GÖKKUŞAĞINDAKİ MESAJ

AstroNotlar’dan, merhaba! Bu hafta, yıldız ışığından aldığımız mesajların önemli bir kısmını oluşturan tayf biliminden ve tayfın nasıl oluştuğundan bahsedeceğiz. Astronomların bir yıldız tayfına bakarak yıldızın kimyasal oluşumunu belirleme sürecinin ardındaki temellere bakacağız.

İlk soru, Tayf nedir?

İngilizceden dilimize spektrum olarak da geçmiş bir kelime olan tayf; terminolojik olarak ilk defa ışığın yayılımı anlamında kullanılmıştır. Enerji dağılımı, elektromanyetik tayf gibi kullanımı da mevcuttur. Kelime anlamı olarak yayılım, dağılım gibi düşünebiliriz. Bir hastalığın spektrumu, ilacın kullanıldığı spektrum gibi, “yayıldığı/ dağıldığı alanlar” anlamına gelmektedir.

Güneş ışığının bir prizmadan geçip renklere ayrılması sonucu oluşan beyaz ışığın tayfını, gökkuşağı olarak biliyoruz. Aslında bu, Astronomi’yle ilgisi olmayanların bile bildiği kesin bir tayftır.

Tabii işin bilimsel kullanımına baktığımız zaman, renklere atıfların olduğu görülür ama astronomiye dönük anlatacak olursak, bir yıldızdan gelen ışığın enerji miktarının dalgaboyuna göre dağılımı diye düşünmek en doğrusu olacaktır. Bu dağılımı grafiğe aktardığımızda ise bir tür çan eğrisi elde ederiz. Bu eğrinin zirve noktası bize yıldızın etkin sıcaklığını ve eğer görünür bölgede ise, rengini de söyler.

Işığın enerji dağılımı dediğimiz zaman söz konusu sadece optik bölge değil, daha düşük enerjili radyo bölgeden, yüksek enerjili gama bölgeye kadar çok geniş bir yelpaze söz konusudur. Şimdi tamamen varsayımsal bir cisim ele alalım, kapkara bir cisim olsun bu ve ısısal dengede olsun. Yani ısısı değişmesin, ve siyah olduğu için de üzerine düşen tüm ışığı, yani enerjiyi soğursun. Bu kuramsal cisme karacisim diyoruz. Bir karacismin radyodan gama bölgeye kadar tüm bu aralık boyunca enerji dağılımını veren matematiksel ifadeyi 1900 yılında Max Planck buluyor ve haliyle buna Planck denklemi adı veriliyor. 

Planck Denklemi

Bu denkleme koyduğumuz dalgaboyu aralığını küçük tutarsak ve adım adım ilerlersek, sabit sıcaklıktaki bir karacismin enerjisinin farklı dalgaboylarında nasıl değişim gösterdiğini bulabiliriz. Hatta bu zirve noktasının sıcaklığa göre yer değiştirmesi, ya da bir diğer deyişle kayması da “Wien Kayma Yasası” olarak bilinir. Cismin etkin sıcaklığı ne kadar yüksekse zirve noktası o kadar maviye, cismin etkin sıcaklığı ne kadar düşükse zirve noktası da o kadar kırmızıya kayar. Bunun en pratik örneği, Betelgeuse gibi kırmızı dev yıldızların Rigel gibi mavi yıldızlardan daha soğuk oluşu olabilir. 

Wien Kayma Yasası
Siyah Cisim Işıması
Kara Cisim Işıması

Peki gökkuşağını yıldızlara uygulamayı, yani yıldız tayfını kim bulmuş?

Burada da çok tanıdık bir isim çıkıyor karşımıza; Isaac Newton! 1900 yılında Max Planck karacismin enerji denklemini buluyor ama konunun temeli, neredeyse 250 yıl önce, 1666 yılında Newton’un Güneş ışığını ince bir delikten geçirip prizmaya yansıtmasının ardından ortaya çıkan rengarenk görüntüyü incelemesine kadar gidiyor. Yaptığı çalışmaları 1672 yılında bir makalede yayınlıyor. Burada renk dağılımını Kırmızı, turuncu, sarı, yeşil, mavi, lacivert ve mor olarak 7 bölgeye ayırdığını anlatıyor. Buradaki ilhamını 7 ana notadan aldığı söylenir ki muhtemelen de doğrudur çünkü böylesi geçişli bir renk skalasını bölgelere ayıracak olsak ilk aşamada turuncu, lacivert gibi renklere yer vermezdik. Zaten Newton’un 7 bölgesi de eş aralıklı değildir.

