Yıldızlararası bulut
Yıldızlararası bulut, Samanyolu ve diğer gökadalardaki gaz, plazma ve tozun birikimi olarak tanımlanır. Başka bir deyişle yıldızlararası bulut, bir gökadada yıldız sistemleri arasındaki boşlukta var olan madde ve radyasyon olan yıldızlararası ortamın ortalamadan daha yoğun bir bölgesidir. Belirli bir bulutun yoğunluğuna, boyutuna ve sıcaklığına bağlı olarak, hidrojeni nötr olabilir ve bir H I bölgesi oluşturur; iyonize olabilir veya plazma haline gelerek bir H II bölgesi oluşturabilir veya moleküler olabilir. Bunlara basitçe moleküler bulutlar veya bazen yoğun bulutlar denir. Nötr ve iyonize olmuş bulutlar bazen dağınık bulutlar (diffuse) olarak da adlandırılır. Bir yıldızlararası bulut, yaşamının sonlarına doğru bir kırmızı devin gaz ve toz parçacıkları tarafından oluşturulur.
Kimyasal bileşimler
[değiştir | kaynağı değiştir]Yıldızlararası bulutların kimyasal bileşimi, yaydıkları ve bize ulaşan elektromanyetik radyasyon incelenerek belirlenir. Bu radyasyon, elektromanyetik spektrumda radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar geniş bir yelpazeyi kapsar. Büyük radyo teleskoplar, belirli moleküllerin spektrumlarının karakteristiği olan belirli elektromanyetik radyasyon frekanslarının gökyüzündeki yoğunluğunu tarar. Bazı yıldızlararası bulutlar soğuktur ve büyük dalga boylarında elektromanyetik radyasyon yayma eğilimindedir. Bu moleküllerin bolluğunun bir haritası çıkarılarak, bulutların değişen bileşiminin anlaşılması sağlanabilir. Sıcak bulutlarda ise genellikle birçok elementin iyonları bulunur ve bu iyonların spektrumu görünür ve ultraviyole ışıkta gözlemlenebilir.
Radyo teleskoplar ayrıca, haritadaki bir noktadan gelen frekansları tarayarak her molekül türünün yoğunluğunu kaydedebilir. Frekans zirveleri, bulutta o molekül veya atomun bol miktarda bulunduğunu gösterir. Zirve noktasının yüksekliği, o molekülün veya atomun buluttaki göreli yüzdesiyle orantılıdır.[2]
Beklenmeyen moleküllerin keşfi
[değiştir | kaynağı değiştir]Yakın zamana kadar, yıldızlararası bulutlardaki tepkime hızlarının çok yavaş olması ve bulutların düşük sıcaklık ve yoğunluğu nedeniyle kimyasal bileşik miktarlarının çok az olması bekleniyordu. Bununla birlikte spektrumlarda, bilim insanlarının bu koşullar altında bulunmasını beklemediği formaldehit, metanol ve vinil alkol gibi organik bileşikler gözlemlendi. Bu tür maddeleri oluşturmak için gereken tepkimeler, bilim insanlarının sadece yeryüzünün ve yeryüzü laboratuvarlarının çok daha yüksek sıcaklık ve basınçlarında aşina olduğu reaksiyonlardır. Bu organik moleküllerin yıldızlararası bulutlarda bulunması, kimyasal reaksiyonların tahmin edilenden çok daha hızlı ve Dünya'daki organik kimyada alışık olmadığımız biçimde, gaz fazı reaksiyonlarında gerçekleştiğini gösteriyor.[3] Bu reaksiyonlar CRESU deneyinde incelenmektedir.
Yıldızlararası bulutlar ayrıca uzaydaki metallerin varlığını ve oranlarını incelemek için de bir ortam sağlar. Bu elementlerin varlığı ve oranları, özellikle füzyon sonucu yıldızlardan kaynaklanması beklenen oranlarla tutarsız olduğunda ve kozmik ışın parçalanması gibi alternatif mekanizmaları akla getirdiğinde, bu elementlerin nasıl oluştuğuna dair teorilerin geliştirilmesine katkı sağlayabilir.[4]
Yüksek hızlı bulut
[değiştir | kaynağı değiştir]
Bu yıldızlararası bulutlar, Samanyolu'nun dönüşüyle açıklanamayacak kadar yüksek bir hıza sahiptir.[5] Tanım gereği, bu bulutların vlsr değeri 90 km s−1'den büyük olmalıdır, burada vlsr yerel standart durgunluk hızıdır. Öncelikle nötr hidrojenin 21 cm çizgisinde tespit edilirler[6] ve tipik olarak Samanyolu'ndaki yıldızlararası bulutlar için normal olandan daha düşük oranda ağır elementlere sahiptirler.
Bu sıra dışı bulutları açıklamak için ortaya atılan teoriler arasında, gökadanın oluşumundan arta kalan maddeler veya diğer gökadalardan ya da Yerel Grup üyelerinden gelgit etkisiyle koparılan maddeler yer almaktadır. Sonuncusuna bir örnek Macellan Akıntısı'dır. Bu bulutların kökenini belirlemek için, uzaklıkları ve metallikleri hakkında daha detaylı bilgiye ihtiyaç vardır.
Yüksek hızlı bulutlar, HVC 127-41-330'da olduğu gibi bir HVC ön ekiyle tanımlanır.
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]- Bulutsu
- Gezegenlerarası ortam – Gezegenlerarası toz bulutu
- Yıldızlararası ortam – Yıldızlararası toz
- Galaksilerarası ortam – Galaksilerarası toz
- Yerel Yıldızlararası Bulut
- G-bulutu
Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ "Carved by Massive Stars". ESO Picture of the Week. Avrupa Güney Gözlemevi. 2 Haziran 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Eylül 2013.
- ^ Project Leader Dr. Lochner (November 2009). "Spectra and What Scientists Can Learn From Them". Goddard Space Flight Center, NASA. 9 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Şubat 2010.
- ^ Charles Blue (Ekim 2001). "Scientists Toast the Discovery of Vinyl Alcohol in Interstellar Space". National Radio Astronomy Observatory. 12 Mart 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Şubat 2010.
- ^ Knauth, D.; Federman, S.; Lambert, D. (2000). "Newly Synthesized Lithium in the Interstellar Medium". Nature. 405 (6787): 656-658. Bibcode:2000Natur.405..656K. doi:10.1038/35015028. PMID 10864316.
- ^ Navarro, J. F., Frenk, C. S., & White, S. D. M. 1995, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 720
- ^ "Dark Matter- More Than Meets the Eye" (PDF). NASA. 11 Haziran 2019 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Şubat 2010.
