cografyam.org

Cografya Egitim Sitesi

UZAY COĞRAFYASI


Dünya ve Evren

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

Bütün gezegenler elips şeklinde bir yörüngede hareket ederler.

6 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 olmadığı 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 Krallığı' mı?

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

Eğer bulgular doğruysa, 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 olduğu sanılan yeni uzay cismi, ispat edilmesi halinde Güneş Sistemi'nin 10. gezegeni olacak. Ancak astronomlar, bu cismin halen Güneş Sistemi'nin bir üyesi olup olmadığını araştırıyorlar. Daha önce de Hubble Teleskobu tarafından tespit edilen cisimle ilgili detaylı bilginin bu hafta içinde NASA tarafından dünya kamuoyurna açıklanacağı kaydedildi. En son 1930 yılında varlığı ispatlanan Plüton gezegeninden bu yana Güneş Sistemi'nde 9 gezegen olduğuna dair bilim öğretisini alt üst edecek olan 'yeni gezegen', bilim adamları tarafından 'Buz ve Kaya Krallığı' 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 bulunduğu Güneş Sistemi’nin dış bölgeleri için oldukça olağandışı bir durum olduğunu belirtiyorlar. Dr. Brown, Sedna gibi Güneş Sistemi’nin sonu sayılacak bir mesafeden Güneş’in hissedilmediğini belirtti. Dr. Brown, Sedna gezegeninde bulunan bir kişinin Güneş’i toplu iğne ucu büyüklüğünde göreceğini ifade ediyor. Bilim adamları Sedna’nın yüzey ısısının -240 derece olduğunu ve bu değerin son 4.5 milyar yıldır değişmediğini 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 olabileceğini tahmin ediyorlar. California Institute of Technology astronomlarından Prof. Michael Brown liderliğinde yürütülen bir araştırma projesi kapsamında keşfedilen Sedna, Dünya’dan 10 milyar kilometre uzaklıkta Kuiper Kuşağı olarak bilinen bölgede yeralıyor. Kuşakta bulunan binlerce göktaşından şimdiye dek yaklaşık 400 tanesi tam olarak keşfedildi.

Sedna’nın da içinde bulunduğu Kuiper Kuşağı, astronomlar tarafından bir “maden” olarak nitenlendiriliyor. Yüzlerce buzdan göktaşı içeren Kiuper Kuşağı’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 bulunduğu Kuiper Kuşağı 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 sorgulandığı ve belki de yeniden tanımlanacağı tartışmaları da alevlendirdi. Bir grup astronom Plüton’nun dahi bir gezegen olmadığını düşünüyor. Yapılacak gözlemler sonunda, Plüton’u gezegen sayılması için yeterli koşulların Sedna için de geçerli olduğuna dair fikir birliği oluşursa, Güneş Sistemi’nin on gezegeni olacak. Bilim çevreleri, göktaşının bir gezegen olarak değer kazanmasının daha geniş gözlemler gerektirdiğinin altını çiziyorlar.
Bunların başında da göktaşının bağımsız Güneş merkezli bir yörüngesi olması kuramı geliyor. Sedna’nın eliptik yörüngesinde Güneş’in etrafında tam dönüşünü 10.500 yılda tamamladığı 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 yoğunluğa sahip olmadığını 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 olduğunu 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 ağır 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 ağır 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 büyüklüğüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yer’den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklığı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce” diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaydığı ışığın tayf şiddeti, 5000 A’ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışığının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir.İçinde yaşadığımız 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 yaşadığımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu.
Uzay Çağı'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 oluştuğu düşüncesini, aynı zamanda bir fizikçi de olan Prusyalı filozof, Immanuel Kant ortaya attı. Kant, ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduğunu canlandırdı düşüncesinde. Başlangıçta homojen dağılmış bu gazda, doğal 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 örneğiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi, kollarını kapadığında hızlanır.
Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topağının incelerek bir disk biçimini almasını sağlar. 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 büyüklüğüne ve Yer’den uzaklığına ilişkin ilk yaklaşık doğru belirleme, 1684’te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi’nin 1672’de Mars’ın Yer’e yaklaşması sırasında yaptığı nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814’te Güneş’in soğurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859’da bunun fiziksel yorumunun yapılması, güneş astrofiziği çağını başlattı; bu dönemde, Güneş’i oluşturan maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanağı doğdu. 1908’de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939’da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı rolü aydınlattı.
Yeni gelişmeler, bilim adamlarının Güneş’le ilgili görüşlerini değiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgarının doğrudan doğruya 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 gözlenemediği için, 1980'lere değin bu düşünce, bir varsayım olarak kaldı, kanıtlanamadı. Sonra, gökbilimciler, T Boğa türü yıldızların, yaklaşık üçte birinin, normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydığını keşfettiler.
Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaydığı kısa dalgaboylu ışınımı soğuruyor; 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 doğrudan 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 aldığı yıldız topluluğudur.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 aldığı ısı ve ışığı yansıtan gökcismidir.

1)İÇ GEZEGEN:Dünya 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 soğuyamamış gaz kütlesi halindedir.

UYDU:Gezegenlerin etrafında dönen gök cisimleridir.Bunlarda güneş ışığı 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 değildir. Çıplak gözle görülebilen sayısız yıldız bile evrenin ne kadar karmaşık bir yapıda olduğunu fark etmemiz için yeterli. Ama çıplak gözle gördüğümüz gökyüzü evrenin milyarda birlik bir kısmını bile temsil etmiyor. Gerçekte evren insan aklının almakta zorluk çekeceği bir büyüklüğe ve karmaşıklığa sahip. Güneş sistemini barındıran Samanyolu galaksisi dahil yaklaşık 100 milyar galaksiden ve sayısız gök cisminden oluşan devasa boyutlardaki evrenin çapı, devamlı genişlemeğe devam etmektedir. Evren büyüklüğü yanında, ilginçliği ve karmaşıklığı 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 rağmen, evrende var olan sayısız gök cismi eşi görülmemiş bir denge örneği 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 değişik fikirler ve teoriler ortaya atmışlardır. Fakat diğer konulardaki anlaşmazlıklara rağmen günümüzde evrenin başlangıcı konusu, bilim adamları arasındaki tam bir fikir birliği ile "Big Bang" adı verilen teoriye dayandırılmaktadır. Bu teori evrenin 10-20 milyar yıl önce "yoktan var edildiğini" 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 durağan olduğunu savunan bilim dünyasının bu yeni teoriyi kabullenmesi hiçte kolay değildi. Çünkü bu teori evrenin, zaman ve maddeden bağımsız olan tüm boyutların üzerindeki bir güç tarafından yaratıldığı anlamına geliyordu. Aynı zamanda "maddenin sonsuzdan gelip sonsuza gittiğini" iddia eden materyalist felsefe kökünden çürütülmüş oluyordu. Özellikle materyalist bilim adamları bu teoriyi kabul etmek istemedi. Fakat "Big Bang" gerçeğini görmezlikten gelmek çok zordu. Ünlü astronom Edwin Hubble 1929 yılında yaptığı gözlemler sonucunda evrenin devamlı genişlemekte olduğunu ispatladı, bu ispat Big Bang teorisi için çok büyük bir kanıttı. Hubble'ın bu buluşu teorinin büyük bir bilim kesimi tarafından kabul görmesini sağladı, teoriyi kabullenmek istemeyen ve genişleyen evren modeline uygun değişik 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 diğer kanıtlar teoriyi desteklemeğe 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. Eğer 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 gerektiği gibidir. Bu ve benzeri bir çok delil "Big Bang" teorisinin güçlenerek ilerlemesini sağlamaktadır.

