Güneşin Galaktik Çevresi

Yıldızlararası ortama ait bir kısım parçalar güneş sisteminin içerisinden geçmektedir. Atomik parçalardan ve az miktarda tozdan oluşan bu galaktik ziyaretçiler, gezegenlerarası ortamda dolaşabilecekleri gibi güneş sistemindeki büyük cisimler ile de çarpışabilir. Her bir parçacık mikroskobik ölçülerde olmasına rağmen, güneş sistemindeki toplam kütleleri inanılamayacak kadar büyüktür. Gerçekten, helyosferdeki gazın yaklaşık %98 lik kısmı -güneş rüzgârının doldurduğu uzay hacmi- yıldızlararası maddeden ibarettir. Bu parçacıklar bir gezegenin çevresi ile nasıl etkileşir? Gezegenin atmosferine önemli etkileri var mıdır? Şimdilik bu soruların cevaplarını kimse bilememektedir.

Bu soruların cevapları ancak, güneşin galaksi çevresindeki yıldızlararası ortamın daha iyi anlaşılması ile verilebilir. Astronomlar yıldızlararası maddenin filament, düğüm, ilmik ve kabuklara benzeyen gaz ve toz bulutları içinde oluştuğunu keşfetmişlerdir. Uzayın çok küçük bir parçasında, birkaç bin ışık yılı genişliğindeki yıldızlararası maddede büyük bir sıcaklık ve yoğunluk farklılığı gözlenir. Astronomlar geçen on yıl içerisinde yıldızlararası ortamın fiziğini ve yapısal doğasını yeni yeni anlayabilmişlerdir. Bununla birlikte, astronomların güneşin 5 milyar yıllık ömrü boyunca geniş bir galaktik çevre ile etkileştiğine dair ellerinde deliller vardır.
Güneş sistemi değişen galaktik ortama karşı nasıl bir tepki verir? Cevabın bir parçası, güneşten kaynaklanan rüzgârda aranmalıdır. Güneş rüzgârı, güneşin yüzeyinde meydana gelen patlamalar sonucu gezegenlerarası ortama saçılan yüklü, iyonize olmuş parçacıkların bir bileşimidir. Burada, astrofizikçilerin son zamanlarda güneşin galaktik çevresi ve bu çevrenin güneş sistemi ile etkileşimi hakkında elde ettikleri bilgilerden bahsedilecektir.
Burada güneş civarının Samanyolu galaksisinde hareketsiz olduğu düşüncesi varsayılacaktır: Milyarlarca yıl önce meydana gelen süpernova patlamaları yıldızlararası ortamı harekete geçirdiğinde, yıldızlararası bulutlar oluşmuş ve dağılıma uğramıştır. Yeni yıldızların doğduğu molekül bulutlarında, yıldız oluşumu boyunca kuvvetli yıldız rüzgârları oluşmuş ve molekül bulutlarının içerilerinde boşluklar meydana gelmiştir. Bu boşluklarda birbiri ardı sıra meydana gelen süpernova patlamalarının sonucu oluşan şokun, civardaki maddeye çarparak sürüklemesi ” süperkabuk” adı verilen yapıların oluşmasına neden olmuştur. Süperkabuk içinde bulunan madde zaman içinde molekül bulutundan ayrılarak uzayın düşük yoğunluklu bölgelerine doğru yayılmıştır. Bu bulutlar içerisindeki atomlar yıldızların ışınımından ve atomların birbirleriyle çarpışmalarından dolayı kısmen iyonize olmuşlardır. Bazı süperkabuklar manyetik alandan dolayı ” iplikimsi ” bir yapıda bulunabilir ve çevrelerindeki iyonları kendi üzerilerine çekebilirler. Bugünkü gözlem ve teorik bilgiler dahilinde yıldız oluşum bölgelerinde bu tip olaylar meydana gelmektedir.
Güneşimiz de hareket eder. Çoğu yakın yıldızın ortalama hareketine göre güneş, yaklaşık olarak saniyede 16.5 km bir hızla, veya başka bir deyişle, 50 ışık yılı mesafeyi bir milyon yılda kat eder. Güneşin yörüngesi galaksi düzlemine göre 25 derece eğiktir. Güneş yaklaşık 230 ışık yılı bir genlikle her 33 milyon yılda bir, galaksi düzlemi içinden geçerek salınım yapar. Güneşin yerel yıldız çevresine göre hareketiyle, galaksi merkezi etrafındaki hareketini birbiriyle karıştırmamak gerekir. Çünkü güneş te dahil tüm güneş civarı galaksi çevresinde bir turunu 250 milyon yılda tamamlar.
