GüneÅŸin Galaktik Çevresi

Yıldızlararası ortama ait bir kısım parçalar güneş sisteminin içerisinden geçmektedir. Atomik parçalardan ve az miktarda tozdan oluşan bu galaktik ziyaretçiler, gezegenlerarası ortamda dolaşabilecekleri gibi güneş sistemindeki büyük cisimler ile de çarpışabilir. Her bir parçacık mikroskobik ölçülerde olmasına rağmen, güneş sistemindeki toplam kütleleri inanılamayacak kadar büyüktür. Gerçekten, helyosferdeki gazın yaklaşık %98 lik kısmı -güneş rüzgârının doldurduğu uzay hacmi- yıldızlararası maddeden ibarettir. Bu parçacıklar bir gezegenin çevresi ile nasıl etkileşir? Gezegenin atmosferine önemli etkileri var mıdır? Şimdilik bu soruların cevaplarını kimse bilememektedir.

Bu soruların cevapları ancak, güneşin galaksi çevresindeki yıldızlararası ortamın daha iyi anlaşılması ile verilebilir. Astronomlar yıldızlararası maddenin filament, düğüm, ilmik ve kabuklara benzeyen gaz ve toz bulutları içinde oluştuğunu keşfetmişlerdir. Uzayın çok küçük bir parçasında, birkaç bin ışık yılı genişliğindeki yıldızlararası maddede büyük bir sıcaklık ve yoğunluk farklılığı gözlenir. Astronomlar geçen on yıl içerisinde yıldızlararası ortamın fiziğini ve yapısal doğasını yeni yeni anlayabilmişlerdir. Bununla birlikte, astronomların güneşin 5 milyar yıllık ömrü boyunca geniş bir galaktik çevre ile etkileştiğine dair ellerinde deliller vardır.

Güneş sistemi değişen galaktik ortama karşı nasıl bir tepki verir? Cevabın bir parçası, güneşten kaynaklanan rüzgârda aranmalıdır. Güneş rüzgârı, güneşin yüzeyinde meydana gelen patlamalar sonucu gezegenlerarası ortama saçılan yüklü, iyonize olmuş parçacıkların bir bileşimidir. Burada, astrofizikçilerin son zamanlarda güneşin galaktik çevresi ve bu çevrenin güneş sistemi ile etkileşimi hakkında elde ettikleri bilgilerden bahsedilecektir.

GÃœNEÅž CÄ°VARI

Burada güneÅŸ civarının Samanyolu galaksisinde hareketsiz olduÄŸu düşüncesi varsayılacaktır: Milyarlarca yıl önce meydana gelen süpernova patlamaları yıldızlararası ortamı harekete geçirdiÄŸinde, yıldızlararası bulutlar oluÅŸmuÅŸ ve dağılıma uÄŸramıştır. Yeni yıldızların doÄŸduÄŸu molekül bulutlarında, yıldız oluÅŸumu boyunca kuvvetli yıldız rüzgârları oluÅŸmuÅŸ ve molekül bulutlarının içerilerinde boÅŸluklar meydana gelmiÅŸtir. Bu boÅŸluklarda birbiri ardı sıra meydana gelen süpernova patlamalarının sonucu oluÅŸan ÅŸokun, civardaki maddeye çarparak sürüklemesi “süperkabuk” adı verilen yapıların oluÅŸmasına neden olmuÅŸtur. Süperkabuk içinde bulunan madde zaman içinde molekül bulutundan ayrılarak uzayın düşük yoÄŸunluklu bölgelerine doÄŸru yayılmıştır. Bu bulutlar içerisindeki atomlar yıldızların ışınımından ve atomların birbirleriyle çarpışmalarından dolayı kısmen iyonize olmuÅŸlardır. Bazı süperkabuklar manyetik alandan dolayı “iplikimsi” bir yapıda bulunabilir ve çevrelerindeki iyonları kendi üzerilerine çekebilirler. Bugünkü gözlem ve teorik bilgiler dahilinde yıldız oluÅŸum bölgelerinde bu tip olaylar meydana gelmektedir.

Güneşimiz de hareket eder. Çoğu yakın yıldızın ortalama hareketine göre güneş, yaklaşık olarak saniyede 16.5 km bir hızla, veya başka bir deyişle, 50 ışık yılı mesafeyi bir milyon yılda kat eder. Güneşin yörüngesi galaksi düzlemine göre 25 derece eğiktir. Güneş yaklaşık 230 ışık yılı bir genlikle her 33 milyon yılda bir, galaksi düzlemi içinden geçerek salınım yapar. Güneşin yerel yıldız çevresine göre hareketiyle, galaksi merkezi etrafındaki hareketini birbiriyle karıştırmamak gerekir. Çünkü güneş te dahil tüm güneş civarı galaksi çevresinde bir turunu 250 milyon yılda tamamlar.

