştı. Bir süre sonra bulutun bir yerinde yoğunlaşan maddenin kütle çekimi de artınca etrafındaki gaz ve toz bulutu daha hızlı dönmeye başladı. Döndükçe ısınan bulut merkeze doğru yoğunlaşmaya başladı. Merkezdeki bu yoğunlaşma bir süre sonra sıcaklığın artmasına ve bu da atomlar arası çarpışmalara neden olduğundan ilkel güneş ilk ışınımını yaymaya başladı. Merkezden uzakta kalan diğer toz ve gaz yapıları ise ilkel güneşin etrafında dönmeye devam ettiler. Yaklaşık 100 milyon yıl kadar sonra ilkel yapının içerisindeki hidrojen yoğunluğu ve basıncı füzyon olayını başlatarak Güneş’i enerjisini kendi sağlayan bir yıldız haline getirmiştir.

şimdi akla şu soru gelebilir. Güneş oluşturan bu yapıdaki gaz ve toz bulutu nereden gelmektedir? Bu soruyu Gökbilimciler de kendilerine sormuşlardır. Evrende yeni yıldız oluşum bölgelerine bakıldığında bu bölgelerin yakın zamanda (en az birkaç milyon yıl) patlamış bir süpernova sonucunda oluştuğu görülmüştür. Bu anlamda Güneş’in de bir veya birkaç süpernova patlamasının kalıntılarıyla oluştuğu düşünülmektedir.
Güneş etrafında dolanan gaz ve toz bulutunda da bir farklılaşma olmuştur. Aynı Güneş’in oluşum evresindeki gibi, toz ve gaz topluluklarının daha yoğun olduğu bölgelerde yeni oluşumlar meydana gelmiştir. Yoğun gaz topluluğu kendi etrafında dönerken yakınlarındaki gaz ve toz birikintilerini de kendine çekmiş ve yoğunlaşma başlamıştır. Bu olay ile gezegen oluşumu başlamıştır.
Peki gezegen oluşumu ile Güneş’in oluşumu aynı ise, bugün yapıları ve özellikleri neden farklıdır? Sorunun cevabı yukarıda Güneş’in oluşumunu açıklayan paragrafta gizli. Gezegenleri oluşturan topluluğun yoğunluğu ve basıncı yeterli gelmediği için füzyon olayı başlamamış ve bir süre sonra bu yapı soğumaya ve kabuk bağlamaya başlamıştır.
Güneş sistemindeki gezegenler karasal ve gaz gezegenler olmak üzere iki kısımda incelemek mümkündür. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars iç gezegenleri yani karasal gezegenleri oluşturur. Bu gezegenler Güneşe yakın olduklarından ilk etapta yapılarında su, metan gibi elementleri barındıramamıştır. Bunun yerine metallerden oluşmuşlardır. Güneş’e iç gezegenlerden daha uzakta yer alan Jüpiter, Saturn, Uranüs ve Neptün ise metan ve hidrojeni tutabilmişlerdir.
Gezegenler, önce küçük toz ve taş parçacıkların birbirleriyle çarpışıp birleşmeleri ile büyümüşler, sonra daha büyük cisimlerle çarpışarak bugünkü şekline gelmişlerdir. Günümüzdeki gezegenlere düşen meteor ve göktaşı sayısı ile milyarlarca yıl önceki çarpışma sayıları arasında uçurum denilecek fark bulunur. Gezegenlerin ilk oluşum süreçlerinde oldukça sık çarpışmalar olmaktaydı. Çünkü gezegenler ile diğer cisimlerin yörüngeleri sürekli kesişmekteydi. Bugün ise bu olay çok sık olmamaktadır. Evet Dünya ve diğer gezegenler bazen meteor veya göktaşı bulutlarının içerisine girmektedir. Ancak bu topluluklar Güneş’in etrafında dolanan kuyrukluyıldızların bıraktığı kalıntılardır.

