Yıldızların Yapısı
Gök ada, yıldız, gezegen, meteor gibi gök cisimlerini ve gökyüzünde cereyan eden olayları inceleyen bilim dalına astronomi denir.
Çok sıcak gazlardan oluşan, etrafına ışık ve enerji saçan çok büyük kütleli gök cisimlerine yıldız denir. Yıldızların yapısındaki gazlar plazma hâldedir. Dünya’mıza en yakın olan yıldız Güneş’tir. Havanın bulutsuz olduğu bir gecede gökyüzünde göz ile görülebilecek yıldız sayısı 2 - 3 bin civarındadır. Yıldızlar gökyüzünde küçük bir nokta şeklinde gözlenir. Güneş'ten sonra en yakın yıldızın bize uzaklığı 40 trilyon kilometredir.
Güneş ve benzeri yıldızların yapısında yaklaşık olarak %71 hidrojen, %27 helyum, %2 karbon, bakır, çinko, alüminyum, altın, demir bulunur.
Yıldızların oluşmaya başladıkları yer nebula adı verilen uçsuz bucaksız toz ve gaz bulutlarıdır. Nebulaları büyük patlama ile dağılan taneciklerin oluşturduğu tahmin edilmektedir.
Evrendeki tüm olaylar dört temel kuvvetin etkisi ile gerçekleşir. Dev boyutlardaki nebulada toz ve gazlar gelişi güzel bir dağılım hâlindedir. Bazı yerler daha yoğun bazı yerler ise daha az yoğundur. Yoğunluğu fazla olan yerlerde kütle çekim kuvvetinin etkisi ile tanecikler birbirlerini çeker. Bu çekim kuvvetinin etkisi ile tanecikler daha fazla birbirine yaklaşır.
Bir merkez etrafında yoğunlaşmaya başlayan tanecikler daha büyük kütleli bir çekirdek oluşturur. Çekirdeğin kütlesi arttıkça çekim kuvveti artar, çekim kuvveti arttıkça daha fazla taneciği kendine çeker. Nebulanın bir noktasında kütle çekim kuvvetinin etkisi ile meydana gelen bu oluşuma çekirdek yıldız denir.
Yıldız çekirdeğindeki yoğunluk ve sıcaklık o kadar artar ki yıldızın yapısında en bol bulunan hidrojen atomları birleşerek helyum atomları oluşturmaya başlar. Füzyon reaksiyonu adı verilen bu nükleer reaksiyonun başlaması ile yıldız çekirdeği tam bir yıldız olur ve etrafına ışık ve enerji saçmaya başlar.
Füzyon reaksiyonları sonucu açığa çıkan enerji ile merkezden dışa doğru bir basınç oluşur. Merkeze doğru olan kütle çekim kuvveti, bu basınç ile dengelenir. Kütle çekim kuvveti ve füzyon reaksiyonlarının oluşturduğu basınç arasındaki bu dengeye hidrostatik denge denir.
Yıldızlar varlıklarının büyük bir kısmını hidrojenin helyuma dönüştüğü ve yıldız yarıçapının sabit kaldığı bu dönemde geçirir. Varlığının bu evresinde olan yıldıza ana kol yıldızı adı verilir.
Yıldızların Yaşam Döngüsü
Füzyon reaksiyonlarının başlaması ile yıldız özelliği kazanan yıldızların bundan sonraki yaşam süreçleri yıldızın kütlesine göre farklılık gösterir.
Küçük kütleli ve orta kütleli yıldızların yaşam süreci: Füzyon reaksiyonu sonucunda yıldızlar kütle kaybeder. Yıldızların ömürleri kütle miktarına bağlıdır. Kütlesi küçük olan yıldızların ömürleri büyük olanlara göre çok daha fazladır. Kütlesi Güneş’in kütlesinden küçük olan bir yıldızın ömrü yaklaşık 200 milyar yıl iken Güneş büyüklüğündeki bir yıldızın ömrü 10 milyar yıl, kütlesi 10 Güneş kütlesi kadar olan bir yıldızın ömrü ise 10 milyon yıl kadardır.
Kızıl Dev: Kütlesi azalan yıldızın yanacak hidrojeni kalmayınca füzyon reaksiyonları içten dışa doğru kayar. Merkez yoğunluğu ve sıcaklığının artmasıyla yıldız genişlemeye başlar. Örneğin Güneş bu genişlemeyi gerçekleştirdiğinde dış yüzeyi Dünya’ya kadar uzanabilir. İç basıncın artışı ile bu şekilde büyüyen yıldıza kızıl dev adı verilir.
Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kaybeder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak çekirdek açığa çıkar. Bu sıcak çekirdeğin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir.
Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirdeğin etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve zamanla yıldızlararası ortama karışır. Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan bu çekirdeğe beyaz cüce denir.
Beyaz cücelerin hacmi yaklaşık Dünya’nın dört katı kadar, kütlesi ise Güneş kadardır. Güneş’in kütlesi Dünya'nın kütlesinin 1 milyon katı olduğuna göre beyaz cücenin yoğunluğu Dünya’nın yoğunluğunun yaklaşık 1 milyon katıdır.
Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cüce denir. Kütlesi 1 - 5 Güneş kütlesi kadar olan yıldızların yaşamları siyah cüce olarak son bulur.
Yıldız olma yeterliliğine sahip olmayan yapılara kahverengi cüce denir. Kahverengi cücelerin kütleleri yaklaşık 80 Jüpiter kütlesi kadardır. Bu miktardaki kütle, füzyon reaksiyonlarını başlatamaz. Ancak yoğun ve sıcak olan kahverengi cüceler etraflarına ışık saçarlar. Tespit edilmeleri zordur.
Büyük kütleli yıldızların yaşam süreci: Büyük kütleli yıldızların kızıl dev oluşuna kadar gelişim evreleri küçük kütleli yıldızların evrelerine benzer. Ancak büyük kütleli yıldızların kızıl devi çok daha büyük olduğundan bu aşamadaki yıldıza süper dev denir.
Kocayeni: Büyük kütleli yıldızlarda iç içe füzyon reaksiyonları başlayabilir. Helyum atomlarının füzyonu ile daha ağır olan karbon, karbon atomlarının füzyonu ile oksijen, oksijen atomlarının füzyonu ile neon, neon atomlarının füzyonu ile magnezyum, magnezyum atomlarının füzyonu ile silikon, silikon atomlarının füzyonu ile demir oluşur ve süreç demir ile son bulur. Reaksiyonlar iç içe katmanlar şeklinde gerçekleşir.
Yıldızın merkezindeki demir kütlesi 1,4 Güneş kütlesine ulaştığında yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ve basıncın artmasıyla demir atomlarının elektronları ve protonları birleşerek nötronlara dönüşür. Demir çekirdeğin çok daha küçük hacimli nötron çekirdeğine dönüşmesi ile üst tabakalar merkeze doğru aniden çöker. Bu çöküş sırasında sıcaklığın çok yükselmesi ile ani bir patlama meydana gelir ve çöken tabakalar patlama ile uzaya yayılır. Bu patlamaya kocayeni (süpernova) adı verilir.
Kocayeni patlaması sonrasında ağır elementler uzaya yayılır ve bu elementler daha sonraları oluşan yıldızların yapılarında yer alır. Ayrıca kocayeni patlaması sırasında yüksek enerjili serbest nötronlar yıldızın yapısındaki diğer atomlar İle birleşerek altın, platinyum, uranyum gibi az bulunan büyük yapılı elementlerin oluşumu gerçekleşir.
Kocayeni patlamasının ardından geriye kalan kütle ile ilgili iki durum gerçekleşir.
1. Nötron Yıldızları: Yıldızın kütlesi 5-15 Güneş kütlesi kadar ise geriye bir nötron yıldızı kalır. Bu nötron yıldızının çapı birkaç km kadar, kütlesi ise Güneş’in kütlesi kadardır. Bir nötron yıldızı Güneş’ten daha büyük kütleye sahip olmasına rağmen çapı ancak 25 km yoğunluğu ise 1014 g/cm3civarındadır.
2. Kara Delikler: Kütlesi 15 Güneş kütlesinden fazla olan yıldızların süpernova patlaması ardından geriye kalan çekirdeğin kütle çekim kuvveti o kadar büyük olur ki tüm parçacıklar üst üste yığılır. Bu oluşuma kara delik denir.
Yıldızlardan Yayılan Işık
Yıldızların enerjisi ışıma yoluyla uzaya yayılır. Gök cisimleri hakkında edindiğimiz tüm bilgileri yıldızlardan bize ulaşan ışığı analiz ederek ediniriz.
Boşlukta saniyede 300 bin km hızla hareket eden ışık elektromanyetik dalgadır. Farklı frekans ve dalga boyunda çok çeşitli elektromanyetik dalgalar olabilir. Elektromanyetik dalgaların farklı frekans ya da dalga boylarına göre dağılımına elektromanyetik tayf denir.
Güneş’ten görünür ışık yanında radyo dalgaları, kızıl ötesi, mor ötesi, x ve ɣ ışınları da salınır. Bu ışınlar Güneş’in farklı katmanlarından salınır.
Belirli bir elementin gaz hali içinden geçirilen ışığın tayfı incelendiğinde tayf üzerinde bazı siyah çizgiler tespit edilmiştir. Tayf çizgileri adı verilen bu çizgiler her element için bir kimlik gibidir. Çünkü her element tayf üzerinde farklı tayf çizgisi oluşturur. Yıldızlardan gelen ışığın tayfı incelenerek yıldızın yapısında hangi elementler olduğunu anlaşılır.
Güneş
Güneş, etrafındaki gezegenler ile birlikte Güneş sistemini oluşturur ve bu sistemin yıldızıdır. Yarıçapı 1,39.106 km, yüzey sıcaklığı 5500 K, merkezindeki sıcaklık 15 milyon K, kütlesi 1,98.1030 kg ve Dünya’ya uzaklığı 149,6.106 kilometredir. Güneş enerjisi bize ışıma yoluyla ulaşır. Güneş’ten çıkan ışık ışınları bize 8,5 dakikada ulaşır.
Güneş’in yapısında en içte füzyon reaksiyonlarının meydana geldiği çekirdeğe nükleer tepkime merkezi denir.
Merkezde açığa çıkan büyük enerjiyi elektromanyetik ışıma yoluyla dış katmana ileten orta katmana ışıma bölgesi denir. Işıma bölgesinin elektromanyetik ışıma olarak taşıdığı enerji, en dış katmanda madde hareketi ile taşınır. Bu nedenle bu katmana ¡aşıma bölgesi denir.
Güneş'in enerjisi hidrojen atomlarının yüksek basınç altında birleşerek helyum atomlarını oluşturduğu füzyon reaksiyonları ile elde edilir. Bu reaksiyonlarda her saniye 564 milyon ton hidrojen 560 milyon ton helyuma dönüşür. 4 milyon ton kütle enerji olarak uzaya yayılır. Bilim insanlarının yaptıkları hesaplara göre Güneş'in 2 - 3 milyar yıl yetecek kadar kütlesi vardır.
Güneş’ten yayılan ve atmosfer dışına saniyede düşen ışık enerjisi 1365 watt/m2 dir ve bu değer Güneş sabiti olarak bilinir. Atmosferin etkisi ile yeryüzünde metrekare başına saniyede ulaşan Güneş enerjisi yaklaşık 1000 watt’tır. Güneş panelleri kullanılarak bu enerji çeşitli alanlarda kullanılır.
Yıldızların Uzaklıkları
Yıldızların uzaklığını tespit etmek için paralaks yöntemi kullanılır. Paralaks yöntemi, farklı noktalardan bakıldığında bir cismin konumunun çok uzaktaki bir cisme göre yer değiştirmesi şeklinde tanımlanır.
Yıldızın bulunduğu konumdan bakıldığında Güneş - Dünya arasındaki uzaklığı gören açıya paralaks açısı denir ve p ile gösterilir. Paralaks açısının ölçülmesi için iki farklı noktadan gözlem yapmak gerekir. Bu iki nokta birbirine ne kadar uzaksa ölçüm o kadar doğru olur. Bu nedenle astronomlar 6 ay ara ile ölçümlerini yaparlar.
Paralaks açısı çok küçük bir açıdır. Bu nedenle ölçüm ve hesaplamalarda açı saniye birimi kullanılır. 1 açı saniyesi 1 derecenin 3600 de biridir.
Paralaks açısı 1° (1 açısaniye) olan gök cisminin uzat lığına 1 parsek (pc) denir. Bu hesaplamanın yapılmasında kullanılan üçgende paralaks açısının karşısındaki kenar Güneş ile Dünya arası uzaklıktır.
