En Karanlık Gezegen: TrES-2b

Evrende her bir cismin, daha önceki yazılarımızda detaylarıyla anlattığımız gibi belli bir yansıtabilirlik seviyesi yani “albedosu” bulunur.

Cisimlerin albedo değerleri 0 ile 1 arasında gösterilir. 0’a yakın değerler cismin yansıtabilirliğinin düşük olduğunu ifade ederken, 1’e yakın değerler yansıtabilirliğin yüksek olduğunu gösterir. Açık renkli cisimler genellikle ışığı iyi yansıttıklarından albedoları 1’e yakın değerlerde numaralandırılır. Ancak albedosu 0 veya 1 olan hiçbir cisim olamaz. Yalnızca 0 veya 1’e çok yakın değerlere ulaşabilirler.

Örneğin oldukça kötü bir yansıtıcı olan kömürün albedosu 0.12’dir. Yani ışığın yüzde 12’lik bir bölümünü yansıtmaktadır. İyi bir yansıtıcı olduğunu kolayca tahmin edebileceğiniz karın albedosu ise 0.80 ile 0.90 arasında değişmektedir. Yani kar, ışığın yüzde 90’ını yansıtabilecek ölçüde iyi bir yansıtıcıdır.

Karın yansıtıcılığı o kadar yüksektir ki, uzun süre karlı yüzeye bakmak geçici körlüğe dahi neden olabiliyor.
Karın yansıtıcılığı o kadar yüksektir ki, uzun süre karlı yüzeye bakmak geçici körlüğe dahi neden olabiliyor.

 

Albedo değeri, kar ve kömür gibi cisimlerin yansıtıcılığını ifade etme amacıyla kullanılmakla beraber, astronomide de oldukça yaygın bir kullanıma sahip. Ancak albedo değerini yine astronomide Dünya’dan gökyüzündeki cisimlerin parlaklık seviyelerini belirtmek için sıkça kullanılan “kadir” değeriyle karıştırmamak gerekir. Kadir, yalnızca gökcisimleri için kullanılır ve cisimlerin görünür parlaklığını ifade eder, yansıtabilirlik değerlerini değil.

Kadir sistemine göre bir gökcisminin parlaklığı ne kadar fazlaysa matematiksel olarak o kadar küçük sayılarla ifade edilir ve hatta bu sayılar çoğu zaman eksi değerlere kadar ilerler. Örneğin yeryüzünden görülen en parlak yıldız olan Sirius yıldızının görünen kadri -1.46’dır. Oldukça uzak olduğundan düşük parlaklığa sahip olan cüce gezegen Plüton’un kadri ise (+)13.7’dir.

Parlaklık ve yansıtabilirlik kavramlarının arasında bir ilişki bulunduğunu düşünüp albedo ve kadir arasında bir orantı olduğu yanılgısına düşebilirsiniz. Ancak böyle bir şey söz konusu değil. Nitekim yukarıda da belirttiğimiz üzere Plüton Dünya’dan son derece soluk görünmesine rağmen, yansıtıcılığı 0.40 gibi bir oranla oldukça yüksektir. Kadir ve albedo arasındaki orantısızlığı daha çarpıcı bir şekilde ifade etmek için Ay’ın albedo ve kadir değerlerine bir bakalım:

shining-flashlight-onto-moon-at-night
Gökyüzünde gördüğünüz o çok parlak Ay, aslında kömür kadar kara bir yapıya sahiptir.

Ay, dolunay evresinde -12.5’luk kadir değeriyle gökyüzünde oldukça parlak görünürken, albedosu yalnızca 0.12’dir, yani bildiğimiz kömürle aynı derecede yansıtabilirlik seviyesine sahip.

Yine de evrende Ay’dan ve kömürden çok daha kötü yansıtıcılar da var. yüzde 100’e yakın soğurma oranı ya da yüzde 1’den daha az bir yansıtma oranıyla keşfedilen en karanlık gezegen olma unvanına sahip TrES-2B ötegezegeni gibi… Gelin şimdi bu gezegen neymiş, ne değilmiş, ne derdi varmış da her şeyi bu kadar içine atıyormuş bir bakalım.

Trans-Atlantic Ötegezegen Araştırma (TrES) projesiyle astronomlar, 21 Ağustos 2006 tarihinde bizden 750 ışık yılı uzaklıktaki TrES-2 yıldızının yörüngesinde dönmekte olan TrES-2b (diğer adıyla Kepler-1b) ötegezegenini keşfettiler. Ötegezegenin keşfi 8 Eylül 2006’da onaylandıktan sonra üzerinde çalışılmaya devam edildi.

NASA, 2009 yılında geçiş yöntemiyle yeni ötegezegenler keşfetmek için başlattığı Kepler Projesi’yle, TrEs-2b üzerinde çalışmaya başladı ve aynı yılın Nisan ayında da gezegenin ilk fotoğrafını yayınladı. Bundan iki yıl sonra, yani 2011’de TrES-2b’nin inanılmaz düşük derecede geometrik albedoya sahip olduğu ölçüldü. Buraya kadar yalnızca “albedo” dedik, geometrik albedo da neyin nesi? diyebilirsiniz. Devam etmeden önce bunun hakkında da biraz bilgi verelim:

TrES-2b ile Jüpiter'i yan yana koysaydık, büyük ihtimalle göreceğimiz manzara böyle birşey olurdu.
TrES-2b ile Jüpiter’i yan yana koysaydık, büyük ihtimalle göreceğimiz manzara böyle birşey olurdu.

 

Aslında iki tür albedo vardır. Bunlardan biri yazının başından beri örneklerini verdiğimiz “Bond albedo”dur. Diğeri ise “geometrik albedo” olarak isimlendirilir. Bond albedo, elektromanyetik ışınımın (görünür ışık da bu sınıfa girer) bir cisme çarptıktan sonra cismin yansıttığı toplam enerjinin ifade edilmesidir. Geometrik albedo ise cismin, albedoya sebep olan ışık kaynağına oranının parlaklığıdır.

Bond albedo açısından düşünürsek; herhangi bir cismin ışık kaynağından gelen enerjinin tümünü sıfır soğurmayla geri yansıtması mümkün olmadığından, Bond albedo değeri daima 0 ile 1 arasında olmak zorundadır. Ancak geometrik albedo açısından düşündüğümüzde, böyle bir zorunluluk bulunmadığı için geometrik albedo değeri 1 değerinin üzerine dahi çıkabilir.

Örneğin Bond albedosu 0.99 olan Enceladus’un geometrik albedo açısından değeri 1.4’tür. Başka bir deyişle, Enceladus’un ışık kaynağına oranla Bond albedosu 1.4 kat daha yüksektir. Bu yüzden geometrik albedo ile Bond albedo değerleri çoğunlukla birbirlerinden daha fazla ya da az değerdedirler.

TriEs-2b gezegenin keşfedildiği TriEs-2 yıldızı (Fotoğraf Telif: Nunki Gözlemevi – Nikos Paschalis)

 

TrES-2b’nin sayısal olarak albedo oranları tam da şöyle;

Bond albedo değeri; 0.04 (Yani elektromanyetik ışınımı yüzde 1’den daha az bir oranla yansıtıyor. yüzde 99’undan daha fazlasını ise soğuruyor.

Geometrik albedo değeri; 0.0136 (Bond albedoya kıyasla daha düşük bir oran.)

Peki neden bu kadar karanlık?

Bu sorunun cevabını tam ve kesin olarak veremesek de, elimizde ikna edici veriler de yok değil. Öncelikle TrES-2b’nin yıldızına yalnızca 4 milyon km uzaklıkta olduğunu söylemek gerek. Bu, gerçekten gezegenin yıldızına çok yakın olduğu anlamına geliyor. Karşılaştırma yapmanız açısından şunu söyleyelim; gezegenimiz Dünya, yıldızına yani Güneş’e 150 milyon km uzaklıktadır. Yani TrES-2b gezegeni yıldızına, bizim Güneş’e olan uzaklığımıza kıyasla 37.5 kat daha yakın. Güneş’e en yakın gezegen olan Merkür bile yaklaşık 58 milyon km uzaklıkta. Diğer bir deyişle TrES-2b, yıldızına Merkür’ün Güneş’e olan uzaklığına oranla 14.5 kat daha yakın.

Eh, yıldızına bu kadar yaklaşan bir gezegen elbette cezalandırılacaktır. Elimizdeki bir hipoteze göre Jüpiter büyüklüğünde sıcak bir gaz devi olan TrES-2b, yıldızına çok yakın olduğundan Jüpiter’de olduğu gibi ışığı yansıtan amonyak bulutları oluşturabilmesi için fazlasıyla sıcak.

TrES-2b, yaklaşık 1.800 santigrat derece sıcaklığının amonyak bulutlarını oluşumunu engellemesi yetmezmiş gibi, bir de ısıyı çok iyi emen buharlaşmış sodyum, potasyum ve titanyum oksit gibi bileşenlere sahip. Hal böyle olunca TrES-2b’nin ışığı bu kadar iyi soğuruyor olması çok da şaşırtıcı değil gibi gözüküyor.

Yine de bütün bunlar, bunun gibi aşırı ölçülerde soğurmayı tam olarak açıklayamıyor. Görünüşe göre TrES-2b ötegezegeninin inanılmaz karanlık olmasına sebep olan başka kimyasallar ya da henüz keşfetmediğimiz durumlar var. İşte bütün bu belirsizlikler ve gezegenin inanılmaz karanlığı bizim TrES-2b’ye hayran kalmamızı sağlıyor.

Kemal Cihat Toprakçı

Kaynakça:

(1) http://www.space.com/4151-largest-exoplanet-discovered.html
(2) http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/phyopt/albedo.html
(3) http://ssd.jpl.nasa.gov/?glossary&term=albedo
(4) https://en.wikipedia.org/wiki/TrES-2b




Evrendeki Boşluklar ve Eridanus Supervoid

Birçoğumuz evrenin ağ yapısı olan galaksi kümelerinin birbirlerine kütle çekim kuvveti ile bağlanarak oluşturduğu yapıyı bilmekteyiz. Bu ağ yapılarının dışında kalan yerlere ise astronomide boşluk (void) adı verilmekte.

Bu boşluklar ortalama 10 ile 100 megaparsek arası büyüklüklerdeler ve gözlemlenebilir evrendeki ortalama madde yoğunluğunun onda biri kadar yoğunluğa sahipler. Yani sıradan bir uzay boşluğu, void’lerin yanında pek de boş sayılmıyor.

Nasıl oluştuklarını anlamak için ise kozmik mikrodalga fon ışımasına bakmamız gerekiyor. Büyük Patlama Teorisi’ne göre evrenin ilk zamanlarında madde çok daha yoğun, birbirine yakın bir halde bulunmaktaydı. Haliyle çok daha sıcaktı.

webb
Evrende galaksi kümelerinin oluşturduğu ağ yapısını gösteren, gerçekçi bir simülasyon (Telif: NASA/ESA).

 

Evren genişlerken sıcaklık azaldı, fakat evrenin bu ilk zamanlarından kalan ışımayı hala ölçebiliyoruz. Kozmik mikrodalga fon ışıması adı verilen bu ışımaya bakan bilim insanları, her bölgesinin aynı sıcaklıkta olmadığını görüyorlar.

Bu sıcaklık farklılıklarına bakıldığında; sıcak bölgelerde enerjinin daha fazla olduğunu ve günümüzde bu bölgelerde galaksi kümelerinin bulunduğunu, daha düşük sıcaklığa sahip bölgelerde ise enerji yoğunluğunun çok az (ve bu bölgelerin oldukça soğuk) olduğunu görüyorlar.

Kozmik mikrodalga fon ışımasında bu çok az enerjiye sahip bölgeler soğuk noktalar (cold spots) olarak adlandırılmakta. Bu noktalarla ilgili başka teoriler olsa da daha yaygın teoride bu bölgelere boşluk yani void adı veriliyor.

WMAP_skymap
Gökkürede kozmik mikrodalga arkaplan ışımasının sıcaklık dağılımı WMAP uydusundan alınan verilerle fotoğraftaki gibi görülmekte.

 

WMAP uydusunun oluşturduğu CMB haritasında, CMB’nin ortalama  2.726K sıcaklığının +/-500 mikro kelvin kadar dalgalandığı görülmekte. Peki bu koyu mavi, soğuk yerlerde boşluklar nasıl oluşuyor? 

Kütleçekiminin dokunuşu ile evrendeki madde güzel bir şekilde bir araya gelir. Zaman ilerledikçe, galaksi kümeleri birbirlerine yaklaşıyor. Tıpkı Güneş sisteminin oluşumu sırasında gazların, tozların, kayaların toplanarak gezegenleri meydana getirmeleri gibi…

Galaksiler de benzer bir şekilde birbirlerine yaklaşıp kümeleri oluşturuyorlar ve bu kümeler oluşurken geride boşluklar kalıyor. İlerleyen zaman içinde daha çok küme oluşurken, boşlukların sayısı da artıyor, birleşiyor ve büyüyorlar. Bu sürecin soldan sağa akan zamana göre yapılmış görsel simülasyonunu aşağıda görüyoruz. 

anim1

CMB en soldaki yıldız ve galaksi oluşum başlangıcı sürecinin biraz daha öncesini, yani evrenin 380 bin yıl yaşındaki opaklığının kaybolup ilk ışıklarının görüldüğü halini yansıtır bize. En soldaki küp evrenin 380 bin yıl ile 400 milyon yıl arasındaki zamanı kapsamaktadır ve bu döneme karanlık çağ denir.

Çünkü bu zaman diliminde henüz yıldızlar ve galaksiler oluşmamış durumdadır. Evrenin oluşumundan 400 milyon yıl sonra ise kütleçekimi maddeleri yavaş yavaş yıldızları ve galaksileri oluşturmaya başlayacak şekilde etkilemeye başlıyor.

Evrenin küp şekline konulmuş milyarlarca galaksiyi kapsayan ufak bir parçasında bu şekilde ağ yapısı izleri zaman ilerledikçe belirginleşmekte. Çok daha büyük bir alanı taradığımızda, simülasyonlarda mor renkli ipliklerin olduğu fotoğraftaki gibi görüntüler ortaya çıkıyor.