Gezegen oluşumu neden durmuştur peki? Gezegenler bölgedeki tüm gaz ve toz bulutunu bitirmişler miydi? Böyle bir şey söylenemez. Gezegen oluşumunun bir anda bitmesinin nedeni, enerji üretmeye ve fazla enerjisini çevresine yaymaya başlayan Güneş’in Güneş rüzgarı oluşturmaya başlamasıdır. Bu rüzgar daha hafif olan gaz ve toz yapılarını sistemden ileri itmiştir. Bu yapıların bir kısmı Jüpiter ve Saturn gibi devlerin etrafında şu anda dönmektedir. Örneğin Saturn halkalarının bu yolla oluştuğu tahmin ediliyor.
Mars ile Jüpiter arasında yeralan Asteroid Kuşağının nasıl oluştuğuna ilişkin ise bazı görüşler var. Bunlardan biri Jüpiter’in devasa kütlesinin çekimi nedeniyle bu bölgede gezegen oluşamadığını söyler. Diğer görüş ise bu bölgede bir zamanlar bir gezegen oluştuğunu ancak Jüpiter’in çekim etkisiyle parçalandığını belirtir. ılk görüş Gökbilim çevrelerinde daha inandırıcı bulunmaktadır. Çünkü asteroid kuşağında şekilsiz cisimler olduğu gibi Ceres gibi küresel yapıda gökcisimleri de yer almaktadır. Gezegenin parçalanması ile böyle küresel cisimler oluşamaz. Bu yapılar ancak Sistemin ilk oluşum evrelerinde oluşmuş olabilir. Ancak bunlar sadece görüş. Asteroid  Kuşağının oluşumuna ilişkin olan kuramlardan hangisi daha doğrudur, bunu ilerleyen zaman gösterecek. Belki de bu güneş sisteminin oluşumunu açıklayan Bulutsu Modeli de doğrulayacak başka bir keşif olacaktır. Bu konuda GSD Gezegenler(Güneş Sistemi Dışındaki gezegenler) bize bilgi verebilirler. Bu anlamda bu tür gezegen sistemlerini bulmak önemli.
Güneşin sonu nasıl olacaktır?
Güneş’de tüm yıldızlar gibi 4,5 milyar yıl sonra mevcut hidrojenini bitirecek ve helyum atomları birleşerek karbona dönüştürmeye başladığında sıcaklığı çok artacaktır. Bu sıcaklığı azaltmak için hacmini arttıracak, soğuyacak tekrar büzüşecek. Bir süre sonra ise büyük bir patlama ile uzaya oksijen ve karbonunu atacak olan güneşimiz bir beyaz cüce olarak daha sönük olarak parıldayacak. Allahtan o günlere çok ama çok uzağız.

Yukarıdaki grafikte Güneş’in ömrüne ve başına geleceklerle ilgili bilgi verilmiştir. Buna göre Güneş’imiz yaklaşık 3 milyar yıl sonra hidrojen atom sayısının azalması iç sıcaklığı artacak ve basınç büyüyecektir. Bundan dolayı da Güneşimiz büyümeye başlayacak, 10 milyar yaşinda ise kırmızı deve dönüşüp, 11 milyar yıl yaşında patlayacak ve sonuçta beyaz cüceye dönüşecek.

Ümit Fuat Özyar
Fizik Öğretmeni

Annenize veya eşinize güzel bir söz söylebilir veya
Satürn fotoğrafını çekip ona hediye edebilirsiniz!

Satürn Görüntüde
Katkı ve Telif Hakkı : Jean-Luc Dauvergne, Francois Colas, Orta Pirene Dağları Gözlemevi (OMP)

Açıklama :Halkalı gezegen 8 Mart’taki karşı konumuna, yani 2009 yılında Dünya’ya en yakın olacağı noktaya yaklaştıkça, Satürn’den çok güzel teleskop görüntüleri gelmesini bekleyebiliriz. Tabii ki karşı konum deyince Dünya göklerinde Güneş’in tam aksi yönünde olmak kast ediliyor … [Devamı]

İkincisi sizce daha iyi değil mi? Neden, çünkü bu gün çok güzel Satürn fotoğrafları çekebilirsiniz. Venüs kadar bir Satürn hayal edin. Tamam, artık halkaları pek iyi görünmüyor ama ortasından bir çubuk geçiyor! Tıpkı kalbinize saklanmış bir ok gibi: Aşk…

“Aşk, tarifi olmayanı tarif etme halidir!”

Sevgiler, saygılar…

Salih Dinçer
05.03.2009

Bu ay Türk basını ve diğer bazı ülkelerde, 2009 DD45 numaralı göktaşı, her zaman olduğu gibi büyütülerek haber oldu. Aslında bu ay bizi ziyaret etmesi beklenen onlarca göktaşından biri. (-bknz. NEO Earth Close Approaches) Ama ne yazık ki bu ve benzer haberler ters orantılı olarak biraz fazla mı abartılıyor ne!

Gökbilim için önemli olanlar basında bile yer bulmazken parlaklığı 25.5. kadiri bulan bir göktaşı hepimizin ilgini çekiyor. Sanki 1972′de gündüz gözü meydana gelen olay gibi. NASA bunu aynı gün sayfalarına taşımış. Belki güzel bir karşılaştırma fırsatı vermiş olabilir.

Dünya’yı Sıyırıp Geçen Göktaşı : 1972 Yılında Gündüz Gorülen Büyük Ateştopu
Katkı ve Telif Hakkı : Güney Kutbu Göktaşı Araştırma Programı, Case Western Reserve Üniversitesi, James M. Baker

Resim hakkında bilgi için tıklayınız…

Ayrıca bakınız, Sky and Telescope‘da 2009 DD45 hakkında bir kaç karelik vidyo var. Bu göktaşı dünyaya yaklaşık 0,0005 AU’lik bir mesafeden geçti. Vidyoda çok parlak olmadığı ve zor seçildiği görülmektedir.