Evrenin İlk Anları Ve Büyümesi

Büyük patlamadan önce madde varolmadığına göre maddeye bağımlı olan zamanın varlığından da söz edilemez. Bu noktada bir fikir ayrılığı olmadığına göre Big Bang'den öncesinden söz etmemiz mümkün değil. Bizim inceleye bileceğimiz, 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 olmadığı için Big Bang anını açıklamakta fizik teorileri yetersiz kalıyor. Daha önceki anlarda neler olup bittiği konusunda henüz kesin deliller bulunmadığı 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 oluşturabileceği 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 değere düşen sıcaklık sayesinde "döteryum", "helyum" ve "lityum" elementleri oluşmaya başladı. "Büyük Patlama" anından sonraki genişleme hızı çok hassas bir değerdedir. 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 dağılacaktı. İlk atomların ve elementlerin oluşmasından sonraki uzunca bir süre evren genişlemeye ve soğumaya devam etti evren yeteri kadar soğuduğunda kütle çekiminin etkisi ile gazlar yoğunlaşarak değişik gök cisimlerini oluşturmaya başladı. Evrende var olan hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler yıldızların oluşumundan sonra, bu yıldızların çekirdeğinde gerçekleşen nükleer tepkimler ile üretilmiştir. Bu gök cisimlerinin bir araya gelerek niçin galaksileri oluşturduğu henüz kesin olarak açıklanabilmiş değildir. Bunun açıklanması "kara enerji" ve "kara delik" olarak adlandırılan gök cisimlerinin tam olarak anlaşılmasına bağlıdır. Sonuç olarak bu günün bilimsel şartları ile kesin bir şekilde açıklayamadığımız bir süreç sonunda evren şu anki kompleks yapısına geldi ve her geçen saniye genişlemeye devam ediyor.

Evrenin Yapısı

Yazımızın başında da bahsettiğimiz gibi evren akıl almaz komplekslikte bir yapıya sahiptir. Evrenin bazı bölümlerinde çok büyük boşluklar varken, bazı bölümleri yoğun bir şekilde gök cisimleri ille doludur. İlk bakışta dağınık gibi görünen bu yerleşim şekli aslında Big Bang teorisinin ön gördüğü şekilde, homojen bir evreni oluşturmaktadır. Evren, 400 milyon ışık yılından daha geniş bir bölümü incelendiğinde homojenlik göstermektedir. Big Bang'den sonra hidrojen ve helyumdan oluşan gazlar kütle çekim enerjisi ve dönmelerinden kaynaklanan manyetik etkinin yardımı ile yoğunlaşarak değişik gök cisimlerini oluşturdular. Yine bu Büyük Patlama sonucunda oluşan ve "kozmik fon ışınımı" adı verilen radyasyon bütün evrene yayılmış durumdadır. Gök cisimlerinin yoğunluk gösterdiği bölgelere galaksi (gökada) adı verilmektedir. Kesin olmamakla beraber galaksilerin hemen hemen hepsinin merkezinde galaksiyi dengede tutan büyük bir karadelik varolduğu tahmin edilmektedir. Fakat yapılan inceleme ve hesaplamalar var olan karadelik ve diğer gök cisimlerinden kaynaklanan kütle çekim etkilerinin bu galaksileri bir arada tutmaya yetmeyeceği fark edilmiştir. Bu noktada teorik olarak var olan fakat tanımlanamayan ve gözlenemeyen başka bir maddenin varlığı 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 yoğun ve hakkında en az bilgi bulunan diğer cisimleridir. Ömrünü tamamlayan yıldızların "nebulla" adı verilen patlamaları sayesinde çekirdeğinde üretilen ağır elementler uzaya dağılır ve meteor şeklinde gezegenlerin üzerlerine yağar. Bu yolla demir gibi ağır elementler gezegenimize patlayan yıldızlardan bir hediye olarak gelmektedir.

Evrenin gerçek yapısının şu an bilinenden daha karmaşık olduğu tahmin edilmektedir. Henüz açıklanamayan bir çok enerji şekli evrenin değişik bölümlerinde görev yapmaktadır. Örneğin yakın dönemdeki bir keşfe göre, evren giderek yavaşlaması gerekirken aksine hızlanan bir genişleme göstermektedir. Bu genişlemenin nedenini ve kaynağını bir türlü açıklayamayan kozmologlar bu güce "karanlık enerji" adını verilmiştir. Günümüzde çoğu 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 göremeyeceği kadar uzun sürecek inceleme ve gözlemlere ihtiyaç vardır. Tahminen, gelişen teknolojinin beraberinde getireceği ileri seviye teleskoplar ve geliştirilecek yeni gözlem sistemleri ile insan oğlu çok kısa zaman dilimleri içerisinde kozmoloji alanında bu gün olduğumuzdan çok daha büyük bilgilere sahip olacaktır.

Samanyolu Galaksisi

Şehir ışıklarından uzakta Ay'ın olmadığı 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 bulunduğu birkaç yüz milyon yıldızı içeren, disk şeklinde bir görünüm olduğunu biliyoruz. Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun sayısız yıldızlardan ibaret olduğunu 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 doğru yıldızların sayıca, büyük yoğunlukta olduğunu daha küçük yıldız yoğunluklarının ise Galaksinin sınırına doğru görüleceğini düşündü. Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoğunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş'in Galaksimizin merkezinde bulunduğunu ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel`in görüşlerini doğruladı. Kapteyn`e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc kalınlığında olup merkezi civarında Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş'in Galaksimizin merkezinde olduğu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiğinden daha sönük göründüklerini keşfetti. Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen ışığı absorblayan, toz ortamın olduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoğunlaşmıştır.Yıldız ışığının, 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 olduğu gibi yoğun yıldızlararası bulutların bulunduğu 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 bulunduğu fikrine sahip değillerdi. Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoğunlaştığından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley'in öncülüğünü yapmış olduğu, pek çok Astronom, Güneş'in Galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklığın 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, diğer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin çekirdeği, 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 değişen 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 olduğu 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 soğuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışığı absorbladığı için Galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine kadar beklemiştir.

Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uğramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara sahip olduğunu 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 döndüğü 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 değişir. 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 görüleceği üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştığından, değişik 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 olduğunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doğrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. İki büyük koldan diğer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.

Spiral kollar, Galaksinin döndüğünü 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 sağlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katı bir cisim gibi dönmediğini oldukça diferansiyel olarak döndüğünü açık olarak göstermektedir. İsveçli Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş'in hızının 250 km/sn olduğunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduğunu gösterir. Güneş'in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.

Buradan Galaksimizin kütlesinin, Güneş'in kütlesinin 1.1x1011 katı olduğu 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 dağılım 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 varlığı çekim kuvvetinin varlığından anlaşılmaktadır.

