Powered by free wordpress themes

kayseri escort samsun escort bodrum escort ankara escort ankara escort eskişehir escort porno izle izmir escort antalya escort ankara escort ankara escort ankara escort istanbul escort
Anasayfa / Astronomi / Galaksilerin Uzaklıkları Nasıl Belirlenir ?

Powered by free wordpress themes

Galaksilerin Uzaklıkları Nasıl Belirlenir ?

   Yazı Özeti : Olayi basitce anlatırsak, yıldızın renginden yola çıkarak hangi sınıfta bir yildiz oldugu ve bu sayede yaklaşık kütlesi hesaplanır. Bu ozellikte bir yildizin parlakliginin hangi mesafede ne kadar olacagi hesaplanabilir. Bu durumda dunyaya ulasan parlaklik belli oldugundan mesafe ortaya cikar. Türkçe’de Salt parlaklık denilen , orjinali”absolute magnitude” olan ve bir yildizin 10 parsec mesafeye getirildiğinde hangi parlaklıkta olacağını gösteren deger (M) ve su anki parlakligi (m) ile iliskilendirilmis formüller var. Bunlar yardimi ile uzaklik kolayca hesaplaniyor. Tabi soruyu daha da icinden cikilmaz yapabilecek bir konu daha var. Yildizlarin uzakligi bu sekilde hesaplaniyorsa , galaksilerin uzakligi nasil hesaplaniyor? Burada da Hubble yasasindan faydalaniliyor. Galaksilerin ortalama bir parlakligi var , evren surekli genislediginden bizim galaksimiz ve olcmek istedigimiz galaksi birbirlerine gore belli bir hizla hareket etmelidir. Bu da gozlenen galaksinin ışığında “kırmızıya kayma” (red shift) denilen bir etki ortaya çıkarır. Kırmızıya kaymanın oranı evren genişleme sabiti ile ilişkilendirilip “oran bu ise bizimle bu galaksi arasında bu kadar uzaklık olmalı gibi sonuçlara varılır. Bu hesaplar uçuk ve hataya açık görünse dahi su an daha güvenilir bir yöntemimiz de yok…

 

Merhaba sevgili bilim dostları ve merak edenler.. Şimdilik vakit bulabildikçe sizlere iki çeşit yazı hazırlayorum. birincisi ElektroManyetik alanların biyolojik etkileri üzerine diğeri de Zamanın Kısa Tarihi kitabından sizler için seçtiğim önemli noktalar. Şimdi bu noktalardan birisi de eminim çok merak ettiğini bir sorudur ” Galaksilerin uzaklıklarını nasıl belirliyoruz ? ” sorusudur.. Şimdi kitabımıza geçip size bunun hikayesini aktarmak istiyorum.

Yıldızlar gözümüze ufacık ışık noktaları olarak görünecek ölçüde bizden uzaktır. Onların boyutlarını veya şekillerini göremeyiz. Öyleyse farklı türde yıldızlar olduğunu nasıl böyle uzaktan söyleyebiliyoruz ? Yıldızların ezici çoğunluğunun gözlemleyebildiğimiz sadece bir ayırıcı özelliği vardır. ” Işıklarının Rengi ” . Newton , güneş ışığının prizma denilen üçgen şekilli bir cam parçasından geçtiğinde , tıpkı gök kuşağındaki gibi , bileşiminde yer alan renklere ( tayfına ) ayrıştığını keşfetmiştir. Bir teleskobu bir yıdıza veya bir galaksiye odaklayarak benzer biçimde o yıldız veya galaksiden kaynaklanan ışığın tayfını gözlemek mümkündür. Yıldızlar farklı tayflara sahiptir, ancak farklı renklerin göreli parlaklığı kıpkırmızı halde parlayan bir nesnenin yaydığı bir ışıkta ne bulmayı bekliyorsak her zaman onunla tam olarak aynıdır. Yani bir ışığın tayfından yola çıkarak onun sıcaklığını söyleyebiliriz. Dahası yıldızların tayflarında belirli bazı renklerin yer almadığını ve bu kayıp renklerin de yıldızdan yıldıza değişebileceğini tespit etmiş durumdayız. Her kimyasal elementin kendisine özgü belirli bazı renk kümelerini soğurduğunu bildiğimiz için, bunları herhangi bir yıldızın tayfında eksik olanlarla eşleştirme yoluyla söz konusu yıldızların atmosferinde hangi elementlerin bulunduğunu tam olarak tespit edebiliriz.
1920’li yıllarda gök bilimciler başka galaksilerdeki yıldızların tayflarına bakmaya başladıklarında çok garip bir şey buldular. Kendi galaksimizdeki yıldızlarda aynı ayırıcı özellikte kayıp renk vardı , ancak bunların hepsi aynı göreli miktarda tayfın kırmızı sonuna doğru kaymışlardı. Bunun sonucunu anlamak için Doppler Etkisini bilmemiz gerekiyor.

