Kirchhoff Yasaları
Sıcak opak bir kaynağa doğrudan bakıldığında sürekli (veya kara cisim ışıması) spektrum görülür.
Kara cisim ışıması yayan bir kaynak tarafından uyarılmış saydam bir gaza bakıldığında emisyon (yayma) çizgi spektrumları görülür. Ancak kaynak doğrudan görülemez. Kara cisim ışımasını yapan kaynağı engelleyen ve kara cisim ışması fotonlarını absorbe eden (soğuran) soğuk bir gaz katmanına bakıldığında ise soğurma çizgi spektrumları görülür. Spektrumdaki çizgiler, yanındaki dalga boyundan daha düşük radyasyona sahip olan dalgaboylarını temsil eder ve yanındaki parlak bölgelerle karşılaştırıldığında sadece bu çizgiler karanlıktır.
Güneş’in karanlık çizgilerden oluşan spektrumu Fraunhofer Spektrumu olarak da bilinir.
Fraunhofer Spektrumu
1859 yılında Alman kimyacı Gustav Robert Kirchhoff da laboratuvarında atomik spektrum üzerine çalışmalar yapmıştır ve beyaz bir ışık hüzmesinin gaz dolu bir tüpten geçirildiğinde spektrumdaki karanlık çizgilerin görüldüğünü gözlemiştir. Gazın enerjiyi özel dalgaboyundaki enerji bantlarında soğurduğunu ve bu durumdaysa soğurma çizgileri olarak adlandırdığımız çizgileri gözlemlemiştir.
Spektrum (tayf), beyaz ışık ortadan kalktığında soğurma spektrum çizgilerinin önceden görüldüğü dalgaboylarında, parlak çizgileri ya da emisyon çizgilerini gösterir.
Gaz sadece belirli dalgaboyundaki enerjiyi yayabilir ya da absorbe edilebilir. Kirchhoff bu yayma ve soğurma çizgilerinin oluştuğu dalgaboylarının kullanılan gaza bağlı olduğunu buldu. Her element ya da bileşiğin kendine özgü dalgaboyu seti olduğunu saptadı. Eğer kimyasal olarak reaksiyona girmeyen iki element karışımı mevcut ise spektrum çizgileri iki elementin spektrum çizgilerini de barındırmaktadır. Dolayısıyla yayma ve soğurma spektrum çizgileri elementlerin benzersiz olan parmak izlerini tanımlar. Aynı zamanda spektral çizgilerin gücü mevcut gazın miktarına ve gazın sıcaklığına bağlıdır.
Atomik Spektrum – Atomların Parmak İzi
Belirlenen atomik spektrumlara göre:
- Her elementin elektronlarının yörüngelerinde döndüğü benzersiz enerji seviyeleri vardır.
- Her elementin belirleyici ve benzersiz renkli spektral çizgileri vardır.
- Bir elementin spektral çizgilerinin hepsi elektromanyetik dalgaların görünür bölgesinde bulunmayabilir.
- Emilim ve soğurma spektrum çizgileri aynı dalga boylarında bulunurlar.
Bir Hidrojen Emisyon Nebulası
Bilindiği gibi sıcak bir yıldızın bir gaz bulutu içerisinde yoğunlaşması ile nebula (bulutsu) adı verilen oluşumlar meydana gelir. Gaz atomlarını yıldızdan yayılan ultraviyole fotonlar uyarır. Böylece, elektronlar taban seviyesine uyarılırlar ve atomun kendine has olan renklerinde ışık yayarlar. Bu durumda, çoğunlukla hidrojen atomundan oluşan bu nebula, kırmızı Balmer serisi alfa ışığını yayar ve pembemsi-kırmızı renkte bir gaz bulutu oluşur.
Hidrojen evrendeki en yaygın element olduğundan dolayı bir çok emisyon nebulası kırmızı renktedir.
Güneş’in Soğurma Spektrumu
Güneş’in Soğurma Spektrumu
Güneş’in spektrumu bir soğurma (absorbsiyon) çizgi spektrumudur ve spektral çizgiler bize Güneş’in kimyasal bileşenleri hakkında bilgi verir. Ayrıntılı olarak çözümlenmiş bu Güneş Spektrumu ile yoğunluk-dalga boyu ilişkisi rahatlıkla görülebilir. Bunun için şu bağlantı adresine tıklayabilirsiniz: http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php?step=1
Ayrıca Güneş’in 330 ve 870 nanometre dalgaboyu aralığında yer alan spektrumunun tamamının incelenmesi için de okuyucular için bu link faydalı olabilir. İşte bağlantı adresi:
http://bass2000.obspm.fr/download/solar_spect.pdf
Hidrojen’in Spektrumu
Lyman Serisi: Bir elektronun uyarılmış bir seviyeden n=1 olan taban seviyesine atlaması durumunda ultraviyole foton yayınlanır. Bu ultraviyole spektral çizgileri Lyman Serisi olarak adlandırılır ve Lyalfa, Lybeta, Lygama… şeklinde ifade edilir.
