Uzay Coğrafyası

Uzay Coğrafyası Dünya ve Evren Dünyamız Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldız sistemlerinden Güneş sisteminde yer alır. Tüm gezegen...

Uzay Coğrafyası

Dünya ve Evren

Dünyamız Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldız sistemlerinden Güneş sisteminde yer alır. Tüm gezegenler elips şeklinde bir yörüngede hareket ederler.

Onuncu Gezegenimiz "Sedna"

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

Gezegenin keşfi ile astronomlar içinde yeni bir münakaşa başladı. Sedna'nın bir gezegen olup olmadığı üstüne kafa yürüten ilim adamları, böylelikle gezegen terimini ve Güneş Sistemi'nin de yapısal özelliklerini gözden geçiriyorlar.

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

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

Eğer bulgular doğruysa, 74 senelik '9 gezegen' bilgisi tarihe karışacak. BBC'de gösterilen habere bakılırsa, NASA tarafınca uzaya fırlatılan Sedna 4 teleskobu tarafınca gönderilen bilgilerle, Plüton gezegeninden daha büyük olduğu sanılan yeni uzay cismi, kanıtlama edilmesi halinde Güneş Sistemi'nin 10. gezegeni olacak. Fakat astronomlar, bu cismin halen Güneş Sistemi'nin bir üyesi olup olmadığını araştırıyorlar. Önceleri de Hubble Teleskobu tarafınca tespit edilen cisimle ilgili ayrıntılı bilginin bu hafta içinde NASA tarafınca dünya kamuoyurna açıklanacağı kaydedildi. Son olarak 1930 senesinde varlığı ispatlanan Plüton gezegeninden bu yana Güneş Sistemi'nde 9 gezegen olduğuna dair ilim öğretisini alt üst edecek olan 'yeni gezegen', ilim adamları tarafınca 'Buz ve Kaya Krallığı' olarak ifade ediliyor.

Güneş Sisteminin Sınırında


Sedna, 10 bin 500 Dünya yılı devam eden Güneş'in çevresinde bir tam dönüşü esnasında, yıldıza yalnız çok kısa bir süre için yaklaşıyor, ama bi gezegenin ısınmasına yetmiyor.


Gözlem ismi 2003 VB12 olan Sedna kızıl parlak bir renge haiz; ilim adamları parlak kızıl rengin, gezegenin bulunmuş olduğu Güneş Sistemi'nin dış bölgeleri için oldukça olağandışı bir vaziyet bulunduğunu belirtiyorlar. Dr. Brown, Sedna benzer biçimde 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. Ilim adamları Sedna'nın yüzey ısısının -240 aşama bulunduğunu ve bu değerin son 4.5 milyar senedir değişmediğini belirlediler.

Gezegen Maden'i


Sedna 1930'da Plüton'nun keşfinden sonrasında 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 malum bölümde yeralıyor. Kuşakta bulunan binlerce göktaşından şimdiye dek ortalama 400 tanesi tam olarak ortaya çıkarıldı.

Sedna'nın da içinde bulunmuş olduğu Kuiper Kuşağı, astronomlar tarafınca 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 ismi ile bir başka gezegensi keşfedilmişti.

Bünyesinde binlerce benzer büyüklükte gök cisminin bulunmuş olduğu Kuiper Kuşağı Sedna ya da daha büyük yeni keşiflere hamile bir bölge. Sedna'nın daha evvel bulunan benzer göktaşlarından farkı kendi başına bir yörünge tutturmuş olması. Arizona'da bulunan Tenagra Gözlemevi gezegenin yörüngesini edinmek suretiyle çalışmalara başladı.

Gezegenlik Tartışması


Sedna'nın keşfi gezegen teriminin sorgulandığı ve kim bilir tekrardan tanımlanacağı tartışmaları da alevlendirdi. Bir grup gökbilimci Plüton'nun dahi bir gezegen olmadığını düşünüyor. Yapılacak gözlemler sonunda, Plüton'u gezegen sayılması için kafi koşulların Sedna de ilgilendiriyor olduğuna dair düşünce birliği oluşursa, Güneş Sistemi'nin on gezegeni olacak. Ilim çevreleri, göktaşının bir gezegen olarak kıymet kazanmasının daha geniş gözlemler gerektirdiğinin altını çiziyorlar.

Bunların başlangıcında da göktaşının bağımsız Güneş merkezli bir yörüngesi olması kuramı geliyor. Sedna'nın eliptik yörüngesinde Güneş'in çevresinde tam dönüşünü 10.500 yılda tamamladığı açıklandı. 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 küçük olan “gezegensi†(planetoid) olarak nitelemeyi tercih ediyor. Brown Sedna'nın yeterince yüksek bir yoğunluğa haiz 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 beraber yaptılar. Ekip Sedna'nın çevresinde dönen bir de uydusu bulunduğunu keşfetti.

Güneş


Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız, Dünya'dan averaj 149.591.000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan devasa bir gaz küresi olan Güneş'in en mühim bileşeni hidrojendir; ortalama % 5 oranında helyum ve daha ağır elementleri ihtiva eder. 1,99x10(33) erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en fazla, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer'de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir.

Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri bir çok yüz kat daha ağır olan malum en büyük yıldızlara karşılaştırılınca, Güneş, astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer. Ama hacmi ve yarıçapı, Gökadamız'daki (samanyolu) tüm yıldızların averaj kütlesine ve ebatlarına yakındır; çünkü bir sürü yıldız Yer'den daha minik ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklığı ve rengi sebebiyle, astronomlar tarafınca kullanılan tayf türleri şemasında “G2 cüce†diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaymış olduğu ışığın tayf sertliği, 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 çağdaş teleskoplar yardımıyla, Evren'in en uzak köşelerini, milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz. Oysa, Evren'de küçücük bir nokta benzer biçimde kalan, içinde yaşadığımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu.

Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana meydana getirilen çalışmaların büyük kısımı, Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün, gerek bu çalışmalara gerekse çevremizdeki başka ihtimaller içinde gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz.

Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuğu düşüncesini, bununla beraber bir fizikçi de olan Prusyalı felsefeci, Immanuel Kant ortaya attı. Kant, ilkel Evren'in ince bir gazla dolu bulunduğunu canlandırdı düşüncesinde. Ilk başlarda benzeşik dağılmış bu gazda, tabii olarak zaman içinde bağzı kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar, kütlelerin birbirini çekmesine, bu nedenle da gazın belirgin bölgelerde topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki, bu topaklar niçin disk biçimini alıyordu?

Kant, bu durumu da çözdü. Ilk başlarda çok yavaş dönmekte olan gaz topakları, sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu, çok temel bir fizik ilkesine, "Momentumun Korunumu İlkesi" ne dayanır. Bu ilke, çoğu zaman bir buz patencisi örneğiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi, kollarını kapadığında hızlanır.

Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlamış olan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin tesiri gaz topağının incelerek bir disk biçimini almasını sağlar. İşte, bu disklerden biri Güneş Sistemi'mizi oluşturmuştur.

Güneş'le ilgili çağdaş emek harcamalar, Galilei'nin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneş'in dönüşünü bulmasıyla 1611'de başladı. Güneş'in ebatlarına ve Yer'den uzaklığına ilişkin ilk ortalama doğru belirleme, 1684'te yapılmış oldu; bu belirlemede, Fransız Akademisi'nin 1672'de Mars'ın Yer'e yaklaşması esnasında yapmış olduğu nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilmiş veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafınca 1814'te Güneş'in soğurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafınca 1859'da bunun fizyolojik yorumunun yapılması, güneş astrofiziği çağını başlattı; bu zamanda, Güneş'i oluşturan maddelerin fizyolojik durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak araştırma olanağı dünyaya geldi. 1908'de George Ellery Hale, güneş lekelerinin kuvvetli magnetik alanlarını belirledi; 1939'da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı görevi aydınlattı.

Yeni gelişmeler, ilim adamlarının Güneş'le ilgili görüşlerini değiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgarının direkt doğruya belirlenmesi 1962'de gerçekleştirilmiş, Güneş'in yüksek süratli tekrarlanan akıntılarının larıysa 1969'da taç (korona) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir. Kant'ın bu düşüncesi, bir süre sonra bir sürü gökbilimci tarafınca kabul görmüş oldu; ama, herhangi bir yıldızın çevresinde bu şekilde bir oluşum gözlenemediği için, 1980'lere değin bu fikir, bir varsayım olarak kaldı, kanıtlanamadı. Sonrasında, gökbilimciler, T Boğa türü yıldızların, ortalama üçte birinin, normalin çok üstünde kızılötesi ışınım yaydığını keşfettiler.

Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaymış olduğu kısa dalgaboylu ışınımı soğuruyor; sonrasında daha uzun dalga uzunlukta, kısaca kızılötesi ve radyo dalga boylarında ışınım yayıyordu.

Bir çok yıl sonrasında, gökbilimciler bir takım yıldız oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık, toz içeren diskleri direkt görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun keskin gözleriyle meydana getirilen gözlemlerde, 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylelikle, genç yıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu.

Terimler

Evren(Evren):Madde ve enerjiden oluşan başı ve sonu olmayan sistemdir.
Uzay:İçerisinde gök cisimleri bulunan sonsuz boşluktur.
Samanyolu Galaksisi:Güneş sistemimizin içinde yer almış olduğu yıldız topluluğudur.Bu galaksinin çapı ortalama 100.000ışık yılıdır.(Bir saniyelik ışık birimi 300.000 km'dir.
Yıldız:Isı ve ışık yürüyerek gök cismidir.Güneş bir yıldızdır.
Gezegen:Güneşten almış olduğu ısı ve ışığı yansıtan gökcismidir.
1)İç Gezegen: Dünya ile güneş içinde bulunan Merkür ile Venüs gezegenleridir.Bu gezegenler güneş'e dünyadan daha yakındır.Kütleleri dünyadan küçüktür.
2)Dış Gezegen:Güneş'e dünyadan daha uzak olan gezegendir.Güneş sistemi içindeki gezegenlerden; Güneş'e en yakın olanı Merkür, en uzak olanı Plütondur.En büyük olanı Jüpiterdir.Jüpiter hemen hemen soğuyamamış gaz hacmi halindedir.
Uydu:Gezegenlerin çevresinde dönen gök cisimleridir.Bunlarda güneş ışığı yansıtarak görülürler.
Kuyruklu Yıldız:Güneş sistemi içinde yer edinen ve çevresinde 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 fanatik olmamak elde değildir. Çıplak gözle görülebilen sayısız yıldız dahi evrenin ne kadar karmaşık bir yapıda bulunduğunu fark etmemiz için kafi. Ama çıplak gözle gördüğümüz sema evrenin milyarda birlik bir kısmını dahi temsil etmiyor. Gerçekte evren insan aklının almakta güçlük çekeceği bir büyüklüğe ve karmaşıklığa haiz. Güneş sistemini barındıran Samanyolu galaksisi dahil ortalama 100 milyar galaksiden ve sayısız gök cisminden oluşan devasa boyutlardaki evrenin çapı, sürekli genişlemeğe devam etmektedir. Evren büyüklüğü yanında, ilginçliği ve karmaşıklığı ile de akıl sınırlarını zorlamaktadır. Evrende mevcud enerjinin yalnız %10'luk kısmı tanımlana bilen maddelerden (gezegenler, yıldızlar, karadelikler ve türlü gazlar) oluşmaktadır, geri kalan enerjinin %90'lık kısmı "Karanlık madde" adı verilmiş olan gözlemlenemeyen ve tanımlanamayan maddelerden oluşmaktadır. Bu denli büyük ve karmaşık olmasına karşın, evrende mevcud sayısız gök cismi eşi görülmemiş bir denge örneği göstermektedir. Evrenin tüm bu özellikleri kozmolojiyi ilim adamları için en popüler ilim dallarından birisi haline getirmiştir. Şu an yaşamakta olan ve günümüze dek yaşamış tüm büyük ilim adamları evreni araştırmış ve bilhassa kuramsal kozmoloji faaliyetinde çok büyük emek harcamalar yapmışlardır.

