Astronomi ve Uzay Bilimleri

‘Galaksiler ve evren bilgisi’ Kategorisi

Şekil bakımından üç tür galaksi vardır: Sarmal kollu galaksiler, eliptik galaksiler ve belli bir şekli olmayan, düzensiz galaksiler (Şekil 5.12, 5.13, 5.14).

Sarmal kollu galaksilerin kütleleri 1 milyar ile 200 milyar güneş kütlesi büyüklüğündedir. Bu galaksilerde, özellikle sarmal kollarda, gaz ve toz bulunmaktadır. Bu bölgelerde yeni yıldızların oluştuğu bilinmektedir. Eliptik galaksilerin kütlesi 1 milyon ile 10 trilyon güneş kütlesi büyüklüğündedir.

Eliptik galaksilerin içinde hiç toz yok, fakat çok az gaz vardır. Bu nedenle yeni yıldız oluşumları gözlenmemektedir.

Düzensiz galaksilerin kütlesi ise 100 milyon ile 30 milyar güneş kütlesi arasında değişmektedir. Düzensiz galaksilerde gaz çoktur.

Galaksimiz (Saman Yolu) ve Andromeda sarmal kollu galaksilere tipik örnektir. Büyük Macellan Bulutu ve Küçük Macellan Bulutu ise düzensiz galaksiler için tipik örnektirler.

Uzayın barışçı amaçlarla kullanımını düzenleyen uluslararası bir yasa, Birleşmiş Milletler genel kurullarında 1961 ve 1963 yıllarında kabul edilmiştir. Düzenlenmesinde okyanusların ve Antartika’nın barışçı amaçlarla kullanımı için oluşturulan uluslararası yasanın örnek alındığı uzay yasası, uzayda uluslararası işbirliğini öngörür. Uzayda nükleer denemeler bu yasayla yasaklanmıştır. Her ulus, uzayda barışçıl etkinlikleri için eşit haklara sahiptir. Yine uzay istasyonlarına ve gök cisimlerine nükleer silâh yerleştirilmesi ve oralarda askeri üsler kurulması bu yasayla yasaklanmıştır. Zor durumda kalan uzay adamlarına hangi ulustan olursa olsun uzayda yardım edileceği kabul edilmiştir. Yasa ayrıca, ülkelerin kendi uzay araçları tarafından uzayda ve Yer yüzeyinde verdikleri ve verecekleri zararlar için sorumlu tutulacaklarını belirtmektedir.

Daha önceki bölümlerde Güneş Sistemi ve yıldızların genel özelliklerini gördük. Bu bölümde yıldız kümelerini ve yıldızlararası maddeyi tanıdıktan sonra Galaksimiz Saman Yolu‘ndan sözedeceğiz. içinde milyarlarca yıldız barındıran Saman Yolu‘nun basitçe yapı ve özelliklerini inceleyeceğiz. Diğer galaksiler ve galaksi kümelerini vereceğiz; ufkumuzu biraz daha genişleterek evrenin dış sınırlarında gözlenen kuazarlar ve evrensel genişlemeye değineceğiz. Bu bölümde son olarak Evren modellerinden söz edeceğiz.

Saman Yolu içinde yıldızlar tek, çift ya da birkaç yıldızlı sistemler olarak bulundukları gibi çoklu sistemler olarak da bulunurlar; bunlara, yıldız kümeleri denir. Bir yıldız kümesi, fiziksel olarak birbirlerine çekimset bağlılıkları olan yıldızlar grubu olarak tanımlanabilir. Küme içindeki yıldızların uzaydaki hareketleri incelendiğinde; aynı hızla, aynı yönde ve belli bir noktaya doğru hareket ettikleri görülür. Yıldızların bu özellikleri kümeye ait olup olmadıklarını belirler, iki tür yıldız kümesi vardır. Açık ve küresel yıldız kümesi.

