Astrofizik nedir? Astrofizik bilimi ne ile uğraşır, neyi inceler? Astrofizik çalışma alanları, hakkında bilgi.
Astrofizik Nedir? Neyi İnceler?
Astrofizik, astronominin, özellikle bir bütün olarak evrenin ve tüm gökcisimlerinin fiziksel yapısını, özelliklerini, oluşumunu ve evrimini inceleyen dalıdır. “Yıldızlar fiziği” anlamına gelen astrofizik, atom ve çekirdek fiziği, termodinamik, spektroskopi, plazma fiziği, katı hal fiziği ve öteki bilim dallarıyla yakın ilişki içindedir. Kuramsal astrofizik, gözlem sonuçlarını yorumlar ve fiziksel koşulları tanımlayan denklemleri matematiksel yöntemlerle çözer. Yıldızlardan, yıldızlararası gazlardan, gökadalardan ve öbür gökcisimlerinden elde edilen verileri inceleyerek, laboratuvar çalışmalarından çıkartılan yasaları ve olayları açıklamakta bu verilerden yararlanır.
Yıldız yapılarının incelenmesi. Gözlemlenebilen yıldızların çoğu, dev ve cüce yıldızlar olarak iki temel gruba ayrılır. Yarıçapları çok büyük olan dev yıldızların ortalama yoğunluğu (suya göre) santimetre küpte 0,01 gr iken, bu ortalama Güneş benzeri cüce yıldızlarda 1 gr’a kadar çıkar. Bütün bu yıldızlar, atomlarının hemen hemen tüm elektronlarını yitirip çok az yer kaplayan birer atom çekirdeğine dönüşmesi nedeniyle gaz yapısındadır ve beyaz cüceler dışında kalanlar ideal gaz özellikleri gösterir. Bir ideal gazdan çok daha yüksek basınç altında olan beyaz cüceler ise, elektron yozlaşması denen ve kuvantum kuramıyla açıklanabilen özel bir davranış biçimi gösterir. Genellikle bir pulsar (atarcayıldız) olarak gözlemlenen nötron yıldızlarında, elektronlar protonların üzerine çarparak yozlaşmış bir nötron gazının oluşmasına yol açtığından basınç daha da Yüksektir.
Hemen hemen küresel bir gaz kütlesi biçiminde olan bütün yıldızlar, karşıt yönlü iki kuvvetin etkisiyle bu yapısını korumayı sürdürür: Yıldızın her bölümünün başka bir bölümü üstüne uyguladığı kütleçekimi kuvveti ile iç basıncın artmasından doğan dışa yönelik kuvvet. Güneş kütlesindeki (2x 1033 gr) ve yarıçapındaki (700.000 km) bir yıldızın, merkezindeki basıncı koruyabilmesi için, merkezdeki gaz sıcaklığının yaklaşık 15.000.000 C düzeyinde olması gerekir. Bu sıcaklıktaki bir madde zorunlu olarak enerji yayar ve bu enerji ışıması yıldızın çeşitli katmanlarından geçtikten sonra ısı ve ışık olarak yüzeyden dışarıya yayılır. Bu sürecin doğal sonucu olarak, yıldızların kütleleri ile aydınlatma kuvvetleri arasında doğrudan bir ilişki vardır ve kütle arttıkça aydınlatma kuvveti hızla birkaç katına yükselir ; nitekim yıldızlardan birçoğunun kütlesi Güneş’in kütlesinin ancak 0,1-10 katı kadardır, ama aydınlatma kuvvetleri Güneş’ inkinin 1 milyon katını aşar.
Işıma, sürekli bir enerji kaybına neden olur. Yozlaşmış yıldızlar yavaş yavaş soğuyabilir, ama, ısı enerjisi kaybının büzülmeye ve sıcaklık artışına yol açtığı normal yıldızlarda bu olanaksızdır. Normal yıldızlar ya büzülerek çökmek ya da başka kaynaklardan enerji sağlamak zorundadır; bugün bu enerji kaynağının, hafif atom çekirdeklerinin (özellikle hidrojen çekirdekleri ya da protonları) kaynaşarak ağır atom çekirdeklerine (özellikle helyum çekirdekleri ya da ” parçacıkları) dönüştüğü termonükleer tepkimeler olduğu anlaşılmıştır. Böylece hidrojen giderek helyuma dönüşürken, Güneş’in bugünkü parlaklığını yaklaşık 10 milyar yıl boyunca sürdürmesini sağlayabilecek kadar enerji açığa çıkar.
