SPEKTROSKOPİ

     Bir prizmanın ışığı dağıttığını hiç kuşkusuz ilkin Kep­ler gözlemledi, daha sonra da Descartes inceledi. Ama bunun ilk gerçek yorumunu, 1665 yılına doğru Newton yaptı. Güneş’in beyaz ışığı her renkten ışığın bir karışımından oluşur; prizma bunları farklı şekillerde saptırarak, bir tayf halinde sıralanmalarına imkân verir. XVIII. yüzyılda başka ışıklar da incelenmeye başladı. Güneş gibi bazı kaynaklar, yavaş yavaş kırmızıdan mora doğru sürekli bir tayf verirken, diğerleri ayrı ayrı, yalnız birkaç ışıklı tayf çizgisi veriyordu. 1800 ile



1810 yılları arasında, T. Young ve A. Fresnel ışığın dalga yapışım ortaya koydular ve girişim deneylerinden yola çıkarak, çeşitli renklere denk düşen dalga boylarım (mor için 0,4 mikrometreden ve kırmızı için 0,8 mikrometreye kadar) belirlediler. 1814’te Bavyeralı bir gözlükçü, J. von Fraunhofer spektroskopu (tayfgözlem) geliştirerek, Güneş tayfının çok sayıda ince, karanlık tayf çizgisiyle aralıklı olduğunu buldu, bilinen bazı dalga boyları bu tayfta ya yer almıyor ya da güçlükle fark ediliyordu. Özellikle kırınım ağım bulan Fraunhofer ile spektroskopi (tayfgözlem) donammı tamamlanmış oluyordu. Geriye tayfların varlığının yorumlanması kalıyordu. 1860'a doğru Kirchhoff her kimyasal elementin, yayımladığı ışıkta aydınlık ve soğurduğu ışıkta karanlık olarak görülen kendi öz tayf çizgilerine sahip olduğunu gösterdi. Böylece yıldızların kimyasal bileşimi çözümlenebildi ve hatta Güneş'te yeni bir element keşfedildi, Helyum (Yunanca helios, yani Güneş'ten). Bu yorumun ikinci evresine gelince (neden belli bir element belli bir dalga boyunda yayım yapmaktadır?), bunun için, XX. yüzyılın başlangıcım ve kuvantum fiziğinin doğuşunu beklemek gerekecekti. Böylece bir atomun enerji düzeyleri, yayımlayabildiği veya soğurabildiği dalga boylarına bağlanabilecekti. Bununla birlikte, ışığın taşıdığı spektroskopik mesaj, kaynaktaki atomların belirtisi ile sınırlı değildir ve kaynakta hüküm süren koşullara (sıcaklık, manyetik alan) ve hatta bunun hızına ilişkin bilgiler içerir.

Spektroskop Işığı Nasıl Dağıtır

     Spektroskopun kalbi, ışığı dağıtan, yani aynı doğrultuda, karışmış halde kendine gelen farklı renklerdeki ışıkları farklı doğrultulara gönderen optik birimdir (prizma veya kırınım ağı). Önemli olan, girişte olduğu gibi çıkışta da ışık ışınlarının doğrultusudur. Bu nedenle, prizmaya gönderilen ışınların olabildiğince paralel olması gerekir. Çünkü bir ışının çıkış doğrultusu, rengine ve giriş doğrultusuna bağlıdır. Bunun yalnız renge bağımlı olabilmesi için bütün giriş doğrultularının tam olarak aynı olması gerekir.



     Böyle bir demet oluşturmak için en basit yol bir merceğin (veya içbükey bir aynanın) cisim odağına ışıklı bir nokta, mesela çok güçlü bir şekilde aydınlatılan bir delik yerleştirmektir. Oysa, prizmanın ayrıtına (veya ağın çizgilerine) tam paralel ince bir yarık kullanılır. Aynı şekilde, çıkışta, başka bir mercek belli bir renkte alman paralel demeti, yalnız söz konusu rengin ışınlarını kullanarak, giriş yarığını yansıtan bir görüntüye dönüştürür. Böylece bu yarığın yan yana, farklı renklerden görüntüleri elde edilir. Bütünün fotoğrafı alınırsa, incelenen ışığın tayfı elde edilir. Renklerin yalnız biriyle ilgileniliyorsa, denk düşen görüntü, bu durumda yalnız bu rengi geçiren bir çıkış yarığı üzerinde oluşturulabilir. Yarıktan çıkan rengi değiştirmek için prizmayı hafifçe döndürmek yeterlidir. Bu renklerin saflığı, çıkış olduğu kadar giriş yanklannın da darlığına bağlıdır. Aslında, prizma üzerine gelen demetin paralelliğini giriş yarığının darlığı belirler. Eğer yarıklar çok geniş olursa komşu renkler çıkışta karışacaktır. Buna karşılık çok dar olurlarsa, kırınım artık yeterince ışığın geçmesine izin vermeyecektir... Bir spektroskopun niteliği, bu iki hata arasındaki uzlaşmanın gerçekleştirilme biçimini yansıtır.

Işıma Olaylarında Yayım ve Soğurma

     Güneş, ışığı bol ve yararlanması kolay bir kaynaktır. Newton’un, prizma üzerine düşürerek, kırmızıdan mora bir tayf halinde ayrıştırdığı, işte bu ışıktır. 1800'e doğru bu renklere dalga boyları da katıldı (kırmızı için 0,8 mikrometreden, mor için 0,4 mikrometreye kadar). 1814’te spektroskopu geliştiren, Bavyeralı gözlükçü J. von Fraunhofer, tayfın çok sayıda ince karanlık çizgiyle kesilmiş olduğunu fark etti. Demek ki bunlar karışımda bulunmayan, Güneş’in bize göndermediği veya diğerlerine oranla daha az gönderdiği, çok belirli dalga boylarında ışıklardı.
     Tayf çizgilerinin ışıklı olanlan da çok geçmeden bulundu. Çeşitli alevlerin tayfı oluşturulduğunda, ışıklarının birkaç dalga boyunun kanşımı olduğu görüldü. Tayfları, karanlık bir fon üzerinde ince, ışıklı birkaç tayf çizgisinden oluşur ve bu çizgilerin tayf içindeki konumu (renkleri) alevin cinsine bağlıdır. Mesela sodyum, 0,589 mikrometrede çok parlak çift bir tayf çizgisi verir.
     Parlak tayf çizgileri, karanlık tayf çizgileri. 1860 yılında Kirchhoff, sodyum alevinin içinden bir elektrik arkı ışığının geçirilmesi durumunda, 0,589 mikrometrede karanlık bir çift çizgiyle arkın tayfının elde edildiğini gösterdi. Bir başka deyişle bu çift çizgi sodyumun hem yayımladığı hem de soğurduğu ışığa denk düşüyordu... Bu, sodyumun tayf belirtisidir.

     Güneş tayfının karanlık tayf çizgilerine gelince; bir Güneş tutulması sırasında,' kromos­ferden yayımlanan ışık çözümlenirse, bunlann, karanlık fon üzerinde aydınlık olarak ortaya çıktıkları da görülebilir. Bu tayf çizgileri, hem kromosfer tarafından yayımlanan dalga boylarına, hem de Güneş yüzeyinden yayımlanan şiddetli ışık içinden geçerken soğurduklarına denk düşer. Güneş tayfı çizgileri arasında belli bir elementi tanımlayan çizgilere rastlanırsa, bu elementin kromosferde bulunduğundan emin olunabilir.

Enerji Düzeyleri ve Tayf Çizgileri

     Belli bir element neden belirli bir dalga boyunu yayımlar da bir diğerini yayımlamaz? Bu soruyu yalnız kuantum fiziği cevaplandırabilir. verilen « taneler » biçiminde olduğu esasına dayanır. Buna, önce ışığın yeni bir görüntüsü denk düşer: ışık foton adı verilen «ışık tanelerinden » oluşmuştur ve her foton, göz önüne alman ışığın dalga boyuna bağlı çok belirli bir enerji taşır. Nitekim, mor ışığın fotonu kırmızı ışığın fotonundan iki kat daha fazla enerjiye sahiptir. Diğer yandan, atom da gö­rünüm değiştirmiştir: bir atomun bir elektronunun enerjisi, göz önüne alman atomun « enerji düzeyleri » adı verilen sınırlı bir dizinin belirli değerlerinden birini almak zorundadır. Dingin durumda, elektronun enerjisi bu değerlerin en düşüğünü alır. Bunu artırmak için elektrona, mesela bir foton aracılığıyla, daha yüksek bir düzeye « sıçramasına »imkân vererek enerjiyi, yani bu iki düzey arasındaki farka tam anlamıyla eşit enerjiyi vermek gerekir. Oysa foton bölünemez bir tanedir. Atom ya bunun tümünü soğurur ya da hiçbir şey soğurmaz. Bu enerji düzeylerinin aldığı biçim nedeniyle belli bir atom bir fotonu, ancak bu foton tam olarak atomun iki düzeyi arasındaki farka eşit bir enerjiye sahipse soğurabilir. Aynı şekilde elektron, daha yüksek bir düzeyden daha düşük düzeye, gene bu iki düzey arasındaki farka eşit enerjide bir foton yayımlayarak düşebilir.
     Buradan anlaşıldığı gibi, atomun soğurabileceği fotonlann enerjisi, yayımlayabileceği fotonların enerjisiyle aynıdır. Bu bakımdan, belli bir elementin soğurma tayf çizgileri yayım tayf çizgileriyle aynı dalga boylarına sahiptir.

