Kırmızıöte gökbilim

Geçen hafta Erzurum'da yapılan Ulusal Astronomi Kongresi'nden, kurulmakta olan ve 2019'da çalışmaya başlayacak olan 4 metrelik teleskopla ilgili bilgi vermiştik. Bu teleskop temel olarak tayfın kırmızıöte bölgesinde gözlem yapacak. Bunun yanısıra bu teleskopla, şu anda diğer teleskoplarla genel olarak kullandığımız görsel bölgede de gözlemler yapılabilecek. Bu haftaki yazımızda kırmızı öte gözlemlerinin özelliklerini anlatacağız.

Çağlar boyunca genellikle görsel bölge dediğimiz ve gözümüzün gördüğü ışıkla ilgili gözlemler yapılmıştır. Çünkü başlangıçta gözlem aleti olarak yalnızca göz kullanılmıştır. Teleskobun kullanılmaya başlanmasıyla evreni daha iyi anlamamızın yolu açılmış, teknoloji geliştikçe diğer dalgaboylarında da gözlemler yapılmaya başlanmıştır.

Gökbilime konu olan herhangi bir kaynağın gözlenebilmesi, o kaynağın yaydığı elektromanyetik ışınımla doğrudan ilişkilidir. Bazı kaynaklar birden çok dalgaboyunda gözlenebilirken, bazıları da bir çok farklı dalgaboyunda gözlenebilir. Örneğin bize en yakın yıldız olan Güneş'i çoğu zaman görsel dalgaboylarında gözlerken, amaca bağlı olarak kimi zaman moröte, kimi zaman radyo, kimi zaman da kırmızıöte dalgaboylarında gözlemekteyiz. Bu farklı dalgaboylarındaki ışınımların enerjileri de farklıdır. Örneğin moröte ışınımın enerjisi radyo bölgesi ışınımından çok daha fazladır. Bir ışınımın enerjisi ne kadar yüksekse, o ışınımın soğurulması o kadar kolay olur. Başka bir deyişle, ışınımın enerjisi arrtıkça "kullanışlılığı" da artar. Yalnızca bu nedenle bile bazı kaynakları görememekteyiz. Bu kaynaklardan gelen ışınım atmosferde kolaylıkla "kullanılarak" yüzeye ulaşamadan tümüyle biter ve bu nedenle bu kaynakları yeryüzünden belirleyemeyiz. Örneğin çok yüksek enerjilere sahip gama ışın patlamaları, yalnızca atmosfer dışında gözlem yapan gözlem aletleri ile belirlenebilmektedir ve bu gözlem yeryüzüne bildirilerek, kaynağın optik karşılığı olup olmadığı yeryüzünden belirlenmeye çalışılmaktadır. Daha önceki yazılarımızdan birinde anlattığımız TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nin RotseIIId adlı robotik teleskobu bu amaçla, bu tür patlamaların optic karşılıklarının gözlenebilmesi için kurulmuştur.

Elektromanyetik ışınımın enerjisi azaldıkça "kullanılabilirliği" de azalır. Bu nedenle kaynaktan çıktıktan sonra, diğer daha yüksek enerjili ışınımlara göre çok daha az soğurulmaya uğrar. Böylelikle bu dalgaboylarına duyarlı araçlarla gözlem yapıldığında, örneğin büyük bulutların içinde gömülü olan oluşum halindeki yıldız ve gezegenlerini gözleyebiliriz.

Benzer biçimde bizden çok uzakta bulunan, evrenin ilk zamanlarındaki gökadalar gibi cisimleri de, daha az soğurulmaya uğrayan kırmızıöte ışınım sayesinde gözlemleyebiliriz. Aslında burada çok ilginç bir durumla karşılaşırız. Bilindiği gibi gözlemler evrenin genişlediğini göstermektedir. Bu sonucu ilk kez belirlemiş olan, çeşitli gökadaları gözleyerek onların hızlarını ölçen Edwin Hubble olmuştur. Hubble gökadaların, uzaklıkları arttıkça daha da hızlı bir biçimde bizden uzaklaşmakta olduklarını belirlemiştir. Yine bilindiği gibi, cisimler bize yaklaşırken yaydıkları ışınımın dalgaboyu maviye, yani daha kısa dalgaboyuna, uzaklaşırken de kırmızıya, yani daha uzun dalgaboyuna kaymaktadır. Bu konuya daha önceki yazılarımızda da deyinmiştik. Bizden çok uzaktaki gökadaların uzaklaşma hızları o kadar fazladır ki, ışınımları aşırı derecede kırmızı dalgaboylarına kaymıştır. Bu nedenle yalnızca kırmızıöte dalgaboylarında görülebilirler. Bu kayma nedeniyle de ışınımın soğurulma derecesi azaldığından onları gözlemek mümkün olabilmektedir.

