Ana səhifə

Dersin adi : FİZİk sinif ve süre : 40+40 +40


Yüklə 149.85 Kb.
tarix27.06.2016
ölçüsü149.85 Kb.
DERSİN ADI : FİZİK

SINIF VE SÜRE : 40+40 +40

ÜNİTE ADI : YILDIZLARDAN YILDIZSILARA

KONU ADI : Yıldızlar

HEDEF : Yıldızları kavrayabilme

KAZANIMLAR : 1-Yıldızların yapısını açıklar.

2-Yıldızarın yaşam dönğüsünü;kütle,enerji,ışıma,kütleçekimive basınca bağlı olarak açıklar.

3- Yıldızlardan yayılan ışığı, yıldızlardan meydana gelen füzyon tepkimelerinde açığa çıkan enerjininuzayda ışınım ile yayılması şeklinde açıklar.

YÖNTEM : Anlatım, soru-cevap, tartışma, gözlem.

KAYNAK ARAÇ VE GERECLER: Ders kitabı, M.E.B tavsiyeli yardımcı yayınlar.

İŞLENİŞ: Verilen konuya öğrenciler ön hazırlık çalışması yaparlar. Ders saatinde bir önceki konunun kısa bir tekrarı yapılır. Daha sonra o gün işlenecek konu öğrencilerinde katılımıyla öğretmen tarafından anlatılır. Etkinlikler öğrencilerle birlikte yapılır. Araştırma konuları da öğrenciler tarafından okunarak öğrenciler arasında tartışma ortamı yaratılır. Önemli kısımlar öğrencilere not tutturulur.


YILDIZLARDAN YILDIZSILARA

İnsanlığından beri gökyüzü, gök cisimleri ve gök olayları merak konusu olmuştur. Uzay, meteorlar, gezegenler ve yıldızlarla doludur. Bunların hepsi gök cismi olarak adlandırılır.

Yapılan gözlemlemelerde göre gök cisimleri konumlarına göre gruplandırılarak bazı cisim ve hayvanlara benzetilerek isimlendirme yapılmıştır. Büyükayı takım yıldızı, Çoban yıldızı gibi isimler bunlardan bazılarıdır.

Gök cisimlerinden yol ve yön bulmada yararlanılır. Gök isimlerini ve gök olaylarını inceleyen bilim dalı astronomidir. Astronomi sayesinde gök cisimleri ve gök olayları hakkında önemli bilgilere ulaşmıştır. Bu bölümde kullanılan bazı temel kavramlar aşağıdaki gibidir.



Yıldız: Uzaydaki ‘bulutsu’ denilen gaz ve toz yığınlarının bir araya gelip sıkışmasıyla meydana gelen genellikle küresel yapıda olan gökcisimleridir. Yıldızlar canlılar gibi doğar, yaşar ve ölürler. Ömrü biten yıldızlar uzay boşluğunda şiddetli bir patlamayla dağılır. Isı ve ışık yayan yıldızlar farklı renklere sahip olabilirler. Renkler yıldızın sıcaklığı hakkında bilgi taşır. Sıcak yıldızlar mavi yada beyaz, orta sıcaklıktakiler sarı, soğuk yıldızlar ise kırmızı renkte görülür.

Gezegen: Yıldızlar gibi ısı ve ışık kaynağı olmayan, yıldızlardan aldığı ışığı yansıtan gök sicimlerine gezegen denir. Gezegenler yıldızlardan daha küçük ve soğuktur. Gezegenler yıldızın çevresinde dolanarak hareket eder.

Kuyruklu Yıldız: Kuyruklu yıldızlar, yapısında donmuş halde buzlar, gazlar ve tozlar olan gök cisimleridir. Kuyruklu yıldızlar güneşin çevresinde eliptik yörüngede dolanırlar. Güneşe yaklaştıkça bir miktar buz erir. Bu anda buza karışık halde duran toz ve taş parçaları serbest hale geçer. Serbest galan gaz ve ince tozlar güneş rüzgarıyla itilerek kuyruklu yıldızın kuyruk kısmını oluşturur. Kuyruklu yıldızlardan kopan tozlar veya kaya parçaları dünya atmosferine girdiğinde sürtünmenin etkisi ile ısınarak ince bir ışık çizgisi oluşturur. Bu olaya yıldız kayması denir.

Takımyıldız: Gökyüzünde, dünyadan bakıldığında sergilendikleri görünüme göre bir arada bulunan yıldız gruplarına takım yıldızı denir. Küçükayı ayı takım yıldızı gibi. Takımyıldızları farklı özellikte olan ve bir kümeymiş gibi görünen yıldızlardan oluşur.

Meteor: Gezegenler arasında hareket eden, ve tümüyle gaz durumuna geçmeden atmosfere girerek yeryüzüne ulaşabilen gök cisimleridir. Yeryüzüne ulaşan meteorlara göktaşı denir. Meteorlar düştükleri yere çukur açabilir.

Işık yılı: Uzaydaki gökcisimleri arasındaki mesafe kilometre ile ifade edilmeye başlatıldığında çok büyük rakamlar meydana gerekir. Bunun yerine ışık yılı birimi kullanılır. Bir ışık yılı ışığın boşlukta 1 yılda aldığı yoldur. Bu ışık yılı yaklaşık olarak 9,45.10¹² km dir. Işık yılı bir uzunluk birimidir.


Güneş: Gündüz çıplak gözle görülebilen tek yıldız olup sağladığı enerji ile Dünya’daki yaşamın kaynağıdır. Güneş çapı yaklaşık 1,4.10 000 000 km kütlesi 1,9.1027 ton olan enerji yayan gaz küresidir.

Güneş orta büyüklükte bir yıldız olup güneşten 300bin kat büyük yıldızlar ve 20 kat küçük yıldızlar tespit edilmiştir.

Güneş Dünya’ya göre çok büyüktür. Güneşin içine 1 milyon kadar dünya sığabilir. Bilim insanlarının güneş teleskopları kullanarak gözlem evlerinde yaptıkları çalışmalar Güneş’in yapısı ve oluşumu hakkında bilgiler elde etmiştir. Buna göre; Güneş sistemindeki gök cisimleri başlangıçta bulutsu görünümünde tek bir kütle iken değişime uğramış ve zamanla kendi yapılarını oluşturmuştur. Gezegenler gaz bulutu halini milyonlarca yıl önce tamamlamış ve katı bir yüzeye sahip olmuştur. Güneş ise hala parlayan bir plazma halindedir.

Uzay, küçük toz parçacıkları, değişik elementler ve hidrojen gazlarından oluşmuştur. Bu gaz bulutları uzayın her noktasında aynı yoğunlukta değildir. Yoğunlaşmanın arttığı yerlerde maddeler kütle çekiminin etkisi ile birbirine yaklaşır ve yüksek yoğunluklara ulaşır. Yıldızların oluşum süreci bu şekilde başlar.

Güneş ve yıldızların oluşum sürecinde başlangıçta kütle çekimini etkisinde serbest düşme gibi birbirine yaklaşan cisimler çarpışmaz ve iç basınç olmaz. Sıkışan kütle arttıkça çökme ve büzülmeyi dengeleyecek iç patlamalar (nükleer patlama) olur. Bu patlamaların nedeni başlangıçta birbirine göre potansiyel enerji olan parçacıkların kütle çekimi etkisinde birbirine yaklaşarak kinetik enerji açığa çıkmasıdır. Bu kinetik enerji merkezdeki sıcaklığı çok yüksek boyutlara ulaştırır.

Çekirdekte oluşum nükleer patlamalar oluşan yüksek sıcaklık ve basınca bağlıdır. Patlama anında sıcaklık 15 milyon Kelvin civarındadır. Bu sıcaklıkta oluşan nükleer patlamalar içe doğru çökme ve büzülmeyi dengeler. Bu olay hidrostatik denge olarak tanımlanır.


Böylece yıldız sabit bir yarı çapta kalır. Bu olay şişirilmiş bir balonun içindeki havanın balonu genişletmek isterken, balonu küçültmek isteyen lastiğin gerilimi arasındaki dengeye benziyor.