Işığın Mesajları

     Işık çevremizdeki cisimlerin biçim ve konumlarını tanımamızı sağlar, ama söz konusu olan bir yıldızsa rengini, yüzeyinde hüküm süren sıcaklığı tahmin etmemize de imkan verir. Güneş gibi bir yıldız (6 000 °C), Rigel gibi mavi bir yıldızdan (10 000 °C) daha soğuk, ama ikizlerevi gibi kırmızı bir yıldızdan (4 000 °C) daha sıcaktır. Rengiyle bağlantılı olarak yıldızın ışıldama gücü, mesafesi de biliniyorsa, hacmini ve kütlesini tahmin etmemizi mümkün kılar. Ancak en kesin bilgiler ışık tayf çizgilerince sağlanır.
     Tayf çizgilerinin mesajı.
     Tayf içinde belli bir elementin tayf çizgilerinin bulunması, kaynağın bu elementi içerdiğini ortaya koyar ve bu tayf çizgilerinin şiddeti, elementin nispî miktarını tahmin etmeye imkân verir. îşte bu şekilde, 1868 de tam bir Güneş tutulması sırasında Güneş kromosferinde algılanan yeğin bir tayf çizgisi, yeni bir elementin bulunmasına ve o zamanlar yalnız Güneş'te bulunduğu sanıldığından « helyum » adıyla anılmasına yol açmıştır. 20 yıl sonra Dünya atmosferinde de bu elemente rastlanmıştır.
Diğer yandan, yıldızların atmosferlerinde yalnız atomlar bulunmaz; bunlar iyonlar, yani bir veya daha çok elektronunu kaybetmiş atomlar da içerir. İyonların yayımlağı ışığın tayfı, bunlara denk düşen nötr atomun tayfından tamamen farklıdır ve böylece iyonlaşmış atomların oranı tahmin edilebilir.
     Çizgilerin inceliği veya tersine kalınlığı, ışığın yayımlandığı bölgede büküm süren sıcaklık hakkında bir fikir verir. Aynı şekilde, bir manyetik alan tayf çizgilerini iki katma çıkarır(Zeeman etkisi), bu da mesela güneş lekelerine eşlik eden yerel manyetik alan şiddetini tahmin edebilmemizi sağlar. Ancak tayf çizgilerinin sağladığı en beklenmedik bilgi Doppler etkisine bağlı olan bilgidir.
     Doppler etkisi.
     Bu etki bütün dalga türlerinde görülür. En yaygın örneğine ses dalgalarında rastlanır. Bir ambulansın karşıdan gelmesi durumunda siren sesi daha pes gelir. Bir başka deyişle, algıladığımız frekans yalnızca kaynağın ya­yımladığı frekansa değil, bu kaynağın bize göre nispî hareketine de bağlıdır. Kaynak yaklaşırsa algılanan sesin frekansı, kaynağın hareketsiz duruşuna göre daha yüksek, kaynak uzaklaştığmda daha düşüktür.
     Benzer şekilde ışık için de, kaynak bizden uzaklaşırsa algıladığımız ışık düşük frekanslara, yani kırmızıya doğru kayma gösterir. Oysa çizgilerin tayf üzerinde kesinlikle belirlenebilen kendine özgü bir yerleri vardır. Bu yerin, aynı elementin sabit bir kaynakla laboratuvarda elde edilen tayfına göre kırmızıya kayması, incelenen gök cisminin uzaklaşma hızının hesaplanmasına yarar. Böylece « spektroskopik İkililer » denen, ayrı ayrı görülemeyecek kadar birbirlerine yakın, ama tayflarının, birbiri çevresinde dönerken bize al- maşmalı olarak yaklaşıp uzaklaşmalarının ortaya koyduğu çift yıldızların varlığı kanıtlandı. Nihayet, uzak gökadaların « kırmızıya doğru kayması » Evren'in genişlemesi fikrinin özünü oluşturmaktadır. Bu fikir günümüzdeki bütün kozmoloji kuramlarının temelini oluşturmaktadır.