Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Make your likes visible on Facebook?

Connect your Facebook account to Prezi and let your likes appear on your timeline.
You can change this under Settings & Account at any time.

No, thanks

Untitled Prezi

No description
by

Doğa Hoşgör

on 28 May 2013

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of Untitled Prezi

EVRENIN OLUSUMU YILDIZLARIN OLUSUMU YILDIZLARIN YAPISI Evrenin oluşumu ile ilgili en çok kabul gören görüş büyük patlama teroisidir. Bu teoriye göre evrendeki tüm madde başlangıçta bir aradaydı ve büyük bir patlama ile bu büyük kütle genişlemeye başladı. Büyük patlamanın etkisi ile evrenin bazı bölgelerinde toz ve gaz kümeleri oluştu. Sınırları çok büyük olan bu toz ve gaz bulutlarına nebula denir. Yıldızların oluşmaya başladıkları yerler nebulalardır. Yapilan gözlemlere göre, uzayın her noktasında bu gaz bulutlarının aynı yoğunlukta olmadığı tespit edilmiştir. Yoğunlaşmanin olduğu yerlerde kütle çekiminin daha kuvvetli olmasi gaz bulutunun kendini
daha da sıkıştırarak çok yüksek yoğunluklara ulaşmasını sağlar. Çünkü, kütle çekimi etkisi ile bu tanecikler birbirini çekerek bir yoğunlaşma başlatir. Birbirini
çeken taneciklerin kütlesi artmaya ve daha fazla tanecik çekmeye başlar. Bu şekilde kütle çekim kuvetinin artmasi ile yoğunlaşan madde bulutu, kendini daha da sıkıştırarak çok yüksek yoğunluklara ulaşmış
olur. İşte böyle bir durum Güneş'in ve diğer yıldızların
oluşum sürecinin başlangıcıdır. Yoğunlaşma devam
ederken kütle çekimi ile birleşen güçlü nükleer kuvvet, zayıf nükleer kuvvet ve elektromanyetik kuvvet gibi üç temel kuvvet, Güneş çekirdeğinin yapısını şekillendirmeye başlar. Çevresindekilere göre daha yoğun ve daha sıcak gaz ve toz yığını olan çekirdeğin oluşum süreci henüz çözümlenememiştir. Bununla birlikte gaz bulutunda, kütle çekim kuvvetinin etkisiyle içe doğru çökmenin ve büzülmenin başladığı bilinmektedir. içe doğru çökmenin serbest düşme şeklinde gerçekleştiği ilk anlarda yoğunluğun az olması nedeniyle parçacıklar arası çarpışmalar gerçekleşmez. Bu durum başlangıçta bir ilk basıncın olmadığını ya da iç basıncın oldukça düşük olduğunu gösterir. Ancak yıldızın kütlesi büyüdükçe dışarıdan içeriye doğru olan bu çökme ve büzülmeyi dengeleme eğiliminde olan nükleer patlamalar meydana gelir. Bu nükleer patlamaların
nedeni, dıştan içeri doğru çöken parçacıkların
çekim enerjilerinin hareket enerjisine dönüşmesi ve ısı şeklinde gerçekleşen bu dönüşümün, merkezin sıcaklığını
zamanla çok yüksek boyutlara ulaştırmasıdır. Çok sıcak gazlardan oluşan ve etrafına ışık ve enerji saçan çok büyük kütleli gök cisimlerine yıldız denir. Yıldızlarýn yapısındaki gazlar plazma hâldedir. Dev boyutlardaki nebulada toz ve
gazlar gelişi güzel bir dağılım halindedir. Yoğunluğu fazla olan yerlerde kütle çekim kuvvetinin etkisi ile tanecikler birbirlerini çeker. Bu çekim kuvvetinin etkisiyle tanecikler birbirine daha fazla yaklaşır, bir merkez etrafında yoğunlaşmaya başlar ve daha büyük kütleli bir çekirdek oluşturur. çekirdeğin kütlesi arttıkça çekim kuvveti artar böylece daha fazla tanecik kendine çeker. Nebulanın bir noktasında kütle çekim kuvvetinin etkisi ile oluşmaya başlayan bu çekirdeğe bebek yıldız denir. Yaklaşık 12-20 milyar yıl önce, küçük bir noktanın hızla genişleyerek patlamasıyla evren oluştu
BİG - BANG %71 %27 %2 Taneciklerin çekirdeğe doğru hareketi önceleri serbest düşme şeklindedir.