Evrenin incelendiği standart modelde bilim insanları bu boşlukların ne kadar büyük olacaklarını ve içlerinde ne olacaklarını hesaplayabiliyorlar fakat, ara sıra şaşırtıcı şeylerle de karşılaşılabiliniyor. Eridanus Supervoid gibi.

eridanus_12-27-11_2100

Göyüzünde Eridanus takımyıldızının olduğu doğrultuda, Planck uydusu ile soğuk nokta keşfeden bilim insanları, Pan-Starrs ve WISE teleskopları ile alınan verilerin yardımıyla bu bölgenin 3 boyutlu haritasını çıkarmayı başardılar.

3 milyar ışık yılı gibi çok da uzak olmayan bir yerde, 500 milyon ışık yılı büyüklüğünde bir boşluk olduğu hesaplandı ve adına Eridanus Supervoid denildi. Bu boşluk şimdiye kadar gözlemlenenlerin en büyüğü, hatta evrende gözlemlenen en büyük yapı.

Bize gelen kozmik mikrodalga ışıması ile aramızda böyle bir boşluk olduğunu düşünelim ve bu konuyu başka bir konuya bağlayalım.

eridanus

Işık bu boşluğa girdiği zaman, evren hızlanan bir şekilde genişlemiyorsa, boşluk da kayda değer bir büyüme gösteremeyecek, dolayısıyla ışık boşluğa nasıl girdiyse aynı şekilde çıkacaktır. Yani bunu “ışık düzgün bir tepeye çıkıp o tepeyi aynı şekilde iner” diyerek basit bir örneğe indirgeyebiliriz.

Fakat evrenin hızlanarak genişlediği bir modelde; boşluğa giren ışık onun içinde hareket ederken evren artan bir hızla genişlediği için boşluk da doğal olarak büyüyecektir. Bunun sonucunda ışık boşluğa girdiği şekilde onu terkedemez. İçinde yol aldığı boşluk genişlediği için, dalgalardan oluşan ışık paketi iki tarafından da tutulup çekiliyormuş gibi gerilir ve ışığın dalga boyu uzar.

Dolayısıyla frekansı azalır, boşluktan enerjisini biraz kaybetmiş bir biçimde çıkar ve bize ulaşır. (Işık çıktığı tepeyi aynı şekilde inemiyor, çünkü iniş yolundayken tepe değişti, uzadı, daha çok iş yapması gerekiyor) Bu nedenle biz böyle bir ortamdan gelen ışığı diğer bölgelere göre daha düşük sıcaklıklı olarak gözlemleriz.

Uydularla oluşturduğumuz CMB haritasında görülen soğuk bölgelerin yorumu, genişleyen evren modelinde özet olarak bu şekildedir. Tabii ki boşluklar CMB’de gördüğümüz soğuk noktaları tamamiyle açıklayabilen şeyler değiller. Fakat soğuk noktalar ile boşlukların aynı yerde olmaları da bir tesadüf değil belirttiğimiz üzere. Bilim insanları son yıllarda Pan-Starrs ile ve Karanlık Enerji araştırmalarıyla bu bölgeleri incelemeye devam etmekteler.

Taylan Kasar

Referanslar:
http://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/index.php/2013/07/30/jasons-blog-next-stop-voids/

http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2015/04/mystery-of-largest-structure-ever-identified-in-the-universe-the-eridanus-supervoid-and-cold-spot.html




Halka Nebulası (M57) Gerçekten Halka Şeklinde Mi?

Çalgı Takımyıldızı’nın kuzeyinde güzelliğiyle nefesimizi kesen Halka (Ring) Nebulası’nın gerçek şeklini hiç merak ettiniz mi?

Öncelikle bu güzel bulutsunun yıldız oluşum bölgesi olan bulutsulardan farklı olduğunu söyleyelim. Hatta tam tersi olarak gezegenimsi bulutsular ölmekte yıldızlardır. Yıldızların ölüm şeklini onların kütlesi belirler. Halka Nebulası (Ring Nebula) veya diğer adıyla Messier 57 (M57) ölmek üzere olan bir yıldızın kalıntısı olan “gezegenimsi bulutsu“dur.

Güneşimizin kütlesinin birkaç katı kütleye sahip yıldızları kaderi, beyaz cüce olarak ölmektir. Yıldız bünyesindeki hidrojenini bitirip helyum yakmaya başladığında, yıldızın hidrostatik dengesi bozulur, kütlesi gaz bir kabuk gibi genişleyerek yayılır. Yıldızın bu aşamasına kırmızı dev deriz. Yıldızın çekirdeği ise küçük bir kütleye sıkışıp kalmıştır. Yakıtının tamamı bittiğinden uzaya savrulan gaz kabuğun ortasında beyaz beyaz parlar ve çevresindeki gaz kabuğu aydınlatır.

Halka Nebula da ömrünün bu aşamasını yaşayan bir yıldız ihtiyarıdır.

Astronomlar önceleri halka bulutsusunun simit gibi halka şeklinde olduğunu düşünüyorlardı. Sonra bu fikirden vazgeçip küresel bir şekli olduğunu teorize ettiler. Halka şeklinde görünmesine neden olan çevre ve merkezdeki parlaklık farkının ise bir göz yanıması olduğunu söylediler. Küresel gaz kabuğa baktığımızda madde miktarı küresel şeklin sınırlarında üst üste biner ve sınır daha parlak görünür.

Halka Nebulası
Tüm gezegenimsi bulutsular gibi Halka Nebulası da bir sabun köpüğü gibi görülür. Kenarları biraz daha kalın görülür ve halka şeklinde göz yanılması oluşturur.

 

Fakat daha detaylı araştırmalar bu teorinin halka bulutsusunun yapısını açıklamak için yetersiz olduğunu göstermiştir. Gerçek biçim halkadan çok, amerikan futbol topu benzeri mavi yapı etrafında dolanan çoklu halkalardan oluşmaktadır. Ayrıca içi boş olmaktan çok maddeyle doludur.

2013 yılında daha yüksek çözünürlüklü fotoğraflara dayanan incelemelerle, yüzüğün iç halkasına gömülü karanlık alanlar ve düzensiz gaz yoğunlukları tespit edildi. Bu gaz yoğunluğu ve koyu noktalar iç halkada bisiklet jantına benzer bir görünüm oluşturmuştu. Yapılan araştırmalarla bu görünümün, yaşlı yıldız tarafından fırlatılan soğuk gazın, genişleyen sıcak gazın içine itilmesiyle meydana geldiğini gösterdi. Astronomlar benzer şekli diğer gezegenimsi bulutsularda da tespit etmişlerdir.

Hilal Bulut




NGC 7049: Bu Nasıl Bir Galaksi Böyle?

Bizden yaklaşık 100 milyon ışık yılı uzakta yer alan bu dev gökada, muazzam düzgünlükteki sarmal yapısıyla hemen göze çarpıyor. Ancak, ortada garip bir durum var ki; NGC 7049 bir sarmal gökada değil, soğuk ve yaşlı yıldızlardan oluşan tipik bir küresel galaksi.

Yaklaşık 150 bin ışık yılı çapa ve galaksimiz Samanyolu’ndan çok daha fazla yıldıza sahip olan bu galaksinin ortasında, çekirdeğin çevresini düzgün bir şekilde sarmış olan bu spiral toz halkasının nasıl olup da böylesine yaşlı bir galakside varlığını sürdürdüğü kesin olarak bilinmiyor. Ancak, gökbilimciler NGC 7049’un yakın zaman önce bolca toz ve gaz içeren orta boylu bir galaksi ile çarpışıp onu bünyesine kattığını düşünüyorlar. Gördüğünüz düzgün toz halkası da, yutulmuş olan diğer galaksiden ele geçirilen ganimet.

Böylesi eliptik dev galaksilerin, Samanyolu benzeri spiral yapılı çok sayıda galaksinin birleşimiyle oluştukları sanılıyor. Çarpışmalar sonrasında birleşen galaksilerdeki gazın büyük kısmı, kütleçekimsel etkilerin yol açtığı çok hızlı ve yoğun yeni yıldız oluşumlarıyla tüketildiği için, eliptik galaksiler birkaç milyar yıl içinde yaşlı yıldızların yer aldığı, artık üretken olmayan sessiz sakin gökadalara dönüşüyorlar.

Ancak, NGC 7049’da gördüğümüz gibi kendine dışarıdan yeni gaz stoğu elde edebilmiş olan eliptik gökadalar yeniden eski ışıltılı günlerine dönebilirler. Önümüzdeki milyonlarca yıl içerisinde, görmüş olduğunuz toz halkasında yeni nebulalar oluşacak ve bu nebulalarda genç yıldızlar doğacak.

Zafer Emecan




RS Ophiuchi (RS Yılancı) Yıldızı

RS Ophiuchi, görece yakınımızdaki oldukça ilginç yıldızlardan biri. Onu ilginç kılan şey ise, yaklaşık 20 yıllık aralıklarla parlaklığının çok büyük ölçüde artış gösteriyor olması.

Artışın nedeni, RS Ophiuchi’nin aslında bir çift yıldız sistemi olmasında yatıyor. Sistem iki yıldızdan oluşuyor: Biri kırmızı dev yıldız, diğeri ise artık enerji üretmeyen, ölmüş bir yıldız kalıntısı olan beyaz cüce.

Birbirine çok yakın yörüngede dolanan bu iki yıldızdan oluşan sistemde, kırmızı dev yıldızdan; güçlü kütleçekimi nedeniyle beyaz cücenin üzerine sürekli bir madde akışı gerçekleşiyor. Beyaz cüce yıldızlar, yaklaşık Dünya büyüklüğünde olmasına karşın, Güneş’in yaklaşık yarısı veya biraz fazlası kütleye sahip olmaları, yani çok sıkışık halde oldukları için kütleçekimleri de oldukça güçlüdür. Özellikle yakınında böylesi bir yıldız varsa, yıldızın dış zarfında bulunan gaz, kaçınılmaz olarak çok güçlü kütleçekimine sahip olan beyaz cüceye doğru akar.

İşte bu madde akışı sonucu beyaz cücenin üzerinde gaz birikimi gerçekleşiyor ve yaklaşık her 20 yılda bir bu gaz büyük bir nova patlamasına yol açıyor. İşte, Dünya’dan bakıldığında yıldızın parlaklığının birden çok artmasının nedeni de bu patlama. Bu arada, “nova ile süpernova arasındaki farkı” da kaşla göz arasında öğrendiniz sanırız.

RS Ophiuchi yıldızının 9 cm'lik bir amatör teleskop ve 8 saniyelik pozlama ile elde edilmiş fotoğrafı.
RS Ophiuchi yıldızının 9 cm’lik bir amatör teleskop ve 8 saniyelik pozlama ile elde edilmiş fotoğrafı (Telif: John Chumack).

 

RS Ophiuchi yıldızı, çıplak gözle görülemiyor, çünkü “yakın demiş olmamıza rağmen” bize oldukça uzak. Parlaklığının aşırı değişkenliğinden dolayı uzaklığını tam tahmin edemesek de, 2.000 ila 5.000 ışık yılı arasında bir mesafede olduğunu sanıyoruz.

Her ne kadar, beyaz cüce üzerinde biriken gaz, 20 yılda bir patlamaya yol açsa da, gazın tümü bu patlamayla dışarı saçılmıyor. Bir kısmı beyaz cüce yıldızın üzerinde kalmaya ve giderek daha fazla birikmeye devam ediyor. Yapılan tahminlere göre, yaklaşık 100 bin yıl içinde beyaz cüce üzerinde biriken madde o kadar fazla olacak ki, yıldız bir süpernova patlamasıyla yok olacak.

Bu süpernova patlaması olduğunda RS Ophiuchi gökyüzündeki en parlak yıldız haline gelecek ve birkaç gün boyunca gündüzleri de görülebilecek parlaklığa erişecek. Gerçekleşecek patlamayı özel yapan bir konu daha var ki, gökbilim açısından böylesi ikili yıldızlarda yaşanan süpernova patlamalarını eşsiz bilgi kaynaklarına dönüştürüyor: 1A tipi süpernova denilen bu patlamanın yaydığı ışık hepsinde standart güçtedir ve bu sayede uzak gökadaların bize olan mesafesini hesaplamaya yarar.

Görselde, bir sanatçı tarafından RS Ophiuchi sisteminde yaşananların bir canlandırmasını görüyorsunuz. Burada sağdaki kırmızı dev yıldızdan beyaz cüceye doğru sarmallar çizerek akan gaz gösterilmeye çalışılmış.

Zafer Emecan




NGC 4889’un Kalbinde Uyuyan Dev Kara Delik!

NGC 4889 gökadasının kalbinde devasa büyüklükte kütleye sahip bir kara delik gizleniyor. Astronomlar bu devin beslenmesinin durduğunu ve durağanlaştığını düşünüyor.

Uzaklardaki NGC 4889 gökadasının merkezinde şimdiye kadar keşfedilmiş en büyük kütleli kara deliklerden birinin gizlendiği ortaya çıktı. Bunu ortaya çıkaran ise Hubble Uzay Teleskobu’ndan fotoğraflar.

Yukarıdaki fotoğraftaki en parlak ve en büyük gökada olan NGC 4889, 300 milyon ışık yılı uzaklıkta Coma Kümesi’nde bulunuyor. Bu devasa eliptik galaksi, kütlesiyle rekor kıran bir süper kütleli kara deliğe ev sahipliği yapıyor. Bahsettiğimiz bu kara deliğin kütlesi 21 milyar Güneş kütlesine eşittir. Kütle çekimsel kavraması sebebiyle yüzeyinden ışığın bile kaçamadığı bu kara delik 130 milyar kilometre çapında bir olay ufkuna sahip. Karşılaştırma yapabilmeniz için şunu söyleyelim. Samanyolu Gökadası’nın merkezindeki süper kütleli kara deliğin kütlesinin dört milyon Güneş kütlesine eşit olduğu düşünülüyor. Bu kara deliğin olay ufkunun çapı ise Merkür’ün yörüngesinin yalnızca beşte biri kadar.

Ama NGC 4889’un ev sahipliği yaptığı kara deliğin çevresindeki yıldızları yuttuğu ve tozu silip süpürdüğü günler geride kaldı. Astronomlar bu devasa kara deliğin beslenmesinin durduğunu; NGC 4889’un kozmik mutfağında bir ziyafet çektikten sonra, dinlenmeye çekildiğini düşünüyorlar. Gökadanın çevresi şu an barış içinde. Kalan gazlardan yıldızlar oluşuyor ve merkezdeki kara delik tarafından rahatsız edilmeden turluyorlar.

NGC 4889
NGC 4889 gökadası çevresindeki bölgenin geniş açılı görünümü. Fotoğraf Telif:: NASA, ESA, Digitized Sky Survey 2

 

Bu süper kütleli kara delik aktifken, sıcak yığılma olarak adlandırılan bir işlem tarafından körükleniyordu. Gaz, toz ve diğer kalıntılar gibi galaktik malzemeler yavaş yavaş kara deliğin içine düşerken, biriktiler ve bir yığılma diski oluşturdular. Kara deliğin yörüngesinde dönen bu malzemeler kara deliğin muazzam kütle çekim kuvvetinin etkisiyle hızlandılar ve çok yüksek derecelere kadar ısındılar. Bu ısınmış malzemeler aynı zamanda devasa ve enerjik fışkırmaları da dışarı attı. Kara deliğin aktif olduğu bu dönemde astronomlar NGC 4889’u bir kuasar olarak sınıflandırıyorlardı. Bu kara deliğin etrafındaki disk dışarıya, Samanyolu Gökadası’nın yaydığı enerjiden bin kat daha fazla enerji yayıyordu.

Bu yığılma diski, kara deliğin iştahını etrafındaki galaktik materyal bitene kadar sürekli besledi. Gelecek göksel atıştırmalığını beklediği zamanki gibi sessizce uyuklayan süper kütleli kara delik şu an durağan. Buna rağmen, bu kara deliğin varlığı evrenin ilk zamanlarında ortaya çıkan hâlâ gizemli ve tarifi zor olan kuasarların nasıl ortaya çıktıkları ve nerede oldukları ile ilgili soruların gelecekte cevaplandırılmasını kolaylaştıracak.

Kara delikler, muazzam kütle çekimleri sebebiyle ışığın dâhi dışarı kaçmasını engeller. Bu sebepten dolayı kara deliklerin doğrudan gözlemlenmesi imkansızdır. Ancak kütleleri dolaylı yoldan belirlenebilir. Keck II Gözlemevi’ndeki aletleri ve Gemini Kuzey Teleskobu’nu kullanarak astronomlar NGC 4889’un merkezindeki yıldızların hızlarını ölçtüler. Etrafında turladıkları cisme bağlı olan bu hızlar bahsettiğimiz süper kütleli kara deliğin muazzam kütlesini ortaya çıkardı.

Çeviren: Ece Özen

http://earthsky.org/space/black-hole-is-sleeping-giant




Cüce Galaksi KISO 5639

Üstteki NASA/ESA Hubble Uzay Teleskopu görüntüsünde, yıldız doğumundan kaynaklanan bir ateş fırtınasının cüce galaksi KISO 5639’un bir ucunu aydınlatması görülmektedir.

KISO 5639’nın şekli bir krep gibidir ancak, yana yatmış kenarı yüzünden muhteşem alevli kafası ve uzun yıldızlı kuyruğu ile bir havai fişeği andırmaktadır. Görüntüsü, “iribaş” galaksiler sınıfında yer kazanmaktadır.

Parlak pembe başı, yeni yıldızların patlamaları ile ortaya çıkan yanan hidrojenin parlaklığından oluşmaktadır. Bu genç yıldızların kütlesi, bir milyon güneş kütlesine denktir. Bu yıldızlar, bir milyon yıldan az bir sürede oluşmuş geniş kümelerde toplanmışlardır. Yıldızlar, daha çok hidrojen ve helyum barındırılar ancak oksijen ve karbon gibi daha ağır elementleri de üretebilirler. Yıldızlar öldükleri zaman, içlerindeki ağır elementleri ortaya çıkarıp çevrelerini saran gaz bulutunu zenginleştirirler. 

KISO 5638’da ise; galaksinin başındaki parlak gaz bulutu, galaksinin geri kalanına göre daha az ağır element içermektedir. Astronomların düşüncelerine göre; son yıldız oluşum olayları, galaksiler arası uzayın daha fazla eskiden kalma hidrojen zengini gaz barındırmasından dolayı galaksi çevresindeki ilk oluşan gazlar ile birleştiğinde tetiklenmiştir. Gaz bulutundaki boşluklar, gökyüzünde patlayan havai fişekler gibi olup, süper ısınmış gaz delikleri oluşturan çok sayıdaki süpernova patlaması sebebiyle oluşmuştur.

Galaksinin başından itibaren yayılmış ve parlak mavi yıldızlar ile dağılmış gibi görünen uzun kuyruğu, en az dört uzak yıldız-oluşum bölgesini içermektedir. Bu yıldızlar, görünüşe göre başta bulunan yıldız oluşum bölgesindeki yıldızlara göre daha yaşlıdır.
Ufacık iplikçikler, bunları içeren gazlar ve bazı yıldızlar kozmik iribaşın esas gövdesinden yayılmaktadır. 

Bu gözlemler, 2015’in şubat ve haziran aylarında Hubble’ın Geniş Açılı Kamerası 3 ile edinilmiştir. KISO 5639, bizden 82 milyon ışık yılı uzaklıktadır ve başı yaklaşık 2700 ışık yılı genişliğindedir.

Çeviri: Burcu Ergül

http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2018/01/Dwarf_galaxy_Kiso_5639




Blue Stragger’lar (Mavi Başıboşlar)

Küresel kümelerdeki mavi renkli; sıcak ve genç yıldızlar nereden geliyorlar? Normal şartlarda orada olmaları neredeyse imkansız olmalıydı oysa!

Küresel yıldız kümeleri, çok dar bir alanda bir araya toplanmış yüzbinlerce yıldızdan oluşurlar. Büyük gökadalar tarafından yutulmuş cüce gökadaların çekirdekleri olduğu düşünülen bu küresel kümeler, doğal olarak yaşları 10-13 milyar yıl arasında değişen son derece yaşlı yıldızlardan meydana geliyor.

Hemen tümü görece soğuk kırmızı devler, Güneş benzeri yıldızlar, uzun ömürlü turuncu ve kırmızı cüce yıldızların sarımsı / kırmızımsı ışığını yayan bu yıldızların arasında, aslında orada olmamaları gereken, milyar yıllar önce ölmüş olması gereken “çok kısa ömürlü” parlak mavi ışıltılı yıldızların bulunması ise beklenmedik bir durum.

Blue Stragger
Omega Centauri küresel yıldız kümesinin Hubble tarafından alınmış yakın plan fotoğrafı. Fotoğrafta, yüzbinlerce yaşlı yıldızın arasında parıldayan genç yıldızlar mavimsi ışıltıları ile hemen göze çarpıyor.

 

Bu yıldızlara Blue Stragger (Mavi Başıboşlar) ismi veriliyor. Bir yıldızın bu şekilde mavimsi/beyaz ışık yayabilmesi için sadece birkaç milyon yaşında, büyük kütleli genç yıldızlar olması gerekiyor. Oysa bu kümelerin yeni yıldız oluşturabilecek gaz bulutları yok. O halde parlak yıldızlar nereden geliyor?

Bunun cevabı sanıldığından daha basit. Çok dar bir alana sıkışmış küresel küme yıldızları, nadiren de olsa birbirleriyle çarpışabiliyorlar. İki yıldız uygun açıyla çarpıştığında ise birleşerek daha büyük kütleli ve parlak yeni bir yıldız oluşturuyorlar. Özetle bu genç parlak yıldızlar, ihtiyar delikanlıların birleşerek meydana getirdiği yeni bir yıldız neslinin göstergesi.

Bu genç yıldızların varlığını açıklamak için başka görüşler de mevcut. Örneğin, Blue Stragger’ların küresel kümelerin yakınlarındaki gaz bulutlarında oluşup, daha sonra kümenin çekim gücüne kapılarak kümeye dahil oldukları gibi. Kümelerde gözlenen mavi yıldız sayısının “çarpışma” ile oluşabilecek olan sayıdan biraz daha fazla olması, mavi yıldızların en azından bir kısmının böyle bir yöntemle geldiği düşüncesini destekliyor.

Zafer Emecan




Gökadaların “Halo” Bölgesi

Samanyolu ve üstteki fotoğrafta gördüğünüz Sombrero Galaksisi gibi dev gökadaların çevresini saran, “halo” dediğimiz devasa bir bölge bulunurur.

Halo kelimesini Türkçe’ye “gökada aylası” diye çevirebiliyoruz ama, ayla ile halo kelimeleri arasında farkettiğiniz gibi anlaşılabilirlik açısından bir fark yok. O halde biz halo demeye devam edelim.

Galaksilerin bu bölgesi, görünür ışıkta pek farkedilemeyen, ancak, gökadanın görünür büyüklüğünün iki katından fazla bir alana yayılabilen çok geniş bir yapıya sahiptir. Küresel yıldız kümeleri denilen ve yüzbinlerce yıldızın küçücük bir alana sıkıştığı yaşlı yıldız kümelerinin büyük bölümü galaksiyi dıştan bir küre gibi saran bu bölgede yer alır.

Halo, bağımsız takılan yıldızlar bakımından çok zengin değildir ancak, yıldızlararası gaz olarak bilinen düşük yoğunluklu gaz ve toz burada bolca bulunur. Üstteki görselin sol altında, galaksilerin sarmal kollarında bulunan yıldızların ve halodaki küresel kümelerin nasıl hareket ettiklerini görebilirsiniz. Sarmal kollardaki yıldızlar düzenli biçimde dönerken, halo sakinleri birbirinden farklı yörüngelerde galaksi çevresinde gezinirler.

Galaksimiz Samanyolu’nun yapısı. Galaksi diskinin üst (ve alt) kısımları halo bölgesidir. Bu bölgede küresel yıldız kümeleri serbest biçimde bağımsız yörüngelerde dolanırlar.

 

Karanlık maddenin asıl büyük yoğunlukta yer aldığı bölge de burasıdır. Yıldızların çok yoğun bulunduğu sarmal kollarda pek izine rastlayamadığımız karanlık madde, büyük oranda halo ile birlikte galaksiyi çevreler. Daha başka bir deyişle gökadayı meydana getiren asıl kütle, göremediğimiz (daha doğrusu güçlükle gördüğümüz) bu bölgede toplanmıştır. Tabi, karanlık maddeyi hiç göremiyoruz, zor görüyoruz derken karanlık maddeyi görebildiğimiz sanılmasın.

En üstte fotoğrafını verdiğimiz Sombrero Galaksisi, söz konusu bölgesindeki gaz ve toz açısından diğer galaksilere oranla çok daha zengin bir içeriğe sahip. Galaksideki yıldızların ışığıyla parlayan bu gaz sayesinde, halonun bir galaksiyi nasıl sarmaladığını görmemiz açısından iyi bir örnek. Tabi bu yazıyı okuduktan sonra, Sombrero’nun halosunun burada gördüğünüzün en az 3 katı uzaklığa kadar yayılmış olduğunu, ancak bu kadarını görebildiğimizi farketmişsinizdir.

Zafer Emecan




Yakınımızdaki Yıldızlar: Ross 154

Ross 154, bize en yakın yıldızlar arasında yer alan genç bir kırmızı cüce yıldızdır. Bizden 9.7 ışık yılı uzağımızda olan bu yıldız, ilk kez Amerikalı astronom Frank Elmore Ross tarafından keşfedilip kataloglanmış. Bu nedenle onun yaptığı katalog numarası ile anılıyor.

Anakol yıldızlarının tayflarına göre sınıflandırmalarında M3.5 kategorisinde yer alan Ross 154, bizim güneşimizin yaklaşık %25’i boyutlarında. Yüzey sıcaklığı yaklaşık 3.100 santigrat derece, kütlesi ise Güneş’in %17’si kadar.

Boyutları, yüzey sıcaklığı ve kütlesini göz önünde bulundurup bir hesap yaparsak, yaydığı ışınım ve enerjinin Güneş’in sadece ortalama 0.004’ü kadar olduğunu görürüz. Yani çoğu kırmızı cüce gibi oldukça sönük bir yıldız. Sönük dememize rağmen, Ross 154’ün beklenen ömrünün yaklaşık 500 milyar yıl kadar olduğunu da belirtelim.

Genel Karakteristiği

Ross 154'ün teleskopla alınmış bir görüntüsü (ESO Online Digitized Sky Survey)
Ross 154’ün teleskopla alınmış bir görüntüsü (ESO Online Digitized Sky Survey)

Ross 154, değişken bir yıldızdır. Aslında çoğu “genç” kırmızı cüce yıldızın parlaklığının oldukça değişken olduğu biliniyor. Yaklaşık 1 milyar yaşında olduğu tahmin edilen bu yıldız da birkaç günlük düzenli periyotlarla parlaklık değişimi yaşıyor.

Yani önce parlıyor, daha sonra parlaklığı azalıyor, sonrasında yine parlaklığı artıyor. Bu yıldızın değişkenliğine neden olan güçlü yıldız patlamaları, aynı zamanda belirgin bir radyo kaynağı olmasına da neden oluyor.

Bu şekilde parlaklığı artıp azalan yıldızlara “parıltılı yıldız” (Flare Star) deniliyor. Bu tür yıldızları diğer değişken yıldız türü olan Cepheid değişkenleri ile karıştırmamak gerekli. Parıltılı yıldızlar genel olarak cüce olarak nitelenen M ve K tipi yıldızlar arasında görülürler ve bu yıldızların ilk 5-10 milyar yıllık gençlik dönemlerine özgüdürler.

Kızılötesi ışık altında yapılan incelemeler, yıldızın çevresindeki oluşum diskinin hala tam olarak dağılmadığını düşündürüyor. Bununla beraber, Ross 154’ün çevresinde dolanan herhangi bir gezegen keşfetmemiz mümkün olmadı. Ötegezegenlerin keşfi uzun çabalar gerektirir. Malesef bu yıldız çok yakınımızda olmasına rağmen çevresinde gezegen arayacak kadar uzun araştırmalara konu olmuş değil.