1 Parsek 3,09 1013 km ya da 3,26 ışık yılına eşittir.
Paralaks açısı bilinen bir yıldızın d uzaklığı d =1/p formülü ile bulunur.
Yıldızların Sıcaklığı
Yıldızların yüzey sıcaklığının tespit edilmesinde Wien yasası kullanılır. Sıcak cisimler birçok dalga boyunda ışıma yaparlar. Ancak sıcak cisim belirli bir dalga boyunda en fazla ışıma yapar ve bu en fazla yaptığı ışımanın dalga boyu cismin sıcaklığına bağlıdır. Bu dalga boyuna maksimum dalga boyu λmak denir. Diğer bir ifadeyle cismin en şiddetli ışıma yaptığı ışımanın dalga boyu λmak olarak adlandırılır. Buna göre Wien yasası; T cismin sıcaklığı, λmak maksimum dalga boyu olmak üzere şu formülle bulunur.
T = 3.106/λmak
Yıldızların Parlaklığı ve Işınım Gücü
Bir yıldızın bir saniyede uzaya yaydığı enerji miktarına ışınım gücü denir. L ile gösterilir. Cisimlerin ışınım güçleri sıcaklıklarına bağlıdır. Bir yıldızın parlaklığı, yıldızın yüzeyinden bir saniyede yayılan enerji miktarına bağlıdır. Stefan - Boltzmann yasası olarak bilinen yasa ile bir yıldızın ışınım gücü;
L = 4π.R2.σ.T4 formülü ile hesaplanır. Burada R yıldızın yarıçapı, T kelvin cinsinden yüzey sıcaklığı, σ ise boltzman sabitidir ve değeri 5.67.108'e eşittir.
Bir yıldızın parlaklığı ise ışığın yayılma doğrultusuna dik birim yüzeye düşen ışık miktarıdır.
Yıldızların parlaklığı ilk önceleri kadir ölçeğine göre sınıflandırılır. En parlak yıldızları 1. kadir, en sönük yıldızları 6. kadir dir. Yeni gözlem araçlarının keşfi ile 1. kadirden çok daha parlak, 6. kadirden çok daha sönük yıldızlar keşfedildi. 1. kadirden daha parlak yıldızların parlaklığı (-) ile ifade edildi. Güneş in parlaklığı -26,5 kadir dir. Kadir, rakamın üzerine yazılan m harfi ile gösterilir. Örneğin 2m ikinci kadiri, 4m, 3 ise 4,3 kadiri gösterir.
Birinci kadir yıldızlar altıncı kadirden yıldızlardan 100 kat daha parlaktır. Kadir farkı 5 iken parlaklık oranının 100 olması, kadir farkı 1 iken parlaklık oranının 2,512 olması demektir. Bir yıldızın diğerinden 2m kadir daha parlak olması, yaklaşık (2,5).(2,5) - 6,3 kere daha parlak olması anlamına gelir.
Cisimlerin parlaklığı uzaklığına göre değişir. Bu nedenle yıldızların parlaklığının daha doğru kıyaslanabilmesi için astronomlar yıldızların parlaklığını 10 parsek uzaklığına göre ölçerler. Bu uzaklığa göre bir yıldızın parlaklığına salt parlaklık (salt kadir) denir.
Görünen parlaklık m ile gösterilir ve
m = L/4π.d2 formülü ile hesaplanır.
m - M = 5logd - 5
formülü ile parsek cinsinden d uzaklığındaki bir yıldızın salt parlaklığı M hesaplanır, d uzaklığı 10 parsek olduğunda M = m, d uzaklığı 1 parsek olduğunda M = m + 5, d uzaklığı 100 parsek olduğunda M = m - 5 e eşit olur.
Hertzsprung - Russell Diyagramı
Hertzsprung - Russell diyagramı (H - R diyagramı), yıldiz tipleri ve yıldız sıcaklıklarının karşılaştırılması ile ilgili oluşturulmuş bir diyagramdır.
Yıldızlar O-B-A-F-G-K-M harfleri ile sınıflandırılır. Bu bir sıcaklık ve bir renk sıralamasıdır. Yıldızların belirtilen bu özelliklerine göre H - R diyagramına aşağıdaki tablo düzenine göre yerleştirilirler. Bu diyagramda Güneş ortalarda yer alır.
| Sınıf | Renk | Tipik sıcaklık değeri (K) | Kadir değeri | En güçlü tayf çizgisi oluşturan elementler |
| O | mavi | 50000 - 28000 | -0,3 | He, He+,C++,H |
| B | mavi - beyaz | 28000-10000 | -0,2 | He, C+, H |
| A | beyaz | 10000 - 7000 | 0,0 | Ca+, Fe++, H |
| F | sarı - beyaz | 7400 - 6000 | 0,3 | H |
| G | sarı | 6000 - 4900 | 0,7 | Ca+, Fe+, Fe, H |
| K | turuncu | 4800 - 3400 | 1,2 | TiO |
| M | kırmızı | 3300 - 2200 | 1,5 | Ca, Fe |
Diyagramda sıcaklık soldan sağa doğru azalır. Diyagramda belirli yerlerde kümelenmeler dikkati çeker. Bu kümeler aynı özellikte yıldızlardır.
Gök Adalar
Kütle çekim kuvveti ile birbirlerine bağlı olarak hareket eden çok büyük yıldız topluluğuna gök ada(galaksi) denir. Galaksilerin yapısında milyarlarca yıldız bulunur. Evrende 100 milyar galaksi olduğunu tahmin edilmektedir.
Gök Ada Sınıfları
Gök adalar şekillerine göre üç gruba ayrılır. Bunlar; sarmal, eliptik ve düzensiz gök adalardır.
Sarmal gök adalar: Merkeze doğru sarılan iki ya da daha fazla kola sahiptir. Merkezi şişkin bir disk şeklindedir. Gök adanın kollarında genç yıldızlar, merkeze doğru ise daha yaşlı yıldızlar yer alır.
Sarmal gökadalar çekirdek büyüklüğü ve kollarının sarmallığına göre olan sarmal gök adalar Sa, Sb, Sc, Sd olarak isimlendirilir.
Sarmal gök adalar sarmal kolların başlangıç şekline göre eksenel simetrik ve çubuklu sarmalolarak da iki gruba ayrılır.
Eliptik gök adalar: En büyük ve en fazla bulunan gök ada türüdür. Birçoğu küre şeklindedir. Bazıları basık küre şeklinde de olabilir.
Eliptik şekillerinin basıklık durumlarına göre sınıflandırılır. Merkezleri çok parlaktır. Yapıların- I da çok az toz ve gaz bulunur. Genelde yaşlı yıldızlardan oluşur. Toz ve gazın az olması nedeniyle yeni yıldız oluşumu nadiren gerçekleşir.
Düzensiz gök adalar: Gelişi güzel yapıdaki gök adalardır. Gök adaların çarpışması sonucu düzensiz bir yapıya sahip olmuş olabilirler. Yapılarında bol miktarda toz ve gaz olması nedeniyle yeni yıldız oluşumuna müsaittirler. Bu nedenle düzensiz gök adaların yapısında birçok genç yıldız vardır.
Etkileşimli gök adalar: Komşu gök adalar ile etkileşim halindeki gök adalardır.
Aktif gök adaları: Bu gök adaların merkezlerinden çok büyük miktarlarda enerji yayıldığı tespit edilmiştir. Tespit edilen gök adaların yaklaşık %10 u bu grup gök adalardır.
Aktif gök adalar da kendi içinde üç grupta incelenir:
Radyo gökadalar: Yaydıkları enerji elektromanyetik tayfın radyo dalgaları bandında olması nedeniyle bu isim ile anılırlar. Genellikle eliptik şekildedirler.
Seyfert gök adaları: Sarmal şekilde olan bu gök adaların çekirdekleri çok parlaktır. Çekirdekten yayılan ışıma şiddeti tüm Samanyolu gök adasının yaydığı ışınım enerjisi kadardır. Bu gök adalardan gelen ışığın dalga boyları görünür ışık, morötesi, kızılötesi ve X ışınları bandındadır.
Yıldızsılar (kuarzlar): Uzayda gözlenebilen en uzak, en yaşlı ve en parlak cisimlerdir. İlk tespit edildiklerinde yıldız zannedilmişler daha sonra aktif gök ada oldukları anlaşılmıştır. Bu nedenle yıldızsı adı verilmiştir. Uzaklıkları nedeniyle gözlenen gök cisimlerinden en büyük kırmızıya kayma yıldızsılara aittir.