Ancak daha sonraları yoğunluğun artması nedeniyle tanecikler arasında çarpışmalar da gerçekleşmeye başlar. Çekirdeğe doğru hareket eden
tanecikler çarpışmalar sonucunda kinetik enerjilerini ısı enerjisi olarak çekirdeğe aktarır. Böylece çekirdeğin yoğunluğu ile birlikte sıcaklığı da artmaya başlar. 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 bebek yıldız 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. Yıldızların ömrünün büyük kısmını geçirdiği bu süreçte kütle çekim kuvveti ve füzyon reaksiyonlarının oluşturduğu basınç denge halindedir. Bu denge durumuna hidrostatik denge denir Güneş'in Yapısı Güneş’in yapısı, bazı katmanlara ayrılarak incelenir.
En içte füzyon reaksiyonlarının meydana geldiği çekirdeğe
nükleer tepkime merkezi denir. Bu bölgedeki
sıcaklık yaklaşık 15 milyon K dir. Kalınlığı Güneş yarıçapının
dörtte biri kadardır.
Merkezde açığa çıkan büyük enerjiyi elektromanyetik
ışıma yoluyla dış katmana ileten orta katmana ışıma
bölgesi denir. Kalınlığı 0,25 Güneş yarıçapından 0,7
yarıçapına kadardır. Sıcaklık 2 ile 7 Milyon K arasında
değişir.
ışıma bölgesinin elektromanyetik ışıma olarak taşıdığı
enerji, en dış katmanda madde hareketi ile taşınır. Bu
nedenle bu katmana taşıma bölgesi denir. Kalınlığı
200.000 km kadardır. Yüzeyinde sıcaklık 5700 K civarındadır Küçük kütleli ve orta kütleli yıldızların yaşam süreci:
Füzyon reaksiyonu sonucu yıldızlar kütle kaybetmeye başlar. Kütlesi küçük olan yıldızların ömürlerinin kısa olacağı zannedilebilir. Ancak durum bunun tam tersidir. Örneğin kütlesi Güneş’in kütlesinden küçük
olan bir yıldızın ömrü yaklaşık 200 milyar yıl iken Güneş büyüklüğündeki bir yıldızın ömrü 10 milyar yıl olabilir. Kütlesi 10 Güneş kütlesi kadar olan bir yıldızın ömrü ise 10 milyon yıl kadardır. Kütlesi azalan yıldızların yaşlanma süreci de başlamıştır.
Yaşlanma sürecine giren yıldızın çekirdek kısmı küçülerek
büzülürken dış kısımları genişler. yıldızın merkezindeki hidrojenin helyuma dönüşmesiyle yıldızın merkezi iyice ağırlaşır. Ancak merkezde yanacak hidrojen kalmayınca füzyon reaksiyonları içten dışa doğru kaymaya başlar. Merkez yoğunluğu ve sıcaklığının
artmasıyla yıldız genişlemeye başlar. Örneğin Güneş bu genişlemeyi gerçekleştirdiğinde dış yüzeyi Dünya’ya kadar uzanabilir. iç basıncın artışı sonucu bu şekilde büyümüş olan 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 büyüklüğü yaklaşık Dünya’nın dört katı kadar, kütlesi ise Güneş kadardır. Güneş’in kütlesi Dünya’nın kütlesinin 1 milyon katı olduðuna göre beyaz
cücenin yoğunluðu Dünya’nın yoğunluğunun yaklaşık 1 milyon katıdır. Beyaz cüceden alınan bir kaşık maddenin kütlesinin tonlarca olduğu anlaşılır. Beyaz cüce döneminde de devam eden tepkimeler sonucunda Güneş, yakıt olarak kullandığı tüm elementleri tükütücek ve demir elementine dönüştürecektir. bu durum hidrojenin kütle çekim, yüksek sıcaklık ve basınç etkisiyle başlayan dönüşüm sürecinin son noktasıdır. artık enerjisi tükenen, giderek sönmeye başlayan ve sonunda ışıması bitecek olan Güneş'in bu sonn dönemi bilim insanlarınca siyah cüce olarak adlandırılmaktadır. siyah cüceler yıldızların kozmik mezarları olarak da düşünülebilir. Büyük kütleli yıldızların yaşam süreci:
Büyük kütleli yıldızların doğuşu, enerji yaymaya başlaması ve genişleyerek kızıl dev oluşana kadar gelişim evreleri küçük kütleli yıldızların evrelerine benzer. Ancak büyük kütleli yıldızların kızıl devi çok daha büyük olduğundan bu aşamadaki yıldıza süper dev denir. Füzyon reaksiyonları sonucunda oluşan daha ağır helyum
atomları yıldızın iç kısmında toplanmaya başlar.
Merkezde toplanan helyum yoğunluğun ve sıcaklığın
daha da artmasına ve yeni füzyon reaksiyonların
başlamasına neden olur. Helyum atomlarının füzyonu
sonucunda daha ağır olan karbon atomları oluşur. Devamında karbon atomlarının füzyonu ile oksijen, oksijenin füzyonu ile neon, neonun füzyonu ile magnezyum, magnezyumun füzyonu ile silikon, silikonun füzyonu ile demir oluşur ve süreç sona erer. Dıştan içe doğru tabakalar halinde füzyon reaksiyonları sürer. En dış tabakada yanmamış hidrojen, içe doğru sırasıyla helyum, karbon, oksijen, neon, magnezyum, silikon, demir katmanları sıralanır. İçe doğru yoðunluðun artması ile kütle çekimi de artar. Ancak füzyon reaksiyonları sonucu açıða çıkan enerji kütle çekim kuvvetinin yıldızı içine çökertmesini önler. Çekirdekte demir atomlarının oluşması yıldızın ömrünün sonuna geldiðinin habercisidir. Merkezdeki demir füzyon reaksiyonları ile daha büyük atomlara dönüşemez ve hidrostatik dengenin sürekliliði için gerekli enerji saðlanamaz. Yıdızn merkezindeki demir kütlesi 1,4 Güneş kütlesine ulaştığında yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ve basınç o kadar artar ki demir atomlarının elektronları ve protonları birleşerek daha az yer kaplayan nötronlara dönüşür. Demir çekirdeğin çok daha küçük hacimli nötron çekirdeğe 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. Süper devin kocayeni patlamasından sonra bir miktar madde arta kalır. Arta kalan bu maddenin kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık 1,4 katı kadar ise kütle çekimine karşı koyamayan atomlar üst üste binerek sıkışır. Yoğunluk o kadar artar ki atomların elektron ve protonları nötronlara dönüşerek nötron yıldızları oluşur. Nötron yıldızları beyaz cücelerden daha yoğun ve daha küçüktürler. Kocayeni patlamasının ardından geriye kalan kütle ile ilgili iki durum gerçekleþir. Yıldızın kütlesi 5 - 15 Güneþ kütlesi kadar ise geriye bir nötron yıldızı kalır. Bu nötron yıldızının çapı birkaç km kadar, kütlesi ise Güneş’in kütlesi kadardır. 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 Yıldızlarda meydana gelen füzyon reaksiyonları sonucu açığa çıkan enerji ışıma yoluyla uzaya yayılır. Tüm yıldızlar etraflarına ışık saçar. Gök cisimleri hakkında edindiğimiz tüm bilgileri yıldızlardan bize ulaşan ışığı analiz ederek ediniriz.
Işık bir enerji türüdür ve boşlukta saniyede 300 bin km hızla hareket eden elektromanyetik dalgadır. 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 y 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. Bu özellikten yola çıkan gök bilimciler yıldızlardan gelen ışığın tayfını inceleyerek
yıldızın yapısında hangi elementler olduğunu anlayabilmişlerdir. Evrende Uzaklık, Kütle, Sıcaklık ve Yarıçap Bakımından Farklı Birçok Yıldız Vardır Bir yıldızın uzaklığını ölçmede farklı metotlar olmakla birlikte bilim insanlarının yakın yıldızlar için kullandığı teknik paralaks olarak adlandırılan üçgenleme tekniiğidir. Paralaks; bir objenin pozisyonunun gözlemci pozisyonuna bağlı olarak değimesidir. 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 doðru olur. Bu nedenle astronomlar 6 ay ara ile ölçümlerini yaparlar Yıldızların Sıcaklığı Paralaks açısı çok küçük bir açıdır . Bu nedenle ölçüm ve hesaplamalarda açı saniye birimi kullanýlýr. 1açısaniyesi 1 derecenin 3600 de biridir.

Paralaks açısı 1'' (1 açýsaniye) olan gök cisminin uzaklığına 1 parsek (pc) denir. Bu hesaplamanın yapılmasında kullanılan üçgende paralaks açısının karşısındaki kenar Güneş ile Dünya arası uzaklıktır.

1 Parsek 3,09 x 1013 km ya da 3,26 ışık yılına eşittir.

Paralaks açısı bilinen bir yıldızın güneşe olan uzaklığı;
d=1/p ile bulunur. Bilim insanlarının yıldızlar hakkında bilgi edinme yollarından biri de sıcaklık ölçümüdür. Yıldızların yüzey sıcaklığının tespit edilmesinde Wien yasası kullanılır. Bu yasa; ışıma enerjisi şiddetinin frekansa göre dağılımında, zirve değerine karşılık gelen dalga boyunun sadece sıcaklığa bağlı olduğunu ifade eder. bir başka ifadeyle tüm cisimler elektromanyetik ışıma yaparlar ve bir cismin ışıma enerjisi o cismin en fazla ışık verdiği dalga boyuyla ilişkilidir.

T= wien sabiti maximum
dalga boyu yıldızın en yoğun ışınım gerçekleştirdiği dalga boyu. (nm) Parlaklık Yıldızların Parlaklığı ve Işınım Gücü Bir yıldızın bir saniyede uzaya yaydığı enerji miktarına ışınım gücü denir. L ile gösterilir. Güneş’in ışınım gücü 4x1026 watt tır. Cisimlerin sıcaklıkları arttıkça ışınım güçleri de artar. Bu nedenle cisimlerin ışınım güçleri sıcaklıklarına bağlıdır. Bir yıldızın parlaklığı, yıldızın yüzeyinden bir saniyede yayılan enerji miktarına bağlıdır.
Stefan - Boltsman yasası olarak bilinen yasa ile bir yıldızın
ısınım gücü; Bir yıldızın parlaklığı ise ışığın yayılma doğrultusuna dik birim yüzeye düşen ışık miktarıdır.
Yıldızların parlaklığı ile ilgili bilinen ilk çalışmalar Hipparchos (MÖ 190 - 125) adlı bilim adamı tarafından
gerçekleştirilmiştir. Çıplak gözle yaptığı gözlemler sonucunda Hipparchos yıldızları parlaklıklarına göre 1 den 6 ya kadar sınıflandırdı. Bu sınıflandırma ölçeğine kadir ölçeği denir. Hipparchos en parlak yıldızları 1. kadir, en sönük yıldızları 6. kadir olarak niteledi. Diğer yıldızların parlaklıklarını bu aralıkta 2, 3, 4, 5. kadir olarak sınıflandırdı. Ancak yapılan bu sınıflandırmalar çıplak gözle yapılmıştı. Yeni gözlem araçlarının keşfi ile 1. kadirden çok daha parlak, 6. kadirden çok daha sönük yıldızlar keşfedildi. Bu ölçü birimine sadık kalınarak 1. kadirden daha parlak yıldızların parlaklığı (–) ile ifade edildi. Kadir, rakamýn üzerine yazýlan m harfi ile gösterilir. Örneðin 3m üçüncü kadiri, 3m,2 ise 3,2 kadiri gösterir.
Cisimlerin parlaklýðý uzaklýðýna göre deðiþir. Bu nedenle
yýldýzlarýn parlaklýðýnýn daha doðru kýyaslanabilmesi
için astronomlar yýldýzlarýn parlaklýðýný 10 parsek uzaklýðýna
göre ölçerler. Bu uzaklýða göre bir yýldýzýn parlaklýðýna
salt parlaklýk (salt kadir) denir. Işık kaynağından yayılan ışık ışınları her yönde yayılır. Kaynak bir kürenin merkezinde gibi kabul edildiğinde kaynaktan uzaklaştıkça ışığın oluşturduğu parlaklık uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak azalır.
Görünen parlaklık m ile gösterilir ve;

m= L 4πd2 m–M = 5 log d – 5
formülü ile parsek cinsinden d uzaklığındaki bir yıldızın salt parlaklığı M hesaplanýr. 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. Güneş'in Atmosferdeki Işınım Gücü Atmosfer dışına saniyede düşen ışık enejisi 1365 watt/m2 dir ve bu değer Güneş sabiti olarak bilinir. Ancak atmosferin etkisi ile yeryüzünde metrekare başına saniyede ulaşan Güneş enerjisi yaklaşık 1000 watt tır. Güneş panelleri kullanılarak bu enerji çeşitli
alanlarda kullanılmaktadır. Bir yıldızın yapısının anlaşılmasında sıcaklık ana unsurdur. Yıldızların tayf çizgileri ve sıcaklıkları kullanılarak yeni bir sınıflama yapıldı. Ýncelenen tayflar başlangıçta hidrojen tayfı çizgilerinin şiddetine göre sınıflandı. Hertzsprung - Russel Diyagramý En şiddetli olanlara A olmak üzere B, C, D.... O’ya kadar sınıflama yapıldı. Tayfta (Ca, Fe gibi) diğer element ve molekül çizgileri de göz önünde bulundurularak yeniden sıralama yapılınca, O - B - A - F - G - K - M sınıfları ortaya çıktı. Bu bir sıcaklık ve bir renk sıralamasıdır. Hertzsprung - Russel diyagramı (H - R diyagramý), yıldız tipleri ve yıldız sıcaklıklarının karşılaştırılması ile ilgili oluşturulmuş bir diyagramdır. Yıldızların belirtilen bu özelliklerine göre H - R diyagramına yerleştirildiklerinde aşağıdaki grafikteki gibi bir görünüm elde edilir. Bu diyagramda Güneş ortalarda yer alır. Diyagramda sıcaklık soldan sağa doru azalır. Mavi renkli O tipi yıldızlar solda, kırmızı renkli M tipi yıldızlar sağda yer alır. Diyagramda belirli yerlerde kümelenmeler
dikkati çeker. Bu kümeler aynı özellikte yıldızlardır. Sol üstten sağ alta doğru uzanan grup anakol yıldızlarıdır ve tüm yıldızların %90 ını oluştururlar. Anakol
altında beyaz cüceler, üstünde ise kızıl devler grup oluşturur. Bir yıldız yaşamına anakolda başlar kızıl dev ya da beyaz cüce olarak devam eder. Yıldızların Ölümü Yıldızların yaşam süreçlerinin ne şekilde son bulacağı yıldızların kütlesine göre gerçekleşir;
Kütlesi Güneş kütlesinden (1 M = 1 Güneþ kütlesi) küçük olan yıldızların kendi üzerine çökmesi daha yavaş gerçeklşþir ve bu yıldızlar kahverengi cüce ya da beyaz cüceye dönüşürler. Kütlesi 1 M - 5 M arasında olan yıldızların çökmesi orta hızda gerçekleşir ve beyaz cüce evresinden sonra siyah cüceye dönüşerek ölürler. Kütlesi 5 M - 15 M arasında olan yıldızların çökmesi hızlı gerçekleşir. Kocayeni patlaması ile ölür ve nötron yıldızları oluşur. Kütlesi 15 M den büyük olan yıldızlar kocayeni patlaması ile ölür ve kara delikleri oluştururlar. Gök adalar Kütle çekim kuvveti ile birbirlerine bağlı olarak hareket eden çok büyük yıldız topluluğuna gök ada (galaksi) denir. Galaksilerde milyarlaca yıldız olduðu hesaplanmıştır. Galaksilerin yapısında yıldızlar haricinde uçsuz
bucaksız toz ve gaz bulutları da bulunur. Bilim insanları evrende 100 milyar galaksi olduğunu tahmin etmektedirler. Bir galakside 100 milyardan fazla yıldız olduğu düşünüldüğünde evrenin ne kadar dev boyutlarda olduğu anlaşılabilir. Sarmal gök adalar: Merkeze doðru sarýlan iki ya da daha fazla kola sahiptir. Merkezi þiþkin bir disk þeklindedir. Gök adanýn kollarýnda genç yýldýzlar, merkeze doðru ise daha
yaþlý yýldýzlar yer alýr. Sarmal gök adalar merkezlerinin büyüklüðüne göre ve kollarýnýn özelliklerine göre alt sýnýflara ayrýlýrlar. Büyük çekirdek ve
sýkýca sarýlmýþ kollarý olan sarmal gök adalar Sa, orta büyüklükte çekirdek ve sýkýca sarýlmýþ kollarý olan sarmal gök adalar Sb, küçük çekirdek ve gevþek sarýlmýþ kollarý olan sarmal gök adalar Sc, çok küçük çekirdek ve çok gevþek sarýlmýþ kollarý sarmal gök adalar Sd olarak isimlendirilir. Sarmal gök adalar sarmal kollarýn baþlangýç þekline göre eksenel simetrik ve çubuklu sarmal olarak da iki gruba ayrýlýr. Eliptik gök adalar: En büyük ve en fazla bulunan gök ada türüdür. Bir çoğu küre şeklindedir. Ancak bazıları basık küre şeklinde de olabilir. Eliptik şekillerinin basıklık durumlarına göre sınıflandırılır. Merkezleri çok parlaktır. Yapılarında çok az toz ve gaz bulunur. Genelde yaşlı yıldızlardan oluşur. Toz ve gazın az olması nedeniyle yeni yıldız oluşumu nadiren gerçekleşir. Düzensiz gök adalar: şekilleri diğer gök ada şekillerine benzemeyen gelişigüzel 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. Gök Adalar Normal gök adalar Normal olmeyen gök adalar Etkileşimli gök ada Aktif gök ada Radyo gök adaları Seyfert gök adaları Yıldızsılar(Kuarzlar) Etkileşimli gök adalar:
Komþu gök adalar ile etkileşim
halindeki gök adalardýr. Aktif gök adalar:
Bu gök adalarýn merkezlerinden çok büyük miktarlarda enerji yayýldýðý tespit edilmiþtir. Tespit edilen gök adalarýn yaklaþýk %10 u bu grup gök adalardýr.
1)Radyo gök adaları: enerji bandının radyo dalgası frekansı arakığında elektromanyetik dalga yayan gök adalardır ve genellikle eliptik bir şekle sahiptirler.
2)Seyfert gök adaları: sarmal şekillidirler ve şekilleri olağanüstü parlaklığa sahiptir.
3)Yıldızsılar: gözlemlenebilen evrende en uzak ve oldukçe parlak olan aktif gökadalardır ve isimlerini kendilerine ait ilk fitiğraflardaki görünümlerinin yıldızlara benzemesinden almaktadırlar. Samanyolu ve Gök Adasının Özellikleri Günes ve etrafındaki gezegenlerden oluşan Güneş sistemi, Samanyolu gök adası içinde yer alır. Çapı yaklaşık 100 000 ışık yılı olan Samanyolu gök adasýnda yaklaşık 100 milyar yıldız olduğu hesaplanmaktadır. Güneş sistemimiz gök ada merkezi etrafındaki bir turunu 225 milyon yılda tamamlar. 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 yıldızların çokça olduğu anlamına gelir. Hale Samanyolu gök adasının önemli bir unsurudur. Merkezi kabarık bölge ve disk yapısını kapsar. iç hale ve dış hale olarak iki kısımda incelenir. iç hale görünürdür ve merkezi kabarıklıktan dışa doğru 65 000 ışık yılı
uzaklığı kapsayacak biçimdedir. Samanyolu gök adasının dış halesinin ötesinde Samanyolu gök adasının da dahil olduğu yerel küme adı verilen gök ada topluluğu bulunur. Yıldızsıların Özellikleri Yıldızsıların diğer bir adı da kuarz dır. Yıldızsıların
bazıları radyo gök ada özelliği gösterir. Bazıları da
hem seyfert hem de radyo gök ada özelliği gösterir ve merkezlerinde güçlü ışıma ile birlikte sıcak gaz çıkışı gözlenir. Yıldızsıların çok uzak olmaları, onlardan gelen ışığın spektrumundaki kırmızıya kaymanın diğer gök cisimlerine göre en büyük olması ile anlaşılmıştır. şimdiye kadar tespit edilmiş astronomik gök cisimlerinden kırmızıya kayması en büyük olanlar yıldızsılardır. Kırmızıya kayması ölçülen bir yıldızsının bizden uzaklığı yaklaşık
10 milyar ışık yılı olduğu tahmin edilmektedir. Bu
uzaklıktaki bir yıldızsının bu derece parlak görünebilmesi için parlaklığının Samanyolu gök adasının parlaklığından 1000 kat daha fazla olması gerektiği anlaşılmıştır. Doppler Etkisi Yıldız ya da gök adalardan gelen ışık tayfı incelendiğinde gelen ışınımlara ait tayf çizgilerinin kırmızı bölgeye doğru kaydığı anlaşıldı. Doppler etkisinin bir sonucu olan bu olaya kızıla kayma denir. Kızıla kayma olayında gelen fotonlar daha düşük frekanslara (enerjiye) ya da daha büyük frekanslara doğru kayar. Doppler etkisi hareketli cisimlerden gelen dalgaların frekanslarındaki değişimi inceler. 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. Evrenin Genişlemesi ve Yaşı Hareketli bir ışık kaynağı bizden uzaklaşıyorsa bu kaynaktan gelen ışığın dalga boyunu daha büyük ölçeriz. Kaynak bize yaklaşıyor ise dalga boyunu daha kısa algılarız. 1920’li yıllarda bilim insanları Edwin Hubble ve Lundmark ise yaptıkları araþtırmalarda cisimler ne kadar uzakta ise tayflarındaki kırmızıya kaymalarının da o kadar büyük olduðunu fark ettiler. Bu durum aynı zamanda bizden uzak olan cisimlerin bizden daha hızlı uzaklaştığı sonucunu da ortaya çıkarır. Gök adaların Dünya’dan uzaklaşma hızları ile uzaklıkları orantılıdır. Bu durum Hubble yasası olarak adlandırılmıştır.
Bu grafiğin eğimi sabittir ve Hubble sabiti olarak bilinir. Herhangi bir gök adanýn bize olan uzaklığı d, bu uzaklığı kat etme süresi T alınırsa gök adanın bizden uzaklaşma hızı v=d/T olur.
Hubble yasasýnda (v = H /d) v yerine d/T yazalım:
d/t=HXd ise T=1/H olur.
Burada elde edilen T değerine Hubble zamanı denir ve TH ile gösterilir.
Evrenin yaşı:
TEVREN=2/3TH=2/3 H’dır Evrenin Boyutları
Evrende en çok bulunan element hidrojendir. Evrende en çok bulunan hidrojen elementinin 1 gramında yaklaşık 10(üzeri)24 tane hidrojen atomu vardır. Kütlesi 2 x10(üzeri)33 gram olan Güne’in yapısında 10(üzeri)57 atom, 100 milyar yıldız bulunan Samanyolu gök adasında
10(üzeri)68 atom, milyarlarca gök adadan oluan evrende ise 10(üzeri)78 atom olduğu hesaplanmaktadır Kozmik Ardalan Işıması
Evren sürekli genişlemekte. Öyleyse bu genişlemenin bir başlangıcı olmalıdır. Bu durum büyük patlama teorisini destekleyen önemli delillerden biridir. 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 gök adalar oluşmutur. Evren genişlemeye, aynı zamanda yoğunluğu azalarak soğumaya baladı. Bu süreç sırasında evren plazma haldeydi. Serbest haldeki elektronlar nedeniyle evren opak bir görünümde ve ışığın yayılmasını engelleyen bir yapıdaydı. Evrenin sıcaklığı 3000 kelvine
düştüğünde atomlar oluşmaya başladı. Atom çağının başlamasıyla 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. Optik teleskoplar ile uzayı gözlemlediğinizde yalnızca görünür ışık dalga boyundaki elektromanyetik dalgaları gözlemleyebilirsiniz. Mikrodalgalar elektromanyetik spektrumun radyo dalgaları sınıfındadır. Uzayda çok daha farklı dalga boylarında ışınımlar vardır. Evrenin Geleceği Evren şu an dahi genişlemeye devam etmektedir. Ancak genişleme sonsuza dek devam edemeyebilir. Evrenin tüm kütlesi aynı zamanda genişlemenin zıttına merkeze doğru da bir çekim oluşturmaktadır. Genişleme ve içe doğru olan iki kuvvetin arasındaki çekişme üç muhtemel sonucu doğuracaktır.
1. Evren sonsuza dek gelişmeye devam edecek.
2. Evrenin genişlemesi yavaşlayacak bir limit değerde
duracak.
3. Evrenin genişlemesi duracak ve geriye kendi üzerine
merkeze doğru çöküş başlayacak. Yıldızların yaşam evrelerinde kütleleri belirleyici olduğu gibi evrenin geleceği de kütlesine bağlı olarak gelişecektir. Kütle miktarı yeterli değilse kütle çekim kuvveti zayıf kalacak ve genişlemeyi durduramayarak
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 artı
sonunda evren son bulabilir ya da tekrar büyük bir patlama gerçekleşebilir. Tüm bu açıklamalar astronomların ortaya koyduğu bazı tahminlerden ibarettir.
Full transcript