Yaşam Olasılığı

Dünya bu yıldızın çevresinde yer alsaydı, bugün Güneş’ten aldığı kadar ısı ve ışık alabilmek için yıldıza yaklaşık 10 milyon kilometre uzaklıkta bir yörüngede olması gerekecekti. Dünya şu anda Güneş’e 150 milyon km uzakta yer alıyor. Ancak Ross 154 çok daha az enerji yaydığı için epeyce yakın olmak zorunda kalacaktık. Bu uzaklık, böylesi değişken bir yıldızın yanında yer alındığında oldukça tehlikelidir. Yıldızın güçlü patlamalarından kaynaklı kütle atımları, gezegenin atmosferine ve üzerinde oluşabilecek canlılara (ne tür olursa olsun) ciddi zararlar verebilirdi.

Ayrıca, Güneş’in %17’si kütleye sahip bir yıldıza 10 milyon km uzaklıkta olmak kaçınılmaz biçimde “kütle çekim kilidi“ne kapılmanıza neden olur. Bu şu demektir; gezegenin bir yüzü sürekli olarak Ross 154’e dönük kalacak. Yani gezegenin bir yüzü sürekli aydınlık ve sıcak, diğer yüzü sürekli karanlık ve soğuk.

Eğer böylesi bir yıldızın çevresindeki “yaşam kuşağı”nda (habitable zone) Dünya benzeri bir hayatın gelişmesini bekliyorsak, o gezegenin çok güçlü bir manyetik alanının ve Dünya’dan daha kalın, daha yoğun bir atmosferinin olmasını ummalıyız.

Zafer Emecan




Arp 256: Birleşmeye Başlayan İki Galaksi

Hubble Uzay Teleskobu, “Arp 256 galaksi çiftinin” muhteşem birleşmesini gözlemliyor.

Avrupa Uzay Ajansı yetkilileri, yayınladıkları bu fotoğrafın açıklamasında, galaksilerin göz alıcı yıldız oluşum bölgeleri ile birlikte parladığını ve parlak mavi ışıkların sıcak bebek yıldızları oluşturan yıldız oluşum bölgeleri olduğunu belirttiler. (Hubble projesi, ESA ve NASA arasındaki bir işbirliği projesidir.)

ESA (Avrupa Uzay Ajansı), bu kuvvetli patlamaların yıldızların doğduğu gaz ve toz bulutunu ortaya çıkaran büyük kütleçekimsel etkileşimler tarafından tetiklendiğini de açıklamaya ekledi.

Birleşmenin henüz daha ilk aşamalarında olduğunu belirten ESA yetkilileri, iki galaksinin nihayetinde tek ve geniş bir yapı ortaya çıkaracak şekilde milyonlarca yıl boyunca bir araya gelmeye devam edeceğini söyledi.

Arp 256’nın bu alınan fotoğrafında, her iki “sarmal” galaksinin de kütleçekimsel etkiler nedeniyle şekillerinin iyice bozulduğu görülebiliyor.

 

Buna benzer galaksi birleşmeleri, evrenin her yanında yaygın olarak yaşanıyor. Kendi galaksimiz Samanyolu’nun bile şu anda birleştiği galaksiler bulunmakta ve 4 milyar ışık yılı uzaklıktaki komuşumuz Andromeda ile etkileyici bir çarpışmaya doğru yol almakta. Fakat insanlığın uzak akrabalarının eğer hayatta olurlarsa endişelenmelerine gerek yok: Yıldızlar arasındaki mesafe o kadar büyüktür ki, galaksi birleşmeleri sırasında gerçekten birbirleri ile çarpışacak olan yıldızların sayısı çok azdır.

Bu Arp 256 görüntüsü, 2008 yılında yayınlanan fotoğrafın yeni bir versiyonu. Fotoğraf, ayrıca iki Hubble Teleskobu cihazı olan; Araştırmalar için Gelişmiş Kamera ve Geniş Alan Kamerası 3 ile toplanmış bilgilerden oluşan bir veri.

Hubble Uzay Teleskobu, gezegenimizin yörüngesine 1990 yılının Nisan ayında fırlatıldı. Uzay teleskobunun birincil aynası ilk fırlatıldığında yapım hatasından dolayı iyi görüntü alamayacak durumdaydı ancak, uzay yürüyüşü yapan astronotlar bu sorunu 1993 yılının Aralık ayında çözmeyi başararak onardılar. Astronotlar, 1997 yılından 2009 yılına kadar yapılan dört adet ekstra bakım görevi ile Hubble’ı tamir ettiler, bakımını yaptılar ve görüntü kalitesini yükselttiler.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.space.com/39927-hubble-space-telescope-galaxy-merger-photo.html




Ötegezegenler Nasıl Sınıflandırılacak?

Araştırmacılar exoplanetleri (ötegezegenler) neredeyse, biyologların yeni hayvan türlerini sınıflandırdıkları şekilde sınıflandırdılar.

Aşağıdaki çizim, ötegezenlerin (Güneş Sistemi dışındaki gezegenler – exoplanet) soy ağacını gösteriyor. Gezegenler, proto-gezegensel diskler denilen ve girdap şeklinde dönen gaz ve toz disklerinden doğar. Diskler, Jüpiter gibi dev gezegenlerin yanı sıra, çoğunlukla Dünya ve Neptün’ün boyutları arasındaki küçük gezegenleri de doğurur.

W.M. Keck Gözlemevi ve NASA’nın Kepler görevindeki verileri kullanan araştırmacılar, küçük gezegenlerin iki boyutlu gruba ayrılabileceğini keşfettiler: Kayalık Dünya benzeri gezegenler ile süper Dünya’lar ve gazlı mini Neptün’ler.

Gezegenlerin sınıflandırılması. Telif: NASA/Kepler/Caltech (T. Pyle)

 

1990’ların ortalarından bu yana başka bir Güneş benzeri yıldızın etrafında ilk gezegen keşfedildiğinde, gök bilimciler “şu anda geniş bir dış gezegen koleksiyonu” haline gelmiş bilgiyi toplamaya başladılar. Şimdiye kadar yaklaşık 3500 ötegezegen teyit edilmiş durumda. Caltech tarafından başlatılan yeni bir araştırmada araştırmacılar, bu gezegenleri biyologların yeni hayvan türlerini sınıflandırdıkları şekilde sınıflandırdılar ve şimdiye kadar bulunan dış gezegenlerin çoğunluğunun 2 belirgin gruba ayrıldığını öğrendiler: Kayalık Dünya benzeri gezegenler ve daha büyük mini-Neptün’ler. Takım, NASA’nın Kepler görevi ve W.M. Keck Gözlemevi’nden gelen verileri kullandı.

Caltech’deki astronomi profesörü ve bu yeni araştırmanın baş araştırmacısı Andrew Howard, “Bu keşif, gezegenlerin soy ağacında büyük yeni bir bölünmedir, yani tıpkı memelilerin ve kertenkelelerin hayat ağacında farklı dallar olduğunu keşfetmeye benziyor” dedi.

Esas itibarıyla ekibin araştırması, galaksimizin 2 tür gezegen üzerinde tercihte bulunduğunu gösteriyor: Dünya’nın 1.75 katına kadar olan kayalık gezegenler ve Dünya’nın 2 ila 3.5 katı büyüklüğündeki (veya Neptün’den biraz daha küçük) gazla kaplı mini Neptün’ler. Galaksimiz, nadiren bu iki grup arasında boyutlara sahip olan gezegenler üretiyor.

Fulton, “Gök bilimciler buldukları şeyleri kovalarda biriktirmek isterler. Bu durumda, Kepler gezegenlerinin çoğunluğu için 2 çok belirgin kova bulduk” diyor.

Güneş Sistemi’nde, en büyük karasal gezegen Dünya ile, en küçük gaz devi Neptün arasında kütle ve boyuta sahip gezegen bulunmuyor.

 

2009’da Kepler görevi faaliyete geçtiğinden beri, 2.300’den fazla dış gezegeni tespit etti ve doğruladı. Kepler, kendi yıldızlarının yakınındaki gezegenleri bulma konusunda uzmanlaşmış durumda. Dolayısıyla bu gezegenlerin büyük bir çoğunluğu, kendi Güneş’lerine Merkür’den daha yakın bir yörüngede dönüyorlar yani Dünya-Güneş mesafesinin yaklaşık üçte biri gibi yakın bir yörüngede dolaşıyorlar. Bu yakın gezegenlerin çoğu, Dünya ve Neptün’ün boyutu arasında olup aşağı yukarı Dünya’nın 4 katı kadarlar. Ancak bugüne kadar, gezegenlerin bu aralıkta çeşitli boyutlara sahip oldukları ve bu 2 boyuttaki gruba ayrıldıkları bilinmiyordu.

Caltech’te Hubble Post-Doktora Araştırmacı olan Erik Petigura şöyle bir açıklama yapıyor:

“Güneş sisteminde, Dünya ve Neptün arasında büyüklükte bir gezegen yok. Kepler’in en büyük sürprizlerinden birisi de, neredeyse her yıldızın Dünya’dan daha büyük ama Neptün’den daha küçük bir gezegene sahip olmasıdır. Bu gizemli gezegenlerin neye benzediğini ve neden kendi Güneş Sistemimizde bunlardan bulunmadığını öğrenmekten mutluluk duyacağız.”

Kepler, bu gezegenleri kendi yıldızlarının önünden geçerken yıldızın ışığında oluşan sahte çökmeleri arayarak buluyor. Çökmenin boyutu gezegenin boyutu ile ilişkilidir. Fakat gezegenlerin boyutlarını tam olarak bilmek için yıldızların boyutları ölçülmelidir.

Çok küçük bir cüce yıldız olan Trappist 1’in çevresinde bile, Dünya’dan daha büyük karasal gezegenler ve mini neptünler yer alıyor.

 

Caltech ekibi; UC Berkeley, Hawaii Üniversitesi, Harvard Üniversitesi, Princeton Üniversitesi ve Montreal Üniversitesi gibi çeşitli kurumların çalışanları ile birlikte Keck Gözlemevi’in de yardımıyla Kepler gezegenlerinin boyutlarına daha yakından baktı. 2.000 Kepler gezegenini barındıran yıldızlarla ilgili spektral verileri elde etmek için yıllar harcadılar. Bu spektral veriler onların, Kepler yıldızlarının boyutlarının kesin ölçümlerini yapmalarını sağladı. Bu ölçümler, sonuç olarak araştırmacıların bu yıldızların etrafındaki gezegenlerin boyutlarını daha kesin biçimde belirlemelerine olanak sağlamış oldu.

“Önceleri gezegenleri boyutlarına göre ayırmak, kum tanelerini çıplak gözle sınıflandırmaya çalışmak gibiydi. Keck’den spektrumları almanın, büyüteçle bakmak gibi bir şey olduğunu gördük, daha önce göremediğimiz ayrıntıları görebildik” diyor Fulton.

Keck’in yeni verileri ile araştırmacılar, 2.000 tane gezegenin boyutunu daha önceki ölçümlerden 4 kat fazla hassasiyetle ölçebildiler. Gezegen boyutlarının dağılımını incelediklerinde bir sürprizle karşılaştılar: Kayalık Dünya grupları ile mini-Neptün grupları arasında çarpıcı bir boşluk vardı. Bu boşluğa birkaç gezegen düşmüş olsa da, çoğunluk düşmemişti.

Boşluğun nedeni açık değil, ancak bilim adamları iki muhtemel açıklama getiriyorlar. Birincisi, doğanın yaklaşık olarak Dünya büyüklüğünde bir sürü gezegen yapmaktan hoşlandığı fikrine dayanıyor. Bu gezegenlerin bazıları, tam olarak anlaşılamayan nedenlerden ötürü “boşluğa atlamak” için yeterli gazı elde ederek gaz haldeki mini-Neptün’lere dönüşüyorlar.

Gaz devleri şişirilmiş birer balon gibidir. Örneğin Satürn gezegeni, kendisinden çok daha büyük kütleye sahip olan Jüpiter ile neredeyse aynı boyutlardadır.

 

“Birazcık hidrojen ve helyum gazı çok uzun mesafe kat eder. Bu nedenle eğer bir gezegen sadece kütlece %1 hidrojen ve helyum içeriyorsa, boşluğa atlamak için yeterlidir. Bu gezegenler, etraflarında büyük gaz balonları olan kayalar gibilerdir. Balondaki hidrojen ve helyum, sistemin kütlesine bir bütün olarak katkıda bulunmamakla birlikte hacim açısından muazzam bir katkıda bulunur ve gezegenleri daha büyük boyuta getirir” diyor Andrew Howard.

Gezegenlerin boşluğa girmemelerinin ikinci muhtemel nedeni, gezegenin gazını kaybetmesiyle ilgilidir. Bir gezegen biraz yani boşluğa koymak için doğru miktarda gaz alırsa, bu gaz ev sahibi yıldızın ışınımına maruz kaldığında yanabilir.

Howard şöyle devam ediyor:

“Bir gezegen boşluğa atlamak için şanslı olmalı ve eğer olursa muhtemelen orada kalmaz. Bir gezegenin boşlukta kalması için doğru miktarda gaz alması pek olası değildir ve yeterli gaza sahip olan gezegenlerin ise ince atmosferleri patlatılabilir. Her iki senaryo da gözlemlediğimiz gezegen boyutlarındaki boşluğu biçimlendiriyor.”

Gelecekte araştırmacılar, bu dış gezegenlerin kompozisyonları hakkında daha fazla bilgi edinmek için bunların ağır element içeriğini incelemeyi planlıyorlar.

“Gezegensel astronominin altın çağında yaşıyoruz, çünkü diğer yıldızların çevresinde binlerce gezegen buluyoruz. Şu anda bu mini-Neptünlerin nelerden oluştuğunu  anlamak için çalışıyoruz. Bu da bize gezegenlerin neden diğer yıldızların çevresinde  bu kadar kolay oluştuğunu ve neden bizim Güneş’imiz etrafında oluşmadıklarını açıklamamıza yardımcı olmalıdır” diyor Petigura.

Çeviri: Nur Sökmen

Kaynak: https://www.sciencedaily.com/releases/2017/06/170619120238.htm




Galaksiler Birbirinden Gerçekten Uzaklaşıyor Mu?

Çoğunuzun bilgisi dahilinde olan bir gerçek var ki, evren genişliyor ve içindeki galaksiler de birbirinden uzaklaşıyor. Binlerce kitapta, yüzlerce belgeselde bu bilgiye rastlamanız mümkün. Ancak, duyduğunuzda şaşırmayın; bu tam olarak doğru bir bilgi değil!

Gök bilimci Edwin Hubble‘ın başka birkaç bilim insanından “kopya çekerek” bulduğuna yönelik şüphelerin yüksek olduğu devrimsel fikrine göre, evren genişlemektedir. Hubble bu fikre, uzak galaksilerin ışığının kırmızıya kaydığını gözlemlesi ve bu kırmızıya kaymanın nedeninin uzaklaşmalarına bağlı Doppler Etkisi olduğunu düşünmesi sonucu ulaşmış. Ardından da bu fikrini daha ileriye götürerek, bir zamanlar tüm galaksilerin tek bir noktada bir arada olması gerektiği fikrini ileri sürmüş ve Büyük Patlama Teorisi’nin temellerini oluşturmuştur.

Bugünkü gözlemlerimiz de, Hubble’ın bahsettiği şekilde galaksilerin uzaklaştığını, bir galaksi bize ne kadar uzak ise, o kadar hızlı uzaklaşmaya devam ettiğini gösteriyor.

Ama burada bir yanlış anlaşılma var! Bütün galaksiler madem birbirinden uzaklaşıyorlar, peki nasıl oluyor da bazı galaksiler birbirine çok yaklaşıp çarpışıyorlar? Nasıl oluyor da, bizden 2.2 milyon ışık yılı uzaktaki Andromeda Gökadası bize yaklaşıyor ve milyarlarca yıl sonra çarpışacağı söyleniyor?

CL 0024+17 galaksi kümesi. Bu küme, etkileşim halinde olan binlerce gökadanın bir araya gelmesiyle oluşmuştur. Bu arada öyle iç içe göründüklerine bakmayın, her birinin arasında milyonlarca ışık yılı mesafe var.
CL 0024+17 galaksi kümesi. Bu küme, etkileşim halinde olan binlerce gökadanın bir araya gelmesiyle oluşmuştur. Bu arada öyle iç içe göründüklerine bakmayın, her birinin arasında milyonlarca ışık yılı mesafe var (NASA/ESA Hubble Miras Arşivi).

 

Başta galaksilerin birbirinden uzaklaştığı bilgisinin “tam olarak doğru olmadığını” dile getirmiştik. Sorun şu ki; bu kısmen yanlış bilginin böylesine yaygın olmasının yegane nedeni, belgesel izleyerek ve internetten yetersiz özetlerle bilgi sahibi olmaya çalışmaktan kaynaklanıyor. Belgesel izlemek kötü değildir, sizi öğrenmeye ve araştırmaya teşvik eder. Ama, belgeseller ve internetteki özet yazılar size doğru ve tam bilgiyi sunmaktan uzaktır.

Gerçek şu ki, galaksiler birbirinden uzaklaşmazlar. Birbirlerinden uzaklaşanlar “galaksi kümeleri“dir. Evet, galaksilerin hemen hemen tamamı evrende kümeler halinde bulunurlar.

İzah edelim; irili ufaklı 15-20 galaksi bir araya gelerek küçük gruplar oluşturur. Bu küçük grupların da birkaç tanesi bir araya gelerek daha büyük galaksi kümeleri meydana getirir. Onlarca, yüzlerce galaksi kümesi de bir araya gelerek süper kümeleri oluşturur.

Andromeda, Samanyolu, Üçgen Gökadası ve onlarca cüce galaksinin meydana getirdiği bizim “yerel gökada grubumuz“daki galaksiler kütle çekim etkileriyle birbirine bağlıdır ve birbirlerinden uzaklaşmazlar.

Bu durum, evrendeki tüm galaksi grupları için geçerlidir. Grup içindeki galaksiler birbirlerinin kütle çekimsel etkileri nedeniyle zamanla uzaklaşabilir, yakınlaşabilir, çarpışabilir veya birbirlerinin yörüngelerine girebilirler. Ama kolay kolay ayrılmazlar.

Andromeda_Collides_Milky_Way
Yerel grubumuzun iki üyesi olan Andromeda ve Samanyolu, birkaç milyar yıl sonra birleşecekler.

 

Gökbilimciler “evren genişliyor, galaksiler birbirinden uzaklaşıyor” derken, galaksilerin değil, “galaksi kümelerinin” birbirlerinden uzaklaştıklarını söylemeye çalışırlar. Ancak, bu bilgiyi belgesellerde, röportajlarda, sunumlarda veya basın açıklamalarında verirken; karşısındaki muhatabına yerel grupları, kümeleri, süper kümeleri izah etmek zorunda kalmamak için o kısımları atlayarak özet geçerler.

İşte bu özet bilgi, insanların aklında galaksilerin birbirinden uzaklaştığı gibi yarı yanlış bir fikrin oluşmasına neden oluyor.

Buraya kadar olan kısmı özetleyelim:

Galaksiler birbirinden uzaklaşmazlar. Çünkü, küçük bir alanda bulundukları için, kütle çekim yoluyla oluşturdukları küçük gruplar halinde birbirlerine bağlıdırlar. Evren genişledikçe birbirinden uzaklaşanlar, galaksi kümeleridir.

Peki niye galaksi gruplarını oluşturan gökadalar birbirinden ayrılmazken, kümeler uzaklaşıyor? Çünkü galaksi gruplarının üyeleri birbirine görece yakındır ve kütle çekim bunları bir arada tutar. Ancak, galaksi kümeleri birbirinden uzaktırlar ve aralarındaki kütle çekim etkisi lafını edemeyeceğimiz kadar azdır. Bunun, yani galaksi kümelerinin birbirine uzak oluşunun sebebini de başka bir yazımızda açıklarız, sakin olun…

Yani, onlarca milyar yıl sonra bile, yakın çevremizde bulunan galaksiler bizden uzaklaşmayacaklar. Ama, uzağımızdaki galaksi kümeleri ile aramızdaki mesafe evrenin genişlemesi nedeniyle gittikçe büyüyecek. Yüz milyarlarca, trilyonlarca yıl sonra bizler evrende sadece içinde bulunduğumuz galaksi kümesindeki gökadaları görebileceğimiz bir yalnızlığa bürüneceğiz.

Ama asla yalnız kalmayacağız. En azından tüm yıldızlar enerjilerini tüketip sönene kadar…

Zafer Emecan




Gök Cisimleri Nasıl İsimlendiriliyor?

Çıplak gözle kolayca fark edilebilen gök cisimlerinin isimleri (örneğin Güneş, Ay, Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerin bazıları) antik dönemlerden beri biliniyor, peki günümüz teknolojisiyle keşfedilen binlerce gök cismi nasıl adlandırılıyor?

Eski çağlarda gök cisimleri, isimlerini mitolojik efsanelerin kahramanlarından, hayvan ya da eşya adlarından, çeşitli varlıklardan alırlar ve bunlar çoğunlukla Latince, Yunanca ve Arapça kökenlidir. Merkür gezegeni, adını Yunan tanrısı, tanrıların habercisi Hermes’ten alırken, Venüs gezegeni Romalılar’ın güzellik tanrıçasından alır. Gezegen isimleri Yunanca‘dan gelirken, yıldız isimlerinin çoğu ise Arapça kökenlidir.

Eski Yunanlılar ilk yıldız haritalarını oluşturmuşlar ve gökyüzünü belli bölgelere ayırarak 48 takımyıldız ismi vermişlerdir. Bugünkü gökyüzü atlaslarının ise çeşitli biçimlerde ve büyüklükte 88 takımyıldız içerdiğini biliyoruz.

orion-takimyildizi-5714
Parlak yıldızların tamamı eski çağlarda isimlendirilmiştir ve bugün kullanılan uluslararası modern isimlerin çoğu, Arapça‘dan gelmedir.

 

Yine bugün modern bir yıldız kataloğuna ya da gökyüzü haritasına baktığımızda değişik adlandırmalarla karşılaşırız çünkü teleskobun keşfinden sonra birçok gök cismi keşfedilmiş ve bu gök cisimlerinin nasıl isimlendirileceği tartışma konusu olmuştur.

Modern İsimlendirme

Günümüzde gök cisimlerinin isimlendirilmesi ile ilgili onay yetkisi ise Uluslarası Astronomi Birliği’ne (IAU) ait. Bu tartışma ve karışıklığı önlemek için 2016 yılında yıldızlara verilen özel isimlerin IAU tarafından onaylanmış bir listesi yayımlanmıştır.

Güneş Sistemi

Güneş Sistemi’ndeki yeni keşfedilen gök cisimlerine ilk olarak geçici bir isim verilir. Keşif doğrulandıktan sonra keşfi yapan bilim insanları tarafından yapılan öneriler IAU tarafından değerlendirilerek, gök cismine resmi ismi verilir. Geçici isimde gök cisminin keşfedildiği tarihin yanı sıra gökcisminin türünü gösteren bir harf (örneğin uydular için S, kuyrukluyıldızlar için D, C, X, ya da P, gezegen halkaları için R) ve o yıl keşfedilen kaçıncı gök cismi olduğunu gösteren bir sayı yer alabilir. Gök cisminin türünü gösteren harf keşif tarihinden önce, keşif sırasını gösteren sayı ise tarihten sonra yazılır.

Yıldızlar

Yıldızların isimlendirilmesi ile ilgili ilk sistematik yöntem Johann Bayer tarafından 1603 yılında geliştirilmiştir. Bu yöntemde takımyıldızlarda bulunan yıldızlar, takımyıldızın isminin başına Yunan alfabesindeki isimler eklenerek isimlendirilir. Harfler en parlak yıldızdan başlanarak sırayla ( alfa, beta, gama, …) verilir.

the-butterfly-star-cluster-m6-celestial-image-co
M6 (Messier 6) açık yıldız kümesinin genç yıldızları…

 

Örneğin Cygnus (Kuğu) Takımyıldızı’nın en parlak yıldızı Alfa Cygni olarak isimlendirilir. Ancak günümüzde yüksek çözünürlük ve hassasiyetteki teleskoplar çok sayıda yeni yıldız keşfediyor ve bu yıldızlar parlaklıklarına ve konumlarına göre farklı kataloglarda listeleniyor.

En çok kullanılan yıldız kataloğu Annie J. Cannon’un 1911 – 1915 tarihleri arasında hazırladığı Henry Draper (HD) yıldız kataloğudur. Yıldızların sağ açıklıklarına göre sıralandığı Henry Draper (HD) yıldız kataloğu, 225 000 yıldız içerir ve her birinin tayf türü verilir. Bugüne kadar hazırlanmış en kapsamlı katalog ise, Hubble Uzay Teleskopu için oluşturulan Hubble Space Telescope Guide Star Catalog’dur. (HST GSC). Bu katalog 19 milyona yakın gökcismini içerir. Bunların yaklaşık 15 milyonunu yıldızlar, geriye kalanın çoğunluğunu da gökadalar oluşturur.

Değişen Yıldızlar

Değişen yıldızların adlandırması ise tümüyle kendine özgü bir sistemle oluşturulmuş ve Argelander tarafından kurulmuştır. Argelander’in sistemine göre, bir takımyıldızda keşfedilen ilk değişen yıldız, içinde bulunduğu takımyıldızın başına R harfi getirilerek adlandırılmıştır. İkinci keşfedilene S, üçüncüye T getirilir ve bu Z’ye kadar devam eder. Z’den sonra RR, RS, …, RZ, SR, SS, … SZ, …, ZZ, AA, AB, …, AZ, BB, …, BZ, …, QZ’ye kadar gider. Bazı takımyıldızlarda bu 334 tanımlama yetersiz kalmaktadır. Bu durumda, QZ’den sonra adlandırma basitçe V335, V336, … olarak devam eder.

Biraz karmaşık da olsa, değişen yıldızları adlandırmakta kullanılan yöntem budur.

Kataloglar

Yıldız kümeleri, bulutsular ve gökadaların adlandırmalarına baktığımızda, bu gök cisimleri için hazırlanmış birçok katalog olmasına karşın, özellikle amatör gökbilimciler tarafından en çok kullanılanları Messier Kataloğu ve NGC‘dir (New General Catalogue).

messier66-esa
Messier 66 (M66) Galaksisi (Telif: NASA/ESA – Hubble Miras Arşivi)…

 

Charles Messier, 1700’lü yıllarda yaşamış bir Fransız gökbilimcidir. Bir kuyrukluyıldız avcısı olan Messier, öteki gökcisimlerini, yani yıldız kümeleri, gökadaları ve bulutsuları, kuyrukluyıldızlarla karıştırmamak için bir katalog hazırlamıştır. Messier Kataloğu olarak bilinen bu katalog, 110 gökcisminden oluşuyor. Bu katalog, çoğunluğu kuzey yarıkürede yer alan bulutsu, yıldız kümesi ve gökada gibi çeşitli, en parlak gökcisimleri yer alıyor.

Aslında, Charles Messier’in amacı, bu yıldız kümeleri, bulutsular ve gökadaları gözlemek değil, kuyrukluyıldızlarla karıştırmamak amacıyla onların yerlerini belirlemekti (Çünkü, bu gök cisimleri, özellikle de küçük teleskoplarla bakıldığında kuyrukluyıldıza benzetilebilir). Messier kataloğundaki gökcisimlerinin sırası, sağ açıklık sırasına bağlı değildir. Messier onları, keşif sırasına göre numaralandırmış ve numaranın önüne bir ‘M’ harfi koymuştur. Örneğin, Andromeda Gökadası Messier Kataloğu’nda M31 olarak adlandırılmıştır.

En ünlü Messier cisimleri arasında, Ülker Açık Yıldız Kümesi M45, Herkül’deki küresel Küme M13, Orion Bulutsusu M42 vardır. Uygun gözlem koşullarında, Messier Kataloğundaki gökcisimlerinin çoğu, 7×50’lik bir dürbünle gözlenebilmektedir. 70-80 mm çaplı bir teleskoplaysa, bu gökcisimlerinin hepsi görülebilir.