Güneşten etrafa yayılan ısı ve ışık hidrojenin füzyon tepkisiyle helyuma dönüşümü ile üretilir. Güneşte %71 Hidrojen, %27 Helyum, %2 diğer elementler iyonlaşmış gaz halinde bulunur. Güneş’te saniyede 564 milyon ton hidrojen, 560 ton Helyum düşünür. Aradaki 4 milyon tonluk madde kaybı enerjiye dönüşür. Bir saniyede üretilen enerji dünyadaki tüm canlıların yıllarca tüketecekleri enerji ile kıyaslanmayacak kadar fazladır. Güneşin kütlesi saniyede 4 milyon ton azalması bir süre sonra ömrünün biteceğini gösterir.



GÜNEŞE AİT İSTATİSTİK BİLGİLER


ÇAPI

1,39.10 000000 km

YÜZEY SICAKLIĞI

5500K-6000K

ÇEKİRDEK SICAKLIĞI

15.10 000000K

KÜTLESİ

1,98.10ºkg

DÜNYAYA UZAKLIĞI

149.10 000000 km


Güneşin Yaşam Evreler
Güneşin oluşumunda başlangıçta etkili olan kütle çekimi Güneş’in kütlesi büyüdükçe daha da artar. İçteki nükleer patlamalar bu artışı dengeler. Güneş’teki hidrojenin üçte biri helyuma dönüşene kadar dengelenme süreci devam eder. Helyum hidrojene göre daha ağır olduğu için merkezdeki yoğunluk ve çekim kuvveti daha da artar. Merkezdeki sıcaklığında artması helyumun diğer elementlere dönüşmesini sağlar. Güneş ve yıldızlarda elementlere dönüşüm süreci sonunda merkezden dışa doğru element tabakaları oluşur. Bu tabakalar hidrostatik dengeyi sağlayan termal basıncın etkisini ortadan kaldırır ve sadece çekim kuvveti kalır. Bu kuvvet zamanla yıldızın ölümüne neden olur.

DERSİN ADI : FİZİK

SINIF VE SÜRE : 40+40 +40

ÜNİTE ADI : YILDIZLARDAN YILDIZSILARA

KONU ADI : Yıldızlar

HEDEF : Yıldızları kavrayabilme

KAZANIMLAR : 1-Yıldızların yapısını açıklar.

2-Yıldızarın yaşam dönğüsünü;kütle,enerji,ışıma,kütleçekimive basınca bağlı olarak açıklar.

3- Yıldızlardan yayılan ışığı, yıldızlardan meydana gelen füzyon tepkimelerinde açığa çıkan enerjininuzayda ışınım ile yayılması şeklinde açıklar.

YÖNTEM : Anlatım, soru-cevap, tartışma, gözlem.

KAYNAK ARAÇ VE GERECLER: Ders kitabı, M.E.B tavsiyeli yardımcı yayınlar.

İŞLENİŞ: Verilen konuya öğrenciler ön hazırlık çalışması yaparlar. Ders saatinde bir önceki konunun kısa bir tekrarı yapılır. Daha sonra o gün işlenecek konu öğrencilerinde katılımıyla öğretmen tarafından anlatılır. Etkinlikler öğrencilerle birlikte yapılır. Araştırma konuları da öğrenciler tarafından okunarak öğrenciler arasında tartışma ortamı yaratılır. Önemli kısımlar öğrencilere not tutturulur.


Kızıl Dev

Güneş gibi yıldızlarda merkezdeki füzyon tepkimeleriyle hidrojen helyuma dönüşürken çekirdeği ağırlığı artar. Çekim kuvvetinin de artması içe doğru çökmeyi artırı ve merkezdeki sıcaklığı 100 milyon Kelvin sıcaklığa çıkarır. Bu durumda merkezdeki termonükleer tepkimeler merkezden dışarı doğru kayar. Dış tabakalarda oluşan tepkimeler Güneş’i genişlemeye zorlar. Güneşin bu evresinde dış tabaka genişlemiş, iç sıcaklık artmış ve kırmızı bir görünüm alacaktır. Genişleme sonucu Güneş, Merkür, Venüs ve Dünya’yı bile içine alacaktır. Bu tür yıldızlara kızıl dev denir.



Beyaz Cüce

Güneş’in kızıl deve dönüşmesinden sonra 2-3 milyar yıl içinde içteki nükleer tepkimelerde kullanılan yakıt tükenecek ve içe doğru çökme içe doğru çökme daha da artacak. Bu durumda içeride yüksek basınç ve sıcaklık oluşur. Bunların sonucunda Güneş’in tüm dış tabakaları koparak uzaya fırlar ve güneş tek bir merkez çekirdeği şeklinde kalır. Güneş beyazımsı masmavi bir renkle ışık saçar. Güneş’in hacmi durumda Dünya’nın 4 katı kadardır. Güneşte yanma devam eder. Karbon ve oksijen yakılarak daha ağır elementler üretilir. Bilim insanları Güneş’in beyaz renkte göründüğü bu evreyi beyaz cüce olarak adlandırırlar.



Siyah Cüce
Beyaz cüce dönemindeki tepkimeler sonucunda Güneş’teki Tüm elementler demire dönüşür. Enerjisi giderek tükenen ve sönen ve ışıldaması biten Güneş’in son dönemi siyah cüce olarak adlandırılır.

Süpermova
Güneş boyutlarındaki yıldızın ölümü siyah cüce döneminde son yakıtlarını tüketerek gerçekleşir. Küçük yıldızların ölümü ise beyaz cüce döneminde soğuma ile gerçekleşir.

Yıldızın kütlesi Güneş’in kütlesinin 1,4 katından büyük olması durumunda beyaz cüce evresinden sonrada olaylar devam eder. Böyle büyük yıldızlar cüce kalamazlar. İç yoğunlukları daha da artar ve iç yakıtları demir, nikel ve kobalta dönüşür.

Yıldızların etrafında tabakalar oluşur. Demire dönüşen tabakalar yanmaz. İçeride oluşan yoğunluk ve sıcaklık artışı ile elektron ve proton kaynaşarak nötrona dönüşür. Bu durumda demir çekirdek 100 km çapında bir top haline gelir ve kritik bir sıcaklıkta ışık saçarak patlar.buna süpernova patlaması denir.
Güneş Işınları

Uzaydaki yıldızlar hakkındaki bilgiler onların yaydıkları ışımaların incelenmesi sonucu elde edilir. Bu ışımaların az bir kısmı insan gözüyle algılanabilir.

Gözle görülen ve görülmeyen ışımalar belli özelliklere göre sıralanarak ışık tayfı adı verilen bantlar oluşturulur. Bu bantta, görünür ışık bandın %1 inde daha az bir kısma denk gelir. Evrendeki gök cisimleri ve Güneşten dalgalar halinde yayılan enerji elektro manyetik dalga olarak adlandırılır. Elektro manyetik dalgalar ışık hızında yayılır. Bu dalgalar dalga boylarına ve frekansına göre dizilimine elektromanyetik tayf denir.

Görünür ışığın frekansı 7.1014 Hz ile 4.1014 Hz arasındadır. Görünür ve görünmez ışınlar güneşin değişik katmanlarında yayılır.


Güneş’ten her doğrultuda ışın yayılır. Güneş’ten Dünya’ya ışınlar canlılar için çok önemlidir. Ancak bu ışınların bazılar çok zararlıdır. Bunlara karşı tedbir alınmalıdır.

Uzaydaki Uzaklık Tayini ve Yıldızlar Arasındaki Mesafe

Gökyüzündeki bazı yıldızlar arasında bazı farklılıklar gözlemlenir. Bazıları daha büyük ve parlak bazıları ise küçük görünür.

Yıldızlar hakkındaki bilgiler teleskop vb araçlarla elde edilerek yıldız haritaları hazırlanır. Yıldız haritaları hazırlanırken normal haritalara göre daha farklı metotlar uygulanır.