Yerel Yıldızlararası Bulut (YYB) olarak bilinen ve Güneş sistemini çevreleyen ortam, ılık ve kısmen iyonize olmuştur. YYB yi oluşturan madde, gaz ve tozdan oluşmuş olup tozun YYB ye kütlesel katkısı yaklaşık %1 tir. Yıldızlararası bulutların temel bileşimi güneşinkine çok benzer; bu bileşimin yaklaşık %90 hidrojen ve %9.99 da helyumdan ibarettir. Ağır elementlerin bu bulutlara katkısı %0.01 tir.

Yakın galaktik çevrede bulunan yıldızlararası gazın dağılımındaki büyük bir boşluk Yerel Kabarcık (Local Bubble) olarak bilinir ve güneş bu kabarcığın kenarında bulunur. Yerel Kabarcığın iç kısmı şimdiye kadar keşfedilmiş en düşük yoğunluklu ortamdır. En iyi laboratuvarda bile oluşturulan boşluk, tipik bir yıldızlararası buluttan 10,000 kere daha yoğunken, Yerel Kabarcık söz konusu olduğunda bu oran 100,000 katına ulaşır. Yerel Kabarcık tamamiyle boş olmayıp (santimetre küpte 0.001 atom bulunur), sıcaklığı da yaklaşık 1 milyon derece kelvindir (oK). Yerel Kabarcığı güneş sisteminin çevresinde bulunan yıldızlararası ortamla karşılaştırıldığında, güneş civarındaki yıldızlararası maddenin daha ılık (7,000 oK) ve daha yoğun (santimetre küpte 0.3 atom) olduğu görülür.

Yerel Kabarcık, yıldız oluÅŸum bölgesi olarak bilinen Gould KuÅŸağı ve bu bölgede bulunan genç yıldızlarla beraber bulunur. Gould KuÅŸağı galaksi düzlemine yaklaşık 20 derece eÄŸimli, Orion ile Scorpius takımyıldızları arasında bulunan çok parlak yıldızların oluÅŸturduÄŸu bir bant olup, KuÅŸağının kuzey kutbu, Lockman DeliÄŸi’ne yakındır. Lockman deliÄŸi, güneÅŸ ile galaksi dışı uzay arasında neredeyse yıldızlararası gaz ve tozun bulunmadığı bir gökyüzü bölgesidir. Yıldız oluÅŸumları Yerel Kabarcığın sınırlarında meydana gelir. GüneÅŸe en yakın yıldız oluÅŸum bölgesi Scorpius-Centaurus topluluÄŸu olup güneÅŸten 400 ışık yılı uzaklıkta bulunur. Yıldız oluÅŸumu gösteren molekül bulutları Yerel Yıldızlararası Buluttan hem daha soÄŸuk (100 oK) hem de daha yoÄŸundur (santimetreküpte 1,000 atom).

Güneşin galaksi içindeki hareketi geçen birkaç milyon yıl içerisinde düşük yoğunluklu yıldızlararası ortama sahip Gould Kuşağı içinde yolculuk ettiğini göstermektedir. Güneşin bu yolculuğu süresince büyük yoğunluklu bir yıldızlararası ortam ile karşılaşmış olması pek muhtemel değildir. Güneş sistemi Yerel Kabarcıktan itibaren bir süreçte oluşmuş olmasına rağmen, güneşin yörüngesi en azından birkaç milyon yıl boyunca büyük kütleli bir bulut ile etkileşmeyeceğini göstermektedir. Dünyanın iklimi açısından böyle bir etkileşmenin sonuçları belirsizdir. Bununla birlikte, güneşin yıldızlararası maddeden yoksun bir uzay bölgesinde hareket ederken Homo Sapienslerin ortaya çıkmasının bir tesadüf olup olmadığı da merak konusudur.