NGC3590
NGC 3590 açık yıldız kümesi (Telif: NASA/ESA – Hubble)…

 

Sadece yıldız kümeleri, bulutsular ve gökadalar için hazırlanmış kataloglar arasında, Messier kataloğundan çok daha kapsamlı olanı, Danimarkalı gökbilimci John Dreyer tarafından hazırlanan NGC’dir. Adında ‘New’ yani ‘Yeni’ sözcüğü bulunmasına karşın, bu katalog 110 yıl önce hazırlanmıştır.

NGC’deki gökcisimleri, sağ açıklıklarına göre sıralanmışlardır. Başlangıçta 7.840 gökcismi içeren katalog, daha sonra yine Dreyer tarafından yeniden düzenlenerek Index Catalogues (IC) adını aldı. IC ile 13.226 gökcismi kataloglandı. NGC kataloğu, günümüzde de yeni düzenlemeleriyle kullanılmaktadır.

Özellikle de amatör gökbilimciler, Messier Kataloğu çok az gök cismi içerdiğinden, bu katalogdan sonra, NGC’yi kullanırlar. 7×50’lik bir dürbünle, NGC’de yer alan gök cisimlerinin parlak olanlarını görmek mümkün. 200 mm çaplı bir teleskopla bu katalogda yer alan gökcisimlerinin tümü görülebilir.

Novalar ve süpernovalar ise bulundukları takımyıldızların ismi ve gözlemlendiği tarihle birlikte isimlendirilmektedir.

Reyhan Çelik

Kaynak: Alp Akoğlu Bilim ve Teknik, İÜ Astronomi ve Uzay Bilimleri Ders Notları


Amacınıza en uygun ve en kaliteli teleskop ya da dürbünü, en uygun fiyata sadece Gökbilim Dükkanı‘nda bulabilir, satın alma ve kullanım sürecinde her zaman bize danışabilirsiniz
GÖKBİLİM DÜKKANI’NA GİT




Avcının Kemeri: Alnitak, Alnilam ve Mintaka

Gezegenimizin, Türkiye’nin yer aldığı kuzey yarımküresinde, gökyüzünün çıplak gözle görülebilen yegane bulutsusu Orion’un yer aldığı Orion (Avcı) takımyıldızı bulunur.

Bu takım yıldızı; Alnitak, Alnilam ve Mintaka isimlerine sahip gökyüzünün en ünlü yıldız dizilerinden birini de içinde barındırıyor. Sonbahar ve kış ayları boyunca çıplak gözle oldukça rahat görülebilen bu parlak yıldızlar, antik uygarlıklar ve Roma kültüründe “Avcının Kemeri” (Orion’s Belt) olarak niteleniyordu.

Eğer iyi bir gökyüzü gözlemcisi iseniz, Avcı takımyıldızını ve bahsettiğimiz bu üç yıldızı yılın büyük kısmında görebilirsiniz. Ancak, kış aylarında çok daha erken doğup, gökyüzünde oldukça fazla yükseldiğinden, en uygun gözlem zamanı ülkemizde Ekim-Kasım ayı ve sonrasındadır.

Avcının Kemeri
Orion takım yıldızı ve Avcının Kemeri’ni oluşturan yan yana üç yıldız (görselin ortasında, yan yana). Kemerin altında gördüğünüz üst üste üç yıldıza ise, bir teleskopla bakarsanız, aslında yıldız değil, görkemli Orion Bulutsusu olduğunu farkedersiniz.

Şimdi, kış aylarında gökyüzünü süsleyen Avcının Kemeri’ni, yani Alnitak, Alnilam ve Mintaka yıldızlarını yakından tanıyalım (Bu yazıyı yeterli düzeyde anlayabilmek için, yıldız sınıflandırmalarını öğrenenme amacıyla, öncelikle bu linkteki yazımızı okumalısınız):

Alnitak

Eğer Avcının Kemeri’ne doğru, Orion takımyıldızı’nın sarımsı ışıltısıyla en parlık yıldızı olan Betelgeuse yıldızından düz bir hat çekerseniz, kemerin alt kısmındaki Alnitak yıldızına ulaşırsınız. Bu yıldız, aslında üç yıldızın oluşturduğu bir çoklu yıldız sistemidir. Ancak, yeryüzünden çıplak gözle baktığınızda tek bir yıldız gibi görülür. Zeta Orionis veya 50 Orionis şeklinde de adlandırıldığı olur.

Bize yaklaşık 1.300 ışık yılı uzaktaki Alnitak sisteminin ana bileşenleri, Güneş’in yaklaşık 28 katı kütleye sahip olan Alnitak Aa ve Güneş’ten 14 kat daha büyük bir kütleye sahip olan Alnitak B isimli O-B tipi dev yıldızlardır. Bu iki yıldızdan ilki Güneş’ten 250 bin kat fazla enerji yayarken, diğeri Güneş’ten yaklaşık 30 bin kat daha fazla enerji üretir. Bu iki yıldız, birbirlerinin çevresinde yaklaşık 1.500 yıl süren bir yörünge periyodunda dolanırlar.

Alnitak-01w
Alnitak yıldızı (Fotoğraf Telif: Fred Espenak)

 

Yapılan araştırmalar, Alnitak Aa yıldızının aslında tek bir yıldız olmadığını gösteriyor. Alnitak Ab adı verilen ve 23 Güneş kütlesine sahip yakın bir eşi var. Alnitak Aa ve Alnitak Ab yıldızları çok yakın oldukları için, yaklaşık 8 yıl süren bir yörünge döneminde birbirleri çevresinde dolanırlar. Bu da demek ki, Alnitak B yıldızı aslında bu iki yıldızın oluşturduğu sistemin çevresinde (ortak kütle merkezini çevresinde) dolanıyor.

Her üç yıldız da kısa ömürlü dev yıldızlar sınıfına girdikleri için, birkaç milyon yıl içinde birer kırmızı dev yıldıza dönüşecek, ardından Alnitak Aa ve Alnitak Ab birer süpernova patlaması ile yok olurken, Alnitak B bir gezegenimsi bulutsu ve nihayet bir beyaz cüce halini alacak.

Alnilam

Avcının Kemeri’nin ortasında yer alan Alnilam, 35 Güneş kütlesine ve yaklaşık 30 Güneş yarıçapına sahip bir mavi dev yıldızdır. Yüzey sıcaklığı yaklaşık 28 bin santigrat derece olan Alnilam, bu özellikleriyle Güneş’ten yaklaşık 280 bin kat daha fazla enerji yayar. Alnilam, tek başına bir yıldızdır ve herhangi bir yıldız sisteminin üyesi değildir. Epsilon Orionis veya 46 Orionis isimleriyle de anılır.

alnilam-5874
Alnilam yıldızı (Amatör astrofotoğraf)

 

Bizden yaklaşık 1,340 ışık yılı uzaklıktaki Alnilam, 6 milyon yıla yaklaşan yaşı ile, kendi kütlesindeki bir yıldız için oldukça yaşlı sayılır. Önümüzdeki 1 milyon yıl içinde yavaşça bir kırmızı dev yıldıza dönüşeceği, ardından da bir süpernova patlaması ile yok olacağı düşünülüyor. Süpernova patlaması öncesinde var olan kütlesine göre, geride bir nötron yıldızı veya karadelik bırakacak.

Mintaka

Delta Orionis veya 34 Orionis isimleriyle de anılan Mintaka, yeryüzünden tek bir yıldız gibi görünmesine rağmen tıpkı Alnitak gibi bir çoklu yıldız sistemidir. Yaklaşık 1,200 ışık yılı uzaktaki sistemin ana yıldızına Delta Orionis A ismi veriliyor. Ancak bu yıldız aslında bir üçlü sistem. Sistemin anlatımı biraz kafanızı karıştırabilir, şaşırmayın:

Mintaka-01w
Mintaka yıldızı (Fotoğraf Telif: Fred Espenak) 

 

Delta Orionis A, üçlü bir sistem demiştik. Sistemin Ana bileşeni Delta Orionis Aa1 adı verilen yaklaşık 25 Güneş kütlesinde bir yıldız. Bu yıldız, Delta Orionis Aa2 adı verilen yaklaşık 10 Güneş kütlesinde bir yıldız ile, 5,7 gün süren yörünge döneminde ortak bir kütleçekim merkezi etrafında dolanıyorlar. Bu iki yıldızın çevresinde ise, Delta Orionis Ab adı verilen yaklaşık 22 Güneş kütlesinde başka bir yıldız daha yer alıyor. Sistemdeki tüm yıldızlar O-B tayf türünde mavi dev yıldızlar oldukları için, yaydıkları toplam enerji Güneş’in yüzbinlerce katına ulaşıyor.

Bu üçlü sistemin yaklaşık 2,5 trilyon kilometre uzağında, Delta Orionis C yer alıyor. Bu yıldız da iki yıldızdan oluşan çoklu bir sistem. Delta Orionis Ca, yaklaşık 6,5 Güneş kütlesindeki B sınıfı bir dev yıldız iken, Delta Orionis Cb ise yaklaşık 2,5 Güneş kütlesine sahip A sınıfı bir yıldızdır. İki yıldız birbirlerinin çevresinde yaklaşık 30 günlük bir periyotta dolanırlar.

mintaka-orion2
Mintaka’ya ne kadar güçlü bir teleskopla bakarsanız bakın, tek bir yıldız olarak göreceksiniz. Gök bilimciler, sistemin yıldız bileşenleri gözle bakarak değil, birçok farklı yöntem uygulayarak tespit ederler. Bu yöntemlerle ilgili bilgiyi, “Çift Yıldızlar” yazı dizimizi okuyarak edinebilirsiniz.

 

Mintaka sisteminde, Delta Orionis B isminde bir yıldız daha bulunuyor. Fakat, sistemin birbirine yakınlığı ve karmaşıklığı nedeniyle, B tayf tipi bir dev yıldız olması haricinde bu yıldızın yapısı hakkında henüz elimizde tatmin edici bilgiler yok.

Bu bilgilerden sonra, Avcının Kemeri’ni oluşturan bu üç yıldıza artık baktığınızda, basitçe “orada üç yıldız var” demeyeceğinize eminiz. Doğduklarından bugüne geçen yaklaşık 6 milyon yıl boyunca birçok kültürü etkilemiş, mitolojilerinde önemli yerler edinmiş bu yıldızlar, oldukça karmaşık sistemler içinde bir arada bulunuyorlar.

Önümüzdeki birkaç milyon yıl içinde bir çoğu görkemli süpernovalarla yok olacaklar. Biz o günleri göremeyecek olsak da, bu yazdığımız yazı belki 10 milyon yıl sonra bir arkeoloğun eline geçecek ve geçmişte gökyüzünde böylesi muhteşem üç yıldız olduğundan onları haberdar etmiş olacağız. Biliyorsunuz, “söz uçar, yazı kalır”…

Zafer Emecan




Değişen Yıldızlar (Örten Çiftler, Cepheid Değişenleri)

Yıldızlar gökyüzünde hep aynı şiddette parlamazlar. “Değişen yıldızlar” (variable star) olarak nitelenen içlerinden bazıları, düzenli veya düzensiz olarak parlaklık değişimi gösterir.

Bunun birkaç nedeni var; Tek zannettiğimiz yıldız gerçekte bir “çift yıldız” olabilir. Dolayısıyla bakış açımız da uygunsa, daha sönük olan diğerinin önünden geçerken parlaklığı düşürür, arkasına geçtiğinde parlaklık artar.

Üstteki kapak fotoğrafında gördüğünüz ilüstrasyonda örneklenen; “Örten çift yıldızlar” olarak nitelenen bu yıldızların en bilinen örneği, değişimleri gözle bile takip edilebilen Algol yıldızıdır. Algol, yaklaşık 69 saat arayla bakış açımıza göre birbirinin önünden geçen iki yıldızdan oluşur ve parlaklığı bu periyotta (geçişin olduğu 10 saatlik süre için) 2.5 kat azalır. Yandaki animasyonda, Algol’un parlaklık değişiminin hızlandırılmış çekimle alınmış bir görüntüsünü görüyorsunuz. Bizden yaklaşık 92 ışık yılı uzaklıkta bulunan yıldız, çıplak gözle  rahatlıkla görülebildiği için, bu değişim 1600’lü yıllardan beri gökbilimciler tarafından takip ediliyor.   

Cepheid” (sefeid veya sefe) olarak sınıflandırılan bazı değişen yıldızlar ise, ömrünün son aşamalarına gelmiş (kırmızı dev), bir şişip bir büzüşen yıldızlardır. Bazı cepheid yıldızlarında ise, yıldızın merkez çekirdeği çevresinde birikmiş olan helyum katmanı zaman zaman nükleer reaksiyona girerek yıldızı parlaklaştırır. Fakat bu reaksiyonun yarattığı dışa doğru ışınım basıncı yıldızı genişlemeye zorladığı için, helyum katmanındaki basınç düşer ve bir süre sonra reaksiyon sona erer. Bu durumda, yıldız eski parlaklığına geri döner ve milyonlarca yıl buyunca böyle tekrarlanır durur. Yaşanan süreçle ilgili daha detaylı bilgi için bu yazımızı okumalısınız. 

Değişken Yıldızlar V838
Fotoğrafta, büzülüp genişleyerek şiddetli parlaklık değişimleri gösteren, 20.000 ışık yılı uzaktaki V838 Mon yıldızı görülüyor. Yıldızın çevresindeki bulutsu, parlaklık değişimleri sırasında kütlesinin önemli bir bölümünü çevreye saçmasıyla oluşmuştur (Fotoğraf: NASA/ESA Hubble Teleskobu).

 

Ölüm döşeğinde olmayıp, sağlıklı günlerini yaşayan kimi dev yıldızlar için de durum bazen yukarıdaki cepheid değişenleri gibidir. Yıldızın çekirdeğinde çok büyük bir alanda gerçekleşen şiddetli nükleer reaksiyon yıldızın dış katmanlarını dışa doğru iter ve genişletir. Bu durumda yıldızın kütlesinin çekirdeğe uyguladığı kütleçekim basıncı azalır ve çekirdekteki reaksiyonlar da azalan basınçla birlikte yavaşlar. Hal böyle olunca, yıldızın parlaklığında düzenli bir azalma meydana gelir.

