Aslına bakılırsa bu çizgiler, ışığın kaynağının neler içerdiğine dair çok önemli bilgilerle kodlanmış kimyasal barkodları andırıyor. Adeta Güneş’in eşsiz parmak izi. Bunsen ve Kirchhoff, laboratuvarlarda farklı elementleri ısıtarak bu “soğurma çizgileri”ni Güneş tayfındaki çizgilerle eşleştirdi (yakıcı aygıtı Bunsen icat ettiği için bu aygıt “Bunsen ocağı” olarak anılıyor). Güneş’in çoğunlukla, evrendeki en hafif element olan hidrojenden meydana geldiğini gördüler.
Ancak 1868 yılında Güneş, astronomları âdeta ters köşeye yatırdı. O yıl Fransız astronom Pierre Janssen, bir Güneş tutulmasını gözlemledi ve bilinen hiçbir elemente uymayan bir soğurma çizgisi keşfetti. Aynı yıl İngiliz astronom Norman Lockyer da Güneş’i gözlemlerken benzer bir çizgi buldu. Lockyer ve kimyager arkadaşı Edward Frankland, bu elementi helyum olarak adlandırdı (Yunancada “Güneş” anlamına gelen “helios”a ithafen). Helyum, Dünya’da daha sonra keşfedildiğinden, “önce uzayda bulunan” ilk element oldu. Tayf çizgilerini inceleyen ve tayfölçümü olarak adlandırılan bu yöntem sayesinde, Güneş’in %73 hidrojen ve %25 helyum içerdiğini, kalan yüzdelik kısmın da oksijen, karbon ve demir gibi elementlerden oluştuğunu biliyoruz.
Enerjisini sağlayan şey ne?
Güneş, neredeyse 150 milyon kilometrelik bir uzaklıktan cildimizi yakıyor. Bu kadar muazzam bir “fırın”ın ne ile çalıştığını bulmak 19. yüzyıl sonlarında, fizik dünyasının en önemli meselelerinden biriydi.
Jeoloji ve biyolojideki gelişmeler (Charles Darwin’in doğal seçilim ve evrim konusundaki çalışmaları da dahil), çok yaşlı bir Dünya’da yaşadığımıza dair ipuçları sunuyordu. Güneş, Dünya’dan çok daha yaşlı olduğu için, gücünü anlamak daha da zahmetli bir iş haline gelmişti. Güneş’i milyonlarca yıl besleyen şeyi bulmak bir şey, Güneş’in milyarlarca yıllık olduğunu ve onu milyarlarca yıl besleyen şeyi bulmaksa bambaşka bir şey.
Victoria devrinin önde gelen birçok bilim insanı, bu kadar uzun bir zaman dilimine inanmayı doğrudan reddetti. Isı ve enerji konusunda önde gelen bir uzman olan Lord Kelvin, Güneş’in enerji kaynağının çekim gücü olduğunu öne sürdü. Söylediğine göre, Güneş’e ait maddeler Güneş’in çekirdeğinde öğütüldüğünde basınç ve sıcaklık artıyordu. Çekim enerjisinin ısı enerjisine dönüştüğü bu değişim Kelvin’in açıklamasıydı. Fakat Güneş’in bu enerjiyi 30 milyon yıl civarında tüketeceğini hesaplamıştı. Hâlâ parladığına göre Güneş’in söylenenden çok daha genç olduğunu düşündü ve Darwin’in ileri sürdüğü milyarlarca yıllık Dünya fikrini 1862 yılında alenen reddetti.
Gelgelelim Darwin haklıydı, Kelvin ise yanılıyordu. Yapbozun eksik parçası, Einstein ünlü E=mc
denklemini 1905 yılında yayımlayınca bulundu (bkz. 51. sayfa). Bu denklem, enerji (E) ve kütlenin (m) etkin olarak aynı şey olduğunu ve birbirlerinin yerine geçebildiğini söylüyordu. Bir kütleyi, ışık hızının (c) karesi ile çarptığınızda mevcut enerji miktarını elde ediyorsunuz. Ancak burada ufak bir tuzak var: Enerjinin serbest kalması için çok uç noktalarda basınç ve sıcaklık gerekiyor.
