5.2 Yıldızlararası
Madde
Uzay boşluğu sanılan yıldızlararası
ortamda madde vardır; ancak, bu maddenin yoğunluğu yıldızlardaki yoğunluktan
milyonlarca kez daha azdır. Yıldızlararası madde, gaz ve toz parçacıklarından
oluşur. Örneğin, 1 cm3 lük yıldızlararası uzayda ortalama olarak bir
atom ve 1 km3 lük uzayda ise 25-50 arasında küçük parcacık
bulunur; buna karşın, Yer'de, deniz seviyesinde, 1 cm3 lük hacimde
milyarlarca molekül bulunmaktadır.
Yıldızlararası ortamdaki maddenin
içeriğine biraz daha ayrıntılı bakıldığında aşağıdaki elemanlardan oluştuğu
görülür:
a) Sıcaklığı 10-10 000°K arasında olan ve soğuk
madde olarak kabul edilen nötr ya da iyonlaşmış gaz, moleküller ve toz
parcacıkları, ışınım gücü yüksek, sıcak yıldızlar, uzaya yaydıkları enerji ile,
çevrelerindeki gazın sıcaklığını yükseltirler ve gazı iyonlaştırırlar. Gözlenen
iyonlaşmalardan, ortamdaki sıcaklığın 10 000°K civarında olduğu sonucu
çıkarılmaktadır. Yıldızlararası ortamda enerjisi veya sıcaklığı daha fazla olan
başka madde olduğundan; sıcaklığı 10 000°K'e kadar olan maddeye soğuk madde
denilmektedir.
b) Enerjisi veya sıcaklığı çok daha
yüksek olan ve kozmik ışınlar denilen atom çekirdekleri,
c) Bildiğimiz Röntgen ışınları,
morötesi ışınlar ve genel olarak elektromanyetik ışınlar,
d) Çok yüksek enerjili ve nötrino
denilen, Büyük-Patlama (Big-Bang) sonucu ortaya çıkan ve yıldızların evrimleri süresinde
salınan parçacıklar,
e) Manyetik alan.
1944 yılında Hollanda'lı Van de
Hulst, hidrojen atomunun 21 cm de bir radyo dalgası yaydığını ve bunun
gözlenebileceğini öngörmüştür. Yıldızlararası ortamda en bol hidrojen olduğu
için söz konusu buluş oldukça önemlidir. Daha da önemlisi radyo dalgaları
yıldızlararası ortamdaki kozmik tozlardan etkilenmemektedir veya kozmik tozlar
tarafından soğurulmamaktadır. Böylece çok uzaklardaki gök cisimlerinden gelen
radyo yayınları gözlenebilmiştir. Optik astronomiye göre radyo astronominin
gücü, radyo dalgalarının bu özelliğinden kaynaklanmaktadır.
1945 yılında 2. Dünya Savaşı
bittikten sonra bilim adamları sivil görevlerine döndü. Savaş süresince bilimsel
birikimler ve teknolojik gelişmeler oldu. Bu birikim radyo astronominin hızla
gelişmesini sağladı. Radyo teleskoplar gelişti. Böylece yıldızlararası maddenin
yapısının ayrıntılı olarak incelenmesi kolaylaştı. Galaksimizdeki nötr hidrojen
gazının dağılım haritası çıkarıldı. Yıldızlararası ortamda soğuk bölgelerde ve
hidrojen atomu gibi radyo yayını yapan birçok molekül keşfedildi. Bugün
yıldızlararası ortamda canlıların yapısında bulunan organik maddeleri içeren 45
ten fazla molekül gözlenmiştir. Bunlardan bazıları; su buharı, formik asit,
metil alkol, formaldehid ve hidrojen siyanürdür. Bu moleküllerin çoğu 1970 li
yıllardan sonra gözlenmiştir.
Bulutsular (Nebulae, Tekil:
Nebula)
Yukarıda söz edilen yıldızlararası
ortamdaki gaz ve toz yer yer (yoğunluğu 10 cm-3 ile
106 cm-3 arasında değişen) birikintiler oluşturur. Bunlara, bulut ya da
bulutsu (nebula) denir. Bulutsular Saman Yolu içinde görüldüğü gibi, başka
galaksiler içinde de gözlenmektedirler. Optik olarak parlak görünenleri olduğu
gibi, karanlık görünenleri de vardır. Ancak, içerdikleri madde aynıdır.
