5.2 Yıldızlararası Madde

Uzay boşluğu sanılan yıldızlararası ortamda madde vardır; ancak, bu maddenin yoğunluğu yıldızlardaki yoğunluktan milyonlarca kez daha azdır. Yıldızlararası madde, gaz ve toz parçacıklarından oluşur. Örneğin, 1 cm³ lük yıldızlararası uzayda ortalama olarak bir atom ve 1 km³ lük uzayda ise 25-50 arasında küçük parcacık bulunur; buna karşın, Yer'de, deniz seviyesinde, 1 cm³ lük hacimde milyarlarca molekül bulunmaktadır.

Yıldızlararası ortamdaki maddenin içeriğine biraz daha ayrıntılı bakıldığında aşağıdaki elemanlardan oluştuğu görülür:

a) Sıcaklığı 10-10 000°K arasında olan ve soğuk madde olarak kabul edilen nötr ya da iyonlaşmış gaz, moleküller ve toz parcacıkları, ışınım gücü yüksek, sıcak yıldızlar, uzaya yaydıkları enerji ile, çevrelerindeki gazın sıcaklığını yükseltirler ve gazı iyonlaştırırlar. Gözlenen iyonlaşmalardan, ortamdaki sıcaklığın 10 000°K civarında olduğu sonucu çıkarılmaktadır. Yıldızlararası ortamda enerjisi veya sıcaklığı daha fazla olan başka madde olduğundan; sıcaklığı 10 000°K'e kadar olan maddeye soğuk madde denilmektedir.

b) Enerjisi veya sıcaklığı çok daha yüksek olan ve kozmik ışınlar denilen atom çekirdekleri,

c) Bildiğimiz Röntgen ışınları, morötesi ışınlar ve genel olarak elektromanyetik ışınlar,

d) Çok yüksek enerjili ve nötrino denilen, Büyük-Patlama (Big-Bang) sonucu ortaya çıkan ve yıldızların evrimleri süresinde salınan parçacıklar,

e) Manyetik alan.

1944 yılında Hollanda'lı Van de Hulst, hidrojen atomunun 21 cm de bir radyo dalgası yaydığını ve bunun gözlenebileceğini öngörmüştür. Yıldızlararası ortamda en bol hidrojen olduğu için söz konusu buluş oldukça önemlidir. Daha da önemlisi radyo dalgaları yıldızlararası ortamdaki kozmik tozlardan etkilenmemektedir veya kozmik tozlar tarafından soğurulmamaktadır. Böylece çok uzaklardaki gök cisimlerinden gelen radyo yayınları gözlenebilmiştir. Optik astronomiye göre radyo astronominin gücü, radyo dalgalarının bu özelliğinden kaynaklanmaktadır.

1945 yılında 2. Dünya Savaşı bittikten sonra bilim adamları sivil görevlerine döndü. Savaş süresince bilimsel birikimler ve teknolojik gelişmeler oldu. Bu birikim radyo astronominin hızla gelişmesini sağladı. Radyo teleskoplar gelişti. Böylece yıldızlararası maddenin yapısının ayrıntılı olarak incelenmesi kolaylaştı. Galaksimizdeki nötr hidrojen gazının dağılım haritası çıkarıldı. Yıldızlararası ortamda soğuk bölgelerde ve hidrojen atomu gibi radyo yayını yapan birçok molekül keşfedildi. Bugün yıldızlararası ortamda canlıların yapısında bulunan organik maddeleri içeren 45 ten fazla molekül gözlenmiştir. Bunlardan bazıları; su buharı, formik asit, metil alkol, formaldehid ve hidrojen siyanürdür. Bu moleküllerin çoğu 1970 li yıllardan sonra gözlenmiştir.

Bulutsular (Nebulae, Tekil: Nebula)

Yukarıda söz edilen yıldızlararası ortamdaki gaz ve toz yer yer (yoğunluğu 10 cm^-3 ile 10⁶ cm^-3 arasında değişen) birikintiler oluşturur. Bunlara, bulut ya da bulutsu (nebula) denir. Bulutsular Saman Yolu içinde görüldüğü gibi, başka galaksiler içinde de gözlenmektedirler. Optik olarak parlak görünenleri olduğu gibi, karanlık görünenleri de vardır. Ancak, içerdikleri madde aynıdır. Farkları, içlerinde ışık kaynağının olup olmamasındadır. Son tahminlere göre yıldızlararası maddenin % 99'u gaz ve geriye kalan % 1'i de küçük toz parçacıklarından ibarettir. Yıldızlararası ortamda gaz ve toz beraberce bulunurlar. Ancak, kütle olarak gazın toza oranı 100'e 1 gibidir. Yıldızlararası ortamda, temelde hidrojen, ve bir miktar helyum, karbon, azot, oksijen, neon, demir ve bunun gibi elementler bulunmaktadır. Bu kimyasal yapı genç yıldızların yapısını andırmaktadır. Böylece yıldızların, yıldızlararası gaz ve toz bulutlarından oluştuğu anlaşılmaktadır. Yıldızlararası ortamda çeşitli boyut ve kütlelerde bulutsuya rastlanmaktadır. Örneğin, boyutları 0.1 ışık yılı ile 35 ışık yılı arasında olan toz bulutları gözlenmektedir. Buna karşın dev molekül bulutlarından da söz etmek gerekir. İsminden de anlaşılacağı gibi molekül bulutları içinde hem çeşit hem de sayı bakımından daha çok molekül bulunmaktadır. Molekül bulutları karanlık bulutsulardan hem daha yoğun hem daha sıcak hem de hacim olarak daha büyüktür, genellikle ışınım yayan bulutsuların yakınında bulunurlar. Bulutsuların kütleleri tipik olarak 60-100 güneş kütlesi aralığında olmakla beraber daha küçük ve daha büyük olanları da vardır.