Yerel Yıldızlararası Bulut (YYB) olarak bilinen ve Güneş sistemini çevreleyen ortam, ılık ve kısmen iyonize olmuştur. YYB yi oluşturan madde, gaz ve tozdan oluşmuş olup tozun YYB ye kütlesel katkısı yaklaşık %1 tir. Yıldızlararası bulutların temel bileşimi güneşinkine çok benzer; bu bileşimin yaklaşık %90 hidrojen ve %9.99 da helyumdan ibarettir. Ağır elementlerin bu bulutlara katkısı %0.01 tir.
Yakın galaktik çevrede bulunan yıldızlararası gazın dağılımındaki büyük bir boşluk Yerel Kabarcık (Local Bubble) olarak bilinir ve güneş bu kabarcığın kenarında bulunur. Yerel Kabarcığın iç kısmı şimdiye kadar keşfedilmiş en düşük yoğunluklu ortamdır. En iyi laboratuvarda bile oluşturulan boşluk, tipik bir yıldızlararası buluttan 10,000 kere daha yoğunken, Yerel Kabarcık söz konusu olduğunda bu oran 100,000 katına ulaşır. Yerel Kabarcık tamamiyle boş olmayıp (santimetre küpte 0.001 atom bulunur), sıcaklığı da yaklaşık 1 milyon derece kelvindir ([SUP]o[/SUP] K). Yerel Kabarcığı güneş sisteminin çevresinde bulunan yıldızlararası ortamla karşılaştırıldığında, güneş civarındaki yıldızlararası maddenin daha ılık (7,000 [SUP]o[/SUP]K) ve daha yoğun (santimetre küpte 0.3 atom) olduğu görülür.
Yerel Kabarcık, yıldız oluşum bölgesi olarak bilinen Gould Kuşağı ve bu bölgede bulunan genç yıldızlarla beraber bulunur. Gould Kuşağı galaksi düzlemine yaklaşık 20 derece eğimli, Orion ile Scorpius takımyıldızları arasında bulunan çok parlak yıldızların oluşturduğu bir bant olup, Kuşağının kuzey kutbu, Lockman Deliği’ne yakındır. Lockman deliği, güneş ile galaksi dışı uzay arasında neredeyse yıldızlararası gaz ve tozun bulunmadığı bir gökyüzü bölgesidir. Yıldız oluşumları Yerel Kabarcığın sınırlarında meydana gelir. Güneşe en yakın yıldız oluşum bölgesi Scorpius-Centaurus topluluğu olup güneşten 400 ışık yılı uzaklıkta bulunur. Yıldız oluşumu gösteren molekül bulutları Yerel Yıldızlararası Buluttan hem daha soğuk (100 [SUP]o[/SUP]K) hem de daha yoğundur (santimetreküpte 1,000 atom).
Güneşin galaksi içindeki hareketi geçen birkaç milyon yıl içerisinde düşük yoğunluklu yıldızlararası ortama sahip Gould Kuşağı içinde yolculuk ettiğini göstermektedir. Güneşin bu yolculuğu süresince büyük yoğunluklu bir yıldızlararası ortam ile karşılaşmış olması pek muhtemel değildir. Güneş sistemi Yerel Kabarcıktan itibaren bir süreçte oluşmuş olmasına rağmen, güneşin yörüngesi en azından birkaç milyon yıl boyunca büyük kütleli bir bulut ile etkileşmeyeceğini göstermektedir. Dünyanın iklimi açısından böyle bir etkileşmenin sonuçları belirsizdir. Bununla birlikte, güneşin yıldızlararası maddeden yoksun bir uzay bölgesinde hareket ederken Homo Sapienslerin ortaya çıkmasının bir tesadüf olup olmadığı da merak konusudur.

Güneşin içinde bulunduğu 100 ışık yılı büyüklüğündeki bölgede büyük kütleli bulutların bulunmamasına rağmen, yerel galaktik çevrenin çok kısa zaman ölçeklerinde değişebileceği mümkün görülüyor. Yerel Kabarcığın düşük yoğunluğu, süpernova patlamalarında oluşan süperkabarcığın ve şok dalgalarının boşluk içinde kolayca ilerlemesine ve hatta güneşin bile böyle ortamlar içerisinden geçebilmesine olanak vermektedir. Gerçekten, geçen 250,000 yıl içinde güneş Scorpius – Centaurus topluluğundaki yıldız oluşum bölgesinden atılan maddenin içerisine girmiştir. Yıldızlararası ortamın geçen 2,000 yıl içinde değişmiş olabileceğini dair bazı şüpheler vardır. Ama bu belirsizdir. Çünkü astronomlar yerel yıldızlararası bulut yapılarını halen tam anlayamamışlardır. Güneş sistemini kuşatan bulut Scorpius – Centaurus topluluğundan dışarıya akan maddeden oluşur. Yakın yıldızların ortalama hareketine göre bir kişinin bakış açısı sabit kabul edildiğinde, güneşin Yerel Yıldızlararası Buluta göre hareketi hemen hemen dik olur. Bir başka ifadeyle, güneş civarındaki yıldızlararası yapı güneşin hareketine göre dik ve güneş sisteminin içinden geçer. Bu iki hareketin sonucu olarak, galaksi merkezine yaklaşık 15 derece eğiminde ve tutulum (ekliptik) düzlemine çok yakın bir doğrultuda saniyede yaklaşık 26 km’lik hızla güneşe doğru akan bir yıldızlararası madde gözlenir. Güneşe doğru akan bu madde Yerel Yıldızlararası Rüzgâr olarak bilinir (Şekil 1).
Şekil 1. Güneşin (sarı ok) Yerel Yıldızlararası Bulutlara (mor ok) doğru hareketi sonucu oluşan Yerel Yıldızlararası Rüzgâr (beyaz ok), tutulum düzlemi üzerinden güneş sistemi içine saniyede 26 km lik bir hızla girmektedir. Yerel Kabarcığın ve Yerel Yıldızlararası Bulutun kökeni bugüne kadar açıklığa kavuşturulamamıştır. Bazı astronomlar, Scorpius, Centaurus, Orion takımyıldızlarında ve Gum bulutsusunda olduğu gibi art arta gelen yıldız oluşumlarının neden olduğu şok dalgalarının, galaksinin spiral kolları arasındaki uzayı boşalttığına inanmaktadırlar. Diğer astronomlar Scorpius – Centaurus topluluğunda oluşan bir süpernova patlamasının bugünkü Yerel Kabarcığı oluşturduğunu düşünmektedirler. Yerel Yıldızlararası Bulutun ise ya yıldız oluşumunun neden olduğu rüzgârlardan itilen madde ile ya da bir süpernova patlamasının neden olduğu süperkabuktan oluştuğu düşünülmektedir (Şekil 2).

Şekil 2. Güneşin de içinde bulunduğu 1,500 ışık yılı büyüklüğündeki galaktik ortamda farklı yoğunluk ve sıcaklıkta bulunan gaz bulutları vardır. Güneş, birkaç milyon yıldır çok düşük yoğunluklu sıcak bir bölge olarak bilinen Yerel Kabarcık (siyah) içerisinde yolculuğuna devam etmektedir. Yerel Kabarcık Scorpius – Centaurus yıldız oluşum bölgesinden gelen kısmen iyonize (mor) olmuş madde ile çevrilidir. Aquila Yarığı gibi soğuk ve yoğun moleküller bulutlar (turuncu) yeni yıldızların oluşacağı yerlerdir. İyonize hidrojenden oluşan Gum Bulutsusu (yeşil) 11,000 yıl önce patlayan Vela süpernova kalıntısını (pembe) içinde barındırır. Yerel Yıldızlararası Rüzgâr güneş sistemi içinde eserken, güneş rüzgârı da yerel yıldızlararası rüzgârın içinden geçer. Güneş rüzgârı, yüksek hızla güneşten dışarı doğru akan proton, helyum çekirdeği ve elektronlardan oluşan sıcak bir plazmadır. Rüzgârın kaynağı koronadır. Güneşin en dış katmanını oluşturan korona, güneş tutulmasında gözlenebilen ve sıcaklığı milyon dereceye varan bir bileşendir. Güneş rüzgârının, güneşin kendi ekseni etrafındaki dönüşünden kaynaklan bir manyetik alanı vardır. Güneşin koronal deliklerinden ses üstü (süpersonik) hızlarla yayılan güneş rüzgârı, Plüton gezegeninin ötesine kadar uzanarak yüklü yıldızlararası gaz ile etkileşir.
