ASTROFİZİK

ASTROFİZİK Astrofizik son otuz-kırk yıldır şaşırtıcı bir gelişme göstermiştir. Günümüzde artık, yıldızlarda ortaya çıkan nükleer tepkimeler, evrende kimyasal elementlerin dağılımı, hattâ yıldızların evrimi açıkîanabilmektedir. Radyo astronomi yoluyla, gökyüzünde, 1 0 milyar derece sıcaklığa ulaşmış elektronların izi olabilecek radyo dalgaları bulunduğu anlaşılmıştır.

Astrofiziğin tarihçesi. Geçen yüzyıla kadar astronomlar, ışığın getirdiği bilgilerden yararlanarak, gök cisimlerinin görünüş ve hareketlerini inceliyorlardı; gök cisimlerinin bileşimleri ve gök cisimlerinde olup biten olaylar üstüne hiçbir bilgileri yoktu. Gök dürbünleri ve daha sonra bulunan teleskoplar, olayların dış görünüşüyle yetiniyordu; gök cisimlerinin yapısını anlamak için, gökbilime fizik ve kimya yöntemlerini uygulamak, yukarıda adı geçen araçları aygıtlarla donatmak gerekmekteydi. Böylece en uzak yıldızlar, onları oluşturan maddeler, bir yeryüzü laboratuvar erimindeymiş gibi yeni incelemelerin konusu olacaktı. Önceleri prizmayla güneş ışığının ayrıştırılması ilkesine dayanan astrofizik, bu aşamada gerçek anlamda doğmuştu. Bilindiği gibi, beyaz bir ekran bulunan karanlık odaya ince bir güneş ışığı demeti yollanır ve ışığın geliş yolu üstüne bir cam prizma yerleştirilirse, ekranda alışılmış beyaz leke gözlemlenmez. Işık ışınları ekran üstünde, gökkuşağının bütün renklerini içeren bir şerit biçiminde yayılır.

Bu renk şeridine, “tayf” adı verilir ve oluşumunun nedeni, prizmanın, güneş ışığındaki çeşitli “renkleri ” değişik biçimde saptırmasıdır. Söz konusu olayı iyice anlamak için, ışığın dalga niteliği gösterdiğini göz önüne almak gerekir: Dalga, son derece küçük devirsel bir titreşim, yani tepe ve çukurların art arda sıralanışıdır; iki tepe arasında geçilen yola da, “dalga boyu” adı verilir. Güneş’ten bize ulaşan çeşitli ışık dalgalarının dalga boyları da birbirinden ayrıdır. Kırmızı ışık, milimetrenin milyonda 631’i boyunda dalgalarla gelirken, mor ışık daha kısa, milimetrenin milyonda 430’una ulaşan dalgalar halinde yer değiştirir. Gözümüz, renkleri beyaz ışık haline getirir; prizmaysa, beyaz ışığı bir gökkuşağı parçasına dönüştürerek renkleri ayırır.

Güneş ışığının karmışık yapısını, 1666’da Newton bulmuş, XIX. yy. başında bilginler, insan gözünün göremediği ışınımları bile prizmanın ortaya çıkardığını gözlemlemişlerdir: Kırmızının ötesinde ışıl etkisi olan kızı- laltı ışınlar; morun ötesinde kimyasal etkisi bulunan ışınımlardan oluşmuş morötesi ışınları. Morötesinin bulunduğu yıl, tayf içinde siyah renkli ve ince yedi çizgi gözlemleniyordu; bu çizgiler o dönemde, renkleri ayırma çizgileri sanılmıştı; ne var ki, 1815’te optikçi Fraunhofer, gerçekte binlerce tayf çizgisi bulunduğunu ve güneş tayfında olduğu gibi, yıldızların tayflarında da bu çizgilerin gözlemlendiğini ortaya koydu. Söz konusu çizgilere, “Fraunhofer tayf çizgileri” adı verildi. Böylece ilk kez, uzak gök cisimlerinin aşırı sıcak ve hareketli atmosferlerinin bir bildirisi elde ediliyordu. Başlangıçta çözülemez görünen bu bildirinin yorumunu, 1859’da fizikçi Kirchhoff yaptı. O andan sonra, gök fiziği artık, Güneş’in ve en uzak yıldızların gizlerine ulaşacak silahlarla donatılmış oluyordu.

