Kara Delikler, Ölmüş Yıldızları Yeniden Canlandırabilir!

Yeni bir araştırmanın öne sürdüğü iddiaya göre, orta boyutlu kara delikler ile karşılaşan ölü yıldızlar, sadece kısa bir süreliğine de olsa yeniden hayata dönebilir.

Bir grup gökbilimci; beyaz cüce olarak bilinen yakıtı tükenmiş bir yıldız kalıntısının, kütlesi güneşimizin kütlesinin 1.000 ila 10.000 katı arasında değişen orta kütleli bir kara deliğin yakınından geçtiğinde ne olacağını belirlemek için bilgisayar simülasyonları gerçekleştirdi.

Araştırmacılar; kara deliğin güçlü kütle çekiminin, beyaz cücede bulunan hareketsiz iç kısımları önemli ölçüde gerip, çarpıttığını ve bu sayede helyum, karbon ve oksijen gibi elementleri daha ağır olan demir gibi elementlere dönüştürerek birkaç saniyeliğine de olsa nükleer füzyon süreçlerini yeniden ateşleyebileceğini belirlediler.

Bu gibi “gel-git bozulması olayları (TDEs)”, aynı zamanda bir yüzyıl önce Albert Einstein tarafından tahmin edilen ve ilk kez 2015 yılında Lazer İnterferometre Yerçekimsel Dalga Gözlemevi (LIGO) tarafından doğrudan tespit edilen kütle çekim dalgalarını (uzay zaman dalgalanması) da ortaya çıkarabilir.

LIGO’nun Handford’ta bulunan gözlem üssü. Fotoğrafta görülen her bir “kol” dört kilometre uzunluğunda.

 

Ekip üyelerinin söylediklerine göre LIGO, büyük ihtimal ile bu belirli kütle çekim dalgalarını tespit edemeyecek ancak Avrupa Uzay Ajansı’na ait olan Lazer İnterferometre Uzay Anteni gibi gelecek yıllarda kullanacağımız başka araçlar bu işi yapabilir.

Araştırmaya göre; aşırı derecede bozulmuş olan beyaz cücelerden gelen büyük miktardaki maddeler, şimdi kullandığımız teleskoplarla bile tespit edilebilecek güçlü radyasyon patlamaları ortaya çıkararak kara deliklerin içine çekilebilirler.

Bu yeni sonuçlar, araştırılması çok zor olan orta kütleli kara delikleri ele almanın daha iyi bir yolunu öne sürmektedir. Gökbilimciler, bu zamana kadar bir çok galaksinin merkezinde yer aldığı bilinen milyonlarca veya milyarlarca güneş kütlesine sahip küçük kütleli ve süper kütleli kara delikler tespit etti. Ancak orta kütleli olanlar hep anlaşılması zor olarak kalmıştı.

Güney Karolina’da bulunan College of Charleston’da fizik ve astronomi profesörü ve çalışmanın ortak yazarı olan Chris Fragile açıklamasında kaç tane orta kütleli kara deliğin bulunduğunu bilmenin, süper kütleli kara deliklerin nasıl oluştuğu sorusunun cevaplanmasında oldukça önemli olduğunu belirtti.  “Orta kütleli kara delikleri gel-git bozulması olayları sayesinde bulmak, muazzam bir ilerleme olacaktır” diye de ekledi.

Araştırmacıların belirttiğine göre; süper kütleli kara delikler, büyük yıkıcılar değillerdir. Bu devler, beyaz cüceleri muhtemelen onlara dikkate değer şekilde zarar vermeden hafifçe süpürmektedirler. Bu yeni çalışma, akademik bir ilgiden ziyade uzak gelecekte güneşimizin sonunun nasıl olacağını anlatan bir senaryoyu ortaya koymaktadır.

Yaklaşık 8 güneş kütlesi veya bundan daha az bir kütle ile hayatına başlayan her yıldızın sonu, süper yoğun beyaz cüceye dönüşmek olacak. Bu kader, bizim güneşimizi de 5 milyar yıl içerisinde bekliyor. Bünyesindeki hidrojen yakıt deposunu tükettikten sonra şişerek bir kırmızı deve dönüşecek ve sonrasında ise çökerek beyaz cüce haline gelecek.

Çeviri: Burcu Ergül

Kaynak: https://www.livescience.com/63469-black-holes-reanimate-dead-stars.html
Kapak Görseli Telif: NASA – ANSA




Güneş Fiziği: Güneş Rüzgarları

Ele alacağımız konu; tamamen bizim yıldızımız Güneş’le, yani Güneş fiziği ile alakalı. Güneş fiziği, yıldızımızın herhangi bir süre içerisinde uzayda nerede olduğuna değil, sadece yapısına ve işleyişine odaklanır.

Yıldızları ve Güneş’i bize gönderdikleri ışınımlar sayesinde anlayabiliyor ve inceleyebiliyoruz. Bu ışınımları tüm dalga boylarındaki elektromanyetik spektrum olarak ele alabiliriz.

EM_spectrum
Yıldızlardan hemen her dalga boyunda ışık yayılır. Elektromanyetik spektrum denilen bu dalga boyu aralığının gözlerimizle sadece çok küçük bir bölümünü görebiliriz.

 

Güneş, çevresine büyük miktarda enerji saçan bir yıldızdır ve saçtığı ışınımın hemen hemen tümü, yıldızın dış tabakalarından, yani atmosferinden gelir. Ancak, Güneş de dahil tüm yıldızlar akışkan bir gaz küresi oldukları, sert bir yüzeyleri bulunmadığı için, atmosferin sınırlarını kesin olarak belirleyemeyiz.

Güneş’i oluşturan tabakalar dört ayrı bölümde incelenir. Bunlar iç küre, fotosfer (ışık küre), kromosfer (renk küre) ve son olarak koronadır (taç küredir). İç küre, Güneş’in iç yapısıyla ilgilidir ve kendi içinde başka alt katmanlar halinde incelenir. Fotosfer, kromosfer ve korona ise kabaca Güneş’in atmosferini olarak nitelenebilirler.

gunes_atmosferi
Güneş atmosferi olarak nitelenen bölge; Fotosfer, Kromosfer ve Korona…

 

Güneşe bakıldığında disk şeklinde görülen tabaka fotosferdir. Fotosfer katmanında %74 civarıda hidrojen, %25 helyum, geriye kalan %1 lik kısımda ise karbon, oksijen, demir, kükürt ve neon gibi elementler bulunur. Bu elemetler bize Güneş’in aslında birinci nesil bir yıldız olmadığını, bir yıldızın ölümü sonucu oluşan ikinci nesil bir yıldız olduğunu gösteriyor. Bununla ilgili bilgiyi yıldız oluşumları ve ölümleri makalelerimizi inceleyerek detaylı bir şekilde öğrenebilirsiniz.

Atmosferden yayılan ışığın spektrumunda fotosferin payı büyüktür. Spektrumdaki siyah çizgiler fotosfere nazaran daha soğuk olan bir üst tabaka aracılığıyla ortaya çıkar. Fotosferin etrafında nispeten daha dar bir tabaka olan kromosfer ise, spektrumundaki parlak çizgilerin kaynağıdır. Yine aynı şekilde kısa dalga boylu ışınların spektrumundaki parlak çizgiler atmosfere aittir. Röntgen (X) ışınlarının kısa dalgalı olanları fotosferden gelirken, kromosfer tabakasına geçildiğinde uzun dalga boylarının etkisi artar. Yani kromosfer hem çok kısa dalga boyları hem de radyo dalgalarını meydana getirmektedir.

korona548721
Güneş’in korona tabakası, Güneş tutulmaları sırasında yıldızımızın güçlü ışığı Ay tarafından perdelendiği için rahatlıkla gözlemlenebilir. Bu bölgeyi, Güneş’i perdeleyen özel teleskoplar kullanarak da gözlemleyebiliyoruz.

 

Güneş’te, yüzeyden iç kısımlara yolculuk yaptığımızda sıcaklık ve basınç artar ve yıldızın kütlesinin büyük bir kısmını oluşturan “iç küre”ye ulaşılır. Yıldızın çekirdeğinde meydana gelen ışınım, iç kürenin tabakaları arasında bir yutulup bir yayılarak ilerlemeyi sürdürür. Dış tabakaların yaptığı emisyon (kara cisim ışıması gibi düşünebilirsiniz) Güneş yüzeyinden dışarı çıkar ve uzaya yayılır.

Güneş faaliyetlerinin tümü, daha doğrusu görebildiğimiz tüm faaliyetler iç kürenin en dışındaki bölgeye aittir. Güneş ışığının yüzeye ulaşma süreci hakkında daha kapsamlı bilgi almak için bu yazımızı okumanız faydalı olabilir.

ruzgar5847
Dünya’da alışkın olduğumuz atmosfer kaynaklı rüzgar, Güneş Sistemi içinde de söz konusudur. Güneş’in muazzam büyüklükteki atmosferi Dünya dahil tüm gezegenleri içine alır ve bu atmosferde güçlü Güneş rüzgarları eser.

 

Son birkaç yüzyılda, bilgi birikimizin artması ve bilimsel düşüncenin tabana yayılması sayesinde, gezegenimiz hakkında birçok soru sormaya ve bu soruları cevaplamaya başladık. Hatta bununla yetinmeyip,  soruların aynılarını önce Güneş, sonra yıldızlar için sormaya başladık. Birçok sorunun cevabı aynı olamamakla birlikte, bazı sorularda aynı cevapları alabildik.

Bu sorulardan biri de “Yıldızlarda rüzgarlar eser mi?”

Basit ama bir o kadar da ilginç bir soru. Dünya’da gerçekleşen bu olay acaba yıldızlarda gerçekleşiyor mu? Yoksa rüzgar oluşumları sadece gezegenlere özgü bir olay mı? Cevabı basit ama açıklaması zor bir konu bu! Evet, rüzgar oluşumu yıldızlarda gerçekleşir, fakat biçim olarak Dünya’daki rüzgarlara benzemez. Yıldız rüzgarları, yıldızlarda bulunan elektron, proton ve ağır metallerinin (astronomide hidrojen ve helyum dışındaki her şey metaldir) atomlarını hızlı bir şekilde yıldızlardan fırlatılmasıyla gerçekleşir. Bu rüzgarlar kimi bölgelerde saniyede onlarca kilometre, kimi yerlerde ise saniyede binlerce kilometre hıza ulaşır.

gunesruzgari78156

Güneş de bir yıldız ve evet, yıldızımızda da yukarıda bahsettiğimiz rüzgarlar oluşuyor (öyle ki, aslında biz diğer yıldızlar hakkında bilgi edinmek için önce Güneş’i inceliyoruz). Hissetme konusuna gelmeden önce biraz Güneş’te gerçekleşen bu rüzgarlardan bahsedelim:

Sıcaklık yüksek olunca, gerçekleşen iyonizasyon fazla olur ve korona bölgesi sürekli genişler. Böylece iyonize gazda bir akım meydana gelir. Güneş rüzgarları Güneş’in en üst katmanlarından salınan plazma akışı ile gerçekleşir. Güneş’te gerçekleşen bu rüzgarların hızı saniyede 300 ila 700 km arası değişmektedir.

Ek Bilgi: İyonizasyon, atomların ve parçacıkların elektrik yüküne sahip olmasıdır. Bu konu hakkında daha fazla bilgi için maddenin plazma halini anlattığımız şu yazımıza göz atmanız faydalı olur. 

Güneş, genellikle 1.5 keV (kilo elektron volt) ile 10 keV arasında enerjiler ile daha çok elektron, proton ve alfa parçacıklarını oluşturur ve bu parçacıkları evrene yollar. Her yıldızda olduğu gibi Güneş’te de gerçekleşen parçacık akımları, zaman içinde yoğunluk, sıcaklık, rüzgarın hızı gibi etkenlere bağlı olarak değişim gösterir.

Güneş, Güneş rüzgarları ile her saniye 1 milyon ton kütle kaybeder. Bu kaybolan kütlenin sabit olduğunu düşünürsek, yaklaşık her 150 milyon yıl içinde, toplamda 1 Dünya kütlesine eşdeğer Güneş malzemesinin uzay boşluğuna saçıldığını görürüz. Ancak, yıldızımızın kütlesi akıl almayacak kadar büyük olduğundan, doğduğu günden bugüne geçen 5 milyar yıl içinde kütlesinin sadece on binde birini Güneş rüzgarları yoluyla kaybetmiştir. Önümüzdeki birkaç milyon yıl içinde bu kayıp miktarı artacak olsa da, ömrünün sonuna kadar Güneş rüzgarları yoluyla kaybedeceği kütle miktarı, yıldızımız için hiçbir zaman önemli bir düzeye ulaşmayacaktır.

giant-sunspot-major-solar-flare-oct24-2014-close-up

Güneş rüzgarı, Güneş üzerinde açık manyetik alan çizgilerinin bulunduğu koronal delikler boyunca uzaya saçılır. Bu koronal deliklerde meydana gelen kütle emisyonuna, “Koronal Kütle Atımı (Coronal Mass Ejections-CMEs)” denir. Koronal Kütle Atımları (CMEs) ve Güneş püskürmeleri genel olarak, fotosferin yarı durgun olan manyetik alanı ile Korona arasındaki manyetik enerjinin ani olarak salınması ile gerçekleştiği düşünülmektedir. Bu hipotez “Depolama-Serbest bırakma” olarak adlandırılır (Chen, 2001). Bu CME’leri açıklayan yeni bir teoridir (Hanslmeier 2004).

İşte bu oluşan Güneş rüzgarları Güneş Sistemi boyunca hakim bir parçacık esintisi oluşturur. Gerçekte bu esinti o kadar kuvvetlidir ki, gezegenlerin atmosferlerini dahi süpürebilecek güçtedir. Gücü uzaklığa bağlı olarak düşse de, onlarca milyar km boyunca sistemimiz üzerinde etki sahibidir. Heliyopoz’un (Güneş rüzgarlarının etkisini yitirdiği bölge) konumunun Güneş’ten 130 – 170 AB’lik bir uzaklık aralığında (1 AB = 150 milyon km) olduğu düşünülmektedir. Bu bilgi, Voyager 1 ve 2 araçlarının rastladığı 3 kHz’lik elektromanyetik atımlar yolu ile gözlenmiştir (Hanslmeier 2004).

Güneş’te gerçekleşen parçacık akımları, elektromanyetik olaylardan ve yüksek sıcaklıktan ötürü kazandığı yüksek enerji  ile Güneş’in çekiminden kaçabilecek kaçış hızının üzerine çıkarlar. Bu rüzgarlar ‘heliosfer’ olarak bilinen bölgede muazzam hacimli bir kabarcık şeklinde yıldızlar arası ortama karışırlar.

431230_134306023382552_184015284_n

Güneş rüzgarlarının yoğunluğu, Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin karesi oranında azalır. Güneş rüzgarı yeteri kadar bir mesafe aldığında Güneş’in manyetik alanı ile yıldızlararası manyetik alan sınırını oluşturan sınır ile karşılaşır. Bu sınır, tıpkı Dünya’nın manyetik alanının sınırı belirleyen “manyetopoz” gibidir.

Şimdi Güneş rüzgarlarının etkili olduğu alanın yapısına kabaca bir göz atalım:

Güneş’ten yayılan yüklü parçacıklar ve atomlardan oluşan Güneş rüzgarı, Güneş’in hareket yönünün tersine uzanan damla şekilli heliosphere (heliosfer = günküre) denilen düşük yoğunluklu bir ortam oluşturur. Bu parçacıklar yaklaşık 400 km/sn gibi süpersonik bir hızla hareket ederler. Fakat güneşten 90-100 AB (1 ab = 150 milyon kilometre) kadar uzaklıkta artık yavaşlayarak ses altı hıza düşerler. Parçacıkların ses altı hıza düştüğü bu bölgeye termination shock (sonlandırma şoku) ismi verilir.

Heliyosfer’in bu sonlandırma şoku sınırı ile yıldızlararası ortamdan gelen rüzgara yenik düşüp “durduğu” durgun bölgeye kadar olan alana heliosheath (gündurgun) adı verilir. Bu alanda, Güneş rüzgarı ses altı hızda yoluna devam eder, yaklaşık Güneş’ten 130-150 ab uzaklıkta ise yıldızlararası rüzgarın gücüne yenik düşerek tamamen durur. Güneş rüzgarlarının tamamen durduğu bölgeye de “heliopause” (Heliyopoz) deniliyor.

Heliosfer

Güneş Sistemi’ni, yıldızımızdan kaynaklı yüklü parçacıkların (Güneş rüzgarı) bir kabarcık şeklinde sardığı, yıldızlararası ortamdan bizi ayıran bölgedir. Ayrıca heliosfer Güneş sistemini yıldızlararası ortamdan izole eden katmandır. Biliyoruz ki yıldızlararası ortamda gaz ve toz bulutları ile, diğer yıldızlardan kaynaklanan kozmik ışınlar vardır. İşte heliosfer bizi bu ortamdan izole ederek bir anlamda steril bir bölge oluşmasını sağlar. Fakat Güneş’ten yayılan yüklü parçacıklar da en az yıldızlararası ortamdakiler kadar tehlikelidir. Dolayısıyla bahsettiğimiz streril ortam, bir koruyucu kalkan olarak nitelenemez. En nihayetinde yeryüzündeki yaşamı  koruyan ana faktör Güneş’in heliosferi değil, Dünya’nın manyetik alanıdır.

heliosphere874
Heliosfer, Güneş’in yıldızlararası ortamdaki haraket yönüne göre ön taraftan dar, arkaya doğru uzayan bir damla şekli alır.

 

Dünya’yı göktaşlarından koruyan atmosfer gazlarının yanı sıra, bizi daha büyük etkilerden -Güneş rüzgarlarından- koruyan ve gezegenimizi saran az önce de belirttiğimiz bir manyetik alan mevcuttur. Manyetik alan tanım olarak; hareketli ve elektrik yüklü atom altı parçacıkların (elektron, proton.. gibi) manyetik güç etkisinde kaldığı boşluktur. Nötronlar gibi yüksüz parçacıklar hiçbir zaman manyetik alandan etkilenmezler. Yüksüz parçacıklardan korunmamızı sağlayan şey, atmosferimizdir. Yeryüzünün manyetik alanı gezegenimizin sıvı dış çekirdeğinin sahip olduğu akışkan özellik ve gezegenimizin dönüşü sayesinde oluşmaktadır.

Dünya’nın Manyetosferi

Dünyanın manyetik alan çizgileri bir çubuk mıknatısınki kadar simetrik değildir. Yukarıda görüldüğü gibi güneşten akıp gelen alan çizgileri dünyanın manyetik kuyruğunu oluştururken, Güneş rüzgarları alan çizgilerinin sıkılaşmasına sebep olur.

Manyetosfer (dünyanın manyetik alanı) uzay boşluğunda Güneş yönünde yaklaşık 80 km’den 60.000 kilometreye kadar, kuyruk kısmı ise Güneş’in aksi yönde 300.000 kilometre uzağa kadar uzanır. Güneş sistemindeki gezegenlerin manyetik alan güçleriyle, kendi eksenleri etrafındaki dönüş hızları arasında bir orantı vardır. Merkür, Venüs, Dünya, Mars gezegenlerinin manyetik alanları zayıftır. Başka bir deyişle kendi eksenleri etrafındaki dönüş hızları düşüktür. Örneğin dünyamız kendi ekseni etrafında 1.600 km/s hızla dönmektedir.

magnetic-field-earth
Dünya’nın manyetik alanı ve Güneş rüzgarları ile etkileşimi.

 

Ancak burada şunu belirtmek gerekir: Merkür ve Mars gezegenleri çok daha hızlı dönüyor olsalardı bile, bir sıvı dış çekirdekten mahrum oldukları (soğudukları) için kayda değer bir manyetik alan üretemezler. Venüs gezegeni, bir sıvı dış çekirdeğe sahip olmasına ve Dünya ile çok benzerlik göstermesine rağmen, aşırı yavaş dönüşü sebebiyle manyetik alanı çok zayıftır. Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün gezegenlerinin manyetik alanları güçlüdür. Bu gücün nedeni hem büyüklükleri, hem de kendi eksenlerindeki dönüş hızlarının çok hızlı olmasıdır. Örneğin Jüpiter’in kendi ekseni etrafındaki dönüş hızı 45,300 km/s ‘tir ve bu nedenle muazzam güçlü bir manyetik alanı vardır.

GÜNEŞ RÜZGARLARIYLA OLUŞAN VAN ALLEN RADYASYON KUŞAKLARI:

1958 yılında Amerikalı fizikçi James A. Van Allen tarafından keşfedilen ve dünyayı bir simit gibi çevreleyen radyasyon bölgesidir. Van Allen Radyasyon Kuşakları Güneş’ten ve diğer yıldızlardan yayılan zararlı ışınlara karşı kalkan işlevi gören tabakadır. Güneşten ve yıldızlararası boşluktan gezegenimize ulaşan yüklü parçacıklar bu bölgede dünyanın manyetik alanına yakalanırlar.

Uzun süredir biriken bu yüklü parçacıklar Dünyanın çevresinde 2 tane Van Allen radyasyon kuşağı oluşturmuştur. Dışta yer alan kuşak, Güneş rüzgarı kökenli hidrojen (H+=protonlar), helyum (He2+=alfa parçacıkları) ve oksijen (O+) iyonları yanı sıra, serbest elektronlar içerir. Yer yüzeyinden 10.000-60.000 km. yükseklikte bulunur.

van-allen-kusaklari874
Van Allen radyosyon kuşakları, Güneş kaynaklı yüklü parçacıkların biriktiği radyasyon bölgeleridir. İç ve dış olmak üzere iki bölümden oluşur.

 

İçte yer alan kuşak ise kozmik ışınların iyonlaştırdığı atmosfer kaynaklı atomlar içerir. 650-6500 km. yükseklikte yer alan bu kuşak dış kuşağa oranla çok daha güçlü bir ışınım kaynağıdır.

NOT: Van Allen kuşaklarındaki yüksek elektron konsantrasyonu, uydulardaki korunmasız elektronik cihazlara şiddetli radyasyon hasarı verebilecek kadar yüksektir. Kuşak içinde yer alan uydular, bu zararı en aza indirgemek için iyi biçimde yalıtılırlar. Örneğin Türkiye’nin televizyon yayınlarını ve iletişiminin büyük kısmını karşılayan Turksat uyduları tam olarak bu kuşağın ortasında yer alır. Ancak, iyi yalıtıldığı için mükemmel biçimde çalışmaktadır.

Van Allen kuşakları insanlı uzay uçuşları için de tehlike kaynağıdır. Bu nedenle, Van Allen kuşaklarından geçecek olan uzay araçları ya oldukça iyi yalıtılırlar, ya da kuşağın daha zayıf bölgelerinden geçerler. Bu sayede kuşağın içinden geçen uzay araçlarındaki insanlar herhangi bir zarar görmezler. Ay yolculuklarını gerçekleştiren araçlar hem çok iyi yalıtılmışlardı, hem de kuşağın görece zayıf bir bölgesinden geçmişlerdi.

Süleyman YEŞİL & Merve YORGANCI

http://phys.org/news/2017-01-extremely-rare-galaxy.html




Yörünge Rezonansı Nedir?

Yörünge rezonansı veya yörüngesel rezonans, aynı cismin (bir gezegenin veya yıldızın) yörüngesinde dolanan gök cisimlerinin birbirlerine uyguladıkları kütle çekim etkileri nedeniyle ölçülebilir bir yörüngesel periyotta dönmelerine deniliyor.

Tamam, kabul ediyoruz, biraz karışık geldi bunu okuduğunuzda, ama izah edeceğiz, sakin olun.

Bu olaya örnek vermek için en bilindik örneği seçelim; “Jüpiter’in Galileo uyduları“. Galileo tarafından keşfedilmiş olan Io, Europa, Ganymede ve Callisto; kütle çekim rezonansına verilebilecek en mükemmel örnektir. Bunlardan epey uzakta yer alan Callisto uydusunu bir kenara bırakıp, Io, Europa ve Ganymede arasındaki ilişkiye bakalım.

Io, bu uydular arasında Jüpiter’e en yakın olanıdır ve gezegenin çevresindeki bir turunu tam 1.769 günde tamamlar. İkinci sırada gelen Europa bir tam turunu 3.551 günde atar. Güneş Sistemi’ndeki en büyük uydulardan biri olan Ganymede ise Jüpiter çevresinde 7.155 günde dolanır. Şimdi, bu dolanım sürelerinin arasındaki ilişkiye bakalım:

Yörünge Rezonansı

Io 1.769 günde dolanıyordu. Ondan sonra gelen Europa ise 3.551 günde. Europa’nın bu dönüş süresi, Io’nun hemen hemen iki katıdır. Yani, Io iki tur atarken Europa bir tur atar. Jüpiter çevresinde 7.155 günde dolanan Ganymede’ye gelelim: Bu uydunun dolanım süresi de Io’nun yaklaşık dört katı. Yani, Io dört tur attığında Ganymede sadece bir tur atmış olur. Kısacası Io, Europa ve Ganymede arasındaki yörünge rezonansı; 1:2:4 şeklinde özetlenebilir.

Peki neden böyle?

Öncelikle, bu uydular birbirlerine çok yakındırlar. Bu yakınlık birbirleri üzerinde ciddi bir kütle çekim baskısı oluşturur. Örneğin Io ile Europa yörünge düzleminde aynı hizaya geldiklerinde, önemli bir gel-git etkisi meydana gelir. Bu gel-git etkisi de şu yazımızda anlattığımız biçimde uyduların yörüngelerini bozar. Her uydu, bir diğerini ya çeker, ya da iter. Bu itme ve çekme, uyduların yörüngelerini birbirlerini artık etkileyemeyecekleri bir uzaklığa gelene kadar değiştirir.

Yörünge Rezonansı
Jüpiter ile yörünge rezonansı içinde hareket eden “Troyalı” asteroidler.

 

Bu itme ve çekme savaşında elbette büyük cisim (örneğimizde Jüpiter) de etkilidir. Çünkü, gel-git etkisinin en önemli kısmını çevrelerinde döndükleri yıldız veya gezegen yaratır. Sonuç nedir peki?

Daha önce “Lagrange noktaları” hakkında yazdığımız yazıyı okumuşsunuzdur. Okumadıysanız şimdi okuyun. Evet, tüm bu uydular yörüngesel dengeyi birbirlerinin lagrange noktalarında bulabilirler ancak. Birbirlerinden yeterince uzaklaştıklarında (veya yakınlaştıklarında), hem gezegenin, hem de diğer uydunun kütleçekim etkisi eşitlenir.

Örneğin; Io ile Europa dolanımları sırasında aynı hizaya geldiklerinde, Io’nun Europa üzerine uyguladığı kütle çekim gücü, Jüpiter’in uyguladığı ile aynı olur. Aynı biçimde, Europa ile Ganymede aynı hizaya geldiğinde, Europa’nın Ganymede üzerindeki kütle çekim etkisi Jüpiter ile eşit seviyededir. Devamında her üç uydu aynı hizaya gelir ve birbirleri üzerine Jüpiter ile eşit oranda kütle çekim uygularlar. Bu da, her üç uydunun bu uyumlu dönüşünün sebebidir.

Satürn'ün halka yapısı içindeki "C" boşluğu. Bu boşluğun sebebi, gezegenin dev uydusu Titan ile halkaları oluşturan parçacıklar arasındaki yörünge rezonansıdır.
Satürn’ün halka yapısı içindeki “C” boşluğu. Bu boşluğun sebebi, gezegenin dev uydusu Titan ile halkaları oluşturan parçacıklar arasındaki yörünge rezonansıdır.

 

Yörünge rezonansı, sadece birbirlerini etkileyebilecek kadar yakın geçiş yapan gök cisimleri için geçerlidir ve Güneş Sistemi’nde sıklıkla görünür. Örneğin, Plüton Neptün’le kesişen bir yörüngeye sahip olduğu için benzeri bir rezonans ile (2:3) Güneş çevresinde döner: Neptün’ün Güneş çevresindeki her üç turuna karşı, Plüton iki tur atar. Bunun nedeni de yine Güneş, Neptün ve Plüton’un birbirleri üzerine uyguladıkları gel-git etkileridir.

Satürn’ün halkaları da yörünge rezonansı ile biçimlenir. Halkalar arasında görülen boşlukların sebebi, halka içlerinde veya yakınlarında bulunan uyduların, halka parçacıklarını itip çekerek kendi lagrange noktalarına taşıması nedeniyle bu boşluklar oluşur. Buna ek olarak, Neptün ve Jüpiter gibi dev gezegenlerin “Güneş ile” ortak lagrange noktalarında hapsolmuş olan asteroidler de yörünge rezonansına ilginç birer örnektir. Jüpiter’in yakınındaki “Hildalar” adı verilen asteroidler, Güneş çevresindeki bir tam turlarını Jüpiter ile aynı sürede tamamlarlar. Yani, Jüpiter ve hildalar arasındaki rezonans 1:1’dir.

Yörünge rezonansı hakkında daha fazla bilgi almak için şu videoyu (ingilizce) izleyebilirsiniz.

Zafer Emecan

Kapak fotoğrafı; Eylene Pirez




Büyük Birleşim Kuramı: Yük, Fazladan Boyutlar, D-Zarlar

Büyük Birleşim Kuramı’na göre maddenin yükü nereden geliyor, 3 boyutlu bir dünyada yaşıyoruz ama, söz edilen fazladan boyutlar nereden çıktı?

Bu yazımızda yükün tanımından başlayıp noktasal parçacıklara ve daha büyük yapılara yüklerini neyin verdiğiyle devam edeceğiz. Sonra ise fazladan boyutlardan bahsedip, bunu D-zarlar ile bağlayacağız. Nihayetinde, parçacıkların birbirleriyle etkileşimini kuantum elektrodinamiğine göre açıklayıp bitireceğiz.

İlk önce tabii ki “Yük”ün ne olduğunu anlatmakla başlayalım yazımıza ki, akıllarda bu yükün nereden ve nasıl geldiği daha kalıcı biçimde yer etsin.

Atom çekirdeğinde yer alan protonların temsili gösterimi. 2 yukarı kuark, 1 aşağı kuark ve onları bir arada tutan güçlü kuvvet.

 

Yük: Hepimizin daha ilkokulda öğrendiğimiz gibi aynı yükler birbirlerini iter, zıt yükler ise çeker. Protonun yükü +1, elektronun -1 ve nötron gibi nötr parçacıkların ise yükü 0’dır. Peki neden böyle?

Not: Sıklıkla sahte bilimcilerin mistik öğretilerini yaymak için kullandığı; “aynı yükler birbirini ittiği halde, nasıl oluyor da atom çekirdekleri bir arada kalabiliyor” sorusunu cevaplamak için şöyle düşünün. İki mıknatısın aynı kutupları birbirini iter ve asla birleştirilemezler. Oysa, o iki mıknatısı ayakkabılarınızdan alıştığınız “cırt cırt” ile sarmaladığınızda, birbirlerini itmelerine rağmen yapışıp bir arada kalırlar. İşte, “güçlü kuvvet” de tam olarak bunu yapar.

Bütün atom altı parçacıkların sahip oldukları yükler “e”nin katları şeklindedir. Yukarıda dediğimiz +1 ve -1 olan yükler gerçekte +e ve – e’dir (e=1.602×10*-19 coulomb). Atom altı parçacıkların oluşturduğu birazcık daha makro yapıların yükleri ise bünyesinde bulunan bütün atom altı parçacıkların yükleri toplamından gelir.

Büyük Birleşim Kuramı
Proton ve nötronun temel yapısı.

 

Mesela proton noktasal bir parçacık olmadığından yükü; onu oluşturan 2 yukarı (up) ve 1 aşağı (down) kuarktan gelir (2 up ve 1 down kuarkların yükleri sırayla +2/3 ve -1/3 tür). Nötron ise 2 down ve 1 up kuarktan oluştuğu için yükü 0’dır. Çok net bir şekilde görebileceğiniz gibi yük bütün atom altı parçacıkların sahip olduğu karakteristik bir özelliktir.

Sicim kuramına göre, sicimlerin farklı frekanslarda titreşmesi noktasal parçacıklara yük, kütle vb özellikler kazandırır. Parçacıklara nasıl kütle kazandırdığı, nasıl yük kazandırdığından daha açık ve akla yatkındır. Çünkü sicim kuramı yük kavramını fazladan boyutlarla ilişkilendirerek açıklıyor. Bu da bizim gibi sadece 3 uzaysal boyutu algılayan canlıların bu kavramları anlamasını biraz imkansız kılıyor. Sicimlerin parçacıklara nasıl kütle kazandırdığı açık dedim açıklamadan geçmeyeyim.

Sicim teorisine göre maddenin temel yapıtaşları sicim (flament) şeklinde nitelenebilecek yapılardan oluşmuştur.

 

Sicimler tek boyutlu, planck uzunluğunda olan (10*-35mm) paket lastiği ve iplik şeklindeki yapılardır. Kapalı sicimler ve açık sicimler konusuna ise, daha sonraki yazılarımızda açıklık getiririz. Bu sicimlerin kendi kütleleri, titreştiği frekanstaki enerjisinin E=m.c2 ile bağıntısından oluşan kütlesi ve her yere egemen olan kuantum dalgalanmalarının etkisiyle birlikte oluşan toplam kütle hesaplanıp, bizim noktasal parçacığımızın kütlesi kolayca bulunmuş oluyor. Dediğimiz kadar kolaymış değil mi? Evet tabii ki öyle…

Şimdi sicim kuramına göre yükü açıklayalım. Biraz başınız dönebilir, bu yüzden bağladığınız kemerlere güvenmeyin, aynı zamanda bir yerlere de tutunun!

Ayar simetrisi, yükü açıklamak için bir fazladan boyuta ihtiyaç duyar ve bu boyutun daire şeklinde olması gerektiğini söyler. Çünkü daire simetriktir. Şimdi simetrinin yükle ne alakası var diyebilirsiniz, fakat çok alakası var.

Eğer evrenimizde fazladan boyutlar varsa ve bir fazladan boyut çok küçük ama daire şeklindeyse, parçacık bu dairenin çevresinde ileri gitmesinden dolayı +, geri gitmesinden dolayı – yük kazanır. Hatta ve hatta +, – ve 0 (sıfır) yük dışında başka yük olmaması da, bu parçacıkların dairenin çevresi etrafında gidebilecekleri başka yönün olmamasından kaynaklanıyor.

Büyük Birleşim Kuramı

D-zarlar: Edward Witten M-teorisini öne sürdüğünde, o zamana kadar kabul görmüş 5 farklı sicim kuramını birleştirmiş ve bunların sadece birbirlerinin farklı yorumlanışları olduğunu açıklamıştır. Evrenin 10 boyut değil de 11 boyuttan oluştuğunu öne sürmüş, hatta ve hatta bizim 3 boyutlu evrenimizi daha fazladan boyutlardan oluşan bir uzay-zamanın içinde yüzen 3 boyutlu bir zar olarak tanımlamıştır.

Bizim evrenimizin 11 boyutlu veya daha alt boyutlu evrenlerin içinde bir D-zar olduğunu öne sürüyor kısacası. Bu kuramın en büyük gelişmesi, Joseph Polchinski tarafından 5 farklı sicim kuramının 3’ünde sicimlerden başka yüksek boyutlu cisimler olduğunu göstermesiyle gerçekleşti. Bu cisimler, D-zar olarak adlandırılıyor ve her zaman açık sicimin bittiği yerde bulunuyorlar: 0-zar=parçacık, 1-zar=sicim, 2-zar=zar, 3-zar,…. 9-zar).

Şimdi geldik yük kavramını D-zarlarla açıklamaya…

Süpersicim teorisi D-zarların elektrik yüküne benzeyen özellikleri vardır der ve bu D-zarların +1 yükü vardır. Teori ayrıca, -1 yükü olan anti-D-zarlar da vardır diye ekler. İkinci süpersicim devrimi, varsayılan 10 boyutun aksine 11 boyut barındırdığının öne sürülmesiyle etkinlik kazandı.

Boyut kavramını algılamakta zorlanıyoruz. 3 boyutlu bir evrende yaşadığımız için, fazladan bir boyutu dahi hayal etmemiz çok zor. Hatta, yukarıdaki fotoğrafta olduğu gibi, 2 boyutlu bir resmi bile aldanıp 3 boyutlu olarak görmek gibi bir eğilime sahibiz .

 

Hatırladığınız gibi D0-zarlar noktasal parçacıklardı. Bu teori D0-zarları, daire şeklindeki 11.boyutun etrafında dönen parçacıklar olarak tanımlıyor ancak, parçacık 11. boyutun etrafında diğer tarafa doğru dönüyorsa bu da anti-D0-zar oluyor. Bu ortaya atıldığı zamanlarda harika bir matematiksel keşifti ve süper sicim teorisinin ciddi bir şekilde ele alınmasına yol açtı.

İki elektronun etkileşimlerine bakalım:

iki elektron aynı yüklere sahip olduğundan dolayı birbirini iter ama neden? Kuantum elektrodinamiği bunu, iki elektronun birbirini itmesini sağlayan arasındaki sanal fotonun, yani elektromanyetik alanın yük taşıyıcısının bir anda momentumunu transfer etmesi ve ardından yok olması diye açıklıyor (Tıpkı protonların içinde ki kuarkların gluon saldığı gibi elektronlarda foton salıyor). Bu gluonlara sanal denilmesinin nedeni de, yalnız başlarına gözlemlenemeyecek olduklarından kaynaklanıyor. Çünkü bildiğiniz (ya da şu an öğrendiğiniz) gibi kuarklar tek başlarına bulunmazlar. Ayrıca bu sanal parçacıklar şu anlık gözlemlenmedi ve kuantum mekaniksel olarak var olup yok oluyorlar. Aşağıda iki elektronun etkileşiminin açıklandığı Feynman Diyagramını görebilirsiniz.

Peki protonun ve elektronun çekimini ne sağlar? Nasıl bir sanal taşıyıcı iki zıt yükteki maddeyi birbirine çeker?

Proton-elektron etkileşiminin Feynman diyagramı.

 

Protonun yükünü içindeki üçlü kuarkın yükleri toplamı diye açıklayabiliriz ama, kuarkların yükleri tam sayılar değil ki, bir parçacığın yükü nasıl +2/3 veya -1/3 gibi değerler alabilir? Bunun şu anlık kesin bir cevabını bilmiyoruz ve kuarkları yalnızken gözleyemediğimizden dolayı kesin bir şey söyleyemiyoruz.

Umarız LHC’de ve diğer parçacık hızlandırıcılarda yapılan çalışmalar, evrenin en temel sorularına ömür süremiz içerisinde cevaplar bulabilir.

Eyüp Gürses

Kapak Fotoğrafı: Dina Belenko/Flckr
Fotoğraf-1:
https://kevinbinz.com/tag/quark/
Fotoğraf-2: https://www.researchgate.net/figure/261761300_fig9_The-figure-shows-the-Feynman-diagram-for-electron-electron-interaction-Long-arrow-shows
Fotoğraf-3: https://qph.ec.quoracdn.net/main-qimg-7a732396300700ef5486fdfa59edac08
1-https://en.wikipedia.org/wiki/M-theory
2-Sicim Teorisi Hakkında Küçük Bir Kitap




Belirsizlik Ve Kuantum Dalgalanmaları

Bir balığın açısından evreni düşünmek, pek de kolay görünmeyebilir. Ancak konuyu ana hatlarıyla ele almamızı sağlayacak birkaç ipucunu bize sağlama olasılığı açısından, düşünülesi bir durumdur.

Gözlerimiz sürekli açık, zira biz bir balığız. Sürekli bizlerle etkileşim içinde olan su molekülleriyle ve deniz suyunda bulunması olası moleküllerle etkileşim halindeyiz.

Durun bir dakika, bir balığın bunu ilk bakışta çıkarsaması, -eğer en az ”Homo sapiens model” bir zekâya sahip olduğunu varsayarsak- çok zor. Bunu, sürekli bizlerle etkileşim halinde olan hava moleküllerinin ve havada bulunması olası moleküllerinin farkında olmayışımız durumundan hareketle çıkarabiliriz. Bizler için, odamızda, yeni aldığımız dolabımızı yerleştireceğimiz köşe, tam anlamıyla ”boş”tur. Aynı durumun üzerinde düşünülebilir bir durum olduğunu, bizler, yarısı ”boş” olan bardağı değerlendirirken de fark etmeliyiz.

Odamızın boş olduğunu düşündüğümüz köşesi, esasında (eğer fazla pasaklı ya da fazla titiz değilsek) standart bir odanın içerebileceği hava moleküllerini içerir; tıpkı odanın diğer köşeleri ve içindeki herhangi bir bölüm gibi. Dolabımızı köşesine yerleştirdikten sonra, söz konusu hava molekülleri artık ötelenmiştir. Onların yerine artık söz konusu köşede, bol karbonlu (belki biraz da silisli) bileşiklerden oluşan dolabımız durmaktadır. Ancak -her zaman değerlendirdiğimiz gibi- işin bir de atom altı boyutu vardır.

6315387157_4df727221d_b
Kuantum dalgalarından -fiziksel olarak- çok da uzak olmayan bir manzara.

 

Acaba atom altı ölçekte de balıktan ve balıkla etkileşim içinde olan su moleküllerinden, dolabımızdan ve dolabımızla etkileşim içerisinde olan hava moleküllerinden başka figüranlar olabilir mi? Cevap, yine her zaman olduğu gibi, evet. Esasında dolapla hava ortamı arasındaki sınır olan düzlem, yani dolap yüzeyi, bu figüranlar için pek de önemli görünmüyor. Zira onlar her yerde. Tüm evreni dolduruyor ve sürekli oluşup kayboluyorlar. Tüm evreni dolduran bu figüranlar, ”sanal parçacıklar”. Acaba ”sanal” sözüyle neyi anlatmak istiyor olabiliriz? Gerçeklik ve sanallık arasında belli bir yelpazenin olmadığı açıktır. Diğer bir deyişle, bir şey ya gerçek, ya da değildir. Sanal parçacıklar bu bağlamda, biraz da anlaşılamamış bazı noktalar olduğunu ortaya koyar (tıpkı ”karanlık madde” ifadesindeki ”karanlık” sözcüğü gibi).

Dalgalanmaların Doğası ve Belirsizlik

Klasik fizikte yüklü cisimler, elektrik alanı aracılığıyla etkileşirler. Kuantum fiziğinde bu etkileşim, ”foton değiş tokuşu” dediğimiz olayla beraber gerçekleşir. İki elektron, atağa kalkan bir futbol takımındaki oyuncuların paslaşması gibi, foton değiş tokuş eder. Topun, takım oyuncularının ayaklarına her çarpışında, oyuncuların topu hissetmesi gibi, her foton değiş tokuşu sonunda, elektronlar da bazı değişikliklere uğrar. Söz konusu dünya, kuantum dünyası olduğundan, buradaki değişiklikler daha geniş çaplıdır. Elektronun momentumundaki bir değişim, buna örnektir. Bunun yanında, bu değiş tokuşların sonucu, iki elektronun birbirini itmesidir. İşte burada değiştirilen fotonlar, sanal parçacıklardır. Işığı taşıyan fotonlardan farkları ise, uzaydaki menzillerinin çok kısa olmasıdır. Diğer bir deyişle söz konusu fotonlar, uzun yol için gereken enerjiye sahip değillerdir. Buradaki sanal parçacıklar, kuantum alanını ödünç alıp, sonra geri veren parçacıklardır; tıpkı futbolcunun hareket eden ayağından ödünç aldığı momentumu, başka bir futbolcunun ayağına teslim eden top gibi.

emailpete_roehrimage
Bir koldan, paslaşma örneğini sergileyen parçacık değiş-tokuşunun bir Feynman diyagramıyla temsili.

 

Bunların yanında, bilim dünyasını yakından takip edenlerin aşina olabilecekleri bir sorun vardır: kütleçekiminin kuantum teorisini oluşturmak ya da diğer bir deyişle, kütleçekimini, kuantum teorisi ile birleştirmek. Bunu sorun yapan ise, bu sefer daha yüksek bir olasılıkla aşina olunabilecek ”belirsizlik ilkesi”dir. Bu ilkenin bize ne söylediğinin üzerinden kısaca geçmek gerekirse, atom altı düzeyde ölçüm yaparken, ölçmek istediğimiz büyüklüklerin belirlilikleri arasında bir ödünleşim olduğunu belirtmek gerekir. Yani örneğin, bir elektronun hızını ve konumunu ölçmek istediğimizde, eğer konumu %64 kesinlikle ölçüyorsak, hızını %36’lık bir belirlilikle ölçebiliriz.

Bu ilkenin teorik ve deneysel bir sonucu da, yukarıdaki dolap ve balık analojilerinde hatırlamaya çalıştığımız gibi, uzayın aslında tamamen boş olmadığıdır. Eğer böyle olmasaydı, yani boş uzay tümüyle boş olsaydı, günlük hayatta deneyimlediğimiz tüm alanlar ”sıfır” değerini alırlardı. Diğer bir deyişle, ışık gibi bir elektromanyetik alan ve Güneş’in kütleçekim alanı gibi bir alan, kısaca olmazdı. Neyse ki, söz konusu boş uzay alanının değeri (boş olup olmaması durumu) ve zaman içerisinde değişimi, yukarıda açıkladığımız ödünleşim durumunu hatırlatır. Belirsizlik, söz konusu büyüklüklerden birini ne kadar kesinlikle biliyorsak, diğerini de o kadar belirsizlikle bilebileceğimizi söylüyordu.

Buradan hareketle, boş uzaydaki herhangi bir alanın tam olarak ”sıfır” değerine sabitlendiğini varsayarsak, söz konusu alan, belirsizlik ilkesine uymayan ve tamamen bilinebilir, yani kesin olan bir konum değerine (sıfır), bunun yanında da kesin bir değişim değerine (sıfır) sahip olacaktır. Oysa belirsizlik, iki büyüklüğe de, %0 ve %100 dışındaki tüm değerler için izin veriyordu. Bu sebeple, alanın değerinde, bir ölçüde belirsizlik, yani ”kuantum dalgalanması” olmalıdır.

Kuantum

Dalgalanmayı soyut biçimde, bu şekilde özetleyebiliyoruz. Ancak tabii ki de durumu somutlaştırmamız gerekiyor. Dalgalanma olgusu esasen, ”parçacık çiftleri”nin oluşup kaybolması durumuyla özdeştir. Evet, Feynman diyagramlarının bazılarında olduğu gibi, bir noktada etkileşen ve ayrılan parçacıklardan bahsediyoruz. Bir parçacık çiftinin bir süre için birlikte ortaya çıkıp sonra yeniden bir araya gelerek birbirlerini ”yok etmeleri” olarak düşünülebileceğimiz bu dalgalanmalar, elektromanyetik alanın taşıyıcı parçacığı olan fotonlar gibi, boyutsuz parçacıklarla beraber meydana gelir.

Proton ya da nötron gibi gerçek parçacıkların aksine, parçacık dedektörlerince algılanamayan bu parçacıklar, buna rağmen etkilerini, atomun çekirdeği etrafındaki elektron orbitallerindeki (yörüngelerindeki) ufak çaplı enerji değişimleri sırasında gösterirler.

Detaya inmeye şimdilik gerek yok. Buraya kadarki olay örgüsünden anlamamız gereken, boş uzayın, yukarıda açıkladığımız belirsizlik ilkesi gereği, kuantum dalgalanmalarına sahne olduğudur. Bu dalgalanmalar her yerde ve her zaman oluşup kayboluyor; tıpkı sıcak bir yaz gününde, yakamozlardan gözümüze çarpan parlak dalgalar gibi. Deniz yüzeyine tepeden baktığımızı hayal ettiğimizde, yüzeyin pürüzlülüğünün, deniz dalgalarından kaynaklandığını anlamamız uzun sürmez. Şimdi bu zemine, dikdörtgen formundaki bir düzlemi oturttuğumuzu varsayalım. Şu durumda dalgalar, denize oturttuğumuz düzlemin -önce üstüne, sonra altına- diye devam eden hareketlerini sürdüreceklerdir. Bir anlamda denize oturttuğumuz düzlem, bu dalgaların ”ortalama profili”dir. 

