Uzay Coğrafyası

**mRv** · 10-02-2007, 12:21

Dünya ve Evren

Dünyamız Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldız sistemlerinden güneş sisteminde yer alır.

Bütün gezegenler elips şeklinde bir yörüngede hareket ederler.

ONUNCU GEZEGENİMİZ "SEDNA"

16 Mart 2004 — Adını Eskimo kültüründe okyanus tanrıçası Sedna’dan alan göktaşı, 10 bin 500 Dünya yılı ile Güneş Sistem’nin en uzun yörüngesine sahip.

Gezegenin keşfi ile astronomlar arasında yeni bir tartışma başladı. Sedna’nın bir gezegen olup olmadıÇı üzerine kafa yürüten bilim adamları, bu şekilde gezegen kavramını ve Güneş Sistemi’nin de yapısal özelliklerini gözden geçiriyorlar.

Güneş Sisteminin 10. Gezegeni 'Buz ve Kaya KrallıÇı' mı?

Kısa adı NASA olan Amerikan Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi tarafından fırlatılan Sedna 4 teleskobu, Güneş Sistemi'nde yeni bir gezegen keşfetti.

EÇer bulgular doÇruysa, 74 yıllık '9 gezegen' bilgisi tarihe karışacak. BBC'de yayınlanan habere göre, NASA tarafından uzaya fırlatılan Sedna 4 teleskobu tarafından gönderilen bilgilerle, Plüton gezegeninden daha büyük olduÇu sanılan yeni uzay cismi, ispat edilmesi halinde Güneş Sistemi'nin 10. gezegeni olacak. Ancak astronomlar, bu cismin halen Güneş Sistemi'nin bir üyesi olup olmadıÇını araştırıyorlar. Daha önce de Hubble Teleskobu tarafından tespit edilen cisimle ilgili detaylı bilginin bu hafta içinde NASA tarafından dünya kamuoyurna açıklanacaÇı kaydedildi. En son 1930 yılında varlıÇı ispatlanan Plüton gezegeninden bu yana Güneş Sistemi'nde 9 gezegen olduÇuna dair bilim öÇretisini alt üst edecek olan 'yeni gezegen', bilim adamları tarafından 'Buz ve Kaya KrallıÇı' olarak ifade ediliyor.

GÜNEŞ SİSTEMİ’NİN SINIRINDA

Sedna, 10 bin 500 Dünya yılı süren Güneş’in etrafında bir tam dönüşü esnasında, yıldıza sadece çok kısa bir süre için yaklaşıyor, ancak bi gezegenin ısınmasına yetmiyor.

Gözlem adı 2003 VB12 olan Sedna kızıl parlak bir renge sahip; bilim adamları parlak kızıl rengin, gezegenin bulunduÇu Güneş Sistemi’nin dış bölgeleri için oldukça olaÇandışı bir durum olduÇunu belirtiyorlar. Dr. Brown, Sedna gibi Güneş Sistemi’nin sonu sayılacak bir mesafeden Güneş’in hissedilmediÇini belirtti. Dr. Brown, Sedna gezegeninde bulunan bir kişinin Güneş’i toplu iÇne ucu büyüklüÇünde göreceÇini ifade ediyor. Bilim adamları Sedna’nın yüzey ısısının -240 derece olduÇunu ve bu deÇerin son 4.5 milyar yıldır deÇişmediÇini belirlediler.

GEZEGEN ‘MADEN’İ

Sedna 1930’da Plüton’nun keşfinden sonra bulunmuş en büyük gök cismi. Kimi astronomlar Sedna’nın Plüton’dan da daha büyük olabileceÇini tahmin ediyorlar. California Institute of Technology astronomlarından Prof. Michael Brown liderliÇinde yürütülen bir araştırma projesi kapsamında keşfedilen Sedna, Dünya’dan 10 milyar kilometre uzaklıkta Kuiper KuşaÇı olarak bilinen bölgede yeralıyor. Kuşakta bulunan binlerce göktaşından şimdiye dek yaklaşık 400 tanesi tam olarak keşfedildi.

Sedna’nın da içinde bulunduÇu Kuiper KuşaÇı, astronomlar tarafından bir “maden” olarak nitenlendiriliyor. Yüzlerce buzdan göktaşı içeren Kiuper KuşaÇı’nda, 2000’de Varuna (900 km), 2001’de Ixion (1.065 km) ve 2002’de Kuaoar (1.200 km) gezegensileri tespit edilmişti. Şubat ayında ise 1.800 km çapında, 2004 DW gözlem adı ile bir başka gezegensi keşfedilmişti.
Bünyesinde binlerce benzer büyüklükte gök cisminin bulunduÇu Kuiper KuşaÇı Sedna veya daha büyük yeni keşiflere gebe bir bölge. Sedna’nın daha önce bulunan benzer göktaşlarından farkı kendi başına bir yörünge tutturmuş olması. Arizona’da bulunan Tenagra Gözlemevi gezegenin yörüngesini belirlemek üzere çalışmalara başladı.

GEZEGEN’LİK TARTIŞMASI

Sedna’nın keşfi gezegen kavramının sorgulandıÇı ve belki de yeniden tanımlanacaÇı tartışmaları da alevlendirdi. Bir grup astronom Plüton’nun dahi bir gezegen olmadıÇını düşünüyor. Yapılacak gözlemler sonunda, Plüton’u gezegen sayılması için yeterli koşulların Sedna için de geçerli olduÇuna dair fikir birliÇi oluşursa, Güneş Sistemi’nin on gezegeni olacak. Bilim çevreleri, göktaşının bir gezegen olarak deÇer kazanmasının daha geniş gözlemler gerektirdiÇinin altını çiziyorlar.
Bunların başında da göktaşının baÇımsız Güneş merkezli bir yörüngesi olması kuramı geliyor. Sedna’nın eliptik yörüngesinde Güneş’in etrafında tam dönüşünü 10.500 yılda tamamladıÇı belirtildi. Uzun çapı 135 milyar kilometre ile Sedna’nın yörüngesi Güneş Sistemi’ndeki en uzun yörünge.
Gezegeni keşfeden Dr. Micheal Brown, göktaşını gezegen yerine, kaya ve buzdan oluşan ve hacmen daha ufak olan “gezegensi” (planetoid) olarak nitelemeyi tercih ediyor. Brown Sedna’nın yeterince yüksek bir yoÇunluÇa sahip olmadıÇını düşünüyor.
Keşfi Havaii’deki Gemini Observatory’den Michael Brown ve Chad Trujillo ve San Diego’daki Palomar Gözlemevi’nden Yale Üniversitesi astronomu David Rabinowitz birlikte yaptılar. Ekip Sedna’nın etrafında dönen bir de uydusu olduÇunu keşfetti.

GÜNEŞ

Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız, Dünya’dan ortalama 149.591.000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş’in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha aÇır elementleri içerir. 1,99x10(33) erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer’de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir.
Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha aÇır olan bilinen en büyük yıldızlara karşılaştırılınca, Güneş, astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer. Ama kütlesi ve yarıçapı, Gökadamız’daki (samanyolu) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüÇüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yer’den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklıÇı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce” diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaydıÇı ışıÇın tayf şiddeti, 5000 A’ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışıÇının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir.İçinde yaşadıÇımız Evren'i tanıma çabamız, binlerce yıldan bu yana sürüyor. Günümüzde, en modern teleskoplar sayesinde, Evren'in en uzak köşelerini, milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz. Oysa, Evren'de küçücük bir nokta gibi kalan, içinde yaşadıÇımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu.
Uzay ÇaÇı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü, Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün, gerek bu çalışmalara gerekse çevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz.
Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuÇu düşüncesini, aynı zamanda bir fizikçi de olan Prusyalı filozof, Immanuel Kant ortaya attı. Kant, ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduÇunu canlandırdı düşüncesinde. Başlangıçta homojen daÇılmış bu gazda, doÇal olarak zamanla bir takım kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar, kütlelerin birbirini çekmesine, dolayısıyla da gazın belli bölgelerde topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki, bu topaklar neden disk biçimini alıyordu?
Kant, bunu da çözdü. Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz topakları, sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu, çok temel bir fizik ilkesine, "Momentumun Korunumu İlkesi" ne dayanır. Bu ilke, genellikle bir buz patencisi örneÇiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi, kollarını kapadıÇında hızlanır.
Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topaÇının incelerek bir disk biçimini almasını saÇlar. İşte, bu disklerden birisi Güneş Sistemi'mizi oluşturmuştur.
Güneş’le ilgili modern çalışmalar, Galilei’nin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneş’in dönüşünü bulmasıyla 1611’de başladı. Güneş’in büyüklüÇüne ve Yer’den uzaklıÇına ilişkin ilk yaklaşık doÇru belirleme, 1684’te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi’nin 1672’de Mars’ın Yer’e yaklaşması sırasında yaptıÇı nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814’te Güneş’in soÇurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859’da bunun fiziksel yorumunun yapılması, güneş astrofiziÇi çaÇını başlattı; bu dönemde, Güneş’i oluşturan maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanaÇı doÇdu. 1908’de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939’da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadıÇı rolü aydınlattı.
Yeni gelişmeler, bilim adamlarının Güneş’le ilgili görüşlerini deÇiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgarının doÇrudan doÇruya belirlenmesi 1962’de gerçekleştirilmiş, Güneş’in yüksek hızlı tekrarlanan akıntılarının kaynaklarıysa 1969’da taç (korona) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir. Kant'ın bu düşüncesi, daha sonra birçok gökbilimci tarafından kabul gördü; ancak, herhangi bir yıldızın çevresinde böyle bir oluşum gözlenemediÇi için, 1980'lere deÇin bu düşünce, bir varsayım olarak kaldı, kanıtlanamadı. Sonra, gökbilimciler, T BoÇa türü yıldızların, yaklaşık üçte birinin, normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydıÇını keşfettiler.
Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaydıÇı kısa dalgaboylu ışınımı soÇuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda, yani kızılötesi ve radyo dalga boylarında ışınım yayıyordu.
Birkaç yıl sonra, gökbilimciler bazı yıldız oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık, toz içeren diskleri doÇrudan görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun keskin gözleriyle yapılan gözlemlerde, 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylece, genç yıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu.

TERİMLER

EVREN(KAİNAT):Madde ve enerjiden oluşan başı ve sonu olmayan sistemdir.

UZAY:İçerisinde gök cisimleri bulunan sonsuz boşluktur.

SAMANYOLU GALAKSİSİ:Güneş sistemimizin içerisinde yer aldıÇı yıldız topluluÇudur.Bu galaksinin çapı yaklaşık 100.000ışık yılıdır.(Bir saniyelik ışık birimi 300.000 km’dir.

YILDIZ:Isı ve ışık yayan gök cismidir.Güneş bir yıldızdır.

GEZEGEN:Güneşten aldıÇı ısı ve ışıÇı yansıtan gökcismidir.

1)İÇ GEZEGEN

ünya ile güneş arasında bulunan Merkür ile Venüs gezegenleridir.Bu gezegenler güneş’e dünyadan daha yakındır.Kütleleri dünyadan küçüktür.

2)DIŞ GEZEGEN:Güneş’e dünyadan daha uzak olan gezegendir.Güneş sistemi içerisindeki gezegenlerden; Güneş’e en yakın olanı Merkür, en uzak olanı Plütondur.En büyük olanı Jüpiterdir.Jüpiter henüz soÇuyamamış gaz kütlesi halindedir.

UYDU:Gezegenlerin etrafında dönen gök cisimleridir.Bunlarda güneş ışıÇı yansıtarak görülürler.

KUYRUKLU YILDIZ:Güneş sistemi içinde yer alan ve etrafında irili ufaklı taşlar, gaz ve toz tabakası bulunan gök cisimleridir.

METEOR:Uzayda gezegenlerin yada uyduların parçalanmasıyla oluşan taş parçalarıdır.