Samanyolu Gök Adası
Güneş sistemi, Samanyolu gök adası içinde yer alır. Çapı yaklaşık 100 000 ışık yılı olan Samanyolu gök adasında yaklaşık 100 milyar yıldız olduğu hesaplanmaktadı.Samanyolu gök adası üstten bir merkez etrafına sarılmış kollar, yandan bakıldığında bir disk şeklindedir. Güneş sisteminin gök ada merkezine uzaklığı 25.000 ışık yılıdır.
Güneş sistemimizin gök ada merkezi etrafındaki bir turunu 225 milyon yılda tamamlar. Samanyolu gök adasının kütlesi yaklaşık olarak Güneş kütlesinin 1 trilyon katı olarak hesaplanmıştır. Güneş sistemimizin gök ada merkezi etrafında dolanma hızı ise 220 km/s dir.
Samanyolu gök adasının 15000 ışık yılı kalınlığındaki merkez bölgesinde sarı - turuncu renkler hakimdir. Bu durum merkezde gelişimini tamamlamış yaşlı yıldızlar olduğu anlamına gelir.
Merkezi kabarıklığın yaklaşık beşte biri kalınlığındaki disk görünümlü bölgede ise mavi renk hakimdir. Bu durum bu bölgelerde genç yıldızlar çoktur.
Hale Samanyolu gök adasının önemli bir unsurudur. Merkezi kabarık bölge ve disk yapısını kapsar. İç hale ve dış hale olarak iki kısımda incelenir. İç hale görünürdür ve merkezi kabarıklıktan dışa doğru 65 000 ışık yılı uzaklığı kapsayacak biçimdedir.
İç halenin bittiği yerden dış hale başlar. Çok sıcak gaz bulutları ve görünmez kara maddeden oluşur. Çapı 300 000 ışık yılı kadardır.
Samanyolu gök adasının dış halesinin ötesinde Samanyolu gök adasının da dahil olduğu yerel küm adı verilen gök ada topluluğu bulunur. Yerel kümenin yaklaşık 6 - 8 milyon ışık yılı genişliğinde bir alanı kapladığı tahmin edilmektedir.
Doppler Olayı
Yıldız ya da gök adalardan gelen ışık tayfı incelendiğinde gelen ışınımlara ait tayf çizgilerinin kırmızı bölgeye doğru kaydığı anlaşılmıştır. Doppler etkisinin bir sonucu olan bu olaya kızıla kayma denir. Kızıla kayma olayında gelen fotonlar daha düşük frekanslara (enerjiye) doğru kayar. Bir yıldızdan gelen ışığın tayf çizgilerinin kırmızıya kayması frekansının azalması ve ışığın geldiği cismin bizden uzaklaşması anlamına gelir. Bu durum büyük patlama teorisini destekleyen önemli bir bulgudur.
Gök cisminden gelen ışığın dalga boyu ölçülerek cismin bizden hangi hızla uzaklaştığı bulunabilir:
λg: Gelen ışığın ölçülen dalga boyu
λ: Kaynaktan çıkan ışığın dalga boyu
Δλ= λg - λ : Dalga boyundaki değişme
VK: Işık kaynağının hızı
z: Spektral (tayfsal) kızıla kayma miktarı ise;
λg = λ.(1 + VK/c) ve z = Δλ/λ = VK/c dir.
Dalga boylarındaki kaymadan yararlanılarak gök cisminin Dünya'ya göre hızı bulunabilir.
Gözlenen cismin bakış doğrultusundaki hızına radyal hız denir.
Doppler etkisinde dalga boyu uzunluk ile, frekans ise zaman ile ilgilidir. Ancak gözlenen cismin hızı ışık hızına yaklaşık değerler aldığında uzunluk ve zaman ile ilgili hesaplamalarda özel göreliliğin de göz önünde bulundurulması gerekir.
Işık hızına yakın bir vK hızı ile hareket eden bir cismin gözlenen frekansı fg = f.ɣ.(1-VK/c) ile hesaplanır. Gözlenen dalga boyu λg = λ.ɣ.(1 + VK/c) ile hesaplanır.
