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:

http://www.youtube.com/watch?v=7TUnwhRABh8

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




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




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




Termodinamik Nedir?

Termodinamik, isminden de anlaşılacağı gibi ısı, sıcaklık ve bunların aktarımı ile ilgilenir. Kendi içerisindeki yasalar dizisiyle enerjinin bir konumdan başka bir konuma nasıl aktarıldığı ve işlemin gerçekleşme yönü hakkında bilgiler verir.

Termodinamik evrenin temel yasasıdır ve ısı gibi enerji türlerinin günlük hayatta kullanılabilmesi için bizlere yön gösterir. Zira günlük hayatımızda termodinamik yasalarını uygulayamadan evrenin termodinamik yasaları etrafında nasıl döndüğünü anlamak çok zor olacaktır. Ayrıca belirtmekte fayda vardır ki, ısı ve termodinamik iç içe olsa da; ısı transferinin kendi içinde bir mekanizması vardır ve kendi içinde bir bilim dalıdır.

Sıfırıncı yasa

Adı ne kadar ilginç gelse de termodinamik yasaları sıfırdan başlar. Bunun altındaki neden ise 1930’lara kadar yasanın farkında olunmasına karşın belirtilmemesidir. Bir bütünlük sağlanmasının farkına varan Ralph Fowler adlı gök bilimci sıfırıncı yasayı termodinamik kitaplarına işlemiştir. Bu yasayı şöyle ifade etmek mümkündür.

Eğer A ve B sistemleri ısıl dengedeyse (aralarında ısı alışverişi yoksa), o halde A sistemiyle dengede olan C sistemi, ayrıca B sistemi ile dengededir.

termodinamik-denge-2214
Termodinamik, aslen bize “denge”yi anlatır.

Bunu biraz daha açmakta fayda vardır. Varsayalım ki bir elimizle bir kitaba dokunuyoruz. Bu halde A sistemi biz ve B sistemi de kitap oluyor. Diğer elimizle bir başka sistem olan C sistemine dokunduğumuzda eğer vücudumuz ve B ve C kitapları arasında ısı akışı olmuyorsa o halde biliyoruz ki B ve C sistemleri arasında da ısı alışverişi olmayacaktır. Sıfırıncı yasanın kulağa pek heyecanlandırıcı gelmediği kesin. Zira sıfırıncı yasa cisimlerin eninde sonunda ısıl dengeye varacaklarını söyler.

Birinci Yasa

Olaylar birinci yasa ile daha bir hareketlenmektedir. Birinci yasa, bir sistemin toplam enerjisinin sabit olduğunu ancak ve ancak enerji türlerinin arasında dönüşüm olabileceğini söyler. Sistemin enerjisi kesinlikle yoktan var edilemez ve yok edilemez. Eminim hepiniz çocukken bisiklet pompası ile bisikletinizin tekerleklerini şişirdiniz. O günlere geri dönelim ve bisiklet pompasını düşünelim. Burada bisiklet pompası bizim sisteminiz olmakta.

bisiklet-pompasi-66654
“İş yapmadan” o tekerlek şişmez!

Pompaya bastığımızda sistemin üzerinde iş yapmaktayız. Akabinde bisiklet pompasının sıcaklığının arttığının farkına varacaksınızdır. Bunun nedeni yaptığımız işin sistemin iç enerjisini arttırması ve bununla birlikte sistemin sıcaklığının da artmasıdır. Tekerleğin sibobunu tutan arkadaşınızın bu sıcaklığı farketmesi ile birlikte anlıyoruz ki ısı hava aracılığı ile arkadaşımızın vücuduna ulaşmıştır.

Thermally_Agitated_Moleculeİç enerji, cismin moleküler seviyedeki hareketliliği ile alakalıdır ve sıcaklık ile doğrudan orantılıdır. Zira sıcaklığı artan bir cismin içsel hareketliliği de artacaktır.

Pompa sistemimizi matematiksel olarak şu şekilde ifade edebiliriz.

termodinamik-1

Burada Q sistemden çıkan ısı enerjisi, W yaptığımız iş ve U iç enerjiyi ifade eder. İfadelerin önlerindeki işaretler bu enerjilerin sisteme aktarıldığı ya da ayrıldığını ifade eder. Sibobu tutan arkadaşımızın ısı akışını fark etmesinin nedeni sistemimizden ayrılan ısının vücuduna ulaşması ile ilgilidir. Mühendislik uygulamalarında  genellikle sisteme ısı verip sistemin iş yapmasını istediğimizden dolayı yukardaki ifade şu hale gelir.

termodinamik-2

Burada sistemimize ısı vermekte ve karşılığında sistem iş yapmaktadır.  Bir dahaki sefer arabaya bindiğinizde bunu aklınızda bulundurun çünkü yanan benzin motorun pistonunda iş yapmakta ve hareket etmesini sağlamaktadır.

İkinci yasa

Şimdi gelin hep beraber düşünce deneyi yapalım. Birinci yasadan bahsederken sisteme verilen enerjinin başka formlara dönüştürülebileceğinden bahsetmiştik. Dolaysıyla arabamızda yanan benzinden çıkan ısı enerjisi motor pistonlarını yüzde 100 verimlilikle (sürtünmeyi varsaymazsak) döndürmesini bekleriz. Ancak ısı iş yapma kapasitesi yüksek olan bir enerji türü değildir. Egzozdan çıkan sıcak gazın nedeni motora verdiğimiz ısının bir kısmının hiç kullanılmadan dışarı verilmesindendir. İkinci yasa da bundan ibarettir. Kelvin-Planck ifadesine göre;

termodinamik
Döngüsel işlemde sıcak rezervden ısı alınıp bu ısının tamamının işe dönüştürülmesi imkansızdır. Bir kısım ısı soğuk rezerve aktarılmak zorundadır.

Eğer birinci yasa ve ikinci yasayı birleştirirsek şu şekilde ifade edebiliriz.

termodinamik-3

Eğer işlemi tersine çevirmek ve soğuk rezervden ısı alıp bunu sıcak rezerve aktarmak istersek o halde sistemimiz üzerinde iş yapmamız gereklidir. Odaya bıraktığımız kahve nasıl oluyor da ısı kaybedip soğuyorsa bu işlemi tersine çevirmek sistemde iş yaptığımız sürece ısı transferi mümkündür. Klimalar ve buzdolapları bu prensip ile çalışırlar. Az önce bahsettiğimiz olay aslında Rudolf Clausius’un ikinci yasayı başka sözlerle ifade etmesidir:

Soğuk rezervden sıcak rezerve ısı, ancak sistemin üzerinde iş yapıldığı taktirde taşınabilir.

Ama gerçek sistemler ne kadar mükemmel? Soğuk rezervden sıcak rezerve ısı taşırken evrende değişikliğe neden oluyor muyuz?

Isının sıcaktan soğuğa aktarılması (klimanın evinizin dışına ısı aktarması gibi) doğada olağan bir şeydir. Ne zaman bu işlem döngüsel olsa, yani odanın içinden ısının alınıp evin dışarısına sistemde iş yaparak aktaracak olsak, evrenin düzensizliğini arttırmaktayız. Bu entropi olarak bilinir. Eğer entropide değişme yoksa bu döngü tersinebilen olarak, aksi de tersinilenemez olarak bilinir.

bigstock-Hand-of-woman-includes-air-con-12558755
Klimanız sizi evinizde soğuturken dışarıyı, yani Dünya’yı ısıtır!

Burada sistemimiz hala döngü içinde çalışmaktadır. Bu döngü yukardaki tersinebilinirlikten farklıdır.

 Bu yasalardan yola çıkan Carnot isimli mühendis kendi adıyla anılan prensipleri ortaya koymuştur. Buna göre;

  1. Tersinebilen döngü tersinebilenemeyen döngüden daha verimlidir.
  2. Aynı rezerve sıcaklıklarında işleyen döngüler aynı verimliliğe sahiptir.

Carnot prensibinden yola çıkarak sistemin verimliliği sadece rezerve sıcaklıklarıyla orantılıdır. Buna göre arabanız kışın daha verimli çalışacaktır çünkü dışarıya daha az ısı bırakılacaktır. Aynı şekilde klimayı 18 derece yerine 20 dereceye almak elektrik faturalarınızı azaltacaktır.

Son olarak entropi her zaman artmak zorundadır. Sistemden dışarı ısı verildiğinde entropi azalsa da ısının aktarıldığı ortamda entropi artmıştır. Dolaysıyla evrenin entropisi artmıştır.

Üçüncü yasa

İkinci yasa bize ısı ile iş yapmak istediğimizde bu ısının bir kısmının kullanılmadan atılması gerektiğini söyler. Bu atılan ısıyı ne kadar azaltabilirsek verimliliğimiz o kadar artar. Verimlilik de sıcak ve soğuk rezerve sıcaklıklarıyla orantılı olunca, yüzde 100 verimlilik ancak 0 (sıfır) Kelvinde gerçekleşir. yüzde 100 verimliliğe ulaşmak imkansız olacağından 0 Kelvine ulaşmak imkansızdır.

Alperen Erol




Yıldızların Uzaklıkları Nasıl Bulunur? (Paralaks Yöntemi)

Yıldızlar ile ilgili belgesel izlerken gözümüze takılan ilk şey genellikle yıldızların Dünya’ya olan uzaklıklarıdır. Peki, bu uzaklıkların (en azından belli bir noktaya kadar) nasıl hesaplandığını hiç merak ettiniz mi?

Cevap basit bir lise geometrisinden ibaret. Evet, lise yıllarında bir çoğumuzun korkulu rüyası olan geometri.

Evrendeki diğer yıldızları tanımamız için ilk önce en yakın yıldız olan Güneş’i tanımalıyız. Eğer Güneş’e olan uzaklığı hesaplayabilirsek, diğer yıldızlara olan uzaklığı basit bir geometri hesabı ile bulabiliriz. Tarihte Aristarkus (MÖ 310-230) paralaks hesaplamasını düşünen ilk kişidir. Fakat o yıllarda bu derece hassas ölçümleri yapabilecekleri bir teleskop olmadığı için bu hesap fikrini ispatlayamamıştır.

paralaksyontemi
Paralaks, Dünya Güneş’in her iki tarafındayken gözlemlenen yıldızın arkaplanındaki yıldızlara göre belirli bir açı değerinde farklı konumlarda görülmesi olarak tanımlanabilir.

Şimdi Güneş’e olan uzaklığı (başka bir yazıda açıklayacağız) bulduğumuza göre, aynı tekniği diğer yıldızlara uygulayabiliriz. Yunanlılar bilimde çok başarılıydı ama bazı felsefi inançlardan dolayı Dünya’nın Güneş etrafında dolandığını bir türlü kabullenemediler. Paralaks’ın mantığı da bunu gerektirdiği için, bu keşif yüzyıllarca gecikti. Konuya dönersek, 6 ay içerisinde gözlemlemekte olduğumuz yıldızın sözde pozisyon kaymasını gözlemlediğimizde aslında onun açısal ayrımını gözlemlemiş oluyoruz. Örneklendirecek olursak:

Bir gözünüz kapatın ve işaret parmağınızı burun hizasına getirin. Şimdi kapalı gözünüzü açıp diğer gözünüzü kapatın. Ne gözlemlediniz? Parmağınız yer değiştirdi değil mi? Peki parmağınızı yaklaştırdığınızda bu yer değişimin artığını da farkettiniz mi?

paralaks

Şimdi, gözleriniz Dünya’nın iki ayrı pozisyonu, burnunuz Güneş ve parmağınız da bir tane yıldız olsun. Gözünüz ve burun arasındaki mesafeyi (Dünya ve Güneş) biliyoruz, açıyı da zaten iki ayrı noktadan gözlem yaparak bulmuştuk.

Güneş’e olan uzaklığı 1 astronomik birim (AB) diye tanımlarsak yıldızın uzaklığı(d), 6 aylık süreçte yıldızın açısal değişiminin tanjantına bağlı çıkacaktır. Yani 1/d = tan(a) olarak bulunur. Burada a yıldızın açısal değişimi, 1 Güneş ile Yer arasındaki mesafe (1 astronomik birim), d ise yıldızın uzaklığıdır.

Ama bir dakika, tanjantı hesap makinesi olmadan nasıl bulacağız? Aslında küçük açılar için, bir açının tanjantı açının kendisine eşittir (radyan biriminde geçerli, örneğin tan (0.03)=0.03). Dolayısıyla yıldıza olan uzaklık Güneş’e olan uzaklığın radyan cinsinden ölçtüğünüz açıya bölümüne eşittir (d=1/a). Bu işlem sonucunda çıkan değer, parsek birimindendir. 1 parsek de yaklaşık olarak 3.26 ışık yılıdır.

Paralaks

Örneğin bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri’nin paralaks değeri 768mas (miliarcsecond)’dır. Bu gözlemler sonucunda ölçülen kayma miktarıdır. Lakin bize arcsecond (yay saniyesi) değeri lazımdır, bu da 1000’de 1’lik orandan ötürü 0.768 yay saniyesidir. Bir yay saniyesinin 1 derecenin 3.600’de biri olduğunu ifade etmekte fayda var.

Yani bize en yakın yıldız gökyüzünde derecenin 3.600’de 1’inden daha küçük değerlerde yer değiştiriyor gibi görünür. Bu sebeple bu kaymayı çıplak gözle ayırt etmek mümkün değildir.

Şimdi basit geometrik hesabımızı uygulayacak olursak d=1/0.768’den d=1.3 sonucunu buluruz. Fakat Proxima Centauri bize yaklaşık 4.22 ışık yılı uzaklıktadır. Sonucun farklı olmasının sebebi, yukarıda da belirttiğimiz gibi çıkan sonucun parsek biriminden olmasından dolayıdır. 1.3 parsek = 1.3 x 3.26 = 4.24 ışık yılı çıkacaktır. Ki bu da çıkması gereken değere çok yakın bir değerdir.

Alperen Erol




Gezegenler ve Yıldızlar Neden Küre Şeklindedir?

Yalnızca gezegenler ve yıldızlar değil, evrende gördüğümüz birçok gök cismi; yıldızlar, gezegenler, kümeler, gökadalar ya küresel bir yapıya sahipler ya da çembersel bir şekilleri var. Peki neden evrende her şey bir küresel yapı oluşturmaya çalışıyor? Bunun ardında nasıl bir amaç var?

Evrende gerçekleşen tüm olaylar, bildiğimiz veya bilmediğimiz fizik yasalarınca gerçekleşiyor. Sadece bazılarının ne olduğunun bulunması zaman meselesi iken, mevcut bilgilerimiz ile de birçok şeyi açıklayabiliyoruz. Küreselleşmeyi açıklamak da oldukça basit bir duruma dayanıyor.

Bir sanatçının ellerinden kara delik tasviri
Bir sanatçının ellerinden kara delik tasviri

Aslında başta sorduğumuz “bunun ardında nasıl bir amaç var” sorusu yanlıştır. İnsanoğlu olarak duygusal düşünme gücümüz, bizim her şeyin temelinde olan bir amacın bulunduğunu düşünmemize sebep olur.

Bu, her şeyin sonunda böyle midir bilemiyoruz. Fakat bildiğimiz şey, evrende gerçekleşen olayların yalnızca fizik yasalarının birer sonucu olduğudur.

Sphere

Küre, merkez noktasından yüzeyine olan uzaklıkların hepsinin eşit olduğu geometrik şekildir. Biz bu uzaklığa yarıçap diyoruz. Merkezden yüzeyin neresine giderseniz gidin, ölçecek olduğunuz mesafe yarıçapın ta kendisidir. Dolayısıyla küre, kusursuz bir geometriye ve simetriye sahiptir.

Sphere1

Newton’ın bahsettiği Kütle Çekimi Kanunu bugün hala pratikte işimize yaramakta olduğu için küresel yapıyı açıklamada onu kullanabiliriz.

Newton'un Evrensel Kütle Çekimi Yasası
r burada iki cisim arasındaki mesafe

Evrende bulunan kütleler yakınlıklarına bağlı olarak birbirlerine bir çekim uygularlar. Bu çekimin sonucunda en nihayetinde öbeklenerek gruplar, kümeler oluştururlar. Bu gruplar ve öbekler de giderek küresel veya çembere ait bir geometri oluşturur. Bu tamamen çekim kuvvetinin ve kürenin kusursuz simetrisinin bir sonucudur.

Kürenin yüzeyinin neresinden bir nokta alırsanız alın, uzaklık yarıçap(r) olacağından her noktaya uygulanan çekim kuvveti de aynıdır.

Dolayısıyla kürenin kusursuz simetrisi, basit bir denge durumu oluşturur. Yasalar sürekli olarak gerçekleşmektedir, kütle çekim hala oradadır. Fakat kuvvetler, simetri sayesinde birbirini harika bir şekilde dengelediği için bir etki gözlenmez. Tıpkı duvarı itmeye çalışmak gibi, etkiye karşılık eşit bir tepki vardır.

Eğer bu denge durumu yoksa, yasa işlemeye devam ettiği sürece yapı küresel olmaya çalışacaktır. Gezegenin üzerindeki bir dağ, kuvvetler dengesini bozarak jeolojik etkilere yol açacaktır. Bunu da duvara fazla kuvvet uygulayıp yıkmak gibi düşünebiliriz.

En nihayetinde, yapının dayanıklılığına bağlı olarak kütle çekim ile bir noktada denge sağlanır. Bu, gezegenlerde pek görmediğimiz bir durum. Hiçbir gezegen kusursuz küre şeklinde değildir. Bunun sebebi, mevcut katı yapıdan ötürü oluşan direnç kuvvetidir. Yani duvarı yıkacak yeterli bir kuvvet uygulanamıyordur (kütle çekim katı maddenin uyguladığı dirençten daha zayıf kalır).

Bir sanatçının elinden Dünya çizimi
Bir sanatçının elinden Dünya çizimi

Neden gezegenler kusursuz küre biçiminde değildir?

Dönen her cisim, ekvator bölgesinden dış yönde savrulur. Ucuna top bağlı bir ipi çevirdiğinizde, yeterli hızlarda çevirirseniz dışarıya doğru fırlamaya çalışacaktır. Bu sebeple ekvator yönünde daha büyük yarıçapa sahip bir yapı ortaya çıkar. Biz bu yüzden gök cisimlerinin yarıçaplarını aşağıdaki gibi iki şekilde ifade ederiz, kutup bölgelerden ve ekvator bölgelerden. Çünkü kutuplarda bu etki en az iken, ekvatorda en fazladır. Bunun için “Disk Oluşumu” ile ilgili yazımızı okuyabilirsiniz.

Dünya’nın kutuplardan basık, ekvatordan şişkince olması böylelikle açığa kavuşmaktadır. Bu değerlere baktığımızda ise:

Ekvator yarıçapı : 6378,1 km
Kutup yarıçapı    : 6356,8 km

Bu ortalamaya oranlandığında 1.000’de 3’lük bir kusur. Güneş ise neredeyse kusursuz bir küresel yapıya sahiptir. 10 saatte bir dönüşünü tamamlayan Jüpiter’de ise ekvator yarıçapı kutup yarıçapından tam 5000 km fazladır. Bu neredeyse Dünya’nın yarıçapına eşit bir değer.

Sonuç olarak, gözlemlediğimiz bu küresel yapının sebebi kütle çekim kuvvetinin kusursuz bir simetriye sahip olan kürede denge durumuna gelmesidir.

Ögetay Kayalı




Görelilik ve Kuantum Fiziği Neden Birleştirilmeye Çalışılıyor?

Neden bu iki kuramı kendi hallerine bırakmıyoruz? Bırakalım da kuantum mekaniği en küçüğün ve görelilik kuramı en büyüğün fiziğini açıklamaya devam etsin.

Neden bunları birleştirmeye çalışıp fizikçilerin bile zar zor anladığı, matematiğinin işin içinden çıkılmaz hale geldiği 10-11 boyutlu bir evrenle uğraşmak zorundayız ki? Aslında fizik, uzun yıllar bunu yaptı. Fakat devekuşu olmanın da belli sınırları vardı ve kafamızı kumdan çıkarmanın zamanı gelmişti. Bu sorunun cevabı biraz da bilim tarihi serüveni. Öyleyse başlayalım.

Klasik Fizik

Efendim, bilim tarihçileri tam olarak uzlaşamasa da klasik fiziği Galileo ve Newton’a borçlu olduğumuzu söyleyebiliriz. Klasik fizik günlük olayları açıklamakta son derece isabetliydi: Şu ağırlıktaki bu cismi ne kadar güçle itersen ne hızla ne kadar gider? Şu hızla bir top atsam nereye düşer?

Klasik fizik pek çok olguyu matematiksel olarak açıklıyor, matematiksel öngörüleri olgularla örtüşüyordu. Bu disiplinle Newton fiziği, gök cisimlerinin hareketlerini bile açıklama gücüne sahipti.

19’uncu yüzyılın son yarısında Maxwell tarafından elektriksel ve manyetik kuvvetler de açıklanınca artık fiziğin her şeyi çözdüğü, geriye sadece bir iki ayrıntı kaldığı söylenip zafer çığlıkları atıldı. Ama bu iki ayrıntı, fiziğin baştan aşağı değişmesine neden oldu.

Kuantum ve Görelilik

Bunlardan ilki elektrik, manyetizma ve ışığın hareketinin doğasıyla ilgili ayrıntıydı. Elektrik, manyetizma ve ışık hakkındaki sorunlarla ilgilenen Einstein, iki görelilik kuramı ile fiziğe bakışımızı kökten değiştirdi. Klasik fizik için uzay ve zaman mutlak şeylerdi. Einstein’dan sonra ise uzay ve zaman, evrenin hammaddesiydi, mutlak değildi ve birbiriyle ilişkiliydi. Bu bakış açısı tüm algılarımızda devrim yapıp evreni anlama serüvenimizde çok daha isabetli bir bakış açısı sağlamaktaydı.

Diğer ayrıntı, parçacıkların doğasını anlamaya çalışan bilim insanlarının deneylerden hayret verici sonuçlar elde etmesiyle klasik fiziği altüst etti. Fizikçiler, kuantum mekaniği adı verilen tümüyle yeni bir kuram önermek zorunda kaldılar.

Newton fiziğine göre bir maddenin doğrusal  hızını ve konumunu bilirseniz o maddenin geçmişte ve gelecekte hangi hızda ve konumda olduğunu/ olacağını bilirsiniz. Fakat yeni kurama göre evrene belirsizlik hakimdir. Mümkün olan en mükemmel ölçümleri bile yapsak, parçacıkların konumunu tam olarak belirlediğimizde hızını bilemiyoruz, hızını bilirlediğimizde konumunu bilemiyoruz. Parçacıklarla ilgili tek yapabileceğimiz, konumları veya hızlarının zaman içindeki olasılıklarıyla ilgili istatistiksel yorumlar yapmaktır.

Görelilik kuramları çok büyük cisimleri anlama konusunda çok isabetli tespitler yaptı ve yapmaya devam ediyor. Kuantum kuramı çok küçüklerin dünyasını açıkladı ve gelişmeye devam ediyor. Ve bu iki kuram kendi bağımsız alanlarında ilerlemeye ve gelişmeye devam ettiler: On yıllar boyunca…

Kafayı kuma sokma meselesi burada karşımıza çıkıyor. Evreni anlamamızda çığır açan bu iki yöntem, birlikte uygulanmaya çalışıldığında denklemler sonsuz sonuçlar vermeye başladı. Örneğin kütle çekimi ile ilgili herhangi bir sürecin olasılığının hesaplanmasında; kuantum mekaniği ve göreliliği birlikte kullanmaya çalıştığımızda sonuç %33 veya %87.69856 gibi bir olasılık çıkmıyor, sonsuz oluyor. Yüzde Sonsuz, denklemlerin sonuçları için anlamsız ifadeler demektir. Yani bir yerde fena çuvallıyorduk.

Peki bu iki kuramı ayrı ayrı kullanmaya devam etsek?

Ne de olsa ikisi de ayrı ayrı işe yarar. Fakat tıkandığımız bir nokta var: Tekillikler, yani çok büyük kütlelerin çok küçük hacimlere sıkıştığı fenomenler. Bunlardan ilki kara delikler, ikincisi büyük patlama. Nereden ve nasıl var olduğumuzu açıklayamayan bir fizik, yeterince rahatsız edici.

Bilim insanları işte bu nedenle iki büyük kuramı birleştirmeye çalışıyorlar. Sicim teorisi bunu yapabileceği iddiasında. Fakat bunu becerebilmek için en azından 10 boyutlu bir evrene ihtiyaç duyuyor; bizim deneyimlediğimiz 4 boyut ve planck altı ölçeklerde sıkışmış (veya kıvrılmış) ekstra boyutlar. Çözüm burada mı bilmiyoruz, sadece cevabı aramaya devam ediyoruz.

Hilal Bulut




Teori, Deneyler, Higgs ve Nobel

Gazetelerde, iri puntolarla atılan başlıkları bilirsiniz. O günün sabahında, gerek bir yandan iş adamlarını, iş kadınlarını ve siyasetçileri, diğer yandan spor kulübü başkanlarını, borsa simsarlarını ve yatırımcıları bir koşturmaca içine sokacak olan konuların; gerekse insanlar arasındaki etkileşimlerin, medyaya yansıyan fragmanıdır bütün bunlar.

Bazen bu gazetelerde -ilginçtir- bilimsel haberlere rastlarız. Bilimsel ifadesine bir açılım yapmak gerekirse, “İsviçreli/Amerikalı/İngiliz bilim adamlarının yaptığı araştırmaya göre…”  diye başlayarak, ”…bir erkek, günde 16 kez…/…bir kadın, günde 8 kez…” diye devam eden haberler, bilimsel haber niteliği taşımazlar. Bu tür haberler, gazetelerin, boş alan doldurma endişesinin birer sonucu olan istatistiklerdir.

Bu haberler içinde yıldızı parlayan, yer yer değerli yazılara konu olan bir gelişme söz konusu: Higgs bozonu, teorik olarak tahmin edilişinden yaklaşık yarım asır sonra, CERN’de yapılan deneylerde keşfedilmişti. 2013 yılında ise, bu başarılarından dolayı, teoriyi yazan bilim insanları, Nobel Fizik Ödülü‘ne layık görülüp ödüllendirildiler. Peki, ödül nasıl bir buluşa gitti?

Peter Higss, geç de olsa gelen Nobel ödülünü gururla alırken, yüzü de gülüyor. (Fotoğraf: Routers)

CERN, yani Avrupa Nükleer Araştırma Merkezi, İsviçre ve Fransa sınırında yer alan, dünyanın en büyük parçacık fiziği laboratuvarıdır. Parçacık fiziği laboratuvarı ne demektir? Aslen bu tip bir laboratuvar, bir taşın en küçük yapısını merak eden ilkel insanın düşündüğü çözümlerin, günümüzdeki uzantısı demektir. 1954 yılında, 12 ülkenin katılımıyla kurulmuş olan CERN laboratuvarları, günümüzde 20 asil üyesine ilaveten Türkiye’nin de aralarında bulunduğu 8 gözlemci üyeye sahip. Peki, CERN deneylerini nasıl anlamamız ve değerlendirmemiz gerekiyor? Orada neler oldu ve niçin söz konusu buluş, bilim dünyası için önemli bir konum kazandı?

 Yüzyılın Deneyi

Eski Yunan doğa filozoflarının sonuncusu olan Demokritos, her şeyin atomlardan oluştuğunu söylerken kendinden oldukça emindi. “Bir kanıt sunmayı, Pers kralı olmaya tercih ederim!” derken de oldukça emindi kendinden. İşte insanın, en küçüğe ilgisinin simge isimlerinden biri, Demokritos idi.  Üzerinde oturduğunuz sandalyenin veya koltuğun, görebileceğiniz en küçük parçası sizi öksürtebilme, hatta hapşırtabilme olasılığına sahipken, göremeyeceğiniz kadar küçük parçaları ise, size, dünyanın en büyük makinesini inşa ettirebilir. Nitekim bilim insanları, maddenin atomdan da küçük yapıtaşlarını ve bu yapıtaşların en önemli özelliklerinin başında gelen kütleyi araştırmak üzere, dünyanın en karmaşık makinesini oluşturdular ve bu makineden belli bir başarı elde ettiler.

Fransa-İsviçre sınırında, yerin 100 metre altından geçen 27 kilometre uzunluğundaki tünele inşa edilen LHC (Large Hadron Collider: Büyük Hadron Çarpıştırıcısı), Aralık 2009 tarihinde proton çarpıştırmaya başlamıştı. Tıpkı ilkel bir topluluğa mensup bir bireyin, yukarıda sözünü ettiğimiz merak sebebiyle, bir taşı önce ikiye, sonra dörde ve giderek daha fazla parçalara ayırırken taşları birbirine vurmasında olduğu gibi. Hızlandırıcının üzerindeki, her biri birkaç katlı apartman büyüklüğündeki 4 detektör de yıllar süren hazırlıklardan sonra veri toplamaya başladılar.

Şekil 1 – CERN, başlıca deneyleri ve Higgs için en önemlisi, LHC. (Fotoğraf: CERN / Particle Physics for Scottish Schools.)

CERN Laboratuvarı’nda yer alan bu deneyler; CMS, ATLAS, LHC-B ve ALICE oarak isimlendiriliyorlar ve hepsinin kendine has açılımları bulunuyor. Atom çekirdeğinin pozitif yüklü parçacıkları olan protonların 14 TeV[1] enerjisinde çarpıştırıldığı bu deneyler, araştırmacılara Evren’in ilk zamanlarını anlama olanağı verebilecek olması bakımından önemliydi.

Yapılan deneylerde, LHC Laboratuvarı’nda, her biri 7 TeV enerjiye sahip olan ve 27 kilometrelik dairesel tünel içinde ışık hızına çok yakın hızlarda yol alan proton demetleri, çarpışarak 14 TeV’luk merkezi enerji meydana getirdi. Böylelikle atom altı dünyanın, şimdiye kadar yabancısı olduğumuz özelliklerini keşfetme şansımız oldu. Bu bölgedeki enerji yoğunluğu, evrenin başlangıcındaki Big Bang (Büyük Patlama) koşullarına yakın olduğundan dolayı, basında LHC deneyleri Big Bang deneyleri adıyla da adlandırılmıştı. Bununla beraber, bu deneylerde üretilen enerji, bir kibritin yanması sırasında üretilen enerjiden çok daha küçüktür.

Bu deneylerin temel hedefi, parçacık fiziğinde varılan son nokta olan, Standart Model adını verdiğimiz modelin yanıtlayamadığı sorulara yanıt bulmaktı. Standart Model, bize maddenin yapı taşlarının nasıl davrandığını ve birbirleriyle nasıl etkileştiklerini açıklamakta, ancak bunların nedenleri hakkında bilgi vermemekteydi ”Kütle neden var?” sorusuysa buna dair sorulardan en önemlisiydi. Higgs bozonu, işte tam bu noktada önerilmişti.

Büyük İngiliz teorik fizikçisi, Peter Higgs’ten 1 yıl önce doğru cevaba yaklaşıp, bu cevabın oralarda bir yerde olduğunun sinyallerini alan Philip Anderson’un kurduğu model, 1 yıl sonra Higgs’in işine yarayacaktı ve o yıl, makalesinde bunu, “Anderson’un plazmon modelinin relativistik bir versiyonu” biçiminde dile getirecekti.

Higgs’ten 1 ay önce ise, 49 yıl sonra Nobel Fizik Ödülü’nü Peter Higgs ile paylaşacağından habersiz, François Englert aynı modeli inceleyecek ve Higgs ile aynı sonuca varmasına rağmen, söz konusu bozonu tahmin edemeyecekti. Bununla beraber, Higgs’ten 1 ay sonra, Gerry Guralnik, Richard Hagen ve Tom Kibble gibi bilim insanları, Higgs’in yaklaşımına büyük katkıları olan, Higgs bozonunun kuantum özelliklerinden bahseden, hatta bu konuda Higgs’in çalışmalarından çok daha kapsamlı çalışmaları olan bilim insanları olarak, kronolojideki yerlerini alacaklardı.

Medyatikleşme süreci, onlarca mektuplaşma ağının, grup çalışmasının ve fikir alışverişinin gerçekleştiği çalışmalardan bir insanı çekip aldığı zaman, geride kalanları hatırlamak ne yazık ki pek kolay olmayabiliyor. Bu açıdan, bu hatırlatmaları yapmak yerinde oldu diye düşünüyoruz.

Standart Model bize, karşılaştığımız, etkilediğimiz, etkilendiğimiz her türlü maddenin, leptonlar ve kuarklar diye adlandırdığımız temel parçacıklardan oluştuğunu söyler. Örneğin atomun çekirdeğindeki proton ve nötronlar, 3’er kuarktan oluşurlar. Esasında bize çizilen küresel parçacık görselleri, bir anlamda yanıltıcıdır; zira bir proton, az önce de belirttiğimiz gibi, 3 kuarkın belli etkileşimlerle bir arada bulunmasından başka bir şey değildir. Bu belli etkileşimlerde de, aracı kuvvetler dediğimiz bozonlar rol oynar.

Yani madde, 6 kuark, 6 lepton ve bunların arasındaki etkileşimleri sağlayan aracı parçacıklardan ibarettir. Maddeyi oluşturan kuarkların dışında kalan diğer kuarklar, evrenin farklı yerlerinde hızla daha düşük kütleli kuarklara dönüşürler.

Ne çok etkileşim sözcüğü kullandık, değil mi? Açık yüreklilikle şunu itiraf etmemiz gerekiyor: etkileşim olgusunu anlamak, bütün bir fizik bilimini anlamakla neredeyse aynı değerde. İşte bu yüzden, en az, maddeyi oluşturan lepton ve kuarkları anlamak kadar, bozonları anlamak önemlidir.

Bir efsane haline gelen Higgs bozonu da bu parçacıklardan biriydi, dolayısıyla Higgs parçacığının var olup olmadığı sorusunun yanıtlanması, Standart Model açısından son derece önemliydi. Bu temel amacın yanında, diğer amaçlar için de, LHC deneyi dışındaki diğer bir deney sistemi, CMS (Compact Muon Selenoid – Sıkıştırılmış Müon Selenoidi) kuruldu.  LHC ve CMS, öncelikle Higgs parçacığını aramayı ve böyle bir parçacık varsa bunun kütlesini ve diğer özelliklerini ölçmeyi amaçlamaktaydı.

Öte yandan, LHC deneylerinin diğer amaçlarından biri de, Standart Modelin de ötesinde bir model olan Süpersimetri modelini sınamaktır. Süpersimetri,  Standart Modelin karşılaştığı sorunları çözmek için, 1970’lerde ortaya atılan bir teoridir; yani bir anlamda Standart Modelin yaması olarak görülebilir. Söz konusu parçacıklara bir de karşıt-parçacıklar öngören süpersimetriyle beraber, karşıt-parçacıklardan oluşan karşıt-madde ya da anti-madde fikri de ortaya çıkmıştır.

Sorunların bizim ilgileneceğimiz yönü ise, parçacıkların en temel özelliklerinden biri olan kütlenin, kendisini gösterişi olacak. Kütleyi miktar kavramından uzaklaştırıp parçacıklarda nasıl ortaya çıktığını kavramamız gerekecek. Bu bağlamda şunu belirtmemiz gerekiyor: Higgs bozonu, maddenin değil, parçacıkların (dolayısıyla madde parçacıklarına) kütlesinin kaynağıdır.

Şekil 2 – LHC tünelinden bir görüntü. Bu dev, mavi kablolar ise çok güçlü mıknatıslarla ve süper iletkenlerle sarılı parçacık taşıyıcıları. Parçacıklar, bunların içerisinde hızlandırılıyor ve çarpıştırılıyor. “Neden yerin altında?” diye sorarsanız, her saniye Güneş’ten vücudumuza nüfuz eden parçacıkları gösterebiliriz. Uzaydan dünyaya bu denli enerjik parçacıklar yağarken, böyle bir düzeneği yerin üzerinde kurmak pek de mantıklı sayılmazdı.

Deneylerde Büyük Patlama mı Tekrarlandı?

CERN’de gerçekleştirilen deneyler, Büyük Patlama’nın ne bir simülasyonu, ne de onu tekrarlıyor. Var olan modellerimizin uyuştuğu fikre göre, evrenimiz, 13,8 milyar yıl önce doğdu ve bugün için, hızlanarak genişliyor. Burada açabileceğimiz paranteze ise LHC deneylerinde protonların çarpıştırılarak evrenin başlangıcındaki enerji yoğunluğuna ulaşılmaya çalışıldığını yazmamız gerekir.

Protonların çarpışmasında ortaya çıkan mutlak enerji, hiç de katastrofik ölçeklerde bir enerji değil. Ancak protonların boyutları çok küçük olduğu için, enerji yoğunluğu çok fazla. Bu durumu şu şekilde örneklendirebiliriz: deniz suyunun ısısı, 1 litre kaynamış süte oranla kat kat daha fazladır. Çünkü ısı bir enerji ölçüsüdür ve deniz suyunun muazzam miktardaki kütlesinin içerdiği enerji, 1 litre kaynamış suyun enerjisinden milyarlarca kez daha büyüktür.

Böyle olduğu halde, yeteri kadar derin düşündükten sonra başımızdan aşağı 1 litre kaynamış su döktüğümüzde kavruluruz, ancak denize girdiğimizde hiçbir şey hissetmeyiz. Hatta deniz suyunun sıcaklığı düşükse üşürüz. Bunun nedeni, denizin ısısının dağılmış durumda olmasıdır. Oysa bir litre kaynamış suyun ısısı (yani enerjisi), küçük bir alanda yoğunlaşmıştır. Öyleyse önemli olan enerji miktarı değil, enerjinin yoğunlaşma derecesidir.

Kaçınız denize girdiğinde üşüdüğü için, yazın o sıcağı altında kıyıda oturup kitap okumayı tercih ediyor? (Görsel telif: Videoblocks.com)

Einstein’ın ünlü formülünü hatırlarsak, enerji, kütleyle özdeştir (E=mc2). Öyleyse enerji, yeteri derecede yoğunlaştığında maddeye dönüşür. Bunu, şöyle de ortaya koyabiliriz: bir maddenin enerjisini yeterli oranda arttırdığımızda, o maddenin kütlesi, enerjiye dönüşür. Yüksek enerji yoğunluklarında yüzlerce farklı parçacık ortaya çıkar. İçinde yaşadığımız Evren’de, madde adını verdiğimiz, her şeyi (vücudumuz, gezegenimiz, Güneş, yıldızlar vb.) oluşturan bu üç parçacık da (esas olarak proton, nötron ve elektron), yaklaşık 13,8 milyar yıl önce, Evren’in başlangıcında ortaya çıkmışlardır. Şimdilik bu parçacıkları meydana getiren o muazzam enerjinin kaynağına dair ise sadece görüşler mevcut.

Evrenin kendisinin Büyük Patlama ile oluştuğunu söyledik. Diğer bir deyişle; uzay, zaman, madde ve enerji bu sırada oluştu. Şimdi önemli bir parantez daha açmamız gerekiyor: Büyük Patlama kuramı, Büyük Patlama anını değil, daha sonrasında neler olduğunu açıklıyor. Büyük Patlama anıkavramı, bizlerin tahayyül edemeyeceği kadar küçük bir zaman dilimini ifade etmektedir. Bir ”an” bile değil aslında; 0,00000000000000000000000000000000000000000001 saniye! Bildiğimiz varlığın ilk aşaması, işte bu zaman dilimine sığdı.

Peki, ne oldu?

Teorisyenler, Kuantum Teorisi bağlamında bu soruya gayet zarif yaklaşımlar getirerek, geçici enerji kabarcıkları, parçacık-karşıt parçacık çiftleri gibi kavramlar türettiler. Bu parçacıkların ve enerji kabarcıklarının enerjileri, ne kadar düşük olursa; o kadar uzun süre yaşıyorlar (Düşük enerjinin yüksek entropiyi getirdiğini hatırlayalım; odanızı toplamanız için odanızda bir miktar enerji harcamanız gerekir). 20. yüzyılın ikinci yarısına girildikten hemen sonra, ABD’li fizikçi Edward Paul Tryon adlı bir bilim insanı, bu konuda şu hipotezi sunmuştu:

“Evren, boşluktaki enerji dalgalanmasından ortaya çıkmıştır.”  

Bunun açıklaması, uzayın aslında sanıldığı gibi ”boş” olmadığıdır. Uzay, görünenin ötesinde, yani atom altı düzeyde müthiş aktiviteler içerir. Peki, nedir bu aktiviteler? Örneğin; elektron parçacığı ve bu parçacığın karşıt-parçacığı, yani pozitif elektron, diğer bir deyişle pozitron birlikte aynı anda ortaya çıkıp kaybolabilirler. Elektron-pozitron çiftinin ömrü, etkileşirken 10-21 saniye olup, aralarındaki mesafe 10-10 santimetredir. Ömür kavramı burada, parçacıkların kaybolmadan veya başka parçacıklara bozunmadan gözleme veya araştırmaya dâhil olma süreleridir. Bu arada kaybolmaktan kasıt, yok olmak değildir; enerji formuna dönüşmektir. Bir parçacık, karşıt-parçacığıyla etkileştiği zaman, enerjiye dönüşür ve ”enerji kabarcıkları”nı oluşturur. Bunlar da, Edward Tryon’un hipotezinde kullanılan enerji dalgalanmalarına sebep olurlar. İşte bu da, Büyük Patlama için gereken enerji için sunulan görüşlerden biridir.

Higgs Bozonu Evrene Nasıl Kütle Verir?

Aslında ortada, konuşulması gereken bir parçacıktan ziyade, konuşulması gereken bir alan bulunuyor. Söz konusu parçacık da zaten bu alanın temel elemanıdır. Deniz kıyısında yürümeye çalışırken harcadığınız enerjiyle karada yürümek için harcadığınız enerji eşit midir? Hangi durumda daha çok yorulursunuz? Evet, denizin içinde yürümeye çalışmak daha zordur. Çünkü etkileşmenizin şart olduğu ve gaz molekülleri kadar etrafa saçılmamış, daha bir arada moleküller söz konusudur denizde. Siz ise katısınızdır, baştan ayağa.

Higgs bozonu dediğimiz parçacığın ev sahibi olan, onu barındıran alan, işte bu deniz gibidir; bu alanda bulunan tüm varlıklara kütle verir. Denizde yürümemiz zorlaştığında, ağır hissederiz; üzerimizde fazladan kütle bulunuyormuş hissi söz konusu olur. İşte bu kütle verme durumunu, böyle bir modelle açıklayabiliriz. Hatta daha da ileri gidip, Higgs alanını, sağanak yağmura benzetebiliriz; ancak bu yağmur, romantik olmaktan biraz uzak. Bize kaçacak hiçbir yer bırakmıyor ve sürekli yağıyor.

Bu yağmurun altında kendinizi salarak bir süngeri düşünecek olursanız, o hafif, yumuşak ve bazen havuçlu keki andıran (acıkmak böyle bir şey olsa gerek) cismin gitmiş, yerine ıslak, ağır bir cismin gelmiş olduğunu gözünüzde canlandırabilirsiniz. Yağmura benzettiğimiz Higgs alanı, parçacıklara işte buna benzer bir mekanizmayla kütle vermektedir. Süngerler, boyutlarına ve kapasitelerine göre, değişen miktarlarda su emebilirler. Parçacıklar da birbirinden farklı kütlelerin oluşturduğu geniş bir yelpazeye yayılmışlardır.

En büyük kütlelere sahip parçacıklar, yukarıdaki analojiye geri dönecek olursak, Higgs alanıyla en güçlü etkileşen parçacıklar olacaktır; yani yağmurdan en çok etkilenen canlılar, yürümekte en çok zorlanan canlılar olacaktır. Bununla beraber, Higgs alanı ile hiç etkileşmeyen parçacıklar da söz konusudur ki, bizler, onlardan biri olan fotonlar sayesinde bir şeyleri görebiliriz. Diğer kütlesiz parçacık ise, atom çekirdeğindeki parçacıkları bir arada tutan gluondur. Bu iki parçacığı da, suyla herhangi bir etkileşime girmeyen ya da su geçirmez süngerler olarak düşünebiliriz. Tüm olan biten bunlardan mı ibaret? Tabii ki hayır. Başta diktatörce, konuşulması gerekene karar vermiştik; bu, Higgs alanıydı. Peki, ya Higgs bozonu? O neden var? Nasıl olur da analojide Higgs alanını temsil eden yağmur, aynı anda parçacık da olabilir?

İklimi değişen Dünya’da yağmur eksikliği, bir insan vücudundaki önemli bir vitaminin eksikliği gibidir; tedavi için farklı çözümler aranır, uzman beyinler bu konu için seferber olur. Geçen yıl gittiğim bir tatil beldesinde, Nijeryalı bir ailenin küçük bir çocuğuyla tanışmıştım. Kuraklıktan kaçan aile, aile kaynaklarını kaçmak için kullanmıştı. Zeki olduğu kadar, oldukça duygusaldı da Adisa[2].

Yine sıcak bir yaz gününde kendinden geçmiş olan bana güzel bir şaka yapmıştı balonun içerisine doldurduğu suyla. İmgeleminde, sıcak bir havada yağmura hasret kalan bir insanı, böyle serinletebileceğini kurgulamıştı belki de. Hiç de haksız değildi. Yalnız, o suni yağmuru yaratırken bile, Adisa’nın kullandığı suyun kaynağı yağmurdu. Dolayısıyla, analojiden hareketle, yine işin içine Higgs alanı girmek zorunda. İçi su dolu balon ise Higgs parçacığı olarak düşünülebilir. Higgs alanı, Higgs bozonunu da dâhil olmak üzere, tüm kütle sahibi parçacıklara, kütlelerini veren alandır.

Su olmadan (dolayısıyla yağmur olmadan) balonların da, süngerlerin de daha az ilginç olacağı gerçeği bir yana, Higgs alanı olmaksızın, hiçbir şeyin kütle sahibi olamayacağını düşünebiliriz. Hayır; Dünya üzerinde kalamayıp uzaya doğru uçmazdık, daha bu noktaya gelmeden, gezegenleri oluşturacak materyaller bir araya toplanamazdı. Şimdi Higgs bozonunun (Higgs alanının), evrendeki tüm kütle sahibi parçacıklara, onlarla etkileşerek kütle kazandırdığını biliyoruz. Yolu üzerindeki neredeyse her şeyden sızabilmeyi bir şekilde başaran ve bu sızış sırasında, içinden geçebildiği şeyleri ağırlaştıran su gibi, Higgs alanı da neredeyse tüm parçacık türlerine –bazılarına daha fazla olmak üzere- etki ederek kütle verir.

Geçtiğimiz yılın Temmuz ayında açıklanan buluş da, tam olarak bu parçacığın, Higgs bozonunun keşfiydi. Protondan yaklaşık 133 kat fazla kütleye sahip bu parçacığın keşfi, evrenimizin mevcut haline dair modellerimizle de birebir uyum sağlıyor.

Teori

Popüler bilim yayınlarında pek rastlayamayacağımız isimler hakkında daha önce, Higgs ile beraber anılması gereken bilim insanları söz konusu olduğunda yakınmıştık. Standart Modelin ve bu model kanalında gelişen başka kuramların bel kemiğini, ismine yine pek de sık rastlayamayacağımız iki matematikçi kurgulamıştır: Sophus Lie ve Hermann Weyl. Esasında Standart Model dâhilinde gelişen tüm olaylar, 1920 yılı dolaylarında, Hermann Weyl’in orijinal bir yaklaşımına dayanıyor. Tüm bu üzerinde konuştuğumuz parçacıkların ve kuvvetlerin, onların özelliklerine karşılık gelen ve aslında bizim uzayımıza bağlantı yapan iç uzaylar olan, fiber demetleri olarak adlandıracağımız yapılardan oluştuğu düşüncesi, bu yaklaşımın en açık tanımı.

Matematiksel tanıma göre, bir fiber demeti iki bölümden oluşuyor: taban manifoldu ve bu manifoldun üzerindeki fiberler. Manifold dediğimiz unsuru, üzerindeki herhangi bir noktaya yaklaştıkça, onu, sanki kusursuz derecede düzmüş gibi algılamaya başlayacağımız eğri bir yüzey veya uzay olarak düşünebiliriz. Dünya’nın yüzeyini, bir çeşit manifold olarak tahayyül edebiliriz; ona çok yakın durumdayız ve gerçekten de dümdüz görünüyor! Fiber demeti için de bir analoji gerekirse, kafa yüzeyimizi (taban manifoldu) ve saçlarımızı (fiber) gözümüzde canlandırabiliriz. Böylece fiberlerle taban manifoldları arasındaki bağlantıya, kabaca aşina hale geliriz.

Saçlarınızı hayal edin (hayır, çoğunuzun saçları böyle değil, farkındayız).

Ancak önemli bir nokta, fiberlerin, saçlarımız gibi düz olmak zorunda olmadıklarıdır, ancak olabilirler de. Fiberler, herhangi bir geometrik formda bulunabilir. Weyl’in düşüncesi, uzay-zamanımızın, bu matematiksel yapıdaki taban manifoldu olduğu ve parçacıklarla kuvvetlerin de bu taban manifoldunun üzerindeki fiberler olduğu şeklinde. Hatta bu kuramın kullanımında, ilginç bir biçimde, 4 temel kuvvetin her biri, bir Lie grubu ile tanımlanıyor (Sophus Lie’ı hatırlayalım).

4 temel kuvvetin olduğunu biliyoruz: elektromanyetik kuvvet (elektronları atom çekirdeği etrafında tutuyor), zayıf nükleer kuvvet (radyasyon), güçlü nükleer kuvvet(atom çekirdeğinin bileşenlerini bir arada tutuyor) ve kütleçekim. Günümüzde fizikçilerin nihai hayali, bu 4 temel kuvvetin tek bir kuramda birleştiğine tanık olmak. Elektrik ve manyetizma, James Clerk Maxwell tarafından yıllar önce elektromanyetizma olarak birleştirilmişti. Elektromanyetik kuvveti tanımlayan fiberlerimiz, en basit Lie grubu olan u(1) grubu olarak bildiğimiz çember grubu.

Aslında uzay-zaman manifoldunun her noktası, bu u(1) fiberleriyle dolu. Bu çemberler dalgalandıklarında, biz bu etkiyi, elektromanyetik dalga olarak gözlemliyoruz. Elektromanyetizmanın kuvvet taşıyıcı parçacığı, yani bozonu, zaten foton olarak biliniyor. Matematiksel olarak simetri üreteci kavramının fiziksel karşılığı, işte tam da bu foton dediğimiz parçacık olarak karşımıza çıkıyor. Yani u(1) grubunun tek bir simetri üreteci var ve bu matematiksel üreteç kavramının fiziksel karşılığını da foton olarak yorumluyoruz. Ayrıca elektrik yüklü parçacıklar(mesela elektron) da bu u(1) fiberlerinin etrafına dolanmış çember şeklindeki başka fiberler olarak tanımlanıyorlar.

Tüm kuvvetler, en basit fiber olan, elektromanyetik kuvvetin basit u(1) fiberleriyle tanımlanmıyor. Farklı kuvvetleri, farklı Lie grupları temsil ediyor. Kuvvetlerin yükleri ve onları ilgilendiren parçacıklar ise hep bu kuvvetlere karşılık gelen Lie gruplarına dolanan çember fiberler olarak betimleniyor. Örneğin zayıf kuvveti, üç boyutlu Lie grubu olan su(2) ile tanımlarız. İşin matematiği, bize bu Lie grubunun üç tane simetri üreteci olduğunu söyler. Bu modeli doğada (parçacık hızlandırıcılarda ve detektörlerde) test ettiğimizde ise bu üreteçlerin, zayıf kuvvetin taşıyıcı bozonları olan w+, w– ve z bozonlarının varlığını işaret ettiğini görürüz. Odamızdan bile çıkmadan, sadece matematik yaparak bu parçacıkların var olması gerektiğini işte böyle anlayabiliyoruz. Esasında yeni yeni gelişen bir beyni, fiziğe ya da matematiğe yönelten en zarif durumlardan birini analiz etmiş bulunuyoruz.

Maxwell’den sonra ikinci birleştirmenin ürünü, Abdus Salam, Sheldon Glashow ve Steven Weinberg adlı bilim insanları tarafından, elektromanyetik kuvvet ile zayıf kuvvetin birleştirilmesiyle karşımıza çıkanelektro-zayıf kuvvet oldu. Ne yaptıklarına gelince, elektromanyetik kuvvete karşılık gelen u(1) fiberiyle, zayıf kuvvete karşılık gelen su(2) fiberini birleştirdiler.

Bu birleştirme işlemi, söz konusu bilim insanlarınca, bazı karmaşık matematiksel işlemler yardımıyla gerçekleştirildi. İşte Higgs bozonunun ve z bozonunun var olmasının gerektiği de, tam olarak bu elektro-zayıf fiberi sayesinde anlaşılmıştı. Ancak salonda z bozonu bile bulunuyorken, biri eksikti: tahmin edebileceğiniz gibi, Higgs bozonu.

Şekil 3 – Fiberlerin, taban manifoldunun ve fiber demetinin basit bir betimi. (Görsel: Wolfram Alpha.)

Higgs bozonunun teorisi, tam olarak bu olay örgüsünün sonucudur ve esasında, bu olay örgüsü, herhangi bir takım oyununda yapılan eşsiz bir atağa benziyor. Aynı araç ve gereçleri kullanan bilim insanlarının geliştirdiği fikirler, sonunda, bu konuda net bir ifadeye sahip Peter Higgs ve arkadaşları tarafından, sayı ya da gol niteliğinde bir sonuca dönüştürüldü.

Bu nihai parantezi açtıktan sonra, bir diğer kuvvet olan güçlü kuvvete karşılık gelen fiber demetinin, yani su(3) Lie grubu ile tanımlanan grubun, kuark ve gluonların varlığını gösterdiğini söylemeliyiz. Gördüğünüz gibi, doğa, matematikle fark ettiğimiz tüm bu gerçekleri, yaptığımız deneyler sonunda bizden hiç esirgemiyor.

Standart Modelin bu bağlamda ne olduğuna gelecek olursak, aslında bu model, elektromanyetik kuvvet, zayıf kuvvet ve güçlü kuvvetin birleştirilmesi anlamına geliyor. Yani, u(1), su(2) ve su(3) fiberlerinin birleştirilip yorumlanmasından bahsediyoruz ve bu yorumlar işe yarıyorlar. İşe yaradıklarını da deneylerimizden anlıyoruz. Ancak sorun, Standart Model dediğimiz modelin, kütleçekimini açıklayamaması. Sebebi de gayet açık: kütleçekimine karşılık gelen fiberin, kuramın yorumu içerisinde bulunmaması.Bunlarla beraber, doğanın neden Lie gruplarını kullandığı vesoyut fiberlerin neden var olduğu bilinmiyor; bunlar da başka bir yazının konusu.

Sonuç: Ne Oldu?

Bilinen evrenin tamamı -en küçük bileşenler olan temel parçacıklardan galaksilerin en büyük kümelerine kadar- düşündüğümüzden daha fazla ortak nokta içeriyor. Çok büyük ölçek farkına rağmen, kozmosun en büyük ölçeklerini yöneten yasalar, en küçük parçacıkları ve etkileşimlerini yöneten yasalarla ortak noktalar içeriyor. Bizler, bu iki ölçek için tamamen farklı şekillerde çalışıyoruz: çok büyük ölçekler, sadece büyük teleskoplarla ve doğal kozmik laboratuvarlarla çalışılabilirken, küçük ölçekler, Dünya’da, gelmiş geçmiş en güçlü makinelerin, parçacık hızlandırıcılarının yapımını gerektiriyor. LHC (Büyük Hadron Çarpıştırıcısı) ise bunların en büyüğü olarak öne çıkıyor. LHC, çoğumuz için hâlâ heyecan verici olsa da, her şeyden önce, Standart Model’in kayıp parçası olan Higgs bozonunun bulunabilmesi için yapılmıştı.

Nobel Ödülü’ne layık görülen çalışmanın, Peter Higgs dışındaki yazarları. (Soldan sağa:  Kibble, Guralnik, Hagen, Englert, Brout.)

Söz konusu çarpıştırıcıdan gelen haberleri, zamanında takip edenlerimizin de hatırlayabileceği gibi, Higgs bozonunun kütlesi hakkında amansız bir spekülasyon söz konusuydu. Bunun bir sebebi vardı: tüm bu parçacıklar -kuantum alan teorisi bağlamında- gözlemlediğimiz her şey üzerinde çarpıcı bir etki sahibi. Diğer tüm parçacıkların kütlelerini tayin edebilen bir parçacık söz konusu.

Örneğin bizler, 3 kuarkın bir araya gelerek, atom çekirdeğindeki protonları ve nötronları oluşturduğunu düşünürüz. Ancak bu 3 kuarkın tamamının kütlesi, söz konusu parçacıkların kütlesinin yalnızca %2’sine karşılık geliyor; yani bu kuarklar, proton ve nötronun kütlesinin çok küçük bir kısmını oluşturuyor. Geriye kalan kütle ise, kuantum alan teorisi yasalarının öngördüğü diğer bazı parçacıklardan, daha doğru bir ifadeyle, etkileşimlerden gelir. Tüm bu parçacıklar, birbirlerine o kadar bağlıdır ki, üst kuark dediğimiz, tüm Standart Modelin en ağır parçacığı (protonun 180 katı kadar bir kütleye sahip) eğer şimdiki kütlesinin 2 katına sahip olsaydı, evrendeki tüm protonlar, şimdiki kütlelerinin %20’si kadar fazla kütleye sahip olacaktı! Yani Higgs, evrende ne varsa, kuantum alan teorisine göre, hepsiyle çok yüksek derecede bağlı durumda.

Standart Model, kütleçekimini içermiyor. Ancak gerçek evrende bu olgu bulunuyor ve evrenin, bizim varsaydığımız temel teori, kütleçekimi de dâhil olmak üzere, bilinen tüm kuvvetleri içeriyor. Kütleçekimi söz konusu olduğunda, düşük enerjili ve yüksek ölçekli bir kuvvet akla gelir, ancak bizler bu kuvvetin, kuantum mekaniğine uygulanabilirliğini test etmeye çalışıyoruz. Evrenin son parametresini (Higgs bozonunun kütlesi) sınırlamak için bunların yapılması gerekiyor. Eğer kütleyi belli bir değere indirgeyebilirsek, bu, artık evrende, Standart Model için yeni bir parçacık olmadığı sonucuna varmamızı sağlayabilir.

Ancak bizler, Higgs bozonunun kütlesini farklı bir değer olarak bulursak (düşük veya yüksek; fark etmez), bu, evrende yeni bir şeylerin bizleri beklediğini gösterir. Daha da ilginç olanıysa, Higgs bozonunun kütlesi, Büyük Hadron Çarpıştırıcısı çalıştırılmaya başlamadan 3 yıl önce, 2009’da hesaplanmıştı! Higgs bozonunun kütlesinin çok küçük bir belirsizlikle hesaplanması, süpersimetriye, ekstra boyutlara ve Güneş Sistemi’nde kurulması planlanan bir parçacık hızlandırıcısıyla bulunması beklenen herhangi bir yeni parçacığı öngören fantastik fikirlere karşı ezici bir kanıt olabilir. Bu kütle de ATLAS ve CMS detektörlerinden gelen verilerle beraber, sağlam bir olasılıkla, öngörülen kütlelerde saptanmıştı.

Evet, evrende hâlâ karanlık madde, simetri kırınımı, nötrinonun kütlesi gibi cevap bekleyen sorular var. Fakat en azından parçacık fiziği için yeni parçacıklar bağlamında, öğreneceğimiz başka hiçbir şey olmaması olasılığı söz konusu.

Emre Oral

[1] TeV: Tera Elektronvolt. Elektronvolt, bir elektron parçacığının, 1 voltluk gerilim altında hızlandırıldığında kazandığı enerji anlamına gelir. Dolayısıyla çok küçük bir enerji miktarıdır. Dolayısıyla önüne gelen tera, giga, mega gibi ön eklerle beraber anılır. 1 Tera elektron volt, 1 trilyon elektron volta, yani 1012 elektronvolta eşittir.

[2] Nijerya dilinde “Duru, açık”.