Nükleer tepkime hızlarının fiziksel koşullara (özellikle sıcaklığa) ne oranda bağlı olduğunu ortaya koyan nükleer fizik verileri ile yıldızdan salınan ışınımın, yolu üzerindeki maddeler tarafından ne oranda soğurulduğunu belirleyen atom kuramının verileri birleştirildiğinde ve başlangıç için uygun bir kimyasal bileşim (genellikle, yaklaşık yüzde 73 hidrojen, yüzde 25 helyum ve yüzde 2 daha ağır elementler) kabul edildiğinde, kararlı ve homojen bir yıldızın iç yapısına ilişkin kuramsal bir model oluşturulabilir.
Yıldızların evrim kuramı, kütleçekimi kuvvetlerinin etkisiyle büzülen yıldızların bugünkü duruma nasıl geldiklerini ve merkeze yakın bölgelerdeki hidrojenin tüketilmesinden sonra ne olduğunu açıklamaya çalışır. Bir yıldızın ömrü, hidrojenin tükenme hızına bağlıdır. Büyük kütleli, çok parlak yıldızlar hidrojenlerini yaklaşık 1 milyon yılda tüketirken, Güneş gibi daha küçük yıldızlarda bu süre çok daha uzundur. Hidrojen yavaş yavaş helyuma dönüşür ve çekirdek bölgesi giderek büzülürken çok sıcak ve yoğun bir kütle haline gelen bir yıldızın daha sonra şu aşamalardan geçmesi beklenir:
1) Çevresindeki gaz kütlesini bir gezegen bulutsu halinde fırlatıp attıktan sonra kızgın bir beyaz cüceye dönüşmesi ve sonra yavaş yavaş soğuması;
2) bir nötron yıldızı haline gelmesi;
3) büyük bir kütleye dönüşerek ya patlaması ya da yavaş yavaş büzülerek, ne ışık ne de ışıma yayan bir “kara delik” durumuna gelmesi.
Bir yıldızın büyüklüğü ve toplam aydınlatma kuvveti yalnızca iç yapısına bağlı olduğu halde, ışınımlarının tayf üzerindeki dağılımını belirleyen, dış katmanlarının ya da “amosferi”nin yapısıdır. Yıldızın saldığı ışınımlar, iç katmanlardan çok daha ince olan bu dış katmandan geçerek uzaya yayılır. Yıldız atmosferinin en çok ışınım salan bölgesine fotosfer ya da ışıkküre adı verilir.
Yıldız atmosferlerinin incelenmesi. Yıldızların yapısı üzerine bilgi veren en önemli kaynak yıldız tayflarıdır. Bütün dalgaboylarını içeren sürekli tayfın incelenmesi, yıldızın yüzey sıcaklığının saptanmasına olanak verir. Işınımların yıldız atmosferinden salınmasına ve soğurulmasına yol açan süreçlerin sonucu olan sürekli tayf, sıcak yıldızlarda özellikle elektronlar ile protonlar, soğuk yıldızlarda ise elektronlar ile normal hidrojen atomları arasındaki etkileşimden doğar. Sürekli tayfın en üst bölümünü, atomların, iyonların ve moleküllerin kimliğini açıklayan ince tayf çizgileri oluşturur. Görece soğuk atomlar tarafından soğurulduğu için genellikle koyu renk olan bu çizgiler, laboratuvar koşullarında elde edilen aynı dalga-boyundaki tayf çizgileriyle karşılaştırılarak tanımlanabilir. Tayf çizgileri ayrıca yıldızın kimyasal bileşimi, sıcaklığı, gözlemciye yaklaşma ya da gözlemciden uzaklaşma hareketinin hızı, dönme hızı, yıldızın içindeki burgaç hareketleri vb konusunda da bilgiler sağlar. Bir yıldız tayfında parlak çizgilerin bulunması da, genellikle yıldızı çevreleyen dağınık bir gaz kütlesinin varlığını gösterir. Tayf çizgilerinin ince ve sık aralıklı olması, yüzeydeki kütleçekiminin değişmesinden ileri gelen basınç değişikliklerini ele verir; böyle bir gözlem de yıldızın mutlak kadrini (parlaklığını), dolayısıyla uzaklığını hesaplamaya yardımcı olur. Soğuk yıldızların çoğunda, iyonlaşmış kalsiyumdan kaynaklanan ve dış katmanlarda (kromosfer) beliren iki salım çizgisi vardır. Bu çizgilerin kalınlığı yıldızın aydınlatma kuvvetiyle birlikte artar, yoğunluğu ise yıldızın yaşıyla ters orantılıdır; buradan yola çıkarak yıldızın yaşı hesaplanabilir.
