RADYOASTRONOMİ

Tarih 18 Haziran 2009

RADYOASTRONOMİ i. (fr. radio-astronomie). Evrenin, birkaç milimetreden aşağı yu­karı 20 m’ye kadar uzanan dalga boyları bölgesinde, yani görülebilir ışımaların çok daha ötesinde gözlemlenmesini konu alan bilim.

— ANSİKL. Büyük dalga boyları üzerinden yapılan radyoastronomi gözlemleri, yer atmosferindeki bulutlar tarafından pek az en­gellendiği, yıldızlararası maddelerden yayı­lan bulutsular tarafından hiç engellenmediği için, hem gündüz, hem gece çok elverişli şartlar altında gerçekleştirilebilir. Yıldızlar­arası bulutsular, yoğunluklarının çok az (san­timetre küpte 1 ilâ 3 atom; bu atomların büyük bir kısmı da, klasik tayfölçümü metotlarıyle anlaşılmayan nötür hidrojen atom­larıdır) olmasına rağmen, yıldızlar üstünde yapılan kadir ve tayf gözlemlerini bozar. «Astronominin 1 numaralı düşmanı» diye adlandırılmaları da bu yüzdendir. Oysa, Hertz cinsinden dalgalar bu bulutsuların arasından geçmekle kalmaz, ayrıca bulutsu­ların varlığını da haber verir; bulutsuları meydana getiren nötür hidrojen atomları, 21,105 sm’lik dalga boyuna tekabül eden çok ender, çok kısa sürede ve çok çabuk kaybo­lan, ancak modern radyoteleskop’larla mey­dana çıkarıJabilen çok belirsiz bir iç geçişe konu olur. Hattâ bu geçişlerin gözlemlendiği dalga boyları büyük bir kesinlikle gözlem­lenebilir: gözlem değeri ile teorik değer arasındaki fark, gözlemlenen bulutun radyal hızını verir; buradan da bulutun uzaydaki konumu bulunur (Gökada’nın dönme şart­ları bugün çok iyi bilinmektedir).
Böylece, Gökada’mızın bu bulutsuları taşıyan kolla­rının ilk haritası çizilebildi. Radycastronomide kullanılabilecek dalga boyları, bir yan­dan 6 ilâ 8 mm genişliğinde su buharı ve ok­sijen soğurma şeritlerinin bulunması, öte yandan yer atmosferinin çok yüksek kısım­larında iyonosferi meydana getiren birçok iyonlaşmış tabakanın bulunmasıyle sınır­lanmıştır. Elektromagnetik dalgaların iyonlaşmış bir atmosferde kırılma şartları, Ecdes tarafından incelendi, bu astronom, gelen dalgaların bir sınır frekansı olduğunu ve bu frekansın altında tam yansıma’nın meydana geldiğini ispatladı. Bu sınır frekans, geçilen ortamın elektron yağunluğuyle (birim ha­cimdeki elektron sayısı) orantılıdır. Böylece, iyonosfer için 15 MHz’lik (dalga boyu 20 m) bir sınır frekans elde edildi. Bu değerin ötesinde iyonosfer soğurucu olur.
Bu özellik, bütün iyonlaşmış atmosfer ve özellikle Güneş’i çevreleyen çeşitli tabakalar (ışıkküre, alçak ve yüksek atmosfer, Gü­neş tacının iç ve dış kısmı) için geçerlidir. Bunlardan her birinin ayrı bir sınır frekansı vardır. Kirchhoff ilkesine göre bir gaz ta­bakası ancak soğurabileceği ışınımları ya­yabilir. Demek ki bu tabakalardan her biri­nin azalan elektron yoğunluğuna, artan kritik dalga boyları tekabül eder. Böylece radyoastronomi, Güneş’i çevreleyen çeşitli tabakaların «derinliğine keşfi» için çok ya­rarlı bir çare bulmuş olur: santimetre cin­sinden dalgalar ışıkküreye tekabül ettiğine göre, dekametre cinsinden dalgalar da Gü­neş’in dış tacına tekabül eder. Bu iki sınır arasında, çeşitli yeryüzü olaylarına (radyotelegraf dalgalarının yayılması, magnetik fırtınalar, kutup ışıkları v.b.) çok büyük et­ki yapan ve çok çeşitli tipleri bulunan farklı Güneş püskürtü’leri (Doppler-Fizeau ola­yıyle hızları ölçülerek) izlenebilir.
Buna karşılık, alıcı âletlerin ayırma gücü, alınan ışınımların dalga uzunluğuyle ters orantılı olduğu için, büyük dalga boylarının kullanılması önemli sakıncalar doğurur. De­mek ki, optik dalga boyları ile Hertz dalga boylan arasında, bir milyon basamağından bir katsayı vardır. Bu duruma uygun âletler yapılamayacağına göre, gözlem için, bir ki­lometreden daha fazla aralıklarla dizilmiş
birçok aliciyle uygulanan girişim metoduna başvurulur. Böyle bir sitemin ayırma gücü (gözlenen dalga boylarına göre değişir) çapı, iki uç alıcı arasındaki uzaklık kadar olan bir tek alıcı âletin ayırma gücüne eşittir. Fakat normal olarak böyle bir sistemin ya­rarlı alıcı yüzeyi, hiç bir zaman basit âlet­lerin yüzeyleri toplamına eşit değildir. Bk.RADYOTELESKOP.

Evrenden gelen Hertz dalgaları için birçok yayın mekanizması vardır. Çoğu zaman ve­rici cismin yüzeyindeki taneciklerin çalkan­tısından ve bu taneciklerin birbirine çarpma­sından meydana gelen «ısı dalgaları» söz ko­nusudur. Rayleigh’ın bulduğu klasik bir fi­zik formülü, bu durumda verici yüzeyin sı­caklığını, yayının alındığı dalga boyuna bağlı olarak ve alma şiddetini gözönünde bulundurarak hesaplama imkânı verir: bu da radyo astronomi gözlemlerinin optik göz­lemlere bir üstünlüğüdür.
Isı dalgalarına dayanmayan yayın şekilleri arasında şunlar sayılabilir:
1. daha yukarıda sözünü ettiğimiz nötür hidrojen atomlarının yaydığı şeritlerin ve 21,105 sm’ye eşit dalga boylarının gözlenmesi;
2. oldukça şiddetli bir magnetik alandan geçen ve bu alanın kuvvet çizgileri etrafında helis şeklinde do­lanan elektron fışkırmalarının yarattığı «cayromagnetik» yayın;
3. hızı, ışık hızının belli bir kesrine kadar varan elektronlar ta­rafından, benzer durumlarda «senkrotron et­kisiyle» yaratılan yayınlar v.b. Günlük hareket sonucu bir radyokaynak batıdan doğuya doğru kayarken, sabit bir girişimölçerden alman işaretler, bütün alıcı âletlerde karşılaşılan fon gürültüsüyle aynı cinstendir. Büyük girişimölçerlerin ve bazı hassas alıcıların kullanılması, bu işaretlerin çok büyütülmesini ve fon gürültüsünden ay­rılmasını sağlar. (L)