ASTROFİZİK

S T R O F İZ İK ; Aim. Astrophysik (f), Fr. Astrophysique,
Ing. Astrophysics. Gök cisimlerinin ve
olaylarının fiziksel ve kimyâsal özelliklerini, yapılarını
inceleyen astronomi dalı. Bu incelemeler
için tek bilgi kaynağı gök cisimlerinden yayılan ışık
ve diğer elektromanyetik dalgalardır. Bu dalgaları
tesbit eden âletler vâsıtasıyla toplanan bilgiler fizik
ve kimyâ bilimlerinde elde edilen sonuçlarla
karşılaştırılarak değerlendirilir ve yorumlanır.
Astrofiziğin doğuşu ve târihçesi:Gök cisimlerinin
birbirine göre konumlarını mevzu eden konumsal
astronomi (Pozisyon Astronomisi), târih
kadar eskidir denilebilir. İnsanoğlu ışıklarını görebildiği
bâzı gökcisimlerinin gökyüzünde hareket
etmediklerini, bâzılarının ise bunlara göre yerlerini
kısa sürede değiştirdiklerini görmüştür. Buna
dayanarak sâbit yıldızlar ve gezegenler arasında bir
farklılık olduğunu anlamışlardır. Yaratılışındaki merak
ve araştırma arzusu, onu, bu cisimlerin ne olduğunu
anlamak için çalışmaya sevk etmiştir. Bilhassa
Müslümanlar, insan tabiatındaki bu merak
ve araştırma arzusunu Kur’ân-ı kerîmdeki: “Yerleri,
gökleri, canlıları, cansızları ve kendinizi inceleyiniz!
Gördüklerinizin içini, özünü araştırınız.
Bütün bunlarda yerleştirmiş olduğum kuvvetimi,
kudretimi, büyüklüğümü ve hâkimiyetimi
bulunuz, görünüz, anlayınız!” meâlindeki emirlerine
uygun olarak kullanmışlar, gökyüzünü devamlı
incelemişler ve astronomi ilminin doğru ve
sağlam temellere oturmasını sağlamışlardırBu yöndeki araştırmalar gök cisimlerinin kadir
(magnitude) olarak anılan, görünen parlaklıklarına
göre sınıflanmış ve astronomik fotometri
biliminin doğması ile ilerlemiştir. Gelen ışığın
bolometrik (hassas sıcaklık ölçme usulleriyle)
incelenmesi yoluyla gök cisminin sıcaklığı tahmin
edilebilmiştir. Fotometrik incelemeler sâyesinde,
bir yıldızın uzaklığı da biliniyorsa, yaydığı
toplam enerji veya entrensek (bünyesel) parlaklık
hesaplanabilmektedir. Parlaklığın zamanla değişmesi
yıldızın meydana gelmesi ve gelişimi hakkında
bir fikir verir. Bu tür incelemeler nova ve süpernövaların,
gökte yanıp söner gibi görünen pulsar
(pulsating star) adı verilen yıldızların meydana
gelmesine ışık tutmuştur. Yine bu incelemeler
göstermiştir ki, gökcisimleri arasındaki büyük açıklıklar
boş değildir. Bu açıklıklar uzay tozu (plazma)
denilen katı parçacıklarla ve hafif gazlarla doludur.
Toz ve gazlar mavi ışığı kırarak gökyüzünün
mavi ve uzak yıldızların kırmızı görünmesine sebeb
olurlar. Uzay tozu içindeki kristaller manyetik
alanların etkisiyle yönlenerek meydana gelirler
veya yönlenirler. Bu yönlenme ışığının polarizasyonuna
yol açar. Ayrıca yer atmosferi de ışığın
bir bölümünü absorbe eder (yutar) ve dünyâ üzerindeki
bir gözlemciye ulaşan ışık, kaynağının
özelliklerini tam olarak göstermez. Ancak, gök cisimlerinin
özellikle güneş ve ayın, çeşitli dalga
boylarındaki ışıklarını inceleyen yüzey fotonfetresi
sâyesinde yakın yıldız ve gezegenlerin yapıları
hakkında oldukça değerli bilgiler elde edilmiştir.