Kütlesi çok fazla olan bazı dev yıldızlar ise, biraz daha şanssızdır. Çekirdekte meydana gelen enerjinin yarattığı ışınım basıncı o kadar fazla olur ki,  genişleyen dış katmanları yıldızdan koparak ayrılır. Yıldızdan ayrılan bu büyük miktardaki gaz, çevresini sararak yıldızın dışarıdan görülen parlaklığında düzensiz biçimde  azalmaya sebep olur. Bu parlaklık azalması bazen öyle boyutlarda olur ki, yeryüzünden bakıldığında en parlak yıldızlardan biri olarak görünmesine rağmen, sonradan tümüyle görünmez hale gelebilir. Bir süre sonra yıldızı örten gaz katmanı dağılır ve yıldız yeniden daha parlak görünmeye başlar. Bu durumun en bilinen örneği, Eta Carinae yıldızıdır.

Düzenli bir periyot dahilinde parlaklıkları değişen yıldızlar gökbilim için oldukça önemli. Çünkü bu parlaklık değişimleri sayesinde uzaklıklarını hesaplamak çok kolay olur. Onun içindir ki, gökbilimciler galaksi ve yıldız kümelerinin uzaklığını hesaplamadan önce, oralarda bulunan değişen yıldızları tespit etmeye çalışırlar. Bunlardan birkaç tane bulduktan sonra uzaklığı ölçmek (elbette bilim insanları için) zaten çocuk oyuncağı sayılır… 

Hazırlayan: Zafer Emecan
Düzenleyen: Prof. Dr. İbrahim Küçük




Galaksinin Boşluklarını Dolduran; Yıldızlararası Madde

Hemen hepimiz gözümüzü gökyüzüne çevirip, evrenin sonsuzluğunu seyre daldığımızda belki de düşündüğümüz ilk şey, uzayın ne kadar devasa bir boşluk olduğudur. Bizlere göre uzay, hemen her noktası yıldızlar ile donatılmış sonsuz bir boşluktan ibaret görünüyor. Yıldızlararası maddenin varlığı aklımıza bile gelmiyor.

Gerçekte ise, işin aslı pek de öyle sandığınız gibi değil. Zihnimizi biraz daha açık tutmamız ve daha detaylı araştırmalar yapmamız bize, var oluşumuzla ilgili daha temel bilgileri verebiliyor.

Hem galaksilerdeki, hem de galaksiler arasındaki bütün boşluklar, gerçekte astronomide adına “Yıldızlararası Madde(Interstellar Medium) denilen aşırı derecede seyrek, fakat buna rağmen ölçülebilir yoğunluğa sahip olan dağınık bir madde ile dolu. Evrende yıldızların doğmasını sağlayan ve öldüklerinde de içlerine karıştıkları Yıldızlararası Madde, Gökadamız Samanyolu’nun görünür kütlesinin onda birini oluşturmakta.

Dünya yörüngesi civarında yakalanıp incelenenebilmiş olan yıldızlararası toz taneciklerinden bir örnek. Bu elektron mikroskobu görüntüsü sizi yanıltmasın, çünkü gördüğünüz bu “şey”, ömrünüz süresince görebileceğiniz en küçük toz zerresinden çok ama çok daha küçük (Telif: N. Spring).

 

Yıldızlararası toz zerrecikleri o kadar küçüktür ki, evlerimizde uçuşan en küçük toz zerrecikleri bile onların yanında devasa yapılar olarak kalır.

Yıldızlararası Madde, büyük oranda gökada (galaksimizin) merkezini çevreleyen yıldızları kapsayan, birkaç yüz ışık yılı kalınlığında ince bir tabaka halinde yer alır ve hemen tüm yıldızların etrafında yoğun veya seyrek olarak görülür. Kütlesinin yüzde 90’ından fazlası gaz halinde bulunan bu maddenin toplam kütlesi, çok büyük oranda hidrojen (yaklaşık %70-74) ve helyumdan (yaklaşık %20-24) oluşur.

Geriye kalan kütlenin yüzde 1 ile 10 arasındaki bir kısmı ise, çok küçük toz parçacıklarından oluşuyor. Bu parçacıklar, kırmızı dev yıldızların ortalığa saçtığı ağır metallerden (gökbilim dilinde hidrojen ve helyum harici her elemente metal denilir) ve süpernova patlamaları sırasında ortalığa saçılan demirden daha ağır elementlerden meydana geliyorlar.

Bu toz zerrelerinin tam olarak bileşimi ve içeriği hesaplanamıyor olsa da, karbon temelli görece karmaşık molekülleri de yoğun olarak barındırdıkları gözlemleniyor. Bu bağlamda, karbon temelli, yani Dünya benzeri hayat için gerekli olan (basit düzeyde de olsa) moleküllerin önemli bir bölümü bu yapılarda oluşabiliyorlar.

Güneş (ve tabii ki Dünya), şu anda devasa bir “yıldızlararası madde” kütlesinin içinden geçiyor ama, hiçbirinizin bundan haberi bile yok. Çünkü, bu “sıradan bir doğa olayı”dır (Telif: Linda Huff – Priscilla Frisch / Çeviri: Kozmik Anafor).

 

Yıldızlararası madde, evrende her zaman kolaylıkla gözlemlenemiyor. Fakat önünde yer aldıkları bir yıldızın ışığını soğurmaları ve çarpıtmaları sebebi ile oluşturdukları anormal görüntüler ile varlıklarını belli ediyorlar.

Yıldızlararası toz açısından zengin durumda olan molekül bulutları, ışığı soğurma özelliklerinin yüksek olması sebebi ile yıldızların ya da kendilerinden daha parlak bulutsuların önünde yer aldıklarında çok daha koyu renkte ve yoğun bir yapıda görünürler.

Çoğu zaman devasa toz bulutları, herhangi bir parlak cismin önünde yer almasa da, göze parlak şekilde görünebiliyor. Bunun sebebi, daha önceden soğurulan bir yıldız ışığının, yıldızlararası tozu ısıtması sebebi ile kızılötesi dalga boylarında görünür hale gelebilmelerinden ileri geliyor.

Hazırlayan: Sinan Duygulu
Düzenleme: Zafer Emecan

https://www.annphys.org/articles/anphys/abs/1991/04/anphys_1991__16_4_375_0/anphys_1991__16_4_375_0.html
https://www.britannica.com/science/interstellar-medium
http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/ISM.html




Takımyıldızlar Nedir, Neden Önemlidir?

İnsanoğlu yeryüzünde ve gökyüzünde görüp, tanımlayamadığı şekil veya cisimleri tanıdığı bazı cisim veya varlıklara benzetmeye meyillidir. Belki de bunun sebebi, insan olarak bizlerin, belirsizliklerden, “bilmiyorum”lardan hoşlanmayışımızdandır.

Belirsizlikleri belirsizlik olarak bırakamaz, mutlaka belirsizliklerden bazı anlamlar çıkarırız. Örneğin çoğunlukla atmosferde rastgele dağılan bulutların tanımlı, belli bir şekli yoktur. Bu yüzden bulutlardan kolaylıkla günlük hayatta tanıdığımız ve gördüğümüz cisimleri çıkarsayabiliriz.

Henüz elektriğin keşfedilmediği zamanlarda insanlar bulutlarla birlikte gökyüzünde uzanan binlerce yıldızı da rahatlıkla görebiliyor ve yıldızlardan oluşturdukları şekillerden anlamlar çıkarmaya çalışıyorlardı. Tam da bu zamanlarda yaşayan insanlardan birinin aklından geçenleri ABD’li ünlü gökbilimci Carl Sagan, Kozmos kitabında harika bir biçimde tasvir etmişti;

Kış aylarında büyük şehirlerdeki ışık kirliliğine rağmen, rahatlıkla gözlemlenebilen Orion (Avcı) Takımyılıdızı.

 

Gökyüzü önemlidir. Yukarıya başımızı kaldırınca gökyüzünü görürüz. Bize seslenir âdeta. Alevi bulduğumuz günlere dek gecenin karanlığında sırtüstü uzanır ve gökyüzündeki ışıklı her noktaya gözümüzü dikerdik. Işıklı noktaların bazıları bir araya getirilince önümüzde şekiller çizilirdi. Aramızdan biri gökyüzündeki şekilleri ötekilerden daha iyi görebilirdi.

Bize yıldızların çizdiği resimleri öğretti, onlara ne adlar vermemiz gerektiğini fısıldadı. Gece geç vakitlere kadar oturup gökte gördüğümüz şekiller için öyküler uydurduk: Aslanlar, köpekler, ayılar, avcılar… Ve daha başka garip şeyler. Bunlar gökteki kudretli varlıkların resimleri olabilir mi? Kızdıklarında bizlere fırtınalar yağdıranlar olabilir mi?


Colorful-Night-Sky

Yıldızlar çok uzaktadırlar. Bir tepeye ya da ağaca tırmandığımızda onlara yakınlaşmış olmayız. Bulutlar da bizlerle yıldızlar arasında, yani yıldızlar bulutların arkasındadırlar. Ay yavaş yavaş devinirken, yıldızların önünden geçer. Daha sonra görürsünüz ki, yıldızlar duruyorlar, çünkü Ay yıldız yemez. Yıldızlar titreşip dururlar. Garip, soğuk, beyaz, uzak bir ışıktırlar. Ne kadar çok yıldız var. Gökyüzünü doldurmuşlar. Fakat yalnızca geceleyin görünüyorlar. Ne olduklarını merak ediyorum.

Bazı yıldızlar dolaşırlar. Bizim avladığımız hayvanlar gibi. Eğer dikkatle ve birkaç ay süreyle gözlerseniz, yıldızların kımıldadığını görürsünüz. Bunların sayısı yalnızca beştir. Tıpkı elimizdeki parmak sayısı kadar. Öteki yıldızlar arasında ağır ağır kımıldarlar. Eğer kamp ateşi düşüncesi doğruysa, dönüp dolaşan avcı kabilelerin kocaman ateşler taşıdıkları yıldızlar olmalı onlar. Fakat dolaşan yıldızların derideki delikler olması fikrine aklım ermiyor. Delik açtın mı, o bir delik olarak orada kalır. Delikler dolaşmaz ki. Hem sonra, alev dolu bir gök tarafından sarılmak istemem. Eğer deri düşerse, geceleyin gökyüzü çok parlak olur, hem de pek parlak, her yanımız alev almış gibi. Sanırım alevden bir gök hepimizi yer bitirirdi. Kanımızca gökyüzünde iki tür kudretli varlık bulunuyor: Kötüler, ki bunlar alevin bizi yiyip yok etmesini istiyorlar. Ve iyiler. Bunlar da alevi bizden uzak tutmak için üzerlerine giyiyorlar. İyilere teşekkür etmenin yolunu aramalıyız.

Yay (Sagittarius) Takımyıldızı

 

Yıldızların gökte kamp dolaylarında yakılan ateşler olup olmadığını bilemiyorum. Aralığından kudret alevinin bize baktığı derideki delikler olup olmadığını da bilemiyorum. Bazen şu şekilde düşünüyorum, bazen de bu şekilde. Bir defasında da kampta yakılmış ateş olmadığını ve deliğe benzer bir şey bulunmadığını düşündüm. Bu, benim anlayamayacağım kadar zor bir şeydi.

Bir ağaç kütüğüne başınızı dayayın. Başınız arkaya doğru kayar. O zaman yalnızca göğü görürsünüz. Ne tepeler, ne ağaçlar, ne avcılar, ne kamp ateşi. Gökten başka bir şey yoktur görülecek. Bir ara yukarıya, göğe doğru düşebileceğim geldi aklıma. Eğer yıldızlar kamp yerinde yakılan ateşse, bu avcıları ziyaret etmek isterdim. Şu bizim dolaşıp duran avcıları. Hadi düşeyim diyorum. Fakat eğer yıldızlar derideki deliklerse korkarım. İçinde alevin beklediği delikten içeri düşmek istemem.

Bu düşüncelerden hangisinin doğru olduğunu bilmeyi ne kadar isterdim. Bilmemek hoşuma gitmiyor.”

Carl Sagan’ın düşlediği gibi insanlar bir süre sonra bu yıldızlarda kendi tanrılarını ya da mitolojik varlıklarını gördüler. Günümüzde de, bütün bu kültürlerin bir karışımını kullanıyoruz. Kimi takımyıldızlarını Sümer yada Çin astronomisinden alırken kimi yıldız isimlerini İslam astronomisinden almışız. Örneğin bugün çıplak gözle gözlemlenebilen yıldızların birçoğunun isminin Arapça’dan geldiğini biliyoruz. Yani yıldızların isimlendirilmesinde insanlar Arap öncüllerden fazlaca faydalandı. Öte yandan takımyıldızların çoğunun Yunanlar ve Romalılar tarafından adlandırıldığını da biliyoruz. Bütün bu yıldızları isimlendirme ve takımyıldızlar oluşturma çabaları, insanların kolayca yönlerini bulmaları gibi basit sebeplerle, astronomi gözlemlerinde kolaylık sağlamak ya da mevsim geçişlerini belirlemek gibi daha bilimsel ihtiyaçlardan doğmuş. Bir örnek vermek gerekirse yalnızca birkaç takımyıldızını bilmek bile geceleri kolaylıkla yönünüzü bulmanızı sağlayabilir. Hatta eğer kuzey yarımküredeyseniz, tek başına Küçük Ayı takımyıldızını bilmeniz geceleri yön bulmanızı sağlar.

3256
Bütün takımyıldızlar, yukarıdaki görselde gösterildiği gibi mavi kesik çizgilerle belirlenmiş hayali sınırlara sahiptir.

 

Modern astronomide artık Uluslararası Astronomi Birliği’nce 44 tanesi kuzey yarımkürede ve diğer 44’ü de güney yarımkürede olmak üzere belirlenmiş 88 adet takımyıldızı bulunuyor. Burada belirtmek gerekir ki, zannedildiği üzere takımyıldızları yalnızca gökyüzündeki yıldızları hayali çizgilerle birleştirmemizden ibaret değillerdir. Gökyüzünde belirlenmiş her bir takımyıldızı belirli ve kesin bir alanı temsil eder ve böylece 88 takımyıldızı bütün gökyüzünü kaplayabilirler. Bu da örneğin herhangi bir galaksinin gökyüzünde nerede bulunduğunu öğrenmek için başta astronomlar olmak üzere bütün gözlemcilere büyük kolaylık sağlar. Zaten, zannedildiği üzere takımyıldızlar yalnızca belirli yıldızların hayali çizgilerle birleştirilmesinden ibaret olsaydı gökyüzünde hatırı sayılır büyüklükte alanlar boş kalacaktı.

