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. Çekirdek ve çevresi, yıldızın ömrü boyunca ürettip biriktirdiği Helyum’la dolmaya başlamıştır 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 kütle çekim 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 bu sıkışma sırasında oluşan sürtünmeden dolayı o kadar ısınır ki, 100 milyon santigrat dereceye ulaşmış olan birikmiş helyum ve çekirdeği çevreleyen helyum kabuk, tıpkı hidrojenin bir zamanlar yaptığı gibi enerji üretmeye başlar. Artık helyum atomları birleşerek Karbon oluşturuyordur ve üretilen enerji, eskiden hidrojen reaksiyonları ile üretilen enerjiden çok daha fazladır.

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




Kütle Çekimsel Sapan Etkisi ve Hızlanma

“Gravitational slingshot effect”, Türkçeye çevrilmiş haliyle “kütle çekimsel sapan etkisi” olayını açıklayan neredeyse hiçbir Türkçe kaynak yok. Özellikle gözlemci çerçevesi, momentum, etki tepki, vektör gibi konuları açıklamadan ifade ettiği için bunları açıklamaya çalıştık.

Bir uzay aracını başka bir gezegenin yörüngesine yerleştirmek isteyenler bilim insanları, “kütle çekimsel sapan etkisi” olayını kullanırlar. Böylelikle planlamacılar uzay aracının daha az yakıt ile gezegenin yörüngesine girmesini sağlarlar. Ayrıca, kütle çekimsel sapan etkisi’nin uzay aracına kazandırdığı ekstra hız ile diğer gezegenlere ulaşma süresi oldukça kısalır. Tıpkı Juno‘nun Jüpiter’e, Yeni Ufuklar (New Horizons) aracının Plüton’a ulaşmak için bu yöntemi kullanması gibi. Her iki araç da kısa yoldan hedeflerine yönelmek yerine kütle çekimsel sapan etkisini kullanarak çok daha uzun yol katetmiş, ancak kazandıkları ekstra hız sayesinde hedeflerine daha kısa sürede ulaşmışlardır.

Kütle çekimsel sapan etkisi biraz gizemli gözükebilir. Biraz fizik biliyorsanız dahi bu duygu devam eder. Enerjiyi duymuşsunuzdur, enerji bir sistemin iş yapma kapasitesidir. Örneğin önünüzde duran bir cismi alın ve biraz havaya kaldırın. Bu cismin sahip olduğu enerji nedir? Eğer cismi yere bırakacak olursanız cisim üzerinde yerçekimi tarafından bir iş yapılacaktır ve cisim kinetik enerji kazanarak yere düşecektir.

Elinizdeki elmanın potansiyel bir enerjisi olduğunu çoğu zaman düşünmezsiniz (Fotoğraf kaynağı: Shutterstock).

 

Peki cisim elde tutulurken var olan enerji neydi? Bunun adı kütle çekim potansiyel enerjisiydi. Cismi elinizde tuttuğunuzda onun bir kütle çekim potansiyel enerjisi vardı, kinetik enerjisi sıfırdı yani hareketi yoktu. Daha sonra cismi elinizden bıraktığınızda kinetik enerjisi artmaya başladı, o artarken de kütle çekim potansiyel enerjisi azalmaya başladı. Buna fizikte “enerjinin korunumu” denir.

Şimdi konumuza dönecek olursak, enerji korunduğu için şu mantığı yürütebilirsiniz: “Bir uzay aracı bir gezegene yaklaşırken hızı artmalı fakat uzaklaşırken bu hızı kaybetmeli”.

Yerçekimsel sapanın nasıl işlediğini anlamak için iki farklı manzaradan, diğer bir deyişle iki farklı gözlemci çerçevesinden bakmamız gerekir. Bu gözlemci çerçevelerimiz, yani yerçekimsel sapan olayına bakacağımız yerler Dünya ve Güneş olsun. Bu durum, olayı anlayabilmemizi oldukça kolaylaştıracaktır.

Dünya’dan uzay aracına bakıldığında, Dünya hareketsizdir. Daha da önemlisi, Dünya bu uzay aracından çok ama çok büyük olduğu için, Dünya ve uzay aracının kütle merkezi, Dünya’nın kütle merkezi olarak değerlendirilebilir. Örneğin Jüpiter’in kütlesi, Voyager uzay aracından 10 üzeri 24 kere büyüktür.

Bunun anlamı şudur: Uzay aracının toplam enerjisi kinetik enerjiden (hareket enerjisi) ve kütle çekim potansiyel enerjiden (yakın olduğu büyük objeden – burada Jüpiter) oluşmaktadır. Juno ve Dünya’yı düşünelim. Dünya gözlem çerçevesinden bakıyoruz olaya. Juno Dünya’nın yörüngesinde iken ona en yakın en büyük obje Dünya olduğu için, bir kütle çekim potansiyel enerjisine sahip. Ayrıca hareket ediyor, bu da kinetik enerjisi. Dünya gözlemci çerçevesinden baktığımızda, bu toplam enerji korunur.

Voyager araçları dahil, uzak yörüngelere gönderdiğimiz hemen her uzay aracı, kütle çekim sapan etkisi sayesinde gerekli hıza ulaşmıştır.

 

Dünya gözlemci çerçevesinden bakıldığında, uzay aracı gezegenimize yaklaştığında hızlanır, uzaklaştığında da aynı oranda yavaşlar. Yaklaşma esnasında, uzay aracı dünyanın kütle çekim kuyusuna düşer ve böylelikle kinetik (hareket) enerji kazanır ve enerji korunumu gereği kinetik enerji artarken yerçekim potansiyel enerjisini kaybeder. Bu yakınlaşmadan sonra uzay aracı Dünya’nın kütle çekim kuyusundan uzaklaşır kazandığı kinetik enerjiyi kaybederek ilk yaklaştığı hıza düşer. Bu karşılaşma esnasında uzay aracının yönü değişir. Ne kadarlık bir sapmanın gerçekleştiği uzay aracının Dünya’ya ne kadar yaklaştığı ile ilgilidir. Uzay aracı ne kadar çok yaklaşırsa, sapma da, yani yön değişimi de o kadar fazla olur. Bir uzay aracını 180 derece saptırabilirsiniz, yani geldiği yöne doğru hareket etmesini sağlayabilirsiniz. Bu da uzay aracını Dünya’ya oldukça fazla şekilde yaklaştırmanızla mümkündür. Matematiksel olarak söylenebilir ki uzay aracının rotası hiperboliktir dolayısıyla uzay aracı Dünya gözlemci çerçevesine göre hiperbolik bir eğriye sahiptir.

Şimdi Dünya gözlemci çerçevesinden çıkalım ve Dünya ile uzay aracının bu karşılaşmasına Güneş’ten bakalım. Güneş’ten baktığınızda artık Güneş sabit, yani hareketsiz; Dünya ise bu sefer hareket etmekte. Dünya gözlemci çerçevesi ile Güneş gözlemci çerçevesi arasındaki fark, Dünya’nın Güneşe göre olan hareketidir. Dünya gözlemci çerçevesini, Güneş gözlemci çerçevesine dönüştürmek için bu sefer Dünya’nın hızı ile uzay aracının Dünya gözlemci çerçervesindeki hızını toplamalıyız.

Hız bir vektördür

Yani hem yönü hem de büyüklüğü vardır ve dolayısıyla bu toplama vektörel olarak yapılmalıdır. Dünya’nın hızının yönü, yörüngesindeki hareketi esnasında zamana bağlı olarak değişir. Fakat uzay aracı ile Dünya’nın yakınlaşması, Dünya’nın yörüngesindeki eğrisel hareketine oranla çok kısa zamanda gerçekleştiği için gezegenimizin bu karşılaşma esnasında yaklaşık olarak düz bir çizgide hareket ettiğini düşünelim. Güneş gözlemci çerçevesinden bakıldığında bu karşılaşmanın nasıl olduğu ilk bakışta çok açık değildir. Güneşten bakılırsa, uzay aracı Dünyaya yaklaştığında yönü değişir, yani hızı değişir. Bu karşılaşma esnasından önceki uzay aracının hızı ile karşılaşmadan sonraki hızı aynı değildir. Uzay aracının Dünya’ya yaklaşma hızı ile uzaklaşma hızı bu sefer aynı değildir, uzay aracı yavaşlayabilir de hızlanabilir de. Bunun nasıl olduğunu anlamak için şu animasyona bakalım:

Bu animasyon, Dünya ile uzay aracının yakınlaştığı örnekleri gösteriyor.

 

Üstteki animasyon Güneş gözlemci çerçevesine göre uzay aracının ve dünyanın karşılaşmasını gösteriyor. Sağa doğru hareket eden siyah noktanın dünya; uzay aracının da mavi nokta olduğunu varsayalım. Aşağıdaki animasyonda ise Dünya gözlemci çerçevesine göre tasarlanmış. Dünyadan bakıldığında, siyah nokta olarak temsil edilen gezegenimiz hareketsizdir. Uzay aracı da animasyonda aşağıdan hareket mavi noktadır.

Hatırlanacak olursa, uzay aracının sapmasının yani yön değişmesinin yani kaç derece olacağı dünyaya ne kadar yakınlaştığı ile ilgiliydi. Burada sapmanın 90 derece olduğunu varsayalım Dünya gözlemci çerçevesine göre. Animasyondaki dünya gözlemci çerçevesine tekrar bakın. Uzay aracının Dünyaya geliş sürati ile ayrılma sürati aynı. Fakat üstte bulunan Güneş gözlemci çerçevesine bakın, yani bu karşılaşmaya Güneş’ten bakın ! Güneş gözlemci çerçevesine göre uzay aracının sürati karşılaşmadan sonra artıyor. Bu örnekte uzay aracı gezegenin kendi hızının yaklaşık %60’ını kazanarak ayrılıyor.

Bu olay nasıl gerçekleşiyor? Animasyonda aşağıda bulunan Dünya gözlemci çerçevesinde hareket eden uzay aracının dikey olarak v hızıyla hareket ettiğini düşünelim. Karşılaşmadan sonra yine v hızına sahip olacaktır, yalnızca yönü değişecek, yatay olarak v hızıyla devam edecektir. Şimdi bu olaya Güneşten bakalım. Sabit olarak düşündüğümüz Güneşten baktığımızda bu sefer dünyanın v hızıyla sağa doğru hareket ettiğini düşünelim.

Bu sefer uzay aracını nasıl görürüz?

Hareketsiz güneşimizden baktığımızda, Dünya da hareket ettiği için uzay aracını sol alttan çapraz bir şekilde Dünya’ya yaklaşıyormuş gibi görürüz. Bu gözlemci çerçevesine, yani Güneş gözlemci çerçevesine göre, Dünya’ya v hızıyla sağa doğru gidiyormuş gibi gördüğümüz için, uzay aracına da sağa doğru v hızına sahipmiş gibi bir hız ekleriz. Dünya gözlemci çerçevesinden, Güneş gözlemci çerçevesine dönüştürme olayı olarak düşünebiliriz bunu. Uzay aracının Dünya gözlemci çerçevesinde yukarıya dikey olarak v hızı vardı, Güneş gözlemci çerçevesinde ise bu dikey v hızına ek olarak Dünya’nın yatay v hızı eklenir.

Jüpiter çevresinde görev yapmakta olan Juno uzay aracı. Bu araç da kütle çekim sapan etkisi kullanarak Jüpiter’e ulaşmıştı (Görsel telif: NASA/JPL).

 

Bunu şu şekilde mantığınıza oturtabilirsiniz. Dünya gözlemci çerçevesinde sadece dikey olarak yol alır. Güneş gözlemci çerçevesinde ise bu dikey yoldan daha uzun bir yol alır (çaprazından ulaştığı için). Bu şu demek. Güneş gözlemci çerçevesine göre yol daha uzun olmasına rağmen ikisinde de aynı sürede ulaşıyor. Demek ki Güneş’ten bakıldığında uzay aracı v hızından daha büyük bir hızla hareket etmelidir. Matematiksel olarak sağa doğru v hız vektörü, yukarıya doğru da v hız vektörünün bileşimi hesaplandığında uzay aracının dünyaya yaklaşırken hızının yaklaşık 1.4v olduğunu hesaplarız.