Spektroskopik (Tayf) gözlemler: Gök cisimlerinden
gelen ışığın değişikliğe uğramadan
tesbit edilmesi uzay araçlarının ve istasyonlarının
bulunması ile mümkün olmuştur. I. Newton veW.H-Wollaston (1802) ile başlayıp ve J. Von Fraunhofer
(1817) ve G. Kirchoff (1861) tarafından
sürdürülen çalışmalarla cisimlerin belirli dalga
boylarında elektromanyetik dalga yaydıkları ve
bu dalga boyuna sâhip radyasyonu yuttukları bulunmuştur.
Her bir elementin ve molekülün yaydığı
ışık veya elektromanyetik dalga spektrumu (tayfı)
o element veya moleküle has bir yapıya sahiptir.
Yıldız spektroskopisi (tayfı) incelemeleriyle yıldızlarda
mevcut maddelerin cins ve miktarlarını ve
sıcaklıklarını tahmin etmek mümkün olmaktadır.
Meselâ, güneşin görünen ışık tayfında sodyum atomuna
has karanlık çizgiler vardır. Bunları ilk olarak
Wollaston gözlemiş ve Fraunhofer ise
A.B.C.D…. harfleri ile isimlendirmiştir.Bu sebeple
Fraunhofer çizgileri diye anılırlar. Fraunhofer
D çizgisi yaklaşık 5900 A° (Angstrom=10 10m)
dalga boyu civârında sodyum atomuna âit absorbsiyon
çizgileridir.
Güneşin fotosfer tabakasından çıkan sürekli
tayf, dış tabakalarda buhar hâlinde, fakat sıcaklığı
daha az olan sodyum atomları tarafından yutulur.
Bu olay Kirchoff tarafından “Bir radyasyonu iyi
yayan cisimler, aynı radyasyonu iyi emerler.” sözleriyle
ifâde edilmiştir. Yıldızlar yaydıkları radyasyona
göre sınıflandığında, belirli gruplar meydana
getirdikleri görülmüştür. Bu gruplar Hertzsprung-
Russel (H-R) diyagramında gösterilmektedir.
Spektroskopik incelemelerde yıldızı meydana
getiren maddelerin türü yanında, alev fotometresi
ve atomik absorbsiyon âletlerindeki gibi, bağıl
miktarlarını da belirlemek mümkün olmaktadır.
Her yıldızın kendine has bir tayfı bulunmakta ve bu
tayflar da sınıflama ve tanımada yardımcı olmaktadır.
Bâzen, tayfta görülen ışık çizgilerinin ince yapısı
değişebilmekte, meselâ çizgi genişleyebilmekte,
daha ince çizgilere ayrılmaktadır. Bu olay
manyetik alan etkisi sonucu meydana gelmekte vezaman etkisi adı ile anılmaktadır. Güneş tayfının incelenmesine
ise spektrohelioğrafi denir.
Astrofizikte ileri gelişmeler: Astrofizik,
1930’lu yıllara kadar görünen ışık bandı üzerinde
yapılan incelemelere dayanmakta idi. Görünen
ışık radyasyonunun incelenmesi için büyük teleskoplar
yapıldı. Bu arada uzaydan yüksek nüfuz kabiliyetine
sâhip kozmik ışınlar geldiği, bunların
çok yüksek enerjili atom çekirdekleri, proton, nötron
ve elektronlar olduğu anlaşıldı. Kozmik ışınların
dalga-tâne karakteri üzerindeki tartışmalar sürerken
uzaydan radyo dalgaları da tesbit edildi ve
gök cisimlerinden gelen, görünen ışık dışındaki
radyasyonu inceleyen radyo-astronomi bilim dalı
gelişti. Bu konuda araştırma yapmak için büyük
radyo teleskoplar yapıldı.
Bu konudaki incelemeler 1960 yılında radyo
dalgaları yayan binlerce gök cisimlerinin bulunması
ile sonuçlandı. Bunlardan bâzıları görünen
ışık da yaymaktadır. Bu sebeple bunlara kuasar adı
verilmektedir.
Günümüzde astrofizik incelemelerde esas olan,
gök cisimlerinden gelen her türlü radyasyon, uzay
tozu içerisinden geçerken ve bilhassa atmosferde
büyük değişikliklere uğrayabilmeleridir. Bu ışınların
atmosfer dışında “Uzay istasyonlarında” incelenmesi
hâlinde kaynaklarının özellikleri hakkında
daha doğru bilgi edinilmesi mümkün olacaktır.