Dış güneş sistemi içinde etkisini yitirmeye başlayan güneş rüzgârının yoğunluğu azalır. 1 Astronomik Birim (A.B.) uzaklıkta (Dünya güneş uzaklığı – 150 milyon km) tipik bir güneş rüzgârının santimetreküpte yaklaşık 5 parçacıktan ibaret bir yoğunluğu olup, hızı yaklaşık 400 km/sn tir. Güneş rüzgârı 80 ile 100 A.B. uzaklıkta ses üstü hızından ses altı (subsonik) hızına geçerken, güneşten 130 ile 150 A.B. uzaklıkta yıldızlararası iyonların etkileşmesiyle durgunlaşmaya başlar. Güneş rüzgârının ses üstü hızından ses altı hızına geçtiği bölge sonlandırma şoku (termination shock), durgunlaştığı bölge heliopause ve güneş rüzgârının durduğu yer ise helyosferin sınırı olarak bilinir.
Bilim adamları tarafından oluşturulan modeller helyosferin su damlası şeklinde olduğunu göstermektedir. Helyosferin boyutları oldukça büyük olup güneş rüzgârının yüklü yıldızlararası gaz ile etkileşimi sonucu belirlenebilir. Yıldızlararası ortamın yaklaşık %30 u iyonize -çoğu proton ve elektron- olmasına karşın, bu yüklü parçacıklar güneş rüzgârında bulunan manyetik alan içerisinden geçmezler (çünkü Lorentz kuvveti bu yüklü parçacıkları manyetik alana bağlar). Bundan dolayı, yıldızlararası plazma helyosferin sınırında hem sıkıştırılır hem de saptırılır. Bununla birlikte, yüksüz hidrojen atomları yıldızlararası protonlar ile elektron alış verişinde bulunduğundan, yüksüz yıldızlararası hidrojenin küçük bir kısmı da helyosferin sınırında sıkıştırılıp ve saptırılır. Yüksüz hidrojen atomlarının oluşturduğu gözlenebilir bu durum hidrojen duvarı olarak bilinir.
Helyosferin dışında bulunan başka bir fenomen ise yay şok (bow shock) olarak bilinen Yerel Yıldızlararası Bulutların içinden ses hızından daha yüksek hızlar ile hareket eden (süpersonik) maddenin ürettiği etkidir. Buluttaki ses hızı saniyede 9.6 km ve güneşin de bulutlara göre göreceli hızı saniyede 26 km olduğundan helyosferdeki yay şoku 2.5 Mach (Mach = ses hızı) tır. Bununla birlikte, Yerel Yıldızlararası Bulutları içinde bir yay şokunu meydana getirebilecek 3 – 4 mikro gaussluk çok zayıf bir manyetik alan vardır (Şekil 3).


Şekil 3. Güneşin koronal deliklerinden çıkan güneş rüzgârı, yıldızlararası ortamdan güneş sistemine doğru akan madde ile etkileşir. İyonlaşmış gazlardan oluşan güneş rüzgârı sonlandırma şoku denen bölgede ses altı hızı ile ilerlerken, helyosferin sınırını ifade eden helyosfer durma noktasında (heliopause) hızını yitirerek tamamiyle durgunlaşır. Yıldızlararası rüzgârda çoğu hidrojen iyonundan oluşan yüklü parçacıklar (beyaz çizgi) helyosferin kenarlarında saptırılmalarına karşı, yüksüz hidrojen ve helyum atomları (pembe ok) helyosferin içerisine girebilir. 11 yıllık güneş aktivitesi güneş rüzgârının etkilediğinden, yıldızlararası ortamın homojen bir yapısı yoktur. Şekil üzerindeki renkler Kelvin cinsinden sıcaklıkları gösterir. Yıldızlararası ortamdaki iyonlar helyosfer çevresinde sapma göstermelerine karşın, yüksüz yıldızlararası atomların büyük bir bölümü (çoğu hidrojen ve helyum olmak üzere) güneş sisteminin içerisine girebilmektedir. Helyosferdeki yaygın gazın yaklaşık %98 i (gezegen ve gezegen sistemleri ile kuyruklu yıldızlar hariç) yıldızlararası maddeyi oluşturur. Yıldızlararası ortamdan güneş sistemine akan madde yoğunluğu ile güneş rüzgârının yoğunluğu Jüpiter gezegenin yörüngesi civarında dengeye ulaşır.
Güneş sistemi içindeki ilk yıldızlararası maddenin keşfi 1960 larda bir uzay aracı ile yerkoronasını -bir gezegen atmosferinin en dışta bulunan ve yüksüz hidrojen atomlarından oluşan tabakası- incelenirken bulunmuştur. Uzay aracı dünyanın yerkoronası üzerinde Lyman-alfa morötesi radyasyonunu zayıf bir floerason parlaklığında gözlemiştir. Bir Lyman-alfa fotonu, yüksüz hidrojen atomundaki bir elektronun birinci enerji seviyesinden temel enerji seviyesine geçtiğinde yayınladığı enerji olarak bilinir. Yıldızlararası uzayda hidrojen atomlarının elektronları temel seviyede bulunduklarından oldukça soğukturlar. Bununla birlikte, yüksüz yıldızlararası atomlar güneş sisteminin içine doğru ve özellikle güneşe doğru hareket ettikçe, güneşten gelen radyasyonun etkisinden dolayı elektronlar ilk uyarılma enerji seviyesine çıkarlar. Bir elektron bu enerji seviyedeki duruş süresi tamamlandığında, temel enerji seviyesine geri dönerek bir Lyman-alfa fotonu yayınlar. Bu işlev gezegenler arasında gözlenen zayıf morötesi ışınımın kaynağıdır. Işınımın daha yeni bir gözlemsel kanıtı, SOHO uydusu üzerinde bulunan TRACE aletinin gezegenlerarası Lyman-alfa şiddet haritasının oluşturulmasıyla elde edilmiştir.
1960 larda yapılan bu keşiften beri, yıldızlararası maddenin birçok kanıtı güneş sistemi içinde elde edilmiştir. Astronomlar yıldızlararası ortamın güneşten birkaç A.B. içinde iyonize olduğunu bilmektedirler. İyonizasyonun bir kısmı güneş radyasyonunun foto-iyonizasyonundan, bir kısmı da güneş rüzgârının yük değişiminden kaynaklanmaktadır. Diğer yandan, helyum atomları güneş fotonları tarafından iyonize edilmeden önce güneşe 1 A.B. uzaklığına kadar yaklaşabilirler. Bazı yüksüz helyum atomları güneşin iyonizasyonundan kaçabilmelerine karşın, güneşin çekim alanına girerek güneş etrafında konik bir yapı içerisinde toplanır. Dünya her kasım ayının sonunda bu koninin içerisinden geçer (Şekil 4). Yıldızlararası atomlar iyonize olduğundan, güneş rüzgârı plazması bu atomları toplayarak helyosferin sonlandırma şokuna iter. Yakalanan iyonlar, güneş rüzgârı ile yıldızlararası ortamın yüksüz atomlarının birbirleriyle etkileşmesi sonucunda üretildiğinden ölçümleri yıldızlararası ortamın kompozisyonu hakkındaki ip uçlarını verir. Toplanan helyum iyonları ilk kez Eberhard Möbius liderliğindeki bir grup tarafından dünya yakınlarında keşfedilmiştir. Daha yeni keşifler, iç güneş sisteminde bulunan Ulysses uzay aracındaki SWICS aygıtı kullanılarak gerçekleştirilmiştir. SWICS aygıtı toplanan iyon popülasyonunun içinde nitrojen, neon, oksijen, helyum ve neon izotoplarını tespit etmiştir. Bu elementlerin her biri yıldızlararası gazda kısmen yüksüz halde bulunduğundan helyosfere kolaylıkla girebilir. Yakındaki yıldızlararası gazın iyon bolluğu ile toplanan iyon bolluklarının karşılaştırılmasından, güneş sistemi içinde bulunan yıldızlararası gazın orijinal iyonizasyon seviyeleri hakkında ip uçları elde edilebilir.