Uzay aracı ile dünyanın karşılaşması ile uzay aracının yönünde bir sapma oluşur. Bunun nedeni kütle çekimidir. Uzay aracının belli bir hızı vardı, buna ilave olarak Dünya’nın da bu uzay aracına yönelik bir kuvveti olduğu için bu iki faktörün bileşimi ile bir sapma gerçekleşir. Uzay aracının sapmasından sonraki hızı ne olur? Dikey olarak v hızı vardı, bu hız artık yön değiştirdiği için yani görselde de gördüğünüz üzere sağa doğru olmaya başlar. Güneş gözlemci çerçevesine dönüştürmek için de v hızı ekleriz. Böylelikle v+v = 2v hızıyla sağa doğru gidiyormuş gibi görürüz uzay aracını, hareketsiz olarak varsaydığımız güneşimizden baktığımızda.

Büyüklük olarak 1.4v hızı vardı karşılaşmadan önce, karşılaşmadan sonra büyüklük olarak 2v hızı var artık. 0.6v yani Dünya’nın kendi hızının(v) yüzde 60’ını kazanmış oldu. Bu örnek açıkça gösteriyor ki Güneş gözlemci çerçevesine göre uzay aracının karşılaşma esnasında hız kazanmasının nedeni Dünya ile aynı doğrultuya doğru hareketinin değiştirilmesidir.

Uzay aracını ivmelendirmek için gerekli enerji nereden geliyor?

İşte bu enerji, Dünya’nın kendi hareket enerjisinden geliyor. Güneş gözlemci çerçevesinden bakıldığında, uzay aracına Dünyadan bir momentum ve kinetik enerji transferi söz konusu.

Peki momentum transferi nedir?

Momentumun formülü şudur: m.v yani, kütle ile hızın çarpımı. Örneğin dünyanın kütlesine m diyelim, hızına v diyelim, momentumu p= m.v olarak ifade edilir. Momentum transferini anlamak içinse Newton’un hareket yasalarını anlamak gerekmekte.

Önünüzde duran bilgisayarınızın faresine bir kuvvet uygulayın, o da size eşit büyüklükte fakat zıt yönde bir kuvvet uygulayacaktır, buna etki-tepki kuvveti denir. Yani dünyamız uzay aracına bir kütle çekim kuvveti uygularken, uzay aracı da dünyaya bir kuvvet uygulayacaktır. Newton’un meşhur F=m.a (F kuvvet, m kütle, a da ivmedir) ifadesinde ivme yerine hızın zamanla değişimi olan dv/dt yazılır ve dt ifadesi karşı tarafa atılırsa, F.dt = m.dv ifadesi elde edilir ki, eşitliğin sağ tarafındaki ifade bir cismin momentumudur.

Uzay aracı ile dünyamız karşılaştıklarında birbirlerine zıt yönlü fakat eşit kuvvet uygularlar hatırlayacağınız üzere, etki-tepki prensibi gereği. Dolayısıyla bu karşılaşma boyunca F ifadesi herhangi bir anda ikisinde de aynıdır. Örneğin arabanızla bir sineğe çarptığınızda sineğe eğer 5F değerinde kuvvet uygulandıysa arabanız tarafından; sinek de arabaya 5F değerinde bir kuvvet uygular. Şimdi Dünya ile uzay aracının karşılaşmasını matematiksel olarak ifade edelim.

Sapan etkisi

Üstteki hesaplamada m2 yi dünya, m1 i de uzay aracı olarak varsayalım. Dünya’nın uzay aracı üzerindeki kuvveti F21 ile gösterilmiş, ve yönü kütle çekimden dolayı doğal olarak Dünya’ya doğru. Uzay aracının etki-tepki prensibi gereği gezegenimize uyguladığı kuvvet F12 olarak ifade edilmiş ve bu kuvvetin yönü uzay aracına doğru. Şimdi F=m.a, Newton yasasıdaki a ivme yerine hızın zamanla değişim ifadesi olan dv/dt ifadesini yazalım: F= m.dv/dt ifadesi elde edilir ve burada her iki kuvvet de cisimlerin momentumları cinsinden yazılarak, yani m.dv (kütle ve hız çarpımı= momentum) ifadesi yerine p1 ve p2 yazılır. P1 burada uzay aracının momentumu, p2 ise dünyanın momentumudur.

Bunların birbirlerine uyguladıkları kuvvet etki-tepki prensibi gereği eşitti ve zıt yönlüydü dolayısıyla bir taraf eksi ile çarpılmak suretiyle eşitlik denklemi yazılabilir. Burada kuvvet ifadesinin yerine momentum formülünü de içeren m.dv/dt‘ler yazılır ve bu iki cismin toplam momentumun zamanla hiç değişmediği çıkarımı yapılır. d (P1 + p2) / dt ifadesi toplam momentumun zamanla değişimidir ki bu da 0 eşittir. Yani dünya ile uzay aracının karşılaşması öncesindeki toplam momentum ile karşılaşmasından sonraki toplam momentum aynı olmalıdır.

Şimdi Güneş’ten tekrar bakalım. Karşılaşmadan önceki Dünya’nın ve uzay aracının momentumları toplamı ile karşılaşmadan sonraki momentumları toplamı aynı olmalı. Kütleler aynı değişmiyor. Fakat uzay aracı Dünya’ya onun gidiş yönünün tersi yönünde bir kuvvet uyguluyor, yani onun hızını çok ama çok az da olsa azaltıyor. Yani Dünya’nın momentumu (m.v), hızı azaldığı için azalıyor.

O halde karşılaşmadan sonraki toplam momentumun korunması için uzay aracının sahip olduğu momentum artmalı. Kütle sabit olduğuna göre, toplam momentumun tekrar aynı olabilmesi için uzay aracının hızı (v) artmalı. İşte uzay aracına yakıt kullanmadan hız kazandırmanın dahiyane yolu buradan geçiyor: Kütle çekimsel sapan etkisi sayesinde Uzay aracı bir nevi Dünya’nın kendi yörüngesel hızından hız çalıyor.

Bu çıkarıma karşılaşmadan önceki toplam momentum ile karşılaşmadan sonraki toplam momentumun korunması ilkesiyle varıyoruz. Toplam momentumum korunmasını anlamak için de Newton’un meşhur etki-tepki prensibini anlamak gerekiyor. Unutmayın, sinek de arabaya eşit büyüklükte bir kuvvet uygular.

Şafak Koçlu

Yazı için kullanılan kaynak; planetary.org sitesinden David Shortt’a aittir.
En üstteki kapak görseli, Rosetta uzay aracının kütle çekim sapan etkisi kullanarak izlediği yörüngeyi gösteriyor.




Işık ve Renk Algımız

Bir duvarı farklı bir renge boyadığımız zaman, ışığın kırılma açısını değiştirdiğimiz için mi gözümüze farklı renkte görünür? Yoksa dalga boyunu, yani, dalganın iki tepe noktası arasındaki mesafeyi mi değiştiririz?

Açıkçası bu sorular, yeni boyadığımız duvara öylesine bakarken aklıma takıldı. Üzerine okuma yapmak istedim ama maalesef, çok araştırma yapıp az sağlıklı veriye ulaşabildim. Bu yüzden, benim gibi duvarlara bakarak derin düşüncelere dalan arkadaşlar için, benden daha hızlı ulaşabilsinler diye edindiğim bilgileri bu yazıda derlemeye ve orijinal kaynaklarından çevirmeye çalıştım.

Temelde, ışığın dalga özelliği gösterdiğini ve bir nesnenin renginin, yansıttığı ışık dalgalarının frekansı ile ilgili olduğunu hepimiz lise sıralarımızda duymuşuzdur. Frekans basitçe, birim zamandaki salınımların sayısı şeklinde tanımlanabilir.

Elektromanyetik spektrum. Gördüğünüz gibi, gözümüzün sınırları aslında çok dar.

 

Bir ışık demeti, frekanslarına ya da dalga boylarına göre sıralanırsa, ışık tayfı ya da elektromanyetik spektrum denilen bir grafik elde edilir. Bu grafikte yaygın olarak, metrenin milyarda biri olan nanometre (nm) kullanılır. Bu grafiğin insan gözü tarafından algılanabilen kısmı, yani görünür ışık aralığı, dalga boyu 400 ile 800 nanometre arasında olan dalgalardır. Görünür ışık, tayfın ortalarında yer almaktadır.

Görünür pencerede, yüksek frekanslı ışık dalgaları mor görünürken, düşük frekanslılar kırmızı görünür. Aradaki frekanslarda turuncu, sarı, yeşil, mavi, lacivert şeklindedir. Bazı bilim insanları bu dizilimdeki renklerden fiziksel renk olarak bahsederler, çünkü renk kavramının insan algısına bağlı olmadan, ışığın fiziksel özelliklerine ait bir kavram olduğu söylerler. Peki, gerçekten de renkler insan algısına bağlı mıdır?

Renk
Görsel 2

Yandaki görseli daha önce görmüşsünüzdür, İngilizcedeki red, green, blue; yani kırmızı, yeşil, mavi kelimelerinin baş harflerinden RGB ismini alan bir renk uzayıdır. Bu renk uzayında kırmızı ile yeşil ışıkların kesişim bölgesi sarıdır. Düşününce, bu oldukça tuhaf bir durumdur. Çünkü, aslında ışık dalga özelliği gösterdiğinden iki ayrı frekans birbiriyle etkileşmez. Sarı olarak görünen bu bölgede, biri kırmızı frekanslı, biri de yeşil frekanslı olmak üzere iki farklı tür ışık dalgası bulunur. Görselde sarı ışık yoktur. Yani, there is no spoon 🙂

Peki, nasıl oluyor da sarı ışığı görebiliyoruz? Bu durumu anlayabilmemiz için biyolojiye danışmamız, insan gözünün ışığı nasıl algıladığına bakmamız gerekir. Işığı, retina denilen ve göz küresinin arkasını kaplayan incecik hücre katmanlarında algılarız. Retinada iki farklı tür ışık algılayan hücreye odaklanacağız: rodlar ve koniler.

Gözümüzün (solda) ve retinanın (sağda) yapısı.

 

Türkçede basil veya çubuk hücreler olarak adlandırılan rodlar, düşük ışık koşullarında renksiz görüş için kullanılır ve bunlardan tek çeşit vardır. Koni hücreleri ise, renkli görüş için kullanılır; 3 çeşittirler ve kabaca karşılık geldikleri renkler, kırmızı, yeşil ve mavidir.

Bir renk gördüğümüzde, her koninin kendi ayrık iletisini beyne gönderdiğini söyleyebiliriz. Ama sarı frekanslı ışık gözümüze geldiğinde sarıyı iletmek için özel bir konimiz yok. Sarı biraz yeşile biraz kırmızıya yakın, bu yüzden, yeşil ve kırmızı koni hücreleri beyne aynı zamanda sinyal yollarlar. Görsel 2’deki gibi, kırmızı ile yeşil ışığın aynı anda var olması da, kırmızı ile yeşil konileri eş zamanlı titreştirmenin diğer bir yoludur. Burada önemli olan beynimizin aynı sinyali almasıdır.

Gördüğünüz ışığın sarı frekanslı ya da, yeşil ile kırmızı frekansların birlikte olduğu bir ışık demeti olması önemsizdir. Her iki durumda da aynı koni hücrelerimiz titreşir ve beynimiz ışığı sarı görür.

Sonsuz çeşitlilikte fiziksel renk vardır ama bizim koni hücrelerimiz sadece üç çeşit olduğundan, bu rengin doğru karışımları ile beynin herhangi bir rengi gördüğünü düşünmesi sağlanabilir. İşte insan gözünün bu özelliğini kullanıp televizyon üreticileri televizyonunuza sonsuz çeşitte renk koymak yerine, sadece üç rengi koyarlar ve size doğru karışımın yollanmasını sağlarlar. Boya sektörü de bu yöntemle çalışır: Duvardan yansıyan ışıktaki frekansları doğru oranlarla değiştirirsek duvarın istediğimiz renk olmasını sağlayabiliriz. Sadece bir duvarın rengini değiştirme işleminde bile sayısız bilimsel basamak vardır.

