Güneş ve Yıldızlar hakkında bilmeniz gereken her şey!

0
27

Güneş dünyadan ortalama 149.588.000 km, uzakta olan bize en yakın yıldızdır. Ortalama diyoruz çünkü dünyanın Güneş etrafındaki yörüngesi çok hafif bir elipstir. Uzaklığına aşağı yukarı 150.000.000 km, diyelim. Saatte 1000 km, yapan bir uçakla böyle bir mesafeye durmaksızın 17.1 yılda varabiliriz. Güneşten çıkan ışık bu mesafeyi 8 dakikada kateder. Çapı 1393.000 km, olup, hacmi dünyadan 1300.000 defa, kütlesi ise dünyadan 333500 kere daha büyüktür. Yoğunluğu sudan 1.41 defa daha fazladır. Dünyayı Güneşin ortasına koysa idik, Ay Güneşin içinde dönerdi. Kendi etrafında dünya gibi batıdan doğuya doğru kutuplarında 34 günde, ekvatorunda da 25 günde döner. Bundan ve diğer bazı belirtilerden güneşin katı bir cisim olmayıp gaz kütlesi olduğunu çıkarıyoruz. Ekvatoru dünyanın güneş etrafındaki dönüş
düzeyine 7 derece yatıktır. Çoğunluğu hidrojen, % 18 kadarı helium (Güneş gazı – Helios Yunanca Güneş demektir) geri kalan % 0.07’si de diğer elemanlardan meydana gelmiş olan, bir hidrojen – helium reaktörüdür. Yani dört hidrojen atomu birleşerek bir helium atomunu meydana getirirler. Einstein’in kütle enerji formülü olan E = mcs (E enerji, m kütle ve c ışığın hızı) deki gibi. Dört hidrojen atomu bir helium atomundan daha ağırdır ve geri kalan kütle enerjiye dönüşür. Bu şekilde Güneşte her saniyede dört milyon ton kütle enerjiye döner ve her yöne doğru dağılır. Güneş 3-4 milyar senedir bu şekilde enerji üretmiş ve en azından bir o kadar sene de üretecek güce sahiptir.
Güneş doğarken ve batarken gördüğümüz kısmı «ışıklı küre» anlamına gelen fotosfer dediğimiz kısımdır, bu kısım ışık geçirmediği için daha içerilerini göremeyiz. Fotosferin üstünü güneşin atmosferi diye nitelendirebileceğimiz, yoğunluğu çok ince olan gaz ve kozmik maddelerden oluşan tabakalar kaplar. Bu tabakaların en altında olanı takriben 10-15 bin kilometre derinliğinde olan ve çok yüksek sıcaklıkta olan iyonlaşmış hidrojenin ısıdan parlıyarak kırmızı renk vermesinden dolayı «renkli küre» anlamına gelen kromosferdir. Bunun üstünde iç korona bulunur ve 100.000 km, kadar bir derinliği vardır. İç koronanın üstünde de Güneşin dış koronası bulunur. Radyo – Teleskop ölçmelerinde radyo sinyallerinin kesilmesinden koronanın keşif kısımlarının 8 milyon km, kadar derinliği olduğu anlaşılmaktadır. Güneşin dış yüzeyinden sadece ışın enerjisi çıkmaz. Güneşte olan reaksiyonun şiddetinden ışın enerjisi ile birlikte birçok madde ve kozmik ışınlarda her yöne doğru savrulurlar ki, bunlar Güneş rüzgarını doğururlar.
Arada bir fotosferin ekvatora yakın kısımlarında lekeler görülür. Bu lekeler Güneş ve dünyada güçlü manyetik tesirlerle ilgilidir, izlenimlere göre lekelerin artmasında 11’er senelik periodlar dikkati çeker. Ancak birinciyi takip eden ikinci periyot da polarite değiştiğinden aslında bu periyotları 22 senede bir saymak icap eder. Bu devrelerin dünya üzerinde belirli etkileri olduğu düşünülmekte ise de bu konuda daha derin araştırmalar yapılmadan bir şey söylemek olanaksızdır.
Güneşin bir gaz kütlesi olduğunu söylemiştik ve yoğunluğunun da 1.41 olduğunu. Bunu nasıl bağdaştırabiliyoruz ? Nükleer fizikçilere göre yıldızların içindeki atomların etrafındaki elektron çevreleri muazzam basınç altında kırılıp atılmakta ve yalnız atomun çekirdeği kalmaktadır. Bu sebeple de atomun hacmi küçülmekte ve daha dar bir hacime çok daha fazla atom sığışabilmekte ve gaz gibi hareket edebilmektedirler. Nükleer fizikçiler bu türden çevrelerini kaybetmiş atom kütlelerini, «dejenere madde» diye isimlendirmektedirler. Güneşin derinliklerindeki yoğunluk herhalde 1.41’den çok daha yüksektir ve iç kısımlardaki hararetin 15.000.000 *C’in üstünde olduğu hesaplanmaktadır. Fotosferin yüzeyinde ise Güneş sıcaklığı 6000 C civarındadır. Bu sıcaklıkta güneşin görünümü sarımtrak bir renk aldığı için güneş sarı yıldızlardan sayılır. ilerde göreceğimiz gibi kırmızı, mavi, beyaz vesaire yıldızlar da vardır. Fofosferin her metrekaresinden 86.000 beygir gücü enerji etrafa yayılır ve bir dönümlük bir alanından hidroelektrik santrallerinden elde edilen enerjinin 50 mislinden fazlasını güneş uzaya gönderir.
Güneş ve diğer bütün yıldızlar, nebula dediğimiz uzay gaz ve toz bulutlarının yer çekimi ile toplanmaları, sıkışmaları ve bu sıkışma sonunda Nükleer reaksiyonun bir noktadan sonra oluşması ile enerji üretmeye başlarlar.. Yıldızların bir kısmı Güneş gibi, çok uzun zamanlar enerji üretebilirler. Bir kısmı da enerjilerini daha eli açık şekilde harcayıp (Orion ‘avcı’ burcundaki Betelgüs gibi, şimdiki büyüklüğünü ve enerji üretimini 8.000.000 sene sonra yitireceği hesap ediliyor; veya ikizler burcunun ikizlerinden biri olan Kastor gibi. Kastor bundan birkaç bin sene evvel birinci kadir dendi ve ikiz kardeşi birinci kadirden Pollux’den daha parlaktı, şimdi ikinci kadirden bir yıldızdır) kısa zamanda enerjileri azaldıktan sonra ilerde göreceğimiz cüce yıldızlardan biri olurlar. Bazı bilginler evrenin bir zaman sonra hidrojeni kullanılmış, cüce yıldızlardan teşekkül eden bir yıldız mezarlığı olacağına inanıyorlar.
