'Şeytan kuyruklu yıldızı' uzayda patladı ve güneş yörüngesinde Dünya'ya doğru hızla ilerliyor

Everest Dağı'ndan üç kat daha büyük olan ve 12P/Pons-Brooks olarak bilinen devasa kuyruklu yıldız, Dünya'ya doğru ilerlerken bir patlama olayı daha yaşadı. Çapı yaklaşık 28 kilometre olan bu "soğuk yanardağ" kuyruklu yıldızı, şiddetli buz ve gaz püskürmesiyle ünlüdür. Bu aktivite, şeytan boynuzlarına benzeyen bir iz yaratarak onu uzayda büyüleyici bir gösteriye dönüştürüyor.

1812 yılında keşfedilen 12P/Pons-Brooks, kendisini Haziran 2024'te Dünya'ya en yakın noktaya getirecek bir yörünge üzerinde bulunuyor. Yakınlığına rağmen gezegenimiz için herhangi bir tehdit oluşturmuyor. Bu yaklaşma sırasında, çıplak gözle bile belirgin bir kuyruğu olan soluk, yıldız benzeri bir nesne olarak görülebilecektir.

Volkanik davranış

12P/Pons-Brooks gibi kuyruklu yıldızlar, bir gaz ve toz bulutu olan komayla çevrelenmiş buzlu bir çekirdekten oluşur. Kriyovolkanik kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılması onun volkanik davranış sergilediğini gösterir.
Ancak erimiş kayayı fırlatmak yerine, özellikle güneşe yaklaşıldığında gaz ve buz salıyor. Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça sıcaklık ve basınçtaki artış nitrojen ve karbon monoksitin patlayıcı salınımlarına yol açarak buzlu parçacıkları çekirdekten dışarı itiyor.

Son patlama

Arizona'da yaşayan amatör gökbilimci Eliot Herman, 31 Ekim'de kuyruklu yıldızda dramatik bir parlaklık gözlemledi; bu, yeni bir kriyovolkanik aktivite patlamasına işaret ediyordu. Bu son patlama, bir ay içinde ikinci ve Temmuz ayından bu yana üçüncü olup, "şeytan kuyruklu yıldızı" olarak ününü güçlendiriyor. Kuyruklu yıldızın şeytani boynuzlara sahip görünümü medyada geniş yer buldu.

Güneşin etrafında yolculuk

12P/Pons-Brooks, yerçekiminin etkisiyle Güneş'in etrafında döner ve bu yolculuğunu 71 yılda tamamlar. Bu süre, güneşin etrafında dönmesi binlerce yıl sürebilen çoğu kuyruklu yıldızla karşılaştırıldığında nispeten kısadır. 12P/Pons-Brooks gibi kuyruklu yıldızların oldukça eliptik yörüngeleri vardır ve bu onları günberi noktasında güneşe yakın, günöte noktasında ise çok uzak bir konuma getirir. Güneşe yaklaştıkça hızları önemli ölçüde artar.

Şu anda kuyruklu yıldız güneşe doğru saatte 40.000 milin üzerinde hızla yaklaşıyor. Günberi noktasına yaklaştıkça bu hızın saatte 100.000 milin üzerine çıkması bekleniyor. Güneş'e en yakın buluşması önümüzdeki yıl 21 Nisan'da gerçekleşecek, ardından 2 Haziran'da Dünya'ya yakınlaşması gerçekleşecek. Bu karşılaşmanın ardından kuyruklu yıldız, 2095 yılına kadar geri dönmeyecek şekilde dış güneş sistemine geri dönecek.

Kriyovolkanik kuyruklu yıldızlar

Kriyovolkanizma, buzlu aylarda ve diğer gök cisimlerinde aşırı düşük sıcaklıklarda meydana gelen bir tür volkanik aktivitedir. Dünya'da gördüğümüz tipik erimiş kaya volkanizmasının aksine, kriyovolkanizma, bu cisimlerde bulunan düşük sıcaklıklarda genellikle donmuş katı halde bulunan su, amonyak veya metan gibi uçucu maddelerin patlamasını içerir.

Özellikle soğuk volkanik kuyruklu yıldızlar bu tür aktivite sergileyen kuyruklu yıldızlardır. Bir kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaşırken sıcaklıktaki artış, buzlu bileşenlerinin süblimleşmesine (katıdan gaza geçiş) neden olabilir ve bu da kuyruklu yıldızın yüzeyinde gayzerlere veya gaz ve toz püskürmelerine yol açabilir. Bu aktivite volkanik patlamaları andırıyor.

Dışarı atılan maddeler, kuyruklu yıldızların karakteristik özellikleri olan koma (geçici bir atmosfer) ve bazen de kuyruk oluşturabilir. Kriyovolkanizma kuyruklu yıldızların yüzeylerini şekillendiren süreçlerden biridir. Bu, NASA'nın Deep Impact ve ESA'nın Rosetta'sı gibi misyonların bu gök cisimlerinin bileşimini ve davranışını anlamak için üzerinde çalıştığı önemli bir olgudur.

Kuyruklu yıldızlar hakkında daha fazla bilgi

Kuyruklu yıldızlar, nefes kesici kuyrukları ve antik kökenleriyle hayal gücünü yakalayan gök gezginleridir. Bunlar, 4,6 milyar yıl önce güneş sistemimizin oluşumundan kalan buz, kaya ve kozmik tozdan oluşuyor. Bu "kirli kartopları" Güneş'in etrafında dönerken eriyip gaz ve toz salıyor ve kendilerine özgü parlak saçaklar ve kuyruklar yaratıyorlar.

Bir kuyruklu yıldızın anatomisi

Bir kuyruklu yıldızın kalbinde, genellikle çapı 30 kilometreden az olan katı bir çekirdek olan çekirdek bulunur. Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştığında koma adı verilen dağınık bir gaz ve toz bulutu ile çevrilidir. Koma büyüyerek gezegenlerden daha büyük olabilir. Milyonlarca kilometreye kadar uzayabilen kuyruk, güneş rüzgârının kuvveti ve radyasyon basıncı nedeniyle daima Güneş'ten uzak bir noktaya doğru yönelir.

Kuyruklu yıldızların yörüngesi

Kuyruklu yıldızların oldukça eliptik yörüngeleri vardır; onları sıklıkla Güneş'e, günberi adı verilen bir noktaya çok yakınlaştırır ve daha sonra onları uzayın derinliklerine, afelion noktasına kadar geri fırlatır. Yörünge dönemlerine bağlı olarak iki tür kuyruklu yıldız vardır: Halley Kuyruklu Yıldızı gibi kısa dönemli kuyruklu yıldızların Güneş'in etrafında dönmesi 200 yıldan az sürerken, uzun dönemli kuyruklu yıldızların dönüşü çok daha uzun, bazen binlerce yıl sürebilir.

Kuyruklu yıldızlar ve Dünya

Kuyruklu yıldızların Dünya üzerinde çeşitli şekillerde önemli etkileri oldu. Tarihsel olarak, gökyüzündeki görünümleri kaydedilmiş ve alamet olduğu düşünülmüştür. Bilimsel olarak kuyruklu yıldızların Dünya'ya su ve organik bileşikler getirerek yaşamın ortaya çıkmasına katkıda bulunduğu hipotezi öne sürülüyor.

Ünlü kuyruklu yıldızlar

Tarih boyunca bazı kuyruklu yıldızlar öne çıktı. Her 76 yılda bir öngörülebilir dönüşüyle Halley Kuyruklu Yıldızı belki de en ünlüsüdür. Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı, 1994 yılında Jüpiter'le yaptığı muhteşem çarpışmayla ünlendi ve gökbilimcilere kozmik çarpışmalar konusunda ön sıralarda yer verdi.

Kuyruklu yıldızları gözlemlemek

Kuyruklu yıldızlar amatör gökbilimciler için bir zevk olabilir. Bir kuyruklu yıldızın Dünya'nın yakınından geçeceği tahmin edildiğinde, genellikle çıplak gözle görülebilmektedir. Aksi takdirde, dürbün veya küçük bir teleskop, kuyruklu yıldızın merkezi çekirdeğini ve gazlı komasını ortaya çıkarabilir.

Kuyruklu yıldız keşfinin geleceği

Uzay ajansları, 67P/Churyumov-Gerasimenko Kuyruklu Yıldızı'nın yörüngesinde dönen ve yüzeyine bir iniş aracı yerleştiren ESA'nın Rosetta'sı gibi kuyruklu yıldızlara çeşitli görevler gönderdi. Gelecekteki görevler, kuyruklu yıldızların bileşimi ve bunların bize erken güneş sistemi hakkında neler anlatabileceği hakkında daha fazla bilgi edinmeyi amaçlıyor.

Özetle kuyruklu yıldızlar göksel güzelliklerden çok daha fazlasıdır; bunlar güneş sistemimizin geçmişine dair ipuçları taşıyan zaman kapsülleridir. İncelenmeye devam edildikçe, Dünya'nın ve diğer gezegenlerin kökenleri ve hatta belki de yaşamın kendisi hakkında daha fazla sır açığa çıkabilir.

Kaynak: Earth

Yüksek enerjili fotonlardan oluşan büyük bir kuşak. 2012 yılında güneş sistemimiz tüm gezegenleri ile birlikte bu kuşağa girdiğinde dünyamızın ozon deliği onarılacak ve tüm yaşam 3. boyuttan 5. boyuta geçecek.

İnsanların 2 sarmallı DNA'ları ikişerli olarak biraraya gelip 12 sarmallı bir DNA'ya sahip olacaklar.

Bu olay sırasında tüm insanların chakra'ları açılacak ve duyuları ve algılamaları artacak. Herkes birbirinin düşüncesini okuyabilecek. Bu ilk önce kısa süren bir kaosa neden olacak fakat daha sonra herkes bir düşünce birliği halinde bir araya gelerek, önyargının, yalanın ve kötü düşüncelerin olmadığı bir ortama geçilecek.

İnsanlar birbirinin auralarını görebilecekler. 12 sarmallı DNA'ya geçiş sonrası insanlarda hiçbir hastalık kalmayacak, hasta olanlar kendilerini ve birbirlerini iyileştirebilecekler. İnsanlar ölümsüz olacaklar. Ölüm olayı ise fiziksel dünya'da kalmaktan vazgeçip başka bir boyuta geçmeye karar verme şeklinde olacak.

Yani, dünya'da geri kalanlar (kalmayı seçenler) ölmeye (başka boyut gitmeye) karar verenlerin ortadan bir anda kaybolduğunu görecekler. Fiziksel dünyamızda kalmayı seçen insanların ışık bedenleri olacak ve bu cennete benzeyen ışıklı dünyada çok güzel vakit geçirecekler. Fiziksel olarak 2000 yıl sürecek olan bu olay sonrasında foton kuşağı güneş sistemimizi terkedecek.

Foton kuşağı ilk kez ingiliz astronom Edmund Halley (1656-1742) yılında Pleiades takımyıldızlarını kuşatan gazımsı bir kuşak olarak gözlendi (Halley kuyruklu yıldızını da keşfeden astronom).

Fredrick Wilhelm Bessel ise foton kuşağının dönüş hızını keşfetti (herbir yüzyılda 5.5 derece saniye). Jose Comas Sol Pleiades takımyıldızındaki güneş sistemlerini keşfetti.

Paul Otto Hesse foton kuşağının kalınlığını saptadı (2000 ışık yılı). Güneş sistemimiz her 25.860 yılda bir Pleiades çevresinde bir tur dönmektedir. Yani, yaklaşık olarak her 12.500 yılda bir güneş sistemimiz bu foton kuşağının içine girer. Güneş sistemimizin foton kuşağının içindeki yolculuğu 2000 sene kadar sürer.

Yani, foton kuşağından çıktıktan sonra tekrar foton kuşağına girmek için 10.500 yıl geçmektedir. Bu devrelerin alt devreleri de vardır ama üst devre 206 milyon yıl sürer.

Foton kuşağının kendisinin de aurası var ve ilk aura katmanına (enerji seviyesine) 1962 yılında dünyamız (ve tüm güneş sistemimiz) girmiş durumda. Yani şu anda foton kuşağının düşük enerjili ilk kısmının içinde bulunuyoruz. Dünya'mız ikinci enerji seviyesine ise 1987 yılında girdi.

2012 yılında üçüncü enerji seviyesine girmesi sırasında 110-144 saat (5-6 gün) boyunca karanlıkta kalacağız. Üçüncü enerji seviyesine (foton kuşağının kendisinin bulunduğu esas enerjili kısım) girildiğinde ise karanlık sona erecek ve artık hiç gece olmayacak yeryüzünde.

Sırasıyla yazarsak:

1. gün: 21 Aralık 2012'de kör bölgeye giriş, tüm canlıların beden tipinin değişmesi, hiçbir elektrik aygıtının çalışmaması, tam karanlık

2. gün: Atmosfer basıncının düşmesi, herkesin kendisini şişmiş hissetmesi, Güneş'in yeterli ısıtamaması, dünya ikliminin soğuması (buzul çağı soğuğu)

3.-4. gün: Atmosferin şafak vakti gibi sönük bir ışıkla aydınlanması, foton etkisinin başlaması, foton enerjili aygıtların çalışabilir hale geçmesi, yıldızların yeniden gökyüzünde belirmeleri.

5.-6. gün: 24 saatlik gündüz devresine giriş, kör bölgeden çıkıp ana foton kuşağına giriş, tüm canlıların güçlenip zindeleşmeleri, dünya ikliminin ısınması, foton ışınıyla çalışan gemilerin uzayda yolculuk yapmaya başlaması, telepati, telekinezi gibi psişik yeteneklerin ortaya çıkışı (uyanış, süperbilinç).

Kısaca, foton kuşağı dünya'daki tüm yaşam için çok büyük bir faydası olan, yüksek enerjili fotonlardan oluşan devasa bir kemer. Güneş sistemimiz bu kuşağa girdiği zaman tekrar çıkması 2000 sene sürecek. Foton Kuşağı (Manaşik Halka) kendi etrafındaki dönüşünü 25.860 yılda bir tamamlamakta ve güneş sistemimiz her bir 10.500 yılda bir foton kuşağına girmekte.

Foton kuşağı torus şeklinde (araba lastiği biçiminde) bir kemer ve bunun kalınlığı (çapı değil, kemerin kalınlığı) 2000 ışık yılı.

Önemli bir husus elektrikli hiçbir aygıtın ise foton kuşağına girildikten sonra hiçbir şekilde çalışmaması. 2000 yıl boyunca sürecek olan safhada elektrik enerjisi ile çalışacak araca ihtiyaçta olmayacak zaten.

Çünkü süperbilinç halinde olma hali ve foton enerjisi kullanabilecek teknoloji ile elektrik enerjisini kullanmaya ihtiyacımız olmayacak.

Foton kuşağı (Photon Belt) konusunda daha detaylı bilgi için Virginia Essene'nin "Galaktik İnsan" kitabını tavsiye edebiliriz.

Kaynak:

bluepoint-sufizm ve insan

NGC 4594 ve M104 katalog numaralarına sahip olan gökada, şekli nedeniyle Meksikalı Şapkası (Sombrero) olarak da bilinir. Başak Takımyıldızı'nda yer alan, yandan görülen, Sa türünde bir sarmal gökadadır ve 8,98 olan mavi parlaklığıyla en parlak 200 gökadadan biridir.

Kaynakça:bulutsu/gözlem evi

Uzaydaki Gonca Gül

NASA’nın Geniş Alan Kızılötesi (infrared) Gözlem ve Keşfetme (WISE) aracı yeni yıldızların etkisiyle çiçeği açılmış gibi görünen kozmik bir gül goncasını görüntüledi. Yıldızlar Berkeley-59 kümesine ait. Birkaç milyon yaşındaki yıldızları oluşturan toz bulutu güzel bir görüntü sağlıyor.

Görüntüdeki yıldızların ısıttığı ve aydınlattığı kırmızı, sıcak bölge tozun olduğu alandır. Yeşil yaprakları andıran alt kısımlar ise tozun kenarlarını gösteriyor. Bu yeşil madde polisiklik aromatik hidrokarbonlardır ve bunlara dünyada da rastlanmaktadır.

Yeşil bulutsunun içindeki kırmızı kaynaklar, genç yıldızlardan gelen ısı ve basıncın etkisiyle sıkışıp yeni yıldızların oluşumuna olanak tanıdığını gösterir. Bir süpernova kalıntısı olan ve NGC 7822 olarak adlandırılan bulutsu, bir “şampanyanın şişeden akışı” gibi merkezden üflenmiş ve sonra böylesine bir gül goncasına dönüşmüştür. Görüntüdeki mavi noktalar ise Samanyolu Gökadası’ndaki yıldızlardır.

Berkeley 59 ve NGC 7822 Dünya’dan yaklaşık 3300 ışık yılı uzaklıktaki Kral takımyıldızında bulunur.

Görüntüdeki renkler: Mavi renk 3.4 mikron, camgöbeği/cyan (mavi+yeşil ışığın birleşmesiyle oluşan renk) 4.6 mikron, yeşil 12 mikron ve kırmızı 22 mikron dalga boyundaki ışıkla alınmıştır.

Kaynak: NASA/WISE/Astronomi Diyarı

Ekim ayı içerisinde yapılan gözlemlerle elde edilen fotoğrafta morötesi ve görünür dalga boyunda ışıklar kullanılıyor. Mavi renkler yüksek ışıma gücüne sahip dev yıldızlardan, yeşil renkler oksijen ve kırmızılar ise parlayan hidrojen gazından geliyor.(Telif Hakkı : NASA/ESA )

Hubble'dan Muhteşem "Bebek Yıldızlar"

Çocuklara astronomi anlatırken yıldızlarında da tıpkı insanlar gibi doğup, büyüyerek öldüklerinden bahsediyorum. Yaşları görece daha az olan(birkaç milyon yıl) bebek yıldızları örnek vermek için genelde Avcı Bulutsu'nun içinde gelişen parlak mavi yıldızların olduğu bir fotoğrafı kullanıyordum. Ama artık kesinlikle farklı bir fotoğrafı kullacağım

Muhtşem bir fotoğraf! Galaksimizin uydu galaksisi Büyük Macellan içinde 30 Doradus bulutususu olarak anılan bir yıldız oluşum bölgesi... İçerisinde yaşları daha birkaç milyon yıl olan yüzlerce mavi "bebek" yıldız. Bebekler belki ama kütleleri Güneş'in yüz katı. Büyük kütleli yıldızlar "hızlı yaşayıp genç öldükleri" için de birkaç milyon yıl sonra büyük bir süpernova patlaması ile yok olacaklar. Bu kadar büyük bir yıldız oluşum bölgesine Samanyolu'nda rastlanmıyor; böylesine aktif bir bölgenin de bizden sadece 170 000 ışık yılı uzaklıktaki Macellan Bulutunda olması astronomların yıldız oluşumları konusunda inceleyecekleri harika bir hedef olmasınını sağlıyor.

Güney yarım küreden görülen Büyük Macellan bulutsusu(LMC) ve fotoğrafta dahi göze çarpan 30 Doradus yıldız oluşum bölgesi (Telif Hakkı :A. Fujii )

Hubble'a en son eklenen Geniş Alan Kamerası 3 yerleştirildiği günden bu yana elde ettiği her görüntü ile mükemmel sonuçlar veriyor. Yukarıdaki fotoğrafa bakıp etkilenmemek elde değil! Düşselliğin sınırıda duru bir gerçeklik....

Kaynakça : HubbleSite/Gökgünce

Telif Hakkı: ESA / Herschel

Herschel'den Kızılötesi bir Gösteri

Geçtiğimiz günlerde NASA'nın kızlötesi görevi WISE'ı uzaya uğurlamıştık, bugün de ESA'nın kızılötesi görevi olan Herschel Uzay Teleskobu'nun elde ettiği harika bir görüntü paylaşıldı. Gökyüzünü kızılötesi dalga boyunda inceleyen Herschel teleskobu bu yılın ortasında Planck uydusu ile birlikte fırlatılmıştı ve ilk gönderdiği görüntülere bakıldığında büyük gelişmelerin yolda olduğu görülüyordu. Herschel, şimdi de şu ana kadar görüntülenememiş bir yıldız doğum bölgesininin detaylı görüntüsünü elde ederek dedektörlerinin gücünü bir kez daha kanıtladı.

Görüntülenen alan Kartal takım yıldızı bölgesinde ve bizden 1000 ışık yılı ötede bulunuyor. Toz ve gaz bulutlarıyla çevrili alanın derinliklerini ancak Herschel'in hassas olduğu kızılötesi dalga boyunda gözlemek mümkün. Görüntülenen alan 70 ışık yılı genişliğinde ve içerisinde 700'e yakın yeni oluşan yıldız barındırıyor.

Dünya'dan yapılan astronomik gözlemlerde bilindiği gibi atmosferin bozucu etkisi çok büyük. Elektromanyetik spekturumun gama ışını, kızıl ötesi gibi bantları atmosferden geçemiyor. Kızılötesi bantın belirli dar aralıkları geçerken bir taraftan da atmoserin kendisinin kızılötesi bantta ışınım yapması bu gözlemlerin Dünya'dan yapılmasını imkansız hale getiriliyor. İşte bu yüzden Dünya yörüngesinde Herschel gibi uzay teleskoplarına ihtiyaç duyuyoruz.

Atmosferin geçirgenliği; dalga boyunun soldan sağa arttığı üstteki grafikte çukur bölgeler atmosferin geçirgen olduğu bantları gösteriyor. Optik bantın ve radyo bantının tamamını geçirirken diğer dalga boylarında kısmen geçirgen olduğu veya hiç geçirmediği görülüyor. Detaylı incelemek için resme tıklayınız. (Kaynak Wikipedia)

Peki gökyüzünü kızılötesi bantta gözlemenin bize getirdikleri neler? Öncelikle gökyüzünde bazı cisimler gözümüzün gördüğü optik bantta ya da daha yüksek enerjili X-ışını gibi bantlarda ışınım yapabilecek kadar sıcak değillerdir. Örneğin ortalama 37 derece sıcaklığa sahip bizim vücudumuz da ancak kızılötesi bantta ışıma yapabilmektedir( yaptığı ışımanın en yüksek olduğu bant desek daha doğru olur...) Bahsetiğimiz cisimlere örnek olarak çekirdeklerinde nükleer reaksiyonları daha tetiklememiş yeni oluşan yıldızlar, yıldızlar arasında veya yıldız oluşum bölgelerinde görülen gaz ve toz bulutları, gezegenlerin çoğunluğu gösterilebilir.

Yukarıdaki görüntüde de parlak olan bölgelerde gizlenmiş ön-yıldız(proto-star) aşamasında 700'e yakın yıldız bulunuyor. Bunlardan 100 kadarının tam olarak ön-yıldız aşamasında olduğunu, kalan 600'ünün de yakın zamanda bu aşamaya geçeceği tahmin ediliyor.

Kaynak:Gökgünce

28 Ocak 2010

6 milyon ışık yılı uzağımıdaki NGC 300 Gökadası içindeki yıldız-karadelik çiftini gösteren resim. (ESO/L. Calçada)

Gökbilimciler başka bir gökada içinde yıldız-karadelik çifti keşfini gerçekleştirdiler. Keşif ESO’nun Çok Büyük Teleskobu (Very Large Telescope-VLT) ile yapıldı. Sistem şimdiye kadar keşfedilen en büyük ikinci yıldız-karadelik çifti olarak kayıtlara geçti.

Yeni bulunan karadelik 6 milyon ışık yılı uzaklıktaki sarmal gökada NGC 300’de bulunuyor. Şimdiye kadar bulunan en uzak karadelik-yıldız çifti olduğu ve ilk kez komşu gökadaların dışında başka bir gökada da bulunduğuna dikkat çekiliyor.

Karadeliği besleyen Wolf-Rayet (WR) yıldızı 20 Güneş kütlelidir. Bu tür yıldızlar hayatlarının sonlarına doğru dış katmanlarını süpernova patlaması ile atarak merkezlerinde karadelik oluşturur.

NGC 300’deki bu nesne, 2007 yılında NASA’nın X-ışınlarıyla çalışan Swift uydusuyla ve Avrupa Uzay Ajansı’nın (ESA) XMM-Newton X-ışını Teleskobuyla da incelenmişti. Şimdiki keşif bu nesnenin bir yıldız-karadelik çifti olduğuna yönelik.

NGC 300 Gökadası (sağdaki) ve bulunan çiftin yeri (soldaki). (ESO/ Digitized Sky Survey 2/P. Crowther)

Keşif VLT’ye takılan FORS2 (çoklu nesnelerin tayfölçerini veren yeni nesil araç) aracı yardımıyla gerçekleştirildi. Ölçümlere göre karadelik ve WR birbirinin çevresinde 32 saatlik bir dönemle dolanıyor. Gökbilimciler bu turları sırasında karadeliğin yıldızdan madde aşırdığını da ortaya çıkardı. Sistemin birbirine nasıl bu kadar sıkıca bağlı olduğu ise sırrını koruyor.

Bu tür sistemler daha önce de görülmüştü. Bu tür sistemleri inceleyerek karadeliklerin kütlesi ve gökadanın yapısı arasındaki ilişki hakkında bilgi edinilebiliyor. Şimdiye kadar yapılan incelemelerle, çok büyük karadeliklerin bulunduğu gökadalarda, daha az ağır element olduğu görüldü. Samanyolu gibi ağır elementleri fazla olan gökadalarda ise nispeten daha küçük karadelikler bulunuyor. Gökbilimciler ağır elementi fazla olan bir yıldızın gelişiminin etkilendiğini ve bunun sonucunda patladığında küçük bir karadeliğe dönüşeceğini düşünmekteler.

Sistemin yerini gösteren açık görüntü. (ESO/P. Crowther)

WR yıldızı 1 milyon yıldan daha az bir süre sonra süpernova olarak patlayıp karadeliğe dönecektir. Bu durumda iki karadeliğin birleşmesi ve bunun sonucunda dışarıya bol enerji yayması söz konusu olabilecek. Söz konusu birleşme için daha birkaç milyar yıl var!

Kaynak:ESO/Astronomi Diyarı

Yengeç Takımyıldızında bulunan Eta Cancri yıldızının aslında bir çift yıldız olduğu belirlendi. Keşif New Mexico ile Hawai’deki teleskoplar kullanılarak, Çin Bilim Akademisi ve Hertfordshire Üniversitesi’nin ortaklaşa yaptığı çalışmayla gerçekleşti. Buna göre kırmızı Eta Cancri sistemi, bir dev ve bir cüceden oluşuyor. Sistem, 312 ışık yılı uzağımızda bulunuyor.

Çok soğuk olan cüce yıldızların sıcaklığı 2000 C° den daha az olabilir (Güneş’in sıcaklığı 6000 C° dir). Tozlu yapılar böylesine sıcaklıklarda yoğunlaşır ve Jüpiter gibi gaz gezegenleri oluşturur.

Kırmızı dev yıldızlar ise çok ama çok büyük yıldızlardır. Güneş gibi bir yıldız yaşamanın sonuna doğru büyüyerek bir kırmızı dev haline gelir. Güneş 5 milyar yıl sonra böyle bir kırmızı dev olacaktır. Yapılarındaki kimyasal bileşim ve yaşları ölümlerinin nasıl olacağını belirler.

Eta Cancri B’nin kimyasal bileşeni ve dev yıldıza ait ayrıntılar, Çin Bilimler Akademisine bağlı Yunnah Gözlemevi’nden ZengHua Zhang ile Hertfordshire Üniversitesi Astrofizik Araştırma Merkezi’nden Dr. David Pinfield’ın ortak çalışmasıyla elde edildi.

Kaynak: Science Daily/Astronomi Diyarı

Yakın Evrendeki Yerimiz / Yıldız Birlikleri (Assasyonlar)

Astronomi ile profesyonel tutku bağı olanlar ve gök gözlemini amatör bir heyecanla sürdürenlerin ortak merakıdır “Evrenin neresindeyiz?” sorusu.

Bu sorunun cevabını ister süper (hatta mega) kozmik yapılardan Güneş sistemimize, istersek güneş sistemimizden evrenin tuğlalarını oluşturan ölçeklere taşıyalım; sonuçta sistemleri içine alan daha büyük sistemler hiyerarşisi ile karşılaşırız.