Big Bang Teorisi(Büyük Patlama)


Ilim adamları böylesine karmaşık bir yapıya haiz olan evrenin oluşumu hakkında tarih süresince değişik fikirler ve teoriler ortaya atmışlardır. Fakat başka konulardaki anlaşmazlıklara karşın günümüzde evrenin başlangıcı mevzusu, ilim adamları arasındaki tam bir düşünce birliği ile "Big Bang" ismi verilen teoriye dayandırılmaktadır. Bu kuram evrenin 10-20 milyar yıl ilkin "yoktan var edildiğini" ileri sürmektedir. Kısaca zamanımızdan 10-20 milyar yıl ilkin madde ve vakit yokken "Big Bang" ismi verilen büyük bir patlama ile birden madde ve vakit yaratılmıştır. "Big Bang" teorisi ilk olarak 1922 senesinde Alexander Friedmann tarafınca ortaya atıldı. O güne kadar evrenin durağan bulunduğunu korumak için çaba sarfeden ilim dünyasının bu yeni teoriyi kabullenmesi hiçte kolay değildi. Çünkü bu kuram evrenin, vakit ve maddeden bağımsız olan tüm boyutların üstündeki bir güç tarafınca yaratıldığı anlamına geliyordu. Bununla birlikte "maddenin sonsuzdan gelip sonsuza gittiğini" iddia eden maddeci felsefe kökünden çürütülmüş oluyordu. Bilhassa maddeci ilim adamları bu teoriyi kabul etmek istemedi. Fakat "Big Bang" gerçeğini görmezlikten gelmek çok zordu. ünlü gökbilimci Edwin Hubble 1929 senesinde yapmış olduğu gözlemler sonucunda evrenin sürekli genişlemekte bulunduğunu ispatladı, bu kanıtlama Big Bang teorisi için çok büyük bir kanıttı. Hubble'ın bu buluşu teorinin büyük bir ilim kesimi tarafınca kabul görmesini sağlamış oldu, teoriyi kabullenmek istemeyen ve genişleyen evren modeline uygun değişik teoriler yapmaya çalışan bir kaç ilim adamı ise ama1989 yılındaki "Big Bang" teorisinin kati zaferine kadar dayanabildiler. Kuramsal hesaplamalara bakılırsa büyük patlamadan arda kalması ihtiyaç duyulan radyasyonu araştırmak suretiyle NASA tarafınca 1989 senesinde fırlatılan CUBE uydusu bu radyasyonu fırlatılışından sekiz dakika sonrasında belirleyerek "Big Bang" teorisini kati olarak kanıtladı. Bu kanıttan sonrasında artarda gelen başka kanıtlar teoriyi desteklemeğe devam etti. Evrendeki enerjinin malum kısmının büyük kısımı yıldızlarda, Hirojenin , füzyon yardımıyla Helyuma (He) dönüşmesi ile oluşmaktadır. Bu enerji dönüşümü evrenin başlangıcından bu yana devam eden bir süreçtir. Eğer evren sonsuzdan bu zamana kadar var olsaydı hidrojenin tümünün helyuma dönüşmüş olması gerekirdi. Fakat şu an evrende mevcud hidrojen, helyum oranı kuramsal hesaplamalara bakılırsa "Big Bang" 'den bu yana olması gerektiği gibidir. Bu ve benzeri pek çok kanıt "Big Bang" teorisinin güçlenerek ilerlemesini sağlamaktadır.

Evrenin İlk Anları Ve Büyümesi


Büyük patlamadan ilkin madde varolmadığına bakılırsa maddeye bağımlı olan dönemin varlığından da söz edilemez. Bu durumda bir düşünce ayrılığı olmadığına bakılırsa Big Bang'den öncesinden söz etmemiz mümkün değildir. Bizim inceleye bileceğimiz, büyük patlama hemen neler oldu? Iyi mi oldu da böylesine büyük bir patlama ile bu kadar karmaşık yapıya haiz bir evren oluştu? benzer biçimde soruların cevaplarıdır. Bu soruları ama kuramsal kozmoloji verilerine dayanarak yanıtlaya biliriz. Fakat elimizde lüzumlu veriler olmadığı için Big Bang anını açıklamakta fizik kuramları yetersiz kalıyor. Daha önceki anlarda neler olup bittiği mevzusunda hemen hemen kati deliller bulunmadığı için şu an en fazla patlamadan sonraki 0,00001'inci saniyeden bahsedebiliriz. Patlama hemen ortaya çıkan çok büyük ısı, patlamadan 0.00001 saniye sonrasında kuarkların (atom altı parçacıkların) proton ve nötronları oluşturabileceği düzey kadar düştü, bu aşamada tek atomdan oluşan ve en rahat yapıya haiz element olan H (hidrojen) elementi oluştu. Patlamadan bir çok dakika sonrasında milyar aşama cinsinden ifade edilebilecek değere düşen ısı yardımıyla "döteryum", "helyum" ve "lityum" elementleri oluşmaya başladı. "Büyük Patlama" anından sonraki genişleme hızı çok duyarlı bir değerdedir. Meydana getirilen kuramsal hesaplamalara bakılırsa bu genişleme hızı, gerçekte olandan milyarda tekrar yavaş gerçekleşseydi çok büyük kütle çekim tesiri ile evren kendi üstüne çökerek yeniden yok olacaktı. Tersi bir biçimde, evrenin genişleme hızı milyarda tekrar süratli olsaydı atom altı parçacıklar atomu ve bu nedenle evrende mevcud 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 tesiri ile gazlar yoğunlaşarak değişik gök cisimlerini yapmaya başladı. Evrende mevcud hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler yıldızların oluşumundan sonrasında, bu yıldızların çekirdeğinde gerçekleşen nükleer tepkimler ile üretilmiştir. Bu gök cisimlerinin bir araya gelmiş olarak niçin galaksileri oluşturduğu hemen hemen kati olarak açıklanabilmiş değildir. Bunun açıklanması "kara enerji" ve "kara delik" olarak adlandırılan gök cisimlerinin tam olarak anlaşılmasına bağlıdır. Netice olarak bu günün bilimsel şartları ile kati bir biçimde açıklayamadığımız bir süreç sonunda evren şu anki karmaşık yapısına geldi ve her geçen saniye genişlemeye devam ediyor.

Evrenin Yapısı

Yazımızın başlangıcında da söz ettiğimiz benzer biçimde evren akıl almaz komplekslikte bir yapıya haizdir. Evrenin bir takım bölümlerinde çok büyük boşluklar varken, bir takım kısımları yoğun bir biçimde gök cisimleri ille doludur. İlk bakışta dağınık benzer biçimde görünen bu yerleşim şekli aslen Big Bang teorisinin ön görmüş olduğu şekilde, benzeşik bir evreni oluşturmaktadır. Evren, 400 milyon ışık yılından daha geniş bir kısımı incelendiğinde homojenlik göstermektedir. Big Bang'den sonrasında hidrojen ve helyumdan oluşan gazlar kütle çekim enerjisi ve dönmelerinden lanan manyetik etkinin yardımı ile yoğunlaşarak değişik gök cisimlerini oluşturdular. Gene bu Büyük Patlama sonucunda oluşan ve "kozmik fon ışınımı" ismi verilen ışınım tüm evrene yayılmış durumdadır. Gök cisimlerinin yoğunluk gösterdiği mıntıkalara galaksi (gökada) ismi verilmektedir. Kati olmamakla birlikte galaksilerin nerede ise hepsinin merkezinde galaksiyi dengede tutan büyük bir karadelik varolduğu tahmin edilmektedir. Fakat meydana getirilen araştırma ve hesaplamalar mevcud karadelik ve başka gök cisimlerinden lanan kütle çekim etkilerinin bu galaksileri bir arada tutmaya yetmeyeceği fark edilmiştir. Bu durumda kuramsal olarak mevcud fakat tanımlanamayan ve gözlenemeyen başka bir maddenin varlığı bulunmuştur. Malum hiçbir fizyolojik tanıma uymayan ve tamamen görünmez olan bu maddeye "karanlık madde" ismi verilmektedir. Karanlık madde evrende mevcud maddenin ortalama olarak %90'lık kısmını oluşturmaktadır. Karanlık maddenin haricinde kalan ve tanımlana bilen gök cisimleri genel olarak gezegenler, meteorlar ve yıldızlardır. Ömrünü tamamlayan yıldızların ölümü ile oluşan ak cüceler, nötron yıldızları ve daha karmaşık bir yapıya haiz olan karadelikler evrenin en yoğun ve hakkında minimum bilgi bulunan başka cisimleridir. Ömrünü tamamlayan yıldızların "nebulla" ismi verilen patlamaları yardımıyla çekirdeğinde üretilen ağır elementler uzaya dağılır ve meteor şeklinde gezegenlerin üstlerine yağar. Bu yolla demir benzer biçimde ağır elementler gezegenimize patlayan yıldızlardan bir armağan olarak gelmektedir.


Evrenin gerçek yapısının şu an bilinenden daha karmaşık olduğu tahmin edilmektedir. Hemen hemen açıklanamayan pek çok enerji şekli evrenin değişik bölümlerinde vazife yapmaktadır. Mesela yakın dönemdeki bir keşfe bakılırsa, evren giderek yavaşlaması gerekirken aksine hızlanan bir genişleme göstermektedir. Bu genişlemenin nedenini ve kaynağını bir türlü açıklayamayan kozmologlar bu güce "karanlık enerji" ismini verilmiştir. Günümüzde pek çok hesaplara ve tahmine dayanan pek çok kuram ileri sürülerek evrenin yapısı algılanmaya çalışılmaktadır. Fakat evreni tam olarak idrak etmek için çok geniş vakit dilimlerine uzanan ve kim bilir insan neslinin asla birinin göremeyeceği kadar uzun sürecek araştırma ve gözlemlere gereksinim vardır. Tahminen, gelişen hızla gelişen teknolojinin bununla beraber getireceği ileri düzey teleskoplar ve geliştirilecek yeni gözlem sistemleri ile insan oğlu çok kısa vakit dilimleri içinde kozmoloji faaliyetinde bu gün olduğumuzdan epey büyük bilgilere haiz olacaktır.

Samanyolu Galaksisi


Kent ışıklarından uzakta Ay'ın olmadığı açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan diğer başa kuşatan puslu, parlak bir şeriti sık sık görebiliriz. Eski insanoğlu bu durumu sütyolu "Milkway" olarak isimlendirmişlerdir. Bugün, bu puslu şeritin Güneşin de içinde bulunmuş olduğu bir çok yüz milyon yıldızı içeren, disk şeklinde bir görünüm bulunduğunu biliyoruz. Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk gökbilimci Galileo, Samanyolunun sayısız yıldızlardan ibaret bulunduğunu keşfetti. 1780`li yıllarda William Herchel gökyüzünün 683 mıntıkaya ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak Güneş'in Galaksideki yerini yapmaya çalıştı. Hershel, Galaksinin merkezine doğru yıldızların sayıca, büyük yoğunlukta bulunduğunu daha minik yıldız yoğunluklarının ise Galaksinin sınırına doğru görüleceğini düşündü. Fakat, tüm Samanyolu süresince kabaca, aynı yıldız yoğunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş'in Galaksimizin merkezinde bulunduğunu ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Gökbilimci Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini çözümleme ederek, Herschel`in görüşlerini doğruladı. Kapteyn`e bakılırsa Samanyolu ortalama 10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc genişliğinde olup merkezi civarında Güneş mevcuttur. 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. Netice olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın muhteşem bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen ışığı absorblayan, toz ortamın olduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoğunlaşmıştır.Yıldız ışığının, yıldızlararası ortam tarafınca 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 benzer biçimde yoğun yıldızlararası bulutların bulunmuş olduğu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir tüm olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleşme idi. Bir tek Galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemişlerdi. üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının Galaksimizin merkezinde bulunmuş olduğu fikrine haiz değillerdi. Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoğunlaştığından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley'in öncülüğünü yapmış olduğu, bir çok Gökbilimci, Güneş'in Galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklığın ortalama üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi çevresinde, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilmiş radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara bakılırsa ise ortalama 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuştur. Galaksi merkezine olan uzaklık, başka özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin çekirdeği, ortalama 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. Bu tür durumlar; İnce Disk, Kalınca Disk, Halo, Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın haricinde bu bileşenlerde değişik türden yıldızlar mevcuttur. Halodaki yıldızlar, yaşlı ve ****l bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae farklılık gösteren yıldızları bu bileşende mevcuttur.

Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş benzer biçimde genç ve ****l bakımından varlıklı yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileşeninde, çok oranda gaz ve toz vardır. Açık kümeler, emisyon nebulaları bu bileşenlerde vardır.

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. Sebebi ise, Galaksimizin bu bölgesinde daha soğuk kırmızı dev yıldızları mevcuttur. 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 bizlere kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara haiz bulunduğunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bolca bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden Galaksimizin disk yapısı hakkında mühim ipuçları tespit edilmiştir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu etkisiz halde kısaca elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) ya da ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine bakılırsa paralel döndüğü vakit ortamın toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri vakit ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona bakılırsa paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü değişiyor. O vakit atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte bu sırada 21 santimetre dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır.

1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 santimetre lik bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, (Biçim 4) den de görüleceği suretiyle, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin değişik bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları değişik dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştığından, değişik gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür. Galaksimizin 21 santimetre lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, bir sürü yay şeklinde kollar çıkarılmıştır. Galaksimizin spiral yapısına ait en mühim ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiştir. Bununla birlikte, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır.

Tüm bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola haiz bulunduğunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde mevcuttur. Sagittarius kolu, galaksi merkezi ışığında bir yerdedir. Bu kol, yazları Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus süresince uzanan kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. İki büyük koldan başka ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.

Spiral kollar, Galaksinin döndüğünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, tüm yıldızlar Galaksimizin merkezine düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen gazından gösterilen 21santimetre lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi hakkında mühim ipuçları sağlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katı bir cisim benzer biçimde dönmediğini oldukça diferansiyel olarak döndüğünü açık olarak göstermektedir. İsveçli Gökbilimci Lindblad, Galaksi merkezi çevresinde yörüngesi süresince Güneş'in hızının 250 km/sn bulunduğunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ama 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte bulunduğunu gösterir. Güneş'in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.

Buradan Galaksimizin hacminin, Güneş'in hacminin 1.1x1011 katı olduğu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bizlere yalnız 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 ne olursa olsun şaşırtıcı bir madde miktarı, Galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel dağılım halinde Galaksimizi kuşatmalı. Bu maddeden dolayı, Galaksinin toplam hacmi en azından Güneş hacminin 6 x 1011 katı ya da daha çok olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bundan ötürü bu mıntıkaya "Karanlık Madde" ismi verilir. Bu bölümde yıldız yoktur, ve varlığı çekim kuvvetinin varlığından anlaşılmaktadır.

Yıldızlar


İçinde yaşadığımız Evreni tanıma çabaları yüzyıllardır sürüyor. Bu çabalar sonucunda bir çok gökcisminin yapısı anlaşıldı. Bunlarla beraber yıldızların yapılarının anlaşılması da içinde bulunduğumuz yüzyılda gerçekleşti ve Evren'deki yerimizin hususi olmadığının farkına varıldı.

Fizikçi Sir Arthur Eddington, daha 1920'li yıllarda, çok uzak olmayan bir gelecekte, yıldız benzer biçimde 'rahat'bir cismin iyi mi çalıştığının anlaşılabileceğini söylemişti. Nitekim, 30 yıl içinde hakkaten, bir yıldızın iyi mi 'çalışmış olduğu'sorusu çözüldü.

Geceleri, gökyüzüne baktığımızda, binlerce yıldız görürüz. Gördüğümüz bu yıldızlar, çoğu zaman yeryüzüne diğerlerine oranla daha yakın, bu yüzden de parlak görünen yıldızlardır. Bu parlak noktaların güzelliği ve ulaşılmazlığı, çok eski çağlardan bu güne insanların ilgisini çekmiş; onların oluşturdukları şekilleri, bazı tanrılara; mitolojik kahramanlara ya da günlük hayatta kullanılan araç-gerece benzetmişlerdir.

Bir tek böyle de kalmayıp, gökyüzünü belli başlı bölümlere tasnif ederek, her mıntıkaya içinde bulunan takımyıldızın adını vermişlerdir. Yıldız katologları oluşturarak, her bölgedeki gökcisimlerini konumlarına bakılırsa isimlendirmişlerdir.

19. yüzyılın sonlarına doğru, teleskopların ve gökbilimin gelişmesine bağlı olarak, gökcisimlerinin de yapıları algılanmaya başlandı. Bugün, bir yıldızdan lanan ışığı, yeryüzünde yapacağımız bir çok rahat işlemle hesaplayabiliyoruz. Bazı spektroskopik ve fotometrik ölçümler (tayf ve ışık ölçümleri) yardımıyla bir yıldızın iyi mi "çalıştığını" anlayabiliyoruz.

Hertzsprung ve Russell adlı iki astrofizikçi, 20. yüzyılın başlangıcında, yıldızların yaydıkları ışımanın şiddetine karşı sıcaklıklarını bir grafik haline getirdiler. Hertzsprung ve Russell, bekledikleri benzer biçimde, bir yıldızın sıcaklığı ve ışıma sertliği içinde sistemli, belirli kurallara uyan bir birlikteliğin bulunduğunu gördüler. Çıplak gözle gördüğümüz yıldızların nerede ise hepsi, ana kol ismi verilen bir eğri oluşturuyordu.

Hertzsprung ve Russell'in oluşturdukları bu diagram, (H-R diagramı) yıldızların özelliklerinin anlaşılmasında mühim bir role haiz oldu. H-R diagramında, parlaklığı çok az, ama sıcaklığı devasa yükseklikte olan ak cüceler; ya da, parlaklığı oldukça fazla (Güneş'ten binlerce kez fazla) buna rağmen sıcaklığı az olan kırmızı devler, anakolun haricinde bırakılırlar.

