Genişleyen Evren Ve Düşündürdükleri

Çocukluğunuzu hatırlar mısınız? Ve elbette kurduğunuz düşleri, bitmek bilmeyen sorularınızı da. Var olan her şeyi çocukluğumuzla ve çocuk kalmış büyük insanların merakıyla sorguladık. Bu meraklı zihinlere çok şey borçluyuz.

İşte o büyük insanlardan biri; Edwin Hubble, 1929 senesinde uzak galaksilerden gelen ışığı incelerken beklenmedik bir veri elde etti. Tayf çizgilerinde nispi kırmızıya kayma gözlemlemişti Hubble. Bu kozmik kırmızıya kayma (red shift) kabaca bizlere galaksilerin birbirlerinden uzaklaştığını anlatıyordu. Bu veriden yola çıkarak ‘’Evren Genişliyor’’ sonucuna varıldı.

Bunu öğrendiğimizde büyük patlama teorisi‘ne inanmak içinde en önemli gerekçelerimizden birini edindik. Artık bir patlamayla oluşmuş ve genişleyerek atomlardan galaksilere kadar her şeyi oluşturmuş bir evren modeli daha mantıklı bir hal aldı.

sudalgalari87

Genişleyen bir sistemi geriye sararsak giderek küçülür ve nihayet başlangıç noktasına ulaşırız, patlamaya! Bunu durgun bir suda oluşan dairesel su dalgalarına benzetebiliriz. Çocukken suya attığınız taşın oluşturduğu sıçramayı patlama anına, sürekli genişleyen su dalgalarını da sonraki sürece, evrenin evrimine benzetebiliriz. Evren oluşurken, su dalgaları gibi önceden var olan bir yüzeye veya herhangi bir varlığa ihtiyaç duymadı. Suya attığımız taş ile süreci başlattık. Zamanı, ilk yapıtaşlarını, gördüğümüz, keşfettiklerimiz ve halen karanlıkta olan diğer her şey bu ilk andan itibaren hayat buldu. Genişleme bizi bugünkü evrene taşıdı.

Aslında genişleyen evreni önceden öngören biri daha vardı. Einstein’ın Genel Görelilik Kuramı statik bir sisteme bir başkaldırı olsa da yeterince cesur olamamıştı. Einstein, Newton gibi evrenin statik olması gerektiğini düşündü. Hatayı kendi kuramında buldu ve ünlü kozmik sabiti ekledi. Ne var ki Hubble bize gözlemsel kanıtlar sunmuştu. Üstelik bu veriler evrenin genişlemekle kalmadığını, genişleme hızının da arttığını öğretti.

Bir patlamayı düşünün ya da suya attığınız taşı, her iki durumda da etkinin giderek azalacağını düşünürsünüz. Zaten fizikte kütle çekim gibi kuvvetlerden dolayı etkinin azalacağını, genişlemenin yavaşlayacağını söyler. Zamanla hızın düşeceği evrenin durup kendi içine doğru daralıp çökeceğini düşünmüştük.

Büyük Patlama Genişleyen Evren

Genişleyen evrende, galaksi kümeleri birbirinden uzaklaşırken aslında hareket etmezler. Bir balonun üzerindeki sabit noktalar nasıl balon şiştikçe birbirinden uzaklaşırsa (ve hareket etmiyorlarsa), galaksi kümeleri de aynı biçimde evren dokusu genişledikçe hareket etmelerine gerek kalmadan birbirlerinden uzaklaşırlar.

Bu yeni bilgilerle beraber evrenin gelecekte kendi içine çökeceğini düşünen Big Crunch (Büyük çökme) teorisi kan kaybetmişti. Öte yandan artan hızla genişleyen bir evren yepyeni sorular, sorunlar doğurdu. Bu yeni sayılacak karanlık meselemize şimdilik aydınlatılamamış bir çözüm bulduk: Karanlık enerji.

Peki, nedir bu kara enerji? Kısa ve öz bir tabirle evreni sürekli genişleten ve galaksileri birbirinden uzaklaştıran itici bir güç. Alan Guth Kara Enerji’den ilk bahseden kişidir ve ani genişlemeden bu enerjiyi sorumlu tutmuştur. Madde ve hatta ışık ile etkileşime girmeyen bu enerji için karanlık kelimesi gayet niteleyici olsa gerek. Karanlık enerjiden bahsetmişken Karanlık maddeden bahsetmeden geçemeyiz.

Bugün yaklaşık olarak evrenin %72’si kara enerji, %23 karanlık madde ve %5 civarında ise bildiğimiz anlamda atomlardan meydana geldiği düşünülüyor. Tüm evren algımız, bilgimiz ve tecrübemiz %5 demek aslında. O yüzden bu iki kavramı anlamak evrenin tamamını anlamak ve temel sorularımıza cevap verebilmek açısından hayati öneme sahip.

evren

Evrenin içeriği, oluşum yüzdeleri…

Kara maddenin de kara enerji gibi benzer bir kimliği, benzer bir hikayesi var. Işık ve diğer elektromanyetik dalgalarla etkileşime girmediğinden varlığını diğer maddeler üzerindeki kütle çekimsel etkisinden tanıyabildiğimiz kara madde, ilk defa 1932-1933 yıllarında Jan Hedrik Oort ve Fritz Zwicky tarafından dillendirildi. Fakat Zwicky’nin dikkate alınması için 40 yıl geçmesi gerekti. Ne var ki 1970 yılında Washington Carnege Enstitüsü’nden ciddi bir kanıt geldi.

Vera Rubin ve arkadaşları, Samanyolu gökadasında olduğu gibi sarmal bir gökadanın kütlesi, galaktik maddenin görünen durumuna göre dağılmışsa dönme eğrisi hızlarının azalması gerektiğini gösterir. Merkezden dışa doğru yıldızların hızlarında bir düşüş olmalıydı bir başka deyişle. Çünkü galaksiyi oluşturan kütlenin büyük bir kısmı merkezdeki diskte toplandığından çekim zayıf kalacaktır.

Fakat Samanyolu, Andromeda ya da başka gökadalarda beklenen hız düşmesi gözlenmiyordu. Vera Rubin eğrisinde diskteki yıldızların hızı azalmıyor, sabit devam ediyordu. Burada göremediğimiz, ışık yaymayan bir şeyler mi vardı? Eğer disk kısmındaki yıldızların hızı azalmıyorsa göründüğünün aksine galaksinin kütlece çoğunluğu merkezde toplanmamış ve kütle tüm galaksi boyunca homojen dağılmıştır.

karanlikmadde457541

Sıradan bir sarmal gökada eğrisi incelendiğinde A yolunu izleyen bir grafik elde edilmesi beklenirken B ‘de ki gibi düz bir görünüm oluşması ancak Kara Madde varlığı ile açılanabilir.

Bu da diskte önemli bir oranda kütlenin olması ile mümkün olabilirdi. Belki de galaksinin çevresinde göremediğimiz, genel algılarımızın ötesinde epey kütle vardı. Karanlıkta kalmış, ışığın gün yüzüne çıkaramadığı bir kütle. Rubin de, Zwicky ile aynı bilimsel kaderi yaşadı. Uzun süre hiçbir ciddi yayın organı bu çalışmalara yer vermedi.

Newton kanunlarının makro ölçekteki bazı pürüzleri, Einstein’ın kuramları, Hubble’ın gözlemleri ve diğerlerinin çalışmaları bizleri durağan olmayan bir evren modeline, genişleyen evren fikri de kara madde- kara enerjiye taşıdı. Bu iki gizem şimdilerde de bir gizem olma özelliğini sürdürüyor ve yeni cesur fikirlerle tamamen aydınlanmayı bekliyor.

Genişleyen evren fikri bilim çevrelerince geniş kabul görse de farklı düşünceler de yok değil . Bilbao Üniversitesi’nden Jose Senovilla ve arkadaşları evrenin artan bir hızla genişlemediğini, bunun bir algı hatası olduğunu düşünüyor. Bu yeni çalışmaya göre uzay hızla genişlemiyor, zaman yavaşlıyor. Yani Prof. Senovila genişleyen bir evrene değil; evrenin artan hızla genişlemesine karşı. Zamanın yavaşlaması ve durumun açılanması şöyle anlatılıyor:

Zaman

Zaman; gözlemcinin konumuna, hızına veya maruz kaldığı kütle çekime göre farklı düzeylerde akar. Bunu bize öğretip ufkumuzu genişlettiği için, Einstein’a teşekkür etmeliyiz.

Pilleri bitmek üzere olan bir saatiniz olsun. Piller tamamen doluyken şimdikine göre zaman daha kısa olacak, dakikalar daha hızlı akacaktır. Piller tamamen doluyken 60 dakikalık bir filmi şimdi bir kez daha izlediğinizi varsayalım. Eğer saatinizin pillerinin bitmek üzere olduğunun farkında değilseniz bu kez film bittiğinde saatinize bakarsanız filmin hızlandığını düşüneceksiniz. Çünkü bu kez film 60 dakikadan daha az sürdüğünü düşüneceksiniz. (örneğin saatinize göre 50 dakika geçtiğini fark edip 10 dakikalık bir kısalma olduğunu sanabilirsiniz.) Ancak değişen filmin süresi değil dakikaların kendisi. Kendi ifadesiyle ‘’zamanın zamanı azalıyor.’’

Tabi bu düşünceye göre kara madde ve kara enerjinin varlığı anlamsızlaşıyor. Kara maddenin varlığını güçlendiren ya da aksini söyleyen yeni bulgulara ihtiyacımız var. Jose Senovilla’nın çalışmalarının ciddiye alınması gerektiğini düşünüyorum. Geçen yıl kendisiyle e-posta üzerinden konuşma fırsatı buldum. Görüşü ele alınmaya değer, çünkü bilim her zaman beklentilerin dışındaki fikirlere ve bulgulara açıktır.

Bir dönem evrenin merkezinde olduğumuzu düşünüyorduk. Şimdi bizim sisteme benzeyen milyarlarca galaksi ve yıldız sisteminin varlığını biliyoruz ve onları inceliyoruz. Zaman ilerledikçe merakımız ve hayal gücümüz bu sorunumuzu da çözüme kavuşturacaktır. Tabi, çözümler üretir üretmez yeni sorular edineceğiz her zamanki gibi. Ve yine yeni sorular için hayal-merak ve hakikat döngüsü devam edecektir.

Kim bilir, belki gelecekte kara madde ve kara enerji fikri, hatta büyük patlama teorisi bir efsane olarak zihinlerde kalacak. Belki üzerine yenilerini ekleyerek ilerleyeceğiz. Tek kesinlik şu ki, her zaman emin olamadığımız ve uykularımızı kaçıran sorularımız olacak. Yeni soru işaretleri için; yeni küçük kalmış büyük insanlara, onların hayallerine, merakına ve de çalışmalarına ihtiyacımız olacak.

Halil Bağış

Kaynaklar

http://gokbilim.com/dergi/zamanin-zamani-azaliyor-mu

Hawking, S. (2013).Zamanın Kısa Tarihi, İstanbul Alfa yayınları

Vikipedi




Kuantum Harmonik Salıngacı

Eskiler hatırlar belki, büyüklerimizin evine gittiğimizde koca bir duvar saati bizi karşılamıştır. Bu duvar saatinin içindeki sarkaç saati saat yapan elemanın kendisidir. Konumuz saatlerin nasıl çalıştığı değil elbette ama, kuantum sarkaçlarını anlamada bize yardımcı olabilir mi?

Kuantum sarkacına giriş yapmadan önce, klasik sarkaçları anlamak yararımıza olacaktır. Enerji korunumu yasasına göre sürtünmeyi ihmal ettiğimizde karşımıza şöyle bir tablo çıkıyor.

Eğer sistem ilk başta sabitse, biriktirilen yay enerjisi kinetik enerjiye dönüşecektir; çocukken oynadığımız arabalar gibi. Burada cismin hızı ve konumu herhangi bir zaman evresinde biliniyor olup, nerede ne zaman hangi hızda hareket edeceği Newton’un ikinci yasasından türeyen aşağıdaki denklem ile bulunabilir.

Cismin hızı yukardaki denklemin türevi alınarak bulunabilir. Yani demek istediğim klasik mekanikte cismin hızı ve konumu belirlenebilir. Kuantum mekaniklerine gelince işler biraz daha karmaşık hale gelmektedir.

Matematiğin branşlarından biri olan lineer cebir, kuantum sistemlerini tanımlamak için güçlü bir araçtır. Kuantum mekaniğinde ‘gözlemlenebilir’ olarak adlandırılan fiziki değerleri temsil eden operatörler vardır. Eğer bu oparatörler kuantum sistemimizi tanımlayan dalga fonksiyonuna ölçüm yapmak için etki ederlerse, karşımıza kararlı olmayan ancak istatiksel olarak tanımlanabilecek değerler ortaya çıkar. Belirsizlik  ilkesinin temel dayanağı da buradan gelmektedir.

A ve B olmak üzere 2 tane oparatör alalım. Eğer AB ve BA operasyonu birbirine eşit değilse bu oparatörler birbiriyle değiş tokuş yapmıyor demektir. Yani operasyonun sırası sonucu değiştirmektedir. Kuantum sistemlerinde bu oparötörler birbirine eşit değildir. Eğer A ve B yi konum ve momentum operatörleri olarak alırsak karşımıza şu sonuç çıkar.

i karmaşık sayıyı  ise, indirgenmiş Planck sabitini ifade eder. Yukarıdaki sonuç aslında çok önemlidir. Bize kuantum sistemimizin kararsız olduğu hakkında ipucu verir. Dolaysıyla istatiksel olarak analiz yapılması gerekir. Yukarıdaki oparatörleri dalga fonksiyonu üzerinde istatiksel işlemlere tuttuğumuzda o meşhur belirsizlik prensibi ortaya çıkar.

Dolaysıyla bir kuantum sisteminde konum ve momentumdaki belirsizlik her zaman sıfırdan büyüktür.

Kuantum salıngaçımıza geri gelecek olursak; yukardaki oparatörleri dalga fonksiyonumuza uyguladığımızda sistemimizdeki kuantize enerji düzeyleri şu şekilde ifade edilebilir.

Kuantum

Eğer sistemimizin en düşük enerji düzeyini bulmak istiyorsak, n yerine 0 koymak ile bu ifadenin yukardaki ifadeye benzer olduğunu göreceksiniz. Dikkat ederseniz klasik sistemde en düşük enerji düzeyi 0’dır. Yani cisim sabit konumdayken momentumu da sıfırdır. Kuantum sarkacında böyle birşeyden söz etmek mümkün değildir. Cisim en düşük enerji seviyesinde olsa da momentumuna dair belirsizlik vardır.

Alperen Erol

Kapak görseli telif: Robert Gonsalves




Güneş’in Bugünü ve Yarını

Güneş; dengeli olarak niteleyebileceğiz aşamada, gençlik günlerini yaşayan bir yıldızdır. Gökbilimciler yıldızların bu dengeli ve sağlıklı ömür bölümünü “anakol evresi” olarak nitelerler. Bu süreç içerisinde yıldız, çekirdeğindeki çok yoğun maddenin büyük bir kısmını oluşturan hidrojeni helyuma çevirerek enerji üretir.

Ancak, bir süre sonra yıldızın çekirdeğinde helyuma dönüştürecek miktarda hidrojen kalmaz. Çekirdeğin çevresi, yıldızın ömrü boyunca ürettip biriktirdiği Helyum’la kaplanmıştır artık. Bu hidrojen kıtlığının ne zaman gerçekleşeceği yıldızın kütlesinin büyüklüğüne, daha başka bir deyimle ne kadar ağır olduğuna bağlıdır. Güneş benzeri bir yıldızda hidrojenin yanma süresi yaklaşık 10 milyar yıl kadar sürer.

Hidrojen bitince yıldızın çekirdeğinde enerji üretimi durur. Duran enerji üretimi, yıldızı doğduğu günden beri içe doğru çökmeye zorlayan, ancak üretilen enerjinin dışa doğru baskısına yenik düşen kütleçekim gücünün hakimiyeti ele geçirmesine neden olur: Yıldızın çekirdek bölgesi içe doğru çökmeye, küçülmeye ve sıkışmaya başlar.

Not: Kütleçekim ve yıldızın ürettiği enerji arasında yaşanan savaşa “hidrostatik denge” adı verilir. Yukarıdaki yıldızın içe çökmesine neden olan mekanizmayı anlayabilmek için şu iki yazımızı (Bkz: virial kuramı), (bkz: jeans kriterleri) okuyabilirsiniz.

Güneş

Enerji üretemediği için çökmeye engelleyemeyen çekirdek bir süre sonra o kadar sıkışır ve sürtünmeden dolayı o kadar ısınır ki, 100 milyon dereceye ulaşmış olan çekirdeği çevreleyen helyum kabuk, tıpkı hidrojenin bir zamanlar yaptığı gibi enerji üretmeye başlar. Artık helyum atomları birleşerek Karbon oluşturuyordur. Bu sırada çökme süreci devam ederken ısınan yıldızın dış katmanları da genişlemeye, yıldız daha az yoğun ama daha büyük bir hale gelmeye başlamıştır. Bu yetmezmiş gibi, çekirdekteki helyum reaksiyonu, dış katmanların daha da ısınıp çok daha fazla genleşmesine neden olur.

Artık ömrünün güzel günlerini geride bırakan yıldızımız eski boyutlarından neredeyse 100 kat daha büyüktür. Helyum reaksiyonunun ürettiği büyük miktarda enerjiyle çevresine gençlik günlerinde olduğundan çok daha fazla ısı yaymasına karşın, yüzey sıcaklığı çok geniş yüzey alanı nedeniyle gençlik günlerinin yarısına kadar düşmüştür. Bu da yıldızın artık daha kırmızı görünmesine neden olur. Sonrası ise bildik hikaye; helyumun yanması biter, karbon yakılmaya başlar, o biter oksijen yakılır; sırayla neon, silikon, kükürt vs diye sürer gider bu süreç. Ancak, Güneş’in kütlesi helyum ve karbondan sonra nükleer reaksiyonları sürdürecek kadar büyük değildir. Karbon süreci sonunda büyük ihtimalle dağılıp bir gezegenimsi bulutsu gösterisiyle, ömrünü beyaz bir cüce olarak tamamlayacak.

Not: Yukarıda anlattığımız sürecin çok daha detaylı anlatımı için şu makalemizi okuyabilirsiniz. Bu süreç içerisinde yaşanacakların bizi ve Güneş’i ilgilendiren kısmı için ise şu makalemizi okumanız faydalı olacaktır. 

Üstteki görselde, Güneş’in şu anki halini ve yaklaşık 5 milyar yıl sonra dönüşeceği kırmızı dev evresindeki iç yapısını görüyorsunuz. Sağ alttaki kutuda yer alan boyut kıyaslaması, yıldızımızın ne kadar büyüyeceği ve nasıl bir şeye dönüşeceği hakkında sanırım biraz daha net fikir verebilir sizlere.

Zafer Emecan




Zaman ve Zamanın Oku

Birçok kişiye çok sıradan gelebilir hatta çoğumuz fark etmemiş olabiliriz bile, zaman şu ana kadar tam olarak anlaşılamamış ancak, hayatımıza çok fazla dahil olmuş bir kavramdır. Her gün zamanın içinde (bir nevi) hareket ederiz. Biriyle buluşacaksak sadece 4 bileşen yeterlidir buluşmayı tam olarak ayarlamak için.

x, y, z koordinatlarını kız arkadaşınıza verseniz bile, aylar öncesinden yer ayırttığınız güzel ve bir o kadar da pahalı mekanda buluşmak için bu bilgi kız arkadaşınıza yeterli gelmeyecektir. Çünkü t koordinatını yani zamanı söylemediğiniz için, sizi orada söylediğiniz andan ömrünün sonuna kadar beklemek zorunda kalabilir ki, bu da hiç hoş olmaz.

Einstein’den önce uzay ve zaman birbirlerinden tamamen farklı yapılar olarak görülüyordu. Ancak Einstein bunun böyle olmadığını uzay ve zamanın iç içe geçmiş olduğunu söyleyip, uzay-zaman olarak tanımlamıştır. Önceki yazılarımızı okuduysanız, bunu nereden bildiğimizi biliyor olmalısınız. O halde gelelim zamanın oku kavramına.

Zaman

Herkesin çok normal olarak karşıladığı olay, geçmişin geleceği etkilemesi ve her tik tak’ta geleceğe doğru ilerlememiz. Ki bunun fiziksel olarak bir nedeni yoktur; fizik kanunları aynı şekilde tersinebilirdir de. Yani zamanın yönünü değiştirdiğinizde de fizik doğru bir şekilde işler ama, neden zaman tek yönde ilerliyor? İşte bu soru, doğru sorudur. Zaten doğru cevaba ulaşmak için ilk önce doğru soruyu sormak lazım.

Zamanın oku kavramı Arthur Eddington tarafından ortaya atılmıştır ki, kendisi zamanında onunla ropörtaj yapmak isteyen birinin “bu dünyada Einstein’ın izafiyet teorisini anlayan 3 insandan birisisiniz” şeklinde devam eden soru cümlesine, “peki üçüncü kişi kimmiş?” diye cevap veren bir bilim insanıdır.

Zamanın oku kavramının entropi ile çok derinlemesine bir bağlantısı vardır. Şöyle hayal edelim elinizdeki yumurtayı yere düşürürseniz yumurtanın kabuğu kırılır paramparça olmuş bir şekilde içi etrafa dağılır. Ne kadar dağınık değil mi? Evet işte entropi de bunu söylüyor bir şey düzenden düzensizliğe veya az düzenli bir halden daha düzensiz bir hale gitme eğilimindedir.

Yumurta elinizdeyken bir bütün halindedir ve kabuğun içi bir nevi düşük entropili durumdadır. Sonraki haline göre ve kabuk içinde belli bir düzen içindedir ancak, yere çarpıp kırıldıktan sonra bütün parçalar başka yönlere saçılmış ve yumurtanın akıyla birlikte sarısı daha bir düzensiz bir hale gelmiştir. Bunu aşağıdaki görselde çok daha net bir şekilde görebilirsiniz.

Entropi

Peki zamanın okunun entropiyle ne alakası var?

Çünkü zamanın ileri gittiği bir evrende entropi daima artar yani düzenden düzensizliğe geçiş bize zamanın doğası hakkında güzel bir fikir verir.

Eğer yere çarpmış bir yumurtanın her bir atomuna çarptığı yönün aksine ve ters ama aynı büyüklükte bir kuvvet uygularsak, bu sefer düzensizlikten düzen yaratmış olacağız ve yumurta yerdeki o dağılmış konumundan ilk önceki bütün konumuna gelecektir. Yani düşük entropi düzeyine. Burada bir şey fark etmiş olmalısınız: Bütün atomlara zıt yönde ve aynı büyüklükte bir kuvvet uygularsanız zaman sanki geri akıyormuş gibi gelecek, yani zamanın oku geçmişi gösterecek.

Kısacası entropi, düşük entropi düzeyinden yani düzenden yüksek entropi düzeyine yani düzensizliğe gidiyorsa, zaman ileri akıyordur. Eğer entropi, yüksek entropi düzeyinden düşük entropi düzeyine doğru gidiyorsa (yani düzene doğru), zaman geri akıyormuş izlenimi verir. Gerçekten de fiziksel olarak eğer bütün prosesi bu şekilde düzene doğru daha düzenli hale hale çevirecek gücünüz olursa, zamanın oku geçmişi göstermeye ve siz de neden zaman ileriye akmıyor demeye başlarsınız. Ancak belki de, buna göre beyniniz farklı şekillenmişse, bunun farkına bile varmazsınız.

Eyüp Gürses




Büyük Patlama (Big-Bang) Teorisi

Büyük patlama teorisi, yaklaşık 13.8 milyar yıl önce evrenin tek ve belirsiz bir hacme sahip bir noktadan (tekillikten) hızla genişleyerek bugünkü halini aldığını söyler.

İlk andan itibaren evren bu tekil yoğunluktan genişlemeye başlamış, hızla devam eden genişme sürecinde zamanla atom çekirdeklerinin (hidrojen, helyum ve çok az lityum) oluşabileceği kadar düşük yoğunluk ve sıcaklığa ulaşmış, yeterince genişledikten sonra ise bu hidrojen ve helyum gazlarının kütleçekimsel etkilerle kendi üzerlerine çökmeye başlaması sonucu ilk yıldızlar ve galaksiler oluşmuştur.

Büyük Patlama Teorisi, ilk oluşan galaksilerin içerdiği yıldızların ağır elementlerce (astronomlar için, hidrojen ve helyum dışındaki her element ağırdır, metaldir) fakir olduğunu, bugün bildiğimiz oksijen, silisyum, karbon gibi elementlerin bu yıldızların patlamaları sonrasında ortaya saçıldığını anlatır. Buna göre, ilk yıldızlar büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluşuyordu ve ağır elementler içermiyorlardı.

Büyük Patlama doppler

Bir ışık kaynağı, yakınlaştıkça “ışığın dalga yapısı” sıkışacağı için rengi maviye doğru kayar. Aynı biçimde uzaklaşırken dalga boyu genişler ve rengi kırmızıya doğru evrilir. Buna “doppler etkisi” adı verilir. 

Aradan geçen milyarlarca yıl içinde bu ilk (ve büyük kütleli) yıldızlar patlayarak çekirdeklerinde oluşan karbon, oksijen, azot, silisyum ve demir gibi bugün periyodik tabloda gördüğümüz ağır elementleri uzay boşluğuna saçtı (Bu ilk kuşak yıldızlarla ilgili şu yazımızı okuyarak bilgi alabilirsiniz). Sonraki kuşak yıldızlar, yıldızlararası boşluğa saçılan bu ağır elementleri de içerdiği için kayalık yüzeye sahip ve yaşamı destekleyebilecek gezegenler de içeren yıldızların oluşması mümkün oldu.

Peki bu kanıya, yani “evrenin genişlediği” fikrine nereden vardık?

Uzak galaksi kümelerinden gelen ışığın “kırmızıya kayma”sının, “doppler etkisi” nedeniyle gerçekleştiği varsayımına dayanılarak bunları söylüyoruz. Doppler etkisi, ışığın veya sesin, yani bir “dalga”nın uzaklaştıkça dalga boyunun büyümesi, yakınlaştıkça küçülmesidir. Şöyle ki, bir ışık kaynağı sizden uzaklaşıyorsa, ışığın giderek kırmızılaştığını, yaklaşıyorsa mavileştiğini görürsünüz. Tıpkı sesin uzaklaştıkça “pes”leşmesi, yakınlaştıkça “tiz”leşmesi gibi.

Bu da şu demek oluyor; uzak galaksi kümelerinin ışıkları hafifçe kırmızıya doğru kayıyorsa, bizden uzaklaşıyor olmalılar. Eğer gökyüzünün her yanındaki uzak galaksi kümeleri bizden uzaklaşıyorsa, aslında evrenin genişlediğini düşünebiliriz.

Aslında evrenin genişlediği fikri henüz yokken; 1920’li yıllarda, Georges Lemaître ve Alexander Friedmann gibi bilim insanları bu teoriyi ilk kez ortaya atmışlardı. Ardından Edwin Hubble, kırmızıya kaymayı gözlemsel olarak ortaya koyunca; evrenin genişlemesinin her zaman geçerli olduğu düşüncesiyle, genişleme geriye, geçmiş zamana doğru sarılarak; “madem genişliyor, çok eskiden tüm evren tek bir noktada yoğunlaşmış olmalı” denilerek big-bang teorisi bilim çevrelerinde yaygınlaşmaya başlamıştır.

8x10.ai

Hubble Uzay Teleskobu tarafından görüntülenmiş olan ve çok yüksek kırmızıya kayma gösteren galaksiler. Bir galaksi, bizden ne kadar uzakta ise, evrenin genişmesi nedeniyle o kadar hızlı uzaklaşır ve aynı oranda yüksek kırmızıya kayma gösterir.

Başlangıçta bilim insanlarının çoğunun pek sıcak bakmadığı büyük patlama teorisi, George Gamow gibi bilim insanlarınca zaman içinde geliştirildi. Einstein’ın görelilik teorisinin de yardımıyla uygun hesaplar yapılarak genişleme olgusunu açıklayabilecek matematiksel çalışmalar ortaya konuldu ve böylelikle 1965’li yıllardan sonra bilim insanlarınca yaygın olarak kabul edilen bir teori haline geldi.

Büyük patlamanın kanıtları nelerdir?

Her önemli ve geçerli teoride olduğu gibi, büyük patlama teorisi de kendisini doğrulayacak kanıt öngörülerinde bulunur. Örneğin, teoriye göre evrenin çok uzak köşelerindeki galaksilere baktığımızda onların ışıkları bize çok geç ulaştığı için milyarlarca yıl önceki gençlik hallerini görmeliyiz. Ki zaten, ışık hızı sınırlı olduğu için gençlik hallerini görürüz. Yazının başında belirttiğimiz gibi, evrenin ilk oluşum aşamalarında hidrojen ve helyum haricindeki ağır elementler evrende az bulunuyordu. Büyük patlama teorisi der ki; “gözlemlediğimiz bu çok uzak galaksilerin ışık tayfını incelersek, ağır elementlerin yakınımızdaki galaksilere oranla daha az oranda olduğunu bulmamız gerekir”.

Ve gerçekten de, bilim insanları uzak galaksi kümelerinden gelen ışığı analiz ettiklerinde ağır elementlerin çok az miktarda bulunduğunu gördüler. Bugün teleskoplarımızla çok uzak galaksi kümelerinin ışığını incelediğimizde, -bazı istisnalar haricinde- bu galaksilerdeki yıldızların ağır element bakımından oldukça fakir olduğunu gözlemliyoruz.

Mikrodalga Arkaplan Işıması

Mikrodalga arkaplan ışımasının tüm evrene nasıl dağıldığını gösteren harita.

Yine teoriye göre; evrenin tekil bir noktadan genişlemeye başladıktan sonraki ilk 380 bin yıl boyunca ışık yayılamaz. Çünkü, evren bu süre boyunca ışığın içinde yayılamayacağı kadar yoğundur. Evren 380 bin yaşına girdiğinde ise, yoğunluk ışığın yayılabilece kadar düşer ve ışık aniden tüm evrene yayılır. Bu durum için büyük patlama teorisi bize şunu söyler: “eğer öyleyse, o aniden yayılan ışınımın dalga boyu şu anda 1.9 mm, yani 2.7 kelvinlik bir kara cisim ışıması şeklindedir ve evrende nereye bakarsak bakalım görünebiliyor olmalı”.