Yıldız ve atom. Belli bir sıcaklığa kadar ısıtılmış bir cisim ışık yayar: Bir prizma yardımıyla çözümlenirse, bu ışığın belirgin nitelikte bir tayfı olduğu görülür. Katilar ve akkor haldeki sıvılar, son derece sıkıştırılmış yoğun ve çok sıcak gazlar, kesiksiz bir tayf verirler; yani, renk şeridi hiçbir tayf çizgisi taşımaz. Buna karşılık, yoğunluğu az olan akkor haldeki gazlar, çizgili bir tayf, yani bir şerit yerine, renkli parlak, net bir biçimde birbirinden ayrılmış çizgiler verir. Her gazın kendine özgü tayf çizgileri vardır: Sözgelimi, Bunsen hamlacı alevinde, buharlaşmış sodyum, bir çift sarı tayf çizgisi üretir; iyotsa, biri mavi, öteki mor iki çizgi sağlar. Bütün bunlardan başka, Güneş’in tayf çizgileri gibi bir üçüncü tip “yutma tayf çizgileri” vardır. Bunları laboratuvarda elde etmek için, kesiksiz tayf üretmeye yatkın bir madde almak, onu akkor hale getirmek ve bu madde ile ışığın çıkacağı yarık arasına daha soğuk bir gaz koymak yeterlidir. O zaman, siyah çizgilerle bölünmüş renkli bir şerit gözlemlenir. İncelendiğinde, söz konusu çizgilerin kesin bir konumu olduğu görülür: Soğuk gaz sodyum olursa, birbirine çok yakın iki siyah çizgi, ışık tayfındaki çift sarı çizginin konumunu alarak sarı renk içinde ortaya çıkacaktır; iyot olursa, mavi içinde bir siyah çizgi ve mor içinde bir İkincisi görülecektir. Çünkü soğuk gaz, ışığı soğurur ve sıcakken parlak tayf çizgileri bulunan kesimde siyah çizgiler doğurur.

Şimdi de, Güneş’te olup biteni ele alalım. Çok sıcak ve yoğun gazdan oluşan, dolayısıyla1 kesiksiz tayf yayımlayan Güneş yüzeyi üstünde, daha düşük sıcaklıkta ve daha seyreltik bir atmosfer bulunur. Söz konusu gazlar, yutmatayf çizgilerine yol açar; bunlar, tam anlamıyla Fraunhofer tayf çizgileridir. Güneş’te buhar halinde sodyum varsa, tam sodyumun ışıdığı yerde, sarı renk içinde çift siyah tayf çizgisi bulmamız gerekir; bu olgu, zaman zaman doğrulanmaktadır. Böylece, Güneş’in kimyasal çözümlemesine başlanmış olur. Bunu sürdürmek için, çeşitli gazların “karşılaştırma tayfları” adı verilen ışık tayflarını laboratuvarda elde etmek yeterlidir. Tayf çizgilerinin varlığı ve düzeni, günümüzde atom fiziği tarafında açıklanmıştır ve elektronların atom ya da molekül düzeyinde geçişlerinden doğar. Böylece, yıldızların maddesi üstünegeçerli birçözümlemeye ulaşılır. Bütünü içinde astrofizik, uzak “güneşlerde” yanan gazları tanımlamakla yetinmez; ayrıca, onların sıcaklığını, atmosferlerinin yapısını, manyetik alanlarını inceler.

Araştırmalarda kullanılan aygıtlar, doğrudan doğruya inceleme yapılıyorsa “tayfölçer” (spektroskop), fotoğraf kaydı için kullanılıyorsa “tayfçeker” (spektrograf) diye adlandırılır. Büyük teleskoplarla bütünleşen modern tayfçekerlerle, gök fiziği şaşırtıcı sonuçlar elde etmiştir: 1 0 m’den daha uzun güneş tayfları oluşturulmuş ve on bin kadar yutma tayf çizgisi kaydedilmiştir. Tayfölçer ve tayfçeker, Ay’ın yüzeyi üstüne j hiçbir bilgi vermezler; çünkü, atmosferi olmayan Ay, güneş ışığını olduğu gibi yansıtır: Dolayısıyla,! Ay ve Güneş’in tayfları aynıdır. Ancak, atmosferi bulunan çeşitli gezegenlerde durum böyle değildir. Güneşle aydınlanmaları yüzünden, onlar da aynı ışığı Yer’e yollarlar; ne var ki, çevrelerini saran soğuk gaz, özel soğurmalara yol açar; dolayısıyla da güneş tayfına kendilerine özgü tayf çizgilerini katar. Yer, bu etkiyi yapanların başında gelir. Fra- unhofer tayf çizgilerinin bazıları, Yer atmosferinin etkisinden doğar ve “yersel çizgiler” diye adlandırılır. Astrofizik, gezegenler kendilerine özgü ışık yaymasalar bile, atmosferlerini inceleyebilmektedir. Tayflar yöntemiyle girişilebilecek en önemli araştırmalardan biri, gök cisimlerinin uzaydaki hareketleriyle ilgilidir. Bu incelemede, Doppler-Fizeau olayına dayanılır. Söz konusu olayı anlamak için, bir karşılaştırma yapalım. Bir lokomotifin düdüğü bize yaklaşırken tizdir; uzaklaşırken giderek kalınlaşır. Ses dalgaları, lokomotifin önünde yığışır ve arkaya doğru seyrekleşir. Böylece, hareket yönünde, dalgaların boyu normalden daha kısa, ters yönde daha uzun olur. Işık için de aynı durum söz konusudur. Bir yıldız Yer’e yaklaştığında, ışık kısa dalga boyları yönüne, yani maviye doğru, yıldız uzaklaştığındaysa uzun dalgalar yönüne, yani kırmızıya doğru kayar.

Uygulamada, tayf çizgileri hep birlikte yer değiştirir ve yer değiştirme miktarlarının ölçümü, büyük yankılar doğuran buluşlaraiolanakvermiştir.Sözgelimi, bizden milyonlarca ve milyarlarca ışık yılı uzaktaki devgökadaların uzayda kaçışının incelenmesi, evrenin genleşmesi üstüne ilk düşüncelerin doğmasına yolaçmıştır. Ne yazık ki, gök cisimlerinden yeryüzüne bilgiler,eksiksiz biçimde ulaşmamaktadır; çünkü, atmosferimiz onların bir bölümünü soğurur (en kısa boylu morötesi dalgaları ve en uzun boylu kızılaltı dalgaları). Bu nedenle günümüzde, dış uzaydan gök cisimlerini gözlemlemek için, teleskoplarla donatılmış yapay uydular özel olarak uzaya fırlatılmaktadır.

Gerçekte, atmosferde yiten ışınlar, yalnızca kızılaltı ve morötesi ışınlar değildir; görünür tayf, evrenden Yer’e doğru sürekli boşalan ve yalnızca bir bölümü gezegenimizin yüzeyine ulaşan enerjinin tam tayfının, ancak çok küçük bir parçasıdır. Kızılaltı ışınları oluşturan dalgalardan çok daha uzun olanların bir bölümü, yeryüzüne kadar ulaşır; bunlar, yirmi beş-otuz yıl öncesine kadar bilmediğimiz bildirileri uzayın derinliklerinden getiren Hertz dalgalarıdır. Söz konusu dalgaların incelenmesi, kendine özgü aygıtları, laboratuvarları ve yöntemleri olan bağımsız bir gökbilim dalının, radyogökbi- limin gelişmesine yolaçmıştır. Işıma tayfı şeridinin öteki ucunda, X ve gama ışınları, uydularla yapılan yeni araştırmalar konusu olmaktadır. Sözgelimi, Aralık 1970’te ABD uydusu Uhuru, gökadamızın merkezindeki X- ışını kaynaklarının ilk haritasını ¡çizmesinden sonra, bu haritalar olağanüstü ölçüde geliştirilmiştir. Yüzde 80’i hidrojenden oluşan bir evrende, moleküller halinde düzenlenmiş yıldızlar arası bir maddenin bulunması, yalnızca bazı tepkimelere olanak veren bir uzay kimyasının doğuşunu vurgular.

Gezegenler. İnsanın bütün uygarlıklarını taşıyan Yer, gerçekte ¡uzayda asıltı halinde bulunan ve Güneş çevresinde dönerek ondan ışık alan karanlık bir küredir. Yer’e eşlik eden gezegenlerse, Güneş çevresinde 6 milyar kilometreye kadar varan çeşitli uzaklıklarda dönerler; onlar da Yeryüzü gibi dünyalardır; ama yapıları ayrılık gösterebilir. Gezegenler arasında, dünyamızın 1 320 katma ulaşan en büyük gezegen Jüpiter gibi dev boyutlu olanlar vardır. Bununla birlikte, ışığıyla bize yaşam veren, nükleer bombaların patlamalarına benzer olayların yatağı olan Güneş karşısında, Jüpiter’in devliği hiç kalır. Güneş’i doldurmak için, Yer boyutunda 1 303 800 küre gerekir. Evren, bu tip yanan kürelerle doludur; akıl almaz uzaklıklarda yeralan bu çok büyük ve çok sıcak kürelerden gelen ışığın Yer’e ulaşması için yıllar geçer. Bu dev nükleer fırınlar, bize küçük ışık noktaları gibi görünen ve takımyıldızları oluşturan bildiğimiz yıldızlardır. Karanlık uzay milyonlarca, milyarlarca yıldızla doludur; çoğunlukla bunlar, güneşimiz gibi gezegenlerle çepeçevre sarılmıştır. Bu gezegenler, uzaklıkları yüzünden görülememekte, ama bazı durumlarda varlıkları, dolaylı da olsa ortaya konabilmektedir. Söz konusu gök cisimleri, dev yıldız yağmurları, toz ve gaz bulutları halinde yer değiştirirler; ayrıca, çark biçiminde, tümüyle kendilerine özgü yapıları içinde, milyarlarca güneş yeralır. Söz konusu gök cisimleri, gökada diye adlandırılır.

Gökadalar. Evrenin gökadalardan oluştuğunun kesinlikle saptanması, XX. yy. gökbiliminin en büyük başarısı oldu. Astronomlar, yakın bir tarihe kadar, Samanyo- lu’nun sarımlarında parıldayan flüorışıl gaz bulutlarını gökadalardan ayıramıyorlardı; gerçekten bulutsu (ne- bülöz) adı altında toplanan bu iki tür yapı, dürbünle bakıldığında aynı yaygın görünümü vermekteydi. Gökadalar, gaz bulutları ve uzak yıldız kümeleri, eski gökbilim kataloglarında birlikte gösterilmekteydi: Günümüzde bile birçokgökada, listedeki sıra numarası eklenerek M harfiyle belirtilir. Optik aygıtların kusursuzlaşması, sarmal gökadaları hiçbir yorum yapmaksızın gözlemleme olanağı verdi. Sözge imi, 1845’te Parsonstovvn kontu Lord Rosse, İrlanda’da o dönemde dünyanın en büyük teleskopu sayılan, metal aynası 1,80 m çapındaki aygıtı, M 51 bulutsusuna doğrulttu. Objektifin çok ileri ölçüde büyütmesi sonucunda, göz merceğinde gümüş pırıltılı, hareketsiz gökküreye asılmış bir taç gibi duran olağanüstü bir görüntü belirdi. Eskiden gözlemlenmiş dağınık görünüm, aygıtların zayıf gücünün yolaçtığı bir yanılgıydı. Sarmal biçimde bir gökada ilk olarak gözlemleniyordu; ne var ki astronomi, henüz bu sistemin, dünyamızın da içinde yeraldığı Samanyolu’yla benzerliğini kanıtlayacak düzeyde değildi. Öteki sarmalların da gözlenmesi, bir önceki yüzyılda Henschel ve Rant’ın sezinledikleri, evrenin yıldız sistemleri halinde bölündüğü varsayımını doğruladı. Gökadalar evreni üstündeki bilgimiz, bu tarihten an cak 70 yıl sonra, Ritchey’nin Wilson dağındaki 1,50 metrelik teleskopla çok uzak bir gökadadaki bir patlamayı gözlemlemesiyle gerçek anlamda gelişti. Samanyolu’nda da ortaya çıkan bu patlamalar, bir yıldızın parlaklığındaki apansız bir artışın sonucunda oluşur; söz konusu olaya gökbilimciler nova inovae) adını verdiler. Ritchey’nin gözlemlediği patlamanın çok düşük bir parlaklık göstermesi, milyonlarca ışık yılı uzaklıkta ortaya çıktığı kanısını uyandırmıştı; bir başka deyişle, olay, tümüyle bizim yıldız sistemimizin dışında oluşmuştu. Gökbilimci Harlow Shapley, olayın boyutlarını ve biçimini belirlemeye çalıştı. Gökadamız dışında başka gökadaların varlığı, sürekli tartışma konusu oldu; ama 1 Ocak 1925 tarihinde kesinlikle kanıtlandı. Wilson dağı gözlemevinde gökbilimci Edwin Hubble, bazı bulutsuların yapısının, Samanyolu’nunki gibi, yıldızlardan oluştuğunu saptamayı başardı. Artık emekleme ve varsayımlar çağı çoktan geride kalmış ve yeni bir evren görüşü doğmuştu. Andromeda takımyıldızındaki M 31 bulutsusu, çıplak gözle görülebilen soluk bir yıldızla, Samanyolu’na benzer bir gökada örneği verir. Söz konusu yıldız, yalın bir dürbünle, bulutsunun merkezinde uzun bir ışık beneği biçiminde görülür; özel aygıtlarla çekilmiş fotoğraflardaysa, derinliğin yolaçtığı biçim değişmesi yüzünden, çok basık elips halinde görkemli bir sarmal görüntü elde edilir.