Bu yıllarda tayfbiliminin temeline dair ufak ufak bir çok adım atılıyor. Bilimin kümülatif ilerleyişine en iyi örnek teşkil edebilecek konulardan birisi bu konudur. 1800’lü yılların başında Alman fizikçi ve teleskop yapımcısı Joseph van Fraunhofer, Güneş ışığını incelerken görüyor ki gökkuşağında gördüğümüz o rengarenk yapının üzerinde, renklere iyice yakından bakınca, ya da yayılımı daha da arttırınca, üzerinde aydınlık ve karanlık çizgiler olduğunu fark ediyor ve böylece işler büyüyor. Bu çizgileri kataloglandırıyor ve sırf Güneş tayfında 570 tane buluyor. 

Bu konuyu iyi anlayabilmek için bir başka biliminsanı ile tanıştırmak istiyorum sizleri; Hans Wilhelm Kirchhoff. Kirchoff’un ışık tayfı üzerinde yaptığı çalışmalar sonucunda ortaya çıkardığı üç temel kural vardır. Bu kurallardan birincisi diyor ki, eğer elinizde sıcaklığı mutlak sıfırdan farklı olan bir cisim varsa, tüm dalgaboylarında bir miktar enerji salar. Yani böylesi bir cisimden süreklilik tayfı elde ederiz, tıpkı karacisim örneğinde olduğu gibi. 

İkinci kural diyor ki, ışık kaynağının önüne, kaynaktan soğuk ve daha az yoğunlukta bir gaz konulursa, buradan elde edilen tayfta karanlık çizgiler, yani soğurma çizgileri oluşur. Yani, az önce kuramsal olarak var ettiğimiz ve gökkuşağının her renginde kesintisiz bir tayf veren karacismin tayfında bazı kesiklilikler, karanlık çizgiler, enerji dağılımını grafiğe aktardığımızda enerji miktarında yer yer azalmalar varsa, bu cismin önünde kendisinden daha az yoğun ve soğuk bir gaz olduğunu tespit edebiliriz demektir.

Kirchhoff’un üçüncü kuralı da diyor ki, sıcak ama düşük yoğunluklu bir gaz bulutunun tayfını alırsak sadece belirli yerlerde parlak çizgiler, yani salma çizgileri gözlemleriz. 

a) Sürekli Tayf
b) Soğurma Çizgili Tayf
c) Salma Çizgili Tayf

Konuyu astronomik cisimlere uyarlayarak şöyle özetleyelim: Bir karacismin tayfına bakarsak, gökkuşağını görürüz, kesintisiz! 

Bir yıldıza bakarsak, gökkuşağının üzerinde kimi yerlerde karanlık çizgiler görürüz. 

Bir yıldızlararası gaz bulutuna bakacak olursak da, gökkuşağının kapkara bir bant olduğunu, ama üzerinde bazı yerlerde aydınlık çizgiler olduğunu görürüz. 

Peki Kirchhoff’un kanunları Planck ve Wien yasaları nasıl bir araya geliyor da yıldızları sınıflandırmamıza yarıyor?

Bu karanlık ve aydınlık çizgilerin dalgaboylarının, belirli atom ve moleküllerdeki elektronların, belirli enerji seviyeleri arasındaki geçişleri nedeniyle oluştuğu bilgisini yıldızlara uygulamak konunun kilit noktasıdır. Bir yıldızdan aldığımız tayfta gördüğümüz her bir tayf çizgisinden sorumlu bir element veya molekül var ve biz bunların hangileri olduğunu bilebiliyoruz. 

Artık yıldız tayfında gördüğümüz parlak ve karanlık çizgilerle yıldızdaki atomların enerji seviyeleri arasındaki ilişki kurmamız lazım. Diyelim ki elimizde tüm dalgaboylarında ışıma yapan bir karacisim var ve bu cismin önüne bir Hidrojen bulutu koyuyoruz. Hidrojen bulutundan geçip gelen ışığın tayfını aldığımızda 10,2 eV enerjiye sahip fotonların hiçbirinin tayfa bir katkısı olmadığını, bu nedenle de tayfın bu enerjiye denk gelen dalgaboyunda karanlık bir çizgi oluştuğunu görürüz. Bunun nedeni, 10.2 eV enerjideki tüm fotonların Hidrojen bulutundaki hidrojen atomları tarafından soğurulması ve Hidrojen’deki elektronların bu enerjiyi, atomun çekirdeği etrafındaki birinci yörünge seviyesinden ikinci seviyeye sıçramak için kullanmış olmasıdır. Yani Hidrojen bulutundaki hidrojen atomundaki elektronlar iyonize olmak için ihtiyaçları olan enerjiyi bizim karacisimden gelen ışıktan çalıyorlar, bize de tam bu yerde geride karanlık bir çizgi kalıyor. Benzer şey 1.89 eV için de geçerlidir, çünkü bu da ikinci seviyeden üçüncü seviyeye sıçrayan elektronların ihtiyaç duyduğu enerjidir.

