Konu: Yıldızların Yapısı

Yıldızların Yapısı

Gök ada, yıldız, gezegen, meteor gibi gök cisimlerini ve gökyüzünde cereyan eden olayları inceleyen bilim dalına astronomi denir.
Çok sıcak gazlardan oluşan, etrafına ışık ve enerji sa*çan çok büyük kütleli gök cisimlerine yıldız denir. Yıl*dızların yapısındaki gazlar plazma hâldedir. Dünya’mıza en yakın olan yıldız Güneş’tir. Havanın bulutsuz ol*duğu bir gecede gökyüzünde göz ile görülebilecek yıl*dız sayısı 2 - 3 bin civarındadır. Yıldızlar gökyüzünde küçük bir nokta şeklinde gözlenir. Güneş'ten sonra en yakın yıldızın bize uzaklığı 40 trilyon kilometredir.
Güneş ve benzeri yıldızların yapısında yaklaşık olarak %71 hidrojen, %27 helyum, %2 karbon, bakır, çinko, alüminyum, altın, demir bulunur.
Yıldızların oluşmaya başladıkları yer nebula adı verilen uçsuz bucaksız toz ve gaz bulutlarıdır. Nebulaları bü*yük patlama ile dağılan taneciklerin oluşturduğu tah*min edilmektedir.
Evrendeki tüm olaylar dört temel kuvvetin etkisi ile gerçekleşir. Dev boyut*lardaki nebulada toz ve gazlar gelişi güzel bir da*ğılım hâlindedir. Bazı yer*ler daha yoğun bazı yerler ise daha az yoğundur. Yo*ğunluğu fazla olan yerlerde kütle çekim kuvvetinin et*kisi ile tanecikler birbirlerini çeker. Bu çekim kuvvetinin etkisi ile tanecikler daha fazla birbirine yaklaşır.

Bir merkez etrafında yoğunlaşmaya başlayan tanecik*ler daha büyük kütleli bir çekirdek oluşturur. Çekirde*ğin kütlesi arttıkça çekim kuvveti artar, çekim kuvveti arttıkça daha fazla taneciği kendine çeker. Nebulanın bir noktasında kütle çekim kuvvetinin etkisi ile meyda*na gelen bu oluşuma çekirdek yıldız denir.
Yıldız çekirdeğindeki yoğunluk ve sıcaklık o kadar ar*tar ki yıldızın yapısında en bol bulunan hidrojen atom*ları birleşerek helyum atomları oluşturmaya başlar. Füzyon reaksiyonu adı verilen bu nükleer reaksiyonun başlaması ile yıldız çekirdeği tam bir yıldız olur ve et*rafına ışık ve enerji saçmaya başlar.
Füzyon reaksiyonları sonucu açığa çıkan enerji ile mer*kezden dışa doğru bir basınç oluşur. Merkeze doğru olan kütle çekim kuvveti, bu basınç ile dengelenir. Küt*le çekim kuvveti ve füzyon reaksiyonlarının oluşturdu*ğu basınç arasındaki bu dengeye hidrostatik denge denir.
Yıldızlar varlıklarının büyük bir kısmını hidrojenin hel*yuma dönüştüğü ve yıldız yarıçapının sabit kaldığı bu dönemde geçirir. Varlığının bu evresinde olan yıldıza ana kol yıldızı adı verilir.
Yıldızların Yaşam Döngüsü

Füzyon reaksiyonlarının başlaması ile yıldız özelliği ka*zanan yıldızların bundan sonraki yaşam süreçleri yıldı*zın kütlesine göre farklılık gösterir.
Küçük kütleli ve orta kütleli yıldızların yaşam süre*ci: Füzyon reaksiyonu sonucunda yıldızlar kütle kay*beder. Yıldızların ömürleri kütle miktarına bağlıdır. Küt*lesi küçük olan yıldızların ömürleri büyük olanlara gö*re çok daha fazladır. Kütlesi Güneş’in kütlesinden kü*çük olan bir yıldızın ömrü yaklaşık 200 milyar yıl iken Güneş büyüklüğündeki bir yıldızın ömrü 10 milyar yıl, kütlesi 10 Güneş kütlesi kadar olan bir yıldızın ömrü ise 10 milyon yıl kadardır.
Kızıl Dev: Kütlesi azalan yıldızın ya*nacak hidrojeni kalmayınca füzyon reaksiyonları içten dışa doğru kayar. Merkez yoğunluğu ve sıcaklığının art*masıyla yıldız ge*nişlemeye başlar. Örneğin Güneş bu genişlemeyi gerçekleştirdiğinde dış yüzeyi Dünya’ya kadar uzanabilir. İç basıncın artışı ile bu şekilde büyüyen yıldıza kızıl dev adı verilir.
Kızıl dev evresinde yıldız, büyük miktarlarda kütle kay*beder. Birkaç bin yıl içinde yıldız atmosferini tümden kaybeder, sıcak çekirdek açığa çıkar. Bu sıcak çekir*değin çevresinde genişleyen bir kabuk oluşur. Buna gezegenimsi bulutsu denir.
Sıcak çekirdek, bulutsunun merkez yıldızıdır. Çekirde*ğin etrafındaki bulutsu genişlemeyi sürdürür ve za*manla yıldızlararası ortama karışır. Çekirdek ise etrafa ışık vermeye devam eder. Etrafa ışık saçan bu çekirde*ğe beyaz cüce denir.
Beyaz cücelerin hacmi yaklaşık Dünya’nın dört katı kadar, kütlesi ise Güneş kadardır. Güneş’in kütlesi Dünya'nın kütlesinin 1 milyon katı olduğuna göre be*yaz cücenin yoğunluğu Dünya’nın yoğunluğunun yak*laşık 1 milyon katıdır.
Beyaz cüce olarak son zamanlarını yaşayan yıldızın zamanla enerjisi tamamen tükenir ve artık etrafına ışık veremez hale gelir. Yıldızın bu son safhasına siyah cü*ce denir. Kütlesi 1 - 5 Güneş kütlesi kadar olan yıldız*ların yaşamları siyah cüce olarak son bulur.
Yıldız olma yeterliliğine sahip olmayan yapılara kahve*rengi cüce denir. Kahverengi cücelerin kütleleri yakla*şık 80 Jüpiter kütlesi kadardır. Bu miktardaki kütle, füz*yon reaksiyonlarını başlatamaz. Ancak yoğun ve sıcak olan kahverengi cüceler etraflarına ışık saçarlar. Tespit edilmeleri zordur.
Büyük kütleli yıldızların yaşam süreci: Büyük kütleli yıldızların kızıl dev oluşuna kadar gelişim evreleri kü*çük kütleli yıldızların evrelerine benzer. Ancak büyük kütleli yıldızların kızıl devi çok daha büyük olduğundan bu aşamadaki yıldıza süper dev denir.
Kocayeni: Büyük kütleli yıldızlarda iç içe füzyon reak*siyonları başlayabilir. Helyum atomlarının füzyonu ile daha ağır olan karbon, karbon atomlarının füzyonu ile oksijen, oksijen atomlarının füzyonu ile neon, neon atomlarının füzyonu ile magnezyum, magnezyum atomlarının füzyonu ile silikon, silikon atomlarının füz*yonu ile demir oluşur ve süreç demir ile son bulur. Re*aksiyonlar iç içe katmanlar şeklinde gerçekleşir.
Yıldızın merkezindeki de*mir kütlesi 1,4 Güneş kütlesine ulaştığında yıl*dızın çekirdeğindeki sı*caklık ve basıncın artma*sıyla demir atomlarının elektronları ve protonları birleşerek nötronlara dö*nüşür. Demir çekirdeğin çok daha küçük hacimli nötron çekirdeğine dönüşmesi ile üst tabakalar mer*keze doğru aniden çöker. Bu çöküş sırasında sıcaklı*ğın çok yükselmesi ile ani bir patlama meydana gelir ve çöken tabakalar patlama ile uzaya yayılır. Bu patla*maya kocayeni (süpernova) adı verilir.
Kocayeni patlaması sonrasında ağır elementler uzaya yayılır ve bu elementler daha sonraları oluşan yıldızla*rın yapılarında yer alır. Ayrıca kocayeni patlaması sıra*sında yüksek enerjili serbest nötronlar yıldızın yapısın*daki diğer atomlar İle birleşerek altın, platinyum, uran*yum gibi az bulunan büyük yapılı elementlerin oluşu*mu gerçekleşir.
Kocayeni patlamasının ardından geriye kalan kütle ile ilgili iki durum gerçekleşir.
1. Nötron Yıldızları: Yıldızın kütlesi 5-15 Güneş kütlesi ka*dar ise geriye bir nötron yıldı*zı kalır. Bu nötron yıldızının ça*pı birkaç km kadar, kütlesi ise Güneş’in kütlesi kadardır. Bir nötron yıldızı Güneş’ten daha büyük kütleye sahip olmasına rağmen çapı ancak 25 km yoğunluğu ise 1014 g/cm3civarındadır.
2. Kara Delikler: Kütlesi 15 Güneş kütlesinden fazla olan yıldızların süpernova patlaması ardından geriye kalan çekirdeğin kütle çe*kim kuvveti o kadar büyük olur ki tüm parçacıklar üst üste yığılır. Bu oluşuma ka*ra delik denir.
Yıldızlardan Yayılan Işık

