Bu maddenin içeriğinin Türkçeleştirilmesi veya Türkçe dilbilgisi ve kuralları doğrultusunda düzeltilmesi gerekmektedir. Bu maddedeki yazım ve noktalama yanlışları ya da anlatım bozuklukları giderilmelidir. (Yabancı sözcükler yerine Türkçe karşılıklarının kullanılması, karakter hatalarının düzeltilmesi, dilbilgisi hatalarının düzeltilmesi vs.) Düzenleme yapıldıktan sonra bu şablon kaldırılmalıdır.

Kozmik toz, uzayda var olan bir tozdur. Çoğu kozmik toz parçacığı, mikrometeoroitlerde olduğu gibi birkaç molekül ile 0,1 mm (100 µm) arasında ölçülür. Daha büyük parçacıklara ise meteoroit denir. Uzaydaki tüm tozun küçük bir kısmı yıldızların bıraktığı yoğunlaşmış maddeler gibi daha büyük ateşe dayanıklı mineraller içerir. Buna yıldız tozu denir. Yerel yıldızlararası ortam olan Yerel Kabarcığın toz yoğunluğu ortalama 10-6 x toz parçacığı/m³ 'tür ve her toz parçacığı yaklaşık 10–17 kg'lık bir kütleye sahiptir.^[1]

Kozmik tozlar, astronomik konumlarına göre ayırt edilebilirler: galaksilerarası toz, yıldızlararası toz, gezegenler arası toz (örneğin: zodyak bulutu) ve gezegen çevresindeki toz (örneğin: gezegen halkası). Güneş sisteminde gezegenler arası toz zodyak ışıklarının oluşmasına sebep olur. Güneş sisteminin toz kaynakları arasında kuyruklu yıldız tozları, asteroit tozları, Kuiper kuşağından gelen toz ve Güneş sistemi üzerinden geçen yıldızlararası toz bulunur. Terminoloji dünya üzerine açıkça düşen toz haricinde dünya üzerinde bulunan materyalleri tanımlamak için özel kullanımlar barındırmaz. Bir hesaplamaya göre, her yıl yaklaşık olarak 40,000 ton kozmik toz dünya yüzeyine ulaşmakta. Ekim 2011'de, bilim adamları kozmik tozun yıldızlar tarafından doğal olarak ve hızlıca yaratılabilen karmaşık organik maddeler(aromatik-yağlı yapıda amorf organik katılar) içerdiğini rapor etti.^[2][3][4]

14 Ağustos 2014'te, bilim adamları Stardust uzay aracı tarafından 2006'da dünyaya dönüşüne kadar toplanmış olan olası yıldızlararası toz parçacıkları koleksiyonunu duyurdu.^[5][6][7][8]

Çalışmalar ve önemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik toz astronomlara önceden yalnızca gözlemleri sırasında cisimleri karartan bir engel gibi görünürdü. Kızılötesi astronomi başladığında, bu toz parçacıkları astrofiziksel gelişimin büyük ve hayati bir elemanı olarak gözlendi. Bu parçacıkların analizi bize, bizim güneş sistemimizin oluşumu gibi fenomenler hakkında bilgi verebilir. Örneğin, kozmik toz bir yıldız ömrünün sonuna yaklaştığındaki kütle kaybını yönlendirebilir, yıldız oluşumunun erken safhalarında rol oynar ve gezegenleri oluşturur. Bizim güneş sistemimizde toz; zodyak ışıklarının oluşumunda, Satürn'ün B halkasının desenlerinin oluşumunda, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gezegen halkalarının dış yayılımında ve kuyruklu yıldızların oluşumunda büyük rol oynar.

