Tayf Çeşitleri

Tayf Çeşitleri


Sürekli tayf: Akkor hâlde katı bir cisimden veya yüksek yoğunlukta bir gazdan gelen ışık bir üçgen prizmadan geçirilerse ışık renklerine ayrışır Renk sırası gök kuşağında görülen düzendedir: Kırmızı, sarı, yeşil, mavi ve mor Böylece elde edilen tayf, ışık kaynağının sürekli tayfıdır (Şekil 138'de sol altta)


Salma tayfı (parlak çizgili tayf): Düşük yoğunluklu (uzayda bulunan gazlar gibi) akkor hâlindeki gazlardan gelen ışık prizmadan geçirilince parlak çizgi tayfı elde edilir Bu tayfta karanlık aralıklarla ayrılmış parlak çizgiler vardır (Şekil 138, orta altta)

Soğurma tayfı (karanlık çizgili tayf): Sıcak bir cisimden gelen ışık, sıcaklığı daha düşük olan bir gazdan geçtikten sonra prizmadan geçrilirse elde edilen parlak sürekli tayf üzerinde siyah çizgiler görülür Bu çizgiler, bu gaz sıcak olduğu zaman vereceği parlak çizgilerin yerinde bulunur (Şekil 138, sağ üstte)




Şekil 414 de çeşitli yıldızlara ait, soğurma ve salma çizgileri ile kesilmiş sürekli tayflar görülmektedir Üstteki tayflarda Hγ, Hδ çizgileri soğurma hâlinde (siyah) iken alttakinde salma hâlinde (beyaz) oldukları görülmektedir Tayftaki tayfsal çizgileri tanımlayabilmek için, tayfçekerin yarığı önüne yerleştirilen bir sistemle gözlem esnasında aynı fotograf plâğı üzerine lâboratuar salma çizgileri tayfı alınır Bu karşılaştırma tayfını elde etmek için çoğunlukla; demir, helyum, neon ve argon kullanılır Bu salma tayfındaki çizgilerin dalgaboyları lâboratuar dalgaboyları olarak bilinmektedir Bunlardan ve dispersiyondan yararlanarak yıldıza ilişkin tayf çizgilerinin dalgaboyları hesaplanır Çizgi tanısı kurallarından yararlanarak dalga boyları hesaplanan yıldıza ilişkin bu çizgilerin hangi elemente ait oldukları, yani yıldızda hangi elementlerin bulunduğu belirlenir Bu çizgilerin analizinden yıldızların fiziksel özellikleri ve kimyasal yapıları incelenir Yıldızların atmosferinde hangi elementten ne kadar bulunduğu yanında yıldızların sıcaklıkları, radyal hızları, dönme hızları, manyetik alanları, mutlak parlaklıkları vb bulunabilir


Doppler Kayması


Gözlemciye yaklaşmakta veya gözlemciden uzaklaşmakta olan bir ışık kaynağından gelen dalgaların dalgaboylarında bir değişme olur Işık kaynağı gözlemcinin bakış doğrultusunda gözlemciye yaklaşıyorsa saniyede alınan dalga sayısı (frekans) artar, dalgaboyu küçülür (maviye kayma) Kaynak gözlemciden uzaklaşıyorsa dalga sayısı azalır, dalgaboyu büyür (kırmızıya kayma) Hareket eden gözlemci de olabileceği gibi her ikisi de olabilir Işık kaynağı ve gözlemcinin her ikisi de hareketsiz olursa dalgaların dalgaboylarında bir değişme olmaz Böyle dalgaboylarına lâboratuar dalgaboyu denir

Dalgaboylarındaki bu kaymadan yararlanarak gök cisminin Yer'e göre hızı km/sn cinsinden bulunabilir: Örneğin 100 km/sn lik bir hız için 5000 Å dalgaboyundaki kayma 17 Å olur λ lâboratuar dalgaboyu, Δλ kayma miktarı (= gözlenen dalgaboyu - lâboratuar dalgaboyu), c ışık hızı ve v kaynağın gözlemciye göre hızı ise Doppler kayması,

Şekil 139: Yıldızların ve galaksilerin tayflarındaki çizgiler, onların bize doğru yaklaşmalarını ve uzaklaşmalarını açıklar Üstteki cisim sabit olsun, hiç kayma gözlenmez Cisim bizden uzaklaşıyorsa tayfındaki çizgiler kırmızıya doğru kayar(ortadaki şekil) Cisim bize yaklaşıyorsa tayfındaki çizgiler maviye kayar (alttaki şekil)

Δλ / λ = v/c

şeklinde basit bir bağıntı olarak ifade edilir Δλ, (-) ise kaynak yaklaşıyor, (+) ise uzaklaşıyor demektir Kayma miktarından yararlanarak gök cisminin radyal hızı, yani bakış doğrultusundaki hızı ve dönme hızı bulunabilir


Optik Pencere Dışı Gözlemler


Yakın geçmişe kadar uzay hakkında bilinenlerin çoğu, Yer atmosferinin geçirdiği ve gözümüzün duyarlı olduğu dar bir ışınım penceresinden alınan ışınımdan elde ediliyordu Bu da elektromanyetik tayfın görsel (görünen, optik) bölgesidir Elektromanyetik tayfın görsel bölgesi dışında evrende gözümüzle göremediğimiz daha kısa ve daha uzun dalga boylarında elektromanyetik ışıma yapan pek çok gök cismi vardır Görsel ışıktan daha kısa dalga boyları bölgesinde morötesi ışınlar, X ışınları ve gamma ışınları yer alır Daha uzun dalga boyları bölgesinde ise kırmızıötesi ışınları, mikrodalgalar ve radyo dalgaları yer almaktadır (Şekil 41)