Buşra Özşahin




Uzay Ne Kadar Soğuk?

Uzay ne kadar soğuk, veya ne kadar sıcak? Öncelikle belirtelim; uzay, büyük oranda boş bir ortamdır. Öyle ki, uzayda 1 metreküplük bir hacimde çoğu zaman birkaç tane atom, molekül ve birkaç parçacıktan başka şey bulunmaz.

Kıyaslama yapabilmeniz için söyleyelim; Dünya’da deniz seviyesindeki 1 metreküp hava yaklaşık 1.2 kg ağırlığa sahiptir ve 33.000.000.000.000.000.000.000.000 molekül bulunur. Anlayacağınız, kendi atmosferimizle kıyaslandığında uzaya boş diyebiliriz, madde bulunmaz. Madde içermeyen bir ortamın sıcaklığından da söz edilemez.

Bilim insanları uzayın sıcaklığı 2.7 kelvin‘dir derken uzay boşluğunun sıcaklığından bahsetmiyorlar. Burada bahsedilen, büyük patlamanın ardından, ışık ilk ortaya çıktığında yayılan ve günümüze kadar gelen fosil ışınımın dalga boyudur.

Daha başka bir ifadeyle, bu ışıma; -270.4 derece sıcaklığındaki bir cismin yaydığı ışıkla eşdeğerdir. Biliyorsunuz, biz göremeyiz ama; cisimler her sıcaklıkta ışık (foton) yayar. Buna; “kara cisim ışıması” denilir. Uzayın bir sıcaklığı olmamasına rağmen, içeriğinde çok az sayıda bulunan atomlar belli bir sıcaklığa sahiptirler. 

microdalgaisinim454
2.7 kelvinlik bir cismin yaydığı ışınıma eşdeğer dalgaboyuna sahip olan “kozmik mikrodalga fon ışınımı”nın evrendeki dağılımı (Telif: WMAP uzay teleskobu NASA/ESA).

 

Eğer bir yıldızdan yeterince uzaktaysanız ve neredeyse hiç enerji almıyorsanız, o bölgedeki boş uzayda bulunan nadir sayıdaki atom parçacığının minimum sıcaklık değeri 2.7 kelvin civarındadır. Bununla beraber, uzay boşluğunda bulunan ve çoğunluğunu hidrojen ve helyum gazının plazma halindeyken oluşturduğu seyrek atom bulutlarının çoğunun sıcaklığı yüzbinlerce, bazen de milyonlarca derece seviyesindedir.

Burada seyrek derken gerçekten seyrek bir şeyden söz ediyoruz; nebulalarda gördüğünüz bulut oluşumları bile metreküplük alanda 20-50 civarında atom molekülünden ibarettir. Aklınıza şu soru takılmış olabilir şimdi; madem uzay boşluktan ibaret, bu gaz bulutları nasıl oluyor da bir ısıtıcı güç olmamasına rağmen yüzbinlerce derece sıcaklıkta kalabiliyorlar. Açıklayacağız.

Isı, aslen bir enerji türüdür. Basitçe, maddeyi oluşturan atomun “titreşim” oranıdır diyebiliriz. Atom titreşir, eğer başka bir atomla “temas” ederse, bu titreşimini ona da aktarır. Buna ısı aktarımı diyoruz. Her elementin ısı aktarım oranı farklı farklıdır, kimi azdır, kimi çoktur ama sonuçta hepsi bir şekilde ısıyı “temas yoluyla” iletir. Biri 100 derece, diğeri ise 0 derecede olan iki metal parçasını düşünün. Bunları birbirine değdirdiğinizde, 100 derecelik metal parçasından, 0 derecelik metal parçasına ısı akışı başlar. Bu aktarım, her iki metal parça eşit sıcaklığa, yani 50’şer dereceye varana kadar devam eder. Bundan sonra aktarım durur, çünkü her iki metal parçasındaki atomların titreşim oranları eşitlenmiştir. Birinin diğerine vereceği birşey kalmamıştır.

yemekpisirme74
Yemek pişirme eylemi, ısının temas yoluyla iletilmesinin günlük hayatta en çok karşımıza çıkan örneklerin biri (Fotoğraf telif: 123rf).

 

Peki boş uzayda, Güneş sönerse “ısıtıcısını” kaybeden Dünya nasıl soğuyacak? Isısını aktarabilmesi için “neye” değecek. Farkettiğiniz gibi, Dünya’nın temas yoluyla ısısını kaybedebileceği bir yer yoktur. Çünkü uzay tümüyle boştur, boşluktaki çok az sayıda molekül ve parçacıktan başka temas edebileceğiniz hiçbir yer bulunmaz. Bizler, vakum ortamına, yani uzay gibi madde bulunmayan bir ortama aşina olmadığımız için günlük yargılarımızla düşünüyoruz.

Hepimiz biliyoruz ki, bir bardak sıcak çay 15-20 dakika dışarıda kalırsa soğur. Çünkü, çay bardağı ve çayın yüzeyi, oldukça yoğun olan atmosferimizle temas halindedir. Bardağa ve yüzeye dokunan her atmosfer molekülüne sıcak çaydan ısı transferi gerçekleşir. Dünya’da, deniz seviyesine yakın yerlerde, 1 metreküplük alan içinde yer alan havanın ağırlığı 1.2 kg civarındadır. Yani çay bardağımız kilolarca ağırlıktaki atmosferle, milyonlarca hava molekülüyle sürekli temas ederek ısısını 15-20 dakika içinde kaybeder ve çevresindeki hava ile aynı sıcaklığa gelir.

125755287
Dünya’da, bardağımızda duran çayın kısa süre içerisinde zamanla soğumasına alışkınız. Çünkü bardağımızdaki çaya ait moleküller sürekli biçimde atmosferimizdeki gazlarla temas halindedir ve ısı transferi gerçekleşir (Fotoğraf telif: shutterstock.com).

 

Ancak aynı çay bardağını uzay boşluğuna bıraktığınızda (basınç olmadığı için çaydaki suyun gaz haline geçeceğini gözardı edersek) bu durum gerçekleşmez. Sıcak çay moleküllerinin temas ederek ısılarını iletecekleri bir atmosfer yoktur. Herhangi bir yere temas edemediği için ısısını kaybetmesi çok güç olur. Bu nedenle uzay boşluğunda çok sıcak bir çay, saatlerce çok sıcak olarak kalır.

Şimdi aklınıza birşey gelmiş olmalı: “Termos”… Evet, uzay uçsuz bucaksız bir termostur. Termoslarımız da aynı ilkeyle çalışır, uzay boşluğunu taklit ederek.

Peki uzayda bir yere temas edemiyorsak cisimler nasıl soğuyor? Bunun cevabı, ısı kaybına neden olan ikinci mekanizmada gizli: Her cisim, ama her cisim “ışıma” yapar demiştik. Biz insanlar bile 37 derecelik sıcaklığımız nedeniyle tıpkı güneş gibi çevremize ısı yayarız. Hatta bu yaydığımız ısı, Güneş’in bizimle aynı orandaki kütlesinin yaydığından çok daha fazladır.

termo1
Sıcaklığı mutlak sıfırdan yüksek olan her cisim gibi insan vücudu da dalga boyunda ışıma yapar. Ancak, kızılötesi dalga boyundaki bu ışıma, gözlerimizin görebileceği aralığın dışındadır (Görsel telif: itab.unich.it).

 

Şimdi ısıya duyarlı termal kameraların insanları karanlıkta nasıl görebildiğini anladınız mı? Aslında onlar bizim ısımızı değil, ısımız nedeniyle yaydığımız ışınımı görüyorlar. Ne demiştik, ısı bir enerji biçimidir. İster temas yoluyla, ister ışınımla, ne şekilde olursa olsun her madde bu enerjiyi çevresine yayar. Ancak, ışınım yoluyla ısı kaybı, temas yoluyla ısı kaybından çok daha verimsizdir.

Bir cismin ışıma yoluyla soğuması, temas yoluyla soğumasından çok çok daha uzun zaman alır. O nedenle artık enerji üretmeyen ölmüş yıldızlar olan beyaz cüce’ler, milyarlarca yıl boyunca parlamaya devam ederler. Kolay kolay soğumazlar. Buradan bir şeyi daha anlamış olmalısınız. Uzayda bir yıldızdan size ısı enerjisi ancak ışıma yoluyla gelebilir. Siz de o enerjiyi ancak ışıma yoluyla kaybedebilirsiniz. Öyle anında buz tutmaz, çok yavaş biçimde soğursunuz.

Zafer Emecan




Samanyolu’nun Merkezi Ve Merkezdeki Karadelik

Bizim Güneş Sistemimizin de içerisinde yer aldığı Samanyolu Gökası’nın merkezi (çekirdeği), gökadanın geriye kalan tüm malzemesinin çevresinde döndüğü bir merkezdir. Samanyolu’nun merkezi de, tıpkı kendisi gibi spiral bir yapıya sahip. Ancak, merkezin bu spiral yapısı ile galaksimizin spiralliği arasında bir ilişki bulunmuyor.

Dünya’dan bakıldığında yaklaşık olarak 26.000 Işık yılı kalınlığındaki gazın ve yıldızlararası tozun arkasına gizlenmiş olan bu merkezin görünür dalga boyunda gözlemlenebilmesi imkansızdır. Fakat yine de, astronomlar bu çok yoğun ve aktif durumdaki gökada merkezini inceleme hususunda çok önemli yollar katetmiş durumdalar.

Bu sarmal yapı iki katmandan oluşuyor. İlk katman SgrA olarak nitelenen merkez bölgesinden 6 ila 26 ışık yılı arasındaki bölgede yer alan molekül diski. Bunun ötesinde ise, 2.300 ışık yılı öteye kadar uzanan çekirdek diski yer alıyor. Her iki disk de, molekül bulutları ve gaz (hidrojen, helyum) açısından oldukça zengin.

883856_222501461229674_1181315469_o
Samanyolu’nun merkez bölgesi çubuk biçimli bir yapıya sahiptir. Aynı zamanda merkezin kendi içinde sarmal bir yapısı bulunur. (Görsel, sanatçı çalışması bir ilüstrasyondur)

 

1933 yılında Karl Jansky isimli astronom, Bell Laboratuarları’nda okyanus aşırı telefon hatlarında meydana gelen parazitleri incelemek amacı ile bir anten yaptığında çalışmaları esnasında kaynağını tam anlayamadığı bir parazit sinyali ile karşılaştı. İşin ilginç tarafı bu sinyal gökyüzünde yıldızlar ile birlikte aynı yönde dönüyordu. Yaptığı araştırmalar neticesinde sinyalin Yay Takım Yıldızından geldiğini tespit eden Jansky, parazite doğrudan Samanyolu Gökadasının merkezinin neden olduğu sonucuna vardı.

Görünmeyen dalga boylarında astronominin doğumuna ışık tutan bu çok önemli keşfin ardından bilim insanları daha sonraki tarihlerde Samanyolu’nun kalbinden gelen bu radyo sinyallerini çok daha detaylı olarak incelemiş ve önemli bulgular elde etmiştir.

Günümüzde bu araştırmalar yalnızca radyo dalga boylarında değil, Dünya’nın yörüngesinde dönmekte olan X Işını ve Gama Işını dalga boylarında gözlem yapabilen teleskoplarla da ayrıca sürdürülmektedir. Bununla birlikte NASA’ya ait Spittzer Teleskopu, Kızılötesi dalga boyunda gökadanın çekirdeğindeki 30.000’e yakın yıldızın gözlemlenmesi hususunda çok önemli çalışmalara imza atmıştır.

Galaksimizin merkezinde yer alan kara deliğin çevresinde dolanan yıldızların yıllara göre yörüngesel hareketleri. (Görsel Telif: Chandra X-ışın gözlemevi / NASA)

 

Bugün artık elimizdeki veriler ışığında biliyoruz ki, gökadamızın çekirdeği küresel diyebileceğimiz düzeyde yoğunluğa sahip bir yapılanmadır ve çoğunlukla çok yaşlı durumdaki kırmızı dev yıldızların sıkışık bir durumda işgal ettiği çok kalabalık bir bölgedir. Bununla birlikte merkezde yaklaşık olarak 5.000 Işık Yılı çapında ve 20.000 Işık Yılı Uzunluğunda bir çubuk mevcuttur ve bu çubuk, gökadanın “Moleküler Halka” adı verilen dev yapıdaki çemberinin kenarlarını içeriden birbirine bağlamaktadır.

Merkezdeki bu spiral yapının korunabilmesi için, galaksimizin merkezinde yoğun bir kütlenin yer alması gerekiyor. Gazın ve bölgedeki yıldızların hareketleri üzerine yapılan hesaplar, galaksi merkezinde en az 2 milyon Güneş kütlesine eşdeğer bir yapının bulunması gerektiğini gösteriyor.

Samanyolu merkezindeki kara deliğin çevresinde, yıldızların hareketi.

 

Başlangıçta, bu yoğun kütlenin merkezde yer alan O ve B tipi aşırı parlak ve büyük yıldızlardan oluştuğu düşünülmüş olsa da, yapılan gözlemler bu yıldızların sayısının yeterli olmadığını gösterdi. Ayrıca radyo analizlerinde, bu dev yıldızlardan ayrı, “termik” özellik göstermeyen belirgin bir radyo kaynağının galaksi merkezinden yayıldığı görüldü.

Yıllar süren yoğun tartışmalar ve araştırmalardan sonra bugün, galaksimizin merkezinde yaklaşık 4 milyon Güneş kütlesinde bir kara deliğin yer aldığı bilim dünyası tarafından kabul edildi. Sonrasında da, çoğu galaksinin merkezinde bizimki gibi dev kütleli karadeliklerin var olduğu anlaşıldı. Şu anda bilim insanlarının üzerinde çalıştıkları konu; bu dev kara deliklerin nasıl oluştuğu.

Zafer Emecan & Sinan Duygulu

https://watermark.silverchair.com/155-159.pdf
http://www.phys.unm.edu/~gbtaylor/astr422/lectures/07_A422_MilkyWay_III.pdf
http://chandra.si.edu/photo/2004/sgra/




Çoklu Evrenlerin Varlığını Öne Süren 5 Teori

Yaşadığımız evren, dışarıdaki tek evren olmayabilir. Aslında evrenimiz, “çoklu evreni” oluşturan sonsuz sayıdaki evrenden biri olabilir.

Bu düşünce sizi şaşırtabilir ancak çoklu evrenler fikrinin arkasında iyi bir fizik vardır. Ve ayrıca çoklu evrene ulaşmak için tek bir yol da bulunmamakta; birçok fizik teorisi birbirlerinden bağımsız olarak bu sonucu işaret etmektedir. Aslında birçok uzman, saklı evrenlerin var olmasının olmamasına göre daha muhtemel olduğunu düşünüyor.

Yazımızın geri kalanında çoklu evrende yaşadığımızı öne süren beş tane olası teoriden bahsedeceğiz.

Bu arada belirtelim ki, çoklu evrenler varsayımlarını ispatlayabilecek gözlemsel ya da deneysel bir yol veya yöntem henüz geliştirilememiştir. Yani, çoklu evrenler varsayımlarına kanıt olarak sunulabilecek hiçbir gözlem ya da deney olmadığı gibi, nasıl gözlemsel veya deneysel kanıt bulunabileceğine dair yeryüzündeki tek bir bilim insanının dahi hiçbir fikri yoktur. 

1. Sonsuz Evrenler

Bilim insanları, uzay-zamanın nasıl bir şekle sahip olduğundan emin olamıyorlar ancak, büyük bir ihtimalle küresel veya halka şeklinin aksine düz olduğunu ve sonsuzlukta o şekilde uzandığını düşünüyorlar. Fakat eğer uzay-zaman sonsuza kadar uzanıyorsa bir noktada kendini tekrarlamaya başlaması gerekiyor çünkü uzay-zamanda oluşabilecek sınırlı sayıda parçacık yönü bulunmaktadır.

Yani eğer yeterince uzağa bakarsanız, kendinizin farklı bir versiyonu ile ve hatta sonsuz sayıda versiyonunuz ile karşılaşabilirdiniz. Bu versiyonların bir kısmı şu an sizin yaptığınız şeylerin aynısını yapıyor olacak, diğerleri sabah farklı bir kazak giyiyor olacak ve geri kalanları da çok farklı kariyer ve hayat seçimlerine sahip olacaktır.

Uzay-zaman sonsuzluğa kadar uzanabilir. Eğer böyleyse evrenimizdeki her şey yamalı bir örtü gibi birbirlerine bağlı olup bir noktada kendini tekrar ediyor olabilir. (Görsel Telif: Shutterstock/R.T.Wohlstadter )

 

Gözlemlenen evren sadece 13,7 milyar yıl boyunca genişlemiştir çünkü ışık, büyük patlamadan bu zamana kadar ancak bu kadar süre yol alabilmiştir. Bu sebepten dolayı da bu mesafenin ötesindeki uzay-zamanın kendine ait ayrı bir evrene sahip olduğu düşünülebilir. Böylece çoklu evrenler, birbirlerinin yanında sıralanarak yamalı bir örtü gibi var olabilirler.

2. Baloncuk Evrenler

Sonsuz bir şekilde genişleyen uzay-zaman ile oluşturulan çoklu evren teorisine ek olarak diğer evrenler “sonsuz şişkinlik” isimli bir teori ile de meydana gelmiş olabilir. Bu şişkinlik, Big Bang’den sonra gerçekleşen ve bir balonun şişmesi gibi hızlı genişleyen bir evren düşüncesidir. Tufts Üniversitesi’nde bir kozmolog olan Alexander Vilenkin tarafından ilk defa öne sürülen bu teori, diğer bölgeler şişmeye devam ederken uzaydaki bazı kısımların şişmeyi durdurduğunu ve bunun sonucunda ise birçok tek kalmış “baloncuk evrenlerin” oluştuğunu öne sürmektedir.

Bu teoriye göre şişmenin sona erdiği, yıldızların ve galaksilerin oluştuğu evrenimiz, bizimki gibi diğer baloncukları da içeren ve hala bazılarının şişmeye devam ettiği geniş bir uzay denizi içerisinde küçük bir baloncuktur. Ve bu evrenlerin bazılarında, fizik kuralları ve temel sabitler bizimkinden farklı olabilir ki bu da bazı evrenleri gerçekten tuhaf yerler haline getirebilir.

3. Paralel Evrenler

Sicim teorisinden ortaya çıkan diğer bir fikir ise; Princeton Üniversitesi’nden Paul Steinhart ve Kanada, Ontario’da bulunan Perimeter Institute for Theoretical Physics kurumundan Neil Turok tarafından ortaya atılan ve bizim evrenimizden uzakta etrafımızda dolaşıp duran paralel evrenler düşüncesi idi. Bu fikir, bildiğimiz uzaydan ve zamandan farklı olarak çok daha fazla boyutun olma ihtimalinden ortaya çıkmıştır. Bizim bildiğimiz üç boyutlu uzay katmanına ek olarak, diğer üç boyutlu katmanlar da daha yüksek boyutlu uzayda hareket ediyor olabilir.

Evrenimiz, uzaydaki bir baloncuk evrenler ağı içerisindeki bir baloncuk içerisinde yer alıyor olabilir. (Görsel Telif: Sandy MacKenzie Shutterstock )

 

Columbia Üniversitesi’nde fizikçi olan Brian Greene, bu fikri evrenimizin daha yüksek boyutlu uzayda yüzen sayısız ‘tabakalar’dan biri olması kavramı ile tanımlıyor. Bu teori üzerine getirilen farklı diğer bir fikir ise, bu katmanlı evrenlerin her zaman paralel ve erişilmez olmadığını öne sürüyor. Buna göre, bu katmanlar bazen birbirleri ile çarpışarak sürekli bir Big Bang yaratıyor ve evrenleri defalarca yeniden başlatıyor.

4. Kardeş Evrenler (Daughter Universes)

Atom altı parçacıklarının küçük dünyasına hükmeden kuantum mekaniği teorisi, çoklu evrenlerin oluşabileceği başka bir yol daha öne sürmektedir. Kuantum mekaniği, kesin sonuçlardan ziyade olasılıklardan bahseder ve bu teorinin matematiği, bir durumun olası sonuçlarının kendilerine ait ayrı evrenlerde ortaya çıkabileceğini söylemektedir. Örneğin; sağa ya da sola gidebileceğiniz bir kavşağa geldiğinizde, içinde bulunduğunuz evren size iki tane daha evren verebilir: birisi sağa gidince, diğeri de sola gidince.

Green kitabı “Saklanmış Gerçek (The Hidden Reality)” kitabında ‘evrenlerin her birinde, farklı sonuçlarla karşılaşan bir kopyanız vardır ve hepsinde de yanlış bir düşünce ile kendi gerçekliğinizi tek gerçeklik olarak düşünürsünüz’ demektedir.

5. Matematiksel Evrenler

Bilim insanları; uzun bir süredir matematiğin evreni açıklamak için kullanılan basit bir araç mı olduğunu, matematiğin kendisinin temel bir gerçeklik mi olduğunu yoksa evren gözlemlerimizin sadece onun gerçek matematiksel doğasını hatalı algılamamız mı olduğunu tartışıyorlar. Eğer en sonuncusu gerçekse, o zaman belki de evrenimizi oluşturan belirli matematiksel yapılar tek seçeneğimiz olmuyor, muhtemel bütün matematiksel yapılar kendilerine ait evrenlerde var olmaya devam ediyorlar.

Çeviri: Burcu Ergül

https://www.space.com/18811-multiple-universes-5-theories.html




Teori, Deneyler, Higgs ve Nobel

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

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

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

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

 

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

 Yüzyılın Deneyi

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

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

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

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Deneylerde Büyük Patlama mı Tekrarlandı?

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

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

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

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

 

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

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

Peki, ne oldu?

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

“Evren, boşluktaki enerji dalgalanmasından ortaya çıkmıştır.”  

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

Higgs Bozonu Evrene Nasıl Kütle Verir?

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

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

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

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

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

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

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

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

Teori

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

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

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

 

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

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

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

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

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

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

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

 

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

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

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

Sonuç: Ne Oldu?

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

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

 

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

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

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

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

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

Emre Oral

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

[2] Nijerya dilinde “Duru, açık”.




Evrenin Kayıp Dişli Çarkı: Karanlık Enerji

Karanlık enerji ne kadar önemli? İsterseniz önemini anlamak için bilindik bir örnekle başlayalım. Bir mekanik saat hayal edin. Saat görünürde tüm fonksiyonlarını sergilemektedir. Saatin içini açıp baktığımızda bir de ne görelim; dişli çarklardan birisi eksik!

Tabi böyle bir analojide saatin çalışmasına imkan yoktur. En azından tüm fonksiyonları çalışmayacaktır. Ama kozmolojiye baktığımızda her şeyin göründüğü için çalışabilmesi için deyim yerindeyse eksik olan yerlere dişli çark koyduk ve bu çarka karanlık enerji ismini verdik.

Ama bir sorun var. Bu karanlık enerjiyi hiçbir şekilde gözlemleyemiyor ancak kuramsal sonuçlardan yaptığımız çıkarımlarla dolaylı olarak varlığına kanaat getirebiliyoruz.

mekanik-saat
Dişlileri eksik olan bir saat doğru çalışabilir mi?

 

Matematiksel olarak çöken ilk modern evren teorisi Newton tarafından oluşturulmuştu. Yine Newton tarafından ortaya konulan kütle çekim yasalarına göre kütle çekim kuvveti evrendeki bütün maddeyi tek bir noktaya toplayarak çökecekti. Yalnız bu durum, yaptığımız gözlemlerle uyuşmamaktaydı. Einstein’ın genel görelilik kuramına göre sonuçlar, ya çöken ya da genişleyen evren üzerineydi. Ancak Einstein, bu “uygun bulmadığı” etkiyi dengelemek için kozmolojik sabiti adında bir terimi denklemlerine koymuştu.

Einstein evrenin her ne kadar statik olduğuna inansa da, gözlem ya da deney yapmadan bu dediğini ispatlaması çok güçtü. Yine o yıllarda Einstein’ın genel görelilik teorisinden yola çıkarak gözlemler yapan Edwin Hubble ise evrenin genişlediğine kanaat getirecek sonuçlar elde etmişti. Bu sonuçları elde etmesi için uzak galaksilerin kırmızıya kayma ile hızlarını bulup, mesafelerini belirlemesi yeterli olacaktı. Ortaya çıkan sonuca göre bir galaksi ne kadar uzaksa bizden o kadar hızlı uzaklaşıyordu. Ama daha önceki yazılarımızdan bildiğiniz üzere Einstein’ın özel görelilik teorisine göre hiçbir şey ışıktan hızlı olamazdı.

einstein-181771
Einstein, Samanyolu Galaksisi’nin yoğunluk denklemini yazarken.

 

Hubble’ın sonuçlarına göre çok uzak bir galaksi ışık hızından daha hızlı hareket edebiliyordu. Dolayısıyla kozmolojide de yeni bir tartışmanın fitili ateşlenmiş oldu. Neyse ki fizikçiler ışık hızını geçen şeyin galaksiler değil de uzay zaman dokusunun kendisi olduğuna kanaat getirdiler. Zira Einstein’ın özel görelilik teoremine göre sadece ışık değil, ayrıca bilgi de ışık hızından öteye geçemezdi. Bununla beraber, uzayın kendisinin ışık hızını geçerek genişlemesini sınırlandıran birşey yoktu. Uzay çok hızlı genişlediğinden milyarlarca yıl önce ışınan foton bize ulaştığında genişleyen evren fotonun dalga boyunu çokça büyütüp bize bir galaksinin ışık hızından daha hızlı hareket ettiği izlemini yaratabilir. Ek olarak, böyle bir açıklama getirmek yerine genel görelilik teoreminin çok büyük skalada gözlemlerle uyuşmadığını kabul edip daha iyi bir kütle çekim teorisine ihtiyaç duyduğumuzu da kabul edebilirdik. Ama henüz bunu yapmayı düşünmüyoruz.

90’lı yıllara geldiğimizde bilim insanları uzak bir süpernovayı gözlemlediler. Parlaklığından uzaklığını ve kırmızıya kaymadan süpernovanın hızını bulan bilim adamlarının bulduğu sonuç şaşırtıcıydı. Çünkü sonuçlara göre evrenin genişlemesi sabit değildi ancak hızlanıyordu. Haliyle bu gelişme bilim adamlarını karanlık enerjiye bir adım daha yaklaştıracak deney ve gözlem geliştirmelerine motive etti.

WiggleZ-716 karanlık enerji
WiggleZ araştırması, uzak galaksileri gözlemleyerek karanlık enerjinin varlığına ışık tutmayı amaçlıyor.

 

Daha önceden elmas gezegen keşifleriyle adını duyduğumuz, süper bilgisayarlarıyla ünlü Swinburne Üniversitesi’nden bir takım bilim insanı, Anglo-Avustralya radyo teleskobuyla galaksilerin kırmızıya kaymasını gözlemledi. Bu devasa kapsamlı gözlem WiggleZ adı ile biliniyor. Gözlemin kapsadığı kırmızıya kayma menzili z = 0,25’ten başlayıp z= 1’ e kadar gidiyor. Taranan alan ise 1000 derece-kareyi buluyor.

Derece-kareyi metre kare olarak düşünebilirsiniz. Zira derece metre gibi astronomide uzaklık birimidir. Derece kare ise 2 boyutlu bir alanı temsil eder.

karanlık enerji
Kütleler uzay-zaman düzlemini büker ve galaksi kümelerini birbirine yaklaştırırken (yeşil), karanlık enerji (mor) tam tersi bir etkiyle uzay-zamanı düzleşmeye zorlayarak evrenin genişlemesini hızlandırıyor.

 

WiggleZ taraması, içinde mavi yıldız oluşumu gözlemlenen yaklaşık 200.000 kadar parlak galaksinin üzerinde gerçekleşiyor. Evrenin kayıp çarkını keşfetmek için 2 farklı deneysel yöntem birleştirilerek daha iyi sonuçlar almamız umuluyor. Daha önceden yazılarımızda bahsettiğimiz kırmızıya kayma yöntemi hem galaksilerin hızı hem de galaksilerin evrimi hakkında bilgi veriyor. Bir başka teknik olan baryon akustik sallanımı ise kozmik mesafe hakkında bize bilgi veriyor. Nasıl süpernovalar yıldız parlaklıkları için standart ışık kaynağı ise, baryon maddesinin uzaydaki özkütle değişimi kozmik mesafeler için standart cetvel oluyor. Bu iki parametre birleştirildiğinde kırmızıya kayma ile Hubble parametresi arasındaki ilişki evrenin geçmişi hakkında birçok şeyi ortaya çıkarıyor.

Sonuç olarak karanlık enerji evreni tam anlayabilmemiz için şu anda kayıp bir çark. Bu tarama sadece kütleçekim teorilerimizi test etmekle kalmayacak ayrıca nötrino kütlesi, evrenin topolojisi ve galaksilerin evrimi hakkında daha birçok şeyi bizlere gösterecektir.

Alperen Erol

Kaynakça
http://wigglez.swin.edu.au/site/
http://astrogeo.oxfordjournals.org/content/49/5/5.19.full




Mutlak Sıfır Nedir ve Neden Ulaşılamaz?

Evrende, evrenin doğası gereği varolan bazı limitler vardır. Işık hızı ve mutlak sıfır, bu limitlerin en bilinenleri ve en katı biçimde sınırları çizilmiş olanları.

Sıcaklık, kısaca maddenin mikro seviyedeki moleküler kinetik enerjisinin bir ölçüsüdür, buradan madde ne kadar sıcaksa mikro seviyedeki toplam kinetik enerji o kadar yüksektir diyebiliriz. Yeri gelmişken, ısı ve sıcaklık terimleri kullanılırken çok yapılan hataları önleme adına biraz daha açıklayalım:

Isı; bir enerji biçimidir. Kalori veya Joule kullanılarak belirtilen bir enerji miktarıdır. Var olan ısı enerjisi ile yapılabilecek “” miktarı belirlenebilir. Sıcaklık ise, santigrat, fahrenayt veya kelvin birimleri ile ölçülen, cismin aldığı ısı enerjisini belirten bir ölçüdür. Maddenin, ısı enerjisinden kaynaklanan ortalama kinetik enerjisini belirlemek için kullanılır. Şimdi, konumuza dönebiliriz…

Isındıkça sıcaklığı artan moleküller, daha hızlı titreşmeye başlar…

 

Bir metali ısıttığınız zaman onu oluşturan parçacıkların kinetik enerjisini arttırmış olursunuz. Kinetik enerjisi artan moleküller, daha güçlü biçimde titreşirler. Aynı şekilde eğer bir bardak suyu buzdolabına soğuması için koyarsanız, bu da bardağın içinde ki suyun sistemle alışveriş yapıp enerji kaybetmesine neden olacaktır ve dolayısıyla enerji kaybettikçe suyu oluşturan moleküller daha hareketsiz bir hale gelecektir. Moleküller ne kadar hareketsizse, su o kadar soğuk, ne kadar hareketli ise, o kadar sıcaktır.

Mutlak sıfır (0 Kelvin, –273,15 °Celsius, -459,67 °Fahrenhayt): bir maddenin sahip olabileceği veya maddeye kazandırabileceğimiz en düşük sıcaklıktır. Daha başka deyişle, maddeyi oluşturan atomların en hareketsiz halidir.

Termodinamik dersi almış olanların daha iyi hatırlayabileceği gibi, maddeleri ısıttığımız zaman içsel enerjilerini arttırdığımızdan dolayı entropileri artar. Bunun tam tersi de geçerlidir; eğer bir maddeyi gerçekten aşırı düşük sıcaklıklara kadar soğutursanız, bu da soğutulan maddenin entropisinin azalmasına neden olur. Çünkü hepinizin tahmin edebileceği gibi bu soğutma işlemi, maddenin mikro seviyedeki kinetik enerjilerini kaybedip hareketlerinin muazzam bir şekilde yavaşlaması yoluyla gerçekleşir.

Evet, mutlak sıfır noktasında ise madde tamamen hareketsiz hale gelir (sıfır entropi). Yalnız burada kuantum mekaniği, maddelere mutlak sıfıra ulaşma izni vermez. Çok yaklaşabilirsiniz der ancak, asla o sıcaklığa ulaştırmaz. Şu ana kadar ulaşılmış en düşük sıcaklık 100 pikoKelvin (pK)’dır ki, bu da mutlak sıfırdan yaklaşık olarak 0,000.000.000.1 kelvin daha sıcaktır.

Mutlak sıfır noktasında dediğimiz gibi hareket yoktur. Kuantum mekaniğine göre ise, hiçbir yer tamamen hareketsiz değildir. Kuantum dalgalanmaları nedeniyle her yer sıfır noktası enerjisiyle doludur, hatta tamamen vakumlanmış bir ortam bile boş değildir.

Kuantum mekaniksel bir sistemin sahip olabileceği en düşük enerji seviyesi, mutlak sıfıra ulaşılmayı imkansız kılar. Dolayısıyla mutlak sıfıra ulaşıp fizik kanunlarını baştan yazmak gibi bir hayaliniz olsa da, bu dalgalanmalardan kurtulamazsınız. Mutlak sıfır noktasında hareket veya herhangi bir kinetik enerji olmaması gerektiği halde, bu enerji dalgalanmaları o sistemin tamamen hareketsiz olmasına izin vermez ve dolaylı olarak sistemin enerji kazanmasına yol açarak sıcaklığının artmasına neden olur.

Sonuçta, asla konvansiyonel yöntemlerle ışık hızına ulaşılamayacağı, ancak çok çok yaklaşmak mümkün olduğu gibi, mutlak sıfır noktasına da sürekli yaklaşır ama asla ulaşamazsınız.

Hazırlayan: Eyüp Gürses
Geliştiren: Zafer Emecan




Compton Saçılması

Çok yüksek enerjili fotonların bir atom ile etkileşime girdiği zaman belirli açılarla saçılması olayına Compton saçılması (veya Compton Olayı) denir. Fotonları sadece dalga olarak açıklayamayacağımızı, parçacık olarak da düşünmemiz gerektiğini gösteren olaylardan biridir ve Yüksek Enerji Astrofiziğinde önemli bir yeri vardır.

Klasik elektromanyetik teoride (Thompson saçılması) saçılan ışınların dalga boylarının başlangıçta sahip oldukları dalga boyu ile aynı olacağı, elektron’un kinetik enerjisinin ise değişmeyeceği öngörülmekteydi ve deneyler de bu sonucu vermekteydiler.

Fakat 20.yy’başlarında yapılan bazı yüksek enerjili deneylerde X-ışınlarının ve Gama ışınlarının etkileşimleri sırasında fotonların belirli bir açıyla saçıldıkları ve bu açının ışının dalga boyu ile bir ilişkisinin olduğu, etkileşimin elastik olmadığı, yani enerjinin değiştiği görüldü. 1923 yılında Arthur Holly Compton bu olayı açıklığa kavuşturan makalesini Physical Review dergisinde yayınladı ve 1927 yılında da A.H. Compton bu çalışmasıyla ilgili olarak Nobel Fizik ödülü sahibi oldu.

1905 yılında Einstein’ın Fotoelektrik etki ile gösterdiği biçimde, fotonların enerjisinin frekanslarına (ve dalga boylarına) bağlı olmasının (E=h.) yanında Compton aynen parçacıklar gibi ışık kuantalarının da momentumlarının olacağını düşündü. Her foton bir elektronla etkileşime geçecek şekilde matematiksel açıklamasını oluşturdu.

