Evren’deki atom çekirdeklerinin ve moleküllerin oluşumunu inceleyen bilim dalı

Evren’deki atom çekirdeklerinin ve moleküllerin oluşumunu, Yerden gözlemler yaparak ya da doğrudan doğruya gezegenler yüzeyinde deneyler gerçekleştirerek inceleyen bilim dalı.

Samanyolu, ışığı düzgün biçimde dağılmış bir kuşak değildir; bazı yer­lerinde yıldızların daha seyrek olduğu bölgeler serpiştirilmiş gibidir. Bu durum, arkasındaki yıldızların ışınımlarının geçmesini engelleyen gaz ve toz “bulutlarının” varlığının oluşturduğu bir görüntüdür. Söz konusu madde bulutları, çok ince (toplam Gökada kütlesinin ancak %2’sini, hacminin de ancak %5’ini oluştururlar) olmalarına karşın, önemli rol oynarlar. Bu yıldızlararası madde gerçek bir evren kimyasının doğmasına yol açmıştır. Birinci dere­cedeki etkisi, yıldızların ışığım soğurmaktır; söz konusu etki. l 000 parsek uzaklık için bir kadiı kadar olduğuna göre, Güneş ile gökada merkezi ara­sındaki sönükleşme oranı 10 milyar düzeyindedir. Ote yandan, dalga uzunluğu küçüldükçe söz konusu soğurma büyür, bu da uzak yıldız­larda bir “kızarmaya” yol açar. Ayrıca, bir yıldızın ışığı, bir toz kütle­sini aştıktan sonra, polarmış halde bulunur (bu, tozların uzamış bir biçimleri olduğunu gösterir). Üstelik tozlar, yıldızlararası magnetik ala­nın, sarmal gökada kollarına uygun olarak yönelmiş bulunan kuvvet çiz­gileri yönünde dizilmiş gibidirler. Bulutsuları oluşturan “bulutların” içinde gaz ve tozlar birbirleriyle iyice karışmışlardır. Bazıları parlaktır, çünkü yakın yıldızların ışığını yayar­lar (bu durum ancak, yıldızların morötesi ışınımı etkisiyle bir iyon­laşma ortaya çıkmazsa geçerli olur); bazılarıysa, yıldızların gerisinde, özellikle Samanyolu içinde, bulun­duklarında karanlık görünürler: Belirgin ve bilinen bir örnek, Oriyon bulutsusundaki “At Başı”dır. Demek ki, yıldızların arasında boş olmayan (bulutsular içinde bir santimetreküpte yaklaşık 10 atom ya da mole­kül) ve oldukça sıcak (25-125 K) bir ortam bulunmaktadır. Tayfölçümü, gazın kimyasal bileşiminin (özellikle hidrojenin) belirlenmesine yardımcı olmuş, tozların yapısı ve biçimiy­se, yıldız polarmasının incelen­mesiyle belirlenmiş farklı dal­ga boylarında yayınım gözlem­leri de, tozların boyutlarının hesaplanmasını sağlamıştır: 0,1 mikrometre düzeyinde. Yıldızlararası ortamda bulunan ağır elementle­rin (demir, alüminyum, silisyum) büyük bir bölümü, bulutsuların içinde katalizör rolü oynayan toz taneciklerinin üstünde yoğunlaşmış­lardır. Bunun sonucunda her ikisi de katı halde olan su (H,0) ve amonyak (NH3) gibi basit kimyasal bileşikler oluşur. Ayrıca, ortamda, organik moleküller, yani temel yaşam öğeleri olan dört elementin (karbon, hidrojen, oksijen, azot) birini ya da bir ka­çını içeren moleküller de bulunur. CH kökü (karbon-hidrojen) ilk olarak 1937’de P.Svvings tarafından bulundu; onu 1940’ta CN (karbon- azot) izledi. Daha sonra radyogökbilim, bireşimini evrensel ışınımın (yüksek enerjili proton akışı) gerçekleştirdiği sanılan kırk kadar molekü­lün belirgin tayfının ortaya çıkma­sını sağladı (başlıcaları arasında metil alkol, formaldehit, formik asit, hidrosiyanik asidi, asetilen ve eter sayılabilir).

Hadi Paylaş!Share on FacebookTweet about this on TwitterShare on Google+Share on RedditPin on Pinterest

Bir Cevap Yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir