Uzaydaki Oluşumların Kimyası ve Spektroskopi

Okuma Süresi: 10 dakika

Işık-Madde Etkileşimine Dayalı Modern Tekniklerin Uzay
Araştırmalarında Kimya Bilgisi için Kullanımı

Uzay araştırmalarında Galileo Galilei’nin 1609 yılında teleskop kullanmasıyla yarattığı atılımı günümüzde daha modern teknikler kullanarak gerçekleştirmekteyiz. Günümüze kadar, çapı 10 metreyi aşan devasa teleskoplarla yaşadığımız evrende gözlem yapmış olmakla beraber, daha fazla bilgiyi ifşa edebilecek metot ve araçlar da geliştirilmiştir. Örneğin, Galileo Galilei’nin teleskopları ile yaptığı gözlemlerden Dünya ve Dünya ötesi gezegenlerin hareketlerini – yani hız, konum, yörünge gibi kinematik bilgiler elde edilmişti. Halbuki, bugün gözlemlediğimiz gök cisimlerinin kimyasal bileşimlerine, adeta bir mikroskopla hücresel dokuları inceler gibi bakmaktayız. Temeli ışık ve madde arasındaki atomik seviyede ilişkiye dayanan “spektroskopi”, uzaktaki yıldızların içeriğini, galaksilerdeki moleküler yoğunluğu, ve daha pek çok bilgiye erişmemizi sağlamış bir metottur.

Spektroskopiye girmeden önce, “radyasyon”, “spektrum” ve “doppler etkisi” kavramlarını bu yazımızdan okumanızı tavsiye ederim.  Sözlüksel bir tanımlama olarak spektroskopi: “radyasyon (ışıma) dalgaboyu ve frekansının bir fonksiyonu olan radyasyon yoğunluğunun, doğrudan ya da bir prizmadan geçirildikten sonra, ışıma şekline uygun bir dedektör vasıtasıyla ölçümü” olarak yapabiliriz [2]. Ancak bu tanımlama, hem fazla genel hem de radyasyon kaynağının durumu hakkında eksik bilgilere sahip. Bu nedenle, daha somut anlatımlarla gideceğim. Güneşten gelen bir ışını, sanki atmosferde hiç bir etkileşime girmemiş varsayarak prizmadan geçirdiğimizi düşünelim. Prizmada kırınıma uğrayan ışığın düşürüldüğü düz ve beyaz bir düzlemde göreceğimiz şey, aşağıdaki görselde olduğu gibi gökkuşağının renklerinin tamamını içeren, ve adına “sürekli spektrum” dediğimiz bir renk gradyenini oluşturur.

• 

Ancak bu sayfada olduğunuza göre astronomiyle ve dolayısıyla fizikle ilgileniyorsunuz ve biliyorsunuz ki bu görülen ışınlar sadece görünür bölgeden gelmiştir. Bu görseldeki spektrumun sağında (daha uzun dalga boyunda) kızılötesi ve solunda (daha kısa dalga boyu) ise mor ötesi ve x-ray gibi ışınlar var. Görselleştirmesi daha kolay olduğundan, görünür ışık bölgesi üzerinde çalışmaya devam edelim.

Şimdi de idealleştirilmiş koşuldan çıkalım: Güneş ışınları atmosferden geçerken etkileşime uğrar. Gelen ışığı oluşturan fotonlar, hem atomlarla hem de moleküller ile etkileşime girebilir. Örneğin bir hidrojen atomunu ele alalım: atmosferde tek başına olduğunu varsaydığımız kararlı haldeki bir hidrojen atomu, iki enerji seviyesi arasındaki (Bohr’un E = 13.6 * (1 − (1/n 2 )) denklemindeki n=uyarılma seviyesine göre elde edilen) farka sahip olan fotonlar tarafından uyarılır. Yani, Planck eşitliğine (E = h * v) göre belirli fotonlar enerjilerinin tamamını kaybederek yok olur. Bu durumdaki ışığı aynı prizmadan geçirip aynı düzleme düşürürsek, adına “absorpsiyon spektrumu” adını verdiğimiz ve içindeki siyah kesikli çizgiler (bu siyah çizgilere, güneş ışını spektrumundaki 600 farklı çizgiyi inceleyen Alman fizikçi Joseph von Fraunhofer’e ithafen “Fraunhofer hatları” denir) ile ilk başta verdiğimiz sürekli spektrumdan sapan aşağıdaki gradyeni elde ederiz.

• 

Yukarıda bahsedilen senaryoda gözlemleyeceğimiz ikinci durum ise, uyarılan atomların 10^-8 s gibi çok kısa sürede kararlı haline dönmek üzere foton salınımı yapmalarıdır. İşte bu saldıkları ve enerji miktarı uyarılma sırasında aldıkları enerjiye eşdeğer olan fotonlar, “emisyon spektrumu” denilen ve adeta uyarılan elementin parmak izine benzer özgüllükte olan gradyeni oluşturur.

• 

Görsellerde de görebileceğiniz gibi, absorpsiyon ve emisyon spektrumları birbirini sürekli spektruma tamamlar. 1859 yılında Robert Bunsen ve Gustav Kirchoff’un ilk kez üzerinde çalıştığı ve adına spektrometri dedikleri bu analizi kullanan ve güneş ışınlarının spektrumu ile ısıtılan hidrojen gazının spekturmundaki benzerliği fark eden William Huggins, güneşteki hidrojen elementi varlığı hipotezini ortaya sunabilmiştir [4]. Benzer şekilde, helyum elementinin 1868 yılındaki keşfi de İngiliz astronom Joseph Norman Lockyer’in güneş prominansının (güneşin kromosferinden koronasına kadar uzanan ve iyonize gaz bulutundan oluşan kısmı) spektrumunda gözlemlediği turuncu hatların, o zamana kadar bilinen elementlere uyum sağlamamasından yola çıkılarak gerçekleşmiştir [5]. Buraya kadar hep görünür ışık hakkında yazmış olsam da uzak yıldızların yapısı, galaksiler arası moleküller ve hatta nebulalarda var olan elementler hem optik, hem radyo, hem de x-ray spektroskopisi ile analiz edilebilir [6]. Ancak bu analizlerin verdiği bilgiler birbirinden farklıdır; zaten koskoca evrenin vereceği tek mesaj kimyasal yapı olmamalı, değil mi? Önceki paragrafta hidrojen atomunun tek başına olduğunu varsaymıştık. Şimdi ise, doğada gözlemlediğimiz gibi hidrojeni moleküler formda iken gözlemleyelim. Enerjisi yeteri miktarda olmayan fotonlar, molekül içi bağı koparamaz ve atomları iyonize edemez; ama, molekülün kinetik enerjisinde bir değişime yol açar. Bu değişim artan enerji miktarına göre sırasıyla moleküler rotasyon (radyo dalgası ışıması), vibrasyon (infrared ışıma) ve elektron taşınımı (görünür ve ultraviyole ışıma) olarak kendini gösterir. Spektrumlarında da aşağıdaki gibi bir fark oluşur.

• 

Spektrumdaki Fraunhofer hatlarında meydana gelen kaymaların bir diğer neden de, bu yazının ilk başlarında okumanızı önerdiğim yazıda anlatılan Doppler etkisidir. Gözlemlemekte olduğumuz ve hareket ettiğini bildiğimiz cismin, referans noktası gözlemci olmak üzere, radyal hızı (hareketin, yaklaşmakta veya uzaklaşmakta olması farketmeksizin, gözlem doğrultusunda olmasından ötürü “radyal hız” ifadesi kulanılmıştır) direkt olarak spektrum analizlerinden öğrenilebilir. Gözlemden elde ettiğimiz spektrumdaki dalga boyu ile karşılaştırma yaptığımız ve bilinen bir elemente ait spektrumdaki dalga boyu arasındaki sağa kayma (daha uzun dalgaboyu, kızıla kayma, uzaklaşma) ya da sola (daha kısa dalga boyu, maviye kayma, yakınlaşma) kayma varsa bu doppler etkisinden kaynaklanır. Fraunhofer hatlarının karşılık geldiği dalgaboylarının farkı kullanarak, gözlemlenen gök cisminin yakınlaşmakta mı yoksa uzaklaşmakta mı olduğunu öğrenebiliriz ve Δλ/λL = V * R /c denkleminden (Δλ : dalgaboyu farkı, λ l : karşılaştırılan elementin dalga boyu, c : ışığın hızı, V : radyal hız (pozitif ise uzaklaşma, negatif ise yaklaşma)) radyal hızı sayısal olarak hesaplayabiliriz. Gerçek bir hesaplamaya, bir makaleden alınmış olan aşağıdaki örnek verilebilir:

• 

Dünyamıza 4.4 ışık yılı uzaktaki Alpha Centauri (Alfa Erboğa) yıldızının hareketi yaklaşık olarak 3.5 arc-saniye (yani bu yıldız bir yılda 0.00007 ışık yılı mesafe katediyor) dir. Gökyüzü düzleminde izdüşümsel hızı saniyede 22 km’dir. Bakış doğrultusuna göre hareketi sonucu, Alpha Centauri’nin spektral hatlarında maviye kayma görülür ki bu durum saniyede 20 km’lik bir yaklaşma hızını gösterir. Böylece gerçek uzaysal hareketi (222 + 202)^(1/2) ya da yaklaşık olarak saniyede 30 km’dir ki bu durum, bu yıldızın güneşe en yakın olabilecek (yaklaşık 3 ışık yılı mesafesine) ulaşması için 280 asır geçmesi gerekiyor [9].

