Fen ve Teknoloji Öğretmeni Gökay YILMAZ

... konulu sunumlar: "Fen ve Teknoloji Öğretmeni Gökay YILMAZ"— Sunum transkripti:

1 Fen ve Teknoloji Öğretmeni Gökay YILMAZ
ASTRONOMİ DERS NOTLARI

2 YILDIZLARDAN YILDIZSILARA
NELER ÖĞRENECEĞİZ? Yıldızların yaşam süreçlerindeki yapısal değişimini enerji ile ilişkilendirerek öğreneceksiniz. Yıldızların yaşam süreçlerinin değişik evrelerinde görülen kocayeni, kara delik ve nötron yıldızları gibi ilginç gök olayları ve ilişkili kavramlar hakkında bilgi edineceksiniz. Yıldızların parlaklık, sıcaklık ve ışınımlarına göre nasıl sınıflandırıldığını öğreneceksiniz. Evrenin oluşumu ve yaşını tahmin etmede kullanılan yaklaşım ve yöntemleri irdeleyeceksiniz.

3 Gökyüzünde gördüğünüz her parlak cisim yıldız mıdır?

4 Gezegenlerle yıldızların farkı basit bir gözlemle yapılabilir mi?

5 Yıldızlar, gezegenlere göre oldukça büyük ve sıcaktır.

6 Güneş’in yapısı nasıldır?
Gazlardan oluşmuş, etrafına enerji yayan ve oldukça büyük kütleli gök cisimlerine yıldız denir. Yıldızların uzaklıkları düşünüldüğünde onlar hakkında bilgiler nasıl elde edilmektedir? Güneş’in yapısı nasıldır?

7 Güneş bizim için neden önemlidir? Güneş sonsuza kadar yaşayacak mı?
Güneş’in yapısında, diğer yıldızlarda olduğu gibi, iyonize gaz halinde farklı elementler mevcuttur. Bu elementlerin yaklaşık oranları %71 hidrojen, %27 helyum ve %2 diğer elementler (karbon, çinko, alüminyum, altın, demir) şeklindedir. Güneş bizim için neden önemlidir? Güneş sonsuza kadar yaşayacak mı?

8 Güneş’te meydana gelen tepkimeler 4,6 milyar yıl önceki oluşumundan beri devam etmektedir.
Saniyede 564 milyon ton hidrojen, 560 milyon ton helyuma dönüşmekte ve ortaya çıkan madde kaybı enerjiye dönüşmektedir. Saniyede üretilen bu enerji, Dünya’daki insanların onlarca yılda tükettikleri enerjiden kat kat büyüktür.

9 Güneş sonsuza kadar yaşayacak mı? Yıldızların Yaşam Döngüsü Nasıldır?
Bu sorunun cevabı yıldızların yaşam döngüsü hakkında bilgi sahibi olmayı gerektirir. Yıldızların Yaşam Döngüsü Nasıldır? yıldızların nasıl oluştuğu, yaşam sürdüğü ve yok olduğu ile ilgili astronomlar gözlemlere dayalı bulgulardan yola çıkarak yıldızların yaşam döngüleri hakkında teoriler ileri sürmektedirler.

10 Yıldızların Oluşum Süreci Yıldızlar Nasıl Oluşur?
yıldızlar yaşam süreci doğma/oluşma, yaşam Ölüm süreçleri şeklinde üç evreden ibarettir. Yıldızların Oluşum Süreci Yıldızlar Nasıl Oluşur? Yıldızlar Nerede Doğar?

11 Clusters

12 Nebula The Rosette Nebula

13 Yıldızlar, yıldızlararası ortamdaki büyük ve oldukça soğuk (yaklaşık -260°C) toz ve gaz yığınlarında oluşmaya başlar. Bu yığınlarda yer alan gaz molekülleri kütle çekimi nedeniyle birbirlerini çekerek daha yoğun kümeleri oluşturur. Kümelenme sürecinin devamında çekirdek olarak isimlendirilen yoğun bölge oluşur. Çekirdeğin oluşması ilkel yıldızın oluşmaya başladığı anlamını taşır. İlkel yıldızın oluşum evresinde, kütle çekimi çekirdeğe doğru çökmeye neden olur ve bu çökme çekirdeğin giderek sıkışmasını sağlar.

14 Devam eden çökme, bir süre sonra merkezi bölgedeki sıkışmayı daha da artırarak sıcaklığın gittikçe artmasına neden olur. Sonunda sıcaklık o kadar artar ki çarpışmalar elektronları atomlarından kopararak gazı iyonize yapar. Bu sürecin devamında, artık çekirdek ışımaya başlar. Işımanın kaynağı, artan kütle nedeniyle dışarıdan içeriye doğru gerçekleşen çökmeyi dengeleme eğilimindeki nükleer patlamalardır. Nükleer patlamaların nedeni, merkezi bölgedeki yüksek sıcaklık ve basınçtır.

15 Yıldızın oluşum sürecinde sıcaklığın artması, çöken parçacıkların hareketi nedeniyle gerçekleşen enerji dönüşümüyle açıklanır. Basıncın artmasıysa artan yoğunluk nedeniyle gerçekleşir. Çekirdeğin ilk kez ışımaya başladığı evre, ilkel yıldızın oluştuğu evredir. Sıcaklığın 109 K üzerine çıkmasıyla çekirdek artık nükleer bir fırın gibi çalışmaya ve daha parlak olarak ışımaya başlar.

16 Bu süreçte, yüksek sıcaklık ve basınç nedeniyle gerçekleşen nükleer patlamaların oluşturduğu etki, bir süre sonra kütle çekiminden kaynaklanan içe doğru çökmeyi dengeler. Bu dengeleme durumu hidrostatik denge olarak isimlendirilir. Hidrostatik denge, yıldızın yaklaşık bir sabit yarıçapta kalarak yaşamını sürdürmesini sağlar. Bu durum genç bir yıldızın doğduğu/oluştuğu anlamını taşır.

17

18 Yıldızların Yaşam Süreci

19 Genç bir yıldızın etrafında hala gaz ve toz bulutu vardır.
Yıldız geliştirdiği manyetik alanla bunları kutuplarından dışarı püskürtür. Bu süreçte de yıldızın çekirdeğine doğru olan çökme devam eder. Artan kütle nedeniyle de kütle çekim kuvvetinin etkisi artar. Kütle çekim kuvvetinin artan etkisi, dışarıya doğru etki eden nükleer patlamalarla dengelenir. Bu dengeleme süreci, yıldızın sahip olduğu hidrojenin üçte biri füzyon tepkimeleriyle helyuma dönüşünceye kadar devam eder.

20 Daha açık ifadeyle, yıldızın oluşum süreciyle ölüm süreci arasındaki yaşamı, çekirdeğinde gerçekleşen nükleer tepkimeler için yakıt olarak hidrojenin kullanıldığı süreçtir. Bu dönemini yaşayan yıldızlara anakol yıldızları denir. Hidrojenin çekirdekte tükenmeye başlamasıyla birlikte yıldız, nükleer tepkimeler için helyumu yakıt olarak kullanmaya başlar. Helyumun yakıt olarak kullanılmaya başlanması yıldızın ölüm sürecinin başladığının habercisidir.