Yıldızlar

İçinde yaşadığımız Evreni tanıma çabaları yüzyıllardır sürüyor. Bu çabalar sonucunda pek çok gökcisminin yapısı anlaşıldı. Bunlarla birlikte yıldızların yapılarının anlaşılması da içinde bulunduğumuz yüzyılda gerçekleşti ve Evren'deki yerimizin özel olmadığının farkına varıldı.
Fizikçi Sir Arthur Eddington, daha 1920'li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız gibi 'basit'bir cismin nasıl çalıştığının anlaşılabileceğini söylemişti. Nitekim, 30 yıl içerisinde gerçekten, bir yıldızın nasıl 'çalıştığı'sorusu çözüldü.
Geceleri, gökyüzüne baktığımızda, binlerce yıldız görürüz. Gördüğümüz bu yıldızlar, genellikle yeryüzüne diğerlerine oranla daha yakın, bu nedenle de parlak görünen yıldızlardır. Bu parlak noktaların güzelliği ve ulaşılmazlığı, çok eski çağlardan 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 doğru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine bağlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları anlaşılmaya başlandı. Bugün, bir yıldızdan kaynaklanan ışığı, yeryüzünde yapacağımız birkaç basit işlemle hesaplayabiliyoruz. Bir takım spektroskopik ve fotometrik ölçümler (tayf ve ışık ölçümleri) yardımıyla bir yıldızın nasıl "çalıştığını" 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 sıcaklığı ve ışıma şiddeti arasında sistematik bir ilişkinin olduğunu gördüler. Çıplak gözle gördüğümüz yıldızların hemen hemen hepsi, ana kol adı verilen bir eğri oluşturuyordu.
Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diagram, (H-R diagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında önemli bir role sahip oldu. H-R diagramında, parlaklığı çok az, ancak sıcaklığı çok yüksek olan beyaz cüceler; ya da, parlaklığı çok fazla (Güneş'ten binlerce defa fazla) buna karşın sıcaklığı düşük olan kırmızı devler, anakolun dışında kalırlar.
Eğer, bir yıldız, termodinamik açıdan dengeye gelmişse, bu yıldızın parlaklığı ve sıcaklığı arasında bir ilişki vardır. Toplam ışıma şiddeti, yarıçapı "r" olan bir kürenin yüzey alanı (4 x pi x r2) ve sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır. Yıldızın mutlak ışıma şiddeti biliniyorsa (mutlak ışıma şiddeti, belirli bir uzaklıktaki ölçülen ışıma miktarıdır), bu yıldızın yarıçapı hesaplanabilir.
Güneş'in yaydığı toplam ışıma gücü, 4x1026 Watt'tır ve yüzey sıcaklığı 6000 K (Kelvin) olarak ölçülmektedir. Güneş'in çekirdeğindeki sıcaklık ise, ancak yapısının anlaşılmasından sonra belirlenebildi. Buna göre, Güneş'in merkezindeki sıcaklık yaklaşık 10 milyon derecedir.
Güneş, ortalama bir yıldız olduğuna göre diğer yıldızları onunla karşılaştırabiliriz. Bu, onların yapısının anlaşılmasında oldukça yardımcı olmaktadır. Bu nedenle, genellikle Güneş'in özellikleri diğer yıldızları tanımlarken birim olarak kabul edilir. Güneş'in kütlesi 2x1033 gram; yarıçapı ise yaklaşık 700 bin kilometredir.
Diğer yıldızlara baktığımızda, Güneş'in %5'i kadar kütleden başlayıp, 100 Güneş kütlesine kadar değişen kütleler görmekteyiz. Daha küçük kütlelere sahip yıldızlar yoktur; çünkü, bu kütlelerde, yıldızın çekirdeği nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Kütlesi çok büyük olan bir yıldız ise o kadar ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattığı basınç yıldızı patlatır.
Peki, bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütle çekimidir. Yıldızlar, genellikle durağan bir yapıya sahip olduklarına göre, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden kaynaklanan bir basınç kaynağına ihtiyaç vardır. Bir yıldızı oluşturacak gaz bulutu çökmeye başladıkça, basıncının artmasıyla birlikte, sıcaklığı da artar.
Gaz bulutu, belirli bir sıcaklığa ulaştığında, merkezindeki sıcaklık, yeterli basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Ancak, sıcak gazın oluşturduğu bu yıldız, enerjinin korunumu ilkesine göre, yaydığı ışınımdan dolayı enerji kaybedecektir ve bu nedenle zamanla soğuyacaktır. Çökmeyi durduran basınç kaynağını kaybeden yıldız ise çökmeye başlayacaktır.
19. yüzyılda, Güneş'i ve diğer yıldızları inceleyen bilim adamları, bu gökcisimlerinin ışıma şiddetlerinin; dolayısıyla da enerji yayma güçlerinin önemli ölçüde değişmediğini fark ettiler. Bu cisimlerin, çok büyük yapıya sahip olduklarını göz önüne alarak soğumalarının milyonlarca yıl alacağını düşündüler. Ancak, Dünya'daki bazı jeolojik kaynaklardan elde edilen veriler, Güneş'in çok daha yaşlı olduğunu gösteriyordu. Bunun üzerine, astrofizikçiler, Güneş'in sürekli bir enerji kaynağı olması gerektiğini düşündüler.