Balmer Serisi: Bir elektronun uyarılmış bir seviyeden n=2 seviyesine atlaması durumunda görünür bölgede olan foton yayınlanır. n=2 seviyesine uyarılmalar Balmer Serisi olarak adlandırılır ve Halfa, Hbeta, Hgama şeklinde ifade edilir.
Balmer alfa serisi fotonları kırmızı ışık yayarlar.
(Dalgaboyu=λ= 656 nm)
Hidrojen’in Balmer Serisi Spektrumu
Hidrojenin Balmer Serisi Spektrumu
Doppler Etkisi
İlk olarak 1842 yılında Avusturyalı bilim insanı Christian Andreas Doppler tarafından ortaya atıldı. Her ne kadar gözlemci dalga frekansının kendi hareketi ya da dalga kaynağının hareketi yüzünden değiştiğini görse de, aslında kaynağın yaydığı dalganın frekansının sabit kaldığı bilinmesi gereken en önemli husustur. Doppler etkisinden etkilenen asıl fiziksel değişken dalga boyudur. Dolayısıyla dalga kaynağının frekansı da değişiyor gibi görünür.
Eğer spektrum çizgilerini oluşturan ortamın kendisi hareket ediyorsa çizgilerde bir kayma gözlenir. Yani çizgiler spektrum üzerinde olması gereken yerde değil de biraz kaymış bir şekilde başka yerde görülür. Bu kayma miktarı da tayfı alınan bölgenin hareketiyle ilgili.
Eğer bir yıldız bizden uzaklaşıyorsa gösterdiği spektrum çizgileri kırmızıya, aksine bize yaklaşıyorsa spektrum çizgileri mora doğru kayıyor. Buradan yola çıkılarak “kırmızıya kayma” adı verilen olay gerçekleşiyor. Galaksiler bizden ne kadar uzaktaysa tayfları da o kadar çok kırmızıya kayıyor. Buradan da evrenin genişlediği sonucu çıkıyor.
Soğurma çizgilerine sahip olmasına rağmen bir yıldız karacisim ışımasına çok yakın spektrum oluşturur. Bizler yıldızların sıcak yüzeyi olan fotosferinden üretilen enerjiyi bu spektrum sayesinde görebilmekteyiz.
Güneş için;
Fotosferi ~100 km derinlikte
T~ 600 K sıcaklığındadır.
Yıldız spektrumunda görülen çizgiler ve kayıp fotonlar bize yıldızın kimyası, sıcaklığı ve yoğunluğu hakkında bilgiler verir.
Suda, Havada…vs Dalgalar
Sabit bir kaynak, dalgaboyu her yerde sabit olan dalgalar üretir. Eğer kaynak hareket ediyorsa gözlemci, kaynağın hareket ettiği yönde daha kısa dalga boyu şeklinde ya da kaynağın hareket ettiği yönün tersinde daha uzun dalga boyu şeklinde görür.
Kaynak ortama göre Vk hızıyla hareket ediyorsa hareket yönündeki dalgalar yaklaşırken zıt yöndeki dalgalar uzaklaşır. Bu durumda hareket yönünde bulunan gözlemcinin algıladığı ses ya da elektromanyetik dalga yüksek frekanslı, harekete zıt yönde bulunan gözlemcinin algıladığı ise düşük frekanslı olacaktır.
Eğer hareketli kaynak fk frekansında dalga yayıyorsa, gözlemcinin göreceği frekans;
fg=fk(V/V+,- Vk)
formülü ile algılanan ses ya da elektromanyetik dalganın frekansı bulunur. Burada,
fg: Algılanan frekans
fk: Kaynağın frekansı
V: Dalganın yayılma hızı
Vk: Kaynağın hızı ‘nı temsil eder.
Kaynak gözlemciye doğru hareket ederse aradaki işaret (-), gözlemciden uzaklaşırsa (+) alınır.