Toz ile ilgili çalışmalar farklı bilimsel alanları bir araya getiren çok yönlü araştırmalardır: fizik (katı hal fiziği, elektromanyetik teori, yüzey fiziği, istatistiksel fizik, termal fizik), fraktal matematik, yüzey kimyası, meteoritik, aynı zamanda astronomi ve astrofiziğin her dalı. Bu apayrı araştırma alanları takip eden ana fikirle bir araya getirilebilir: kozmik toz parçacıkları periyodik olarak, kimyasal olarak, fiziksel olarak ve dinamik olarak değişir. Evrenin materyal geri dönüştürdüğü dış yoldaki toz izlerinin evrimi, süreçlerinde birçok insana tanıdık gelen günlük geri dönüşüm adımlarıyla benzerlik gösterir: üretim, depolama, geliştirme, toplama, tüketme ve ayırma. Farklı bölgelerdeki kozmik tozun gözlem ve ölçümleri Evrenin geri dönüşüm süreçlerine önemli bir bakış açısı sağlar: yayılan yıldızlararası ortam bulutlarında, moleküler bulutlarda, genç yıldız objelerin yıldız etrafı tozlarında ve Güneş sistemimiz gibi gezegen sistemlerinde, astronomlar tozun en üst geri dönüşüm evresinde olduğunu varsayarlar. Astronomlar tozun farklı yaşam evrelerindeki gözlemsel anlık fotoğraflarını bir araya getirerek, zamanla, evrenin karmaşık geri dönüşüm adımlarını tamamlayan bir film haline getirirler.

Kozmik toz noktalarının başka alanlardaki kozmik toz araştırmalarındaki tespiti: toz fotonlar gibi hareket eder. Kozmik toz bir kez saptandığında, çözülmesi gereken bilimsel problem hangi süreçlerin bu dizgileşmiş foton benzeri objeyi (tozu) dedektöre getirdiğini belirleyen ters süreci oluşturmaktır. Parçacığın anlık hareketi, materyal özellikleri, araya karışmış plazma ve manyetik alan gibi değişkenler toz parçacığının gelişi esnasında toz dedektöründe belirlenir. Bu değişkenlerden herhangi birindeki en ufak bir değişim tamamen farklı bir toz dinamik davranışı verebilir. Bu nedenle herhangi biri bu objenin nereden geldiği ve geçtiği ortamlarda neler olduğu hakkında bilgi alabilir.

Tespit yöntemleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik toz, tozun ışınımsal özelliklerinin değerlendirilmesi ile dolaylı yoldan tespit edilebilir.

Kozmik toz ayrıca direkt olarak toplanma metotlarının ve toplanma bölgelerinin çeşidine göre de tespit edilebilir. Dünya atmosferine giren dünya dışı materyallerin 5 ile 300 ton arasında olduğu tahmin edilmektedir. Dünyaya düşen toz parçacıkları dünya atmosferinde: stratosferde uçan uçakların kanatlarında, dünyadaki geniş buz kütlelerin yüzey çöküntülerinde (Antarktika ve Grönland/ Buzullar) ve derin okyanus çökeltilerinde toplanır. 1970'lerin sonunda Seattle'da bulunan Washington Üniversitesi'ndeki Don Brownlee toplanmış toz parçacıklarının dünya dışı doğalarını ilk kez kesin biçimde tanımladı. Diğer kaynak ise içlerinde yıldız tozu içeren meteoritlerdir. Yıldız tozu tanecikleri güneş öncesi yıldızların ısıya dayanıklı katı parçacıklarıdır. Bu tanecikler sadece gelişmiş yıldızlarda olabilen yıldızlararası ortamla karışım öncesi olan aşırı izotopik yapılarıyla bilinirler. Bu tanecikler yıldızdan ayrılıp soğurlarken yıldızsal maddeden daha yoğun bir hal alırlar.

Gezegenler arası uzayda, uzay araçlarına toz dedektörleri inşa edildi ve bu araçlar uçuruldu. Bazıları hala uçmakta ve bundan fazlası halihazırda uçurulmak için inşa edilmekte. Gezegenler arası uzaydaki toz parçacıklarının büyük orbital hızları(sıklıkla 10–40 km/s) dokunulmamış parçaları yakalamada sorun yaratır. Bunun yerine, olay yerindeki toz dedektörleri genel olarak toz parçacıklarının araç üzerindeki yüksek hız etkileri ile ilgili değişkenleri hesaplamak üzere tasarlanmıştır ve bu sayede parçacıkların fiziksel özelliklerini (genellikle kütle ve hız) genellikle laboratuvar ayarlamalarına göre (örneğin: bilinen değerlerle ivmelendirilmiş parçacıkları toz dedektörlerinin laboratuvar kopyasıyla etkileştirmek) türetirler. Yıllar boyunca toz dedektörleri ışık parlamalarının etkisi, akustik sinyal ve iyonlaşma etkisi arasında ölçümler yaptı. Şu anda Stardust'daki toz aygıtı daha önce keşfedilmemiş düşük yoğunluklu aerojel parçacıklar yakaladı.