Adsýz-1

 

İnsan gözünün farklı renkler olarak gördüğü şeyler , aslında ışığın farklı dalgaboylarıdır. Şimdi bizden sabit uzaklıkta bir ışık kaynağı hayal edin , bu örneğin sabit bir dalga boyunda ışık dalgaları yayan bir yıldız olsun. Bize ulaşan dalgaların dalga boyları , kaynaktan yayıldıkları dalga boylarıyla aynı olacaktır. ( Galaksinin kütleçekim alanı önemli bir etkide bulunacak kadar büyük olmayacaktır. ) Şimdi kaynağın bize doğru hareket etmeye başladığını varsayalım. Kaynak , ikinci dalga tepesini yaydığında bize daha yakın olmuş olacak ; dolayısıyla dalga tepeleri arasındaki uzaklık da yıldızın hareketsiz olduğu duruma göre daha küçük olacaktır. Bu bize ulaşan dalgaların dalga boylarının yıldızın hareketsiz olduğu duruma göre daha kısa olacağı anlamına gelir. Aynı şekilde eğer kaynak bizden uzaklaşıyorsa , bu kez dalgaların dalga boyları daha uzun olacaktır. Bu yüzden ışık açısından bu , bizden uzaklaşan yıldızların tayflarının tayfın kırmızı sonuna doğru kayarken ( kırmızıya doğru ) bize doğru gelenlerde tayfların maviye kayacağı anlamına gelir. Dalga boyu ile hız arasında var olan Doppler Etkisi adı verilen bu ilişkiye günlük deneyimimizde de karşılaşırız. Yoldan geçen bir arabaya kulak verdiğimizde uzakta tiz ses, yakında daha yüksek perdeli motor sesi duyarız.

doppler-effect-image

lec10_04

 

Eğer (f0) frekansında dalga yayan hareketli bir kaynak bu yayılımı sadece kendinin ve bir gözlemcinin bulunduğu sabit bir dalga ortamında yapıyorsa, o zaman bu dalga ortamına göre hareketsiz olan bir gözlemcinin göreceği frekansı (f) bulmak için:

f = f_0 \left ( \frac {v}{v + v_{s,r}} \right )

formülü kullanılır. Burada (v) dalga ortamındaki dalgaların hızı, (vs, r) ise kaynağın sabit olan dalga ortamına göre (eğer gözlemciye doğru hareket ediyorsa (-) eksi bir değer, gözlemciden uzaklaşacak şekilde hareket ediyorsa (+) arti bir değer) hızıdır. Benzer bir analiz sabit bir dalga kaynağı ile hareketli bir gözlemci için asağıdaki gibidir. (vo) = Gözlemcinin dalga ortamına göre hızı.

f = f_0 \left (1 - \frac {v_0}{v} \right )

Yukarıdaki örnekte de gördüğümüze benzer şekilde, bu sefer gözlemcinin dalga kaynağından uzaklaşması durumunda (vo) değeri (+) arti, yakinlaşması durumunda ise (-) eksi olur.