21 Yıldızların Ölüm Süreci
Yıldızın yapısındaki helyum miktarının artması merkez ağırlığını artırır. Merkezi ağırlığının artması,içe doğru olan çekim kuvvetinin etkisini artırır. Merkezi ağırlığın ve çekim kuvvetinin etkisinin artması, yıldızın yoğunluğunun artmasına buda sıcaklık artışına sebep olur. Yoğunluk ve sıcaklık artışı sonucunda helyum karbona dönüşmeye başlar.

22 Bu dönüşüm yıldızda demir elementi oluşuncaya kadar devam eder.
Demir elementinin oluşmasıyla birlikte elementlerin dönüşüm süreci tamamlanır. Dönüşüm süreci tamamlandığında elementler yıldızlarda tabakalar hâlinde bulunur.

23 İçe doğru çökme, yıldızın sıcaklığının inanılmaz boyutlara (yaklaşık 1010K) ulaşmasına sebep olacaktır. Bu süreçte,füzyon tepkimeleri için gerekli yakıt azalacak ve çekirdekte meydana gelen tepkimeler yıldızın yüzeyine doğru kayacaktır. Füzyon tepkimelerinin çekirdekten yüzeye doğru kayması yıldızı genişlemeye zorlayacaktır. Bu süreç, yıldızın dış tabakasının genişlemesine yani hacminin artmasına, iç sıcaklığının yükselmesine ve kırmızı bir görünüm kazanmasına neden olur. Yıldızlar bu dönemde kızıl dev olarak isimlendirilir.

24 Yıldızın kızıl dev döneminde içe doğru çökmesi daha da artar.
Çökme nedeniyle merkezi bölgedeki sıcaklık ve basınç inanılmaz boyutlara ulaşır. Bu durum, yıldızın tüm dış tabakalarını uzaya fırlatmasına ve tek bir merkez çekirdeğine dönüşmesine neden olur. Bu süreçte, çekirdekteki atomların elektronları içe doğru çökmeyi engelleyerek yıldızın beyazımsı–mavimsi bir renkle ışıldamasını sağlar. Artık yıldızın hacmi küçülmüştür. Ancak yıldız, yapısındaki karbon ve oksijeni yakarak içten içe yanmaya ve daha ağır elementler üretmeye devam eder. Sonuçta, yıldızın yapısı ve görünümü değişir. Yıldızlar bu dönemde beyaz cüce olarak isimlendirilir.

25 Beyaz cüce döneminde de füzyon tepkimeleri devam eder.
Ancak bu sefer yıldız yakıt olarak kullandığı elementlerin tamamını tüketir ve demir elementine dönüşür. Yakıtı tükenen yıldız, sönmeye başlar ve sonunda ışıması biter. Yıldızlar bu dönemde siyah cüce olarak isimlendirilir.

26

27 Yıldızların Sayısı Evrendeki yıldız sayısının çokluğu, çapı 105 ışık yılı genişliğindeki tipik bir gök adanın yaklaşık yüz milyar yıldız içerdiği düşünüldüğünde daha iyi ifade edilebilir. 1 ışık yılı = 9,46 x 1012 km

28 Yıldızların Sınıflandırılması
Uzaklık, kütle, sıcaklık ve yarıçap bakımından inceleme Parlaklık ve ışınım gücü arasındaki ilişkiyi inceleme Yıldızları sıcaklıkları ve tayf çizgilerine göre sınıflama Kocayeninin (süpernova) sonuçlarını inceleme

29 yakın yıldızlar için paralaks olarak bilinen üçgenleme tekniği
Yıldızların Uzaklığı farklı yöntemler yakın yıldızlar için paralaks olarak bilinen üçgenleme tekniği Paralaks, bir objenin pozisyonunun gözlemcinin pozisyonuna bağlı olarak değişmesidir. Paralaks tekniğini daha iyi anlayabilmek için bir kolunuzu yana doğru uzatınız ve başınızı sağa sola çevirerek tırnaklarınızı gözlemleyiniz. tırnaklarınızın pozisyonunun başınızın pozisyonuna bağlı olarak değiştiğine dikkat ediniz.

30 Örneğin Dünya kendi ekseni etrafında döndüğünden, gökyüzünü inceleyen bir gözlemci Demirkazık ya da Latince adıyla Polaris olarak bilinen yıldızın etrafında bulunan yıldızları Demirkazık’ın etrafında dönüyormuş gibi görür.

31 Bir astronom her hangi bir yıldızın uzaklığını belirlemek için paralaks tekniğini kullandığında, öncelikle o yıldızın etrafındaki diğer yıldızlara göre konumunu dikkatlice belirler ve gözlem bulgularını kaydeder. Elde edilen ilk bulgulardan 6 ay sonra ilgili yıldızı tekrar gözler. İkinci gözlemde, Demirkazık örneğinde olduğu gibi, yıldızın etrafındaki diğer yıldızlarla olan görünümü daha farklı belirlenir. Buradan gözlenen yıldızın oldukça küçük bir açı değerinde konum değişimliği yaptığı tespit edilir. Paralaks tekniğinde bu açı, ıraklık (paralaks) açısıdır. Birimi açı saniyedir ve p ile gösterilir. 1 açı saniyesi 1 derecenin 3600 de biridir.

32 Üçgenleme tekniğini anlamanın en kolay yollarından biri, ufukta nokta gibi görünen elektrik direklerini gözlemlemektir. Elektrik direğinin tepesinden ufuk noktasına uzanan kabloların düzgün bir doğru olduğunu kabul edersek direğin tepe noktasındaki açıyı ölçebiliriz. Bu açı ve direğin boyundan hareketle ufuk noktasının uzaklığını belirleyebiliriz. Ayrıca bilinen açı değerlerinden hareketle ıraklık açısını (ufuk noktasındaki açıyı) hesaplayabiliriz.

33 Iraklık açısı, üçgenleme tekniğinde objenin pozisyonuna bağlı olarak değişen bir açıdır.
Yukarıdaki şekilde küçük dik üçgende A + A' = 90º, büyük dik üçgende B + B' = 90º dir ve B > A dır. Bu nedenle A' > B' olur. B' açısının A' açısından küçük olması uzak objelerin ıraklık açısının, yakın objelerin ıraklık açısından daha küçük olduğu anlamına gelmektedir.

34 Bir astronom, paralaks tekniğinde ıraklık açısını yıldızın bulunduğu konumdan bakıldığında Dünya ile Güneş arasındaki uzaklığı gören açı olarak algılar. Iraklık açısı 1'' (1 açısaniye) olan yıldızın uzaklığına 1 parsek veya 1 pc denir. 1 pc 3,09 × 1013 km ve 3,26 ışık yılına eşittir. Iraklık açısı bilinen bir yıldızın Güneş’e olan uzaklığı d: Uzaklığı, p: Iraklık açısını gösterir.