Sevgiler, saygılar…

Salih Dinçer
06.03.2009

Gökbilim fotoğrafçılığı ile ilgilenenlerin takip ettiği yazılımın yeni sürümü geçen ay 28 Şubat 2009 tarihinde yayınlandı. (-bknz. RegiStax Web Sitesi)

Cor Berrevoets’ın önderliğinde 11 kişilik bir ekip tarafından geliştirilen yazılım çok hızlı görünüyor. Yapılan açıklamalara göre bir önceki sürüm ile aynı özelliklere sahip olan yazılım görünüşü ile de yeni bir kimlik kazandı. Artık daha modern ve kullanıcı dostu olan arabirimi çalışmalarınıza renk katacak.

Yazılımı denemek için hemen buradan indirebilirsiniz. Ancak henüz beta aşamasında olduğu için mart ayı boyunca çalışacağını söylemeliyim. Tabi daha ileri bir tarihte çektiyseniz belki beta aşamasında çıkmıştır. Çünkü her geçen gün daha iyi hale getiriliyor. Keza 3 Mart’da önemli bir hata tespit edilidi.

Gelişmeleri derginin diğer sayfalarında takip edebilirsiniz. Bu ay kısa bir önizleme yaptık ve ilerleyen dönemlerde yazılımdan daha çok bahsetmeye çalışacağız.

Sevgiler, saygılar…

Salih Dinçer
06.03.2009

Tüm amatör astronom arkadaşlarıma merhabalar. Bu aksesuar inceleme bölümümüzde sizlere William Optics’in orta seviye 15mm SWAN serisi 72 derece görüş açısına sahip göz merceğini tanıtacağım.

Şık ve sağlam bir kutunun içinde gelen ürün 1,25” lik netleştiricilere uygun yapılmış. Kullanılmadığı zamanlarda mercekleri toz ve nemden korumak için ön ve arkasında siyah renkli yumuşak kauçuk kapakları mevcut. Kutusunun içi süngerle kaplı olduğundan merceğe zarar geleceği düşüncesine kapılmadan rahatça malzeme çantanızda taşıyabilirsiniz.

Kutudan 15mm SWAN serisi mercek dışında küçük bir broşür ve garanti belgesi de çıkıyor. Kalitesi ve sağlam yapısıyla size garanti belgesinin yerini unutturacağına göre bütün kağıtları geri dönüşüm kutusuna atabilirsiniz. Tabi bu işin şakası. Bilinçli bir kullanıcı olarak böyle bir hata yapmayacağınızı elbette biliyorum. Sadece merceğin kalitesini vurgulamak istedim.

15mm William Optics SWAN göz merceğinin geniş açılı olması nedeniyle gökyüzünde aynı odak uzaklığına sahip Plossl göz merceğinden %50 daha büyük bir alanı görebiliyorsunuz. Ayrı bir karşılaştırma olması açısından görülebilen alanın yaklaşık 25mm Plossl ile görülebilen alan ile aynı olduğunu söylemek istiyorum. Bu durumda aynı alanı daha büyük görmek amatör bir astronom için bulunmaz bir nimet değimlidir ? Tabiki öyle, beni en çok etkileyen özelliği de bu zaten. M36 yıldız kümesi denemesinde bunu iyice hissettim. Sıradan Plossl mercekle küme içerisindeki yıldızlar pek net ve parlak görülemiyor fakat 15mm William Optics SWAN göz merceği ile sönük yıldızların bile farkına varıyorsunuz. Düşünün ki ben bu denemeyi ışık kirliliğinden etkilenen bir gökyüzünde yaptım. Karanlık gökyüzü ve karanlığa alışmış gözle gözlem yaptığınızda neler görebileceğinizi siz hayal edin.

15mm William Optics SWAN göz merceğinin üreticinin sitesinde her ne kadar 14mm göz uzaklığına sahip olduğu söylense de ben bu uzaklıkta asla rahat edemedim ve görüş alanının tamamını göremedim. Tüm alanı rahatça görebilmeniz için  göz uzaklığı yaklaşık 7-8 mm olması gerekiyor.

Sonuç olarak 15mm William Optics SWAN göz merceği herkese tavsiye edebileceğim kaliteli bir aksesuar. Amatör bir astronomun sahip olabileceği en kaliteli göz merceklerinden biri olduğunu söyleyebilirim. Bu işi bilimsel olarak değil de hobi amaçlı yapıyorsanız bu mercek tam size göre.

İnceleme : Mahmut Yılmaz