Sarı bir ışıkla parıldayan merkezin çevresini mavimsi bir kuşak sarar; sarmalın kolları arasında gaz ve tozlardan oluşan uzun bir dizi siyah bulut görülür. Gökadamızın da tıpkısını verdiği sanılan bu görünüm, uçsuz bucaksız bir kuyuyla karşılaşmamıza neden olur; çünkü, ışıkları dünyamıza iki milyon ışık yılında ulaşır. Bir başka deyişle, günümüzde fotoğraflarda kaydedilen ışıkların yola çıkışı, Yer gezegeninde insanın doğuş tarihinden çok önceki dönemlere raslar. Andromeda gökadası, dev bir sarmaldır; çapı 200 000 ışık yılı, yani Güneş sistemimizin iki katı olarak hesaplanmıştır: Andromeda da bir ayla (hale) taşır; ama boyutlarına oranla, ışık aylasının zenginliği, Samanyo- lu’ndan çok daha büyüktür. Bu gökadada, kısa ve orta devirlerle değişen yıldızlar (Şefe) yağmurlarının parıldadığı ve novaların ortaya çıktığı görülür. M 31’de bulunan bir gezegenden bakıldığında, yıldızlı gökküre, görünüş olarak kuşkusuz, Yer’den görünenden farklı değildir. Dünyamızdan bakıldığında olduğu gibi, takımyıldızların yanında öteki yıldız dizileri, gecegökküreyi kaplar ve bunların arasında Samanyolu, gümüş parıltılı büyük bir ırmak görünümündedir.