Belirli bir anda, düzlemin üzerinde kalan dalgalar, tek tek (+1) değerini alırken, düzlemin altında kalan dalgalar, tek tek (-1) değerini alır. Ne ilginç ve ne zariftir ki, tüm bu dalgaların toplamı, bize çok da yabancı olmadığımız 0’ı verir. 

Screen shot 2015-04-10 at 13.27.49

Yukarıdaki formülizasyona dikkatlice bakalım. Kendisi, esasında, belirsizlik ilkesinden başkası değil. Werner Heisenberg’in ortaya koyduğu bu ilkeye yeniden göz atmak istersek, parçacığın pozisyonunun belirsizliği çarpı hızının belirsizliği çarpı kütlesi, daima belirli bir nicelikten fazla olmalıdır. Bu belirli nicelikse, bir parçacığın enerjisinin frekansına oranı olan Planck sabitidir. Eğer siz, parçacığın pozisyonundaki belirsizliği 2 katına çıkarırsanız, hızındaki belirsizliğini yarıya indirmelisiniz demektir. Bunun yanında, eşitsizliğin en sağındaki ”parçacığın kütlesi” ne kadar büyük olursa, eşitsizliğin sol tarafının geri kalanını oluşturan iki belirsizlik de o kadar az olmak zorundadır.

Bu bize biraz tanıdık gelmiş olmalı: Ay’dan Dünya’mıza bakan hiçbir astronot, Dünya’nın kaybolup yeniden oluştuğuna rastlamamıştır. Zira kütle çok yüksektir, dolayısıyla belirsizlikler çok çok düşüktür. Evren, bu formülizasyon üzerinde yapacağınız herhangi bir hamleye karşı, eşitsizliği yeniden sağlamak adına, başka bir hamleyle size cevap verir.

Evren Nedensel mi, Belirsiz mi? 

Bir voleybolcunun topa hangi açıyla vurduğunu bilmeniz, topun tam olarak nereye düşeceğini bilmenize yeter mi? Görünüşe göre, başka unsurlar da söz konusu: voleybolcunun topa uyguladığı kuvvet ve havadaki moleküllerin oluşturacağı ufak çaplı sürtünme kuvveti gibi. Bütün bu verilerin ve daha fazlasının bize sağlandığını düşünelim. Yani voleybolcunun topa vuruşu sırasındaki tüm veri setleri elimizde ve biz, bu verilerle hesaplamalar yapabiliriz. Şu durumda topun düşeceği noktayı belirlememizi engelleyen bir şey yok gibi görünüyor. İşte bu, bize belirli bir durumu işaret etmektedir: belirli bir andaki belirli verilerden hareketle, sonraki herhangi belirli bir anda, belirli bir durumu öngörmemiz durumu. 

SGZ0Omh

19. yüzyıl’ın başlarında, Simon Laplace adlı bir Fransız fizikçisi, gayet cüretkâr bir biçimde, evrenin herhangi bir anındaki veri setleri elimizdeyse, evrende olabileceklerle ilgili keskin tahminlerde bulunmamızı sağlayacak bir bilimsel yasalar dizisinin olduğunu belirtiyordu. ”Cüretkâr” nitelemesi, burada olumsuz bir anlam kazanmamalıdır; belki gelecekte de belirsizlik ilkesini ortaya koyan Werner Heisenberg’ün görüşleri oldukça cüretkâr görülecektir, ancak bu olasılığı Söz konusu yasalar için gereken tek veri seti, evrenimizin herhangi bir andaki eksiksiz durumudur. Başka bir deyişle gerekli olan, evrendeki tüm parçacıkların, o anki konum ve hız bilgilerinin verileridir. İşte Laplace burada, bu verilere sahip olduğumuzda, evrenin, zaman içerisindeki herhangi bir noktadaki durumunu hesaplayabileceğimizi söylüyordu.

Astronomların, gezegenlerin hareketlerini, gelecekteki konumlarını ve tutulma tarihlerini hesaplayabilmesi, esasında Lalplace’ı biraz haklı çıkarıyor gibi. Ancak 19. yüzyıl’ın başları da, henüz ”herkesin konuşmadığı” tarihlerdi. Daha Werner Heisenberg, Erwin Schrödinger, Paul Dirac, Stephen Hawking gibi bilim insanlarının söz hakları, olduğu gibi duruyordu.

ozgurirade
Nedenselcilik ve belirsizlik, beraber düşünüldüklerinde özgür iradeye çıkan bir yolu izleyen iki kavram olarak karşımıza çıkıyor. (Çizen: Courtney Gibbons)

 

Bir önceki başlık altında, hiçbir astronomun, Dünya’yı kaybolup yeniden ortaya çıkarken gözlemediğinden bahsetmiştik. Burada da bu örnek geçerlidir; Laplace, belli sınırlar dahilinde haklıdır. Ancak evrenin kendisine sıra geldiğinde, söylenmesi gereken her şeyin henüz söylenmediğini belirtmeliyiz. Evrenin kendisi, bir gezegenle karşılaştırılamayacağı gibi, Laplace’ın savunduğu kadar da belirli değildir.

Evrendeki tüm parçacıkların, tüm fiziksel özelliklerinin belirli bir anda bilinmesi, Belirsizlik İlkesi uyarınca, olanaksızdır. Doğa yasaları, bizlerin, evrenin geleceğini belirli formüllere dayanarak hesaplaması girişimine engel teşkil eder. Elbette ”yukarıdan birileri” bizleri engellemez; ancak evren bünyesindeki belirsizlik, kendisini, ortaya çıkıp tekrar yok olan parçacıklarla gösterir ve bu parçacıklar, daha önce de belirttiğimiz gibi, evrenin her noktasını doldururlar. 

Bu noktada Laplace’ın determinizmi, yani nedenselciliği, iki açıdan eksikti: öncelikle evrenin ilk durumunu belirtmiyordu. İkincil olarak, yasaların nasıl seçilmesi gerektiğini söylemiyordu; diğer bir deyişle, bu yasaları seçen bir tanrıyı, hipotezine dahil ediyordu. Tüm bunları yeniden düzenleyip anlatmak gerekirse, tanrı, Laplace’a göre, evreni bir kere yaratmış ve ”gerisine karışmamıştı”. Ne var ki tanrı, artık 19. yüzyıl fiziğinde anlaşılamayan olgularla sınırlanıyordu. Bu, determinizmin, krallığını tehlikede hisseden bir kralın, vergiye bağlanmayı kabul etmesi gibi bir şeydi.

Emre Oral




Kuantum Tünelleme

Bu konuya fizik profesörümün bir analojisi ile başlamak istiyorum. Karşımızda kapalı bir kapı olduğunu varsayalım. Olanca gücümüzle koşup kapıya çarptığımızda kapının diğer tarafında bulunma ihtimalimiz var mı? Hayır. Peki aynı şeyi elektronlar için düşünürsek olaylar nasıl gelişir?

Potansiyel bariyere çarpan bir elektronun, kapının diğer tarafında belirme ihtimali vardır. Evet, ilk duyduğumda ben de sizin şuan verdiğiniz tepkiyi vermiştim.

Olayın derinlerinde yine Schrödinger denklemi yatmaktadır. Klasik mekanikte bu denklemi bir sistemin var olan toplam enerjisi olarak düşünebilirsiniz. Tek farkı kuantize olmuş enerji seviyeleri içermesidir.

Zamandan bağımsız küresel Schrödinger denklemi şu şekilde karşımıza çıkıyor.

KT1
φ(r) ifadesi aşağıdaki denklemlerde φ(x) olarak verilmiştir

 

Burada gördüğünüz her harf yerine büyük resme odaklandığınızda toplam enerjinin dalga fonksiyonu olan φ(r)’in katsayısı olduğunu göreceksiniz. Bu, kuantize olmuş enerji seviyesinden başka bir şey değildir.

KT4
Parçacığımızın yukarıdaki şekilde gösterilen bir bariyere maruz kaldığını varsayalım. Burada bariyer tamamen örnek amaçlıdır ve istenilen şekilde olabilir. 0 noktasını ilk örnekteki kapı olarak düşünebilirsiniz. Yukarıdaki denklem verilen şartlar altındayken dalga fonksiyonumuz şu şekli almaktadır.

1. Bölge

KT2

İşin matematik kısmına fazla girmezsek fiziksel olarak bu denklem A’lı ifade ilk dalga ışınını ve B’li ifade de geri seken ışını ifade eder. Yani kısacası sağa ve sola hareket eden 2 dalgayı ifade eder. Bunların değerleri vereceğimiz ilk koşullara bağlıdır

Buraya kadar özetleyecek olursak ‘duvara fırlattığımız’ elektron ışını sekip aksi yönde hareket etmektedir. Buraya kadar herşey normaldir. Ancak aynı şeyi 2. bölgeye uyguladığımızda bizi bir sürpriz beklemektedir. Klasik mekanikte hatırlayacağınız gibi kapının öbür tarafına geçememiştik. Ancak 2.bölgede denklemimizi çözdüğümüzde karşımıza şu ifade çıkıyor.

KT3

Gördüğünüz üzere bu ifadede 2. terim yok. Karşımızda sadece ilk elektron ışınıyla aynı yöne giden bir dalga var. Elektron kapı falan dinlememiş ve biraz enerji kaybederek öbür tarafta belirmiştir. Bu ifadeleri kuantum diline çevirecek olursak elektronlarımızın kapının diğer tarafında belirme ‘olasılığı’ vardır.

EffetTunnel

Alperen Erol




Evrenin Sonu Nasıl Gelecek?

Biz insanoğlu; geleceği öngörmeye, bunu açıklamaya, matematiksel denklemler oluşturup doğayı, evreni anlamaya çok hevesliyiz. İyi ki hevesliyiz, yoksa cahil cahil otur nereye kadar değil mi?

Bilimde ve teknolojide bu ilerlememiz sayesinde depremlerin nerede ve hangi zaman aralığında olacağını, bir meteorun ne zaman nereden geçeceğini, ne zaman Güneş tutulması olacağını, Güneş’in ne zaman kızıl dev haline geleceğini, bu vesileyle Dünya’nın ne zaman nasıl yok olabileceğini bulabiliyoruz. Hatta bu iddiamızı çok ilerletip galaksilerin ölmesine kadar gidebiliyoruz (tabii ki galaksiler ölmez burada galaksi ölmesinden anlaşılması gereken o galaksinin içinde yeni yıldızların, gezegenlerin vs oluşmayı durdurmasıdır).

Peki bu gelişmiş bilgi düzeyimizle evrenin nasıl son bulacağını anlayabilir miyiz? Eee tabii ki evet ama, farklı olasılıklar var.

Evrenin sonunun nasıl geleceğini anlamak o kadar kolay değil, ilk önce evrenin şeklinin ne olduğunu bilmek lazım ve bunu açıklayacağız.

Büyük Çöküş

Evrenin şekli maddesel yoğunluğa ve karanlık enerjinin evreni genişletmesine bağlıdır. Evren 13.8 milyar yıl önce bir tekillikten çok hızlı bir şekilde genişlemeye başladı ve hala genişlemeye devam ediyor. Eğer evrende karanlık enerji az ve maddesel yoğunluk fazlaysa, uzay-zamanın şekli kürenin yüzeyi gibidir ve belli bir zaman sonra karanlık enerji etkinliğini yitirip kütle çekime teslim olur. Böylece büyük çöküş başlar, çünkü ortada evreni genişletecek kadar yeterli enerji kalmamıştır.

Big-bang’ten şu ana kadar gelen zamanı geri sarıp başlangıçtaki tekilliğe kadar izleyebilseydik bu tam olarak büyük çöküş gibi görünürdü. Çünkü maddeler birbirleriyle daha yakın durmaya, galaksiler çarpışmaya, ısı artmaya, yoğunluğun etkisiyle uzay-zaman bükülmeye devam ederdi. Ve en sonunda tekrar tekilliğe dönmüş olurduk. Ancak, eğer şu an içinde yaşadığımız evren bir önceki evrenin büyük çöküş geçirmiş haliyse burada döngüsel bir olay söz konusudur ve bundan önce sonsuz sayıda evren bu şekilde var olup yok olmuş diyebiliriz. Bununla beraber, temodinamik sözümüzü keser ve bize; bu evren modeli benim ikinci kanunumla çelişiyor der. Böylece döngüsel evren modeli biraz rafa kaldırılabilir.

Büyük Saçılma Vasıtasıyla Isıl Ölüm

Evrenin şeklini etkileyecek olan iki temel etkenden kütle çekim karanlık enerjiye baskın gelirse ne olacağını gördük. Şimdi geldi sıra karanlık enerjinin baskın olma durumu karşısında evrenin şeklinin sonunu nasıl etkileyeceğini açıklamaya.

Karanlık enerjinin kütle çekime karşı galip gelmesi durumunda oluşacak şekil bir eğere benzetilir. Ben de bu benzetmeyi kullanacağım çünkü, gündelik şeylerle bu gibi karışık olguları bağdaştırmak algılayışımızı daha da kolaylaştırır.

Eğer evrende maddesel yoğunluk karanlık enerjiden azsa evren eğer şeklini alır ve bu şekilde karanlık enerjinin etkisi altındaki evren sonsuza kadar genişleyebilir. Bildiğimiz gibi evren ivmelenerek genişlemeye devam ediyor. Belli bir zaman sonra o kadar genişlemiş olacak ki, parçacıklar arasında bile bizim Güneş’le aramızdaki mesafe kadar mesafe olacak. Yıldızlar yakıtlarını tüketmiş, galaksiler ölmüş, nötronlar vb parçacıklar bozunmuş, hatta kara delikler bile buharlaşmış olacak. Sonrasında genişlemenin etkisiyle bu ortalıkta dolaşan enerji de zaman geçtikçe son bulup her şey neredeyse mutlak sıfıra ulaşacak. “Neredeyse” dedik dikkatinizi çekerim. Bu da evrenin ısıl ölümüyle son bulma ihtimalinin yüksek olduğunu gösteriyor. Yalnız, bu durum karanlık enerji kütle çekime baskın gelirse gerçekleşebilir.

Büyük Yırtılma

Büyük yırtılma da karanlık enerjinin baskın gelmesi durumunda ortaya çıkabilecek başka bir senaryo. Karanlık enerji evreni gün geçtikçe daha da hızlı bir şekilde genişletmeye devam ediyor. Ancak burada karanlık enerjinin bir özelliği gözden kaçırılıyor: Karanlık enerji yoğunluğu genişleyen evrende azalması gerekiyor gibi gelse de gerçekte azalmıyor.

Bunu şöyle canlandırın balonunuzun içinde E miktar gaz var ve siz bu balona herhangi bir şey eklemden hacmini arttırıyorsunuz sizlerin de tahmin edebileceği gibi hacim artmaya devam ederse ve içindeki gaz miktarı aynı kalırsa yoğunluk azalır. Ancak karanlık enerjide olan bu değildir.

Karanlık enerjinin yoğunluğu evren genişledikçe azalmaz. Çünkü evren genişledikçe karanlık enerji miktarı artar ve böylece karanlık enerji yoğunluğu sabit kalır. Bu etki gezegenlerin, yıldızların bir patlamayla yok olmasına, galaksilerin dağılmasına, hatta atom çekirdeklerinin bile parçalanarak yok olmasına yol açacak.

Ancak bu karanlık enerjinin evreni artan hızlarda genişletme durumuna bağlı. Belli bir zaman sonra karanlık enerjinin etkisi azalırsa, büyük yırtılmayı dert etmek zorunda kalmayacağız. Fakat o zaman da büyük çöküş gibi bir sorunumuz olacak.

Evrenin Sonu

Evrenin nasıl son bulacağını daha iyi anlamak için karanlık enerjinin ve kütle çekimin etkileri hesaplanıp evrenin şekli belirlenmeli, bundan sonra karanlık enerjinin etkisiyle genişleyen evrenin hızlanarak genişleme oranı tespit edilmeli. Şu an bilim insanları kütle çekimin yoğunluğunun ve karanlık enerjinin etkisinin birbirleriyle neredeyse aynı olduğunu söylüyorlar. Ve bu yüzden evrenimiz ne eğer ne de küre şeklinde. Evrenimiz bu eşitlikten dolayı düz bir kağıt gibi (günlük objelerle bağdaştırıyorum).

Bu yüzden evrenin ısıl ölümle son bulması daha muhtemel gözüküyor. Fakat bu da gelecekte karanlık enerjinin kütle çekim üzerinde baskın gelmesine veya çekinik kalmasına göre değişir. Bu kadar sondan bahsetmişken bu yazıya da artık bir son verip sizleri düşünmek için yalnız bırakıyorum.

Eyüp Gürses

Fotoğraf-2: https://pbs.twimg.com/media/Ctxdw09WgAAp8Gk.jpg
Fotoğraf-1: http://www.erhankilic.org/wp-content/uploads/2014/03/buyukcokus.jpg




Fizik Okuyanlar İçin Kitap Önerileri

Fizik, tahmin edilebilenden çok daha geniş ve çok kompleks bir alandır ve bu kompleksliği en iyi anlamanın yolu sadece çalışmaktır. Ama çalışmak demek 10 saat oturup bir kitabı okumak değil, ilk önce adamakıllı bir kitap bulup her ince ayrıntısını anlayarak belki günlerce uykusuz kalıp yemek yemeyi unutarak, bu rutinin güzelliğine kapılabilmektir Tabii yemek yeseniz ve biraz uyusanız daha iyi olur her açıdan.

Burada değinmek istediğim kitaplarla, sizlere en basit olan konudan en karmaşık olana kadar bir liste vereceğim. Ve eğer ingilizce’ye yeteri kadar hakimseniz, bu listenin size inanılmaz derece faydası olacak. Değilseniz ise bazı kitapların Türkçe çevirilerini bulabileceğinizden yana bir şüphem yok.

1) Linear algebra (lineer cebir)

Sheldon Axler-Linear Algebra Done Right

Seymour Lipschutz-Theory and problems of linear algebra

2) Calculus-1-2-3

James StewarT-Calculus

Thomas Finney-Calculus

3) Differential equations (Diferansiyel Denklemler)

Morris Tenenbaum, Harry Pollard-Ordinary Differential Equations

Walter Strauss-Partial Differential Equations

4) Optics-Optik

Eugene Hecht-Optics

 

5) Mechanics-Mekanik (Fizik-1)

Halliday, Resnick-Fundamentals of Physics

Feynman Lectures

6) Advanced Mechanics-(Üst Düzey Fizik)

Herbert Goldstein-Classical Mechanics

7) Electromagnetism (Elektromanyetizma)

Halliday-Fundamentals of Physics

8) Quantum mechanics (Kuantum Mekaniği)

David Griffith-Introduction to Quantum Mechanics

J.J.Sakurai-Modern Quantum Mechanics

9) Electrodynamics (Elektrodinamik)

David Griffith-Introduction to Electrodynamics

10) Quantum Electrodynamics (Kuantum Elektrodinamiği)

Richard Feynman-Quantum Electrodynamics

Walter Greiner-Quantum Electrodynamics

11) Thermodynamics (Termodinamik)

Piero-Olla-Introduction to Thermodynamics and Statistical Physics

P. K. Nag-Engineering Thermodynamics

12) Statistical Physics (İstatistiksel Fizik)

Keith Stowe-An Introduction to Thermodynamics and Statistical Mechanics

Kerson Huang-Statistical Mechanics

13) Quantum Field Theory (Kuantum Alan Teorisi)

Stephen Blundell-Quantum Field Theory For The Gifted Amateur

Michael Peskin-An Introduction to Quantum Field Theory

Bildiğiniz üzere bu kitaplar bile çalıştığınız süre boyunca yetersiz gelecek ve anlamadığınız yüzlerce belki binlerce detay olacak. Bu yüzden kitaplardan çalışmak da bir yere kadar size yardımcı olacak. Her şeyi anladığınızı, her soruyu çözebileceğinizi düşüneceksiniz ama, bir sürü bilmediğiniz şeyin farkında olmayacaksınız.

Bunun için internette online videolardan, derste aldığınız notlardan, gerçekten adamakıllı bilgili insanların takıldığı forum sitelerinden, başka kaynaklardan araştırmadığınız ve birilerine (bu sizden daha çok bilen arkadaşınız olabilir veya profesörleriniz) sormadığınız ve bütün formüllerin ispatını görmediğiniz ve neredeyse ezbere bilmediğiniz sürece tam anlamıyla kavramanız gerçekten çok zor.

Yani lafın kısası, bir şeyleri gerçekten iyi anlamak için yapmanız gereken tek şey onu oluşturan her şeyi en ince ayrıntısına kadar öğrenmeniz ve bunun üzerine saatlerinizi, haftalarınızı verip düşünmenizdir. Elbette bunları yaparken eğlenmeyi de unutmayın. Tabii çalışmak sizi yeteri kadar mutlu etmiyorsa…

Eyüp Gürses




Takyonlar Hakkında Kısa Bir Test!

Takyonlar, teorik fizikte kendine yer bulan hipotetik (varsayımsal) parçacıklardır. Gerçekte yokturlar ve hiçbir bilim insanı da var olduklarını düşünmez. Ancak, teorik hesaplamalarda olasılıkları belirlemek için kullanılmak üzere varsayılırlar. Daha detaylı bilgi için bu yazımızı okuyabilirsiniz.

Aşağıdaki sorularda doğru olduğunu düşündüğünüz seçeneği bir yere not alıp testin sonundaki cevaplarla karşılaştırabilirsiniz.

1) Takyonların durağan kütlesi hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Takyonların durağan kütlesi pozitiftir

b) Takyonların durağan kütlesi negatiftir

c) Takyonların durağan kütlesi sıfırdır

d) Takyonların durağan kütlesi sanaldır

2) Takyonların hızı hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Işık hızından yavaş hareket ederler

b) Işık hızında hareket ederler

c) Işık hızından bazen hızlı hareket ederler

d) En düşük hızları ışık hızından daha hızlıdır

3) Takyonların relativistik (göreli) kütleleri hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Relativistik kütleleri pozitiftir

b) Relativistik kütleleri negatiftir

c) Relativistik kütleleri pozitif veya negatiftir

d) Relativistik kütleleri sıfırdır

4) Takyonların enerjisi hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Sanal enerjileri vardır

b) Pozitif veya negatif enerjileri vardır

b) Negatif sanal enerjileri vardır

c) Pozitif sanal enerjileri vardır

5) Takyonların durağan uzunluğu hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Sanal durağan uzunluğu vardır

b) Sonsuz durağan uzunluğu vardır

c) Pozitif gerçek durağan uzunluğu vardır

d) Durağan uzunlukları sıfırdır

6) Takyonların durağan yaşam süresi hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Sonsuz durağan yaşam süresi vardır

b) Sanal durağan yaşam süresi vardır

c) Durağan yaşam süresi sıfırdır

d) Durağan yaşam süresi negatiftir

7) Sonsuz hıza sahip olan bir takyon parçacığı hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Momentumu sıfırdır

b) Enerjisi sıfır ama momentumu vardır

c) Momentumu yok ama enerjisi vardır

d) Momentumu ve enerjisi sıfırdır

8) Aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Takyonlara pozitif enerji eklendikçe hızları artar

b) Negatif enerjiyi azaltmak takyonların hızını azaltır

c) Pozitif enerji çıkarmak takyonların hızını artırır

d) Enerji eklemek veya çıkarmak takyonların hızını etkilemez

.

.

.

.

Cevaplar
1) D 2) D 3) C 4) B 5) A 6) B 7) B 8) C

Hazırlayan: Eyüp Gürses




Titius-Bode Yasası Doğru Mu, Yoksa Rastlantı Mı?

Titius-Bode yasası, basit bir biçimde şunu söyler; “her gezegenin Güneş’ten uzaklığı, bir önceki gezegenin iki katıdır”

1700’lü yılların sonunda, Johann Daniel Titius ve Johann Elert Bode isimli bilim insanları, Güneş Sistemi‘ndeki gezegenlerin belirli bir matematiksel modele uygun biçimde dizildiklerini ifade eden bir model ortaya koydular. Gerçekten de modele baktığınızda, gezegenlerin Güneş’e uzaklıklarının basit bir matematiksel diziyi takip ettiği görülüyordu.

Buna göre, ilk gezegen olan Merkür‘den sonra gelen Venüs‘ün Güneş’e uzaklığı Merkür’ün iki katıdır. Dünya ise Güneş’e Venüs’ten iki kat uzakta bulunur. Mars’ın uzaklığı ise Dünya’nın Güneş’e uzaklığının iki katı olmalıdır. Ve bu kural, böylece tüm gezegenlere uyarlanabilir.

Modeli matematiksel olarak basit biçimde ifade etmeye çalışalım.

İlk gezegen olan Merkür’ün uzaklığını sıfır (0), ikinci gezegeni 3 kabul edip, diğerlerinin uzaklığını da bir öncekinin iki katı şeklinde yazarsak, ortaya şöyle bir skala çıkar:

Gezegenler
0 3 6 12 24 48 96 192

Burada 0 Merkür, 3 Venüs, 6 Dünya, 12 Mars, 24 Ceres, 48 Jüpiter, 96 Satürn, 192 ise Uranüs‘tür. Önemli bir not olarak şunu düşelim; Titius-Bode yasasının ortaya atıldığı zamanlarda Asteroid kuşağında yer alan Ceres bir gezegen olarak görülüyordu. Neptün ise henüz keşfedilmemişti.

Bu oluşturduğumuz skalayı, gök bilimde kullanılan “astronomik birim“e (AB) dönüştürmek için ise, her birine dört ekleyip 10’a bölmemiz gerekiyor. İşlemi yaptığımızda şu şaşırtıcı sonuçla karşılaşıyoruz:

Gezegenlerin AB olarak uzaklıkları
0,4 0,7 1,0 1,6 2,8 5,2 10,0 19,6

Bu rakamlar, gerçekten de gezegenlerin Güneş’e olan uzaklıkların Astronomik Birim (1AB 150 milyon km’dir) olarak yaklaşık değerleridir. Tabloyu “kabaca” yorumlarsanız, gerçekten matematiksel bir düzen varmış gibi görürsünüz. Oysa bu yanıltıcıdır. Çünkü, bu skalaya göre işlem yapmaya kalkıştığınızda hata payınız milyonlarca kilometreyi bulur.

Titus-Bode
Titius-Bode Yasası’na göre gezegenlerin AB biriminden verilen uzaklıklıkları (rakamları 10’a bölmelisiniz).

 

Bu sistemde örneğin Mars’ın Güneş’e uzaklığı yaklaşık yüzde beş oranında hatalıdır. Yine, Satürn’ün uzaklığını da yüzde beş hata payıyla öngörür. Diğer gezegenler için hata payları da yüzde bir ile yüzde üç arasında değişir.

Tüm bu hata paylarına rağmen, Titius-Bode yasası “o kadar kusur kadı kızında da olur” düşüncesiyle uzun yıllar boyunca kabul gördü. Öyle ki, aslında bir yasa ile uzaktan yakından ilgisi olmadığı halde “yasa” tanımlaması dahi yapıldı. Oysa, bu sadece bir hipotezdi. Biraz da sanırız insanlardaki “mükemmellik” algısı bunda etken oldu. Düşünsenize, gezegenler bile hiç gerek olmadığı halde (evet gerek yoktur, başka ve orantısız dizilimler de mükemmel bir Güneş Sistemi oluşturabilir) belli bir sistemi takip ediyor görünüyordu ve bu insanların çok hoşuna gitti.

Ta ki, 1846 yılında Neptün keşfedilene kadar

Titius-Bode yasasının doğruluğundan çok emin olan gök bilimciler, Neptün keşfedildikten sonra hemen uzaklığını ölçme girişiminde bulundu.

pluton-neptun
Neptün ve Plüton’un yörüngeleri Titius-Bode yasasına uymadığı gibi, birbiri ile iç içe olacak kadar tuhaf bir yapıdadır.

 

Kısa süre sonra ise Neptün’ün uzaklığı (Newton kanunları kullanılarak) ölçülmüştü. Büyük bir şaşkınlık yaşadılar çünkü Neptün Güneş’e bu yasanın öngördüğünden tam yüzde 30 daha yakındı. Bu ise neredeyse 1 milyar km’lik bir hata demekti.

Sözde yasaya en büyük ve son darbeyi ise Plüton’un keşfi vurdu. Yapılan ölçümler, Plüton’un Güneş’e uzaklığının Titus-Bode Yasası ile öngörülenden tam yüzde 95 daha yakın olduğunu gösteriyordu. Hata payı milyarlarca km idi.

Nihayetinde Titius-Bode Yasası’nın sistemimizdeki Neptün’e kadar olan gezegenlere “kabaca” uyuyor görünmesinin bir rastlantıdan ibaret olduğu kabul edildi. O zamana kadar “olsa da olur, olmasa da” diye bakılan yüzde 3-5’lik hatalar tekrar göze batmaya başladı. Ne de olsa, gezegenler arasındaki mesafeler düşünüldüğünde yüzde birlik bir fark bile milyonlarca kilometre demek oluyordu.

Titius Bode yasası yanlış da olsa, bilgi yarışmalarında size kolaylık sağlayabilir. Bu arada, bilgi yarışmaları çok sıkıcı olduğu için Survivor yarışması fotosu kullanmayı uygun bulduk.
Titius Bode yasası yanlış da olsa, bilgi yarışmalarında size kolaylık sağlayabilir. Bu arada, bilgi yarışmaları çok sıkıcı olduğu için Litvanya’da yapılan Survivor yarışmasına ait bu fotoyu kullanmayı uygun bulduk.

 

Bununla beraber, yine de kullanım alanları vardır. Örneğin, Dünya’nın Güneş’e uzaklığının ortalama 150 milyon km olduğunu bilirseniz, diğer gezegenlerin uzaklıklarını (Uranüs’e kadar) aklınızdan kabaca hesaplamanıza yarayabilir. Amatör astronomlar ve bilgi yarışmalarına katılanlar için faydalı bir bilgi 😉

Bugün Titius-Bode yasası, gök bilim tarihinin anılarından biridir sadece. Hala hatırlayan ve bazen keşfettiğimiz uzak gezegenlerde benzer orantılar gördüklerinde yad eden birkaç gök bilimci haricinde, bilim tarihininde yapılmış hatalı (ancak güzel) çıkarımlardan biri olmak dışında başka yerde adı geçmez.

Zafer Emecan




Açık Yıldız Kümesi Nedir?

Açık yıldız kümesi, aynı moleküler buluttan doğmuş sayıları binlerce olabilen ve birbirleri arasında zayıf kütle çekimsel etkileşim bulunan yıldız topluluklarıdır.

Aynı moleküler bulutta oluştukları için yaşları ve kimyasal bileşenleri hemen hemen aynıdır. Bu sebeple yıldız evrimini anlama konusunda önemli bir rol oynarlar. Yalnızca aktif yıldız oluşum bölgelerine sahip spiral ve düzensiz gökadalarda bulunurlar. Genç açık yıldız kümeleri, çevrelerinde içlerinde oluştukları moleküler bulutunu da barındırabilir. Fakat küme içindeki büyük kütleli yıldızların şiddetli ışıma gücü sebebiyle bu bulut zamanla dağılır.

Açık yıldız kümelerinden en bilindik olanı çıplak gözle de görülebilen Pleiades (M45) ya da diğer adıyla Ülker açık yıldız kümesidir.

Pleiades (M45) Açık Yıldız Kümesi. 100’ün üzerinde yıldıza ev sahipliği yapan bu yıldız kümesinin içinde oluştuğu molekül bulutu (bulutsu) henüz tam olarak dağılmamıştır (Fotoğraf telif: Murat SANA).

 

Açık kümeler gökada çevresinde dolanmalarını gerçekleştirirken bazı yakınlaşmalar sonucunda, birbirlerine düşük kütle çekimsel kuvvet ile bağlı olduklarından üye kaybedebilirler. Çoğu açık yıldız kümesi yüz milyonlarca yıl bir arada kalırken, çok fazla yıldız içeren büyük kütleli kümeler için bu süre milyarca yılı bulabilir. Ancak, küme önünde sonunda dağılmaya mahkumdur. Gökyüzünde gördüğünüz hemen her yıldız, geçmişte böylesi bir kümenin üyesi idi; yıldızımız Güneş bile.

Gökadamızda bilinen 1.000’in üzerinde açık yıldız kümesi bulunuyor ve bu sayının kat kat daha fazlası olabileceği tahmin ediliyor. Bu açık kümeler, büyük çoğunlukla gökada düzlemi üzerinde yer alırlar. Küresel kümelerin aksine şişim bölgesinde bulunmazlar. Gökada düzleminden 100-200 ışık yılı kadar uzakta, gökada merkezinden ise 50.000-60.000 ışık yılı uzakta yer alabilirler.

St1
Stellarium programından alınmış bir Samanyolu ve üzerindeki gök cisimlerinin bir görüntüsü

 

Yukarıdaki görüntüde küresel kümelerin bulunma noktaları ile açık kümelerin bulunma noktaları arasındaki farkı açıkça görebiliyoruz. (Ortasında + işareti olan daireler küresel kümeleri, kesikli dairesel çizgi olanlar ise açık kümeleri gösteriyor.)

Açık kümeler çoğunlukla Samanyolu diski üzerinde dağılmışken, küresel kümelerin buranın dışında kaldığını görebiliyoruz. M92, M2, M15 küresel kümeleri gökada düzleminden oldukça uzakta iken açık kümeler gökada düzlemine oldukça yakın.

the-butterfly-star-cluster-m6-celestial-image-co
Messier 6 (Kelebek) Yıldız Kümesi.

 

Gökada merkezine yakın bölgede gelgit kuvveti (tidal force) daha fazladır. Gökada merkezinde daha yoğun halde bulunan büyük moleküler bulutlar, kümenin dağılma oranını artırır. Bu da açık kümelerin dağılması üzerinde önemli bir etki yaratır. Kümenin gökada merkezine daha yakın bölgesinde bulunan yıldızlar, bu gelgit etkisiyle erken yaşlarda kümeden kopmaya, kümenin gökada merkezinden uzak bölgesinde bulunan üyelere göre daha yatkındır.

Yıldız Evriminde Açık Kümelerin Rolü

Açık yıldız kümelerini HR diyagramında noktaladığımızda yıldızların çoğu ana kol üzerinde yer alır. Daha erken evrilen bazı büyük kütleli yıldızların ana koldan yavaş yavaş ayrılmaya başladığı görülür. Aynı moleküler buluttan yaklaşık aynı zamanda doğdukları için bu ayrılma çizgisi doğrudan kümenin yaşı ile ilişkilidir.

M67 ve NGC 188 için HR Diyagramı

 

Yukarıdaki HR diyagramında M67 (sarı) ve NGC 188 (turkuaz) açık yıldız kümelerinin elemanları noktalanmış. Çoğu üyeleri anakol üzerinde olmasına rağmen anakoldan ayrılma yolu rahatlıkla görülebiliyor. M67’nin ayrılma kolunun ise NGC 188’den farklı bir noktada başladığı görülüyor.

M67’de daha sıcak yıldızların bulunduğu bölgeden başlarken NGC 188’de daha soğuk yıldızlardan başlıyor (diyagramda sıcaklık soldan sağa azalır). Bu, M67’nin daha genç bir küme olduğunu gösterir. M67 ilerleyen zamanlarda daha sıcak yıldızlarını evrim yoluna koymuş olacak ve NGC 188 gibi bir hal alacak.

zams
Farklı kümelerin farklı yaşları. Sol dikey eksen (Mutlak Parlaklık), yatay eksen (BV Renk Ölçeği), sağ yatay eksen (Yaş). Alıntı: Mike Guidry, University of Tennessee

Açık Kümelerin Uzaklıklarının Belirlenmesi

Açık kümeler HR diyagramında noktalandıklarında bir anakol çizgisi verirler. Fakat bu çizgi yıldızlararası ortamdan ötürü yolda soğrulmaya uğrayarak bir miktar kızıllaşır. Dolayısıyla kümenin anakolu, gerçek anakol çizgisinden ötelenmiş olarak bulunur. Bu ötelenme miktarı, ışığın ne kadar yoğun bir ortamdan geçtiği ve ne kadar yol boyunca bu ortamda soğrulduğu ile doğrudan ilişkilidir. Eğer kümenin konumundan ortamdaki soğurma katsayısını hesaplayabiliyorsak, kümenin uzaklığını da hesaplayabiliriz.

Açık Kümelerin Listesi

Küme İsmi Takımyıldız Uzaklık Yaş Görünür
  (Parsek) (Milyon Yıl) Parlaklık
Hyades Taurus 46 625 330′ 0.5
Coma Coma Berenices 90 400-500 120′ 1.8
Butterfly (M 6) Scorpius 487 94 20′ 4.2
Messier 7 Scorpius 280 224 80′ 3.3
Wild Duck (M 11) Scutum 1,900 250 13′ 5.8
Eagle Nebula (M 16) Serpens 1,800 1.3 6′ 6
Messier 18 Sagittarius 1,296 17 5′ 6.9
Messier 21 Sagittarius 1,205 12 14′ 5.9
Messier 23 Sagittarius 628 300 30′ 5.5
Messier 24 Sagittarius 3,070 220 90′ 4.6
Messier 25 Sagittarius 620 92 30′ 4.6
Messier 26 Scutum 1,600 85 7′ 8
Messier 34 Perseus 499 180 36′ 5.2
Messier 35 Gemini 912 180 25′ 5
Messier 36 Auriga 1,330 25 10′ 6
Messier 37 Auriga 1,400 347 14′ 5.6
Messier 38 Auriga 1,400 316 20′ 6.4
Messier 39 Cygnus 311 280 30′ 4.6
Messier 41 Canis Major 710 240 40′ 4.5
Beehive (M 44) Cancer 160 830 70′ 3.1
Pleiades (M 45) Taurus 135 125 120′ 1.2
Messier 46 Puppis 1,510 250 20′ 6.1
Messier 47 Puppis 490 73 25′ 4.4
Messier 48 Hydra 770 400 30′ 5.8
Messier 50 Monoceros 1,000 130 14′ 5.9
Messier 52 Cassiopeia 1,400 160 15 6.9
Messier 67 Cancer 908 4,000 25′ 6.9
Messier 93 Puppis 1037 390 10′ 6.2
Messier 103 Cassiopeia 3,000 16 5′ 7.4
Southern Pleiades (IC 2602) Carina 147 30 100′ 1.9
IC 2391 (Omicron Velorum Cluster) Vela 148 30 60′ 2.5
NGC 2451 A Puppis 189 50 45′ 2.8
Alpha Persei Perseus 200 50 300′ 1.2
Blanco 1 Sculptor 253 100 90′ 4.5
NGC 2232 Monoceros 325 53 45′ 3.9
IC 4756 Serpens 330 500 40′ 4.6
NGC 2516 (Diamond Cluster) Carina 346 141 30′ 3.8
IC 4665 Ophiuchus 352 43 70′ 4.2
Trumpler 10 Vela 365 35 14′ 4.6
NGC 6633 Ophiuchus 375 20′ 4.6
IC 348 Perseus 385 44 7′ 7.3
NGC 752 Andromeda 400 1,700–2,000 75′ 5.7
NGC 3532 (Wishing Well Cluster) Carina 405 316 50′ 3
NGC 2516 Carina 409 140 30′ 3.8
Collinder 140 Canis Major 410 35 42′ 3.5
NGC 2547 Vela 433 38 25′ 4.7
NGC 6281 Scorpius 479 220 8′ 5.4
IC 4756 Serpens 484 500 40′ 4.6
NGC 225 Cassiopeia 657 130 12′ 7
NGC 5662 Centaurus 666 70 30′ 5.5
NGC 5460 Centaurus 678 160 36′ 5.6
NGC 189 Cassiopeia 752 10 3.7′ 8.8
NGC 6025 Triangulum Australe 756 130 14′ 5.1
IC 5146 Cygnus 852 1 9′ 7.2
IC 4651 Ara 888 1,900 10′ 6.9
NGC 6087 Norma 891 70 14′ 5.4
NGC 3114 Carina 911 124 36′ 4.2
NGC 2509 Puppis 912 10′ 9.3
NGC 2264 Ophiuchus 913 1.5 40′ 3.9
NGC 1502 Camelopardalis 1,000 10 8′ 5.7
NGC 7822 Cepheus 1,000 2 180′
NGC 2169 Orion 1,052 12 5′ 5.9
NGC 6242 Scorpius 1,131 50 9′ 6.4
NGC 381 Cassiopeia 1,148 320 7′ 9.3
NGC 6204 Ara 1,200 79 6′ 8.2
NGC 6231 Scorpius 1,243 6 14′ 2.6
NGC 2439 Puppis 1,300 25 9′ 6.9
NGC 6067 Norma 1,417 170 14′ 5.6
NGC 2362 Canis Major 1,480 4–5 5′ 4.1
NGC 6756 Aquila 1,507 62 4′ 4.5
NGC 6031 Norma 1,510 117 8.5
NGC 2175 Orion 1,627 8.9 5′ 6.8
NGC 188 Cepheus 1,660 6,600 17′ 8.1
NGC 2244 Monoceros 1,660 1.9 30′ 4.8
NGC 2360 Canis Major 1,887 1,000 13′ 7.2
NGC 6834 Cygnus 1,930 76 5′ 7.8
NGC 659 Cassiopeia 1,938 35 5′ 7.9
Jewel Box (NGC 4755) Crux 1,976 14 10′ 4.2
NGC 6200 Ara 2,056 8.5 12′ 7.4
NGC 869 Perseus 2,079 12 18′ 4.3
NGC 637 Cassiopeia 2,160 10 4.2′ 8.2
NGC 2355 Gemini 2,200 955 5′ 9.7
NGC 2129 Gemini 2,200 10 5′ 6.7
NGC 663 Cassiopeia 2,420 25 14′ 7.1
NGC 457 Cassiopeia 2,429 21 20′ 6.4
NGC 2204 Canis Major 2,629 787 13′ 8.6
NGC 884 Perseus 2,940 14 18′ 4.4
NGC 1931 Auriga 3,086 10 3′ 10.1
NGC 2158 Gemini 5,071 1,054 5′ 8.6
NGC 6791 Lyra 5,853 8,900 16′ 9.5
Arp-Madore 2 Puppis 8,870 5,000
Hodge 301 Dorado 51,400 25 11
NGC 3293 Carina 8400 6′ 4.7
NGC 3766 Pearl Cluster Centaurus 1745 5′ 5.3

Using data from the VISTA infrared survey telescope at ESO’s Paranal Observatory, an international team of astronomers has discovered 96 new open clusters hidden by the dust in the Milky Way. Thirty of these clusters are shown in this mosaic. These tiny and faint objects were invisible to previous surveys, but they could not escape the sensitive infrared detectors of the world’s largest survey telescope, which can peer through the dust. This is the first time so many faint and small clusters have been found at once. The images are made using infrared light in the following bands: J (shown in blue), H (shown in green), and Ks (shown in red).
VISTA ile alınan görüntülerden, 30 açık yıldız kümesi

 

Ögetay Kayalı

Kaynaklar
1. Payne-Gaposchkin, C. (1979). Stars and clusters. Cambridge, Mass.: Harvard University Press 
2. van den Bergh, S.; McClure, R.D. (1980). “Galactic distribution of the oldest open clusters”. Astronomy & Astrophysics
3. Serdar Evren – Işık Ölçüme Giriş

4. List of Open Clusters – Wikipedia




Atomun Gerçek Boyutları

Etrafımızda gördüğümüz her şeyi; yıldızları, ağaçları, cıvıldayan kuşları hatta bizleri oluşturan şey, atom. Oldukça küçük bir madde parçası. Yalnızca bu kadar küçük olmakla kalmayıp, aynı zamanda oldukça ilginç özelliklere de sahip.

Örneğin bir atomun nasıl olduğunu düşünebilmek için gerçek boyutlarında ele almaya çalışmamız gerekiyor. Kitaplardan ve derslerden gördüğümüz üzere atom aşağıda gösterildiği gibi çekirdeğinde proton ve nötronu olan, etrafında elektronlar dolanan ilginç bir yapıdır değil mi?

atom-68866_640
Atomun temsili gösterimi. Merkezde çekirdeği oluşturan proton ve nötronlar, dışta ise yörüngelerinde dolanmakta olan elektronlar.

 

Aslında öyle değil, en azından göründüğü gibi değil. Eğer bir atomu ders kitabına gerçek oranlarıyla büyüterek çizmeye çalışsaydınız bu muhtemelen imkansız olurdu. Dolayısıyla bu gördüğümüz tamamen temsili, hatalı bir gösterimdir.

Atomun Gerçek Boyutları

Atomun gerçek yapısını anlamak için çekirdeğini, yalnızca çekirdeğini, bir bilye boyutunda düşünelim. Bu durumda elektronları nereye koymamız gerekir? Cevap oldukça şaşırtıcıdır. Bilyeyi alıp bir futbol sahasının ortasına koyarsanız, elektronlar bu sahanın etrafında bir yerlerde dolanırlar. Peki aradaki onca mesafede ne var? Hiçbir şey. Tamamen boşluk.

Bu yüzden atomaltı dünyası, gerçek dünyamızdan bakıldığında oldukça sıradışı görünür. Çünkü bizim yaşantımızdaki hiçbir yapı, atom boyutlarına indiğimizde karşılaştığımız yapılara benzemez.

metrekup-alan45
Bu resimde gördüğünüz 1 metreküplük alanın içi tamamen atom çekirdeği ile dolu olsaydı, kaç kilogram gelirdi?

 

Aslında işlerin sıradışılığı burada da bitmiyor. Söz konusu olan çekirdeğimize geri dönelim. Atomun kütlesinin büyük bir bölümü buraya ait. Peki buradaki madde ne kadarlık bir alanda bulunuyor, yani çekirdek ne kadar yoğun?

Cevap, gündelik hayata uygulayana kadar normal bir sayıymış gibi okuyacağımız bir miktar. Metreküp başına yaklaşık 1017 kilogram. Yani eğer bir metreküp boyutunda ve atom çekirdeği yoğunluğunda bir küpümüz olsaydı 100 trilyon ton gelecekti. Muazzam, öyle değil mi?

Ögetay Kayalı

Kaynak
https://www.ted.com/talks/just_how_small_is_an_atom




Asimov’un “Gecesiz Gezegeni” Gerçekten Var Olabilir Mi?

Asimov’un klasik bilim kurgu öyküsü “Nightfall- Karanlık Bir Dünya”, gecenin sadece 2049 yılda bir gerçekleştiği bir gezegende geçer. Şimdi bir bilim insanı, bir kara deliğin etrafında dönen yıldız çemberinden gelen ışıkla her tarafı aydınlatıldığı için gecenin hiç gelmediği bir gezegenin olabileceğini öne sürüyor.

“Nightfall”da bilim kurgunun büyük ustası Isaac Asimov; her iki bin yılda bir kez hariç olmak üzere sürekli gündüz vakti yaşayan Kalgash gezegeninde gece yaşanmasının potansiyel sonuçlarını hayal etmiştir. Kalgash, yakınında başka beş yıldız daha olmasına rağmen Güneş gibi bir sarı cüce gezegenin yörüngesinde dolanmaktadır ve bütün sistem, Samanyolu galaksisinin yörüngesinde dolaşan bilinen 150 civarı küresel küme gibi, yıldızların sıkı sıkı toplandığı bir kümenin içinde yer almaktadır.

“Nightfall” için ilham kaynağı, Asimov’un şair Ralph Waldo Emerson‘dan bir alıntıyla ilgili olarak Astounding Science Fiction dergisi editörü John W. Campbell ile yaptığı bir sohbette ortaya çıkmıştır: “Eğer yıldızlar bin yılda bir gece ortaya çıkarsa, insanlar nasıl inanırlar, taparlar ve Tanrı’nın şehrinin hatırasını bir çok nesil için korurlar!” Asimov’un otobiyografisine göre, Campbell’in fikri bunu tam tersi idi: “Bence o zaman insanlar çıldırırdı.”

Fransa’da bulunan Bordoeaux Gözlemevi’nde bir astrofizikçi olan Sean Raymond “Nightfall’ı koleydeyken okumuştum ve hikayeyi çok sevmiştim. Farklı bilim kurgu ortamlarının bilimsel geçerliliğini sorgularken, Nightfall aklıma geldi” dedi.

Isaac Asimov’un Nightfall eserinde kurguladığı Kalgash sistemi. Ancak, bu sistemin olabilirliğinde ciddi bir sorun var. Telif: Sean Raymond/Black hole visualization courtesy of Paramount/Universal

 

Raymond, Kalgash’ın hareket tarzını  “Nightfall” da tarif edildiği gibi hesapladığında, en uzun gündüz uzunluğunun 2,049 yıl değil, sadece iki ay olduğunu buldu. Yine de Raymond, Asimov’un kahramanlarından biri olarak kaldığını söyledi ve bunun sonucunda yazdığı ‘Gerçek hayat Bilim Kurgu Dünyaları’ köşesinin bir parçası olarak bir gezegenin sürekli gündüz zamanı yaşamasının mümkün olup olmadığını araştırmaya koyuldu. “Araştırmam, gezegen sistemlerinin nasıl oluştuğu ve geliştiği üzerine kurulu. Güneş sisteminin kökenlerini ve ayrıca hangi süreçlerin ekstra-güneş gezegen sistemlerini şekillendirdiğini anlamaya çalışmak için simülasyonlar yapıyorum” diye açıkladı. Bu alandaki problemleri irdelemenin bir yolunun da “ya olursa” tarzı soruları sormak olduğunu da ekliyor.

Herhangi bir zamanda, tek bir yıldızın etrafında dönen bir gezegenin yüzeyinin yarısından fazlası aydınlatılmış olabilir. Örneğin, söz konusu Dünya ise, sadece doğrudan güneşe bakan yüzü aydınlanmaz aynı zamanda alacakaranlık da güneş ufuk çizgisinin 15 derece altına inene kadar Dünya’nın gökyüzünü aydınlık tutabilir.

Raymond, bir gezegenin merkez yıldızına dönük olmayan kısmını aydınlatmanın yollarını aradı. Bunun da en az bir tane yıldız çemberi  gerektirdiğini gördü. Raymond; eğer çemberde en az yedi yıldız varsa, aynı kütlelere sahiplerse ve aynı yörüngenin üzerinde hizalı bir şekilde dizilmişlerse, Güneş benzeri yıldızların oluşturduğu bu çemberin dengeli olabileceğini hesapladı. Yedi tane Güneş benzeri yıldızın yer aldığı çemberin oluşması için, kara deliğin de en az 1.000 Güneş kütlesi kadar olması gereklidir.

Kalgash 2 yıldız sisteminde Sean Raymond, yabancı gezegeni devamlı gün ışığı alacak bir yere yerleştirdi ancak bu gerçekten şiddetli bir düzen gerektiriyor. Gezegen, kendisi merkezi bir kara deliğin yörüngesinde olan bir kırmızı cüce yıldızın yörüngesinde dolanmaktadır. Asıl kırmızı cücenin dışında yer alan eşit oranda hizalanmış sekiz yıldız da kara deliğin yörüngesinde dönmektedir. Telif: Sean Raymond/Black hole visualization courtesy of Paramount/Universal

 

Raymond’ın modellediği ve Kalgash 2 adını verdiği Kalgash’ın bir versiyonu, Güneş’in kütlesinin birkaç bin katı olan bir kara deliğe sahipti ve bu kara deliğin çevresinde de  sekiz tane Güneş benzeri yıldızdan oluşan 40 astronomik birim genişliğinde bir çember bulunmaktaydı.

Bu çemberin ve kara deliğin ortasında Güneş’in kütlesinin yarısına sahip olan bir kırmızı cüce yıldız bulunmakta ve onun çevresinde de Dünya benzeri bir gezegen sadece 0.2 astronomik birimlik bir yörüngede dönmektedir. Gezegen, kütle çekim kilidine yakalanır ; yani bir yüzü sürekli yıldızına bakar, arka tarafı da devamlı olarak Güneş benzeri yıldızlardan oluşan çember tarafından aydınlatılır.

Astrofizikçi Sean Raymond’ın Kalgash 3 düşüncesi ise, yabancı gezegeni  merkezi bir kara deliğin yörüngesinde dönen toplamda 12 yıldızlık bir çemberin bir parçası olan güneş benzeri bir yıldızın yörüngesine Dünya gibi yerleştirir. Telif:  Sean Raymond/Black hole visualization courtesy of Paramount/Universal

 

Kalgash 3 adı verilen diğer senaryoda ise; bir kaç bin Güneş kütlesi büyüklüğünde bir kara deliğin etrafında 40 astronomik birim uzaklıkta dönen bir düzine güneş benzeri yıldızın oluşturduğu bir çember olduğu farz edildi.

Bu 12 yıldızdan birinin etrafında dönen Dünya benzeri bir gezegen de kalıcı gün ışığı alabilir.

Kalgash 4 düşüncesi ise, yabancı gezegeni merkezi bir kara deliği olan ve Güneş benzeri yıldızlardan oluşan iki çember arasında dolanan bir gezegen sistemini kullanarak sürekli gün ışığı alacağı bir bölgeye yerleştirir. Telif: Sean Raymond/Black hole visualization courtesy of Paramount/Universal

 

Kalgash 4 ile birlikte Raymond, 2 astronomik birim genişliğindeki sekiz Güneş benzeri yıldızın oluşturduğu iç çember ve 20 astronomik birim genişliğindeki yine sekiz yıldızın oluşturduğu dış çember  halinde olan iki çember arasında bir kara deliğin etrafında yörüngede dolanan Dünya benzeri bir gezegen olduğunu düşündü.

Kalgash 5 yıldız sistemi düşüncesi, yabancı gezegeni bütün sistem kara deliğin etrafındaki yörüngede dönerken dışarıdaki mavi dev yıldızlardan oluşan çember ile iç taraftaki güneş benzeri yıldızlardan oluşan çember arasına yerleştirmektedir. Telif: Sean Raymond/Black hole visualization courtesy of Paramount/Universal

 

Son senaryo olan Kalgash 5’te ise yine iki çember arasında ve bir kara deliğin yörüngesinde dolanan Dünya benzeri bir gezegen modellenmiştir ancak bu versiyonda, dış çember 40 astronomik birim genişliğinde ve bütün gün boyunca gezegenin gökyüzünün renk değişimini sağlayan sekiz adet parlak mavi yıldız içermektedir.

Ancak Raymond, bütün bu varyasyonlarda karanlığın nasıl nadiren gezegen üzerine düşeceğini hayal etmenin zorlayıcı olduğunu belirtti. Çoklu yıldız çemberi olması durumunda karanlığın düştüğünü görebilmenin zor olduğunu; tek bir yıldız çemberi olması durumunda ise gezegene bir uydu vererek karanlığın düşmesini sağlayabildiklerini, ancak bunun da nadiren değil sık sık gerçekleştiğini dile getirdi.

Çok nadir karanlığa sebep olabilecek bir olasılığın, Kalgash 2 gezegenine iki tane büyük uydu yerleştirmeyi içerdiğini de sözlerine ekledi. Her uydu, ara sıra dış çemberdeki yıldızlarını gölgede bırakacak ancak iki uydunun aynı anda dıştaki en yakın iki yıldızı gölgede bırakması aşırı nadir gerçekleşecekti.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.space.com/40234-alien-planet-with-no-nightfall-kalgash.html




Işık Yılı Nedir, Astronomik Ölçü Birimleri Nelerdir?

Bizler evrende son derece küçük ve önemsiz bir yer işgal eden Dünya üzerinde yaşıyoruz. Bu nedenle kullandığımız ve aşina olduğumuz ölçü birimleri günlük yaşantımızda karşımıza çıkabilecek cisimlerin boyutlarını saptayabilmek için özelleşmiş durumda.

Boyumuzu ölçmek için metre ve onun küçük/büyük oranlarını kullanıyoruz. Boyumuzu santimetre ile ölçüyor, mesafeleri kilometre ile saptıyoruz.

Yine, bu ölçü birimlerini mesafeler söz konusu olduğunda zaman birimi olarak da kullanıyoruz; “antalya 700 km, otobüsle 12 saat sürer” veya “eskişehir buradan 5 saat uzaklıkta” gibi kalıplar dilimize yerleşmiş. Burada saat tanımlamasını kullanırken aslında mesafenin uzunluğunu belirtiyoruz.

grow-taller
Boyumuzu ölçmek için kullandığımız “metre” birimiyle evrensel mesafeleri ölçümleyemeyiz.

Dünyamızın çevresinin uzunluğu yaklaşık 40 bin km‘dir. Bu da şu anlama gelir; Dünya’da bir yerden bir yere olan en uzak mesafe (küre şeklinde olduğu için) yaklaşık 20 bin km‘dir. Yani, saatte 800 km hızla uçan normal bir yolcu uçağı ile 25 saatlik uzaklıktadır. Aynı mesafeyi saatte 2.400 km hızla yol alan bir savaş jeti ile sadece 10.5 saatte katedebiliriz.

Ancak, tüm bu mesafe/zaman hesapları sadece Dünya üzerinde geçerlidir. Gerek galaksimiz Samanyolu içinde, gerekse evrenin genelinde gökcisimleri arasındaki mesafeler çoğu zaman insan algı sınırlarını zorlayacak boyutlarda olabiliyor. Bu da uzaklıkların ne kadar büyük olduğunu anlamamızı zorlaştırıyor.

earth-travel-airplanes
Gezegenimizdeki bir yerden bir yere en uzak mesafe 20 bin km’dir.

Bize en yakın gökcismi, bildiğiniz gibi Ay’dır ve Dünya ile Ay gökbilim ölçeklerine göre “yan yana” diye tabir edilir. Ortalama 384 bin km uzaklıkta olan Ay bile aslında Dünya’mıza burada alışık olduğumuz ölçülere göre o kadar uzaktadır ki, ulaşım için bildiğimiz en hızlı araçlarla bile günler, hatta haftalar süren yolculuklar yapmamız gerekir.

Örneğin sesten hızlı yol alabilen bir F-16 uçağı ile (eğer uzayda uçabilseydi) maksimum hızda (saatte 2.178 km) Ay’a doğru yol alsanız, yolculuğunuz 7 günden fazla sürecektir. Bir F-16 ne kadar mı hızlıdır? İzleyin:

Aynı maksimum hızla yol alan F-16 ile; bize en yakın olduğu zamanda Mars’a yaklaşık 2.8 yılda, Güneş’e 8 yılda, Jüpiter’e 34 yılda, Neptün’e 230 yılda ancak ulaşabilirsiniz.

Tüm bu verdiğimiz mesafeler aslında “burnumuzun dibi” sayılabilecek yerler için. “Komşumuz” diyebileceğimiz yıldızlar bizden öylesine uzaktır ki, “uçakla şu kadar yılda gidilir” demek bile anlamsızlaşır. Çünkü maksimum hızda yol alan F-16’mız, bize en yakın yıldız Alpha Centauri’ye tam 1.3 milyon yılda ulaşabilir. Kuzey yarımküre göklerindeki en parlak yıldız olan Sirius’a ise bu hızla ancak 2.5 milyon yılda varabiliriz.

Gördüğünüz gibi evrensel mesafeler “çok yakınımız” diye nitelediğimiz yerlerde bile olağanüstü büyük boyutlarda. Böyle olunca, gökbilimciler mesafeleri tanımlayabilmek için kilometre veya mil gibi Dünya üzerinde kullanılmak için tasarlanmış olan ölçü birimlerini kullanamaz oluyorlar.

İşte ışık yılı terimi burada devreye giriyor.

Işık Yılı

Işık yılı, bir zaman değil, yukarıda anlattığımız gibi mesafe ölçüsüdür. Işığın “bir yılda” aldığı yolu; yaklaşık 9.5 trilyon kilometrelik mesafeyi ifade eder. Yani, gökbilimciler bir yıldız için 10 ışık yılı uzakta diyorsa, aslında kastettikleri yıldızın 95 trilyon kilometre ötede olduğudur. Bir hesaplama yaparken 95.000.000.000.000 kilometre yazmak yerine, 10 ışık yılı yazmak, hem sizin hesabınızı kolaylaştırır, hem de karşınızdakinin ne söylediğinizi daha iyi anlamasını sağlar.

M13-548875
M13 Yıldız Kümesi

Fotoğraftaki M13 yıldız kümesi bizden 25.000 ışık yılı uzakta yer alır. Bu da yaklaşık 240 kentrilyon kilometreye denk gelir ki, M13 aslında evrenin büyüklüğü düşünüldüğünde “arka sokağımızda” sayılır. Böylesi büyük ve bol sıfırlı rakamları hem yazmak, hem de dile getirmek biraz zor olduğundan, bilim insanları “halk içinde” ışık yılı ölçütünü kullanmayı tercih ederler. Çünkü tanımlaması ve anlatması kolaydır, “ışık bile o yolu şu kadar yılda ancak gidebiliyor” şeklinde basitçe izah edilebilir.

Burada yine birşey farketmiş olmalısınız:

Mesafeler büyükdükçe, “ışık yılı” ölçü birimi de kullanışsız olmaya başlar. Burada M13 için 25.000 ışık yılı yazıyoruz. Ama, en yakın büyük galaksi olan Andromeda için 2.500.000 ışık yılı yazmamız gerekecekti. Daha uzak bir galaksi için 150.000.000, çok daha uzakta olan için ise 3.500.000.000 ışık yılı gibi rakamlar yazmak zorunda kalıyoruz. Dolayısıyla, mesafe uzadıkça ışık yılı yine hesap kitap yapmak için kısa ve hantal bir ölçü birimine dönüşüyor.

Bu durumda astronomlar, halkın kolay anlayabileceği ışık yılı ölçü birimini kullanmayı bırakıyorlar ve çok daha kullanışlı olan “parsek” ölçü birimini kullanmaya başlıyorlar.

Parsek

Bir parsek, 3,26 ışık yılına denk gelir. Tanımlaması biraz karışıktır ama şöyle diyebiliriz; “paralaksı 1 olan bir yıldızın bize olan uzaklığı 1 parsektir”. Bunu daha iyi anlamak için yıldızların uzaklığını ölçmekte kullandığımız şu yöntemle ilgili yazımızı okuyabilirsiniz. 

Yani M13 kümesi 25000/3,26 = 7.668 parsek uzaklıktadır. Şimdi elimizde daha kullanışlı bir ölçü birimi olduğu için bunun katlarını da kullanmaya başlayabiliriz: Tıpkı metre’yi “kilometre” ve “hektometre” şeklinde kullanmamız gibi, parsek’i de kiloparsek (bin parsek)” ve megaparsek (milyon parsek)” olarak katları şeklinde tanımlayabiliyoruz. 

bus-public-transportation
Yolculuklarımız için kullandığımız “zaman” birimi olan saat, gerçekte bizim için mesafeyi ifade eder.

Böyle bir sistem kurduğumuzda, M13 yıldız kümesi 7,6 kiloparsek (kısaca; kpc) uzaklıktadır. Bakın, gördüğünüz gibi bu yıldız kümesi burnumuzun dibinde demiştim; sadece 7,6 kiloparsek. Galaksimizin dışına doğru çıktıkça rakam da büyüyor. Örneğin en yakınımızdaki cüce galaksi Büyük Magellan Bulutu 58 kiloparsek uzaklıktadır. Andromeda Gökadası 778 kpc, Messier 101 Galaksisi 6.4 megaparsek (kısaca; mpc) uzaklıkta yer alır.

Parsek ölçü biriminin hesapları nasıl kolaylaştırdığını farketmiş olmalısınız. Ama çoğunuz astronom olmadığınız için parsek bizim için bir anlam ifade etmeyecek ve ışık yılı terimini kullanmaya devam edeceğiz.

Astronomik Birim

Işık yılı ve parsek birimleri haricinde, gökbilimciler “Güneş Sistemi içinde” rakamları azaltmak adına başka bir mesafe birimi daha kullanırlar. “Astronomik Birim” denilen bu ölçü birimi, Dünya ile Güneş arasındaki ortalama uzaklık olan 150 milyon km’yi (8 ışık dakikası) baz alır. 1 Astronomik Birim (AB veya AU olarak yazılır), 150 milyon km‘dir.

Buna göre, yaklaşık 800 milyon km uzaklıktaki Jüpiter 4.5 AB uzaklıktadır. Güneş’ten ortalama 4.5 milyar km uzakta yer alan Neptün’ün uzaklığı ise 30 AB olur. Belirttiğimiz gibi, Astronomik Birim, sadece Güneş Sistemi içindeki “görece kısa” mesafeleri tanımlamak için kullanılır, daha uzak mesafeler için ışık yılı ve parsek birimleri kullanılmaya devam eder.

O halde tekrarlayalım; ışık yılı bir zaman birimi değil, ölçü birimidir. Mesafeyi anlatır; tıpkı İstanbul’dan Eskişehir’in otobüsle 5 saat uzaklıkta olması gibi. Yolun 350 km olması sizi ilgilendirmez, siz otobüse bindiğinizde 5 saat sonra orada olacağınızı bilirsiniz.

Zafer Emecan




Evrende Var Olan Yıldız Türleri

Yıldızlar da, evrende var olan her şey, hatta canlı varlıklar gibi türlere ayrılırlar. Yıldız türleri, doğum anındaki kütlesinden tutun da, ömür sürecindeki değişimlere kadar birçok faktör tarafından belirlenir.

Bu yazımızda, evrende görebileceğimiz belli başlı yıldız türlerini ve temel yapılarını ele almaya çalışacağız.

Bir yıldızın doğduktan sonra, “sağlıklı bir süreç” yaşadığı ömrünün bir zaman dilimi vardır. Gökbilimciler yıldızların bu dengeli ve sağlıklı ömür bölümünü “anakol evresi” olarak nitelerler. Bu süreç içerisinde yıldız, çekirdeğindeki çok yoğun maddenin büyük bir kısmını oluşturan hidrojeni helyuma çevirerek enerji üretir.

Anakol yıldızları kütlelerine göre (Güneş’in kütlesini “1” olarak alıyoruz) sınıflandırıldıklarında, en ağırdan en hafife doğru; O, B, A, F, G, K ve M harfleriyle sembolize edilirler. Bu harfler, anakol yıldızının kütlesini ve aynı zamanda tayf türünü sembolize eder.

ikili-yildiz
Teleskopla alınmış bu gürüntüde, O-B tayf türüne ait bir yıldızın mavimsi ışıltısı ve K-M tayf türünden bir yıldızın turumcumsu ışıltısı görülüyor. Bu renk, farkı yıldızın tayf türünü belirler.

Yıldızın doğum anındaki kütlesine göre, anakol evresinin süresi değişiklik gösterse de, önünde sonunda gençlik günleri sona eren yıldızımız değişmeye ve farklı türlere evrimleşeceği bir sürece girmeye başlar.

Genel kural şudur; yıldızın kütlesi (kütleyi aynı şey olmasa da ağırlık olarak düşünebilirsiniz) ne kadar küçükse o kadar uzun yaşar. Şimdi, tek tek belli başlı yıldız türlerine göz atalım:

1- Proxima Centauri Benzeri Kırmızı Cüce Yıldızlar (M Tayf Sınıfı)

kirmizicuce485

Güneş’in %7.5’i ile %60’ı arasında bir kütleye sahip olan M tayf sınıfı kırmızı cüce yıldızların anakol evresinde geçirdikleri süre; kütlelerine göre 70 milyar yıl ila birkaç trilyon yıl arasında değişir. Kütlesi en yüksek olanları ömürlerinin sonunda bir beyaz cüceye dönüşerek ölürler. Daha düşük kütleli M tipi cüceler ise, yavaşça sönerek bir kara cüceye dönüşecektir.

13.8 milyar yaşındaki evrende, şimdiye kadar hiçbir kırmızı cüce yıldız anakol evresinden çıkıp kara cüceye dönüşerek ölmemiştir.

Kırmızı cüce yıldızlar, evrende sayıca en fazla bulunan yıldızlardır ve tüm yıldızların yüzde 80’ini oluştururlar.

2- Epsilon Eridani Benzeri Turuncu Yıldızlar (K Tayf Sınıfı)

1898011_414480725365079_938425601_n

Güneş’in %60’ı ila %85’i kadar kütleye sahip olan K tayf sınıfı turuncu cüce yıldızlar, kütle miktarlarına göre 20-60 milyar yıl arası bir süreyi anakol evresinde geçirirler. Bu sürenin sonuda, önce bir kırmızı dev yıldıza, ardından bir gezegenimsi bulutsu oluşturarak beyaz cüceye dönüşüp ölürler.

Evrenin 13.8 milyar yıllık yaşı süresince, bugüne kadar hiçbir K sınıfı anakol yıldızı kırmızı deve dönüşecek kadar yaşlanmamış ve ölmemiştir.

Turuncu cüce yıldızlar, evrende var olan tüm yıldızların yaklaşık yüzde 8’ini oluştururlar.

3- Güneş Benzeri Sarı Yıldızlar (G Tayf Sınıfı)

6350-white-dwarf-magnifies-a-sun-like-star

Güneş’in kütlesinin %85’i ila, 1.1 katı arasında kütleye sahip olan G tayf tipi sarı yıldızlar, kütlelerine göre 8 ila 13-15 milyar yıl arasında anakol evresinde kalırlar. Sonrasında kırmızı deve dönüşler. Sonunda bir gezegenimsi bulutsu oluşturup, beyaz cüceye evrilerek hayatları son bulur.

Evren var olduğundan bugüne kadar oluşan Güneş benzeri yıldızların yarıya yakını ya şu an kırmızı deve dönüşmüş, ya da geçmişte beyaz cüceye dönüşerek ölmüştür.

G tayf sınıfı yıldızlar, evrende var olan yıldızların sayıca yaklaşık yüzde 3.5’ini meydana getirirler.

4- Sirius Benzeri Beyaz Yıldızlar (A ve F Tayf Sınıfı)

Sirius_A_and_B_artwork

Güneş’in 1.5’i ila 2.5’i arasında kütleye sahip olan A ve F tayf tipi yıldızların anakol evresi, kütle miktarındaki değişime göre yaklaşık 300 milyon yıl ile dört milyar yıl arasında bir süreci kapsar. Bu süre sonunda yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Ardından önce gezegenimsi bulutsu ve nihayetinde bir beyaz cüceye dönüşerek ölür. Bugün var olan kırmızı dev yıldızlar ile, beyaz cücelerin çok büyük bir kısmı A ve F tipi yıldızların yaşlanması ve ölmesi sonucu oluşmuştur.

Evrende bugün var olan anakol evresindeki yıldızların sayıca yüzde 0.7’si A, yüzde 2’si F tayf türü yıldızlardır.

5- Eta Carinae Benzeri Mavi-Beyaz Dev Yıldızlar (O ve B Tayf Sınıfı)

otypestars545

Güneş’in 3.5 ila 120 katı kütleye sahip olan O ve B tipi dev yıldızlar için anakol evresi, kütle miktarındaki değişime göre 1 ila 150 milyon yıl arasıdır. Bu süre sonunda yıldız hızla bir kırmızı deve, ardından –en büyük kütleli olanları– süpernova patlamasıyla nötron yıldızı veya kara deliğe dönüşür. Daha düşük kütleli olanlar ise, kırmızı dev evresinden sonra bir gezegenimsi bulutsu meydana getirerek beyaz cüce olarak hayata veda ederler.

Bu yıldızlar, evrende sayıca en az bulunan yıldız türüdür ve tüm yıldızların sadece yüzde 0.1’i B, yüzde 0.00001’i O tayft türü yıldızlardır.

6- Betelgeuse Benzeri Kırmızı Dev Yıldızlar

Betelgeuse45454545878

Anakol evresinin sonuna gelip yaşlanan yıldızın çekirdeğindeki hidrojen tükendiğinde, artık yıldızı doğduğu günden beri içe çökmeye zorlayan kütle çekimine karşı koyan ışınım basıncı azalır ve yıldızın hidrostatik dengesi bozulur.

Bozulan bu denge nedeniyle kütle çekim gücü baskın hale gelir ve yıldızı oluşturan madde kendi ağırlığı altında içe çöküp sıkışmaya başlar.

Güneş'in bugünkü boyutları ve 5 milyar yıl sonra gireceği kırmızı dev evresinde ulaşacağı boyutu.
Güneş’in bugünkü boyutları ve 5 milyar yıl sonra gireceği kırmızı dev evresinde ulaşacağı boyutu.

Yıldız çöktükçe, sıkışan çekirdek bölgesindeki basınç ve ısı artar. Basınç ve sıkışmanın yarattığı ısı çekirdekte 100 milyon santigrat dereceyi bulduğunda, çekirdekte birikmiş olan Helyum atomları, birleşerek karbon atomları meydana getirmeye başlar.

Aynı anda, çekirdek çevresinde kalmış ama reaksiyonu durmuş olan tüm hidrojen de tepkimeye girer. Ortaya çıkan bu ani ve muazzam enerji yıldızın çökmesini engellediği gibi, daha başka bir şeye de sebep olur: Yıldız genişlemeye başlar. Bu genişleyen yıldızlara kırmızı dev diyoruz.

Tipik bir kırmızı dev yıldız, başlangıç kütlesine göre anakol evresindeki çapının 100 ila birkaç bin katı boyuta ulaşabilir.

7- Ölü Yıldızlar

pulsar_neutron_star_d3hw3qf

Bu yazımızda saydığımız belli başlı yıldız türleri, “yıldızların enerji üretip hala parlamaya devam ettikleri” süreçler içinde görülürler. Nötron yıldızı ve Beyaz Cüce yıldızlar, artık enerji üretme yeteneğini kaybetmiş, ölü yıldızlardır ve yıldız türleri adı altında sınıflandırmamız doğru olmaz. Onlar hakkında bilgi edinmek için “yıldızların ölümü” yazı dizimizi okumanızı tavsiye ederiz.

Bunun yanında, “Kahverengi Cüce” olarak adlandırılan gökcisimleri de yıldız değildir. Buna rağmen, kimi zaman yanlış anlaşılmaya sebep olacak bir biçimde yıldız olarak nitelendirilirler. Kahverengi cüceler hakkında bilgi almak için de bu makalemize göz atmanız yerinde olur.

Zafer Emecan

Kapak fotoğrafı: Messier 6 yıldız kümesi.
Kapak fotoğrafı telif: https://www.sciencephoto.com/set/1060/celestial-images




Işıktan Hızlı Gitmenin Aslında Birkaç Yolu Var

Albert Einstein, ışığın Evren’deki her yerde aynı hızda sehayat ettiğini ilk defa tahmin ettiğinde, esasında bir hız sınırı da koymuştu: Bu hız saniyede 299.792 kilometreydi. Yani her saniye Dünya’nın tamamını sekiz defa dolaşacak kadar hızlıydı.

Ancak hikayenin tamamı bu değil. Aslında, bu sadece başlangıçtı. Einstein’dan önce kütle (sizi, bizi ve gördüğümüz her şeyi oluşturan atomlar) ve enerjiye, birbirinden ayrı varlıklar şeklinde davranılıyordu.

Fakat Einstein 1905’te, fizikçilerin Evren’e bakışını sonsuza kadar değiştirdi. Einstein’ın özel görelilik kuramı, E = mc2 şeklindeki basit fakat temel bir eşitlik ile kütle ve enerjiyi daimi olarak birbirine bağladı.

Bu küçük eşitlik, kütlesi olan hiçbir şeyin ışık (yani foton) kadar veya ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğini öngörüyor. İnsanlığın şimdiye kadar ışık hızına en çok yaklaştığı anlar, Büyük Hadron Çarpıştırıcısı ve Tevatron gibi güçlü parçacık hızlandırıcılar ile mümkün oldu.

Bu muazzam makineler, atomaltı parçacıkları ışık hızının yüzde 99.99’undan daha fazla hızlandırıyorlar, fakat Nobel Fizik ödülü kazanan David Gross‘un açıkladığına göre bu parçacıklar asla evrensel hız sınırını aşamayacaklar.

Bunun gerçekleşmesi için sınırsız miktarda enerji gerekiyor ve bu süreçte nesnenin kütlesi sonsuz hale geliyor ki, bu da imkansız bir şey (Foton adı verilen ışık parçacıklarının ışık hızında seyahat etmesinin sebebi, bunların kütlesiz olmaları).

Einstein’dan beri fizikçiler, belli varlıkların ışık hızından daha yüksek hızlara ulaşabildiklerini ve buna rağmen hâlâ, özel göreliliğin şart koştuğu evrensel kuralları takip ettiklerini buldular. Bu varlıklar Einstein’ın kuramını çürütmese de, ışığın ve kuantum aleminin kendine has davranışına ilişkin bilgiler veriyorlar.

Ses patlamasının ışık karşılığı

Nesneler ses hızından daha hızlı seyahat ettikleri zaman bir ses patlaması meydana getiriyorlar. Bu yüzden kuramsal olarak, eğer bir şey ışık hızından daha hızlı seyahat ederse, “ışık patlaması” gibi bir şey oluşturması gerekiyor.

Bir nükleer reaktörde gerçekleşen Çerenkov Işıması

Aslında bu ışık patlaması, dünya çapındaki tesislerde günlük olarak gerçekleşiyor; bunu kendi gözlerinizle görebilirsiniz. Buna Çerenkov radyasyonu deniyor ve yukarıdaki görüntüde olduğu gibi, nükleer reaktörlerin içerisinde mavi bir parlama şeklinde ortaya çıkıyor.

Çerenkov radyasyonu, ismini Sovyet bilim insanı Pavel Alekseyeviç Çerenkov‘dan alıyor. Kendisi bunu ilk olarak 1934’te ölçmüş ve yaptığı keşif dolayısıyla 1958 yılında Nobel Fizik Ödülü kazanmıştı.

Çerenkov ışınımı, İleri Test Reaktörü çekirdeğinin soğutulması amacıyla suya batırılması yüzünden parlıyor. Işık suyun içerisindeyken, dış uzay boşluğundaki hızının yüzde 75’iyle seyahat ediyor fakat çekirdeğin içerisindeki tepkimeyle oluşan elektronlar, suyun içerisinde ışıktan daha hızlı seyahat ediyorlar.

Parçacıklar, bu elektronlarda olduğu gibi suyun içerisinde veya cam gibi diğer ortamlarda ışık hızını geçiyorlar ve bir ses patlamasının oluşturduğu şok dalgasına benzer bir şok dalgası oluşturuyorlar.

Örneğin bir roket havada seyahat ederken, ön tarafta kendisinden ses hızında uzaklaşan basınç dalgaları oluşturuyor ve roket bu ses engeline ne kadar erken ulaşırsa, dalgaların da nesnenin güzergâhından çıkmak için daha az zamanları oluyor. Roket ses hızına ulaştığında, dalgalar birbirine kenetlenerek bir şok cephesi oluşturuyor ve gürültülü bir ses patlaması meydana geliyor.

Benzer şekilde sudaki elektronlar, sudaki ışığın hızından daha hızlı seyahat ettikleri zaman, bazen mavi ışık şeklinde parlayan fakat ayrıca mor ötesi şeklinde de parlayabilen bir ışık şok dalgası oluşturuyorlar. Bu parçacıklar, suyun içinde ışıktan daha hızlı hareket ederken, aslında saniyede 299.792 kilometre olan evrensel hız sınırını aşmıyorlar.

Kurallar uygulanmadığında

Einstein’ın özel görecelik kuramının, kütlesi olan hiçbir şeyin ışık hızından daha hızlı gidemeyeceğini belirttiğini ve fizikçilerin bildiği kadarıyla Evren’in bu kurala uyduğunu unutmayın.

Peki ya kütlesi olmayan bir şey olursa?

Fotonlar, doğaları gereği ışık hızını aşamazlar ancak evrende kütlesi olmayan tek şey ışık parçacıkları değildir. Uzay boşluğu maddesel cisim içermez ve bu yüzden, tanım itibariyle kütlesizdir.

Kuramsal astrofizikçi Michio Kaku, Big Think sitesinde şöyle söylüyor: “Hiçbir şey sadece uzay boşluğu veya boşluk olmadığından, hiçbir maddi nesne ışık engelini aşmadığı için, Evren ışık hızından daha hızlı şekilde genişleyebilir.”

“Bu yüzden boş uzay, kesinlikle ışıktan daha hızlı genişleyebilir.”

Fizikçiler, Büyük Patlama‘dan hemen sonra, genişleme adı verilen dönem sırasında tam da bu şeyin gerçekleştiğini düşünüyorlar. Bu fikir ilk olarak fizikçi Alan Guth ve Andrei Linde tarafından 1980’lerde hipotezleştirildi. Evren’in boyutu, saniyenin bir trilyonunun trilyonunda tekrarlı şekilde ikiye katlandı ve sonuç olarak, evrenin dış kenarı çok hızlı ve ışık hızından çok daha hızlı şekilde genişledi.

Kuantum dolanıklığı barajı geçiyor

Kaku, Big Think sitesinde şöyle açıklıyor: “Eğer yeterince yakın olan iki elektronum varsa, kuantum kuramına göre bunlar hep beraber titreşebilir.”

Şimdi bu iki elektronu ayırın ve birbirlerinden yüzlerce, hatta binlerce ışık yılı uzaklıkta olsunlar. Aralarındaki anlık iletişim köprüsü hâlâ açık olacaktır. “Eğer bir elektronu hafifçe sallarsam, diğer elektron bu titreşimi anında ve ışıktan daha hızlı bir şekilde ‘hisseder’. Einstein bu yüzden bu durumun kuantum kuramını çürüttüğünü, çünkü hiçbir şeyin ışıktan daha hızlı gidemeyeceğini düşünmüştü” diye yazıyor Kaku.

Aslında, 1935 yılında Einstein, Boris Podolsky ve Nathan Rosen, Einstein’ın “belli bir mesafedeki hayaletimsi davranış” şeklinde adlandırdığı bir düşünce deneyi ile kuantum kuramını çürütmeye kalkışmışlardı.

Oluşturdukları tez, ironik şekilde, bugün EPR (Einstein-Podolsky-Rosen) paradoksu veya çelişkisi olarak adlandırılan şeyin temelini oluşturmuştu. Söz konusu çelişki, kuantum şifreleme gibi dünyadaki bazı en son teklonojilerin bütünleyici bir parçası olan kuantum dolanıklığının bu anlık iletişimini açıklıyor.

Solucan deliklerini hayal etmek

Kütlesi olan hiçbir şey ışıktan daha hızlı seyahat edemeyeceği için, yıldızlararası yolculuğa güle güle diyebilirsiniz; yani en azından, roketli uzay araçları ve uçmanın klasik anlamı bakımından.

Einstein her ne kadar özel görelilik kuramıyla birlikte uzayın derinliklerine seyahat etme arzumuzu ayaklar altına aldıysa da, 1915 yılındaki genel görelilik kuramıyla bize yıldızlararası yolculuk konusunda yeni bir umut verdi.

Özel görelilik, kütle ve enerjiyi birleştirirken, genel görecelik uzay ve zamanı birbirine dokumuştu. “Işık engelini aşmanın tek geçerli yolu, genel görelilik ve uzay zamanının bükülmesi üzerinden olabilir” diye yazıyor Kaku.

Bu bükülme, halk dilinde solucan deliği olarak adlandırılıyor ve kuramsal olarak herhangi bir şeyin, çok büyük mesafeleri hemen katetmesine olanak sağlıyor. Aslında çok kısa bir sürede çok büyük mesafelerde yol alarak, evrensel hız sınırını aşmamıza imkan tanıyor.

Kuramsal fizikçi Kip Thorne (kendisi yakın zaman önce çıkan Yıldızlararası filminin bilim danışmanı ve idari yapımcısıdır), 1988 yılında Einstein’ın genel görelilik eşitliklerini kullanarak, uzay yolculuğu için sonsuza kadar açık olacak solucan deliklerinin olasılığını tahmin etmeye çalıştı.

Ancak bu solucan deliklerinin içinden geçilebilmesi için, bazı tuhaf ve garip ve maddelerin onları açık tutması gerekiyor. Thorne, Yıldızlararası’nın Bilimi kitabında şöyle yazıyor: “Kuantum fiziğindeki kanunların tuhaflığı sayesinde tuhaf madde var olabilir.”

Üstelik bu tuhaf madde, Dünya üzerinde bulunan laboratuvarlarda yapıldı bile. Fakat sadece çok küçük miktarlarda yapıldı.

Thorne, 1988 yılında kalıcı solucan delikleri kuramını ortaya attığında, evrende bir solucan deliği olasılığını destekleyecek miktarda tuhaf madde bulunup bulunmadığına karar vermesine yardımcı olmaları için fizik camiasından yardım istemişti.

Thorne şöyle yazıyor: “Bu durum, pek çok fizikçinin pek çok çalışma yapmasına yol açtı; fakat bugün, 30 yıl sonra, cevap hâlâ bilinmiyor.”

Şu an durum iyi görünmüyor ve kendisi şu karara varıyor: “Ancak nihâi bir cevaptan hâlâ uzaktayız.”

Ozan Zaloğlu

Kaynak: Business Insider




Maddenin Tam Zıddı: Antimadde

Antimadde, toplum tarafından ne olduğu tam anlaşılmamış bilimsel bir gerçektir. Bu nedenle sizler için inceleyip sadeleştirerek nedir, ne değildir, nasıl üretilir, ne işe yarar diye anlatmaya karar verdik: Antimadde; sizi, evlerinizi, Dünya’yı, galaksileri, kısacası evreni oluşturan bildiğimiz maddenin zıttı. Tam tersi elektrik yükü taşıyan madde çeşididir.

ANTİMADDE NE DEĞİLDİR?

Antimaddenin ne olduğunu detaylı anlatmadan önce, ne olmadığı hakkında bilgi vererek yanlış bilgileri arındırmak istiyoruz.

Karanlık Madde
Evrendeki kütlenin yaklaşık olarak %84,5’ini oluşturan ancak dolaylı yollar haricinde (etkileri) henüz gözlemleyemedimiz ve karanlık madde olarak isimlendirdiğimiz hipotez madde, antimadde değildir.

Karanlık Enerji
Evrenin genişlemesinden sorumlu bir hipotez olarak kabul edilen ancak doğrudan gözlemi henüz yapılamayan karanlık enerjinin antimadde ile bir ilgisi yoktur.

Negatif Kütle
Antimadde negatif kütleye sahip değildir: Bildiğimiz anlamdaki madde, diğer maddeleri kendisine doğru çeken bir kütleçekimi oluştururken, antimadde iter fikri tamamen yanlıştır. Antimadde ters elektrik yüküne sahiptir evet ama, kütleçekimi yük taşımaz. Bu nedenle normal parçacıklar ve anti-parçacıklar aynı çeşit kütleye sahiplerdir.

Bir hipotez olarak Negatif kütleli egzotik madde çeşitleri, 0.0 kilogramdan daha az kütleye sahiplerdir ve quantum mekaniklerinde sadece bazı genel görelilik teorilerini ihlal ederek varlıkları mümkün olabilir. Neyse ki imkansızı zorlayan bilim insanları var. Negatif kütleye sahip maddenin mümkün olabileceği hal ve durumlar ile ilgili orjinal bir araştırma yazısı aşağıda ki linkte meraklılarını beklemekte. http://arxiv.org/pdf/1407.1457v2.pdf

Negatif Enerji
Antimadde negatif enerjiye sahip değildir: Negatif enerji olarak tabi edilen sıfır enerji seviyesinden düşük negatif enerji durumları, sadece belli quantum sistemlerinde geçerlidir. Antimadde, normal madde gibi pozitif enerji değerlerine sahiptir sadece elektrik yükü ve dönüş hareketi yönlerinde farklılıklar içerir.

Bilimkurgu
Antimadde bilimkurgu değildir, yeteri kadar üretimini yapabileceğimiz ucuz metotlar geliştirebilirsek bir gün sanayinin ve enerji üretiminin belkemiğini oluşturabilir. Şu anda birçok deneyde ve cihazda antiparçacık ve antimadde türevleri kullanılmaktadır.

ANTIMADDE NEDİR?

Sıradan madde ile aynı kütleye sahip ancak farklı elektrik yükü, farklı lepton & baryon sayısı ve farklı quantum spin yönüne sahip antiparçacıklardan oluşmuş materyale antimadde denir.

Kısa Bilgi: Parçacık fiziğiyle ilgili terimler kullanmaya başladığımıza göre bazı temel terimlerle ilgili bilgi verelim.

SPIN: Spin bir yönü ve değeri olan, neredeyse bütün atomaltı parçacıkların sahip olduğu bir momentumdur. Higgs Bozonu ve bazı kuramsal parçacıklar hariç, bütün parçacıklar spin sahibidir.

HADRON: CERN’deki ünlü “Large Hadron Collidor” parçacık hızlandırıcısına ismini veren Hadronlar, quarklardan oluşan ve güçlü nükleer kuvvet ile bir arada tutulan stabil proton, nötron (Baryonlar) ve stabil olmayan birçok parçacığı (Mesonlar) kapsayan bir ailedir

MESON: Yüksek enerjili çarpışmalarda ortaya çıkan Hadron sınıfından olan, çok kısa ömürlü parçacıklardır. Mesonlar, bir quark ve bir anti quarktan oluşurlar.

BARYON: 3 Quarktan oluşan Hadron sınıfı parçacıklardır. Ünlü proton ve nötronlar birer baryon türüdür. Bilinen evrende, gözlemlediğimiz kadarıyla baryonik madde hakimdir.

LEPTON: Elektron benzeri parçacıkları içeren bir parçacık ailesidir. Elektronlar, Elektron Nötrinoları, Muonlar, Muon Nötrinoları, Taular ve Tau Nötrinoları lepton ailesini oluşturur.

QUARK: Hadronların yapı taşı olan quarklar, asla doğrudan gözlemlenemez ya da izole halde bulunamazlar. Sadece Baryon ve Meson denen Hadron sınıfı parçacıklarda bulunurlar. Elektrik yükü, kütle, renk ve dönüş gibi özellikler quarklardan gelir. Bunlar böyle özellikler taşıyan küçük toplar yerine, matematiksel özellik noktaları olarak düşünülmelidirler. Quarkların oluşturduğu daha büyük parçacıklar içerisindeki quarklar, parçacığın ne olacağını belirler. Quarklar kendi aralarında da 6 tipe ayrılır. Bunlar Up (Yukarı), Down (Aşağı), Strange (Acayip), Charm (Tılsım), Top (Üst), Bottom (Alt) olarak isimlendirilir. Up ve Down Quarklar evrende en çok bulunan oldukça stabil ve düşük kütleli parçacıklardır. Diğer Quark çeşitleri; kozmik ışın çarpışmaları ya da parçacık hızlandırıcılar gibi yüksek enerjili çarpışmalarda oluşup, hızlı şekilde “parçacık bozunumu” geçirerek düşük kütleli Up ve Down quarklara bozunurlar.

“FORCE CARRIER” PARÇACIKLAR: Parçacıklar arasında “Field (Alan)” denen güçleri taşıyan parçacıklardır. Fotonlar elektromanyetizmayı taşır, Gluonlar güçlü nükleer kuvveti, W ve Z bosonları zayıf nükleer kuvveti ve kuramsal Gravitonlar kütleçekimini taşıyan diğer parçacıklardır.

ANTİQUARKLAR: Antimadde ve dolayısıyla antiparçacıkların temel yapı taşları olan quarklar normal quarklara oldukça benzer ve tahmin edebileceğiniz gibi tek farkları eşdeğerlerinin tersi özelliklere sahip olmalarıdır.

FERMİON VE BOSON SINIFLANDIRMALARI: Bosonlar yukarıda anlattığımız Mesonların ve force carrier parçacıklar denen parçacıkların bulunduğu ailedir. Spin denen momentumları tam sayılar ile ifade edilir (+1, +2). Fermionlar ise yukarıda geçen Lepton, Quark ve Baryonları kapsayan ailedir. Quantum spinleri tam sayı değildir, 1/2 olarak ifade edilirler.

Yazımıza devam edelim;
Maddeyi oluşturan atomun çekirdeğinde; nükleüs (nucleus) dediğimiz pozitif yüklü proton(lar) ve yüksüz nötron(lar) bulunur. Nükleüs çevresinde ise negatif yüklü elektron veya elektronlar, sahip oldukları enerjiye göre çeşitli yörüngelerde yer alırlar.

atom_zoom_b

Antimaddede ise antiprotonlar negatif yüklüdür, pozitron denen antielektronlar ise pozitif yüklüdür. Evrenimiz bizim için normal olan maddenin hakimiyetindedir. Eser miktarda antimadde evrende gözlense bile, Big Bang (Büyük Patlama) ile ortaya çıkmış olması gereken miktardan çok çok azdır. Big Bang teorilerine göre, antimadde ve madde eşit miktarda oluşmuş olmalıydı.

BARYON ASİMETRİSİ

Çoğunlukla çevremizdeki her şeyi oluşturan Baryonik madde gözlemlenebilir evrende bu kadar ağırlıktayken, eser miktardaki antimaddeyi oluşturan antibaryonlar ile ciddi bir eşitsizlik vardır.

Genel kabul gören kanıya göre; Big Bang’de parçacıkların ve antiparçacıkların eşit miktarda oluşmuş olması ve bunun sonucunda da bütün parçacıkların birbirlerini imha ederek evreni bütün maddelerden arınmış bir radyasyon denizi olarak bırakmaları gerekirdi. Ancak Baryogenessis olarak isimlendirilen, henüz hipotez olarak kabul edilen bir aşamada normal quark ve leptonlar, antiquark ve antileptonlara baskın gelerek antiparçacıkların sayısını bugünkü evreni oluşturacak şekilde azalttılar. Çeşitli hipotezler bu asimetriye farklı açıklamalar getirse de CP simetrisi ihlali denen açıklama en kabul görenidir.

Kısa Bilgi: 
Evrende antimadde yerine neden maddenin baskın olduğu yada Büyük Patlama’dan sonra neden bütün herşeyin birbirini yok etmediğini anlatabilmek için CPT teoreminden bahsetmemiz gerekiyor.

CPT simetrisi: C (Charge / Yük), P (Parity – Spatial Configuration / Uzaysal konum), T (Time / +Zaman) simetrileri anlamına gelir.
Maddenin herhangi bir özelliği bu simetriler yönünden bir değişim geçirdiğinde “aynadaki yansıması” gibi tersi bir hal almalıdır. Yani madde yük simetrisi yönünden tersinme geçirdiğinde antimadde olur. Uzaysal konumu tersinme geçirdiğinde x, y, z düzlemlerindeki konumu -x, -y, -z düzlemlerinde olur, kısaca aynadaki görüntüsü benzer. Zaman simetrisinde bir tersinme ise temel olarak “t” değerinin “-t” olmasıdır. Zaman akışının tersine işlemesi anlamına gelir ve tabiki gözlemlenebilir evrende böyle birşey gerçekleşmediği için şimdilik makro seviyede zaman asimetrik diyebiliriz.

Sözün özü C ve P simetrilerine göre antimadde normal maddenin aynadaki bir yansıması gibi olmalıdır, bütün herşey tersi yönde işlemelidir. Ama pratikte bu gerçek değildir, antimadde tam anlamıyla maddenin yansıması gibi değildir. Buna CP violation (ihlal) denir.

CP İhlali: CP simetrileri yükü ve uzaydaki konumu tersine dönen bir madde için fizik kanunlarının aynı kalması gerektiğini söyler ancak, bunun doğru olmadığı ortaya çıktı. Bir meson türü olan nötr Kaon parçacıklarının positron ve elektron bozunumları arasındaki eşitsizlik (pozitron bozunumunun daha fazla olması) bir CP ihlalidir. Bu ve benzeri bazı parçacıklarda eşitsizlikler, maddenin nasıl antimaddeye baskın geldiğini açıklamakta kullanılabilir.

ANTİPARÇACIKLARIN KEŞFİ

Antimadde terimi ilk olarak ingiliz fizikçi Sir Arthur Schuster tarafından 1898’de Nature dergisi için kaleme alınan bir makalede geçmektedir. Schuster atomların zıt özelliklere sahip eşdeğerleri olabileceğini, normal madde ile birbirlerini iteceklerini, hatta anti atomlardan yıldız sistemleri olabileceğini öne sürmüştür. Öne sürdüğü bu hipotez, eksiklerine rağmen bugünkü antimadde anlayışımızın temelini oluşturmuştur.

diracdenklemi
Ünlü devrimsel Dirac Denklemi…

Modern antimadde teorisi Paul Dirac tarafından 1928’de yazıldı. Dirac, Dirac Denklemi adı verilen teorisi ile quantum mekaniklerini (atomaltı dünyası), Einstein’ın özel göreliliği (çok büyük şeylerin dünyası) ile birleştirdi. Denklemi aynı zamanda hem elektronlar, hem de elektronların pozitif yüklü versiyonları (pozitronlar) ile geçerli bir şekilde çalışıyordu. Yani denklem pozitronları öngörüyordu. Böylece bütün parçacıkların karşıt yüklü bir antiparçacığı olabileceği ve antiparçacıkların bir araya gelerek antiatomlar ve antimadde oluşturabileceği hipotezi ortaya çıktı.

Dirac denklemi, aynı zamanda daha önce asla gözlemlenmemiş birşeyi öngören ilk denklem ünvanını da taşıyarak Dirac’a 31 yaşında Nobel ödülü kazandırdı.

Pozitron:
Doğada radyoaktif elementlerin beta bozunumları ve kozmik ışınların atmosferimize çarpışı sonucu ortaya çıkan pozitronları ilk gözlemleyen bilim insanları şunlardır: Sovyet fizikçisi Dmitri Skobeltsyn, 1929’da Wilson çemberi denen bir cihaz ile (kapalı bir ortamda süper doymuş su veya alkol buharı içeren parçacık dedektörü), kozmik ışınlardan kaynaklanan gamma radyasyonunu tespit etmeye çalışırken, elektronlar gibi hareket eden ancak manyetik bir alanda elektronların izleyeceği yolun tersini izleyen parçacıklar keşfetmişti. Aynı sene Çinli fizikçi Chung-Yao Chang da benzer bir gözlem yaparak elektron benzeri pozitif yüklü parçacıklar tespit etmişti. Ancak araştırmalarını bu konuda sürdürmedi.

1932’de Amerikalı fizikçi Carl D. Anderson benzer yöntemler ile bu parçacığı gözlemleyip tanımlayan ve araştırmalarını bu yönde sürdüren bir diğer bilim insanıdır. Anderson, elektronun tersi yüklü bu parçacığın tam tanımını yaparak Nobel ödülü kazanmıştır.

Pozitron, günümüzde beta bozunumlarının yanı sıra, parçacık hızlandırıcılarda ve Lawrance Livermore ulusal laboratuvarında yeni bir yöntem olan milimetre kalınlığında altın hedeflere lazer uygulanarak üretilmektedir.

Antiproton:
Negatif (-1) yüklü proton parçacıkları 1955’te California üniversitesinde fizikçiler Emilio Segrè ve Owen Chamberlain tarafından gözlemlenmiştir. İkiliye Nobel ödülü kazandıran antiprotonların normal protonlardan en büyük farkları, normal protonların tersi olan negatif elektrik yüküne ve tersi manyetik momente sahip olmalarıdır.

Normal protonların yapıtaşları iki adet up quark ve bir adet down quarktır. Antiprotonlar CERN ve Fermilab’de rutin olarak üretilmektedirler.

Antinötron:
Nötron yüksüzdür ve bir adet up quark, iki down quarktan oluşur. Antinötronda ise bu quarkların yerinde antiquarklar vardır. Antinötron, antiprotonun keşfinden bir yıl sonra 1956’da Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarları’nda Bruce Cork tarafından keşfedilmiştir. Elektrik yükü olmadığı için gözlemi zordur ve genellikle nötron-antinötron çarpışmaları sayesinde gözlemlenebilirler.

Majorana Fermion:
Konu antimade ise, yakın zamandaki keşiflerden bahsetmemek olmaz. Princeton üniversitesinde Ali Yazdani tarafından 1937’de İtalyan fizikçi Ettore Majorana’nın öngördüğü bir parçacık keşfedildi.

Kurşundan yapılmış bir süperiletken üzerine demir atomları yerleştirilen deneyde, normal olarak demir atomlarının manyetik alanlarının süperiletkenlere etki etmesi gerekirdi. Ancak deneyde demir atomları da süperiletken bir hal aldı (Elektronları hem manyetizma hem de süper iletkenlik özellikleri gösterecek şekilde spinlerini koordine ettiler).

Böylece elektronlardan biri normal elektron kalırken, diğeri pozitron özellikleri gösterdi. Sonuçta demir atomları Majorana parçacığı denen hem madde hem antimadde özellikleri taşıyan bir hal almış oldu. Bu parçacıklar süper iletkenler yakınında oluşmuş ve varlıklarını süper iletkenlerden uzakta sürdürememişlerdir.

MADDE – ANTİMADDE ÇARPIŞMASI

Bir elektron ve pozitronu çarpıştıralım. Ne olur acaba?

Elektron ve anti parçacığı olan pozitronun çarpışması.

İki parçacık birbilerini yok ederek iki parça gamma ışını açığa çıkarırlar. Proton ve Antiproton çarpışması ise biraz daha faklıdır. Kompozit parçacıklar olan (normal+anti) protonlardaki karşıt quarkların bir kısmı birbirlerini imha ederken, geri kalanı kararsız mesonlar oluşturarak dağılır. Bu mesonlar da kısa sürede bozunurlar.

DOĞADA ANTİMADDE OLUŞUMU

Vücudunuzda antimadde üretimi yapıldığını biliyormuydunuz? Doğadaki bazı ufak ve bazı muazzam antimadde fabrikaları gibi vücudumuz da antiparçacıklar saçmaktadır.

Potasyum-40: Antimadde parçacık hızlandırıcılardan en akla hayale gelmeyen şeylere, örneğin muzlara ve insan vücuduna kadar her yerde açığa çıkabilmektedir.

Muzda bulunan Potasyum-40 izotopları, beta bozunumu geçirirken her 75 dakikada bir pozitron açığa çıkarırlar. Aynı potasyum-40 insan vücüdunda da bulunur ve aynı şekilde pozitron açığa çıkarmaktadır. Ancak merak etmeyin bu düşük miktarlar size zarar vermez. Radyoaktif maddeler ve geçirdikleri bozunumlar ile ilgili detaylı bilgi için bu yazımıza göz atabilirsiniz.

Fırtınalar: Fırtınalar yağmurlardan, dolulardan, sert rüzgarlardan ve yıldırımlardan daha fazlasını üretmektedir. NASA’nın yörüngedeki Fermi Gamma-Işını teleskobu hergün 500 adet TGF (terrestrial gamma-ray flash), yani dünyasal gamma ışını parlaması olayı gözlemlemekte. Bunlar güçlü fırtınaların tepelerindeki elektrik sahalarının, ışık hızına yakın hızlarda dikey olarak uzaya gönderdiği elektronların atmosferdeki diğer moleküller ile çarpışması sonucu ürettikleri gamma ışınlarıdır. Bu gamma ışınları o kadar kuvvetlidir ki, uzaya elektron ve pozitronlar (antielektron) saçarlar ve bu parçacıkların bizzat Fermi’ye çaptıkları tespit edilmiştir.

Kozmik ışınların atmosferimize çarpışı da çok düşük miktarlarda pozitron ve antiproton açığa çıkarmaktadır. Bunlar normal madde ile karşılaşana kadar Dünya’ya “yağarlar”. Çarpışmalar sırasında açığa çıkan parçacıkların bir kısmı da uzaya saçılarak manyetik alan tarafından hapsedilip Van Allen radyasyon kuşaklarında toplanırlar.

Devasa yıldızların geçirdiği çift-instabilitesi süpernovaları (Pair-Instability Supernova), çekirdekteki elektron ve pozitron çarpışmalarının artışıyla düşen radyasyon basıncının, yıldızın dış katmanlarını taşıyamaz hale gelmesiyle olur. Kendi ağırlığı ile çökmeye başlayan yıldızda füzyon reaksiyonları tepe noktasına ulaşır ve termonükleer bir patlama ile yıldız infilak ederek geriye bir karadelik ya da nötron yıldızı bırakmayacak şekilde dağılır.

X-Işını İkilileri (X-Ray Binaries): Maddenin bir yıldızdan (genellikle normal bir yıldız) diğerine “düştüğü” (genellikle bir kara delik, nötron yıldızı veya beyaz cüce) ikili yıldız sistemlerinde yüksek miktarlarda pozitron açığa çıkıp manyetik alanlar ile ışık hızına yakın hızlarda uzaya saçılmaktadırlar.

YAPAY ANTİMADDE ÜRETİMİ & KULLANIM ALANLARI

Antimadde Dünya üzerindeki en nadir, üretimi en zor ve en pahalı materyaldir. Altın ve Elmas gibi nadir ve değerli materyaller, antimadde yanında ancak çakıl taşı kadar değerlidirler. Üretim zorluğu ve yavaşlığı sebebiyle 1 gram antimaddenin şu anki değeri yaklaşık 62.5 trilyon dolara denk gelir. Antimaddeyi ikinci olarak gramı 27 milyon dolar ile Californium-252 elementi takip etmektedir. Eğer antimaddeyle gerçekten kıyaslayacak başka bir materyal arıyorsanız, bazı bilim insanlarının bir kaç karanlık madde parçacığı için Dünyayı teslim edebileceklerini söyleyebiliriz.

Antimadde
Antimaddenin insan sağlığı alanındaki en yaygın kullanımı, PET tarama cihazlarıdır.

Antiparçacıklar nanogramdan daha düşük seviyelerde parçacık hızlandırıcılarda üretilebilmektedir. Daha da düşük seviyelerde ise, çeşitli radyoaktif elementlerin bozunum sonucu antiparçacıklar açığa çıkmaktadır. Keşfedilen ilk antiparçacık pozitron da bu şekilde keşfedilmiştir ve günümüzde bozunum sonucu ortaya çıkan pozitronların tıpta önemli bir kullanım alanı mevcuttur.

PET taramaları (Positron Emission Tomograph / Positron Emisyon Tomografisi): PET tarayıcıları elektronun karşıt parçacıkları olan pozitronları kullanır. Bu taramalarda dolaşım sistemine enjekte edilen Fluorine-18 gibi kısa ömürlü bir radyoaktif bir izotop, pozitron yayan bir bozunum geçirir. Bu pozitronlar dokuda 1mm gibi kısa bir mesafe kat ederler. Bu sürede kinetik enerjileri azalır ve sonunda bir elektron ile temas ederek birbirlerini yok edip, birbirinin aksi yönünde hareket eden gamma ışınları (yüksek enerjili fotonlar) oluştururlar. PET tarayıcısı aynı anda oluşup birbirlerinin aksi yönünde hareket eden bu gamma ışınlarını tespit ederek taranan bölgenin üç boyutlu bir resmini çıkartır.

PAS (Positron Annihilation Spectroscopy / Positron İmha Spektrokobisi): Deneysel bir cihaz olan PAS, materyal araştırmalarında kullanılmaktadır. Herhangi bir metal, süperiletken ya da polimer benzeri malzemeye gönderilen pozitronların, elektronlar ile çarpışıp gamma ışını üretmesiyle atomik seviyelerde materyal yapısı ve kusur analizi çalışmaları yapılabilmektedir.

Parçacık Hızlandırıcıları

Parçacık hızlandırıcıları, elektromanyetik alanlar yoluyla yüklü parçacıkları inanılmaz süratlere hızlandıran makinelerdir. Birçok kullanım alanları olsa da en önemlisi yüksek enerji fiziğidir. Dünya’da irili ufaklı 30.000’den fazla parçacık hızlandırıcı vardır ve bunların sadece 1%’i 1 GeV enerjisi üstündedir.

Not: Türkiye’de de bir parçacık hızlandırıcı kurulum çalışması uzun yıllardır devam ediyor. Temel eğitim düzeyinde (1 GeV altı) küçük bir parçacık hızlandırıcısının yapımını öngören projenin gidişatı hakkında bilgi almak için şu linki ziyaret edebilirsiniz.

Böylesi hızlandırıcılar çok yüksek yoğunluk ve ısılar ile parçacıkları çarpıştırarak Big Bang’in ilk anlarındaki ortamı oluşturmaya çalırken, maddeyi oluşturan temel parçacıkları açığa çıkarmaktadırlar. Kaba tabirle bir parçacık hızlandırıcısı ne kadar güçlü olursa, o kadar derinlere ineriz. Bazı insanların “tanrı parçacığı” keşfedildi hala daha neyi arıyorlar dediklerini biliyoruz. Ama daha keşfedecek, öğrenecek ve anlayacak çok fazla şey var. Planck seviyesi denen quantum kütleçekiminin güçlenip bilinen quantum alan teorisini darmadağın ettiği ve evrenin dört büyük gücünün birleştiğinin tahmin edildiği 1.22 × 10^19 GeV’luk enerji seviyelerine inmek için hayal edebileceğimizden güçlü hızlandırıcılar gerekmektedir. Bu enerji seviyeleri öyle güçlüdür ki, gerçektenden bir kara delik oluşturabilirler. Ancak korkmayın, böyle bir hızlandırıcı inşa etmek için Dünya’da yeterince yer yok. Tahmini boyutları Güneş çapının 10 katı (14 milyon km) olacaktır.

DESYhizlandirici7
Almanya’daki dev parçacık hızlandırıcı; DESY. 1959 yılında inşa edilen bu hızlandırıcı, Cern ve Fermilab’dan sonra yeryüzündeki en güçlü hızlandırıcılardan biridir.

Bizler, insanoğlu asla uçamaz, uzaya çıkamaz, Ay’a gidemez diyen kişilerin sadece bir nesil sonrasındaki zaman diliminde yaşıyoruz. Bugün imkansız denen şeylerin yarın da imkansız kalacağının garantisi verilemez. Gelecek nesillerin yapamayacağının ya da başka insanlık harici olası uygarlıkların yapamayacağının kesinlikle hiç bir garantisi yok.

Bilimsel araştırmalara önem veren bütün uygarlıkların en büyük ortak noktasının, belki de parçacık fiziği olduğunu keşfedebiliriz bir gün. Evrenin yapı taşlarını keşfetmek isteyen bütün zekaların temel yapı taşlarını açığa çıkarıp gözlemleyebilecekleri hızlandırıcılar yapmaları gerekecektir. Bu sebeple evrenin derinliklerini incelerken bizimkilerden daha büyük ve güçlü parçacık hızlandırıcıların açığa çıkarabileceği cinsten yoğun enerjiler keşfedebiliriz. Planck seviyelerini araştıracak bir hızlandırıcının açığa çıkaracağı enerji, zaman zaman bir pulsar gibi parlamasına sebep olacaktır.

Hızlandırıcılarda Antimadde Üretmek

Parçacık hızlandırıcılarından Fermilab’daki Tevatron, Brookhaven’daki RHIC ve CERN’deki LHC gibi büyük ve güçlü olanlar, hatırı sayılır miktarda (araştırmalara yetecek kadar) antimadde üretebilmektedir. Her yıl Fermilab Tevatron hızlandırıcısı ile 15 nanogram, Alman DESY hızlandırıcısı 2 nanogram ve CERN 1 nanogram miktarlarda üretmektedir.

CERN

CERN, dünyanın en büyük ve kapsamlı yüksek enerji fiziği araştırma tessislerinden biridir. 6 adet hızlandırıcı ve yavaşlatıcıya ev sahipliği yapar. Birçok farklı deneyin yürütüldüğü CERN’deki antimadde deneylerinden bahsedelim.

CERN’ün ana parçalarından “Proton Synchroton” hızlandırıcısı, proton ışınlarını bir metal bloğa ateşler. Çarpışmalar o kadar şiddetlidir ki, yaklaşık her bir milyon çarpışmada yeni proton ve antiproton çiftleri açığa çıkar. Antiprotonlar ışık hızına yakın hızlarda her yöne doğru saçılırlar. 2002’den beri “Antiproton Decelerator” (Antiproton Yavaşlatıcısı) denen yavaşlatıcı, bir dakikadan kısa süre içinde antiprotonları manyetik alanlar ile yönlendirip, elektrik alanları ile yavaşlatarak (“cooling” denen bir işlem) bu antiprotonları ışığın 10% süratlerine kadar düşürür. Bu işlem sonunda deneylerden kullanıma hazır olan antiprotonlar ACE, ATRAP, ASACUSA, ALPHA ve AEGIS deneylerine yönlendirilirler.

acedeneyi
CERN’deki ACE deneylerinin yapıldığı alandan bir fotoğraf.

ACE (Antiproton Cell Experiment): Antiprotonların biyolojik etkilerinin araştırıldığı bu projede, Dünya çapında 10 enstitüden gelen bilim insanları antiprotonlar ile kanser tedavisi üzerinde araştırmalar yapıyorlar. Özellikle insan vücuduna büyük hasar veren kemoterapiye kıyasla çok daha az zarar veren ve daha etkili olan tedavi yöntemleri umut vaadediyor.

ATRAP (The Antihydrogen Trap): Bu deneyde hidrojen atomları ve antihidrojen atomları arasında karşılaştırmalı gözlemler yapılıyor. Bir antihidrojen atomu yapmak oldukça zorludur. ATRAP ekibi antiprotonları pozitronlara tabi tutarak ikinci bir “cooling” işlemi uyguluyorlar. Böylece antiprotonlar daha da yavaşlarken bazıları birer pozitron kapıp antihirdojen atomu haline geliyorlar.

ASACUSA (Atomic Spectroscopy And Collisions Using Slow Antiprotons): Bu deneyde antiproton içeren helyum (antiprotonic helium), (atom çekirdeği çevresinde iki elektron yerine bir elektron ve bir antiproton dönen hibrid madde-antimadde atomlar, antiprotonların negatif elektrik yükü taşımasıyla mümkün olabiliyor) ve antihidrojen atomlarının spektroskopi yoluyla eşdeğer madde ile karşılaştırmaları yapılıyor. Bunun yanında madde ve antimaddenin etkileşimleri de gözlemlenip antiprotonların elektronlara ve atom çekirdeklerine olan etkilerinin de gözlemleri yapılıyor.

ALPHA: Diğer bir deney takımı olan ALPHA’da antihidrojen atomları sentezleyip bunlar üzerinde yoğunlaşıyor.

AEGIS (Antihydrogen Experiment: Gravity, Interferometry, Spectroscopy): Son olarak bu deneyde ise, Dünya’nın kütleçekiminin antihidrojen atomları üzerindeki etkisi araştırılıyor. Özellikle bu deneyden biliyoruz ki, antimadde ve normal maddenin kütleçekimsel bir farkı yok. Antimaddede kütleçekimine normal madde gibi maruz kalıyor.

UZAYIN DERİNLİKLERİNDEN ANTİMADDE GÖZLEMLERİ

Gözlemlenebilir evrendeki neredeyse bütün herşey, bizim için normal olan madde tarafından oluşmuştur. Ancak istisnai durumlar söz konusudur. Antimadde sanıldığı kadar nadir değildir. Hatta antimadde yoğunluğu olan bölgeler tespit edilmiştir.

galactic_center_fermi
Samanyolu’nun merkezindeki antimadde yoğunluğunun diğer bölgelere göre fazla olduğu alan.

Madde ve antimaddeyi oluşturan parçacıklar çarpıştıklarında gamma ışınları ve değişken birçok parçacık açığa çıkararak birbirlerini yok ederler. Bu gamma ışınlarını tespit ederek, madde ve antimaddenin temas ettiği bu nadir bölgeleri bulabiliyoruz.

“Antimadde Bulutu”

1970’den beri varlığını bildiğimiz galaksi merkezi yakınlarında bir “antimadde bulutu” mevcuttur. Ancak terim sizi yanıltmasın burası antimadde dolu bir bölge değildir, sadece eser miktardaki antimadde, evrenin geri kalanına kıyasla bu bölgede biraz daha fazladır. Neredeyse 10.000 ışık yılı boyutlarında bir alana yayılan bu “bulut”, elektronların pozitronlar ile çarpışması sonucu açığa çıkan gamma ışınları ile tespit edilmiştir. Bu bölge Güneşimizin 10.000 katı kadar bir enerji saçmaktadır.

ESA’nın Integral uydusu yakın zamanda bu antimaddenin kaynağını keşfetti. Galaksi merkezi yakınlarında ki X-ışını ikilileri (bir karadelik ya da nötron yıldızı ve bu süper kütleli cismin çevresinde dönerken madde kaybetmekte olan normal bir yıldız).

ANTİMADDE ENERJİSİ

Madde – Antimadde çarpışmaları, sahip olabileceğimiz en yoğun ve en saf enerjiyi üretmektedir doğru. Gelecekte bir gün uzay gemilerinde roket olarak kullanılabilir. Enerji santralleri ile şehirlerimizi ve kolonilerimizi aydınlatabilir, bu da doğru. Ancak böyle şeyler için ihtiyaç duyacağımız antimadde miktarını üretmekten henüz çok uzağız.

İnsanoğlunun bu güne kadar ürettiği antimadde, şu anda sadece bir ampulü bir saniyeliğine aydınlatmaya yetecek miktardadır. Yeterli miktarda antimaddeyi üretmenin pratik bir yöntemini bulursak; parçacık fiziğinden, yıldızlar arası görevlere kadar bir alanda yeni imkanlar sunabilir bize. Ancak ne yazık ki bugün ve yakın gelecekte böyle imkanların sadece hayalini kurmak durumundayız.

Berkan Alptekin




Einstein’ın Görelilik Kuramı (İzafiyet)

Görelilik kuramını anlamak için öncelikle göreliliğin ne olduğunun bilinmesi gerekir. Kısaca görelilik, var olabilmek ya da belirlenebilmek için, bağıntı yolu ile başka bir şeye bağlı olma durumudur.

Gelin bir de bu kuramı ortaya atan 20. Yüzyılın en dahi bilim adamı Albert Einstein’in tanımına bakalım: “Elinizi bir dakikalığına kızgın bir sobaya değdirmeye kalkıştığınızda, o bir dakikalık süre size bir saat gibi gelecektir. Hoş ve çekici bir kadınla geçirdiğiniz bir saat size bir dakika gibi gelir. İşte görelilik budur.” dediği rivayet edilir Einstein amcamızın.

Görelilik kuramı, Özel Görelilik (1905) ve Genel Görelilik (1915) olmak üzere iki aşamada yayımlanmıştır. Özel Görelilik Kuramı ivmelenmeyen (eylemsiz) cisimlerin durumlarını açıklamada oldukça başarılı olmasına rağmen, ivmelenen (eylemli) cisimlerin durumlarını açıklamada yetersiz kalmıştır. Bu nedenle Einstein 10 yıl boyunca Genel Görelilik Teorisi üzerine çalışmıştır.

 Özel Görelilik Teori’nin savunduğu iki temel sav şunlardır:

  1. Bütün eylemsiz referans sistemlerinde fizik kanunları aynı şekli alır.
  2. Herhangi bir eylemsiz referans sisteminde ışığın hızı kaynaktan bağımsızdır yani ışık hızı göreceli değildir, mutlaktır.