Güneşin sari yıldızlardan sayıldığını söylemiştik. Değişik metaller değişik ısılara ulaştıklarında koyu kırmızıdan başlayarak kırmızı, turuncu, sari, beyaz renkler alırlar. Yıldızlarda yüzey sıcaklıklarına göre bu sırayı takip ederler ve çok yüksek ısılara ulaşıldığında (200.000 *C dereceye kadar yüzey sıcaklığı olan yıldızların olduğu hesaplanıyor) dışarı sevk edilen ışık enerjisinin çoğunluğu mavi ve laciverte kaçtığından bu tür yıldızlar mavi bir görünüm alırlar. Aynı şekilde yüzey sıcaklıklarından dolayı infraruj ışın neşreden yıldızlar da vardır. Bu infraruj yıldızlar gözle ve ışık ölçen aletlerle görülemezler. Bu tür yıldızlar genellikle çok büyüktürler, örneğin Auriga (Avruk, Ayyuk veya Arabacı) burcundaki bir yıldızın çapının güneşinkinden 2700 misli büyüklükte olduğu anlaşılmıştır. Çapı 1 metre olan bir topa karşın 2.5 km, çapındaki bir küre. İsmi Epsilon Auriga olan bu yıldız, güneşin yerinde olsaydı, yedinci gezegen Uranüs hemen kenarında dönecek, daha içerideki altı gezegen ise içinde kalacaklardı. Böyle bir yıldızın kütlesi güneşten çok fazla olmasına rağmen, bu büyük hacminden dolayı yoğunluğu çok azdır ve dünya laboratuvarlarında elde edilemeyecek incelikte bir vakumdur. Böyle bir yıldızın yüzey ısısı
700-1000 °C arasındadır. Bunlar eskiden görülmediklerinden bilinmiyorlardı. Epsilon Aurigamn bulunması, parlak bir yıldız olan eş yıldızının zaman zaman kararıp kaybolmasından ötürü yapılan araştırma neticesinde, parlak yıldızın önüne Epsilon Aurigamn geldiğinin anlaşılmasından sonra olmuştur. Kırmızı yıldızlar da genellikle büyük yıldızlardan dır. Akrep burcundaki Artares ve Orion (Avcı) burcundaki daha evvel bahsettiğimiz Betelgüs bu çok büyük kırmızı yıldızlardan dır. Antares’in çapı güneşten 320 misli, Betelgüs’ün ise 400 misli daha büyüktür.

Antaresin Resmi

Yine Auriga (Arabacı – Ayyuk) burcundaki büyük san yıldızlardan Kapella 4000 misli, birinci kadir yıldızlardan Vega 60 misli, Sirius ise 10 misli hacim bakımından güneşten büyüktürler. Vega, Sirius maviye, kaçarlar. Hep güneşten büyük yıldızlardan bahsettik. Güneş aslında orta büyüklükte olan bir yıldızdır. Bize en yakın olan 50 yıldız arasında sadece 4 tanesi güneşten büyüktür. Aslında yıldızların hacimlerinden ziyade kütleleri kaderlerine tesir eden en büyük etkendir ve yıldızların büyük çoğunluğunun kütleleri güneşinkinin 10’da biri ile 10 misli arasında değişmektedir. Az da olsa bunun istisnaları vardır. Yıldızların renklerine göre sınıflandırılmaları da eski bir usuldür. Şimdi bunun daha gelişmiş bir yöntemi olan yıldızların çıkardıklari ışık spectrumuna göre sınıflandırlmaları usulü kullanılmakta ve bu yöntem yıldızların yapıları hakkında daha esaslı bilgi vermektedir. Spektruma göre sınıflandırmada başlıca 11 grup vardır. Spektrum tinleri yıldızların çıkardıktan enerjinin şiddetine ve karakterine göre mavi yıldızların neşrettikleri O ve W’den başlayarak B. A, F, G, R, K, N, M ve S sırasına göre gider. Her grubun da sıfırdan 9’a kadar bölümleri vardır. Güneş G2 tipi spektrumu olan bir yıldızdır. Bu sınıflandırmaya değinmekle yetineceğiz. Bilim adamları yıldızların kütlelerinden ve spektrumlarından faydalanarak yıldızların oluşumları hakkında ve hayatlarında nasıl bir yol izleyecekleri hakkında bilgiler öğrenmeye çalışmaktadırlar. Yıldızların kütle büyüklükleri biraz şans eseri olup biraz da oluştukları yerlerin nebula üretme uygunluğuna bağlıdır.
Gökyüzünde Perseus (Elfaris) burcunda Algol diye bir yıldız vardır. Gül, Gulyabani gibi Arapça menşelidir ve korkunç hayalet manasına gelir.