Aynı spektrayı göstermenin iki yolu; solda dağınık ışığın resimleri ve sağda yoğunluk ve dalga boyunun grafikleri vardır. Gaz aynı olduğu için soğurma ve emisyon çizgisi spektrumlarındaki spektral çizgilerin modelinin aynı olduğuna dikkat edin.
Hidrojen atomunun yükseltgenmesi

Bunu yıldıza uyarlayacak olursak;

Karacisim yerine belirli bir sıcaklıkta bir yıldız ele alalım. Yıldızdan aldığımız tayfta gördüğümüz karanlık çizgiler, yıldızın atmosferi dediğimiz üst katmanındaki elementleri söyleyecektir. Tayftaki karanlık çizgilerin dalgaboyunun karşılık geldiği enerjiye bakarak, hangi elementin hangi elektronu tarafından emileceğini bulabiliyoruz. Benzer şekilde iyonize elementleri ve molekülleri de tespit edebiliyoruz. Bu bilgi de bize yıldızın sıcaklığını söylüyor, çünkü bir elementin iyonize olması için gerekli koşulların başında sıcaklık geldiğini biliyoruz. 

Peki tayfta Hidrojen’e ait hiç çizgi yoksa? Hidrojensiz yıldız mı olur?

Hiç Hidrojen çizgisi yoksa Hidrojen’in tüm atomları iyonize hale gelmiş, elektronlarını kaybetmiş demektir. Bunun olabilmesi için yıldızın çok sıcak, 10.000K’den de sıcak olması gerekir. Bir yıldız tayfında hiç Hidrojen görmüyorsak yıldızın 10.000K’den sıcak olduğu sonucuna varabiliriz. Tabii bunu onaylamak için başka element ve moleküllere ait çizgilerin varlığı ve yokluğuna da dikkat etmemiz gerekir, çünkü aşırı sıcak oluşuna benzer şekilde yıldız aşırı soğuksa, bu sefer de hiçbir elektronu bir üst seviyeye çıkarak enerji olmadığı için hiçbir Hidrojen çizgisi göremeyiz. 

Yani bir elementin çizgisinin yokluğu yıldızda o elementin olmadığı anlamına gelmez. Yıldızdan aldığımız tayfta hangi element ve/veya moleküllerin bir tayf çizgisi oluşturacağını belirlemede yıldızın sıcaklığı ve basıncı önemli rol oynar. Ancak yıldızın fiziksel koşulları el verirse bir tayf çizgisini gözlemleyebiliyoruz. 

Bir sonraki adım ise bu karanlık çizgilerin şiddetine bakarak söz konusu element veya molekülün bolluğunu tayin etmektir. Bu sayede yıldızın kimyasal yapısına ve doğasına ilişkin bir çok bilgiye de erişebiliyoruz. Astronomların yıldız tayfına bakarak yıldızın kimyasal oluşumunu belirleme sürecinin ardındaki temel böyle işliyor. 

Yayınımızı bitirmeden önce bir de AstroNotların 2021 gelişmelerini yeniden hatırlatmak istiyorum. Bildiğiniz gibi, 2021 itibariyle aylık takvimler yapmaya başladık. Emre Ekunt’un astrofotoğrafını çektiği Pelikan Bulutsusuna ev sahipliği yapan Nisan ayı takvimimiz ile telefon veya masaüstü arka planlarınızı şenlendirmek isterseniz sitemizi ziyaret edebilirsiniz. Poster şeklinde tasarladığımız bu takvimleri çıktı da alabilirsiniz. İkinci haberimiz ise yine yeni yapmaya başladığımız Kayıt Dışı bölümler! Yayınlarımızı kaydederken kayıt sırasında kırpılan ve eğlendiğimiz anlarımızı da dinleyicilerimizle buluşturmak istedik. Kayıt Dışı seslerimizi dinlemek için sosyal medyadan bizi takip etmeyi unutmayın!

astronotlar.space@gmail.com e-posta adresimize konuştuğumuz içeriklere dair düşüncelerinizi ve değinmemizi istediğiniz konuları yazabilir, bir kitap, link veya bilgi paylaşımında bulunabilirsiniz. Sosyal medya hesaplarımızı Instagram ve Twitter’dan “astro_notlar” olarak takibe almayı unutmayın! Facebook’tan vazgeçmem diyenler ise bizi AstroNotlar sayfasında bulabilirler. Gelecek hafta görüşünceye dek, gökyüzüne iyi bakın, hoşçakalın!

E-posta: astronotlar.space@gmail.com
Facebook: facebook.com/astronotlar.space
Instagram: instagram.com/astro_notlar
Twitter: twitter.com/astro_notlar
Anchor: anchor.fm/astronotlar

KAYNAKLAR VE GÖRSELLER

http://www.thestargarden.co.uk/Spectral-lines.html

https://htugcas.space/wp-content/uploads/2020/05/05_Spectra.pdf

https://htugcas.space/wp-content/uploads/2020/05/06_HR.pdf

https://space.fandom.com/wiki/Wien%27s_displacement_law

https://sites.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/ASTRO_122/lect6/lecture6.html

https://jila.colorado.edu/~ajsh/courses/astr1120_03/text/chapter1/L1outline.html

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak.