YILDIZLAR ARASI TOZ BULUTLARI NEDİR?
^ıldızlararası bölgelerde (ya da başka deyişle, yıldızların arasnda kalan uzay kesiminde) toz ve gaz bulutları vardır. Bilim aiamları baştan beri bu tozların kaya ve metallerin çok incelmiş ve toz haline gelmiş şeklini içerdiğim; bu maddelerin oluştvrduğu bulutların sonunda yıldız ve gezegen sistemlerini oluştvrmak üzere yoğunlaştıklarım biliyordu. Buradaki gaza gelince, çoğunlukla hidrojen ve helyumu içeriyordu.
1oz ve gazlar aralarında ya da arkalarında kalan yıldızları gözlerden gizleyecek kadar kalın ve yıldızlarla gezegen sistemlerini duşturacak kadar çok olsalar bile, bu maddeler öyle geniş alanUra yayılmışlardır ki, bilim adamları bu toz parçacıklarının pek îıinik ve tek atomlardan oluştuğuna eminler. Ve bunlar o denli geniş alanlara dağılmıştır ki, atomların birbirine çarpması ve birleşmesi şansı da azalmaktadır.
Eu bulutların gerçek içeriği hakkında ilk kez 1904 yılında AlmEn gökbilimcisi Johannes Franz Hartmann (1865-1936) tarafından bilgi edinildi. O sıralarda, Delta Orionis yıldızının dikey hızını incelemekte olan gökbilimci, çeşitli tayf çizgilerinin beklendiği gibi yer değiştirdiğim ama bu arada ayral (istisnai) durumların meydana geldiğini keşfetti. Bu çizgiler, kalsiyum elementinin yerinden kımıldamadığım gösteriyordu. Bir yıldızın yerini değiştirmesi ama bu arada kalsiyum içeriğini geride bırakması olanaksızdı. Bu arada gökbilimci Hartmann, yıldızlararası uzay kesiminde bizimle yıldız arasında ince ve hareketsiz kalsiyum tabakalarım saptamakta olduğunu algıladı.
Elbette ki, yıldızlararası boşlukta bulunan maddelerin büyük bölümü hidrojendi. 1951 yılından başlanarak iyonlarına ayrılmış hidrojen (yani, bulunduğu sıcak ortam yüzünden atomlarındaki elektronlarım yitirmiş olan bir hidrojen kütlesi) Amerikalı gökbilimci William Wilson Morgan (1906- ) tarafından saptandı. Bu kütle çevresindeki mavi-beyaz dev bir yıldız nedeniyle öyle kızgın sıcaklıkta ve açık seçik olarak gökadada eğimli çizgiler şeklinde bulunuyordu. Kızgın sıcaklıktaki hidrojen eğimli çizgilerin hudutlarını belirlemekteydi. Bu nedenle gökadamızın biçimi basit bir mercek camı şeklinde görülmemekte, daha çok merkezi bölgesinden uzanan spiral şekilli kolların oluşturduğu bir çarkıfelek görünümü kazanmaktaydı. Ve güneş sistemimiz bu kollardan birinin içinde yer alıyordu.
Eğer tayfın yalnızca görünen ışık kesimi göz önüne alınırsa yıldızlararası bulutta pek az şey görülebilir. Ama, gelişen radyo gökbilim sayesinde her şey değişmiştir. Çünkü, hiç ışık yaymayan soğuk atomlarla diğer atom bileşikleri bile, az enerjili mikrodalga ışınımım büyük oranda üretirler.
Sözgelişi, 1944 yılında HollandalI gökbilimci Hendrik Christoffel Van de Hults (1918- ) İkinci Dünya Savaşı sırasında ülkesine yapılan Nazi işgali döneminde gizlenirken gökbilim çalışmalarım sürdüremiyordu. Bunun yerine uzaydaki soğuk hidrojen atomlarının nasıl davranacaklarım düşünmeye çalıştı. Bu hidrojen atomlarının her birinin atom ve elektronunu (her bir hidrojen atomunun tek elektronu bulunur) ya aynı ya da ters yönde sıraya dizeceklerini sezinledi. Va arasıra bir hidrojen atomunun çıkıp da bir gruplaşmadan ötekine kayacağını ve bu arada boyu 21 santimetreye varan mikrodalga ışınımı yapacağım kestirdi. Her belirli atom bu işlemi on bir yılda bir kez yapacaktı. Ancak, uzayda o denli çok hidrojen atomu bulunuyordu ki, bazı atom ların bu işlemi yapmasıyla her zaman mikrodalga ışınımı sürecekti. 1951 yılında Amerikalı fizikçi Edward Mills Purcell (1912- ) bu tür mikrodalga ışınımım saptadı. Ve o günden beri bu türden ışınım yıldızlararası boşluktaki olağandışı soğuk hidrojen atomu yoğunluklarım izlemekte kullanıldı.
Mikrodalga ışınımını saptamak üzere yöntemler geliştirildikçe gaz bulutlarında bulunan en ufak orandaki bileşikler bile saptanabildi. Sözgelişi, seyrek bulunan bir tür hidrojen atomu vardır ki, bunda çekirdek normal hidrojen atomu çekirdeğine göre iki katı fazla kütlelidir. Sıradan hidrojen atomu 1 iken daha büyük kütleli olam ve deuteıyum diye anılanı (Bu, Eski Yunanca’daki ikinci sözcüğünden türetilmiştir. Türkçe’de ağır hidrojen de denilmektedir Çeviren) ya da hidrojen 2’dir. 1966 yılında hidrojen 2’nin özelliklerim taşıyan mikrodalgalar saptandı. Ve uzaydaki tüm hidrojenin yüzde 20’sinin hidrojen 2 durumunda olduğuna ilişkin göstergeler elde edildi.
Atomlardan oluşan bileşikler mikrodalga ışınımı özellikleriyle ayırt edilirler. Örneğin, uzayda hidrojenden soma diğer atomlarla bileşik yapmaya ikinci sırada eğilimli olan ve gene hidrojenden soma en çok görülenler arasında yer alan atomlar oksije- ninkidir. Uzun süreç içinde bir hidrojen ile bir oksijen atomu birbirine çarpıp bin hidrokjsil kökü (OH) halinde birbirlerine bağlanabilirler. Böyle7bir kök, dört özel mikrodalga ışını şeklinde yayılır ve emilir. Bunlardan ikisi 1963 yılında ilk kez gözlemlenmiştir. X”Gökbilimciler iki atomlu bileşiklerin yıldızlararasındaki boşlukta yer alan bulutların içinde bulunabileceğini benimserken üç ya da dörl’atomlu bileşiklerin varlığını olası görmüyorlardı. Bununla birlikte, 1968 yılının sonlarına doğru su moleküllerini (yani iki hidrojen artı bir oksijen atomundan oluşan üç atomlu molekül) ile amonyak moleküllerinin (yani, üç hidrojen artı bir azot azotu olmak üzere dört atomdan oluşan molekül) parmak izlerini taşıyan mikrodalgalar saptandı.
Daha soma daha karmaşık bileşiklerin mikrodalga ışınımı saptamrken bunlarda bir ya da daha çok sayıda karbon atomunun bulunuşu değişmez bir nitelik olarak karşımıza çıkıyordu. Böylece astrokinıya bilim dalının temelleri de atılmış oluyordu. Gökbilimciler böyle seyrek ve neredeyse mutlak boşluğa yakın bir ortamda sayısı bazen on üçe kadar kabaran atomun biraraya gelerek karmaşık bileşikleri oluşturmayı nasıl başardığım bilemiyorlar. Ama, aynı zamanda şu ana değin uzay aracı gönderemediğimiz pek çok ışık yılı uzaklıktaki yıldızlararası bulutun arasına birtakım saptama aygıtları gönderebilirsek daha karmaşık atom bileşiklerini de saptayabileceğimize eminler.