35 Örneğin Güneş’ten sonra bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri yıldızının ıraklık açısı 0 ''.75 açısaniyedir. Yukarıdaki formüle göre uzaklığı 1, 33 parsektir. Aslında bu yıldızdan gelen ışığın 4.3 yıl öncesine ait olduğunu gösterir.

36

37

38 Ölçülen en küçük ıraklık açısı 100 parsek uzaklığı ifade eden 0''
Ölçülen en küçük ıraklık açısı 100 parsek uzaklığı ifade eden 0''.01 açısaniyedir. Bu nedenle 100 parsek uzaklığa kadar olan yıldızların uzaklığı yukarıda özetlenen yöntemle hesaplanırken daha uzak yıldızların uzaklıkları farklı yöntemlerle hesaplanmaktadır. Dünya’nın yörüngesine ıraklık açısını ölçmek için uydu teleskoplar yerleştirme bunlardan biridir.

39 Yıldızların Sıcaklığı
Yıldızların farklı renklere sahip olmasının nedeni sıcaklıklarının farklı olmasıdır. Yani, yıldızların renkleri sıcaklıklarının göstergesidir. uzun süre ısıtılan cisimler önce donuk kırmızı, sıcaklık arttıkça da maviye kadar değişim gösteren ışınım yapar. Bu durum Wien yasasıyla açıklanabilir.

40 Wien yasasına göre bir cisim tarafından salınan enerji, bütün dalga boylarında aynı değildir.
Tayfın belirli bir noktasında maksimumdur ve bu nokta cismin sıcaklığına bağlıdır. Buna göre sıcaklık arttıkça cisimden yayılan enerjinin maksimumu daha kısa dalga boylarına doğru kayar. Yani, cismin sıcaklığının artması, tüm dalga boylarında birim alanda daha fazla enerjinin salınmasına neden olur.

41 λmak⋅ T = Wien sabiti = 2,898 ⋅ 106nm K
Bu değişimdeki maksimum dalga boyuyla sıcaklık arasındaki ilişki aşağıdaki bağıntıdaki gibidir. λmak⋅ T = Wien sabiti = 2,898 ⋅ 106nm K Burada λ dalga boyunu, T sıcaklığı gösterir. Füzyon tepkimelerinin merkezde gerçekleşmesi nedeniyle yıldızların sıcaklıkları dış yüzeyine doğru azalır. Ancak ne kadar azalırsa azalsın en soğuk yıldızların yüzey sıcaklıkları dahi tahmin edilenden oldukça yüksektir. Öyle ki pek çok maddenin kaynama sıcaklığından daha fazladır. Bu aynı zamanda yıldızların renklerinin onların yüzey sıcaklıklarının göstergesi olduğu anlamını taşır. Çünkü yıldızların yüzey katmanları siyah cisimler gibi davranır.

42 Daha açık ifadeyle, merkezde gerçekleşen ışınım aşağıdaki görselde modellendiği gibi yüzeye kadar soğurulup tekrar salınma yoluyla taşınır. Bu nedenle yıldızların yüzey sıcaklıklarının belirlenmesinde Wien yasası kullanılır.

43 Örnek K sıcaklığa sahip bir yıldızın en yoğun ışınım gerçekleştirdiği dalga boyu kaç nm’dir? Çözüm Bu yıldızın en yoğun ışınım gerçekleştirdiği dalga boyunu bulabilmek için; formülünden yararlanılır. Buradan; olarak bulunur.

44 Bilim insanları yıldızların parlaklığına ve ışınım gücüne bakarak da yıldızlar hakkında bilgi edinmektedirler. Parlaklık, belli bir doğrultudaki ışık şiddetinin yayılma doğrultusuna dik birim yüzeye düşen miktarıdır. Işıma gücü, yıldızın saniyedeki enerji yayma kapasitesidir. Yıldızların parlaklığı ile ilgili ilk çalışmalar Hipparchos (Hiparkos) ve Batlamyus adıyla bilinen Ptolemy (Pitolemi) tarafından yapılmıştır.

45 Hipparchos (MÖ ), yıldızları çıplak gözle gözlemleyerek yıldızların konumlarını ve parlaklıklarını içeren ilk kataloğu hazırlamıştır. 850 yıldız içeren bu katalogda Hipparchos, yıldızların parlaklığını birbirine mukayeseli olarak vermiştir. Bu karşılaştırmada yıldızlar parlaklıklarına göre kadir adı verilen 6 gruba ayrılmıştır ve her grup bir rakamla ifade edilmiştir. Burada, en parlak yıldızlar 1. kadir, en sönük yıldızlar 6. kadir grubunda yer almaktadır. Diğer yıldızlar da parlaklıkları doğrultusunda 2, 3, 4 ve 5. kadir gruplarında değerlendirilmiştir. Kadir, rakamın üzerine yazılan m harfi ile gösterilmektedir. Örneğin; 1m, 1. kadiri, 5m, 5. kadiri, 2m.4 ise 2,4. kadiri göstermektedir.

46 Hipparcos’un çalışmalarını temel alan Batlamyus (MS ), bu sınıflamayı geliştirmiştir. Örneğin, 1. kadir grubunda yer alan yıldızların aynı olmadığını fark etmiş ve her kadir aralığını üçe bölerek daha sağlıklı bir sınıflandırma gerçekleştirmiştir. Bu sayede kadirler arası, ondalıklı olarak ifade edilmeye başlanmıştır. Ayrıca Batlamyus, Hipparcos’un yıldız kataloğunu da genişletmiş ve buradaki yıldız sayısını 1022’ye çıkarmıştır.

47 Hipparchos ve Batlamyus’un çalışmaları çıplak gözle yapılmış gözlemlerden ibarettir.
Günümüze kadar bu alanda yapılan çalışmalar, yeni gözlem araçlarının yardımıyla, 1m den daha parlak ve 6m den daha sönük milyarlarca yıldızın olduğunu göstermiştir. Bu nedenle günümüzde, kadir ölçeğine sadık kalınarak, 1m den daha parlak yıldızların parlaklığı eksi (-) ile ifade edilmektedir. Örneğin, Dünya’ya en yakın gök cismi olan ayın dolunay evresinin parlaklığı -12m.5 dir.

48 Parlaklığı 1m olan bir yıldız, parlaklığı 6m olan yıldızdan 100 kat daha parlaktır.
Bu, kadir farkının 5 olduğu durumda iki yıldız arasındaki parlaklık oranının 100, kadir farkının 1 olduğu durumda parlaklık oranının 2,512 olması anlamını taşımaktadır. Daha açık ifadeyle, 1001/5 = 2,512’dir. Buna göre parlaklığı 3m olan bir yıldız parlaklığı 1m olan bir yıldızdan (2,512) ⋅ (2,512) = 6,31 kere daha parlaktır.

49 L = 4πR2σT4 formülüyle hesaplanmaktadır. Burada,
ışınım gücü Bir yıldızın ışınım gücü Stefan-Boltsman yasasıyla belirlenmektedir. Buna göre bir yıldızın ışınım gücü; L = 4πR2σT4 formülüyle hesaplanmaktadır. Burada, L : yıldızın ışınım gücünü, 4πR2 : yıldızın yüzey alanını, R : yıldızın yarıçapını, σT4 : metrekareye saniyede düşen enerji yayılımını, σ : Stefan-Boltsman sabitini, T : yüzey sıcaklığını Sırasıyla birimleri watt, m2, metre, watt/m2, watt/m2K4 ve K Stefan-Boltsman sabitinin değeriyse 5,67⋅10-8 dir.