Eğer, bir yıldız, termodinamik açıdan dengeye gelmişse, bu yıldızın parlaklığı ve sıcaklığı içinde bir ilişki vardır. Toplam ışıma sertliği, yarıçapı "r" olan bir kürenin yüzey alanı (4 x pi x r2) ve sıcaklığın dördüncü gücüyle orantılıdır. Yıldızın mutlak ışıma sertliği biliniyorsa (mutlak ışıma sertliği, belli başlı bir uzaklıktaki ölçülen ışıma miktarıdır), bu yıldızın yarıçapı hesaplanabilir.

Güneş'in yaymış olduğu toplam ışıma gücü, 4x1026 Watt'tır ve yüzey sıcaklığı 6000 K (Kelvin) olarak ölçülmektedir. Güneş'in çekirdeğindeki ısı ise, ama yapısının anlaşılmasından sonrasında belirlenebildi. Buna bakılırsa, Güneş'in merkezindeki ısı ortalama 10 milyon derecedir.

Güneş, averaj bir yıldız olduğuna bakılırsa başka yıldızları onunla karşılaştırabiliriz. Bu, onların yapısının anlaşılmasında oldukça destek olmaktadır. Bundan dolayı, çoğu zaman Güneş'in özellikleri başka yıldızları tanımlarken birim olarak kabul edilir. Güneş'in hacmi 2x1033 gram; yarıçapı ise ortalama 700 bin kilometredir.

Başka yıldızlara baktığımızda, Güneş'in %5'i kadar kütleden başlayıp, 100 Güneş kütlesine kadar farklılık gösteren kütleler görmekteyiz. Daha minik kütlelere haiz yıldızlar yoktur; çünkü, bu kütlelerde, yıldızın çekirdeği nükleer tepkimeleri başlatacak kadar ısınamaz. Hacmi çok büyük olan bir yıldız ise o denli ısınır ki, merkezindeki ışımanın yarattığı tazyik yıldızı patlatır.

Peki, bir yıldızın parçalarını bir arada tutan kuvvet nedir? Bu kuvvet, kütle çekimidir. Yıldızlar, çoğu zaman durağan bir yapıya haiz olduklarına bakılırsa, kütle çekimine karşı koyacak ve çökmeyi durduracak, içerden lanan bir tazyik kaynağına gereksinim vardır. Bir yıldızı oluşturacak gaz bulutu çökmeye başladıkça, basıncının artmasıyla beraber, sıcaklığı da artar.

Gaz bulutu, belli başlı bir sıcaklığa ulaştığında, merkezindeki ısı, kafi basıncı yaratarak çökmeyi durdurabilir. Fakat, sıcak gazın oluşturduğu bu yıldız, enerjinin korunumu ilkesine bakılırsa, yaymış olduğu ışınımdan dolayı enerji yitirecektir ve bu yüzden zaman içinde soğuyacaktır. Çökmeyi durduran tazyik kaynağını kaybeden yıldız ise çökmeye adım atacaktır.

19. yüzyılda, Güneş'i ve başka yıldızları inceleyen ilim adamları, bu gökcisimlerinin ışıma şiddetlerinin; bu nedenle da enerji yayma güçlerinin mühim seviyede değişmediğini fark ettiler. Bu cisimlerin, çok büyük yapıya haiz olduklarını göz önüne alıp soğumalarının milyonlarca yıl alacağını düşündüler. Fakat, Dünya'daki bir takım jeolojik lardan elde edilmiş veriler, Güneş'in epey yaşlı bulunduğunu gösteriyordu. Bunun üstüne, astrofizikçiler, Güneş'in devamlı bir enerji membaı olması icap ettiğini düşündüler.

Dünya'daki jeolojik lardan edinilen bilgilerin değerlendirilmesi sonucunda, Dünya'nın yaşlarının ortalama beş milyar yıl olduğu hesaplandı. Güneş'in de en azından beş milyar yaşlarında bulunduğunu hesaplayan ilim adamları, yaymış olduğu ışımayı ölçerek Güneş'teki her bir atoma ne kadar enerji düştüğünü buldular. Bu hesaba bakılırsa, Güneş'in her atomunun, ortalama bir milyon elektron Volt enerji yaymış olması gerekiyor.

Bu miktardaki bir enerjinin, kimyasal vakalar kanalıyla ortaya çıkması olanaksızdı. 1919-1920 yıllarında, Fransız fizikçi Jean Perrom ve İngiliz fizikçi Arthur Eddington, bu enerjinin kaynağının nükleer dönüşümler bulunduğunu iddia ettiler. Bu iddia, ilim adamlarının ne kadar kuvvetli bir önseziye haiz olduklarını gösteriyor. Çünkü, bu enerjinin ortaya çıkabilmesi için, atom çekirdeklerinin devreye girmesi gerekir. O tarihlerde, atom çekirdeklerinin varlığı ve ne kadar enerjiye haiz oldukları bilinmesine rağmen, nükleer tepkimeler (çekirdek tepkimeleri) daha tüm yönleriyle anlaşılmış değildi.

Bir çekirdek tepkimesini anlayabilmek için, Kuantum Mekaniği'nin anlaşılması gerekiyordu. 1920'li yıllarda, Kuantum Mekaniği'nin matematiksel bir kuram olarak ortaya çıkarılmasıyla beraber, çekirdek tepkimeleri de algılanmaya başlandı. Einstein'in ünlü E=mc2 formülüne bakılırsa, enerji farkının, kütle farkının ışık hızının karesiyle çarpımına eşit olması (E1-E2=(m1-m2)c2 ) gerekir.