Compton Saçılması

Grafikte gelen ve saçılan fotonlar gösterilmekte. Mavi küreler ise fotonun etileşime gireceği elektron’u temsil etmekte. Yüksek enerjiye sahip foton durgun olan elektrona çarptığı zaman enerjisinin bir kısmı elektrona geçer ve elektron geri teper. Hızı zaten sabit olmak zorunda olan fotonun enerjisinin bir kısmı elektrona geçtiği için, enerjisinin azalmasıyla birlikte dalga boyu artar / frekansı azalır.

Bu parçacıkların teker teker enerjilerini ve momentumlarını yazalım.

  • Gelen Fotonun enerjisi: Ei = h.fi
  • Saçılan fotonun enerjisi: Es = h.fs
  • Elektronun kinetik enerjisi: Ee = me.c2
  • Elektronun etkileşimden sonraki enerjisi: Ee‘ = ( pe2.c2 + me2.c2 )1 / 2

(E:enerji, h:planck sabiti, f:frekans, c:ışık hızı, p:momentum)

Fotonların enerjileri ile ilgili olarak fotoelektrik yazısına bakabilirsiniz. Elektronun etkileşimden sonraki enerjisinin E=m.c2 olmamasının nedeni ise, elektronun durgun halden yüksek hızlı bir konuma geçmesi ve enerji formülünün haliyle rölativistik olması gerekliliğinden kaynaklanmakta.

Enerjinin korunumu gereği, sistemin ilk haldeki enerjisi ve etkileşim sonrası enerjisi aynı olmak zorundadır. Dolayısıyla, yukarıdaki formüller şu şekilde bir eşitliğe sahip olurlar.

Ei + Ee = Es + Ee

Yani gelen foton ile durgun elektronun toplam enerjisi (Ei + Ee) etkileşimden sonraki elektron ve saçılan fotonun enerjisine (Es + Ee‘) eşit olmuş durumda. Bu denklemi açarsak elde edeceğimiz eşitlik ise şöyle olur.

h.fi + me.c2 = h.fs + (pe2.c2 + me2.c4)1 / 2

denklemdeki momentumu sol tarafa almaya çalışırsak (bir sonraki adımlar için gerekli) şu hale dönüşüyor.

pe2.c2 = (h.fi – h.fs + me.c2)2 – me2.c4

Şimdi de momentumun korunumunu kullanarak, aynı etkileşimin enerjisi (E) yerine momentumunu (P) yazalım.

P1 + Pe = P2 + Pe

İlk hali durgun olan elektronun momentumu 0 olacağından dolayı denklemimiz P1 = P2 + Pe şeklini alacak, elektronun momentumunu sola çekip gelen ve saçılan fotonun momentumunu denklemde sağa yerleştirecek olursak Pe = P1P2 olur.

Hareket yönlerini ucuca eklediğimizde şöyle bir üçgen oluşuyor.

momentum

Üçgendeki Φ açısını bulmak için trigonometrideki kosinüs kuralları uygulanır. Bu kurallar çerçevesinde Pe = P1 – P2 formülünü şöyle yazarız.

Pe2 = P12 + P22 – 2P1.P2 Cos Φ

Bu eşitliğin iki tarafındaki değerleri de aynı sayı ile çarptığımızda eşitliğimiz bozulmayacak. Öyleyse, eşitliği şöyle de yazabiliriz.

Pe2.c2 = P12. c2 + P22. c2 – 2P1.P2 .c2 Cos Φ

Momentum korunumu denklemimizin sol tarafı, Enerjinin korunumu denklemimizin sol tarafı ile aynı oldu. İkisini alt alta yazalım.

 Pe2.c2 = (h.fi – h.fs + me.c2)2 – me2.c4  (enerjinin korunumu)

 Pe2.c2 = P12. c2 + P22. c2 – 2P1.P2 .c2 Cos Φ  (momentumun korunumu)

Bu iki denklemin de sol tarafı, yani sonucu aynı olduğuna göre, birleştirip şu şekilde yazabiliriz.

(h.fi – h.fs + me.c2)2 – me2.c4 = P12. c2 + P22. c2 – 2P1.P2 .c2 Cos Φ

Fotonun momentumu enerjisinin hızına bölümüdür yani P = h.f/c olur. Eşitliğin sağ tarafındaki momentumları bu şekilde açtığımız zaman, c2 sadeleşir ve denklem şu şekli alır.

(h.fi – h.fs + me.c2)2 – me2.c4 = h2.fi2 – h2.fs2 – 2h2.f1.f2 Cos Φ

Denklemi sadeleştirdiğimizde elde ettiğimiz sonuç.

2h .me .c2 ( f1 – f2 ) = 2h2.f1 .f2 ( 1 – cos Φ)

Yine de henüz tam olarak sadeleşmedi. Denklemin her iki tarafında da aynı değerler var. Planck Sabitlerini ve frekansları da elememiz gerektiği için iki tarafı da 2h.f1.f2.me değerine böleriz ve sonuç olarak en basit haliyle Compton denklemimiz oluşur. (işlemlerin tamamı için tıklayın)

λ2 – λ1 = h / me.c ( 1 – cosΦ )

Compton’un bulduğu bu denklem, gelen fotonun λ dalga boyu ile saçılan λ dalga boyu arasındaki fark nedeniyle cos Φ açısının değişeceğini bize gösterir. Denklemdeki h planck sabitidir, melektronun kütlesidir, c ise ışık hızıdır. Bu değerlerin hepsi sabittir, değişmez. Dolayısıyla açıyı etkileyen tek şey fotonun enerjisidir.

Not: Fotonun enerjisi E = h.c/λ dır. h/c istenirse frekans olarak da yazılabilir. O zaman denklem E=h.f olur. Işığın hızı değişmediği için, planck sabiti de sabit olduğu için =) Işığın enerjisi frekansına veya dalga boyuna bağlı olur.

Compton saçılması nedeniyle uzaydan, özellikle de Güneş’ten gelen yüksek enerjili X-ışınları ve Gama ışınları atmosferimizi geçemezler. Atmosferin üst noktalarındaki atomlarla karşılaşan bu yüksek enerjili fotonlar, atomların elektronlarına çarparak saçılmaya uğrarlar. Yüzeye yüksek enerjiye sahip fotonlar ulaşamaz. Bu nedenle, uzaydaki nötron yıldızları, galaksi çekirdekleri, süpernovalar, gama ışın patlamalarını ve diğer X-ışını kaynaklarını gözlemleyebilmemiz için, bu dalga boyu aralıklarındaki ışınları tespit edip inceleyebileceğimiz yer olan atmosferin üstüne, Dünya’nın yörüngesine X-Işını ve Gama ışını inceleme teleskoplarını konumlandırırız.

Ayrıca, kanserli hücrelere karşı yapılan radyasyon terapisi de bu teorinin uygulama alanlarından birini oluşturur.

Taylan Kasar




Uzak Galaksiler Gerçekte Ne Kadar Uzak?

Galaksiler (gökadalar) ve uzaklıklarından bahsederken birden çok tanımlama söz konusu. Bu tanımlamalar galaksinin yaşı, ışığın yayıldığı zamanki uzaklığı ve gerçek uzaklığı gibi oldukça çeşitli olabiliyor.

Bu da gökbilimciler arasında olmasa da, konuyla profesyonel düzeyde ilgilenmeyen kişilerde kafa karışıklığına yol açıyor.

Örneğin bilim insanları “12 milyar yaşında galaksi keşfettik” dediklerinde, o gökadanın aslında bizden henüz 2.5 milyar ışık yılı uzaktaykenki görüntüsü görmüşlerdir. Fakat evren genişlediği için, bizden henüz 2.5 milyar ışık yılı ötedeyken yaydığı ışığın bize ulaşması 12 milyar yıl sürmüştür. Yani, ışık bize ulaşabilmek için, (içinde hareket ettiği evren genişlediğinden dolayı) tam 12 milyar yıl boyunca yol almak zorunda kalmıştır.

kk8g6
Hubble Uzay Teleskobu tarafından alınan “Ultra Derin Alan” görüntüsü. Görüntüdeki neredeyse her leke bir gökadadır. Bu “genç” galaksiler bizden gerçekte onlarca milyar ışık yılı uzakta yer alırlar.

 

Gökbilimciler, çok uzaklarda yer alan bir gökada keşfettiklerinde çoğunlukla onun “şu andaki” uzaklığını değil, ışığının bize ne kadar sürede ulaştığını söylerler. Böyle olunca da çoğu insan bu rakamın gökadanın bize olan şu anki gerçek uzaklığı olduğu zannına kapılır.

O zaman, 12 milyar ışık yılı mesafede olduğu dillendirilen (ya da daha düzgün ifadeyle, ışığının bize ulaşması 12 milyar yıl süren) bir gökada gerçekte şu anda bizden ne kadar uzaktadır?

Şimdi önce örnek gökada ile ilgili bilgilerimizi gözden geçirelim;

• Işık gökadadan bize ne kadar uzaktayken yola çıkmıştı: 2.5 milyar ışık yılı

• Genişleyen evrende bize ulaşması ne kadar zaman aldı: 12 milyar yıl

• Işığın ulaşması 12 milyar yıl sürmüş olsa da, şu anda ne zamanki halini görüyoruz: 12 milyar yıl önceki

• Peki ışık yola çıktığında bizden 2.5 milyar ışık yılı uzaktaki galaksi, şu anda “gerçekte” ne kadar uzaktadır: Yaklaşık 30 milyar ışık yılı.

Yani, ışığı bize 12 milyar yılda ulaşan gökada, “şu anda” bizden 30 milyar ışık yılı uzakta yer almakta. Ancak biz onun bize 2.5 milyar ışık yılı uzaktayken gönderdiği, 12 milyar yıl önceki “genç” görüntüsünü görebiliyoruz.

Yalnız, hiçbir madde ışıktan hızlı hareket edemiyorsa, bir zamanlar 2.5 milyar ışık yılı yakınımızda bulunan 12 milyar yaşındaki bir gökada bizden nasıl 30 milyar ışık yılı uzaklaşabiliyor? Işık hızında bile uzaklaşsa, şu anda en fazla 14 milyar ışık yılı uzakta olması gerekmez miydi? Üstelik evrenin yaşı bile 13.8 milyar yıl. Nasıl oluyor da 30 milyar ışık yılı öteye gitti bu galaksi?

Üzerinde biraz düşünün, sonrasında cevabı okuyun, bakalım doğru tahmin edebildiniz mi?

its-bigger-on-the-inside-tardis-regions-in-spacetime-4
Evreni, büyük patlamadan beri sürekli ve giderek hızlanarak şişen bir balon gibi düşünebilirsiniz. Gökadalar, bu balonun yüzeyindeki benekler gibidir. Balon şiştikçe, benekler birbirinden uzaklaşır. Benekler arasındaki mesafe ne kadar fazla ise, uzaklaşma hızı da “göreli olarak” o kadar fazladır.

 

Aslında yazıda bu sorunun cevabı ilk paragrafta veriliyor ama, alışık olduğumuz uzaklık kavramına benzemediği için algılamak zor olabiliyor. Öncelikle şunun bilinmesi lazım: Evren genişliyor, genişleyen evrende gökada kümeleri (küme içindeki gökadalar değil, kümeler) birbirinden uzaklaşıyor. Bu da, evrende (büyük ölçeklerde) bir cismin alması gereken yol sürekli uzuyor demektir.

Burada küçük bir detay verelim: Evrende gökadalar birbirinden uzaklaşıyor derken, kastettiğimiz şey tüm gökadaların istisnasız biçimde birbirinden uzaklaşması değildir. Gökadalar evrende kümeler halinde yer alırlar ve bu kümelerde yer alan gökadalar birbirlerine kütleçekim yoluyla sıkıca bağlıdır. Dolayısıyla bir küme içindeki galaksilerin birbirinden uzaklaşması söz konusu değildir. Birbirinden uzaklaşanlar, “galaksi kümeleri“dir.

