Dünya’nın Döndüğünün Kanıtı : Foucault Sarkacı

1851’de Paris Gözlemevi’nin ünlü Meridyen Salonu, insanlığın Dünya’yı kavrayışının belki de en incelikli gösterilerinden birine sahne oluyordu: Dünya’nın dönüşünün deneysel olarak basit bir şekilde ilk defa gösterimine.. Deneyi yapan kişi akademiden epey uzak fakat yaptığı çalışmalarla dönemin en başarılı fizikçilerinden biri Léon Foucault.. Bugün, Google’ın anasayfasında Foucault’nun doğumunun 194. yıldönümü anısına, bahsi geçen deneyin ufak bir animasyonu yayınladı..

Google’ın 18 Eylül 2013’de ünlü Fransız fizikçi Foucault’nun 194. doğum yıldönümü adına yayınladığı logo

Çok uzun bir telle, bir binanın tepesine asılan basit sarkacın salınım düzleminin bulunduğunuz enleme göre belirli bir hızla döndüğünü gösteriyor deney. Normalde günlük hayatımızda, salınım yapan sarkaçların ucundaki kütlelerin büyüklüklerinin küçük ya da iplerinin kısa olmasıyla gözleyemediğimiz bu hareketi, Foucault’nun yaptığı şekilde 28 kg’luk kurşun bir kürenin ucuna asılı olduğu 67 metrelik uzunluğunda bir tel ile yaparsanız Dünya’nın dönmesi sebebiyle oluşan “Koriolis Kuvvetleri” sebebiyle salınım düzleminin yavaş yavaş hareket ettiğini, Paris enlemlerinde yaklaşık 32 saatte tam bir tut attığını görebilirsiniz. Koriyolis kuvvetleri, dönen sistemleri Newton Kanunları ile inceleyebilmek için sisteme eklenmesi gereken “hayali kuvvetlerden” biri (diğeri de “merkez-kaç kuvveti). Newton’un hareket yasaları ivmelenmeyen eylem çerçeveleri için yazıldığından, Dünya gibi kendi ekseni etrafında hızla dönen bir sistemde fazladan etkiler işin içine giriyor. Yani, Foucault sarkacının bu hareketi Dünya’nın sabit değil, ivmeli bir hareket yaptığını (kendi ekseni etrafında döndüğünü) birinci elden kanıtlıyor. (Animasyonun kaynağı: Wikipedia)

Foucault sarkacının salınım ekseninin bir tam tur atma süresi enlemden enleme değişiyor ve aşağıdaki bağıntı ile veriliyor:


θ değeri bulunduğunuz enlem değeri ve T de sarkacın tam tur atma periyodu(gün cinsinden).. Örneğin 30 derece enlemlerinde bulunan bir yer için, sarkacın bir tam turu 2 günde tamamlanıyor(sin30=0.5).. İlginç olan, kutuplarda tam bir günde bir tur atarken, ekvatorda salınım düzlemi değişmiyor.. (θ yerine 90 ve 0 değerleri koyduğunuzu düşünün)

Foucault bu gösterimini ilk yaptığında epey ilgi görmüştü fakat kendisi akademi dışından biri olduğu için birçok burnu kalkık akademisyen onu görmezden gelmişti. Fakat bu etkileyici deneyin söylentileri Paris çevrelerinde hızlıca yayılmış ve kısa bir süre sonra Paris’in en ikonik binalarından Panthéon’da da bir gösterim yapılmıştır. Bu gösterimle hemen hemen herkes Foucoult’nun deneyinin özgünlüğü ve etkisi konusunda hem fikir olmuşlardı.

Paris’te Foucault’nun bu deneyi özellikle bilim müzeleri tarafından ciddi anlamda sahipleniyor ve birçok müzede gösterimler yapılıyor. Bu yıl gittiğim Paris Musée des arts et Métiers müzesinde böyle bir gösterimi izlemiştim. Ayrıca Paris’in en merkezi yerlerinden birinde olan Panthéon’un içinde de devasa bir Focoult Sarkacı gösterimi yapılıyordu (sanırım restarasyon sebebiyle şimdi kaldırılımış).

Paris Musée des arts et Métiers’de Foucault Sarkacı Gösterimi’nden

Foucault’nun 1851’deki deneyinde kullandığı kurşun bilyenin orjinali Paris Musée des arts et Métiers’de

Panthéon’daki dev Focoult Sarkacı

Foucault Sarkacı deneyi bana 1851 gibi geç bir tarihi nedeniyle hep etkileyici gelmiştir.. Evreni algılayışımızda binlerce beyin, yüzlerce yıl birbirinden etkileyici teoriler, varsayımlar ortaya atmış fakat şunun şurasında daha 150 yıl öncesine kadar Dünya’nın kendi ekseni etrafında döndüğünü deneysel bir şekilde kanıtlayamamıştı.. Geçen yıl aldığım Deneysel Fizik dersinde, bilim tarihinde önemli bir deneyi seçip orjinal makalesinden deney hakkında detaylı bilgi edinmemiz gereken bir ödev sırasında epey okumuştum Foucault Sarkacı’na dair ve bana göre bu deney Bilim Tarihi’nin sadelik, estetik ve derinlik açısından en etkili deneyidir. Foucault Sarkacı, bana hep Arşimet’in ünlü sözünü çağrıştırıyor: “Bana yeteri kadar uzun bir çubuk verin ve Dünya’yı yerinden oynatayım”.. Foucault’nun durumunda da benzer bir “basitlik” var aslında : “Bana yeteri kadar uzun bir tel verin, size Dünya’nın döndüğünün en güzel kanıtını yapayım!”


L. Foucault’un orjinal makalesinin İngilizce çevirisine bu bağlantıdan ulaşabilirsiniz.

Güneş’e Uzaktan Bağlanmak

Bilgisayarınızın başında, oturduğunuz yerde Kanarya Adalarında 2400 metre yüksekliğinde bir gözlemevine tek bir tıklamayla bağlanarak önce gözlem evinin kubbesini açıp ardından içindeki teleskobu Güneş’e yönlendirip birkaç fotoğraf çekmek; hepsi birkaç dakikalık iş.. Hem de bütün süreci gözlemevinin içinde ve teleskobun üstündeki kameralarla “gerçek-zamanlı” izlemek mümkün.. Gloria projesi kapsamında “Herkese Açık Teleskop” (TAD) ile yapabileceğiniz işte tam da bu! E-posta adresinizle bir hesap alıp gözlem için randevu almanız ve ardından randevu saatinde teleskoba bağlanmanız yeterli..

 

Haftasonu İTÜ’de yapılacak “Galileo Öğretmen Eğitimi” programı için hazırladığım “İnteraktif Astronomi” başlıklı oturumunda bahsedeceğim projelerden biri Gloria projesi.. Çevrimdışı kalmaya tahammül edemediğimiz “internet çağında”, yirmi-otuz sene önce NASA’daki bir mühendisi kıskandıracak donanıma sahip elektronik cihazlarımızla eğitim adına en azından neler yapabileceğimiz konusunda örnekler vereceğim bir oturum olacak bu… Sunuma hazırlanırken, bahsettiğim teleskoba uzaktan erişim için yarım saatlik randevu alıp ufak bir deneme yaptım ve sonuçlar hiç de fena değil!

 

Sisteme GLORIA Project sitesinden bağlanıp aşağıda işaretlenmiş “User Community” sayfasından kayıt yaptırarak randevu alabilirsiniz.. En fazla iki adet 15’er dakikalık randevular alabiliyorsunuz şimdilik, tarih ve saatleri uygun olanlar arasından istediğiniz gibi seçebiliyorsunuz.

 

Kaynak: Manual for GLORIA project TAD telescope users

 

Teleskop UTC saat dilimine(Türkiye yaz saati uygulamasına göre 3 saat geri) göre 16:00-19:00 arası çalışıyor ve randevu saatinizde sisteme girip “teleskopa bağlan (go)” diyerek kontrol arayüzüne ulaşıyorsunuz.

 

 

Açılan ekranda sol üstte gözlemevini dışarıdan, onun hemen altında içeride teleskobu gösteren kamera görüntülerini görüyorsunuz. Sağda ise teleskobu kontrol etmek için bir panel ve ortada da fotoğraf çekerken değiştirebileceğiniz değerler var.