50 yıldızların Dünya’dan gözlemlenen parlaklıkları
aslında görünen parlaklıklarıdır.

51 Yıldızların görünen parlaklığı, bir cismin parlaklığıyla uzaklığı arasındaki ilişkiyi açıklayan
ters kare yasasıyla hesaplanmaktadır. Foton saçılmasının az olduğu yerler, diğer ifadeyle fotonun yoğun olduğu yerler, parlaklığın en fazla olduğu yerlerdir. Bu yüzey alana düşen foton sayısının azalmasıyla ilişkilidir. Yani, parlaklık uzaklığın karesiyle ters orantılıdır.

52 Yıldızlardan yayılan ışıkta her yöne doğrusal olarak yayılmakta ve fotonlar saçılarak ilerlemektedir. Foton saçılması nedeniyle parlaklık yıldızdan uzaklaştıkça azalmaktadır. Yani, bir yıldızdan her d uzaklığında bulunan bir gözlemci için o yıldıza ait ayrı bir görünen parlaklık değeri vardır. Buna göre görünen parlaklığın değeri; formülüyle hesaplanır. Burada; m : Görünen parlaklığı, L : Işınım gücünü, d : Uzaklığı 4πd2 : Yüzey alanı Birimler sırasıyla kadir, watt, m ve m2

53 Örnek Dünya’ya en yakın yıldız olan Güneş’in görünen parlaklığı kaç watt tır?
Çözüm Güneş’in görünen parlaklığını bulabilmek için öncelikle onun ışınım gücünü hesaplamamız gerekir. Bunun için Stefan -Boltzman yasasından yararlanmalıyız. Bu durumda Güneş’in görünen parlaklığını bulabilmek için formül; şeklinde olacaktır. Güneş’in yarıçap ( m), Dünya’ya uzaklık (149,6.109m) ve yüzey sıcaklığı (5800 K) değerlerini formülde yerine yazarsak Güneşin görünen parlaklığı olarak hesaplanır.

54 Güneş’in Dünya’ya olan uzaklığından hareketle onun yeryüzündeki ışınım gücü de hesaplanabilmektedir.
Güneş’in ışınım gücü atmosferin dışında ortalama 1365 W/m2 olarak hesaplanmakta ve bu güneş sabiti olarak isimlendirilmektedir. Atmosferi geçerken güneş ışınlarının bir kısmının toz ve gaz molekülleri tarafından yansıtılması, saptırılması veya soğurulması nedeniyle ışınların yeryüzündeki ışınım gücü değerinde azalma olur. Bu değer bulutsuz havada öğle saatleri için yaklaşık 1000 W/m2 kadar olabilmektedir.

55 Günlük yaşantıda kullandığınız güneş panelleri, Güneş’in yer yüzündeki ışınım gücüne bağlı olarak çalışır. Bu nedenle panellerin konumu belirlenirken güneş ışınlarını azami ölçüde almalarına dikkat edilir. Panel tipine bağlı olmakla birlikte yeryüzündeki ışınımın genellikle % 75’lik kısmından faydalanılmaktadır.

56 Örnek Bir kova suyun sıcaklığının 10 dakikada 30 0C artması için gerekli enerji miktarının 12, J olarak hesaplandığı bir düzenekteki panel büyüklüğü kaç m2 dir (Panelin güneş ışığından % 75 oranında faydalandığını varsayınız.)? Çözüm Güneş’in ışınım gücünün ideal şartlarda 1000 W/m2 ve panellerin veriminin %75 olduğu göz önüne alındığında güneş ışığından sağlanabilecek enerji miktarı;

57 Örnek 12 ºC sıcaklığa sahip 1 ton suyun sıcaklığını 3 saatte 32 ºC’a çıkarmak için gerekli enerji miktarı 8, J’dür. Buna göre 2 m2 büyüklüğe sahip panellerden kaç tane kullanılması gerekir (Güneş’in yeryüzündeki ışınım gücünü 774 W/m2 kabul ediniz.)? Çözüm 3 h = s Bir saniye için gerekli enerji miktarı;

58 Yıldızları Sıcaklıkları ve Tayf Çizgilerine Göre Sınıflama
Yıldızdan gelen ışınımın tayfını almak için büyük teleskoplardan yararlanılır. Astronomlar teleskopların odak bölgesine tayfçeker koyarak yıldızlardan gelen ışığın tayfını inceleyebilmektedir. Tayfçeker (Spektrograf) Tayfçeker, ışığın tayfını incelemek için kullanılan cihazdır. Tayfçekerlerin özelliği kaynaktan gelen ışınımı dalga boylarına göre renklerine ayırması ve onları detektörlerin üzerine düşürebilmesidir. Prizmalı tayfçeker ve odak ağlı tayfçeker olmak üzere iki tip tayfçeker mevcuttur.

59

60 Her elementin kendine has salma/soğurma çizgileri vardır
Her elementin kendine has salma/soğurma çizgileri vardır. Bu çizgilere tayf çizgisi denir.

61 Tayf çizgileri elementlerin parmak izi olarak düşünülebilir
Tayf çizgileri elementlerin parmak izi olarak düşünülebilir. Bu anlamda ışık tayfının kırmızı, mavi ve mor renklerinin hidrojen tarafından sırasıyla 656, 468 ve 434 nanometre dalga boylarında soğurulması örnek olarak verilebilir.

62 Tayf çizgileri elementlerin parmak izi olarak düşünülebilir
Tayf çizgileri elementlerin parmak izi olarak düşünülebilir. Bu anlamda ışık tayfının kırmızı, mavi ve mor renklerinin hidrojen tarafından sırasıyla 656, 468 ve 434 nanometre dalga boylarında soğurulması örnek olarak verilebilir.

63 Sürekli tayf, soğurma tayfı ve salma tayfı olmak üzere üç çeşit tayf vardır.
B Eğer gelen ışık sıcaklığı daha düşük bir gaz bulutundan geçtikten sonra üçgen prizmadan geçirilirse sürekli tayf üzerinde karanlık (siyah) çizgiler görülür. C Eğer ışığın kaynağı akkor haldeki düşük yoğunluklu bir gaz bulutuysa üçgen prizmadan geçirilen ışık için parlak çizgi tayfı elde edilir.

64 Yıldızların Sınıflandırılması ve Hertzsprung-Russel Diyagramı
yıldızlar yüksek sıcaklığa sahip olduklarından yapılarındaki elementlerin türlerini belirlemek oldukça zordur. Bu nedenle bilim insanları bir yıldızın yapısını anlamada sıcaklığın ana unsur olduğunu fark ettiler ve yıldızları tayf çizgilerinden ve sıcaklıklarından faydalanarak sınıflandırmaya başladılar. İlk sınıflandırma İlk sınıflandırma oluşan çizgilerin şiddetine göre gerçekleştirildi. 1800’lü yıllar tayf çizgisi en kolay görünen yıldızdan en karmaşık görünen yıldıza doğru harfl erle (A, B, C, ….., O) bir sınıflama yapıldı.