Bir yıldızın Dünya’ya uzaklığı paralaks olarak tanımlanan üçgenleme metodu ile bulunur. Paralaks metoduna göre cisimlerin yeri, gözlemcinin yeri ve pozisyonuna bağlıdır. Bu metot kullanılırken bazı uzaklık değerlerinin bilinmesi gerekir. Bilim insanları bu uzaklıklar için Dünya’nın Güneş etrafında çizdiği yörünge yarıçapını kullanır. Önce uzaklığı hesaplanacak yıldız belirlenir. Bunu yaparken yıldızın diğer gök cisimleriyle konumu dikkatlice gözlemlenir. Bu gözlemden 6 ay sonra ikinci kez aynı gözlem yapılır. Yıldızın pozisyonundaki değişim yakın yıldızlarda büyük, uzak yıldızlarda ise küçüktür.

Ölçümlerde yıldızların ıraklık açısı yani paralaks da çok büyük değişmeler olur. Bu neden le değişim derece yerine açı saniye birimi ile ifade edilir.



1˚=60’(Açı dakika) = 3600”(açı saniye)dir.

Paralaksı 1” (1 açı saniye) yada 1” den büyük olan yıldız yoktur. 1 saniyelik yay, 200km de 1m yi gören açıdır. Bir yıldızın güneşe uzaklığı yıldızın paralaksından yararlanılarak;

d=1/p FORMÜLÜ İLE HESAPLANIR. d= Uzunluk

p= ıraklık açısı



Not:

Paralaksı 1saniyeye eşit olan yıldızın uzaklığına,

1parsek denir.

1parsek = 3,26 ışık yılı =3,09.10¹³ km dir.

Parlaksı küçük olan yıldızlar daha uzakta, büyük olan yıldızlar daha yakındadır.

Yıldızların Sıcaklıkları

Yıldızların sıcaklıklarını Dünya’da kullanılan termometrelerle pratikte mümkün değildir. Yıldızların sıcaklıkları yaydıkları ışımalardan elde edilen bilgilerle hesaplanır. Daha önce öğrenilen Wien yasası bu hesaplamada kullanılan bir yasadır. Bu yasada ışıma enerjisinin frekansına göre değişiminde en üst değere karşılık gelen dalga boyu yalnız sıcaklığa bağlıdır.

Yıldızların parlaklığı farklı dalga boylarında ölçülerek parlaklığın yeni enerjinin en fazla olduğu anda yayılan ışımanın dalga boyu belirlenir.

Yıldızın sıcaklığı aşağıdaki formülle hesaplanır:


T= Yıldızın Kelvin cinsinden sıcaklığı

λmax= nanometre cinsinden maksimum dalga boyu

Wien Sabiti= 2,898.10000000

DERSİN ADI : FİZİK

SINIF VE SÜRE : 40+40 +40

ÜNİTE ADI : YILDIZLARDAN YILDIZSILARA

KONU ADI : Yıldızların sınıflandırılması

HEDEF : Yıldızların sınıflandırılmasını kavrayabilme

KAZANIMLAR : 1-Evrende uzaklık,kütle ,sıcaklık ve yarıçap bakımından farklı bir yıldız olduğu çıkarımını yapar.

2-Yıldızların parlaklığıve ışınım gücü arasındaki ilişkiyi yorumlar.

3-Yıldızları sıcaklıkları ve tayf çizgilerine göre sınflar.

4- Kocayeni(süpernova) sonucunda ,beyaz cüceler,nötron yıldızlarve karadeliklerin oluşumunu yıldızların kütlesine bağlı olarak açıklar.

YÖNTEM : Anlatım, soru-cevap, tartışma, gözlem.

KAYNAK ARAÇ VE GERECLER: Ders kitabı, M.E.B tavsiyeli yardımcı yayınlar.

İŞLENİŞ: Verilen konuya öğrenciler ön hazırlık çalışması yaparlar. Ders saatinde bir önceki konunun kısa bir tekrarı yapılır. Daha sonra o gün işlenecek konu öğrencilerinde katılımıyla öğretmen tarafından anlatılır. Etkinlikler öğrencilerle birlikte yapılır. Araştırma konuları da öğrenciler tarafından okunarak öğrenciler arasında tartışma ortamı yaratılır. Önemli kısımlar öğrencilere not tutturulur.



Yıldızların Parlaklıkları ve Işıma Gücü
Yıldızların parlaklık ve ışıma güçleri ile bazı bilgilere ulaşılabilir. Parlaklık, bir cisimden yayılan ışığın yayılma doğrultusuna dik olan birim yüzeye düşen miktarına denir. Bir yıldızın bir saniyedeki enerji yayma kapasitesine ışıma gücü denir. Lambalar yayacakları ışıma gücüne göre sınıflandırılır. 25W, 50W ve 100W lık lambalar gibi.

Yıldızlar konum ve parlaklılarına göre milatta önce ilk kez Hipparchos tarafından gruplara ayrılmış ve bir katalog hazırlamıştır. Yapılan bu ilk katalog 850 yıldız içermiştir. Bu katalogda yıldızlar parlaklıklarına göre 6 ayrı gruba guruba ve bu gruplara kadir adı verilmiştir. 1.kadir grubu parlaklığı en fazla olan yıldız grubu 6. kadir grubu ise parlaklığı en az olan yıldızları içerir. Kadir rakamın üzerine m harfi konularak gösterilir.


Milatta sonraki ilk yıllarda Batiamyus yıldız çalışmaları daha da derinleştirilmiş ve yıldız katalogunu geliştirmiştir.

Bu kataloglarda 1022 yıldız vardır. Batlanyus aynı kadir grubundaki yıldızların parlaklıklarının aynı olmadığını fark etmiş ve her kadir grubunu 3 e ayırmıştır. Bu durumda kadir grupları ondalıklı sayılarla ifade edilmiştir. Bu durumda gruplar 3m.2 gibi ifade edilmiş ve 3,2 kadir olarak söylenmiştir. (3m.2 deki m üzeridir.)

Teleskop gibi uzayı inceleme aracı geliştikçe 1. kadirden daha parlak yıldızların olduğu bulunmuş ve bu yıldızlar (-) sayılırla gösterilmiştir. Günümüze kadar gelen süreçte kadir serisi gruplama sistemi devam etmiştir. Yıldızların konumu izleyiciye göre değişeceği için kadir yerine görünen kadir (görünen parlaklık) ifadesi daha çok tercih edilmektedir.

Yıldızların görünen parlaklık ve ışıma gücü onun dünyaya uzaklığına da bağlıdır. Parlaklığın azlığı yıldızın uzaklığı ile de açıklanabilir.

Kadir serisinde, her kadir kendinden sonra gelen kadirden 2,512 kat daha parlaktır. 1 kadir grubundaki bir yıldız 6. kadir grubundakinde yaklaşık 100 kat daha fazladır.

Görünen parlaklık, Gözlemciye göre parlak olduğu için farklı gözlemcilere göre değişiklik gösterebilir. Bilim insanları bu sorunu aşmak için yıldızların parlaklığının kıyaslanacağı sabit bir uzunluk seçmiştir.

Bu uzaklık 10 parsek= 32,6 ışık yılıdır. Bu uzaklık için ölçülen parlaklığa salt kadir yada salt parlaklık denir.elektrikli (rezistanslı) sobalarda rezistans kızarıklığı ile etrafa yayılan ısı ve ışık doğru orantılıdır. Kızarıklık arttıkça etrafa yayılan ısı ve ışıkta artar. Bu gibi olaylar ışıma gücü ile sıcaklık arasında bir ilişki olduğunu gösterir. Josef Stafen ve Lundwing Boltzman yıldızın parlaklığının yüzey alanından saniyede yayılan enerji miktarına bağlı olduğunu aşağıdaki formülle göstermiştir.
L=4∏R².σT
L= Yıldızın ışıma gücü (watt)

4∏R²= Yıldızın yüzey alanı(m²)

σT= Saniyede m² düşen enerji yayılımı(K/s)

T= Yüzey sıcaklığı (K)

R=Yıldızın yarı çapı(m)

σ= Stefan-Boltzman sabiti(5,67.10-8

Ters Kare Kanunu

Bir yıldızın görünen parlaklığı ters kare kanunu ile hesaplanır. Bu kanunla parlaklık ile uzaklık arasındaki ilişki açıklanmaktadır.