GüneÅŸin içinde bulunduÄŸu 100 ışık yılı büyüklüğündeki bölgede büyük kütleli bulutların bulunmamasına raÄŸmen, yerel galaktik çevrenin çok kısa zaman ölçeklerinde deÄŸiÅŸebileceÄŸi mümkün görülüyor. Yerel Kabarcığın düşük yoÄŸunluÄŸu, süpernova patlamalarında oluÅŸan süperkabarcığın ve ÅŸok dalgalarının boÅŸluk içinde kolayca ilerlemesine ve hatta güneÅŸin bile böyle ortamlar içerisinden geçebilmesine olanak vermektedir. Gerçekten, geçen 250,000 yıl içinde güneÅŸ Scorpius – Centaurus topluluÄŸundaki yıldız oluÅŸum bölgesinden atılan maddenin içerisine girmiÅŸtir. Yıldızlararası ortamın geçen 2,000 yıl içinde deÄŸiÅŸmiÅŸ olabileceÄŸini dair bazı şüpheler vardır. Ama bu belirsizdir. Çünkü astronomlar yerel yıldızlararası bulut yapılarını halen tam anlayamamışlardır. GüneÅŸ sistemini kuÅŸatan bulut Scorpius – Centaurus topluluÄŸundan dışarıya akan maddeden oluÅŸur. Yakın yıldızların ortalama hareketine göre bir kiÅŸinin bakış açısı sabit kabul edildiÄŸinde, güneÅŸin Yerel Yıldızlarara
sı Buluta göre hareketi hemen hemen dik olur. Bir baÅŸka ifadeyle, güneÅŸ civarındaki yıldızlararası yapı güneÅŸin hareketine göre dik ve güneÅŸ sisteminin içinden geçer. Bu iki hareketin sonucu olarak, galaksi merkezine yaklaşık 15 derece eÄŸiminde ve tutulum (ekliptik) düzlemine çok yakın bir doÄŸrultuda saniyede yaklaşık 26 km’ lik hızla güneÅŸe doÄŸru akan bir yıldızlararası madde gözlenir. GüneÅŸe doÄŸru akan bu madde Yerel Yıldızlararası Rüzgâr olarak bilinir (Åžekil 1).

Şekil 1. Güneşin (sarı ok) Yerel Yıldızlararası Bulutlara (mor ok) doğru hareketi sonucu oluşan Yerel Yıldızlararası Rüzgâr (beyaz ok), tutulum düzlemi üzerinden güneş sistemi içine saniyede 26 km lik bir hızla girmektedir.

Yerel Kabarcığın ve Yerel Yıldızlararası Bulutun kökeni bugüne kadar açıklığa kavuÅŸturulamamıştır. Bazı astronomlar, Scorpius, Centaurus, Orion takımyıldızlarında ve Gum bulutsusunda olduÄŸu gibi art arta gelen yıldız oluÅŸumlarının neden olduÄŸu ÅŸok dalgalarının, galaksinin spiral kolları arasındaki uzayı boÅŸalttığına inanmaktadırlar. DiÄŸer astronomlar Scorpius – Centaurus topluluÄŸunda oluÅŸan bir süpernova patlamasının bugünkü Yerel Kabarcığı oluÅŸturduÄŸunu düşünmektedirler. Yerel Yıldızlararası Bulutun ise ya yıldız oluÅŸumunun neden olduÄŸu rüzgârlardan itilen madde ile ya da bir süpernova patlamasının neden olduÄŸu süperkabuktan oluÅŸtuÄŸu düşünülmektedir (Åžekil 2).

Åžekil 2. GüneÅŸin de içinde bulunduÄŸu 1,500 ışık yılı büyüklüğündeki galaktik ortamda farklı yoÄŸunluk ve sıcaklıkta bulunan gaz bulutları vardır. GüneÅŸ, birkaç milyon yıldır çok düşük yoÄŸunluklu sıcak bir bölge olarak bilinen Yerel Kabarcık (siyah) içerisinde yolculuÄŸuna devam etmektedir. Yerel Kabarcık Scorpius – Centaurus yıldız oluÅŸum bölgesinden gelen kısmen iyonize (mor) olmuÅŸ madde ile çevrilidir. Aquila Yarığı gibi soÄŸuk ve yoÄŸun moleküller bulutlar (turuncu) yeni yıldızların oluÅŸacağı yerlerdir. Ä°yonize hidrojenden oluÅŸan Gum Bulutsusu (yeÅŸil) 11,000 yıl önce patlayan Vela süpernova kalıntısını (pembe) içinde barındırır.

HELYOSFER

Yerel Yıldızlararası Rüzgâr güneş sistemi içinde eserken, güneş rüzgârı da yerel yıldızlararası rüzgârın içinden geçer. Güneş rüzgârı, yüksek hızla güneşten dışarı doğru akan proton, helyum çekirdeği ve elektronlardan oluşan sıcak bir plazmadır. Rüzgârın kaynağı koronadır. Güneşin en dış katmanını oluşturan korona, güneş tutulmasında gözlenebilen ve sıcaklığı milyon dereceye varan bir bileşendir. Güneş rüzgârının, güneşin kendi ekseni etrafındaki dönüşünden kaynaklan bir manyetik alanı vardır. Güneşin koronal deliklerinden ses üstü (süpersonik) hızlarla yayılan güneş rüzgârı, Plüton gezegeninin ötesine kadar uzanarak yüklü yıldızlararası gaz ile etkileşir.