Eskiler, bu yıldızda diğer sabit parlayan yıldızların aksine esrarengiz bir şeyler fark etmişlerdi. Işığın şiddeti belli periyotlarda azalıyor sonra tekrar çoğalıyordu. Şimdi bu tür yıldızlardan çok fazla sayıda bilinmektedir. Bunlara «değişken yıldızlar» deriz. Bunlardan bir kısmı ki, Algol bu cinstendir, aslında gönderdikleri ışık enerjisi sabittir, fakat birbirlerinin etrafında döndükleri bir eş yıldızları daha vardır. Daha az parlak olan bu eş yıldız görüş istikametimize gelip diğer yıldızı örttüğünde ışık azalır, örtme kalktığında ışık çoğalır ve devreler bu şekilde devam eder. Gökyüzünde ikili yıldızlar olduğu gibi üçlü yıldızlar da vardır. Algol cinsinden olan değişkenlere «ekliptik değişkenler» denir. Bir de ışıkları kendiliğinden değişen yıldızlar vardır ki, bunların ışıklan belli periyotlarda azalır ve sonra tekrar çoğalır. Bunların bu şekilde hareketleri yer çekimi basıncının enerji üretimi ve sıcaklığın verdiği karşı basınç dengesine göre izah edilmektedir.

Es Yildizlar

Enerji üretiminin fazla olduğu zaman çoğalan iç basınç kenar kütleyi itmekte ve yıldız genişlemekte, genişleyen yıldızda iç basıncın etkisi azaldığından yer çekimi tekrar yıldızı sıkıştırmakta ve bu sıkışmadan dolayı nükleer enerji üretimi tekrar hızlanmakta ve bu şekilde devreler birbirini takip etmektedir. Bu tip yıldızların çoğunluğunun periyotları bir gün ile elli gün arasında değişir ve bu yıldızların büyüklüğü ile periyotlarının arasında bir bağlantı vardır. Yani periyotunu bilirsek, büyüklüğünü de öğrenebiliriz. Dünyadan baktığımız zaman normal bir yıldız belli bir parlaklıkta görünür. Fakat bu yıldızın mesafesini ve ya öz parlaklığından birini bilmezsek diğerini de bilemeyiz ve bu yıldızın uzaklığı ve büyüklüğü hakkında bilgi sahibi olmamız güçleşir. Cepheid değişkenler dediğimiz bu tip değişken yıldızların periyotları belli olduğundan büyüklükleri de bellidir. Bu sebepten parlaklıklarını ölçerek mesafelerini kolayca bulabiliriz. Cepheidler, çok uzaklarda olsalar bile mesafeleri rahatlıkla ölçülebildiğinden, evrenin belirli yöreleri ve oraların uzaklıktan hakkında değerli bilgiler vermişler ve bunların sayesinde insanoğlu evren hakkında daha sağlam bilgilere kavuşmuştur. Bunlara Cepheid değişkenler denmesinin sebebi ilk defa «Cepheus» burcunda görülmelerinden olmuştur. Son zamanlara kadar Cepheid değişkenlerin yalnız bir türü olduğu sanılıyordu. Buna dayanılarak yapılan hesaplamalar, güneş sisteminin de bir üyesi olduğu Samanyolu galaksisini kainatın en büyük devasa bir galaksisi gibi gösteriyordu ki, bu istatistik bakımından da güç inanılır duruma bilginler de şaşıyor, ancak bir şey yapamıyorlardı. Sonradan Cepheidlerin iki tip olduğu ve Period – Büyüklük bağlantısının iki ayrı tipte değişik olduğu anlaşıldı. Bunun üzerine yapılan mesafe düzeltmelerinden sonra, nasıl eskiden dünya evrenin merkeziymiş gibi olan düşünce değiştiyse, bizim galaksimiz olan Saman yolunun da bir sürü cüce galaksilerin arasında tek devasa galaksi olması kavramı ortadan kalktı. Cepheid değişkenlerden başka, çok uzun periyotları olan veya periyotları belirsiz değişken yıldızlar da vardır, örneğin daha evvel bahsettiğimiz kırmızı yıldızlardan Antares ve Betelgüs bunlardan ikisidir.