Hemen her düzeyde astronomi tutkununa evrenin neresindeyiz diye sorduğunuzda ilk cevap Virgo süper galaktik kümesine bağlı, Samanyolu, Andromeda ve Triangilum galaksilerinin başını çektiği yerel grup içindeki Samanyolu denilen sarmal gökadanın Orion kolu üzerindeki “ana caddede” bir yerlerdeyiz olurdu.

Peki, bu “ana cadde” üzerindeki (Güneş Sistemi ölçeğinden konuşursak) süper yapılardan haberimiz var mı?

Hadi genelden özele inmeye devam edelim. Orion kolu üzerinde kalmıştık en son.. Bu seviyede detayı arttırdığımızda karşımıza daha ilginç bir yerel evren resmi çıkar. (Not: Teleskopumuzun açıklığını ne kadar arttırırsak gök cisimlerinden gelen fotonların sayısını arttırarak daha detaylı bir büyük resim görebiliriz.

İşte yukarıda biraz daha belirgin bir büyük resim. bu seviyede detayı arttırdığımızda karşımıza daha ilginç bir yerel evren resmi çıkar. Yıldızlar arası ortam ve daha detaylı süper yapılar ile çevrelenmiş bir gezgin; Güneş sistemi.

Güneş sistemimiz, gökadamız etrafındaki ebedi yolculuğu sırasında bir çok farklı yıldızlar arası ortamdan ve gökada kollarından geçiş yapmıştır. İnsan uygarlığının şafağının attığı son 1 milyon yıldır ise Orion kolu üzerindeki görece kalın, yıldızlar arası toz ve gazın çevrelediği ve bazılarının içindeki sıcak O ve B sınıfı yıldızların güçlü rüzgarları ile süpürülerek yoğunluğu görece daha düşük küresel baloncuklara dönüştürdüğü bir ortamda seyehatine devam etmektedir. Bu baloncuklar da daha önceden yıldızlar arası maddenin yoğunlaşarak içlerinde yıldızlar oluşturduğu bölgelerdi. Serpilip gelişen sıcak O-B sınıfı yıldızların ışınım basıncı ile bölge içindeki yoğunluk seyrelirken evrimini tamamlayan devler bir bir şiddet gösterileri eşliğinde süpernova patlamaları gerçekleştirerek baloncukların içerisindeki tozu daha da seyreltip bu yapıları genişletmişlerdir. Bu süper baloncukların genel ismi astronomi literatüründe O-B Yıldız Birlikleri (assasyonları) olarak adlandırılır.

Resimde de görüldüğü üzere Güneş sistemi ile günümüzdeki durağımızda bize en yakın O-B Birlikleri Akrep takım yıldızı yönündeki Antares’in de içinde bulunduğu Scorpius Birliği, Centaurus Birliği ve Kartal takımyıldızı yönündeki devasa Aquila Yarığıdır. Bu vahşi ortamın önüne kattığı, sıcaklığı 6000 °C ‘ye ulaşan ISM (Yıldızlar arası madde) rüzgarına karşı Güneşimizin de içinde bulunduğu Yerel baloncuk içerisinde bu vahşi şok dalgalarına doğru, yakın komşularımız Sirius ve Altair yıldızları ile ilerliyoruz.

Yaklaşık birkaç on bin yıl içerisinde bu şok dalgalarının bir kısmı Güneş sistemi içerisinden de geçmiş olacak.

Gökadamız içerisinde böyle bir çok farklı süper yapı bulunmaktadır. Bu yapıların bir çoğu Samanyolu’nun evrimi sürecinde gerçekleşen, sarmal kollar içerisindeki yoğunluğu bulunduğu ortamdan daha fazla olan, gezgin devasa bulutların çarpışarak meydana getirdikleri rutin yıldız oluşum süreçlerinin bir sonucudur. Bir de bu rutin süreçlerin dışında gökadamızda Orion kolu üzerindeki bir çok Birlik ile alakalı bir başka süper yapı zinciri bulunmaktadır ki, kabaca toroidal bir halka biçimli olan ve Gould’s Belt (Gould’un kemeri) olarak adlandırılan bu yapının doğmasına sebep olan etmen, galaksiler arası gaz ve toz bulutlarının gökadamız ile etkileşiminin bir sonucu gerçekleşen ve toplu bir yıldız oluşumunu tetikleyen çok daha ilginç bir serüvene aittir.

Emre EVREN

Kaynaklar:

Properties of the interstellar medium and the propagation

of cosmic rays in the Galaxy

A.D. Erlykin a,b, A.A. Lagutin c, A.W. Wolfendale a

A Hipparcos census of the nearby OB associations

Authors: P.T. de Zeeuw (1), R. Hoogerwerf (1), J.H.J. de Bruijne (1), A.G.A. Brown (2), A. Blaauw (1,3) ((1) Sterrewacht Leiden, Leiden, (2) Instituto de Astronomia U.N.A.M., Ensenada, Mexico, (3) Kapteyn Astronomical Institute, Groningen)

The Cassiopeia–Perseus open cluster family

R. de la Fuente Marcos, C. de la Fuente Marcos

daviddarling

vikipedi

Gökbilim Dergisi

İkili ve çoklu yıldız sistemleri, evrenimizde çok yaygındır. Tüm yıldızların yarısı, iki veya daha çok yıldızdan oluşan sistemlerde yer alır. Bu sayfa, ikili, üçlü ve dörtlü sistemlerdeki yıldızların tipik yörüngelerini gösterir. Burada yer alan benzetimler, yıldızların eşit kütlede olduğu kusursuz yıldız sistemlerini gösterir. Gerçek çoklu sistemler, genellikle, farklı uzaklıklarda bulunan farklı kütlelerdeki yıldızlarla çok daha düzensizdirler.

İkili Yıldız Sistemleri

Dairesel ikili yıldız sistemi

ikili yıldız sistemi

Aşağıda gösterilen, tipik bir ikili yıldız sistemidir. İki yıldız, ortak bir kütle merkezi etrafında elips biçiminde yörüngeler izlerler. Yukarıda gösterilen, yıldızların kusursuz dairesel yörüngeler izledikleri ikili yıldız sistemleri için özel bir örnektir.

Üçlü Yıldız Sistemleri

Sekiz biçimli yıldız sistemi

Üçlü yıldız sistemi

Aşağıda gösterilen, tipik bir üçlü yıldız sistemidir. Böyle bir sistemde, çok yakın bir uzaklıkta birbirinin çevresinde dönen iki yıldız ile bunların çevresinde dönen uzak bir üçüncü yıldız bulunur. Yukarıda gösterilen, alışılmadık tipte bir üçlü sistemdir. Üç yıldız, sekiz biçiminde bir yörüngede gezinirler. Bilgisayar benzetimleri, böyle bir yörüngenin milyarlarca yıl devam edebileceğini göstermiştir. Şimdiye kadar hiç kimse sekiz biçimli yörüngeye sahip üçlü bir yıldız sistemi bulamadı (birkaç gökbilimci bulmayı denedi). Fakat, gökadamızda bir yerlerde böyle bir yörüngeyi takip eden yıldızlar olması mümkündür.

Dörtlü Yıldız Sistemleri

Dörtlü yıldız sistemi

Solda gösterilen, tipik bir dörtlü yıldız sistemidir. Böyle bir sistem, ortak bir kütle merkezi etrafında dönen iki çift ikili yıldız sistemi içerir. Sağda gösterilen, bir diğer tip dörtlü yıldız sistemidir. Burada, birbirlerinin etrafında hızla dönen, çok yakın iki yıldız vardır. Üçüncü bir yıldız, üçlü yıldız sistemlerinde olduğu gibi bu yıldızların etrafında döner. Uzak bir dördüncü yıldız, bu üç yıldızın çevresinde döner.

Kaynakça:Bulutsu/evrenin haritası

Gökyüzünde Güneş, Ay ve gezegenlerden sonra dikkati çeken yıldızlardan bahsedeceğiz bu yazıda. Nasıl oluşurlar? Haklarında neler biliyoruz? Kaç tür yıldız var? Güneş en büyük yıldız mı? Bir sonları var mı gibi soruların yanıtlarını aramaya çalışacağım.

Güneş’imiz bizi ısıtırken kendi enerjisini kendisinin ürettiğini ve bu enerjinin fazlasını dışarı atarak bizi ve gezegenleri ısıttığını, aydınlattığını bundan önceki yazılarımızda uzun uzun dile getirmiştik. Şimdi yine Güneş’ten bahsetmeyeceğiz. Onun akrabalarını anlatmaya çalışacağız.

Evren’de en az 100 milyar Gökada ve her gökada da en az 200 milyar yıldız olduğunu varsayalım. Evrende o zaman kaç tane Güneş’in akrabasından vardır. Çıkan sayı dudak uçaklatıcı: 20 000 000 000 000 000 000 000 !

Bu kadar çok yıldızı anlatmaya kalksak Dünyadaki hiçbir kağıt, kalem bize yetmeyecektir. O nedenle biz yazımızda yıldızların kendilerini değil de, yıldız tiplerini, oluşumlarını ve sonlarını ele alacağız.

Bir Yıldız Doğuyor:

Yıldızların nasıl oluştuğuna ilişkin elimizde sıkı bir varsayım var, sıkı diyorum çünkü doğruluğu her geçen gün onay görüyor. Buna göre yıldızlar, gaz ve toz bulutlarının yoğun olduğu yerlerde, bulutsu yapılarında oluşmaktadır. Öyle ki, gaz bulutunun yoğun olarak kümeleşmiş bir parçası çevresindeki gaz ve tozları kendine doğru çekerek, sıkışmakta, sıkışırken daha da güçlenmektedir. Bu olay bu şekilde devam ederken bir süre sonra gaz kümesinin merkezinin sıcaklığı birden artış gösterince füzyon olayı için yeterli yapı oluşmaktadır. Yıldız burada füzyon tepkimesini başlatabilmesi için kütle çekim kuvveti ile gazın basıncını dengeleyebilecek büyüklüğe ulaşmalıdır. Yoksa uzaya dağılacak ve bir yıldız yapısı oluşmayacaktır.

Kedigözü Bulutsusu

Tabi yıldızlar sadece bulutsulardan oluşmamaktadır. Gökadaların çarpışmaları sırasında da yıldızların oluşum bölgeleri ortaya çıkmaktadır.

Yıldız oluşumu sırasında çevresindeki gaz ve toz bulutu yapısında ise değişimler olmakta, gezegenler oluşmaktadır. Gezegen oluşma süreci yıldız oluşumuyla tamamlanır.ç Çünkü yıldızın oluşumu bittiğinde güçlü bir manyetik rüzgar ile sistemde kalan gaz ve toz yapılarını oldukça uzağa iteler. Böylece yıldız ve gezegenlerinden oluşan sistem hayata adımını atar.

Yıldızın Yaşamı:

Yıldızların yaşamı çoğunlukla insan yaşamıyla özdeş tutulur: Bebek-genç-orta yaş-yaşlı-ölüm. Bir yıldız hayatına başlayıp da hayatını sona erdireceği süreyi yıldızın büyüklüğü belirler. Yıldız, merkezinde oluşan füzyon ile hidrojen atomları helyuma çevrilir ve oluşan fazla enerji üst katmanlara oradan da uzaya gönderir. Yıldızın büyüklüğü arttıkça kütle çekim ile basıncı dengeleyebilmek için daha fazla hidrojeni helyuma çevirmek gereği duyar ki bu da ömrünün ne kadar olacağını belirler. Güneş’e biçilen ömür 10 milyar yıl iken, evrende 200 milyon yıl ömrü olan üstdevler, yine ömrü 100 milyar yıl olan kırmızı cücelerde bulunur. Süper devler adından da anlaşılacağı üzere çok ama çok büyük yıldızlardır. Üst devler Güneş çapının 2000 katı büyüklüğünde çapa sahip olabilirler.

Resim : H - R Diyagramı ( Yıldızların aydınlatma, parlaklık, renk grafiğini içeren tayf çizelgesi)

Güneş’in G tipinde ve aydınlatmasının 1 değerini aldığına dikkat ediniz. Diğer yıldızlar Güneş’in değerlerine göre düzenlenmiştir.”

Yıldızın yapısındaki hidrojen gazı miktarı %10 azaldığında, yıldızın sıcaklığı artar ve biraz genişler. Bu süreçte enerji üretimi durduğundan kütle çekimi iç basıncı yenip yıldızı içeriye çöktürür. Yıldızın dış katmanlarında bulunan hidrojen bu nedenle tekrar yanmaya başlar ve yıldız tekrar genişler. Ancak bu artış önceki gibi küçük olmaz. Yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Kırmızı deve dönüşen yıldız bu sefer de helyum füzyonunu başlatarak karbon üretmeye başlar. Oluşan karbonun bir kısmı ise yine helyum ile birleşerek oksijeni oluşturur. Yıldızın iç kabuğunda helyum, dış kabuğunda ise helyum füzyonu gerçekleşmektedir. Yıldız basıncı toparladığında küçülür, basıncı azaldığında büyür. Bu olay her yüzbin yılda bir tekrar edilir. Bu tür yıldızlara değişen yıldızlar denir.

Kırmızı dev evresine gelen yıldız madde kaybına uğrar. Yıldızın merkezini çevreleyen kısma kabuk adı verilir ki bu yapı genişleyen bir gezegenimsi bulutsudur. Kalan yapı ise artık bir beyaz cücedir.

2002 Mayıs sayından 2004 şubat ayına kadar belirli aralıklarla çekilmiş olan bir süpernova patlaması : V 838

Bir yıldızın kırmızı dev olarak ömrünü bitirmesi için en az 0,8 Güneş kütlesinde olmalıdır. Daha küçük kütleli yıldızlar da bu olay gözlenmez. Çünkü bu yıldızların sıcaklığı helyumu karbona çevirecek kadar yüksek değildir. Bu tür yıldızlar ömrünü kara cüce olarak noktalarlar.

Güneş’ten çok daha büyük kütleli bir yıldız ise kırmızı dev evresinden sonra kütlesinin büyük bir kısmını boş uzaya atar. Geriye kalan kütlesi en az 1,4 Güneş kütlesi ise bu durumda helyumdan karbon, karbon ve helyumdan oksijen, neon, sodyum ve megnezyum gibi elementleri üretir. Yıldız en sonunda da demiri oluşturarak patlar. Bu patlamaya ise süpernova adı verilir.

Kırmızı dev haline geliş bir yıldız son büzülmesini yapıp dış kütlesini attığında kalan kısmının kütlesi eğer 1,4 Güneş kütlesi olursa bu durumda çökme devam edecektir. Öyle ki kalan kısmın yarıçapı 10 km’ye kadar küçülebilir. Bu tür yıldızlara nötron yıldızı adı verilir. Oldukça yoğun olan bu yıldızlardan bir çay kaşığı maddenin kütlesi yaklaşık 100 milyon ton çekerdi.

Yıldızın çöken kısmı nötron yıldızı oluşuma da fırsat vermiyorsa, yani daha da küçülme eğilimindeyse bu durumda yıldız görünmez olacaktır. Patladıktan sonra kalan kısmının kütlesi 3 Güneş kütlesinden daha büyük yıldızları bu son beklemektedir ki bu evreye karadelik adı verilir. Karadelik de aslında bir yıldızdır. Ancak kütle çekimleri öyle yüksek değerdedir ki yaydıkları ışık dışarıya kaçamadan yıldıza geri dönmektedir.

Bize Hangisi Yakın:

Bir yıldızın bize ne kadar yakın olduğunu sadece parlaklığına bakıp söyleyemeyiz. Yıldız bize ne kadar ise gökyüzündeki görünür hareketi de diğerlerine göre daha hızlıdır. Ancak…. Yıldızlar zaten bizden yeterince uzakta oldukları için bir insanın ömrü içerisinde yıldızın görünür hareketini gözlemlenmesi imkansızdır. Bunun için binlerce yıl gerekir. Yıldızların bizden uzaklıkları Dünya’nın 6 aylık periyodu sırasında yıldızın gökyüzündeki konum değişiminden hesaplanmaktadır ki bu konunun detayına girmeyeceğiz.

Bize en yakın yıldız Erboğa sistemidir. Bu sistem 3’lü yıldız sistemidir. Proksima Erboğa (kırmızı cüce), Alfa Erboğa A ve B olmak üzere. Sistem bizden yaklaşık 4,4 ışık yılı uzaklıktadır. İkinci sırada ise Bernard yıldızı bulunur. Bizden yaklaşık 6 ışık yılı uzaklıktadır.

Gökyüzünde gördüğümüz en parlak yıldız olan Sirius ise bize en yakın 6. yıldızdır. Aslında bir çift yıldız olan Sirius’da kırmızı bir cüce bulunmaktadır.

Son olarak da takım yıldızlardan söz edelim. Takım yıldızlar bizim bakışımıza göre birbirine yakın olan ve çeşitli madde veya canlılara benzetilen kümeleridir. Buradaki yıldızların uzaklıkları birbirinden çok farklı olabilir. Hepsinin de mitolojideki hikayeleri ayrıdır. Yıldızlarda gökada çevresinde hareket halindedirler. Bunun için şimdi bizim yakın gördüğümüz yıldızların konumları binlerce yıl sonra değişebilecektir. Eskilerin Avcı Takım yıldızı adını verdikleri, Büyük ayı dedikleri takımyıldızlar bugün farklı bir görünümdedir. Binlerce yıl sonra ise daha farklı bir görünüme kavuşacaklardır.

Günümüzde birçok yıldız, yıldız kümesi veya bulutsular yakın takibe alınmıştır. Bunun nedeni yıldız oluşum ve yokoluş sürecinin iyice anlaşılmasıdır. Bereket ki elimizde her yaştan yıldızlar var ve bunlara bakarak Güneş’in sonunun nasıl olacağı hakkında bir şeyler söyleyebiliyoruz. Güneş’in ömrünün bitip bir kırmızı deve dönüşmesine ise daha 4,5 milyar yıl var. Bu kadar sürede tabi biz Dünya’daki yaşamı bir şekilde sona erdirmez isek, Dünyanın da 4,5 milyar yıl daha ömrü var diyebiliriz.

Kaynaklar:

Astronomi ve Uzay Bilimleri Lise Ders Kitabı (Z. Aslan, C. Aydın, O. Demircan, H. Karabıyık, E. Derman)

Astronomi diyarı

Hubblesite

Her hangi bir gökcismini, takımyıldızı, nebulayı ya da kuyruklu yıldızı gökyüzünde görebilmek, geçişini beklemek ya da daha önceden yeri detayları ile tespit edilmiş bir göksel yapıyı bir teleskop ile gözlemek için belli şartları gerçekleştirmek gerekmektedir.

Her hangi bir gökcismini, takımyıldızı, nebulayı ya da kuyruklu yıldızı gökyüzünde görebilmek, geçişini beklemek ya da daha önceden yeri detayları ile tespit edilmiş bir göksel yapıyı bir teleskop ile gözlemek için belli şartları gerçekleştirmek gerekmektedir.

Dünya üzerinde bulunduğumuz nokta, tarifi yapılan göksel cismin yerini farklı, göreceli kılar. Uzayda yerini değiştirmeyen ancak yuvarlak bir cisim üzerinde yaşıyor olmamızdan kaynaklanan bir algı sorunudur bu. Kuzey yarımküre ve güney yarımküre farklı takımyıldızları görebilir. Uygarlık, teknoloji, kültür değişimleri Kuzey yarımkürede daha hareketli bir yapı sergilemiştir. Dolayısı ile çoğu yazıda adeta göksel gözlemler ile ilgili tüm gerçekler kuzey ya da güney ayrımı olmaksızın sabit ve değişmez gibi algılanır. Oysa güney yarımküre insanının algıladığı gökyüzü, bir kuzey yarımküre insanı ile aynı değildir.

Gök gözlemi, yalnızca bulunduğunuz enleme göre değil, mevsime ve saate göre de değişkenlik gösterir. Güney Haçı Kuzey insanının göremediği bir göksel seyirdir. Güneyde Büyük ve Küçük Macellan bulutsularını kolayca bulabilirken, Kuzeyde Büyük Köpek ve Küçük Köpek takımyıldızları göksel bir keyif hazırlar.

Şehir ışıklarının neredeyse kesintisiz varlığı, gök gözlemi için ciddi bir sorun teşkil eder. Teleskop gözlemi yapanlar bir oksijen filtresi ile bunun zararlı sonuçlarını biraz giderebilmektedirler.

Çok büyük gözlem araçlarına gerek kalmadan da göksel gözlem yapmak mümkündür. Ufak bir uzay dürbünü bazı tek gibi görünen yıldızların aslında bir grup olduğunu gösterebilir. Aşağıdaki takımyıldızlar çıplak bir göz ile karanlık bir bölgede gözleyebileceğiniz takımyıldızlardır.

Takımyıldızlar, birbirlerine yakın olmak zorunluluğu olmayan, ancak birlikte belli şekiller oluşturan yıldızların bir arada oluşlarına denir. Bu yıldız topluluklarının 12 tanesi bizim Astrolojik Zodyakımızı oluşturmaktadır. Hepsinin tabii ki gökyüzünde kapladığı bir derecesel alan bulunmaktadır.

Astronomlarca kabul edilmiş 88 adet takımyıldız bulunmaktadır. Antik çağlardan bu yana yıldızlar, mitolojik kişiler veya hayvanlarla özdeşleştirilen karakteristik şekiller, yani takımyıldızlar biçiminde gruplandırılmışlardır. Işıltılı görüntüleri insanları her zaman büyülemiştir. Takımyıldızlara, Yunan mitolojisinden alınmış adlar verme düşüncesinin, M.Ö. 3. yy.da Makedonya Kralı Antigonos Gonatas'ın sarayında hekim ve ozan olan Aratos'tan çıktığı sanılmaktadır. Gökkürenin Kuzey yarımküresinin haritası 2. yy.da Ptolemy tarafından hazırlanan ve 48 takımyılıdızı kapsayan haritaya dayanmaktadır.

Astronomların Güney Yarımküre'nin gökyüzünü daha geç bir dönemde gözleyebilmiş olmaları nedeni ile Güney Takımyıldızları daha geç bir dönemde belirlenmiştir. Bu takımyıldızlar, 17. yy.da özellikle Bayer ve Hevelius, sonra 18. yy.da Lalande ve La Caille tarafından genellikle kuş ya da bilimsel alet isimleri kullanılarak adlandırılmışlardır. 1925 Yılından sonra Uluslararası Astronomi Bilrliği gökyüzünü 88 takımyıldıza bölmüştür.

Bunların her biri, yalnız adını aldığı parlak yıldızlar grubuyla değil, aynı zamanda enlem ve boylam yaylarıyla sınırlanan ve resmi olarak Latince adıyla veya 3 harflik bir kısaltma ile belirtilir, bu isimli gökyüzünü bölgesini kapsarlar. Bu takımyıldızların en büyüğü Dişi Ejderhadır ve 1303 derece karelik yer kaplamaktadır. En küçüğü ise Güney Haçıdır ve 68 derece karelik yer kaplamaktadır.

Gözlem için gökyüzüne baktığınızda, kuzey yarımkürede iseniz, herşey, Küçük Ayı takım yıldızının en parlak yıldızına çok yakın olan bir nokta çevresinde hep birlikte dönüyormuş gibi görünür. Bu nokta Kutup Yıldızıdır. Dünyanın kendi çevresindeki dönüşünü tamamlaması ve göksel gözlemde herşeyin eski yerine gelme süresi 23 saat 56 dakika kadardır. Burada çok önemli ve dikkat çekici bir durum bulunmaktadır.

Bizim takvimsel olarak 24 saat ile belirlediğimiz bir günlük süre ile yıldızların dönüşünü tamamladığı ve adına günlük hareket dediğimiz bu dönüş, 4 dakikalık fark yaratmaktadır. Bu görsel olarak ve konum olarak şu anlama gelir ki; mevsimin başında doğudan saat 20:00'de doğan bir yıldız, mevsim ilerledikçe aynı saatte daha yüksekte görünecektir. Bu durum ekvatorda son derece farklıdır.

Ekvatorda gece boyunca tüm takımyıldızlar görünür. Gökyüzünde 20 kadarı çok parlak olan ve çıplak gözle görülen yaklaşık 6000 kadar yıldız bulunmaktadır.

Kaynakça:ntvmsnbc

NASA'daçalışan bilimciler, evrenin rengini 'bej' olarak açıkladı. Yaklaşık 200bin galaksiden yayılan ışıkları analiz eden araştırma ekibi,topladıkları verilerden bir kozmik spektrum oluşturdu ve bunlarıbirleştirerek insan gözünün görebileceği bir renge dönüştürdü.

Sonuçta bu spektrumun insan gözüne 'beyaza çok yakın bej' rengindegöründüğünü belirleyen bilimciler, spektrumun çok fazla detayiçerdiğini ve evrendeki yıldız oluşumu hakkında önemli bilgilerverdiğini belirtti.

Araştırmaya göre evrenin erken dönemlerinde rengi açık ve solukturkuvazdı. Daha sonra ortaya çıkan 'kırmızı' yıldızlar evrenin renginide gittikçe kırmızlaştırdı. Aradan geçen 6 milyar yıl boyunca evrenrenk değiştirerek bugünkü açık sütlü kahve rengine büründü.

Bu resim NASA'nın sitesinde yer alıyor ve 'evrenin ortalama rengi'ni gösteriyor.

06.11.2009 12:19:27

Kaynakça:veteknoloji

Bir an için kütleçekiminin Güneş'in tek güç kaynağı olduğunu düşünelim. Oluşum sürecindeki ilkel Güneş'in dağınık yıldızlararası gaz bulutu halinden başlayarak çökmesi sırasında merkezdeki sıkışma arttıkça sıcaklık da artar. Güneş'in sahip olduğu toplam kütle çekimi enerjisi E=GM-/R olarak gösterilebilir. Burada G Newton'un kütle çekim sabiti, M Güneş'in kütlesi, R ise yarıçapıdır. M=2x 1033 gram ve R=7xlOH) cm alınırsa Güneş'in sahip olduğu toplam kütleçekimi enerjisi 4xl048 erg olarak bulunur.

L ile gösterilen Güneş'in ışıma gücü -yani enerjisini yayma hızı- ise saniyede 4xl033 erg civarındadır. Dolayısıyla gücünü yalnızca kütleçekimi enerjisinden alsaydı, Güneş'in E/L oranından hesaplanabilecek yaşam süresinin yaklaşık 30 milyon yıl olması gerekirdi. Bu ise Güneş sistemindeki en eski kayaların yaşı olan beş milyar yıldan çok daha kısa bir süredir. Bu çok açık çelişkinin çözümü, nükleer enerjidedir.

Modern simya olarak adlandırabileceğimiz nükleer füzyon yoluyla elementlerin birbirine dönüşmesi yıldızlara gücünü veren enerji kaynağıdır. Evrende en bol bulunan element olan hidrojen, Güneş'in merkezindeki yoğun sıcaklık ve basınç altında yavaş yavaş helyuma dönüşmektedir.

Bir helyum atomunun kütlesi, dört hidrojen atomunun toplam kütlesinden yüzde 0.7 daha küçüktür. Bu kütle farkı hemen hemen saf enerji biçiminde gamma ışınları, nötrino, pozitron ve bu parçacıkların kinetik enerjileri olarak ortaya çıkar. Güneş'in merkezinde serbest kalan bu radyoaktif enerji yüzeye yaklaşırken yumuşar ve Güneş atmosferini terkederken hemen hemen tümüyle zararsız sarı ışığa dönüşür. Bununla birlikte, yıldızların nükleer yakıtları eninde sonunda tükenir.

Güneşimizin yaşam süresini hesaplayabilmek amacıyla, tüm çekirdeğini (ki bu, kütlesinin yaklaşık olarak %10'udur) nükleer yakıt olarak kullanabileceğini varsayalım. Einstein'ın meşhur formülüne göre, ilke olarak madde, gram başına c2 erg enerjiye dönüştürülebilir. Burada c ışık hızıdır.