Bütün gökadalar, M 31 ve Samanyolu gibi sarmal biçimde değildir; bazıları elips biçimindedir ve (hiçbir sarım izi ya da siyah bulut taşımaz. Düzensiz olaH öteki gökadaların kesin bir biçimi yoktur; büyük miktarda gaz ve toz eşliğinde mavi parlak yıldızlardan oluşurlar. Ayrıca gökadalar, normal sarmallar ve çizgili sarmallar olarak ikiye ayrılabilir: Normal sarmallar burgaç yapısı gösterir; çizgili sarmalların sarımlarıysa, ortasında bir çekirdek bulunan bir tür çizginin uçlarından başlar. Gökadaların ilk sınıflandırmasını, Edwin Hubble yapmıştır. Bununla birlikte, ileri sürülen varsayımlar denetlenip kanıtlanamadan, gökadaların, yıldız sistemleri evreninin anlarını canlandırdığını düşünenler çıkmıştır. Ayrıca, bir gökadadan ötekine, boyutlar oldukça değişiklik gösterir. Samanyolu ve M 31 birer devdir; orta boyutlardaki yıldız sistemleriyse, genellikle daha küçüktür; bununla birlikte, M 31’den çok daha büyük ve orta boyuttaki sistemlerden 30 kat daha çok yıldız taşıyan, elips biçimli gökadalar vardır. Son 30-40 yıl boyunca gökbilimin ortaya koyduğu evrende, gökadalar raslantılı bir dağılım göstermez, tersine, gruplar, hattâ gökada kümeleri oluştururlar. Gökadamızla birlikte Andromeda’daki M 31, bir gökadalar kümesinin parçasıdır; bu kümede ayrıca, orta boyda iki gökada ve otuz kadar cüce gökada daha vardır. Bu cücelere, gökadamızın iki uydusu olan Magellan Bulutları bağlanır; bunlar, gökadamıza yaklaşık 180 0 0 0 ışık yılı uzaklıktadırlar ve güney yarıküre göğünde çıplak gözle görülebilirler. İlgi çekici bir çakışma, M 31 ‘de de benzer iki uydunun bulunmasıdır; bunlar, fotoğraflarda açıkça görülmektedir.

Evrende bu gökada kümesi dışında yeralcn en önemli, en yakın grup, yaklaşık 8 milyon ışık yılı uzaklıktaki altı sarmaldan oluşan Yontar (Sculptoris) grubudur. Başak kümesi, Yerel kümeden sonra en önemli yıldız kümesidir. Bazı gökbilimciler, bu kümenin daha büyük bir grubun, bir “süper küme”nin merkezini oluşturduğunu, çevresinde Samanyolu’nun, M 31 ‘in ve komşularının yeraldığını düşünmektedir. Başak kümesinin merkez kesiminde, üç binin üstünde gökada öbekleş- miştir. Bu sistemlerden her birinde milyarlarca yıldız bulunduğu, bu yıldızların da büyük bir olasılıkla, gezegenleri ve uyduları bulunan öteki sistemlerin merkezleri olduğu düşünüldüğünde, akıl almaz bir evren ortaya çıkar.

Berenike’nin Saçı takımyıldızında 9 0 0 0 ‘in üstünde gökada vardır. Bu gökadalardan bize ulaşan ışık, 250 000 000 ışık yıllık bir yol aşar. Dev Palomar teleskopu, Çoban takımyıldızında 3 500 000 000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir gökadalar kümesinin fotoğrafını çekme olanağı vermiştir. Palomar teleskopuyla fotoğrafı çekilen en uzak gökadanın 6 milyar ışık yılı uzakta bulunduğu düşünülürse, adı geçen gökadalar kümesinin çok yakın olduğu anlaşılır. Sözgelimi, aynı teleskopla fotoğrafı çekilen 3 C 295 gökadası, dünyamızdan 6 milyar ışık yılı uzakta bulunur.

Uzay incelenirken zamanın nasıl saptandığını belirlemek, ilgi çekici bir konudur. Çoban takımyıldızının fotoğrafları çekilip incelendiğinde, Yerküre’de yaşamın başlangıcıyla aynı döneme raslayan olayların yanında, 1 50 milyon yıl önce yaşamış en iri dinazorların eskiliği hiç kalır. Bununla birlikte, Çoban kümesinin ışıkları, Yer varken yola çıkmıştır.

Oysa Yer’in doğuşundan yani Güneş’in oluşumundan önce ışık yollamaya başlayan ve fotoğrafları çekilmiş çok uzak gökadalar da vardır. Gökkürenin Ay kadar görünen bir parçasında ortalama 400 gökada bulunduğu hesaplanmış, Palomar dağı teleskopuyla, bir milyar gökadanın fotoğrafı çekilmiştir; bunların bazıları, çok güçlü hertz dalgaları kaynağı oluşturur.