Evrenin Oluşumu

Uçsuz bucaksız gökyüzüne bakıp da hayran olmamak elde deÇildir. Çıplak gözle görülebilen sayısız yıldız bile evrenin ne kadar karmaşık bir yapıda olduÇunu fark etmemiz için yeterli. Ama çıplak gözle gördüÇümüz gökyüzü evrenin milyarda birlik bir kısmını bile temsil etmiyor. Gerçekte evren insan aklının almakta zorluk çekeceÇi bir büyüklüÇe ve karmaşıklıÇa sahip. Güneş sistemini barındıran Samanyolu galaksisi dahil yaklaşık 100 milyar galaksiden ve sayısız gök cisminden oluşan devasa boyutlardaki evrenin çapı, devamlı genişlemeÇe devam etmektedir. Evren büyüklüÇü yanında, ilginçliÇi ve karmaşıklıÇı ile de akıl sınırlarını zorlamaktadır. Evrende var olan enerjinin sadece %10'luk kısmı tanımlana bilen maddelerden (gezegenler, yıldızlar, karadelikler ve çeşitli gazlar) oluşmaktadır, geri kalan enerjinin %90'lık kısmı "Karanlık madde" ismi verilmiş olan gözlemlenemeyen ve tanımlanamayan maddelerden oluşmaktadır. Bu denli büyük ve karmaşık olmasına raÇmen, evrende var olan sayısız gök cismi eşi görülmemiş bir denge örneÇi göstermektedir. Evrenin tüm bu özellikleri kozmolojiyi bilim adamları için en popüler bilim dallarından biri haline getirmiştir. Şu an yaşamakta olan ve günümüze dek yaşamış tüm büyük bilim adamları evreni araştırmış ve özellikle teorik kozmoloji alanında çok büyük çalışmalar yapmışlardır.

Big Bang Teorisi(Büyük Patlama)

Bilim adamları böylesine kompleks bir yapıya sahip olan evrenin oluşumu hakkında tarih boyunca deÇişik fikirler ve teoriler ortaya atmışlardır. Fakat diÇer konulardaki anlaşmazlıklara raÇmen günümüzde evrenin başlangıcı konusu, bilim adamları arasındaki tam bir fikir birliÇi ile "Big Bang" adı verilen teoriye dayandırılmaktadır. Bu teori evrenin 10-20 milyar yıl önce "yoktan var edildiÇini" ileri sürmektedir. Yani zamanımızdan 10-20 milyar yıl önce madde ve zaman yokken "Big Bang" adı verilen büyük bir patlama ile aniden madde ve zaman yaratılmıştır. "Big Bang" teorisi ilk olarak 1922 yılında Alexander Friedmann tarafından ortaya atıldı. O güne kadar evrenin duraÇan olduÇunu savunan bilim dünyasının bu yeni teoriyi kabullenmesi hiçte kolay deÇildi. Çünkü bu teori evrenin, zaman ve maddeden baÇımsız olan tüm boyutların üzerindeki bir güç tarafından yaratıldıÇı anlamına geliyordu. Aynı zamanda "maddenin sonsuzdan gelip sonsuza gittiÇini" iddia eden materyalist felsefe kökünden çürütülmüş oluyordu. Özellikle materyalist bilim adamları bu teoriyi kabul etmek istemedi. Fakat "Big Bang" gerçeÇini görmezlikten gelmek çok zordu. Ünlü astronom Edwin Hubble 1929 yılında yaptıÇı gözlemler sonucunda evrenin devamlı genişlemekte olduÇunu ispatladı, bu ispat Big Bang teorisi için çok büyük bir kanıttı. Hubble'ın bu buluşu teorinin büyük bir bilim kesimi tarafından kabul görmesini saÇladı, teoriyi kabullenmek istemeyen ve genişleyen evren modeline uygun deÇişik teoriler oluşturmaya çalışan bir kaç bilim adamı ise ancak1989 yılındaki "Big Bang" teorisinin kesin zaferine kadar dayanabildiler. Teorik hesaplamalara göre büyük patlamadan arda kalması gereken radyasyonu araştırmak üzere NASA tarafından 1989 yılında fırlatılan CUBE uydusu bu radyasyonu fırlatılışından sekiz dakika sonra belirleyerek "Big Bang" teorisini kesin olarak kanıtladı. Bu kanıttan sonra artarda gelen diÇer kanıtlar teoriyi desteklemeÇe devam etti. Evrendeki enerjinin bilinen kısmının büyük bölümü yıldızlarda, Hirojenin (H), füzyon sayesinde Helyuma (He) dönüşmesi ile oluşmaktadır. Bu enerji dönüşümü evrenin başlangıcından bu yana devam eden bir süreçtir. EÇer evren sonsuzdan beri var olsaydı hidrojenin tümünün helyuma dönüşmüş olması gerekirdi. Fakat şu an evrende var olan hidrojen, helyum oranı teorik hesaplamalara göre "Big Bang" 'den bu yana olması gerektiÇi gibidir. Bu ve benzeri bir çok delil "Big Bang" teorisinin güçlenerek ilerlemesini saÇlamaktadır.

Evrenin İlk Anları Ve Büyümesi

Büyük patlamadan önce madde varolmadıÇına göre maddeye baÇımlı olan zamanın varlıÇından da söz edilemez. Bu noktada bir fikir ayrılıÇı olmadıÇına göre Big Bang'den öncesinden söz etmemiz mümkün deÇil. Bizim inceleye bileceÇimiz, büyük patlama anında neler oldu? Nasıl oldu da böylesine büyük bir patlama ile bu kadar kompleks yapıya sahip bir evren oluştu? gibi soruların cevaplarıdır. Bu soruları ancak teorik kozmoloji verilerine dayanarak yanıtlaya biliriz. Fakat elimizde gerekli veriler olmadıÇı için Big Bang anını açıklamakta fizik teorileri yetersiz kalıyor. Daha önceki anlarda neler olup bittiÇi konusunda henüz kesin deliller bulunmadıÇı için şu an en fazla patlamadan sonraki 0,00001'inci saniyeden bahsedebiliriz. Patlama anında ortaya çıkan muazzam sıcaklık, patlamadan 0.00001 saniye sonra kuarkların (atom altı parçacıkların) proton ve nötronları oluşturabileceÇi seviye kadar düştü, bu noktada tek atomdan oluşan ve en basit yapıya sahip element olan H (hidrojen) elementi oluştu. Patlamadan birkaç dakika sonra milyar derece cinsinden ifade edilebilecek deÇere düşen sıcaklık sayesinde "döteryum", "helyum" ve "lityum" elementleri oluşmaya başladı. "Büyük Patlama" anından sonraki genişleme hızı çok hassas bir deÇerdedir. Yapılan teorik hesaplamalara göre bu genişleme hızı, gerçekte olandan milyarda bir daha yavaş gerçekleşseydi muazzam kütle çekim etkisi ile evren kendi üzerine çökerek tekrar yok olacaktı. Tersi bir şekilde, evrenin genişleme hızı milyarda bir daha hızlı olsaydı atom altı parçacıklar atomu ve dolayısıyla evrende var olan gök cisimlerini oluşturamayacak şekilde daÇılacaktı. İlk atomların ve elementlerin oluşmasından sonraki uzunca bir süre evren genişlemeye ve soÇumaya devam etti evren yeteri kadar soÇuduÇunda kütle çekiminin etkisi ile gazlar yoÇunlaşarak deÇişik gök cisimlerini oluşturmaya başladı. Evrende var olan hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler yıldızların oluşumundan sonra, bu yıldızların çekirdeÇinde gerçekleşen nükleer tepkimler ile üretilmiştir. Bu gök cisimlerinin bir araya gelerek niçin galaksileri oluşturduÇu henüz kesin olarak açıklanabilmiş deÇildir. Bunun açıklanması "kara enerji" ve "kara delik" olarak adlandırılan gök cisimlerinin tam olarak anlaşılmasına baÇlıdır. Sonuç olarak bu günün bilimsel şartları ile kesin bir şekilde açıklayamadıÇımız bir süreç sonunda evren şu anki kompleks yapısına geldi ve her geçen saniye genişlemeye devam ediyor.

Evrenin Yapısı

Yazımızın başında da bahsettiÇimiz gibi evren akıl almaz komplekslikte bir yapıya sahiptir. Evrenin bazı bölümlerinde çok büyük boşluklar varken, bazı bölümleri yoÇun bir şekilde gök cisimleri ille doludur. İlk bakışta daÇınık gibi görünen bu yerleşim şekli aslında Big Bang teorisinin ön gördüÇü şekilde, homojen bir evreni oluşturmaktadır. Evren, 400 milyon ışık yılından daha geniş bir bölümü incelendiÇinde homojenlik göstermektedir. Big Bang'den sonra hidrojen ve helyumdan oluşan gazlar kütle çekim enerjisi ve dönmelerinden kaynaklanan manyetik etkinin yardımı ile yoÇunlaşarak deÇişik gök cisimlerini oluşturdular. Yine bu Büyük Patlama sonucunda oluşan ve "kozmik fon ışınımı" adı verilen radyasyon bütün evrene yayılmış durumdadır. Gök cisimlerinin yoÇunluk gösterdiÇi bölgelere galaksi (gökada) adı verilmektedir. Kesin olmamakla beraber galaksilerin hemen hemen hepsinin merkezinde galaksiyi dengede tutan büyük bir karadelik varolduÇu tahmin edilmektedir. Fakat yapılan inceleme ve hesaplamalar var olan karadelik ve diÇer gök cisimlerinden kaynaklanan kütle çekim etkilerinin bu galaksileri bir arada tutmaya yetmeyeceÇi fark edilmiştir. Bu noktada teorik olarak var olan fakat tanımlanamayan ve gözlenemeyen başka bir maddenin varlıÇı bulunmuştur. Bilinen hiç bir fiziksel tanıma uymayan ve tamamen görünmez olan bu maddeye "karanlık madde" adı verilmektedir. Karanlık madde evrende var olan maddenin yaklaşık olarak %90'lık kısmını oluşturmaktadır. Karanlık maddenin dışında kalan ve tanımlana bilen gök cisimleri genel olarak gezegenler, meteorlar ve yıldızlardır. Ömrünü tamamlayan yıldızların ölümü ile oluşan beyaz cüceler, nötron yıldızları ve daha karmaşık bir yapıya sahip olan karadelikler evrenin en yoÇun ve hakkında en az bilgi bulunan diÇer cisimleridir. Ömrünü tamamlayan yıldızların "nebulla" adı verilen patlamaları sayesinde çekirdeÇinde üretilen aÇır elementler uzaya daÇılır ve meteor şeklinde gezegenlerin üzerlerine yaÇar. Bu yolla demir gibi aÇır elementler gezegenimize patlayan yıldızlardan bir hediye olarak gelmektedir.

Evrenin gerçek yapısının şu an bilinenden daha karmaşık olduÇu tahmin edilmektedir. Henüz açıklanamayan bir çok enerji şekli evrenin deÇişik bölümlerinde görev yapmaktadır. ÖrneÇin yakın dönemdeki bir keşfe göre, evren giderek yavaşlaması gerekirken aksine hızlanan bir genişleme göstermektedir. Bu genişlemenin nedenini ve kaynaÇını bir türlü açıklayamayan kozmologlar bu güce "karanlık enerji" adını verilmiştir. Günümüzde çoÇu hesaplara ve tahmine dayanan bir çok teori ileri sürülerek evrenin yapısı anlaşılmaya çalışılmaktadır. Fakat evreni tam olarak anlamak için çok geniş zaman dilimlerine uzanan ve belki de insan neslinin hiç birinin göremeyeceÇi kadar uzun sürecek inceleme ve gözlemlere ihtiyaç vardır. Tahminen, gelişen teknolojinin beraberinde getireceÇi ileri seviye teleskoplar ve geliştirilecek yeni gözlem sistemleri ile insan oÇlu çok kısa zaman dilimleri içerisinde kozmoloji alanında bu gün olduÇumuzdan çok daha büyük bilgilere sahip olacaktır.

Samanyolu Galaksisi

Şehir ışıklarından uzakta Ay'ın olmadıÇı açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan öbür başa kuşatan puslu, parlak bir şeriti sık sık görebiliriz. Eski insanlar bunu sütyolu "Milkway" olarak isimlendirmişlerdir. Bugün, bu puslu şeritin Güneşin de içinde bulunduÇu birkaç yüz milyon yıldızı içeren, disk şeklinde bir görünüm olduÇunu biliyoruz. Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun sayısız yıldızlardan ibaret olduÇunu keşfetti. 1780`li yıllarda William Herchel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak Güneş'in Galaksideki yerini çıkarmaya çalıştı. Hershel, Galaksinin merkezine doÇru yıldızların sayıca, büyük yoÇunlukta olduÇunu daha küçük yıldız yoÇunluklarının ise Galaksinin sınırına doÇru görüleceÇini düşündü. Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoÇunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş'in Galaksimizin merkezinde bulunduÇunu ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklıÇını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel`in görüşlerini doÇruladı. Kapteyn`e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc kalınlıÇında olup merkezi civarında Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş'in Galaksimizin merkezinde olduÇu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiÇinden daha sönük göründüklerini keşfetti. Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadıÇını uzak yıldızlardan gelen ışıÇı absorblayan, toz ortamın olduÇu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoÇunlaşmıştır.Yıldız ışıÇının, yıldızlararası ortam tarafından absorblanması sönükleşme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yıldızlararası sönükleşme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir başka ifade ile, Dünya'dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız yıldızlararası sönükleşmeden dolayı 2.5 kez daha sönük görülür. Galaksi merkezinde olduÇu gibi yoÇun yıldızlararası bulutların bulunduÇu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleşme idi. Sadece Galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemişlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının Galaksimizin merkezinde bulunduÇu fikrine sahip deÇillerdi. Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoÇunlaştıÇından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley'in öncülüÇünü yapmış olduÇu, pek çok Astronom, Güneş'in Galaksi merkezinden olan uzaklıÇını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklıÇın yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuştur. Galaksi merkezine olan uzaklık, diÇer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlıÇındadır. Galaksimizin çekirdeÇi, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel bulge (şişkin bölge) ile çevrilmiştir. Bu şişkin bölgenin şekli küreseldir

Bugün için, Galaksimize ait altı tane bileşenden söz edilmektedir. Bunlar; İnce Disk, Kalın Disk, Halo, Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın dışında bu bileşenlerde farklı türden yıldızlar bulunmaktadır. Halodaki yıldızlar, yaşlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae deÇişen yıldızları bu bileşende bulunmaktadır.

Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş gibi genç ve metal bakımından zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileşeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon nebulaları bu bileşenlerde bulunur.

Galaksimizin diskinin mavimtrak olduÇu anlaşılmıştır. Çünkü, diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların radyasyonu hakimdir. Merkezdeki şişkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yıldızlarının bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür. Nedeni ise, Galaksimizin bu bölgesinde daha soÇuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışıÇı absorbladıÇı için Galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine kadar beklemiştir.

Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uÇramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara sahip olduÇunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden Galaksimizin disk yapısı hakkında önemli ipuçları tespit edilmiştir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüÇü zaman ortamın toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü deÇişir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır.

1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, (Şekil 4) den de görüleceÇi üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştıÇından, deÇişik gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür. Galaksimizin 21 cm lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Galaksimizin spiral yapısına ait en önemli ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiştir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır.

Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduÇunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doÇrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıldıÇında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. İki büyük koldan diÇer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.

Spiral kollar, Galaksinin döndüÇünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar Galaksimizin merkezine düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi hakkında önemli ipuçları saÇlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katı bir cisim gibi dönmediÇini oldukça diferansiyel olarak döndüÇünü açık olarak göstermektedir. İsveçli Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş'in hızının 250 km/sn olduÇunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduÇunu gösterir. Güneş'in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.

Buradan Galaksimizin kütlesinin, Güneş'in kütlesinin 1.1x1011 katı olduÇu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize sadece Güneş'in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. Güneş'in yörüngesinin dışarısındaki madde, Güneş'in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin üçüncü kanununa yansımaz. Bugün, hala Galaksimizin gerçek sınırı tespit edilemedi mutlaka şaşırtıcı bir madde miktarı, Galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel daÇılım halinde Galaksimizi kuşatmalı. Bu maddeden dolayı, Galaksinin toplam kütlesi en azından Güneş kütlesinin 6 x 1011 katı veya daha fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bunun için bu bölgeye "Karanlık Madde" adı verilir. Bu bölgede yıldız yoktur, ve varlıÇı çekim kuvvetinin varlıÇından anlaşılmaktadır.

