Proje»Gerekce

Gerekce

Bilimsel Gerekçeler

Bu çalışma, 2008, 2010 ve 2011 DPT başvuru dönemlerinde "araştırılabilecek bilimsel konular" başlığı altında sunulmuştur. Bu öngörü çalışmasını aramızdan ayrılmadan önce kaleme alan
Prof.Dr. Oktay Hüseyin'i
saygıyla anıyoruz.

  1. Evrenin en uzak noktasında bulunan gözleyebildiğimiz/inceleyebildiğimiz gökcisimleri, bizden ışık hızına yakın hızlarla uzaklaşırlar. Bu gök cisimlerinin hızları, Hubble Kanunu’ndan, V=HD, (V: gözlemciden uzaklaşan bir gökcisminin km/s cinsinden hızı; H: Hubble Sabiti, ~80 km/s/Mpc; D: gökcisminin Mpc cinsinden gözlemciye olan uzaklığı) belirlenemez. Çünkü bu doğrusal bağıntıya göre, çok uzak gök cisimlerinin hızları ışık hızını aşabilir. Hızın gerçek değeri,

    V=c (:cell PQA(PSS((z^2 + 2z) / (z^2 + 2z +2)):)

    ifadesinden bulunur. Bu bağıntıda z, (λ_gözlenen – λ_ışıma) / λ_ışıma olarak tanımlıdır.

    Şu anda z=7 değerine kadar olan uzaklıktaki gökcisimleri incelenebilmektedir. Bunun anlamı: incelenen gökcismi z=7 ve λ_ışıma = 400 nm (görünür bölge) civarında ise, kırmızıya kayma sonucu gökcisminin ışıması 3200 nm'ye düşer. Bu da yakın kırmızıötesi (NIR: Near Infrared) bant demektir. Bu tür gök cisimlerinin incelenmesi, evren’in genişlemesindeki ivmelenme sürecinin de tam olarak ortaya çıkarılmasına katkı sağlayacaktır. Kırmızıötesi tayfsal çalışmalar ile evren’in ilk zamanlarına ilişkin ortama ait bilgiler de elde edilebilecektir. Kırmızıötesinde gökcisimlerinin incelenmesi, astrofiziğe ve kuşkusuz fiziğe çok büyük katkılar sağlamaktadır.
  2. Galaksimiz’de ve onun uydularında (Magellan Bulutsuları) kimyasal bolluk farkları olduğu bilinmektedir. Bu farklılık, özellikle 'beyaz cüceler' ve 'nötron yıldızlarını' oluşturan sınır kütlelerinde çok belirgin olabilir.

    Bu kütle sınırı, Galaksimiz’in yıldızları için bile tam ve iyi belirlenmiş değildir ve yaklaşık 6–9 Güneş kütlesi arasında verilmektedir. Bu da farklı tür nötron yıldızlarının oluşma/doğuş hızını ve galaksideki oluşma/doğum bölgelerini çok etkilemektedir. Bu sınır kütle değerini veya aralığını kesinleştirmek, hem evrimlerinin sonunda sayılan bu yıldızların daha ayrıntılı anlaşılmasında, hem de yıldız evriminin son aşamasında büyük oranda kütle kaybına bağlı bilgiler elde etmede çok önemlidir.