Işınım kaynaklarının ve evrenin yapısını daha iyi anlamak için görsel bölge dışındaki diğer dalgaboylarında ışınıma duyarlı özel duyaçlar (alıcı) kullanmak gerekir Böyle duyarlı duyaçlara ancak 20 yüzyılda kavuşuldu Bu konuda diğer önemli bir sorun, Yer atmosferinin optik pencere dışındaki görünmeyen dalgaların çoğunu soğurarak ya da yansıtarak Yer yüzüne kadar ulaşmalarını engellemesidir Kırmızıötesi, morötesi, X ışınları ve gamma ışınları yayan milyonlarca gök cismi ancak Yer atmosferinin dışında ve uygun duyaçlar kullanılarak algılanabilir Bu nedenle optik pencere dışındaki kırmızı- ötesi, morötesi, X ışınları ve gamma gözlemlerine, Yer yörüngesine keşif uyduları yerleştirildikten sonra başlanabilmiştir


Uzaydan algılanan ilk görünmeyen ışınım türü radyo dalgaları oldu Bu başarı 1932 yılında Amerikalı mühendis Karl Jansky tarafından kaydedilmiştir Daha sonraları II Dünya Savaşı sırasında radar teknolojisindeki gelişmeler, savaş sonrasında gök cisimlerinin radyo gözlemlerine başarıyla uygulandı Günümüzde gök yüzünü incelemek amacı ile irili ufaklı yüzlerce radyo teleskop anteni gök yüzüne çevrilmiş durumdadır Bu antenlerin en büyüğü, Cornell Üniversitesi'nce işletilen Porto Rıco'daki Arecibo Radyo Gözlem Evi'ndedir Burada yaklaşık 300 m genişliğinde doğal bir çanak vadi, yansıtıcı bir yüzey ile kaplanıp büyük bir radyo teleskop antenine dönüştürülmüştür Yönlendirilebilir en büyük radyo teleskop, 300 m çaplı Almanların Efelsberg'deki teleskopudur


Kırmızıötesi ışınların büyük bir kısmı Yer atmosferinde soğurulur Bu yüzden ölçümleri, yüksek dağların tepelerine ya da yörüngeye yerleştirilen teleskoplarla yapılmaktadır Yer yüzeyinde kırmızıötesi ışığa duyarlı olan teleskopların en önemlileri Hawai ve Kanarya adalarında bulunmaktadır


Kırmızıötesi astronomisi, 1983'de Yer yörüngesine yerleştirilen ve kısa adı IRAS olan Kırmızıötesi Astronomisi Uydusu ile büyük bir gelişme gösterdi Bu uydu görev yaptığı 10 ayda 250 binden fazla kırmızıötesi ışıma yapan gök cismi keşfetti

Uzaydan gelen morötesi ışınlarının da büyük bir bölümü, Yer atmosferinin 20-30 km yüksekliklerinde bulunan ozon katmanında soğurulurlar Bu ışığa duyarlı duyaçları taşıyan uydular 1960'lı yılların sonlarında ölçümlere başlamıştır Uluslararası Morötesi Keşif Uydusu (IUE) 1978-1993 yılları arasında Yer çevresindeki yörüngesinde gök cisimlerin morötesi dalgaboylarında gözlemiş ve etkin bir biçimde görevini sürdürmektedir


Gamma ve X ışınları, çok yüksek enerjili fotonlardan oluşurlar Bunlar da Yer atmosferinin 30-40 km yüksekliklerinde bütünüyle soğurulurlar Uydulara yerleştirilen özel X ve gamma ışın duyaçları yardımı ile algılanabilirler Bu gözlemler, evrende meydana gelen çok yüksek enerjili olayları incelememize imkân verirler X ışınları ilk kez 1960'larda balonlara ve roketlere yerleştirilen alıcılarla algılanabilmiştir 1970'den sonra bir çok ülke uzayı X ışınları ile inceleyen uydular fırlatmıştır Gamma ışınları ise büyük oranda çekirdeksel etkileşmelerin bir ürünüdür İlk defa 1965 'lerde balonlarla daha sonraları bir bölümü askeri amaçlı olan bazı uydularla algılanmıştır


24 Nisan 1990 tarihinde, Yer çevresindeki yörüngesine yerleştirilen Hubble Uzay Teleskopu 100 nm ile 1 mm dalgaboyları arasında gözlem yapmaktadır Yer atmosferinin engelleyici etkileri olmadığı için ayırma gücü, Yer'deki bir teleskoptan 10-20 kat daha yüksektir Evrenin sırlarını çözmede en etkili optik gözlemleri yapması beklenirken aynasında küresel sapınç hatası olduğu anlaşıldı Bu hata 1993 yılı sonunda Uzay Mekiği ile gönderilecek bir ekip tarafından düzeltilmiştir Bu hataya karşın, bugüne kadar eşi olmayan gözlemler yapmıştır