a)  Açık yıldız kümesi: Yıldızların kümelenmesi bir merkez etrafında değildir ve dağınıktır. Çekimse! bağlılıkları gevşektir. Böyle kümelere, açık kümeler denir. Açık yıldız kümelerinde; genç yıldızlar, gaz ve toz bulunur. Bu kümelerde yaklaşık 100 ile 10 000 arasında yıldız vardır. Öküz (Taurus) takım yıldızı içindeki Ülker, ve yine öküz takım yıldızı içindeki Hyades bu gruba birer örnektir (Şekil 5.1). Bu kümeler çıplak gözle görülebilir. Ülker kümesi 250 den fazla yıldız içermekle beraber, ancak 6 – 7 tanesi çıplak gözle görülebilecek kadar parlaktır. Ülker açık kümesinin çapı 40 ışık yılı kadardır. (Işık, kümenin bir ucundan diğer ucuna 40 yılda gitmektedir.) Açık yıldız kümeleri galaksi düzleminde, genellikle sarmal kolların içinde veya yakınında bulunurlar.

b)   Küresel yıldız kümesi: Kümelenmeleri küre şeklini andıran çok büyük ve sıkışık olan yıldız kümelerine, küresel yıldız kümesi denir. Küresel yıldız kümelerinde yaşiı yıldızlar bulunur, ve bu kümelerde 10 000 ile 1 000 000 arasında yıldız vardır (Şekil 5.2). Güneş fcomşuluğunda küresel küme yoktur, çoğu galaksi düzleminden uzaktadır. «Galaksimizin merkezi etrafında küresel bir dağılım gösterirler (Şekil 5.3).      

Uzay boşluğu sanılan yıldızlararası ortamda madde vardır; ancak, bu maddenin yoğunluğu yıldızlardaki yoğunluktan milyonlarca kez daha azdır. Yıldızlararası madde, gaz ve toz parçacıklarından oluşur, örneğin, 1 cm3 lük yıldızlararası uzayda ortalama olarak bir atom ve 1 km3 lük uzayda ise 25- 50 arasında küçük parçacık bulunur; buna karşın, Yer’de, deniz seviyesinde, 1 cm3 lük hacimde milyarlarca molekül bulunmaktadır.

Yıldızlararası ortamdaki maddenin içeriğine biraz daha ayrıntılı bakıldığında aşağıdaki elemanlardan oluştuğu görülür:

a)  Sıcaklığı 10-10 000°K arasında olan ve soğuk madde olarak kabul edilen nötr ya da iyonlaşmış gaz, moleküller ve toz parçacıkları, ışınım gücü yüksek, sıcak yıldızlar, uzaya yaydıkları enerji ile, çevrelerindeki gazın sıcaklığını yükseltirler ve gazı iyonlaştırırlar. Gözlenen iyonlaşmalardan, ortamdaki sıcaklığın 10 000″K civarında olduğu sonucu çıkarılmaktadır. Yıldızlararası ortamda enerjisi veya sıcaklığı daha fazla olan başka madde olduğundan; sıcaklığı 10 000°K’e kadar olan maddeye soğuk madde denilmektedir.
b)  Enerjisi veya sıcaklığı çok daha yüksek olan ve kozmik ışınlar denilen atom çekirdekleri,
c)   Bildiğimiz Röntgen ışınları, morötesi ışınlar ve genel olarak elektromanyetik ışınlar,
d)  Çok yüksek enerjili ve nötrino denilen,   Büyük- Patlama (Big-Bang)   sonucu   ortaya   çıkan   ve   yıldızların   evrimleri   süresinde   salınan parçacıklar,
e)  Manyetik alan.

1944  yılında Hollandalı Van de Hulst, hidrojen atomunun 21 cm de bir radyo dalgası yaydığını ve bunun gözlenebileceğini öngörmüştür. Yıldızlararası ortamda en bol hidrojen olduğu için söz konusu buluş oldukça önemlidir. Daha da önemlisi radyo dalgaları yıldızlararası ortamdaki kozmik tozlardan etkilenmemektedir veya kozmik tozlar tarafından soğurulmamaktadır. Böylece çok uzaklardaki gök cisimlerinden gelen radyo yayınları gözlenebilmiştir. Optik astronomiye göre radyo astronominin gücü, radyo dalgalarının bu özelliğinden kaynaklanmaktadır.