İlk savda herhangi bir sorun yok ancak ikinci madde üzerine biraz düşünmek gerekebilir. Işığın da ses gibi dalgalardan meydana gelen bir enerji olduğunu göz önünde bulundurursak, 19. Yüzyılın bilim insanları nasıl sesin yayılması için hava gibi bir maddeye ihtiyaç duyuluyorsa ışığın da yayılması için böyle bir madde olması gerektiğini düşünüyorlardı. Bu maddeye uzay boşluğunda bulunan ve ısı-ışığı ilettiği düşünülen, Eski Yunancada “mavi gök” anlamına gelen “eter (esir)” adını verdiler.

Michelson – Morley deney düzeneği

Buna ek olarak ışığın bu eter maddesi içerisinde yaklaşık olarak 300.000.000 m/sn hızla hareket ettiğini varsaydılar. 1887 yılında Albert Michelson ve Edward Morley eterin varlığını kanıtlamak için bir deney düzeneği tasarladı. Bu deneyde belirli ve sabit bir ışık kaynağından çıkan fotonlar, yerle arasındaki açı 45° olan yarı saydam bir aynaya gönderilir. Ayna yarı saydam olduğundan gönderilen fotonların yarısı ayna tarafından yansıtılırken yarısı yansıtılmadan doğrusal olarak aynanın karşısına geçer. Daha sonra biri ayna ve ışık kaynağıyla aynı doğrultuda olan bir noktaya ve biri 45°lik aynanın yansıttığı fotonların doğrultusuyla aynı olan bir noktaya olmak üzere iki düzlem ayna düzeneğe yerleştirilir. Dünyanın eter içinde durağan olmadığını dolayısıyla düzeneğin de hareketli olduğunu göz önünde bulundurarak fotonların durumuna bir göz atalım:

Yarı saydam aynanın karşısına geçen fotonların aldığı yolda bir değişiklik olmadığı açıktır. Çünkü düzeneğin hareket etmesine bağlı bir durum bu kısımda söz konusu değildir. Ancak düzenek hareket ettiğinden aynadan yansıyan fotonların aldığı yol artacaktır. Bu da eter adı verilen maddenin var olmadığını kanıtlar niteliktedir. Michelson-Morley deneyi teorik olarak başarısız bir deneydir. Buna rağmen fizikteki en muhteşem başarısız deneylerden biridir.

Michelson-Morley deneyi Einstein’ın Özel Görelilik Kuramı’nı ortaya koymasında oldukça büyük rol oynamıştır. Görelilik Kuramı’nın faydalandığı bir diğer kişi de Galileo’dur. Galileo’nun göreliliğini basit bir örnekle inceleyelim: Bir otobüs düşünün, otobüsün içinde bulunan A kişisi elindeki topu V sabit hızıyla otobüsün ön tarafına doğru fırlatsın. A kişisine göre topun hızı V’dir. Buna ek olarak otobüse dışarıdan bakan bir B kişisi düşünün ve otobüsümüz de V hızıyla hareket ediyor olsun. Hızlar toplamı kanununa göre B kişisi topun hızını V+V olmak üzere 2V olarak görür. Fakat bu durumu ışığa uyarladığımızda bir problem ortaya çıkar.

Aynı şekilde V hızıyla giden bir otobüs düşünün ve otobüsün farları açık olsun. Dışarıdan bakan B kişisinin teorik olarak ışığı V+c(ışık hızı) hızında görmesi gerekir ancak Einstein’a göre ışık hızı her şeye göre sabittir ve 300.000.000 m/s’dir. Bu durumda V=x/t formülünden yola çıkarak V’nin artması söz konusu olduğundan t’nin kısaldığını veya x’in uzadığını söyleyebiliriz. Öncelikle zaman kısalmasını bir örnekle açıklayalım: Birbirine paralel iki ayna arasında hareket eden bir ışık huzmesi ve bu ışık huzmesinin aynaya her çaptığında saatin 1 saniye ilerlediğini düşünelim. Ve yine bir önceki örneğimizdeki gibi iki saatin olduğu yerlere birer gözlemci yerleştirelim.

Bir otomobilin farından çıkan ışığın hızı; otomobilin hızı artı ışık hızı değildir!

Otobüsün içindeki kişiye A, dışındaki kişiye B kişisi diyelim. B kişisi kendi saatindeki ışık huzmesinin aynalara dik bir şekilde hareket ettiğini, A kişisinin saatindeki ışık huzmesinin ise aynalar arasında dik bir üçgen oluşturduğunu görür. Bu durumda B kişisine göre A kişisinin saatindeki ışık huzmesi kendisininkinden daha fazla yol aldığından A kişisinin zamanı B kişisine göre yavaşlamıştır. Aynı şekilde A kişisi de kendi saatindeki ışık huzmesinin aynalara dik bir şekilde hareket ettiğini, B kişisinin saatindeki ışık huzmesinin ise bir üçgen oluşturduğunu görür. Bu durumda ise A kişisine göre B kişisinin zamanı yavaşlamıştır. Peki, nasıl oluyor da iki zaman birbirine göre daha yavaş olabiliyor? Bu durumu açıklamak için ise Einstein x’in kısalması gerektiğini öne sürmüştür. Bu hipotezlerin denklemleri kontrol edildiğinde ise birbirlerini tamamladıkları fark edilmiştir.

Özetle, hızlı hareket eden bir cisme göre zaman, yavaş ya da durağan olan bir cisme göre daha yavaş akmaktadır. Chistopher Nolan’ın yönetmenliğini yaptığı Interstellar adlı filmde bu olay abartılı da olsa güzel bir şekilde işlenmiştir. Bu olayı oldukça basit olarak açıklayan İkizler Paradoksu yine Einstein tarafından ortaya atılmıştır. Bu paradoksa göre ikiz kardeşlerden birini süper hızlı bir uzay aracıyla uzaya göndersek, diğeri ise dünyada kalsa uzay aracı hızlı hareket edeceğinden uzaydaki kardeş birkaç yıl sonra dünyaya geldiğinde kardeşini kendinden daha yaşlı bulacaktır.

Ne kadar hızlı gidilirse zaman o kadar yavaşlar ve ışık hızına çıkıldığında (ki bilinen fizik kuralları gereği bu imkansızdır) zaman durur. Şu örnekle Özel Görelilik Kuramını özetleyebiliriz: Uzaydan Dünya’ya gelen kozmik ışınların atmosferle etkileşiminden müon denilen kararsız parçacıklar oluşur. Ömürleri çok kısa olduğundan deniz seviyesine inmeden hemen bozulurlar ancak yapılan gözlemlerde müonun deniz seviyesine kadar indiği gözlemlenmiştir. Bunu açıklamak gerekirse deniz seviyesinde bulunan bir gözlemciye göre zamanın yavaşladığını, müona göreyse uzunluğun kısaldığını söyleyebiliriz.

Bütün bunlara ek olarak Özel Görelilik Kuramı uzay ve zamanın bir bütün olduğunu öne sürüyor. Bir olayı anlatırken nerede ve ne zaman meydana geldiğini belirtmek zorundayız. Ayrıca bu kuramdan dolaylı olarak elde ettiğimiz başka sonuçlar da var. Bunlardan biri kütle ve enerji arasındaki ilişkidir. Enerjisi artan bir cismin kütlesi de artar. Nedensellik ilkesi de kuramın öngördüğü ilkelerden biridir. Bu ilkeye göre neden sonuçtan önce gerçekleşmelidir tıpkı topu atmadan camın kırılamaması gibi. Eğer ışık hızının üstüne çıkılabilirse doğanın kanunlarının da yıkılabileceğini ve sonucun nedenden önce gerçekleşebileceğini ve böyle bir şeyin mümkün olamayacağını göz önünde bulundurursak “ışık hızı evrendeki hız limitidir ve aşılamaz” demek yerinde olacaktır.

Ancak kuram ilk ortaya atıldığında evrenin yasalarından biri olan ve Newton’un öne sürmüş olduğu evrensel kütle çekim yasasında bir eksiklik olduğu ortaya çıktı. Bu yasaya göre herhangi iki cisim birbirlerini kütleleriyle doğru, aralarındaki mesafenin karesiyle ters orantılı bir kuvvetle çeker. Fakat bu yasa Einstein’ın kuramına ters düşüyor. Newton’ın yasası kütle çekim kuvvetinin anında etkiyen bir kuvvet olduğunu söylüyor. Einstein’ın kuramına göre ise hiçbir şey ışıktan hızlı hareket edemediğinden, bir cisim hareket ettiğinde diğerine etki edebilmesi için aradan bir miktar zaman geçmesi gerekiyor.

Newton yasasının ikinci garipliği ise kuvvetin cisme temas etmeden etki edebilmesidir. James Maxwell 1860’lı yıllarda elektrik ve manyetizma hakkındaki her şeyi tek bir kuram altında toplamayı başardı. Bu kuram bahsettiğimiz tuhaflıkları da gideriyor. Şöyle ki: Her yük uzayda çevresinde bir elektrik alanı yaratır. Ayrıca elektrik alana yerleştirilmiş bir başka yüke de kuvvet uygulanır. Dolayısıyla iki yük arasında etkiyen kuvveti bir aracı olan elektrik alan ile açıklıyoruz. Bu anlamda yüklerin birbirine kuvvet uygulamadığını, sadece alanla etkileştiğini söyleyebiliriz. Fakat elektrik alan uzaya yayılmış olduğu için, tüm yükler arasında etkiyormuş gibi görünen bir kuvvet ortaya çıkar.

Maxwell’in kuramının öngördüklerinden biri de değişen bir elektrik alanın uzayda elektrik alan oluşturmasıdır. Bu sebeple, bir yük hareket ettirildiğinde uzayda sürekli ve değişmekte olan elektrik ve manyetik alanlar oluşur. Işık da bir elektromanyetik dalga olduğundan bir yükün yeri değiştirildiğinde bu yükün oluşturduğu değişim uzayda ışık hızıyla yayılır. Bu da elektromanyetizmanın özel görelilik kuramıyla uyumlu olduğunun bir göstergesidir.

Buraya kadar hep Özel Görelilik’ten bahsettik, biraz da Genel Görelilik’ten bahsedelim:

Einstein’ın 1907 yılında yayımladığı makalesinde “denklik ilkesi”nden bahsetmesiyle Genel Görelilik Kuramı’nın temelleri atılmış oldu. Denklik ilkesinin başlangıcı kütle faktörünün iki doğa yasasının içinde bulunmasıdır:

1) Evrensel kütle çekim yasası: Bu yasaya göre bir cismin başka bir cisme uyguladığı çekim kuvveti, cismin kütlesiyle doğru orantılı olara değişir. Kütle burada cisimlerin ne kadar büyük çekim uygulayabileceğini belirten bir niceli olarak karşımıza çıkar. Bu nedenle bu   kütleye “çekim kütlesi” denir.

2)Newton’un eylemsizlik yasası: Bir cisme kuvvet uygulayarak cismi hızlandırır, yavaşlatır veya hız yönünü değiştirebilirsiniz. Birim zamanda meydana gelen hızdaki değişime ivme denir ve bu yasa ivmenin, kuvvetin kütleye bölünmesiyle elde edilebileceğini savunur.

Bir cismin kütlesi ne kadar büyükse, o cismi harekete geçirmek için o kadar zorlanırız. Bu nedenle bu kütleye de “eylemsizlik kütlesi” denir.Dolayısıyla kütle birbirinden çok farklı iki yasada karşımıza çıkar ve bu iki kütlenin aynı olması beklenmedik bir şeydir ancak kütle MUTLAKTIR. Einstein bu eşitliğin sonucu olarak her cismin yeryüzüne aynı şekilde düşmesi gerektiğini söylemiştir. Bu deneyi evimizde yapamayız çünkü ortamda havanın uyguladığı sürtünme kuvveti vardır ama Galileo, analiz yaparak sürtünme kuvvetinin farkına varmış ve eğer sürtünme olmasaydı iki cismin aynı anda yere düşeceğini söylemiştir.

Ay’a yapılan Apollo uçuşlarından birinde bu deney yapılmıştır, çekiç ve tüy aynı anda yere bırakılıp aynı anda yere düştükleri gözlemlenmiştir. Eğer bütün cisimlerin kütle çekim ve eylemsizlik kütleleri eşitse, bu durumda ağırlıksız bir ortamdaki gözlemci düşen bir ortamda mı yoksa uzayda mı olduğunu ayırt edemez. Einstein’ın kullandığı denklik ilkesi budur. Peki, şimdi bir soruya kafa yoralım: Yeryüzünde serbest bırakılan her cisim düşer, peki ışık da düşer mi?

Bu sorunun cevabını almak için ivmelenen bir roket düşünelim. Roket ilk anda duruyor olsun ve bu ilk anda roketin sağ duvarından sol duvarına yere paralel olmak üzere bir ışık demeti gönderelim. Işık karşı duvara çarptığında roket bir miktar yol almış olacaktır bu nedenle ışık duvarın yüzeyinde daha alt bir noktaya çarpar.

Işığın roketin alt kısmına yaklaşması gibi yeryüzündeki ışık demetleri de yere düşer. Yani yer çekimi ışığı da etkiler. 1919 yılındaki Güneş tutulmasını bir fırsat olarak kullanan Arthur Eddington‘ın yaptığı ölçümler Einstein’ın bu öngörüsünü destekler nitelikteydi. Yatay yönde yol alan ışığın sapmaya uğradığını biliyoruz. Peki, dikey yönde yukarı doğru yol alan ışığa ne olur? Denklik ilkesi bize bu durumda ise ışığın renginin değişeceğini söylüyor. Bu sonuca ulaşmamızı sağlayan Doppler etkisine bir göz atalım: Bir dalganın frekansının o dalgayı üreten bir kaynak bize doğru yaklaşıyorsa, dalganın frekansının artmış olduğunu yani dalga boyunun kısaldığını gözlemleriz.

Görünür ışık için mavi renk en yüksek, kırmızı renk ise en düşük frekansa sahiptir Bu nedenle bizden uzaklaşan cisimlerden kaynaklanan ışığın rengi kırmızıya kayar. Tam tersine, bize yaklaşıyorsa rengi maviye kayar.

Işığın kütle çekim alanındaki davranışı da bahsettiğimiz zaman genleşmesinin bir sonucudur. Yukarıya giden ışığın kızıla kayması yani frekansının düşmesi zamanın yukarıda daha hızlı işlemesinden kaynaklanır. Yatay giden ışığın sapması da zaman genleşmesiyle açıklanabilir. Işık bir elektromanyetik dalga olduğundan uzayda kapladığı hacmin yerçekimine göre daha yukarıda ve daha aşağıda olan kısımları vardır. Zaman genleşmesi nedeniyle daha yukarıdaki noktalarda frekans daha düşük yani dalga boyu daha büyüktür. Dalga boyundaki konuma bağlı bu farklılık, kaçınılmaz olarak dalganın aşağı doğru sapmasına yol açar.

Ancak genel görelilik kuramında daha çok tercih edilen bir açıklama vardır: Dünya aslında yakınındaki cisimlere bir çekim kuvveti uygulamaz, sadece uzay-zamanın dokusunu değiştirir. Kuram özetle şunu söylüyor: Her cisim içinde bulunduğu uzay-zamanı değiştirerek bükülmesine neden olur. Bu değişim cisim etrafında oldukça güçlüdür ancak uzaklaştıkça zayıflar. Cisimler uzay-zamanın bükülmesine neden olduğundan dolayı düz geometri kurallarından sapıyoruz. Bu nedenle hareket eden diğer cisimler kaçınılmaz olarak eğrilikten etkileniyor. Eğer uzay-zaman tamamen düz olsaydı kuvvet uygulanmayan cisimler ve ışık doğrusal yolda hareket eder ve herhangi bir sapma gözlemlenemezdi. Aynı zamanda ışık da uzay-zamanı eğer. Dünya’nın yakınından ışık geçtiğinde, Dünya bundan etkilenir ve yolundan ışığa doğru sapar.

Büyük bir cisim hareket ettiğinde, bunun çevresinde meydana getirdiği eğrilik de zamanla değişir. Eğrilikteki bu değişimler dalgalar halinde uzaya yayılır ve bu dalgalara kütle çekim dalgaları denir. Genel görelilik kuramı bu dalgaların ışık hızıyla yayılacağını savunur. Kütle çekim dalgalarının var olduğu birçok deneyle kanıtlanmıştır. Birbiri etrafında dönen bir atarca ve normal bir yıldızı 1974 yılında incelemeye başlayan Hulse ve Taylor, bu çiftin dönme periyodunun zamanla uzadığını fark ettiler. Daha sonra bunun nedeninin çiftin çok yoğun kütle çekim dalgaları yayınlaması ve bunun sonucu olarak enerji kaybetmesi olduğunu anladılar. Bu da çiftin hareketinin yavaşlamasına neden oluyordu. Bu çalışmalarından dolayı Hulse ve Taylor’a 1993 yılında Nobel Ödülü verildi.

Şimdi geçmişe bakıldığında gözlem yapıp da Genel Görelilik’i kanıtlamış kişilerin sonuçları abartmış oldukları görülür. Doğal olarak o zaman bunları kimse fark etmemişti. Kanıtlar ancak 1960’lı yıllarda astronomların, nötron yıldızları ve kara delikler gibi uzay-zamanı büyük ölçüde etkileyen cisimleri keşfetmeye başlamasıyla bulunmaya başladı. Görelilik kuramı günümüzde o kadar iyi anlaşılmış durumda ki, ışığın sapma miktarından faydalanılarak gökadaların ağırlığı ölçülüyor, telefonlarımızdaki GPS sistemi işliyor ve çok uzak gezegenlerin bile konumları belirlenebiliyor.

Rabia Nisa KALKAN

Daha detaylı bilgi ve ileri okuma için:

1) Referans Sistemleri
2) Lorentz Dönüşümleri
3) Michelson – Morley Deneyi
4) Zaman Genişlemesi ve İkizler Paradoksu
5) Boy Kısalması
6) Kütlenin ve Momentumun Göreliliği

Kaynaklar:
http://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/genel-gorelilik-kurami-nedir
https://www.space.com/17661-theory-general-relativity.html
https://www.newscientist.com/round-up/instant-expert-general-relativity/
https://www.britannica.com/science/relativity
https://www.khanacademy.org/science/physics/special-relativity
www.elektrikport.com/universite/doppler-etkisi-nedir/12238




Kara Delikler Etraflarındaki Her Şeyi Yutar Mı?

Popüler bilim zaman zaman bize öyle şeyler aşılıyor ki, kendi ile ters düşerek bilimsellikten uzak belirli kalıpları ezberlerimize yerleştiriyor. Bunlardan birisi ise hepimizin çok merak ettiği kara delikler ve onların çekim kuvveti konusunda.

“Karadelikten ışık bile kaçamaz, her şeyi içine çeker” cümlesi öyle bir algılanıyor ki, kara delikler bebek bezi reklamlarındaki tüm sıvıyı içine çeken bezler gibi, her şeyi her yerden sonsuza dek içine çeken cisimler olarak kafamızda yer ediyor.

Bu cümle her ne kadar doğru olsa da eksik. Daha doğru şekilde anlamak için doğru bir şekilde ifade etmemiz gerekiyor. Bunun için öncelikle belirli kalıpları incelememiz gerek. Bunlardan en başta geleni Schwarzschild Yarıçapı. Tanımı oldukça basittir, küresel yapıya sahip bir kütlenin yüzeyindeki kaçış hızı, bildiğimiz sınır değer olan ışık hızına eşit olduğu nokta Schwarzschild Yarıçapı’dır.

Şimdi “kara delikten ışık hızıyla kaçabilir miyiz” sorusunun cevabını arayabiliriz. Elimizdeki bilgi son derece basit. İlgilileri için Schwarschild Yarıçapı’nın matematiksel hesaplaması aşağıdaki gibi.


Burada G, gravitasyon sabiti, c ışık hızı, m cismin kütlesi, r de yarıçapıdır.

Schwarzschild yarıçapında, yani kara deliğin yüzeyinde, ulaşılabilecek en büyük değer olan ışık hızı kaçış hızı olduğundan, ışık dahi olsanız kaçamazsınız. Dolayısıyla bu noktadan itibaren ışık dahi dışarıya kaçamaz. İşte bu kara delik olmak için gerekli limit yarıçap-kütle ilişkisini bize verir, zaten kara deliğin “kara” olarak adlandırılması da bu sebeptendir. Lakin, yüzeyden biraz daha ötede olacak olursanız bu durumda kaçış hızı ışık hızından nispeten daha düşük olacağından ışık bu noktadan kaçabilir.

Aşağıda gözlemsel bir çalışmanın sonucu yapılmış bir simülasyon izleyeceksiniz. Simülasyonda kara deliğe (mavi nokta ile gösterilmiş) yaklaşmakta olan bir yıldız görünüyor. Kısa bir süre sonra, bu simülasyonda altta gösterildiği gibi günlerle ifade ediliyor, yıldız dağılıyor.

Burada dağılan yıldız Güneş benzeri bir yıldız olarak, kara delik ise milyon Güneş kütleli bir kara delik olarak kullanılmış. Simülasyonda yıldızın darmadağın olduğunu görüyoruz. Fakat ortada bir patlama söz konusu değil. Öyleyse bu yıldız neden paramparça oluyor ya da neden kara deliğin içine çekilmiyor?

Kara deliğe yaklaşma anını eğer dikkatle izlerseniz, yıldızın izlediğin yolun esasında kara delik ile aynı doğrultuda olmadığını görebilirsiniz. Yani yıldız ile kara delik kafa kafaya gelmiyor, yıldızın hareketi kara deliği teğet geçecek şekilde. Fakat yıldız kara deliğe yaklaştıkça artan çekim kuvvetinin etkisiyle yörüngesi sapmaya, kara deliğe doğru çekilmeye başlıyor. Bu esnada yıldız giderek artan bir hız kazanıyor. Kara deliğe çok yaklaştığında ise yıldız hala kara delikten bir miktar uzakta.

Yıldızın hareket doğrultusu, fakat karadeliğe yaklaştıkça karadeliğe doğru eğriselleşecek.
Yıldızın hareket doğrultusu, fakat karadeliğe yaklaştıkça karadeliğe doğru eğriselleşecek.

Dolayısıyla yıldız kara deliği deyimi yerindeyse sıyırarak geçiyor. Fakat kara deliğin uyguladığı muazzam çekim gücü yıldız üzerine etkiyerek yıldızın dağılmasına sebep oluyor. Bunu daha iyi anlamak için kara deliği geçip parçalandığı ana dikkat edelim. Bu noktada yıldız mevcut yüksek hızıyla kaçmaya çalışırken, kara deliğin çekim gücüyle de geriye çekilmeye zorlanıyor. Bu iki hareketin altında yıldızın kaderinde spagetti gibi uzayıp parçalanmaktan başka seçenek yoktur.

Sonuç olarak yıldızın bir kısmı kazandığı hızdan ötürü uzayda dağılarak ilerlerken bir kısmı kara deliğin etrafında bir “toplanma diski” oluşturuyor. Simülasyonda kırmızı alanlar az yoğun, beyaz alanlar ise daha yoğun alanları gösteriyor.

Dikkat ederseniz yıldızın yalnızca bir kısmı sadece kara delik tarafından yutulmak üzere toplanıyor, bir kısmı ise uzayda paramparça da olsa ilerlemesine devam ediyor.

İşte bunun tüm sebebi yıldızın kara delik ile olan yakınlaşma şekli. Burada çekim kuvveti aynı zamanda yıldızı kendine doğru çekerken, aynı zamanda bu çekimden ötürü yıldıza kazandırdığı hızla yörüngesi etrafında bir sapan gibi fırlatıyor. Hatta ve hatta biz bugün kara deliklerin varlıklarını bu sayede bilebiliyoruz. Çünkü yıldız olamayacak kadar büyük kütlelerde görünmeyen bir cismin etrafında dönen yıldızlar mevcut.

Yukarıdaki videoda gökadamız Samanyolu merkezindeki kara deliğin etrafında dolanan yıldızların yörüngeleri gösteriliyor. Buradan da açıkça görebiliyoruz ki Schwarzschild Yarıçapı’nın ötesinde olaylar bildiğimiz şekilde gerçekleşmeye devam ediyor. Esas bilmediğimiz ise, içini göremememize sebep olan bu yarıçapın ardında olanlar…

Ögetay Kayalı