Dünya'daki jeolojik kaynaklardan edinilen bilgilerin değerlendirilmesi sonucunda, Dünya'nın yaşının yaklaşık beş milyar yıl olduğu hesaplandı. Güneş'in de en azından beş milyar yaşında olduğunu hesaplayan bilim adamları, yaydığı ışımayı ölçerek Güneş'teki her bir atoma ne kadar enerji düştüğünü 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 kaynağının nükleer dönüşümler olduğunu 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 varlığı ve ne kadar enerjiye sahip oldukları bilinmesine karşın, nükleer tepkimeler (çekirdek tepkimeleri) daha bütün yönleriyle anlaşılmış değildi.
Bir çekirdek tepkimesini anlayabilmek için, Kuantum Mekaniği'nin anlaşılması gerekiyordu. 1920'li yıllarda, Kuantum Mekaniği'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, astrofiziğe uygulanması hemen hemen aynı zamanlara rastlıyor. Evren'deki temel madde olan hidrojenin atom çekirdeklerinin dördü bir araya geldiğinde bir helyum atomu çekirdeği ve belirli bir miktar enerji ortaya çıkar. Atkinson ve Guthermans adlı iki fizikçi, bu enerjinin yaklaşık 6 milyon elektron Volt olduğunu buldular ve yıldızın ortasında iki hidrojen atomunun çarpışarak bir helyum atomu oluşturma ihtimalini hesapladılar. Bunu Güneş'in yaymakta olduğu enerjiyle karşılaştırdıklarında Güneş'i dengede tutabilecek enerjinin kaynağını 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 oluşturduğu kuvvetin bir şekilde, karşı bir kuvvetle dengelenmesi gerekmektedir. Dışarı doğru olan kuvvetleri yaratan basınç, içeriye doğru olan kütleçekiminin yarattığı basınçtan daha az olmamalıdır ki, yıldızın çökmesine engel olsun. Bu duruma, "hidrostatik denge" adı verilmektedir.
Öte yandan, yıldızın parlaması için, içeriden dışarıya doğru bir enerji akışı olması gerekir. Enerji, yıldızda basıncın ve sıcaklığın en yüksek olduğu çekirdek kısmında üretilir. Çekirdek, tepkimelerin gerçekleştiği bölgedir. Yıldızın dengede kalabilmesi için, üretilen enerjinin dışarı atılması gerekir. Yıldızın çok sıcak çekirdeğinde üretilen enerji, yıldızın içerisinden geçerek, yüzeyden dışarı çıkar. Bir yıldızın ürettiği enerji ne kadar fazlaysa, ışıma şiddeti de o kadar fazla olur.
Bir yıldızın yapısı, enerji üretimi, sıcaklık, basınç ve yoğunluk gibi değerleri birbirine bağlayan denklemler çözülerek, anlaşılabilir. Bu denklemlerin hassas çözümleri, ancak 1950’li yılların ilk kuşak bilgisayarları ile gerçekleştirilebildi. Örneğin, sıcaklığı bilinen bir yıldızın, yarıçapı, parlaklığı, kütlesi ve bunlara bağlı olarak da ömrünün ne kadar olacağı hesaplanabildi.
1920’li yıllardan bu yana, geçen süre içinde temel fizik kanunları ve nükleer fizik (çekirdek fiziği) kullanılarak, yıldızların yapısı ve evrimi aşama aşama çözüldü. Yapılan hesapların doğruluğu, 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 kaynağı olabilir; ancak, şu anda ciddi mühendislik problemleri bunun gerçekleştirilebilmesini engelliyor. Yeryüzünde, henüz, ortaya çıkacak bu denli yüksek sıcaklıklara dayanabilecek bir ortam yaratılabilmiş değil. Yıldızlarda ise, termonükleer tepkimeler kendiliğinden, doğal 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 oluştuğunu da açıklığa kavuşturdu. Evren'deki, hidrojenden ağır, demire kadar bütün maddeler, yıldızların içerisinde, nükleer tepkimelerle (çekirdek tepkimeleriyle); demirden ağır olanlar ise, bu yıldızların patlamalarıyla oluşan süpernovaların ortaya çıkardıkları çok büyük enerji sayesinde oluşmaktadır.
Patlamalarla dağılan maddeden yeni yıldızlar oluştukça, Evren'deki maddenin kompozisyonu zenginleşmektedir. Vücudumuzu ve etrafımızdaki maddenin çoğunu, yıldızlarda ve süpernovalarda oluşan elementler meydana getirir. Bizi ve etrafımızdaki tüm cisimleri oluşturan maddenin, yıldızlarda "pişirilmiş" olduğunu düşünebiliriz.
Bir yıldızın, evrimine hidrojeni yakarak başladığını belirtmiştik. Yıldız ilk aşamada enerjisini, hidrojeni helyuma dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir diğerini 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 çekirdeğin etrafındaki hidrojenin de yanmasını sağlar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıldızın genişlemesine yol açar. Yıldız bu aşamada, H-R diagramında, ömrünün büyük bir dönemini geçirdiği ana koldan ayrılır. Böylece, yıldız bir kırmızı dev haline gelir.