Dış güneÅŸ sistemi içinde etkisini yitirmeye baÅŸlayan güneÅŸ rüzgârının yoÄŸunluÄŸu azalır. 1 Astronomik Birim (A.B.) uzaklıkta (Dünya güneÅŸ uzaklığı – 150 milyon km) tipik bir güneÅŸ rüzgârının santimetreküpte yaklaşık 5 parçacıktan ibaret bir yoÄŸunluÄŸu olup, hızı yaklaşık 400 km/sn tir. GüneÅŸ rüzgârı 80 ile 100 A.B. uzaklıkta ses üstü hızından ses altı (subsonik) hızına geçerken, güneÅŸten 130 ile 150 A.B. uzaklıkta yıldızlararası iyonların etkileÅŸmesiyle durgunlaÅŸmaya baÅŸlar. GüneÅŸ rüzgârının ses üstü hızından ses altı hızına geçtiÄŸi bölge sonlandırma ÅŸoku (termination shock), durgunlaÅŸtığı bölge heliopause ve güneÅŸ rüzgârının durduÄŸu yer ise helyosferin sınırı olarak bilinir.

Bilim adamları tarafından oluşturulan modeller helyosferin su damlası şeklinde olduğunu göstermektedir. Helyosferin boyutları oldukça büyük olup güneş rüzgârının yüklü yıldızlararası gaz ile etkileşimi sonucu belirlenebilir. Yıldızlararası ortamın yaklaşık %30 u iyonize -çoğu proton ve elektron- olmasına karşın, bu yüklü parçacıklar güneş rüzgârında bulunan manyetik alan içerisinden geçmezler (çünkü Lorentz kuvveti bu yüklü parçacıkları manyetik alana bağlar). Bundan dolayı, yıldızlararası plazma helyosferin sınırında hem sıkıştırılır hem de saptırılır. Bununla birlikte, yüksüz hidrojen atomları yıldızlararası protonlar ile elektron alış verişinde bulunduğundan, yüksüz yıldızlararası hidrojenin küçük bir kısmı da helyosferin sınırında sıkıştırılıp ve saptırılır. Yüksüz hidrojen atomlarının oluşturduğu gözlenebilir bu durum hidrojen duvarı olarak bilinir.

Helyosferin dışında bulunan baÅŸka bir fenomen ise yay ÅŸok (bow shock) olarak bilinen Yerel Yıldızlararası Bulutların içinden ses hızından daha yüksek hızlar ile hareket eden (süpersonik) maddenin ürettiÄŸi etkidir. Buluttaki ses hızı saniyede 9.6 km ve güneÅŸin de bulutlara göre göreceli hızı saniyede 26 km olduÄŸundan helyosferdeki yay ÅŸoku 2.5 Mach (Mach = ses hızı) tır. Bununla birlikte, Yerel Yıldızlararası Bulutları içinde bir yay ÅŸokunu meydana getirebilecek 3 – 4 mikro gaussluk çok zayıf bir manyetik alan vardır (Åžekil 3).

Şekil 3. Güneşin koronal deliklerinden çıkan güneş rüzgârı, yıldızlararası ortamdan güneş sistemine doğru akan madde ile etkileşir. İyonlaşmış gazlardan oluşan güneş rüzgârı sonlandırma şoku denen bölgede ses altı hızı ile ilerlerken, helyosferin sınırını ifade eden helyosfer durma noktasında (heliopause) hızını yitirerek tamamiyle durgunlaşır. Yıldızlararası rüzgârda çoğu hidrojen iyonundan oluşan yüklü parçacıklar (beyaz çizgi) helyosferin kenarlarında saptırılmalarına karşı, yüksüz hidrojen ve helyum atomları (pembe ok) helyosferin içerisine girebilir. 11 yıllık güneş aktivitesi güneş rüzgârının etkilediğinden, yıldızlararası ortamın homojen bir yapısı yoktur. Şekil üzerindeki renkler Kelvin cinsinden sıcaklıkları gösterir.

HELYOSFER İÇİNDEKİ MADDE

Yıldızlararası ortamdaki iyonlar helyosfer çevresinde sapma göstermelerine karşın, yüksüz yıldızlararası atomların büyük bir bölümü (çoğu hidrojen ve helyum olmak üzere) güneş sisteminin içerisine girebilmektedir. Helyosferdeki yaygın gazın yaklaşık %98 i (gezegen ve gezegen sistemleri ile kuyruklu yıldızlar hariç) yıldızlararası maddeyi oluşturur. Yıldızlararası ortamdan güneş sistemine akan madde yoğunluğu ile güneş rüzgârının yoğunluğu Jüpiter gezegenin yörüngesi civarında dengeye ulaşır.

Güneş sistemi içindeki ilk yıldızlararası maddenin keşfi 1960 larda bir uzay aracı ile yerkoronasını -bir gezegen atmosferinin en dışta bulunan ve yüksüz hidrojen atomlarından oluşan tabakası- incelenirken bulunmuştur. Uzay aracı dünyanın yerkoronası üzerinde Lyman-alfa morötesi radyasyonunu zayıf bir floerason parlaklığında gözlemiştir. Bir Lyman-alfa fotonu, yüksüz hidrojen atomundaki bir elektronun birinci enerji seviyesinden temel enerji seviyesine geçtiğinde yayınladığı enerji olarak bilinir. Yıldızlararası uzayda hidrojen atomlarının elektronları temel seviyede bulunduklarından oldukça soğukturlar. Bununla birlikte, yüksüz yıldızlararası atomlar güneş sisteminin içine doğru ve özellikle güneşe doğru hareket ettikçe, güneşten gelen radyasyonun etkisinden dolayı elektronlar ilk uyarılma enerji seviyesine çıkarlar. Bir elektron bu enerji seviyedeki duruş süresi tamamlandığında, temel enerji seviyesine geri dönerek bir Lyman-alfa fotonu yayınlar. Bu işlev gezegenler arasında gözlenen zayıf morötesi ışınımın kaynağıdır. Işınımın daha yeni bir gözlemsel kanıtı, SOHO uydusu üzerinde bulunan TRACE aletinin gezegenlerarası Lyman-alfa şiddet haritasının oluşturulmasıyla elde edilmiştir.

1960 larda yapılan bu keşiften beri, yıldızlararası maddenin birçok kanıtı güneş sistemi içinde elde edilmiştir. Astronomlar yıldızlararası ortamın güneşten birkaç A.B. içinde iyonize olduğunu bilmektedirler. İyonizasyonun bir kısmı güneş radyasyonunun foto-iyonizasyonundan, bir kısmı da güneş rüzgârının yük değişiminden kaynaklanmaktadır. Diğer yandan, helyum atomları güneş fotonları tarafından iyonize edilmeden önce güneşe 1 A.B. uzaklığına kadar yaklaşabilirler. Bazı yüksüz helyum atomları güneşin iyonizasyonundan kaçabilmelerine karşın, güneşin çekim alanına girerek güneş etrafında konik bir yapı içerisinde toplanır. Dünya her kasım ayının sonunda bu koninin içerisinden geçer (Şekil 4). Yıldızlararası atomlar iyonize olduğundan, güneş rüzgârı plazması bu atomları toplayarak helyosferin sonlandırma şokuna iter. Yakalanan iyonlar, güneş rüzgârı ile yıldızlararası ortamın yüksüz atomlarının birbirleriyle etkileşmesi sonucunda üretildiğinden ölçümleri yıldızlararası ortamın kompozisyonu hakkındaki ip uçlarını verir. Toplanan helyum iyonları ilk kez Eberhard Möbius liderliğindeki bir grup tarafından dünya yakınlarında keşfedilmiştir. Daha yeni keşifler, iç güneş sisteminde bulunan Ulysses uzay aracındaki SWICS aygıtı kullanılarak gerçekleştirilmiştir. SWICS aygıtı toplanan iyon popülasyonunun içinde nitrojen, neon, oksijen, helyum ve neon izotoplarını tespit etmiştir. Bu elementlerin her biri yıldızlararası gazda kısmen yüksüz halde bulunduğundan helyosfere kolaylıkla girebilir. Yakındaki yıldızlararası gazın iyon bolluğu ile toplanan iyon bolluklarının karşılaştırılmasından, güneş sistemi içinde bulunan yıldızlararası gazın orijinal iyonizasyon seviyeleri hakkında ip uçları elde edilebilir.

Şekil 4. Helyosfere giren yıldızlararası helyum atomları (pembe ok) güneşin çekim kuvvetinden dolayı konik bir yapı içinde toplanır. Yüksüz yıldızlararası parçacıkların yaklaşık %10 u helyum atomudur. Dünya her yıl kasım ayının son günlerinde helyum atomların oluşturduğu koniğin içinden geçmektedir.

Toplanan iyonlar sonlandırma ÅŸokuna ulaÅŸtıklarında, kozmik ışın enerjilerine ivmelenerek anormal kozmik ışın popülasyonu olarak bilinen bir bileÅŸeni oluÅŸtururlar. Bu anormal popülasyonun galaktik kozmik ışın spektrumunun düşük enerji bölgesinde oluÅŸtuÄŸu görülür. Bu parçacıkların “anormal” olarak isimlendirilmelerinin nedeni, enerjilerinin helyosfere girecek kadar büyük olmamasındadır. Bu da onların güneÅŸ sistemi içinde oluÅŸtuÄŸunu gösterir. Helyosferden geri dönen anormal kozmik ışınlar iç güneÅŸ sistemine doÄŸru ilerler. Bu esnada bazı kozmik ışınlar dünyanın manyetosferi tarafından yakalanabilir. BaÅŸka bir ifade ile, bu parçacıklar helyosfer içinde ileri geri hareketlerde bulunurlar: Parçacıklar güneÅŸ sistemi içerisine yıldızlararası nötral atomlar olarak taşınır. Toplanmış iyonlar sonlandırma ÅŸokunun ötesine atılır ve iç güneÅŸ sistemi içersine anormal kozmik ışınlar olarak geri dönerler. (Åžekil 5)

Şekil 5. Helyosferin ve yakın yıldızlararası ortamın kesiti.

Atomik parçalar dış uzaydan güneÅŸ sistemi içine gelen yegâne ziyaretçiler deÄŸillerdir. Eberhard Gruen liderliÄŸindeki bir grup Ulysses ve Galiloe uydularında bulunan toz dedektörleriyle 0.2 – 6 mikrometre boyutlarında “büyük” toz tanelerini helyosfer içinde keÅŸfetmiÅŸlerdir. Bu toz tanecikleri Yerel Yıldızlararası Rüzgârın doÄŸrultusunda ve hızında hareket etmektedir. Büyük toz taneciklerinin güneÅŸ aktivite çeviriminden ve güneÅŸ rüzgârından etkilenmeyen yörüngelerinin olmasıyla beraber, yıldızlararası helyum atomlarının güneÅŸ çevresinde oluÅŸturdukları koniÄŸe benzer bir yapılaÅŸmaları da vardır. Dünya her kasım ayının sonlarında toz parçacıklarının oluÅŸturduÄŸu koniÄŸin içinden geçmektedir (Åžekil 6). Orta boyutlardaki toz parçacıkları güneÅŸ rüzgârının -güneÅŸ çeviriminin 11 yıllık evresinde- manyetik polaritedeki deÄŸiÅŸiminden dolayı hem tutulum düzleminde hem de bu düzlemin dışında bulunabilmektedir.

Şekil 6. Yıldızlararası ortamdan güneş sisteminin içerisine girmekte olan toz parçacıkları değişik boyutlarda olabilmektedir-ler (çok küçük toz parçacıkları helyosfere giremez). Yaklaşık 1.4 mikrometre (üstte) büyüklüğündeki toz tanecikleri, helyum atomlarının güneş çevresinde oluşturdukları koniğe benzer bir yapılaşması vardır. Dünya, her yıl kasım ayının son günleri ile aralık ayının ilk günleri arasında toz parçacıklarının oluşturduğu yapının içerisinden geçmektedir.

DEĞİŞEN GALAKTİK ÇEVRE

Güneşin içinden geçen yıldızlararası bulutun homojen bir yapı gösterip göstermediği bilinmemektedir. Yerel Yıldızlararası Bulutlar çok uzaklarda görülen yıldızlararası bulutlara göre hem daha küçük (100 ile 10,000 A.B. genişliğinde), hem de içerdikleri madde açısından daha yoğundurlar (santimetre küpte 1,000 parçadan fazla). Güneş sistemi böyle yoğun bir yıldızlararası bulutun içerisinden geçmiş olsaydı, helyosferin boyutları çarpıcı oranlarda değişirdi.

Gary Zank ve Priscilla Frisch helyosferin yoğun bir yıldızlararası bulut ile karşılaştığı zaman helyosferde meydana gelecek değişimleri modellemişlerdir. Modellere göre; Yerel Yıldızlararası Bulutların yoğunluğu her santimetre küpte 10 parçacık artsaydı, helyosfer yaklaşık 15 A.B. boyutlarına gerileyip, heliopause da kararsız bir yapıda bulunurdu. Bununla beraber, güneşten 1 A.B. uzaklıktaki yıldızlararası hidrojen atomlarının yoğunluğu yaklaşık her santimetre küpte 2 atom artar ve dünyanın gezegenlerarası ortamı çarpıcı bir şekilde değişirdi. Santimetre küpte 1,000 atomun bulunduğu ortamı canlandıran bir model ise helyosferin ancak güneşten birkaç A.B. uzaklığına kadar etkin olabileceğini gösteriyor. Bu modele göre; Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton gibi gezegenlerin (güneşten 9 A.B. uzaklıkta bulunan gezegenler) güneşten aldıkları ışınımın tamamiyle sıfıra ineceği ve dünyadan görülemeyeceği anlaşılıyor. Bununla beraber, güneş rüzgârının etkinliğinin 2 A.B. ile sınırlı kalacağı görülüyor. Bu simülasyonlar yerel galaktik çevrede meydana gelecek değişimlerde güneş rüzgârının iç gezegen sistemlerini koruyacağını gösteriyor (Şekil 7).

