21 Ocak 2017 8 Şubat 2017 Ögetay Kayalı2334 Gösterim 0 Yorum Astronomi, Görsel Bölge Dışı Astronomi, Gözlem, Moröte, Ultraviyole, UV ışık
Dünya'nın atmosferi, belirli enerjilere sahip fotonlar için geçirgen değildir. 1015 ile 3x1016 Hz arasında enerjiye ve 10 nm ile 300 nm arasındaki dalga boyuna sahip moröte de bunlardan biridir. Atmosferimizde bulunan moleküller, bunlardan başlıcası ozon, morötenin atmosferden geçmesine izin vermez. Elbette bu tüm moröte dalgaların engellendiği anlamına gelmemektedir. Bu sebeple özellikle yaz günleri, Güneş ışığı altında uzun süre kalmak, oldukça fazla moröteye maruz kalmak anlamına gelecek. Fakat geçen bu moröte miktarı, atmosfere gelen ile kıyaslandığında oldukça azdır. Dolayısıyla morötede astronomik gözlemler yapabilmek için, atmosferin dışına, uzaya çıkmalıyız.
Moröte (UV) Çalışma Alanları
Güneş'ten gelen ışımanın yalnızca %8'den az bir bölümü 150-400 nanometre aralığındadır. 300 nanometreden küçük dalga boylarında Güneş'in yaptığı ışıtma ise, toplam ışımasının yalnızca %1'i kadardır.
Moröte aralığında 200 nanometreden büyük dalga boylarında, fotosferik süreklilik, esas soğurma çizgileri üzerine biner. Hidrojenin Balmer (365 nm) ve Lyman (91.2 nm) serileri, sürekli soğurmaya katkıda bulunur.
Güneş'e ait moröte gözlemlerin çoğu, sıcaklığın yükseldiği kromosfer tabakasında başlar, Güneş'ten gelen moröte ışımanın çoğu bu katmandan gelir. Diğer yandan, Güneş lekeleriyle ilişkili parlak yapılar olan fakülaların gözlemi yakın morötede yapılır. Bununla birlikte, özellikle Güneş tutulması sırasında koronaya kadar ulaştığı gözlenebilen, parlak yapılar olan fışkırmaların (prominence) gözlemleri de moröte bölgelerde yapılır.
Biliyoruz ki, moröte nispeten yüksek enerji bölgesinde yer alan bir dalga boyu aralığıdır. Her cisim sıcaklığından ötürü bir kara cisim ışıması yaptığından, sıcaklığı fazla olan bölgelerin morötede ışıma yapmasını bekleriz. Güneş'in en dış katmanı olan koronasında sıcaklık 106 Kelvin derecelere ulaştığı için bu bölgenin gözlemi de moröte ve X-ışını bölgesinde yapılabilir.
Aynı zamanda koronanın şekli, Güneş'teki aktivite çevrimine oldukça bağlıdır. Maksimum dönemindeyken korona, Güneş diskinin etrafında daha simetrik bir yapı gibi görünürken, minimum döneminde ise daha çok Güneş'in ekvator düzlemi üzerine yayılmış biçimdedir.
Enerjik olaylardan söz ederken, Güneş'te gerçekleşen parlamaları (flares) es geçmek olmaz. Bu parlamalar saniyede 1027 ile 1032 erg düzeyinde enerji açığa çıkarabilir. Neredeyse tüm dalga boylarında gözlenen parlamalar, moröte bölgede de genellikle 1-103 nm aralığında çalışılır.
Moröte, yüksek enerjiye sahip oluşundan ötürü, madde ile etkileşmeye oldukça eğilimlidir. Bir gezegenin atmosferine giren moröte, temel olarak aşağıdaki aşamalardan geçebilir:
Ortamdaki aerosoller (toz vb.) tarafından fotonların saçılması,
Atmosferde morötede ışığın soğurulması,
Atmosferde bulunan gazın uyartılması ve bunu takiben floresans ile salma işleminin gerçekleşmesi,
Kimyasal reaksiyonlara sebep olan fotoiyonizasyon ve fotoayrışma işlemlerinin gerçekleşmesi.
Güneş'ten çıkan moröte ışın, gezegenler ve uyduları üzerinde oldukça etkilidir. Eğer moröteye maruz kalan gezegenin bir atmosferi yoksa, moröte atmosferle etkileşmeden doğrudan yüzeye erişebilir. Böylelikle doğrudan moröteye maruz kalan gezegenin yüzeyinde bir takım kimyasal reaksiyonlar tetiklenebileceği gibi, erozyona da sebep olabilir (Merkür ve Ay'da). Eğer gezegenin atmosferi varsa, moröte ilk burayla etkileşime girecektir. Burada da moleküllerin dağılmasına ve oluşmasına sebep olan süreçleri başlatabilir.
Venüs'ün atmosferinde neden su olmadığı sorusunun cevabı, Venüs'ün maruz kaldığı moröte ışınım ile açıklanabilir. Eğer Venüs'ün atmosferinde H2O bulunsaydı, moröte bunu H2 ve O2'ye ayrıştırabilirdi. H2, Venüs'ün atmosferine tutunamaz ve kaçar, O2 ise kalırdı. Bu durumda Venüs'ün atmosferinde su yerine sadece O2 bulunurdu. Bu durum kaçan sera etkisi (runaway greenhouse effect) olarak adlandırılır.1,9
Aynı zamanda moröte, H2O'yu H ve OH'a ayırabilir. Bunun yanında CO (karbonmonoksiti) de karbon ve oksijene ayırılabilir. Yani en basit yaklaşımla moröte, moleküller üzerinde oldukça önemli bir etkiye sahiptir. Bunun yanında Güneş'te maksimum sırasında Venüs'ün iyonosferi, yüksekliğini artırır ve elektron sıcaklığı da neredeyse iki katına çıkar.
Güneş'ten gelen moröte fotonlar, Dünya'nın atmosferinin orta ve üst katmanlarını etkileyecek yeterlilikte enerjiye sahiptir. Özellikle Güneş'in aktivitesi sırasında meydana gelen iyonosferik elektron yoğunluğu değişimleri, EUV (extreme ultraviolet) dalga boyu aralığında gözlenir.
Morötenin Dünya atmosferi üzerine en önemli etkisi, ozonun oluşum sürecidir. O2 ile etkileşime giren moröte ışınlar, bu molekülü oluşturan oksijen atomlarını birbirinden ayırabilir. Aynı zamanda bir oksijen molekü (O2) ile bir oksijen atomunu (O) birleştirerek ozonun (O3) oluşmasına sebep olur. Bu reaksiyon sırasında araya katalizör görevi gören başka moleküller de girer, fakat onlar değişmeden çıkar. Bu yüzden Dünya'nın atmosferinde bulunan ozon miktarı, doğrudan Güneş'ten gelen moröte ışınımın miktarıyla bağlantılıdır.
Mars'ın atmosferinin çoğu CO2 (karbondioksitten) oluşur. Mars, her ne kadar ince bir atmosfer tabakasına sahip olsa da, atmosferinde bulunan yüksek oranda karbondioksit, moröte ışınımın yüzeye ulaşmasını önemli ölçüde engeller (özellikle 200 nanometreden kısa dalga boyuna sahip moröteyi). Atmosferdeki CO2 ile etkileşen moröte ışınım, aynı zamanda atmosferik parlamaya da (airglow) sebep olur. Bu parlamadaki gözlemden yola çıkarak, buna sebep olan hidrojenin kaçma miktarı ile ilgili hesaplamalar yapılabilir.
Merkür, Güneş'e yakın olması sebebiyle, Güneş'ten oldukça etkilenir. Yapılan çalışmalar, genç Güneş'in (0.5 - 1 milyar yıl) sebep olduğu güçlü Güneş rüzgarları ve EUV ışınımının, Merkür'ün erken atmosferini süpürdüğünü öne sürmektedir (Ribas et al. 2004). Bu yüzden Merkür'ün oldukça kararsız, ince bir atmosferi bulunur. Güneş rüzgarlarının Merkür'e uyguladığı basınç, Dünya'ya uyguladığından 7 kat daha fazladır.
Gaz devi olan gezegenlerin, kayaç yapılılara göre oldukça büyük olduklarını biliyoruz. Bunun yanında aynı zamanda özellikle Jüpiter, oldukça ilginç renk dağılımları da gösteriyor. Atmosferinin çoğu, hidrojen ve helyumdan oluşuyor fakat bunun yanında metan, amonyak, H2S ve su da bulunuyor. Jüpiter, Güneş'e uzak olmasından dolayı, çok az Güneş ışınına maruz kaldığından oldukça soğuk bir gezegendir. Bu sebeple yalnızca uçucu olan moleküllerin atmosferin üst katmanlarında bulunup, gelen moröte ışınımla etkileşmesini bekleriz. Zaten Güneş'ten uzak olması sebebiyle az bir ışınım alan Jüpiter, bir de düşük oranda yayınlanan moröteden yine de oldukça etkilenir.
Jüpiter ve benzeri dev gaz gezegenlerde görülen renk bantlarının varlığı, atmosferin farklı katmanlarında bulunan moleküllerin moröte ışınımla etkileşmesiyle açıklanabilir. Örneğin moröte ışınlar H2S molekülünü ayırdığında, bunu takiben gerçekleşen reaksiyonla S8 oluşur ve bu molekül sarı renktedir. Benzeri şekilde amonyum polisülfat (NH4)xSy turuncu, hidrojen polisülfat HxSy kahverengi renktedir.1,10
Kuyrukluyıldızlar ve Meteorlar
Kuyrukluyıldızlar özellikle çok basık yörüngeleri sebebiyle bazen Güneş'e oldukça yakın, bazen de oldukça uzak olurlar. Güneş'e yaklaştıkları zamanlarda, Güneş'ten gelen ışınımdan oldukça etkilenecekleri açıktır. Su molekülleri, Güneş'ten gelen bu moröte ışınımına maruz kaldığında; oksijen, hidrojen ve hidroksile (OH) ayrışabilir. Hidroksil, özellikle kuyrukluyıldız komalarında en çok bulunan bileşenlerden biridir.1,11
Daha önce de kayaç yapılı gezegenlerde bahsettiğimiz gibi, moröte ışınım, kuyrukluyıldızların yüzeyine etki edebilir. Bu noktada erozyon gibi konular yerine, ne tür kimyasal reaksiyonlar gerçekleşeceği oldukça önemlidir. Özellikle belirli koşullar altında, yaşamın temelini oluşturan kompleks moleküllerden aminoasitlerin oluşması mümkündür.1,12
Sıcak ve Büyük Kütleli Yıldızlar
Yıldız oluşumlarındaki dinamikler ve yıldızların çeşitli fiziksel özellik dağılımları, aynı zamanda farklı çeşitlilikte olayların vuku bulmasına neden olur. Bunlardan biri de Be yıldızlarıdır. Be yıldızları, 10,000 K ile 30,000 K etkin sıcaklığa sahip olan, saniyede 200 kilometre gibi oldukça yüksek dönüş hızına sahip, ışıtma sınıfları III ile V arasında değişen yıldızlardır. Şiddetli yıldızlar rüzgarları gösterirler ve önemli ölçüde kütle kaybı yaşarlar. Bu sebeple, yıldızın etrafını saran bir gaz diski bulunur.
Bildiğimiz üzere bir yıldız için oldukça sıcak olan bu yıldızlar, yüksek enerjili ışımaları Güneş'ten çok daha fazla yapacaktır. Özellikle etrafını saran bir gaz diski de bulunduğundan, salınan bu yüksek enerjili ışımanın diski etkilemesini bekleriz. Gerçekten de bu durum öyledir ve Be yıldızları, etraflarındaki yıldızlararası ortamı, saldıkları moröte ışınımla iyonize ederler. Bu etkileri birkaç yüz parseğe kadar erişebilir. Bu yüzdendir ki Be yıldızları, galaksilerin kollarındaki gazı ısıtmada oldukça önemli bir rol oynarlar.
Yıldız rüzgarlarıyla kütle kaybı oldukça önemlidir. Büyük kütleli yıldızlar, kütlelerin neredeyse yarısını bu şekilde kaybedebilirler. Bu yüzden galaksi evrimi üzerinde oldukça önemli bir role sahip olacakları açıktır.
Beyaz cüceler, Güneş benzeri kütleye sahip yıldızların, ömürlerinin sonunda dış katmanlarını uzaya salarak gezegenimsi bulutsu geçirdikten sonra geriye bıraktıkları, sıcak bir çekirdekten oluşan yıldız artıklarıdır. Beyaz cüceler, ömürleri boyunca soğumaya devam ederler, herhangi bir gelişim göstermezler. Bu yapılar oldukça sıcak olduklarından, morötede onları incelemek bize önemli bilgiler verir.
Beyaz cüceler üzerinde yapılan moröte araştırmalar sayesinde; hidrojence zengin, 40,000-50,000 K sıcaklığa sahip DA yıldızlarında, ağır elementlerin varlığı gözlenmiştir. Bunun yanında birçok yıldız sisteminin çiftli sistemler halinde bulunduğunu biliyoruz. Bu bileşenlerden birinin kütlesinin farklı olması durumunda, kütlesi fazla olan bileşen önce evrilir ve beyaz cüce aşamasına gelebilir. Yine moröte gözlemler sayesinde, beyaz cüce bileşene sahip olduğundan şüphelenilen çift sistemlerin gözlemleri gerçekleştirildi.
Bunun yanında, ortaya çıkan EUV akısı, etkin sıcaklığın (Teff) ve yüzeydeki kütle çekimin (logg) güçlü bir fonksiyonu olarak ifade edilebilir. Bu sayede EUV bölgede gözlenen akı, bu parametreler hakkında önemli ölçüde bilgiler verecektir. Yüzeydeki kütle çekimin ölçülmesi, kütlesi bilindiği takdirde yarıçapın belirlenmesi; yarıçapın bilinmesi takdirinde kütlenin belirlenmesi anlamına geldiğinden oldukça önemlidir.
Süpernovalar, büyük kütleli yıldızların ömürlerinin sonlarında geçirdikleri şiddetli patlamalardır. Yıldızda gerçekleşen nükleer reaksiyonlar sonucu hidrojenden başlatılan türetmeyle gelişen tüm elementler, bu patlamayla galaksi ortamına yayıldığından, yıldızlararası ortamın metalce zenginliğinden sorumludurlar.
Tip Ia süpernovalar, spektrumlarındaki hidrojen eksikliği ile karakterize olmuşlardır. Bir beyaz cüce bileşenin etrafında oluşan toplanma diskiyle, beyaz cüceye madde aktarımı sonucunda ortaya çıkarlar. Tip Ia süpernovalar, kozmoloji açısından oldukça önemlidir. Çünkü, spesifik bir ışıtma profiline sahiptirler. Eğer bir gök cisminin, evrenin herhangi bir yerinde aynı ışımayı göstereceğini bilirseniz, ölçtüğünüz ışımadaki azalmadan onun uzaklığını bulabilirsiniz. Bu sayede Tip Ia süpernovalar, kozmolojide standart mumlar olarak kullanılır. Çok parlak olmaları sebebiyle, çok uzaklardan görünebilmeleri de ayrı bir avantaj sağlar.
Tip Ia süpernovalarla ilgili önemli bir durum da, moröte spektrumlarının frekansla hızlı bir şekilde düşmesidir. Bu sebeple kısa dalga boylarında (<250 nm) Tip Ia süpernova gözlemi oldukça zordur.
Tip II süpernovalar ise, 8 Güneş kütlesinden büyük kütleli yıldızların ömürleri sonunda gerçekleşir. Tip Ia süpernovaların aksine, spektrumlarında hidrojen çizgileri gösterirler. Aynı zamanda süpernova öncesi oluşan çevresel materyal ile etkileşime giren püskürük, güçlü salma çizgileri oluşturur. Örneğin 124 nanometrede N V ve 155 nanometrede C IV. Aynı zamanda Tip II süpernovalar, güçlü sürekliliğe sahip, öne çıkan hidrojen çizgileri ve geniş P-Cygni çizgileri ile üst üste gelir.
Yıldızlararası Ortam (ISM)
Yıldızlararası ortama dair gözlemler oldukça önemlidir. Her şeyin başında, galaksi içerisindeki gaz ve toz dağılımını ifade ettiğinden, galaksinin evrimi, yıldızların yaşamları hakkında oldukça önemli bilgiler taşır. Yıldızlararası maddeye dair yapılan moröte gözlemleri sayesinde büyük miktarlarda H2 molekülleri keşfedildi. Ağır element bolluklarının sanılandan daha az olduğu bulundu. Eksik olan elementler ise, yıldızlararası toz parçacıkları tarafından tutulmuş durumdalar. Aynı zamanda nükleer süreçlerle ilgili araştırmalarda kilit rol oynayan döteryum bolluğu belirlendi. Bunun, büyük patlamadan kalan döteryum olduğu düşünülmektedir.