Farkları, içlerinde ışık kaynağının olup olmamasındadır. Son tahminlere göre
yıldızlararası maddenin % 99'u gaz ve geriye kalan % 1'i de küçük toz
parçacıklarından ibarettir. Yıldızlararası ortamda gaz ve toz beraberce
bulunurlar. Ancak, kütle olarak gazın toza oranı 100'e 1 gibidir. Yıldızlararası
ortamda, temelde hidrojen, ve bir miktar helyum, karbon, azot, oksijen, neon,
demir ve bunun gibi elementler bulunmaktadır. Bu kimyasal yapı genç yıldızların
yapısını andırmaktadır. Böylece yıldızların, yıldızlararası gaz ve toz
bulutlarından oluştuğu anlaşılmaktadır. Yıldızlararası ortamda çeşitli boyut ve
kütlelerde bulutsuya rastlanmaktadır. Örneğin, boyutları 0.1 ışık yılı ile 35
ışık yılı arasında olan toz bulutları gözlenmektedir. Buna karşın dev molekül
bulutlarından da söz etmek gerekir. İsminden de anlaşılacağı gibi molekül
bulutları içinde hem çeşit hem de sayı bakımından daha çok molekül
bulunmaktadır. Molekül bulutları karanlık bulutsulardan hem daha yoğun hem daha
sıcak hem de hacim olarak daha büyüktür, genellikle ışınım yayan bulutsuların
yakınında bulunurlar. Bulutsuların kütleleri tipik olarak 60-100 güneş kütlesi aralığında
olmakla beraber daha küçük ve daha büyük olanları da vardır.
Şekil 5.4: Orion (Avcı)'daki Büyük
bulutsu bir Parlak bulutsudur
Birkaç farklı tipte bulutsu
vardır:
Parlak bulutsular: Yakınında
çok sıcak bir yıldızın veya birden fazla yıldızın aydınlattığı ve bunun sonucu
ışık saçan bulutsular, parlak bulutsular olarak adlandırılır. Kimi parlak
bulutsular yalnız aydınlatan yıldızın ışığını yansıtırlar; bunlara, bazen
yansıma bulutları da denir. Çoğunda ise aydınlatan sıcak yıldızın yaydığı yüksek
enerjili ışınlar bulutsu içindeki hidrojen gazı tarafından soğurulur ve daha
sonra Hα olarak tekrar salınırlar. Bu nedenle bu tip bulutsulara, bazan
salma bulutsuları da denir. Güneşin de içinde bulunduğu "Orion" sarmal kolu
içinde bulunan Orion takım yıldızındaki Büyük bulutsu bu tipe bir örnektir
(Şekil 5.4).
Karanlık bulutsular: Saman
Yolu'nun teleskoplarla fotografı çekildiğinde yer yer karanlık bölgeler dikkati
çeker. Seksen veya doksan yıl önce ilk gözlendiklerinde, bu bölgelerin birkaç
yıldızın bulunduğu delikler olduğu sanılmıştı. Ancak, şimdi biliyoruz ki
karanlık görünen bu görüntüler büyük gaz ve toz bulutlarıdır. Daha uzaktaki gök
cisimlerinden gelen ışığı engellerler ve geçirmezler, bu sebeple karanlık
görünürler. Bu tip bulutsuların arkasında kalan bölgelerdeki gök cisimlerini
görmemiz olası değildir. Yine Orion takım yıldızı içinde bulunan Atbaşı
Bulutsusu bu gruba iyi bir örnektir (Şekil 5.5).
Şekil 5.5: Orion: Atbaşı karanlık
bulutsu
Şekil 5.6: Çalgı takım yıldızında
Yüzük bulutsusu
Gezegenimsi bulutlar: Bazı
yıldızlar yaşamlarının belli bir evresinde patlama gösterirler ve dış
katmanlarındaki maddeyi uzaya atarlar. Uzaya atılan madde yıldızın etrafında ve
çekim alanı içinde kalır. Bunu soğanın dışındaki birkaç katmanın göbek kısmından
ayrılması gibi düşünebiliriz. Ayrılan ve kabuk şeklindeki bulutsu dışa doğru
yavaş yavaş genişler. Bunlar, merkezi yıldız etrafında kabuk oluştururlar.
Esasen gezegenlerle hiçbir ilgileri yoktur. Ancak görünüşü, teleskoplarla
bakıldığında gezegenlerin görünüşünü andırdığı için bu adla anılmaktadırlar.
Çalgı (Lyra) takım yıldızı içindeki Yüzük bulutsusu bu tipe güzel bir örnek
oluşturur (Şekil 5.6).
Şekil 5.7: Boğa takım yıldızında
Yengeç bulutsusu
Süpernova kalıntıları: Boğa
takım yıldızı içindeki Yengeç bulutsusu buna en güzel örnektir (Şekil 5.7).
Belli bir kütleye sahip olan yıldızlar, yaşamlarının belli bir evresinde
şiddetli bir patlama geçirirler. Kütlelerinin yarısından fazlasını uzaya
atarlar. Geriye, sıkı, ekseni etrafında milisaniyelik dönme periyodu olan ve
bugün nötron yıldızı olduğunu bildiğimiz atarca (pulsar) kalır. Atılan gaz
kütlesi merkezdeki yıldız etrafında yavaş yavaş genişleyen bulutsuyu oluşturur.
Yengeç bulutsusu böyle oluşmuş bir bulutsudur. Onu oluşturan patlamayı Çinliler
1054 yılında gözlemiş ve gündüz ikinci bir güneş gibi bir süre izlemişlerdir,
çünkü patlama sonucunda yıldız parlaklığını milyon kez artırmaktadır. Benzer bir
oluşum 1987 yılında Büyük Macellan Bulutu içinde de gözlenmiştir. Ancak bu
süpernova çok uzak (yaklaşık 160000 ışık yılı) olduğu için gündüz görülememiş,
güney enlemlerden geceleri gözlenebilmiştir