    Bunun için erken türden (B2 ve B3 gibi) başlayan ve büyük kütleli "Asimptotik Kol Yıldızları" içeren açık kümelerin bulunması gerekmektedir. Aynı zamanda bu tip kümelerde "Gezegenimsi Bulutsular" da aranmalı veya olup olmadıkları incelenmelidir. Bu özelliklere sahip açık kümeler, genelde Galaksi merkezi ve kolları yönünde olduğundan, çevreleri toz bulutları ile sıkı sıkıya örtülmüş olurlar. Bu bilgiye ulaşmanın olasılığını artırmak için Galaksimiz’in merkezi yönünde, 5-6 kpc kadar uzaklıklara, gözlemsel olarak ulaşmak gerekir. Bu nedenle büyük kırmızıötesi teleskoplara gereksinim vardır.
  3. Galaksimiz’deki uzak yıldız oluşum bölgelerinde (açık kümeler ve OB’ler) ve Magellan Bulutsularında, Mira tipi değişen yıldızlar incelenerek farklılıkları ortaya çıkarmak da çok önemli bir konudur. Bu bilgiler ışığında, kimyasal bolluğun ve yıldızın dönme momentlerinin yıldız evrimine katkıları ortaya çıkartılabilecektir. Bu konu için de büyük kırmızıötesi bir teleskobun olması gerekmektedir.
  4. Galaksimiz’in kolları ve yıldız oluşum bölgeleri, tam olarak galaksinin geometrik düzlemine göre simetrik yerleşmiş değillerdir. Örneğin, Galaktik koordinatları l=340–350 derece ve bizden 1.8–2.0 kpc uzaklıktaki yıldız oluşum bölgeleri, yaklaşık 200 pc kadar geometrik düzlemin altında bulunmakta; l=270 derece civarında ve bizden yaklaşık 5-8 kpc uzaklıktaki yıldız oluşum bölgesi ise yaklaşık 500 pc kadar geometrik düzlemin altında yerleşmiş; yine aynı 5-8 kpc uzaklıkta, ama l=190 derece bölgesinde ise yıldız oluşum bölgeleri, yaklaşık 500 pc kadar geometrik düzlemin üstünde yer almaktadır.

    Genelde galaksi oluşum modelleri, böyle incelikleri ve ayrıntıları içermez, daha çok teorik oluşum modellerinde simetrik olan modellemeler yapılır. Oysa bilime büyük katkılar, ayrıntıların veya inceliklerin ortaya çıkarılmasıyla ve bu farklılıkların nedenlerinin açıklanmasıyla sağlanabilir ve sağlanmaktadır.

    Kırmızıötesi bir teleskop ile galaksinin bizden çok daha uzak bölgelerindeki kırmızı süper dev yıldızları bulup incelemek (doğal olarak eskiden bilinen kırmızıötesi bölgedeki gökyüzü tarama verilerini de kullanarak) bu konunun çok daha fazla ilerlemesini sağlayacaktır.

    Bu konudaki ilerleme, sadece çok önemli olan Galaksi ve yıldız oluşum bölgelerini ve kırmızı süper dev yıldızların öğrenilmesini sağlamakla kalmadığı gibi daha sonrasında pulsarların ortalama hızlarını belirlemek ve süpernova patlamalarındaki asimetri derecesini ortaya çıkarmak imkanını da verecektir. Özellikle bu konu, yaklaşık 50 yıldır açıklanmayı bekleyen en önemli konu olarak karşımızda durmaktadır.
  5. Galaksimiz’in geometri düzleminin uzağındaki yıldız oluşum bölgelerindeki açık kümelerde, kırmızı dev yıldızların incelenmesi daha kolay olduğundan (yıldızlararası soğurmanın büyüklüğünün, aynı uzaklıkta ve yönde daha az olduğundan dolayı), farklı yöntemleri kullanarak (periyot - mutlak parlaklık ilişkisi dışındakileri de) daha gerçekçi ve daha az hatalı uzaklıklar bulunabilir.

    Bu tür açık kümelerde B tayf türünden yıldızları ve gezegenimsi bulutsuları bulup incelemek daha kolaydır. Bu tip incelemelere, yıldızların izdüşüm problemi büyük engel oluşturmayacağı gibi özellikle Galaksimiz’in merkezinden sol ve sağa yaklaşık 60 derece uzaklıktaki bölgeler çok daha uygundur.
  6. Büyük ikili yıldızlar evriminin son aşamasında kütlesinin %70 kadarını, yakın ikililerin ise daha fazlasını kayıp ettikleri bilinmektedir (örneğin, WZ Sgr). Böyle önemli konular daha fazla gözlemsel verilere dayanmalıdır ve kütle kaybı uzak ikili yıldızlarda açısal momentin, yakın ikililerde ise yörünge momentinin kaybına neden olmaktadır. Aynı zamanda yörünge momentum kaybının kütle kaybına oranı, yıldızın tayf türüne ve özellikle de manyetik alanına bağlıdır. Yakın ikili yıldızlar, aynı miktarda kütle kaybı ile farklı yörünge momenti kaybedebilirler.