Şekil 7. Helyosferin yoğun yıldızlararası bulutlar (10 atom cm3) ile karşılaştığı zaman dengede olamayacağını görülüyor. Güneş, yaklaşık santimetre küpte 0.3 atomluk ortalama yoğunluğu bulunan bir yıldızlararası bulut içinde gömülüdür. Simülasyonlar, helyosferlerin yoğun bir yıldızlararası ortamla karşılaşması durumunda dış güneş sisteminde bulunan gezegenleri etkileyeceğini ve gezegenlerarası ortamın da değişeceğini gösteriyor. Helyosferin santimetre küpte 1,000 atomdan daha büyük yoğunluğu olan bulutlar ile karşılaşmasını canlandıran bir simülasyon, iç gezegen sistemlerinin atmosferlerinde büyük değişiklere neden olacağını gösteriyor.

GeçmiÅŸte güneÅŸin galaktik çevresinde deÄŸiÅŸimler olmuÅŸtur. Gerçekten, dünya üzerinde bazı deliller yerel galaktik çevrenin kararlı olmadığını gösteriyor. Antarktika’daki buz koru örneklerinden biri günümüzden 60,000 yıl, diÄŸeri 33,000 yıl önce meydana gelen iki olayda berilyum 10 izotop (yarı ömrü 1.5 milyon yıl) konsantrasyonunda bir artış görülmüştür. Berilyumdaki bu ani artış hangi olaydan kaynaklanabilir? Bir teoriye göre, gezegenin yüzeyinde bulunan radyoaktif berilyumun ani bir ÅŸekilde çoÄŸalmasının nedeni dünya atmosferi üzerindeki kozmik ışınların artmış olacağı yönündedir.

Dünya çevresinde kozmik-ışınların artmasını açıklayan bir mekanizma bilim adamları tarafından önerilmiştir: Bir süpernova şokunun Yerel Yıldızlararası Bulut için küçük ama yoğun bir parça ile karşılaşması bu tip kozmik-ışınları üretebilir. 30 ışık yılı içinde bulunan yıldızlararası toz parçacıklarının 100 ile 200 km/sn lik hızlarla hareket eden şok dalgalarıyla yok edildiğini gösteren deliller mevcuttur. Bu da süpernova senaryosunu destekler (Şekil 8). Fakat berilyumdaki ani artışın nedeni belli değildir.

Åžekil 8. 11,000 yıl önce meydana gelen Vela süpernovası iyonize olmuÅŸ sıcak bir kabuk ile yıldızlararası ortamda hızlı bir ÅŸekilde yayılmaktadır. Gelecek birkaç milyon yıl içinde yapı soÄŸuyarak yavaÅŸlayacak ve kabuk içindeki elektronlar ve protonlar birleÅŸerek yüksüz hidrojen atomlarına dönüşecektir. Vela süpernova kalıntısının bu fotoÄŸrafı Anglo – Avusturalya gözlemevinden alınmıştır.

Daha yaşlı süpernova olaylarını gösteren deliller de vardır: Deniz tabanında biriken demir-60, yaklaşık 5 milyon yıl önce güneşten 90 ışık yılı uzaklıkta meydana gelen bir süpernova patlamasının delilli olarak yorumlanmıştır. Süpernova patlamasında oluşan demir-60, 1.5 milyon yıl yarılanma ömrü olan radyoaktif bir izotoptur. Dünyanın yeraltı katmanlarında bulunan demir-60 izotopu yakın uzayda bulunan elementlerin nükleosentez geçirip, önce dünya atmosferine oradan da yeraltı katmanlarına saplanması sonucu oluşmuştur.

Gezegenler, güneşin galaktik çevresinde geçmişte meydana gelen kayıtları içermelerine rağmen, güneşin gelecekte karşılaşacağı olaylar ancak, bilim adamlarının güneşin galaktik çevresinde yapacakları gözlemler sonucu oluşturacakları haritalardan itibaren anlaşılabilir. Gerçekten, mor-ötesi absorbsiyon çizgilerinin incelenmesi, güneş ile Alfa Centauri (4 ışık yılı uzaklıkta bulunan güneşe en yakın yıldız) yıldızı arasında iki tane bulutun bulunduğunu gösteriyor. Bu bulutlardan biri, Yerel Bulut kompleksi içinde gömülü küçük, yoğun bir yapıda olabilir mi? Bu sorunun cevabı tam olarak bilinmiyor, çünkü yerel yıldızlararası ortamın hız yapısı hakkında yeterli bilgi yoktur. Eğer böyle bir bulut varsa gelecek 3,000 yıl içinde güneş bu bulutun içerisinden geçecektir (Şekil 9).