65 Yanlışlıklar Yıldızlar sıcaklıkları dikkate alınarak yeniden sınıflandı. Sınıflamadan bazı harfler çıkarıldı ve yeniden bir sıralama yapıldı. Buna göre yeni sıralama, mavi renkten kırmızı renge ve en sıcaktan en soğuğa doğru olacak şekilde O, B, A, F, G, K, M sırasıyla yapılandırıldı. Sonraki yıllarda gerçekleştirilen daha hassas gözlemler sonucunda her harf M0, M2,M3, … ve M9 şeklinde 10 alt sınıfa bölündü.

66

67 1911 yılında Danimarkalı astronom Ejnar Hertzsprung yıldızların sıcaklıklarıyla parlaklıkları arasında bir ilişki olduğunu ortaya koydu ve bu ilişkiyi bir grafik üzerinde karşılaştırmalı olarak sundu. Bundan iki yıl sonra, Amerikalı astronom Henry Norris Russell da farklı verilerle benzer bir grafik sundu. Günümüzde her iki grafiğin sentezi, araştırmacıların adıyla (Hertzsprung-Russell diyagramı) bilinmekte ve kısaca H-R diyagramı olarak isimlendirilmektedir.

68 H-R diyagramı, uzaklığı ile salt parlaklığı bilinen yıldızların tayf sınıflaması üzerinde konumlanmasından oluşmakta ve yıldızların yüzey sıcaklıklarıyla salt parlaklıkları arasındaki ilişkiyi yansıtmaktadır.

69 H-R diyagramı, yıldızların sıcaklıkları veya yıldız tipleriyle parlaklıklarının karşılaştırılmasını temelinde yapılandırılmıştır. Diyagramda yıldızların ışınım güçleri, Güneş’in ışınım gücü cinsinden verilmektedir. Yıldızların dizilimi mavi renkli O tipi yıldızlar solda, kırmızı renkli olan M tipi yıldızlar sağda olacak şekildedir. Dikey eksende yukarı doğru parlaklık, yatay eksende sola doğru sıcaklık artmaktadır. Buna göre en parlak ve sıcak yıldızlar sol üste, mat ve en soğuk yıldızlar sağ altta konumlanmaktadır.

70 Sol üstten sağ alta doğru olan çapraz kümelenme genç yıldızlardan oluşmakta olup ana kol olarak isimlendirilmektedir. Yıldızların yaklaşık %90’ı ana kol üzerindedir. Ana kol üzerindeki yıldızların sıcaklıkları, kütleleri ve yarıçapları sol üstten sağ alta doğru azalan değerler alır. Güneş’te bir ana kol yıldızı olup bu çaprazlamanın ortalarında yer alır.

71 H-R diyagramında sağ üstteki kümelenme, üst devler olarak bilinen yıldızlara ve hemen altında görülen kümelenmeyse kızıl dev olarak bilinen yıldızlara aittir. Burada yer alan yıldızların sıcaklıkları düşük, ışınım güçleriyse yüksektir.

72 Diyagramda sol altta görülen kümelenmeyse beyaz cüce olarak bilinen yıldızlara aittir. Burada yer alan yıldızların sıcaklıkları yüksek, ışınım güçleriyse düşüktür. Sıcaklığı yüksek olan yıldızın ışınım gücünün düşük olması Stefan-Boltzman yasasıyla açıklanabilir. Bu yasadan hareketle, sıcaklıkları aynı olan iki yıldızın parlaklıkları arasındaki farklılık yarıçaplarının farklı olmasıyla açıklanır.

73 H-R diyagramları günümüzde aynı zamanda
bir yıldızın yaşam sürecini takip etmek için de kullanılmaktadır.

74 Yıldızların Ölümlerinin Kütlelerine Bağlı Olarak İncelenmesi
Yıldızların ölümlerinin nasıl son bulacağı kütlelerine bağlı olarak değişkenlik göstermektedir. Yıldızların kütleleri Güneş’in kütlesi cinsinden karşılaştırılmaktadır. Güneş’in kütlesi 1M◉ şeklinde gösterilmektedir.

75

76

77 Kütlesi 5M◉ den küçük olan yıldızların ölümleri beyaz cüce döneminde son bulmakta ve zamanla siyah cüce olarak kaybolmaktadırlar. Kütlesi 1M◉ den küçük yıldızlarda hidrostatik dengenin kütle çekimi lehine bozulma süreci oldukça yavaş gerçekleşmektedir. Kütlesi 1M◉ den büyük 5M◉ den küçük olan yıldızların hidrostatik dengelerinin kütle çekimi lehine bozulma süreçleri orta hızda gerçekleşmektedir.

78 Kütlesi 10M◉ den küçük olan yıldızlarda hidrostatik denge hızlı bir şekilde bozulmaktayken kütlesi 10M◉ den büyük olanlarda çok daha hızlı gerçekleşmektedir.

79 Kocayeni (Süpernova) Yıldızların ölümleri sürecinde hidrostatik dengenin kütle çekimi lehine bozulduğu ve sıkışmaya bağlı bir çökmenin olduğu belirtildi. Hidrostatik dengenin bozulma hızına bağlı olarak da yıldızların ölüm sürecinin nasıl gerçekleştiği ifade edildi. Buna göre kızıl dev dönemindeki bir yıldızın hidrostatik dengesi hızlı bir şekilde bozuluyorsa bu yıldızın ölümü kocayeni patlamasıyla gerçekleşir.

80 H-R diyagramından da anlaşıldığı gibi, mavi renkli yıldızlar güneş tipi yıldızlardan daha fazla enerji üretmektedirler. Çünkü bu tür yıldızlar hidrojeni güneş tipi yıldızlardan oldukça hızlı kullanırlar. Hidrojenin merkezde tükenmeye başlamasıyla birlikte çekirdekte meydana gelen tepkimeler daha önce belirtildiği gibi yıldızın yüzeyine doğru kayar. Dış tabakaları doğru olan kayma yıldızın hacmini, sıcaklığını, merkezdeki demir yoğunluğunu artırır.

81 Artık kızıl dev dönemini yaşayan yıldızdaki demir kütlesi 1,4 M◉ ulaştığında basınç inanılmaz boyutlara ulaşır. Elektronları demir atomunun çekirdeklerine doğru itmeye başlar. Bu süreçte demir atomunun çekirdekleri arasındaki mesafe ortadan kalkar. Elektronlarla protonlar birleşerek daha az yer kaplayan nötronlara dönüşür. Merkezi bölgedeki küçülme içe doğru ani ve oldukça şiddetli bir çöküşü başlatır. Yıldızda gerçekleşen ani çökme de nötrino çıkışına, bu da kocayeni patlamasına neden olur.