Yine evet, gerçekten de bu öngörü doğru çıktı. Bilim insanları Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson, “Kozmik Mikrodalga Arkaplan Işıması” adı verilen bu 2.7 kelvinlik ışımayı evrenin her yanında gözlemlediler. Bugün, uzaya gönderdiğimiz gözlem uyduları sayesinde arkaplan ışımasını çok detaylı biçimde haritalandırmayı başarmış durumdayız.

Büyük patlama teorisini destekleyen bu saydıklarımız haricinde başka birçok kanıt var olduğu gibi, karanlık enerji benzeri açıklamakta güçlük çektiği konular da vardır. Zaten bu nedenle ilk ortaya atıldığında dönemin çok sayıda ünlü ve başarılı fizikçisi tarafından reddedilmiştir. Bununla beraber, plazma evren modeli gibi diğer görüşlere göre daha sağlam kanıt içerdiği için, büyük patlama şu an evreni anlayabilmemizi sağlayan en başarılı bilimsel teori olması nedeniyle bilim insanlarının çoğunluğu tarafından kabul görür.

Unutmayın; bir teorinin açıklayamadığı bazı şeylerin olması, o teorinin yanlış olduğu veya çürütüldüğü anlamına gelmez. Teori ve kanun kavramlarının ne olduğuyla ilgili bu yazımızı okumanızı öneririz.

Zafer Emecan

1) Tekillik, sıfır hacme ve sonsuz yoğunluğa sahip; alışık olduğumuz fizik kurallarının geçerli olmadığı oluşumlara denilir. Örneğin kara delikler gerçekte kendi çaplarında küçük birer tekilliktir.

2) Teorinin adı “büyük patlama” olsa da, gerçekte patlayan bir şey yok, tekil bir noktadan başlayan ani bir genişleme var. Yani fotoğrafta gördüğünüz gibi bir durum söz konusu değil. Big-bang teorisine bu “patlama çağrıştıran” ismini, teorinin kurucuları değil, teoriyle alay eden bir bilim insanı vermiştir.

3) İlk olarak 9 Ocak 2015’te yayınlanan ve büyük patlama teorisini sadece temel anlamda anlatan bu yazımız, geliştirilip güncellenerek tekrar yayına sunulmuştur. 




Astrofizik Nedir, Astronomi ve Kozmoloji İle Farkı Nelerdir?

Astrofizik; fizik ve kimya yasalarını yıldızların, gezegenlerin, galaksilerin, bulutsuların ve evrendeki diğer nesnelerin doğumunu, yaşamını ve ölümünü açıklamak için kullanan bir bilim dalıdır. Astronomi ve kozmoloji adında iki kardeş bilim dalı vardır ve bunları birbirinden ayıran çizgiler çok da net değildir.

En kesin anlamda:

  • Astronomi; gökcisimlerinin pozisyonlarını, parlaklıklarını, hareketlerini ve diğer karakteristik özellikleri ölçer.
  • Astrofizik, evrendeki küçük ve orta büyüklükte olan yapıların fiziksel teorilerini yaratır.
  • Kozmoloji ise bunu çok daha büyük yapılar için ve evreni bir bütün şeklinde alarak yapar.

Uygulamada bu üç uzmanlık alanı, birbirine sıkıca bağlı bir aile oluşturur. Bir bulutsunun yerini veya ne tür bir ışık yaydığını sorarsanız, buna önce bir astronom cevap verebilir. Bu bulutsunun neyden oluştuğunu ve nasıl oluştuğunu sorarsanız astrofizikçi bunun hakkında konuşacaktır. Bu verilerin evrenin oluşumu ile nasıl uyuştuğunu sorduğunuzda ise muhtemelen kozmoloji uzmanı buna atlayıp cevabını verecektir. Ancak dikkatli olun; bu soruların herhangi birinde, iki veya üç kişi aynı anda konuşmaya başlayabilir!

Astonom, astrofizikçi ve kozmologların bir arada olduğu ortamlarda soru sorarken dikkatli olun. Hepsi aynı anda cevap vermeye başlayabilir! (Fotoğraftakiler soldan sağa; Ligo ile kütleçekim dalgaları keşifleri sonucu Nobel Ödülünü alan Patrick Brady, Jolien Creighton, Alan Wiseman, ve Xavier Siemens. Fotoğraf telif: UWM Photo)

Astrofiziğin Hedefleri

Astrofizikçiler, evreni ve onun içindeki yerimizi anlamaya çalışırlar. NASA’nın web sitesine göre, NASA’da astrofiziğin hedefleri  “evrenin nasıl işlediğini bulmak, nasıl başlayıp evrimleştiğini keşfetmek ve diğer yıldızların çevresindeki gezegenlerde yaşam aramak” olarak belirtilmiştir.

NASA, bu hedeflerin üç tane geniş çaplı soru ürettiğini belirtiyor:

  • Evren nasıl işler?
  • Biz buraya nasıl geldik?
  • Yalnız mıyız?

Her şey Newton ile başladı.

Astronomi, en eski bilim dallarından biri iken teorik astrofizik Isaac Newton ile başlamıştır. Newton’dan önce gök bilimciler, göksel cisimlerin hareketlerini fiziksel bir temel olmadan karmaşık matematiksel modeller kullanarak anlatıyorlardı. Newton, tek bir teorinin uzaydaki uydularla gezegenlerin yörüngelerini ve Dünya’daki bir topun hareketini aynı anda açıklandığını gösterdi. Bu teori, göklerin ve Yeryüzü’nün aynı fizik kanunlarına tabi olması gibi o zamanlar için şaşırtıcı bir sonucu da kanıtlara ekledi.

Isaac Newton

Newton’a çok şey borçluyuz.

Belki de Newton’ın modelini öncekilerden tamamen ayıran en önemli şey, bu modelin tanımlayıcı olduğu kadar tahminci olmasıdır. Uranüs‘ün yörüngesindeki sapmalara dayanarak gök bilimciler, daha sonra Neptün olarak gözlenip adlandırılacak olan yeni bir gezegenin yerini öngördüler. Tanımlayıcı olduğu kadar tahminci olması, olgunlaşmış bir bilimin işaretidir ve astrofizik bu kategorinin içerisinde bulunmaktadır.

Astrofizikteki Kilometre Taşları

Uzak nesneler ile etkileşim içinde olmamızın tek yolu yaydıkları radyasyonu (ışımayı) gözlemlemek olduğundan dolayı astrofizik, bu radyasyonu üreten mekanizmaları açıklayacak teorilerin çıkarımını yapmak ve bunlardan daha fazla bilgi ortaya çıkarmak için fikirler ortaya koymak zorundadır. Yıldızların doğası hakkındaki ilk fikirler, 19. Yüzyılın ortalarından itibaren belli maddelerin ısıtıldığında emdiği ve yaydığı ışığın özel sıklıklarını gözlemleme anlamına gelen tayfsal analiz biliminin ortaya çıkması ile başladı. Tayfsal analiz, hem rehberlik hem de yeni teorilerin test edilmesinde bu üç uzay bilimi dalı için de gereklidir.

İlk tayf ölçümü, yıldızların Yeryüzü’nde de var olan maddeleri içerdiklerinin ilk kanıtını sağlamıştır. Tayf ölçümü, bazı bulutsuların yıldız içeriyor olmalarına rağmen, bazılarının sadece gazdan oluştuğunu ortaya çıkarmıştır. Bu bilgi, daha sonra bazı bulutsuların bulutsu değil farklı galaksiler olduğu fikrini sağlamlaştırmaya yardımcı olmuştur.

Cecilia Payne

Cecilia Payne, bizi yıldızların doğası ile tanıştırdı.

1920’lerin başlarında; Cecilia Payne, tayf ölçümünü kullanarak bu yıldızların (en azından yaşlanıncaya kadar) büyük oranda hidrojenden oluştuklarını keşfetti. Yıldızların spektrumları, astrofizikçilere ayrıca bunların Dünya’dan ne hızla uzaklaşıp ne hızla Dünya’ya yakınlaştıklarını belirleme imkanı vermiştir. Tıpkı Doppler Kayması sebebiyle araçların yaydığı sesin bize yakınlaşması veya uzaklaşması gibi, yıldızların spektrumları da aynı şekilde değişecektir. 1930’larda; Doppler kayması ve Einstein’ın genel görelilik teorisini birleştiren Edwin Hubble, evrenin genişlediğine dair güçlü kanıtlar sağladı. Bu, Einstein’ın teorisi tarafından da öngörülür ve birlikte Big Bang (Büyük Patlama) Teorisinin temelini oluşturur.

Ayrıca 19. Yüzyılın ortalarında; fizikçiler Lord Kelvin (William Thomson) ve Gustav Von Helmholtz, yerçekimsel çöküşün Güneş’e güç verebileceği üzerine düşünüyorlardı ancak, nihayetinde bu yolla elde edilen enerjinin sadece 100.000 yıl süreceğini fark ettiler. Elli yıl sonra, Einstein’ın ünlü E = mc2 denklemi astrofizikçilere gerçek enerji kaynağının ne olduğunun ilk ipucunu verdi (yerçekimsel çöküşünün önemli bir rol oynadığının ortaya çıkmasına rağmen).

Nükleer fizik, kuantum mekaniği ve parçacık fiziği 20. yüzyılın ilk yarısında ilerledikçe, nükleer füzyonun yıldızları nasıl güçlendirebileceği teorilerini formüle etmek mümkün oldu. Bu teoriler; yıldızların nasıl oluştuklarını, yaşadıklarını ve öldüklerini tanımlamakla birlikte gözlenen yıldız türlerinin dağılımını, bunların spektrumlarını, parlaklıklarını, yaşlarını ve diğer özelliklerini de başarılı bir şekilde açıklamışlardır.

William Fowler Geoffrey and Margaret Burbidge

William Fowler, Geoffrey ve Margaret Burbidge ile birlikte.

Astrofizik, yıldızların ve evrendeki diğer uzak cisimlerin fiziğidir ancak, evimize de oldukça yaklaşmaktadır. Big Bang Teorisine göre, ilk yıldızlar büyük oranda hidrojenden (%75) oluşmuştur. Onlara enerji veren nükleer füzyon süreci, daha ağır bir element olan helyumu oluşturmak için hidrojen atomlarını birleştirmektedir. 1957’de; karı-koca gök bilimci olan Geoffrey ve Margaret Burbidge ile fizikçiler William Alfred Fowler ve Fred Hoyle, yaşları arttıkça yıldızların daha sonraki nesillerdeki yıldızlara da geçen büyük miktarlardaki ağır elementleri nasıl ürettiklerini gösterdiler.

Demir (%32.1), oksijen (%30.1), silisyum (15.1) gibi Dünya’yı oluşturan elementlerin üretilmesi, yeni yıldızların hayatlarının sadece son evresinde ortaya çıkmaktadır. Bu elementlerin bir diğeri olan karbon, oksijenle birlikte bizim de dahil olduğumuz bütün yaşayan varlıkların kütlesinin çoğunluğunu oluşturmaktadır. Bu nedenle de astrofizik; hepimizin yıldız değil, yıldız tozu olduğumuzu söylemektedir.

Kariyer olarak Astrofizik

Astrofizikçi olmak;  yıllarca gözlem, eğitim ve çalışma gerektirir. Ancak astronomi kulüplerine katılarak, yerel astronomi etkinliklerinde bulunarak, astronomi ve astrofizikle ilgili ücretsiz çevrimiçi kurslar alarak ve hatta ilkokul ve lisede bile bu gibi küçük yollarla bu işe başlayabilirsiniz.

Üniversitede ise öğrenciler, astrofizikte doktoralarını tamamlamayı ve daha sonra astrofizik bölümlerinde doktora sonrası bir konuma gelmeyi hedeflemelidirler. Astrofizikçiler; hükümet, üniversite laboratuarları ve bazen özel kuruluşlar için çalışabilirler.

Study.com, sizi astrofizikçi olma yoluna sokabilecek daha fazla öneri sunmaktadır. Bunlar aşağıda verilmiştir.

Lise boyunca matematik ve fen derslerini alın
Çok çeşitli fen dersleri aldığınızdan da emin olun. Astronomi ve astrofizik; evrendeki olguları daha iyi anlamak için biyoloji, kimya ve diğer bilimlerin unsurlarını harmanlamaktadır. Ayrıca matematikte veya bilimde herhangi bir yaz tatili işi veya staj için takipte olun. Gönüllü çalışmalar bile özgeçmişinizi güçlendirebilir.

Astrofizik

Astronomi veya astrofizik bilimi ile ilgileniyorsanız, çok ama çok iyi derecede matematik ve fizik öğrenmelisiniz. Unutmayın, eğitim süreciniz ve sonrasında teleskobun başına çok az geçeceksiniz.

Matematik veya fenle ilgili lisans derecesi peşinde koşun
Astrofizik lisans derecesi ideal olsa da, bu alana giden bir çok yol bulunmaktadır. Örneğin, verileri analiz etmeniz için önemli olan bilgisayar bilimlerinde lisans eğitimi alabilirsiniz. Hangi programların size yardımcı olacağını öğrenmek için lise rehberlik danışmanınıza veya üniversitenize danışmak en iyisidir.

Araştırma olanakları bulun
Birçok üniversitede öğrencilerin keşiflere katıldığı programlar vardır – hatta bazen bu keşifler yayınlanır. NASA, ESA, RSA gibi ajanslar zaman zaman staj imkânı da sunmaktadır.

Astrofizikte doktorayı bitirin
Doktora yapmak, uzun ve yorucudur ancak, ABD Çalışma İstatistikleri Bürosu, astrofizikçilerin çoğunun doktora derecesine sahip olduğuna dikkat çekiyor. Geniş bilgi temeline sahip olmak için doktoranızın astronomi, bilgisayar bilimi, matematik, fizik ve istatistik derslerini içerdiğinden emin olun.

James Webb

Astrofizik kariyeri yapmayı planlıyorken; teleskop başında zaman geçireceğim değil, yapılan keşifleri anlamlandıracağım diye düşünmelisiniz.

Arizona State University’de bulunan gezegen astrofizikçisi Natalie Hinkel, 2015 yılında Lifehacker’a verdiği uzun röportajda küçük bir astrofizik araştırmacısı olmanın ödüllerine ve zorluklarına bir göz atmıştı. Araştırmalarını yaparken geçirdiği uzun yılları, sık iş değişikliklerini, iş saatlerini ve rekabetçi bir alanda bir kadın olmanın nasıl bir şey olduğunu anlatmıştı. Gün boyunca neler yaptığına dair ilginç bir bakış açısı da vardı. Zamanının çok az bir kısmı teleskop başında geçiyordu.

“Zamanımın büyük bir çoğunluğunu programlamaya harcıyorum. Çoğu insan, gökbilimcilerin tüm zamanlarını teleskoplarda geçirdiğini varsayıyorlar ancak bu, işin çok küçük bir kısmı. Bazı gözlemler yapıyorum, ancak son birkaç yılda sadece iki kez toplamda iki hafta gözlem yaptım. 

Veriyi aldığınızda, onu azaltmak (diğer bir deyişle kötü parçaları çıkarmak ve gerçek bilgi için işlemek) gerekir. Resmin tamamını görmek için diğer verilerle birleştirin, daha sonra da bulgularınız hakkında bir yazı yazın. Her bir gözlem çalışması tipik olarak birden fazla yıldızdan veri ürettiğinden, yeterli işe sahip olmak için teleskopunuzda bütün zamanınızı harcamanıza gerek yoktur.”