Eğer yakıt miktarı ve yakıtı oluşturan maddeler sonsuz miktarda olsaydı, yıldızın evrimi sürekli olacaktı. (Büyük kütleli bir yıldız, çekirdeğindeki 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 kalmadığı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi yıldızın çökmeye başlamasına yol açar.
Farklı yakıtların yakıldığı 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 bağlı olarak oluşacak cisimler ise üç gruba ayrılır: Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve karadelikler.
Beyaz cüceler, aşağı yukarı güneş kütlesinde ve yarı çapları Dünya’nınki kadar olan cisimlerdir. Bu çok yoğun 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 yoğun hale gelir ki, elektronlar birbirlerinin üzerine gitmeye zorlanırlar.
Nötron yıldızları ise, beyaz cücelere kıyasla çok daha yoğun cisimlerdir. Yıldızın, bir nötron yıldızı olabilmesi için, yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesinin, 1,4 ile 2,5 güneş kütlesi arasında olması gerekir. Tipik bir nötron yıldızının çapı, yaklaşık 10 kilometredir ve yoğunluğu da yaklaşık 100 milyon ton/cm3‘tür. Yani nötron yıldızının bir çay kaşığı miktarı yaklaşık 100 milyon ton ağırlıktadır.
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 yoğunluk, bir atomun çekirdeğindeki kadardır. Yani nötronlar birbirine bitişik olarak durmaktadırlar. Aynı, Pauli Prensibi’nde elektronlar için olduğu gibi, bu basınçta, nötronlar daha fazla sıkışamazlar ve yıldız denge konumuna gelir.
Nötron yıldızları, gözlenebilen en yoğun 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 yoğunluğu 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 değil, kutupları doğrultusunda ışınım yapar. Kutuplarda ivmelenen yüklü parçacıklar, kutupların doğrultusunda bir ışınım fışkırmasına yol açarlar. Eğer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, biz bu ışınımı atmalar (pulse) olarak görürüz. Yıldızın her dönüşünde, bu ışınım bakış doğrultumuzdan bir kez geçer. Bu şekilde gözlenen nötron yıldızlarına atarca (pulsar) adı verilir.
İlk atarca, 1967 yılında tesadüfen keşfedildi. Doktora öğrencisi 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 kaynaklanabileceğini tahmin eden astronomlar, böylece, o zamana değin sadece teoride varolan nötron yıldızlarının varlığını kanıtladılar. Bugün bilinen yaklaşık 600 atarca vardır. Bilinen en hızlı atarca ise saniyede 642 defa dönmektedir.
Eğer, ölen yıldızdan artakalan çekirdeğin kütlesi 2,5 Güneş kütlesinden büyükse, artık bu yıldızı dengede tutacak herhangi bir kuvvet yoktur. O halde, bu yıldız sonsuza değin çökecek; ancak, biz bunu belli bir aşamadan sonra göremeyeceğiz. Bir cismi görebilmemiz için, bu cisimden kaynaklanan ya da yansıyan ışığın gözlerimize ulaşması gerekir.
Eğer, 2,5 güneş kütlesindeki bu cisim, 3 kilometreden küçük bir çapa kadar sıkışırsa, bu cismin kütleçekimi, hiçbir şeyin, ışığın bile bu cisimden kaçmasına olanak tanımaz. Bu nedenle bu cisimlere "karadelik" adı verilir.
Hiç ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir karadeliği doğrudan gözlemek mümkün değildir; ancak, çeşitli yöntemlerle, varlığını anlamak hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor. Yöntemlerden birisi şudur: Eğer, bir ikili yıldız sisteminin üyerinden birisi kara delikse, ve eğer yıldızdan karadeliğe bir madde akışı oluyorsa, karadeliğin etrafında dönerek, içerisine düşen madde güçlü x-ışınları yayar. Bu güçlü ışınım, bir karadeliğin varlığının göstergesi olabilir.
Diğer bir yöntem, "kütleçekimsel mercek" olarak bilinen etkiden yararlanılmasıdır. Karadeliğin yarattığı çok güçlü kütleçekimi, yakınından geçen ışık ışınlarının bükülmesine neden olur. Yani karadelik, bir mercek gibi davranır. Eger bir karadelik, uzaktaki bir ışık kaynağıyla Dünya’nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uğrar.
Bugüne kadar, Samanyolu içerisinde, bir kütleçekimsel mercek etkisine rastlanmadı. Buna karşın, çok uzaklarda bulunan kuasarlarla aramıza giren karadelikler tespit edildi.

 

                                                                                               ANA SAYFA