82 Nötron Yıldızları Kocayeni patlamasının ardından patlamanın merkezindeki parçacıklar birbirlerini sıkıştırarak yeni bir yıldız oluşturmaya çalışırlar. Bu nedenle nötron yıldızlarının patlayan yıldızın merkezi bölgesi olduğuna inanılmaktadır. Bu tür yıldızlardaki elementler birbirlerini nötron oluşturmaya zorlarlar. Daha açık ifadeyle atomların protonlarıyla elektronları birleşerek nötrona dönüşür ve ortaya yozlaşmış ancak kütle çekimini dengeleyen gaz kütlesi çıkar. Ortalama bir nötron yıldızı 1,4 M◉ lik bir kütleye ve 20 km lik çapa sahiptir. Buda 1 cm3 hacmin kütlesinin yaklaşık 1014 g olduğunu gösterir.

83 Karadelikler Kocayeni patlaması ardından geriye kalanlar, bazen oldukça büyük kütlelere sahip olabilmekte ve bunlar birbirleri üzerine çökerek kara delik olarak bilinen muazzam büyüklükte kütleye sahip cismi oluşturmaktadırlar. Bu tür süreçlerde nötron yıldızı oluşmamasının sebebi kütlenin büyük olması nedeniyle dengeyi kuracak basıncın oluşturulamamasıdır. Bu öylesine büyük bir kütledir ki ışık dahi onun çekim alanından kurtulamaz. Aslında ışığın bu kütleden kaçamaması nedeniyle görülmemektedirler ve bu nedenle karadelik olarak isimlendirilmektedirler.

84

85

86

87 Gök Adalar kütle çekimiyle birbirlerine bağlı olarak hareket eden çok sayıdaki yıldız topluluğuna denir. yapısında yıldızların yanı sıra yıldızlararası gaz ve toz bulutsuları mevcuttur. Kartal bulutsusu

88 25000 tane yılsızın işaretlenmesi sonucu elde edilen yıldız haritası
Tipik bir gök ada örneği Samanyolu 25000 tane yılsızın işaretlenmesi sonucu elde edilen yıldız haritası

89 Samanyolu gök adasının yaklaşık 100 milyar yıldızı barındırdığı düşünülmektedir.
Evrende farklı şekil ve büyüklükte 100 milyar gök ada olduğu düşünülmektedir. Bu nedenle bilim insanları gök adaları özelliklerine göre sınıflandırmaktadır. ilk sınıflama 1920’li yıllarda Edwin Hubble adlı astronom tarafından gök adaların şekillerine göre yapılmıştır. Buna göre gök adalar şekilleri açısından sarmal, eliptik ve düzensiz şekilli olarak sınıflanmaktadır. Hubble galaksi tiplerini sarmal gök adaları ‘S’, eliptik gök adaları ‘E’ ve düzensiz gök adaları ‘Irr’ şeklinde harflerle sınıflandırmıştır.

90 Sarmal Gök Adalar Sarmal gök adalar merkezi bölgesi (çekirdeği) şişkin bir disk şeklindeki ve iki veya daha fazla sarmal kola sahip gök adalardır.

91 Sarmal Gök Adalar Sarmal gök adalar merkezi bölgesi (çekirdeği) şişkin bir disk şeklindeki ve iki veya daha fazla sarmal kola sahip gök adalardır.

92 Gök adaların yaklaşık %75’ini sarmal gök adalar oluşturur.
Merkezi bölgelerinin büyüklüğü ve sarmal kolların özelliklerine göre alt sınıflara ayrılmaktadır. Hubble sarmal gök adaları görselden de anlaşıldığı gibi merkezi bölgelerinin özelliğine göre normal (eksenel simetrik) sarmal gök adalar ve çubuklu sarmal gök adalar olarak ikiye ayırmıştır.

93 Hubble, sarmal kolların gevşekliğine/gerginliğine göre
normal sarmal gök adaları Sa, Sb ve Sc çubuklu sarmal gök adaları SBa, SBb ve SBc olarak gruplandırmıştır. Sonradan gerçekleştirilen çalışmalarla bu sınıflamaya d tipi sarmal gök adalar da eklenmiştir

94 Sarmal kolu merkezî bölgenin bitiminde itibaren başlayanlar çubuklu sarmal gök ada olarak adlandırılır. ‘S’ sınıfında değerlendirilen bir diğer gök ada tipi de kolsuz sarmallar gibi görünen ‘mercek biçimindeki’ (lenticular) gök adalardır. Bu gök adalar S0 ve SB0 ile gösterilmektedir.

95 Eliptik Gök Adalar Gök adaların yaklaşık beşte biri sıradan bir yıldız görünümünü andırmaktadır. Bu tür gök adalar eliptik gök ada olarak isimlendirilmektedir. Eliptik gök adalar çoğunlukla yaşlı yıldızlar içermekle birlikte, genellikle oldukça parlak bir merkezi bölgeye ve az miktarda toz ve gaza sahiptir. Eliptik gök adalarda yıldızlararası ortamdaki gaz miktarının azlığı nedeniyle az sayıda geç yıldız oluşumu görülür.

96 Eliptik gök asaların bazıları küresel olarak görülürlerken diğerleri basık şekilde görülmektedirler.
Hubble sarmal gök adaların yanı sıra eliptik gök adalarla ilgili de bir sınıflama yapmıştır. Hubble bu sınıflamayı, basıklıklarına göre sıfırdan yediye doğru olacak şekilde yapmıştır.

97 Düzensiz Gök Adalar Bilinen gök adaların yaklaşık yüzde beşi sarmal ya da eliptik olarak sınıflandırılamayan gök adalardır. Hubble bu tür gök adaları düzensiz gök ada olarak isimlendirmiştir. Düzensiz gök adalar isimlerinin bir yansıması olarak düzensiz şekilli gök adalardır. Belirgin özellikleri yoktur. Bu tür gök adalar genellikle büyük sarmal gök adaların yakınındadır.

98

99 ve bir gök adanın yapmış olduğu ışınımın kaynağı bu yıldızlardır.
Gök adaların büyük bir çoğunluğu içerdiği yıldızların toplamından oluşmaktadır ve bir gök adanın yapmış olduğu ışınımın kaynağı bu yıldızlardır. Ancak bazı gök adalarda ışınımın çoğunluğunun kaynağı küçük ve hızla değişen merkezi bir bölgeden gelmektedir. Astronomlar bu durumun nedenini gök adanın merkezinde yer alan bir karadelikle açıklamaktadır. Bu tür gök adalar, bilinen gök adaların %10’unu oluşturmakta ve aktif gök adalar olarak isimlendirilmektedir. Aktif gök adalar, Radyo gök adaları, Seyfert gök adaları ve Yıldızsı (Kuarzlar) olmak üzere üçe ayrılmaktadır.

100 a) Radyo gök adaları, enerji bandının radyo dalgası frekansı aralığında elektromanyetik dalga yayan gök adalardır ve genellikle eliptik bir şekle sahiptirler. b) Seyfert gök adaları, sarmal şekillidirler ve çekirdekleri olağanüstü parlaklığa sahiptir. c) Yıldızsılar, gözlemlenebilen evrende en uzak ve oldukça parlak olan aktif gök adalardır ve isimlerini kendilerine ait ilk fotoğraflardaki görünümlerinin yıldızlara benzemesinden almaktadırlar.