Güneş oldukça sıradan bir yıldızdır, ama ayrıntılarıyla incelenmesi pek güç olmadığından, başka yıldızların karşılaştırmalı incelemesinde büyük önem taşıyan değerli veriler sağlar. Güneş yakınındaki yıldızlardan çoğunun atmosfer yapısı Güneş’inkiyle hemen hemen aynı olmakla birlikte, bazılarının tayf bileşimi ayrıksı özellikler gösterir. Bu olgu, ya yıldızın kendine özgü nükleer evriminden, ya çevresindeki gaz yuvarlarını yitirerek helyumca zengin çekirdek bölümünün açığa çıkmasından ya da yıldızlar-arası ortamın ağır elementlerle zenginleşmesinden çok daha önce oluştuğu için metal içeriğinin zayıf olmasından kaynaklanır. Kendi çevrelerinde oldukça yavaş dönen, ama magnetik alanları görülmedik derecede güçlü olan bazı yıldızlar ise kolayca açıklanamayan, olağandışı kimyasal bileşimler gösterir.
Süpernovaların incelenmesi. Süpernovalar, tek başlarına bütün bir gökada kadar ışık yayabilen (örn. Güneş’ten 10 milyar kez daha parlak), parçalanmalarına yol açacak kadar çok enerji tüketen, çok değişik ve ender rastlanan yıldız türleridir. Tayf özellikleri ve ışık değişiklikleriyle birbirinden ayrılan başlıca iki tür süpernova bilinir. Yengeç Bulutsusu olarak adlandırılan süpernova, Samanyolu Gökadası içinde bir radyo ve X ışını kaynağıdır. Yengeç pulsarı, hem ışık, hem X ışınları, hem de radyo dalgalarında rastlanan tek örnektir.
Yıldızlararası maddenin incelenmesi. Yıl-dızlararası ortamdaki toz ve gaz gibi seyrel-tik maddeler uzayın çok büyük bir bölümünü kapladığından etkileri de çok önemlidir. Uzayın seyreltikleşmesini ve genişlemesini laboratuvar koşullarında yaratma olanağı olmadığından, yıldızlararası madde ancak deneme yanılma yoluyla incelenebilir. Karmaşık organik moleküllerin incelenmesi, gaz ortamdaki bu maddelerden bazılarının tanınmasına olanak sağlamıştır. Tozun yapısı henüz kesin olarak çözümlenememiştir, ama buz, grafit, silikatlar ve daha karmaşık organik moleküller içeren çok küçük taneciklerden oluştuğu bilinmektedir.
Yıldızlararası gaz, gökada diskinde geniş bulut kümeleri biçiminde yayılmış durumdadır. Bu bulutlarda her santimetre küpe ancak birkaç atom (özellikle hidrojen) düşer ve bu atomlar, uzaktaki sıcak yıldızların tayflarında keskin, yıldızlararası soğurma çizgileri yaratır. Bu tür yıldızların yakın çevresindeki gaz ışıldar, çünkü yıldızın yaydığı morötesi ışıma atomların elektronlarını uzaklaştırarak iyonlaştırır. Orion Bulutsusunda olduğu gibi dağınık bir bulutsu görüntüsü veren bu tür iyonlaşmış hidrojen bulutlarına H II bölgeleri denir.
Radyoastronomi gözlemleriyle, yıldızlararası gaz bulutlarına ilişkin pek çok bilgi edinilmiştir. H II bölgeleri, protonlar ile elektronlar arasındaki elektrik etkileşimi nedeniyle, ısıl kökenli radyo gürültüleri yayar. Ama Samanyolu Gökadasında, sürekli tayfının incelenmesiyle ısıl kökenli olmadığı anlaşılan, tümüyle değişik yapıda genel bir radyo gürültüsü aralıksız biçimde sürer. Bu gürültüler, aşırı enerji yüklü elektronların gökadanın magnetik alanında ışık hızına yakın hızlarda bir burgu gibi dönmesinden ileri gelen senkrotron ışımalardır. Gökada içindeki radyo dalga kaynakları, ya senkrotron ışınım yayan süpernova artıkları, ya H II bölgeleri ve gezegen
bulutsular ya da çok düzenli aralıklarla kısa kısa ve kesikli olarak radyo ışıması yayan pulsarlardır. Uzayda, hiç umulmadık karmaşık organik moleküllerin varlığına rastlanması da, yaşamın başlangıcına ışık tutacak önemli bir ipucu olarak değerlendirilmiştir.