1920 yılında İngiliz astronom Arthur Eddington, Güneş’e enerjisini veren gerçek mekanizmayı açıkladı: Füzyon. Hidrojen atomları, basınç ve sıcaklığın uç noktalarda olduğu (Güneş’in çekirdeği gibi) ortamlarda füzyona uğrayarak helyuma dönüştürülebilir. Fakat elde edilen helyum, giren hidrojenlerden biraz daha hafiftir. Bu eksik kütle, Güneş’in enerji kaynağını oluşturur, çünkü Einstein’ın denklemine göre artık enerjiye dönüşmüştür. Güneş füzyon ile her saniyede, 620 milyon ton hidrojeni 616 milyon ton helyuma dönüştürüyor. Eksilen 4 milyon ton ise güneş ışığına dönüşüyor.
Güneş’in hidrojene karşı olan bitmek bilmez iştahına rağmen hâlâ 5 milyar yıl yetecek kadar yakıtı var. Dördüncü bölümde bu yakıt bittikten sonra neler olacağını göreceğiz.
ARTHUR EDDINGTON (1882-1944)
Eddington, yirminci yüzyıl başlarındaki astronomi biliminin en önemli insanlarından biriydi. Kuzeybatı İngiltere’de doğdu, ailesi Quaker[3 - Quakers ya da Dostların Dini Derneği, mevcut Hıristiyan mezheplerinden ve tarikatlarından memnun olmayan Hıristiyanlar tarafından 17. yüzyıl ortalarında İngiltere’nin kuzeybatısında kurulmuş bir mezheptir. (ç.n.)] mezhebine mensuptu. I. Dünya Savaşı’na gitmemek için vicdani retçi olmayı düşünüyordu ki astronomik çalışmalarının önemi dolayısıyla zorunlu hizmetten muaf tutuldu.
Einstein, 1915 yılında savaş devam ederken, genel görelilik kuramını Almanca olarak yayımladığında, Eddington bu çalışmayı anlayabilen sayılı astronomdan biriydi ve çalışmanın kilit noktalarını İngilizce konuşan akademisyenlere yaymaya çalıştı. Eddington’ın genel göreliliği 1919 yılında bir tutulma aracılığıyla test etmesinin ardından Einstein, ünü herkesçe bilinen biri oldu. Eddington yıldızların yaşam döngüsünü anlamamıza yarayan birçok önemli çalışma yapmaya devam etti; bunlardan biri de bir yıldızın boyutuna göre ulaşabileceği maksimum parlaklığı açıklayan “Eddington limiti”dir.
Ne var ki her şeyi hatasız yaptığı söylenemez. 1930’lu yıllarda Hint astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar, genel göreliliği kullanarak karadeliklerin varlığını ileri sürdüğünde, Eddington bunun bir saçmalık olduğunu belirtmişti. Chandrasekhar, bu küçümsemeyi hiçbir zaman unutmadı, 1983 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü alarak nihayet haklılığını kanıtlamış oldu.
1939 yılında Alman-Amerikan nükleer fizikçi Hans Bethe, hidrojenin helyuma nasıl dönüştüğünü açıklayan bir şablon yayımladı. Bu çalışmaya göre, dört proton (hidrojen çekirdekleri) sonunda birleşerek helyuma dönüşür, bu sürece proton-proton (pp) zinciri denir. Bu süreç, Güneş’in çekirdeğinde saniyede yaklaşık 90 trilyonun üç katı kere gerçekleşir, tekil protonların füzyona girmesi ise milyonlarca yıl sürebilir.
Güneş Nötrinosu (Solar nötrino) problemi
Güneş’in çekirdeğinde gerçekleşen bu proton-proton reaksiyonunu gözlemleyemiyoruz. Buna rağmen, eğer Güneş’e gücünü veren şey bu reaksiyonsa ortaya ne kadar enerjinin çıktığını tahmin edebiliriz. Üstelik iki sayı uyuşuyor.
Fakat 20. yüzyılın başlarındaki astronomların, kafalarını duvarlara vurmasına sebep olan inatçı bir problem vardı: Dünya’ya yeteri kadar Güneş nötrinosu ulaşmıyordu. Nötrinolar çok küçük, neredeyse kütlesiz atomaltı parçacıklardır. Bethe’nin bulduğu proton-proton reaksiyonunun bir ürünüdürler ve Güneş’ten uçuşarak Güneş sistemine yayılırlar. Fakat inanılmaz derecede asosyaldirler, aklınıza gelebilecek her türlü maddenin içinden (etkileşime girmeden) tıpkı hayalet gibi süzülüp geçebilirler. Geçen her saniyede, vücudunuzun her bir santimetre karesinden Dünya’nın nüfusu kadar nötrino geçiyor, fakat endişelenmenize gerek yok çünkü zararlı değiller.
1960’lı yıllardan beri fizikçiler, bu ünlü parçacıkların gezegenimizin içinden geçişini algılamak için özenle hazırlanmış deneyler yaptılar. Daha sonra fark ettiler ki ortada olması gerektiği kadar nötrino yoktu. Proton-proton reaksiyonu sonucu ortaya çıkan nötrinoların yalnızca üçte biri Dünya’ya ulaşıyordu. Bu duruma, nötrinoların Dünya’ya ulaşırken iki farklı tür nötrinoya dönüştüğü, yani bir nevi şekil değiştirdiği açıklaması getirildi. Yalnızca bir nötrino türüne duyarlı ilk nötrino deneyleri, diğer iki türü kaçırmış oldu. Bu yüzden algılamayı beklediklerinin yalnızca üçte biri kadar nötrinoyu algılayabildiler.
1998 ve 2006 yılları arasında Amerika ve Japonya’da yapılan deneyler gösterdi ki gerçekten üç tür nötrino var ve nötrinolar tür değiştirebiliyor. Tür değiştirmiş nötrinoları da hesaba katınca Dünya’ya ulaşan nötrino sayısı, proton-proton reaksiyonunun Güneş’in enerji kaynağı olması durumunda açığa çıkacak nötrino sayısıyla eşit.
Güneş ışığının destansı yolculuğu
Katmanlarını görebilmek için Güneş’i ortadan ikiye ayırdığınızı düşünün. Tam ortada, iç tarafın yaklaşık olarak çeyreğini kaplayan çekirdeği görürdünüz. Burada üst taraftaki maddeler tarafından uygulanan çekim basıncı, proton-proton reaksiyonu aracılığıyla hidrojeni helyuma dönüştüren füzyon için sıcaklık ve basıncı yükseltiyor. Sıcaklığı tam tamına 15 milyon derece (santigrat) olmasının yanında basınç da o kadar yüksek ki çekirdekteki madde, kurşundan 13 kat daha yoğun.
Işık, çekirdekten çıkıp Güneş’in genişliğinin yüzde 70’ini oluşturan ışınsal bölgeye gelir. Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık düşmeye başlar ve ışınsal bölgenin ucuna geldiğinizde artık 1,5 milyon derecedir. Maddenin yoğunluğu da yavaş yavaş azalır, fakat parçacıklar çekirdeğe yakın yerlerde hâlâ tıklım tıklımdır. Ortalama olarak bir ışık parçacığı, herhangi bir şeyin üstüne sekmeden ve tabii ki geri yansıtılmadan bir santimetre bile yol alamaz.
Eğer tek bir ışık parçacığının (foton) izlediği yolu takip edecek olsanız bu ışığın, tilt oyununun (pinball) atmosferine benzeyen ışınsal bölgeden çıkması için 100.000-1.000.000 yıl arası beklemeniz gerekirdi. Ara sıra insanlardan, Güneş’ten gelen ışığın aslında sekiz dakikalık olduğunu, çünkü bu ışığın Dünya’ya ulaşmasının 8 dakika sürdüğünü duyarsınız. Ancak bu süre ışığın, Güneş’in kenarından bize ulaşması için gereken süredir; oysa ışık kenarda değil çekirdekte oluşur. Yani ışık, gözlerimizle etkileşime girdiğinde, aslında çoktan 100.000 yaşını aşmıştır.
Güneş, merkez çekirdekten dış taçküreye uzanan birçok katmana sahip.
Konvektif (taşıma) bölgesinden geçiş ise çok daha hızlıdır. Enerjinin buradan çıkışı genellikle üç ayı bulur. Işık, konvektif bölgeye ulaştığında gaz tarafından emilir. Bu, gazı ısıtır ve daha hafif bir hale gelmesini sağlar, böylece Güneş’in kenarlarına doğru yükselir. Orada soğuyarak sıcak maddeyi bırakır; sonra daha ağır bir hale gelir ve geri batar. Bu konvektif döngü, enerjiyi ışınımsal bölgeden Güneş’in görebildiğimiz dış katmanı olan ışıkküreye (fotosfer) taşır. Konvektif bölgenin ucundaki atomlar soğudukça enerjiyi ışık formunda serbest bırakırlar ki ışık, Güneş sistemini aydınlatmak için özgürleşsin.
Güneş ışığını yüzünüzde hissettiğiniz bir sonraki an biraz durun ve bu ışığın, Güneş’in çekirdeğinden size ulaşması için tamamladığı bir milyon yıla kadar sürebilen göksel yolculuğu bir düşünün.
Dış katmanlar
Güneş’in yapısı ışıkküre ile son bulmuyor. Birkaç tane de çok daha ince bölge var, bu bölgeler renkküre (kromosfer) ve taçküre (korona) olarak adlandırılıyor. Renkküre, iğne (spikül) adı verilen 500 kilometre uzunluğundaki püskürmelerin yaşandığı yerdir. Güneş’te her an yüzlerce hatta binlerce püskürme meydana gelir.
Çekirdekten ışıkküreye ilerledikçe sıcaklık düşer, ancak ışık küreden de ilerlemeye başladığınızda sıcaklık tekrar yükselmeye başlar ve renkkürenin uçlarında 8.000 dereceyi bulur. Sıcaklık, geçiş tabakası adı verilen 100 kilometrelik dar bir koridor boyunca yükselir ve taçkürenin tabanında 500.000 dereceye kadar çıkar. Taçkürenin içindeki sıcaklık ise milyonlarca dereceye kadar çıkabilir. Kimse taçküredeki bu âni ısınmanın sebebini bilmiyor; hatta günümüzde “taçküre ısınması problemi”, Güneş araştırmaları açısından büyük bir mesele.
Bu da Güneş fizikçilerini, taçküreyi olabildiğince fazla araştırmaya itiyor; fakat alt katmanların parlaklığı sebebiyle ince yapısı neredeyse görülmüyor. Eskiden bu katmanı incelemek için, Ay’ın Güneş ışıklarını kolayca bastırdığı tam Güneş tutulmalarını beklemek zorundaydık. Ancak artık özel Güneş teleskopları, taççeker (koronograf) adı verilen özel disklere sahip; böylelikle suni tutulmalar yaratarak astronomların istedikleri her an taçküreyi incelemesine olanak sağlıyor.
Güneş’e çevrilmiş bu teleskoplar yalnızca görünür ışınları algılamıyor. Aynı zamanda elektromanyetik tayftaki diğer ışın türlerine de duyarlı, morötesi (UV) ve X ışını da dahil. Bu tür gözlemler, fazla radyasyon yaymayan karanlık taçküre deliklerini
Вы ознакомились с фрагментом книги.
Для бесплатного чтения открыта только часть текста.
Приобретайте полный текст книги у нашего партнера:
