Limit – Türev – İntegral

Limit, türev ve integralin ilk olarak geometrik tanımlarını vererek sizin daha iyi anlamanızı sağlayacağız ve ardından bunları biraz matematikle süsleyip önünüze sereceğiz.

Öncelikle şunu söyleyelim: Eğer astronomi ve astrofizik okumaya karar verdiyseniz, bir astronom olmak istiyorsanız, matematik alanında çok iyi olmalısınız. Dolayısıyla, limit, türev ve integral sizin için topla çıkarma kadar kolay işlemler haline dönüşmeli. Bunu anladıysanız, konumuza devam edelim:

Bir fonksiyonun limiti nasıl bulunur? Limit nedir? Bunun calculus derslerinde duyduğumuz tanjant çizgisi ve eğimle ne alakası var? Türev nedir? Limitle ne ilgisi var? Nerede kullanılırlar? İntegral ne işe yarar vb soruları cevaplayacağız.

En basitinden aşağıdaki şu fonksiyonu ele alalım:

Değişimi bulmak önemlidir çünkü her şey değişir. En basitinden işe, eve yahut okula giderken belli bir yolu belli bir zamanda alırız ve aldığımız yol zamanın bir fonksiyonudur . Bunun, bahsedeceğimiz konularla çok yakından ilgisi var.

Eğer yukarıdaki fonksiyon gibi fonksiyonlarda belli bir noktadaki ortalama değişimi bulmak istiyorsanız; y=f(x) fonksiyonunun y ve x’in değişimlerine bakıp kolayca söyleyebilirsiniz. x=x0  için y=f(x0)’dır ve x0 daki Δ kadarlık değişimi h ile gösterirsek, x=x0+h için y=f(x0+h)’tır. Bunun zamana göre yol grafiği olduğunu düşünelim ve sizin ortalama hızınızı bulmak için bu değişimi nasıl kullanacağımıza bakalım:

x0 ve x0+h aralığında ki ortalama hızınız için Δf/Δx bağıntısını kullanabilirsiniz. Buradan kolayca ortalama hızınızı (f(x0+h)-f(x0))/(x0+h-x0)= (f(x0+h)-f(x0))/h) olarak bulursunuz hatta bu fonksiyonun sekant çizgisidir. Buraya kadar kolaydı ve ortalama olan şeyleri bulmak kolaydır zaten. Peki anlık değişimleri nasıl bulabilirsiniz?

(x0+h)’ın fonksiyonu kestiği noktaya Q ve x0’ın fonksiyonu kestiği noktaya P diyelim. Bizim de işimiz gücümüz yok tabii, x0’da ki anlık değişimi bulup anlık hızımızı öğrenmek istiyoruz…

(f(x0+h)-f(x0))/h) fonksiyonu bizim ortalama hızımızı verir. Yalnız, Q noktasını P noktasına öyle çok yaklaştırırsanız ve aradaki mesafe 0’a yaklaşırsa, bu seferde anlık hızımızı buluruz. Yani x0’daki teğetin eğimini elde etmiş oluruz ki, bu da fonksiyonun x0’daki türevidir ve f’(x0) olarak gösterilir. Yani siz zamanı ne kadar azaltırsanız (Q noktasını P noktasına ne kadar çok yaklaştırırsanız) bu size anlık şeyler hakkında daha iyi bir fikir verir ve 0’a çok çok yakınken 0 gibiyken anlık değerler veririr.

Türev

Yukarıdaki notasyonlar eğimin ne olduğunu söyler bu da belli noktadaki türevdir yani x->0’a giderken limitin aldığı değerdir.

Geldik integralin ne olduğunu anlatmaya. İntegral genel olarak fonksiyonun altında kalan alanı, o fonksiyonun  hacmini, belirli bir eksen etrafında belli bir derece döndürdükten sonra oluşan hacmi gösterir.

Bu fonksiyonu ele alalım bu sefer de fonksiyonun x-eksenindeki iki nokta x ve x+h olsun, eğer altındaki alanı hesaplamak isterseniz yukarıdaki kırmızı dikdörtgen gibi dikdörtgenler çizip bunu lisede gördüğünüz sigma notasyonunda ifade edip toplamı bulursunuz. Ama fark ettiğiniz gibi toplam kesin olmaz. Ancak h mesafesini gittikçe sıfıra yaklaştırırsak ve bu ufacık dikdörtgenlerin alanlarını toplarsak bu bize tam anlamıyla y=f(X) fonksiyonunun altındaki alanı verir. Gösterimi de aşağıdaki gibidir:

Eyüp Gürses

Kapak fotoğrafı: Nancy (mathbff)
https://www.youtube.com/watch?v=jlLlxgwCt6o




“Çıplak Tekillik”leri Görebilecek Miyiz?

Fizikçiler “Çıplak Tekillik”leri Gözlemlemenin Bir Yolunu Buldu! Tabii, eğer varlarsa… Yalnız, buna hazır mıyız?

Kara delikler tuhaftır: Ufacık bir alana sıkıştırılmış delicesine yoğun kozmik cisimlerdir. Uzay-zamanın yapısını bozar ve fizik kurallarını tekillikte işlemez hale getirirler. Neyse ki evren bizi bu tuhaflıklardan kara deliklerin olay ufkuyla koruyor. Ancak fizikçiler artık çok daha uçuk ve fizik kurallarını esneten bir şeyi gözlemlemenin bir yolunu bulduklarını söylüyor ki, bu şey de “çıplak tekillik“lerdir.

“Eğer çıplak tekillikler gerçekten varsa, bunlar gerçekliğin dokusundaki beklenmedik bir delik (boşluk) olabilirler. Bunlar sadece uzay-zamanı bozmazlar, fizik kurallarının egemen olduğu yerlerde de tahribat yaratırlar ve öngörülebilirliği felaket derece yok ederler.” diye açıklıyor Avaneesh Pandey.

Eğer biraz fazla iddialı geliyorsa, endişelenmeyin. Bu bütün çalışma; tamamen teorik bir çalışma olan ve bilim insanlarının hiçbir zaman doğrulayamadığı çıplak tekilliklerin, evrenimizde var olabileceği varsayımının üzerinde duruyor.

Bir sanatçının ellerinden kara delik tasviri. Karadelikleri gözlemleyemeyiz, ancak olay ufuklarını saran maddenin yaydığı ışınımı görebiliriz.

 

Einstein’ın genel görelilik teorisine ve şu ana kadar yapılan en iyi bilgisayar modellerine göre, çıplak tekillikler mümkün. Eee peki nedir bu çıplak tekillikler?

Tekillikler, çok büyük yıldızların hayatlarının sonlarında ufacık bir bölgeye çökmesiyle oluşur, bidiğimiz kadarıyla fizikçiler henüz orada neler olduğunu açıklayamıyorlar. Gerçekliğimizi yöneten fiziğin iki genel açıklayıcısı vardır: Atomaltı parçacıklar gibi ufacık şeylerin davranışlarını açıklayan kuantum mekaniği ve gördüğümüz şeyler olan yıldızlar ve galaksileri açıklayan genel görelilik.

Bunlar tekilliklere uygulandığında, iki düşünce tarzı da farklı ve tutarsız sonuçlar öngörüyor. Bu muammayla hiçbir zaman uğraşmak zorunda kalmadık, çünkü ya bütün tekillikler olay ufkuyla sarılmış ışığın bile kaçamayacağı karadeliklerin içinde bulunuyor ya da evrenin başlangıcında geçmişi göremediğimiz radyasyonla gizlendi. Gözden ırak olan gönülden de ırak olur değil mi?

Çıplak Tekillik

Ancak çıplak tekillikler, belli bir nedenden ötürü evrenin geri kalanına yayılmış teorik tekilliklerdir. Yukarıda olay ufkuna sarılmış bir kara deliğin görselleştirilmiş halini (soldaki) ve (sağdaki) çıplak tekilliği. Oklar çıplak tekilliklerden kaçabilen ama kara deliklerden kaçamayan ışığı gösteriyor.

Var olduklarını varsayarsak, önemli olan soru: Çıplak tekillikleri, sıradan karadelik tekilliklerinden nasıl ayırabileceğimiz. İşte bu noktada yeni çalışma devreye giriyor. Hindistan’da ki Temel Araştırma Tata Enstitüsünden araştırmacılar, bildiğimiz kadarıyla tekilliklerin karadelikler gibi nesneleri döndürdüğüne dayanan iki adımlı bir plan hazırladılar.

Einstein’ın genel görelilik teorisine göre, dönen her nesnenin çevresinde ki uzay-zamanın dokusu dünüşten dolayı bükülür ve bu etki jiroskopik dönüşe neden olur. Ayrıca parçacıkların yörüngelerini dönen nesnelerin ”deviniminin” çevresinde döndürür veya dönme eksenini değiştirir. Aşağıdaki jiroskopik hipnotik deviniminden ne kastettiğimizi görebilirsiniz (Ekseni artık düz değildir).

Buna dayanarak, araştırmacılar dönen objelerin doğasını anlamak için jiroskopun devinimindeki oranı (objelerin devinim frekansını) nesneye yakın iki sabit noktada ölçerek çözebileceklerini söylüyorlar. Yeni çalışmaya göre, iki olasılık var:

  1. Jiroskopun devinim frekansı iki nokta arasında çılgınca değişir ki, bu sorumuzdaki dönen objenin sıradan bir kara delik olduğunu açıklar.
  2.  Devinim frekansı düzenli olarak değişir ve bu çıplak tekillikleri işaret eder.

Açıkçası, bu deneyleri gerçekleştirmek için karadeliğe yakın bir jiroskop götürmek hiç de kolay değil. Ama sorun yok, çünkü bu ekip karadeliğe veya çıplak tekilliklere düşen nesnelerin devinim frekanslarını, x ışını dalga boylarını kullanarak Dünya’dan da gözlemlemenin bir yolunu bulduklarını ileri sürdü.

”Yörünge ekseni devinim frekansı, maddeler dönen karadeliklere yaklaştıkça artar. Ama bu frekans dönen çıplak tekilliklerde azalır, hatta sıfıra bile yaklaşır.” diyor takımın basın açıklaması.

Tekrardan, bunların hepsinin şu anda çılgınca spekülatif olduğunu açıkça belirtmeliyiz. Çıplak tekillik adaylarını hiçbir zaman bulamadık ve sıradan kara delikleri bile yeni yeni anlamaya başlıyoruz. Ayrıca şunu da belirtmek gerek ki geçen hafta, başka bir araştırma ekibi çıplak tekillikler var olsa bile, tuhaf kuantum etkilerinin bunları gizli tutacaklarını öne sürüyor.

Bu yüzden şu anlık çıplak tekillikler üzerinde çalışabileceğimiz ve çalışamayacağımız hakkında kesin bir fikir birliği yok. Ve şu anlık bu kötü bir şey değil. Çünkü, sizce evrenimizin bir ucunda neler olduğunu gözlemlemek için gerçekten hazır mıyız? Belki bir ömürlük zamanda bunun cevabını verebiliriz.

Çeviri: Eyüp Gürses

Bu araştıra Physical Review D de yayımlandı.
Fotoğraf-1: Sudip Bhattacharyya/Pankaj Joshi
Fotoğraf-2: LucasVB/WikimediaCommons
http://www.sciencealert.com/physicists-say-they-ve-found-a-way-to-detect-a-naked-singularity




Uydular Neden Dünya’ya Düşmezler?

Uluslararası Uzay İstasyonu (ISS)’de çekilen, astronotların yerçekimsiz ortamda süzülerek istedikleri yerlere uçtukları videoları hepimiz görmüşüzdür. Hatta izleyip izleyip, “Keşke ben de orada olsaydım.” demeyenimiz yoktur.

Yerçekimsiz bir ortamda bulunmak… İnsanoğlunun, özellikle bilimle ilgilenen birçok kişinin hayali. Fakat burada çoğunlukla farkında olmadığımız bir durum söz konusu. Aslında astronotlar yerçekimsiz bir ortamda bulunmuyor!

Hatta oldukça fazla yerçekimine sahip bir ortamda bulunuyorlar. Bu değer neredeyse Dünya üzerinde şu anda bize etki eden değer ile hemen hemen aynı. Basit bir karşılaştırma için şöyle söyleyebiliriz: Mars’ın ve Ay’ın sahip olduğu çekim kuvvetinden çok daha fazla!

Nasıl Oluyor da Astronotlar Yerçekiminden Etkilenmiyorlar?

Sebebi tamamen kuvvetler dengesi. Yerçekiminin mevcut olmasına rağmen hissedilmemesinin sebebi, aksi yönde onu dengeleyen bir kuvvet olmasıdır. Uzayda, gerekli bu kuvveti de merkezkaç kuvveti sağlar.

Uydular yörüngeleri etrafında müthiş hızlarda dolanırlar. Yaptıkları bu dairesel hareket onların dış yönde savrulmalarına sebep olur. Eğer doğru bir hızda ilerlerseniz, bu savrulma etkisiyle yerçekiminin etkisini yok edebilirsiniz. İşte uydularda da gerçekleşen tam olarak budur. ISS’de görevli astronotların süzülmelerini sağlayan şey, kuvvetler dengesi ile yerçekimi etkisinin yok edilmesidir.

Merkezkaç etkisini görmek için aşağıdaki çeşitli deneyleri inceleyebilirsiniz.

Tıpkı elinizde bir şeyler taşımak gibi. Aslında o cisme yerçekimi etki eder, fakat siz aksi yönde bir kuvvet uyguladığınız için nesneye etki eden net kuvvet sıfırdır. Dolayısıyla nesne olduğu yerde durur.

Benzeri etkiyi uçaklarda da yakalamak mümkün. Buna “Sıfır G uçuşu” deniyor. Pilotların sıklıkla “Şu kadar G kuvvetine maruz kaldığını” duymuşsunuzdur. Bunu lehimize çevirip “Sıfır G” ortamı oluşturarak basit, yapay bir yerçekimsiz ortam taklidi yapmak mümkün.

İleri Okuma: Hesaplamalar

Uluslararası Uzay İstasyonu (ISS) üzerinden giderek bir hesaplama yapalım. Uydunun yerçekiminin etkisini hissetmemesi için, onu dış yönde savuran merkezkaç kuvveti, çekim kuvvetine eşit olmalıdır.

kuvvetlerdengesi
Basit bir yaklaşımla denge hali için merkezkaç ile çekim kuvveti eşitlenir

 

Eğer uydunun yerden ne kadar yüksekte olacağını biliyorsak, sahip olması gereken hızı bulabiliriz. Denklemdeki eşitlikten hız (V) çekilirse,

hizuydu
Gerekli hız; Dünya’nın kütlesi(M), uydunun kütle merkezine uzaklığı(r) ve gravitasyon sabiti(G) ile bulunur.

 

ISS’nin yerden yükseliği 410 kilometredir. Fakat kütleçekimi merkezden hesapladığımız için, kütle merkezine uzaklığı Dünya’nın yarıçapı (6371 km) + yerden yüksekliği (410 km) olur. Bu da 6781 kilometre ya da 6,781.106 metre olarak hesaplanır.

Eğer gerekli hesaplamayı yaparsak, ISS’in dengede kalması için sahip olması gereken hız aşağıdaki gibi bulunur.

hiz
ISS yörüngesi üzerinde saniyede 7,66 kilometre hızla ilerler

 

Bu bulunan hız değeri, gerçekten de ISS’nin yaklaşık olarak sahip olduğu hızdır.

Eğer ISS’nin bu yükseklikte ne kadar yerçekimi ivmesine sahip olduğunu bilmek istiyorsak: Dünya yüzeyinden belirli bir yükseklikteki çekim ivmesini bulmak için aşağıdaki formülü kullanabiliriz.

gravity
gh: Yerden h kadar yükseklikteki çekim ivmesi, g0: yeryüzündeki çekim ivmesi, rd: Dünya’nın yarıçapı, h: Yükseklik

 

Buradan hesaplama yaptığımızda 410 km yükseklikteki ISS için çekim ivmesi 8,66 m/s2 bulunur. Hatırlatmak isteriz ki bu değer yeryüzünde 9,81 m/s2 ‘dir. Yani aradaki fark oldukça az.

Erdgvarp
Yerden yükseldikçe çekim ivmesindeki azalış.

 

Hazırlayan: Ögetay Kayalı




Güneş Bir Çift Yıldız Olarak Doğmuş Olabilir Mi?

Öyle görünüyor ki, hemen tüm yıldızlar çiftler halinde doğuyorlar. Acaba, 4,5 milyar yıl önce doğan güneşimizin de, çoğu yıldızın olduğu gibi bir eşi veya ikizi var mıydı?

Neredeyse evet- aynı ikiz olmasa da… UC Berkeley’den teorik bir fizikçi ve Harvard Üniversitesi’nde Smithsonian Astrofizik Gözlemevi’nden bir radyo astronom tarafından yapılan yeni bir analize göre, evrendeki diğerGüneş benzeri yıldızların da ikizleri vardı.