 

  Kaynak: Manual for GLORIA project TAD telescope users

 

“Çatıyı aç (Open Dome)” butonuna basıyorsunuz ve kameralardan kapağın açıldığını izliyorsunuz.

 

  Kaynak: Manual for GLORIA project TAD telescope users

 

Sağdaki kontrol panelinde “Güneş’i izle/yönlen (Watch the Sun)” diyerek teleskobu Güneş’e yönlendiriyorsunuz ve oklarla ince ayar yapıp görüntüyü ortalayıp fotoğraf çekmeye başlıyorsunuz! Çektiğiniz fotoğrafları bilgisayarınıza “Save Image” butonu ile jpg veya tiff olarak indirebiliyorsunuz..

 

Benim bugunkü keşif denememde çektiğim bir-iki fotoğrafı paylaşayım.. Arayüzü keşfetmek ve bu yazı için “screenshot” almaya uğraşırken odaklama-netleme ve fotoğraf parametreleri ile çok oynama fırsatım olmadı.. Ama en azından şu anda epey bir sakin olan Güneş yüzeyinin tam ortasındaki küçük lekeyi fotoğraflayabildim.

 

Görüntünün tam ortasındaki ve sağalttaki lekeler teleskobun merceğindeki izlerle ilgili sanırım; Güneş yüzeyindeki lekeler ise çok daha küçük, daha koyu, orta kısmın hemen üstünde sağ ve solda iki tane..

 

Teleskobun kullanımı ve adım adım gözlem bilgileri ile ilgili detaylı bir dökümana bu bağlantıdan ulaşabilirsiniz.

 

Cumartesi günü öğretmenlerle birlikte tekrar TAD’a bağlanıp yarım saatlik bir gözlem daha yapacağız, uygulama olarak.. Bu sefer fotoğraf çekimi konusuna biraz daha dikkat edeceğim. Sonuçları etkinlik hakkında yazacağım değerlendirmede buradan da paylaşmayı planlıyorum!

Aktif Galaksiler ve Süper-Kütleli Karadelikler- I

Büyük bir teleleskopla gökyüzüne baktığımızda “normal galaksiler” ile “aktif” olanlarını ayırt etmek neredeyse imkansızdır. Fakat bu galaksilerin tayfını(spektrumunu) aldığımızda birbirlerinden açık bir şekilde ayrılırlar. Normal galaksiler, içindeki yıldız ve gazdan beklendiği ölçüde ışıma yaparken, aktif galaksiler tayflarından da fark edilebileceği üzere ekstra ışımaya sahiptirler.

 

Aktif galaksiler birçok farklı şekide karşımıza çıkıyor; kuazar, blazar, Seyfet galaksi, radyo galaksi gibi.. Bu kaynakların ilk gözlendiklerinde farklı farklı astronomik kaynaklar olduğu düşünülürken, artık bunların birçok yönden birbirine benzer olduğu fakat özellikle tayfsal olarak karakteristik farklar gösterdiklerini biliyoruz. Aktif galaksilerin en önemli ortak özelliği, galaksinin büyüklüğüne oranla çok küçük bir bölgeden çok büyük yoğunlukta ışıma yapmaları. Bu ışıma fazlası merkezdeki “Aktif Galaksi Çekirdeği”(Active Galactic Nuclei –AGN) adı verilen bölgeden geliyor. Kısacası aktif galaksileri normal galaksi ve merkezindeki AGN birleşimi olarak düşünebiliriz.

 

Aktif galaksiler evreden oldukça seyrekler. Her bir galaksinin yaşamı boyunca aktif bir safhadan geçtiği ya da aktif galaksilerin farklı bir sınıf olup olmadı hala anlaşılabilmiş değil. Yani, evrendeki galaksilerin yalnızca küçük bir kısmınını aktif olarak gözlüyor oluşumuz, her galaksinin yaşamlarının  kısa bir bölümünde aktif olduğunu ya da az sayıda galaksinin uzun bir süre boyunca aktif olduklarını anlamına geleblir. Bizim galaksimiz Samanyolu ve etrafındaki birçok galaksi aktif galaksilere göre oldukça az aktivite göstermekte.

 

Aktif galaksilerin böylesine aktif oluşları merkezlerinde bulunan ve etraflarında yığılma diskinden madde aktarımı gerçekleşen “süper-kütleli karadelikler”(super massive blackholes – SMBH) ile açıklanıyor. Karadeliğe düşen maddenin kütle çekimsel potansiyel enerjisi elektromanyetik ışımaya dönüşüyor. Tipik olarak Güneş’in 100 milyar kat gücünde enerji yayan bu karadelikler yalnızca Güneş Sistemi (1 ışık yılının binde biri kadar..) büyüklüğündeler..

 

GALAKSİLERİN TAYFI

 

Galaksiler  genel olarak yıldızlar, gaz ve toz bulutları ve karanlık maddeden oluşurlar. Karanlık madde ışıma yapmadığı için tayfa bir katkı yapmaz; dolayısıyla tayfı belirleyenler yıldızlar, gaz ve bazen toz bulutlarıdır.

 

Yıldızlar

Yıldızların tayfı yer yer üzerinde soğurulma çizgileri ile kesilmiş sürekli bir termal tayf özelliğindedir. Bu tayfın özelliklerinden ve soğurulma çizgilerinden yıldızın içeriği, yüzey sıcaklığı, parlaklığı ve radyal hızı gibi bilgiler elde edebiliriz.

 

  Tipik bir yıldızın optik tayfı; x ekseni dalga boyu, y ekseni ise o dalga boyundaki enerji akısını gösteriyor (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)

 

HII gaz bölgeleri

Galaksilerdeki gaz çoğu zaman sıcak HII(bir kez iyonize olmuş-elektronu kopmuş- hidrojen gazı) bulutları şeklinde gözlenir. Bu bulutların optik tayfında birkaç salınım çizgisi görülür. Bu bölgeler oldukça parlak olduğundan galaksinin tayfına oldukça büyük ölçüde katkıda bulunurlar. Normal galaksilerde optik dalga boyunda başka ışıma yapan bir tek süpernova kalıntıları ve gezegenimsi bulutsulardır. Fakat bunlar HII bölgelerine göre oldukça sönüktürler.

 

Tipik bir HII bölgesi optik tayfı; x ekseni dalga boyu, y ekseni ise o dalga boyundaki enerji akı yoğunluğunu gösteriyor (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)

 

Toz

Galaksideki toz, düşük sıcaklıkları ile optik tayfta herhangi bir ışıma özelliğine sahip değildir. Aslında tozlar optik dalga boyunda yıldız ışını emerler ve uzak-kızıl ötesinde(dalga boyu ~100 mikro-metre) güçlü bir şekilde ışıma yaparlar.

 

Yıldızların ve HII bölgelerinin tayfı optik tayfın çok ötesine uzanır. Örneğin Güneş, radyodan, gama-ışınına, ultraviyole ve X-ışınına kadar geniş bir aralıkta ışıma yapar. Fakat ışımanın çok büyük bir bölümü optik bölgede yoğunlaşmıştır. Göreceğiz ki, aktif galaksilerde durum daha farklı; aktif galaksilerin tayfını diğer tayflardan ayırmak için geniş bant(broadband) tayf olarak adlandıracağız. Bu arada, optik bant olarak görünür tayfa ek olarak yakın ultraviyolet ve yakın kızılötesini de içine alan 300-900 nm aralığındaki bandı kast ediyoruz.

 

Normal bir galaksinin tayfı, içindeki yıldızların ve gaz bulutlarının tayflarının üst üste birleştirilmesiyle oluşur. Yıldızların bazı soğurulma çizgileri ve gazların salınım çizgileri galaksilerin tayflarında gözlenebilir. Aktif galaksilerin tayfları ise, normal galaksi tayfının yanında merkezdeki AGN’den kaynaklanan fazladan özellikler gösterir.

 

Optik Tayf

 

Normal Galaksiler

Tpik bir galaksinin optik tayfı, içindeki yıldızların ve gaz bulutlarının tayfının birleşmesinden oluşur. Yıldızların tayfı birleştirilirken iki şey öne çıkar:

• Farklı yıldızların farklı soğurulma çizgileri bulunur ve farklı tayflar birleştirildiğinde birinin soğurulma çizgisinin, diğerinin sürekli kısmına denk gelip salınım çizgileri “seyrekleşebilir” (line dilution)
• Doppler etkisi bütün tayf çizgilerini etkiler. Galaksinin kırmızıya kayması, tayftaki bütün çizgileri aynı şekilde kaydırır. Galaksi içindeki hareketler de Doppler etkisine neden olur. Böylece tayf çizgileri genişler ve güçsüzleşir.