Çift veya üçlü yıldızlardan bahsetmiştik. Astronomide kullanılan cihaz ve aletlerin hassaslığı arttıkça bilginler yakın yıldızlardaki yer değiştirmelerini hatta çift veya üçlü yıldızlardaki yer çekiminden dolayı meydana gelen küçük sapmaları ölçebilecek duruma gelebildiler. Şimdi görünümleri mümkün olmasa bile, bazı yakın yıldızların gezegenlerinin olduğunu bu yıldızların ufak sapmalar göstermesinden anlaşılıyor ve gezegenlerinin büyüklükleri hakkında bazı bilgiler elde edilebiliyor. Mesela Barnard yıldızının biri 12, diğeri 26 senede devrini tamamlayan Jüpiter ve Satürn büyüklüğünde iki gezegeni olduğunu biliyoruz. Aletlerde eskilere göre çok ilerleme var.
Dünyadan bakıldığında en parlak yıldız olan ve kış aylarında gökyüzünü süsleyen Sirius’un hareketleri incelenirken bazı sapmalara rastlanmaktaydı ki, bu sapmalara ancak Sirius’un üçte biri büyüklüğünde kütlesi olan bir yıldız sebep olabilirdi, ancak öyle bir yıldızın da dünyadan rahatlıkla görülmesi lazım gelirken ortada görülemiyordu. Bunu anlamaya çalışanlar sonunda çok küçük çaplı bir yıldızın Sirius’un eşi olduğunu gördüler. Yüzey ısısı 8 -10.000 °C civarında olan bu yıldız, beyaz görünümlü, tamamen dejenere maddeden oluşmuş, bir kibrit kutusu büyüklüğündeki maddesi bir ton kadar ağırlığında olan bir yıldızdır. Böyle bir yıldıza ısıyı hiç itibara almadan bir insan indirdiğimizi hayal etsek, bu kütlenin etkisi ile daha bir of diyemeden saniyenin milyonda birinde iskeletinden sıyrılıp sigara kağıdından çok ince bir şekilde yamyassı olur, iskeleti de belki saniyenin yüz binde birinde toz ve çok ince pulcuklar halinde yere yapışırdı. Sonraları bu tür başka yıldızlara da rastlanıldı, örneğin küçük köpek burcundaki birinci kadirden olan Procyon’un eşinin bir kibrit kutusu hacmindeki maddesi 200 ton ağırlığındadır. Bu yıldızlara hacimlerinden ve ilk bulunanların renklerinden dolayı beyaz cüceler denmektedir. Aslında isimlerine beyaz cüce denmesine rağmen yüzey sıcaklıktan 4000 °C da kadar düşmüş olanları kırmızıya çalan bir renktedir. Bu türün galaksideki yıldızların yüzde üçünü oluşturduktarı anlaşılmış ve birçok büyük yıldızın evriminin son haksası olduğu meydana çıkmıştır. Enerji üretme kabiliyeti çok azalmış olan bu yıldızlar gittikçe soğuyacak ve sonunda kara bir beyaz cüce yıldız olacaklardır.
Yıldızların evrimi hakkında epey bilgi toplanmışsa da her türlü yıldızın nasıl bir yaşantı seyri takip edeceği tam olarak bilinemiyor. Bilinen şu ki her yıldız nebula dediğimiz uzay gaz ve tozlarından yer çekimi yardımıyla yavaş yavaş toplanmakta ve sıkışmakta, bunun sonunda kısa bir oluşma devri geçirdikten sonra büyük basınç altında nükleer enerji üretmeye başlayarak ana devrelerine girmekte ve uzun süre bu devrede kalmaktadırlar. Yıldızın kütlesi ne kadar büyükse enerji sarfiyatı o derece şiddetli olmakta ve an devre kısaltmakta, kütle ne kadar küçük olursa bu devre o kadar uzun sürmektedir. Güneş için bu devre 13 milyar yıl olarak hesaplanıyor.