1945   yılında 2. Dünya Savaşı bittikten sonra bilim adamları sivii görevlerine döndü. Savaş süresince bilimsel birikimler ve teknolojik gelişmeler oldu. Bu birikim radyo astronominin hızla gelişmesini sağladı. Radyo teleskoplar gelişti. Böylece yıldızlararası maddenin yapısının ayrıntılı olarak incelenmesi kolaylaştı. Galaksimizdeki nötr hidrojen gazının dağılım haritası çıkarıldı. Yıldızlararası ortamda soğuk bölgelerde ve hidrojen atomu gibi radyo yayını yapan birçok molekül keşfedildi. Bugün yıldızlararası ortamda canlıların yapısında bulunan organik maddeleri içeren 45 ten fazla molekül gözlenmiştir. Bunlardan bazıları; su buharı, formik asit, metil alkol, formaldehid ve hidrojen siyanürdür. Bu moleküllerin çoğu 1970 li yıllardan sonra gözlenmiştir.

Yukarıda söz edilen yıldızlararası ortamdaki gaz ve toz yer yer (yoğunluğu 10 cm”3 ile 106cm”3 arasında değişen) birikintiler oluşturur. Bunlara, bulut ya da bulutsu (nebula) denir. Bulutsular Saman Yolu içinde görüldüğü gibi, başka galaksiler içinde de gözlenmektedirler. Optik olara* parlak görünenleri olduğu gibi, karanlık görünenleri de vardır. Ancak, içerdikleri madde aynıdır. Farkları, içlerinde ışık kaynağının olup olmamasındadır. Son tahminlere göre yıldızlararası maddenin % 99′u gaz ve geriye kalan % 1′i de küçük toz parçacıklarından ibarettir. Yıldızlararası ortamda gaz ve toz beraberce bulunurlar. Ancak, kütle olarak gazın toza oranı 100′e 1 gibidir. Yıldızlararası ortamda, temelde hidrojen, ve bir miktar helyum, karbon, azot, oksijen, neon, demir ve bunun gibi elementler bulunmaktadır. Bu kimyasal yapı genç yıldızların yapısını andırmaktadır. Böylece yıldızların, yıldızlararası gaz ve toz bulutlarından oluştuğu anlaşılmaktadır. Yıldızlararası ortamda çeşitli boyut ve kütlelerde bulutsuya rastlanmaktadır. Örneğin, boyutları 0.1 ışık yılı ile 35 ışık yılı arasında olan toz bulutları gözlenmektedir. Buna karşın dev molekül bulutlarından da söz etmek gerekir, isminden de anlaşılacağı gibi molekül bulutları içinde hem çeşit hem de sayı bakımından daha çok molekül bulunmaktadır. Molekül bulutları karanlık bulutsulardan hem daha yoğun hem daha sıcak hem de acim olarak daha büyüktür, genellikle ışınım yayan bulutsuların yakınında bulunurlar. Bulutsuların kütleleri tipik olarak 60- 100 güneş kütlesi aralığında olmakla beraber daha küçük ve daha büyük olanları da vardır.

Birkaç farklı tipte bulutsu vardır:

Parlak bulutsular: Yakınında çok sıcak bir yıldızın veya birden fazla yıldızın aydınlattığı ve bunun sonucu ışık saçan bulutsular, parlak bulutsular olarak adlandırılır. Kimi parlak bulutsular yalnız aydınlatan yıldızın ışığını yansıtırlar; bunlara, bazen yansıma bulutları da denir. Çoğunda ise aydınlatan sıcak yıldızın yaydığı yüksek enerjili ışınlar bulutsu içindeki hidrojen gazı tarafından soğurulur ve daha sonra Ha olarak tekrar salınırlar. Bu nedenle bu tip bulutsulara, bazan salma bulutsuları da denir. Güneşin de içinde bulunduğu “Orion” sarmal kolu içinde bulunan Orion takım yıldızındaki Büyük bulutsu bu tipe bir örnektir (Şekil 5.4).


Karanlık bulutsular: Saman Yolu’nun teleskoplarla fotoğrafı çekildiğinde yer yer karanlık bölgeler dikkati çeker. Seksen veya doksan yıl önce ilk gözlendiklerinde, bu bölgelerin birkaç yıldızın bulunduğu delikler olduğu sanılmıştı. Ancak, şimdi biliyoruz ki karanlık görünen bu görüntüler büyük gaz ve toz bulutlarıdır. Daha uzaktaki gök cisimlerinden gelen ışığı engellerler ve geçirmezler, bu sebeple karanlık görünürler. Bu tip bulutsuların arkasında kalan bölgelerdeki gök cisimlerini görmemiz olası değildir. Yine Orion takım yıldızı içinde bulunan Atbaşı Bulutsusu bu gruba iyi bir örnektir (Şekil 5.5).