 Grafikte, 3C273 galaksisinin, evrenin genişlemesi nedeniyle tayfındaki hidrojen çizgilerinin, labaratuar ortamındaki dalga boylarına(Hydrogen spectrum in lab) göre kırmızıya doğru kayması yani daha yüksek dalga boylarına kayması gösteriliyor. Bu kaymadan “kırmızıya kayma” değeri olarak belirtilen z değeri ölçülerek galaksinin uzaklığı çıkarılabiliyor. 3C273 kırmızıya kayma değeri ilk ölçülen bir aktif galaksi ve 0.158 değeri 2 milyar ışık yılı(!) uzakta olduğunu gösteriyor.. 1963’de elde edilen bu sonuç o zamanlar için bilinen ölçekleri sarsmış ve bu kaynak gözlenen en uzak gökcisim ünvanını almıştı. Hatta bu keşif ve keşfi yapan astronom Maarten Schmidt Times’a kapak olmuştu. (Kaynak Astronomy Mag.)

 

HII bölgelerinin tayfınını güçlü salınım çizgileri belirler. Bu tayflar üst üste eklendiğinde, başka bir yıldızın soğurulma çizgisine denk gelmediği sürece tayfta belirgin olarka görülürler. Fakat belirtilidği gibi, salınım çizgileri de Doppler kaymasından etkilenerek ya da galaksi içi hareketler sebebiyle de genişleyebilirler.

 

Bu noktada sözü geçen Doppler kayması ve tayf çizgilerine etkisi konusunu alt başlık olarak biraz açalım.

 

Doppler Genişlemesi

Doppler etkisi, ışınım yapan kaynak bize yaklaşırken dalga boyunun kısalmasına, kaynak bizden uzaklaşırken dalga boyunun uzamasına neden olur.

 

Astrofiziksel kaynaktan gelen ışınların her biri atomlar tarafından yayılan fotonlardan oluşur. Bu atomların birbirine göre hareketleri bu ışınımın kırmızıya ya da maviye kaymış haliyle gözlenir. Örneğin bütün hidrojen atomları aynı dalga boyunda ışıma yapsa dahi, bize ulaşan fotonlar belirli bir dalgaboyu aralığında olacaktır. Yani hidroje tayf çizgileri genişlemiş – Doppler genişlemesine uğramıştır.

 

Genel olarak ışıma yapan atomların hızları bakış doğrultumuzda Δv gibi bir aralıkta olduğunda, bunun sonucu oluşan Doppler genişlemesi:

 

 

olarak verliyor. Burada λ, dalga boyu; dolayısıyla Δλ da dalga boyunda oluşan genişleme, c de ışık hızı.

 

Atomların hareket etmelerinin birinci sebebi sıcaklık. Sıcak bir gazda atomlar gazın sıcaklığıyla ilişkili olarak, belirli bir hız aralığında tamamen rastgele hareket edeceklerdir. m kütlesindeki gaz atomlarının T sıcaklığındaki hız dağılımları aşağıdaki gibidir:

 

 

Doppler genişlemesi genelde dalga boyu yerine hız (Δv) cinsinden verilir. Örneğin Güneş’in tayfındaki Hidroje-alfa(Hα) çizgisinin genişliği 10 km/s'dir gibi..

 

Termal Doppler genişlemesi 2. denklemde görüldüğü gibi ışıma yapan atomların kütlesine(m) bağlıdır. Buna göre hidrojen çizgileri, demir çizgilerinden çok daha geniş olacağı açıktır.

 

Çizgilerin genişlemesi sadece sıcaklık ile ilişkili değildir. Işıma yapan atomların oluşturduğu gazın dönmesi, içeri ya da dışarı doğru akışı ya da türbulans nedeniyle kaotik hareketleri hep çizgilerin genişlemesine neden olur. Örneğin, kendi ekseni etrafında dönen bir galaksinin tayf çizgileri genişleyecektir. Normal galaksilerin bu dönme nedeniyle Δv değerleri 100-300 km/s arasındadır ki bu Güneş’in fotosferindeki sıcak gazların termal hareketindein etkisinden çok daha fazladır.

 

Nedeni ister termal ister yığın hareketler olsun, sonuç her iki durumda da hız dağılımı ile doğru orantılı olarak tayf çizgilerinin genişlemesi şeklinde oluyor. Termal genişlemeyi, diğer türlerden ayırmanın püf noktası, termal ışımanın atom kütlesine bağlı iken, diğerleri her tür atom için aynıdır. Ayrıca, Doppler genişlemesi hem soğurulma hem de salınım çizgilerini etkiler.

-----------------

HII bölgesi ışıma çizgilerinin içinde “yasak çizgiler”(forbidden lines) olarak bilinen çizgiler oluşur. Tayflardaki birçok çizgi yüksek yada düşük yoğunluklarda oluşabilir. Fakat yasak çizgiler sadece düşük yoğunluklarda oluşabilir. Bunun nedeni bu çizgileri oluşturan uyarılmış haller o kadar uzun sürelidirler ki yüksek yoğunluklarda bir iyon yada atomun çarpmasıyla atom foton yaymadan uyarılmış haleden temel hale geçer. Bu kadar az yoğun ortamlar labaratuar ortamlarında genellikle gözlenmediğinden, bu çizgiler “yasak çizgiler” olarak anılır. Bu çizgiler aktif galaksilerin tayflarında bollukla görülür ve [ ] ile gösterilir. Örneğin HII bölgelerinde gözlenen [NII] (655nm) ve [OIII] (501nm) çizgileri gibi…

 

Bütün bunları göz önüne aldığımızda galaksilerin tayfı için şunları söyleyebiliriz:

 

Eliptik Galaksiler

• Sürekli bir tayf ve genişlemiş soğurulma çizgileri
• HII bölgeleri olmadığı için salınım çizgileri yok
• K tipi, oldukça soğuk bir yıldız tayfına benzer bir tayf

Eliptik galaksi NGC 2775’in optik tayfı; x ekseni dalga boyu, y ekseni ise o dalga boyundaki enerji akı yoğunluğunu gösteriyor. Tipik bir yıldız tayfına benzerliğine dikkat edin. (Kaynak : NASA NED)

 

Sarmal Galaksiler

• Yıldız ışığından kaynaklanan sürekli bir tayf, birkaç zayıf yıldız soğurma çizgileri ve HII bölgelerindnen salınım çizgileri

Tipik bir sarmal galaksinin optik tayfı; x ekseni dalga boyu, y ekseni ise o dalga boyundaki enerji akı yoğunluğunu gösteriyor. Zayıf soğurulma çizgileri ve nispeten güçlü Hα çizgisine dikkat! (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)

 

Aktif Galaksiler

• Işıma çizgileri normal galaksilerden hem daha güçlü hem de daha geniş
• Doppler genişlemesi, termalden ziyade yığın hareketlerden kaynaklı

Tipik bir aktif galaksi optik tayfı. Dikkat edilmesi gerekenler öncelikle oldukça geniş ve birçok sayıda salınım çizgileri; ikincisi salınım çizgilerinin şiddeti arka plandaki sürekli bölgeye göre neredeyse 4-5 kat daha güçlü olması (sarmal galaksilerdeki salınım çizgileriyle karşılaştırabilirsiniz). (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)

 

Yukarıda galaksi tiplerinin optik dalga boyunda, yani elektromanyetik tayfın oldukça dar bir bölgesindeki tayfını inceledik. Aktif galaksilerin tayflarındaki karakteristik farkları bu aralıkta gözlemenin mümkün olduğunu gördük. Fakat asıl dramatik fark tüm dalgaboylarını içine alan “geniş-bant” gösteriminde ortaya çıkıyor. Normal galaksilerin geniş-bant tayfı, Güneş’in tayfına benzer fakat tepe noktası biraz daha büyük dalgaboylarındadır. X-ışını, kızıl ötesi ve radyodaki akı yoğunluğu çok daha azdır.. Normal galaksilerdeki X-ışını, kızıl ötesi ve radyo kaynaklarını şöyle sıralayabiliriz:

• X-ışını: X-ışını çiftleri, süpernova kalıntıları ve sıcak yıldızlar arası madde
• Kızıl ötesi: soğuk yıldızlar, toz bulutları ve HII bölgelerini saran tozlar
• Radyo: Süpernova kalıntıları, atomik hidrojen ve CO molekülleri

Aktif galaksiler ise yukarıda bahsedilen normal galaksilerin geniş-bant tayflarından farklı olarak, sadece küçük bir bölgede yoğun bir ışımadan ziyade radyodan gama ışınlarına kadar hemen hemen tüm dalga boylarında oldukça benzer şiddette ışıma yaparlar. Dolayısıyla aşağıdaki örnekte olduğu gibi, genelde aktif galaksilerin tayflarının oldukça “düz” olduğu söylenir.

 

3C273 aktif galaksisinin geniş bant tayfı.. x eksenindeki dalga boyu aralığının genişliğine dikkat edin ve bu kadar geniş dalga boyu aralığında hemen her bölgede ışıma olduğunu ve bu ışımanın şiddet olarak birbirine benzediği dikkat çekici (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)

 

Yukarıdaki grafikte y eksenine bakarsanız enerji akı yoğunluğu dalgaboyu λ ile çarpılmıştır.. Bu geniş-bant tayf gösterimlerinde sıklıkla kullanılan bir gösterimdir ve böyle gösterimler SED(Spectral Energy Distribution) olarak adlandırılır.. Bir kaynağın her bir dalga boyunda yaydığı toplam enerjiyi göstermek için enerji akı yoğunluğu dalga boyu aralığını gösteren λ ile çarpılarak “spektral enerji dağılımı” şeklinde ifade edilir.

 

Galaksilerin tayf özellikleri üzerinden normal galaksiler ve aktif galaksiler arasındaki tayfsal farklılıları kısaca özetlemeye çalıştık. Normal galaksiler içinde barındırdıkları yıldız, gaz ve toz bulutlarının tayflarının birleşimlerinden oluşurken aktif galaksiler merkezlerindeki aktif süper-kütleli karadeliklerin parçası olduğu aktif galaktik çekirdekleri sebebiyle beklenenden hem çok daha fazla hem de çok daha farklı bir ışıma gösteriyorlar..

 

Bir sonraki bölümde, aktif galaktik çekirdeklerin bu karakteristik özelliklerini oluşturan en önemli komponentleri, merkezdeki süper-kütleli karadeliklere eğilip, en temel 3 parametresi olan büyüklük, parlaklık ve kütlesini çeşitli fiziksel ve gözlemsel argümanlar kullanarak hesaplayacağız.

Fermi Teleskobu’nun 5 Yılı ve Aktif Galaksiler

Bundan beş yıl önce, çok iyi hatırlıyorum, o zamanlar daha mühendislik okuyordum, NASA GLAST adlı gama ışını teleskobunu yörüngeye gönderdi. Teleskobun fırlatılışını canlı izlemiştim, hatta GökGünce’de “GLASTartık gökyüzünde!” adlı bir yazı yayınlamıştım.. O zamanlar bu teleskoba olan ilgim özellikle enerji bakımından evrendeki tüm olaylara açık ara fark atan “Gama Işını Patlamaları” sebebiyleydi ve tamamen “merak” ve “hobi” amaçlı idi.. O zamanlar çıkardığımız Gökbilim Dergisi’ne teleskop ile ilgili “Gama Işını Araştırmalarına Siz de Katılın” adında detaylı bir yazı hazırlamış, teleskop verilerine açık bir şekilde herkesin ulaşabileceğini ve isteyen amatörlerin teknik çalışmalar yapabileceğini duyurmaya çalışmıştım..

 

Ve bunların üzerinden 5 yıl geçti ve ben şu anda fizik bölümündeyim, danışmanım ile birlikte astrofizik konusunda bir araştırma yapıyorum ve tahmin edin hangi teleskobun verilerini kullanıyorum? Eski ismi GLAST, yeni ismi Fermi Gama Işını Teleskobu’nun, evet.. Onca sene evvel böyle birşeyi hissetmişmiydim emin değilim ama eski yazılarımı okuyunca garip hissettim gerçekten.. Geçtiğimiz günlerde Fermi’nin beşinci yılı anısına ve 2018’e kadar uzatılan görev süresine istinaden, geçtiğimiz yıllarda yaptığı keşifler üzerine güzel bir video yayınlandı.

 

 

İlk başta beni bu gama ışını teleskobuna çeken gama ışını patlamalarından farklı bir konu üzerinde çalışıyorum şu anda; merkezlerinde süper-kütleli karadelikler bulunduran aktif galaksiler, diğer bir isimleriyle “aktif galaktik çekirdekleri” üzerine.. Yaklaşık beş aydır bu konu üzerine kafa yoruyorum ve danışmanımın da yönlendirmeleriyle çeşitli kaynaklar belirleyip bunlar üzerinde hem optik dalga boyunda hem de gama ışınında parlaklık değişkenlik analizleri üzerine çalışıyoruz..

 

Bu konuya girişirken ilk aşamada bu gökcisimleri hakkında detaylı bir “ön çalışma” yapmam gerekti ve bunları geçen hafta İTÜ’de düzenlenen 8. Fizik Haftası’nda sunma fırsatım oldu. Hem oradaki sunumu destekleyici ders notları, hem de konuya ilgi duyabileceklere Türkçe bir kaynak olması için önümüzdeki günlerde iki parça halinde bu notları yayınlayacağım. Yüksek enerji astrofiziğinde, özellikle gama ışını astrofiziğinde en ilgi çekici konulardan biri olan “aktif galaksi çekirdekleri” umarım sizlerin de ilgisini çeker!

8. İTÜ Fizik Haftası (02-06 Eylül ’13)

İstanbul Teknik Üniversitesi Fizik Bölümü araştırma görevlileri ve hocaları tarafından dört yıldır düzenlenen “İTÜ Fizik Haftası”nın sekizincisi önümüzdeki hafta pazartesi başlıyor. İki senedir katıldığım bu etkinlikte bir hafta boyunca teorik fizikten uygulamalı fiziğe birçok farklı alanda dersler, öğrenci sunumları gerçekleştiriliyor.. Derslerin büyük çoğunluğunu araştırma görevlileri ve doktora öğrencileri verdiğinden katılımcı-ders veren arasındaki diyalog çok daha kolay kurulabiliyor ve her haliyle samimi bir ortam oluşuyor.. Derslerin seviyelerini “oldukça iyi seviye lisans” olarak tanımlayabilirim fakat amaç özellikle lisans öğrencilerine yönelik bir program yapmak olduğundan her seviyeden fizikçi adayının(ve fizikle ilgilenen herkesin) katılımına açık.. Etkinlik detayları ve programı 8. İTÜ Fizik Haftası internet sitesinde..

 

 

Son iki fizik haftasında olduğu gibi bu dönemki programda benim de bir saatlik bir konuşmam olacak.. Bir süredir üzerinde uğraştığım bir konuyu, Aktif Galaksi Çekirdekleri’ni kısaca tanıtıp merkezlerindeki ‘Süper Kütleli Karadeliklerin” karakteristik özellikleri hakkında bir sunuş vereceğim.. Sunumun detayları ve özeti aşağıda; meraklısına duyurulur..

 

Aktif Galaksi Çekirdekleri ve Süper-Kütleli Karadelikler

 

Konuşmada, normal galaksilerden farklı olarak aktif bir “süper kütleli karadeliğe” sahip aktif galaksilerin gözlemsel tarihinden başlayarak, tayflarındaki tipik özelliklerden bahsedilip merkezdeki “aktif galaksi çekirdeği”(active galactic nuclei-AGN) yapısı tanıtılacak; ardından AGN tipleri sıralanarak hepsinin temel ortak özellikleri üzerinden karakteristik büyüklük, kütle ve parlaklık özellikleri incelenecektir. Konuşmanın sonunda, AGN’lerin alt sınıflarından biri olan ‘blazar’lara kısaca değinilip, Fermi Gama-Işını Teleskobu verileri ile yapılan ‘parlaklık değişimi analizi’nden bahsedilecektir.