Şekil 4. Helyosfere giren yıldızlararası helyum atomları (pembe ok) güneşin çekim kuvvetinden dolayı konik bir yapı içinde toplanır. Yüksüz yıldızlararası parçacıkların yaklaşık %10 u helyum atomudur. Dünya her yıl kasım ayının son günlerinde helyum atomların oluşturduğu koniğin içinden geçmektedir. Toplanan iyonlar sonlandırma şokuna ulaştıklarında, kozmik ışın enerjilerine ivmelenerek anormal kozmik ışın popülasyonu olarak bilinen bir bileşeni oluştururlar. Bu anormal popülasyonun galaktik kozmik ışın spektrumunun düşük enerji bölgesinde oluştuğu görülür. Bu parçacıkların “anormal” olarak isimlendirilmelerinin nedeni, enerjilerinin helyosfere girecek kadar büyük olmamasındadır. Bu da onların güneş sistemi içinde oluştuğunu gösterir. Helyosferden geri dönen anormal kozmik ışınlar iç güneş sistemine doğru ilerler. Bu esnada bazı kozmik ışınlar dünyanın manyetosferi tarafından yakalanabilir. Başka bir ifade ile, bu parçacıklar helyosfer içinde ileri geri hareketlerde bulunurlar: Parçacıklar güneş sistemi içerisine yıldızlararası nötral atomlar olarak taşınır. Toplanmış iyonlar sonlandırma şokunun ötesine atılır ve iç güneş sistemi içersine anormal kozmik ışınlar olarak geri dönerler (Şekil 5)
Şekil 5. Helyosferin ve yakın yıldızlararası ortamın kesiti. Atomik parçalar dış uzaydan güneş sistemi içine gelen yegâne ziyaretçiler değillerdir. Eberhard Gruen liderliğindeki bir grup Ulysses ve Galiloe uydularında bulunan toz dedektörleriyle 0.2 – 6 mikrometre boyutlarında “büyük” toz tanelerini helyosfer içinde keşfetmişlerdir. Bu toz tanecikleri Yerel Yıldızlararası Rüzgârın doğrultusunda ve hızında hareket etmektedir. Büyük toz taneciklerinin güneş aktivite çeviriminden ve güneş rüzgârından etkilenmeyen yörüngelerinin olmasıyla beraber, yıldızlararası helyum atomlarının güneş çevresinde oluşturdukları koniğe benzer bir yapılaşmaları da vardır. Dünya her kasım ayının sonlarında toz parçacıklarının oluşturduğu koniğin içinden geçmektedir (Şekil 6). Orta boyutlardaki toz parçacıkları güneş rüzgârının -güneş çeviriminin 11 yıllık evresinde- manyetik polaritedeki değişiminden dolayı hem tutulum düzleminde hem de bu düzlemin dışında bulunabilmektedir.


Şekil 6. Yıldızlararası ortamdan güneş sisteminin içerisine girmekte olan toz parçacıkları değişik boyutlarda olabilmektedir-ler (çok küçük toz parçacıkları helyosfere giremez). Yaklaşık 1.4 mikrometre (üstte) büyüklüğündeki toz tanecikleri, helyum atomlarının güneş çevresinde oluşturdukları koniğe benzer bir yapılaşması vardır. Dünya, her yıl kasım ayının son günleri ile aralık ayının ilk günleri arasında toz parçacıklarının oluşturduğu yapının içerisinden geçmektedir.

Güneşin içinden geçen yıldızlararası bulutun homojen bir yapı gösterip göstermediği bilinmemektedir. Yerel Yıldızlararası Bulutlar çok uzaklarda görülen yıldızlararası bulutlara göre hem daha küçük (100 ile 10,000 A.B. genişliğinde), hem de içerdikleri madde açısından daha yoğundurlar (santimetre küpte 1,000 parçadan fazla). Güneş sistemi böyle yoğun bir yıldızlararası bulutun içerisinden geçmiş olsaydı, helyosferin boyutları çarpıcı oranlarda değişirdi.
Gary Zank ve Priscilla Frisch helyosferin yoğun bir yıldızlararası bulut ile karşılaştığı zaman helyosferde meydana gelecek değişimleri modellemişlerdir. Modellere göre; Yerel Yıldızlararası Bulutların yoğunluğu her santimetre küpte 10 parçacık artsaydı, helyosfer yaklaşık 15 A.B. boyutlarına gerileyip, heliopause da kararsız bir yapıda bulunurdu. Bununla beraber, güneşten 1 A.B. uzaklıktaki yıldızlararası hidrojen atomlarının yoğunluğu yaklaşık her santimetre küpte 2 atom artar ve dünyanın gezegenlerarası ortamı çarpıcı bir şekilde değişirdi. Santimetre küpte 1,000 atomun bulunduğu ortamı canlandıran bir model ise helyosferin ancak güneşten birkaç A.B. uzaklığına kadar etkin olabileceğini gösteriyor. Bu modele göre; Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton gibi gezegenlerin (güneşten 9 A.B. uzaklıkta bulunan gezegenler) güneşten aldıkları ışınımın tamamiyle sıfıra ineceği ve dünyadan görülemeyeceği anlaşılıyor. Bununla beraber, güneş rüzgârının etkinliğinin 2 A.B. ile sınırlı kalacağı görülüyor. Bu simülasyonlar yerel galaktik çevrede meydana gelecek değişimlerde güneş rüzgârının iç gezegen sistemlerini koruyacağını gösteriyor (Şekil 7).