Unutulmaması gereken bir nokta da, aslında gökadaların birbirinden uzağa doğru yol alıyor olmalarının söz konusu olmadığı. Peki niye uzaklaşıyorlar? Çünkü evrenin dokusu (uzay-zaman) genişliyor. Bir lastik parçasının üzerinde hareketsiz duran iki karınca düşünün. Eğer lastiği çekip uzatırsanız bu iki karınca birbirinden uzaklaştıklarını görecektir. Oysa ikisi de aslında hareket etmiyor. Sadece üzerinde durdukları lastik “uzuyor”. Bunun gibi, evrenin dokusu da genişlediğinden, gerçekte hareketsiz olsalar da galaksi kümeleri birbirinden uzaklaşıyor gibi görünür. Bu uzaklaşmanın hızı ışık hızından fazla olsa da, aslında hareket eden hiçbir cisim olmadığı için “ışık hızının aşılması” sorunu yaşanmaz.

expansion2
Bu animasyonda, 2 milyar ışık yılı uzağımızdaki bir gökadadan yayılan ışığın evrenin genişlemesi nedeniyle bize çok geç ulaşması gösteriliyor. Evren genişledikçe, ışığın alması gereken yol sürekli artmaktadır.

 

Bu yol uzaması, yani evrenin genişlemesi o kadar büyük hızlardadır ki, kat etmeniz gereken mesafeyi normal süresinden çok daha uzun sürede bitirebilirsiniz. Buradaki örnekte, bizden 2.5 milyar ışık yılı uzaktayken ışığı yola çıkan bir galaksi verilmiş. Fakat, ışık yoldayken evren genişlemesini sürdürdüğü için, ışığının bize ulaşabilmesi 12 milyar yıl sürmüş. Bu sırada aynı galaksi ile aramızdaki mesafe 30 milyar ışık yılı olmuş. Neden? Çünkü biz o ışıktan çok büyük bir hızla uzaklaşmışız.

Buradan şu sonuca da ulaşıyoruz. Teleskoplarımız gelişip evrende daha uzaklara bakmaya başladığımızda, gördüğümüz gökadaların evrenin ilk birkaç milyar yılına ait halleriyle karşılaşıyoruz. Bu, Büyük Patlama (Big-Bang) teorisinin öngörüsüdür. Yaptığımız gözlemler de gösteriyor ki, teorinin bu öngörü büyük oranda doğru. Bizler galaksi kümelerinin ve uzaklıklarını “kırmızıya kayma” denilen bir yöntemle belirliyoruz.

Lambda-Cold-Dark-Matter-Expansion-15cm150dpi
Evren, başlangıcından beri gittikçe artan bir hızla genişlemektedir. Bu genişlemenin doğal sonucu, gökada kümelerinin birbirinden artan bir hızla uzaklaşmasıdır.

 

Bu yönteme göre bir cisim ne kadar “hızlı uzaklaşıyorsa” evrenin o kadar uzak bir köşesindedir. Çünkü, evrende bir cisim sizden ne kadar uzaksa o kadar hızlı uzaklaşır ve dolayısıyla o kadar fazla kırmızıya kayma gösterir. Bir cismin kırmızıya kayma oranını ölçtüğünüzde, evrenin genişleme hızını belirten “Hubble Sabiti“ni kullanarak o cismin ne kadar uzakta yer aldığını hesaplayabilirsiniz. Bugün görüyoruz ki; çok uzaklardaki galaksi kümelerinin kırmızıya kayma oranı çok büyük ve bu kümeleri oluşturan gökadalar hidrojen ve helyum harici elementler açısından yakınımızdaki gökadalara göre oldukça fakirler.

Uzak galaksilerin hidrojen ve helyum dışındaki elementler bakımından fakir olması o gökadayı oluşturan yıldızların çok genç olduğunu gösterir. Çünkü bu elementler dışındaki (gökbilimde metal denilen) elementler yıldızların içinde oluşurlar ve süpernova patlamaları ile galaksilere yayılırlar. Eğer bu element miktarı düşük ise, bu galaksilerde henüz yeteri kadar süpernova patlaması gerçekleşmemiştir. Yani yıldızlar ve galaksi çok gençtir. (bkz: büyük patlama ve ilk yıldızlar)

12 milyar yıl önce evren şu an olduğundan çok daha küçüktü. 12 milyar yıl sonra da bugün olduğundan çok daha büyük olacak. Unutmayın, bir cisim ne kadar uzaksa, genişlemeye bağlı olarak bizden uzaklaşma hızı da o kadar artar. Öyle ki, yeterince uzaktaki galaksi kümelerinin uzaklaşma hızı ışık hızından bile fazladır. Bu, o galaksilerin ışıkları bize asla ulaşamayacak anlamına gelir.

Zafer Emecan




Bir Süpernova İle Aramızdaki Güvenli Mesafe Ne Kadardır?

Süpernova, büyük kütleli yıldızların büyük bir patlama ile ölmesine verilen isimdir ve düşünülenden daha çok tahribe yol açar.

Eğer Güneş süpernova şeklinde patlasaydı, gezegenimiz “belki” tümüyle yok olmazdı ancak, yeryüzündeki tüm canlılar yok olurdu. Ayrıca, Güneş’in kütlesindeki ani azalma, Dünya’nın uzay boşluğuna savrulmasına da neden olabilirdi. Eğer bir süpernovanın nasıl oluştuğunu merak ediyorsanız, şu yazımızı okuyabilirsiniz.

Peki en yakın güvenli mesafe ne kadardır? Bilim insanları, Dünya ve herhangi bir süpernova arasındaki en güvenli mesafenin, 50 ila 100 ışık yılı arası olduğunu söylüyor. Yakındaki bir yıldızın patlaması, Dünya’yı ve üzerindeki canlıları pek etkilemeyebilir ancak, bizi gama ışınları ve diğer yüksek enerji radyasyonlara maruz bırakabilir. Bu da, gezegenimizdeki canlılarda zararlı mutasyonlara sebep olabilir.

Ani iklim değişikliği de, patlamanın getireceği sonuçlardan biri. Ancak, insanlık tarihi boyunca hiçbir patlamanın bunlara sebebiyet verecek yakınlıkta meydana gelmediği biliniyor. Güneş’in bu şekilde patlamayacağı da biliniyor. Ancak Güneş sistemimiz dışındaki çok sayıda yıldız bu şekilde patlayarak sona erecek. Yıldızımızın galaksi içerisindeki uzun yörünge yolculuğunda, süpernovaya dönüşmek üzere olan bir yıldızın birkaç ışık yılı yakınından geçmeyeceğini kimse iddia edemez.

Dünyamız ile patlayan herhangi bir yıldız arasındaki güvenli mesafenin ne olduğu hakkında henüz kapsamlı bilimsel bir çalışma yok diyebiliriz. Ancak patlayan yıldızın sadece birkaç ışık yılı yer almasının pek güvenli olmadığı biliniyor. Dünya ile süpernova arasında 50 ila 100 ışık yılı arasında bir mesafenin bulunmasının bizi güvende kılacağı, genel kabul gören bir görüş olarak karşımızda duruyor.

supernovagokyuzu487
100 ışık yılından yakın mesafede gerçekleşen bir süpernova patlaması, yeryüzünden geceleri büyük ihtimalle bu şekilde görünecek. Daha sonra patlamanın etkisi azalacak ve bu çok parlak yıldız, yavaşça sönükleşerek 10-15 gün içinde gözden tümüyle kaybolacak.

 

Burada çok önemli bir konuya dikkat çekmek gerekiyor: Süpernova patlamalarında çok büyük miktarda madde uzaya saçılır. Bu patlamalar, vücudumuzun, atmosferimizin, yeryüzünün oluşumu için ihtiyaç duyulan maddelerin bize ulaşmasını sağlarlar. Yani yıkıcı etkilerinden söz ediyor olmamıza rağmen, bugün Dünya üzerinde varolmamızı sağlayan şey de, süpernova patlamalarıdır. Bu patlamalar, yaşamımız için bu kadar gerekli iken, bir yandan da bizden çok uzaklarda gerçekleştiği için, bize zarar vermezler.

Güneş’in Yerinde Bir Süpernova Patlaması Gerçekleşseydi?

Süpernovadan yayılan enerji çok yüksek seviyelerdedir. Öyle ki; Güneş’imizin 10 milyar yılda üretebileceği enerjinin tamamını, bir süpernova patlaması 1 saniye içinde yayabilmektedir. Eğer Güneş’in olduğu yerde böylesi bir patlama gerçekleşseydi, saniyede binlerce km hızla yayılan maddeler, Venüs ve Merkür’ü, hatta büyük olasılıkla Dünya’yı da tümüyle yok ederdi.

Diğer dış gezegenler olan Mars ve Jüpiter çok ağır hasar alırdı. Jüpiter’i oluşturan maddenin büyük bir kısmı muazzam patlamanın yarattığı şok dalgası ve madde akımı ile uzay boşluğuna savrulur, bu dev gezegen büyük oranda “zayıflardı”. Jüpiter’e göre daha uzakta yer alan Satürn de bu şok dalgalarından etkilenerek benzer bir kaderi paylaşmak zorunda. Şok dalgalarının ve devasa madde akımının birkaç gün sonra ulaşacağı Neptün ve Uranüs ise yine hasar almaktan kurtulamaz ama, şok dalgasının yıkıcı gücü uzaklık nedeniyle zayıflayacağı için biraz daha şanslı olacaklardır.

Süpernovaya dönüşen Güneş’in kütlesinin büyük oranda uzaya saçılması, merkezde gezegenleri bir arada tutan kütleçekim gücünün de aniden azalması demektir. Bu durumda iki senaryoda bahsedebiliriz; ya gezegenler yörünge hızları nedeniyle uzay boşluğuna savrulurlar, ya da Güneş’in yerinde kalacak olan nötron yıldızı/karadelik tarafından yeniden yakalanarak daha alçak bir yörüngeye girerler. Tabi bu arada bir şeyi daha unutmamak lazım: Asteroid kuşağı, Kuiper kuşağı ve Oort bulutundaki cisimler, bu değişen kütleçekimi nedeniyle serseri mayınlar gibi savrulacaklar ve sistemi tam anlamıyla bir cehenneme dönüştürecekler. Dolayısıyla sistemde hayatta kalabilen gezegenler, milyonlarca yıl süren bir göktaşı yağmuru altında kalacaklar.

Hızlı ve Acısız Bir Son

Gördüğünüz gibi, Güneş’in bir süpernovaya dönüşmesi gerek biz, gerekse sistemimizdeki diğer herşey için pek hayırlı sonuçlar doğurmayacak. Bu arada bize, Dünya üzerindeki canlılara ne mi olacak? Bu konuda içiniz rahat olsun.

dunyagunesruzgari711
Güneş’in bulunduğu yerde gerçekleşen süpernovanın yaratacağı muazzam ışınım basıncı, sadece birkaç dakika içinde Dünya atmosferini kavurup uzay boşluğuna saçacaktır.

 

Güneş’in patladığını göreceksiniz. Eğer patlamaya dışarıda yakalanmışsanız; şu ankinin yüzlerce milyon katı ışınım ve ısıya maruz kalacağınızdan, bir saniye sürmeyecek bir süreçte küle dönüşecek, hiçbirşey hissetmeye ya da düşünmeye vakit bulamadan öleceksiniz. Patlama sırasında kapalı, güvenli bir yerdeyseniz (mesela bir binanın bodrum katı, bir maden ocağı, bir mağara gibi), Güneş’in patladığı haberini aldıktan sonra acılı bir ölüm süreci yaşamaya başlayacaksınız.

Akıl almaz miktardaki ışınım, gezegenimizin atmosferini dakikalar içinde süpürecektir. Bu da soluyacağınız havanın kalmayacağı anlamına gelir. Önce çok güçlü bir rüzgar hissedeceksiniz. Ardından giderek daha zor nefes aldığınızı farkedip, bir süre sonra tümüyle nefessiz kalacaksınız. Uzay boşluğundaki vakum ortamında kalmış gibi olacaksınız ve birkaç dakika içinde havasızlıktan boğulup öleceksiniz.

gunesveinsanlar541
Eğer sevdiğiniz yanınızdaysa, el ele ölümü bekleyerek son bir romantizm yaşayabilirsiniz. Ancak, bunun için epey acele etmeniz gerekecek.

 

Yine de, yeryüzündeki insanlar arasında kendi bağımsız havalandırma sistemine sahip yerlerde yaşayanlar da olacak. Bu insanlar biraz daha uzun yaşayacak olsalar da, kaçınılmaz ölümden haberdar olacakları için bir bekleme sürecine girecekler. Süpernova patlamasının ışınımı bize sadece 8 dakikada ulaştı, atmosferi kavurup süpürdü ve yeryüzünü yaşanmaz hale getirdi ama, bu kişiler bağımsız havalandırma sistemine sahip kapalı bir yerde oldukları için hayatta kaldılar.

Evet, ışınım sadece 8 dakikada bize ulaşmıştı. Ama, patlayan Güneş’in milyonlarca santigrat derece ısıya sahip “parçaları”nın yeryüzüne ulaşması dakikalar değil, saatler sürecek. Evet, işte bu parçacıklar yeryüzü ile temas ettiği anda gezegenimiz tümüyle kavrulacak, güvenli de olsa herşey çok kısa sürede buharlaşacak. Dolayısıyla, şok dalgasının gelmesini bekleyen bu bahtsız arkadaşlarımız da dalganın çarpmasını takip eden saniyeler içinde buharlaşarak, milyonlarca yıl sonra yeni yıldızlar ve gezegenlere malzeme olmak üzere moleküllerine ayrışacaklar.

Bu arada korkmayın; Güneş asla bir süpernova haline dönüşemez. Çünkü o küçük, minik ve uslu bir yıldız…

Hazırlayan: Mesut Özkan

Geliştiren: Zafer Emecan




Evrenin Rengi: Kozmik Latte

Her geçen gün büyüleyici evrenimizin farklı bir resmi veya fotoğrafı ortaya çıkıyor. Peki evrenin fotoğrafına baktığınızda ne görüyorsunuz? Yıldızlar, galaksiler, süpernovalar ve bolca karanlık…

Size bu karanlığın karanlık olmadığını evrenin asıl renginin “latte” olduğunu söylesek? Evet evrenin şu anda asıl rengi İtalyanca da süt anlamına gelen lattedir. Astronomlar uzun araştırmalardan sonra evrenin “ortalama” bir rengi olarak latte rengini ortaya koydular.

2001 yılında Karl Glazebrook ve Ivan Baldry evrenin rengini yeşilimsi beyaz olduğunu belirledi. Ancak kısa bir süre sonra kendi incelemelerine evrendeki tüm ışığın renginin hafifçe bej-beyaz olduğunu ekleyerek analizlerini düzelttiler. Bu incelemeye 200.000’den fazla gökada dahil edilerek evrenin büyük bir alanından gelen ışığın spektral aralığı ölçüldü. Fakat bu işlemi teker teker yapmak oldukça zor, neredeyse imkansızdır. Bu bakımdan evrenin renk tayini için farklı bir yol izlenmiştir. Bu yolu kısaca anlatmak anlatalım:

2DF Gökada Kırmızıya kayma araştırması kullanılarak 200.000 gökadadan gelen toplam ışık alınarak evrenin rengini öğrenmemiz mümkün kılındı. 200.000 gökadadan gelen bu ışıkların kozmik dalga boyları ışığın farklı dalga boyları için evrende yayılan enerjinin bir grafiğidir. Kozmik dalga boyları adı verilen bir grafik bize tüm yıldızların temsili dalga boyunu verir.

kozmikspektrum48521
Işığın farklı dalga boyları için evrende yayılan enerji. Ultraviyole ve mavi ışık solda; kırmızı ışık sağdadır.

 

Bütün galaksilerin renklerini incelemek yerine galaksilerden yayılan ışıkların kozmik spektrumuna bakmak yeterliydi. Aslında evrenin rengi yerine evrendeki tüm ışınımın nihai karışımı demek daha doğru bir kavram olur. Burada çeşitli filtreler aracılığı ile renk tayinleri yapılır ve nihayetinde evrenin asıl rengi bulunur.

Gerçekte, ışığın o küçücük parlaklıkları kozmosun gerçek ortalama rengini temsil etmektedir.

Evrendeki bugün gördüğümüz yıldızların çoğu yaklaşık 5 milyar yıl önce oluşmuş olan bir nesildir. Geçmişte, bu yıldızların önemli bir bölümü parlak ve mavi olarak ortaya çıktı. Ancak yıldızlar yaşlandıkça maviden sarıya ve son olarak da kırmızı renge dönüşürler, yani kırmızılaşırlar.

Bu yaşlanan yıldızlar nedeniyle evrenin rengi yavaş yavaş mavimsi bir renk tonundan kırmızımsıya doğru kaymıştır. Eğer bir kerede tüm ışığı görebiliyor olsaydık -yani gözlerimiz bir kamyon tekerleği kadar büyük olsaydı- algıladığımız tüm renklerin ortalaması latte olacaktı. Evrenin ortalama rengini keşfeden bilim adamları buna Kozmik Latte adını verdi.

kozmiklatte5418
Günümüz evreninin “ortalama rengi” bu görmüş olduğunuz zemini kaplayan “latte” rengi ile temsil edilebilir.

 

Aynı ışığı alıp bir defada hepsine bakarak bir prizmadan geçirirseniz, bu renklerin neredeyse hepsi bir gökkuşağı üretecektir. Biz bunu Dünya’da mordan kırmızıya geçiş şeklinde görüyoruz. Prizmalar, karakteristik gökkuşağı ile sonuçlanan görünür ışığı farklı renklere ayırarak çalışır. Evrenden tüm görünür ışığı ayıran prizma, bize alışık olandan biraz farklı bir spektrum verecekti. Bu ışığın tüm bir resmini elde etmek için bilim adamları 200.000’den fazla gökadanın ışık verilerine baktı. Sonra onlar ışığın farklı dalga boylarında yayılan evrendeki enerjinin tüm toplamını temsil etmesi amacıyla “Kozmik Spektrumu” inşa etti.

Bilim insanları evrenin ortalama rengine varmak için renklerin gökkuşağını kullanmışlardır. Bu renk yıldızların yaşlanmasından oluşan kırmızıya kayma ile meydana geliyor. Yeni yıldızların daha az oluşması, daha fazla yaşlı yıldızın oluşmasına ve daha fazla yıldızın kırmızı devler haline gelmesine sebep olacaktır. Sonunda, ‘Kozmik Latte’ kırmızıya kayma ile çilekli Frappuccino gibi görünebilir.

Önemli not: Burada kastedilen “kırmızıya kayma”, evrenin genişmesi sonucu doppler etkisi ile gerçekleşen kırmızıya kayma değildir. Aşağıda bu durum izah ediliyor.

Bu konu üzerinde araştırma yapan Dr Baldry’e göre ‘kozmik spektrum’ evrende yıldız oluşum tarihi hakkında çok daha fazla detaylı zengin bilgi vermektedir.

gelecektekievreninrengi484
Bugün “kozmik latte” olarak isimlendirdiğimiz evrenin ortalama rengi, uzun milyar yıllar sonra “Çilekli Frappuccino”ya dönüşecek…

 

Burada yıldızlar hakkında biraz bilgi vermemiz gerekiyor (Yıldız oluşumu hakkında kapsamlı bilgileri sitemizde bulmak mümkün.):

Yıldız oluşumu için gerekli element hidrojendir. Hidrojenler yüksek basınç sonucu tutuşur ve yanmaya başlar. Bunun sonucunda ise önce helyumu oluşturur, sonra helyum yanarak karbon elementlerini oluşturur. Bu işlem büyük kütleli yıldızlarda demir elementine kadar ilerler. Yıldız ölümü sonrasındaki süpernova patlamalarında ise diğer elementler oluşur.

Dikkatinizi çekmesi gereken nokta burada hidrojen olmalıdır ve hidrojen ilk yıldızın oluşumunu sağlar. Yeni yıldızlar oluştukça evrendeki hidrojen rezervleri azalır ve büyük kütleli mavi yıldızların sayısı gün geçtikçe azalır. Çünkü yüksek sıcaklık kütleye bağlıdır. Büyük dev yıldızları oluşturacak hidrojen rezevri azaldıkça yıldızlar daha küçük boyutlarda ve kırmızıya yakın renklerde oluşur. Hidrojen rezervi azalması evrenin gün geçtikçe kırmızı olmasında rol oynar.

Bilim insanlarının oluşturduğu 2DF modeline göre bundan 5 milyar yıl önce genç mavi yıldızların bugüne oranla çok daha fazla sayıda olduğu görülüyor. Bilim insanları 7 milyar yıl sonraki evrenin rengini kuramsal olarak 5 milyar yıl önceki rengine bakarak çıkarabiliyorlar. Bu verilerin ışığında geriye doğru gidildiğinde siyah renge ulaşılması ise, evrenin 13 küsur milyar yıl önce şekillenmeye başladığı fikrini destekliyor.

Evren genç ve mavi yıldızlarla başladı ve kırmızı dev nüfusu gün geçtikçe arttı. Yıldızlararası hidrojen rezervi son 6 milyar yılda hızlıca azaldı. İşte bu sayede de 7 milyar yıl sonraki rengi, “Çilekli Frappuccino”yu tahmin edebiliyoruz.

Süleyman Yeşil

Kaynaklar

  • Cosmic latte / wikipedia
  • http://www.pha.jhu.edu/~kgb/cosspec/
  • Scientists Have Figured Out What Color The Universe Is / business insider
  • http://apod.nasa.gov/apod/ap091101.html
  • http://apod.nasa.gov/apod/ap110405.html
  • science for the curious dicovery / The Milky Way bridges from here to eternity
  • The Cosmic Spectrum and the Color of the Universe/ By Karl Glazebrook & Ivan Baldry
  • The universe is beige / the telegraph
  • The Bivariate Luminosity-Color Distribution of IRAS Galaxies and Implications for the High-Redshift Universe / the astrophysical journal
  • What Color is the Universe? / It’s Okay To Be Smart

 




Limit – Türev – İntegral

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

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

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

En basitinden aşağıdaki şu fonksiyonu ele alalım:

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

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

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

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

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

Türev

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

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

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

Eyüp Gürses

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




“Çıplak Tekillik”leri Görebilecek Miyiz?

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

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

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

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

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

 

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

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

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

Çıplak Tekillik

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Çeviri: Eyüp Gürses

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




Uydular Neden Dünya’ya Düşmezler?

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

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

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

Nasıl Oluyor da Astronotlar Yerçekiminden Etkilenmiyorlar?

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

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

Merkezkaç etkisini görmek için aşağıdaki çeşitli deneyleri inceleyebilirsiniz.

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

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

İleri Okuma: Hesaplamalar

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

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

 

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

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

 

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

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

hiz
ISS yörüngesi üzerinde saniyede 7,66 kilometre hızla ilerler

 

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

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

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

 

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

Erdgvarp
Yerden yükseldikçe çekim ivmesindeki azalış.

 

Hazırlayan: Ögetay Kayalı




Güneş Bir Çift Yıldız Olarak Doğmuş Olabilir Mi?

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

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

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

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

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

 

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

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

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

 

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

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

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

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

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

‘Yoğun çekirdekler’ İçinde Doğan Yıldızlar

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

Yıldızlar

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

Stahler şunları da belirtiyor:

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

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

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

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

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

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

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

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

Yumurta Biçimli Çekirdekler Çift Merkezli Olarak Çöküyor

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

Stahler şöyle devam ediyor:

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

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

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

Çeviri: Nur SÖKMEN

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




Yanma Nedir, Ateş “Hatta Demir” Nasıl Yanar?

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

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

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

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

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

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

 

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

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

CH4 + 2O2 -> CO2 + 2H2O

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

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

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

uzay-mekigi-kalkis

Kozmonot Valentin Bondarenko’nun korkunç ölümü

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

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

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

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

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

 

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

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

Demir niçin paslanır?

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

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

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

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

Yazan: Alperen Erol
Geliştiren: Zafer Emecan




Kuantum Alan Teorisi Nedir?

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

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

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

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

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

dirac_4

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

Peki nedir bu Kuantum Alan Teorisi?

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

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

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

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

tumblr_kzzgf63BCD1qbn5m1o1_1280

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

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

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

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

AT_7e_Figure_27_02

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

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

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

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

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

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

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

Taylan Kasar