101

102 Samanyolu Gök Adasının Özellikleri

103 Samanyolu İnsanoğlu çapı ışık yılından fazla olduğu bilinen Samanyolu’nun şeklini, Samanyolu gök adasının dışına çıkmadan nasıl bilmektedir?

104 Samanyolu

105 Samanyolu Samanyolu’ndaki hâkim renkler sarı–turuncu ve mavidir. Sarı– turuncu renkler yaklaşık ışık yılı kalınlığındaki merkez bölgede görülmektedir. Bu kabarık bölgenin sarı–turuncu renkte görülmesinin nedeni gelişimini tamamlamış yani yaşlı yıldızları içermesidir. Mavi renk ise merkezî kabarıklığın yaklaşık beşte biri kalınlığındaki disk görünümlü sarmal kollarda hâkimdir.

106 Samanyolu Sarmal kolların mavi renkte görünmesinin sebebi oluşum hâlindeki yıldızları ve genç yıldızları içermesidir. Sarmal kollardaki genç nüfus yoğunluğu ise gaz ve toz miktarı açısından zengin bir bölge olması ile açıklanmaktadır. Gaz ve toz bulutları Samanyolu sisteminin yaklaşık %15’lik kısmını oluşturmaktadır.

107 Samanyolu gök adasının üç temel bileşeni vardır.
Birinci bileşeni yaşlı yıldızları içeren (gelişimini tamamlamış) merkezi bölgedir. İkinci bileşeni merkezi bölgeyi sarmalayan toz ve gazların daha yoğun olduğu sarmal kollardır. Gök adanın üçüncü bileşeni merkezi bölge ve sarmal kolları çevreleyen haledir.

108 Samanyolu Hale, yapısında ne olduğunu bilinmeyen karanlık bir bölgedir. Varlığı gözlemlenebilen maddeye uyguladığı çekim kuvvetiyle tespit edilmiştir. Hale, iç ve dış hale olmak üzere iki kısımda incelenir. Merkezi bölgeden itibaren 65 bin ışık yılı uzaklığa kadar olan bölge iç haledir. İç halenin bittiği yerden itibarense çapı 300 bin ışık yılını bulan dış hale başlar.

109 Yıldızsı Yıldızsılar (kuazarlar) aktif gök adalardır. Adlarını İngilizce ‘quasi-stellarradiosource’ (yıldızımsı nesne) ifadesinin kısaltılmışı olan ‘quasars’ (kuarzar) kelimesinden almaktadırlar. İlk yıldızsı 1960 yılında Allan Sandage, bir radyo kaynağının yıldız benzeri sönük bir objeyle ilişkili olabileceğini belirtmiş ancak tayf özelliklerini açıklayamamıştır. Bundan üç yıl sonra bir başka radyo kaynağının da yıldızı andıran fotoğraflarının çekilmesiyle yıldızsıların varlığı kesinlik kazanmıştır.

110 Yıldızsı Radyo kaynağıyla ilgili çalışmalar yıldızsıların yüksek kırmızıya kayma gösterdiklerini ortaya koymuştur. Kırmızıya kayma, gözlenen kaynaktan gelen fotonların daha düşük enerjilere yani daha düşük frekanslara kaymasıdır. Bu durumun nedeni gözlenen kaynağın göreceli olarak uzaklaşmasıdır.

111 Yıldızsı Güneş’in tayf çizgileri karşılaştırma Uzak bir gök adadan gelen ışınıma ait tayf çizgileri Gözlemler sonucunda merkezi bölgelerinin oldukça parlak olduğu ve radyo yayını şiddetlerinin değişkenlik gösterdiği belirlenmiştir. Yıldızsıların uzaklıkları dikkate alındığında parlaklıklarının normal bir gök adadan yüzlerce kat fazla olması gerektiği anlaşılmaktadır.

112 Yıldızsı Radyo yayını şiddetlerinin değişkenliğiyse astronomları yıldızsıların enerji kaynağının merkezlerinde bulunan kara delikten geldiğine inandırmaktadır. Günümüzde astronomların üzerinde durduğu bir başka konu da onlardan daha uzakta gök cisimlerinin var olup olamayacağıdır.

113 Evrenin Genişlemesi ve Yaşı
Tayf çizgilerinin incelenmesiyle ulaşılan bir başka sonuçta, bir kaynaktan (yıldız ya da gök ada) gelen ışınımlara ait tayf çizgilerinin kırmızıya doğru kaymasıdır. Kırmızıya kayma, gelen fotonların daha düşük enerjilere yani daha düşük frekanslara kaymasıdır. Frekanstaki değişikliğin, kaynağın hareketli olmasıyla açıklandığını Doppler Olayı’nı incelerken öğrenmiştiniz. O hâlde kırmızı ya kayma, gök adaların uzaklaşması yani evrenin genişlemesi teorisi ile açıklanabilir.

114 Gözlemciden uzaklaşan bir ışık kaynağından gelen ışığın dalga boyu gözlemci tarafından olduğundan daha büyük ölçülür. Gözlemciye yaklaşan bir ışık kaynağından gelen ışığın dalga boyuysa gözlemci tarafından olduğundan daha küçük ölçülür. Bu duruma Doppler Olayı denir. kırmızıya kayma, gök cisminin Dünya’dan uzaklaşmasıyla ve maviye kayma gök cisminin Dünya’ya yakınlaşmasıyla açıklanabilir.

115 Fakat bu sonuç, Doppler Olayı’nın astronomide daha farklı yorumlanması ile elde edilmektedir. Bu ayrım şu şekilde açıklanmaktadır: Klasik Doppler Olayı ses ve su dalgaları için düşünülmektedir. Ses veya su dalgaları için Doppler Olayı kaynağın, gözlemcinin veya her ikisinin hareketine bağlı iken astronomi de Doppler Olayı bir fotona eşlik eden elektromanyetik dalgalar için düşünüldüğünden Klasik Doppler Olayı’ndan daha farklı yorumlanmaktadır. Astronomi Doppler olayı sadece göreli harekete bağlıdır ve Einstein’ın Özel Görelilik (izafiyet) kuramının kullanımına ihtiyaç vardır.

116 Bir fotona eşlik eden elektromanyetik dalgalar için Doppler Olayı, göreli harekete bağlıdır ve dalga boyu değişimi, Δλ = λ– λ0 bağıntısıyla hesaplanmaktadır. Bu bağıntıda; Δλ: dalga boyu değişimini λ : gözlenen dalga boyunu λ0: beklenen dalga boyunu (gerçek dalga boyu) ifade etmektedir.

117 Gözlemciden uzaklaşan bir kaynaktan gelen ışınıma ait kızıla kaymanın nasıl gerçekleştiğini aşağıda verilen model üzerinde inceleyiniz. Modelde de görüldüğü gibi dalga boyu değişimi, kaynağın hızının gözlemcinin gözlem doğrultusundaki bileşenine bağlıdır. Buna göre dalga boyu değişimi Δλ = νk • Τ bağıntısıyla hesaplanır. Burada Τ : periyodu νk: kaynağın radyal hızını ifade etmektedir.

118 Radyal hız, yandaki şekilde görüldüğü gibi atmosferin dışına doğru yükselmekte olan uçağın hız bileşenlerinden gözlemci doğrultusunda olanıdır. Yani radyal hız, gözlenenin gözlemci ile aynı doğrultudaki yaklaşma veya uzaklaşma hızıdır.

119 Δλ = νk • Τ bağıntısı bizlere uzaklaşan cisimden gelen elektromanyetik dalgaya ait dalga boyunun uzaklaşma süratine bağlı olarak arttığını ifade etmektedir. Dalga boyu değişimi için geçen sürede beklenen dalga boyuysa λ0 = c • Τ bağıntısıyla hesaplanır. Burada c, ışık hızını ifade etmektedir. Kaynağın radyal hızının ışık hızından oldukça küçük olduğu durumlarda (c >> νk ) dalga boyu değişiminin beklenen (gerçek) dalga boyuna oranı, tayfsal kızıla kayma miktarını vermektedir. Bu ifade; z, tayfsal kızıla kayma miktarını ifade etmektedir. Eğer z eksi işaretliyse, cismin yaklaştığı (mavi kayma) artı işaretliyse uzaklaştığı (kırmızıya kayma) anlamını taşır.

120 Yukarıda belirtilen bu bağıntılarda yer alan dalga boyunun uzunlukla ve periyodun/frekansın zamanla ilişkili olması nedeniyle astronomide gözlenen dalga boyu ve periyot/frekans hesaplanırken, yukarıda belirtildiği gibi, Özel Görelilik kuramı dikkate alınır. Özel Görelilik kuramına göre zaman ve uzunluk gözlemcilere göre farklı değerler alabilmektedir. Buradan yola çıkarak Δt sürede N tane dalga gönderen bir ışık kaynağının dalga boyunu hesaplayalım. Bu durumda kaynak için geçen Δt süresi, gözlemci için Δt' olacaktır.

121 Gözlemciye göre kaynaktan çıkan ilk dalga c • Δt' kadar yol aldığında, kaynakta aksi yönde νk ⋅Δt kadar yol almış olur. Buna göre gözlemlenen dalga boyu; bağıntısıyla hesaplanır. Gözlemciye göre frekans ise; eşitliklerinden hareketle şeklinde hesaplanabilir. Burada ƒ0 , gözlemciye göre frekansı ifade etmektedir.

122 Kaynağa göre frekans ise;
olur. Özel Görelilik kuramından hareketle zaman genişlemesi dikkate alınarak gözlemciye göre geçen süreyi kaynağa göre geçen süre cinsinden yazarsak olur. Buradan kaynağa göre frekans; şeklinde ifade edilebilirken gözlemciye göre geçen süre;

123 Elde edilen bu eşitlikleri gözlemciye göre frekans eşitliğinde yerine yazarsak,
Burada, eşitliklerini yerine yazarsak; eşitliğini elde ederiz.

124 eşitliğinde olduğundan,

125 Astronomlar bu bağıntıdan, temelde Doppler Olayı’ndan hareketle, yıldızların ve diğer gök cisimlerinin Dünya’ya yaklaşma veya uzaklaşma hızlarını hesaplamaktadırlar. Örneğin uzak gök adaların hidrojen gazı için elde edilen tayf çizgilerinde belirgin bir kırmızıya kayma gözlenmektedir. astronomlar, hidrojenin bilinen ve gözlenen tayf çizgilerinin olduğu dalga boylarından hareketle gözlenen gök adanın radyal hızını hesaplayabilmektedir.

126 gök adaların uzaklaştığına yönelik olarak elde edilen bulgular, bilim insanlarını evrenin genişlediği sonucuna yöneltmiştir. evrenin genişlemesi gök adaların Dünya’dan veya Samanyolu’ndan uzaklaştığı şeklinde algılanmamalıdır. Çünkü bütün gök adalar birbirlerinden uzaklaşmaktadır. Buna göre evren bir bütün halinde genişlemektedir. Ancak bu örneğin Güneş Sistemi’nin ya da Samanyolu’nun da genişlediği anlamını taşımaz. Çünkü buradaki gök cisimlerinin karşılıklı çekim kuvvetleri onları bir arada tutar.

127 Evrenin Yaşı ve Kozmik Ardalan Işımaları
Gök adaların Dünya’dan olan uzaklıklarıyla uzaklaşma hızları arasında orantısal bir ilişki vardır. Buna göre gök adalar uzaklıklarıyla doğru orantılı olarak değişen radyal hızlara sahiptirler.

128 Grafiğin eğimi Hubble sabiti olarak isimlendirilmekte ve H ile gösterilmektedir.
Hubble sabitinin değeri gök adanın radyal hızının uzaklığa bölümüyle elde edilmektedir. Buna göre Hubble sabiti; νk radyal hızı, d uzaklığı ifade etmektedir. Hubble sabitinin birimi, (km/s)/Mpc; radyal hızın birimi, km/s ve uzaklığın birimi megaparsek (Mpc)tir. Bir Mpc 106parsek’e eşittir.

129 Hubble sabitinin değerine ilişkin yapılan çalışmalar 50 (km/s)/Mpc ile 100 (km/s)/Mpc arasında farklı değerler olduğunu göstermiştir. Hubble sabiti için belli bir değere ulaşılamamasının nedeni gök adaların uzaklıklarını sabit bir noktaya göre hesaplanamamasıdır. Bu nedenle Hubble sabiti için genellikle 70 (km / s)/Mpc değeri kullanılmaktadır. Hubble sabitinin değerine ilişkin formülden hareketle gözlenen gök adanın radyal hızı, Bu formül Hubble Yasası olarak bilinmektedir. Hubble yasasından ve bir gök adanı yer değiştirmesinden hareketle evrenin yaşını hesaplamak mümkündür.

130 Örneğin, herhangi bir gök adanın Samanyolu gök adasından uzaklaşmasını Δd ve bu yer değiştirme sürecinde geçen süreyi Δt olarak kabul edersek gözlenen gök adanın uzaklaşma hızı, Gök adanın uzaklaşma hızı Hubble Yasası’nda yerine konursa, Bu eşitlikte TH, Hubble Zamanı’nı gösterir.

131 Hubble Zamanı, evrenin genişleme zaman çizelgesini yansıtmaktadır.
Evrenin genişlemesi basit bir genişleme süreci olarak düşünülemez. Oldukça uzun olan bu süreçte farklı dinamikler söz konusudur. Bunlardan biri, çekim kuvvetinin etkisi nedeniyle, evrenin başlangıcındaki madde yoğunluğunun azlığıdır. Başlangıçtaki madde yoğunluğu azlığının evrenin daha hızlı genişlemesine neden olduğu düşünülmektedir. Buradan evrenin genişlemesinin Hubble Zamanı’nın yaklaşık 2/3’sine eşit olduğuna inanmaktadır.

132

133