Yıldızlar

İçinde yaşadıÇımız Evreni tanıma çabaları yüzyıllardır sürüyor. Bu çabalar sonucunda pek çok gökcisminin yapısı anlaşıldı. Bunlarla birlikte yıldızların yapılarının anlaşılması da içinde bulunduÇumuz yüzyılda gerçekleşti ve Evren'deki yerimizin özel olmadıÇının farkına varıldı.
Fizikçi Sir Arthur Eddington, daha 1920'li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız gibi 'basit'bir cismin nasıl çalıştıÇının anlaşılabileceÇini söylemişti. Nitekim, 30 yıl içerisinde gerçekten, bir yıldızın nasıl 'çalıştıÇı'sorusu çözüldü.
Geceleri, gökyüzüne baktıÇımızda, binlerce yıldız görürüz. GördüÇümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diÇerlerine oranla daha yakın, bu nedenle de parlak görünen yıldızlardır. Bu parlak noktaların güzelliÇi ve ulaşılmazlıÇı, çok eski çaÇlardan bu güne insanların ilgisini çekmiş; onların oluşturdukları şekilleri, birtakım tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da günlük hayatta kullanılan araç-gerece benzetmişlerdir.
Sadece bununla da kalmayıp, gökyüzünü belirli bölümlere ayırarak, her bölgeye içinde bulunan takımyıldızın ismini vermişlerdir. Yıldız katologları oluşturarak, her bölgedeki gökcisimlerini konumlarına göre isimlendirmişlerdir.
19. yüzyılın sonlarına doÇru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine baÇlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı. Bugün, bir yıldızdan kaynaklanan ışıÇı, yeryüzünde yapacaÇımız birkaç basit işlemle hesaplayabiliyoruz. Bir takım spektroskopik ve fotometrik ölçümler (tayf ve ışık ölçümleri) yardımıyla bir yıldızın nasıl "çalıştıÇını" anlayabiliyoruz.
Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20. yüzyılın başında, yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline getirdiler. Hertzsprung ve Russell, bekledikleri gibi, bir yıldızın sıcaklıÇı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduÇunu gördüler. Çıplak gözle gördüÇümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eÇri oluşturuyordu.
Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diagram, (H-R diagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu. H-R diagramında, parlaklıÇı çok az, ancak sıcaklıÇı çok yüksek olan beyaz cüceler; ya da, parlaklıÇı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın sıcaklıÇı düşük olan kırmızı devler, anakolun dışında kalırlar.
EÇer, bir yıldız, termodinamik açıdan dengeye gelmişse, bu yıldızın parlaklıÇı ve sıcaklıÇı arasında bir ilişki vardır. Toplam ışıma şiddeti, yarıçapı "r" olan bir kürenin yüzey alanı (4 x pi x r2) ve sıcaklıÇın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır. Yıldızın mutlak ışıma şiddeti biliniyorsa (mutlak ışıma şiddeti, belirli bir uzaklıktaki ölçülen ışıma miktarıdır), bu yıldızın yarıçapı hesaplanabilir.
Güneş'in yaydıÇı toplam ışıma gücü, 4x1026 Watt'tır ve yüzey sıcaklıÇı 6000 K (Kelvin) olarak ölçülmektedir. Güneş'in çekirdeÇindeki sıcaklık ise, ancak yapısının anlaşılmasından sonra belirlenebildi. Buna göre, Güneş'in merkezindeki sıcaklık yaklaşık 10 milyon derecedir.
Güneş, ortalama bir yıldız olduÇuna göre diÇer yıldızları onunla karşılaştırabiliriz. Bu, onların yapısının anlaşılmasında oldukça yardımcı olmaktadır. Bu nedenle, genellikle Güneş'in özellikleri diÇer yıldızları tanımlarken birim olarak kabul edilir. Güneş'in kütlesi 2x1033 gram; yarıçapı ise yaklaşık 700 bin kilometredir.
DiÇer yıldızlara baktıÇımızda, Güneş'in %5'i kadar kütleden başlayıp, 100 Güneş kütlesine kadar deÇişen kütleler görmekteyiz. Daha küçük kütlelere sahip yıldızlar yoktur; çünkü, bu kütlelerde, yıldızın çekirdeÇi nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Kütlesi çok büyük olan bir yıldız ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattıÇı basınç yıldızı patlatır.
Peki, bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütle çekimidir. Yıldızlar, genellikle duraÇan bir yapıya sahip olduklarına göre, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynaklanan bir basınç kaynaÇına ihtiyaç vardır. Bir yıldızı oluşturacak gaz bulutu çökmeye başladıkça, basıncının artmasıyla birlikte, sıcaklıÇı da artar.
Gaz bulutu, belirli bir sıcaklıÇa ulaştıÇında, merkezindeki sıcaklık, yeterli basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Ancak, sıcak gazın oluşturduÇu bu yıldız, enerjinin korunumu ilkesine göre, yaydıÇı ışınımdan dolayı enerji kaybedecektir ve bu nedenle zamanla soÇuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç kaynaÇını kaybeden yıldız ise çökmeye başlayacaktır.
19. yüzyılda, Güneş'i ve diÇer yıldızları inceleyen bilim adamları, bu gökcisimlerinin ışıma şiddetlerinin; dolayısıyla da enerji yayma güçlerinin önemli ölçüde deÇişmediÇini fark ettiler. Bu cisimlerin, çok büyük yapıya sahip olduklarını göz önüne alarak soÇumalarının milyonlarca yıl alacaÇını düşündüler. Ancak, Dünya'daki bazı jeolojik kaynaklardan elde edilen veriler, Güneş'in çok daha yaşlı olduÇunu gösteriyordu. Bunun üzerine, astrofizikçiler, Güneş'in sürekli bir enerji kaynaÇı olması gerektiÇini düşündüler.
Dünya'daki jeolojik kaynaklardan edinilen bilgilerin deÇerlendirilmesi sonucunda, Dünya'nın yaşının yaklaşık beş milyar yıl olduÇu hesaplandı. Güneş'in de en azından beş milyar yaşında olduÇunu hesaplayan bilim adamları, yaydıÇı ışımayı ölçerek Güneş'teki her bir atoma ne kadar enerji düştüÇünü buldular. Bu hesaba göre, Güneş'in her atomunun, yaklaşık bir milyon elektron Volt enerji yaymış olması gerekiyor.
Bu miktardaki bir enerjinin, kimyasal olaylar yoluyla ortaya çıkması olanaksızdı. 1919-1920 yıllarında, Fransız fizikçi Jean Perrom ve İngiliz fizikçi Arthur Eddington, bu enerjinin kaynaÇının nükleer dönüşümler olduÇunu iddia ettiler. Bu iddia, bilim adamlarının ne kadar güçlü bir önseziye sahip olduklarını gösteriyor. Çünkü, bu enerjinin ortaya çıkabilmesi için, atom çekirdeklerinin devreye girmesi gerekir. O tarihlerde, atom çekirdeklerinin varlıÇı ve ne kadar enerjiye sahip oldukları bilinmesine karşın, nükleer tepkimeler (çekirdek tepkimeleri) daha bütün yönleriyle anlaşılmış deÇildi.
Bir çekirdek tepkimesini anlayabilmek için, Kuantum MekaniÇi'nin anlaşılması gerekiyordu. 1920'li yıllarda, Kuantum MekaniÇi'nin matematiksel bir teori olarak ortaya çıkarılmasıyla birlikte, çekirdek tepkimeleri de anlaşılmaya başlandı. Einstein'in ünlü E=mc2 formülüne göre, enerji farkının, kütle farkının ışık hızının karesiyle çarpımına eşit olması (E1-E2=(m1-m2)c2 ) gerekir.
Bu bilgilerin, astrofiziÇe uygulanması hemen hemen aynı zamanlara rastlıyor. Evren'deki temel madde olan hidrojenin atom çekirdeklerinin dördü bir araya geldiÇinde bir helyum atomu çekirdeÇi ve belirli bir miktar enerji ortaya çıkar. Atkinson ve Guthermans adlı iki fizikçi, bu enerjinin yaklaşık 6 milyon elektron Volt olduÇunu buldular ve yıldızın ortasında iki hidrojen atomunun çarpışarak bir helyum atomu oluşturma ihtimalini hesapladılar. Bunu Güneş'in yaymakta olduÇu enerjiyle karşılaştırdıklarında Güneş'i dengede tutabilecek enerjinin kaynaÇını bulduklarını anladılar: Hidrojenin helyuma dönüşmesi.
Yıldızların anlaşılmasında ilk adım olan bu olayın güzel bir hikayesi vardır. 1929 yılında, Guthermans ve Atkinson, konuyla ilgili makalelerini yazıp bitirdikten sonra, Guthermans kız arkadaşıyla bir yürüyüşe çıkar. Arkadaşının, "Yıldızlar ne güzel parlıyor!" sözüne karşılık, Guthermans, böbürlenerek şöyle der: "Ben, dünden beri onların niçin parladıklarını biliyorum".
Bu ilk adımdan sonra, birçok bilim adamı konuya yöneldi. Araştırmalar yapıldı. Bunların sonucunda, bir takım basit hesaplarla, bir yıldızın kütlesi ne kadar olursa, içerisindeki sıcaklık ne olmalı? Bu sıcaklıkta enerji üretimi ne kadar olur? Enerji üretimi yıldızın çekimini hangi yarıçapta dengeler? türünden sorulara yanıtlar bulundu.
Bir yıldızın denge durumunda kalabilmesi için, kütle çekiminin oluşturduÇu kuvvetin bir şekilde, karşı bir kuvvetle dengelenmesi gerekmektedir. Dışarı doÇru olan kuvvetleri yaratan basınç, içeriye doÇru olan kütleçekiminin yarattıÇı basınçtan daha az olmamalıdır ki, yıldızın çökmesine engel olsun. Bu duruma, "hidrostatik denge" adı verilmektedir.
Öte yandan, yıldızın parlaması için, içeriden dışarıya doÇru bir enerji akışı olması gerekir. Enerji, yıldızda basıncın ve sıcaklıÇın en yüksek olduÇu çekirdek kısmında üretilir. Çekirdek, tepkimelerin gerçekleştiÇi bölgedir. Yıldızın dengede kalabilmesi için, üretilen enerjinin dışarı atılması gerekir. Yıldızın çok sıcak çekirdeÇinde üretilen enerji, yıldızın içerisinden geçerek, yüzeyden dışarı çıkar. Bir yıldızın ürettiÇi enerji ne kadar fazlaysa, ışıma şiddeti de o kadar fazla olur.
Bir yıldızın yapısı, enerji üretimi, sıcaklık, basınç ve yoÇunluk gibi deÇerleri birbirine baÇlayan denklemler çözülerek, anlaşılabilir. Bu denklemlerin hassas çözümleri, ancak 1950’li yılların ilk kuşak bilgisayarları ile gerçekleştirilebildi. ÖrneÇin, sıcaklıÇı bilinen bir yıldızın, yarıçapı, parlaklıÇı, kütlesi ve bunlara baÇlı olarak da ömrünün ne kadar olacaÇı hesaplanabildi.
1920’li yıllardan bu yana, geçen süre içinde temel fizik kanunları ve nükleer fizik (çekirdek fiziÇi) kullanılarak, yıldızların yapısı ve evrimi aşama aşama çözüldü. Yapılan hesapların doÇruluÇu, gözlemlerle de kanıtlandı. Bugün, bazı nükleer tepkimeler Dünya’da reaktörlerde ve nükleer silahlarda kullanılıyor.
Termonükleer tepkimeler olarak adlandırılan, hidrojenin helyuma dönüştürülmesi olayının Dünya’da gerçekleştirilmesi, muazzam bir enerji kaynaÇı olabilir; ancak, şu anda ciddi mühendislik problemleri bunun gerçekleştirilebilmesini engelliyor. Yeryüzünde, henüz, ortaya çıkacak bu denli yüksek sıcaklıklara dayanabilecek bir ortam yaratılabilmiş deÇil. Yıldızlarda ise, termonükleer tepkimeler kendiliÇinden, doÇal olarak gerçekleşiyor. Kütle çekimi, hidrojeni, tepkimeler için gerekli olan basınçta ve sıcaklıkta tutabiliyor.
Yıldızların yapısının anlaşılması, Evren'de en çok bulunan madde olan hidrojenin dışındaki maddelerin nasıl oluştuÇunu da açıklıÇa kavuşturdu. Evren'deki, hidrojenden aÇır, demire kadar bütün maddeler, yıldızların içerisinde, nükleer tepkimelerle (çekirdek tepkimeleriyle); demirden aÇır olanlar ise, bu yıldızların patlamalarıyla oluşan süpernovaların ortaya çıkardıkları çok büyük enerji sayesinde oluşmaktadır.
Patlamalarla daÇılan maddeden yeni yıldızlar oluştukça, Evren'deki maddenin kompozisyonu zenginleşmektedir. Vücudumuzu ve etrafımızdaki maddenin çoÇunu, yıldızlarda ve süpernovalarda oluşan elementler meydana getirir. Bizi ve etrafımızdaki tüm cisimleri oluşturan maddenin, yıldızlarda "pişirilmiş" olduÇunu düşünebiliriz.
Bir yıldızın, evrimine hidrojeni yakarak başladıÇını belirtmiştik. Yıldız ilk aşamada enerjisini, hidrojeni helyuma dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir diÇerini yakmaya başlar. Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyle, helyum atomları birbirleriyle tepkimeye girer ve karbon atomları oluşur.
Helyumun yanmasıyla birlikte, yıldızın merkezindeki sıcaklık, çok daha yüksek bir düzeye ulaşır ve çekirdeÇin etrafındaki hidrojenin de yanmasını saÇlar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıldızın genişlemesine yol açar. Yıldız bu aşamada, H-R diagramında, ömrünün büyük bir dönemini geçirdiÇi ana koldan ayrılır. Böylece, yıldız bir kırmızı dev haline gelir.
EÇer yakıt miktarı ve yakıtı oluşturan maddeler sonsuz miktarda olsaydı, yıldızın evrimi sürekli olacaktı. (Büyük kütleli bir yıldız, çekirdeÇindeki nükleer tepkimelerde sırasıyla şu maddeleri yakar: Hidrojen, helyum, karbon, neon, oksijen, silisyum.) Ancak, yakıtın sınırlı oluşunun yanında, tepkimeler, en düşük ve kararlı enerjiye sahip olan demir oluşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeler sona ererek yıldız evriminin "çekirdek yanması" kısmı sona erer. Artık basıncı dengeleyecek bir kuvvet kalmadıÇı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi yıldızın çökmeye başlamasına yol açar.
Farklı yakıtların yakıldıÇı her aşamada biraz daha yüksek sıcaklıklar ortaya çıkar. Bu nedenle, yakıt daha çabuk tükenir; yani, her evre bir öncekinden daha hızlı geçer. Son evrelerde, artık bu bir patlama şeklinde gerçekleşir ve ortada yalnızca demirden bir çekirdek kalır. Bu aşama, yıldızın "ölümü" olarak kabul edilir. Artakalan maddenin kütlesine baÇlı olarak oluşacak cisimler ise üç gruba ayrılır: Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve karadelikler.
Beyaz cüceler, aşaÇı yukarı güneş kütlesinde ve yarı çapları Dünya’nınki kadar olan cisimlerdir. Bu çok yoÇun cisimleri çökmeden koruyan kuvvet "dejenere elektron basıncı" olarak adlandırılır. Pauli Prensibi’ne göre, iki elektronun aynı yerde bulunması olanaksızdır. Burada, dejenere elektron basıncı devreye girer. Bir beyaz cücede, çöken madde öyle yoÇun hale gelir ki, elektronlar birbirlerinin üzerine gitmeye zorlanırlar.
Nötron yıldızları ise, beyaz cücelere kıyasla çok daha yoÇun cisimlerdir. Yıldızın, bir nötron yıldızı olabilmesi için, yıldızdan artakalan çekirdeÇin kütlesinin, 1,4 ile 2,5 güneş kütlesi arasında olması gerekir. Tipik bir nötron yıldızının çapı, yaklaşık 10 kilometredir ve yoÇunluÇu da yaklaşık 100 milyon ton/cm3‘tür. Yani nötron yıldızının bir çay kaşıÇı miktarı yaklaşık 100 milyon ton aÇırlıktadır.
Bir atomu oluşturan temel parçacıklar, nötronlar, protonlar ve elektonlardır. Bir nötron yıldızının içerisinde ise sadece nötronlar vardır. Çünkü, basınç o kadar yüksektir ki, elektronlar ve protonlar birleşerek nötronlara dönüşürler. Bir nötron yıldızının içerisindeki yoÇunluk, bir atomun çekirdeÇindeki kadardır. Yani nötronlar birbirine bitişik olarak durmaktadırlar. Aynı, Pauli Prensibi’nde elektronlar için olduÇu gibi, bu basınçta, nötronlar daha fazla sıkışamazlar ve yıldız denge konumuna gelir.
Nötron yıldızları, gözlenebilen en yoÇun yıldızlardır. Çökmeden önce, belirli bir açısal hıza sahip olan yıldızın hızı, yıldız çökmeye başladıkça giderek artar. (Bu, kolları yana açık olarak dönen bir buz patencisinin, kollarını kapatarak hızlanmasına benzer.) Nötron yıldızları gibi çok çökmüş gökcisimleri çok hızlı dönerler. İletken bir cisim çökerse, yani yoÇunluÇu artarsa, manyetik alan şiddeti de artar. Buna dayanarak nötron yıldızlarının manyetik alana sahip olduklarını söyleyebiliriz.
Bu çok güçlü ve çok hızlı dönen mıknatıslar, elektromanyetik dalgalar üretirler. Nötron yıldızlarını, Evren'de kendi kendine oluşmuş birer "radyo istasyonu" olarak düşünebiliriz.
Bu "radyo istasyonu" her yöne yayın yapmaz. Çünkü, dönen bir mıknatıs her yöne deÇil, kutupları doÇrultusunda ışınım yapar. Kutuplarda ivmelenen yüklü parçacıklar, kutupların doÇrultusunda bir ışınım fışkırmasına yol açarlar. EÇer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, biz bu ışınımı atmalar (pulse) olarak görürüz. Yıldızın her dönüşünde, bu ışınım bakış doÇrultumuzdan bir kez geçer. Bu şekilde gözlenen nötron yıldızlarına atarca (pulsar) adı verilir.
İlk atarca, 1967 yılında tesadüfen keşfedildi. Doktora öÇrencisi Joustin Bell tarafından farkedilen düzenli bir sinyal yaklaşık bir yıl boyunca bilim adamlarının kafasını karıştırdıktan sonra, olayın aslı anlaşıldı. Çok düzenli ve hızlı olan bu sinyallerin, ancak küçük çaptaki bir gökcisminin dönüşünden kaynaklanabileceÇini tahmin eden astronomlar, böylece, o zamana deÇin sadece teoride varolan nötron yıldızlarının varlıÇını kanıtladılar. Bugün bilinen yaklaşık 600 atarca vardır. Bilinen en hızlı atarca ise saniyede 642 defa dönmektedir.
EÇer, ölen yıldızdan artakalan çekirdeÇin kütlesi 2,5 Güneş kütlesinden büyükse, artık bu yıldızı dengede tutacak herhangi bir kuvvet yoktur. O halde, bu yıldız sonsuza deÇin çökecek; ancak, biz bunu belli bir aşamadan sonra göremeyeceÇiz. Bir cismi görebilmemiz için, bu cisimden kaynaklanan ya da yansıyan ışıÇın gözlerimize ulaşması gerekir.
EÇer, 2,5 güneş kütlesindeki bu cisim, 3 kilometreden küçük bir çapa kadar sıkışırsa, bu cismin kütleçekimi, hiçbir şeyin, ışıÇın bile bu cisimden kaçmasına olanak tanımaz. Bu nedenle bu cisimlere "karadelik" adı verilir.
Hiç ışık yaymadıÇı ve yansıtmadıÇı için, bir karadeliÇi doÇrudan gözlemek mümkün deÇildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlıÇını anlamak hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor. Yöntemlerden birisi şudur: EÇer, bir ikili yıldız sisteminin üyerinden birisi kara delikse, ve eÇer yıldızdan karadeliÇe bir madde akışı oluyorsa, karadeliÇin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçlü x-ışınları yayar. Bu güçlü ışınım, bir karadeliÇin varlıÇının göstergesi olabilir.
DiÇer bir yöntem, "kütleçekimsel mercek" olarak bilinen etkiden yararlanılmasıdır. KaradeliÇin yarattıÇı çok güçlü kütleçekimi, yakınından geçen ışık ışınlarının bükülmesine neden olur. Yani karadelik, bir mercek gibi davranır. Eger bir karadelik, uzaktaki bir ışık kaynaÇıyla Dünya’nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uÇrar.
Bugüne kadar, Samanyolu içerisinde, bir kütleçekimsel mercek etkisine rastlanmadı. Buna karşın, çok uzaklarda bulunan kuasarlarla aramıza giren karadelikler tespit edildi.

10-02-2007, 12:21	#1 (permalink)
mRv Yine Yeni Yeniden :) Üyelik tarihi: May 2005 Nerden: MaviLerin Icınden :) Yaş: 23 Mesajlar: 4,660 Teşekkürler: 168 123 Mesaja 173 Teşekkür edildi Rep Gücü: 38010 Rep Puanı: 379843 Rep Seviyesi: Resimlerim: (0)	Uzay CoÇrafyası Dünya ve Evren Dünyamız Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldız sistemlerinden güneş sisteminde yer alır. Bütün gezegenler elips şeklinde bir yörüngede hareket ederler. ONUNCU GEZEGENİMİZ "SEDNA" 16 Mart 2004 — Adını Eskimo kültüründe okyanus tanrıçası Sedna’dan alan göktaşı, 10 bin 500 Dünya yılı ile Güneş Sistem’nin en uzun yörüngesine sahip. Gezegenin keşfi ile astronomlar arasında yeni bir tartışma başladı. Sedna’nın bir gezegen olup olmadıÇı üzerine kafa yürüten bilim adamları, bu şekilde gezegen kavramını ve Güneş Sistemi’nin de yapısal özelliklerini gözden geçiriyorlar. Güneş Sisteminin 10. Gezegeni 'Buz ve Kaya KrallıÇı' mı? Kısa adı NASA olan Amerikan Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi tarafından fırlatılan Sedna 4 teleskobu, Güneş Sistemi'nde yeni bir gezegen keşfetti. EÇer bulgular doÇruysa, 74 yıllık '9 gezegen' bilgisi tarihe karışacak. BBC'de yayınlanan habere göre, NASA tarafından uzaya fırlatılan Sedna 4 teleskobu tarafından gönderilen bilgilerle, Plüton gezegeninden daha büyük olduÇu sanılan yeni uzay cismi, ispat edilmesi halinde Güneş Sistemi'nin 10. gezegeni olacak. Ancak astronomlar, bu cismin halen Güneş Sistemi'nin bir üyesi olup olmadıÇını araştırıyorlar. Daha önce de Hubble Teleskobu tarafından tespit edilen cisimle ilgili detaylı bilginin bu hafta içinde NASA tarafından dünya kamuoyurna açıklanacaÇı kaydedildi. En son 1930 yılında varlıÇı ispatlanan Plüton gezegeninden bu yana Güneş Sistemi'nde 9 gezegen olduÇuna dair bilim öÇretisini alt üst edecek olan 'yeni gezegen', bilim adamları tarafından 'Buz ve Kaya KrallıÇı' olarak ifade ediliyor. GÜNEŞ SİSTEMİ’NİN SINIRINDA Sedna, 10 bin 500 Dünya yılı süren Güneş’in etrafında bir tam dönüşü esnasında, yıldıza sadece çok kısa bir süre için yaklaşıyor, ancak bi gezegenin ısınmasına yetmiyor. Gözlem adı 2003 VB12 olan Sedna kızıl parlak bir renge sahip; bilim adamları parlak kızıl rengin, gezegenin bulunduÇu Güneş Sistemi’nin dış bölgeleri için oldukça olaÇandışı bir durum olduÇunu belirtiyorlar. Dr. Brown, Sedna gibi Güneş Sistemi’nin sonu sayılacak bir mesafeden Güneş’in hissedilmediÇini belirtti. Dr. Brown, Sedna gezegeninde bulunan bir kişinin Güneş’i toplu iÇne ucu büyüklüÇünde göreceÇini ifade ediyor. Bilim adamları Sedna’nın yüzey ısısının -240 derece olduÇunu ve bu deÇerin son 4.5 milyar yıldır deÇişmediÇini belirlediler. GEZEGEN ‘MADEN’İ Sedna 1930’da Plüton’nun keşfinden sonra bulunmuş en büyük gök cismi. Kimi astronomlar Sedna’nın Plüton’dan da daha büyük olabileceÇini tahmin ediyorlar. California Institute of Technology astronomlarından Prof. Michael Brown liderliÇinde yürütülen bir araştırma projesi kapsamında keşfedilen Sedna, Dünya’dan 10 milyar kilometre uzaklıkta Kuiper KuşaÇı olarak bilinen bölgede yeralıyor. Kuşakta bulunan binlerce göktaşından şimdiye dek yaklaşık 400 tanesi tam olarak keşfedildi. Sedna’nın da içinde bulunduÇu Kuiper KuşaÇı, astronomlar tarafından bir “maden” olarak nitenlendiriliyor. Yüzlerce buzdan göktaşı içeren Kiuper KuşaÇı’nda, 2000’de Varuna (900 km), 2001’de Ixion (1.065 km) ve 2002’de Kuaoar (1.200 km) gezegensileri tespit edilmişti. Şubat ayında ise 1.800 km çapında, 2004 DW gözlem adı ile bir başka gezegensi keşfedilmişti. Bünyesinde binlerce benzer büyüklükte gök cisminin bulunduÇu Kuiper KuşaÇı Sedna veya daha büyük yeni keşiflere gebe bir bölge. Sedna’nın daha önce bulunan benzer göktaşlarından farkı kendi başına bir yörünge tutturmuş olması. Arizona’da bulunan Tenagra Gözlemevi gezegenin yörüngesini belirlemek üzere çalışmalara başladı. GEZEGEN’LİK TARTIŞMASI Sedna’nın keşfi gezegen kavramının sorgulandıÇı ve belki de yeniden tanımlanacaÇı tartışmaları da alevlendirdi. Bir grup astronom Plüton’nun dahi bir gezegen olmadıÇını düşünüyor. Yapılacak gözlemler sonunda, Plüton’u gezegen sayılması için yeterli koşulların Sedna için de geçerli olduÇuna dair fikir birliÇi oluşursa, Güneş Sistemi’nin on gezegeni olacak. Bilim çevreleri, göktaşının bir gezegen olarak deÇer kazanmasının daha geniş gözlemler gerektirdiÇinin altını çiziyorlar. Bunların başında da göktaşının baÇımsız Güneş merkezli bir yörüngesi olması kuramı geliyor. Sedna’nın eliptik yörüngesinde Güneş’in etrafında tam dönüşünü 10.500 yılda tamamladıÇı belirtildi. Uzun çapı 135 milyar kilometre ile Sedna’nın yörüngesi Güneş Sistemi’ndeki en uzun yörünge. Gezegeni keşfeden Dr. Micheal Brown, göktaşını gezegen yerine, kaya ve buzdan oluşan ve hacmen daha ufak olan “gezegensi” (planetoid) olarak nitelemeyi tercih ediyor. Brown Sedna’nın yeterince yüksek bir yoÇunluÇa sahip olmadıÇını düşünüyor. Keşfi Havaii’deki Gemini Observatory’den Michael Brown ve Chad Trujillo ve San Diego’daki Palomar Gözlemevi’nden Yale Üniversitesi astronomu David Rabinowitz birlikte yaptılar. Ekip Sedna’nın etrafında dönen bir de uydusu olduÇunu keşfetti. GÜNEŞ Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız, Dünya’dan ortalama 149.591.000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş’in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha aÇır elementleri içerir. 1,99x10(33) erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer’de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir. Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha aÇır olan bilinen en büyük yıldızlara karşılaştırılınca, Güneş, astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer. Ama kütlesi ve yarıçapı, Gökadamız’daki (samanyolu) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüÇüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yer’den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklıÇı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce” diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaydıÇı ışıÇın tayf şiddeti, 5000 A’ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışıÇının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir.İçinde yaşadıÇımız Evren'i tanıma çabamız, binlerce yıldan bu yana sürüyor. Günümüzde, en modern teleskoplar sayesinde, Evren'in en uzak köşelerini, milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz. Oysa, Evren'de küçücük bir nokta gibi kalan, içinde yaşadıÇımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu. Uzay ÇaÇı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü, Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün, gerek bu çalışmalara gerekse çevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz. Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuÇu düşüncesini, aynı zamanda bir fizikçi de olan Prusyalı filozof, Immanuel Kant ortaya attı. Kant, ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduÇunu canlandırdı düşüncesinde. Başlangıçta homojen daÇılmış bu gazda, doÇal olarak zamanla bir takım kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar, kütlelerin birbirini çekmesine, dolayısıyla da gazın belli bölgelerde topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki, bu topaklar neden disk biçimini alıyordu? Kant, bunu da çözdü. Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz topakları, sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu, çok temel bir fizik ilkesine, "Momentumun Korunumu İlkesi" ne dayanır. Bu ilke, genellikle bir buz patencisi örneÇiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi, kollarını kapadıÇında hızlanır. Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topaÇının incelerek bir disk biçimini almasını saÇlar. İşte, bu disklerden birisi Güneş Sistemi'mizi oluşturmuştur. Güneş’le ilgili modern çalışmalar, Galilei’nin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneş’in dönüşünü bulmasıyla 1611’de başladı. Güneş’in büyüklüÇüne ve Yer’den uzaklıÇına ilişkin ilk yaklaşık doÇru belirleme, 1684’te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi’nin 1672’de Mars’ın Yer’e yaklaşması sırasında yaptıÇı nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814’te Güneş’in soÇurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859’da bunun fiziksel yorumunun yapılması, güneş astrofiziÇi çaÇını başlattı; bu dönemde, Güneş’i oluşturan maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanaÇı doÇdu. 1908’de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939’da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadıÇı rolü aydınlattı. Yeni gelişmeler, bilim adamlarının Güneş’le ilgili görüşlerini deÇiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgarının doÇrudan doÇruya belirlenmesi 1962’de gerçekleştirilmiş, Güneş’in yüksek hızlı tekrarlanan akıntılarının kaynaklarıysa 1969’da taç (korona) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir. Kant'ın bu düşüncesi, daha sonra birçok gökbilimci tarafından kabul gördü; ancak, herhangi bir yıldızın çevresinde böyle bir oluşum gözlenemediÇi için, 1980'lere deÇin bu düşünce, bir varsayım olarak kaldı, kanıtlanamadı. Sonra, gökbilimciler, T BoÇa türü yıldızların, yaklaşık üçte birinin, normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydıÇını keşfettiler. Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaydıÇı kısa dalgaboylu ışınımı soÇuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda, yani kızılötesi ve radyo dalga boylarında ışınım yayıyordu. Birkaç yıl sonra, gökbilimciler bazı yıldız oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık, toz içeren diskleri doÇrudan görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun keskin gözleriyle yapılan gözlemlerde, 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylece, genç yıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu. TERİMLER EVREN(KAİNAT):Madde ve enerjiden oluşan başı ve sonu olmayan sistemdir. UZAY:İçerisinde gök cisimleri bulunan sonsuz boşluktur. SAMANYOLU GALAKSİSİ:Güneş sistemimizin içerisinde yer aldıÇı yıldız topluluÇudur.Bu galaksinin çapı yaklaşık 100.000ışık yılıdır.(Bir saniyelik ışık birimi 300.000 km’dir. YILDIZ:Isı ve ışık yayan gök cismidir.Güneş bir yıldızdır. GEZEGEN:Güneşten aldıÇı ısı ve ışıÇı yansıtan gökcismidir. 1)İÇ GEZEGENünya ile güneş arasında bulunan Merkür ile Venüs gezegenleridir.Bu gezegenler güneş’e dünyadan daha yakındır.Kütleleri dünyadan küçüktür. 2)DIŞ GEZEGEN:Güneş’e dünyadan daha uzak olan gezegendir.Güneş sistemi içerisindeki gezegenlerden; Güneş’e en yakın olanı Merkür, en uzak olanı Plütondur.En büyük olanı Jüpiterdir.Jüpiter henüz soÇuyamamış gaz kütlesi halindedir. UYDU:Gezegenlerin etrafında dönen gök cisimleridir.Bunlarda güneş ışıÇı yansıtarak görülürler. KUYRUKLU YILDIZ:Güneş sistemi içinde yer alan ve etrafında irili ufaklı taşlar, gaz ve toz tabakası bulunan gök cisimleridir. METEOR:Uzayda gezegenlerin yada uyduların parçalanmasıyla oluşan taş parçalarıdır. Evrenin Oluşumu Uçsuz bucaksız gökyüzüne bakıp da hayran olmamak elde deÇildir. Çıplak gözle görülebilen sayısız yıldız bile evrenin ne kadar karmaşık bir yapıda olduÇunu fark etmemiz için yeterli. Ama çıplak gözle gördüÇümüz gökyüzü evrenin milyarda birlik bir kısmını bile temsil etmiyor. Gerçekte evren insan aklının almakta zorluk çekeceÇi bir büyüklüÇe ve karmaşıklıÇa sahip. Güneş sistemini barındıran Samanyolu galaksisi dahil yaklaşık 100 milyar galaksiden ve sayısız gök cisminden oluşan devasa boyutlardaki evrenin çapı, devamlı genişlemeÇe devam etmektedir. Evren büyüklüÇü yanında, ilginçliÇi ve karmaşıklıÇı ile de akıl sınırlarını zorlamaktadır. Evrende var olan enerjinin sadece %10'luk kısmı tanımlana bilen maddelerden (gezegenler, yıldızlar, karadelikler ve çeşitli gazlar) oluşmaktadır, geri kalan enerjinin %90'lık kısmı "Karanlık madde" ismi verilmiş olan gözlemlenemeyen ve tanımlanamayan maddelerden oluşmaktadır. Bu denli büyük ve karmaşık olmasına raÇmen, evrende var olan sayısız gök cismi eşi görülmemiş bir denge örneÇi göstermektedir. Evrenin tüm bu özellikleri kozmolojiyi bilim adamları için en popüler bilim dallarından biri haline getirmiştir. Şu an yaşamakta olan ve günümüze dek yaşamış tüm büyük bilim adamları evreni araştırmış ve özellikle teorik kozmoloji alanında çok büyük çalışmalar yapmışlardır. Big Bang Teorisi(Büyük Patlama) Bilim adamları böylesine kompleks bir yapıya sahip olan evrenin oluşumu hakkında tarih boyunca deÇişik fikirler ve teoriler ortaya atmışlardır. Fakat diÇer konulardaki anlaşmazlıklara raÇmen günümüzde evrenin başlangıcı konusu, bilim adamları arasındaki tam bir fikir birliÇi ile "Big Bang" adı verilen teoriye dayandırılmaktadır. Bu teori evrenin 10-20 milyar yıl önce "yoktan var edildiÇini" ileri sürmektedir. Yani zamanımızdan 10-20 milyar yıl önce madde ve zaman yokken "Big Bang" adı verilen büyük bir patlama ile aniden madde ve zaman yaratılmıştır. "Big Bang" teorisi ilk olarak 1922 yılında Alexander Friedmann tarafından ortaya atıldı. O güne kadar evrenin duraÇan olduÇunu savunan bilim dünyasının bu yeni teoriyi kabullenmesi hiçte kolay deÇildi. Çünkü bu teori evrenin, zaman ve maddeden baÇımsız olan tüm boyutların üzerindeki bir güç tarafından yaratıldıÇı anlamına geliyordu. Aynı zamanda "maddenin sonsuzdan gelip sonsuza gittiÇini" iddia eden materyalist felsefe kökünden çürütülmüş oluyordu. Özellikle materyalist bilim adamları bu teoriyi kabul etmek istemedi. Fakat "Big Bang" gerçeÇini görmezlikten gelmek çok zordu. Ünlü astronom Edwin Hubble 1929 yılında yaptıÇı gözlemler sonucunda evrenin devamlı genişlemekte olduÇunu ispatladı, bu ispat Big Bang teorisi için çok büyük bir kanıttı. Hubble'ın bu buluşu teorinin büyük bir bilim kesimi tarafından kabul görmesini saÇladı, teoriyi kabullenmek istemeyen ve genişleyen evren modeline uygun deÇişik teoriler oluşturmaya çalışan bir kaç bilim adamı ise ancak1989 yılındaki "Big Bang" teorisinin kesin zaferine kadar dayanabildiler. Teorik hesaplamalara göre büyük patlamadan arda kalması gereken radyasyonu araştırmak üzere NASA tarafından 1989 yılında fırlatılan CUBE uydusu bu radyasyonu fırlatılışından sekiz dakika sonra belirleyerek "Big Bang" teorisini kesin olarak kanıtladı. Bu kanıttan sonra artarda gelen diÇer kanıtlar teoriyi desteklemeÇe devam etti. Evrendeki enerjinin bilinen kısmının büyük bölümü yıldızlarda, Hirojenin (H), füzyon sayesinde Helyuma (He) dönüşmesi ile oluşmaktadır. Bu enerji dönüşümü evrenin başlangıcından bu yana devam eden bir süreçtir. EÇer evren sonsuzdan beri var olsaydı hidrojenin tümünün helyuma dönüşmüş olması gerekirdi. Fakat şu an evrende var olan hidrojen, helyum oranı teorik hesaplamalara göre "Big Bang" 'den bu yana olması gerektiÇi gibidir. Bu ve benzeri bir çok delil "Big Bang" teorisinin güçlenerek ilerlemesini saÇlamaktadır. Evrenin İlk Anları Ve Büyümesi Büyük patlamadan önce madde varolmadıÇına göre maddeye baÇımlı olan zamanın varlıÇından da söz edilemez. Bu noktada bir fikir ayrılıÇı olmadıÇına göre Big Bang'den öncesinden söz etmemiz mümkün deÇil. Bizim inceleye bileceÇimiz, büyük patlama anında neler oldu? Nasıl oldu da böylesine büyük bir patlama ile bu kadar kompleks yapıya sahip bir evren oluştu? gibi soruların cevaplarıdır. Bu soruları ancak teorik kozmoloji verilerine dayanarak yanıtlaya biliriz. Fakat elimizde gerekli veriler olmadıÇı için Big Bang anını açıklamakta fizik teorileri yetersiz kalıyor. Daha önceki anlarda neler olup bittiÇi konusunda henüz kesin deliller bulunmadıÇı için şu an en fazla patlamadan sonraki 0,00001'inci saniyeden bahsedebiliriz. Patlama anında ortaya çıkan muazzam sıcaklık, patlamadan 0.00001 saniye sonra kuarkların (atom altı parçacıkların) proton ve nötronları oluşturabileceÇi seviye kadar düştü, bu noktada tek atomdan oluşan ve en basit yapıya sahip element olan H (hidrojen) elementi oluştu. Patlamadan birkaç dakika sonra milyar derece cinsinden ifade edilebilecek deÇere düşen sıcaklık sayesinde "döteryum", "helyum" ve "lityum" elementleri oluşmaya başladı. "Büyük Patlama" anından sonraki genişleme hızı çok hassas bir deÇerdedir. Yapılan teorik hesaplamalara göre bu genişleme hızı, gerçekte olandan milyarda bir daha yavaş gerçekleşseydi muazzam kütle çekim etkisi ile evren kendi üzerine çökerek tekrar yok olacaktı. Tersi bir şekilde, evrenin genişleme hızı milyarda bir daha hızlı olsaydı atom altı parçacıklar atomu ve dolayısıyla evrende var olan gök cisimlerini oluşturamayacak şekilde daÇılacaktı. İlk atomların ve elementlerin oluşmasından sonraki uzunca bir süre evren genişlemeye ve soÇumaya devam etti evren yeteri kadar soÇuduÇunda kütle çekiminin etkisi ile gazlar yoÇunlaşarak deÇişik gök cisimlerini oluşturmaya başladı. Evrende var olan hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler yıldızların oluşumundan sonra, bu yıldızların çekirdeÇinde gerçekleşen nükleer tepkimler ile üretilmiştir. Bu gök cisimlerinin bir araya gelerek niçin galaksileri oluşturduÇu henüz kesin olarak açıklanabilmiş deÇildir. Bunun açıklanması "kara enerji" ve "kara delik" olarak adlandırılan gök cisimlerinin tam olarak anlaşılmasına baÇlıdır. Sonuç olarak bu günün bilimsel şartları ile kesin bir şekilde açıklayamadıÇımız bir süreç sonunda evren şu anki kompleks yapısına geldi ve her geçen saniye genişlemeye devam ediyor. Evrenin Yapısı Yazımızın başında da bahsettiÇimiz gibi evren akıl almaz komplekslikte bir yapıya sahiptir. Evrenin bazı bölümlerinde çok büyük boşluklar varken, bazı bölümleri yoÇun bir şekilde gök cisimleri ille doludur. İlk bakışta daÇınık gibi görünen bu yerleşim şekli aslında Big Bang teorisinin ön gördüÇü şekilde, homojen bir evreni oluşturmaktadır. Evren, 400 milyon ışık yılından daha geniş bir bölümü incelendiÇinde homojenlik göstermektedir. Big Bang'den sonra hidrojen ve helyumdan oluşan gazlar kütle çekim enerjisi ve dönmelerinden kaynaklanan manyetik etkinin yardımı ile yoÇunlaşarak deÇişik gök cisimlerini oluşturdular. Yine bu Büyük Patlama sonucunda oluşan ve "kozmik fon ışınımı" adı verilen radyasyon bütün evrene yayılmış durumdadır. Gök cisimlerinin yoÇunluk gösterdiÇi bölgelere galaksi (gökada) adı verilmektedir. Kesin olmamakla beraber galaksilerin hemen hemen hepsinin merkezinde galaksiyi dengede tutan büyük bir karadelik varolduÇu tahmin edilmektedir. Fakat yapılan inceleme ve hesaplamalar var olan karadelik ve diÇer gök cisimlerinden kaynaklanan kütle çekim etkilerinin bu galaksileri bir arada tutmaya yetmeyeceÇi fark edilmiştir. Bu noktada teorik olarak var olan fakat tanımlanamayan ve gözlenemeyen başka bir maddenin varlıÇı bulunmuştur. Bilinen hiç bir fiziksel tanıma uymayan ve tamamen görünmez olan bu maddeye "karanlık madde" adı verilmektedir. Karanlık madde evrende var olan maddenin yaklaşık olarak %90'lık kısmını oluşturmaktadır. Karanlık maddenin dışında kalan ve tanımlana bilen gök cisimleri genel olarak gezegenler, meteorlar ve yıldızlardır. Ömrünü tamamlayan yıldızların ölümü ile oluşan beyaz cüceler, nötron yıldızları ve daha karmaşık bir yapıya sahip olan karadelikler evrenin en yoÇun ve hakkında en az bilgi bulunan diÇer cisimleridir. Ömrünü tamamlayan yıldızların "nebulla" adı verilen patlamaları sayesinde çekirdeÇinde üretilen aÇır elementler uzaya daÇılır ve meteor şeklinde gezegenlerin üzerlerine yaÇar. Bu yolla demir gibi aÇır elementler gezegenimize patlayan yıldızlardan bir hediye olarak gelmektedir. Evrenin gerçek yapısının şu an bilinenden daha karmaşık olduÇu tahmin edilmektedir. Henüz açıklanamayan bir çok enerji şekli evrenin deÇişik bölümlerinde görev yapmaktadır. ÖrneÇin yakın dönemdeki bir keşfe göre, evren giderek yavaşlaması gerekirken aksine hızlanan bir genişleme göstermektedir. Bu genişlemenin nedenini ve kaynaÇını bir türlü açıklayamayan kozmologlar bu güce "karanlık enerji" adını verilmiştir. Günümüzde çoÇu hesaplara ve tahmine dayanan bir çok teori ileri sürülerek evrenin yapısı anlaşılmaya çalışılmaktadır. Fakat evreni tam olarak anlamak için çok geniş zaman dilimlerine uzanan ve belki de insan neslinin hiç birinin göremeyeceÇi kadar uzun sürecek inceleme ve gözlemlere ihtiyaç vardır. Tahminen, gelişen teknolojinin beraberinde getireceÇi ileri seviye teleskoplar ve geliştirilecek yeni gözlem sistemleri ile insan oÇlu çok kısa zaman dilimleri içerisinde kozmoloji alanında bu gün olduÇumuzdan çok daha büyük bilgilere sahip olacaktır. Samanyolu Galaksisi Şehir ışıklarından uzakta Ay'ın olmadıÇı açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan öbür başa kuşatan puslu, parlak bir şeriti sık sık görebiliriz. Eski insanlar bunu sütyolu "Milkway" olarak isimlendirmişlerdir. Bugün, bu puslu şeritin Güneşin de içinde bulunduÇu birkaç yüz milyon yıldızı içeren, disk şeklinde bir görünüm olduÇunu biliyoruz. Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun sayısız yıldızlardan ibaret olduÇunu keşfetti. 1780`li yıllarda William Herchel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak Güneş'in Galaksideki yerini çıkarmaya çalıştı. Hershel, Galaksinin merkezine doÇru yıldızların sayıca, büyük yoÇunlukta olduÇunu daha küçük yıldız yoÇunluklarının ise Galaksinin sınırına doÇru görüleceÇini düşündü. Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoÇunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş'in Galaksimizin merkezinde bulunduÇunu ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklıÇını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel`in görüşlerini doÇruladı. Kapteyn`e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc kalınlıÇında olup merkezi civarında Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş'in Galaksimizin merkezinde olduÇu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiÇinden daha sönük göründüklerini keşfetti. Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadıÇını uzak yıldızlardan gelen ışıÇı absorblayan, toz ortamın olduÇu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoÇunlaşmıştır.Yıldız ışıÇının, yıldızlararası ortam tarafından absorblanması sönükleşme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yıldızlararası sönükleşme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir başka ifade ile, Dünya'dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız yıldızlararası sönükleşmeden dolayı 2.5 kez daha sönük görülür. Galaksi merkezinde olduÇu gibi yoÇun yıldızlararası bulutların bulunduÇu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleşme idi. Sadece Galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemişlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının Galaksimizin merkezinde bulunduÇu fikrine sahip deÇillerdi. Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoÇunlaştıÇından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley'in öncülüÇünü yapmış olduÇu, pek çok Astronom, Güneş'in Galaksi merkezinden olan uzaklıÇını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklıÇın yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuştur. Galaksi merkezine olan uzaklık, diÇer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlıÇındadır. Galaksimizin çekirdeÇi, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel bulge (şişkin bölge) ile çevrilmiştir. Bu şişkin bölgenin şekli küreseldir Bugün için, Galaksimize ait altı tane bileşenden söz edilmektedir. Bunlar; İnce Disk, Kalın Disk, Halo, Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın dışında bu bileşenlerde farklı türden yıldızlar bulunmaktadır. Halodaki yıldızlar, yaşlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae deÇişen yıldızları bu bileşende bulunmaktadır. Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş gibi genç ve metal bakımından zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileşeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon nebulaları bu bileşenlerde bulunur. Galaksimizin diskinin mavimtrak olduÇu anlaşılmıştır. Çünkü, diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların radyasyonu hakimdir. Merkezdeki şişkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yıldızlarının bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür. Nedeni ise, Galaksimizin bu bölgesinde daha soÇuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışıÇı absorbladıÇı için Galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine kadar beklemiştir. Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uÇramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara sahip olduÇunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden Galaksimizin disk yapısı hakkında önemli ipuçları tespit edilmiştir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüÇü zaman ortamın toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü deÇişir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır. 1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, (Şekil 4) den de görüleceÇi üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştıÇından, deÇişik gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür. Galaksimizin 21 cm lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Galaksimizin spiral yapısına ait en önemli ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiştir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır. Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduÇunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doÇrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıldıÇında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. İki büyük koldan diÇer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur. Spiral kollar, Galaksinin döndüÇünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar Galaksimizin merkezine düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi hakkında önemli ipuçları saÇlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katı bir cisim gibi dönmediÇini oldukça diferansiyel olarak döndüÇünü açık olarak göstermektedir. İsveçli Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş'in hızının 250 km/sn olduÇunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduÇunu gösterir. Güneş'in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz. Buradan Galaksimizin kütlesinin, Güneş'in kütlesinin 1.1x1011 katı olduÇu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize sadece Güneş'in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. Güneş'in yörüngesinin dışarısındaki madde, Güneş'in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin üçüncü kanununa yansımaz. Bugün, hala Galaksimizin gerçek sınırı tespit edilemedi mutlaka şaşırtıcı bir madde miktarı, Galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel daÇılım halinde Galaksimizi kuşatmalı. Bu maddeden dolayı, Galaksinin toplam kütlesi en azından Güneş kütlesinin 6 x 1011 katı veya daha fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bunun için bu bölgeye "Karanlık Madde" adı verilir. Bu bölgede yıldız yoktur, ve varlıÇı çekim kuvvetinin varlıÇından anlaşılmaktadır. Yıldızlar İçinde yaşadıÇımız Evreni tanıma çabaları yüzyıllardır sürüyor. Bu çabalar sonucunda pek çok gökcisminin yapısı anlaşıldı. Bunlarla birlikte yıldızların yapılarının anlaşılması da içinde bulunduÇumuz yüzyılda gerçekleşti ve Evren'deki yerimizin özel olmadıÇının farkına varıldı. Fizikçi Sir Arthur Eddington, daha 1920'li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız gibi 'basit'bir cismin nasıl çalıştıÇının anlaşılabileceÇini söylemişti. Nitekim, 30 yıl içerisinde gerçekten, bir yıldızın nasıl 'çalıştıÇı'sorusu çözüldü. Geceleri, gökyüzüne baktıÇımızda, binlerce yıldız görürüz. GördüÇümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diÇerlerine oranla daha yakın, bu nedenle de parlak görünen yıldızlardır. Bu parlak noktaların güzelliÇi ve ulaşılmazlıÇı, çok eski çaÇlardan bu güne insanların ilgisini çekmiş; onların oluşturdukları şekilleri, birtakım tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da günlük hayatta kullanılan araç-gerece benzetmişlerdir. Sadece bununla da kalmayıp, gökyüzünü belirli bölümlere ayırarak, her bölgeye içinde bulunan takımyıldızın ismini vermişlerdir. Yıldız katologları oluşturarak, her bölgedeki gökcisimlerini konumlarına göre isimlendirmişlerdir. 19. yüzyılın sonlarına doÇru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine baÇlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı. Bugün, bir yıldızdan kaynaklanan ışıÇı, yeryüzünde yapacaÇımız birkaç basit işlemle hesaplayabiliyoruz. Bir takım spektroskopik ve fotometrik ölçümler (tayf ve ışık ölçümleri) yardımıyla bir yıldızın nasıl "çalıştıÇını" anlayabiliyoruz. Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20. yüzyılın başında, yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline getirdiler. Hertzsprung ve Russell, bekledikleri gibi, bir yıldızın sıcaklıÇı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduÇunu gördüler. Çıplak gözle gördüÇümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eÇri oluşturuyordu. Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diagram, (H-R diagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu. H-R diagramında, parlaklıÇı çok az, ancak sıcaklıÇı çok yüksek olan beyaz cüceler; ya da, parlaklıÇı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın sıcaklıÇı düşük olan kırmızı devler, anakolun dışında kalırlar. EÇer, bir yıldız, termodinamik açıdan dengeye gelmişse, bu yıldızın parlaklıÇı ve sıcaklıÇı arasında bir ilişki vardır. Toplam ışıma şiddeti, yarıçapı "r" olan bir kürenin yüzey alanı (4 x pi x r2) ve sıcaklıÇın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır. Yıldızın mutlak ışıma şiddeti biliniyorsa (mutlak ışıma şiddeti, belirli bir uzaklıktaki ölçülen ışıma miktarıdır), bu yıldızın yarıçapı hesaplanabilir. Güneş'in yaydıÇı toplam ışıma gücü, 4x1026 Watt'tır ve yüzey sıcaklıÇı 6000 K (Kelvin) olarak ölçülmektedir. Güneş'in çekirdeÇindeki sıcaklık ise, ancak yapısının anlaşılmasından sonra belirlenebildi. Buna göre, Güneş'in merkezindeki sıcaklık yaklaşık 10 milyon derecedir. Güneş, ortalama bir yıldız olduÇuna göre diÇer yıldızları onunla karşılaştırabiliriz. Bu, onların yapısının anlaşılmasında oldukça yardımcı olmaktadır. Bu nedenle, genellikle Güneş'in özellikleri diÇer yıldızları tanımlarken birim olarak kabul edilir. Güneş'in kütlesi 2x1033 gram; yarıçapı ise yaklaşık 700 bin kilometredir. DiÇer yıldızlara baktıÇımızda, Güneş'in %5'i kadar kütleden başlayıp, 100 Güneş kütlesine kadar deÇişen kütleler görmekteyiz. Daha küçük kütlelere sahip yıldızlar yoktur; çünkü, bu kütlelerde, yıldızın çekirdeÇi nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Kütlesi çok büyük olan bir yıldız ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattıÇı basınç yıldızı patlatır. Peki, bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütle çekimidir. Yıldızlar, genellikle duraÇan bir yapıya sahip olduklarına göre, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynaklanan bir basınç kaynaÇına ihtiyaç vardır. Bir yıldızı oluşturacak gaz bulutu çökmeye başladıkça, basıncının artmasıyla birlikte, sıcaklıÇı da artar. Gaz bulutu, belirli bir sıcaklıÇa ulaştıÇında, merkezindeki sıcaklık, yeterli basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Ancak, sıcak gazın oluşturduÇu bu yıldız, enerjinin korunumu ilkesine göre, yaydıÇı ışınımdan dolayı enerji kaybedecektir ve bu nedenle zamanla soÇuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç kaynaÇını kaybeden yıldız ise çökmeye başlayacaktır. 19. yüzyılda, Güneş'i ve diÇer yıldızları inceleyen bilim adamları, bu gökcisimlerinin ışıma şiddetlerinin; dolayısıyla da enerji yayma güçlerinin önemli ölçüde deÇişmediÇini fark ettiler. Bu cisimlerin, çok büyük yapıya sahip olduklarını göz önüne alarak soÇumalarının milyonlarca yıl alacaÇını düşündüler. Ancak, Dünya'daki bazı jeolojik kaynaklardan elde edilen veriler, Güneş'in çok daha yaşlı olduÇunu gösteriyordu. Bunun üzerine, astrofizikçiler, Güneş'in sürekli bir enerji kaynaÇı olması gerektiÇini düşündüler. Dünya'daki jeolojik kaynaklardan edinilen bilgilerin deÇerlendirilmesi sonucunda, Dünya'nın yaşının yaklaşık beş milyar yıl olduÇu hesaplandı. Güneş'in de en azından beş milyar yaşında olduÇunu hesaplayan bilim adamları, yaydıÇı ışımayı ölçerek Güneş'teki her bir atoma ne kadar enerji düştüÇünü buldular. Bu hesaba göre, Güneş'in her atomunun, yaklaşık bir milyon elektron Volt enerji yaymış olması gerekiyor. Bu miktardaki bir enerjinin, kimyasal olaylar yoluyla ortaya çıkması olanaksızdı. 1919-1920 yıllarında, Fransız fizikçi Jean Perrom ve İngiliz fizikçi Arthur Eddington, bu enerjinin kaynaÇının nükleer dönüşümler olduÇunu iddia ettiler. Bu iddia, bilim adamlarının ne kadar güçlü bir önseziye sahip olduklarını gösteriyor. Çünkü, bu enerjinin ortaya çıkabilmesi için, atom çekirdeklerinin devreye girmesi gerekir. O tarihlerde, atom çekirdeklerinin varlıÇı ve ne kadar enerjiye sahip oldukları bilinmesine karşın, nükleer tepkimeler (çekirdek tepkimeleri) daha bütün yönleriyle anlaşılmış deÇildi. Bir çekirdek tepkimesini anlayabilmek için, Kuantum MekaniÇi'nin anlaşılması gerekiyordu. 1920'li yıllarda, Kuantum MekaniÇi'nin matematiksel bir teori olarak ortaya çıkarılmasıyla birlikte, çekirdek tepkimeleri de anlaşılmaya başlandı. Einstein'in ünlü E=mc2 formülüne göre, enerji farkının, kütle farkının ışık hızının karesiyle çarpımına eşit olması (E1-E2=(m1-m2)c2 ) gerekir. Bu bilgilerin, astrofiziÇe uygulanması hemen hemen aynı zamanlara rastlıyor. Evren'deki temel madde olan hidrojenin atom çekirdeklerinin dördü bir araya geldiÇinde bir helyum atomu çekirdeÇi ve belirli bir miktar enerji ortaya çıkar. Atkinson ve Guthermans adlı iki fizikçi, bu enerjinin yaklaşık 6 milyon elektron Volt olduÇunu buldular ve yıldızın ortasında iki hidrojen atomunun çarpışarak bir helyum atomu oluşturma ihtimalini hesapladılar. Bunu Güneş'in yaymakta olduÇu enerjiyle karşılaştırdıklarında Güneş'i dengede tutabilecek enerjinin kaynaÇını bulduklarını anladılar: Hidrojenin helyuma dönüşmesi. Yıldızların anlaşılmasında ilk adım olan bu olayın güzel bir hikayesi vardır. 1929 yılında, Guthermans ve Atkinson, konuyla ilgili makalelerini yazıp bitirdikten sonra, Guthermans kız arkadaşıyla bir yürüyüşe çıkar. Arkadaşının, "Yıldızlar ne güzel parlıyor!" sözüne karşılık, Guthermans, böbürlenerek şöyle der: "Ben, dünden beri onların niçin parladıklarını biliyorum". Bu ilk adımdan sonra, birçok bilim adamı konuya yöneldi. Araştırmalar yapıldı. Bunların sonucunda, bir takım basit hesaplarla, bir yıldızın kütlesi ne kadar olursa, içerisindeki sıcaklık ne olmalı? Bu sıcaklıkta enerji üretimi ne kadar olur? Enerji üretimi yıldızın çekimini hangi yarıçapta dengeler? türünden sorulara yanıtlar bulundu. Bir yıldızın denge durumunda kalabilmesi için, kütle çekiminin oluşturduÇu kuvvetin bir şekilde, karşı bir kuvvetle dengelenmesi gerekmektedir. Dışarı doÇru olan kuvvetleri yaratan basınç, içeriye doÇru olan kütleçekiminin yarattıÇı basınçtan daha az olmamalıdır ki, yıldızın çökmesine engel olsun. Bu duruma, "hidrostatik denge" adı verilmektedir. Öte yandan, yıldızın parlaması için, içeriden dışarıya doÇru bir enerji akışı olması gerekir. Enerji, yıldızda basıncın ve sıcaklıÇın en yüksek olduÇu çekirdek kısmında üretilir. Çekirdek, tepkimelerin gerçekleştiÇi bölgedir. Yıldızın dengede kalabilmesi için, üretilen enerjinin dışarı atılması gerekir. Yıldızın çok sıcak çekirdeÇinde üretilen enerji, yıldızın içerisinden geçerek, yüzeyden dışarı çıkar. Bir yıldızın ürettiÇi enerji ne kadar fazlaysa, ışıma şiddeti de o kadar fazla olur. Bir yıldızın yapısı, enerji üretimi, sıcaklık, basınç ve yoÇunluk gibi deÇerleri birbirine baÇlayan denklemler çözülerek, anlaşılabilir. Bu denklemlerin hassas çözümleri, ancak 1950’li yılların ilk kuşak bilgisayarları ile gerçekleştirilebildi. ÖrneÇin, sıcaklıÇı bilinen bir yıldızın, yarıçapı, parlaklıÇı, kütlesi ve bunlara baÇlı olarak da ömrünün ne kadar olacaÇı hesaplanabildi. 1920’li yıllardan bu yana, geçen süre içinde temel fizik kanunları ve nükleer fizik (çekirdek fiziÇi) kullanılarak, yıldızların yapısı ve evrimi aşama aşama çözüldü. Yapılan hesapların doÇruluÇu, gözlemlerle de kanıtlandı. Bugün, bazı nükleer tepkimeler Dünya’da reaktörlerde ve nükleer silahlarda kullanılıyor. Termonükleer tepkimeler olarak adlandırılan, hidrojenin helyuma dönüştürülmesi olayının Dünya’da gerçekleştirilmesi, muazzam bir enerji kaynaÇı olabilir; ancak, şu anda ciddi mühendislik problemleri bunun gerçekleştirilebilmesini engelliyor. Yeryüzünde, henüz, ortaya çıkacak bu denli yüksek sıcaklıklara dayanabilecek bir ortam yaratılabilmiş deÇil. Yıldızlarda ise, termonükleer tepkimeler kendiliÇinden, doÇal olarak gerçekleşiyor. Kütle çekimi, hidrojeni, tepkimeler için gerekli olan basınçta ve sıcaklıkta tutabiliyor. Yıldızların yapısının anlaşılması, Evren'de en çok bulunan madde olan hidrojenin dışındaki maddelerin nasıl oluştuÇunu da açıklıÇa kavuşturdu. Evren'deki, hidrojenden aÇır, demire kadar bütün maddeler, yıldızların içerisinde, nükleer tepkimelerle (çekirdek tepkimeleriyle); demirden aÇır olanlar ise, bu yıldızların patlamalarıyla oluşan süpernovaların ortaya çıkardıkları çok büyük enerji sayesinde oluşmaktadır. Patlamalarla daÇılan maddeden yeni yıldızlar oluştukça, Evren'deki maddenin kompozisyonu zenginleşmektedir. Vücudumuzu ve etrafımızdaki maddenin çoÇunu, yıldızlarda ve süpernovalarda oluşan elementler meydana getirir. Bizi ve etrafımızdaki tüm cisimleri oluşturan maddenin, yıldızlarda "pişirilmiş" olduÇunu düşünebiliriz. Bir yıldızın, evrimine hidrojeni yakarak başladıÇını belirtmiştik. Yıldız ilk aşamada enerjisini, hidrojeni helyuma dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir diÇerini yakmaya başlar. Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyle, helyum atomları birbirleriyle tepkimeye girer ve karbon atomları oluşur. Helyumun yanmasıyla birlikte, yıldızın merkezindeki sıcaklık, çok daha yüksek bir düzeye ulaşır ve çekirdeÇin etrafındaki hidrojenin de yanmasını saÇlar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıldızın genişlemesine yol açar. Yıldız bu aşamada, H-R diagramında, ömrünün büyük bir dönemini geçirdiÇi ana koldan ayrılır. Böylece, yıldız bir kırmızı dev haline gelir. EÇer yakıt miktarı ve yakıtı oluşturan maddeler sonsuz miktarda olsaydı, yıldızın evrimi sürekli olacaktı. (Büyük kütleli bir yıldız, çekirdeÇindeki nükleer tepkimelerde sırasıyla şu maddeleri yakar: Hidrojen, helyum, karbon, neon, oksijen, silisyum.) Ancak, yakıtın sınırlı oluşunun yanında, tepkimeler, en düşük ve kararlı enerjiye sahip olan demir oluşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeler sona ererek yıldız evriminin "çekirdek yanması" kısmı sona erer. Artık basıncı dengeleyecek bir kuvvet kalmadıÇı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi yıldızın çökmeye başlamasına yol açar. Farklı yakıtların yakıldıÇı her aşamada biraz daha yüksek sıcaklıklar ortaya çıkar. Bu nedenle, yakıt daha çabuk tükenir; yani, her evre bir öncekinden daha hızlı geçer. Son evrelerde, artık bu bir patlama şeklinde gerçekleşir ve ortada yalnızca demirden bir çekirdek kalır. Bu aşama, yıldızın "ölümü" olarak kabul edilir. Artakalan maddenin kütlesine baÇlı olarak oluşacak cisimler ise üç gruba ayrılır: Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve karadelikler. Beyaz cüceler, aşaÇı yukarı güneş kütlesinde ve yarı çapları Dünya’nınki kadar olan cisimlerdir. Bu çok yoÇun cisimleri çökmeden koruyan kuvvet "dejenere elektron basıncı" olarak adlandırılır. Pauli Prensibi’ne göre, iki elektronun aynı yerde bulunması olanaksızdır. Burada, dejenere elektron basıncı devreye girer. Bir beyaz cücede, çöken madde öyle yoÇun hale gelir ki, elektronlar birbirlerinin üzerine gitmeye zorlanırlar. Nötron yıldızları ise, beyaz cücelere kıyasla çok daha yoÇun cisimlerdir. Yıldızın, bir nötron yıldızı olabilmesi için, yıldızdan artakalan çekirdeÇin kütlesinin, 1,4 ile 2,5 güneş kütlesi arasında olması gerekir. Tipik bir nötron yıldızının çapı, yaklaşık 10 kilometredir ve yoÇunluÇu da yaklaşık 100 milyon ton/cm3‘tür. Yani nötron yıldızının bir çay kaşıÇı miktarı yaklaşık 100 milyon ton aÇırlıktadır. Bir atomu oluşturan temel parçacıklar, nötronlar, protonlar ve elektonlardır. Bir nötron yıldızının içerisinde ise sadece nötronlar vardır. Çünkü, basınç o kadar yüksektir ki, elektronlar ve protonlar birleşerek nötronlara dönüşürler. Bir nötron yıldızının içerisindeki yoÇunluk, bir atomun çekirdeÇindeki kadardır. Yani nötronlar birbirine bitişik olarak durmaktadırlar. Aynı, Pauli Prensibi’nde elektronlar için olduÇu gibi, bu basınçta, nötronlar daha fazla sıkışamazlar ve yıldız denge konumuna gelir. Nötron yıldızları, gözlenebilen en yoÇun yıldızlardır. Çökmeden önce, belirli bir açısal hıza sahip olan yıldızın hızı, yıldız çökmeye başladıkça giderek artar. (Bu, kolları yana açık olarak dönen bir buz patencisinin, kollarını kapatarak hızlanmasına benzer.) Nötron yıldızları gibi çok çökmüş gökcisimleri çok hızlı dönerler. İletken bir cisim çökerse, yani yoÇunluÇu artarsa, manyetik alan şiddeti de artar. Buna dayanarak nötron yıldızlarının manyetik alana sahip olduklarını söyleyebiliriz. Bu çok güçlü ve çok hızlı dönen mıknatıslar, elektromanyetik dalgalar üretirler. Nötron yıldızlarını, Evren'de kendi kendine oluşmuş birer "radyo istasyonu" olarak düşünebiliriz. Bu "radyo istasyonu" her yöne yayın yapmaz. Çünkü, dönen bir mıknatıs her yöne deÇil, kutupları doÇrultusunda ışınım yapar. Kutuplarda ivmelenen yüklü parçacıklar, kutupların doÇrultusunda bir ışınım fışkırmasına yol açarlar. EÇer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, biz bu ışınımı atmalar (pulse) olarak görürüz. Yıldızın her dönüşünde, bu ışınım bakış doÇrultumuzdan bir kez geçer. Bu şekilde gözlenen nötron yıldızlarına atarca (pulsar) adı verilir. İlk atarca, 1967 yılında tesadüfen keşfedildi. Doktora öÇrencisi Joustin Bell tarafından farkedilen düzenli bir sinyal yaklaşık bir yıl boyunca bilim adamlarının kafasını karıştırdıktan sonra, olayın aslı anlaşıldı. Çok düzenli ve hızlı olan bu sinyallerin, ancak küçük çaptaki bir gökcisminin dönüşünden kaynaklanabileceÇini tahmin eden astronomlar, böylece, o zamana deÇin sadece teoride varolan nötron yıldızlarının varlıÇını kanıtladılar. Bugün bilinen yaklaşık 600 atarca vardır. Bilinen en hızlı atarca ise saniyede 642 defa dönmektedir. EÇer, ölen yıldızdan artakalan çekirdeÇin kütlesi 2,5 Güneş kütlesinden büyükse, artık bu yıldızı dengede tutacak herhangi bir kuvvet yoktur. O halde, bu yıldız sonsuza deÇin çökecek; ancak, biz bunu belli bir aşamadan sonra göremeyeceÇiz. Bir cismi görebilmemiz için, bu cisimden kaynaklanan ya da yansıyan ışıÇın gözlerimize ulaşması gerekir. EÇer, 2,5 güneş kütlesindeki bu cisim, 3 kilometreden küçük bir çapa kadar sıkışırsa, bu cismin kütleçekimi, hiçbir şeyin, ışıÇın bile bu cisimden kaçmasına olanak tanımaz. Bu nedenle bu cisimlere "karadelik" adı verilir. Hiç ışık yaymadıÇı ve yansıtmadıÇı için, bir karadeliÇi doÇrudan gözlemek mümkün deÇildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlıÇını anlamak hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor. Yöntemlerden birisi şudur: EÇer, bir ikili yıldız sisteminin üyerinden birisi kara delikse, ve eÇer yıldızdan karadeliÇe bir madde akışı oluyorsa, karadeliÇin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçlü x-ışınları yayar. Bu güçlü ışınım, bir karadeliÇin varlıÇının göstergesi olabilir. DiÇer bir yöntem, "kütleçekimsel mercek" olarak bilinen etkiden yararlanılmasıdır. KaradeliÇin yarattıÇı çok güçlü kütleçekimi, yakınından geçen ışık ışınlarının bükülmesine neden olur. Yani karadelik, bir mercek gibi davranır. Eger bir karadelik, uzaktaki bir ışık kaynaÇıyla Dünya’nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uÇrar. Bugüne kadar, Samanyolu içerisinde, bir kütleçekimsel mercek etkisine rastlanmadı. Buna karşın, çok uzaklarda bulunan kuasarlarla aramıza giren karadelikler tespit edildi. __________________ ~~ вℓαÂ¢к яσѕє ~~

Seçenekler
Yazdırılabilir şekli göster Sayfayı E-Mail olarak gönder
Stil
Normal Hybrid-Şeklinde gösterime geç Ağaç şeklinde gösterime geç

Benzer Konular
Konu	Konuyu Başlatan	Forum	Cevaplar	Son Mesaj
Uzay Show	Haberci	Son Dakika Haberleri	0	09-14-2007 00:50
Uzay biyolojisi	mRv	Biyoloji	0	09-08-2007 22:15
Ülkeler Coğrafyası	mRv	Coğrafya	0	09-04-2007 11:31
Türkiye'nin Ekonomik Coğrafyası	mRv	Coğrafya	0	09-04-2007 11:23
Çilenin coğrafyası yok...	PaMuK	Aşk & Evlilik	0	03-15-2007 14:57

Klavye.com da Yenimisiniz?	Yardıma mı ihtiyacınız var ?
Üye olmak için Tıklayın Forum Yöneticilerini Göster Arama Forum Kuralları İletişim	Sıkça Sorulan Sorular Şifrenizimi Unuttunuz ? Okundu Kabul Et

Konuyu Toplam 1 Üye okuyor. (0 Kayıtlı üye ve 1 Misafir)