Güneşin Dünya üzerinde ışınım gücü vardır. Bu güç atmosferin dışında 1365W/m² olup bu değer güneş sabiti olarak tanımlanır. Güneş ışınlarının bir kısmı atmosferde soğrulma ve yansıma nedeni ile yer yüzüne ulaşan ışıma gücü azalır. Bu değer 1000 W/m² civarındadır. Güneş panelleri güneş enerjisini kullanacağımız diğer enerjilere çevirir. Bu paneller enerjiyi maksimum değerde alabilecek biçimde konumladırılır.

Güneş ışınlarının atmosferde soğrulması gibi yıldızlarda ışımlarını bir bölümünü kendi atmosferinde soğururlar. Yıldızların çekirdeğindeki nükleer tepkimelerle oluşan ışımlar dış tabakadaki gaz bulutlarınca soğrulurlar.atomlar üzerine gelen bazı ışımlar soğurabilirler. Mesela hidrojen kırmızı mavi ve mor ışımaları soğurabilir. Diğer elementlerde farklı ışımaları soğururlar. Elementlerin soğurduğu ışımalar ışık tayfında siyah çizgiler oluştururlar. Bu çizgilere tayf çizgileri denir.


YILDIZLARIN ÖLÜMÜ

Yıldızların ölümü iki şekilde gerçekleşir. Birinci ölüm şekli kocayeni (süpernova) patlaması, ikinci ölüm şekli ise siyah cüce haline dönüşmedir. Yıldızların ölümünü belirleyen temel nicelik yıldızın kütlesidir. Küçük kütleli yıldızlar siyah cüce olarak ölürken büyük kütleli yıldızlar süpernova patlaması ile ölürler.

Kütlesi Güneş’in kütlesinden küçük olan yıldızlar yavaş yavaş çökerek kahverengi yada beyaz cüceye dönüşürler. Kütlesi, Güneş’in kütlesi ile bu kütlenin beş katı arasında bir diğeri olan yıldızlarda ise çekirdek büzülmesi orta bir hızla gerçekleşerek önce beyaz bir cüceyle sonra siyah cüceye dönüşerek ölüm gerçekleşir.

Kütlesi Güneş’in kütlesinin 5 katı ile 15 katı arasında diğer olan yıldızlarda çekirdek büzülmesi hızlı olur ve kocayeni patlamalar ile ölüm gerçekleşir. Güneşin kütlesinin 15 katından büyük olan yıldızlarda ise çekirdek büzülmesi ve çökme çok hızlı olur. Ve kocayeni patlaması ile ölürler. Bu tip yıldızların ölümü sonucunda karadelikler oluşur.

Kocayeni patlamalarının oluşumunda yıldızın merkezinde oluşan tepkimelerde hidrojenin helyuma dönüşmesinin de etkisi vardır. Ancak büyük yıldızlarda bazı farklı gelişmeler de vardır. Büyük kütleli yıldızlarda merkezindeki çekim kuvveti ve basınç çok yüksektir. Bu nedenle merkezdeki sıcaklık 1milyar Kelvin civarına yükselir. Ve güneşten farklı olarak karbon ve oksijen merkezde tepkimeye girer. Karbon ve oksijen tükenene kadar yanar ve hidrostatik denge kütle çekimi lehine bozulur. Bu durumda tepkimeler dış katmanlara kayar. Merkezde ise sadece ağır elementler kalır. Tepkimeler merkezin dışa kaydıkça merkezdeki demir yoğunluğu artar. Demirin kütlesi Güneş’inkinin 1,4 katına ulaştığında çok fazla basınç elektronları demir atomunun çekirdeğine doğru iter. Bu arada atom çekirdekleri arası mesafe ortadan kalkar. Oluşan zincirleme rekasiyonla elektronlarla protonlar birleşerek daha az yer kaplayan nötronlara dönüşür. Nötronlara dönüşüm merkezde boşluk oluşmasına neden olur. Bu nedenle içe doğru ani bir çökme oluşur. Bu arada görülen nötrino çıkısı kocayeni (süpernova) adı verilen patlamayı oluşturur.

Dünya Dışı Akıllı Yaşam Araştırması (SETİ)

Tarih boyunca insanlar, yaşadıkları Dünya’ya atmosfere ve gök yüzüne ilgi duymuşlar. Bilim insanları onları tanımak için çalışmalar yapmışlardır. İlk tahminlerde kainatın merkezine Dünya Olduğu ve Dünya’nın etrafında tüm gök cisimlerinin döndüğü düşünülüyordu. Gök bilimcisi Kopernik Dünya’nın diğer gezegenler gibi Güneş’in etrafında eleptik bir yörüngede dönüğünü ispatlar. Bu araştırma, tüm gök cisimlerinin Dünya etrafında dönme düşüncesini çürüttü.

Bununla uzayın herhangi yerinde Dünya’ya bir gezegenin olma ihtimali Düşünülmeye başlandı. Bu gezegenlerde akıllı yaşam olma ihtimali üzerinde çalışmalar başlandı.

Bu konuda ki ilk araştırmalar Güneş sistemi üzerinde yoğunlaştırıldı. Yapılan araştırmalar ve elde edilen bilgilerle Güneş sistemi Dünya’ya benzer bir uygarlığın olma ihtimalinin şimdilik olmadığı sonucuna varıldı.

Fakat uzayın yalnız Güneş sisteminden teşekkül olmadığı bir gerçektir. Bu da uzayın herhangi bir yerindeki başka bir gezegende yaşam ihtimalini düşündürdü. Bilim insanları bu ihtimalden yola çıkarak Dünya dışı yaşamlar olabilir düşüncesine vardılar ve araştırmalar yapılmaya başlandı. Bu alanda bilinen ve yürütülen en önemli araştırma internete bağlı bilgisayar kullanılarak yürütülen Dünya dışı akıllı yaşam araştırması ( Search For Extra – Terrestrio İntelligence ) sözcüklerinin baş harflerinden oluşmuş SETİ projesidir.

Bu proje internete bağlı bilgisayar kullanılarak bilgi edinme projesi olup, proje Berkeley’deki Kaliforniya Üniversitesi’nin Uzay Bilimleri Laboratuvarında yürütülmektedir. Dünya Dışı Akıllı Yaşam Araştırması çalışmalarını 1960 yılından beri devam edilmektedir.

Dünya dışında akıllı uygarlıklardan gelmiş olduğu düşünülen sinyaller ve radyo dalgaları Arecibo radyo teleskobu ile analiz edilerek, SETİ projesini aktarılmaktadır. Bu projede en önemli unsur yıldızlar arasında radyo mesajının gönderilebilir olması düşüncesi olup Dünya dışı uygarlıklardan gelebilecek radyo sinyallerini analiz etmektir.

SETİ projesi Dünya çapında 5 milyondan fazla katılıma sahip projedir. Herkes sinyaller ve teleskop verilerini inceleyen ve bilgisayara indiren bir programı çalıştırarak projeye katkıda bulunmaktadır.

SETİ projesinde Dünya dışı akıllı varlıklardan geldiği düşünülen net bir sinyal tespit edilmemiş olsa da pek çok çözümleme bekleyen sinyal kaydetmiştir. SETi projesiyle ilgili çalışma yapan Seth Shushak 2020 ile 2025 yılları arasında bir sinyal alabileceklerini umut etmiştir.


= GEZEGENLER =

Güneş olmadan, Güneş sisteminden söz etme imkânsızdır. Bu sistemde canlı varlıkların şimdilik yaşadıkları tek gezegenin Dünya olduğunu biliyoruz. Gezegenler belirli bir yörüngede hareket ederler ve üzerlerine gelen ışık ışınlarını yansıtırlar gezegenlerin etrafında dolanan ve uydu adı verilen gök cisimleri de vardır. Gezegenler yıldızlardan daha soğuk ve küçüktürler. Gezegenler, yıldızların aksine gökyüzünde gezinen gökcisimleridir. Yıldızlar kendiliğinden ısı ve ışık yayarken gezegenler gelen ışığı yansıtırlar. Yıldızlar nokta gibi görünürken gezegenler yüzeysel bir tabaka şeklinde algılanırlar.