Daha önce HEOS-2, Helios, Pioneer 10, Pioneer 11, Giotto, Galileo, Ulysses ve Cassini uçan toz dedektörleri, Dünya yörüngesindeki LDEF, EURECA va Gorid uyduları ve bazı bilim adamları Voyager 1 ve 2 uzay araçlarını direkt olarak kozmik toz örneği alabilmek için dev bir Langmuir sondası gibi kullandılar. Halen toz dedektörleri Ulysses, PROBA, Rosetta, Stardust ve New Horizons uzay araçlarının üzerinde uçmaktalar. Dünya üzerinde ya da uzayın derinliklerinde toplanan ve örnek getirme görevlerinden geri getirilen toz daha sonra tüm dünyadaki toz bilim adamları tarafından kendi laboratuvarlarında analiz edilir. NASA Houston JSC'de kozmik toz için geniş bir saklama tesisi bulunmaktadır.

Kızılötesi ışık kozmik toz bulutlarının içinden geçebilir. Bu durum bizim yıldız oluşum bölgelerini ve galaksi merkezlerini irdelememize olanak sağlar. NASA'nın Spitzer Uzay Teleskobu uzaya fırlatılmış en büyük kızılötesi teleskoptur. Spitzer Uzay Teleskobu (önceden SIRTF, kızılötesi uzay teleskop tesisi) 25 Ağustos 2003'te Canaveral, Florida'dan Delta roketi tarafından uzaya fırlatıldı. Görevi boyunca Spitzer Uzay Teleskobu, kızılötesi enerjiyi ya da 3-180 mikrometre dalga boyunda ışınım yapan objelerdeki ısıyı saptayarak spektrum ve resimler elde edecek. Bu kızılötesi ışınımın çoğu Dünya atmosferi tarafından engellenir ve yeryüzünden gözlemlenemez. Spitzer Uzay Teleskobu tarafından yapılan bulgular çoktan kozmik toz üzerindeki çalışmalara yeni bir boyut kattı. Bir Spitzer Uzay Teleskobu takımından gelen son rapor kozmik tozun süper kütleli kara deliklerin yakınında oluştuğuna dair bazı kanıtlar sunuyor.^[9]

Bir diğer tespit mekanizması da polarimetridir. Toz parçacıkları küre şeklinde değillerdir ve yıldızlararası manyetik alan düzleminde sıralanmak isterler, toz bulutlarından geçen yıldız ışığını polarize etmeyi tercih ederler. Kozmik kızarmanın fark edilebilecek kadar hassas olmadığı yakın yıldızlararası uzayda yüksek hassasiyetli optik polarimetri Yerel Kabarcık'taki toz yapılanmasını incelemek için kullanılır.^[10]

Kozmik tozun ışınımsal özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Elektromanyetik ışınımla etkileşim içinde olan bir toz parçacığı bir bakıma enine kesitine, elektromanyetik ışınımın dalga boyuna ve taneciğin doğasına(kırılma indisi, boyutu vb.) bağlı bulunmaktadır. Tek bir parçacığa ait ışınım süreci o parçacığın yayılabilme özelliği olarak adlandırılır, bu değer parçacığın etkinlik faktörüne bağlıdır. Ayrıca, bu yayılım sürecinin bir tükenme, saçılma, emilim ya da polarizasyon süreci mi olduğunun belirlenmesi gerekir. Radyasyon yayılım eğrilerinde, bazı önemli işaretler toz parçacıklarının emilim ya da yayılma bütünlüğünü belirler.

Toz parçacıkları ışığı düzensiz bir biçimde dağıtabilir. İleri doğru dağılmış ışık, ışığın az oranda yolundan saptığını gösterir ve geri dağılmış ışık yansıtılmış ışıktır.

Işınımın kırılması ya da sönmesi toz parçacıklarının boyutları hakkında faydalı bilgiler verir. Örneğin, bir objenin ileri dağılımı geri dağılımından daha büyükse o zaman bu parçacığın 1mikrometre çapında olduğu söylenebilir.

Işığın toz parçacıklarından dağılmasının bulutsu yansıması içindeki uzun pozlamalı fotoğrafları yeterince fark edilebilir durumdadır ve ışığın dağılma özellikleri hakkında ipuçları verir. Birçok bilim insanı X-ışını dalga boyundaki yıldızlar arası tozdan X-ışını serpintisini inceliyor ve bazıları X-ışını kaynağının toz nedeniyle yaygın halelere sahip olacağını öneriyor.^[11]

Yıldız tozu[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldıztozları (meteoristler tarafından güneş öncesi tanecikler de denir) topraksal laboratuvarlarda çıkarıldıkları meteoritlerin içinde bulunurlar. Yıldız tozu meteoritlerle ilişkilendirilmeden önce yıldızlararası alandaki tozun bir bileşeniydi. Dört milyar yıldan fazla bir zaman önce meteoritlerin gezegensel yığılma diskinde ilk toplaşmasından beri meteoritler bu yıldız tozu taneciklerini hala depolarlar. Karbonlu çakıl göktaşı denilen şeyler de özellikle zengin bir yıldız tozu haznesidir. Her yıldız tozu tanesi Dünya oluşmadan önce var olmuşlardır. Yıldız tozu tekil güneş öncesi yıldızlardan çıkmış soğutucu gazlardan ve güneş sistemindeki yoğunlaşmış bulutlardan gelen ısıya dayanıklı yoğunlaşmış toz tanecikleriyle alakalı bilimsel bir terimdir.^[12]

Her biri yıldız tozu taneciği içeren oldukça yüksek izotopik yapıdaki kimyasal elementler üzerindeki laboratuvar ölçümleri sayesinde birçok değişik tipli yıldız tozu tanımlanmıştır. Bu ısıya dayanıklı mineral tanecikleri daha önce uçucu bileşenler tarafından kaplı olabilirler, ancak bu bileşenler sadece çözünemeyen ısıya dayanıklı mineralleri bırakarak meteroit maddenin asit içinde çözünmesiyle yok olmuş olabilirler. Tanecik özlerini meteroitin çoğunu çözmeden bulmak mümkündür ancak bu işlem zordur ve yoğun iş gücü gerektirir (bkz.: güneş öncesi tanecikler).

Yıldıztozları arasındaki izotopik oranlardan yola çıkılarak birçok yeni nükleosentez görüş ortaya atılmıştır. Yıldız tozunun önemli özelliklerinden biri taneciklerinin sert ve ısıya dayanıklı ve yüksek sıcaklıklı olmasıdır. Öne çıkanları silisyum karbür, grafit, alüminyum oksit, alüminyum spinel ve buna benzer soğuyan bir gazdan yüksek sıcaklıklarda-yıldız rüzgarları ya da süpernova içindeki basınç azalması gibi- yoğunlaşabilen diğer taneciklerdir. Bunlar yıldızlararası ortamdaki düşük sıcaklıklarda oluşan katılardan oldukça büyük farklılıklar gösterirler.

Yüksek izotopik yapıyla ilgili bir diğer önemli şey ise bu yapıların yıldızlararası ortamın herhangi bir yerinde var olamamalarının beklenmesidir. Bu ayrıca izotoplar yıldızlararası ortamla karışıp seyrelmeden önce yıldız tozunun bireysel yıldızların gazlarından yoğunlaştığını öne sürer. Bunlar kaynak yıldızların tanımlanmasını sağlar. Örneğin, silisyum karbür tanecikleri içindeki ağır metaller neredeyse saf S-süreci izotoplarıdır, yoğunlaşmalarını AGB yıldızı kızıl dev rüzgarları içindeymiş gibi yaparlar ve AGB yıldızları S-süreci nükleosentezinin ana kaynağıdır.

Başka bir dramatik örnek olarak da süpernova kondensatları verilebilir. Genellikle kısaltması olan SUNOCON (SUperNOva CONdensate) kullanılır. SUNOCON’lar kalsiyumlarında ziyadesiyle fazla Ca izotop oranı içerir. Ayrıca sıkıştırılmış olarak radyoaktif izotop oranı Ti içerir ve böylece 65 yıl yarı yaşam yılına sahip olur.