Yıldızlar ve dolayısıyla de galaksiler, ışık enerjisinden başka birçok diğer ışınları da neşrederler. Bunlar infraruj, ışık, ultraviole, radyo dalgalan, röntgen şualan, kozmik ışınlar, alfa partikülleri, nötrinolar, v.s. Bunlar çoğunlukla devamlıdır ve kozmik ışınlar ve partiküller yıldızlardan çok uzaklara varmaz, varanlar da çok az sayıda ve güçtedirler. Son zamanlarda radyo teleskoplarıyla yapılan bazı araştırmalar esnasında belli aralıklarla ve çok dakik radyo sinyalleri gönderen bazı bölgelere rastlanıldı. Bu bölgelerden gelen röntgen ve kozmik ışınlar nisbetli de gayet yüksekti. Ancak bu bölgede herhangi bir yıldız görünmüyordu.
Bu radyo sinyalleri ve ışınlar o kadar uzaklardan o kadar güçle geliyorlardı ki, bunların ancak çok büyük yıldızlardan neşredilebilmesi mümkün olabilir. Ancak o bölgelerde de böyle büyük yıldızlara rastlanmadı. Bazılarında çok büyük yıldızlara rastlanıldı. Bilginlerden bir kısmı bu dalgaların beyaz cücelerden de çok daha ağır olabilecek netron yıldızlar tarafından neşredileceğini öne sürdüler. Güneşe eşit kütlesi olan bir netron yıldızın çapı 10 – 15 km, olacaktı. Ancak yapılan denemeler netron yıldız tezini ispatlayamamıştır. Bu denemeler radyo dalgalarının bir noktadan değil bir bölgeden geldiğini ispatladı. Bu bölgeden neşredilen bu dalgalara «Pulsar» deniliyor ve bunlara çoğunlukla eski süpenova patlama noktalarında rastlanıyor.
Büyük yıldızların ana devreden ayrılmaları esnasında nova ve süper nova dediğimiz muazzam patlamalar olmaktadır. Bu nova patlamasında yıldızın neşrettiği ışınlar 5000 ile 100.000 misli artmakta ve bu hal birkaç ay devam ettikten ve yıldız kütlesinin yüz binde biri kadarını kaybettikten sonra eski haline dönmektedir. Güneşte bir nova patlaması olsaydı, dünyadaki bütün denizler kurur, atmosfer kaybolur ve dünyada hayat kalmazdı. Süper nova patlamalarında patlamanın şiddeti çok daha büyüktür. Patlayan yıldızın ışığı milyonlarca yıldızın ışığına eşit bir parlaklığa erişmekte ve yıldız, kütlesinin yüzde biri ile onda dokuzu kadarını bu patlama sonunda kaybetmektedir. 1054 senesinde ve 1572 yılında görülen novalar ki bunlar gündüzleri bile gökyüzünde bir yıldız gibi görünmüşlerdi, bunlar bu cins süpernovalardı. Nükleer fizikçiler süper-novalarla beyaz cüceler ve pulsarlar arasında bir ilişki kurmaya çalışıyorlar. Süper novalar, beyaz cüceler ve pulsarlar daha ziyade büyük kütleli yıldızların evrimlerinde ki sona yaklaşmalar. Ya diğer non mal büyüklükteki yıldızlar nasıl bir sona gidiyor. Bunlar enerjilerini yitirdikçe yavaş yavaş mı sönecekler, yoksa büyük yıldızlar gibi büyük değişikliklerden sonra mı sönme yoluna gidecekler. Güneş büyüklüğünde bir yıldızın ana devre havalının 13 milyar sene civarında olduğunu yazmıştık. Belki de galaksimizin yaşı o kadar büyük olmadığından böyle bir olaya ipucu verecek bir varlığa henüz tanık olunamamaktadır.
Aydin TÜRELİ

avatar
  Subscribe  
Bildir