Çeviri: Burcu Ergül
Düzenleme: Zafer Emecan

Hazırlayan: Ariel Balter
https://www.space.com/26218-astrophysics.html
Kapak Fotoğrafı: Astrofizikçi Natalie Hinkel




Gök Mekaniği: “Eğrisel Hareket”in Kinematiği

Bundan bir önceki giriş yazımızda Kepler yasaları ve Newton’ın hareket kanunlarını vermiş, bunlardan yola çıkarak gök mekaniklerini elde edeceğimizi söylemiştik. Eğrisel hareket ile ilgili bu yazımız, matematik ağırlıklı ve sözelciler için giriş seviyesinin biraz üstündedir, bunu dikkate alarak okuyunuz.

Bu yazıda “eğrisel hareket“in geometrisini gösterip; konumdan hıza, hızdan ivmeye geçişi nasıl yaptığımızı ele alacağız. Böylelikle yörünge üzerindeki hareketin teğetsel ve dikine bileşenlerinin neler olduğunu göreceğiz. Üstteki görselden de anladığınız üzere, tenis maçlarında vurduğumuz her top dahil olmak üzere, herhangi bir cismin kütle çekimi altında olduğu sürece fırlattığımız her nesne, eğrisel hareket yapar. Ve tüm bunların hareketini hesaplayabiliriz!

Kartezyen koordinat sisteminde üç boyutlu referans sisteminde C eğrisi boyunca hareket eden P (x,y,z) noktasını ele alalım. Zamana bağlı olarak s yay uzunluğunun artacağını görebiliriz.

Eğrisel Hareket

Şekil 1

Başlangıçta s=0 iken, ok yönünde hareket ettikçe s yay uzunluğu da artacaktır. Buradan ilerideki bir noktayı da P’ (x’,y’,z’) olarak adlandıralım. Kartezyen koordinat sisteminde kullandığımız i, j, k birim vektörlerini kullanarak konum vektörü r‘yi aşağıdaki gibi ifade edebiliriz.

Gok_mekanigi_r

Hız, konumun zamana göre değişimi olduğundan dolayı r’nin t’ye göre türevi bize hızı verecektir. (Burada zamana(t) göre türevi üste bir nokta olarak gösteriyoruz)

Gokmekanigi_hiz

Öyleyse hızı aşağıdaki şekilde yazabiliriz:

Gokmekanigi_hiz2

İvme ise hızın zamana göre değişimi olduğundan, v’nin t’ye göre türevi ya da r’nin t’ye göre ikinci türevi olarak ifade edilebilir.

Gokmekanigi_ivme

Öyleyse ivme(a) aşağıdaki şekilde yazılabilir:

Gokmekanigi_ivme2

P noktasından P’ noktasına Δt zaman aralığında orijine uzaklığın değişeceği açıktır. Eğer r konum vektörünün ucundan P’ noktasına Δr vektörünü çizersek bu durumda orijinden P’ noktasına olan uzaklık iki vektörün toplamından dolayı r+Δr kadar olur. Bu arada yay üzerinde de Δs kadar bir değişim olduğuna dikkat edelim (Şekil 1)

Buraya kadar ele aldıklarımız eğrisel hareketin geometrisine dair birkaç vektörü göstermek ve konum ile hızın zamana göre değişimini incelemekti. Şimdi bilgilerimizi birleştirelim.

Hız ve ivme için aşağıdaki ifadeleri kullanmamız mümkündür:

Gokmekanigi_hiz3

Gokmekanigi_a_v_lim

 

Hız için yukarıdaki verdiğimiz denklemi daha farklı bir şekilde de yazabilirdik. Eğrisel hareket boyunca elimizdeki parametreler Δr, Δs ve Δt olduğuna göre bu üçü arasında bir ilişki yakalayabiliriz.

Gokmekanigi_limit1

En sağdaki ifadeyi inceleyelim. Δs ile Δt arasındaki ilişki bize oldukça tanıdık bir ifadedir. s bir yay uzunluğu, bir konum, olduğuna göre bunun zamana göre değişimi bize P noktasındaki hızı (v) verir. Δr/Δs limiti ise C eğrisine P noktasında teğet olan teğet birim vektörü (UT) ifade eder. Bunun için aşağıdaki şekli inceleyelim.

Eğrisel Hareket

Şekil 2

P noktasındaki teğet birim vektörü  (UT) ile gösterdik. Cisim eğri üzerinde hareket ederken teğetin yönünün de değişeceğini görebiliriz. Eğer P’ noktasındaki teğet birim vektörü bulmak istersek, yine basit bir vektör toplamı işlemi yapabiliriz. P noktasında kesikli çizgilerle gösterilen vektör P’ noktasındaki teğet birim vektördür (P noktasına hayali olarak taşıdık). Görüyoruz ki; UT vektörüne ΔUT gibi bir vektör eklersek P’ noktasındaki teğet birim vektörü elde edebiliriz. O halde P’ noktasındaki teğet birim, vektör UT+ΔUT  olur. Bu noktadan sonra merak etmemiz gereken şey, teğet vektöründeki değişimin nasıl olduğudur. Bariz bir şekilde değişmesi gerektiğini görüyoruz, öyleyse nasıl değiştiğini bilmemiz gerek.

Yukarıdaki limit işleminden elde edeceğimiz ifade denklemin sol tarafı için; Δr’nin Δt‘ye göre değişimi olan V‘yi verirken sağ tarafı için Δs/Δt‘den v‘yi, Δr/Δs‘den teğet birim vektör U‘yi verdiğine göre aşağıdaki şekilde düzenlenebilir.

Gokmekanigi_hiz4

Böylelikle hız ile teğet birim vektör arasında bir ilişki yakaladık. İvme, hızın zamana göre türevi olduğundan bu ifadenin türevini alarak ivmeyi de bulabiliriz.

Gokmekanigi_ivme4

Burada UT‘nin zamana göre türevinin ne olduğunu incelemeliyiz. P noktasından P’ noktasına C eğrisi boyunca ilerlerken, UT değeri ΔUT kadar değişir.

Gokmekanigi_ut

Burada denklemin solunda verdiğimiz UT‘nin türevi, P noktasından P’ noktasına C eğrisi boyunca hareket sırasında UT‘ye dik bir vektördür. Aynı zamanda;

Gokmekanigi_ut2

ifadesi P noktasında C eğrisinin eğrilik şiddetini ifade eder. Bunun ne anlama geldiğini birazdan daha açık bir biçimde göreceğiz. p eğrilik yarıçapı olmak üzere

Gokmekanigi_ut3

Burada UN birim normal vektördür ve eğrinin konkav tarafına yönlenmiştir. Sonuç olarak bu ifadeyi yerine yazdığımızda genel ifademizin düzenlenmiş hali aşağıdaki gibi olur.

Gokmekanigi_ut4

Şimdi elimizde daha rahat yorumlayabileceğimiz bir ifade var. Ubirim teğet vektörü Uise birim normal vektörü ifade ediyor. Böylelikle ivmeyi iki birim vektöre ayırmış oluyoruz. Bu bize yorum yapma olanağı sağlar.

Eğer ki çember üzerinde sabit bir hızla hareket ediyorsanız, yani v=c gibi bir sabit ise, sabit sayının türevi sıfır olduğundan bu durumda teğetsel bileşen ortadan kalkar ve geriye sadece normal vektörü kalır. Bu da bize; böyle bir durumda cismin, yarıçap boyunca merkeze doğru ivmeleneceğini söyler.

Tüm bunları yapmaktaki amacımızı hatırlayalım. Yeryüzünden gözlem yapıyoruz ve koordinatlar üzerinde çalışacağız. İşleri basitleştirmemiz gerek, öyle değil mi? Dolayısıyla kolay işlemler yapabileceğimiz kutupsal koordinatları kullanmak çok daha işlevsel olacaktır. Bir P(r,θ) noktası tanımlayalım.

Gokmekanigi_ut_ur

Sol üst köşede teğetsel bileşen, sağ alt köşede ise dikine bileşen gösteriliyor

İki adet birbirine dik birim vektör tanımladık: Ur dikine bileşen Uθ teğetsel bileşen. r konum vektörü olmak üzere aşağıdaki şekilde ifade edebiliriz.

Gokmekanigi_r

Böylelikle konum vektörümüzü de ifade etmiş olduk. Bundan sonra r’nin zamana göre türevinden hıza gidebilir, hızın türevinden de ivmeye gidebiliriz. Fakat burada görüyoruz ki, türev alırken Ur ifadesinin de türevi gelecek. Dolayısıyla öncelikle bu bileşenlerimizin tanımlamalarını yapmalıyız. Yukarıdaki şekilde sol üstte Uθ bileşeninin, sağ altta ise Ur bileşenin nasıl açıldığını görebiliriz. Öyleyse birim vektörlerimizi aşağıdaki şekilde yazabiliriz.

Gokmekanigi_ur_ut_bilesenler

r’nin türevlerini alırken yukarıda verdiğimiz bu ifadelerin de türevleri geleceği için öncelikle bunların türevlerine bakmamız gerekir. Açıkça görüyoruz ki, bu ifadeler birbirlerinin çok basit şekilde türevlerini ifade eder ve aşağıdaki şekilde yazılabilir.

Gokmekanigi_ur_ut_turev

Cisim P noktasından P’ noktasına giderken θ açısının değişeceğini görüyoruz. Dolayısıyla burada θ değerinin türevinin gelmesinin sebebi, θ açısının sabit bir açı değil zamana bağlı olarak değişen bir fonksiyon olmasından kaynaklanır. Artık birim vektörlerimizin de türev ifadelerini bildiğimize göre; konum vektörünün birinci türevinden hıza, ikinci türevinden de ivmeye ulaşabiliriz.

Gokmekanigi_r_ur_ut

Üstteki denklemdeki ifadeyi yerine yazar ve düzenlersek

Gokmekanigi_v_ur_ut

Böylece hız ve bileşenleri hakkında fikir edinmiş olduk. Eğer bu ifadenin de zamana göre türevini alırsak ivme ve bileşenleri hakkında fikir edinebiliriz.

Gokmekanigi_a_ur_ut_1

Bu ifadeyi düzenlersek;

Gokmekanigi_a_ur_ut_2

elde ederiz. Böylelikle ivme ve bileşenleri hakkında da fikir edinmiş olduk. İlerleyen konularda bu ifadeleri yorumlayarak ne gibi durumlarda neler olacağını, bize söylediklerini göreceğiz.

*Bazı yerlerde vektörleri belirtirken üzerine ok işareti koyarak vektör olduklarını vurgulamak zorunda kaldık. Bazılarında ise bu işaret yok. Bunun sebebi yazım için kullandığımız programda bazı harfleri vurgulayamamış olmamız. Normalde hiç vektör işareti kullanmayacaktık. Çünkü birim vektör içeren ifadelerden hangisinin vektör olduğunu rahatlıkla anlayabilirsiniz.

Ögetay Kayalı

Katkılarından ve desteğinden ötürü Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü’nde bize Gök Mekaniği dersini veren Can Kılınç hocamıza teşekkür ederiz.




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




Yengeç Atarcası (Pulsarı)

1054 yılında Çinli astronomlar gökyüzünde büyük bir parlama gördüler ve bunu kaydettiler. Bu parlama öylesine büyüktü ki tam 23 gün boyunca gündüz dahi görülmüş, toplamda 642 gün boyunca gözlenmiştir.

Bugün bunun bir süpernova patlaması olduğunu ve geriye neler bıraktığını biliyoruz. Bunlardan biri hala evrende hızla yayılmakta olan Yengeç Bulutsusu, diğeri ise bir nötron yıldızı olan Yengeç Atarcası (Pulsarı).

SN1054'den geriye kalan Yengeç Bulutsusu(M1)

SN1054’den geriye kalan Yengeç Bulutsusu (M1)

Atarcalar, aslında nötron yıldızlarıdır. Büyük kütleli yıldızların süpernova patlaması sonucu geriye bıraktığı, boyutları 15-20 kilometreden çok da fazla olmayan, fakat kütleleri Güneş’in birkaç katına kadar olabilen, dolayısıyla aşırı yoğun nötron yığınlarıdır. (Bknz. Nötron Yıldızı ve Karadelik)

Atarcayı özel kılan şey, onun bize bir deniz feneri gibi ışık atımları yollamasıdır. Dönüş ekseni ile manyetik ekseni arasında bir açı bulunan nötron yıldızları, manyetik eksenleri doğrultusunda ışık saçarlar. Böylelikle evreni bir koni şeklinde ışık atımları ile tararlar. Eğer biz bu doğrultulardan birine denk geliyorsak, nötron yıldızının yaptığı bu ışınımı periyodik olarak yanıp sönen bir yıldız olarak görürüz.

800px-Pulsar_schematic.svg

Hatta bu atımı görmekle kalmıyoruz, bu atım bizim için oldukça şaşırtıcı bir özelliğe sahip. Saniyede onlarca, yüzlerce hatta neredeyse binlerce kez olabiliyor. Yani nötron yıldızları kendi etraflarındaki turlarını saniyenin yüzde birinden kısa bir sürede atabiliyor!

Yengeç Atarcası

Yengeç atarcası ise SN1054’ün geriye bıraktığı, yaklaşık 20 kilometre çapında 1.4 Güneş kütlesine sahip 961 yaşında genç bir nötron yıldızıdır. Atımları 33 milisaniyede bir gerçekleştirir, yani saniyede yaklaşık 30 kez. Bu neredeyse her atımı ayırt edemeyeceğimiz kadar kısa bir süredir. Aşağıda Yengeç Atarcası’nın çıkardığı sesi duyabilir ve Cambridge Üniversitesi’nin Lucky Imaging kamerası tarafından yakın kızılötede (800nm) alınmış bir yavaşlatılmış görüntüsünü izleyebilirsiniz.

Crab_Lucky_video2

Ögetay Kayalı

Kaynaklar
1. http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9503012.pdf
2. 
http://www.jb.man.ac.uk/pulsar/Education/Sounds/




Çift Yıldız Sistemlerini Nasıl Keşfediyoruz?

Güneş yalnız bir yıldız olmasına karşın, yıldız sistemleri ikili veya daha fazla sayıda bulunabilir. Hatta bu ikili sistemler birbirleri arasında da bir sistem oluşturabilirler. Bu tamamen olasılıkların gerçekleşme durumuna bağlıdır.

Bu Sistemleri Nasıl Fark Ediyoruz?

Çoğunlukla bize olan uzaklıklarının çok fazla olmasından ötürü, birbirleri arasındaki mesafe buna oranla çok az kaldığından iki ayrı yıldız göremeyiz. Yani bu demek oluyor ki, tek yıldız gibi gördüğümüz bir nokta, bir çift yıldız sistemi olabilir.

Gözlemlediğimiz bu noktadan bize gelen ışığın zamana göre değişimini grafiğe dökersek bir sistem olup olmadığını anlayabiliriz. Biz bu grafiklere, ışık eğrileri diyoruz. Aşağıdaki resmi inceleyelim.Çift Yıldız
Birinci konumda ikili sistemimizi görüyoruz. Bu sistem ortak kütle merkezi etrafında dönerken bir tutulma gerçekleştirirse, gelen ışıkta değişim olmasını bekleriz.

Resimde kırmızı yıldız büyük, mavi küçük olmasına rağmen, küçük olan mavi sıcak, büyük olan kırmızı soğuk yıldızdır. Yıldızların ışıma güçleri de yarıçap ve sıcaklık ile alakalıdır. Lakin sıcaklığın mertebesi daha büyük olduğundan burada ufak olan yıldızın, yani mavi (sıcak) olanın, yaydığı ışığı daha fazla kabul edeceğiz.

İkinci resimde sıcak yıldız öne gelmiştir. Dolayısıyla artık B’nin bir kısmını görmüyoruz. Bu sebeple gelen ışık miktarında bir azalma olacaktır. Fakat soğuk yıldızın bir kısmı örtüldüğünden bu miktar çok fazla değildir.

Dördüncü resimde ise bu sefer sıcak (mavi) yıldızımız tutulmuştur. Bu yıldızın yaydığı ışık miktarı, soğuk (kırmızı) olandan daha fazla olduğundan bu sefer eğride ikinciden daha büyük bir düşüş olacaktır.

Çift Yıldız

Çift yıldız sistemlerini teleskopla görüntülemek oldukça zordur. Sadece görece yakınımızda olan yıldız sistemleri fotoğraflanabilir. Bu fotoğraf, bize en yakın yıldız sistemi olan Alpha Centauri’ye ait (Telif: ESA/Hubble & NASA)

Böylelikle ortaya çıkan ışık eğrisinden bir sistem olup olmadığını, ne tür bir sistem olduğunu anlamamız mümkün oluyor. Bir hayli basit görünmesine rağmen, birçok faktör sebebiyle incelemesi zor, tuhaf eğriler ortaya çıkabilmektedir. Yani neredeyse hiçbiri, yukarıdaki gibi bir eğri vermemektedir. 

İleri Okuma: Çift Yıldızlar

Ögetay Kayalı

Facebook




Kütle Çekim Neden Diğer Kuvvetlerden Daha Zayıf?

Sizlerin de yakından bildiği gibi evrene dört temel kuvvet hükmeder. Evrende bildiğim her şey, bu dört temel kuvvetin etkileşimiyle meydana gelir, buna kütle çekim de dahil…

Bunlar; elektromanyetik kuvvet ki bunun taşıyıcı parçacığı fotonlardır, güçlü nükleer kuvvet ki bunun da çok aşikar olduğu gibi taşıyıcı parçacığı gluonlardır. Adından da anlaşılabileceği gibi gluonlar atom çekirdeğinin bir arada durmasından sorumludur, aksi taktirde çekirdekte 2 proton ve 2 nötron bir arada duramazlardı. Diğer temel kuvvetimiz ise zayıf nükleer kuvvettir ki, bu genelde bozunmalardan,  aynı zamanda bir çok elementin kararsız olmasından da sorumludur. Peki nedir bunun taşıyıcı parçacığı? W+, W- ve Z0 bozonları evet. Konudan bağımsız olsa da Z0 bozonunun yüksüz ancak W+ ve W- bozunlarının yüklü ve birbirlerinin anti parçacığı olduğunu bilmekte fayda var.

Peki kütle çekimin kütle çekim kuvvetinin taşıyıcı parçacığı nedir? Veya kütle çekim tam olarak nedir?

Kütle Çekim

Bir elmanın yere düşmesi ile, Ay’ın Dünya yörüngesinde dolanmasını aynı kütle çekim mekanizması kontrol eder ve aynı Newton formülleri ile hesaplanabilir.

Hala Newton‘un kütle çekim yasasına göre mi kütle çekimi açıklıyorsunuz? Evetse, gurur duyabilirsiniz. Çünkü bunda yanlış hiçbir şey yok. Hatta Dünya üzerindeki ESA, NASA, RSA, JAXA gibi uzay ajansları bile uzay araçlarının dünyadan kaçış hızına ulaşması ve yörüngeye oturmaları için bunu kullanıyor. Peki ne eksiği var bunun onlar bile bunu kullanıyorsa?

Newton’ın denklemleri hareketi çok iyi tarif etse de, hatta Ay’ın Dünya’nın yörüngesinde dolanmasının ve elmanın yere düşmesinin aynı kuvvet tarafından etkilendiğini bilmesine rağmen en basit, bir o kadar da karmaşık olan bu kütle çekimin kaynağının ne sorusuna cevap verememiş olması çok doğaldır. Günümüzde bile bu sorunun cevabı çok açık değildir. Tabii ki o zamanlarda genel göreliliğin bilinmediğini bildiğimiz için, bunu anlayışla karşılayabiliriz.

Einstein’ın genel göreliliğinin formüle ettiği gibi, uzayı ve zamanı birbirinden ayrı şeyler olarak düşünemeyiz ki, Newton zamanında bunlar birbirinden ayrı olarak ele alınıyordu. Uzay-zaman bir trambolin gibi düşünülürse Dünya’ya bowling topu Ay’a ise bilardo topu diyebilirsiniz.

Kütle Çekim

Kütle çekimin hep iki boyutlu çarşaf ve top görselleriyle örneklenmesinden sıkıldınız mı? Bakın, 3 boyutlu uzayda cisimler “uzay zaman”ı bu şekilde eğerler. (Telif: 1ucasvb.tumblr.com)

Böylelikle kütle çekimin aslında uzay-zamanın kendi eğriliğinden başka bir şey olmadığını görebilirsiniz. Einstein’ın da söylediği gibi; “Spacetime tells matter how to move; matter tells spacetime how to curve.” Yani uzay-zaman maddeye nasıl hareket etmesi gerektiğini, madde ise uzay-zamana nasıl eğrilmesi gerektiğini söyler.

Peki bu kütle çekimin taşıyıcı parçacığı ne? Kütle çekimin taşıyıcı parçacığı graviton: Kütlesiz, nötr, 2 spinine sahip bir taşıyıcıdır ki, bu taşıyıcı parçacık şu ana kadar hiç gözlemlenmemiştir. Ama, Einstein’ın genel görelilik teorisinin olmasa da, kuantum kütleçekim teorisinin önemli “varsayımsal” bir parçasıdır. Hatta sicim teorisinin bir çözümüdür.

Bu yıl Nobel fizik ödülünün kütle çekim dalgalarının keşfedilmesine şaşıran oldu mu hiç? Tabii ki hayır, bir nevi herkes bekliyordu. Ancak kütle çekim dalgalarının uzay-zamanda dalgalanmalar gibi davranıp tespit edileceği nasıl biliniyordu?

Tabii ki izafiyet teorisinin yardımıyla. Yani yine Einsten’a borçluyuz bu keşfi. Kendisi keşiften tam 100 yıl önce, uzay-zamanda iki büyük kütleli cismin (yani karadelik veya nötron yıldızları) çarpışması vasıtasıyla kütle çekim dalgalarının keşfedilebilir olduğunu öne sürmesine rağmen, keşif anından öncesine kadar gerçekliği kesin değildi. Sadece teorisinin bir başka tahminiydi. Nihayet yakın zamanda LIGO yardımıyla bunun da doğru olduğu keşfedildi ve Einstein tahminlerinde bir kere daha haklı çıktı.

LIGO dedektörünün algıladığı kütle çekim dalgalarına sebep olan iki nötron yıldızının oluşturduğu uzak bir galaksideki kilonova patlamasının teleskoplarla alınmış görüntüsü.

Peki neden kütle çekime zayıf diyoruz?

Bunu şöyle düşünürseniz daha iyi kavrayabilirsiniz: Elinize bir çubuk mıknatıs alın ve hafif bir demir parçasının azıcık üstüne getirin. Belli bir mesafeden sonra demirin aniden mıknatısa yapıştığını göreceksiniz ve liseden hatta ilkokuldan beri bunu bildiğiniz için şaşırmayacaksınız. Neden şaşırmıyorsunuz? Az önce ufacık bir mıknatıs koskoca Dünya’nın kütle çekimini yenip, demiri kendisine doğru çekebildi.

Evet, sona yaklaştık gibi… Neden kütle çekim baskın gelip tutamadı sevdiğini yanında? (mecazi olarak tabii bunu kimsenin ciddiye almasını beklemiyorduk zaten). Siz bile, küçücük kaslarınızla yerdeki bir taşı rahatça alabilir, yahut havaya zıplayabilirsiniz. Nasıl oluyor da altınızda bir uçtan diğerine 13 bin km boyunca uzanan devasa Dünya’nın kütle çekim gücü, size bile karşı koyamıyor? Ama yine nasıl oluyor da, Ay gibi çok büyük bir cismi kendi yörüngesinde tutmayı başarıyor?

Buna kanıtlanmış, deneylerle hatta tek bir deneyle bile sınanmış bir cevap yok, Şu an elimizde olan sadece fikirler. Mesela her şeyin teorisine en büyük aday olan sicim teorisi veya kuantum alan teorisi. Biz size şimdi bu zayıflığı sicim kuramının açıkladığı gibi açıklayacağız.

Sicim kuramını paket lastiklerini hayal ederek anlamaya çalışabilirsiniz. (Telif: alamy.com)

Sicim kuramı bize; noktasal parçacıkların hepsinin kesilmiş paket lastiği gibi, Planck uzunluğundaki sicimlerin farklı frekanstaki titreşimlerinden oluştuğunu söyler. Yani bir açık sicim olan elektronu oluşturan sicimin belli frekansta titreşmesi, elektronu oluşturur. Başka frekansta titreşmesi ise başka bir parçacığı. Neyi mesela? Graviton’u tabii.

Normal nokta parçacıkların hepsi açık sicimlerden oluştuğu için, bu içinde olduğumuz D-zar’ı terk edemezler. Bunu bir nevi zar yapı olarak düşünebilirsiniz; bizim evrenimizi de 3 –zar olarak (daha fazla bilgi için büyük birleşim kuramı yazımızı okuyabilirsiniz) ve bunun dışında extra boyutlu zar yapıları 5-zar, 7-zar, 9-zar gibi düşünebilirsiniz.

Graviton diğer noktasal parçacıkların aksine bizim 3-zar’ımızı rahatlıkla terk edebilir ve extra boyutlara sızabilir. Çünkü gravitonun temel yapı taşı olan sicim açık değil kapalıdır bu da D-zar’a tutunmasına izin vermez ve D-zardan kolayca başka boyutlara sızmasını sağlar. İşte bu nedenle kütle çekim bu kadar zayıftır bizim evrenimizde. Çünkü başka boyutlarada nüfuz etmektedir.

Yine de, ne bu zayıflığın nedeni, ne graviton, ne de kütleçekime sebep olan şeyin ne olduğu hakkında elimizde deneysel bir kanıt yok. Hatta ve hatta, bu yazıda anlattığımız teoriler hakkında da bilim insanları arasında bir fikir birliği bulunmuyor. Eğer bir gün, kütleçekimine sebep olan “şey” bulunacak olursa, emin olun insanlığın en büyük bilimsel başarılarından biri, hatta belki de en önemlisi olacaktır.

Eyüp Gürses

Kapak fotoğrafı telif: Nikolay Tikhomirov




Astronotlar Uzayda Stres Çarkı Kullanırsa Neler Olur?

Şu anda stres çarkı çılgınlığının sona erdiğini biliyoruz. Ancak Uluslararası Uzay İstasyonu’nda yaşadığınız zaman, kargo yüklerinin size ulaşması biraz zaman alıyor.

Şimdi UUİ’deki astronotlar, evrenin bize ayrılan bölümünde kısa bir süreliğine moda olan bu tuhaf cihazı nihayet ele geçirdiler. Ayrıca yerçekimsiz ortamda onu dönerken izlemek, oyuncağın yeniden havalı görünmesini sağlamak için yeterli.

Şu anda Sefer 52/53’ün bir parçası olarak uzay istasyonunda bulunan NASA astronotu Randy Bresnik, kendisi ve iş arkadaşları stres çarkıyla oynarken çekilen bir videoyu paylaştı.

Takım, (elbette) NASA markalı çark ile bir dizi numara gerçekleştirdi; uzay istasyonunun yerçekimsiz ortamı boyunca süzülerek çeşitli yönlerde onunla birlikte dönüyormuş gibi yaptı. Örneğin uçuş mühendisi Mart T. Vande Hei, stres çarkını tutarken yatay bir düzlem boyunca tam dönüşler yaptı; bir diğer ekip üyesi Joe Acaba ise stres çarkını elinde döndürürken baş döndürücü taklalar attı.

Fakat izlemesi her ne kadar eğlenceli ve mide bulandırıcı olsa da, en iyi kısmı elbette stres çarkının havada dönmeye devam ederken serbest şekilde süzüldüğünü görmekti. Simgesel oyuncak havada uçarken, uzay aracının yumru penceresinde Dünya’yı da görebilirsiniz.

Stres çarklarından bıkmış olsanız bile bunu izlemek epey muhteşem. Üstelik stres çarkı, yerçekiminin olmadığı ortamda farklı davranıyor.

Genelde, çarkı döndürdüğünüz zaman orta kısmını tutarsınız ve ‘yuva’ adı verilen iki çembere yerleştirilmiş küçük toplar sayesinde bütün alet çok yumuşak bir şekilde döner. Modele bağlı olarak, aşağıdaki fotoğraftan da görebileceğiniz gibi çarkın sivri uçlarında da bilyeli yataklar bulunuyor:

Stres Çarkı

San Francisco’daki Exploratorium’da bulunan fizikçi Paul Doherty, bu yılın başlarında Live Science sitesine şöyle açıklamıştı: “Stres çarkında, bilyeli bir yatağın merkezini tutarsınız ve dış yatak yuvası dönerken, çarkın dış kısımları da dış yatak yuvası ile birlikte döner.”

Merkezde bulunan yatak yuvasındaki faaliyet ne kadar pürüzsüz olursa, o kadar az sürtünme olur ve oyuncak o kadar uzun süre döner. Ancak uzayda, merkezdeki kısım sabit durmaz. NASA, video açıklamasında şöyle yazıyor: “Stres çarkının havada süzülmesine olanak sağladığımız zaman, merkezdeki halka ile dış çarkın dönme hızı eşitlenir ve bütün alet tek bir birim gibi döner.”

Aslında, Bresnik çarkı serbest bıraktığı ve kendi kendine dönmesini sağladığı zaman yakından bakarsanız, NASA logosunun ilk önce sabit durduğunu ancak hemen sonra aletin geri kalanıyla birlikte dönmeye başladığını farkedersiniz.

Şimdi burada ilk önce, uzaydaki bir stres çarkının çok daha uzun döneceğini düşünebilirsiniz, ancak ortaya çıktığına göre, orada da merkezdeki bilyeli yatakta bir sürü sürtünme gerçekleşiyor ve sonunda dönüş yavaşlıyor.

Bonus: Eğer stres çarkını bir vakum odasında çevirirseniz ne olacağını merak ediyorsanız, The Action Lab kanalının bu videosuna bakın:

Ozan Zaloğlu

ScienceAlert




NuSTAR, Karadelik Püskürmesinin Gizemini Araştırıyor.

Kara delikler yırtıcı yiyiciler olduğu için ünlüdür, ancak onlara düşen her şeyi yemezler. Maddenin küçük bir kısmı, plazma denilen, çevrelerine çok zarar verebilecek güçlü sıcak gaz jetlerinde geri çekilir.

Yol boyunca bu plazma,bir şekilde, kara deliğin dönüş ekseni boyunca iki parlak sütun oluşturarak ışığı güçlü bir şekilde yayacak kadar enerji kazanır. Bilim insanları, bunun nerede ve nasıl olduğunu uzun zamandır tartışıyorlar.

Gökbilimcilerin bu gizem için yeni ipuçları var.  NASA’nın NuSTAR uzay teleskopu ve İspanya, La Palma’daki William Herschel Gözlemevi’ndeki ULTRACAM adlı hızlı bir kamerayı kullanarak, bilim insanları püskürtmelerdeki parçacıkların “açılmadan” ve parlak ışık kaynakları haline gelmeden önce yol aldığı mesafeyi ölçebildi. Bu mesafeye “hızlanma bölgesi” adı verilir. Çalışma Nature Astronomi dergisinde yayınlandı.