Ayrıca Δλ/λ= V/c ya da V=(Δλ/λ)c
ile lambda dalga boyundaki değişimin hızla orantılı olduğu görülebilir.
V: gök cisminin hızı
c: ışık hızı.
Doppler etkisi ile Edwin Hubble evrenin genişlediği sonucunu çıkarmıştır.
Doppler etkisi aynı zamanda aşağıdaki durumlarda da kullanılır:
- Eğer bir yıldızın spektrumunda dalga boyundaki kaymayı laboratuvarda ölçümleyebiliyorsanız yıldızın size göre olan göreli hızını belirleyebilirsiniz.
- Eğer atomların temel hareketlerinden kaynaklanan spektrum çizgileri arasındaki uzaklık değişimlerini belirleyebilirseniz, yıldızların sıcaklıklarını ölçümleyebilirsiniz.
Yıldızların Sınıflandırılması
Yıldızları sınıflandırmak için en güvenilir araç spektrum incelemesidir.
1814 yılında Alman bilim adamı Joseph von Fraunhofer Güneş ışığını prizmadan geçirerek incelerken tayf üzerinde bazı çizgiler gördü. Elektromanyetik spektrumda gözün duyarlı olmadığı bölgelerde de bu tür çizgiler vardır.
Her maddenin elektron yapısına bağlı olarak soğurduğu belli dalga boyunda fotonlar vardır. Spektrumda bu dalga boylarına denk gelen yerlerde çizgiler oluşur. Her gazın kendine özgü bir çizgi dizisi olduğu için çizgiler bir bakıma yıldız yüzeyindeki gazların parmak izi sayılır. Mesela, Güneş spektrumunda en belirgin çizgi sarı renk bölgesinde yer alan 588.995 nm dalga boyundaki D2 çizgisindedir ki bu çizgi gaz halindeki sodyum elementinin varlığını gösterir.
Spektrumdaki çizgiler sadece yıldız yüzeyindeki kimyasal yapıya değil, aynı zamanda sıcaklığa da bağlıdır. Astronomlar yıldız spektrumundaki çizgilerin dağılımına bakarak yıldız yüzeyindeki sıcaklığı da saptayabilirler. Öte yandan spektrum üzerindeki çizgiler yıldızın kendi çevresindeki dönüş hızını da gösterir.
1943 yılında Amerikalı astronomlar William Wilson Morgan, Philip Keenan ve Edith Keenan yıldız tayflarını karşılaştırarak spektrumların belirli şablonlara uyduğunu göstermiş ve yıldızları spektrumlarına göre sınıflandırmışlardır. Bu sınıflandırmaya Morgan-Keenan ya da kısaca MK Sınıflandırması denir.
19. yy’ın sonlarına doğru Annie Jump Cannon beşyüz binden fazla yıldızı inceleyerek hidrojenin soğurma çizgilerine göre bir sınıflandırma yapmıştır. Bu sınıflandırmaya göre;
O,B,A,F,G,K,M harflerinden oluşan sınıflar sıcaktan soğuğa doğru bir sıcaklık sınıfalandırmasını ifade eder.
Bu sınıflardan her biri kendi içinde 10 ana gruba ayrılır. Örneğin, G0,G1,G9,K1…K9 gibi.
Yine bu 10 grup sıcaktan soğuğa doğru gitmektedir. Yani örneğin G0 grubundaki bir yıldız G9 grubundaki bir yıldızdan daha sıcaktır.
Güneşimiz ise G2 tayfında yer alan bir yıldızdır.
Astronomi ve Astrofizik Dersleri konulu çalışmalarımızın ilerleyen bir başka dersinde yıldızların sınıflandırılması ile ilgili daha ayrıntılı bir çalışmayı sizlerle paylaşacağız.
Tuğba Yaşar
Kuark Bilim Topluluğu Popüler Bilim Yayın Grubu
Referanslar:
https://sites.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/ASTRO_122/lect6/lecture6.html
http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php?step=1
http://bass2000.obspm.fr/download/solar_spect.pdf
https://en.wikipedia.org/wiki/Doppler_effect
Marc L. Kutner, Astronomy: A Physical Perspective, Cambridge University Press, 2003
Neb Duric, Advanced Astrophysics, Cambridge University Press, 2004
Ders1: Astronomide Uzaklıklar
Ders2: Astronomide Açılar
Ders3: Işığın Doğası
Ders4: Yıldızların Renkleri ve Sıcaklıkları
Ders5: Planck Yasası
Ders6: Atomun Yapısı ve Atomların Kesikli Spektrumu