Bu mantık, ancak madde-karşı madde yokolması sırasında sağlanabilecek yüzde yüz dönüşüm verimliliği varsaymaktadır. Yıldızlarda ise kesinlikle karşı-madde bulunmaz. Yıldızların enerji kaynağı, verimliliği yalnızca yüzde 0.7 olan nükleer füzyondur.

Bu da yıldızların enerji deposunun, eğer tümüyle helyuma dönüşebilirse, çekirdeklerinin kütlesinin yüzde 0.7'si kadar olduğu anlamına gelir. Nükleer reaksiyonların oluşabileceği ölçüde sıcak olan Güneş'in çekirdeği, toplam kütlesinin onda biri kadardır. Bu nedenle de Güneş'in enerji deposunun 0.0007 Mc2 olduğu söylenebilir.

Burada 0.1 MQ =2x1032 gram, çekirdeğin kütlesi olup, eşdeğer enerjiyi hesaplayabilmek için bu sayıyı 0.007c2 ile çarpıyoruz. Bu hesap bize Güneş'in enerji deposunun 1.4x1051 erg olduğunu söylüyor. Bu yakıl, saniyede 4xl033 erg oranında tüketildiğinde yaklaşık 10 milyar yıl yetecek ölçüde çoktur. Buradan da Güneş'in, hidrojen yakıtının henüz, yalnızca yansını tüketmiş olduğu sonucuna varıyoruz.

Güneş'in çekirdeğinde sürüp giden nükleer reaksiyonların sonuçlarından biri de nötrino adı verilen zayıf etkileşimli parçacıkların üretilmesidir. Bütün termonükleer reaktörler nötrino üretirler. Nötrinolar bu reaksiyonların kaçınılamaz ürünleridir. Güneş'in enerjisini nükleer füzyonla açıklayan teori, nötrinoların Güneş'in merkezinde çok büyük miktarlarda üretildiğini öngörür. Çevresiyle etkileşimi son derece zayıf olan bu parçacıklar ışık hızıyla hareket eder ve Güneş'in yüzeyinden doğrudan doğruya dışarıya kaçarlar.

Güneş'ten kaynaklanan nötrinolar Güney Dakota'da yeryüzünün yaklaşık iki kilometre altında bulunan Homestake altın madeninde yaklaşık 300 000 litre karbon tetraklorür (GG14) sıvısının gözlendiği büyük ve önemli bir deney sistemi sayesinde algılanabiliyor. Yeraltı madeni, kozmik ışınların girişimini önlemek üzere özel olarak seçilmiştir. Normal klor izotopu bir nötrino soğurarak radyoaktif bir argon izotopuna dönüşür: CI37 + Nötrino -> Ar37 + Elektron.

Her iki ayda bir karbon tetraklorür sıvısı boşaltılmakta, filtre edilmekte ve çok küçük miktarlarda da olsa radyoaktif argon içerip içermediği büyük bir titizlikle araştırılmaktadır. Güneş kaynaklı nötrinoların soğurulması nedeniyle her gün bir tane radyoaktif argon oluşacağı öngörülmektedir.

İki aylık inceleme sonucunda genellikle birkaç tane argon atomuna rastlanmakta, bu yolla da Güneş'te nötrino üretildiği kanıtlanmakladır. Bununla birlikte, deney sonucunda saplanan nötrinolar, teorik olarak öngörülen parçacıkların üçte biri kadardır. Ya Güneş'in içindeki sıcaklıkla ilgili teorilerimiz, tam doğru değil, ya da nötrinolara ilişkin yeni fizik keşfedilmeyi bekliyor.

Güneş'in merkezinde üretilen nötrinoların gerçekten algılanabiliyor olması son derece şaşırtıcı bir sonuçtur. Dünyamızdan yüz elli milyon kilometre uzakta çalışan ve Güneş'e enerjisini sağlayan nükleer reaktörün kesin kanıtıdır. Bununla birlikte, yaklaşık 20 yıldan bu yana devam eden klor deneyi, yalnızca Güneş'ten kaynaklanan çok yüksek enerjili nötrinolara karşı duyarlıdır. Her tür enerjiye sahip Güneş nötrinolarını algılayabilecek deneyler de yoldadır.

Bunlardan ikisinde (İtalya ve Rusya'da olanlar) bir nötrino galyum atomuna çarptığında ortaya çıkan germanyum izotopunun radyoaktif çekirdeğini inceleyebilmek amacıyla detektör sıvısı olarak galyum kullanılmaktadır.

Japonya'da hazırlanan bir üçüncü deneyde sudan saçılan nötrinoların neden olduğu hızlı elektronların saçtığı ışık algılanmaktadır. Tüm bu deneyler Güneş kaynaklı nötrinoları saymakta ve kozmik ışınlar tarafından üretilen fazladan nötrinolardan korunmak amacıyla bir dağın altında veya yerin yaklaşık bir kilometre altındaki maden ocaklarında konumlandırılmaktadır.

Kaynakça:Devkaynak-torpil

Meteorlar, Güneş Sistemindeki gezegenlerin aralarındaki boşluklarda bulunurlar. Işık yaymazlar, ancak atmosfere girdiklerinde, hızlarından dolayı atmosferdeki sürtünme etkisiyle akkor durumuna gelerek ışık verirler. Buna yıldız kayması denir. Yeryüzüne ulaşan meteoritlere de göktaşı denir.

Meteorlar, bir kum taneciği ile birkaç gram ağırlığındaki küçük bir taş parçası arasında değişen boyutlardadır. Bunlar uzay boşluğun­dan büyük bir hızla gelerek Dünya atmosferi­ne girer ve havanın sürtünmesi sonucunda o kadar ısınırlar ki, yer yüzeyine ulaşamadan tümüyle buharlaşıp gaz haline dönüşürler.

Gene bu aşırı ısınma nedeniyle, çevrelerine ışık saçarlar ve arkalarında parlak bir iz bırakırlar. Bu özellikleri nedeniyle meteorlar Türkçe'de "akanyıldız" olarak da adlandırılır. Atmosferde, özellikle geceleri yanarak süzü­len bir meteor gördüğümüzde, bu olayı "yıl­dız kayması" olarak tanımlarız; oysa söz konusu olan bir "yıldız" değil, yanan küçücük bir taştır.

Her gece birkaç meteor görülebilir. Bazı geceler meteor yağmurları oluşur. Eğer gök­yüzü bulutsuz ve karanlıksa, düzinelerce me­teor yağmuru izlenebilir. Aslında yeterince ışık salmadıkları için görülemeyen, daha pek çok başka meteor yağmuru da oluşur.

Her gün Dünya atmosferine birkaç milyar meteor çarpar ya da girer. Meteor yağmurlarındaki meteorlar, gökyüzündeki bir noktadan çevre­ye saçılıyormuş gibi görünür. Bu noktaya "saçılma noktası" denir. Ama bu bir optik yanılsamadır. Gerçekte yağmurdaki meteor­lar, hemen hemen birbirine paralel yörünge­ler üzerinde yol alır ve bir noktadan saçılıyor­muş gibi görünmeleri yalnızca bir perspektif etkisidir.

Meteorlara ilişkin olarak bilinenlerin çoğu, bu cisimlerin radarlarla (bak. radar) izlen­mesi sonucunda öğrenilmiştir. Yanan meteor­ların gözlemlenmesi ve fotoğraflarının çekil­mesi, ancak bulutsuz gecelerde olanaklıdır; ama radarlar, gündüzleri ve bulutlu gecelerde de kullanılabilir.

Geceleri, yanarak düşen bir meteorun gökyüzünde bıraktığı iz, meteor yeryüzüne 160 km yaklaştığında görülmeye başlar, 30 km yaklaşana kadar sürer; arada geçen zaman içinde meteor bütünüyle buhar­laşır. Meteorların hızları saniyede yaklaşık 15 km ile 80 km arasında değişir.

Bazı meteorlar, kuyrukluyıldızları oluştu­ran maddelerin kırıntılarıdır. Bazen bir kuyrukluyıldız, Güneş çev­resinde dolanırken tümüyle parçalanıp dağı­lır; bazen de, kendisini oluşturan maddeler­den yalnızca bir bölümünü ardında bırakarak yoluna devam eder.

Her iki durumda da bu madde parçaları, kuyrukluyıldızın yörüngesi üzerindeki hareketlerini sürdürerek bir mete­or akıntısı oluştururlar. Dünya, Güneş çevre­sindeki yörüngesinde dolanırken bu tür bir meteor akıntısıyla karşılaşabilir; işte meteor yağmurları, Dünya ile karşılaşan bu meteor akıntılarıdır. Eğer, akıntıya neden olan kuy­rukluyıldız tümüyle dağılmamışsa ve yörünge­si üzerinde hareketini sürdürüyorsa, meteor yağmuruna yol açan akıntının hangi kuyruk­luyıldızdan kaynaklandığı belirlenebilir.

Dünya, Güneş çevresindeki yıllık yörünge hareketi sırasında, her seferinde düzenli ola­rak belirli meteor- yağmurlarıyla karşılaşır. Aşağıda, en kolay görülebilen meteor yağ­murlarının listesi verilmiştir; bu listede, yağ­murların yılın hangi gününde göründükleri, bazılarında da kaynaklandıkları kuyrukluyıldızın adı belirtilmiştir.

Günümüze en yakın meteor çapması olayı ise 1908 yılında Batı Sibirya’daki Tunguska bölgesinde meydana gelmiştir. Bu meteorun 60 metre çapında olduğu ve birbirine gevşek bir şekilde bağlı olan birçok küçük parçadan meydana geldiği tahmin edilmektedir. Zaten bu meteor yeryüzüne çarpmadan önce tamamen parçalanmıştır, böylece krater oluşmamıştır. Ancak yine de 50 km.lik bir alan içindeki bütün ağaçlar köklerinden sökülmüştür.

Bilim adamlarının yaptığı hesaba göre, her bir milyon yılda 3 tane 10 km. çapında krater beklememiz gerekiyormuş. Bu hesap şu ana kadar gözlemlenen meteorlara göre yapılmış ve jeolojik kayıtlarla da uyumluluk göstermekte.

Kaynakça:

Hacettepe

Milliyet çocuk

Dış katmanlarını uzaya püskürterek Güneş kütlesinin 1.4 katı haline gelen ölmüş yıldızlar,yaşamlarını Beyaz Cüce olarak devam ettirirken,kütlesi bunun üzerindeki bir değere sahip olan yıldızlar da Nötron yıldızına dönüşürler.

Buna karşın yaşam süresinin sonuna gelmiş olan bir yıldız eğer Güneş in en az 2.5 katı bir kütleye sahipse bu sefer de yoz elektron ve nötron basıncı tarafından kendini dengeleyemeyeceğinden, yıldızın sahip olduğu kütle nedeniyle trilyonlarca basınç ile güçlü bir şekilde çökmeye başlar.

Çökmesiyle birlikte yıldız,çevresine uyguladığı gravitasyonel çekimin güçlenmesine, dolayısıyla da uzay zaman eğriliğini gittikçe artırmasına neden olur ki, sonunda ışık dahil hiçbir şeyin kaçmasına izin vermeyeceği kıritik bir aşamaya gelir.İşte ışığın artık kaçamayacağı bu kritik yarıçapa Olay Ufku , yıldızın çökerek bir karadelik oluşturması için meydana gelecek büyüklüğe de schwarzchıld yarıçapı adı verilir.Bu aşamadan sonra ise, yıldız olay ufkunun altında tüm kütlesini merkezdeki sıfır hacimde ve sonsuz yoğunluktaki Zümrütü Anka misali bir Düşsel Tekillik noktasında toplamaya yönelik çökmesine devam eder.

Bir karadelik ne kadar kütleli ise, yoğunluğu,olay ufkunun etki alanı ve yüzey alan genişliği de o kadar fazla olur. Eğer Güneş bir karadelik olabilseydi, schwarzchıld yarıçapı 3 km,Güneş in 150 milyar katı kütleye sahip olan samanyolu galaksisinin 450 milyar km. ve tüm evreni kapalı evren haline getirecek kadar madde bulunmuş olsaydı ,onun da yarı çapı 300 milyar ışık yılı kadar olacaktı. Ayrıca yapay bir karadelik oluşturmayı deneseydik, 1600 ton demiri cm. nin yüz milyonda birine sıkıştırmak gerekirdi.

LMC X-1 nin fotoğrafı. (aşağıdaki videoda detaylı görebilirsiniz)

Aynı durumu dünyamızın kendisine uygulamak amacıyla tüm kütlesi 1 cm. yarıçaplı bir misket içine sıkıştırılabilseydi,suyun yoğunluğunun cm küpte bir gram olduğu yerde dünyanın beş gram olan yoğunluğunu trilyar kez artırmış olurduk. Bunun ilginç yanı,Dünya bu halde iken Ay ın yine onun çevresinde dönmesini sürdürebilmesidir. Ay daki bir insan bu misketi asla göremezdi, fakat çekimini algılayabilirdi.

Aynı şekilde Güneş de Beyaz Cüce olma durumuna geldiğinde yakın gezegenleri yutmasına karşın,dış gezegenler yörüngelerinde hareket etmeye devam edecektir.

Çünkü evrende önemli olan hacim değil,kütledir. Yani bir şey hacimce ne kadar büyük olursa olsun,eğer kütlesi seyrekse başka deyişle yoğunluğu az ise, kendinden daha yoğun olan fakat çok küçük bir kütlenin çekimine kapılmak durumundadır.

Bununla beraber Güneş ten üç defa büyük, çöken bir yıldızın,karadelik haline gelmesi, saniyenin 67 milyon birinde ,Güneş ten on kat daha kütleli bir yıldız için saniyenin 4 milyonda biri, milyon kez daha büyük bir yıldızın çökme süresi de diğerlerine göre oldukça uzun bir dilim olan saniyenin dörtte biri kadar olmaktadır.

Bir karadelik kütlesi,elektrik yükü ve dönme hızı ile ölçülebilir üç parametreye sahiptir. Şu ana kadar üzerinde durduğumuz (durağan)schwarzchild tipi karadelikleri idi. Şimdi de elektrik yüklü olanlar ile dönen türleri üzerinde duralım. (Bunlara ayrıca Reissner-Nordstrom ile Kerr karadelikleri de denmektedir).

Bilindiği üzere, Elektromanyetik kuvveti,çekim (gravitasyonel) kuvvetlerinden 10 sayısının 40. kuvveti kadar güçlüdür. Bunu göz önünde bulundurarak ,yüksüz ve durağan bir karadelik üzerine elektrik yükü düşürerek yüklediğimizi düşündüğümüz zaman,oluşan Elektromanyetik kuvvet, çekim kuvvetine karşı koyarak tekilliğin çevresinde iki ayrı olay ufkunun oluşmasına neden olacaktır.

Yani, zamanın durduğu iki bölge. Deliğin elektrik yükü arttıkça iç olay ufku büyümeye,çekimden kaynaklanan dış olay ufku ise küçülmeye başlar. Alabileceği en fazla yükle yüklendiğinde ise, iki olay ufku çakışarak birbirlerini yok edip olay ufkunun kalkmasını ve tekilliğin çıplak olarak görünmesini sağlar.

Fakat burada önemli olan bir husus,böyle bir karadeliğin evrende bulunabileceğinin beklenmemesidir. Çünkü Elektromanyetik kuvvet alanları o kadar güçlüdür ki, her yöne doğru, birçok ışık yılı uzaklıktaki yıldızlar arası gaz ve toz bulutlarının atomlarını kolayca ayırarak yörüngelerindeki elektronları itip artı yüklü çekirdeği de kendine çekerek nötr duruma gelir. Bu sefer deliğin, artı yükle yüklendiğini düşündüğümüzde ise, çevresindeki eksi yüklü elektronları kendine çekerek aynı şekilde yüksüz hale gelir.

III. olarak,biraz önce bahsedildiği gibi yine elektriksel olarak yüksüz ve durağan bir karadeliği göz önüne alalım. Deliği döndürmeye başladığımız taktirde yine ikinci bir olay ufku açığa çıkacaktır. Bunun nedeni de tıpkı merkezkaç kuvvetinde olduğu gibi,dönmesiyle çekim kuvvetine direnmesidir.

Deliğin dönme hızı artarsa,içindeki olay ufku artmaya ,dış olay ufku ise daralmaya başlayacaktır. Dönme maksimum hıza ulaştığında ise,iki olay ufku üst üste çakışarak ortadan kaybolur ve yüklü karadeliklerde olduğu gibi yine çıplak tekillik oluşur. Fakat yüklü olan türle olan benzerliğine karşın, bu türün Tekilliği,dönme eksenine dik ve ekvator düzleminde halka şeklinde olmaktadır.

Daha sonra karadeliklerin ayrı uzay-zaman noktalarını birbirlerine bağlama özelliği ortaya konunca,diğer ikisinde hangi yönden yaklaşılırsa yaklaşılsın sonsuzca eğrilmiş uzay zaman tarafından parçalanmasına karşın bu türde ancak yandan,yani ekvator düzleminden yaklaşmakla parçalanmanın gerçekleşebileceği bunun dışındaki başka bir açıdan yaklaşıldığında ise, sonsuz eğrilmiş uzay zamandan etkilenmeden halka tekilliğinin içinden geçebilme şansı tanıdığı ortaya çıkmıştır (belli bir açı ile tekilliğe girme şartı ile).

Ayrıca bu tür karadelikler küresel biçimde olmayıp dönme hızına bağlı olarak,ekvator bölgeleri şişkin haldedir. Şu an için kendi etrafında saniyede on bin kez dönen böyle bir karadelik bilinmektedir.İki olay ufuklu sistemlerde var olan ayrı bir özellik de ufukların ortasında uzayın soyut olmasın karşın, iç olay ufku ile tekillik arasındaki uzayın bizim uzayla aynı olmasıdır.

Güneş in tam 2.95 katı olan bir karadeliğin schwarzchıld ile olay ufkunun yarı çapları özel bir hal olarak aynı uzunlukta olup üst üste çakışık durumdadır.Bu durumda da karadeliğin donmuş yüzeyi aynı zamanda onun olay ufku olur.

Bununla birlikte başlangıçta evreni oluşturan tüm maddenin aynı anda ve aynı yerde olmasından dolayı büyük patlamadan 10 üssü (-20) sn lik zaman parçası içinde bu aşırı yoğun bölgelerin sıkıştırılmasıyla birlikte, mini karadeliklerin oluşabileceği hesaplanarak her ışık yılı küplük hacimde böyle üç yüz yapının olabileceği ortaya çıkmıştır.Bu mini karadeliklerin ortalama yarıçapları bir proton boyutundaki 10 üssü (-13) cm,ağırlıkları da yaklaşık olarak Everest Dağı nın ağırlığına eşit 10 üssü (15) gramdır.

Bize en yakın böyle bir karadeliğin yaklaşık 1.6 trilyon km uzaklıkta olduğu düşünülmektedir. Güneş e yaklaşacak bir karadeliğin var olduğunu göz önüne alırsak,buharlaşmadan ya da Güneş ten etkilenmeden içinde hareket ederek, kütle yutup çok büyük ölçekte enerji üreterek ve onun içinde büyüyerek daha büyük bir karadelik olarak ayrılabilir.

Ayrıca bunun gibi ya da daha büyük bir yapının Güneş e çarpması veya yakın bir yörüngede konuşlanması da Güneş e ait tüm maddeyi hortumlayıp onu karadelik içinde yok edebilir. Bu durumda da Beyaz cüce halinde mevcudiyetini devam ettireceğini düşündüğümüz Güneş in bir karadelik olması bu şekilde söz konusu olabilmektedir.

M87 galaksisinin merkez bölgesinin bir fotoğrafı. Görüntü 1994 yılında Hubble Uzay Teleskobu ile alınmıştır.

Böyle bir durumun evrende olup olmadığı çift yıldız sistemleriyle (bunlar evrende bolca vardır.)açıklanabilir.Ki bu sistemde bildiğimiz normal bir yıldız ile ondan önce ömrünü tamamlayarak çökmüş bir karadelik bulunmaktadır. Karadeliğin olay ufku zarına yakalanan yıldızın sahip olduğu hidrojen ve helyum gazlarının (ki kolay çözünürler) karadeliğin yüzeyindeki yakalanma girdabında helisler çizerek milyarlarca derece ısınıp x ışını yayınlaması ile olay anlaşılmaktadır.

Bu x ışını yayımı beyaz cücelerde ve nötron yıldızlarında da vardır. Fakat ayırt edici özelliği beyaz cüce olmayacak kadar küçük ve onlar kadar parlak olmamaları, nötron yıldızı olamayacak kadar da düzenli aralıklarla x ışını yaymamalarıdır.

Böyle tehlikeli olabilecek bir cismin, şu anda galaksi merkezinden 9 ışık yılı uzaklıktan bize doğru saniyede 50 km. lik hızla yaklaşmakta olduğu tesbit edilmiştir. Bundan kurtulduğumuzu düşünsek dahi, galaksimizin merkezindeki şiddetli olayların neden olduğu dev kütleli ve çok hızlı dönen bir karadeliğin içine sürüklenip onda yok olmamız da çok çok yüksek olasılıklar içindedir.

Alınan radyasyonla ispatlanmış olan bu karadelikler Güneş kütlesinin 10 üssü(6) ile10 üssü(9) katı arasında kütle içerirler.Bununla beraber, yapılan gözlem ve hesaplamalar yüz bin ışık yılı genişliğindeki galaksimizin kendi ekseni etrafında 250 milyon yılda tamamladığı dönüşünün nedeninin de galaktik sistemin dışında yer almış bir karadeliğin korkunç şiddetteki çekim gücünden kaynaklanmakta olduğunu düşündürmektedir.

Yerleşik anlayışımızı zorlayan karadeliklerin daha iyi anlaşılması için Toskana kırlarında gezerken Ünlü fizikçi A.Einstein ın zihninde uyanan şu iki soruyu kendimize sormamız gerekecektir.

İlki: Acaba bir ışık dalgası üzerinde yolculuk etseydik dünyayı ve evreni nasıl algılardık? ikincisi ise, bu durumda dışarıdaki bir gözlemci bizi nasıl görürdü?

Bu sorular,karadeliğe doğru hareket eden bir gözlemci ile ona dışarıdan bakan ayrı bir gözlemcinin birbirlerini ve çevrelerini nasıl algılar sorusu ile eşdeğer olduğu için, bir ana uzay gemisi ve ana gemiden de ayrı bir aracın karadeliğe doğru gönderildiğini düşünelim.

Ayrıca bu süreç içinde hem duran,hem de hareket halindeki gözlemcilerimiz birbirlerine her saniye birer sinyal göndersinler. Dıştan bakan gözlemci ilkin hiçbir şey fark etmez ve gönderdiği her saniyelik sinyale karşılık gelen sinyalleri aynen almaya devam eder (çünkü değişimler ışık hızına çok yaklaştıkça açığa çıkmaktadır). Fakat hareketli olan karadeliğe yaklaşmaya başladıkça, dıştaki gözlemciye gelen sinyallerin zaman aralığı yavaş yavaş artmaya, gelen ışığın dalga boyu da kırmızıya kayarak kızıl renkte görünmeye başlar. Bunun nedeni çekimin yol açtığı etkinin fotonlar üzerindeki belirtisidir; yani enerjisini azaltmaktadır.

Tıpkı,Dopler etkisi olarak bilinen yasaya göre,evrenin genişlemesiyle birlikte bizden uzaklaşan cisimlerin gönderdiği ışınların,hız nedeniyle kırmızıya kayması gibi. Başka bir deyişle, araç karadeliğin olay ufkuna yaklaştıkça,dıştaki gözlemci her saniyeye karşılık,sırasıyla artan bir zaman aralığıyla sinyalleri almasıyla beraber, aracın boyutlarının küçüldüğünü ve kütlesinin de arttığını gözlemler.Ve tam araç olay ufku sınırına geldiğinde ise, bu zaman genişlemesi 1 saniyeye karşılık sonsuz bir süreye uzayarak (ki zaman durmuştur artık) bu uzay zaman ağında (sadece zaman parametresini göz önüne aldığımız taktirde) aracın donmuş görüntüsünü algılar hale gelir.Bu durumda da aracın boyutları sıfır, kütlesi ise sonsuz olur.

Şimdi de araçtaki bir gözlemci,dışarıyı nasıl algılar onu görelim.

Öncelikle o da anormal bir şeyle karşılaşmaksızın hareket etmesine rağmen, çekim etkisi arttıkça (gelen sinyallerin dalga boyları kısalarak mavi renge doğru kayar), geride bıraktığı cisimlerin kenarlarını önünde görmeye başlar.

Nedeni de hareketin (çekimin) yol açtığı uzay zamanın eğilip bükülmesidir. Işık hızına yakın bir sürate ulaştığında ise her şeyin sıkışıp küçücük dairesel pencereye dönüştüğünü ve baktığı uzayın kütlesinin azalarak şeffaflaştığını,boyutların uzayıp arttığını ve zamanın da hızlandığını görür.

Tam olay ufkunda ise,hızı ışık hızına ulaşarak (olay ufkuna giren tüm nesneler,çekim etkisiyle sırasıyla moleküllerine,atomlarına,parçacıklarına ve nihayetinde fotonlarına yani en temel bileşenlerine ayrılıp ışık hızıyla hareket etmektedirler.) kütlenin sıfır, zaman ve boyutların da sonsuz olmasıyla,dairesel pencerede kapanarak Tekillik de yok olur.

Evrenin gizlerinin saklı olduğu bu noktada tüm tarih tüketilmiş, uzay ve zaman,madde ve enerji anlamını yitirmiş olur. Artık burada,bilimin yasalarından, dolayısıyla Einstein denklemleri ve quantum mekaniğinden söz edilemez.Fiziğin bitip fikir yürütmenin başladığı bu boyutta,madde ve enerji yerini fokur fokur kaynayan kaotik bir yapıdaki Kuantum Köpüklerine bırakır.

Konumları çok iyi bilinen bazı radyo kaynaklarının gözlendikleri yerlerde optik galaksi bulunamamıştır. Bununla beraber, bazı hâllerde radyo kaynağı ile aynı konumda olan sönük, yıldızımsı nesnelerin fotoğrafı çekilmiştir. Böyle bir nesne ilk kez 1960 yılında 3C48 numaralı radyo kaynağının bulunduğu yerde keşfedilmiştir. Bu keşfi T. Matthevvs ve A.Sandage Amerikan Astronomi Derneği'nin 107 nci toplantısında aynı yıl açıklamışlardır Cambridge kataloguna göre 3C48 olarak bilinen bu ilk nesneden sonra, 1963 te 3C273 ve 1967 ye gelindiğinde 150'nin üzerinde benzer nesne gözlenmiştir. Bir yıldız gibi küçük göründüğünden bunlara "yıldızımsı nesne" (quasi- stellar object=quasar) adı verilmiştir.

Kuazarlar şimdiye kadar gözlenebilen en uzak cisimlerdir. Evrenin gözlenebilir en uç sınırlarmdadırlar. Hem optik hem de radyo bandında müthiş enerji yayarlar. Tipik bir kuazarın yaydığı enerji, Güneş'in enerjisinden 10 trilyon kez daha fazladır. Bu enerji patlama şeklinde yayılmaktadır. Böyle bir enerjiyi tek başına uzaya yayabilen bir cismin kütlesinin çok büyük olması gerekir ki bunun da Güneş'in bir milyar katı civarında olduğu tahmin edilmektedir. Bu nedenle kuazarların galaksi çekirdekleri olabileceği düşünülmektedir.

3C273 isimli radyo kaynağı araştırıldığında, kuazarın tayfı alınabilecek kadar parlak olduğu belirlenmiştir. Bu belirlemeden sonra kuazarların yüksek kırmızıya kayma gösterdikleri keşfi yapılmıştır. (Kırmızıya kayma, ışık yayan kaynağın gözlemciden göreceli olarak uzaklaşması sonucu söz konusu kaynaktan gelen fotonlarm daha düşük enerjilere veya daha düşük frekanslara olan kaymasıdır.) Eğer bu Ooppler kaymasından kaynaklanıyor ise 3C273 bizden ışık hızının % 16 sı bir hızla uzaklaşmaktadır. Benzer şekilde 3C48 kuazarının da bizden, ışık hızının %37 si kadar bir hızla uzaklaştığı bulunmuştur. Galaksilerde bu kadar yüksek uzaklaşma hızı gözlenmemektedir. Uzaklaşma hızlarından, bize olan uzaklıkları Hubble yasası yolu ile tayin edilebilmektedir.

1965 yılında yapılan radyo gözlemler. 3C273'ün radyo ışınımı akı yoğunluğunu, 3 yılda % 40 artırdığını göstermiştir. Bu gözlemler kuazarlarda zaman zaman radyo patlamaları olduğuna işarettir. 3C273, radyo yayını şiddetinde değişkenlik gösteren en aktif kuazarlar arasındadır. Bu tür değişken kuazarlar, optik bandta da değişkem. göstermektedir.

Radyo frekanslarındaki müthiş aktivite kuazarların çekirdeğinden periyodik olarak yüksek enerjili elektron bulutlarının atılması ile açıklanabilir. Bununla beraber elektron bulutlarının çekirdekten dışarıya atılmasını sağlayan mekanizmayı besleyen enerji kaynağının ne olduğu tam olarak bilinmemektedir. Kuazarlardaki bu büyük enerji gereksinmesinin, merkezdeki büyük kütleli kara deliklerin çekimi sonucu merkeze düşen maddenin ortaya çıkardığı çekim enerjisi ite karşılandığı düşünülmektedir.

Daha önce, 3C48 ve 3C273 ün yüksek kırmızıya kayma gösterdiklerinden söz edilmişti. Genel olarak kuazarlar, yüksek kırmızıya kayma göstermektedir. Birçok kuazarda kırmızıya kayma miktarının 2 ve daha yüksek olduğu bulundu. Burada kırmızıya kayma miktarı, ışık hızına yakın bir hızla hareket eden kaynaktan bize gelen ışığın dalga boyundaki farklılaşmanın, kaynaktan yayıldığı andaki dalga boyuna oranının ölçüsüdür. Bu da kuazarlarm bizden uzaklaşma hızlarının ışık hızının %80 yöresinde olduğunu gösterir.

Yüksek kırmızıya kayma veya hızlarla ilgili başka açıklamalar önerilmiş ise de, kuazarlarm bizden uzaklaşma hızları tüm uzak galaksilerin uzaklaşmalarına neden olan evrenin genişlemesinden kaynaklandığı yaygın kabul görmüştür. Bu demektir ki kuazarlar çok uzakta, evrenin en uç noktalarında bulunmalıdırlar. Bize gelen ışık zaman içinde yol katettiğinden, uzağa bakmak, veya uzağı, görmek demek, geçmişe bakmak veya geçmişi görmek demektir. Bu nedenle kuazarlar evrenin çok erken dönemine ait bilgileri bize göndermektedir. Bununla beraber bu evreyi incelemek için henüz yeterli veriye sahip değiliz.

Kaynakça:Hacettepe

Güneş sistemini oluşturan parçalardan biri olan kuyruklu yıldızlar gaz ve toz bulutlarından oluşmuşlardır. Çekirdek, saç ya da bürücük ve kuyruk olmak üzere üç kısımdan meydana gelmişlerdir. Kendiliğinden ısı ve ışık saçmazlar. Güneşten aldıkları ışığı yansıtırlar. Kuyruk kısmı güneşe yaklaştıkça oluşmaya başlar ve güneşin karşı yönüne doğru uzar.

Gök yüzünün en görkemli küçük cisimleri kuyruklu yıldızlardır. Yörüngelerinde hareket ederken güneş sisteminin iç bölgelerine ve özellikle Yer'e yaklaştıklarında uzun kuyrukları, gök yüzünün büyük bir bölümünü kapsar. Dikkatli incelendiğinde, arka plândaki yıldızlara göre hareketli olduğu hemen anlaşılır.

Ne yazık ki böyle görkemli görünen kuyruklu yıldızların sayısı çok çok azdır. Sönük olanların sayısı ise fazladır ve sadece teleskoplarla gözlenebilir. Kuyruklu yıldızlar, güneş sisteminin dışından bir hiperbolik yani açık bir yörünge izleyerek Güneş'e çok değişik yönlerden yaklaşırlar, yani yörüngelerinin ekliptik düzleminde olma koşulu yoktur. Bunlara aniden görünen cisimler denilir, ne zaman ortaya çıkacakları bilinmez.

Bir bölümü de güneş sistemine bu şekilde girdikten sonra büyük gezegenlerin çekim etkisi ile yörüngelerini değiştirerek kapalı elips yörüngelerde dolaşmaya başlarlar ve güneş sisteminin içinde kalırlar. Bunlara da dönemsel kuyruklu yıldızlar denir ve bir daha ne zaman görünecekleri kesin olarak bilinir. Dönemsel kuyruklu yıldızların en güzel örneği Halley'dir. Kayıtlı ilk gözlemi i.ö. 467 yılında yapılan Halley, son kez 1986 yılında gözlendi, ingiliz gök bilimci Edmund Halley onun 1682 yılında yapılan gözlemlerini inceledi ve yaklaşık her 76 yılda bir gözüken bu görkemli cismin aynı kuyruklu yıldız olduğunu kanıtladı. Bu nedenle ona Halley kuyruklu yıldızı adı verildi.

Bugün kuyruklu yıldızlara, onu keşfedenin (Enke ky.) veya keşfedenlerin (ikeya-Seki ky.) adları verilmektedir. Amatör gök bilimcilerin en çok uğraş verdiği bir araştırma alanıdır. Yılda yaklaşık 20-30 ky. keşfedilmektedir. Bu keşiflerde amatör gök bilimcilerin katkısı oldukça fazladır. Aşağıda açıklandığı gibi bu tür cisimler Güneş'e yaklaştıkça parlaklıkları arttığından, amatör gök bilimciler bir kuyruklu yıldız keşfedebilmek için, sabahleyin Güneş doğmadan önce doğu, akşam vakti Güneş battıktan sonra ise batı ufkunu uzun süre dürbünle tararlar. Bu zor gözlem tekniğinin yanında ayrıca bilgiye de gereksinim vardır. Taradıkları bölgelerdeki bulutsuları (yıldızlararası bulutlar) ezbere bilmeleri gerekir, çünkü bunların görünüşü kuyruklu yıldızların görünüşü ile hemen hemen aynıdır.

Bir kuyruklu yıldızın fotoğrafı çekildiğinde onun parlak bir baş bölgesi ve bu bölgenin içinde bir çekirdeği olduğu ve son olarak da sönük bir kuyruğu olduğu görülür. Kuyruk her zaman Güneş'in aksi yönünde uzanır. Örneğin, Güneş battıktan sonra batı ufkunda bir kuyruklu yıldız görürseniz onun kuyruğu gök yüzüne doğrudur. Çıplak gözle kuyruk kısa gözükmesine karşın teleskopla bakıldığında veya fotoğrafı çekildiğinde onun çıplak gözle görülenden daha uzun olduğu anlaşılır. Çekirdek, bu cismin tek katı olan bölgesidir ve boyutu 1-20 km arasındadır. Yapılan ayrıntılı araştırmalardan, çekirdeğin kirli buzdan, yani toz ve buz karışımından oluştuğu bulunmuştur. Baş ve kuyruk bölgesi ise gaz ve tozdan oluşmuştur.

Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça Güneş ışınları çekirdeği ısıtır ve buz buharlaşmaya başlar ve buharlaşan gazlar serbest kalan tozlarla birlikte çekirdeği sarar. Güneş ışınlarının ışınım basıncı ile bu gaz ve tozlar, doğal olarak Güneş'in aksi yönünde sürüklenmeye başlar ve kuyruğu oluşturur. Bu nedenle kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça kuyruğu büyür, uzaklaştıkça kuyruk yavaş yavaş küçülür.

Kuyruklu yıldızların güneş sistemi düzlemine çok değişik açılarda geldiği daha önce belirtilmişti. Yörüngelerinin bu özelliğinden, onların Güneş sistemini saran uzayda disk benzeri değil de küresel bir hacimden geldiklerini söyleyebiliriz. 1950 yılında Hollandalı bilim adamı Jan Oort, o zamana kadar gözlenen kuyruklu yıldız yörüngelerini inceleyerek bu küresel kuşağın Güneş'ten 50000 GB uzaklıkta yer aldığını ileri sürdü.

Milyonlarca kuyruklu yıldızın bulunduğu bu kuşağa Oort bulutu adı verildi. Güneş sisteminden çok uzakta olan bu bölgede yer alan kuyruklu yıldızlara, Güneş'in uyguladığı çekim kuvveti kadar diğer yakın yıldızların uyguladığı çekim kuvveti de önem kazanır. Bulutta meydana gelen tedirginlikler sonucu kuşaktan ayrılan kuyruklu yıldızın güneş sistemine gelerek geri kuşağa dönmesi yaklaşık 30 milyon yıl alır.

Bunlara uzun dönemli kuyruklu yıldızlar diyoruz. Uzun dönemliler eğer yörüngelerinde hareket ederken Jüpiter'in yeteri kadar yakınından geçerlerse onun çekim etkisiyle yörüngeleri değişir ve artık güneş sistemi içinde dolanmaya başlarlar.

Bunlara da kısa dönemli kuyruklu yıldızlar denir. Bunların içinde en kısa döneme sahip olan Encke (3.3 yıl), bilinen en uzun döneme sahip olan Rigollet (151 yıl) ve en meşhur olanı ise Halley (76 yıl) kuyruklu yıldızıdır. Halley'in 1986 ziyareti sırasında Giotto uzay aracı, ilk kez bir kuyruklu yıldızın çekirdeğinin ayrıntılı fotoğraflarını çekmeyi başardı. Kısa dönemli kuyruklu yıldızlar Güneş'e her yaklaştıklarında buharlaşma süreci ile önemli ölçüde kütle kaybederler.

Bu nedenle dönemli bir kuyruklu yıldız bir gün ölebilir. Halley'in son gelişi çok sönük oldu ve Güneş'ten uzaklaşırken iyice parçalandığı dolayısıyla bir daha yani 2062 yılı ziyaretini yapamayacağı ileri sürülmektedir.

Kaynakça:

Öğrenci Hacettepe

The Time Machine Project © 2005 Cetin BAL

Geceleri gökyüzünde gördüğümüz yıldızların birçoğu bizim güneşimizden de büyüktürler ama o kadar uzaktadırlar ki, ancak birer nokta olarak gözükürler. Gezegenlerin yıldızlardan farkları, güneş sistemimiz içinde bizimle beraber güneşin etrafında dönüyor olmalarıdır. Bu nedenle çok uzak olan yıldızlar gökyüzünde 'sabit' dururken, gezegenler sürekli yer değiştirirler. Bu gezegenler güneşe yakınlık sırası ile Merkür, Venüs, dünyamız. Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüto'dur.

Güneş sistemimizde bile mesafeler o kadar büyüktür ki. dünyamıza 8 dakikada gelen güneş ışığı, Neptün'e ancak 4 saatte ulaşır. Zaten güneş sistemimizde bulunmalarına rağmen Neptün ve Plüto teleskop kullanmadan dünyamızdan görülemezler. Güneş Neptün'e o kadar uzaktır ki, bu gezegenden bakıldığında görünümü parlak bir yıldızdan farksızdır. Güneş ışıklarının dünyamıza gelmek için 8 dakikada aldığı bu yolu, saatte 1000 kilometre hızla giden modern bir jet uçağı ancak 17 yıl civarında gidebilirdi.

Güneş sistemimizin dışındaki mesafeler ise inanılmaz. Örneğin, Andromeda galaksisinin ışığı dünyaya 2.2 milyon yılda ulaşmaktadır. Yani biz bu galaksiyi bu kadar yıl evvelki hali ile görüyoruz. Şimdi ne yapıyorlar acaba?

Aysız berrak bir gecede gökyüzünde gözle görülebilen yıldız sayısı 7000'dir. Küçük bir teleskopla 25 milyon yıldız görülebilir. Ama örneğin ABD'deki Mount Palomar gözlem evindeki teleskopla tüm gökyüzü taranabilse 2 milyar yıldız görülebilir. Halbuki sadece Samanyolu galaksisinde 100 milyar yıldız olduğu tahmin edilmektedir.

Yıldızların göz kırpıyormuş gibi ışıklarının kırpışmasının sebebi, çok uzaktan geliyor olmaları ve atmosferimizdir. Yeryüzünde nispeten ılınan hava devamlı olarak yükselme meylindedir. Bu durum gece de devam eder. Yıldızların zayıf ışıkları bu yükselen hava dalgası içinde kırılırlar. Bazen gözümüze tam olarak ulaşamazlar, yani kesik kesik gelirler.

Bu evimizdeki sıcak radyatörün veya bir ateşin ya da yazın çok sıcak yolların üzerindeki yükselen havanın arkasındaki şekillerin görüntüsünü dalgalandırmasına benzer. Gerçi görülebilir gezegenlerden gelen ışıklar da yükselen hava dalgaları ile kırılır ama onların ışıkları daha güçlü olduklarından gözümüze ulaşmada kesinti olmaz ve göz kırpmazlar.

Dev Kaynak

YILDIZLARIN YAŞAMI VE ÖLÜMÜ

Yıldızların yaşam devrelerinin özeti.

Yıldızlar Nerede Doğmuştur?

Astronomlar moleküler bulutların, birincil olarak galaksilerin spiral kollarında bulunan yoğun gaz bulutlarının yıldızların doğum yerleri olduklarına inanmaktadırlar. Bulutlardaki yoğun bölgeler çökmüş ve "proto yıldızları" oluşturmuştur. Başlangıç olarak, çöken yıldızın kütle çekimsel enerjisi enerjisinin kaynağıdır. Yıldız kendi merkez çekirdeği hidrojeni helyuma yakacak kadar sıkıştığında, bir "ana sıra" yıldızı olur.

Ana Sıra Yıldızları

Güneşimiz gibi, ana sıra yıldızları, çekirdeklerinde hidrojeni yakarak helyuma dönüştüren yıldızlardır. Verilen bir kimyasal bileşim ve yıldız yaşı için, birim zamanda yıldız tarafından yayılan toplam enerji, bir yıldızın parlaklığı, sadece onun kütlesine dayanmaktadır. Güneş'ten on kat daha ağır yıldızlar Güneşten bin kereden daha parlaktırlar. Bununla berebar, Güneş'in düşük parlaklığı ile mahçup olmamalıyız: kütlesi yarısı kadar olan bir yıldızdan on kat daha parlaktır. Daha ağır bir ana sıra yıldızı, olduğundan daha parlak ve daha mavidir. Örneğin, Orion takımyıldızının alt solunda bulunan Sirius, köpek yıldızı, Güneşten daha ağırdır ve dikkate değer derecede daha mavidir. Öte yandan, en yakın komşumuz olan, Alfa Kentaur (Erboğa takımyıldızı), Güneş'ten daha az kütlelidir ve bu yüzden daha kırmızı ve daha az aydınlıktır.

Yıldızların çekirdeklerinde sınırlı bir hidrojen tedariki olduğundan, ana sıra yıldızları olarak sınırlı yaşam süreleri vardır. Bu yaşam süresi fM/L ile orantılıdır. Burada f yıldızın toplam kütlesinin kesridir, M, çekirdekte nükleer yanma için elverişlilik, ve L de yıldızın ana sıra yaşam süresi boyunca ortalama parlaklığıdır. Parlaklığın kütleye olan güçlü bağımlılığı sebebiyle, yıldızların yaşam süreleri hassas olarak kütlesine bağlıdır. Bu yüzden, Güneşimizin olduğundan daha kütleli olmaması bizim için bir şanstır. Çünkü yüksek kütleli yıldızlar çekirdek hidrojen stoklarını hızla tüketmektedirler. Bir yıldız çekirdek hidrojen stoğunu tüketince, yıldız daha kırmızı, daha büyük ve daha parlak olur: bir kırmızı dev yıldız olur. Bu kütle ve yaşam süresi arasındaki ilişki astronomların evrenin yaşı üzerinde daha düşük bir sınır koymalarını sağlamıştır.

"Olağan" Bir Yıldızın Ölümü

Güneş gibi düşük kütleli bir yıldız çekirdeğindeki hidrojen yakıtını tükettikten sonra, artık çekirdeği yerçekimine karşı destekleyecek herhangi bir kaynağı yoktur. Yıldızın çekirdeği kütle çekimi altında helyumu karbona yakacak yeterli derecede yüksek bir yoğunluğa ulaşıncaya dek çöker. Bu arada, yıldızların dış katmanı genleşir ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Güneş bir kırmızı dev olunca, atmosferi Yerküreyi kaplayacak ve gezegenimiz ateşli bir ölümle tüketilecektir.

Güneş çekirdeğindeki helyumu tükettikçe eninde sonunda bir kırmızı süper deve dönüşecektir. Bu aşamda, Jüpiter'e kadar uzanan bir dış katmana sahip olacaktır. Oluşumunun sadece birkaç on bin yıl süren bu kısa aşamasında, Güneş güçlü bir rüzgarda kütlesini kaybedecektir. Sonunda, Güneş zarfındaki tüm kütlesini kaybedecek ve arkasında bir çıkan gaz nebulası içinde bulunan sıcak bir karbon çekirdeği bırakacaktır. Bu sıcak çekirdekten çıkan radyasyon, aynen diğer yıldızların artıklarının etrafında görülen nebulalar gibi, çarpıcı bir "gezegensel nebula" üreterek nebulayı iyonlaştıracaktır. Karbon çekirdeği sonunda soğuyacak ve bir zamanlar parlak bir yıldızın yoğun donuk kalıntısı olan bir beyaz cüce olacaktır.

Kütleli (Ağır) Bir Yıldızın Ölümü

Kütleli yıldızlar daha parlak yanarlar ve çoğundan daha dramatik bir şekilde yok olurlar. Güneşten on kat daha kütleli bir yıldız çekirdeğindeki helyumu tükettiğinde, nükleer yanma devresi devam eder. Karbon çekirdeği daha da sıkışır ve karbonu oksijene, neona, silikona, sülfüre ve son olarak da demire çevirecek kadar yüksek sıcaklığa ulaşır. Demir nükleer maddenin en kararlı (sağlam) şeklidir ve onu daha ağır bir elemente yakarak elde edilebilecek hiçbir enerji yoktur. Yerçekimin dengeleyecek herhangi bir ısı kaynağı olmaksızın, demir çekirdeği nükleer yoğunluklara ulaşıncaya dek çöker. Bu yüksek yoğunluktaki çekirdek kesin maddenin çekirdekten sıçramasına sebep olan daha ileri bir çökmeye direnir. Bu ani (enerjik nötrinoların çekirdekten açığa çıkmasını içeren) çekirdek sıçraması bir süpernova patlaması ortaya çıkarır. Bir parlak ay boyunca, tek bir yıldız bir milyar yıldızlık tüm bir galaksiden daha parlak yanar. Süpernova patlamaları yıldızlar arası boşluğa karbon, oksijen, silikon ve demire kadar daha ağır elementleri enjekte ederler. Bunlar aynı zamanda demirden daha ağır maddelerin ortaya çıktıkları bölgedir. Gazla zenginleştirilmiş bu ağır element yıldızların ve gezegenlerin gelecek nesillerini de kapsamaktadır. Kütleli yıldızların ateşli ölümü , süpernova olmaksızın, yaşamı mümkün kılan karbon, oksijen ve diğer elementler hiç olmayacaktı.

Bir Süpernova Kalıntısının HST Görüntüsü:

Sıcak nötron çekirdeğinin kaderi ön üretici yıldızın kütlesine bağlıdır. Eğer önceki kütle Güneşin kütlesinin on katı civarında ise, nötron yıldız çekirdeği bir nötron yıldızı oluşturacak kadar soğuyacaktır. Nötron yıldızları potansiyel olarak radyo emisyonlarının güçlü işaret ışıkları olan "pulsarlar" (atarcalar) olarak tespit edilebilirler. Eğer önceki yıldızın kütlesi daha büyük ise, o zaman bileşke çekirdek nükleer güçlerin bile kütle çekim gücüne direnemeyeceği kadar ağır olur ve çekirdek bir kara delik oluşturmak için çöker.

AXAF görevinin web sayfalarından yıldız oluşumunun son safhaları hakkında daha fazlasını öğrenin:

*

Beyaz cüceler

*

Nötron yıldızları

*

Kara Delikler

*

Süpernovalar (http://map.gsfc.nasa.gov/html/web_site.html)

*

Evrenin Kökenleri

*

Madde Nedir?

*

Bir Parçacıklar Gösterisi

*

Anti-Madde

*

Kozmik Mimikler

*

İç Uzaya Doğru

*

Kuvvetler Hakkındaki Gerçekler

*

Standart Model

*

Daha Fazla Birleşmeye Doğru

*

CERN

*

Büyük Elektron Pozitron Çarpıştırıcı (LEP)

*

LEP'e Kadar Basamaklar

*

Detektörlerin Düzenleri

*

Üç-Tabakalı Tespit

*

Önemli Devre Dolanımı

*

UK (BK) Bilim Adamlarının Rolü

*

... ALEPH üzerinde

*

... DELPHI üzerinde

*

... OPAL üzerinde

*

LEP'ten Gelen Sonuçlar

*

W Bozonları ile Geleceğe...

*

... Ve Büyük Hadron Çarpıştırıcı (LHC)

Burada sunulan bilgiler Parçacık Fiziği ve Astronomi Araştırma Konseyi (PPARC) tarafından bir kitapçık halinde yayınlanmıştır. "Büyük Patlama Bilimi" isimli kitapçığın basılı kopyaları PPARC ile temasa geçilerek edinilebilir:

Public Relations Office, Particle Physics and Astronomy Research Council,

Polaris House, North Star Avenue, Swindon, Wiltshire, SN2 1SZ.

Telefon: 01793 - 442098 Fax: 01793 - 442002

EVRENİN KÖKENLERİNİ KEŞFETMEK

Fransa ve İsviçre arasındaki sınırın altında, yerin yüzlerce metre altında, bilim adamları, Evrenin başlangıcından bir saniye sonrasının ilk bölümlerinde olduğu haliyle maddeyi incelemek için zamanda geriye seyahat ediyorlar. Onlar, başlangıçta varolan bu maddenin nasıl Evrenin bugünkü büyük değişimini oluşturan blok yapılara dönüştüğünü açığa çıkarmaya yardım edecek dünyanın en büyük bilimsel aletini kullanıyorlar.

Çoğunluğu Birleşik Krallık'tan olan - bu bilim adamları sorularımızın en esaslılarından birini cevaplama girişiminde olan, ufuklarımızı uzayda olduğu gibi zamanda da genişleten kaşiflerdir:

Biz Nereden Geldik?

Parçacık fiziği için Cenevre yakınındaki Avrupalı laboratuar, CERN'de, Fransa ve İsviçre arasındaki sınırın altında dünyanın

en büyük parçacık çarpıştırıcısının yolu.

Astronomların gözlemleri, Evrenin yaklaşık 15 milyar yıl önce bir ilk 'sıcak büyük patlama'dan sonra, sonsuz yoğun ve enerjik bir halden halen genleştiğine işaret etmektedir. Fakat bugünkü evrenin maddesi bu halden nasıl gelişti? Bu, parçacık fiziğinin modern araştırmalarının cevabını aradığı başlıca sorulardan biridir. Atom içindeki parçacıkların yüksek enerji çarpışmaları, bizi madde formlarının muhtemelen büyük patlamadan bir saniye sonraki ilk bölümlerinde oluştuğu zamana geri götürebilir. Bu şekilde maddeyi ölçeklerin en küçüğü ile (atom içindeki parçacıklar) incelemek, ölçeklerin en büyüğünde (evren) araştırma yapmak ile içinden çıkılmaz bir halde bağlantılı olmuştur. Bugünün parçacık fizikçileri güçlerini Evrenin kökenlerini ve özellikle de maddenin kökenlerini araştıran astronomlarla birleştirmişlerdir.

Alıntı: sayfayı hazırlayan:Ramazan Karakale

Düzenleme: Çetin BAL

İlkel yıldız yavaş bir biçimde büzülerek ısınmaya başlar. Merkez bölgelerdeki sıcaklık bir milyon Kelvin'in üzerine çıktığında nükleer reaksiyonlar başlar ve bir yıldız oluş muş olur. Bu aşamada merkeze doğru etki yapan kütle çekim kuvveti, merkezdeki basınçtan doğan ve dışarıya doğru etki yapan kuvvet tarafından dengelendiğinden, yıldız hidrostatik dengededir. Sıcaklık ve basınç öylesine yüksektir ki, hidrojen atomları tümüyle iyonlaşarak serbest proton ve elektronlara dönüşmüştür.

Nükleer füzyon yoluyla enerji üretebilmek için protonlar arasındaki karşılıklı itme kuvvetinin yenilmesi gerekir Nükleer reaksiyonlar yıldıza dengeli ve kalıcı bir ısı kaynağı sağlar. Yıldız hidrojen yakıt deposunu tükettiğinde merkezi yeniden büzülür ve sıcaklık da ha yüksek değerlere ulaşır. Bu yüksek sıcaklıklarda helyum çekirdekleri (her birinin elektrik yükü hidrojen çekirdeğinin elektrik yükünün iki katıdır) arasındaki itme kuvveti yenilerek helyum füzyonu başlar. Ne yazık ki iki helyum atomunun füzyonu 2He4 -> Be8 sonucunda çok çabuk bozunan, dengesiz bir berilyum izotopu ortaya çıkar (Berilyumun dengeli izotopu Be9 biçiminde gösterilir).

Füzyon yoluyla helyumun nasıl daha ağır elementlere dönüşebileceği, iki teorisyen tarafından bulundu. Önce, 1953 yılında Bedevin Salpeter He4 ile Be8 elementlerinin ortak bir özelliği bulunduğuna (çekirdekler uyarıldığında benzer enerji seviyelerine sahip olurlar) bu nedenle de iki helyum çekirdeğinin füzyon sonucu kaynaşarak Be8 çekirdeği oluşturma olasılığının çok yüksek olduğuna dikkat çekti. Sonuçta, her ne kadar berilyum kendi kendine bozunsa da aynı hızda üretilebileceği ortaya çık. Ama berilyumun daha ağır olan karbon elementine dönüşmesi için bu yeterli değildi.

Bununla birlikte hemen hemen aynı yıl Fred Hoyle, berilyumla karbonun en yaygın izotopu olan C12'nin de çekirdekleri uyarıldığında en azından bir ortak enerji seviyesine sahip olmaları gerektiğini ileri sürdü. Bu ortak enerji seviyesi berilyumun bir helyum çekirdeği daha yakalayarak bir başka reaksiyona daha girme olasılığını arttırıyordu ( bu reaksiyona üçlü alfa süreci adı veriliyor). Bu reaksiyon sonucunda üç helyum çekirdeği kaynaşarak bir karbon çekirdeği oluştururlar. Bu durumda berilyum bir ara evre olarak reaksiyon dışı kalır.

Yakalama olasılığındaki bu artışlar, bir beyzbol oyuncusuna beyzbol eldiveni vererek onun topu yakalama olasılığını arttırmaya benzer. Hoyle'un öngörüsünden yalnızca bir yıl sonra Cj2'nin uyarılmış enerji seviyesinin varlığı bir deneyle doğrulandı. Yıldızlardaki karbon üretimi yaşamın sırrıdır: vücutlarımızda bulunan karbon, milyarlarca yıl önce, şu anda çoktan ölmüş bulunan kırmızı dev yıldızların içinde üçlü alfa süreciyle oluşmuştur.

Çekirdekte helyum yanmaya başlayınca yıldızın ışıma gücü çarpıcı bir biçimde artar. Yıldızın dış katmanları balon gibi şişer ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Örneğin, Güneş'imiz yaklaşık beş milyar yıl sonra bir kırmızı dev haline gelmeye mahkûmdur. Dünyamız da bu durumda Güneş'in yakıcı atmosferinin içinde kalacaktır. Helyum yaklaşık 100 milyon derecede yanarak karbona dönüşür ve büyük kütleli yıldızların iç geç evrim aşamalarında daha da ağır elementler oluşur. Aslında tüm ağır elementler yıldızların içinde çekirdek sentezi yoluyla ortaya çıkar.

Dev Kaynak