Bilim insanları, her biri normal bir yıldızdan beslenen bir kara delikten oluşan Samanyolu’nun “X-ışını ikilileri” adlı iki sisteme baktı. Bu sistemleri, kara deliğin etrafında dönen maddeden oluşan düz bir yapı olan birikim diskinin madde içine düştüğünden dolayı parladığında oluşan patlama esnasında farklı noktalardan incelediler.

V404 Cygni adı verilen bir sistem, Haziran 2015’te gözlemlendiğinde neredeyse parlaklığın zirvesine ulaşmıştı. O zaman, X-ışını ikilisinden gelen 21. yüzyılda görülen en parlak patlamasını yaşıyordu. GX 339-4 olarak adlandırılan diğer sistem ise gözlemlendiğinde beklenen maksimum parlaklığının yüzde 1’inden azdı. GX 339-4’ün yıldızı ve kara deliği V404 Cygni sisteminden çok daha fazla birbirine yakındır.

Farklılıklarına rağmen; sistemler, NuSTAR’ın ilk X-ışınlarını tespit etmesi ve daha sonra ULTRACAM’in kısmen görünebilir ışıkta ışımalar tespit etmesinin arasında benzer zaman gecikmelerini (yaklaşık onda bir saniye) gösterdiler. Bu gecikme, göz kırpmalarından daha az sürede oluşur ancak kara delik püskürtmeleri fiziği açısından önemlidir.

“Bir ihtimal ise; püskürtmelerin fiziğinin diskin boyutuyla değil bunun yerine hız, sıcaklık ve püskürtmenin temelindeki parçacıkların diğer özellikleriyle belirleniyor olmasıdır” diye açıklıyor Birleşik Krallık’taki Southampton Üniversitesi’nde astronom olan ve çalışmanın asıl yazarı olan Poshak Gandhi.

Bilim insanlarınca bu sonuçları açıklama yönündeki en iyi teori, X-ray ışınlarının kara deliğe çok yakın olan bir maddeden kaynaklandığıdır. Güçlü manyetik alanlar, bu maddenin  bir kısmını püskürtme boyunca yüksek hızda sürükler. Işık hızına yakın bir hızda çarpışan, optik radyasyon akımı yaymaya başlayıncaya kadar plazmaya enerji veren parçacıklardaki bu sonuçlar, ULTRACAM tarafından yakalanmıştır.

Bu, püskürtmenin neresinde gerçekleşiyor? Optik ve X ışını ışığı arasındaki ölçülen gecikme bunu açıklamaktadır. Bilim insanları, bu süreyi neredeyse ışık hızına yakın olan parçacık hızı ile çarparak yol alınan maksimum uzaklığı belirlerler.

Yaklaşık 30.000 km’lik yayılma, plazmanın en güçlü ivmeyi hissettiği ve ışık yayarak “açtığı” püskürtmedeki iç hızlanma bölgesini gösterir. Bu sadece Dünya’nın çapının üç katı altındadır, ancak kozmik açıdan küçücüktür, özellikle V404’teki kara delik Cygni’nin 3 milyon Dünya’nın birleşimi kadar ağırlığa sahip olduğu dikkate alındığında.

Pasadena, California’daki Nasa’nın Jet İtki Laboratuvarında görevli astronom ve bu çalışmanın ortak yazarı Daniel Stern’in açıklamasına göre gökbilimciler, bu çalışmanın sonuçlarını kullanarak jet güçlendirme mekanizmaları için modeller geliştirmeyi umuyor.

Bu ölçümleri yapmak kolay değildi. Uzaydaki X-ray teleskopları ve yerdeki optik teleskopların bilim insanlarının teleskopların algılamaları arasındaki küçücük gecikmeyi hesaplamaları için patlamalar süresince X-ray ikililerine tam olarak aynı anda bakmaları gerekmektedir. Böyle bir koordinasyon, gözlem ekipleri arasında karmaşık bir planlama gerektirir. Aslında, NuSTAR ve ULTRACAM arasındaki koordinasyon, 2015 patlaması sırasında yalnızca yaklaşık bir saat mümkündü, ancak hızlanma bölgesi ile ilgili çığır açan sonuçların hesaplanması için yeterli oldu.

Bu sonuçların, bilim insanlarının bu çalışmadakilerden çok daha büyük olan süper kütleli kara delik anlayışları ile de bağlantılı olduğu görünmektedir. BL Lacertae adı verilen Güneşimizin kütlesinin 200 milyon katı ağırlığındaki bir süper kütleli sistemde bilim insanları, bu çalışmanın bulduğundan milyonlarca kat daha fazla zaman gecikmesi olduğu sonucuna vardılar. Bu, püskürtmelerin hızlanma bölgesi boyutlarının muhtemelen kara deliklerin kütleleri ile ilgili olduğu anlamına gelmektedir.

Gandhi şöyle devam ediyor “Heyecanlıyız çünkü sadece V404 Cygni gibi yıldız-kütleli kara deliklerdeki değil, aynı zamanda canavar süper kütleli olanlardaki püskürtmelerin iç işleyişleri ile ilgili bir kıstas bulmuş olduk.”

Sonraki adımlar, bu ölçülen gecikmeyi diğer X-ray ikililerinin gözlemlerinde doğrulamak ve her boyuttaki kara deliklerde bulunan püskürtmeleri birbirine bağlayan bir teori geliştirmektir.

NuSTAR’ın esas araştırmacısı ve Pasadena Caltech’te astronomi profesörü olan Fiona Harrison şöyle söylüyor: “Küresel zemin ve uzay teleskoplarının birlikte çalışması, bu keşfin anahtarıydı. Ancak bu sadece bir göz gezdirmeydi ve öğrenilmesi gereken çok şey var. Gelecek, kara deliklerin aşırı uçtaki fiziğini anlamak için gerçekten parlak.”

NuSTAR, Caltech’in liderliğinde ve NASA’nın Washington Bilim Görev Direktörlüğü için JPL tarafından yönetilen bir Küçük Kaşif görevidir. NuSTAR, Danimarka Teknik Üniversitesi ve İtalyan Uzay Ajansı (ASI) ortaklığında geliştirildi. Uzay aracı Orbital Sciences Corp., Dulles, Virginia tarafından inşa edildi. NuSTAR’ın görev operasyon merkezi UC Berkeley’de ve resmi veri arşivi NASA’nın Yüksek Enerji Astrofizik Bilim Arşivi Araştırma Merkezi’nde bulunmaktadır.  ASI, görevin yer istasyonunu ve ayna arşivini sağlamaktadır. Caltech ise  JPL’yi NASA için yönetmektedir.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.nasa.gov/feature/jpl/nustar-probes-black-hole-jet-mystery




Küresel Yıldız Kümeleri

Küresel yıldız kümeleri; yüz binlerce hatta bazen milyonlarca yıldızın birbirine kütle çekim kuvveti ile bağlı olduğu, küresel yapılı yıldız topluluklarıdır.

Bu küresel yapının içinde yıldızlar oldukça sıkışık halde yer alırlar ve kümenin merkezine doğru gidildikçe birim hacimdeki yıldız yoğunluğu artar. Öyle ki, sadece 1 ışık yılı çapında bir alanın içinde onlarca yıldız yer alabilir. Ne kadar yoğun olduğunu anlamanız için şunu söyleyelim; bizim yıldızımız Güneş’in 1 ışık yılı çapında çevresi içinde hiç yıldız yoktur. Hatta 2 ışık yılı, 3 ışık yılı, 4 ışık yılı çevresinde de yıldız bulunmaz. Bize en yakın yıldız 4.2 ışık yılı uzaklıktaki Proxima Centauri‘dir.

Bu kümeler, Açık yıldız kümelerinin aksine çoğunlukla halo bölgesinde yer alırlar. Gökada merkezi etrafında basık bir yörüngeye sahiptirler. Samanyolu gökadamızda 150’nin üzerinde küresel küme bulunur. Yakın komşumuz Andromeda Gökadası için bu sayı 500’lere çıkabilirken M87 gibi bazı dev eliptik gökadalar 13.000’in üzerinde küresel küme barındırabilir.

Küresel Yıldız Kümeleri

Referans: http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A…313..119D   R: kpc (kiloparsek). 1 kpc = 1000 pc(parsek) = 3260 ışık yılı

Küresel yıldız kümeleri oldukça yaşlı yıldızlardan oluşan yapılardır. Bu yüzden küresel kümelerin yaş tayinleri astrofizikte kilit bir rol oynayarak Samanyolu‘nun nasıl oluştuğu ve evrenin yaşı ile ilgili bir takım sorulara cevap olabilir.

Samanyolu gökadamızda gördüğümüz küresel kümelerin ortalama yaşı 10 milyar yıl ve üzeridir. Bu kadar yaşlı olmaları sebebiyle gökadadaki en yaşlı yıldızların da çoğu küresel kümelerde yer alır. 10 milyar yıl boyunca hayatta kalabilecek yıldızlar sadece Güneş benzeri ve daha küçük yıldızlar olduğu için, bu kümelerde parlak beyaz renkli, büyük kütleli yıldızlar (istisnai bir durum haricinde) neredeyse hiç bulunmazlar.

Messier 5 küresel yıldız kümesinin Hubble tarafından alınmış detaylı bir fotoğrafı.

Küme sakinlerinin hemen hemen tamamı kırmızı dev yıldızlar, K ve G tipi düşük kütleli anakol yıldızları ve kırmızı cücelerden ibarettir. Ancak, bu kümelerin kendine has özel şartları, parlak büyük kütleli mavi yıldızların da nadir de olsa var olabilmelerini sağlar. Bunlar genç yıldızlar değillerdir ama, genç kısa ömürlü yıldızlar kadar parlaktırlar. “Mavi Başıboşlar” dedilen bu yıldızlarla ilgili şu yazımızdan detaylı bilgiye ulaşabilirsiniz.

Bu kümelerin neden böylesi bir yapıya sahip oldukları, niçin böylesine fazla ve yaşlı yıldız popülasyonunun bir küre biçiminde bir arada yoğunlaştığına yönelik yapılan araştırmalara göre; küresel kümelerin gökadaların yuttukları cüce gökadaların çekirdekleri olduğu düşünülüyor. Birleştiği gökadaya bütün gaz, toz ve yıldızlarını kaptıran cüce gökadanın çekirdek bölgesindeki yıldızlar kütle çekim ile birbirlerine güçlü biçimde bağlı oldukları için dağılmıyorlar ve yutuldukları gökadanın yörüngesine giriyorlar.

dso-cluster-pal-11

Samanyolu tarafından yıldızları birer ikişer kapılarak harabeye dönüştürülmüş Pal 11 küresel yıldız kümesi.

Gökadaların çoğunlukla halo bölgesinde yer alan küresel yıldız kümelerini, bir anlamda gökadaların uyduları olarak da niteleyebiliriz. Çünkü; yıldızlar, gezegenler, gaz ve tozun tamamı galaksi içinde yörüngesel devinim gösterirken, bu kümeler gökadaların dış kısmında yörüngelere sahiptir. Bu da şu anlama gelir; Samanyolu gibi dev kütleli gökadalar küresel kümeleri zamanla kemirerek, dış kısımlarındaki yıldızları birer ikişer bünyesine alarak yok ederler.

Ögetay Kayalı & Zafer Emecan




CERN, “Dünya Aslında Olmamalı” Mı Dedi?

Basının bilimsel bilgileri aktarma konusunda büyük eksiklikleri ve ciddiyetsizliği olduğu bilinen bir gerçek. Tüm Dünya’da birkaç ciddi basın kuruluşu haricinde hemen hemen hepsinde bunu gözlemlemek mümkün. Bizim basınımız ise, bu ciddiyetsizlik, araştırma noksanlığı, lisan bilmemek ve bilgisizlikte çok daha vahim bir konumda yer alıyor.

Bugün güvenilir olduğu iddiasında olan bazı basın kuruluşlarında çıkan bir haberde, CERN araştırmacılarının yayınladığı raporda “dünyada var olan her maddenin anti maddesinin de olduğu, bu nedenle dünyanın aslında var olmaması gerektiği” dile getiriliyor şeklinde oldukça iddialı bir söylev ortaya atılmış. Bakalım gerçekten öyle mi?

Aslında başlığı ve başlık altı yazısını bir kenara bırakırsak, haberin içeriğinde bilim insanlarının “dünya aslında yok” gibi bir iddiada bulunmadıkları “bilim okur yazarlığı” olan okurlar tarafından güç de olsa anlaşılabiliyor.

CERN’de geçtiğimiz yıllarda büyük bir özveri ile gerçekleştirilen çalışmalar sonucunda Higgs Bozonu‘nun varlığı büyük oranda ortaya konulmuştu. Buna göre, artık maddenin Higgs Bozonu ile etkileşerek kütle kazandığını öngören Standart Model’in eli oldukça güçlenmiş durumda. Dolayısıyla, Standart Model ile ilgili bu büyük sorunu çözüme kavuşturan bilim insanları, artık gözlerini başka bir soruna dikmiş durumdalar.

Sorun ise şu: Büyük Patlama (Big-Bang) Teorisi’ne göre, evrenin başlangıcında madde ve antimadde‘nin bir arada ve eşit oranda oluşmuş olmalıdır. Ancak, bugün biliyoruz ki evrenimiz çok çok büyük oranda madde ve eser miktarda antimaddeden oluşuyor. Yani, madde ve antimadde arasında başlangıç aşamasında olması gerektiği öngörülen simetri gerçekte yok.

Antimadde CERN

Solda, bugün evrendeki maddenin %75’ini meydana getiren normal hidrojen atomu, sağda ise hidrojenin antimaddesi olan “antihidrojen”.

Antimadde, elektrik yükü haricinde bugün bildiğimiz ve çevremizde gördüğümüz madde ile aynıdır. Aynı kütleye sahiptir ve aynı biçimde davranır. Normal maddede atom çekirdeğindeki protonlar pozitif (+) elektrik yüküne sahipken, antimaddede protonlar negatif (-) yüklüdür. Yine bugün bizleri var eden maddede elektronlar negatif elektrik yüklüyken, antimaddenin elektronları pozitif elektrik yüklüdür. Eğer madde ve antimadde Büyük Patlama sırasında simetrik, yani eşit oranda oluşmuş olsaydı, evren henüz çok küçük bir yapı halinde iken birbirlerini yok etmiş olmaları gerekirdi. Çünkü, madde ve anti madde bu zıt elektrik yükleriyle bir araya geldiklerinde büyük bir enerji boşalımı ile birbirlerini yok ediyorlar.

Bugün yapılan hesaplar gösteriyor ki, Büyük Patlama sırasında madde ve antimadde büyük oranda simetrik biçimde oluştu ve neredeyse eşit sayıdaydılar. Ancak, günümüzdeki evreni oluşturan maddenin şu an var olabilmesi için, bu simetrik yapıda milyarda bir oranında maddenin üstün olması gerekiyor. Daha başka bir deyişle her 1 milyar antimadde parçacığına karşılık, 1 milyar 1 madde parçacığı oluşmuş. Bugün evreni oluşturan tüm madde, birbirini yok eden bu her bir milyar parçacık arasında sağ kalmayı başaran 1 parçacıktan ibaret.

Evrenin başlangıcında madde ve antimadde tam olarak eşit miktarda oluşmuş olsaydı, birbirlerini yok edeceklerdi ve bugün maddesel anlamda bomboş bir evrende, hiç var olmamış olacaktık.