    Yörünge momentum kaybının kütle kaybına oranı büyük olduğunda, yörünge periyodu (yani, yıldızların birbirlerinden uzaklığı) azalmakta, tersi durumda ise büyümektedir. Bu tür ikili sistemlerin ve kataklismik (beyaz cüceler içeren) sistemlerin incelenmesi çok önemlidir. Beyaz cücelerin manyetik alanlarının 10^8 Gauss mertebesinde olduğu düşünüldüğünde; yıldız manyetikliği, astrofiziğin ve dolayısıyla fiziğin de en önemli konularından birisidir. Bu bilgiler için hem gözlemsel hem de teorik incelemeler çok büyük önem taşımaktadır.
  7. Nötron yıldızlarının ve karadeliklerin ana kütlelerinin, ana koldaki değerleri neredeyse aynı ve yaklaşık olarak 10-30 Güneş kütlesi arasındadır ve dağılımları da aynıdır. Daha büyük kütleli yıldızlar, yalnızca karadelikleri ve yaklaşık 8-10 Güneş kütlesi arasındaki nötron yıldızlarını oluştururlar. Ayrıca anakoldaki kütleleri yaklaşık 8-10 Güneş kütleli yakın ikili yıldızlar, süpernova Ia türü patlama sonucu nötron yıldızlarına dönüşürler. Acaba anakol kütlesi yaklaşık 10-30 Güneş kütlesi olan tek bir yıldızın, ikili yıldız sistemlerindeki tek yıldızın nötron yıldızına veya karadeliğe dönüşmesinin nedeni nedir? Açısal ve yörünge momentleri mi, manyetik alanlarının büyüklükleri mi veya ilk oluşumdaki kimyasal bolluk mu?

    Bu soruları cevaplamak için, bizden çok farklı uzaklıklardaki galaksilerde patlayan süpernovaların incelenmesi gerekir. Aynı zamanda farklı galaksilerde, özellikle spiral ve düzensiz galaksilerde, süpernovaların galaksi merkezlerinden uzaklığı da göz önüne alınarak, incelenmesi gerekir. Bu tür önemli bir konuda, yakın kırmızıötesi ve optik bölgelerde gözlemlerin yapılması gerekir.
  8. Tayf çizgilerindeki Doppler kayması bilgisinden yararlanarak; yıldızların etrafında bulunan gezegenler, gezegenlerin hızlarına ilişkin bilgiler, yıldızlar etrafındaki başka yıldızların bulunması, genişleyen yıldız atmosferlerinin bulunması, yıldız oluşum bölgelerinden fışkırmaların bulunması, galaksilerdeki dönme eğrilerinin çıkarılması, dönen spiral kolların bulunması, süpernova patlamaları, birbirleri ile çarpışan galaksilerdeki şok dalgaları da büyük kırmızıötesi teleskoplarla incelenebilmektedir.
  9. Kırmızıötesi tayfsal çalışmalar sonucunda, uzayın farklı bölgelerinde Yer’deki suya benzeyen bol miktarda su bulunduğu gösterilmiştir. Kırmızıötesi tayfsal çalışmalar, gezegenler, gezegen atmosferleri, onların uyduları, kuyrukluyıldızlar ve astroidler hakkında önemli bilgiler vermektedir.