Samanyolu’ndaki birçok gökcismi, 10-20 mikron dalgaboyunda kızılötesi ışınımlar yayar. Bu maddelerin, tozdan bir “koza” ile sarılı olan yeni doğmuş yıldızlar, yoğun engellerin ardından gözlemlenebilen kızıl dev yıldızlar ya da morötesi ışınımları soğurarak kızılötesi ışınlar halinde yeniden salan tozların bulunduğu H II bölgeleri olduğu sanılmaktadır. Bunun yanı sıra, bazı gökcisimleri X ışınları biçiminde çok güçlü bir enerji yayar. Samanyolu’nda, gökadanın merkezine doğru yoğunlaşan güçlü X ışını kaynakları vardır. Ayrıca evrende, her yönden gelen ve büyük olasılıkla uzak kuvazar-lardan ve radyogökadalardan kaynaklanan sürekli bir X ışını yayımı vardır. Astrofizik açısından önem taşıyan başka bir olgu da, uzayda birincil kozmik ışınların bulunmasıdır; gökada diskinde depolanmış enerjinin temel kaynaklarından biri olan bu ışınlar çok yüksek enerjili parçacıklardan (özellikle protonlar, az sayıda elektron ve pozitron) kaynaklanır.
Gökadaların yapısının ve evriminin incelenmesi. Gökada, yıldızlardan, tozlardan ve gazlardan oluşan büyük bir sistemdir. Yer’i de içeren Samanyolu Gökadası, yakınındaki Macellan Bulutu ve Andromeda Gökadası en iyi bilinen gökada örnekleridir. Gökadaların çoğu, merkezdeki bir yoğunlaşmanın çevresinde biçimlenen yassı bir sarmal (Samanyolu ve M 31), bir elips ya da düzensiz bir sistem yapısındadır. Yıldızların yapısına ve hareketlerine ilişkin uzun ve yorucu istatistik çalışmaları, yıllarca, gökadaların yapılarının belirlenmesinde başvurulabilecek tek yöntem olarak kalmıştır. Oysa bugün gözlemevlerinin çok güçlü teleskoplarla donatılması, çok daha geniş uzay bölgelerinde sağlıklı gözlemlerin yapılabilmesine olanak sağlamıştır. Özellikle 1950’lerden sonra, hidrojen atomunca salınan ve yıldızlararası ortamda soğurulmadığı için ölçüm şansı tanıyan 21 cm dalgaboyundaki radyo yayın çizgisinin Samanyolu’nda gözlemlenmesi, bu gökadanın yapısını belirlemeye yönelik çalışmalara yeni bir atılım kazandırmıştır.
1944’te iki ayrı yıldızlar öbeğinin gözlemlenmesi, Samanyolu Gökadasının evriminin açıklanabilmesi açısından çok önemli bir aşamaydı. Güneş gibi yakın yıldızlardan çoğunun, gökada düzlemi yakınında hemen hemen daire biçimindeki yörüngeler üzerinde hareket eden Öbek I yıldızları olduğu anlaşıldı. Bu topluluktaki en genç yıldızlar, gökada sarmalının kollarında yıldızlararası bulutların yoğunlaşmasıyla oluşmuştur ve hâlâ sarmalının kollarında yer alır. Yaklaşık 10 milyar yaşında olan ve bileşimindeki ağır element oranı daha düşük olan Öbek II yıldızları ise, ilk süpernova patlamaları sonucunda oluşmuş ilk yıldızlardandır ve genellikle Samanyolu düzlemiyle geniş bir açı oluşturarak iyice elipsleşmiş yörüngeler üzerinde hareket ederler. Gökadanın başlangıçta dev bir gaz bulutu olduğu sanılmaktadır. Bu bulut kümeleri birbirleriyle çarpıştıkça hareket enerjileri ısıya dönüşerek çevreye yayılmıştır. Böylece gazlar, ağır metaller açısından zengin bir disk biçimini almıştır. Öbek I yıldızları bu diskten doğmuş ve hem yörünge üzerindeki hareketlerini, hem kimyasal bileşimlerini diskin yapısından almıştır. Bugün de bu disk içinde yıldız oluşumları ve ağır metal zenginleşmesi büyük olasılıkla sürüp gitmektedir, oysa gök-
ada çevresinde yer alan Öbek II yıldızları, yıldızlararası ortamda artık yeni yıldızlar oluşturabilecek madde bulunmadığından birer “fosilleşmiş” yıldız sayılabilir. Bu nedenle, disk biçimindeki yassı bir gökadanın evrim geçirerek elips biçiminde bir gökadaya ya da bir elips gökadanın bir sarmal gökadaya dönüşmesi olanaksız görülmektedir.