Yıldızların enerjisi ışıma yoluyla uzaya yayılır. Gök ci*simleri hakkında edindiğimiz tüm bilgileri yıldızlardan bize ulaşan ışığı analiz ederek ediniriz.
Boşlukta saniyede 300 bin km hızla hareket eden ışık elektromanyetik dalgadır. Farklı frekans ve dalga bo*yunda çok çeşitli elektromanyetik dalgalar olabilir. Elektromanyetik dalgaların farklı frekans ya da dalga boylarına göre dağılımına elektromanyetik tayf denir.
Güneş’ten görünür ışık yanında radyo dalgaları, kızıl ötesi, mor ötesi, x ve É£ ışınları da salınır. Bu ışınlar Gü*neş’in farklı katmanlarından salınır.
Belirli bir elementin gaz hali içinden geçirilen ışığın tayfı incelendiğinde tayf üzerinde bazı siyah çizgiler tespit edilmiştir. Tayf çizgileri adı verilen bu çizgiler her element için bir kimlik gibidir. Çünkü her element tayf üzerinde farklı tayf çizgisi oluşturur. Yıldızlardan gelen ışığın tayfı incelenerek yıldızın yapısında hangi ele*mentler olduğunu anlaşılır.
Güneş

Güneş, etrafındaki gezegenler ile birlikte Güneş siste*mini oluşturur ve bu sistemin yıldızıdır. Yarıçapı 1,39.106 km, yüzey sıcaklığı 5500 K, merkezindeki sı*caklık 15 milyon K, kütlesi 1,98.1030 kg ve Dünya’ya uzaklığı 149,6.106 kilometredir. Güneş enerjisi bize ışıma yoluyla ulaşır. Güneş’ten çıkan ışık ışınları bize 8,5 da*kikada ulaşır.
Güneş’in yapısında en içte füzyon reak*siyonlarının meyda*na geldiği çekirde*ğe nükleer tepki*me merkezi denir.
Merkezde açığa çı*kan büyük enerjiyi elektromanyetik ışı*ma yoluyla dış kat*mana ileten orta katmana ışıma bölgesi denir. Işıma bölgesinin elektromanyetik ışıma olarak taşıdığı ener*ji, en dış katmanda madde hareketi ile taşınır. Bu ne*denle bu katmana ¡aşıma bölgesi denir.
Güneş'in enerjisi hidrojen atomlarının yüksek basınç altında birleşerek helyum atomlarını oluşturduğu füz*yon reaksiyonları ile elde edilir. Bu reaksiyonlarda her saniye 564 milyon ton hidrojen 560 milyon ton helyu*ma dönüşür. 4 milyon ton kütle enerji olarak uzaya ya*yılır. Bilim insanlarının yaptıkları hesaplara göre Gü*neş'in 2 - 3 milyar yıl yetecek kadar kütlesi vardır.
Güneş’ten yayılan ve atmosfer dışına saniyede düşen ışık enerjisi 1365 watt/m2 dir ve bu değer Güneş sabiti olarak bilinir. Atmosferin etkisi ile yeryüzünde metreka*re başına saniyede ulaşan Güneş enerjisi yaklaşık 1000 watt’tır. Güneş panelleri kullanılarak bu enerji çe*şitli alanlarda kullanılır.
Yıldızların Uzaklıkları

Yıldızların uzaklığını tespit etmek için paralaks yönte*mi kullanılır. Paralaks yöntemi, farklı noktalardan bakıl*dığında bir cismin konumunun çok uzaktaki bir cisme göre yer değiştirmesi şeklinde tanımlanır.
Yıldızın bulunduğu konumdan ba*kıldığında Güneş - Dünya arasın*daki uzaklığı gören açıya para*laks açısı denir ve p ile gösterilir. Paralaks açısının ölçülmesi için iki farklı noktadan gözlem yapmak gerekir. Bu iki nokta birbirine ne kadar uzaksa ölçüm o kadar doğ*ru olur. Bu nedenle astronom*lar 6 ay ara ile ölçümlerini yaparlar.
Paralaks açısı çok küçük bir açıdır. Bu nedenle ölçüm ve hesaplamalarda açı saniye birimi kullanılır. 1 açı saniyesi 1 derecenin 3600 de biridir.
Paralaks açısı 1° (1 açısaniye) olan gök cisminin uzat lığına 1 parsek (pc) denir. Bu hesaplamanın yapılmasında kullanılan üçgende paralaks açısının karşısındaki kenar Güneş ile Dünya arası uzaklıktır.
1 Parsek 3,09 1013 km ya da 3,26 ışık yılına eşittir.
Paralaks açısı bilinen bir yıldızın d uzaklığı d =1/p formülü ile bulunur.
Yıldızların Sıcaklığı

Yıldızların yüzey sıcaklığının tespit edilmesinde Wien yasası kullanılır. Sıcak cisimler birçok dalga boyunda ışıma yaparlar. Ancak sıcak cisim belirli bir dalga bo*yunda en fazla ışıma yapar ve bu en fazla yaptığı ışı*manın dalga boyu cismin sıcaklığına bağlıdır. Bu dal*ga boyuna maksimum dalga boyu λmak denir. Diğer bir ifadeyle cismin en şiddetli ışıma yaptığı ışımanın dalga boyu λmak olarak adlandırılır. Buna göre Wien yasası; T cismin sıcaklığı, λmak maksimum dalga bo*yu olmak üzere şu formülle bulunur.
T = 3.106/λmak
Yıldızların Parlaklığı ve Işınım Gücü