Kozmik tozun bazı yapısal özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik toz toz parçacıkları ve toz parçacıkları kümelerinden oluşur. Bu parçacıklar düzensiz şekillidirler ve gözeneklilik dereceleri kabarık ile yoğun aralığındadır. Tozun yapısı, boyutu ve diğer özellikleri parçacığın nerede bulunduğuna bağlıdır, tersten işlem uygulanırsa bir toz parçacığının yapısal analizi toz parçacığının geldiği yer hakkında oldukça fazla şeyi açığa çıkaracaktır. Genel dağılımlı yıldızlararası toz, yoğun bulutlar halindeki toz parçacıkları, gezegen halkası tozları ve yıldız çevresi tozlarının her biri karakteristik olarak birbirinden farklıdır. Örneğin yoğun bulutlar içindeki taneciklerin etrafı buz kaplıdır ve ortalamada dağılımlı yıldızlararası toz parçacıklarından büyüktürler. Gezegenler arası toz parçacıkları diğerlerine kıyasla hala daha büyüktürler.

Dünyaya akın eden dünya dışı maddelerin çoğunu 50-500 mikrometre çaplarındaki meteoritler oluşturur ve ortalama yoğunlukları 2g/cm³'tür (gözeneklilik dereceleri %40'tır).

Diğer özel toz özellikleri:

• Yıldızçevresi tozlarında astronomlar CO, silisyum karbür, amorf silikat, polisiklik aromatik hidrokarbonlar, su buzu ve poliformaldehit moleküllerinin izlerini buldular. Diğerlerinin arasında dağılımlı yıldızlararası toz içinde silikat ve karbon taneciklerine rastlanmıştır.
• Kuyrukluyıldız tozu genellikle asteroid tozlardan farklı birleşirler. Asteroit tozları karbonlu kondritik meteorları andırırlar. Kuyrukluyıldız tozları ise silikat, polisiklik aromatik hidrokarbon ve su buzu içeren yıldızlararası tanecikleri andırırlar.

Tanecik toz yapılanması[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızlararası uzaydaki geniş parçacıklar yıldız taşmalarından yoğunlaşan ve soğuk yoğun yıldızlararası bulutlara yapılan akınlarda katmanlı hale gelen ateşe dayanıklı çekirdekleri sayesinde karmaşık yapıdadırlar. Bu dönüşümlü büyüme süreci ve bulutların dışındaki yıkım çekirdeğin ömrünün toz kütlesinden çok daha fazla olduğunu kanıtlamak için model haline getirilmiştir. Bu çekirdekler oluşumuna çoğunlukla soğuk oksijen bakımından zengin kızıl dev yıldızların atmosferinde silikat parçacıkları yoğunlaştırarak başlarlar ve soğuk karbon yıldızların atmosferinde karbon parçacıkları yoğunlaştırarak devam ederler. Kızıl dev yıldızlar ana sekanslarının dışında evrim geçirerek evrimlerinin dev safhasına girmişlerdir ve galaksideki ısıya dayanıklı toz parçacıklarının ana kaynağını oluştururlar. Bu yıldızlar tarafından püskürtülürken yıldız gazları içinde ısıl olarak yoğunlaşmış kozmik tozun küçük yapı biriminin bilimsel adı olan ısıya dayanıklı parçacıklar aynı zamanda yıldız tozu (yukarıdaki bölüme bakınız) olarak adlandırılır. ısıya dayanıklı tanecik çekirdeklerin çoğu kozmik basınç odası gibi olan süpernovaların genişleyen iç kısımlarında yoğunlaşmıştır. Meteoritlerden çıkarılan bu ısıya dayanıklı yıldız tozunu inceleyen göktaşı bilimcilerinin çoğu genellikle bu parçayı yıldız öncesi tozun yalnızca küçük bir kısmını oluşturmasına rağmen yıldız öncesi parçacığı olarak adlandırır. Yıldız tozu, yıldızların içinde kozmik tozun oluşumunu sağlayan yoğunlaşma kimyasından oldukça farklı bir yol ile yoğunlaşırlar.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Konuyla ilgili yayınlar[değiştir | kaynağı değiştir]

• Evans, Aneurin (1994). The Dusty Universe (İngilizce). Ellis Horwood.