Moröte (UV) Uyduları
1960'lı yıllar ile 1980'lerin başlarında; ses roketleri, yüksek irtifa balonları ile Apollo ve Skylab gibi insanlı uzay görevleri ile gerçekleştirildi. Bunları takiben 1972 yılında Copernicus (OAO-3), 1978 yılında IUE (International Ultraviolet Explorer) fırlatıldı.1,2,3 ASTRO projeleriyle birlikte, moröte alanında önemli çalışmalar başlamış oldu.1,4
Orbiting Astronomical Observatory (OAO): 1966-1972 yılları arasında NASA tarafından fırlatılan dört uydu sayesinde, ilk yüksek kalite moröte (UV) gözlemleri elde edildi. Bunlardan sonuncusu OAO-3 (Copernicus), diğerleri arasında en uzun çalışan ve en başarılı verileri sunan oldu. Copernicus, bir moröte teleskop ve bir X-ışını algılayıcısı (dedektörü) taşıyordu ve 1972-1981 yılları arasında çalıştı. Yıldızlararası ortamda H2 ve CO moleküllerinin varlığını tespit etti. Aynı zamanda uzayda bulunan sıcak gazın dağılımını işaret eden O VI dağılımlarını da keşfetti.1,3
International Ultraviolet Explorer (IUE): 1978-1996 yıllarında çalıştı ve bu süre boyunca 115-320 nanometre arasında yüksek çözünürlüklü (0.01 nm) ve düşük çözünürlüklü (0.6-0.7 nm) spektrofotometri (tayf fotometrisi) verileri sundu. 104.000 adet galaktik ve ekstragalaktik nesnenin moröte spektrumlarını (tayflarını) elde etti.1,2
Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE): 1992-2001 yılları arasında çalışan EUVE, 7-76 nanometre aralığında çalıştı. Görüntüleme ve spektroskobik aygıtlarını kullanarak tüm gökyüzünün haritalanması üzerine çalıştı. Sıcak beyaz cüceler, koronal yıldızlar ve yıldızlararası ortam da çalışma alanlarıydı.1,7
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE): 1999-2007 yılları arasında çalışan bu uydu, uzak morötede (90.5-119.5 nm) 3000 nesnenin yüksek çözünürlüklü moröte spektrumunu elde etti. Yıldızlararası maddenin, galaktik ve ekstragalaktik nesnelerin kimyasal bileşenleri hakkında önemli bilgiler elde ettiği gibi, galaksilerin evrim modelleri ile uyuşan, yıldızlarda daha az döteryum yakıldığını gösterdi.1,5
Galaxy Evolution Explorer (GALEX): 2003-2012 yılları arasında çalışan GALEX, tüm uzayın haritasını çıkardı. 135 ve 283 nanometre dalga boylarında merkezlenmiş iki geniş banda sahipti. Galaksilerin evrimi üzerine önemli bilgiler verdi.1,6
Hubble Space Telescope (HST): 1990 yılında çalışmaya başlayan Hubble, bize harika görseller sunmasının yanında aynı zamanda 120-400 nanometre dalga boyunda ve yakın kızılötede çalışabiliyordu. Yüksek çözünürlüklü fotoğraflar (0.05 yay saniyesi) becerisine sahip Hubble, özellikle kuasarların yapılarına ve yıldızlararası ortama dair önemli bilgiler verdi.1,8
*Bu yazı, Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü'nde, Melike Afşar hocamız tarafından verilen Non-Optical Astronomy (Görsel Bölge Dışı Astronomi) dersi için hazırladığı ders notlarından derlenerek hazırlanmıştır. İçerisindeki bilgileri, fazla detaya girmeden ayıklamaya çalıştım. Bunlara ek olarak olabildiğince, konuyla alakası olabileceğini düşündüğüm kaynakları da ilgililer için ekledim.
1. Melike Afşar, Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, Non-Optical Astronomy (Görsel Bölge Dışı Astronomi) Ders Notları.
2. International Ultraviolet Explorer (IUE), <http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/IUE_overview>
3. Orbiting Astronomical Observatory (OAO), <https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/copernicus/copernicus.html>
4. ASTRO Projects, <http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraftDisplay.do?id=ASTRO-1>
5. Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), <http://fuse.pha.jhu.edu/>
6. Galaxy Evlotuion Explorer (GALEX), <http://www.galex.caltech.edu/>
7. Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE), <https://archive.stsci.edu/euve/>
8. Hubble Space Telescope (HST), <http://hubblesite.org/>
9. Runaway Greenhouse Effect, <https://www.nasa.gov/centers/ames/news/releases/2002/02_60AR.html>
10. Harold A. Papazian, The Colors of Jupiter, <https://www.jstor.org/stable/40673504>
11. V. A. Krasnopolsky et al., Water vapor and hydroxyl distributions in the inner coma of comet P/Halley measured by Vega 2 three-channel spectrometer TKS, <http://adsabs.harvard.edu/full/1988A%26A...203..175K>
12. Max P. Bernstein et al., Racemic amino acids from the ultraviolet photolysis of interstellar ice analogues, <http://www.nature.com/nature/journal/v416/n6879/abs/416401a.html>
← Vespidae - Baş Bölgesi
Yılan Saçlı Bulutsu: Medusa Bulutsusu →