Bir yıldızın bir saniyede uzaya yaydığı enerji miktarına ışınım gücü denir. L ile gösterilir. Cisimlerin ışınım güç*leri sıcaklıklarına bağlıdır. Bir yıldızın parlaklığı, yıldızın yüzeyinden bir saniyede yayılan enerji miktarına bağ*lıdır. Stefan - Boltzmann yasası olarak bilinen yasa ile bir yıldızın ışınım gücü;
L = 4Ï€.R2.σ.T4 formülü ile hesaplanır. Burada R yıldızın yarıçapı, T kelvin cinsinden yüzey sıcaklığı, σ ise boltzman sabitidir ve değeri 5.67.108'e eşittir.
Bir yıldızın parlaklığı ise ışığın yayılma doğrultusuna dik birim yüzeye düşen ışık miktarıdır.
Yıldızların parlaklığı ilk önceleri kadir ölçeğine göre sı*nıflandırılır. En parlak yıldızları 1. kadir, en sönük yıldız*ları 6. kadir dir. Yeni gözlem araçlarının keşfi ile 1. ka*dirden çok daha parlak, 6. kadirden çok daha sönük yıldızlar keşfedildi. 1. kadirden daha parlak yıldızların parlaklığı (-) ile ifade edildi. Güneş in parlaklığı -26,5 kadir dir. Kadir, rakamın üzerine yazılan m harfi ile gös*terilir. Örneğin 2m ikinci kadiri, 4m, 3 ise 4,3 kadiri gös*terir.
Birinci kadir yıldızlar altıncı kadirden yıldızlardan 100 kat daha parlaktır. Kadir farkı 5 iken parlaklık oranının 100 olması, kadir farkı 1 iken parlaklık oranının 2,512 olması demektir. Bir yıldızın diğerinden 2m kadir daha parlak olması, yaklaşık (2,5).(2,5) - 6,3 kere daha par*lak olması anlamına gelir.
Cisimlerin parlaklığı uzaklığına göre değişir. Bu neden*le yıldızların parlaklığının daha doğru kıyaslanabilmesi için astronomlar yıldızların parlaklığını 10 parsek uzak*lığına göre ölçerler. Bu uzaklığa göre bir yıldızın par*laklığına salt parlaklık (salt kadir) denir.
Görünen parlaklık m ile gösterilir ve
m = L/4Ï€.d2 formülü ile hesaplanır.
m - M = 5logd - 5
formülü ile parsek cinsinden d uzaklığındaki bir yıldı*zın salt parlaklığı M hesaplanır, d uzaklığı 10 parsek ol*duğunda M = m, d uzaklığı 1 parsek olduğunda M = m + 5, d uzaklığı 100 parsek olduğunda M = m - 5 e eşit olur.
Hertzsprung - Russell Diyagramı

Hertzsprung - Russell diyagramı (H - R diyagramı), yıldiz tipleri ve yıldız sıcaklıklarının karşılaştırılması ile ilgili oluşturulmuş bir diyagramdır.
Yıldızlar O-B-A-F-G-K-M harfleri ile sınıflandırı*lır. Bu bir sıcaklık ve bir renk sıralamasıdır. Yıldızların belirtilen bu özelliklerine göre H - R diyagramına aşağıdaki tablo düzenine göre yerleştirilirler. Bu diyagramda Güneş ortalarda yer alır.

Sınıf	Renk	Tipik sıcaklık değeri (K)	Kadir değeri	En güçlü tayf çizgisi oluşturan elementler
O	mavi	50000 - 28000	-0,3	He, He+,C++,H
B	mavi - beyaz	28000-10000	-0,2	He, C+, H
A	beyaz	10000 - 7000	0,0	Ca+, Fe++, H
F	sarı - beyaz	7400 - 6000	0,3	H
G	sarı	6000 - 4900	0,7	Ca+, Fe+, Fe, H
K	turuncu	4800 - 3400	1,2	TiO
M	kırmızı	3300 - 2200	1,5	Ca, Fe

Diyagramda sıcaklık soldan sağa doğru azalır. Diyag*ramda belirli yerlerde kümelenmeler dikkati çeker. Bu kümeler aynı özellikte yıldızlardır.
Gök Adalar

Kütle çekim kuvveti ile birbirlerine bağlı olarak hareket eden çok büyük yıldız topluluğuna gök ada(galaksi) denir. Galaksilerin yapısında milyarlarca yıldız bulunur. Evrende 100 milyar galaksi olduğunu tahmin edilmek*tedir.
Gök Ada Sınıfları

Gök adalar şekillerine göre üç gruba ayrılır. Bunlar; sarmal, eliptik ve düzensiz gök adalardır.
Sarmal gök adalar: Merke*ze doğru sarılan iki ya da da*ha fazla kola sahiptir. Merkezi şişkin bir disk şeklindedir. Gök adanın kollarında genç yıldızlar, merkeze doğru ise daha yaşlı yıldızlar yer alır.
Sarmal gökadalar çekirdek büyüklüğü ve kollarının sarmallığına göre olan sarmal gök adalar Sa, Sb, Sc, Sd olarak isimlendirilir.
Sarmal gök adalar sarmal kolların başlangıç şekline göre eksenel simetrik ve çubuklu sarmalolarak da iki gruba ayrılır.
Eliptik gök adalar: En büyük ve en fazla bulu*nan gök ada türüdür. Birçoğu küre şeklinde*dir. Bazıları basık küre şeklinde de olabilir.
Eliptik şekillerinin ba*sıklık durumlarına göre sınıflandırılır. Merkezleri çok parlaktır. Yapıların- I da çok az toz ve gaz bulunur. Genelde yaşlı yıldızlardan oluşur. Toz ve ga*zın az olması nedeniyle yeni yıldız oluşumu nadiren gerçekleşir.
Düzensiz gök adalar: Ge*lişi güzel yapıdaki gök ada*lardır. Gök adaların çarpış*ması sonucu düzensiz bir yapıya sahip olmuş olabi*lirler. Yapılarında bol miktar*da toz ve gaz olması nede*niyle yeni yıldız oluşumuna müsaittirler. Bu nedenle dü*zensiz gök adaların yapı*sında birçok genç yıldız vardır.
Etkileşimli gök adalar: Komşu gök adalar ile etkile*şim halindeki gök adalardır.
Aktif gök adaları: Bu gök adaların merkezlerinden çok büyük miktarlarda enerji yayıldığı tespit edilmiştir. Tes*pit edilen gök adaların yaklaşık %10 u bu grup gök adalardır.
Aktif gök adalar da kendi içinde üç grupta incelenir:
Radyo gökadalar: Yaydıkları enerji elektromanye*tik tayfın radyo dalgaları bandında olması nedeniyle bu isim ile anılırlar. Genellikle eliptik şekildedirler.
Seyfert gök adaları: Sarmal şekilde olan bu gök adaların çekirdekleri çok parlaktır. Çekirdekten yayılan ışıma şiddeti tüm Samanyolu gök adasının yaydığı ışı*nım enerjisi kadardır. Bu gök adalardan gelen ışığın dalga boyları görünür ışık, morötesi, kızılötesi ve X ışınları bandındadır.
Yıldızsılar (kuarzlar): Uzayda gözlenebilen en uzak, en yaşlı ve en parlak cisimlerdir. İlk tespit edildik*lerinde yıldız zannedilmişler daha sonra aktif gök ada oldukları anlaşılmıştır. Bu nedenle yıldızsı adı verilmiş*tir. Uzaklıkları nedeniyle gözlenen gök cisimlerinden en büyük kırmızıya kayma yıldızsılara aittir.
Samanyolu Gök Adası

Güneş sistemi, Sa*manyolu gök adası içinde yer alır. Çapı yaklaşık 100 000 ışık yılı olan Samanyolu gök adasında yaklaşık 100 milyar yıldız oldu*ğu hesaplanmaktadı.Samanyolu gök adası üstten bir merkez et*rafına sarılmış kollar, yandan bakıldığında bir disk şeklindedir. Güneş siste*minin gök ada merkezine uzaklığı 25.000 ışık yılıdır.
Güneş sistemimizin gök ada merkezi etrafındaki bir tu*runu 225 milyon yılda tamamlar. Samanyolu gök ada*sının kütlesi yaklaşık olarak Güneş kütlesinin 1 trilyon katı olarak hesaplanmıştır. Güneş sistemimizin gök ada merkezi etrafında dolanma hızı ise 220 km/s dir.
Samanyolu gök adasının 15000 ışık yılı kalınlığındaki merkez bölgesinde sarı - turuncu renkler hakimdir. Bu durum merkezde gelişimini tamamlamış yaşlı yıldızlar olduğu anlamına gelir.
Merkezi kabarıklığın yaklaşık beşte biri kalınlığındaki disk görünümlü bölgede ise mavi renk hakimdir. Bu durum bu bölgelerde genç yıldızlar çoktur.
Hale Samanyolu gök adasının önemli bir unsurudur. Merkezi kabarık bölge ve disk yapısını kapsar. İç hale ve dış hale olarak iki kısımda incelenir. İç hale görünür*dür ve merkezi kabarıklıktan dışa doğru 65 000 ışık yı*lı uzaklığı kapsayacak biçimdedir.
İç halenin bittiği yerden dış hale başlar. Çok sıcak gaz bulutları ve görünmez kara maddeden oluşur. Çapı 300 000 ışık yılı kadardır.
Samanyolu gök adasının dış halesinin ötesinde Sa*manyolu gök adasının da dahil olduğu yerel küm adı verilen gök ada topluluğu bulunur. Yerel kümenin yak*laşık 6 - 8 milyon ışık yılı genişliğinde bir alanı kapladı*ğı tahmin edilmektedir.
Doppler Olayı

Yıldız ya da gök adalardan gelen ışık tayfı incelendi*ğinde gelen ışınımlara ait tayf çizgilerinin kırmızı böl*geye doğru kaydığı anlaşılmıştır. Doppler etkisinin bir sonucu olan bu olaya kızıla kayma denir. Kızıla kay*ma olayında gelen fotonlar daha düşük frekanslara (enerjiye) doğru kayar. Bir yıldızdan gelen ışığın tayf çizgilerinin kırmızıya kayması frekansının azalması ve ışığın geldiği cismin bizden uzaklaşması anlamına ge*lir. Bu durum büyük patlama teorisini destekleyen önemli bir bulgudur.
Gök cisminden gelen ışığın dalga boyu ölçülerek cis*min bizden hangi hızla uzaklaştığı bulunabilir:
λg: Gelen ışığın ölçülen dalga boyu
λ: Kaynaktan çıkan ışığın dalga boyu
Δλ= λg - λ : Dalga boyundaki değişme
VK: Işık kaynağının hızı
z: Spektral (tayfsal) kızıla kayma miktarı ise;
λg = λ.(1 + VK/c) ve z = Δλ/λ = VK/c dir.
Dalga boylarındaki kaymadan yararlanılarak gök cis*minin Dünya'ya göre hızı bulunabilir.
Gözlenen cismin bakış doğrultusundaki hızına radyal hız denir.
Doppler etkisinde dalga boyu uzunluk ile, frekans ise zaman ile ilgilidir. Ancak gözlenen cismin hızı ışık hızı*na yaklaşık değerler aldığında uzunluk ve zaman ile il*gili hesaplamalarda özel göreliliğin de göz önünde bu*lundurulması gerekir.
Işık hızına yakın bir vK hızı ile hareket eden bir cismin gözlenen frekansı fg = f.É£.(1-VK/c) ile hesaplanır. Gözlenen dalga boyu λg = λ.É£.(1 + VK/c) ile hesaplanır.
Hubble Yasası

Gök adaların Dünya’dan uzaklaşma hızları ile uzaklık*ları orantılıdır. Bu durum Hubble yasası olarak adlandı*rılmıştır. Gök adala*rın uzaklık ve uzaklaş*ma hızlarının grafiği çizil*diğinde aşağıdaki grafik elde edilir. Bu grafikte eğim sabittir ve Hubble sabiti olarak bilinir.