Takımyıldızlar hakkında düşülen bir başka yanılgı ise, bizim bakış açımızdan takımyıldızlar dahilinde yakın gibi görünen yıldızların gerçekten birbirlerine yakın oldukları düşüncesidir. Ancak gökyüzünde gördüğümüz bütün yıldızlar üç boyutlu uzayda farklı derinliklerde konumlanmış olabilirler. Yinede, yakın gibi görünen tüm yıldızların gerçekte de yakın olmadığını söylememiz elbette mümkün değil. Örneğin Büyük Ayı Takımyıldızı’nda bulunan Alkor ve Mizar yıldızları gerçektende birbirlerine yakın konumlarda bulunan bir yıldız çiftidir. Bizden yaklaşık 80 ışık yılı uzaklıkta bulunan bu ikilinin arasındaki mesafe yalnızca 3 ışık yılıdır. Ek bir bilgi olarak, eskiden Alkor ve Mizar yıldız çiftinin insanlar tarafından gözlerin sağlamlığını test etmek amacıyla kullanıldığını da söyleyelim.

Kova (Aquarius) Takımyıldızı’nın gökyüzündeki konumu.

 

Takımyıldızlar yılın belirli zamanlarında belirli noktalarda konumlandıkları için yine eskiden mevsimleri izlemek amacıyla da kullanılmışlardır. Bugün göz testi için Alkor ve Mizar’a veya mevsim geçişlerini kaydetmek için takımyıldızlarına ihtiyaç duymadığımızdan, takımyıldızlar artık neredeyse yalnızca amatör astronomlar tarafından gözlemlenir oldu.

Takımyıldızlarını henüz yeni öğrenmeye başlamış bir gözlemci, gökyüzünde görülmesi kolay olan takımyıldızlarından başlamalıdır. Örneğin gökyüzünde çok büyük bir alan kaplayan Büyük Ayı Takımyıldızı isabetli bir seçim olacaktır. Takımyıldızında barınan yıldızların parlaklığı ve gökyüzünde kapladığı alan bakımından görülmesi son derece basit olan bu takımyıldız sayesinde Küçük Ayı Takımyıldızı’nı ve dolayısıyla Kutup Yıldızı’nı (Polaris) da kolaylıkla görebilirsiniz. Bunun için Büyük Ayı’nın 7 yıldızdan oluşan ve “Büyük Kepçe” olarak da bilinen bölgesinin kepçe kısmındaki, takımyıldızın en parlak yıldızı olan Dubhe ve Merak yıldızlarını bulun. Dubhe yıldızından (Merak yıldızından daha parlaktır) hayali doğrusal bir çizgi çıkarak kutup yıldızını ve Küçük Ayı Takımyıldızı’nı görebilirsiniz. Bunu aşağıdaki görselde basitçe anlatmaya çalıştık;

Gökyüzünde Büyük Ayı takım yıldızını oluşturan kepçeyi görebiliyorsanız, Polaris’i bulmak çok kolaydır.
Gökyüzünde Büyük Ayı takım yıldızını oluşturan kepçeyi görebiliyorsanız, Polaris’i bulmak çok kolaydır.

 

Kutup yıldızı yalnızca kuzey yarımküreden görülebiliyor. O halde “güney yarımkürede yaşayan veya yaşamış insanların da kutup yıldızına benzer bir yıldızları var mıydı” diye düşünebiliyoruz. Ne yazık ki, güney yarımküreden böylesine parlak, kesin yön belirten bir yıldızı göremiyoruz. Yinede, yalnızca güney yarımküreden görülebilen Güney Haçı (Crux) Takımyıldızı, güney yönünü biraz geniş açıyla da olsa gösterebiliyor. Kutup yıldızı, Güney Haçı Takımyıldızı’na göre yönü çok daha kesin olarak da göstersede, aslında o da bir düzey yalpalanma hareketi gösteriyor. Ancak bu hareket, çıplak gözle farkedilemeyecek kadar küçük. Bu konuyla birlikte kutup yıldızının neden sabit olduğu sorusunu şu yazımızda daha detaylı bir şekilde ele almıştık.

Takımyıldızlarını öğrenme sürecinde olan gözlemcinin diğer ziyaret yerleri Avcı (Orion) Takımyıldızı gibi üst üste ve yan yana üçer yıldızından kolaylıkla tanınabilecek takımyıldızları yada bünyesinde M45 gibi belirgin büyüklük ve parlaklıkta açık yıldız kümesi barından Boğa (Taurus) Takımyıldızı olabilir.

Avcı (Orion) Takımyıldızı
Avcı (Orion) Takımyıldızı özellikle kış aylarında en parlak takımyıldızdır ve çok kolay biçimde bulunabilir.

 

Diğer çok bilinen ve gökyüzünde kolay farkedilebilen takımyıldızlar ise şöyle;

  • Andromeda Takımyıldızı
  • Kartal (Aquila) Takımyıldızı
  • Çalgı (Lyra) Takımyıldızı
  • Kuğu (Cygnus) Takımyıldızı
  • Akrep (Scorpion) Takımyıldızı
  • Yay (Sagittarius) Takımyıldızı

Her ne kadar takımyıldızların birçoğu çok eski dönemlerden miras kalmış olsada bazı takımyıldızlar yakın geçmişte oluşturulduğundan, modern eşyaların gökyüzünde canlandırılmış hallerine de sahibiz. Örneğin; Çelikkalem (Caeulum), Mikroskop (Microscopium) veya Pompa (Antlia) Takımyıldızları gibi…

Mikroskop Takımyıldızı
Mikroskop Takımyıldızı

 

Mikroskop’da olsa, Büyük Ayı’da olsa her bir takımyıldızının belli tarihi, mitolojisi ve dolayısıyla bir hikayesi bulunur. Bunları burada tek tek yazmak mümkün olmadığından bunun araştırmasını size bırakıyoruz.

Her ne kadar takımyıldızlarının şekilleri tarih boyunca belirlenmiş olsa da, bu şekiller her zaman aynı kalmayacaklar. Oldukça yavaş bir biçimde gerçekleşse de, yeri gelecek Aslan (Leo) Takımyıldızı, Anten Takımyıldızı’na (gerçekte böyle bir takımyıldız yoktur) dönüşüverecek. Bunu, yani takımyıldızlarının geleceğini yine başka bir yazımızda ele almıştık.

Takımyıldızlarını öğrenmek, gözlemlemek ayrı ve güzel bir hobidir. Her birinde, Carl Sagan’ın da dile getirdiği gibi ayrı bir düş, ayrı bir tarih ve ayrı ayrı güzellikler bulursunuz. İçerdikleri galaksiler, bulutsular ve sonsuz sayıda gökcisimleriyle bize yine ne kadar küçük olduğumuzu, aynı anda ne kadar değerli ve değersiz varlıklar olduğumuzu hatırlatırlar. Elbette tüm bunları takımyıldızlarında görebilmek için, bir tutam “düş” gerekebilir. Gökyüzünüz açık olsun.

Kemal Cihat Toprakçı




Gizemli Nesne “Oumuamua” Hakkındaki 10 Gerçek

Güneş sistemimizden geçtiği doğrulanan ilk yıldızlararası nesne olan ‘Oumuamua’ hakkında 5 tane bildiğimiz, 5 tane de bilmediğimiz bilgiyi aşağıda sizlere sunuyoruz.

1) Buralardan olmadığını biliyoruz.

Oumuamua takma adlı ve 1l/2017 U1 olarak bilinen nesne, Güneş sistemimizde ortaya çıktığında çok hızlı yolculuk ediyordu (saniyede 87.3 km). Güneş sistemimiz içerisinde bulunan kuyruklu yıldızlar ve astreoitler bundan daha yavaş bir hızla hareket eder (ortalama saniyede 19 km). Teknik olmayan bir tabir ile ‘Oumuamua’ yıldızlararası bir serseridir.

2) Nereden geldiğinden emin değiliz.

Oumuamua, Güneş sistemimize Şilyak (Lyra) takımyıldızının tehlikeli bir noktasından girdi ancak aslında nereden geldiğini söylemek mümkün değil. Binlerce yıl önce, Oumuamua asıl ait olduğu gezegen sisteminde başıboş dolaşmaya başladığında yıldızlar çok farklı pozisyondaydılar bu yüzden de tam olarak nereden geldiğini belirlemek olanaksız.

3) Burada durmayacağını da biliyoruz.

Oumuamua, Güneş sistemimizin dışına doğru yöneldi ve geri dönmeyecek. Hızlıca Pegasus takımyıldızına doğru yöneldi ve yaklaşık 4 yıl sonra Neptün‘ün yörüngesini de geçecek. 11.000 yıl içerisinde ise bir ışık yılı mesafede olacak.

4) Nasıl göründüğünü de bilmiyoruz.

Onu sadece teleskop aracılığı ile bir ışık noktası şeklinde görebildik (çok uzakta bulunuyor ve uzunluğu da yarım milden daha az) ancak eşsiz dönüşü, bize onun puro gibi uzamış olduğunu ve genişliğine göre 10 kat daha uzun olduğunu düşündürtüyor. Onu hiçbir zaman göremeyiz. Sanatçıların tasvirleri de neye benzediği konusundaki tahminlere dayanıyor.

5) Çok az bir hız artışına sahip olduğunu biliyoruz.

Bu cismi gözlemleme kampanyasına gelen hızlı cevaplardan sonra, Oumuamua’nın umulmadık bir hız artışına sahip olduğunu gördük. Ancak daha önceki tahminlere göre bu hızlanma, rotası boyunca çok az değişmektedir.

NASA’nin Jet İtki Laboratuarı’nda bulunan Dünya’ya Yakın Nesneler Çalışmaları Merkezi’nde (CNEOS) görevli olan Davide Farnocchia, Oumuamua’nın üzerindeki bu zor tespit edilen gücün muhtemelen yüzeyinden çıkan gaz püskürmeleri yüzünden ortaya çıktığını belirtti. Ayrıca bu tarz bir gaz püskürtmenin, Güneş sistemimizdeki bir çok kuyruklu yıldızın hareketine etki ettiğini de ekledi.

6) Takla attığını biliyoruz.

Nesnenin parlaklığındaki sıra dışı çeşitlilikler, onun birden fazla eksen üzerinde döndüğü izlenimini uyandırmaktadır.

Bu görsel, Oumuamua’nın güneş sistemimizin dış bölgelerinde hızla hareket etmesini gösteriyor. Nesnenin yaptığı karmaşık dönüşler, onun şeklinin tam olarak belirlenmesini zorlaştırdığı için onun neye benzediğini gösteren bir çok model mevcuttur (Telif: NASA/ESA/STScI).

7) Hangi maddelerden oluştuğunu bilmiyoruz.

Güneş sistemimizdeki kuyruklu yıldızlar, Güneş’e yaklaştıklarında çok fazla toz ve gaz ortaya çıkarırlar fakat Oumuamua bunu yapmadı. Bu da, gözlemcilerin onu asteroit olarak tanımlamayı düşünmelerine sebep oldu.

Hawaii Üniversitesi Astronomi Enstitüsü’nde astronom olan Karen Meech, bir çok kuyruklu yıldızın yüzeyinde var olan küçük toz parçacıklarının Oumuamua’nin yıldızlararası uzaydaki yolculuğu boyunca aşınmış olabileceğini söyledi. Onu ne kadar daha fazla araştırırsak, daha fazla heyecan verici şeyler öğrenebileceğimizi de ekledi. Belki de tozdan daha zor görülen gazlar çıkarıyor olabilir ancak bu noktada bunu bilmemiz imkansız.

8) Onu beklememiz gerektiğini biliyoruz.

Sadece ne zaman olacağını bilmiyorduk. Yıldızlararası bir nesnenin keşfi, on yıllardır tahmin ediliyordu. Yıldızlar arasındaki mesafelerd,e muhtemelen milyarlarca ve milyarlarca asteroit ve kuyruklu yıldız bağımsız bir şekilde dolanmaktadır. Bilim insanları, Güneş sistemimize girebilecek bunun gibi küçük cisimlerin olmasının kaçınılmaz olduğunu anladılar. Oumuamua’nın bu ziyareti, gezegen sistemlerinin nasıl oluştuğu konusundaki modellerimizi güçlendirmektedir.

9) Şu an ne yaptığını bilmiyoruz.

2018 yılının Ocak ayından sonra Oumuamua, artık teleskoplarla görülemez kadar uzaklaştı. Ancak bilim insanları, uluslararası gözlem kampanyasında toplanan bilgileri analiz etmeye devam ediyorlar ve bu eşsiz yıldızlararası ziyaretçi hakkında daha fazla gizemi ortaya çıkarmaya çalışıyorlar.

10) Önünde sonunda bir başkasını daha görme şansına sahip olduğumuzu biliyoruz.

Oumuamua’nın Güneş sistemimizde gözlemlediğimiz ilk yıldızlararası nesne olmasından dolayı araştırmacılar, bunun gibi yeni keşfedilen gök cisimleri ile ilgili genel sonuçlara varmamızın zor olduğuna dikkat çekiyorlar. Gözlemler, diğer yıldız sistemlerinin düzenli bir şekilde bu tarz kuyruklu yıldız benzeri nesneleri dışarı atma olasılığına işaret etmektedir ve buna göre yıldızlar arasında sürüklenen bir çok böyle nesne olması gerekir. Gelecek temelli ve uzaya dayanan araştırmalar, daha fazla yıldızlararası serserileri belirleyebilir ve bilim insanlarına analiz etmek için daha fazla örnek sağlayabilirler.

Çeviri: Burcu Ergül

https://solarsystem.nasa.gov/news/482/10-things-mysterious-oumuamua/
Kapak ilüstrasyonu: ESA/Hubble, NASA, ESO, M. Kornmesser