Bazı yıldızlar yaşamlarının belli bir evresinde patlama gösterirler ve dış katmanlarındaki maddeyi uzaya atarlar. Uzaya atılan madde yıldızın etrafında ve çekim alanı içinde kalır. Bunu soğanın dışındaki birkaç katmanın göbek kısmından ayrılması gibi düşünebiliriz. Ayrılan ve kabuk şeklindeki bulutsu dışa doğru yavaş yavaş genişler. Bunlar, merkezi yıldız etrafında kabuk oluştururlar. Esasen gezegenlerle hiçbir ilgileri yoktur. Ancak görünüşü, teleskoplarla bakıldığında gezegenlerin görünüşünü andırdığı için bu adla anılmaktadırlar. Çalgı (Lyra) takım yıldızı içindeki Yüzük bulutsusu bu tipe güzel bir örnek oluşturur (Şekiî 5.6).

Gezegenimsi bulutlar:

Süpernova kalıntıları: Boğa takım yıldızı içindeki Yengeç bulutsusu buna en güzel örnektir (Şekil 5.7). Belli bir kütleye sahip olan yıldızlar, yaşamlarının belli bir evresinde şiddet!; bir patlama geçirirler. Kütlelerinin yarısından fazlasını uzaya atarlar. Geriye, sıkı, ekseni etrafında milisaniyelik dönme periyodu olan ve bugün nötron yıldızı olduğunu bildiğimiz atarca (pulsar) kalır. Atılan gaz kütlesi merkezdeki yıldız etrafında yavaş yavaş genişleyen bulutsuyu oluşturur Yengeç bulutsusu böyle oluşmuş bir bulutsudur. Onu oluşturan patlamayı Çinliler 1054 yılında gözlemiş ve gündüz ikinci bir güneş gibi bir süre izlemişlerdir, çünkü patlama sonucunda yıldız parlaklığını milyon kez artırmaktadır. Benzer bir oluşum 1987 yılında Büyük Macellan Bulutu içinde de gözlenmiştir. Ancak bu süpernova çok uzak (yaklaşık 160000 ışık yılı) olduğu için gündüz görülememiş, güney enlemlerden geceleri gözlenebilmiştir.

Ormana girdiğimizde tek tek ağaçları görürüz ve ormanın şeklini anlayamayız. Benzer şekilde; içinde bulunduğumuz için Galaksimizin tamamını görebilmemiz mümkün değildir. Ancak galaksilerin fotoğrafını çekebiliriz. Bir önceki bölümde söz edilen 21 cm lik hidrojen radyo dalgası gözlemleriyle madde dağılımı incelendikten sonra Galaksimizin onlara benzediği anlaşılmıştır.

Gece gök yüzüne baktığımızda görünen; gök küreyi yaklaşık olarak büyük daire boyunca saran parlak ve yaygın ışık bandına Saman Yolu denir, ingilizce’de Sütlü Yol anlamında “Milky Way” olarak bilinmektedir
Saman Yolu’na üstten ya da yandan bakabildiğimizi var sayalım. Yandan bakıldığında kurbağa yutmuş yılanı andırır, üstten bakıldığında ise sarmal kolları açık olarak görülür (Şekil 5.8} ve yassı bir cep saatine benzer Şekil tamamen temsilidir, ölçülere uygun çizilmemiştir.

Saman Yolu’nun AB çapı yaklaşık 100 bin ışık yılı uzunluğundadır (Bir ışık yılı, 300000 km/sn hızla hareket eden ışığın bir yılda aldığı yoldur.) O merkezli şişliğin CD kalınlığı ise 15 bin ışık yılıdır. Güneş, Saman Yolu merkezine yaklaşık 30 bin ışık yılı uzaklıkta, ve Saman Yolu düzleminin 26 ışık yılı kuzeyindedir (Şekil 5.8).

Şekil 5.8 de görülen sarmal kollarda;gaz, toz, molekül bulutları,  genç yıldızlar ve açık kümeler bulunur. Yaşlı yıldızlar ve küresel kümeler ise Saman Yolu merkezi etrafında daha küresel bir dağılım gösterir.

Araştırmalar, Saman Yolu’nun merkeze yakın iç kısmının katı bir cisim gibi döndüğünü göstermiştir iç kısımdan uzaklaştıkça, merkezden dışarıya doğru yörünge hızları artar ve güneşin bulunduğu yere (Şekil 5.8 de G noktası) gelmeden önce veya güneş dairesi civarında hız değişimi yön değiştirir. Bu noktadan sonra yörünge hızları uzaklıkla ters olarak değişir;hızlarda yavaşlama görülür (Şekil 5.9). Yörünge hızlarının merkezden dışarıya doğru Şekil 5.9 da görüldüğü gibi değişmesi, Saman Yolu’nun CD ekseni etrafında farklı (diferansiyel) dönmesi olarak tanımlanır.

ikinci Dünya Savaşından sonra radyo teleskopların gelişmesi ve hidrojen atomunun 21 cm dalga boyunda radyo ışınımı yaydığının keşfedilmesi Saman Yolu’nun dönmesinin ayrıntılı gözlenmesini mümkün kılmıştır. Doppler kaymasından yararlanarak, 21 cm radyo yayını yapan hidrojen bulutlarının dönme hızları bulunmuş ve farklı dönmenin olduğu belirlenmiştir. Zaten üstten görünüşünün verdiği izlenim, sarmal kollar ve şeklinin basıklığı da bunu anlatmaktadır.

Güneşin Saman Yolu merkezi etrafında dolanma hızı yaklaşık 220 km/sn dir. Böylece Güneş sistemi, merkez etrafındaki bir dolanmayı yaklaşık 200 milyon yılda tamamlar.

Optik ve radyo gözlemleri Saman Yolu’nun 3 ana sarmal kolunun olduğunu göstermiştir. En içte Sagittarius, daha sonra Orion ve en dışta Perseus sarmal kolu bulunmaktadır. Güneş sistemimiz Orion sarmal kolu içinde yer almaktadır (Şekil 5.10).

Güneş komşuluğunda gözlenen dönme hareketinden ve Saman Yolu merkezine olan uzaklıktan yararlanarak, Saman Yolu’nun kütlesini hesap etmek mümkün olmuştur. Buna göre Galaksimiz, Saman Yolu’nun kütlesi 100 milyar Güneş kütlesine eşdeğerdir. Bu demektir ki Saman Yolu yaklaşık 100 milyar yıldız içermektedir.

Immanuel Kant ve Thomas VVright gibi filozoflar, milyonlarca yıldızdan oluşan Saman Yolu‘nun dışında, bağımsız sistemlerin varlığını tartışmışlardı. Gerçekten de bugün böyle olduğu gözlemsel olarak gösterilmiştir. Teleskop ve fotoğrafın gelişmesinden sonra çok sayıda bulutsu keşfedildi. Bunların, önceleri; Saman Yolu içinde olduğu sanılmıştı, fakat sonradan çoğunun Saman Yolu içinde değil dışında, daha uzakta ve milyarlarca yıldız içeren birer sistem olduğu anlaşıldı. Bunu, ilk kez 1924 yılında Edwin Hubble gösterdi. E. Hubble Andromeda (Şekil 5.11) galaksisini gözledi ve uzaklığını, içindeki sefeid türü değişen yıldızlar yardımıyla ölçerek Saman  Yolu’nun dışında olduğunu kanıtladı. Bugün Andromeda galaksisinin bize 2 milyon ışık yılı uzaklıkta, buna karşın Saman Yolu galaksisinin çapının yalnız 100 000 ışık yılı olduğunu biliyoruz. Bunu, başka galaksilerin keşfi izledi. Böylece evrende, Galaksimizin dışında, benzer ve benzer olmayan başka galaksilerin var olduğu keşfedilmiş oldu.

Kendi ismiyle anılan sınıflandırmayı Hubble 19201i yıllarda tanımladı. Galaksilerin sınıflandırılması, çatala benzer bir şekil üzerinde üç ana grupta dizi hâlinde gösterilir. Eliptik galaksiler basıklık derecesine göre sıralanmıştır. Sarmal kollu galaksiler ise sarmal ve çubuklu sarmal galaksiler olarak ayrılır (Şekil 5.15).

Dördüncü grubu da düzensiz galaksiler oluşturmaktadır. Galaksilerin daha ayrıntılı sınıflandırılmaları için kitabın arkasındaki okuma parçasını okuyunuz.