Şekil 7. Helyosferin yoğun yıldızlararası bulutlar (10 atom cm3) ile karşılaştığı zaman dengede olamayacağını görülüyor. Güneş, yaklaşık santimetre küpte 0.3 atomluk ortalama yoğunluğu bulunan bir yıldızlararası bulut içinde gömülüdür. Simülasyonlar, helyosferlerin yoğun bir yıldızlararası ortamla karşılaşması durumunda dış güneş sisteminde bulunan gezegenleri etkileyeceğini ve gezegenlerarası ortamın da değişeceğini gösteriyor. Helyosferin santimetre küpte 1,000 atomdan daha büyük yoğunluğu olan bulutlar ile karşılaşmasını canlandıran bir simülasyon, iç gezegen sistemlerinin atmosferlerinde büyük değişiklere neden olacağını gösteriyor. Geçmişte güneşin galaktik çevresinde değişimler olmuştur. Gerçekten, dünya üzerinde bazı deliller yerel galaktik çevrenin kararlı olmadığını gösteriyor. Antarktika’daki buz koru örneklerinden biri günümüzden 60,000 yıl, diğeri 33,000 yıl önce meydana gelen iki olayda berilyum 10 izotop (yarı ömrü 1.5 milyon yıl) konsantrasyonunda bir artış görülmüştür. Berilyumdaki bu ani artış hangi olaydan kaynaklanabilir? Bir teoriye göre, gezegenin yüzeyinde bulunan radyoaktif berilyumun ani bir şekilde çoğalmasının nedeni dünya atmosferi üzerindeki kozmik ışınların artmış olacağı yönündedir.
Dünya çevresinde kozmik-ışınların artmasını açıklayan bir mekanizma bilim adamları tarafından önerilmiştir: Bir süpernova şokunun Yerel Yıldızlararası Bulut için küçük ama yoğun bir parça ile karşılaşması bu tip kozmik-ışınları üretebilir. 30 ışık yılı içinde bulunan yıldızlararası toz parçacıklarının 100 ile 200 km/sn lik hızlarla hareket eden şok dalgalarıyla yok edildiğini gösteren deliller mevcuttur. Bu da süpernova senaryosunu destekler (Şekil 8). Fakat berilyumdaki ani artışın nedeni belli değildir.
Şekil 8. 11,000 yıl önce meydana gelen Vela süpernovası iyonize olmuş sıcak bir kabuk ile yıldızlararası ortamda hızlı bir şekilde yayılmaktadır. Gelecek birkaç milyon yıl içinde yapı soğuyarak yavaşlayacak ve kabuk içindeki elektronlar ve protonlar birleşerek yüksüz hidrojen atomlarına dönüşecektir. Vela süpernova kalıntısının bu fotoğrafı Anglo – Avusturalya gözlemevinden alınmıştır. Daha yaşlı süpernova olaylarını gösteren deliller de vardır: Deniz tabanında biriken demir-60, yaklaşık 5 milyon yıl önce güneşten 90 ışık yılı uzaklıkta meydana gelen bir süpernova patlamasının delilli olarak yorumlanmıştır. Süpernova patlamasında oluşan demir-60, 1.5 milyon yıl yarılanma ömrü olan radyoaktif bir izotoptur. Dünyanın yeraltı katmanlarında bulunan demir-60 izotopu yakın uzayda bulunan elementlerin nükleosentez geçirip, önce dünya atmosferine oradan da yeraltı katmanlarına saplanması sonucu oluşmuştur.