Bu bilgilerin, astrofiziğe uygulanması nerede ise aynı zamanlara rastlıyor. Evren'deki temel madde olan hidrojenin atom çekirdeklerinin dördü bir araya ulaştığında bir helyum atomu çekirdeği ve belli başlı bir miktar enerji ortaya çıkar. Atkinson ve Guthermans adlı iki fizikçi, bu enerjinin ortalama 6 milyon elektron Volt bulunduğunu buldular ve yıldızın ortasında iki hidrojen atomunun çarpışarak bir helyum atomu oluşturma ihtimalini hesapladılar. Bu durumu Güneş'in yaymakta olduğu enerjiyle karşılaştırdıklarında Güneş'i dengede dokunabilecek enerjinin kaynağını bulduklarını anladılar: Hidrojenin helyuma dönüşmesi.

Yıldızların anlaşılmasında ilk adım olan bu olayın güzel bir hikayesi vardır. 1929 senesinde, Guthermans ve Atkinson, mevzuyla ilgili makalelerini yazıp bitirdikten sonrasında, Guthermans kız arkadaşıyla bir yürüyüşe çıkar. Arkadaşının, "Yıldızlar ne güzel parlıyor!" sözüne karşılık, Guthermans, böbürlenerek şöyleki der: "Ben, dünden bu zamana kadar onların niçin parladıklarını biliyorum".

Bu ilk kısımdan sonrasında, bir sürü ilim adamı mevzuya yöneldi. Araştırmalar yapılmış oldu. Bunların sonucunda, bağzı rahat hesaplarla, bir yıldızın hacmi ne kadar olursa, içindeki ısı 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 biçimde, karşı bir kuvvetle dengelenmesi gerekmektedir. Dışarı doğru olan kuvvetleri yaratan tazyik, içeriye doğru olan kütleçekiminin yarattığı basınçtan daha az olmamalıdır ki, yıldızın çökmesine engel olsun. Bu duruma, "hidrostatik denge" ismi verilmektedir.

Öte taraftan, 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 içinden geçerek, yüzeyden dışarı çıkar. Bir yıldızın ürettiği enerji ne kadar fazlaysa, ışıma sertliği de o denli fazla olur.

Bir yıldızın yapısı, enerji üretimi, ısı, tazyik ve yoğunluk benzer biçimde değerleri birbirine bağlayan denklemler çözülerek, anlaşılabilir. Bu denklemlerin duyarlı çözümleri, ama 1950'li yılların ilk dönem bilgisayarları ile gerçekleştirilebildi. Mesela, sıcaklığı malum bir yıldızın, yarıçapı, parlaklığı, hacmi 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. Meydana getirilen hesapların doğruluğu, gözlemlerle de kanıtlandı. Bugün, bir takım nükleer tepkimeler Dünya'da reaktörlerde ve nükleer silahlarda kullanılıyor.

Termonükleer tepkimeler olarak adlandırılan, hidrojenin helyuma dönüştürülmesi vakasının Dünya'da gerçekleştirilmesi, çok büyük bir enerji membaı olabilir; ama, şu anda samimi mühendislik problemleri bunun gerçekleştirilebilmesini engelliyor. Yeryüzünde, hemen hemen, ortaya çıkacak bu denli yüksek sıcaklıklara dayanabilecek bir ortam yaratılabilmiş değildir. Yıldızlarda ise, termonükleer tepkimeler kendiliğinden, tabii olarak gerçekleşiyor. Kütle çekimi, hidrojeni, tepkimeler için lüzumlu olan basınçta ve sıcaklıkta tutabiliyor.

Yıldızların yapısının anlaşılması, Evren'de en fazla bulunan madde olan hidrojenin dışındaki maddelerin iyi mi oluştuğunu da açıklığa kavuşturdu. Evren'deki, hidrojenden ağır, demire kadar tüm maddeler, yıldızların içinde, nükleer tepkimelerle (çekirdek tepkimeleriyle); demirden ağır olanlar ise, bu yıldızların patlamalarıyla oluşan süpernovaların ortaya çıkardıkları çok büyük enerji yardımıyla 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" bulunduğunu düşünebiliriz.

Bir yıldızın, evrimine hidrojeni yakarak başladığını beyan etmiştik. Yıldız ilk aşamada enerjisini, hidrojeni helyuma dönüştürerek üretir. Bir yakıtı tüketen yıldız, bir ötekini yakmaya başlar. Çekirdekteki hidrojenin tükenmesiyle, helyum atomları birbirleriyle tepkimeye girer ve karbon atomları oluşur.

Helyumun yanmasıyla beraber, yıldızın merkezindeki ısı, epey yüksek bir düzeye ulaşır ve çekirdeğin etrafındaki hidrojenin de yanmasını sağlar; bu da, içerideki basıncın daha da artarak yıldızın genişlemesine neden olur. Yıldız bu aşamada, H-R diagramında, ömrünün büyük bir sürecini geçirdiği ana koldan ayrılır. Böylelikle, yıldız bir kırmızı dev haline gelir.

Eğer yakıt miktarı ve yakıtı oluşturan maddeler sonsuz oranda olsaydı, yıldızın evrimi devamlı olacaktı. (Büyük kütleli bir yıldız, çekirdeğindeki nükleer tepkimelerde sırasıyla şu maddeleri yakar: Hidrojen, helyum, karbon, neon, oksijen, silisyum.) Fakat, yakıtın sınırı olan oluşunun yanında, tepkimeler, en az ve emin enerjiye haiz olan demir oluşana kadar devam eder. Bu aşamada, çekirdekteki tepkimeler sona ererek yıldız evriminin "çekirdek yanması" kısmı biter. Bundan böyle basıncı dengeleyecek bir kuvvet kalmadığı için, kütle çekimi galip gelir. Dengelenemeyen kütle çekimi yıldızın çökmeye başlamasına neden olur.

Değişik yakıtların yakıldığı her aşamada az bir daha yüksek sıcaklıklar ortaya çıkar. Bundan dolayı, yakıt daha acele tükenir; kısaca, her evre bir evvelkinden daha süratli geçer. Son evrelerde, bundan sonra 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: Ak cüceler, nötron yıldızları ve karadelikler.