İşte CERN bilim insanları, milyarda bir de olsa büyük patlama sorasında oluşan bu simetri kırılmasının nedenini bulmaya çalışıyorlar. Yayınlanan raporlarındaki açıklama da, bu konuda yaptıkları çalışmaların nasıl gerçekleştiği ve amaçlarını gösterme amacı taşıyor.

Büyük Hadron Çarpıştırıcısı‘nda (LHC) gerçekleştirilen deneylerde protonları çok büyük enerji düzeyleri ile çarpıştırdıklarında ortaya çıkan madde ve antimadde parçacıklarının davranışlarını gözlemleyip bu simetri sorununun evrenin başlangıç aşamasında nasıl aşılmış olabileceğine yönelik fikirler elde etmeye çalıştıklarını dile getiriyorlar. Bildiğiniz gibi bilim, kağıt üzerinde yapılan çalışmaların veya ortaya atılan fikirlerin “deney ve gözlem”lerle sınanması yoluyla hareket eder. Deney ve gözlemler yoluyla sınanması mümkün olmayan fikirler, bilimsel değer ifade etmezler.

Eğer madde ve antimadde arasındaki eşitsizliğin, neden maddeden yana az da olsa farklı olduğu bulunabilirse, evrenin nasıl oluştuğuna dair fikirlerimiz daha sağlam temellere oturtulup modellenebilecek.

Sonuç olarak, gazetelerde ve haber kanallarında üstünkörü çevrilerek (veya güvenilir olmayan kaynaklardan derlenerek) yayınlanan bilimsel haberlere kuşkuyla yaklaşmaya devam edin. Çünkü bilim insanları “hay allah, evren aslında olmamalıydı” şeklinde bir şey söylemiyor, “evrenin aslında nasıl var olduğuna yönelik çalışmalar yürütüyoruz” diyorlar.

CERN’ün ilgili haberlere konu olmuş açıklamasının orjinaline bu linkten, konunun anlatıldığı makaleye ise bu linkten ulaşabilirsiniz.

Zafer Emecan




Çarpışan Nötron Yıldızlarından Gelen Kütle Çekim Dalgaları Tespit Edildi

İki nötron yıldızının (atarca) çarpışmasından kaynaklı “kütle çekim dalgaları”nın (uzay zaman dalgalanması) tespit edilmesi, astronominin yeni bir çağa girdiğinin göstergesi oldu…

Astronominin yeni çağı başladı. Şu ana kadar ilk kez bilim insanları, hem kütle çekim dalgaları hem de aynı kozmik olaydan – bu durumda bu, nötron yıldızları olarak bilinen iki süper yoğun yıldızsal cesedin dehşetli birleşimi oluyor- kaynaklanan ışığı gözlemledi.

Araştırmacıların dediğine göre bu önemli keşif; evren hakkında heyecan verici yeni anlayışları açığa çıkaracağını vaat eden “multimessenger astrophysics, yani çok habercili astrofizik” alanının ortaya çıkmasına ön ayak olmaktadır. Bu buluş ayrıca; evrenin altın, platin ve diğer ağır element kaynağının nötron yıldızı çarpışmaları olması konusunda da ilk sağlam kanıtı sağlıyor.

Kütle Çekim Dalgaları

İlk kez, iki nötron yıldızının çarpımasından kaynaklı kütleçekim dalgaları ve bu çarpışmadan bize gelen ışık aynı anda keşfedildi. Bu, kütleçekim dalgalarının da ışık hızıyla yayıldığını kanıtlamamızı sağladı.

Araştırmacılar bu keşfi nasıl tanımlıyorlar? “eşsizlik sınıfta kaldı” diyor LIGO projesinde yer alan bir bilim insanı olan Richard  O’Shaughnessy.

“Bu, astronomi bilimi yolumuzdaki bir dönüşüm” diye space.com’a açıklıyor Rochester Teknoloji Enstitüsü Merkezi Bilgisayarsal Görelilik ve Yer çekimi bölümünden O’Shaughnessy: “Bu harika.”

Yeni bir tespit türü

Kütle çekim dalgaları, çok büyük kozmik nesneler tarafından oluşturulan, uzay-zaman dokusunda oluşan küçük dalgalanmalardır. Bu dalgalanmalar, ışık hızında hareket ederler ancak, dağılmazlar veya ışığın yaptığı gibi sönümlenmezler.

Albert Einstein, kütle çekim dalgalarının varlığını ilk olarak 1916’da yayımlanan özel görelilik teorisinde tahmin etmiştir. Ancak astronomların bunları doğrudan tespit etmeleri bir yüzyıl sürmüştür. Bu kilometre taşı, Eylül 2015’te LIGO iki birleşen kara deliğin yaydığı kütle çekimi dalgalarını gördüğü zaman geldi.

Bu ilk keşif, projenin üç kurucu ortağına 2017 Nobel Fizik ödülünü kazandırmıştır. LIGO ekibinin bu başarısı, kısa süre içerisinde hepsi de çarpışan kara deliklerin kökeninin izini süren üç diğer keşifle takip etti.

Nötron yıldızlarının çaprışmasının bir simülasyonu (Kaynak: Avrupa Güney Gözlemevi – ESO)

16 Ekim 2017’de Dünya çapındaki konferansla duyurulan ve birçok bilimsel dergideki bir hayli fazla makalede yer alan beşinci kütle çekim dalgası tespiti, tümüyle yeni bir şey. 17 Ağustos 2017’de Louisana ve Washington’da bulunan LIGO’nun iki dedektörü, yaklaşık 100 saniye süren bir sinyal aldı – ki bu iki birleşen kara delik tarafından oluşturulan bir saniyelik “cıvıltı”dan daha uzundur.

LIGO Bilimsel İşbirliği’nin sözcüsü ve Massachusetts Teknoloji Enstitüsü Kavli Astrofizik ve Uzay Araştırmaları Enstitüsü’nün üst düzey araştırma bilim insanı David Shoemaker açıklamasında “ bize kaynağın hemen büyük olasılıkla görmeyi umduğumuz ve dünyaya göreceğimize söz verdiğimiz olasılık olan nötron yıldızları olduğu göründü.” dedi.

Aslında LIGO ekibinin hesaplamaları; her bir çarpışan nesnenin, kendilerini kütle açısından nötron yıldızı bölgesine koyan, Güneş’in kütlesinin 1.1 ve 1.6 katı kütleyi barındırdığını ileri sürüyor (Her birleşen kara delik, düzinelerce Güneş kütlesi içeren önceki tespit edilmiş sinyallerden sorumlu). Süpernova patlamalarında ölen çok büyük yıldızların çökmüş kalıntıları olan nötron yıldızları, aynı zamanda evrenin en egzotik nesnelerinden biridir.

Farklı bir açıklamada ise Pasadena Kaliforniya’daki Carnegie Bilim Enstitüsü’nün Gözlemevleri’nde görevli teorik astrofizikçi Tony Piro “gerçek bir kara delik olmaksızın kara deliğe oldukça yakındırlar” diye açıkladı. “Sadece bir çay kaşığı kadar nötron yıldızı, dünyadaki bütün insanların toplamı kadar ağırdır.”

Takım Gayreti

İtalya Piza yakınlarındaki Virgo kütle çekim dalga dedektörü de Ağustos 17’deki olayda GW170817 (ortaya çıkış tarihi olmasından dolayı) adı verilen bir sinyal yakaladı. Ve NASA’nın Fermi Gama Işını Uzay Teleskopu da yaklaşık aynı zamanda, aynı konumdan gelen gama ışın patlamasının –ışığın en yüksek enerji formu- yerini tespit etti.

Kütle Çekim Dalgaları

Solda, söz konusu galaksinin nötron yıldızları çarpışmadan önce Hubble Teleskobu ile alınmış görüntü. Sağda ise, çarpışmadan sonra Las Campanas’taki Swope teleskobu ile yakalanan patlamanın parlak ışığı.

Bütün bu bilgiler araştırmacılara, gökyüzünün güneyindeki ufak bir alanda sinyal kaynağının izini sürmelerine yardımcı oldu. Keşif ekibi üyeleri, bu bilgiyi Dünya genelindeki meslektaşlarına ulaştırdılar ve bu kısmı yer ve uzay temelli teleskoplarla incelemelerini istediler.

Bu takım çalışması çabucak meyvesini verdi. Kütle çekim dalgası tespitinden sadece saatler sonra Piro ve meslektaşları, Şili’deki Las Campanas Gözlemevi’ndeki teleskobu kullanarak Dünya’dan yaklaşık 130 milyon ışık yılı uzaklıktaki eşleşen optik ışık kaynağının yerini saptadılar.

Ekip üyelerinden ve ayrıca Carnegie Gözlemevi’nde görev yapan Josh Simon açıklamasında “yakındaki bir galakside parlak mavi bir ışık kaynağı gördük – ilk defa bir nötron yıldızı birleşmesinin kor halindeki enkazı gözlendi. Kesinlikle heyecan verici bir andı” dedi.

Yaklaşık bir saat sonra yine Şili’de bulunan Gemini Güney Teleskobu’nu kullanan araştırmacılar, aynı kaynağı kızılötesi ışıkla da tespit ettiler. Çeşitli araçları kullanan diğer ekipler, kaynağı elektromanyetik tayf üzerinden radyo dalgalarından X-Ray dalgalarına kadar her şekilde araştırdılar.

Bu çalışma; gözlemlenen ışığın bir kısmının, iki nötron yıldızı çarpıştığında ortaya çıkan altın ve uranyum gibi ağır elementlerin radyoaktif ışığı olduğunu ortaya çıkardı.

Bu büyük bir iş. Bilim insanları, çoğunlukla hidrojen ve helyum gibi hafif elementlerin büyük patlama esnasında oluştuğunu ve demire kadar olan diğer elementlerin yıldızlar içerisindeki nükleer füzyon süreci içerisinde oluştuklarını zaten biliyorlardı. Ancak daha ağır elementlerin kökeni iyi anlaşılamamıştı. Çünkü, süpernova patlamamaları bugün gözlediğimiz miktardaki ağır elementin ancak bir kısmını üretebiliyor. Geri kalan miktarın nasıl üretildiği şimdiye kadar bir soru işareti idi.

Masasachusetts, Cambridge Harvard- Smithsonian Astrofizik Merkezi’nde görevli Edo Berger, “kökeni bu zamana kadar gizli kalmış periyodik tablodaki ağır elementlerin, nötron yıldızları birleşiminde oluştuğunu gösterdik” diye açıklama yaptı. Berger, bu olayı Şili’deki Cerro Tololo Inter-American Gözlemevi’ndeki Karanlık Enerji Kamerası ile inceleyen ekibin liderliğini yapmaktadır.

Ayrıca Berger açıklamasında her birleşmenin altın, uranyum ve cep telefonlarımızda bulunan nadir elementlerin birçoğu gibi değerli metallerin Dünya’nın kütlesinden daha fazla miktarda üretildiğini belirtti. Aslında araştırmacıların söylediklerine göre GW170817, muhtemelen 10 Dünya kütlesi değerinde altın ve uranyum üretmiştir.

Gelecek Daha Fazla Şey

GW170817’nin derinlemesine incelenmesi, diğer önemli anlayışları da ortaya çıkardı.

Örneğin; bu çalışma, tahmin edildiği gibi kütle çekim dalgalarının aslında ışık hızında hareket ettiğini göstermiştir (Fermi Uzay Teleskopu, kütle çekim dalgası sinyali bittikten sadece 2 saniye sonrasında gama ışını patlaması tespit etti). Şimdi astronomlar, nötron yıldızları hakkında birazcık daha fazla şey biliyorlar.

Ancak GW170817 sadece bir başlangıç. Örneğin; CfA’dan ve ayrıca Harvard Üniveristesi Astronomi bölümüne başkanlık eden Avi Loeb, bu gibi “çok habercili” gözlemlerin göksel cisimlerle uzaklıkları kalibre etmekte başka bir yol sağlayacağını söylemektedir.

Teoride bu gibi ölçümler, bilim insanlarına evrenin genişleme sabitini belirlemede yardımcı olabilir. Yeni açıklanan keşfe katılmayan Loeb’e göre Hubble sabiti olarak bilinen bu değerin tahminleri, süpernova patlamaları gözlemleri kullanılarak mı, yoksa kozmik arka plan ışıması (Big Bang’den kalan eski ışık) kullanılarak mı yapıldığına göre çeşitlilik göstermektedir.

“Şu an burada daha önce ulaşılamayan ama şimdi açık bir yol var” diyor. O’Shaughnessy’in vurguladığı gibi başka böyle yolların açılması muhtemel.

Çeviren: Burcu Ergul
Kaynak: Space.com




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.

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




“Tanrı Parçacığı” Higgs Bozonu Maddeye Nasıl Kütle Kazandırıyor?

Daha önce Higgs Bozonu’nun ne olduğuyla ilgili bir yazı yazmıştık. Bu yazıda da aynı biçimde matematiksel denklemlerden kaçınarak Higgs mekanizmasının nasıl işlediğini kabaca anlatacağız.

Yazımızda kullanılan bazı kavramlar yabancı gelebilir. Bunun nedeni modern fizik ile ilgili bahsettiğimiz bu konunun aslında koskoca bir sistemin içindeki çarklardan biri olmasından kaynaklanıyor.

1 – Fizikte sürekli adını duyduğumuz temel parçacıklar aslında Kuantum Alan Teorisi‘nde (QFD) tanımlanmış olan alanlarının uyarılmış ve dolayısıyla quantalaşmış halleridir. Örneğin; fotonlar elektromanyetik alan’ın uyarılmış bir hali, elektronlar -ve pozitronlar- elektron alanının uyarılmış hali, Higgs bozonları ise Higgs alanının uyarılmış bir halidir. Bu alanlar uzay ve zamanın bütün noktalarına yayılmış bir vaziyettedirler.

Uzay-zamana yayılmış bu alanlar uyarıldıkları noktalarda quantalaşıyorlar ve bu quantalara biz parçacık adını veriyoruz. Kuantum Alan Teorisi ile ilgili daha fazla bilgi için Kuantum Alan Teorisi nedir? adlı yazımızı okuyabilirsiniz.

Higgs

2 – Bu alanlar başka alanlarla kesişebilir, birleşebilirler. Yani bir alan ile başka bir alan birbirleriyle etkileşime girebilir. Örneğin Bremsstrahlung ışıması gibi olaylarda elektronlar fotonlara dönüşmekteler veya enerjilerinin bir kısmını foton olarak salmaktalar.

3 – Bu alanlar Higgs alanıyla da etkileşime girerler. Kendiliğinden Simetri Kırılması adı verilen bir sürecin sonucunda Higgs alanı iki bölüme ayrılır. İlk bölüm dinamik alan olarak kalır ve bu kısmın oluşturduğu quantalar Higgs bozonlarıdır.

Beklenen vakum değeri olarak da bilinen 2. bölümü ise sabittir ve Higgs alanının diğer alanlarla etkileşimini tanımlayan denklemler, 2.derecede bu alanların kendileriyle etkileşimini de tanımlayan denklemlere dönüşürler.

Özetle; bu olaya Kuantum Alan Teorisi’nde bir alana kütle kazandırmak denir. Dolayısıyla Higgs alanının beklenen vakum değeri, her bir alandaki kütle ile orantılıdır.

Özeti biraz açıp kavramlara açıklık getirirsek:

Bir alanın en düşük enerji seviyesinde olduğunu beklediğimiz seviyeye Beklenen vakum değeri denmekte. Evrendeki fiziksel sistemler her zaman en düşük enerji seviyesinde olmaya meğillilerdir diye genel bir doğa yasası var. Mesela atomun elektron yörüngelerine baktığımızda, ilk yörüngeye foton gönderip oradan bir elektron kopardığımızda, üst yörüngeden bir elektron hemen bu alt yörüngedeki boş kalan yere geçer, çünkü alt yörüngede daha az enerji ile varlığını sürdürebilmektedir. Alttaki yörüngeye geçerken bünyesinden bir foton saçar. Bu fotonun enerjisi, iki yörünge arasındaki enerji farkı kadardır. Her neyse; beklenen vakum değeri ile kuantum alanları sisteminin potansiyel enerji fonksyonları belirlenir. Yani alanın enerji seviyesinin değişim grafiği.

Higgs

Buna meksika şapkası deniliyor. 3 boyutlu bir grafik ve V ile gösterilen dikey boyut alandaki değerlere denk gelen potansiyel enerjiyi simgelemekte. Şapkanın ortasındaki potansiyel değerde olan Higgs Alanı (küre şeklinde gösteriliyor) bu sırada tamamiyle simetriktir. Nasıl döndürürseniz döndürün aynı şekilde gözükür. Fakat bu Higgs alanı etrafında daha düşük enerjiyle var olabileceği durum gördüğünde, ki grafikte şapkanın alt kısmına, yeşil çembere denk geliyor bu, o duruma geçiş yapar. Tepeden aşağıya iner ve böylece simetri bozulmuş olur. Bu olaya Kendiliğinden Simetri Kırılması deniliyor.

İkinci grafiğimizde Higgs alanı daha düşük olan potansiyel enerji seviyesine geçiş yapmış durumda ve simetri özelliği böylece kayboldu. İlk grafikte Higgs alanını temsil eden küre döndüğünde bir şey değişmiyordu fakat ikinci grafikte dönerken şapkanın içinde halka çizmekte. Yani simetrik değil, sürekli değişiyor görüntü. Burada biraz matematiksel gösterim gerekiyor.

gêeϕ diye bir etkileşimimiz olsun. g=birleşme sabiti, e=elektron, ê=anti-elektron, ϕ=higgs alanı diyelim.

Higgs alanı daha düşük potansiyele yani beklenen vakum değerine geldiğinde kendisini ikiye ayırabiliriz. ϕ=v+H (higgs alanı=beklenen vakum değeri+yeni alan) (Bunu 4’ü ikiye bölüp 4=2+2 diye göstermek olarak düşünebilirsiniz. ilk önce simetrik olan 4 vardı, daha düşük enerjiye geçiş yapıp 2 oldu fakat fazladan bir 2 daha var geçiş yaptığı sırada kaybettiği)O zaman etkileşimimiz şu halde gösterilir.

gêeϕ = gêev + gêeH (eşitliğin sol tarafındaki ϕ ikiye ayrıldığı için sağ tarafta iki birimi de topluyoruz basitçe)

Şimdi bu denklemi yorumlamak gerekirse. Sol tarafta ϕ ile gösterilen simetrik Higgs Alanımız var. Bu alan daha düşük enerji seviyesine geçiş yaptı ve buna beklenen vakum değeri demekteyiz, denklemin sağ tarafındaki ilk eşitlikte v harfi bunu simgeliyor. Sağ tarataki ikinci eşitlikte ise H harfi var. Kendiliğinden simetri kırınımı sonrasında, higgs alanın beklenen vakum değerine geçiş yaparken geri kalan enerjiye, yeni alana H demiştik. İşte bu H aslında higgs bozonu. Kendiliğinden simetri kırınımı sonucunda, Higgs alanı beklenen vakum değerine geçiş yaparken arta kalan enerji Higgs bozonu oluyor. 

denklemdeki gêev deki v ile g’yi yani beklenen vakum değeri ile birleşme sabitini toplayıp m diyebiliyoruz ve ortaya mêe çıkıyor. Bu etkileşimde bir alan yok, elektron ve anti-elektron kütle ile yani m ile gösteriliyor. İlk başta yani eşitlik gêeϕ iken elektron ve anti-elektron’un kütlesi yoktu fakat Higgs alanının kendiliğinden simetri kırınımı sonucu beklenen vakum değeri vastasıyla elektron ve anti-elektron m kütlesine sahip oldular. 

4 – Belirli alanlara kütle kazandırmak olarak yorumlanan bu denklemler, Higgs alanında gerçekleştiğini söylediğimiz kendiliğinden simetri kırılması meydana gelmeden önce var olamıyorlar. Simetri kırılmasının bir sonucu olarak ortaya çıkıyorlar.

Higgs alanının temel parçacıklara kütlelerini kazandırması bu şekilde gerçekleşiyor. Herhangi bir alan Higgs alanı ile etkileşime girdiği zaman kütle kazanıyor, başka türlü kazanamıyor.

5 – İlk maddeye tekrar döndüğümüzde Higgs mekanizmasının özü: Kendilerine ilişkin alanların quantaları olarak bildiğimiz bu temel parçacıklar kendiliğinden simetri kırılması nedeniyle Higgs alanı ile etkileşime giren diğer alanların kütle kazanmalarının bir sonucu olarak varlar.

Fotonlar ve gluonlar hariç (çünkü yükleri yok) bütün temel parçacıklar bu mekanizmaya dahiller. Bileşenlerden oluşan Proton, Nötron, Kaon ve Pion ise kütlelerini Higgs mekanizması ile kazanmazlar. İçlerindeki temel parçacıklar ve onların bağlanma enerjileri bu parçacıkların kütlelerini tanımlar.

Taylan Kasar

This article was written by Barak Shoshany. I want to thank him for allowing me to translate and share his article.

Kaynak: http://qr.ae/7X2uuF




Gerçek Hayat Düzeyinde Kuantum Mekaniği

Kuantum mekaniğini anlayamayanların en çok yakındığı şey, sağduyuya aykırı olmasıdır. Peki birçok insan bu konudan şikayetçiyken, gerçekte böyle midir?

Evet, gerçekte tamamen algılayışımıza bir tezat oluşturacak şekildedir. Kuantum mekaniğinin temel olgularını gündelik nesnelerle birleştirip size bu karmaşık fiziği anlamanızda yardımcı olacağız.

Fotonun dalga-parçacık ikililiğini duymuşsunuzdur. Hatta bu bir tek fotona özgü değildir; elektronlar, müonlar, nötrinolar vb atomaltı parçacıklar da hem dalga, hem de parçacık gibi davranırlar. Bu şu demektir; eğer aşağıdaki gibi çift yarıktan sürekli olarak foton veya elektron ateşlerseniz, arkada oluşması gereken desenin sadece iki çift çizgi olması gerekir ama, gerçek bu değildir. Gönderdiğiniz parçacık yarıkların arkasına bir gözlemci koymadığınız takdirde dalga gibi davranır ve eğer gözlemlemeye kalkarsanız, atomaltı parçacığın dalga fonksiyonu çöker ve parçacık gibi davranmaya başlar.

Bu örneği geliştirip fotonları sürekli değil teker teker de gönderebilirsiniz. Ancak yine oluşan desen girişim desenidir. Burada anlaşılması gereken tek bir elektronun veya fotonun bile delikten geçmeden önce gözlemci olup olmamasına göre dalga veya parçacık gibi davranmasıdır. Eğer gözlemlemiyorsak tek bir elektron iki delikten de aynı anda geçer.

Not: “Gözlem” olgusunun gerçekte ne demek olduğunu yazımızın sonunda açıkladık…

Kuantum

Bunu gündelik objelerle bağdaştırmak gerekirse şöyle diyebiliriz: Bir otobanda arabanızla normal bir hızda ilerliyorsunuz ve önünüze 10km sonra 3 tünel çıkacağını navigasyonunuzdan görüyorsunuz. Sizin ortadaki tünelden geçmeniz gerekiyor. Eğer kuantum mekaniği makro seviyede de geçerli olsaydı, siz ortadaki tünelden geçtiğiniz anda aynı zamanda 1. ve 3. tünellerden de geçmiş olurdunuz yani 3 farklı yerde aynı anda var olmuş olurdunuz.

Gözlemci etkisini şöyle canlandırabilirsiniz aklınızda; kaldırımda yürüdüğünüzü ve karşıdan karşıya geçmeye çalıştığınızı hayal edin. Ancak biraz umursamaz olduğunuz için karşıdan karşıya geçerken sağınıza ve solunuza bakmadan yola atladınız ve sol tarafınızdan 50km/saat hızla hareket eden bir araba size doğru yaklaşıyor. Bunun sonucunda aradaki mesafenin hızınıza bölümü kadar olan sürede aracın size çarpmasını beklersiniz. Ancak kuantum mekaniği makro seviyede geçerli olsaydı, siz arabayı gözlemlemiyor olduğunuz için araba size çarpmazdı. Çünkü araba gerçekte var olmazdı bile. Bu olayı Einstein’ın, Niels Bohr‘a söylediği; ”Ne yani ben aya bakmıyorum diye sen ay yok mu diyorsun?” sözünden kolayca anlayabilirsiniz. Bu kuantum fiziğinin sağ duyuya aykırı olan bir çok yönünden biridir. Geçelim diğerlerine…

Heisenberg‘in formüle ettiği gibi bir parçacığın konumu ve momentumu mutlak kesinlikle hiçbir zaman bilinemez. Konumunu %29 kesinlikle biliyorsanız momentumunu en iyi ihtimalle %71 kesinlikle bilebilirsiniz. Burada momentum yerine hızda alabilirsiniz, çünkü momentum = kütle . hız’dır ve kütle değişmediğinden, hız ile konum belirsizliği vardır denebilir. Bunu aşağıdaki formülden kolayca anlamanız mümkün.

Bunu makro seviyede şöyle canlandırabilirsiniz: Birkaç ay sonraki koşu olimpiyatlarına hazırlanıyorsunuz ve hızınızı her geçen gün arttırmanız gerekiyor. Çünkü hala beklediğiniz hızın altındasınız. Pazar sabahı saat 8 de kalktınız, spor kıyafetinizi giydiniz ve koşmaya hazırsınız. Ayrıca hızınızı ölçmesi için yanınıza bir de hız ölçer aldınız. A noktasından koşmaya başladığınızı hayal edin ve belli bir zamanda hız ölçerinize baktığınızı varsayalım. Hızınızı hız ölçer vasıtasıyla %100 kesinlikle öğrendiniz ancak, burada olan şey konumunuzun belirsizleşmesidir. Yani siz hızınızı kesin biliyorsunuz diye konumunuz hakkında en ufak bir bilgi sahibi bile olamazsınız kısacası A noktasında olabilirsiniz aynı şekilde A+10m ilerde de olabilirsiniz veya A+25m ilerde veya A noktasının 0.73m gerisinde de olabilirsiniz. Bunların hepsi olasıdır ve sizin hızınızın %100 kesinlikle bilinmesi konumunuzu tamamen belirsiz yapar. Bu da kuantum mekaniğinin garip bir olgusudur.

Gelelim Shrödinger deneyine: Erwin Shrödinger, kuantum mekaniğinin sağ duyuya aykırı oluşunu göstermek için bir düşünce deneyi tasarladı ve düşünce deneyinde kapalı bir kutunun içine bir kedi ve radyoaktif bozunmaya 1 saat  içinde uğrama olasılığı %50 olan bir atom yerleştirdi. Bu radyoaktif atom bozunursa, bozunma sonucunda sayaca veri gidecek ve içinde zehir olan bir şişe kırılarak kediyi öldürecektir. Ancak radyoaktif atom 1 saat içinde bozunmazsa, bu sefer de sayaca veri gitmeyecek ve şişe kırılmayacaktır. Dolayısıyla kedi ölmeyecektir.

Burada gözlemci etkisine değineceğiz: Eğer kutuyu açıp kedinin ölü olup olmadığını gözlemlersek, gözlemimizin sonucu olarak kediyi ya ölü yada canlı görürüz (çift yarığın arkasına dedektör koyma durumumuzla aynı yani elektron sadece bir yarıktan geçer). Fakat kutuyu açıp kediyi gözlemlemezsek kedinin dalga fonksiyonu iki olası durumu da içinde barındırır yani gözlemlemediğimiz sürece kedi hem ölü hemde canlıdır.

Kuantum mekaniksel olguları makrolaştırarak bunların sağ duyuya ne kadar aykırı olduğunu kendinizde görebiliyorsunuz. Şimdi geldik bir diğer olayı açıklamaya: Dolanıklık.

Kuantum fiziğinde dolanıklık; bir parçacığın üzerindeki belli bir ölçümün, dolanık eşini anında etkileme durumuna dayanır. Anında dedik, dikkatinizi çekeriz. Burada olan etki, parçacığın diğer parçacıktan uzaklığına bağlı değildir, bir parçacığın Kız Kulesi’nde, bunun dolanık parçacığının ise Ay’da olduğunu hayal edin. Birisinin gözlemlenme etkisi, diğer parçacığı anında etkiler.

Kuantum Dolanıklık

Elektron gibi parçacıklar spin gibi özellikler taşır. Bu spinler yukarı ve aşağı yönlüdür. Bir parçacığın spini yukarıysa, dolanık eşininki aşağı doğrudur ve bu gözlemin olduğu anda anlık olarak belirlenir. Bunu makro seviyede şöyle canlandırabilirsiniz: En yakın arkadaşınızla yollarınız ayrılıyor. O İstanbul’a, siz ise Washington’a gidiyorsunuz. Arkadaşınızla siz dolanık olduğunuzdan dolayı onu etkileyen bir şey doğrudan sizi de etkiler. Yani arkadaşınız İstanbulda bir kavgaya karışıp 3-5 yumruk yerse, siz de bunu hissedersiniz. Hatta evrenin bir ucunda olsanız bile bunu anında hissedeceksiniz.

Bu yazımızda kuantum dünyasının makrolaştırılmasının klasik dünyada nasıl görüneceğine sadece biraz göz attık ve sağ duyuyla ne kadar çeliştiğine yakından şahit olduk. Sağ duyuyla ne kadar çelişiyor gibi gözükse de, deneysel olarak binlerce kez kanıtlanmış ve sistemli matematiği olan bir alandır.

Gözlem Nedir? Gözlem, kuantum seviyesinde parçacıklara yapılan “müdahale”dir. Örneğin, bir parçacığın (foton, elektron vs) konumunu öğrenmek istiyorsanız, o parçacığın “üzerine” başka bir elektron veya bir foton göndermeniz gerekir. Bu gönderdiğiniz elektron veya foton, sizin gözlem aracınızdır. Gönderdiğiniz elektron veya foton, gözlemlemek istediğiniz parçacığa çarpar, ondan seker ve dedektörünüze gelir. Bunu yapmazsanız, gözlemlemeniz gereken parçacığın konumunu öğrenemezsiniz. Dikkat ettiyseniz, çok küçük olan bu parçacığa, yine çok küçük olan başka bir parçacığı “çarptırdınız”. Yani, müdahale ettiniz. Bu müdahaleniz de, parçacığın konumunu, hatta hızını değiştirdi. Siz, çarpan parçacık sekip dedektörünüze geldiğinde o paraçacığın konumunu (değiştiği için) sadece belli bir yüzdelik değerde tespit edeceğiniz gibi, hızını ve yönünü de artık tespit edemeyecek duruma geldiniz. 

Hazırlayan: Eyüp Gürses
Gözlem Notu: Zafer Emecan