Gezegenler, güneşin galaktik çevresinde geçmişte meydana gelen kayıtları içermelerine rağmen, güneşin gelecekte karşılaşacağı olaylar ancak, bilim adamlarının güneşin galaktik çevresinde yapacakları gözlemler sonucu oluşturacakları haritalardan itibaren anlaşılabilir. Gerçekten, mor-ötesi absorbsiyon çizgilerinin incelenmesi, güneş ile Alfa Centauri (4 ışık yılı uzaklıkta bulunan güneşe en yakın yıldız) yıldızı arasında iki tane bulutun bulunduğunu gösteriyor. Bu bulutlardan biri, Yerel Bulut kompleksi içinde gömülü küçük, yoğun bir yapıda olabilir mi? Bu sorunun cevabı tam olarak bilinmiyor, çünkü yerel yıldızlararası ortamın hız yapısı hakkında yeterli bilgi yoktur. Eğer böyle bir bulut varsa gelecek 3,000 yıl içinde güneş bu bulutun içerisinden geçecektir (Şekil 9).
Şekil 9. Güneşin de içinde bulunduğu 10 ışık yılı içerisindeki yakın yıldızlararası ortam, Scorpius – Centaurus topluluğundan dışarı doğru akan ve Yerel Yıldızlararası Bulutu (mor) oluşturan madde ile çevrilidir. Kabuğun bu parçası (mor ok) uzayda güneşin hareketine dik doğrultuda ve onun yörüngesi (sarı ok) ile kesişecek şekilde hareket etmektedir. Güneşin galaktik çevresinin anlaşılmasında kullanılan iki yöntem vardır: Dünya tabanlı teleskopların kullanılması ve dünya yakınında dolaşan uzay araçları. Bununla birlikte, yerel galaktik çevrenin keşfi için en iyi yol bir “Yıldızlararası Uzay Aracının” hazırlanmasıdır. Bu tip çalışmalar şimdi Kaliforniya’da Pasedena Jet Propulsion Laboratuvarında “Yıldızlararası Uzay Aracı” adında bir proje ile yürütülmektedir. Yıldızlararası uzay aracı kullanımı bir yıldızın (güneşin) çevresiyle olan ilişkisini incelemek için önemli bir yöntemdir. Güneş sistemi etrafındaki yıldızlararası bulutun fiziksel özellikleri hakkında bilgi toplanmasıyla, yıldızlararası uzaydaki gaz ve tozun ilk ölçümleri elde edilmiş olacaktır.
Uzay araçlarını yıldızlararası ortama yollayarak ortam hakkında detaylı verilere ulaşmak pahalı bir uğraş olarak görünmesine rağmen çok gereklidir. Teleskoplar ile yıldızlararası gaz gözlendiğinde birkaç ışık yılı boyutlarındaki bulutlar hakkında bilgi sahibi olunurken, buluta ait bir parça hakkında detaylı bir bilgiye ulaşılamaz. Diğer yandan, güneş sisteminde içindeki yıldızlararası maddenin gözlemleri helyosfere giren madde hakkında bilgi verir. Dünya üzerindeki teleskoplar ile güneş sistemi içindeki yıldızlararası maddenin gözlemi her zaman anlamlı değildir, çünkü teleskoptan elde edilen veri aynı bir bulut parçasından gelmez. Güneş sistemi içindeki maddeyi besleyen yıldızlararası bulutun fiziksel özelliklerini tamamiyle anlamak için yıldızlararası uzay aracına yerleştirilecek aletler ile bulutun direkt ölçümlerinin yapılması gerekir.
Yıldızlararası Uzay Aracı, yıldızlararası ortamın doğasını, yıldızlararası ortam ile güneş rüzgârı arasındaki etkileşmeyi keşfedebilmek için Jet Propulsion Laboratuvarında tasarlanmaktadır. Bu yıldızlararası araç ile güneşin çevresindeki bulutun kimyasal yapısı, iyonizasyon seviyesi, manyetik şiddeti ve diğer fiziksel özellikleri hakkında detaylı bilgi elde edilecektir. Bu verilerin toplanmasıyla helyosfer içerisinde güneş rüzgârı ile yıldızlararası gaz ve tozun nasıl etkileştiği ve yıldızlararası ortamın helyosferi nasıl etkileyeceği anlaşılacaktır.
Böyle bir görevden sağlanacak sonuçlar; sanıldığından daha erken elde edilebilir. Yıldızlararası uzay aracı yılda 14 A.B. yol kat ederek 15 yıl içerisinde yıldızlararası ortama girecek (yaklaşık 150 A.B) şekilde tasarlanmaktadır. Bu uzay aracı ile insanlık, güneş sisteminin sınırlarını terk ederek yeni bir çağa girecektir.
Araş. Gör. Selçuk Bilir