Evren Kılavuzu

Atlas Grup - Evren Kılavuzu


Bildiklerimizi nereden biliyoruz?

Gökbilimciler Evren’le ilgili bü­tün bildiklerini nasıl öğrenmişler­dir? Yıldızların ne kadar uzakta ol­duklarını, büyüklüklerini, ne kadar kütle içerdiklerini ve başka her şe­yi nasıl söyleyebilmekteler? Bunun yanıtı araştırmacıların kullandıkları araç gereçle yakından ilgilidir. Ama aynı zamanda astronomik objelerin davranışlarında ve etkileşimlerinde de pek çok ipucu yatmaktadır.

Fotometri

Gökbiliminde yapılabilecek en te­mel etkinliklerden biri bir objeyi iz­leyip ışık düzeyindeki zamana bağlı değişimi gözlemektir. Bu bilim foto­metri olarak bilinir ve kelimenin tam anlamıyla “ışığın ölçülmesi”dir. Ör­neğin, uzayda dönerek hareket eden bir asteroiti düşünelim. Asteroitler, gezegenden küçük düzgün olmayan şekillere sahip metal ya da kaya küt­leleridir. Yumurta şeklindeki bir aste­roit, daha geniş yüzeyinin görülebilir olduğu yandan baktığınızda, uç kıs­mından bakıp göreceğinizden daha parlak görünecektir. Öyleyse, gökbilimciler sadece asteroitten gelen ışığın zaman içinde nasıl değiştiğini inceleyerek, asteroitin ne kadar hızlı döndüğünü söyleyebilir ve şekli hak­kında fikir oluşturabilirler. Şimdi de, izlendiği süre boyunca parlaklığında çok küçük değişiklikler gösteren bir yıldızı düşünelim. Bu değişimler yıl­dızın yörüngesinde dönen gezegenle­rin işareti olabilir, çünkü gezegenler yıldızın önünden geçip onu hafifçe örttükçe yıldızın ışığı da çok hafifçe kısılacaktır. Ya da bu değişimler, bi­ri diğerinin yörüngesinde dolaşan iki yıldız olduğu anlamına gelebilir, bir başka seçenek de yıldızın üzerinde lekeler bulunmasıdır. Yıldız döndük­çe, verili bir anda kaç tane karanlık, lekeli bölge bulunduğuna bağlı ola­rak parlaklığı da değişime uğrayacak­tır. Şimdi bu çok küçük fotometrik değişimler tespit edilebilir ve gezegenlerden mi, yıldız lekelerinden mi yoksa başka yıldızlardan mı kaynak­landığı söylenebilir.

Spektroskopi

Çok işe yarıyor olsa da fotometri­nin sınırları vardır ve gözleyebildik­lerimizin sınırlarını genişleten daha güçlü bir teknik de spektroskopidir. Işık bir dizi dar yarıktan geçirilerek spektrumuna (tayfına) ayrıştırılır. Spektrum karanlık “spektral çizgile­r”le kesilmiştir. Bu çizgilerin oluş­masının sebebi ışık kaynağının, belli renklere bağlı belirli dalga boyların­daki ışığı emen atomlardan oluşmuş olmasıdır. Belirli bir element kendi belirli dalga boyu aralığındaki ışığı emer. Örneğin belli bir dalga boyu aralığındaki spektral çizgiler, bu yıl­dızda helyumun varolduğu anlamına gelebilir. Başka bir aralıktaki spektral çizgiler ise başka bir maddeye işaret edecektir. Bu yöntem gökbilimcilerin gözledikleri objelerde hangi gazların bulunduğunu belirlemelerini sağlar. Dahası her atomun spektral çizgisi­nin tam olarak aralığı ve koyuluğu, atomun fiziksel özelliğine göre de değişir. Spektroskopi sadece objele­rin neden yapılmış olduğunu değil, onların ne kadar sıcak ve yoğun ol­duklarını da gösterir.

Doppler etkisi

Spektroskopinin bir başka özelliği, objelerin ne kadar hızlı hareket ettik­lerini ortaya çıkarmasıdır. Bir itfaiye arabası düşünün, acı acı sirenlerini çalarak size doğru geliyor. Araçtan gelmekte olan ses dalgaları, aracın ileriye doğru hareketi yüzünden sı­kışmış haldedir. Bu sese daha kısa bir dalga boyu kazandırır ki, bu da daha yüksek perdeden tiz bir ses demektir. İtfaiye aracı yanınızdan geçip gidince, aynı dalgalar şimdi size doğ­ru gelirken aracın hareketi yüzünden genişleyip uzanacaktır. Şimdi daha uzun bir dalga boyuna sahiptirler ve bu daha düşük perdeden pes bir ses­tir. Gözlemcinin ya da dalga kayna­ğının hareketinin dalga boyu üzerin­deki bu etkisine Doppler etkisi denir. Duyduğunuz sesin tam ve kesin fre­kansı, direkt olarak itfaiye aracının sizin bulunduğunuz yere göre ha­reketinin yönüne ve hızına bağlıdır. Bu gökbiliminde önemlidir, çünkü aynı olgu ışık dalgaları için de geçer­lidir. Size doğru hareket eden bir yıl­dızın ışık dalgaları sıkışmıştır, öyley­se spektral çizgileri daha yüksek bir frekansta görünecektir. Yani objenin size göre durağan olduğu koşullara göre biraz daha maviye çalacaktır. Bu maviye kayma olarak adlandırılır. Benzer bir şekilde, eğer obje sizden uzaklaşıyorsa bir kırmızıya kayma söz konusu olacaktır. Spektral çizgi­lerin dalga boyları gökbilimcilere ob­jenin ne yönde ve ne hızda hareketi ettiğini söyleyebilir.

Mesafeler

Eğer gökbilimciler bir yıldızın kendisinden kaynaklanan parlaklığı­nın ne kadar olduğunu, yani dışarıya ne kadar ışık saçtığını bilirlerse, onun ne kadar uzaklıkta olduğunu tahmin edebilirler. Şöyle bir benzetme yapar­sak, bir arabanın farlarının gerçekte ne kadar parlak olduğunu tam olarak biliyorsanız, onun görünen parlaklı­ğından hareket ederek size ne kadar uzaklıkta olduğunu söyleyebilirsiniz. Gökbilimciler bu hesaplarda ortalama ışıma gücü kesin olarak bilinen bir değişen yıldızlar sınıfına dayanırlar. Bu yıldızlar Cephaid yıldızlar olarak adlandırılır ve birkaç saat içinde ta­mamlanan kesin periyotlarla artan ve azalan ışık düzeylerine sahiptir. Bura­da anahtar, bir Cephaid’in kendinden kaynaklanan parlaklığı ne kadar faz­laysa, parlaklık değişiminin o kadar yavaş olmasıdır. Öyleyse fotometri yoluyla kolaylıkla ölçülebilecek olan değişkenlik periyodu, gökbilimcile­re yıldızın parlaklığının ne olduğu­nu oldukça kesin bir şekilde verecek­tir. Aynen arabanın farlarında olduğu gibi, yıldızın gerçekte ne kadar parlak olduğunu biliyorsanız, onun görünen parlaklığından, onun ne kadar uzakta olduğunu çıkarabilirsiniz.

Atlas Grup - Evren Kılavuzu







Share this article :

Yorum Gönder

Not: Yalnızca bu blogun üyesi yorum gönderebilir.

 
SUPPORT / DESTEK : ATLAS
Copyright © 2014 ATLASİZM