Birçok yıldızın, en yakın komşumuz üçlü bir sistem olan Alpha Centauri de dahil olmak üzere birer eşleri vardır. Gök bilimciler uzun zamandır bir açıklama yapmaya çalışıyorlar. İkili ve üçlü yıldız sistemleri bu şekilde mi doğdular? Bir yıldız diğerini yakaladı mı? İkili yıldızlar bazen bölünerek tek yıldız mı oldular?

Gökbilimciler, bizim güneşimize eşlik ettiğini düşündükleri ve Nemesis olarak adlandırılan bir yıldızı araştırdılar, çünkü gezegenimizin yörüngesine bir göktaşı fırlattığını ve bunun da gezegene çarparak dinozorları yok ettiğini var saydılar. Ancak bu yıldız hiç bulunamadı.

Yukarıda Perseus moleküler bulutunda yoğun bir çekirdek (oval dış hat) içerisinde oluşmuş yaklaşık 1 milyon yıllık genç bir ikili yıldız sisteminin radyo dalga boyunda alınmış görüntüsünü görüyorsunuz. Tüm yıldızlar muhtemelen yoğun çekirdekler içinde ikili olarak oluşur. Telif: SCUBA-2 araştırma görüntüsü, Sarah Sadavoy, CfA

 

Yeni iddia; kısa süre önce Perseus takımyıldızında yeni oluşan yıldızlarla dolu dev bir molekül bulutuna ait bir radyo araştırmasına ve Perseus gözlemlerini ancak Güneş benzeri yıldızların bir eş ile doğmuş olması halinde açıklayabilecek matematiksel bir modele dayanıyor.

UC Berkeley araştırma astronomu olan Steven Stahler, “Evet, muhtemelen bir Nemesis vardı. Perseus moleküler bulutundaki tüm ayrışmalara ait, genç tekli ve ikili yıldızların karşılaştırmalı sayısının hesaplanıp hesaplanamayacağını görmek için bir dizi istatistiksel model denedik. Buradaki model, veriyi yeniden üretebilecek tek model olup bu modelde tüm yıldızlar başlangıçta ikili eşler halindeydi. Bu sistemler daha sonra milyonlarca yıl içinde küçülür veya parçalanırlar” diyor.

Şili’de Atakama Büyük Milimetre / Alt milimetre Dizisi (ALMA) tarafından elde edilen Perseus moleküler bulutundaki tozlu bir diskte oluşan üçlü yıldız sisteminin radyo görüntüsü. Telif: Bill Saxton, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NRAO/AUI/NSF

 

Bu çalışmada, kullanılan “engin” terimi, iki yıldızın birbirinden 500 astronomik birimden (AU) daha fazla bir mesafede ayrı kaldığı anlamına gelir. 1 astronomik birim, Güneş ile Dünya arasındaki ortalama mesafedir (150 milyon km). Buna göre, güneşimize eşlik eden “engin” ikinci eşi Güneş’e, bugün en uzak gezegen olan Neptün’den 17 kat daha uzak olacaktı.

Bu modele dayanarak, Güneş’in ikizi muhtemelen bir daha asla görülmemek üzere Samanyolu Galaksi’sindeki diğer yıldızlarların arasına kaçtı ve onlara karıştı.

Smithsonian Astrofiziksel Gözlemevindeki bir NASA Hubble üyesi olan Sarah Sadavoy “Birçok yıldızın bir eşi ile birlikte oluştuğu fikri daha önce de ortaya atıldı, ancak soru şu: Kaç tane? Basit modelimize dayanarak, neredeyse tüm yıldızların bir eş ile birlikte oluştuğunu söylüyoruz. Perseus bulutu, tipik bir düşük-kütleli yıldız oluşum bölgesi olarak dikkate alınır ancak, modelimizin diğer bulutlarda da kontrol edilmesi gerekiyor” demişti.

Stahler ise, “Tüm yıldızların bir dağınıklıkta doğduğu fikri, yıldız oluşumunun ötesinde, galaksilerin kökeni de dahil olmak üzere dolaylı anlatımlar taşır” diyor.

Stahler ve Sadavoy, bulguları Nisan ayında arXiv sunucusunda yayınladılar. Makaleleri, Kraliyet Astronomi Topluluğu Aylık Bildirimlerinde yayına kabul edildi.

‘Yoğun çekirdekler’ İçinde Doğan Yıldızlar

Gök bilimciler, yüzlerce yıldır ikili ve çoklu yıldız sistemlerinin kökeni hakkında spekülasyonlar yarattılar ve son yıllarda çöken gaz kütlelerinin kütle çekimi altında yıldızlara dönüşmek üzere nasıl yoğunlaştıklarını anlamak için bilgisayar simülasyonları oluşturdular. Ayrıca, son zamanlarda gaz bulutlarından kurtulmuş pek çok genç yıldızın etkileşimini de simüle ettiler. Birkaç yıl önce, Bonn Üniversitesi’nden Pavel Kroupa’nın yaptığı böyle bir bilgisayar simülasyonu, bütün yıldızların ikili olarak doğduğu sonucuna varmasına yol açtı.

Yıldızlar

Gök bilimciler daha genç yıldızlara baktıklarından, ikili sistemlere ait daha büyük bir oran buluyorlar, ancak yine de nedense bir gizem söz konusu.

Stahler şunları da belirtiyor:

“Buradaki anahtar şu ki, kimse daha önce gerçek genç yıldızlarla onları doğuran bulutların ilişkisine sistematik bir şekilde bakmadı. Çalışmalarımız, ikili sistemlerin nasıl oluştuğunu ve bunların erken yıldız evriminde oynadığı rolü anlamak için atılmış bir adımdır. Şimdi, kendi güneşimize oldukça benzeyen çoğu yıldızın ikili olarak oluştuğuna inanıyoruz. Bence böyle bir iddia için şimdiye kadar elde edilmiş en güçlü kanıta sahibiz.”

Stahler’a göre gök bilimciler yıldızların; genç yıldızların yuvaları olan uçsuz bucaksız soğuk, moleküler hidrojen bulutlarında serpilmiş yoğun çekirdekler denilen yumurta biçimli kozaların içinde doğduklarını yıllardır biliyorlardı. Bir optik teleskopla bakıldığında bu bulutlar yıldızlı gökyüzünde delikler gibi gözüküyorlar çünkü gaza eşlik eden toz, içerde oluşan yıldızlardan gelen ışığı blokluyor. Ancak bulutlar, radyo teleskoplarıyla taranabilir, çünkü içlerindeki soğuk toz taneleri bu radyo dalga boylarında yayılır ve radyo dalgaları toz tarafından engellenmez.

Perseus moleküler bulutu, Dünya’dan yaklaşık 600 ışık yılı uzaklıkta ve yaklaşık 50 ışık yılı uzunluğundadır. Geçen yıl gök bilimcilerden oluşan bir ekip, bulutun içindeki yıldız oluşumuna bakmak üzere New Mexico’daki radyo teleskoplardan oluşan bir grup olan VLA dizisini kullanarak bir çalışma yaptılar.

VANDAM olarak adlandırılan bu çalışma, moleküler bir buluttaki tüm genç yıldızlara yani yaklaşık olarak 4 milyon yaşın altındaki yıldızlara ait ilk çalışma oldu. Ayrıca çalışmaya birbirinden neredeyse 15 astronomik birim mesafede ayrılmış tekli ve çoklu yıldızlar da dahil edildi. Böylece Güneş sistemimizdeki Uranüs’ün yörüngesinin yarıçapından bile büyük bir mesafede -yaklaşık 19 AU- ayrılmış çoklu yıldızları yakaladı.

VANDAM çalışması, Sınıf 0 yıldızlarının (yaklaşık 500.000 yaşından küçük yıldızlar) ve Sınıf 1 yıldızlarının (yaklaşık 500.000 – 1 milyon arası yaştaki yıldızlar) sayımını yaptı. Her iki yıldız türü de o kadar genç ki, enerji üretmek için henüz hidrojen yakmıyorlar bile (gökbilimciler bunları “önyıldız” diyor).

Sadavoy, sonuçları VANDAM’dan aldı ve genç yıldızların etrafındaki yumurta şekilli kozaları açığa çıkaran ek gözlemler ile birleştirdi. Bu ilave gözlemler, Hawaii’deki James Clerk Maxwell Teleskopu üzerindeki SCUBA-2 ile Gould Belt çalışmasından elde edildi. Bu iki veri kümesini birleştiren Sadavoy, Perseus’daki ikili ve tekli yıldız popülasyonların sayımını yapabildi. 24 çoklu yıldız sisteminde, 55 genç yıldız ortaya çıkardı.

Bu verileri kullanan Stahler, yaygın olarak ayrılmış tüm ikili sistemlerin (birbirlerinden 500 AU’dan fazla mesafede ayrılan) iki tane Sınıf 0 yıldız içeren çok genç sistemler olduğunu keşfetti. Bu sistemler ayrıca yumurta şeklindeki yoğun çekirdeğin uzun ekseni ile hizalanma eğilimindelerdi. Biraz daha eski Sınıf 1 ikili yıldızlar, birbirine daha yakındı, bir çoğu yaklaşık 200 AU mesafede ayrılmıştı ve çekirdeğin ekseni boyunca hizalanma eğilimi göstermediler.

Karanlık bir moleküler bulut olan Barnard 68, içindeki yıldızların oluşumu esnasında çıkan ışığı ve arkasında bulunan yıldızlar ve galaksilerden gelen ışığı bloke eden gaz ve toz ile doludur. Bu ve diğer yıldız yuvaları, Perseus moleküler bulutu gibi, yalnızca radyo dalgaları vasıtasıyla araştırılabilir. Telif: FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO

Yumurta Biçimli Çekirdekler Çift Merkezli Olarak Çöküyor

Stahler yıldızların bu dağılımını açıklamak için, tipik oluşum, parçalanma ve yörüngesel küçülme süreleriyle ilgili varsayım yaparak çeşitli senaryoları matematiksel olarak modelledi. Gözlemlerin açıklanmasının tek yolunun; Güneş’in etrafındaki tüm yıldız kütlelerinin yumurta şeklindeki yoğun çekirdeklerde geniş Sınıf 0 ikilileri olarak doğduklarını ve bunun ardından %60’ının zamanla bölündüklerini varsaymak olduğunu belirttiler. Geri kalanlar, sıkı ikililer oluşturmak için küçülüyorlar.

Stahler şöyle devam ediyor:

“Yumurtalar küçüldükçe, yumurtanın en yoğun kısmı ortaya doğru yönelecek ve orta eksen boyunca iki yoğunluk konsantrasyonu oluşturacaktır. Yüksek yoğunluk merkezleri, Sınıf 0 yıldızlarını oluşturmak için kendi yer çekimlerinden dolayı kendilerine doğru çöküyorlar. Bizim çıkarımımızda, düşük kütleli Güneş benzeri yıldızlar ilkel değil, ikili sistemlerin parçalanmalarının bir sonucudur.”

Teorilerine göre, birkaç Güneş kütlesi ihtiva eden her yoğun çekirdek, daha önce düşünülmüş olduğu gibi iki kat daha fazla maddeyi yıldızlara dönüştürüyor. Yeni veriler ve model birer başlangıç, ancak bu kuralın arkasındaki fiziği anlamak için daha fazla çalışma yapılması gerekiyor.

Bu tür çalışmalar yakında artacak gibi görünüyor çünkü yakın zamanda yükseltilmiş bir VLA, Şili’deki ALMA teleskopu ve ayrıca Hawai’deki SCUBA-2 çalışmasının bize sağladığı güç, gerekli veri ve istatistikleri veriyor. Bu da yoğun çekirdekler ve içindeki gömülü yıldızlarla ilgili bakış açımızı değiştirecektir.

Çeviri: Nur SÖKMEN

Kaynak: https://phys.org/news/2017-06-evidence-stars-born-pairs.html




Yanma Nedir, Ateş “Hatta Demir” Nasıl Yanar?

‘’Evrenin herhangi bir kısmını yöneten öyle bir kanun yoktur ki; şu mum yanmasına dokunmasın ya da bir parçası olmasın.’’
– Michael Faraday

19. yüzyılda yaşamış biri için bu kadar ileri görüşlü konuşmak ancak Michael Faraday gibi bir dehanın bileceği bir iştir. Bu sözlere baktığımızda gerçekten Faraday’ın hakkını vermek gerekiyor. Bir mumun yanması, kimyasal tepkimelerden tutun da saçtığı ışığa kadar bilim kokuyor. Faraday öldüğünde daha çocuk olan Max Planck, bu fikirlerle kuantum fiziğinin temelini atacaktı.

Şimdi burada sayfalarca, ağzına kadar matematik dolu kuantum fiziği anlatıp herkesin aklını karıştıracağımıza gelin çok çok eski çağlara, atalarımız olan Homo Erektus‘ların ateşi ilk bulduğu vakitlere gidelim. Sahiden, bir ateşi yakmak için ne gerekli?

İlk olarak yakıt ve oksijen gerekiyor. Ağaçlar ve atmosferden bunları karşılamak mümkün. Bu ikisini birleştirip, bir de başlangıç için gerekli enerjiyi verdiğimizde ortaya ateş çıkıyor ve her ikisini sağlamaya devam ettiğimizde yanma olayı devam ediyor.

Ağaç gibi şeylerin yanmasının altında yatan sebep ise, bolca hidrokarbon bulundurmaları. Bugün kullandığımız fosil yakıtlar da binlerce yıl önceki ağaçların, tek hücreli canlıların ya da (daha az olsa da) hayvanların toprakta çok büyük basınç altında kalmasıyla oluştu.

Daha iyi ısınabilmek için kamp ateşine yaklaşan insanlar. Ateş, Güneş’in yokluğunda onbinlerce yıldır sığındığımız ve bizi hayatta tutan ısı kaynağıdır. Son 80-100 yıldır “biz şehirliler” ona pek ihtiyaç duymasak da, bugün “insan olarak” hala var olabilmemizin ve teknolojiden uzak (elektrik hizmeti verilemeyen) milyarlarca insanın hala yaşayabilmesinin yegane sebebidir. 

 

Olayın temelinde karbon ve oksijen elementlerinin birbiriyle tepkimesiyle ortaya karbondioksit gazı, su ve ısı çıkarması yatmaktadır. Bu ısı ile atalarımız yemeklerini pişirmiş ve yüzyıllar sürecek medeniyetler kurabilmişlerdir.

Bir hidrokarbon olan metan (CH4) ile oksijenin (O2) tepkimesi şu şekilde gerçekleşebilir.

CH4 + 2O2 -> CO2 + 2H2O

Hepimiz biliyoruz ki, yanma olayının devam edebilmesi için oksijen çok kritiktir. Elimizde tonlarca yakıt olsun eğer gerekli oksijeni sağlayamıyorsak, yanma olayı devam etmeyecektir. Arabalarımızın motorundan tutun da, uzaya çıkan roketlere kadar herşeyde, kullanılacak oksijen ince ince hesaplanarak en etkili biçimde çalışması sağlanır.

Oksijen, yalnız başına rahat duramayan hiperaktif bir elementtir. Fırsatını bulduğu her ortamda başka bir elementle birleşme ihtiyacı duyar. Her element böyle bir özelliğe sahip değildir.

Sadece Oksijen ve Flor gibi birkaç element bu şekilde aşırı reaktif yapıdadır. Hal böyle olunca bir takım riskler ve alınması gereken önlemler ortaya çıkıyor. Durup dururken ortalığı alevlendirecek oksijen, hayatınızda isteyeceğiniz en son şey olabilir.

uzay-mekigi-kalkis

Kozmonot Valentin Bondarenko’nun korkunç ölümü

Bildiğiniz üzere kozmonot yada astronot olmak fiziki olarak dayanıklılık gerektiren bir iştir. Bir gün Kozmonot Valentin, zorlu düşük atmosfer basınçlı fiziksel dayanaklılık testinden geçerken, içinde bulunduğu odanın yüzde 50’den fazladan oksijen barındırmasından dolayı tüm vücudu oksijenle kaplanmıştı. Test bittikten sonra Valentin vücudunu temizlemek için alkollü bir bezle vücudunu silmiş ve bezi yanlışlıkla çay ısıtmak için kullandığı ısıtıcıya atmıştı. Alkolle kaplı bez alev alınca, odanın da yüksek seviyede oksijen bulundurmasından dolayı, yanma olayı çok hızlı bir şekilde gerçekleşmiş, Valentin’den geriye üçüncü derece yanıklar kalmıştı.

Özetle, “yanma” dediğimiz olgu, çeşitli elementlerin oksijen gibi fazlasıyla reaktif bir elementle reaksiyona girip birleşmesinden ibarettir. Bu kimyasal birleşme sırasında ortalığa ısı verilir. Eğer verilen ısı, reaksiyona giren elementleri, fark edilebilecek biçimde ışık saçacak kadar ısıtabilecek seviyede ise, “ateş” ortaya çıkar.

İşte, yürürken yolda düştüğünde bile kafasını yere vurup ölecek, yemek yerken boğazına kaçan küçük bir lokmada boğulabilecek kadar narin ve zayıf yaratıklar olan biz insanların, çok daha güçlü diğer canlılar karşısında açık ara üstün olmamızı sağlayan şey de ateş yakmayı ve kullanmayı bilmemizdir.

Ateş; kendine özgü bir yapı, bir oluşum değildir. Alev olarak gördüğünüz şey, yanan cisimden yayılan partiküllerin ısının da etkisiyle havada yükselmesi, bu yükseliş sırasında yanmaya ve ışık saçmaya devam etmeleridir. Yani bir odunu yakarken gördüğünüz ateş aslında havaya saçılan mikroskobik odun parçacıklarından yayılan ışıktan ibarettir. “Ateş diye bir varlık yoktur”.

Bizim için artık günlük hayatımızda fazla yer tutmuyor olabilir. Ancak, ateş yakmayı öğrenememiş olsaydık, bugün maymunlardan farkımız da olmayacaktı.
Bizim için artık günlük hayatımızda fazla yer tutmuyor olabilir. Ancak, ateş yakmayı öğrenememiş olsaydık, bugün primat atalarımızdan veya günümüzde var olan primatlardan farkımız da olmayacaktı.

 

Ancak geçmişte insanlar bunu bilmediklerinden, ateşi de evreni oluşturan dört temel elementten biri sanmışlardır. Gerçi, var saydıkları diğer üç element de yanlıştır ama, o günlerin bilgi birikimiyle ellerinden gelenin en iyisini düşünmeye çalıştıklarını kabul edelim.

Yanmanın maddelerin oksijenle birleşmesi ve bu sırada ortalığa ısı saçılması olduğunu söylemiştik. Evet, oksijenle birleşen her element, aslında teorik anlamda yanıyor diyebiliriz.Örneğin “demir“…

Demir niçin paslanır?

Demir’in paslanma nedeni oksijenle birleşmesidir. Ama karbona nazaran bu çok çok yavaş geçekleştiği için demirin yandığını görmeyiz. Sadece, günler, aylar içinde dış kısmının kızarıp paslandığını görürüz. Paslanma sırasında da ortalığa ısı yayılır elbette. Ancak, çok yavaş gerçekleşen bir reaksiyon olduğu için paslanan demirin çok az da olsa ısındığını farketmeyiz.

Son olarak şunu söyleyelim; evrende yıldızların ısı yaymasına neden olan şey burada anlattığımız “yanma” olayı değildir. Yıldızlar bu şekilde kimyasal reaksiyonlarla enerji üretmezler. Çekirdeklerinde nükleer reaksiyonlar meydana gelir ve ortalığa enerji yayarlar.

Güneş, yaklaşık 5 milyar yıldır nükleer reaksiyonlar sonucu parlıyor ve yaklaşık 5 milyar yıl daha buna devam edecek. Ancak, Güneş eğer tümüyle kömürden oluşan bir gökcismi olsaydı ve yanarak enerji üretseydi, sadece birkaç yüz bin yıl içinde tamamen yanıp tükenirdi

Yani, “yanma” bizim için yeterli olmasına rağmen, evrensel yapılar için son derece verimsiz bir enerji üretim biçimidir.

Yazan: Alperen Erol
Geliştiren: Zafer Emecan




Kuantum Alan Teorisi Nedir?

20.yy’ın başlarında fizik ciddi bir değişime uğradı. Görelilik ve Kuantum diye alışılagelmişin çok dışında iki büyük alan ortaya çıktı ve bunların etkileri klasik fiziğe çok yabancıydı.

Parçacık-Dalga ikililiği’ni hatırlayın; foton’un ve elektron’un bazı durumlarda dalga özelliği göstermesi fakat bazı durumlarda da parçacık gibi hareket etmesi oldukça şaşırtıcı değil mi? Onu artık bir kenara bırakabilirsiniz. Aslında parçacıklar veya dalgalar yok; sadece bütün evreni kaplayan alanlar var. Parçacıklar da dalgalar da aslında aslında bu kuantum alanların belli noktalarda bize gösterdiği farklı yüzlerden ibaret.

Kuantum Alan Teorisi; fizikteki quarklar, fotonlar, elektronlar, bozonlar gibi temel parçacıkların tanımlanıp analiz edilebilmesi için oluşturulmuş, teorik fizikteki matematiksel bir çalışma alanı. Fizikçiler arasında da öğrenilip uzmanlaşmasının oldukça zor olmasıyla ünlü.

Kuantum Alan Teorisi’ni yazının bazı yerlerinde QFT (Quantum Field Theory) olarak kısaltacağız.

Bu alandaki çalışmalar fotonlar veya elektronlar gibi parçacıklar üzerinde denenemiyor fakat bizim bu parçacıkların doğası ve birbirleriyle ilişkileri hakkında fikirler edinmemizi sağlıyor. Böylece somut fizik çalışmalarına da etkileri yansıyabiliyor.

dirac_4

Paul Dirac‘ın 1927 yılında yazdığı “Radyasyonun emisyon ve absorbsiyonunun kuantum teorisi” adlı ünlü makalesi, Kuantum Alan Teorisi’nin başlangıcı olarak kabul edilir. Dirac bu makalede Kuantum Elektrodinamiği diye bir şeyden bahseder ki QFT’nin geliştirilen ilk kısmındandır. Fotonların elektromanyetik alanda nasıl kuantize olduğuna dair teorik bir açıklama yapar ve Dirac’ın bu prosedürü diğer alanların da kuantize olmalarıyla ilgili kullanılacak bir model halini alır. Ardından Pascual Jordan alanlar için üretici operatörleri ortaya atar ve 1929 yılında Heinsenberg ve Pauli de QFT’nin ana yapısını oluştururlar. Bu metodlar kuantum mekaniğindeki elektron gibi temel parçacıklara ait denklemlere uygulanabilir bir haldedirler.

Peki nedir bu Kuantum Alan Teorisi?

Kuantum mekaniğinin bütün postülalarına (ilkelerine) uyan, spesifik bir kuantum mekaniği teorisidir. Esas avantajı temel bileşenler olarak parçacıklar yerine bu parçacıkları ortaya çıkaran alanların olduğunu söylemesidir.

Her parçacık tipi için bir alan mevcut. Yani evrendeki bütün fotonlar için aslında tek bir alan (foton alanı) var, evrendeki bütün elektronlar için de yine hepsini kapsayan farklı bir alan (elektron alanı) var… ve bu alanlar her yerdeler. Parçacıklar sadece evrenin belirli noktalarında bulunurken, örneğin boşlukta bulunmazlarken, bu alanlar evrenin her bir noktasına yayılmış durumdalar.

Bu alanlar en düşük enerji seviyelerini temsil etmekteler. Nasıl bir atomun yörüngesindeki elektronlar için belirli enerji seviyeleri varsa, en düşük enerji seviyesi 1.yörünge ise ve o elektrona enerji verdiğimizde daha üst yörüngelere çıkabiliyorsa, Kuantum Alan Teorisi’nde aslında en düşük enerji seviyeleri alanların kendisini, yani parçacığın olmadığı durumu, temsil etmekte.

Örneğin evrende seçtiğimiz bir noktada elektron yoksa, orası elektroniçin en düşük enerji seviyesi oluyor. Eğer elektron alanı o noktada yeterince enerjiye sahip olursa alan o noktada bir üst enerji seviyesine geçiş yapıyor ve biz buna parçacık (bu örnekte, elektron) diyoruz. Alanın içinde enerjiyi verdiğimiz nokta parçacık gibi görünüyor ve bu enerji alanın içinde gezdikçe, biz bu parçacığı hareket ediyor olarak görüyoruz. Yani parçacıklar, Alanların özel bir durumu.

tumblr_kzzgf63BCD1qbn5m1o1_1280

Bazı alanlar parçacık ortaya çıkarmak için diğerlerine göre daha fazla enerjiye ihtiyaç duyuyorlar. Parçacığın ortaya çıkması için gereken enerji miktarını biz o parçacığın kütlesiyle ilişkilendiriyoruz. Yani parçacık ne kadar kütleye sahipse, ortaya çıkması için gereken enerji o.

Higgs Bozonu’nu örnek verecek olursak; bu parçacığın kütlesi 125GeV (Giga Elektronvolt) gibi oldukça yüksek bir değerde. Dolayısıyla bu parçacığı ortaya çıkarmak elektron gibi 0.51MeV (Mega Elektronvolt) kütleye sahip bir parçacığı ortaya çıkarmaktan çok daha zor.

Elektron alanından ortaya elektron-pozitron parçacık çifti çıkarmak için elektron’un en az 2 katı enerjiye sahip olan yani 1.02MeV gibi yüksek enerjili bir fotonu bir atom çekirdeğinin yanından geçecek şekilde ona doğru doğrultmak gerekiyor. Bu foton atomun çekirdeğinin yanından geçerken onun etkisiyle birlikte elektron alanı ile etkileşime girip ortaya 0.51MeV kütleye sahip bir elektron ve bir pozitron çıkarıyor. Foton ise bu enerjisini kaybediyor. Bu sürece çift oluşum denilir ve enerjinin kütleye dönüşmesine bir örnektir.

Bu dönüşümü 1920’li yıllarda Dirac ortaya atmıştır ve içerisinde antimadde diye bir kavramın olması, eter hipotezinin çürütülmesinin devamındaki bu yıllarda bir çok fizikçiyi kızdırmayı başarmıştır. Fakat 1932 yılında Carl Anderson bir antimadde olan pozitronun doğruluğunu kanıtlayan bir deney yapmış ve 1936’da bunun için Nobel Ödülü almıştır.

AT_7e_Figure_27_02

Görüldüğü üzere, elektron gibi çok ufak kütleye sahip bir parçacığı, elektron alanına enerji vererek ortaya çıkarmak çok da zor değil. Fakat yine temel parçacıklardan olan Higgs Bozonu‘nun kütlesi, karmaşık bir parçacık olan proton‘un kütlesinden bile çok daha büyüktür. Higgs Bozonu 125GeV kütleye sahipken proton 0.938GeV kütleye sahiptir. Higgs, elektron’dan binlerce kat daha çok kütleye sahiptir.

İşte bu nedenle Higgs Bozonu’nun bulunması bu kadar uzun sürdü. Büyük Hadron Çarpıştırıcısı adında oldukça büyük bir parçacık hızlandırıcısı inşa edilmek zorunda kalındı ki yüksek enerjili parçacık çarpıştırmaları sırasında Higgs alanına gerekli enerji verilip Higgs Bozonu ortaya çıkarılabilsin.

Enerji kütle dönüşümü denilince akla gelen ilk şey tabi ki özel görelilikte karşımıza çıkan E=mc² formülü olmakta. Kuantum Alan Teorisi, şimdilik kuantum fiziği ve özel göreliliği tutarlı bir şekilde birleştirebileceği düşünülen bir yol. QFT’nin ilkelerine baktığımızda onları kapsadığını görüyoruz.

Kuantum fiziği enerji ve momentum ayrı ayrı, uzay-zamandaki ufak değişimlerle dalgalanabilirler demekte. Özel görelilik ise enerjinin maddeye dönüşebildiğini söylemekte. Bu ikisini birleştirdiğimiz zaman, yeterince büyük dalgalanmalar, belirli bir eşiği aştıklarında ortaya kuantum parçacıkları çıkarabilirler, ayrıca bu işlemin tersi de mümkün, varolan kuantum parçacıkları yokolabilir sonucu çıkıyor ki bunlar QFT’ye paralellik gösteriyor.

1950’lerden itibaren QFT bir taslak olmaktan çıkıp teorik fizikteki üstünde durulan, güvenilen teorilerden biri oldu ve ilginç fizik problemlerinde kullanılmaya başlandı. Yeni parçacıklar ve yeni etkileşimler üzerinde denenmeye başlandı. Sadece elektromanyetik kuvvet ile değil zayıf kuvvet ve güçlü nükleer kuvveti de kapsayacak şekilde genişletildi ve bu sayede yeni parçacık sınıfları da bulundu. Fizikteki bütün parçacıkları ve kuvvetleri kapsayacak olan herşeyin teorisine doğru atılan adımlardan biri oldu.

Diğer 3 kuvvet ve bunlarla etkileşen parçacıklar arasındaki ilişkiyi ortaya koymak konusunda iyi olsa da, genel görelilik ve kuantum fiziğinin birleşmesi önündeki büyük problemimiz olan kütleçekim kuvveti, veya başka bir tanımla uzay-zaman, hala bilinmezliğini korumakta ve kuantum yerçekimi adı altındaki bu kuvvet de uzun yıllardır QFT’nin araştırma alanları arasında.

Kuantum yerçekimi altında uğraşılan alanların en önemlilerini ise standart kuantum yerçekimi, kuantum loop yerçekimi ve sicim teorisi oluşturmakta. Standart kuantum yerçekiminde izlenilen yaklaşım kısaca QFT’nin ana yapısını koruyarak buna yerçekimini de kuantize ederek katmaya çalışmak. Diğer ikisi yani kuantum loop yerçekimi ve sicim teorisi ise kuantum teorisini ve genel göreliliği QFT’ye ulaşmaya çalışarak birleştirmeye değil QFT’nin kendisini de değiştirecek biçimde birleştirmeye çalışmaktalar.

Taylan Kasar




Kütle Çekim Mercek Etkisi Ve Eğri Uzay

Eğer yeterince uzaktan, iyi bir teleskopla bakarsanız, birbirinden milyonlarca ışık yılı uzakta yer alan gökadaların (galaksilerin) bir araya gelmesiyle oluşan galaksi kümeleri üstteki fotoğrafta olduğu gibi yoğun, böylesine sıkışık görünebilir.

Üstte gördüğünüz Abell 1689 isimli bu dev galaksi kümesi, keşfedebildiğimiz en yoğun kümelerden biri olup, bizden yaklaşık 2.4 milyar ışık yılı uzakta yer alıyor. Ön planda üst orta kısımda gördüğünüz dört adet yıldız ise çok yakınımızda, kendi galaksimiz Samanyolu içinde yer alan yıldızlardır, küme ile hiçbir ilgileri yok.

Hubble Uzay Teleskobu ile alınmış görüntüye dikkatle bakarsanız, kümeyi oluşturan yüzlerce gökadanın yarattığı devasa kütle çekimi nedeniyle oluşan “kütle çekim merceği” etkisinin sonuçlarını görebilirsiniz.

general_relativity_large
Her cisim, Dünya ve Ay da dahil (hatta siz bile); kütlesi oranında uzay-zamanı büker. 

 

Einstein’ın devrimsel ve bir o kadar da spekülasyona açık görelilik teorisi, evrenin düz olmadığını söyler. Bizim uzay boşluğu olarak nitelediğimiz boşluk, maddenin ve karanlık maddenin yarattığı kütle çekim etkisiyle eğri büğrü bir yapıya sahiptir. Bu da şu anlama gelir: Evrende yeterince uzun bir çizgi hiçbir zaman tümüyle düz, doğrusal olamayacak, eğri bir hat izleyecektir. Nedeni ise, evrende kütle çekimin etkisi altında olmayan hemen hemen hiçbir yerin bulunmuyor olması. Siz düz bir çizgi çekmeye çalışırken, uzaklardaki bir galaksi kümesinin veya yıldızın etkisiyle çizginiz eğrilmek zorunda kalacaktır.

Siz bunu farketmeyebilirsiniz, ancak uzaktan bakan bir gözlemci sizin düz sandığınız çizginin eğri olduğunu farkedecektir. Einstein, bu eğri büğrü evren dokusuna uzay-zaman adını veriyor. Dikkat ettiyseniz “eğri uzay” değil, “uzay-zaman” demiş. Çünkü, uzay ve zaman birbiriyle sıkı bir ilişki içindedir. Göreliliğe göre, üç boyutlu evrenimiz aslında zamanın da katılımıyla dört boyutlu bir yapıya sahiptir. Evet, zaman bir boyuttur. Bunu ayrı bir yazıyla ele almamız gerektiği için burada keselim.

Buradan şu sonuca ulaşabiliriz: Biz ne kadar uğraşsak da, yeterince uzun bir mesafe söz konusu ise, evrende düz bir çizgi halinde seyahat etmemiz mümkün değil. Olabildiğince düz gitmek için hızınız çok önemlidir. Eğer yeterince hızlı iseniz, Güneş Sistemi içinde gezegenlerin kütle çekim alanlarını yok sayacak biçimde düz doğrultuda gidebilirsiniz. Çünkü gezegenlerin kütleçekimleri uzay-zamanı çok güçlü biçimde eğip bükemez. Hızınızı artırarak düz doğrultuda hareket etmeniz mümkün olur. Ancak, yıldızlar ve galaksiler söz konusu olduğunda hızınızı ne kadar artırırsanız artırın, bu devasa yapıların muazzam kütle çekimlerinden etkilenirsiniz. Dolayısıyla düz değil, eğri bir doğrultu izlemeye başlarsınız.

Yeterince hızlı olmaktan bahsetmiştik. Evrende en hızlı hareket eden şey ışıktır. Işığı oluşturan fotonlar saniyede 300.000 km hızla ilerlerler ve bu sayede düz bir doğrultuda yol alabilirler. Lise fiziği bize bunu söylüyor: Işık, düz bir doğrultuda yol alır. Peki evrensel ölçekler ve kuvvetler söz konusu olduğunda neler oluyor?

fig9-bend-light
Güneş gibi çok büyük kütleli cisimler uzay-zamanı öylesine bükerler ki, ışık bile yanlarından geçerken bu kütle çekimden etkilenir. 

 

Her ne kadar durgun halde bir kütlesi olmasa da, ışığı oluşturan fotonların hareket halindeyken kinetik enerjileri nedeniyle oluşan ölçülebilir çok küçük bir kütlesi vardır. Daha net bir ifadeyle; hareketli her “şey” enerji taşır. Enerji ise madde, o da eşittir kütle demektir. Yani ışık, uzay boşluğunda yol alırken, kütlesi olmayan kütleli bir cisim gibi davranır. Evet, kütlesi olmayan kütleli bir cisim. İşte astrofizik böylesi güzel tanımlamalar yapmaya sizi mecbur bırakan pek şirin bir bilim dalı.

Neyse, bu da her kütle sahibi cisim gibi, ışığın da kütle çekimden etkilenmesine yol açar. Kütle çekim mercek etkisi, çok büyük kütlelerin arkaplanlarından gelip yoluna devam etmek isteyen ışığı kırıp gerçek bir mercek gibi odaklaması sonucu oluşur.

Kütle çekim Mercek etkisi
Galaksi kümeleri ışığı bükerek bir mercek gibi odaklarlar. Bunu yapabilmelerinin nedeni, toplam kütlelerinin çok büyük olmasıdır. Pratik faydası, uzak galaksi kümeleri dev birer uzay teleskobu olarak işlev görmesidir.

 

Evrendeki en büyük kütlesel yapılar galaksilerdir. Galaksiler genellikle 3 ila 10 arası büyük galaksinin bir araya gelmesiyle oluşan küçük kümelerde yer alırlar. Bu küçük galaksi kümeleri diğer küçük galaksi kümeleriyle kütle çekimsel etkileşim halindedirler. Dolayısıyla onlarca, hatta yüzlerce küçük galaksi kümesi geniş ölçeklerde birbirine bağlı “süper küme” dediğimiz oluşumları meydana getirirler. Süper kümeler ise, muazzam kütle çekimleriyle uzay-zamanı başka hiçbir şeyin yapamayacağı kadar güçlü biçimde bükerler.

Uzaktaki bir galaksiden gelen ışık, bir süper kümenin yanından geçerken düz bir yol izleyemez ve kırınıma uğrar. Bunun bize pratik faydası şudur: Bir süper küme, arkasından gelen ışığı dev bir mercek gibi davranarak bize doğru odaklayacaktır. Yani, her süper küme aslında yüz milyonlarca ışık yılı çapında bir mercektir. Bu, insan aklının veya teknolojinin yapabileceğinden çok daha muazzam bir teleskop işlevi görür.

İşte bilim insanlarının “13 milyar yaşında galaksi keşfettik”, “en yaşlı galaksiyi bulduk” gibi zaman zaman yaptığı duyurularda keşfedilen galaksilerin büyük bir çoğunluğu bu kütle çekim mercek etkisi sayesinde oluyor. Bizden onlarca milyar ışık yılı uzaktaki galaksilerin çok soluk ışıkları dev süper kümelerin etkisiyle kırınıma uğrayarak bize odaklanıyor ve dikkatlice baktığımızda bu çok uzak galaksileri “biraz deforme olsalar da” görebiliyoruz.

En üstteki fotoğrafta gördüğünüz ince eğri ipliksi, ışıklı izler, Abell 1689 kümesinden çok daha uzakta, belki de onlarca milyar ışık yılı uzakta yer alan galaksilerin mercek etkisi nedeniyle bize ulaşabilen, deforme olmuş görüntüleridir. Astronomların keşfettiklerini söyledikleri çok uzak gökadaların büyük kısmını bu mercek etkisi olmasaydı, görebilmemiz çok daha zor, hatta imkansız olacaktı.

Zafer Emecan




Güneş Işığı: Milyon Yıllık Bir Yol Hikayesi

Hepimizin bildiği üzere yıldızımız Güneş, yılmadan yorulmadan enerji üreten devasa bir gaz topudur. Yıldızımızın çekirdeğinde ürettiği bu enerji, ısı ve ışık olarak kendini gösterir ve bize fotosferden, yani yüzeyinden itibaren yaklaşık sekiz dakikalık bir zaman diliminde ulaşır.

Bu, matematiksel olarak düşünecek olursak aramızdaki 150 milyon kilometrenin, 300 bin km/sn hızla ne kadar sürede kat edildiğinin cevabıdır. Peki, yıldızımızın çekirdeğinde oluşup yol almaya başlayan ışık fotonlarının bizlere kadar ulaşmaları yalnızca sekiz dakikalık bir zaman diliminde mi gerçekleşiyor?

Kesinlikte böyle değil; çünkü bu yolculuk binlerce, milyonlarca yıllık bir zaman dilimine ihtiyaç duyan ciddi bir süreç.

1794618_559452220867928_4052422482430488481_n
Güneş çekirdeğinde füzyon sonucu üretilen fotonların yüzeye çıkmak için almaları gereken yol çok uzun ve zorludur. 

 

Güneş’in yarı çapının 700 bin km olduğunu düşünürsek, ışığın çekirdekten çıkıp bize ulaşması için fazladan geçmesi gereken yaklaşık 2.5 saniyelik bir süre artışı olmalıdır. Lakin bu pek de öyle görünmüyor. Güneş’in merkezinden çıkan bir fotonun bize ulaşması tamı tamına “10 milyon yıl” kadar sürebilir. Bu ciddi derecede fazla bir miktar. Peki bunun sebebi nedir?

Çekirdekten sonra yer alan “Işıma Bölgesi” dediğimiz katman yaklaşık 300 bin km kalınlığındadır ve sıcaklığı çekirdeğe yakın bölgelerde yedi milyon, yüzeye yakın bölgelerde iki milyon derece arasında değişir. Ayrıca bu bölge çok ciddi bir yoğunluğa sahiptir. Bu sebeple fotonlar bu bölgede düz bir istikamette yol alamazlar ve sürekli (ortalama 1 cm’de bir) yolları üzerinde başka parçacıklar ile çarpışarak zigzaglar çizmek zorunda kalırlar. Bu sebeple de hızları ortalama saniyede 0,1 milimetre kadardır. Oysa ki düz bir istikamette ilerliyor olsalardı çekirdekten fotosfere kadar olan toplam mesafeyi iki saniyede rahatlıkla katedebilirlerdi.

Merkezden çıkan bir foton, yoğun ortamdan dolayı kısa bir süre içerisinde soğurulur. Soğurucu elektron uyartılmış bir erke düzeyinde “saniyenin 100 milyonda biri” kadar bir süre kalır ve fotonu rastgele bir doğrultuda tekrar salar. Hemen sonra foton tekrar soğurulur ve tekrar salınır. Bu işlem foton yüzeye ulaşana kadar yıldızın içerisinde sürekli, aralıksız gerçekleşir durur.

Teninize vurup sizi bronzlaştıran Güneş ışığı, bunu yapabilmek için milyonlarca yıllık bir yolculuk gerçekleştirdi. Tabii siz solaryuma giderek de bronzlaşabilirsiniz. İşte fizik biliminin pratik faydalarından biri…

 

Bunun sonucunda ortam yoğunluğuna bağlı olarak salma-soğurma işlemi sayısı hesaba katıldığında bir fotonun yüzeye ulaşabilmesi için geçmesi gereken süre 30 bin yıldan başlayıp 10 milyon yılı bulabilir.