Hubble Yasası
Gök adaların Dünya’dan uzaklaşma hızları ile uzaklıkları orantılıdır. Bu durum Hubble yasası olarak adlandırılmıştır. Gök adaların uzaklık ve uzaklaşma hızlarının grafiği çizildiğinde aşağıdaki grafik elde edilir. Bu grafikte eğim sabittir ve Hubble sabiti olarak bilinir.
Grafiğin eğimi uzaklaşma hızı (v) nin uzaklığa (d) oranına eşittir. Hubble sabiti H bu açıklamalara göre;
H = v/d olur.
Yapılan ölçümler çok uzak mesafeleri ilgilendirmesi nedeniyle Hubble sabiti 50 km/s/Mps ile 100 km/s/Mps arasında ölçülmüştür. Hesaplamalarda ortalama olarak 70 km/s/Mps değeri kullanılır.
Evrenin Yaşı
Herhangi bir gök adanın bize olan uzaklığı d, bu uzaklığı kat etme süresi T alınırsa gök adanın bizden uzaklaşma hızı v = d/T olur.
Hubble yasasında (v = H.d) v yerine d/T yazalım:
T = 1/H olur.
Buradaki T değerine Hubble zamanı denir ve TH ile gösterilir. Bu değer çekim kuvvetinin etkisinin ihmal edilmesiyle elde edilecek bir sonuçtur.
Ancak bilim insanları evren genişledikçe çekim kuvvetinin etkisinin azalacağı ve genişlemenin de yavaşlayacağını düşünerek Hubble zamanının olması gerekenden 2/3 kadar daha az olması gerektiğini hesapladılar. Buna göre evrenin yaşı yaklaşık olarak
TEvren = 2/3.TH = 2/3H olur.
Evrenin Boyutları
Evrende en çok bulunan hidrojen elementinin 1 gramında yaklaşık 1024 tane hidrojen atomu vardır. Kütlesi 2.1033 gram olan Güneş’in yapısında 1057 atom, 100 milyar yıldız bulunan Samanyolu gök adasında 1068 atom, milyarlarca gök adadan oluşan evrende ise 1078 atom olduğu hesaplanmaktadır.
Kozmik Ardalan Işıması
Büyük patlama teorisine göre patlamadan hemen sonra evren 1 milyar Kelvin den daha sıcaktı. Bu kadar yüksek sıcaklık sonucu nükleer reaksiyonlar meydana geldi. Büyük patlamanın ardından evrenin sıcaklığı 3000 Kelvin’e düştüğünde atomlar oluşmaya başladı. Atom çağı başladı ve evren ışınımların yayılabileceği saydam hale geldi. Bilim insanları madde ve enerjinin ayrılma anı olan bu evrede bir ışınım gerçekleşmesi gerektiğini düşündüler ve bu ışımaya kozmik ardalan ışıması adını verdiler.
1964 yılında Arno Penzias ve Robert Wilson çalışmalar yaparken farkında olmadan kozmik ardalan ışımalarını keşfettiler. Bu keşifleri onlara nobel ödülü kazandırdı. Kozmik ardalan ışınım fotonları, evrenin 380.000 yaşında olduğu döneme ait atom çağından doğrudan Dünya’ya ulaşmaktadır. Dolayısı ile radyo teleskopları ile yakalanabilen ve incelenen bu fotonlar bize çok öncelerden bilgiler getirmektedir.
Evrenin Geleceği
Evrenin geleceğinin kütlesine bağlı olarak gelişeceği tahmin edilmektedir. Eğer kütle miktarı yeterli değilse kütle çekim kuvveti zayıf kalacak ve genişlemeyi dur- duramayarak genişleme sonsuza dek devam edecektir. Kütle miktarı kritik bir miktarda ise genişleme yavaşlayacak ancak hiçbir zaman durmayacaktır. Eğer kütle miktarı kritik bir değerden fazla ise genişleme duracak ve küçülme başlayacaktır. Bu durumun sonunda ise büyük patlamanın tersi olan büyük çöküş gerçekleşecektir. Evrendeki tüm kütlenin tekrar bir noktaya doğru hareket etmesi ile sıcaklık ve yoğunluk tekrar artacaktır. Bu artış sonunda evren son bulabilir ya da tekrar büyük bir patlama gerçekleşebilir.