Grafiğin eğimi uzaklaşma hızı (v) nin uzaklığa (d) ora*nına eşittir. Hubble sabiti H bu açıklamalara göre;
H = v/d olur.
Yapılan ölçümler çok uzak mesafeleri ilgilendirmesi ne*deniyle Hubble sabiti 50 km/s/Mps ile 100 km/s/Mps arasında ölçülmüştür. Hesaplamalarda ortalama ola*rak 70 km/s/Mps değeri kullanılır.
Evrenin Yaşı

Herhangi bir gök adanın bize olan uzaklığı d, bu uzak*lığı kat etme süresi T alınırsa gök adanın bizden uzak*laşma hızı v = d/T olur.
Hubble yasasında (v = H.d) v yerine d/T yazalım:
T = 1/H olur.
Buradaki T değerine Hubble zamanı denir ve TH ile gösterilir. Bu değer çekim kuvvetinin etkisinin ihmal edilmesiyle elde edilecek bir sonuçtur.
Ancak bilim insanları evren genişledikçe çekim kuvve*tinin etkisinin azalacağı ve genişlemenin de yavaşla*yacağını düşünerek Hubble zamanının olması gere*kenden 2/3 kadar daha az olması gerektiğini hesapla*dılar. Buna göre evrenin yaşı yaklaşık olarak
TEvren = 2/3.TH = 2/3H olur.
Evrenin Boyutları

Evrende en çok bulunan hidrojen elementinin 1 gra*mında yaklaşık 1024 tane hidrojen atomu vardır. Kütle*si 2.1033 gram olan Güneş’in yapısında 1057 atom, 100 milyar yıldız bulunan Samanyolu gök adasında 1068 atom, milyarlarca gök adadan oluşan evrende ise 1078 atom olduğu hesaplanmaktadır.
Kozmik Ardalan Işıması

Büyük patlama teorisine göre patlamadan hemen sonra evren 1 milyar Kelvin den daha sıcaktı. Bu kadar yüksek sıcaklık sonucu nükleer reaksiyonlar meydana geldi. Büyük patlamanın ardından evrenin sıcaklığı 3000 Kelvin’e düştüğünde atomlar oluşmaya başladı. Atom çağı başladı ve evren ışınımların yayılabileceği saydam hale geldi. Bilim insanları madde ve enerjinin ayrılma anı olan bu evrede bir ışınım gerçekleşmesi gerektiğini düşündüler ve bu ışımaya kozmik ardalan ışıması adını verdiler.
1964 yılında Arno Penzias ve Robert Wilson çalışmalar yaparken farkında olmadan kozmik ardalan ışımalarını keşfettiler. Bu keşifleri onlara nobel ödülü kazandırdı. Kozmik ardalan ışınım fotonları, evrenin 380.000 ya*şında olduğu döneme ait atom çağından doğrudan Dünya’ya ulaşmaktadır. Dolayısı ile radyo teleskopları ile yakalanabilen ve incelenen bu fotonlar bize çok ön*celerden bilgiler getirmektedir.
Evrenin Geleceği

Evrenin geleceğinin kütlesine bağlı olarak gelişeceği tahmin edilmektedir. Eğer kütle miktarı yeterli değilse kütle çekim kuvveti zayıf kalacak ve genişlemeyi dur- duramayarak genişleme sonsuza dek devam edecek*tir. Kütle miktarı kritik bir miktarda ise genişleme ya*vaşlayacak ancak hiçbir zaman durmayacaktır. Eğer kütle miktarı kritik bir değerden fazla ise genişleme duracak ve küçülme başlayacaktır. Bu durumun so*nunda ise büyük patlamanın tersi olan büyük çöküş gerçekleşecektir. Evrendeki tüm kütlenin tekrar bir noktaya doğru hareket etmesi ile sıcaklık ve yoğunluk tekrar artacaktır. Bu artış sonunda evren son bulabilir ya da tekrar büyük bir patlama gerçekleşebilir.