Şekil 5.4: Orion (Avcı)'daki Büyük bulutsu bir Parlak bulutsudur

Birkaç farklı tipte bulutsu vardır:

Parlak bulutsular: Yakınında çok sıcak bir yıldızın veya birden fazla yıldızın aydınlattığı ve bunun sonucu ışık saçan bulutsular, parlak bulutsular olarak adlandırılır. Kimi parlak bulutsular yalnız aydınlatan yıldızın ışığını yansıtırlar; bunlara, bazen yansıma bulutları da denir. Çoğunda ise aydınlatan sıcak yıldızın yaydığı yüksek enerjili ışınlar bulutsu içindeki hidrojen gazı tarafından soğurulur ve daha sonra H_α olarak tekrar salınırlar. Bu nedenle bu tip bulutsulara, bazan salma bulutsuları da denir. Güneşin de içinde bulunduğu "Orion" sarmal kolu içinde bulunan Orion takım yıldızındaki Büyük bulutsu bu tipe bir örnektir (Şekil 5.4).

Karanlık bulutsular: Saman Yolu'nun teleskoplarla fotografı çekildiğinde yer yer karanlık bölgeler dikkati çeker. Seksen veya doksan yıl önce ilk gözlendiklerinde, bu bölgelerin birkaç yıldızın bulunduğu delikler olduğu sanılmıştı. Ancak, şimdi biliyoruz ki karanlık görünen bu görüntüler büyük gaz ve toz bulutlarıdır. Daha uzaktaki gök cisimlerinden gelen ışığı engellerler ve geçirmezler, bu sebeple karanlık görünürler. Bu tip bulutsuların arkasında kalan bölgelerdeki gök cisimlerini görmemiz olası değildir. Yine Orion takım yıldızı içinde bulunan Atbaşı Bulutsusu bu gruba iyi bir örnektir (Şekil 5.5).

Şekil 5.5: Orion: Atbaşı karanlık bulutsu

Şekil 5.6: Çalgı takım yıldızında Yüzük bulutsusu

Gezegenimsi bulutlar: Bazı yıldızlar yaşamlarının belli bir evresinde patlama gösterirler ve dış katmanlarındaki maddeyi uzaya atarlar. Uzaya atılan madde yıldızın etrafında ve çekim alanı içinde kalır. Bunu soğanın dışındaki birkaç katmanın göbek kısmından ayrılması gibi düşünebiliriz. Ayrılan ve kabuk şeklindeki bulutsu dışa doğru yavaş yavaş genişler. Bunlar, merkezi yıldız etrafında kabuk oluştururlar. Esasen gezegenlerle hiçbir ilgileri yoktur. Ancak görünüşü, teleskoplarla bakıldığında gezegenlerin görünüşünü andırdığı için bu adla anılmaktadırlar. Çalgı (Lyra) takım yıldızı içindeki Yüzük bulutsusu bu tipe güzel bir örnek oluşturur (Şekil 5.6).

Şekil 5.7: Boğa takım yıldızında Yengeç bulutsusu

Süpernova kalıntıları: Boğa takım yıldızı içindeki Yengeç bulutsusu buna en güzel örnektir (Şekil 5.7). Belli bir kütleye sahip olan yıldızlar, yaşamlarının belli bir evresinde şiddetli bir patlama geçirirler. Kütlelerinin yarısından fazlasını uzaya atarlar. Geriye, sıkı, ekseni etrafında milisaniyelik dönme periyodu olan ve bugün nötron yıldızı olduğunu bildiğimiz atarca (pulsar) kalır. Atılan gaz kütlesi merkezdeki yıldız etrafında yavaş yavaş genişleyen bulutsuyu oluşturur. Yengeç bulutsusu böyle oluşmuş bir bulutsudur. Onu oluşturan patlamayı Çinliler 1054 yılında gözlemiş ve gündüz ikinci bir güneş gibi bir süre izlemişlerdir, çünkü patlama sonucunda yıldız parlaklığını milyon kez artırmaktadır. Benzer bir oluşum 1987 yılında Büyük Macellan Bulutu içinde de gözlenmiştir. Ancak bu süpernova çok uzak (yaklaşık 160000 ışık yılı) olduğu için gündüz görülememiş, güney enlemlerden geceleri gözlenebilmiştir.