Matematiksel olarak bu iki formül elbette tek bir vektörel eşitlik olarak genelleştirilebilir. Koordinat sisteminin dalga ortamı üzerindeki herhangi bir noktanın konumunu verdiğini, ve bu ortamda ses hızı’nin (c) olduğunu varsayalım ve söz konusu ortamda (s) kaynağının (\mathbf{v}_s) hızıyla hareket edip çevresine (f_s) frekansında dalgalar yaydığını öngörelim. Bu dalga ortamında bir de (\mathbf{v}_r) hızıyla hareket eden bir (r) gözlemcisi olsun. Dalga kaynağı (s) ile gözlemci (r) arasındaki matematik vektörün ise (\mathbf{n}) olduğunu öngörelim. (Yani \mathbf{r}_r - \mathbf{r}_s = \mathbf{n} |\mathbf{r}_r - \mathbf{r}_s|)

Bu durumda gözlemcinin algılayacağı frekans (f_r):

\frac{f_r}{f_s} = \frac {1 - \mathbf{n} \cdot \mathbf{v}_r / c}{1 - \mathbf{n} \cdot \mathbf{v}_s / c}

eşitliğinden bulunabilir. Eğer v_s \ll c ise, o zaman algılanan frekanstaki değişim daha çok dalga kaynağı ve gözlemcinin birbirine göre hızlarına bağlı olur:

\frac{f_r}{f_s} \approx 1 - \mathbf{n} \cdot (\mathbf{v}_r - \mathbf{v}_s) / c

Veya alternatif olarak:

 \frac{f_r - f_s}{f_s} = \frac{ \Delta f}{f_s}  \approx  -\mathbf{n} \cdot (\mathbf{v}_r - \mathbf{v}_s) / c

Doppler’in bu analizinin ışık ışınları için de geçerli olabilmesi için yapılan ilk çalışma Hippolyte Fizeau tarafından yürütülmüştür. Ancak ışık A noktasından B noktasına gidebilmek için belli bir dalga ortamına gerek duymaz (örneğin sonsuz boşluk olan uzayda kolayca yol alır) ve Doppler Etkisi’nin ışık ışınlarına nasıl doğru bir şekilde uygulanabileceğinin anlaşılabilmesi için Einstein’in Özel Görelilik (izafiyet) teorisinin kullanımına ihtiyaç vardır.

Başka galaksilerin var olduğunu kanıtlamasının ardından gelen yıllarda Hubble zamanını bu galaksilerin uzaklıklarını belirlemeye adadı. Bir galaksinin kırmızıya kaymasının boyutları bile ratgele değildir demişti Hubble 1921 yılında yayımladığı bulgularda. Galaksinin bizden uzaklığıyla doğru orantılı olduğunu söylemişti. Bir başka ifadeyle bir galaksi bizden ne kadar uzaksa, bizden o kadar hızlı bir biçimde daha fazla uzaklaşmaktadır .! Bu da evrenin herkesin önceden düşündüğü gibi durağan olmadığını ortaya koydu.

 

lec34_01

 

[su_youtube url=”https://www.youtube.com/watch?v=wtXdkRzRXRU” width=”640″ height=”360″ class=”Astronomi”]”Solar Impulse 2″ adlı uçak, gece ve gündüz tek damla benzin kullanmadan 40 bin kilometrelik Dünya’nın etrafından dönecek.[/su_youtube]

Kaynaklar :

http://tr.wikipedia.org/wiki/Doppler_etkisi
http://www.aliceinphysics.com/publications/doppler/tr/doppler.html
Zamanın Kısa Tarihi- Stephen Hawking

 

PEKİ ASIL SORU IŞIĞIN KÜTLESİ YOKSA NEDEN KÜTLEÇEKİMİNDEN ETKİLENEBİLİYOR ? CEVABI DOLAYLI OLARAK PAYLAŞALIM.

http://www.evrimagaci.org/fotograf/111/7226

Hakkında Burak Çankaya

Bir Cevap Yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir

 

şişli escort