Güneş etrafında belirli yörüngede dolanan gezegenlerin, uyduların ve kuyruklu yıldızların, oluşturduğu gök cisimleri topluluğuna Güneş sistemi denir. Güneş sisteminin sınırları en dışta ki gezegen olan Plüton’un yaklaşık 1-2 ışık yılı ötesine kadar gider. Güneş sistemi, gezegenlerin ve gök cisimlerinin birbirine uyguladıkları çekim kuvveti ile dengede kalmaktadır. Kepier yasasında olduğu gibi gezegenler ve gök cisimleri odaklarının birinde Güneş olacak şekilde eliptik bir yörünge dolanır.

Uluslararası Astronomi Birliği ( Tau ) 2006 da gezegenin yeni bir tanımını yapmıştır. Buna göre bir gök cismi kendisi bir yıldız ya da bir gezegenin uydusu olmama koşuluyla bir yıldızın çevresinde dolanıyorsa kütlesi onun yuvarlak bir şekil alması için yeterli ise ve yörüngesi civarı temizlenmiş ise, bu gök cismi gezegendir. Yörüngesi temizlenmiş olması koşuluna uymayan, ancak diğer koşulları yerine getiren cisimlere cüce gezegen denir. Güneş etrafında 8 tane gezegen vardır. Her biri Güneş’in etrafında eliptik yörüngede dolanır. 9. Gezegen Plüton 2006 yılından beri cüce gezegen olarak adlandırılmaktadır. Gezegenleri Güneş’e yakınlığına göre sıralarsak: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Netün’dür.

Merkür:

Merkür’ün özellikleri aşağıdaki gibidir.



  • Güneş’e en yakın gezegendir.

  • 4879 km çapıyla Güneş sisteminin en küçük gezegenidir.

  • Güneş çevresinde en hızlı dolanan gezegendir.

  • Yüzeyine en fazla meteor çarpan gezegendir.

  • Atmosferi yoktur.

  • Yüzeyinin sıcaklığı -173⁰C +427⁰C arasındadır.

  • Çapına göre büyük bir çekirdeğe sahiptir.

  • Kütle çekimi ve yer çekimi ivmesi azdır.

Venüs:

Venüs’ün özellikleri aşağıdaki gibidir.



  • Güneş­’e ikinci Dünya’ya en yakın gezegendir.

  • Kütlesi ve boyutları bakımından Dünya’ya çok benzer bu nedenle ‘’ Dünya’nın kız kardeşi’’ denir

  • Güneş sisteminin en sıcak gezegenidir.

  • Güneş ışığını çok iyi yansıtır.

  • Atmosferde çok yoğun karbondioksit vardır.

  • Güneş ve Ay’dan sonra gökyüzünün en parlak gök cismidir. Halk arasında akşam yıldızı, sabah yıldızı yada çoban yıldızı olarak adlandırılır.

  • Diğer gezegenleri ekseni kendi ekseni etrafında saatin ersi yönünde döner.

Dünya:

Dünya’nın özellikleri aşağıdaki gibidir.



  • Güneş’e yakınlık bakımında üçüncü sıradadır.

  • Güneş sisteminde yaşam olan tek gezegendir.

  • Dünya’nın Güneş etrafında izlediği yörünge yaklaşık 940 milyon km uzaklıkta ve saatte 108000 km hızla 365 gün 6 saatte bu yörüngeyi tamamlar.

  • Yeryüzü 3 katmandan oluşur. Bunlaryerkabuğu, manto ve çekirdektir. Dünya’yı bir elma gibi düşünürsek yerkabuğu elmanın kabuğu inceliğindedir ve araştırmalarda yerkabuğunun yarısına ulaşılmıştır. Manto tabakası çok sıcak olduğundan yavaş bir şekilde hareket eder. Yerkabuğunun manto tabakası üzerinde yüzdüğü kabul edilir. Depremlerde bu hareketler sebebiyle yaşanır.

  • Dünya 4.5 milyar yıldır soğuduğu halde çekirdeğinin 6000⁰C civarında olduğu düşünülmektedir.

  • Dünya %78 azot, %21 oksijen ve %1 diğer gazlardan oluşan atmosfer tabakasıyla kaplıdır. Atmosfer:

  1. Güneş’ten gelen zararlı ışınları süzer.

  2. Canlılar için gerekli gazlar bulundurur.

  3. Meteorların dünyamıza düşmesini büyük oranda etkiler.

  4. İklim olayları için koşulları sağlar.

  5. Dünya’nın aşırı ısınması ve soğumasını engeller.

  6. Güneş ışınlarını dağıtır.

  7. Dünya ile dönerek sürtünmeden doğacak yanmayı etkiler.

  • Dünya’nın çekirdeğinde bulunan metaller sebebiyle yeryüzünde manyetik alan oluşur. Manyetosfer denilen bu alan yerden 100 km yükseklikten başlayarak 64000 km (Dünya yarıçapının yaklaşık 10 katı) uzaklığa ulaşır.Manyetosfer sayesinde Dünya uzaydan gelecek tehlikelerden, yıldızlardan gelen kozmik ışınlardan ve çok tehlikeli Güneş rüzgârlarından korur. Dünyanın magnetik alanı aynı zamanda insanların yön bulmasına yardımcı olur.

  • Dünya’nın dörtte biri karalar dörtte üçü sularla kaplıdır. Dünya’daki mevcut suyun, hacmi Dünya yüzeyinin 3 km kalınlığında tabaka halinde sarabilecek büyüklüktedir. Ancak bunların %3 tatlı sudur. Suyun % 68 i buzullardadır. Başlangıçtan beri mevcut olan su miktarı aynıdır. Ve yeryüzünden her saniyede 10 milyon ton su buharlaşır. Bu döngü asla yapay olarak gerçekleştirilemez.

  • Dünya ekvatordan kutuplara doğru gidildikçe artan bir yer çekim etkisine sahiptir.

  • Dünya’nın şekli Geoid adı verilen kendine özgü kutuplardan basık ekvatordan şişkin bir yapıdadır. Bu şekilde kendi ekseni etrafında dönülmesi sonucu merkezcil kuvvetlerden dolayı olmuştur.

  • Dünya’nın Ay adında doğal bir uydusu vardır. Ay Dünya’da yer yüzünün karşılıklı 2 bölgesinde gelgit olaylarına yani suyun kabarıp sonra tekrar eski haline gelmesine sebep olmaktadır. Dünya’nın Ay’a yakın olan yüzeyinde Ay’ın çekim kuvvetinin etkisi ile, diğer yüzünde ise merkezcil kuvvetinin etkisi ile aynı anda gelgit yaşanır. Ay sebebi ile Dünya’da Ay tutulması ve Güneş tutulması olayları yaşanır.

Mars:

Mars’ın özellikleri aşağıdaki gibidir.



  • Mars Dünya’ya benzeyen 2. gezegendir. Bu nedenle “ Dünya’nın erkek kardeşi “ olarak adlandırılır.

  • Demir oksitden oluşması nedeni ile “ Kızıl Gezegen “ olarakta adlandırılır.

  • Dünya’ya göre soğuk bir gezegendir. Ortalama sıcaklığı -55⁰C dir.

  • Güneş sisteminin 25 km yüksekliğindeki en büyük yanar dağı “ Olympus “ Mars’ta bulunmaktadır.

  • Gezegende hiç su yoktur.

  • Atmosferi Dünya’nınkine göre daha incedir.

  • Çok kuvvetli rüzgarlar ve kum fırtınaları yaşanır.

Jüpiter:

Jüpiter’in özellikleri aşağıdaki gibidir.



  • Güneş sisteminin en büyük gezegenidir.

  • Kütlesi Dünya’nın 318 katıdır.

  • Jüpiter dev kütlesi ve güçlü manyetik alanıyla onlarca göktaşının yüzeyine düşmesini engeller.

Satürn:

Satürn’ün özellikleri aşağıdaki gibidir.



  • Güneş sisteminin 2. Büyük gezegenidir.

  • Kütlesi % 94 hidrojen ve % 6 helyumdan oluşur.

  • En düşük yoğunluktaki gezegendir.

  • Soğuk bir gezegendir.

  • Gezegen yüzeyinde beyaz lekeler vardır.

  • Satürn’ün etrafındaki halkalar, evrende serbest halde dolaşan küçük meteor ve buz parçaları gibi değişik cisimlerin Satürn’ün çekim alanına yakalanması sonucu olmuştur.

Uranüs:

Uranüs’ün özellikleri aşağıdaki gibidir.



  • Büyük gezegenler arasında yer alır.

  • Kütlesi, Dünya’nın kütlesinin 14,5 katıdır.

  • Bir gaz gezegenidir.

  • Dönme ekseninin yörünge düzlemine çok yakın, yani yana eğik olması ile diğer gezegenlerden ayrılır.

Neptün:

Neptün’ün özellikleri aşağıdaki gibidir.



  • Soğuk bir gezegendir.

  • Yüzeyinde çok şiddetli fırtınalar vardır.

  • Atmosferindeki eter gazından dolayı mavi renkte görünür.

  • 13 uydusu varıdır.

Plüton:

Plüton 2006 yılının sonuna kadar Güneş sisteminin 9. gezegeni olarak kabul ediliyordu. Ancak fiziksel yapısının ve yörünge düzleminin farklı olması nedeniyle uluslararası Astronomi Birliği tarafından 24 Ağustos 2006’da “ Cüce gezegen “ sınıfına konulmuştur.

DERSİN ADI : FİZİK

SINIF VE SÜRE : 40+40 +40

ÜNİTE ADI : YILDIZLARDAN YILDIZSILARA

KONU ADI : Gökadalar HEDEF : Gökadaları kavrayabilme

KAZANIMLAR : 1-Gökadaları, kütleçekimiile birbirine bağlı yıldızlar, yıldızlar arası gaz , toz ve plazmadan oluşan yapılar olarak açıklar.

2-Gökadaları sınıflandırır.

3-Samanyolu gökadasının özellikleriniaçıklar.

YÖNTEM : Anlatım, soru-cevap, tartışma, gözlem.

KAYNAK ARAÇ VE GERECLER: Ders kitabı, M.E.B tavsiyeli yardımcı yayınlar.

İŞLENİŞ: Verilen konuya öğrenciler ön hazırlık çalışması yaparlar. Ders saatinde bir önceki konunun kısa bir tekrarı yapılır. Daha sonra o gün işlenecek konu öğrencilerinde katılımıyla öğretmen tarafından anlatılır. Etkinlikler öğrencilerle birlikte yapılır. Araştırma konuları da öğrenciler tarafından okunarak öğrenciler arasında tartışma ortamı yaratılır. Önemli kısımlar öğrencilere not tutturulur.


Galaksi veya Gök Adalar:

Yıldızlar, yıldızlar arası toz, gaz, plazma, görülmeyen ve karanlık maddeden meydana gelen büyük sisteme Gök ada veya Galaksi denir. Güneş sistemini barındıran Galaksinin adı Samanyolu’dur. Samanyolu gök adası en büyük gök adalardandır. Samanyolu gök adasında 100 milyar yıldız vardır.

Samanyolu gök adasının ayın olmadığı açık gecelerde gök yüzünün bir ucundan diğer bir ucuna uzandığı gözlemlenir. Samanyolu’nun en güzel görüldüğü yer Güney Yarımküre, yaz gecelerinde ise Kuzey Yarımkürededir. Samanyolu’nun yapısı ile ilgili araştırma yapan Galileo; yaptığı çalışmaları şu biçimde ifade etmiştir. “ Samanyolu’nun yapısını gözlemledim. Teleskopla bu yapı öylesine açık ve net olarak ortaya çıktı Samanyolu, sayılmayacak kadar çok sayıda yıldızın kümeler halinde toplandığı bir yıldız olduğundan başka bir şey değildir. “

Thomas Wright 1750 yılında kendi galaksimiz ( samanyolu ) için, tüm yıldızları içine alan, disk biçimindeki dev bir yıldız olduğunu açıkladı. Alman filozof İmmanuel Kant, 1975 yılında T. Wright’in açıklamalarının daha ilmi yorumlayarak, Güneş sistemimize benzer kütle çekimi kuvveti ile bir arada duran, dönen yıldızlar kümesi olduğunu açıkladı samanyolu tüm detaylarıyla incelemek için Astrofizikte kullanılan tüm görünen ve görünmeyen dalga boylarında ışığa ihtiyaç vardır. Samanyolundan en fazla gözlenen renkler sarı, turuncu ve mavidir.

Samanyolu’nun çekirdeği denilen yer, radyo dalgaları, mikro dalgaları ve kızılötesi dalgalar sayesinde görülür. Sarı ve turuncu renkler 15000 ışık yılına yakın bir uzaklıktaki merkez yerde görülür. Bu sarı-turuncu bölge kabarıktır. Bu kabarık bölgenin sebebi yaşlı yıldızların olmasındandır. Mavi renk, samanyolunun sarmal kollarından mevcuttur. Mavi kısımda gaz ve toz miktarı fazladır. Gaz ve toz gök adamızın % 15 lik kısmını kapsamaktadır. Güneş’in samanyolundaki zamanı 225 yıl, Güneş’in hareket hızı 220 km/s, Güneş merkezinden uzaklığı 25000 ışık yılıdır.
Samanyolunun Özellikleri:

Gök adanın çapı 100000 ışık yılı

Gök adadaki yıldız sayısı 100 milyar Gök adanın kütlesi 1 trilyon Güneş kütlesiGüneş’in merkezden uzaklığı 25000 ışık yılı

Güneş’in gök adadaki hareket hızı 220 km/s Güneş’in gök adadaki yörünge süresi 225 milyon yıl


İkili ve çoklu yıldız sistemlerine yıldız kümeleri de denir. Yıldız kümeler 2’ye ayrılır.



Şekil:İkili yıldız sistemleri.


Şekil: Çoklu yıldız sistemleri

= Açık Yıldız Kümeleri =

Buna açık kümede denir. Dev bulutlardan meydana gelen yıldızlar kümesidir. Birden fazla yıldızlardan oluşur. Burada kümeleme dağınıktır ve sadece aktif ve genç yıldızlar vardır.

Açık yıldızlara göre merkezler daha yoğundur. İçerisinde bulunan yıldızlar daha yaşlıdır, küre biçimindedir. Bu yıldız kümeleri samanyolunu sarmalayan hale de yer alır.

Hale: Samanyolunda en önemli elemanlarından biridir. Merkezi kabarık bölge ve disk kısmını içine alır. Hale görünür ve görünmez kısım olarak 2’ye ayrılır. Görünür hale merkez kabarıklığının 65. 10³ ışık yolu boyunca sürer görünmez hale, görünür halenin, bittiği yerde başlar. Uzunluğu 3.10⁵ ışık yılı civarındadır. Samanyolu’nu sarmalayan halenin ilerisine geçildiği zaman samanyolunu da kapsayan Gök adalar Sistemi’nin ( Yerel küme ) olduğu görülür. Gök adalar biçimlerine göre 3’e ayrılır. Eliptik, sarmal ve düzensiz gök adalardır.



Şekil: Samanyolu



Şekil: Diskte bulunan yıldızların yörüngesi



Şekil: Halede bulunan yıldızların yörüngesi


DERSİN ADI : FİZİK

SINIF VE SÜRE : 40+40 +40

ÜNİTE ADI : YILDIZLARDAN YILDIZSILARA

KONU ADI : Yıdızsılar HEDEF : Yıdızsıları kavrayabilme

KAZANIMLAR : 1-Yıldızsıların özelliklerini açıklar.

2-Yıldızsılardan daha uzakta ve yaşlı gök cisimlerininvar olup olmayacağını sogular.

YÖNTEM : Anlatım, soru-cevap, tartışma, gözlem.

KAYNAK ARAÇ VE GERECLER: Ders kitabı, M.E.B tavsiyeli yardımcı yayınlar.

İŞLENİŞ: Verilen konuya öğrenciler ön hazırlık çalışması yaparlar. Ders saatinde bir önceki konunun kısa bir tekrarı yapılır. Daha sonra o gün işlenecek konu öğrencilerinde katılımıyla öğretmen tarafından anlatılır. Etkinlikler öğrencilerle birlikte yapılır. Araştırma konuları da öğrenciler tarafından okunarak öğrenciler arasında tartışma ortamı yaratılır. Önemli kısımlar öğrencilere not tutturulur.

Eliptik Gök Adalar : Kendilerine ait özellikleri olmayan gök adalardır. Düzgün bir şekilleri vardır. Basıklık şekillerine göre 6 gruba ayrılır. Eliptik gök adalarında yıldızlar gelişi güzel bir harekete sahiptirler. Yaşlı yıldız sayısı fazladır. Eliptik gök adalardaki yıldızalar yaşlı olduğundan sarı kırmızı renkte görünürler. Daire biçimine en fazla benzeyen eliptik gök ada aşağıda verilen E0, en oval veya basık olan ise E7 dir.



Sarmal Gök Adalar: İki ya da daha çok kola sahip adalardır. Kendi içinde sarmal gök adaları çubuklu sarmal gök adalar ve eksenel simetrik gök adalar olarak ikiye ayrılır. Gök adaların büyük bir kısmı sarmaldır. Açısal hızları fazladır. Sarmal gök adalar S harfi ile belirtilir. Bazı özel durumlarından dolayı Sa, Sb, Sc olarak adlandırılır. Sa da çekirdek büyük, Sc de çekirdek küçüktür.







Düzensiz Gök Adalar: Eliptik ve sarmal gök adaları gibi herhangi bir şekli olmayan gök adalarıdır. Sarmal ve eliptik gök adalarının yerçekimi kuvvetine maruz kaldıklarından dolayı düzensizleşen gök adalardır. Bazı gök adalar normal olmayan özellikler taşır. Bu tür gök adalar iki gruba ayrılır.

  • Etkileşimli Gök Adalar: Etrafındaki gök adaların çekim alanları etkisinde olan gök adalardır.

  • Aktif Gök Adalar : Merkezlerindeki küçük bir bölgeden çok büyük frekanslı salınım yapan gök adalarıdır. Bu adalar kendi içinde üç gruba ayrılır.

  1. Seyfert Gök Adalar: Parlak bir çekirdeğe sahiptirler. Sarmal şekilli gök adalardır.

  2. Radyo Gök Adalar : Frekansları radyo dalgalarının frekansı aralığından olan, radyo dalgalarının enerjilerine yakın olan elektromanyetik dalga yayan gök adalarıdır. Eliptik bir biçimleri vardır. Hızlı parçacıklar gök adayı çevreleyip gaz bulutlarıyla çarpışarak parçacık salınımı yaparlar. Hava hortumunun tozları kaldırdığı gibi bir toz bulutu oluştururlar.

  3. Yıldızsılar (Kuarzlar): Gözlenen evrende en uzak bölgede ve çok parlak olan gök adalardır. Görünümleri yıldızlara benzemektedir. Güneş’in yaklaşık olarak bir milyar katındadır. Güneş’ten büyük olmalarının ölçüsüde Güneş’ten fazla enerji yaydıklarından dolayıdır. Yıldızsıların yaydıkları ışığın yolu hesaplandığında yıldızımsılar en yaşlı gök adalarıdır.

DERSİN ADI : FİZİK

SINIF VE SÜRE : 40+40 +40

ÜNİTE ADI : YILDIZLARDAN YILDIZSILARA

KONU ADI : Evrenin yaşı ve genişlemesi HEDEF : Evrenin yaşı ve genişlemesini kavrayabilme KAZANIMLAR : 1-Doppler olayının evrenin genişlemesinin keşfinde nasıl kullanıldığını açıklar.

2- Evrenin genişlemesi ve yaşınınhesaplanması konularında çıkarımda bulunur.

3-Kozmik ardalan ışımasınınkeşfinin evrenin yaşının tahminindeki rolünüaçıklar.

YÖNTEM : Anlatım, soru-cevap, tartışma, gözlem.

KAYNAK ARAÇ VE GERECLER: Ders kitabı, M.E.B tavsiyeli yardımcı yayınlar.

İŞLENİŞ: Verilen konuya öğrenciler ön hazırlık çalışması yaparlar. Ders saatinde bir önceki konunun kısa bir tekrarı yapılır. Daha sonra o gün işlenecek konu öğrencilerinde katılımıyla öğretmen tarafından anlatılır. Etkinlikler öğrencilerle birlikte yapılır. Araştırma konuları da öğrenciler tarafından okunarak öğrenciler arasında tartışma ortamı yaratılır. Önemli kısımlar öğrencilere not tutturulur.


Tayt Çizgiler ve Doppler Kayması: Astronomi biliminde, tayflardan yararlanabileceğinin tespit edilmesiyle büyük bir değişim olmuştur. Bir yıldız teleskopla görüntülenerek, bu görüntüyü dikdörtgen biçimindeki dar ve bir aralığa düşürüp, prizmada bu görüntüye bakılır. Prizma yıldızdan gelen ışığı dalga boylarına ayırır. Bu gelen ışığın spektrumuna tayf denir. Yıldız bütün dalga boylarında eşit parlaklıkta ışık yayıyorsa ortaya çıkan tayf, gökkuşağına benzer iç içe geçen ve birbirine benzer sürekli tayflar oluşur. Eğer yıldız demir ve hidrojen elementlerinin dalga boylarında daha parlak ışık veriyorsa tayf üzerinde salma çizgileri isimli parlak çizgiler oluşur. Işık yıldızın yüzey katmanları tarafındaki maddeler tarafında soğrulduğunda soğrulma çizgileri (karanlık) oluşur. Elementlerin dalga boylarını bildiğimizden tayf çizgilerin yıldızlarda hangi elementin bulunduğunu anlamamızı sağlar.

Buna en güzel örnek: Helyum elementi karakteristik tayf çizgileri yardımı ile önce Güneş’te tespit edilmiştir. Yıldızları, yıldızsıları ve gök adaları oluşturan elementler bu cisimlerden gelen ışımalarla belirlenir. Işımalarla ilgili en önemli kavramda tayf çizgilerinin kırmızıya kaydığı tespit edilmiştir. Bu da evrenin sürekli genişlediğinin kanıtıdır. Işığın kırmızıya kayması gelen fotonun frekansının azaldığını gösterir.

Frekanstaki değişiklik, kaynağın (yıldız ve gök adaların) hareketli olması ile açıklanır. Bu Doppler olayının bir örneğidir. Astronomide, Doppler olayı, ses veya su dalgalarındaki gibi kaynağın ve gözlemcinin hareketine bağlı değildir. Sadece 10. Sınıfta fizik dersinde öğrendiğimiz göreceli harekete bağlıdır. Sireni çalan bir ambulans bize doğru geldiğinde siren sesi daha tiz (ince), tam yanımızdan geçerken normal, ambulans bizde uzaklaştığında ise bas (kalın) duyulur. Bu olay Doppler kaymasıdır. Yani yaklaşan kaynağın dalga sayısı azalır, uzaklaşanın dalga boyutu artar. İşte yıldızlar hareket ederken, yörüngelerin bir kısmı bize yaklaşırken diğer kısmı bizden uzaklaştıkları için yaydıkları ışıklar Doppler kaymasına uğrar.

Yıldızlar gibi ışık yayan cisimlerin, göze yaklaşması ve gözden uzaklaşması sonucu, göze gelen ışınların hissedilen (görülen) dalga boyu değişir. Bu dalga boyu λg cismin yaydığı dalga boyu ise λ olsun. Işık yayan cisim Ali ve Ömer tarafından aşağıdaki gibi gözlensin. Cisim Ömer’e doğru yaklaşsın.



∆λ : Dalga boyu değişimi

λ : Gerçek dalga boyu

λg : Görülen (hissedilen) dalga boyu


Ömer dalga boyundaki değişimi gözlemlerken, Ali bu değişimi hissetmez. Eğer hareket eden cisme, hareket ettiği doğrultudan bakılırsa dalga boyunda değişim gözlenir. Hareket etme doğrultusuna dik bir yerden bakılırsa λg ile λ arasında bir farklılık gözlenmez. Dalga boyu değişimi cismin radyal hızına bağlıdır. Radyal hız, cisme bakılan doğrultudaki hız vektörüdür.

Radyal hız gözlenenin gözlemci ile aynı doğrultudaki uzaklaşma yada yakınlaşma hızıdır.