Esasında buradan önemli bir sonuç çıkıyor: Bu da, yıldızın içerisinde olup bitenleri bu şekilde gözlemleyemeyeceğimiz. Fakat biz çekirdekte olup biten termonükleer füzyon reaksiyonları hakkında oldukça bilgi sahibiyiz. Bu bilgiyi de biricik parçacığımız “nötrino”ya borçluyuz. Nötrinolar maddenin içerisinden etkileşmeden geçtikleri için, bu salma-soğrulma işleminin hiçbirini yaşamaz ve doğrudan bize ulaşırlar. Bu sayede içeride neler olup bittiğini bilebiliyoruz. İleride nötrinolara da ayrıca değineceğiz. (Edit: Değineceğiz demiştik evet, burada değindik…)

Özetle çok basit bir mantık yürütürsek eğer şu anda yüzümüze vuran Güneş Işığı, milyonlarca yaşında ve ilk oluştuğu sırada Dünyamız buzul çağının en yoğun dönemlerini yaşamaktaydı diyebiliriz.

Yazan: Ögetay Kayalı
Geliştiren: Zafer Emecan




Kara Delikler, Ölmüş Yıldızları Yeniden Canlandırabilir!

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

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

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

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

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

 

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

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

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

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

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

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

Çeviri: Burcu Ergül

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




Güneş Fiziği: Güneş Rüzgarları

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

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

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

 

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

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

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

 

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

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

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

 

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

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

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

 

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

Bu sorulardan biri de “Yıldızlarda rüzgarlar eser mi?”

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

gunesruzgari78156

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

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

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

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

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

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

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

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

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

431230_134306023382552_184015284_n

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

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

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

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

Heliosfer

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

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

 

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

Dünya’nın Manyetosferi

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

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

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

 

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

GÜNEŞ RÜZGARLARIYLA OLUŞAN VAN ALLEN RADYASYON KUŞAKLARI:

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

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

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

 

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

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

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

Hazırlayanlar: Süleyman YEŞİL & Merve YORGANCI

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




Yörünge Rezonansı Nedir?

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

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

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

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

Yörünge Rezonansı

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

Peki neden böyle?

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

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

 

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

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

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

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

 

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

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

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

Zafer Emecan

Kapak fotoğrafı; Eylene Pirez




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

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

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

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

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

 

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

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

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

Büyük Birleşim Kuramı
Proton ve nötronun temel yapısı.

 

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

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

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

 

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

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

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

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

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

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

Şimdi geldik yük kavramını D-zarlarla açıklamaya…

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

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

 

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

İki elektronun etkileşimlerine bakalım:

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

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

Proton-elektron etkileşiminin Feynman diyagramı.

 

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

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

Eyüp Gürses

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




Belirsizlik Ve Kuantum Dalgalanmaları

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

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

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

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

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

 

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

Dalgalanmaların Doğası ve Belirsizlik

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

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

 

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

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

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

Kuantum

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

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

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

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

Screen shot 2015-04-10 at 13.27.49

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

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

Evren Nedensel mi, Belirsiz mi? 

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

SGZ0Omh

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

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

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

 

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

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

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

Emre Oral




Kuantum Tünelleme

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

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

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

Zamandan bağımsız küresel Schrödinger denklemi şu şekilde karşımıza çıkıyor.

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

 

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

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

1. Bölge

KT2

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

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

KT3

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

EffetTunnel

Alperen Erol




Evrenin Sonu Nasıl Gelecek?

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

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

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

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

Büyük Çöküş

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

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

Büyük Saçılma Vasıtasıyla Isıl Ölüm

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

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

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

Büyük Yırtılma

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

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

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

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

Evrenin Sonu

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

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

Eyüp Gürses

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




Fizik Okuyanlar İçin Kitap Önerileri

Fizik, tahmin edilebilenden çok daha geniş ve çok kompleks bir alandır ve bu kompleksliği en iyi anlamanın yolu sadece çalışmaktır.

Ama çalışmak demek 10 saat oturup bir kitabı okumak değil, ilk önce adamakıllı bir kitap bulup her ince ayrıntısını anlayarak belki günlerce uykusuz kalıp yemek yemeyi unutarak, bu rutinin güzelliğine kapılabilmektir Tabii yemek yeseniz ve biraz uyusanız daha iyi olur her açıdan.

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

1) Linear algebra (lineer cebir)

Sheldon Axler-Linear Algebra Done Right

Seymour Lipschutz-Theory and problems of linear algebra

2) Calculus-1-2-3

James StewarT-Calculus

Thomas Finney-Calculus

3) Differential equations (Diferansiyel Denklemler)

Morris Tenenbaum, Harry Pollard-Ordinary Differential Equations

Walter Strauss-Partial Differential Equations

4) Optics-Optik

Eugene Hecht-Optics

 

5) Mechanics-Mekanik (Fizik-1)

Halliday, Resnick-Fundamentals of Physics

Feynman Lectures

6) Advanced Mechanics-(Üst Düzey Fizik)

Herbert Goldstein-Classical Mechanics

7) Electromagnetism (Elektromanyetizma)

Halliday-Fundamentals of Physics

8) Quantum mechanics (Kuantum Mekaniği)

David Griffith-Introduction to Quantum Mechanics

J.J.Sakurai-Modern Quantum Mechanics

9) Electrodynamics (Elektrodinamik)

David Griffith-Introduction to Electrodynamics

10) Quantum Electrodynamics (Kuantum Elektrodinamiği)

Richard Feynman-Quantum Electrodynamics

Walter Greiner-Quantum Electrodynamics

11) Thermodynamics (Termodinamik)

Piero-Olla-Introduction to Thermodynamics and Statistical Physics

P. K. Nag-Engineering Thermodynamics

12) Statistical Physics (İstatistiksel Fizik)

Keith Stowe-An Introduction to Thermodynamics and Statistical Mechanics

Kerson Huang-Statistical Mechanics

13) Quantum Field Theory (Kuantum Alan Teorisi)

Stephen Blundell-Quantum Field Theory For The Gifted Amateur

Michael Peskin-An Introduction to Quantum Field Theory

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

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

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

Eyüp Gürses




Takyonlar Hakkında Kısa Bir Test!

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

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

1) Takyonların durağan kütlesi hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Takyonların durağan kütlesi pozitiftir

b) Takyonların durağan kütlesi negatiftir

c) Takyonların durağan kütlesi sıfırdır

d) Takyonların durağan kütlesi sanaldır

2) Takyonların hızı hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Işık hızından yavaş hareket ederler

b) Işık hızında hareket ederler

c) Işık hızından bazen hızlı hareket ederler

d) En düşük hızları ışık hızından daha hızlıdır

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

a) Relativistik kütleleri pozitiftir

b) Relativistik kütleleri negatiftir

c) Relativistik kütleleri pozitif veya negatiftir

d) Relativistik kütleleri sıfırdır

4) Takyonların enerjisi hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Sanal enerjileri vardır

b) Pozitif veya negatif enerjileri vardır

b) Negatif sanal enerjileri vardır

c) Pozitif sanal enerjileri vardır

5) Takyonların durağan uzunluğu hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Sanal durağan uzunluğu vardır

b) Sonsuz durağan uzunluğu vardır

c) Pozitif gerçek durağan uzunluğu vardır

d) Durağan uzunlukları sıfırdır

6) Takyonların durağan yaşam süresi hakkında aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Sonsuz durağan yaşam süresi vardır

b) Sanal durağan yaşam süresi vardır

c) Durağan yaşam süresi sıfırdır

d) Durağan yaşam süresi negatiftir

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

a) Momentumu sıfırdır

b) Enerjisi sıfır ama momentumu vardır

c) Momentumu yok ama enerjisi vardır

d) Momentumu ve enerjisi sıfırdır

8) Aşağıdakilerden hangisi doğrudur?

a) Takyonlara pozitif enerji eklendikçe hızları artar

b) Negatif enerjiyi azaltmak takyonların hızını azaltır

c) Pozitif enerji çıkarmak takyonların hızını artırır

d) Enerji eklemek veya çıkarmak takyonların hızını etkilemez

.

.

.

.

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

Hazırlayan: Eyüp Gürses




Titius-Bode Yasası Doğru Mu, Yoksa Rastlantı Mı?

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

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

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

Modeli matematiksel olarak basit biçimde ifade etmeye çalışalım.

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

Gezegenler
0 3 6 12 24 48 96 192

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

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

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

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

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

 

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

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

Ta ki, 1846 yılında Neptün keşfedilene kadar

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

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

 

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

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

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

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

 

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

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

Zafer Emecan




Açık Yıldız Kümesi Nedir?

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

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

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

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

 

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

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

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

 

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

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

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

 

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

Yıldız Evriminde Açık Kümelerin Rolü

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

M67 ve NGC 188 için HR Diyagramı

 

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

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

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

Açık Kümelerin Uzaklıklarının Belirlenmesi

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

Açık Kümelerin Listesi

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

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

 

Ögetay Kayalı

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

4. List of Open Clusters – Wikipedia