Åžekil 9. GüneÅŸin de içinde bulunduÄŸu 10 ışık yılı içerisindeki yakın yıldızlararası ortam, Scorpius – Centaurus topluluÄŸundan dışarı doÄŸru akan ve Yerel Yıldızlararası Bulutu (mor) oluÅŸturan madde ile çevrilidir. KabuÄŸun bu parçası (mor ok) uzayda güneÅŸin hareketine dik doÄŸrultuda ve onun yörüngesi (sarı ok) ile kesiÅŸecek ÅŸekilde hareket etmektedir.

YILDIZLAR ARASI UZAY ARACI

GüneÅŸin galaktik çevresinin anlaşılmasında kullanılan iki yöntem vardır: Dünya tabanlı teleskopların kullanılması ve dünya yakınında dolaÅŸan uzay araçları. Bununla birlikte, yerel galaktik çevrenin keÅŸfi için en iyi yol bir “Yıldızlararası Uzay Aracının” hazırlanmasıdır. Bu tip çalışmalar ÅŸimdi Kaliforniya’da Pasedena Jet Propulsion Laboratuvarında “Yıldızlararası Uzay Aracı” adında bir proje ile yürütülmektedir. Yıldızlararası uzay aracı kullanımı bir yıldızın (güneÅŸin) çevresiyle olan iliÅŸkisini incelemek için önemli bir yöntemdir. GüneÅŸ sistemi etrafındaki yıldızlararası bulutun fiziksel özellikleri hakkında bilgi toplanmasıyla, yıldızlararası uzaydaki gaz ve tozun ilk ölçümleri elde edilmiÅŸ olacaktır.

Uzay araçlarını yıldızlararası ortama yollayarak ortam hakkında detaylı verilere ulaşmak pahalı bir uğraş olarak görünmesine rağmen çok gereklidir. Teleskoplar ile yıldızlararası gaz gözlendiğinde birkaç ışık yılı boyutlarındaki bulutlar hakkında bilgi sahibi olunurken, buluta ait bir parça hakkında detaylı bir bilgiye ulaşılamaz. Diğer yandan, güneş sisteminde içindeki yıldızlararası maddenin gözlemleri helyosfere giren madde hakkında bilgi verir. Dünya üzerindeki teleskoplar ile güneş sistemi içindeki yıldızlararası maddenin gözlemi her zaman anlamlı değildir, çünkü teleskoptan eld
e edilen veri aynı bir bulut parçasından gelmez. Güneş sistemi içindeki maddeyi besleyen yıldızlararası bulutun fiziksel özelliklerini tamamiyle anlamak için yıldızlararası uzay aracına yerleştirilecek aletler ile bulutun direkt ölçümlerinin yapılması gerekir.

Yıldızlararası Uzay Aracı, yıldızlararası ortamın doğasını, yıldızlararası ortam ile güneş rüzgârı arasındaki etkileşmeyi keşfedebilmek için Jet Propulsion Laboratuvarında tasarlanmaktadır. Bu yıldızlararası araç ile güneşin çevresindeki bulutun kimyasal yapısı, iyonizasyon seviyesi, manyetik şiddeti ve diğer fiziksel özellikleri hakkında detaylı bilgi elde edilecektir. Bu verilerin toplanmasıyla helyosfer içerisinde güneş rüzgârı ile yıldızlararası gaz ve tozun nasıl etkileştiği ve yıldızlararası ortamın helyosferi nasıl etkileyeceği anlaşılacaktır.

Böyle bir görevden sağlanacak sonuçlar; sanıldığından daha erken elde edilebilir. Yıldızlararası uzay aracı yılda 14 A.B. yol kat ederek 15 yıl içerisinde yıldızlararası ortama girecek (yaklaşık 150 A.B) şekilde tasarlanmaktadır. Bu uzay aracı ile insanlık, güneş sisteminin sınırlarını terk ederek yeni bir çağa girecektir.

Kaynaklar

• American Scientist, Vol 88, 1
• Popüler Bilim (2001) 92, 38-43

DiÄŸer Yazarlar

• Yüksel KarataÅŸ

Bu makaleler de ilginizi çekebilir:

• Yakın Evrendeki Yerimiz 1: Yıldız Birlikleri
• GüneÅŸ Sistemi Dışı Gezegen Avı
• Yeni bir KeÅŸif: Karasal Gezegen