Gökyüzünün renkleri: Farklı dalga boylarında astronomi

Karanlık bir gecede, şehir ışıklarından uzakta, gökyüzüne baktığımızda kimisi daha sönük kimisiyse daha parlak görünen yıldız ve gezegenleri fark ederiz. Biraz dikkat edersek bu gezegen ve yıldızların bir kısmının (en azından parlak görünenlerinin) farklı farklı renklerde olduğunu seçmemiz de mümkün olabilir. Örneğin geçen yıl sönükleşmesiyle dikkatleri çeken Avcı takımyıldızında yer alan İkizlerevi (Betelgeuse) ve gezegenimizin kapı komşusu Mars renk olarak kırmızıya çalarken, gece gökyüzünün en parlak yıldızlarından Akyıldız (Sirius) daha beyaz hatta biraz da mavimsi görünür.

Yıldızları farklı parlaklıklarda ve renklerde gören gözlerimiz gökcisimlerine bakarak evreni anlama çabası olan astronomi biliminin ilk bilimsel aletleridir. Bir cismin ne kadar parlak olduğu cisimden gelen elektromanyetik dalgaların şiddetine bağlıdır. Cismin rengiyle ilgili algımız ise gözlerimizin o cisimden gelen görünür tayf bölgesindeki farklı dalga boylarındaki elektromanyetik dalgaların göreli katkılarını ayrımsayabilmesi, yani adeta “bir spektrometre gibi” işlev görmesi ile ilişkilidir.

Görünür ışık, elektromanyetik tayfın sadece ufak bir kısmıdır. Bugün biliyoruz ki gökcisimleri elektromanyetik tayfın diğer bölgelerinde de ışıma yapabilirler: Dalga boyuna göre büyükten küçüğe doğru sıralarsak, radyo dalgaları, milimetre dalgaları, kızılötesi, görünür, morötesi, X-ışını ve Gama-ışını aslında elektromanyetik tayfın farklı bölgelerine verdiğimiz isimlerdir (bkz. Şekil 1).

Bir gökcisminin sadece görünür ışıkta hangi renkte ve hangi parlaklıkta olduğu adeta buzdağının görünen kısmıdır. Gökcisimlerinin radyo dalgalarından gama-ışınlarına kadar elektromanyetik spektrumun hangi bölgesinde ne kadar ışıma yaptığının tespit ve analiz edilmesi günümüz astronomisinin belkemiğini oluşturur. Bir gökcismine elektromanyetik tayfın farklı bölgelerinde baktığımızda o cismin doğasının farklı yönlerini ortaya çıkarmamız mümkündür (bkz. Şekil 2)

Atmosferin geçirgenliği

Elektromanyetik tayfın görünür ve radyo dalgası bölgesi ile kısmen kızılötesi bölgesi genel olarak yeryüzüne engelsiz ulaşabilirken, atmosferimizin soğurma etkisi sebebiyle gökcisimlerinden gelen elektromanyetik tayfın diğer bölgelerine ait dalgalar yeryüzüne ulaşamayıp atmosferde soğurulurlar (bkz. Şekil 3). Yeryüzüne ulaşamayan uzay kaynaklı elektromanyetik dalgaları gözlemlemek için uzay teleskopları kullanılır.

Radyo dalgaları ve yıldızlararası ortamdan ipuçları

Evrene radyo dalgalarında baktığımızda her yerinden gelen yaklaşık 21 cm dalga boyuna (yaklaşık 1,41 GHz frekansına) sahip ışıma özellikle dikkat çeker. Bu ışıma, taban durumundaki (en düşük enerji seviyesindeki) nötr hidrojen atomunda proton ve elektronun, paralel ve zıt (anti-paralel) spine sahip olması durumları arasındaki enerji farkından kaynaklanır. Atom paralel spin durumundan zıt spin durumuna geçince 21 cm dalga boyunda bir elektromanyetik dalga yayar.

Kırmızıya/maviye kayma ne demek?

Bir dalga kaynağı eğer bize yaklaşır ya da bizden uzaklaşırsa o kaynaktan gelen dalgaların frekansında kaymalar gözleriz. Doppler kayması olarak bilinen bu olgu, bize yaklaşan cisimlerden gelen elektromanyetik dalgaların daha yüksek frekansta (maviye kaymış), bizden uzaklaşan cisimlerden gelen elektromanyetik dalgaların daha düşük frekansta (kırmızıya kaymış) gözlenmesine neden olur.

Kendi gökadamızdaki 21 cm ışımasına bakarak bir yandan gökadamızın yapısını, bir yandan da bu ışımadaki kırmızıya (düşük frekansa – yüksek dalga boyuna) ve maviye (yüksek frekansa – düşük dalga boyuna) kaymalara bakarak gökada diskinin nasıl değiştiğini yani dinamiğini inceleyebiliriz.

Aynı zamanda gökada dışındaki 21 cm ışıması gözlemleriyle komşu gökadaları da benzer şekilde inceleyebiliriz. Hatta çok uzaklara bakıp evrenin ilk dönemlerindeki gökadaların bizden büyük hızlarla uzaklaşmaları nedeniyle ciddi miktarda kırmızıya kaymış 21 cm (1,41GHz) ışımalarını 100 MHz’ler hatta 10 MHz’ler civarındaki frekanslarda bile gözlememiz mümkün olabilir.^[3]Liu A., Shaw J.R. 2020. “Data Analysis for Precision 21 cm Cosmology,” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 132, 1012. Bizden büyük hızlarla uzaklaşan çok uzaktaki gökadalarda 21 cm ışımasını çok daha düşük frekanslarda gözlemek ihtiyacı 1,41 GHz frekansı için kullandığımız ekipmanlardan başka ekipmanlara ihtiyaç duymamıza neden oluyor. Ayrıca özellikle 10 MHz civarında Dünya’nın iyonosferinden kaynaklanan etkiler de kırmızıya kaymış 21 cm ışıması gözlemlerini olumsuz etkileyebilir. ^[4]Radio Astronomy and the Ionosphere, https://www.spaceacademy.net.au/env/spwx/raiono.htm

1951 yılındaki 21 cm hidrojen ışıması keşfini, 1967 yılında yıldızlararası ortamın ve özellikle de yıldızlararası ortamdaki molekül bulutlarınının yapısının anlaşılmasına büyük katkı sağlayan 1,6-1,7 GHz frekans aralığındaki hidroksil radikal (OH) ışımasının keşfi takip etti. Bu ışıma çok yoğun bir ışıma olup MASER ışıması olarak izah edildi. MASER ışımasında çok sayıda molekül uyarılmış kuantum seviyesinden düşük enerji seviyesine geçiş yapabiliyor.

Kara cisim ışıması

Gökcisimlerinin pek çoğunun ışıması “kara cisim ışıması” olarak adlandırdığımız tayf modeliyle hemen hemen uyumludur. 19. yüzyıl fiziği çerçevesi içinde pek iyi anlaşılamayan ve böylece kuantum fiziğinin doğuşunu sağlayan kavramlardan biri olan “kara cisim ışıması,” termodinamik dengede olan yani çevresiyle ısı alışverişi olmayan cismin yaptığı ışıma olarak tanımlanabilir. Belirli bir sıcaklıktaki kara cisim ışıması yapan bir cisim belirli bir dalga boyunda maksimum ışımaya sahiptir. Bu dalga boyu ile cismin sıcaklığı arasındaki ilişki Wien Yasası ile

olarak ifade edilir (burada nm birimindeki λ_max, Kelvin biriminde verilen T sıcaklığına sahip bir kara cismin ışımasının en fazla olduğu dalga boyudur). Buna göre Güneş’in etkin kara cisim sıcaklığı (bir anlamda ışıkküre (fotosfer) sıcaklığı) yaklaşık 5500 Kelvin olup, bu sıcaklığa karşılık gelen dalga boyu tam da görünür ışık bölgesinin ortalarına karşılık gelir: Yaklaşık 545 nm (bkz. Şekil 4).

Maddenin parmak izi: Tayf çizgileri

Gökcisimlerinin pek çoğunun elektromanyetik tayfı kara cisim ışıması gibi belli aralıktaki tüm frekansları içerir, yani süreklidir. Aynı zamanda sürekli ışımaya ilave olarak bu cisimlerden belirli dalga boylarında salım ve soğurma çizgileri de gözlenir. Bu çizgiler, atomlar ya da moleküllerde -kuantum mekaniği çerçevesinde izah edilebilen- farklı enerji seviyeleri arasındaki geçişlerle ilişkilidir. Salım çizgileri, yüksek enerji seviyesinden düşük enerji seviyesine geçiş yaparken salıma; soğurma çizgileri ise düşük enerji seviyesinden yüksek enerji seviyesine geçiş yaparken soğurmaya sebep olan atom ya da moleküller tarafından meydana getirilir. Bu çizgiler her atom veya molekül için belirli dalgaboylarında olup adeta o atom veya molekülün parmak izi gibidir. Böylece bu çizgilerden yararlanarak bir gökcisminde hangi atom ve moleküllerin var olduğunu anlamamız mümkün olur.

Salım ve soğurma çizgileri elektromanyetik tayfın farklı bölgelerinde gözlenebilir. Görünür ışık bölgesinde en tipik örneklerden biri Güneş’in tayfında gözlenen soğurma çizgileridir. Güneş’teki bu soğurma çizgilerinin kaynağı ışıkkürenin (fotosferin) üstündeki, nispeten daha soğuk atmosferdir. Gözlenen soğurma çizgilerine bakarak atmosferin kimyasal içeriği hakkında bilgi sahibi olmak mümkündür.

Yıldızlararası bölgelerde gözlenen optik ışımadaki soğurma çizgileri hidrojen (H₂) molekülünün varlığına karşılık gelir. Yıldız oluşum bölgelerinde ise madde yoğunluğundan ötürü gözlenme olasılığı çok düşük olan çizgiler gözlenebilir.  Bu çizgiler, bize yıldız oluşum bölgeleri veya yaşamını tamamlamış yıldızların etrafındaki gezegenimsi bulutsular hakkında bilgiler sunar.

Başka yıldızların tayflarındaki soğurma çizgilerine bakarak, yıldız evriminin farklı basamaklarında yer alan ve/veya farklı yüzey sıcaklıklarına sahip yıldızların tayflarında farklı elementlerin miktarları belirleyebiliriz ve böylece bu yıldızların fiziği ve kimyası hakkında da bilgi sahibi oluruz. Genel olarak soğurma çizgileri ne kadar belirginse ona karşılık gelen atom ve molekülün daha bol olduğunu söyleyebiliriz. Ayrıca soğurma çizgilerinin genişlikleri, birden çok çizgiye ayrılıp ayrılmadıkları vb. gibi yapısal özelliklerine bakarak gökcisminin sıcaklığı, kendi etrafında dönüş periyodu, manyetik alanı vb. fiziksel özellikleri hakkında da bilgi edinebiliriz.

Gökcisimlerinin tayflarında yer alan çizgiler sadece görünür ışığa özgü değildir. Örneğin moleküllerin dönme enerji seviyelerindeki geçişlerinden ötürü santimetre, milimetre ve milimetreden daha düşük dalgaboylarında salım (emisyon) ve soğurma (absorbsiyon) çizgileri de gözlenir. Karbon monoksit (CO) molekülünün milimetre ve milimetre altı banttaki salımı da bu sınıfta değerlendirilebilir. Yıldızlararası kimyanın gelişmesinde bu tür salım çizgilerinin tespit edilmiş olması çok önemli rol oynar.

Hem karadeliklerin ve kütle aktarımı yapan nötron yıldızlarının hem de gökada diskinin gözlemlerinden elde edilen X-ışını tayflarında sürekli ışımaya ilaveten yaklaşık 0,18-0,19 nm dalga boyu aralığında bir tayf bileşeni gözlenir. Bu bileşen, çok sayıda elektronunu kaybederek bir (Hidrojen benzeri) ya da iki (Helyum benzeri) elektronu kalmış demir atomunun atomik salım çizgilerinin bir bileşkesidir.

Tayf çizgilerindeki kayma ne anlatıyor?

Çift yıldız sistemlerinde, sistemi oluşturan her yıldız ortak kütle merkezi etrafında Kepler yasalarına uygun dönerken yıldızlardan gelen ışımanın (dolayısıyla tayfta yer alan çizgilerin) dalgaboyu, yıldızın hızının radyal bileşeniyle orantılı olacak şekilde yıldızların hareketinden ötürü büyür (kırmızıya kayar) ya da küçülür (maviye kayar).

Bir gökcisminin radyal hızı, gözlemcinin (yani Dünya’nın) görüş hattı doğrultusundaki hızıdır.

Yıldız gözlemciden uzaklaşırken ışığı kırmızıya kayar (böylece tayfta gözlenen çizgiler de kırmızıya kayar) ve yıldız gözlemciye yaklaşırken ışığı maviye kayar (böylece tayfta gözlenen çizgiler de maviye kayar).  Eğer böyle bir sistemde dalgaboyundaki periyodik kaymalar ölçülürse, bu ölçümlerden yararlanarak sistemdeki yıldızların radyal hızları belirlenebilir ve bu sistemin yörünge periyodu da bu radyal hızlardaki periyodik değişimler ve sistemin kütle fonksiyonu yardımıyla hesaplanabilir.

Radyal hız ölçümleri iki bileşeni de normal yıldız olan sistemlerde yapılabileceği gibi bir bileşeni karadelik olan sistemlerde ve hatta Güneş sistemi dışındaki gezegenlerin (ötegezegenlerin) keşfinde bile kullanılabilir. Normal yıldızın kütlesi biliniyorsa yörüngedeki öbür kaynağın kütlesi hesaplanabilir.^[7]Radial velocity, Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Radial_velocity Örneğin 51Peg b, bağlı olduğu yıldızın yörüngesinde oluşturduğu değişimlerin gözlenmesi sayesinde keşfedildi ve yörünge periyodu ile kütlesi ölçülen ilk ötegezegen oldu.^[8]Mayor M., Quezlos D., 1995. “A Jupiter-mass companion to a solar-type star,” Nature, 378, 355 Bu ötegezegenin yörünge periyodu 4,231 gün ve kütlesi Jüpiter’in 0,46 katı olarak bulundu.

Radyal hız ölçümleri, bir bileşenin yıldız kütleli karadelik olduğu sistemlere de uygulanabilir. Eğer çift yıldız sisteminde bileşenlerinden biri karadelik biri de normal bir yıldız ise normal eşyıldızdan gelen ışımanın Doppler kaymalarından radyal hız eğrisi elde edilebilir. Radyal hız değişiminden yörünge periyodu elde edilebileceği gibi normal yıldızın kütlesi kestirilebiliyorsa Kepler yasaları kullanılarak karadeliğin kütlesi de hesaplanabilir.

Bir örnek vermek istersek bir X-ışını sistemi olan çift yıldız M33X-7’nin radyal hız eğrisi aynı yukarıda bahsettiğimiz gezegen örneğinde olduğu gibi yörünge fazına göre periyodik Doppler kayması gösteriyor.^[9]Orosz A.J. vd. 2007. “A 15.65-solar-mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy M 33”, Nature, 449, 873 Radyal hız eğrisinden yörünge periyodu 3,45 gün olarak belirlenmiş. Normal yıldızın kütlesi yine tayf ölçümlerinden 70 Güneş kütlesi olarak ölçülmüş ve Kepler yasaları kullanılarak karadeliğin kütlesi 15,65 Güneş kütlesi olarak hesaplanmış. Bu kaynak en çok kütleye sahip olan karadeliklerden birisi. Günümüze kadar radyal hız eğrileri kullanılarak kütlesi ölçülen karadeliklerin sayısı 17 civarında. Bu sistemlere tayfsal (spektroskopik) çift yıldız sistemleri diyoruz.

Elektromanyetik tayfın her bir bölgesi bize evrendeki yıldızlar, yıldızlararası ortam, gökadalar ve gökada kümeleri hakkında çok önemli bilgiler verir. Tayfın görünür bölgesinin bizim için özel bir önemi vardır: Bu bölge aynı zamanda canlı hayatının temel enerji kaynağıdır. Kırmızı ve mavi renge karşılık gelen dalga boyları bitkiler tarafından soğurulur ve enerjileri bitkiler içindeki kimyasal tepkimeler sonucunda şeker ve oksijene dönüşür. Fotosentez olarak adlandırdığımız bu reaksiyonlarda oluşan şeker diğer canlılar için besin ve enerji kaynağıdır. Oksijen ise oksijenli solunum yapan canlıların yaşamlarını sürdürebilmeleri için hayati önemdedir. Öte yandan bitkilerin çoğunu yeşil görmemizin sebebi yeşile karşılık gelen dalga boylarındaki elektromanyetik dalgaları soğurmayıp yansıtmalarıdır. Bu bakışla bitkileri enerji üreten doğal güneş teleskopları olarak görebiliriz.

Öte yandan görünür bölge, elektromanyetik tayfın çok dar bir kısmıdır. 20. yüzyıldan itibaren insanlık elektromanyetik tayfın diğer bölgelerindeki ışımayı da tespit edecek bilim ve teknolojiye sahip olmaya başladı ve bir yandan Dünya üzerinde öğrendiklerini uygularken bir yandan da evreni daha iyi anlamak için gökyüzüne de bu dalga boylarında bakmaya başladı. Astronomi ve astrofizikte büyük atılımların gerçekleşebilmesinde insanlığın elektromanyetik tayfın görünür bölge dışındaki bölgelerine de bakabilmelerinin hiç kuşkusuz büyük rolü oldu ve olmaya devam ediyor.

Altan Baykal (Bilim Akademisi üyesi, – ODTÜ, Fizik Bölümü)
Sıtkı Çağdaş İnam (Başkent Üniversitesi, Elektrik Elektronik Mühendisliği Bölümü)