    Örneğin, su moleküllerinin dev gezegenlerin ve Titan’ın (Satürn’ün uydusu) atmosferinde olduğu ortaya çıkmıştır. Jüpiter ve Satürn'de hidrokarbonların bulunduğu, Uranüs ve Neptün'nün büyük buzdan oluşan çekirdeklerinin olduğu ve Mars’ın ilk zamanlarında yaşam için gerekli olan karbon elementini barındırdığı da ortaya çıkmıştır.
  10. Kırmızıötesi ışınım, yeni yıldızların oluştukları kalın moleküler bulutlardan geçebildikleri için, çökmekte olan bu türden bulutlar hakkında bilgi de vermektedir. Kırmızıötesi tayfsal incelemeler neticesinde, bu çökmeye uğrayan bölgenin sıcaklık ve yoğunluğu hakkında bilgi edinilebildiği gibi, çökmenin hızı ve hız yapısı hakkında bilgi de elde edilebilmektedir. Ayrıca yıldız oluşum bölgelerinde bulunan mevcut moleküllerin neler olduklarını ve bolluğu ile dağılımları hakkında da bilgiye ulaşılabilmektedir. Kırmızıötesi tayfsal gözlemleri su buzu, karbondioksit, silikatler ve hatta genç yıldızlar etrafında bulunan toz yapılı kristallerin bulunup bulunmadığını belirlemek için de kullanılabilmektedir.
  11. Kırmızıötesi dalgaboylarında yapılan ışınımın incelenmesi sonucu, yıldızlar hakkında birçok bilgi elde edilebilmiştir. Çok fazla sayıda yıldızın sıcaklıklarının düşük olması nedeniyle daha önce keşfedilemediği ortaya çıkmıştır. Bu tür yıldızlar, çok soğuk yıldızlar olabilirler veya bir toz bulutunun arkasında bulunabilirler (Mira türü yıldızlar gibi) ve toz onlardan gelen ışınımı engelleyebilir. Kırmızıötesi gözlemleri sonucunda, birkaç yıldızın etrafından yörünge hareketinde bulunan materyalin bulunduğu ortaya çıkarılmıştır.
  12. Kırmızıöte bölgede keşfedilen spiral bir yıldız da bilinmektedir. “Wolf - Rayet 104” olarak adlandırılan bu yıldız, Güneş’den 3 kez daha büyük ve 100.000 kez daha parlaktır. Büyüklüğünün ve ışınımının fazla olması nedeniyle atmosferinin dış katmanları dışarıya doğru püskürtülmüş ve spiral şeklini almıştır.
  13. Yıldızlararası ortamı oluşturan moleküllere ilişkin tayfsal çizgilerden; sıcaklık, yoğunluk, ışınım gücü, kimyasal bileşim, manyetik alan, dinamik ve yıldızlararası uzayın ayrıntılı yapısı hakkında bilgi elde edebilmektedir. Kırmızıötesi tayfsal çalışmalar sonucunda, yıldızlararası uzayda mevcut su, metan, karbondioksit ve karbonmonoksit buzlarını bulmak mümkündür.
  14. Evren’deki ağır elementlerin büyük çoğunluğu parçacık (tanecik) yapısındadır. 2 m dalgaboyunda görülen buz yapısı bu tanecik yapılarının etrafını kaplamış durumdadır. Bu taneciklerden bazıları silikatlardan oluşur ve 10 m dalgaboyunda ışığı soğurur ve salar. Bu nedenle yakın kırmızıötesi tayfsal incelemeler sonucu, bu parçacıklar bulunabilmekte ve bunların ne tür bir ortamda bulundukları ortaya çıkarılabilmektedir. Kırmızıötesi incelemeler sonucu, yıldızlararası ortamdaki tozun bütün gezegenlerdeki su kaynağı için önemli olduğu ortaya çıkmıştır.
  15. Nükleer yakıtını bitirmiş olan yıldızlar, büyük miktarda materyalini uzaya atar. Bu materyal, ağır elementlerce zengindir. Çünkü yıldız, çekirdek bölgesinde nükleer yakıtını harcarken oluşur. Bu materyalin yıldız tarafından uzaya atılması sırasında kırmızıöte tayfının incelenmesi ile yıldız tarafından üretilen materyalin özellikleri ve çevresinde oluşan moleküllerin özelliklerini bulabilir.
  16. Kırmızıötesi bölgedeki araştırmalar, galaktik merkez bölgesindeki yıldızların dönen bir bar şeklinde dağıldığını göstermektedir. Galaksi merkezinin incelenmesi ile Galaksimiz’in çekirdeğinde ne tür malzemelerin ve olayların olduğuna dair, ayrıntılı bir resim elde edilebilir. Diğer galaksiler bize çok uzakken; Galaksimiz’in merkezi daha yakın ve kalın toz bulutları tarafından gizlenmiş durumdadır. Kırmızıötesi ışık, bu toz bölgelerinden kolaylıkla geçebildiği için, Galaksimiz’in kalbine daha dikkatli ve ayrıntılı bakmamızı sağlayabilir. Galaktik merkezdeki yıldızların kırmızıöte tayfından, galaktik merkez boyunca 10 milyon yıldan daha uzun olmayan bir sürede, büyük kütleli yıldızların oluştuğunu ortaya çıkmıştır.
  17. Galaksilerin kırmızıötesi tayf incelemeleri, galaktik yapı hakkında ve yıldız oluşumuna etkisi konusunda bilgi elde edebilmek için kullanılır. Kırmızıötesi tayfsal çalışmalar, aşırı parlak kırmızıötesi galaksilerin yıldız oluşumunda yoğun patlamalar olduğunu da göstermektedir.