Radyo Gökbilim Nedir

Radyo Gökbilim Nedir
Gökcisimlerinin yayınladığı radyoelektrik dalgaları inceleyen gökbilim dalı (radyoastronomi de denir). Klasik radyogökbilimin alanı, dalga boyu 1 mm ile 15 m arasında olan bölgeyle sınırlanmıştır; dalga boyu 1 mm’nin altındaki ışınımlar Yer atmosferi içinde soğurulmakta, 15 m’den büyük olanlarıysa iyonosfer tarafından yansıtıldığından yeryüzüne ulaşamamaktadır.. Bununla birlikte, uzay teknikleri sayesinde, balonların, füzelerin ya da yapay uyduların taşıdığı alıcılar kullanılarak bu bölgenin dışındaki radyoelektrik dalgalar alınabilmektedir.

Yer dışındaki radyoelektrik dalgalar 1930’da A.B.D’li Kari jansky tarafından bir raslanh sonucu olarak bulunmuştur. Ama radyogökbilimin gelişmesi. İkinci Dünya savaşından sonra radyoelektrik tekniklerindeki sınırsız ilerlemeler ve Evren’in araştırılmasındaki yeni yöntemlerin gökbilimcilerde uyandırdığı Ugi yüzünden hızlanmış ve bu uzay araştırmaları, gökbilimin hemen hemen bütün alanlarındaki sayısız buluşlara yol açmıştır.

1942’de İngiliz j.S. Hey. Güneş’in yayınladığı dalgalan yakalamış.l 946’da da gökkürede bölgesel olarak toplanmış radyo kaynaklarını ortaya çıkarmıştır. Gezegenlerle ilgili radyogökbi-lim, Burke ve Franklin’in 1955’te jüpiter’den gelen, tümüyle anormal bir yayınımı bulmasıyla başladı; son olarak 1963’te kuvasarlarm, ardından da pulsarlarm keşfedilmesi Evren’e yeni bir “pencere” açılmasına yol açtı.
GÜNEŞ RADYOGÖKBİLİMİ

Radyoelektrik dalgaların yayılması öyle özellikler içerir ki, Güneş’in en yüksek katmanları en uzun dalga boylu ışını yayınlarlar. Böylece santimet-rik dalgalar renkyuvar (kromosfer) ile aşağı tacın (korona), metrik dalgalar orta tacın, daha uzun dalgalar da dış taçla gezegenlerarası ortamın incelenmesini sağlar. Güneş ışınımında üç bileşen ayırt edilir: Renkyuvar ve taç gazlarının ısısal yayınımından ileri gelen kararlı bir ışınım (sakin Güneş’in ışınımı), gözle görünen lekelerin üstündeki yoğun bölgelerden çıkan bir ışınım (santimetrik ve desimetrik ışınımın yavaş değişen bileşeni) ve renkyuvar püskürtülerinden (erüpsiyon) raslantı sonucu alman, son derece güçlü yayınlar ya da sıçramalar. Bu sıçramalar bize, gazların hareketleri ve Güneş tacındaki çok yüksek enerjili taneciklerin ortaya çıkması konusunda bilgi verir.

GEZEGEN RADYOGÖKBİLİMİ

Gezegenlerin yayınım şiddeti sıcaklıklarıyla ilgilidir: bu yayınıma genellikle yüzeylerindeki ya da atmosferlerindeki ısısal ışınım (kara cisim ışınımı) yol açmaktadır. Santimetrik dalgaların algılanması daha kolaydır. Jüpiter gezegeni ayrıca iki tür ışınım daha yayınlar. Gezegeni çevreleyen yüksek enerjili tanecikler kuşağından (Van Ailen kuşağı) çıkan desimetrik dalgalar üstündeki ışınım; çok kısa süreli (1 saniyeden daha az) ve son derece şiddetli sıçramalardan oluşan, desimetrik dalgalar üstündeki ışınım. İkinci ışınımın kökeni hâlâ iyice bilinmemektedir.
GÖKADA RADYOGÖKBİLİMİ

Gökadamızdan, ya yıldızla ra rası gazdan ya da bölgesel kaynaklardan olmak üzere, çok sayıda radyoelektrik yayınım çıkmaktadır. YILDIZLARARASI GAZIN IŞINIMI” nm üç farklı kökeni vardır: a. Gökadanın magnetik alanı içinde yer değiştiren çok yüksek enerjili elektronların senkrotron ışınımı özellikle metrik ve dekametrik dalgalar üstünde şiddetlidir: bu ışınımın dağılımı. Gökadamızı çevreleyen bir tanecikler aylasının (hale) varlığını göstermektedir; b. Gökada düzlemi içinde, özellikle spiral kollarda toplanmış olan iyonlaşmış hidrojenin ısısal ışınımı, Samanyolu” na göre daha ince bir kuşaktan çıkmaktadır. Daha yoğun bir hidrojen bulutu sıcak bir yıldızın ışınımıyla iyonlaştığmda (HII bölgeleri), radyoelektrik yayınımı önem kazanır; bu nedenle, büyük gaz bulutsuları (Oriyon bulutsusu, Rosette bulutsusu, Messi-er 8, vb.), kısa dalga boylarındaki çok fazla şiddetli radyokaynaklarıdır; c. son olarak, en önemlisi yansız hidrojenin 21 sm’deki çizgisi olmak üzere, bir çizgi yayınımı da saptanmaktadır. Bu çizginin şiddetinin ve frekans değişiminin (Doppler olayı) incelenmesi, ilk kez 1955’te Gökadamızın spiral yapısının çizimini sağlamıştır. GÖKADA RADYOKAYNAKLARI. Bunların en kuvvetlileri, birkaç yüz, ya da birkaç bin yıl önce, dışarıya genişlemekte olan bir zarf bırakarak patlayan yıldızlar olan üstnova (sü-pernova) artıklarıdır.
Demek ki. radyoelektrik ışınım senkrotron olayından kaynaklanır.

GÖKADA DIŞINDAKİ RADYOKAYNAKLARI

Gökadamız dışındaki bulutsuların çoğu radyoelektrik ışınımı kuvvetli olmayan kaynaklardır. Yalnızca en yakın olanları, sürekli ışınımları ya da yansız hidrojenin 21 sm’deki ışınımları yardımıyla incelenebilmektedir-ler.

Bununla birlikte, normalden bin ile bir milyon arasında daha güçlü ışınım yayınlayan küçük bir yüzde miktarı da vardır (10 000gökadada 1 tane); bunlar radyogökadalar diye adlandırılır (Messier 87. Cygnus A, NGC 1275. NGC 5128). Yayınımlarının. Gökada çekirdeğinin tümünün ya da bir bölümünün patlaması sırasında hızlanan elektronların sekrotron etkisinden ileri geldiği sanılır. Radyogökadalann büyük bir bölümünde yayınım, gökcisminin görünen bölgesinden değil, iki yanındaki çok yaygın iki bölgesinden çıkmaktadır. Radyogökadalar. optik olarak, çoğu kez, radyoelektrik ışınımla ilişkisi açıklanamamış olan ilginç özellikler sunarlar (ışıklı fışkırmalar, geniş soğurma kuşakları, çift gökadalar).

Radyogökadalann özel bir sınıfı kuva-sarlar ve pulsarlardan oluşur.

KULLANILAN AYGITLAR

Gökcisimlerinden bize ulaşan radyoelektrik dalgalar, radyoteleskoplar yardımıyla alınır. Bu araçlar, dalgaları yakalayacak biçimde yönlendirilmiş bir anten ya da bir anten sisteminden ve şiddeti, kutuplanmayı, tayfları. vb’ni ölçen son derece duyarlı alıcılardan oluşur. Radyoteleskoplrın boyutları, çok büyük olmalıdır.

Yorum yazın