• 

Tüm bu bahsedilen bilgilerin yanında, sıcaklık da spektrumdan öğrenilebilen bir bilgidir. Özellikle gaz formundaki atomların sıcaklıkları, dolayısıyla ortalama kinetik enerjileri, elektron taşınımlarının gerçekleşebileceği enerji seviyelerini etkileyebiliyor. Düşük sıcaklıklarda iken elektronların düşük enerji seviyelerine kümelendiği, elektron hareketlerinin bu orbitallerden (absorpsiyon spektrumu) ya da bu orbitallere (emisyon spektrumu) olduğu, bunun sonucu olarak da spektrumda belirli dalga boylarında yoğunluk gözlemlendiği ifade edilebilir. Yüksek sıcaklıklarada iken, atomların uyarılmaya hatta iyonize olmaya daha yatkın olduğu ve dolayısıyla elektron hareketlerinin ve spektrumun değiştiği söylenebilir [7]. Wien yasası olarak ifade edilen λmax = (0.29 c m K )/T denklemi de sıcaklıkla ters orantılı olarak emisyon pikinin değiştiği, dolayısıyla enerjinin değiştiğini ifade eder.

Yazıyı toparlamak ve sonlandırmak için bir bilgi daha paylaşmak istiyorum. Dünya’dan, Ay’dan ve hatta meteoritlerden topladığımız bilgilerin, Güneş ve diğer gök cisimlerinden gelen ışımalara yapılan spektral analiz sonucunda varılan nokta şu: evrenimiz, kendini oluşturan elementlerin artan atom ağırlığına göre ters orantılı bir kompozisyon sergilemekte. Yani, hidrojen gibi en hafif ve basit elementten %91 gibi büyük bir miktar varken, bir sonraki element olan, ve iki hidrojen atomunun füzyonundan oluşan, helyumdan ise sadece %8.9 oranında var. Demir, karbon gibi tüm diğer elementlerin ise toplam oranın ancak %0.1’ini oluşturabiliyor [5]. Yani evrenimiz, sayısal ifade ile söylenince kulağa oldukça yaşlı gelen, yaklaşık 13 milyar yıllık yaşına rağmen bir tomurcuk kadar genç ve üretmeye, yeni şeyleri açığa çıkarmaya hazır. Bizim dünyada, bildiğimiz kadarıyla evrende anlayıp keşfetmeye çalışan tek üstün zekalı canlı olarak, yapmamız gereken şey ise bu toy evrende var olan bilgiye erişmek ve onu anlamaya çalışmak.

Hazırlayan: Buğra Birgili

İTÜ Astronomi Kulübü Üyesi

Kapak Görseli: National Optical Astronomy Observatory (NOAO)

Kaynakça:

1. http://wps.prenhall.com/wps/media/objects/610/625137/Chaisson/CH.00.002/
HTML/CH.00.002.s5.htm
2. The Techniques Of Astronomy. (2017). In Encyclopædia Britannica. Retrieved from
https://www.britannica.com/science/astronomy/The-techniques-of-astronomy
3. http://portia.astrophysik.uni-kiel.de/~koeppen/discharge/index.html
4. Brockington, G., Testoni, L., & Pietrocola, M. (2015). The Young Astrophysicist: A
Very Inexpensive Activity to Discuss Spectroscopy. Physics Education, 50(5), 612-616.
5. Astronomy. (2018). In Encyclopædia Britannica. Retrieved from https://0-academic-eb-
com.divit.library.itu.edu.tr/levels/collegiate/article/astronomy/108656
6. Spectroscopy. (2018). In Encyclopædia Britannica. Retrieved from https://0-academic-
eb-com.divit.library.itu.edu.tr/levels/collegiate/article/spectroscopy/110407
7. Chaisson, E., & McMillan, S. (2008). Astronomy today. San Francisco, Calif. [u.a.] :
Pearson Addison-Wesley, 2008.
8. Doppler effect. (2018). In Encyclopædia Britannica. Retrieved from https://0-academic-
eb-com.divit.library.itu.edu.tr/levels/collegiate/article/Doppler-effect/30955
9. Star. (2018). In Encyclopædia Britannica. Retrieved from https://0-academic-eb-
com.divit.library.itu.edu.tr/levels/collegiate/article/star/110472#52820.toc
10. https://www.newscientist.com/article/2114622-proxima-centauri-really-does-orbit-
its-two-bright-neighbours/