Cismin hareket etme hızını (radyal hızını


VK.T olur. (T : Periyottur.)
Cisimden çıkan ışık ışını olduğundan dalga boyu :
λ = c.T dir. (c : ışık hızı)
Işık hızı kaynak hızından çok büyük olduğundan  oranı tayfsal kızıla kaymayı verir.
Z = = 
Z = Kızıla kayma miktarı

∆λ = Boydaki değişim

∆ = Işığın dalga boyu

C = Işık hızı


Cisim bizden uzaklaştığında ve ∆t süre hareket ettiğini varsayalım. Kaynaktan çıkan ilk ışık dalgası c.∆t, kaynak ise VK.∆t yol alır.
Işığın aldığı yol = c.∆t

Kaynağın aldığı yol = VK.∆t


Dalga sayısı N olmak üzere görünen dalga boyu bulunurken;
λg = 
Cisim uzaklaştığında dalga boyu;
λg =  dir.
Işık yaklaştığında dalga boyu;
λg =  dir
Kaynaktan çıkan ilk dalga c∆t kadar yol aldığında, kaynakta VK.∆t kadar yol alacaktır.
Bu durumda dalga boyu;
λg = olacaktır.
Dalganın frekansı ise;
fg= olduğundan fg= .  olacaktır
Kaynağa göre frekansı hesaplarsak;
T= → f=

Burada zaman genleşmesini dikkate alırsak:


∆t= ∆ , ƴ=
olduğundan ∆t = ƴ∆t olur.

Bu durumda frekans;


f= ∆t = olur.
fg = fƴ = (1-) dir.
Görünen frekans için elde edilen formülde
fg = ve f =  değerlerini yerine yazarsak
 =  .ƴ. (1 - )
λ = λg.ƴ. (1- )
λ = λg.ƴ.(1- )ƴ olur.
Not: Formüldeki ƴ zaman genişlemesinden kaynaklanır. Zaman genişlemesi kaynağın hızının ışık hızına yakın olduğu durumlarda gerçekleşir. Kaynağın hızı ışık hızından çok az ise zaman genişlemesi olmaz ve formül aşağıdaki gibi kullanılır.
λg = λ (1+)
Genişleyen Evren: 1925 yılında Edwin Hubble (Habil) evrenin genişlediğini söyledi. Habil, gök adaların bizden uzaklıkları ile doğru orantılı olacak şekilde uzaklaştığını keşfetti ve gözlemci hangi gök adada olursa olsun bu gök adaların evrenin her yönüne doğru uzaklaştığını gözlemledi. Genişleye evren kavramı bilim insanlarını şaşırttı. Evrenin pürüzsüz olduğunu, nerede ve hangi taraftan bakılırsa bakılsın, her tarafta aynı göründüğünü söyleyen Einstein’in durağan evren fikrinin doğru olmadığı ortaya çıktı.
Hollandalı kozmolog Sitter, Einstein’in Genel Görelilik Kuramı denklemini kullanarak uzak kaynaklardan gelen ışığın kırmızıya kayacağını ve genişleyen bir uzayı ispatlayan matematiksel çözümler buldu. Habil ve Lundmark (Ludmark) adlı bilim insanları gök adaların uzaklıkların artması ile doğru orantılı olarak tayfların da kırmızıya kaymanın arttığını tespit etmişlerdir.
Hubble sabiti;
H =  formülü ile hesaplanır.
H : Hubble sabiti

Hubble sabiti 50 (km/s)/Mpc-100 (km/s)/Mpc arasında bir sabit değeri yer alır.

1 Megaparsek (Mpc) = 106 parsektir.

Bu formül Hubble yasası olarak adlandırılır.

Gök adaların uzaklıkları Doppler ve Hubble Yasası dikkate alınarak hesap yapılır. Hubble sabitinin belli bir değer almamasının nedeni gök adalarının belli bir noktaya göre uzaklıkların tam olarak hesap edilememesidir. Bu değer genellikle hesaplamalarda 70 (km/s)/Mpc olarak kullanılır.

Samanyolunda herhangi bir gök adanın ne kadar uzaklaştığından hareketle evrenin yaşı olarak hesaplanır.


V =  dir.
Hubble yasasına göre hız ile uzaklık ilişkisi v = H.d olduğundan
T = → T = 
TH =  olur.
TH : Hubble zamanını gösterir

v : Uzaklaşma hızı

d : Gök adanın samanyolunda uzaklaşma miktarı

t : Geçen süre


Hubble zamanı evrenin çekim kuvvetinin etkisi ihmal edilerek bulunur.Evrenin genişlemesi, çekim kuvvetinin etkisi ile yavaşlar. Bu genişlemenin başlangıçta çok büyük olduğu düşünülmektedir. Evrenin bugün genişliğine Hubble zamanın da belirtilenden daha hızlı bir zaman diliminde ulaşmaktadır. Buna göre, evrenin yaşı;
TEVREN =  .  formülü ile hesaplanır.

Büyük Patlama ( Big Bang ) : Yaklaşık 100 milyon galaksiden ve sayısız gök cisminden oluşan evren genişlemeye devam etmektedir. Evrende var olan enerjinin sadece % 10’luk kısmı gezegenler, yıldızlar ve çeşitli gazlardan oluşmaktadır. Geri kalan enerjinin %90’lık kısmını “ Kara madde “ ismi verilmiş olan, gözlemlenemeyen ve tanımlanamayan maddelerden oluşur. Evren genişlediğine göre, zamanda geriye doğru gidildiğinde çok daha küçük bir evren, daha da geriye gittiğimizde ise “ tek bir nokta “ ortaya çıkar. Yapılan hesaplamalar bu tek noktanın olağan üstü çekim gücü nedeniyle “ sıfır hacme “ sahip olduğunu gösterdi. Evren, sıfır hacme sahip bu noktanın patlaması ile ortaya çıkmıştır. Bu patlamaya “ Big Bang “ ( Büyük Patlama ) dendi. Sıfır hacim yokluk anlamına geldiğine göre evren yok iken var hale gelmişti.

Big Bang’ın Temel Dayanağı: Patlamadan arda kalan belirli oranda radyasyonun olması gerekirdi ve bulundu. Radyasyon uzayın belli bir tarafından gelen radyasyondan farklıydı. Belirli bir kaynağı yoktu. Evrenin tümüne dağılmıştı. Yapılan ölçümlerde hidrojen-helyum gazlarının oranı, Big Bang’dan artakalan hidrojen helyum oranının teorik hesaplaması ile uyuşuyordu. Oysa evren, bir başlangıcı olmadan sonsuzdan geliyor olsaydı, evrendeki hidrojen tamamen yanarak helyuma dönüşmüş olmalıydı.

Big Bang Anı: Patlama anında ortaya çıkan olağan üstü sıcaklık 0,00001 saniye sonra hızla düştü. Bu noktada tek atomdan oluşan ve en basit yapıya sahip elementi diyebildiğimiz hidrojen elementi oluştu. Patlamada birkaç dakika sonra ise milyar derece cinsinden ifade edilebilecek değere düşen sıcaklık sayesinde döteryum, helyum ve lityum gibi elementler oluşmaya başladı. Patlama anından sonraki genişleme hızı gerçekte olandan milyarda bir, daha yavaş gerçekleşseydi inanılmaz büyüklükteki kütle çekim etkisi ile evreni kendi üzerine çekerek tekrar yok olacaktı. Genişleme hızı milyonda bir, daha hızlı olsaydı atom parçacıklar, atomun ve dolayısıyla evrende var olan gök cisimlerini oluşturmayacak şekilde dağılacaktı.



İlk atomların ve elementleri oluşmasından sonra uzunca bir süre evren, genişlemeye ve soğumaya devam etti. Evren yeteri kadar soğuduğunda kütle çekiminin etkisi ile gazlar yoğunlaşarak değişik gök cisimlere oluşmaya başladı. Hidrojen ve helyum dışında, evrendeki tüm elementler, yıldızların oluşmasından sonra bu yıldızların çekirdeklerinde gerçekleşen nükleer tepkimeler ile meydana gelmiştir. Big Bang’la birlikte maddeler etrafa korkunç bir hızla yayılmaya başladı. Ayrıca şiddetli bir çekim kuvveti vardı. Bu iki güç arasında bir denge kuruldu ve evren oluştu.



Verilənlər bazası müəlliflik hüququ ilə müdafiə olunur ©atelim.com 2016
rəhbərliyinə müraciət