Elektromanyetik ışınımda kırmızıöte bölgesi, görsel bölge ile radyo bölgesi arasında kalmaktadır. Kırmızı öte bölgesi de daha iyi bir sınıflama yapabilmek için yakın, orta ve uzak kırmızıöte biçiminde üç bölge olarak ele alınır. 

Evrende pek çok farklı kırmızıöte ışınımda gözlenen gök cismi bulunur. Bunların bazıları element, iyon ya da kimyasal bileşik olarak gözlenirler. Yıldız öncesi cisimler sıkça gözlenen kaynaklardır. Bu cisimler oluşmakta olan ancak henüz yıldız olamamış gök cisimleridir. Bu cisimler merkezlerinde döteryum izotopu yakarlar. Bu izotop, çekirdeğinde fazladan bir nötron bulunan bir hidrojen atomudur ve çekirdek tepkimesi geçirerek helyuma dönüşümü için gerekli sıcaklık bir milyon derecedir. Normal hidrojen için dönüşüm sıcaklığı on kat daha fazladır. Döteryum bir tür termostat gibi işlev görerek merkez sıcaklığının hemen hemen sabit kalmasını sağlar ve bu nedenle de yıldız oluşumunda madde birikimi sürebilir. Aksi halde bu birikim engelleneceğinden, evrende bir kaç Güneş kütlesinden daha büyük yıldız göremezdik. Bu cisimlerin dışında, aynı ortamlarda büyük toz bulutları da kırmızıöte ışınım yayarlar. Soğuk molekül bulutlarının da kırmızıöte ışınım yaydıkları bilinmektedir. 

Kırmızıöte ışınım yayan elementlere ve iyonlara örnek olarak, yakın kırmızıötede ışınım yapan hidrojen atomunu verebiliriz. Demir, neon, azot, oksijen ve kükürt ise nötr ya da iyon olarak orta ve uzak kırmızıötede ışınım yaparlar. İki kez iyonlaşmış oksijen ve azot, kırmızıöte tayfında yasaklanmış çizgiler adıyla bilinen belirli dalgaboylarında ışınım yaparlar. Bu tayf çizgilerinin yasaklanmış olarak nitelendirilmelerinin nedeni, yeryüzünde laboratuarlarda gözlenememeleridir. Yeterince kuvvetli algılanabilmeleri için yıldızlararası ortam gibi kararlı ve ilgili bollukların olduğu ortamlar gereklidir ve bu laboratuar ortamlarında sağlanamamaktadır.

Yıldızlararası ortamda gaz ve toz bulutları içinde yıldızlar ve daha küçük gök cisimleri oluşur. Bunlar çeşitli özelliklere sahiptirler. Bir çoğunun etrafında kırmızıöte bölgesinde salma gösteren gaz ve toz yığılımları vardır. Bu cisimler görsel bölgede gözlenemezken kırmızıöte bölgede parlak cisimler olarak gözlenebilirler.

Uzayda kırmızıöte bölgesinde gözlem yapabilen Spitzer Teleskobu, 2,4 m çapında aynası olan Hubble Uzay Teleskobu'na göre daha küçük çaplı bir aynaya sahiptir. 85 cm.lik aynasıyla kırmızıötede ışınım yapan gök cisimlerini, görsel bölgede gözlem yapabilen Hubble Teleskobuna göre çok daha iyi görür. James Webb Teleskobu ise, gönderildiğinde çok daha iyi gözlemler yapabilecek. Çünkü 6,5 m.lik parçalı aynasıyla çok daha ayrıntılı görüntüleme yapabilecek. Bu teleskop hem görsel hem de kırmızıöte bölgesinde gözlem yapabilecek biçimde tasarlandı.

Yeryüzünde ise Avrupa Güney Gözlemevi'nin teleskopları ile bazı gözlemler yapılıyor. Kırmızıöte bölgesi, atmosferdeki nemden oldukça etkilendiğinden yeryüzü kırmızıöte teleskoplarının nemin daha az olduğu yüksek bölgelere kurulması ve kendi ışınımından etkilenmemesi için oldukça düşük sıcaklıklara kadar soğutulmaları gerekiyor. Uzay teleskopları bile, o ortamın çok soğuk olmasına karşın halen ek soğutma sistemleri kullanmak zorunda kalabiliyor.

Sonraki yazımızda bu konuyu anlatmayı sürdüreceğiz.

Kaynaklar: http://scipp.ucsc.edu/  http://www.ipac.caltech.edu/  http://ericfdiaz.wordpress.com