Ak cüceler, genel olarak güneş kütlesinde ve yarı çapları Dünya'nınki kadar olan cisimlerdir. Bu çok yoğun cisimleri çökmeden korumuş olan kuvvet "dejenere elektron basıncı" olarak adlandırılır. Pauli Prensibi'ne bakılırsa, iki elektronun aynı yerde bulunması olanaksızdır. Burada, dejenere elektron basıncı devreye girer. Bir ak cücede, çöken madde öyleki yoğun hale gelir ki, elektronlar birbirlerinin üstüne gitmeye zorlanırlar.

Nötron yıldızları ise, ak cücelere kıyasla epey yoğun cisimlerdir. Yıldızın, bir nötron yıldızı olabilmesi için, yıldızdan artakalan çekirdeğin hacminin, 1,4 ile 2,5 güneş hacmi içinde olması gerekir. Tipik bir nötron yıldızının çapı, ortalama 10 kilometredir ve yoğunluğu da ortalama 100 milyon ton/cm3‘tür. Kısaca nötron yıldızının bir çay kaşığı miktarı ortalama 100 milyon ton ağırlıktadır.

Bir atomu oluşturan temel parçacıklar, nötronlar, protonlar ve elektonlardır. Bir nötron yıldızının içinde ise yalnız nötronlar vardır. Çünkü, tazyik o denli yüksektir ki, elektronlar ve protonlar birleşerek nötronlara dönüşürler. Bir nötron yıldızının içindeki yoğunluk, bir atomun çekirdeğindeki kadardır. Kısaca nötronlar birbirine bitişik olarak durmaktadırlar. Aynı, Pauli Prensibi'nde elektronlar için olduğu benzer biçimde, bu basınçta, nötronlar daha çok sıkışamazlar ve yıldız denge konumuna gelir.

Nötron yıldızları, gözlenebilen en yoğun yıldızlardır. Çökmeden ilkin, belli başlı bir açısal hıza haiz olan yıldızın hızı, yıldız çökmeye başladıkça giderek artar. (Bu, kolları yana açık olarak dönen bir buz patencisinin, kollarını kapatarak hızlanmasına benzer.) Nötron yıldızları benzer biçimde çok çökmüş gökcisimleri çok süratli dönerler. İletken bir cisim çökerse, kısaca yoğunluğu artarsa, manyetik alan sertliği de artar. Buna dayanarak nötron yıldızlarının manyetik alana haiz olduklarını söyleyebiliriz.

Bu çok kuvvetli ve çok süratli dönen mıknatıslar, elektromanyetik dalgalar üretirler. Nötron yıldızlarını, Evren'de kendi kendine oluşmuş birer "radyo istasyonu" olarak düşünebiliriz.

Bu "radyo istasyonu" her yöne gösterim yapmaz. Çünkü, dönen bir mıknatıs her yöne değildir, kutupları ışığında ışınım yapar. Kutuplarda ivmelenen yüklü parçacıklar, kutupların ışığında bir ışınım fışkırmasına yol açarlar. Eğer, bu ışınımın yönü tesadüfen bizim yönümüzdeyse, bizler bu ışınımı atmalar (pulse) olarak görürüz. Yıldızın her dönüşünde, bu ışınım nazar doğrultumuzdan bir kez geçer. Böyle gözlenen nötron yıldızlarına atarca (pulsar) ismi verilir.

İlk atarca, 1967 senesinde tesadüfen ortaya çıkarıldı. Doktora talebesi Joustin Bell tarafınca farkedilen tertipli bir sinyal ortalama bir sene süresince ilim adamlarının kafasını karıştırdıktan sonrasında, olayın aslı anlaşıldı. Çok tertipli ve süratli olan bu sinyallerin, ama minik çaptaki bir gökcisminin dönüşünden lanabileceğini tahmin eden astronomlar, böylelikle, o zamana değin yalnız teoride varolan nötron yıldızlarının varlığını kanıtladılar. Bugün malum ortalama 600 atarca vardır. Malum en süratli atarca ise saniyede 642 kez dönmektedir.

Eğer, ölen yıldızdan artakalan çekirdeğin hacmi 2,5 Güneş kütlesinden büyükse, bundan sonra bu yıldızı dengede tutacak herhangi bir kuvvet yoktur. O halde, bu yıldız sonsuza değin çökecek; ama, bizler bu durumu belirgin bir aşamadan sonrasında göremeyeceğiz. Bir cismi görebilmemiz için, bu cisimden lanan ya da yansıyan ışığın gözlerimize erişmesi gerekir.

Eğer, 2,5 güneş kütlesindeki bu cisim, 3 kilometreden minik bir çapa kadar sıkışırsa, bu cismin kütleçekimi, hiçbir şeyin, ışığın dahi bu cisimden kaçmasına olanak tanımaz. Bundan dolayı bu cisimlere "karadelik" ismi verilir.

Asla ışık yaymadığı ve yansıtmadığı için, bir karadeliği direkt gözlemek mümkün değildir; ama, türlü yöntemlerle, varlığını idrak etmek hatta kütlesini ölçmek mümkün olabiliyor. Yöntemlerden biri şudur: Eğer, bir ikili yıldız sisteminin üyerinden biri kara delikse, ve eğer yıldızdan karadeliğe bir madde akışı oluyorsa, karadeliğin çevresinde dönerek, içine düşen madde kuvvetli x-ışınları yayar. Bu kuvvetli ışınım, bir karadeliğin varlığının göstergesi olabilir.

Başka bir yöntem, "kütleçekimsel mercek" olarak malum etkiden yararlanılmasıdır. Karadeliğin yarattığı çok kuvvetli kütleçekimi, tanıdığından geçen ışık ışınlarının bükülmesine niçin olur. Kısaca karadelik, bir mercek benzer biçimde davranır. Eger bir karadelik, uzaktaki bir ışık kaynağıyla Dünya'nın arasına girerse, bu cismin görüntüsü, mercek etkisinden dolayı bozulmalara uğrar.

Bugüne dek, Samanyolu içinde, bir kütleçekimsel mercek etkisine rastlanmadı. Buna rağmen, çok ötelerde bulunan kuasarlarla aramıza giren karadelikler tespit edildi.

• 
  Uzay Nedir? Uzay Hakkında Genel Bilgiler


• 
  Diller Coğrafyası


• 
  Uzay Kirlenmesi ve Uzay Yasası