Evren 101 [2 ed.] 9786050205176

Citation preview

HERKES İÇİN ASTRONOMİ

GÜNE� SİSTEMİ SAYISIZ GÖKCİSHİNDEN OLU�UR. BUNLAR ARASINDA GEZEGENLER, UYDULAR, ASTEROİTLER VE BİR "SARI CÜCE" OLAN GÜNE� BULUNUR. GÜNE� SİSTEMİ 4,5 İLA 4,7 MİLYAR YIL ÖNCE, BİR MOLEKÜL BULUTUNUN SIKl�IP YOGUNLA�t1ASIYLA OLU�MU�TUR.

EVREN 101 GÜNE� SİSTEMİ'NDEN SOLUCAN DELiGi·NE EVREN HAKKINDA BİLMENİZ GEREKEN HER �EY SOLUCAN DELİGİ UZAY-ZAMANIN DOKUSUNDAN GEÇEN VARSAYIMSAL BİR TÜNELDİR. VARSAYIMA GÖRE. BU TÜNEL KULLANILARAK EVRENİN BİR YERİNDEN BİR BA�KA YERİNE ULA�ILABİLİR.

BiR ÇIRPIDA

ASTRONOMi VE

.

KOZMOLOJi

CAROLYN COLLINS PETERSEN

HERKES İÇİ N ASTRONOMİ

UZAY YOLCULUGUNA ÇIKMAYA HAZIR MiSiNiZ?

---- ----------------- ··-·-··-····· ··· ·----· ·· - ------ -----�---

Ders kitapları genellikle uzayın güzelliklerini ve gizemini sıkıcı tartışmalarla arka planda bırakırlar. Galileo da böyle bir şey istemezdi tabii ki! Bu yüzden, Evren I O I sıkıcı ayrıntılara ve uzun anlatılara girmeden, yıldızlarla bezenmiş gökyüzümüzün ardında saklanmış olanları keşfetmenizi sağlayacak ve ilginizi her daim canlı tutacak ilginç bilgileri sizlere eğlenceli bir dille sunmak için hazırlandı. Büyük Patlama'dan Samanyolu'na, lsaac Newton'dan Henrietta Swan Leavitt gibi başarılı bilim kadınlarına, gökyüzüne dair her şeyi içinde barındıran bu elkitabı, başka hiçbir yerde bulamayacağınız resimler. tablolar ve eğlenceli astronomik bilgilerle dolu! İster kara deliklerin ardındaki gizemi çözmeye çalışın ister en sevdiğiniz gezegenle ilgili daha fazla bilgi edinmeyi amaçlayın, bütün sorularınızın cevabı Evren I O/ 'de; hatta farkında olmadan yanıtını aradığınız soruların bile...

intemets.ıtış: saykitap.com

20rL

ISBN 978-605-02-0517-6

9 786050

05176

SAY YAYINLARI

Carolyn Collins Petersen öd ü l l ü bi l i m yazarı ve ya pımcı. Bi l i m mer­ kezleri ve planeteryum lara içeri k sağ laya n Loch Ness Prod u ction'da CEO

olara k görev ya pma kta d ır. U l u s l a rarası Kara n l ı k Gökyüzü Derne­

ğ i (l nternational Dark-Sky Association) içi n çektiği kısa fi l m Losing the Dark son ya p ı m l a rdan bir tanes i d i r. Petersen ayrıca, Ya hoo! News, Sk­ y&Telescope, MiT Tech Talk, the Radc/iffe Quarterl y, StarDate, Gem i n i

Gözlemevi, Su baru Teleskobu g i bi yerlerde yaza rl ı k v e editörl ük ya p­ m ı ştır.

Özlem Özarpacı 1 979 yı l ı nda i sta n bu l 'da doğdu. 2002 y ı l ı nda İ sta n­ bul B i l g i Ü niversitesi Sinema ve Televizyon Böl ü m ü n'd en mezu n oldu. Bir süre televizyon sektörü n d e ça l ı ştı; 2007'den b u ya na çeviri i l e uğ­ ra ş m a ktad ı r. Çevird iği başl ıca kitaplar arasın da, Augustus ro m a n ı ile öd ü l a l a n yaza r Jo h n Wi l l iams'ın 1 960 yı l ı nda yazd ığı Butcher's Cros­ sing, Rick Spri ngfield'ın New Yo rk Times Çok Sata n la rından olan Olur Böyle B*ktan Şeyler (Magnificent Vibration) ve Di lbert'ı n ya ratıcısı Scott

Ada ms'ı n felsefi roman ı Tann'nm Enkazı (God's Debris) b u l u n m a ktad ır.

Carolyn Collins Petersen

EVREN 101 GÜNE� SİSTEMİ'NDEN SOLUCAN DELİGİ'NE EVREN HAKKINDA BİLMENİZ GEREKEN HER �EY İngilizceden çeviren: Özlem Özarpacı

Say Yaymları Herkes için Astronomi Evren 101: Güneş Sistemi'nden Solucan Deliği'ne Evren Hakkmda Bilmeniz

Gereken Her Şey I Carolyn Collins Petersen

Özgün adı: Astronomy 101

© 2013 F+W Media, ine. Her hakkı saklıdır. Bu kitap Adams Media'nın izniyle yayımlanmıştır. Adams Media bir F+W Media ine. kuruluşudur ve 57 Littlefield Street, Avon, MA 02322, USA adresinde bulunmaktadır. Türkçe yayın hakları Kesim Ajans aracılığıyla© Say Yayınları Bu eserin tüm hakları saklıdır. Yayınevinden yazılı izin alınmaksızın kısmen veya tamamen alıntı yapılamaz, hiçbir şekilde kopyalanamaz, çoğaltılamaz ve yayımlanamaz. ISBN 978-605-02-0517-6 Sertifika no: 10962 İngilizceden çeviren: Özlem Özarpacı Yayın koordinatörü: Levent Çeviker Editör: Sinan Köseoğlu Kapak uygulama ve sayfa düzeni: Artemis İren Baskı:

Lord Matbaacılık ve Kağıtçılık Topkapı-lstanbul Tel.: (0212) 674 93 54 Sertifika no: 22858

1. baskı: Say Yayınları, 2016 2. baskı: Say Yayınları, 2016 Say Yayınları

Ankara Cad. 22112 • TR-3411O Sirkeci-İstanbul

Tel.: (0212) 512 21 58 • Faks: (0212) 512 50 80

www.sayyayincilik.com • e-posta: [email protected] www.facebook.com/sayyayinlari • www.twitter.com/sayyayinlari Genel dağıtım: Say Dağıtım Ltd. Şti. Ankara Cad. 22/4 • TR-3411O Sirkeci-İstanbul

Tel.: (0212) 528 17 54 ·Faks: (0212) 512 50 80 İnternet satış: www.saykitap.com • e-posta: [email protected]

İÇİNDEKİLER Giriş

.

..

.

.

................................................................. ...... . ...................... ....... ........ ......... .

Astronomi D i l i . Gü neş Siste m i Güneş Uzay İ kl i m i

.

. .

. ............. ......... ...... ......... .... .. . ...... . .

.

. .

.

.

. . ..

. .

.... ......... .. ........................ .

.

.

. .

........ ..... ............ ........... .... ...... ...... ..... ....... ............. ..... ...... ...

Merkür Ven ü s

.

. . . ..

.

. .......... .......

. . .

.

... . ......... ......... .... .. ..... ......

. .

.

....... . .............. . .. .... . ............................ ......... ................ . .... .........................

.

.

................... ............ ............ ....... .....

Dü nya Ay

.

.............. ............. ............. . ....... .... . .....

.

.

.............. ............................ .....

.

. ....

.

...........

.

.

.

.

.

..... ... .................... ... .. .... .... ..........

.

.

.

.

.

.

.

.

Jüpiter

. ............... . ... .

Satürn

..... . ........................ ..... ........................... ... ........... ........................

.

. ............

.

.

. ..

.... ........ .

..

........ . ..... .

. .

.

.

.

..

....... . ....

.

.... .............. ....... . .... ........... ................... ................ ........ ... ................

Ne ptü n .

... ...... ...........

Pl üton

. .

.. .......... ... ....................... .....

.

U ra n üs

. . ..

23 28 33 37

. 41

........ .. .. .... .......... ..... .. . . ... . .... .. .. ......................... ................ . ....... ................ ....

. .

16

.............. .............. ...... .............. ...

.............................................................................................................................

Mars

9

13

.. ........... . .......................................... .............................................

. .

. .

..

......

.

.

.

51 56 60

. 65

.

.............. ......... ... ......... .. .... ................................. ...........

.

46

70

. 74

............ ............ ............................... ........... .............. ............... ............... ..

Kuyrukl uyı ld ızlar

. ..

..

Asteroitl er Yıld ızlar

. .

.

.

. .. .

. .. .

. .

. . ... ..... ........... ..

.

........ .. ........................... ...

.

..

.

.

..

Yıldız Doğ u m u Yıldız Ö l ü m ü .

.. . ... ............... .. ......

.

..... . .

.

. ................. .

.

. .. .

.

..

. .

.

..

..

Ga l a ksiler

88

.

.

.

.

.. . ..

. .

.

.

.

............ ......... ...... ..... ....................

Galaksi O l u ş u m u .

. .

. . . ..

...

.. .

. ....

... ......... .... .

.. .

.. .

..

... . ........ .

.

.......... ...........

. .

. ........... . ... ........ ... .....

. . .

....

.

.

.

.... .......

Sa ma nyolu

.....

. . .

.

.

.. .

.

.

.. ... ......................................... .......................... .... ........................ ... . ...........

Kara n l ı k Madde

.. .

. . .. . ................. ..

.. ..............

..

..

.

... ......... ...

..... .. ... ...... ........... ..

.

.

1 02 1 06 1 1O

. 1 14

..

. . .............................. ... .. ........ . ............................ ..... . ......

Aktif Ga l a ksiler ve Kua sarlar

92

. . 98

. .

.

............. ..............

..

........ .............. ...

..... .. ........... ......... . .... ........ ..... .. . ....

. .

. . .

..... .. . .. .. ...

. ..........

......... .....

. ..

. ............ ... .... ........ .

. ........ ... ... ......... ............ .. ..... .......... . ................ ........ .

.

.. .

.

.... .... ..... .. .... .......................... . . .

.. .

........

.. ...

79

. 84

. .. .. .................... ..... . .. ..........

.. . ........... ..... ............ . .. .................. . ..... .. . .. ..................

Y ı ld ız Kü meleri

Kara Del ikler

..

.. .

.... . .. . ... ....... . ... .... .. .... ....... .. . ...... . .......................... . ......... .

Meteorlar ve Meteortaşları

................ ............. .............. ... . ..

118 1 22 1 26 1 30

Evrenin Yapısı .................................................... ............................................... 1 3 5

Kütleçekimsel Mercek Büyük Patlama

....................................................................................

1 39

..................................................................................................

1 44

B i l i m-Kurg u Evren i Dü nya Dış ı Ya şam

..........................................................................................

...................................... ......................................................

Astrono m i n i n Tari h i N icola us Copernicus Gal i leo Ga l i lei Herschel ler

1 58

......................................................................................

1 62 166

..............................................................................................

1 70

.........................................................................................................

1 74

lsa ac N ewto n

....................................................................................................

Hen rietta Swa n Leavitt Albert E instein

1 82

..............................................................................................

1 86

..................................................................................................

1 90

Jocelyn Bell Burnell

.........................................................................................

1 94

..........................................................................................

1 98

.............................................................................................

202

Vera Cooper Rubin Clyde Tom baugh M i ke Brown

........................................................................................................

Astrofizi k ve Astronomi Astrobiyoloji

.................................................................................

......................................................................................................

Gezegen Bili m i

1 78

..................................................................................

Edwi n P. H u bble

.................................................................................................

Kozmik Zaman Maki neleri.

205 209 215 219

...........................................................................

225

...................................................................................

229

.....................................................................................................

234

.............................................................................

240

...................................................................................

245

.....................................................................................................................

249

Hubble Uzay Teleskobu Kepler Görevi

Chandra X-lşını Gözlemevi Spitzer Uzay Teleskobu Fermi

Astrono m i n i n Geleceğ i

.................................................................................

Siz de Astronom iyle U ğ raşa b i l i rsiniz Teşekkürler

253

........................................................

258

........................................................................................................

263

Kaynakça / Refera n s l a r Dizin

1 54

.......................................................................................

................................... .................................................................

Joh a n n es Ke pler

1 49

..................................................................................

265

.....................................................................................................................

275

Bu kitabı bütün astronomi hoca/artma ithaf ediyorum. Sizler bana Ay'ı, gezegenleri, yıldız/art ve galaksileri vaat ettiniz, evren de bana bun/art sundu!

..

GİRİf Evren 107'e ve ev rendeki en büyü leyici b i l i m d a l l a rınd a n b i r i n i keşfetm eye hoş g e l d i n iz! Bel k i g eceleri gökyüzü n ü izlemek­ te n hoş l a n ıyorsun uz, bel k i "yu ka r ı l a rda" neler ol u p bittiğ i hak­ kı nda d a ha çok b i l g i ed i n mek istiyo rs u n u z, bel k i de kozmosu a n l a m a yo lcu l u ğ u n uza yen i başl ıyors u n uz. B u rada size b i lg i v e i l h a m verecek bir şeyler m ut l ak a bu lacaks ı n ız. Küç ü k l ü ğ ü m den beri, ya n i ebeveyn l e ri m l e b i rl i kte "yu­ karı l a rda" neler o l u p bitti ğ i n i görmek için d ı şarıya ç ı ktığ ı m za m a n l a rd a n bu ya na astronomiye i l g i m va r. Astronot o l m a haya l iyle büyü d ü m v e so n u ç olara k ü n i versitede p e k ç o k ast­ ro nom i ve gezegen b i l i m i d e rsi a l d ı m . Ka riyeri m i n i l k döne­ m i nde astronom i a raştı rması (çoğ u n l u kla kuyru kl uyı l d ızlar

1

hakkı nda) ya ptı m ve bu deneyim bana kozmos u n ka rşısında d u ru p (ya da otu rup) uzayda ye n i keşiflere a ç ı l m a kta n d a h a büyü l eyici h i ç b i r ş e y olma d ı ğ ı n ı öğretti! Son g ü n lerd e i nsa n­ l a ra a stronomiyi a n l atma kla uğra şıyoru m ç ü n kü başka l a rı n ı n d a , astronom l arın bu i ş e deva m etmeleri n i sağ l aya n şeyi, ya n i mera k v e keşfi n heyeca n ı n ı d e neyi m l emeleri n i istiyor u m . Yol­ cu gemi lerinde ve diğer h a l ka açık meka n l a rda sık s ı k astro­ nom i hakkında s u n u m l a r ya pıyorum; insa n la rı n y ı l d ız l a r ve gezegen l er ha kkı nda sord u k l a rı soru l a r daima büyü l eyici ve iyi d ü şü n ü l m ü ş so ru lar oluyor. Bu da bana, y ı l d ız aşkı n ı n her b i ri m izin içine i ş l ed iğ i n i ve kozmos ha kkında daha çok şey öğ­ re nme isteğ i n e yol a çtığ ı n ı gösteriyo r.

Evren 101'de kozmos u n tad ı na va raca ks ı n ız. Astronomi,

ı

evrend eki ci s i m ler ve bun ları şeki l lendi re n olayla r h a k k ı n d a ki b i l i m sel ça l ı şmad ı r. En eski bi l i m d a l l a rı ndan b i ri o l a n a strono­ m i n i n geçmişi, i n sa n ların ilk ola ra k gökyüzü ne ba k ı p görd ü k­ leri şeyin ne o l d u ğ u n u mera k ett i k le ri i n sa n l ı k tari h i n i n o eski za ma nla rı na dek uza n ı r. Astrono m i , içi nde ola n l a ra ba ka ra k evre n i n n a s ı l i ş l ed iğ i n i a n latı r. Kozmos; y ı l d ı zla r, gezeg enler,

9

Evren 1 0 1

g a l a ks i ler ve ga l a ks i kü mel erinden o l uş u r; bütün b u n l a r da ölçüle b i l i r fizi k ku ra l l a rı ve g ü çleriyle yö netili rler. Bu kita pta ki baş l ı kl a r ı n her b i ri size, g ezeg e n l erden evren­ deki en uza k cis i m lere dek uzan a n, i çe rd i ğ i kon uya i l i şkin bir fi k i r vererek astronom iyle uğ ra ş m ı ş bazı kişi leri ta n ıtı r ve sizi d ü nya dışı yaş a m g i b i bazı "e ks a ntrik" kon u l a ra ve TV izleyi­ ci l e ri n i n, s i n e ma severl e r i n , b i l g i saya r oyu n u mera k l ı l a rı n ı n ve okuyucu l a r ı n a ş i n a o l d u ğ u b i l i m ku rg u evren leri ne d oğ ru bi r maceraya ç ı ka rı r. Kitap boyu n ca, yörüngelerin i ş l eyiş bi­ ç i m i ve uzayd a ki uza k l ı k l a r ı n hesa p l a n m a s ı gibi a stro n o m i ve uzay hak k ı n d a ki b a z ı tem el kavra m l a r ı fa r k l ı nokta l a rd a n açıklad ım. S o n olara k d a , b u h e r ne kada r b i r el k ita bı olmasa da son böl ü md e sizlere, kend i evi n izin ba l ko n u n d a n evreni nas ı l keş­ fedebi leceğ in ize ve bü tü n gökyüzü g özlemci leri n i n baş ı n ı n be l a s ı ola n ı ş ı k kirl i l i ğ i n i h afifl etmek i ç i n h e p birlikte nası l ça l ı­ şabi l eceğ i m i ze d a i r bi rkaç fi k i r s u n uyoru m . Bu kita b ı başta n s o n a okuya b i l i r y a da oku m a k i sted iğ i n iz bö l ü m l e ri seçebil irsiniz. Ko n u l a rd a n her b i ri , s ı n ı rsız büyüle­ yici l i kteki evre n i n i çyüz ü n ü a n l a m a n ıza ya rd ı m cı ol u r. Ayrıca oku d u ğ u nuz böl ü m ha kkında daha fazla a raştırma ya pma k isterseni z kita bın a rka s ı nda yer a l a n refera n s böl ü m ü nd e bazı kaynak okuma l a r bula bi l i rs i n iz.

in sa n lar Neden Astron omiyle Uğraş1r? Astronom Ca ri Sag a n b i r d efa s ı nda modern in sa nları n astro­ n o m la r ı n soyu ndan g eld iğ i n i söy l e m i şti. İ nsanoğ l u gökyüzü­ ·

nü her daim izl e m i ştir. İ l k ata la rı m ız, G ü neş, Ay ve yı l d ızları n ha reketleri n i, za m a n ı n g eçişiyle ve mevs i m lerin değ i ş i m iyle bağdaştı rm ışt ı . Za m a n içinde on l a r ı n gökyüzünde ya pt ı kl a r ı h a keretleri ta h m i n ed i p tablol a rı n ı çı ka rmayı öğ re n d i l e r. Bu b i l g i l e ri, za m a n d i l i m l eri n i ve ta kv i m l e ri ya ra tma k için k u l l an­ d ı l a r. Gökyüzü ne d a i r net b i l g i ler, h e m den izde hem de uzay­ da seya hat eden leri n yön leri ni bu l ma la rı n a ya rd ı mcı old u. 10

Gi riş

Gökyüzü i n sa n l ı ğ ı büyü l e m eye g ü ndel i k i ş l erinde g ökyü­ zü n ü a ra ç o l a ra k k u l l a n a n çoba n l a r, ç iftçi l e r ve g e m ici lerle başl a m ı ş o l a b i l i r a n cak bu i l g i za ma n la fi l izlen i p bir b i l i m da­ l ı n a dön ü ş m ü ştür. Profesyonel astronomlar, cis i m leri ve olay­ l a rı old u kça kes i n b i ç i m d e ölçüp b u n la rı n ta blos u n u ç ı ka rmak için gelişmiş teknoloj i l e r ve tek n i kler ku l la n ı r. Evre n le ve onun içi ndeki yeri mizle ilgili pa ha biçil mez b i l g i hazi nesi ne d a ha fazl a sı n ı ekleye n yen i keşifler deva m etmekted i r. B u n a ek ola­ rak, astro n o m i ve uzay keşfi n i n a raç ve teknoloj i l e ri, g ü nde l i k yaşa m ı m ıza da g i rmekted i r. B i r uçakla seya hat ett i ğ i n izde, bir a k ı l l ı telefon k u l l a n d ı ğ ı n ızda, a m e l i yat o ld u ğ u n uzda, i nternette dolaştığ ı n ı zda, kıyafet a l ı şve rişi ya pt ığ ı n ızda, ye mek yed i-

11

ğ i n izde, a ra ba s ü rdüğ ü n üzd e ya da her g ü n ya pt ı ğ ı n ız sayı sız a ktivitede n birini g erçe kl eşti rd iğ i n izde bir şeki l d e astronomi ve uzay bi l i m i n den tü re m iş b i r teknoloj iyi ku l l a n ı rsı n ız. Çocu kken, A m e r i ka l ı yaza r Max Ehrma n n'ı n 1927 y ı l ı n d a yazd ığ ı "Desiderata" is i m l i şiirden büyü le n m i şti m . En sevd i ğ i m

11

d izesi şud u r: "Sen de ev re n i n çocu ğ u s u n; en az ağaçlar ve y ı l-

1

d ızla r kad a r, b u rada ol maya ha kkın va r:' İşte bu yüzden uzayla DNA'm ız a ra s ı n d a bir i l iş k i old u ğ u n u d ü ş ü n üyoru m . Tü m ca n­ l ı l a r, kozmosu ya rata n, g a l a ks i le ri ol uştura n, y ı l d ızları ya ratıp yok eden ve g ezeg enleri biç i m l e n d i ren s ü reçlerin doğrudan bi r son ucud u r. Bizler, gerçekten d e pek çok açıdan yı l d ı z tozla­ rıyız. Dü nya'd a ya şaya n her şey i n her bi r atomu uzayd a n geld i ve za ma n i ç i n de ba şka yı l d ızları, ba şka gezegen l eri, hatta be lki de başka yaşa mla rı ya rataca k olan "tozla r"ı n ı uzaya sunacak ola n yıld ızlarda n gelen ışığı göz lemleyecek kad a r evri mleşmiş o l m a m ız hem ş i i rsel, hem de çok keyifl i bir d u ru md u r. İşte bu yüzden, yı l d ızlara d u yd uğ u m uz aşkın DNA'm ıza işlen mi ş ol­ duğunu söyl eyebi l i ri m . i ster profesyonel b i r astronom, iste r s ı radan b i r g özlemci o la l ı m, d i kkati m izi uzayı n deri n l i kleri ne çeken şey bud u r. Orası, bizim geld iği m iz yerd i r. Evi n ize hoş g e l d i n iz!

11

11

ASTRON OMİ DİLi

Kita p boyu nca a stronom iye özel b i r d i l ku l l a nd ı ğ ı m d a n bu j a rgo­ n u a n l a m a n ıza ya rd ı mcı olaca k b i rkaç ta n ı ma göz ata l ı m .

UZAKLIK Astronomide uza kl ı kl a r çok hızlı biçimde arta r. Astronom l a r, Dü n­ ya ve G ü neş a ra s ı ndaki mesafeyi ta n ı m la ma k için astronomik birim (simgesi AB) teri m i n i ku l l a n ı r. Bu, 1 49 m i lyon kilometreye denk g el i r (Astronomi metrik b ir im ku l l a n ı r). Ya n i g ü neş sistemi içindeki uza k­ l ıklar için genel l i kle AB ku llanı rız. Örneğin J ü piter (yörüngesi için­ deki yerine bağ l ı olara k) Güneş'ten 5,2 AB uzak l ı kta d ı r, bu da 7 74,8 m i lyon ki lometre demektir. Yı l d ız l a ra rası uzayda baş ka b i ri m l e r ku l la n ı r ız. Işık yıll (simgesi ıy) sa niyed e 300.000 kilometre olan ışık h ızı n ı n bi r yı l d a ki sa n iyele­ rin ta mam ıyla ça rpı l m a s ı n d a n elde ed i l i r. Sonu ç, ışığ ı n bir yı l d a kat etti ğ i mesafe ola n 9,5 tri lyon k i l o m etred i r. B ize en ya kın y ı l d ız 4,2 ı ş ı k yı l ı uza kl ı ktad ı r. Bu da 9,5 tri lyon ki l ometre n i n d ö rtle ça rpı l m a­ sı a n la m ı n a g e l i r. B u n u n sonucu çok büyü k b i r sayı olaca ğ ı n d a n y ı l d ızın 4 , 2 ı ş ı k y ı l ı uza k l ı kta old u ğ u n u söylemek daha ko layd ı r. Ast ronom l a r ayrıca parsek (ya da kısaca pc) te ri m i n i de ku l l a n ı r. B i r pa rse k 3,26 ışık yı l ı na eşitt i r. M eş h u r Ü l ker y ı l d ız kü m esi ya k­ l a ş ı k 1 5 0 pa rsek (350-460 ı ş ı k y ı l ı kad a r) uza k l ı ktad ı r. A n d romeda G a la ksisi a d ı n da k i en ya kın sa rm al g a l a ks i bizden 767 kilopa rsek ya da 2,5 m i lyon ış ı k yılı uza k l ı ktad ı r. Gerçe kte n çok büyük mesafeler megaparseklerle ( m i lyon par­ sek ya da M pc) ölçü l ü r. Sama nyol u'na en ya kın g a l a ks i kü mesi on a ltı mega pa rsek kadar ya da ya klaşık 59 m i l yon ışık y ı l ı uza k l ı kta­ d ı r. En uzu n mesafelerse gigaparsek ( m i lya r parsek, G pc) biri m iyle ölçü l ü r. İzle n ebi len evre n i n sı n ı rl a r ı bizd en 14 Gpc ka dar (45,7 m i l ­ ya r ı ş ı k yı l ı ) uza k l ı kta d ı r. 13

Evren 1 0 1

IŞIK I ş ı k, astronomide i nceled iğ i m iz en tem e l nite l i ktir. B i r nesneden yayı la n, ya n sıyan ya d a nesne ta rafı nd a n e m i len ışık, o nesneye d a i r çok fazla şey a n latı r. I ş ı k h ızı, herh a n g i b i r şeyi n evrende ha­ reket edebileceğ i e n büyü k h ızd ı r. Boşl u k içerisinde genel l i kle 299.792.458 metre o l a ra k bel i rtil miştir. G ayet isa bet l i olan bu ölçü astronom l a rı n ve fizi kçi l er i n k u l l a n d ı ğ ı sta nda rtt ı r. Fa kat ışığ ı n h ızı, örneğ i n s u yu n içinden g eçe rken s a n iyede 229.600.000 metreye d üşer. I ş ı k h ızı sad ece u za k l ı kl a rı ta n ı m l a makla ka l maz. E v ren i n ya şı ha kkında bi r fi k i r e d i n m e m ize d e ya rd ı mcı o l u r. K afa n ızı ka l d ı rı p Ay'a ba k ı n . Gözleri n izi n görd ü ğ ü "Ay" 1 ,2 8 san iye yaşı ndad ı r. G ü ­ neş, 8,3 ı ş ı k d a k i ka sı uza kta d ı r; yan i G ü n eş'i 8,3 d a ki ka önceki ha­ l iyle görü rsü n üz. Prox i ma Ce nta u ri a d ıyla b i l i nen en ya k ı n yı l d ı z, ya klaşı k dört yı l önce nasıl görü n d üğ ü n ü bize gösteri r. 65 m i lyon ı ş ı k y ı l ı uza kl ı kta b u l u na n bir g a l a ksi n i n ı ş ı ğ ı, d i nozorlar nesilleri tükenme te h l i kesiyle ka rşı ka rşıyayken o g a l a ksiden ayr ı l m ışt ı r. E n uza kta ki objeler ya d a olayla r, evrenin kend isi sadece bi rkaç yüz bin yıl yaşındayken va r o l m u şt u r. Astronom l a r bunla rı 13 m i lya r yıldan da eski olay l a r o l a ra k görürler. Uzaya ba ktığ ı nızda za manda geriye baka rsı n ız. U zayda ne kadar uzağa baka rsan ız, o kad a r eski b i r za m a n ı görü rsün üz. Bu da, kozm osu a ra ştırmak içi n ku l l a nd ı­ ğ ı m ız teleskopla r ı n ve a letl eri n g e rçekten de za man makinel eri o l d u ğ u a n l a m ı n a g e l i r.

Kırmızıya Kayma ve Maviye Kayma Kitap boyunca spektrumlar ve spektroskopi hakkında pek çok şey okuyacaksınız . Bunlar bir astronomun alet çantasındaki önemli araçlardandır ve bir nesneden ışığı alarak bileşen dalga boylarına bölerler. Bunun sonucunda da spektrum yani tayf oluşur. Daha önce bir ışığı prizmadan geçirdiniz ve bunun sonucunda oluşan renk dağılımını gördüyseniz spektroskopinin çalışma prensibini anlamış sınız demektir. Bu ikisi arasındaki tek fark, spektrumda 14

Astronomi Dili

bizim göremediğimiz daha çok "renk" olmasıdır. Gözlerimiz sadece prizmadan çıkan renkleri algılayabilmektedir.

Görünür Ifık Görünür ışık, aşağıdaki renkleri kap sar: • Kırmızı

• Çivit mavisi

• Mavi

• Turuncu

• Mor

• Sarı

• Yeşil

Spektroskopi b i r nes nen i n ne kad a r hızlı ya da yavaş h a reket ettiği ha kkı nda b i l g i vererek a stronom ların o n u n uzak l ı ğ ı n ı a n la­ malarına ya rd ı mcı ol u r. Bize doğ ru h a reket eden bir nesne, spekt­ ru m u nda maviye kaya n çizg i ler göster i r ya da spektru m u n mavi ta rafı na kaya r. B izden uzaklaşıyorsa, o za man da çizg i ler k ı rmızı­ ya kaymaktad ı r ya da spektru m u n k ı r m ızı ta rafı ndadır. K ı rm ızıya kayma teri mi sıkl ı kla, bir nes n e n i n uza k l ı ğ ı n ı bel i rtmek içi n ku l la­ n ı l ma ktad ı r; örneğ i n kırmızıya kayma 0,5 i se, astrono m l a r bunu z

=

0,5 o l a ra k bel i rti r.

15

GÜN EŞ SiSTEMİ Uzaydaki Mahallemiz

G ü neş sistem i, uzayd a ki yerel kon u m u m uzd u r; Güneş, sekiz ge­ zeg en, pek çok cüce g ezegen, kuyru kluyıld ız, u yd u ve a stero i d i ka psa r. Gü neş, g ü neş s i stem i kütlesi n i n % 99,B'i n i ka p l a r. O n u n yö­ rüng esi ndeki bölgede, ya n i iç g ü neş s i ste m i n de ş u n l a r b u l u n u r: • Me rkü r

• Dü nya

• Venüs

• Ma rs

Ma rs'ı n ötesinde, çeş itl i boyutlarda kaya l ı k nesnel erden o l u şa n As­ teroit Kuşa ğ ı b u l u n ma ktad ı r. Dış g ü neş s i ste m i n e, G ü neş'i n yörü n­ gesinde uzak mesafelerde d önen dört dev g ezegen h a k i m d i r ve b u n l a r, g ü neş sistem i n i n kalan kütles i n i n % 99'u n u ka p l a m a ktad ı r. B u g ezegenler ş u n l a rd ı r: • J ü p iter

• U ran ü s

• Satü rn

• Ne ptü n

Son yı l l a rda gezeg en b i l i mc i l e r (g ü neş sistem i n deki cisi mleri a ra ş­ t ı ra n kişi ler) Ku i per Kuşa ğ ı denen, gaz devl eri n i n ötesi ndeki böl­ geye çok d a ha fazla oda k l a n m ışla rd ı r. Bu ku şa k, N eptü n'ün yö rün­ gesi nden G ü neş'ten 5 0 A B uza kl ığ a kada r uza n ı r. Bu n u, Asteroit Kuşa ğ ı 'n ı n d a h a uzak ve çok daha ka psa m l ı b i r vers iyo n u o l a ra k d ü şünebi l i rs i n iz. İ çinde, d a h a küçük v e soğ u k pek çok gezeg en i n ya n ı s ı ra cüce g ezeg en leri d e -örneğ i n Pl üton, H a u mea, M a kema­ ke ve E ris- barı n d ı rm a ktad ı r.

16

Güneş Sistemi

\ Demir/nikel çekirdek \ \ Kaya (silikatları

Demir/nikel çekirdek , Demir/nikel çekirdek Kaya (�likatları

\

Kaya (silikatları

.-- Demir/nikel çekirdek

\

MERKOR

ı Kaya (silikatları

MARS

VENUS

DUNYA

Tabanda sıvıya dönü�en moleküler hidrojen gazı

• Dünya'nın boyut farkı

JUPITER

r

SATURN

Moleküler hidrojen gazı

Su Kaya

PLUTON URANOS

NEPTUN Güneş sistemimizdeki gezegenlerin genel bileşimleri.

17

Evren 1 0 1

GÜN EŞ SİSTEMİ E NVANTERİ 1. 1 yı l d ız 2. 8 a n a g ezegen 3. 1 O (ve a rta n sayı da) cüce gezegen 4.

1 46 (ve a rta n sayı da) u yd u

S. 4 h a l ka siste m i 6.

Sayı sız kuyru kl uyı l d ız

7.

Yüz b i n lerce asteroit

Gezegen b i l i mc i ler, g ü neş si stem i n i n iç g ezeg en l eri nden s ı k­ l ı kla "kara s a l " (te rrestrial) gezegen l er olara k ba h sederle r; l n g i l izce­ deki terrestrial kel i mesi, Lati ncede "ye ryüzü" a n la m ı na gelen terra kel i m esinden t ü re m i şt i r. D ü nya'd a k i n e benzer kaya l ı k bi leşenl ere sa h i p gezeg en leri bel i rt i r. D ü nya, Ven ü s ve Ma rs'ı n elveri şli atmos­ ferl eri va rd ı r fa kat M erkü r'ü n ki old u kça i nced i r. B u gezege n l e r çoğ u n l u k l a, s ı v ı m eta l i k h i d roj en v e bi raz h e lyumdan o l u ş m u ş i ri k ü relerin deri n l iklerine g öm ü l ü, küçük kaya l ı k çek i rdeklerden o l u­ şurlar ve b u l utl u atmosferlerle ka p l ı d ı rlar. En d ı şta ki i k i g ezeg en U ra n ü s ve Neptü n bazen "buz d evleri" olara k a n ı l ı rl a r ç ü n kü on la r önem l i ölçüde, a ş ı rı soğ u k fo rmda oksijen, ka rbo n, n itroj en, s ü lfü r ve b üyü k olas ı l ı k l a b i r m i kta r su da içeri rler.

Oort Bulutu Büt ü n g ü neş siste mi, donmuş buz ve kaya pa rça larından o l u ş m u ş Oort B u l utu a d ı veri l e n bi r ka b u k i le çevri l i d i r. G ü neş sistem i i le en ya kı n yı ldız a ra s ı nd a ki mesafe n i n ya kla ş ı k dörtte biri n i ka p l a r. Hem Ku i per Kuşağ ı, hem de Oort B u l utu görd ü ğ ü m ü z çoğ u kuy­ rukluyıld ızın kayna ğ ı d ı r.

Uydular ve Halkalar Neredeyse bütün ana gezegenlerin, bazı cüce gezegenlerin ve bazı asteroitlerin doğal uyduları vardır. Bizim en aşina olduğumuz uydu Dünya·nın uydusu olan Ay'dır. Ay'ın (İngilizce lunar kelimesi Ay 18

Güneş Sistemi Tanrıçası Luna isminden gelir) yüzeyi insanların Dünya haricinde ayak bastığı tek gezegendir. Mars'ın Phobos ve Deimos adında iki uydusu varken Merkür ve Venüs'ün hiç uydusu yoktur. Gaz devlerinin çevresi uydularla dolup taşmaktadır. Jüpiter'in en büyük dört uydusu Io, Europa, Ganymede ve Callisto'dur; bu uydular, onları keşfeden astronom Galileo Galilei onuruna sıklıkla Galilei Uyduları olarak da anılırlar. Geçtiğimiz on yıllar içinde Jüpi­ ter'in yörüngesinde en azından altmış tane daha uydu keşfedilmiş­ tir. Satürn , Uranüs ve Neptün'ün çevresinde de onlarca küçük buz­ lu gökcismi dolaşır. Kuiper Kuşağı'ndaki cüce gezegen Plüton'un en az beş, Eris'in de en az bir uydusu vardır. Her bir gaz devinin bir dizi halkası da mevcuttur. Satürn'ünki en kapsamlı ve güzel olandır. Dünya•nın da başlangıcında bir halka­ ya sahip olmuş olması mümkündür; gezegen bilimciler artık halka­ ları bir şekilde kısa ömürlü nesneler olarak görmektedir.

Gün eş Etrafmda Dönmek G ü neş siste m i ndeki bütün g ezeg e n l e r yörünge denen b i r yol u ta­ kip ederek G ü neş'in etrafı nda seya hat ederler. Kep l e r Ka n u n l a rı bu yol la rı n öze l l i kleri n i ta n ı m l a m ıştır. Bu ka n u n lara göre, yol l a r e l i ps biçimi nded ir ve G ü neş de e l i psi n i k i oda k nokta sı n d a n birinde bu­ l u n u r. Nesne ne kad a r uzak bir yörüng edeyse Gü neş'i n etrafı nda dolaşması o kad a r uzu n zam a n a l ı r. G ü n eş ile nesne a ra s ı n a bir çizg i çekili rse, Kepler K a nu nla rı'na g ö re b u çizg i, n es n e G ü neş'i n etrafı n d a dönerke n eşit za man a ra l ı k l a rı n da, eşit a l a n l a rı tara r.

19

Evren 101

Güneş sistemindeki gezegenler ve yörüngeleri. G ezegen yollarının çoğu, daireye çok yakın olarak bilinir; bir istisna olan Plüton'un yörüngesiyse oldukça yayvandır.

Güneş Sistemi Gezegenleri ve Yörüngeleri GÜNEŞTEN ORTALAMA

YÖRÜNGESEL SÜRE (DÜNYA YILI/

GEZEGEN

UZAKLIK (KM)

DÜNYA GÜNÜ)

Merkür

57.900.000

0,24 Dünya yılı (88 Dünya günü)

Venüs

108 milyon

0,62 Dünya yılı (226,3 Dünya günü)

Dünya

149 milyon

1 Dünya yılı (365,25 günü)

Mars

227 milyon

1,88 Dünya yılı (686,2 Dünya günü)

Jüpiter

779 milyon

11,86 Dünya yılı (4.380 Dünya günü)

Satürn

1.425 milyar

29,5 Dünya yılı (10.767,5 Dünya günü)

Uranüs

2,85 milyar

84 Dünya yılı (30.660 Dünya günü)

l'-leptün

4,5 milyar

165 Dünya yılı (60.225 Dünya günü)

Plüton

5,06 milyar

248 Dünya yılı (90.520 Dünya günü)

20

Güneş Sistemi

Gezegen Nedir? İ l k Yu nan göky üzü gözl emci leri göky üzünde g ezi nen yıl d ıza ben­ zer cisi m l e rden ba h sederken planetes (gezg i n ) kel i m esi n i kul la­ n ı rl a rd ı . B u gün, g ezege n (pla net) kel i m es i n i, Pl üto n ha riç, g ü n eş sistemi n i n sekiz gökcismi için kul l a n ıyo ruz. G ezegen b i l i mci ler 2005'te, Plüton'd a n da ha büy ü k olan E ris'i buld u klarında g ezegen ke l i mesi n i n ne a n la ma g e l d iğ i n i daha etrafl ıca düşü n mek d u ru­ m u nd a ka ld ı la r. M evcut ta n ı m d a (ki m u htemelen o d a tekra r ye­ nile necekti r) b i r g ezegen, U l u s l a ra ra s ı Astro no m i B i rl i ğ i ( UA B) ta­ rafı ndan Gü neş etrafında birincil yörüngesi b u l u na n, o n l a ra d a i re şek l i n i ve ren kütleçeki m leri için y eterli bir kütley e sah i p, yörü nge­ si civa rı nda ki bütü n küçük gezeg e n l eri tem izl eyen (bu da o n u n , ken d i yörüng esinde, o boy utta ki t e k c is im o l d u ğ u a n l a m ı na g e l i r) gökcismi o l a ra k a ç ı k l a n m ıştır. Kuyru k l uy ı l d ızla r, aste ro itler ve ken­ d i kütleçekim leri sayes i nde d a i re şek l i n i a l ma m ış olan d a h a küçük gökcisi mleri b u ka rmaş ı k ta n ı m ı n d ı şında ka l ı r. UAB ay nı za ma nda cüce g ezeg enler denen bir diğer s ı n ıfı d a ta n ı m la m ı ştı r. B u n l a r, i l k i ki kriteri ka rş ı lay a n fa kat henüz yörün geleri n i tem izlememiş o l a n cis i m l erd i r. Ceres ( 1 80 1 y ı l ı n da keşfe d i l miş v e uzu n b i r s ü re küçük gezeg en o l a ra k bili n m işti r) ve y a k ı n za m a nda keşfed i l m i ş E ris, Ma­ ke ma ke ve H a u mea gezeg e n leri n i n yanı s ı ra P l ü to n d a a rtık cüce gezegen o l a ra k sı n ıfl a nd ı rı l makta d ı r.

Gezegenleri Şekillendiren Güçler Gezegen yüzeylerinde etkili olan birkaç farklı süreç vardır. •

•

•

Volkanizma, volkanlar mineral zengini lavlar püskürttüğün­

de oluşur. Bu durum bizim gezegenimizde, Venüs'te ve Jüpi­ ter'in uydusu Io'da gerçekleşmektedir. Geçmişte Merkür ve Mars'ta da meydana gelmiştir. Buzul volkanizmas1 (cryovolcanism) , buzlu maddenin yüzeyin altından fışkırdığı yerlerde olur; çoğunlukla dış güneş siste­ minin donmuş uydularında meydana gelir. Tektonizma, alttan gelen ısıyla, bir gezegen ya da uydunun yüzey katmanlarını büker. Dünya'daki tektonizma , gezegeni21

Evren 1 0 1

•

22

mizin yerkabuğunun altındaki kayaç levhalarının hareketle­ rinden kaynaklanır. Tektonizma Mars'ta da meydana gelmiş olabilir; Venüs'ü etkilemiş gibi görünüyor ve bir çeşit tekto­ nizma da dış güneş sistemindeki bazı buzla kaplı uydularda meydana gelmektedir. Aşınma ve erozyon da yüzeyleri değişime uğratır. Dünya'da rüzgarın taşıdığı kumlar yüzey şekillerini biçimlendirir ve akan sular yüzeyleri aşındırır. Bu durum aynı zamanda, rüz­ garların tozları ve kumları yüzey boyunca savurduğu Mars 'ta da meydana gelir. Kapsamlı kanıtlar, bir zamanlar Mars yü­ zeyi boyunca suların aktığını ya da küçük denizler ve göller olarak mevcut bulunduğunu gösterir.

GÜN EŞ Bir Yı ldızla Yaşamak

Gü neş hem b i r y ı l d ız, he m de g ü neş siste m i m izdeki en büy ü k ısı ve ışık kay na ğ ıd ı r. Sa ma nyol u'n d a ki en azı nda n bi rkaç y üz m i lyar y ı l d ızd a n b i ri d i r. O ol masa yaşa m o l m ayabi l i rd i; bu da o n u bizim için çok ö n em l i kıl ıyor. İlk i n sa n la r için G ü n eş ta p ı n ı l a n bir şey d i . A nti k Yu na n l ı la r Hel ios'a g ü neş ta nrısı o l a ra k çok saygı gösteri r­ lerd i fa kat ona ka rşı, d oy m a k bi l mez, bili msel bi r m e ra k da d uy u­ yorla rd ı. Göky üz ü n d eki bu pa rlak ş ey i n gerçek doğ a s ı na i l işki n heyeca n l ı m ü naza ra l a r y a pa rl a rd ı . 1 600'1erde İta ly a n astronom Ga l i leo Ga l i lei ( 1 5 64- 1 642) G ü n eş'i n ne olabi leceğ i hakkında spe­ külasyonla r y ü rüttü. Ondan bi rkaç o n y ı l sonra Johan nes Kepler de ( 1 5 7 1 - 1 630) ay n ı şey i yapt ı . 1 800'lerde astro n o m la r G ü n eş'i n öze l l i kl e ri n i hesa pla mak için bi l i msel a raç gereçler gel işt i rd i l e r ve bu da b i l i m sel b i r d i s i p l i n olara k g ü neş fizi ğ i n i n ba şla n g ı c ı n ı o l uş­ turd u .

Güne ş Fiziği

, Güneş in fiziki özelliklerini çalışma bilimine güneş fiziği adı verilir ve oldukça aktif bir araştırma alanıdır. Güneş fizikçileri yıldızımı­ zın nasıl işle diğini ve güneş sistemimizin kalanını nasıl etkilediğini açıklamayı amaçlar. Güneş'in ısısını ölçer, yapısını hesaplar ve öl­ ,, çümlerine dayanarak ona yıldız "türü atarlar. Onların çalışmaları sayesinde , kendi yıldızımızı inceleyerek bütün yıldızlar hakkında daha çok bilgi edinmiş oluruz.

23

Evren 1 0 1

lşımm bölfesl

~ Çekirdek, ışınım bölgesi, ısıyayımsal bölge, kromosfer ve taç küreyi gösteren Güneş1n bir kesi ti

.

Güneş'in Yapısı G ü n eş, esas olara k a ş ı rı ı s ı n m ı ş gazlard a n olu ş a n büyük b i r k ü red i r. Ta m merkezine ya pılaca k haya l i bi r yol c u l uk on u n yapı s ı n ı gözler önüne sere r. Ö nce taç küre o l a ra k b i l inen d ı ş g ü neş at mosferinden içeri doğ ru i l erle m e k duru mundayız. Taç küre, bir m i lyon derece n i n epey üzeri ne ç ı ka n s ı ca k l ı kl a rd a k i gazla rd a n o l u şan çok i n ce b i r katma n d ı r. •

Taç kü reyi geçti kten son ra kro mosfe re u l a ş ı rız. Bura s ı ince, k ı r­ m ız ı m s ı renkte gazla rd a n oluşan ince b i r katma n d ı r ve sıca k l ığı

24

Güneş a l t kısı mda 3 .5 00° C, taç kü reye g eçişin o l d u ğ u yerlerdeyse 34.726 C a ra s ı nda değişir. •

Kro mo sferin a lt ı n da, s ı ca kl ı ğ ı 4.226°( ile S .700°C a ra sı n da değ i­ şen fotosfer yer a l ı r. Güneş'e ba ktığ ı n ı zda a s ı l görd ü ğ ü nüz şey foto sfe rd i r. G ü n eş a s l ı nd a beyaz o l ma s ı n a rağ men ı şı n la rı mavi ve kırmızı d a l g a boy l a rı n ı yo k eden atmo sfe rden geçerken sa rı m s ı g ö rü n ü r.

•

Foto sferi n a lt ı n a da l d ığ ı m ızda ı s ıyay ı m bölgesi denen katmana u laşı rız. Su ya da ş u rup kay nattıy sa n ız m i n i k ka barc ı k l a r gör­ müşsün üzd ü r. G ü n eş'i n ı s ıyay ı m bö lgesinde de bu kabarcıklı al a n l a rd a n va rd ı r. Bu n l a r, deri n l erdeki s ı cak maddeler y ü zeye ç ı kt ı k l a r ı nda o l u ş u r. Bu kabarc ı kl a r a s l ında G ü neş'i n içinde ha reket eden a kı m l a rd ı r.

•

B i r so n ra ki katman ı şı n ı m bö lgesid i r. Bu o l d u kça açı klay ıcı b i r isimd i r ç ü n k ü b u bölge gerçekten de G ü n eş'i n merkezi nden ısıyay ı m bölg esine ı sı yay a r.

•

N i h a i o l ara k da ışı n ı m bö lges i n i n a ltında g ü n eş çekirdeği va rd ı r. Bu en içteki kutsa l a l a n, koca m a n b i r n ü kleer fı rı nd ı r; nü kleer füzyo n u n g erçekleştiği yerd i r. Pe ki bu nasıl o l u r? Çe k i rdekteki ısı 1 5 m i lyo n sa ntig rat dereceye kada r u l aş ı r. G ü n eş'i n d iğer k ı s ı m l a rı çeki rdeğe Dünya'n ı n d e n iz seviyesindeki atmo sferik basıncı n ı n 340 m i lyo n katı büy ü k l üğünd e bir ba s ı nç uygu­ l a r. Bu aşırı uç şa rt l a r, h i d roj en ato m la rın ın , hely u m ato m l a rı o l uştu rma k üze re birbi rl eriyle çarp ı ştığı koca man b i r d üd ü kl ü te nce re ya ratı r. Gü neş, her s a n iye 6 2 0 to n h i d roj eni hely u ma çevi r i r ve b ütü n bu ı s ı ve ı ş ı ğ ı sağ lay a n şey de b u d u r.

Güne ş Neden Lekelidir? Güneş yüzeyinde bazen güneş lekeleri denen koyu renk bölgeler oluşur. Buralar, manyetik alanlarla kaplı bölgelerdir ve koyu renk görünmelerinin sebebi etraflarındaki bölgelerden daha soğuk ol­ malarıdır. Güneş lekeleri on bir yıllık döngülerle meydana gelirler. Her döngünün ortasına doğru güneş maksimumu (solar maksi­ mum) denen dönemde pek çok güneş lekesi görürüz . Ardından çok 25

Evren 1 0 1

a z güneş lekesi kalıncaya dek beş yıllık süre içinde kademeli olarak azalırlar. Bu döneme de güneş minimumu (s olar minimum) denir. Güneş lekeleri, solar aktiviteyle, özellikle de güneş püskürtüle­ ri denen parlak patlamalarla alakalıdır. Koronal kütle atımı denen diğer patlamalar uzaya, harekete geçirilmiş kocaman gaz kütleleri (pla:.�ma) savurur. Bunlar sıklıkla, solar aktivitenin maksimum ol­ duğu periyotta meydana gelir ve güneş sistemi boyunca gerçekle­ şen, uzay iklimi denen bir fenomene sebep olur.

Gü neş'i n etkisi bütün g ü neş s i ste m i n e yayı l ı r. l sı ve ı ş ı ğ ı geze­ g e n l e re ka d a r u laşı r. Merkür sıca kta n p i şerke n en uza k g ezeg en­ l e r G ü n eş'i n sıcaklığ ı n ı n küçü k bi r k ı sm ı nda n fayd a la n ı r. Yı l d ız ı m ız ayn ı za m a n da Gü neş rüzg a rı denen bi r ba ş ka etkiye de se bep o l u r. Yü klü parçacı kla rd a n süre k l i o l a ra k esen a k ı m, ya klaşık ı 00 astro­ no m i k ü n iteye ( D ü nya ve G ü neş a rası ndaki mesafe n i n yüz katı) kad a r yay ı l ı r ve g ü neş siste m i n i sa ra n iri bi r ba loncu k ya ratı r. Bu balo n cuğ u n iç kısm ı na g ü nd u rg u n d e n i r. B u n u n ötesinde, d i ğer y ı l d ızların da tıpkı bizi m G ü neş'i m iz g i b i n ü kleer füzyo n s ü recin­ den g eçtiğ i y ı l d ız l a ra ra sı uzay uza n ı r.

Bunu Biliyor muydunuz? Voyager uzay aracının yaptığı gibi gündurguna seyahat edebilseniz

Güneş, Dünya'daki bakış açımızdan gördüğümüz dostane sarı yıl­ dızdan çok daha farklı görünürdü. Milyonlarca yıldızdan biri olur­ du sadece . Fakat o bizim birlikte yaşadığımız yıldız olduğundan bizim için çok önemlidir.

Gü n eş'i Keşfetmek Hem p rofesyo n el, hem a matör astro no m l a r Dü nya'n ı n yüzeyin­ deki ve uzayd a ki gözlemevle ri n i ku l l a n a ra k y ı l d ı z ı m ızı i ncelerler. Yerde ko n u şland ı rı l m ı ş te lesko p l a r Gü neş'i n yüzeyini ve atmosfe26

Güneş

ri n i büt ü n a ç ı l a rıy l a ölçerler. Bazı radyo tel esko pla r ve rad a r d etek­ törleri Dünya'n ı n ü st iyo no sferindeki G ü neş etkisi n i ta kip ederl er. Bu b i l g i l e r, uzay i k l i m i o l ay l a rı n ı n ta h m i n edil mesine yard ı mcı o l a n model l e rd e ku l l a n ı l ı r. Gü neş fizi kçileri, G loba l Sa l ı n ı m Ağ Grubu (G lo ba l Osc i l l atio n Netwo rk G ro u p, GONG) denen b i r d izi özel ci­ haz ku l l a n a ra k G ü n eş'i n içi n i i n celerler; bu ci hazl a r, he/iosismoloji denen b i l i m d a l ı n ı ku l l a na ra k G ü neş boy u nca h a reket eden ses d a l g a l a rı n a odak l a n ı r. Gü neş Di n a m i k leri Gözl emevi d e bu işi yap­ mak için gere k l i do n a n ı ma sa h i pt i r. NASA G ü neş'i ve Dü nya'ya o la n etkilerini i nceleyen uzayda ko­ n u şland ı r ı l m ı ş cihazla rdan o l uşan b i r fi loya sa h i pti r: •

Gü neş Ka ra s a l İ l işki leri Gözlemevi (STEREO), so l a r a ktivite n i n s ü re k l i o l a ra k üç boy utl u g ö rü n ü m ü n ü s u n a n , yörü nge etrafı n ­ da dö nen i ki uyd u d u r.

•

G ü n eş D i n a m i kleri Gözle mevi {SDO), G ü n eş'i n ve patla ma­ l a rı n ı n gerçek za ma n l ı görü ntüsü n ü sunar ve hel iosismo loj i a raştı rması y a pa r.

•

G ü neş ve Hel iosferik Gözlemevi (SO HO), G ü neş'i n ü st katman­ l a r ı n a ve taç kü reye oda kla n ı r.

27

UZAY İ KLİMİ Güneş-Dü nya BağlantlSI

Kuzey ya da g ü ney ı ş ı k l a r ı n ı d a h a ö n ce d uyd u n uz ya da görd ü n üz m ü ? Atmosferin üst kısı m l arı nda gerçek l eşen bu ı ş ı k gösterileri

uzay ikliminin o l d u kça iy i h uy l u bir form u d u r. Uzay i k l i m i teri m i, genel o l a rak G ü n eş'ten kaynakla n a n a ktiviteler sebebiy l e y a k ı n D ü nya uzayı çevre si nd e o l u şa n değ i ş i k l i k l e ri tan ı m l a r. B u ta rz k u ­ t u p ı ş ı k l a r ı so l a r a ktivite n i n sebep o l d u ğ u atmosferin ü st katma n ­ l a r ı nd a ki d üzen sizl i klerd i r; g ezeg e n i m izin kutup bö lgeleri n i n yak­ l a ş ı k 80-90 k i lo m etre y u ka rı s ı nda mey d a n a g el i r. B u n l a r, D ü nya i l e G ü neş a ra s ı n d a k i s ü rekl i bağ l a ntı n ı n d ışavu ru m l a rı n d a n sadece bi ri d i r. Bu, gezeg e n i m i ze ısı ve ı şıktan fazl a s ı n ı sağ l a r.

Uzay i kl imi Atağa Ka l ktığmda G ü neş s ü rekli o l a ra k Güneş rüzgtm a d ı n ı verd iğ i m iz, y ü kl ü parçacı k­ l a rd a n o l uşan b i r a k ı m yaya r. Bu rüzga r Dünya'n ı n y a n ı n d a n h ızla esip geçerken m a nyetosferi mize ça rpa r. B u rası, manyeti k a l a nı­ m ızla bağ l ı , Dünya çevresi ndeki uzay bölgesidir. Rüzg a r ı n büy ü k k ı s m ı a n ında kay ı p g itse de y ü k l ü pa rçacıkla rı n b i r kısmı manyetik ala n çizg i l erine yaka l a n ı r. Manyeti k alan çizg i l eri n i n o l u ştuğu yerler olan kutu p böl gelerine doğ ru helezo n h a l inde g i der. Yü klü pa rça­ c ı k l a r iyo nosfer denen atmo sferin ü st kısm ı ndaki gaz mo lekül l er i n i hare kete geç i ri r. Bu da o n la rı n ışı l d a m a la rı na sebep o l u r; bu ışı ltıy a d a aurora den i r. Kuzey k utbu nda meydana g e l i rse aurora borealis, g ü ney kutbu nda o l u rsa aurora australis a d ı n ı a l ı r. Çoğ u n l u k la be­ yaz ya da yeşi l ışı klar saça r. Yi ne de eğer g ü neş fı rtı nası fazlasıy l a y ü k l üyse daha ço k v e fa rkl ı gazla r h a rekete g eçtiğ i nden o l ağan üs­ tü ışık gösterilerinde kı rmızı l a r ve mo r l a r görme şa nsı m ız o l u r.

Enerjik Bir Güne ş Güneş daha aktif olduğu periyotlardan geçer. Bunun en çok biline­ ni on bir yıllık güneş lekesi döngüsüdür. Önce az sayıda güneş le28

Uzay İ klimi

kesi görünmeye başlar ve yaklaşık beş yıl içinde de gittikçe artarak güneş maksimumu adı verilen noktaya ulaşır. İşte Güneş'in en çok lekeye sahip olduğu ve yüklü parçacıkların sebep olduğu patlama­ ların sıklıkla baş gösterdiği dönem budur.

G ü neş'te, ko ro n a l kütle atı m ı d e nen, y ük l ü pa rçac ı kl a r ı n sebep o l d uğ u ço k b üy ü k patl a m a l a r ya d a m u azza m büy ü kl ü kte X-s ın ıfı pa r l a m a l a r (en büy ü k ve en yoğ u n patlama türü) meydana g e l d i­ ğind e, uzay boş l uğ u na saçı l a n m ate rya l ler büy ü k h ızla rla ha reket eder. B iz, patl a m a n ı n ışığ ı n ı o lay g e rçekleştikte n 8,3 d a k i ka so n ra görü rüz. Yü k l ü parçacık kütle leri 1 i l e 3 g ü n a rası nd a u la ş ı r ve Dü n­ y a'n ı n m a nyeti k a la n ına ça rpa ra k iyo nosfe rde bir a ktivite başlat ı r. Püskü rtü ve kütle atı m la r ı n ı n ne kad a r güçlü o l d uğ u na bağ l ı o l a ra k, ha rika kut u p ışığı gösteri l erinden ço k d a h a ağ ı r v e daha ciddi so n uçlarla ka rş ı laşa b i l i riz. Ço k büy ü k b i r g ü neş patla ması, je­ omanyetik fm�ma denen iyo no sfer ha re ketlenmelerine sebep o l u r. B u d u ru m, haberleşmeyi ve k ü resel ko n um la n d ı rma uyd u la rı n ı etkiler, hatta ka pa n m a larına sebep o l u r, u zaydaki D ü nya'ya yakın astronotla rı teh l i keye so ka r ve bazı ciddi d u ru m la rda da gezege­ n i m izd eki enerj i şebe keleri n i ka pat ı r. Peki, bu n a s ı l o l a bi l i r? Kuv­ vetli b i r g ü neş patl a m a s ı n da ki materya l lerin çarpışma s ı n ı n sebep o l d uğ u ti pik, güçl ü bir iyo nosfe r fı rtı nası Dünya'ya y a k ı n çevrede c i d d i değ i ş i k l iklere sebep o l u r. Yü klü pa rçacı klar doğ ruda n atmo s­ fer i m izin üst k ı s m ı n a dala r. Bu d u ru m , atmosferim izi n üst kıs m ı n ­ da güçlü elektrik a k ı m ları y a rat ı r; do l ay ı sıy l a bu d a elektri k şebe­ ke lerini et ki ler. in s a n l a r ı n bağ l ı o l d uğu radyo s i ny a l le r i n i n ve d iğer siny a l leri n yay ı l ı m ı n ı keserek haberleş mem izi sekteye uğ rata bi l i r. D ü nya'ya ya kın uzayda bu l u nan uyd u l a r ka d a r U l usla ra ra s ı U zay l stasyo­ n u'nda ki s i stem ler ve i n sa n l a r da b i r uzay i k l i m i sa l d ı rı s ı ndan yay ı la n ışınıma ka rşı öze l l i k l e ko ru n masız bi r d u ru md ad ı r. G üçlü patl a m a l a r ı n o l u şt u rd uğ u tehd it, bizi b u n l a rı ta h m in etmek ve te knoloj i m ize ve rebi l ecekleri hasarı ön lem ek için a ra şt ı rma l a r

29

Evren 1 0 1

ya p maya sevk etme kted ir. Ha l i hazı rd a ki i l k savu n ma hatt ı m ız, Gü­ neş'i a raşt ı r m a k üzere ta s a rl a n m ı ş ve o n u n yörü ngesinde b u l u n a n çok çeşitl i uyd u l a rd a n g e l e n u ya rı l a rd ı r.

Uzay iklimi Dünya'yı ve teknolojimizi çok farkl ı şekillerde etkileyebil ir. Uzay aracı elektroniklerine zarar verebilir, elektrik kesintilerine sebep ola bi lir ve ha berleşmeyi sekteye uğrata bil ir.

Uzay iklimini Ta hmin Etmek Şu a n d a Gü neş'i n bize ne za man b i r pa rçac ı k kütles i ya da ı ş ı n ı m püskü rteceğ i n i kimse ta h m in edem iyor. Y i n e de mede n i yet i m iz ha berleşmeyi, u l a ş ı m ı , navigasyo n u ve d i ğer modern servisleri sağ laya n ağ teknoloj ilerine fazlas ıyla bağ ı m l ı d u rumdad ı r; bütü n b u n l a r da G ü neş'teki pat l a m a l a rd a n büyük ölçüde etkilen mekte­ d i r. Atmosfer b i l imcileri n ve g ü neş a raştırmacı l a rı n ı n G ü neş'in a k30

Uzay i kl i mi

tivitelerini i ncele meye böy l e büyü k bir i l g i duyma l a rı n ı n önemli sebeplerinden b i ri de budur. Pat la ma l a ra i l işkin deva m eden göz­ lemler, X-sın ıfı pa rla m a l a r ve ko ro n a l kütle atı m l a rı g i bi d u ru m l a rı tetikleyen ve ol u ştu ra n s ü reçle i l g i l i d eğerl i ve ri le r sağ l a m a kta d ı r. Bil i m i n sa n l a r ı bu bilg i l er sayes inde uyd u operatörleri ve enerj i şe­ bekesi sa h i pleri n i n ya n ı sı ra havayo l l a rı na , d e m i ryol l a r ı na ve na­ viga syo n için ra d a r l a ra ve G PS'e tabi olan d iğer a raç sistemlerine va kitl ice uya rıda bu l u n a b i l m ekte d i r.

Uzay İklimi ve GPS Küresel konumlandırmama uydusu (GPS) verileri, teknolojik toplumumuzun içinde dolaşır. Uçtuğunuzda, trene bindiğinizde, gemiyle seyahat ettiğinizde ya da GPS donanımlı bir araba ya da kamyon kullandığınızda yerdeki alıcılara kadar atmosferimiz bo­ yunca yolculuk eden uydu zamanlama sinyallerine güveniyorsunuz demektir. Bu veriler, konumunuzu hesaplamaya yardımcı olur. G PS zamanlama sinyallerine güvenen başka sistemler de vardır: Bun­ lar, cep telefonlarından dünya çapında para akışı sağlayan finansal transfer ağlarına kadar çeşitlilik gösterir. Bir jeomanyetik fırtına meydana geldiğinde atmosferimizin üst kısmındaki elektron yo­ ğunluğu (elektronların sayısını) artar. Yere ulaşmaya (hareket et­ meye) çalışan sinyaller gecikir; bu da verilerde hatalara sebep olur. Bu durum, GPS'e tabi olan sistemlerin kapatılması gerektiği anla­ mına gelir. Uçaklardaki, trenlerdeki ya da diğer ulaşım araçlarında­ ki operatörler diğer navigasyon modlarını kullanmaya geçmelidir.

1 989'daki Büyü k Kes inti 9 M a rt 1 989'da bi r ko ron a l kütle atı m ı G ü neş'ten ç ı k ı p d oğ ruca Dü nya'ya yö n e l d i . üç gün sonra d a D ü nya, ya kın tarihi n deki en şiddetl i jeoma nyeti k fı rtı n a l a rd a n b i r i n i d eneyi m led i . Bu o lay sı­ ras ı nda m uazza m kutup ı ş ı kl a rı g özlem lendi, bazı uyd u la rda­ ki navigasyon ko ntrolleri d evre d ı ş ı ka l d ı ve Ka nada enerji nakil hatl a rı n ı n b i r k ı sm ı nda aşırı y ü k l en meden ötü rü şa lte rleri n atması 31

Evren 1 0 1

sonucu elektrik kesi ntisi m eyda n a g e l d i . Quebec'te e l ektrikler do­ kuz saatten fazla kes i ldi, m i lyon larca i n sa n kara n l ı kta ka l d ı . Bu n u n ya n ı s ı ra o yıl daha son ra yaşa n a n d iğer o l aylar da enerj i şebekesi sa h i p l e ri n i n, böyl e bir kes i nti sü rpriziyle tekra r karşı laşma mak için siste m lerini gel i şti rmeye yöneltti.

32

MERKÜ R Aım Uçlarm

Gezegeni

Merkür, g ü neş s i stem i ndeki en sı ra d ı şı yerlerden b i ri d i r. G ü neş'e en ya k ı n g ezeg en olan Merkü r aynı za m a nd a 2440 kilometre l i k çapıyla g ü n eş s i ste m i n deki en küçük g ezeg en d i r. J ü piter'i n uyd u­ su Ganymede i l e Satü rn' ü n uyd u su Tita n'd a n b i l e d a ha küçüktür. Devasa çeki rdeğ i n i n deri n l i klerinden, eriyik m a ddeleri n ha reket­ leriyle o l u şa n zayıf bir ma nyeti k a la n a s a h i p, yoğ u n, kaya l ı k b i r g ezegend i r. Merkü r, yok denecek kad a r i nce bir atmosfere s a h i pti r ve yer şeki l l eri d iğer ka ra sal gezeg enlerden çok daha fazla k raterli, ya rık ve çatlakt ı r. Bu g ezegen in neden bu kad a r a ş ı rı uç koş u l l a r barın­ d ı rd ı ğ ı n ı a n la mak zo r değ i l d i r ve o n u bu kad a r i lg i çekici k ı l a n da b u d u r.

Merkür 'den Günef 'e Bakmak Merkür'ün yüzeyinde durup bakabilseydiniz eğer güneş kocaman Dünya'dan üç kat büyük- görünürdü. Yıldızımıza çok yakın olan bu gezegenin yüzeyi yaklaşık 610 derecelik -güneş sistemindeki en bü­ yük- ısı değişimlerine maruz kalır. En sıcak günlerde yüzey 430°C 'de pişerken, geceleri sıcaklıklar yaklaşık -183°C'ye kadar düşer.

ME RKÜR H AKKIN DA Ö NEML İ B İ LGİ LER

1 . G ü neş'e en ya k ı n nokta : 46 m i lyon kilometre 2. G ü neş'e en uza k nokta: 69,8 m i lyon ki lometre 3. Yı l uzu n l u ğ u : 88 D ü nya g ü n ü 4 . G ü n uzu n l u ğ u : 59 D ü nya g ü n ü S . E ksen eği kl i ğ i : 0,0 derece 6. Küt leçeki m i : Dü nya kütleçeki m i n i n 0,38 katı 33

Evren 1 0 1

Merkür'ün Tari hi Ven ü s, D ü nya v e M a rs'ı n ya n ı s ı ra M erkü r d e ye ni doğ m u ş Gü neş'i n yü ksek ı s ı la rı n a daya n a b i lecek katı m a d d e lerden o l u ş m u ştu r. Bu gezeg enlerin hepsi ma nto denen b i r katm a n l a çevri l i, d em i r ba­ k ı m ı n d a n zeng i n bi r çekird eğe sa h i pti r. Bu ma nto, mag nezyu m elementi nden yapı l m ı ş o l u p dem i r s i l i kat denen m i nera l lerle b i r­ l eş m i şti r. H er gezegende b u l u n a n m anto n u n ü stünde, vol k a n i k püskürmeler v e d iğ e r jeolojik s ü reçlerle ol u ş m u ş kaya l ı k b i r d ı ş ka­ buk bu l u n m a ktad ı r. Ven ü s, Dü nya ve M a rs'ı n üçü n ü n de yüzeyl eri­ nin ü stü nde atmosfe rl e ri va rd ı r fa kat Merkü r o l u ş u m u n u n baş l a n ­ g ıcı nda Gü neş rüzga rla rı n ı n sebep o l d u ğ u s ü re k l i sert esi nti l erden dolayı orij i n a l gaz örtüsü n ü n neredeyse ta ma m ı n ı kaybetm işt i r. İ ç g ü neş siste m i nd eki d iğ er gezegenler g i b i Merkü r d e, ya kla­ şık 3,8 m i lya r y ı l ö nce son b u l m u ş "Geç Ağ ı r Bombard ı m a n" döne­ m i s ı rasın da o l u şa n g ü neş siste m i enkazı n ı n ça rpma l a rına ma ruz ka l m ı ştır. Ven ü s ve D ü nya'da etkilenen böl gelerin çoğ u atmosferik h a reketler, vol ka n izma ve (Dü nya'da) aka n s u l a rla aşı ntıya u ğ ra m ı ş­ t ı r. Öte ya ndan Merkür, ta ri h i n i n o dönem i n den kal ma kraterlerin çoğ u n u koru m u ştu r. M a rs, ilk bombard ı m a n ı n bazı izleri n i h a l a ta­ şıdığından, bu bize o n u n sonraki geçmişine dair bi rta kım b i l g i l e r vermekted ir. Gene l l i kle yüzeyd e ne kada r ço k krater va rsa, bir ge­ zegen ya da uyd u o kada r yaş l ı d ı r; bu sebeple de Merkü r'ü n yüzeyi old u kça yaşl ı d ı r. Asl ı nda bazı a l a n l a rd a gördü ğ ü m ü z ü st ü ste bin ­ miş çarpma izleri bu bölg elerin çok eski za m a n l a rdan ka l m a o l d u­ ğ u n u göstermekted i r. M erkü r'deki, 1 5 50 kilometre g e n i ş l i ğ in d eki Ca l oris Havza s ı, p üskü rmelerden kayna klanan l avlarla dol u d u r. Ca­ l oris'i meydana g etiren şey, m u htemelen yüzeye 4 m i lya r y ı l önce çarpm ış, 1 00 kilometre genişl iği nde bi r asteroittir.

Merkü r Keşifleri M erkü r, ka rasal gezeg en lerin en yoğ u n u d u r. Yüzde a ltm ı ş d e m i r -Dünya'n ı n ne red eyse iki katı kada r- v e yüzde k ı r k d i ğer m i n e ra l ­ l e rden o l uşm uşt u r. N eden bu kada r ç o k d e m i r içerd i ğ i gezegen bi l i mci lerin çözmeye u ğ raştığı g ize m l erden bi ri d i r. 34

M erkür

Merk ü r'ü ve onu şeki l le n d i ren s ü reçleri daha iyi a n l a ma k için gezegen b i l i m c i l e r, Merkür Yüzeyi, Uzay Ortamı, Jeokimyası ve Me­

safesi (MESSENGER) a d l ı uzay a ra c ı n ı uzun yı l la r sü recek b i r keşif görevi ne göndermişlerd i r. G ezege n i n yörüngesine 20 1 1 yı l ı nda u laşan uzay a racı n ı n gönderd i ğ i veri l e r old u kça d i kkate d eğerd i r: •

Kutu plarda su old u ğ u n a d a i r g üçl ü kanıtlar mevcu tt u r.

•

Merkü r'ü n çeki rdeğ i ta h m i n ed i l d i ğ inden de büyüktü r: G eze­ genin yüzde se ksen beşini ka p l a r, m u htemelen katı ha lded i r v e eriyik d e m i rden oluşa n s ı v ı b i r katmanla ka p l ı d ı r; b u n u n üzerinde d e m i r sülfü r katma n ı v e yerka b uğ u n u oluştu ra n s i l i ­ k a t kaya l ı kl a r va rd ı r.

•

Sond a n ı n çiftli görü ntüleme s i stem i nden gelen görü ntü ler ve lazer a lti metre c i hazından (yüzey öze l l i kleri n i ölçmek için lazer ı ş ı n la rı k u l l a n m a ktad ı r) gelen veri l e r Merkü r'ü n ol uşu m u n u n başlang ıcında s o n derece patlayıcı vol ka n l a ra sah i p old uğ u n u göstermekted i r. M uazza m l av a k ı nt ı l a r ı volkan ağ ızla rı nd a n püskü rm ü ş v e yüzey boyu nca uzu n, kıvrı m l ı ka n a l l a r ya ratm ı ştır. Merkü r'ü n yüzey i n i et kileyen tek s ü reç vol ka n izma d eğ i l d i r.

Genç Me rkü r soğ u d u kça küçü l m üşt ü r. Kaya l ı k yerka b u ğ u kat­ man ları o l d u kça kolay kırı l a b i l mekted i r ve b u n l a rı n a ltındaki katma n l a r büzüşt ü ğ ü n d e yüzey kaya la rı çatlayıp k ı rı l ı r. M erkü r ma nzara l a rı n da, yüzey kır ı l d ı ğ ı nd a ol uşan büyük u çu ru m l a r g öze çarpmaktad ı r.

MESSENGER'ı n keşfettiği şey sadece Merkü r'ü n jeoloj i k g eçm işi d eğ i l d i r. Uzay a rac ı n ı n atmosfe ri k spektro metresi g ezeg e n i n et­ rafı n da a ra s ı ra m eydana gelen, old u kça seyrek bir gaz k ı l ıfı bul­ m u ştur. Bu old u kça i nce atmosfe r; çok az m i kta rla rd a h i d rojen, helyu m, oksijen, sody u m, kalsiyum, pota syu m ve -şaşı rtıcı bi­ çimde- s u bu h a rı içerir. At mosfe r i n çoğ u n u n kayna ğ ı M erkü r'ün ke nd isinden gel mekted i r çünkü ço k eski za m a n l a rd a n ka l ma vol­ ka nlar hala g azı n ı boşaltmaktad ı r. M i kro-meteoritler s ü re k l i ola­ ra k Merkü r' ü n kaya l ı k yüzeyine ça rpıp toz ka l d ı r ı r. Buna e k olara k

35

Evren 1 0 1

MESSENGER Merkü r'ü n atmosferinde G ü neş rüzgan parçacıkları d a ölçm ü ştü r. Peki ya su b u h a rı n a sıl ol uyor? Bu, kutuptaki buz yata kl a r ı n d a n gel iyor. B i l i m i n sa n ları uzu nca bir s ü re, g ü neş ışığ ı n ı n ulaşa ma d ı ğ ı ye rlerd e buz olabi l eceğ i n i d üş ü n d ü ler ve bu sebeple MESSENGER'ı ka n ıt a ra m a s ı i ç i n prog ra m l a d ı l a r. 2 0 1 2 y ı l ı nda uzay a racı ndaki ci hazla r kutu plarda su buzu nu n ve d i ğ er uçucu maddelerin (dü­ şük kaynama nokta ları o l a n ki myas a l l a r) va r old u ğ u n u g österen h i d roj en gazı ve d iğer bazı gazla r b u l d u l a r. Ayrıca orga n i k bi leşi k (ka rbon temel l i maddeler) olması m ü m kü n koyu ren k maddele­ re a it izler b u l d u l a r. B u orga n i k maddeleri n ve buz yata kla r ı n ı n Merkü r'ün yüzeyine çarpmış kuyru kl uyı ld ızla rca taşı n m ı ş ol ması m ü m k ü n d ü r.

Merkür Görevleri Uzay çağının doğuşundan bu yana sadece iki tane Merkür görevi gerçekleştirilmiştir. 1973 yılında M erkür'ü ziyaret edip gezegenin etrafını üç kere dolaşan Mariner 10 ilk görev aracıdır. Görevin özel cihazları, gezegeni ölçmüş ve yüzeyin ilk yakın çekim görüntülerini göndermiştir. 2011 yılında MESSENGER uzay aracı, çok yıllık bir görev için gezegenin yörüngesine yerleşmiştir. Merkür'e daha çok görev planlansa da en erken 2015 yılına kadar gezegene herhangi bir araç gönderilmeyecektir.

36

VENÜS Dünya'n ın Kötücül ikizi

Ven ü s gezege n i g öğ ü m üzü öyle pa rla k b i r şekilde s ü s l e r ki ne za­ man görü n d ü ğ ü n e ba ğ l ı olara k sabah ya da akşa m y ı l d ızı ad ıyla a n ı l ı r. Bu pa r l a kl ı ğ ı n bir sebebi Ve n ü s'ü n "ka p ı ko m ş u m uz" o l ma­ sı yken , b i r d iğ e r s e bebi de g ü neş ışığ ı n ı ya nsıta n b u l utla rla ka p l ı olmas ı d ı r. G ezege n i n atmosferi çoğ u n l ukla, G ü ne ş'ten g e l e n ı sıyı h a pseden tes i r l i bir sera gazı o l a n ka rbond ioksitten o l u ş m a ktad ı r. Ven üs'ü n bu l ut l a rı altı ndaysa e n gebeli b i r çöl g iz l e n m ekte d i r. 462°( yüzey sıca k l ı ğ ıyla, i n a n ı l m az yü ksekl i kteki atmosferik bas ı n c ı n - D ü nya'n ı n ya klaşı k doksa n iki katı kad a r- ve vol ka ni k patla ma g eç m i ş i n i n b i r a raya gel mesiyle Ven ü s herha n g i bir ya­ şa m ı n m ü m kü n ol madığı cehen nemva ri bir uzay o rta m ı na d ö­ nüşm üştü r. Gezeg e n i m izin boyutu ve yoğ u n l u ğ u n a çok ya kı n oldu ğ u n d a n i ns a n l a r Ve n ü s'ten g e n e l l ikle Dü nya'n ın kötücül i kizi olarak ba h sederl er. Bu benzerl iğe rağ men, oradaki kötü çevre ko­ şu l ları Ven ü s'ü gerçekten de Dü nya'n ı n n a hoş i kizi k ı l a r.

VENÜS HAKKINDA ÖNEMLİ BİLGİLER

1. 2. 3. 4. 5. 6.

G ü neş'e e n ya kın nokta: 1 07,4 m ilyon ki lometre G ü neş'e en uzak nokta: 1 08,9 m i lyon ki lometre Yı l uzu n l u ğ u : 2 24,7 Dü nya g ü n ü G ü n uzu n luğu: 1 1 7 Dü nya g ü n ü Eksen eğ i k l i ğ i : 1 77,3 derece Kütleçe k i m i : Dü nya kütl eçek i m i n i n 0,9 katı

Ven üs'ün Ta rihi Ven ü s, G ü neş'e en ya kın iki nci gezegen d i r ve "ka ra sa l " gezegen ola­ ra k s ı n ıfland ı rılır. Bu o n un, Merkür, Dü nya ve M a rs gibi temel o l a rak si l i kat kaya l a r ve meta l i k elementlerden oluştuğ u a nl a m ına gel ir. Hala meydana gelme ihti mali olan vol ka n i k aktiviteler, tekton izma (depremler), e rozyon ve a ş ı n mayla şe ki llen miş katı, kaya l ı k bir yü37

Evren 1 0 1

zeyi va rd ı r. Bu s ü reçler aynı za manda d iğer gezegenlerin ve g ü neş s i ste m i ndeki bazı uyd u la rı n da yüzeyi n i değ işti rmek içi n ça l ı ş ı rl a r. Başla ng ıçta Ven ü s yüzeyinde be l k i su va rd ı fa kat bazı sebep­ l e rden ötü rü g ezegen bu s uyu büyü k bir h ızla kaybed i p bug ü n görd ü ğ ü m üz ka l ı n karbond ioksit atm osferi ol uşt u rmuşt u r. Vol­ ka n izma, (ya klaşık 3,8 m i lya r y ı l önce son bulan) "Geç Ağ ı r Bom­ ba rd ı m a n" denen dönem s ı ra s ı ndaki ça rpmala rdan dolayı oluşa n k raterlerin üst ü n e yağ a ra k başla ng ıçta ki Ven ü s'ü yen iden şekil­ l e n d i rmeye deva m etm iştir. Bu, iç g ü neş siste m i ndeki gezeg enle­ ri n g ü n eş siste m i n i n o l u ş u m undan ka la n e n kazı n hedefi n de o l d u ­ ğ u bir dönem d i r. Ve n üs'te levha tektoniğ i n in -gezegen i n d ı ş ka buğu ndaki bü­ yü k ölçekli h a re ketleri n- başla m a s ı n a da bir şeyler engel o l m u ştu r ve g ezegen bi l i mci ler Ve n ü s' ü n evr i m sel tari h i n e i l işkin d a ha çok bilgi ed i n mek için h a l a uğ raşmakta d ı r. Ven ü s'ün iç k ı s ı m l a rı n a d a i r ç o k fazla şey b i l i n memekle bera ber e n i y i model le r, g ezeg e n i n m u htemelen e r i y i k h a l d e bir çekirdeğe sa h i p o l d u ğ u n u, b i r ma nto katmanı ve yerka buğ uyla çevrele n d i ğ i n i göstermekted i r. M a nto, çek i rdekten gelen ısıyı emer ve bu orta katman çok ı s ı n a ra k za­ yıfl a r. Bu d u r u m da üst katm a n ı n -yerka buğ u- kend i içine doğru erimesi ne, yüzeyi tek ra r tekra r biçi m lend i ren vol ka n i k olayla r ı n teti klenmesine sebep o l u r. Gezegen i n ke n d i l i ğ i nden ol uşmuş b i r ma nyetik a l a n ı yokt u r. Yine de G ü neş rüzg a rl a rı Ven ü s' ü n iyonosfe r i n i n ü st katma n ıyla etki leşime geçtiğ i nde o l uştuğu a n l a ş ı l a n zayıf bir a l a n m evcuttu r. Avru pa Uzay Aja nsı'n ı n Venus Express görevi kutu pların üzerinde, atmosferin yu ka rısında i l g i nç akış eğri leri göz lem led i . Da ha g üç l ü ma nyeti k a la n l a rı o l a n g ezeg enlerde b u ma nyetik eğ ri l e r mevcut­ tur fa kat Ven ü s için bu n a d i r ra stla n a n bi r d u ru md u r. Manyet i k a kış eğ r i leri, yüksek h ızlı G ü neş rüzg a rı esintisi bir gezeg e n i ya laya ra k g eçti ğ i nde, ma nyetik ala nda d oğan ma nyeti k ya p ı l a rd ı r.

Venüs'teki Kraterler Za man içinde b u n l a rı yok etmek i ç i n ça l ışa n vol ka n i k a ktivite l e re rağmen Ven ü s'te şaş ı rtıcı sayıda krate r mevcuttur. Boy utu 4 i l e 280

38

Ve nüs

k i l ometre a ra sı nd a değ işen ya k l a ş ı k bin tane krater b u l u n ma kta­ d ı r. Kraterleri n boyutu, sadece 50 m etreden d a h a büyü k olan nes­ nelerin atmosferden g eç i p yüzeye ça rpa b i l d i ğ i n i göstermekted i r. Da ha küçü k bir gökcis m i yoğ u n atm osfe rd e b u h a r o l u p g itmek­ ted i r.

Sera Gazı Sızmtısı Bazı b i l i m i nsa n l a r ı n ı n var o l d u ğ u na i n a n d ı ğ ı nem l i ve ı l ı m a n i k­ l i m l i Ven ü s, ta ri h i n i n ba ş l a n g ıc ı nda değiş meye ba şlad ı . B u n u n en makul açı k l a m ası, o l u ş u m u n u ye ni tama m laya n Gü neş'i n pa rla­ ya ra k Ven üs' ü n i l k başta ki atm osferini ıs ıtm ı ş o l m a s ıd ı r. Bu da su b u h a rı ortaya ç ı ka rm ı ştı r. Zama n l a okya n uslar da kaynaya rak bu­ harlaşmış ve g ezegendeki büt ü n su b u h a rı uzaya doğ ru s ı zmışt ı r. Ka rbond ioksit atmosferi n ya n ı s ı ra g ezeg e n i n yüzey i n i g ö rmem izi engel leyen s ü lfü rik asit bu l ut l a rı da va r o l maya deva m etm i şt i r. Dü nya'd a n ya p ı la n rad a r ça l ı ş m a l a rı ve Ven ü s'e g ö nderilen birden çok uzay a racı sayesinde bug ü n, gezeg e n i n atmosferi n i n üst katma n ı n ı n g ezegen i n etrafı nda sadece dört Dü nya g ü n ü i ç i n d e d ö n d ü ğ ü n ü bil iyoruz; bu na ka rşı l ı k Ven ü s, ço k d a h a yavaş dönmekted i r. Ayrıca kutu p g i rd a p l a r ı denen, old u kça i l g i çekici, çift-merkezli, ka s ı rg aya benzer fı rtına l a r d a mevc utt u r; bu n l a r, a lt­ l a rınd a ki g ezegenden a l tm ı ş kat d a h a h ız l ı dönmekted i r. Venüs'te n za man za m a n, Dü nya'm ız ı n atmosferik ka rbondi­ oksiti a rtmaya d eva m etse gezeg e n i m ize ne o l a b i l eceğ i n i n a ş ı rı uçlardaki bi r örneği olara k ba h sed i l i r. Sera gazla rı n ı n a rtışı s ı k ı ntı ve rici olsa d a Dü nya'ya böyl e ş i d detl i bir etki si o l m aya ca kt ı r. Ve­ n üs'ü n sera g azı n ı a n l a ma k, i kl i mbi l i m c i l erin çoğ u n l u kla ka rbon­ dioks itten o l u ş m u ş ve a ğ ı r b u l utl a rla boğ u l m uş bir atmosfere ne­ ler olabi leceğ i n i görmelerine ya rd ı mcı olmaktad ı r.

Venüs'ü Keşfetmek İ nsanoğ l u, Ve n ü s'ü yüzyı l la rd ı r gözl e m l e m ekted i r. Bu b u l utlu ge­ zegeni keşfetme k için i l k o l a ra k teleskoplar ku l l a n d ı k. Ard ı ndan uzay çağ ı bize Venüs'e gidip onu ya k ı n d a n i ncele m e i m ka n ı sun­ d u . Ven üs'ü a raştı rmak üzere Amerika B i rleşik Devletleri, eski Sov39

Evren 1 0 1

yetler B i rl i ğ i v e Rusya, Avrupa Uzay Aja n sı v e J a ponya ta rafı n d a n otu z sekiz a det uzay a racı göreve gönderi l d i . H e p s i başarı l ı olama­ dı; bazı l a r ı n ı n ci hazları boz u l d u, bazıları d a kayboldu. Yine de bi r d izi görev Ven ü s keşifleri nde ba şarı l ı o l muştur: • • • • •

Venera 4 ve 5, atmosfere g i ri p b i l g i göndermiştir. Venera 9, Ven üs'ten i l k görüntü l eri göndermişti r. Macellan Görevi, on üç yı l l ı k Ven ü s rada r ha ritalama p roj esid i r. Pioneer Venüs ü n uyd u l a r ı n ı keşfetm eye dön ü k bir görevd i r. Venus Express g ö revi ha len s ü rm ekted i r. 1

Bütü n bu görevler, atmosferin uzu n vad e l i ola ra k gözl e m l e n ­ mes i n e i m ka n sağ l a m ı şt ı r.

Venüs'ü Gözlemlemek Venüs, gökyüzünde en çok gözlemlenen gezegenlerden biridir. Her ay pek çok kişi onu görür ve onun parlak bir yıldız ya da bir UFO olduğunu sanır. Gökyüzünde ya sabahleyin güneş doğmadan önce ya da akşamları tam güneş battıktan sonra görülür. Venüs'ü zaman zaman gün içinde de görebilirsiniz . Teleskobunuz varsa Venüs'ü Güneş 'in etrafında gezindiği haf­ talar boyunca izleyin. Görünen şekli, tıpkı Ay gibi evrelerden geçer. Yörüngesinde Güneş'ten en uzakta olduğunda hilal, yarım daire , tam daire gibi çeşitli biçimlerde gözlemlenir.

40

DÜNYA Uzaydaki Evi miz

1 960'1 a rın sonla rı nda Ay'a gönderi l e n Apol lo uzay a raçları D ü n ­ ya'm ıza b i r g ezeg e n olara k uzayın d e ri n l i kl erinden ba k m a k için i l k i m ka n ı s u n d u . 1 990 yı l ı n da Voyager 7 uzay a racı, ya klaşı k 6 mi lya r kilometre kad a r uza kta ki bir noktadan bütü n g ü neş s i ste m i n i n b i r "a i l e fotoğ rafı"n ı çe km iştir. Dü nya bu fotoğ rafta, sadece bi rkaç p i k­ sel l i k m i n i k, sol u k mavi b i r nokta o l a ra k görü l mekted i r. Astronom Cari Sa gan bu g ö rü ntüyü a l m ı ş ve Pale Blue Dot adlı kitabı nda bu hepi m izin bi l d i ğ i m i n i k noktayı a n l at m ı ştı r. "Sevd iğ i niz ve ta n ı d ı­ ğ ı n ız, a d ı n ı d uyd u ğ u n uz, yaşaya n ve ö l m ü ş olan herkes on u n üze­ rinde b u l u n uyor;' d iye yazm ı şt ı r. Dü nya ayn ı za manda, üzeri nde ya şa m olduğ u n u b i l d i ğ i m iz şim d i l i k tek g ezegend i r. Gü neş'ten g ü ve n l i bir u za k l ı kta, sıca k b i r yerd i r v e g ü n ü m üz iti bariyle 9 m i lyon bili nen yaşa m türüne (ve d a ha pek çok l a r ı keşfed i l ecekti r) ev s a h i p l i ğ i ya p m a ktad ı r. Geç­ m işte de bu say ı n ı n d a ha fazlas ı n ı içinde ba rın d ı rm ıştı r.

DÜNYA HAKKINDA ÖNEMLİ BİLGİLER

1 . Gün eş'e en ya kın nokta : 1 47,0 m i lyon ki lometre 2.

Gü neş'e en uza k n okta : 1 5 2,0 m i lyo n k i l om etre

3. Yı l uzu n l u ğ u : 365,25 g ü n 4 . G ü n uzu n l uğ u : 23 saat, 5 6 d a k i ka S. Eksen eği kl iğ i : 2 3 ,5 derece Dü nya, evrimsel g eç m i ş i n i öğ renmeye deva m ettiğ i m i z eşs iz, s u l a k bir gezegen d i r. G ü neş etrafı ndaki yörüngesiyle eşleşen eğ i k­ l iğ i, bize y ı l boyunca fa rklı mevs i m l e r s u n a r. B i l i m i n sa n la rı hava d u r u m u nu, i k l i mi, yüzey öze l l i k l er i n i, gezeg e n i mizi n o l u ş u m u n u v e g ü neş siste m i ndeki yeri m izi açı k l a maya ya rd ı mcı olan diğer pek çok u n s u ru a raştı rmakta d ı r. Gezeg e n i m iz hakkında öğ rend i k-

41

Evren 1 0 1

!eri m iz bize jeo loj i yi, d e n iz biyoloj i s i n i, okya nus bi l i mi ni, atmos­ feri k b i l i m leri, paleo ntoloj iyi ve a n a g ezeg e n i m izi ta n ı m l aya n ve d i ğ e r gezeg e n ler ha kkında daha fazla bi l g i edinme m ize yard ı mcı olan pek çok "bi l i m d a l ı n ı " öğ reti r.

Dünya'n m Ta rihi Gezegen i m iz yaşa m ı na, 4,5 m i lya r yı l önce protoso/ar nebula n ı n (g ü n eş s i ste m i n i n doğ uşu na sebep o l a n b u l ut, bulutsu) merkezin­ de küçü k, katı b i r cisim o l a ra k baş l a d ı . Diğer iç g ü neş sistem i g eze­ gen leri g i bi o da daha küçü k katı cis i m l e r l e kaynaşa ra k (topl a n ma denen bir sü reç) ya klaşı k olara k bugü nkü boyutu na u l aştı . Yavru Dü nya, yeni o l u şm u ş Gü neş'i çevrel eye n gaz ve toz bu l utu ndaki maddel erden oluşa n b i r yağ m u ra maruz ka lan eriyi k halde bir gezege ndi. Soğ u d u kça, deva m l ı o l a ra k patla ma l a r yaşa d ı ve vol­ ka n l a rd a n boşa la n te h l i keli gazla rdan o l u şa n b i r atmosfe ri va rd ı . Doğa l bi r uyd u s u yoktu a nca k g ü neş siste m i oluşmaya ba şlad ı k­ ta n sonra 30 i la 50 m i l yon y ı l l ı k b i r dönemde Dü nya, ya k l a ş ı k M a rs büyü kl üğü nde b i r ci s i m l e ça rpı ştı ve bu o l ayı n en kazı kaynaşa ra k bu g ü n ta n ı d ı ğ ı mız Ay'ı m eyd ana get i rd i . Genç Dü nya soğ uyu nca, kıta sal levhala r h a l i n i a la n katı bi r yer ka buğu oluştu. Bu l evh a l a r, ma nto katm a n ı n ı n tam ü st ü nde g ezi n i r. Mantonun a lt ı nd a i k i k ı sma ayrı l a n çeki rdek va rd ı r: iç ve dış çekirdek. Katma n l a r ı n bu o l u ş u m u na ayrımlaşma denir ve bu sadece Dü nya'd a meydana gelmem i şt i r. Diğer gezeg e n lerin ya n ı s ı ra cüce gezeg en lerin, Ay'ı n v e bazı asteroitlerin de ayrı m l a ş m ı ş katm a n ları va rd ı r. 3,8 m i lya r yı l önce bo m ba rd ı m a n periyod u ve s ı k s ı k g e rçekle­ şen çarpışma l a r son b u l d u kta n ve Dü nya'n ı n yerka b u ğ u soğ uma­ ya ba şlad ı kta n sonra okya n u s l a r olu şmaya ba şlad ı, o l d u kça kısa bir s ü re içinde de i l k ya şa m formla r ı be l i rd i . B u n l a r atmosfe ri oksi­ jenle d o l d u rd u ve za man içinde gaz ö rtü m üz, biz d e da h i l o l m a k üzere d a h a çeşit l i ya şa m formla r ı n ı d este k l emeye elveri şli h a l e geld i.

42

Dü nya

Dü nya , d iğer iç g ü neş s i ste m i gezege n l eriyle b i r l i kte 5 m i lya r yı l d a h a va r olaca k. İşte o za m a n G ü n eş, ş i şe re k kırm ızı b i r d eve dön üşecek ve bütü n g ü neş s i stem i n i daha da ı sıtaca k . O nokta da Dü nya'd a k i okya n u slar kayn aya ra k b u ha rlaşaca k ve gezegen, içi n ­ d e yaşa m b u l u n maya n bir kora dönü şece k.

Dü nya'nm Atmosferi ve Okya n uslar1 Atmosferi ola n d iğ e r g ezeg e n l e r g i b i Dü nya'n ı n ki de değişik gaz­ l a rdan o l u ş m a ktad ı r.

Dünya Atmosferinin Yapısı N i troj en

%78,084

Oksijen

%20,9

Argon

%0,9340

Karbondioksit

%.0,0394

Neon

%0,00 1 8

Helyum

%0,0005

Metan

%0,000 1 8

Kripton

%0,0001 1

H idrojen

%0,00005

Azot oksit

%0,000032

Diğer elementler: %0,079 artı su buharı.

Atmosfe r, G ü neş'i n yoğ u n morötesi ı ş ı n larını emen koruyucu bir örtüd ü r. Ayrıca, sera etkisi denen bir s ü reç a racı l ı ğ ıyla s ıcaklıkla­ rı n norm a l kal m a s ı n ı sağ l a r. G ü neş'ten gelen ısı, ka rbondioksit g i bi gazla r ta rafı nd a n e m i l i r; bu gazlar daha son ra bu ısıyı D ü nya yüze­ yine yayar. Sera gazla rı, gezegen i m izi yaşa n ı r kılan şeyd i r. Fa kat a r­ tık büyü k m i kta rlarda sera gazla rı sal a ra k atm osferi m izi etkilemek­ teyiz. Bu da k ü resel sıca kl ı kları etkil eyerek, Kuzey Kutb u'ndaki buz dağ ları n ı n erimesi n i ve okya n u s l a rı n ı s ı n masını h ızla ndırmaktad ı r.

43

Evren 1 0 1

Gezegenim izi n n e redeyse dörtte ü ç ü okya n u s l a r, d e n izler, g ö l­ ler ve n e h i rler for m u n da k i s u l a rla kapl ı d ı r. B u na hidrosfer den i r. Okya n u sl a r uzun d ö n e m l i i k l i m d üzen leri n i ve kısa dön e m l i hava d u ru m u değ i ş i m leri n i etkiler; b u n l a r ka rbo n döng ü sü n ü n -g eze­ g en i m izin, ka rbo n u, atmosfer, okya n u sl a r ve kara a ra s ı nd a d o l a ş­ tırm a k içi n ku l la n d ı ğ ı yönte m- ba ş l ı ca u n s u ru d u r. Okya n u s l a r keşfe d i l m eyi beklemekted i r ve denizbi l i mciler ok­ ya n u s l a r ı n sadece yüzde beş i n i n keşfed i l d i ğ i n i hesa p etmekted i r. Den iza ltındaki vo l ka n l a r, s ı radağla r ve havza lar g özü m üzü n ö n ü n ­ d e o l m a sa l a r da D ü nya jeolojisi n i n ö n e m l i b i r kısm ı n ı ol uşt u ru r l a r.

Okyanuslar Nereden Geldi? Dünya oluştuğunda denizler yoktu. Peki o zaman bunlar nereden geldiler? Bir teoriye göre, kuyrukluyıldız çekirdeği denen sayısız buzdan cismin dünyaya çarpması sonucu ortaya çıktılar. Bunlar, özellikle iç güneş sisteminin oluşumu sırasında çokça mevcut ol­ duklarından rahatlıkla yeni doğmuş Dünya1yla çarpışmış olabilir­ ler. Yine de bazı bilim insanları burada kendiliğinden bir su kayna­ ğının var olması gerektiğini öne sürmektedir. Birbirlerine kaynayıp Dünya'yı oluşturan aynı gezegen-öncesi enkazda su ve buz da mev­ cuttu. Yani okyanusların , Dünya'yı oluşturan katı bileşenlerin için­ de bulunan sulardan gelmiş olması da mümkündür.

Dünya'daki Ya şa mm Kaynağı Pe ki, b u rada ya şam nasıl başlad ı ? Nerede baş l a d ı ? Bu soru l a ra kesi n olarak ya n ıt verm ek zor olsa da i l k ca n l ı va rl ı kl a r ı n ki myasal kayna k l a rdan d oğ d u ğ u açıkt ı r. Bazı l a rı, b u n u n sığ gölcü klerdeki o rg a nik molekü l öbekleri olarak baş l a d ı ğ ı n ı ta h m i n etmekted i r. Bazı ları da hayatta ka l a bi l mek için su, sıca k l ı k ve org a n i k (ka rbon içerikli) maddelere i htiyaç d uya n yaşa m ı n okya n u s taba n l a rı n da­ ki vol kan ağ ızla rı nda başlad ı ğ ı n ı i l eri s ü re r. Yine başka bir k ı s ım da atmosferim izdeki k ar m a ş ık orga n i k m olekü l leri n y ı l d ı rı m l a r l a

44

Dü nya

ha rekete g eçtiğ i n i ve b u n u n da yaşa m ı n oluşmasına yol açtığ ı n ı d ü ş ü n mekted i r. B i l i m i nsa n la rı b u ra d a yaşa m ı n n a s ı l ol u ştuğuna d a i r so ruya ya n ıt b u l maya ça l ı ş ı rken a ra şt ı rma örnekleri, bel i rl i bi­ ç i m lerde bi r a raya gelen k i mya s a l e l e mentlerd e n d oğ d u ğ u konu­ su nda hemfi k i rd i r. Sadece gü zel b i r m ekan, b i raz enerj i ve b i raz za man yeterl iyd i .

45

AY Dünya'mn Doğal Uydusu

Zam a n ı n başla n g ı c ı n d a n beri Ay i n sa n oğ l u n u büyü l e m i şti r. O bi­ zim uyd u m uzd u r ve i n sa noğ l u n u n Dü nya ha rici nde aya k bastığ ı tek gökci s m i ol ma öze l l i ğ i n e sa hi pti r. 1 969 y ı l ı nda ba şlaya n Apol/o

1 1 - 1 7 gö revleri Ay'a a stronotlar g ötü rm ü ştü r. Bu astro notl a r, Ay 'ı n yüzeyi nde b i l i m sel a raştı rma l a r ya p m ı ş, a raştırmacı ların doğa l uy­ d u m uzun kaynağ ı n ı ve evri m i n i a n la ma l arına ya rd ı m cı o la ca k pek çok taş ve tozla d ö n m ü ş l erd i r. •

Geçmiştek i ay g örevle r i n i n sayısı: 1 O

•

Ay'a uça n astronotların sayı s ı : 24

•

Ay'da yü rüyen astronotları n sayıs ı : 1 2

Ay ' ın Değifen Yüzü Ay'ın gökyüzündeki görünümü zaman içinde değişir. Bu değişik­ lil l llU

111

llUQ

Güneş'ın bu spektrumu, atmosferinde hangi elementlerin bolca bulunduğ unu gösterir çünkü b u elementler ışığı emer ve düşüşlerin burada görülmesi ne sebep olur. Çokça hidrojen, buna ek olarak sodyum ( Na), demir ( Fe) ve magnezyum (Mg) olduğunu göstermektedirler.

Yıldızlar

Ne

Kadar Var Olurlar?

Yıldızların ömrü, milyonlarca, milyarlarca yılla ölçülebilir. Şu anda gökyüzünde gördüğümüz yıldızların çoğu 1 ila 10 milyar yaşında­ dır. Bir yıldız ne kadar büyükse, ömrü o kadar kısa olur. Güneş, orta büyüklükte bir yıldızdır. 4,5 milyar yıl önce oluşmuştur ve beyaz bir cüceye dönüşmeden önce aşağı yukarı 5 milyar yıl daha yaşa­ yacaktır. Aşırı büyük bir yıldız -Güneş'in kütlesinin birkaç katı bü­ yüklükte olan- bir süpernova olarak patlamadan önce ancak birkaç milyon yıl yaşayabilirler. Çok düşük kütleli yıldızlar, hayatta kal­ maları için pek bir şey gerekmediğinden sonsuza kadar var olacak­ larmış gibi görünüyor. Kırmızı cüce adı verilen yıldızlar sonunda soğuyup küle dönmeden önce milyarlarca yıl daha var olabilir. Bil­ diğimiz kadarıyla, evrenin başlangıcından beri henüz hiçbir kırmızı cüce ölmedi!

95

Evren 1 0 1

B i r Yıld ızın Evrimi Astronom l a r, b i r yı l d ız ı n za m a n içinde n a s ı l g e l i şeceğ i n i a n la ma­ larına yard ı m c ı olacak g rafi kl e r hazı r l a m a ktan hoş l a n ı rl a r. Ku l l a n­ d ı kl a r ı en ü n l ü g rafi k, H ertzsprung-Russell Diya g ra m ı 'd ı r. Y ı l d ız ı s ı s ı n ı n, ayd ı n latma g ü c ü n e ora ntıs ı n ı g öste re n b i r çizi md i r. Çoğ u y ı l d ız, çizi mde ana kol o l a ra k a d l a n d ı r ı l a n ye rd e, da r, dönen b i r ba ntta y e r a l ı r v e çekirdek l eri ndeki h i d roje n i kaynaşt ı rd ı kl a r ı sü­ rece burada ka l ı rla r. Bi r yı l d ızın kütlesi, on u n a n a kolda n e kadar kalaca ğ ı n ı belirl er. Yı l d ız, hid roje n atom l a rı n ı b i r leşti rmeyi b ı ra k­ t ı ğ ı n d a rengi ve pa r l a k l ı ğ ı değ i ş i r. Son u n d a da yı l d ız ana kolda n ç ı ka r ı l a ra k ba ş ka b i r diyagrama geçer. G ü neş'i n kütlesi n i n ya k l a ş ı k dö rtte bi rinden k ü ç ü k y ı l d ızl a r evri m l eşerek beyaz cücelere dö­ n ü ş ü rler. G ü neş de d a hi l o l m a k üzere d a ha büyük yı l d ızl a r şi şerek k ı rm ızı devlere, son u n d a d a beyaz cücelere d ö n ü ş ü rler. En büyü k yı ld ızla rsa kırm ızı s ü per devler o l u rl a r.

10000 ® = '"' == �

; s z

�

1 00 ® -

1® -

O.Ol ® -

-

lOOOIC

il

Hertzsprung-Russell Diyagramı, yı l dız l ar ı ısılarına ve parlaklıklarına göre düzenler.

96

Yı l d ızlar

Parlak Yıldız, Aydınlık Yıldız! Yıldızlar, bulutsular ve galaksilerin farklı parlaklık dereceleri var­ dır. Kadir kelimesi, onların ne kadar parlak göründüklerini anlatır. Görünür kadir, Dünya'dan göründüğü şekliyle bir yıldızın parlak­ lığıdır. Mutlak kadir, bir cismin on parsek uzaklıktaki parlaklığını belirtir. Bütün yıldızları standart bir mesafeye koymak, bir cismin diğerlerine kıyasla gerçek parlaklığını anlamak için iyi bir yoldur. Kadir sayısı arttıkça, cisim sönükleşir. Sayı ufaldıkça (bu eksi sayı­ ları da içerir) gökcismi parlaklaşır. Hubble Uzay Teleskobu ile görü­ nen en sönük cisimler 30 kadir civarındadır. Gözlerimiz sadece 6 kadri seçebilir. Bunun ötesindeki cisimleri görebilmek için dürbün ya da teleskoba ihtiyaç duyarız. Ö te yandan Güneş oldukça parlak­ tır ve kadri -27 olarak sıralanmıştır.

Başı boş Yl ldızlar Çoğ u yı ld ız, çiftyı l d ızlar, üçl ü l er ve kü meler g i b i ço kl u yı l d ız sis­ tem leri i ç i n d e yer a l ı rl a r. Gü neş'i miz g i b i ya l n ı z yı l d ız l a r büy ü k olas ı l ı kla, b i r kü m e n i n i ç i n d e o l u ş m uş fa kat doğ u m la rı n da n son­ ra etrafa saçı l m ı ş l a rd ı r. Bu grup l a m a l a r ı n e n büyüğü açık y ı l d ız kü meleri d i r; b u n la r b i rkaç b i n y ı l d ızı içinde ba rı n d ı rı r. Diğeri de, yüz b i n lerce y ı l d ız to pl u l u ğ u n d a n oluşan yuva rla k biçi m l i k ü resel yı l d ız kümeleri d i r. B i reysel yıld ızlar ve yıld ız kümel eri g a l a ks i leri n -yüz m i lya rla rca y ı l d ız to p l u l u ğ u - içi n de yer a l ı rla r. Bu g a l a ksileri kozmosta k i yı ldız şehi rleri o l a ra k d ü ş ü n e b i l i riz.

97

YI LDIZ KÜ M E LERİ Yı ldız Yığmlan

Sama nyol u'ndaki pek çok yıld ı z, en azı n d a n yaşa m la rı n ı n b i r kıs­ m ı nı küm elerin içi nde geçi rirl er. Açı k ve k ü resel olmak üzere i ki kü me t ü rü va rd ı r. Açı k k ü m eler gene l l i kle d üzen siz b i r şekilde top­ l a n m ı ş, ya klaşık bin kad a r y ı ld ıza s a h i ptir. B u n l a r s ı kl ı kla, o l uştuk­ l a rı g a la ksi d üzle m i nde bu l u n u rlar. Bu k ü me le rdeki çoğ u y ı l d ız 1 O m i lya r ya şından d a h a g ençtir; bazı l a r ı h a l a doğ u m b u l utları n d a n ka la n la rı n i ç i n e gö m ü l ü ha ldedir. G ü neş'i m iz, 4,5 m i lya r yıl önce o l u ş m u ş açık b i r k ü m ede o rtaya çıktı. O za m a n d a n sonra yı l d ız ka rdeşleri n den uza klaştı ve a rtık g a l a ksiyi tek başı na dolaşıyor. Kü resel yıld ı z kü meleri, yüz b i n l e rce ya ş l ı yıldızda n oluşa n top­ l ul u k l a rd ı r. Büt ü n o yı l d ızl a rı n kütleçekim etkisi kümeyi o k ü resel, yuva rlak biçi mde bir a raya top l a r. Kü resel kümeler, g a l a ks i n i n h a l e adı verilen merkez bölgesinde toplaşı rl a r. S a m a nyolu 'nd a bu b i r­ b i ri ne bitişik kümelerd e n ya klaşık 1 60 tane va rd ır fa kat d iğer ga­ l a ks i l erde bundan çok d a ha fazlasayıd a küme b u l u n u r. Y ı l d ız kümele ri, b ütü n yı ldızları hemen h emen aynı zam a nda oluştukları ve benzer ka ra kte risti klere sahip old u kları i ç i n b i l i m ­ sel açıda n i l g i çekici d i rler. Örneğ i n, i ç i n d e o l u şt u k l a rı bu l ut bel i rl i e l ementler açısından ze n g i n se, o za m a n yı l d ızlar da o maddeleri y ü ksek m i kta rlard a içeri rler. B u l ut, metal yoksu n uysa (fazlaca h id ­ rojen ve helyu ma s a h i p a nca k d i ğ e r elementl ere s a h i p deği lse) o za man y ı l d ızlar da bu m eta l l iğ i ya n s ıt ı r. Be nze rl i kleri sayesinde yıldız kü m e leri, y ı l d ız evri m i n i (yı l d ızla­ rın nasıl yaşlan ı p ö l d ü klerin i) i ncel emek için gayet iyi hedeflerd i r. Çok genç y ı l d ız kümele ri ol uştukları g az ve toz bulut u n u n ka l ı n ­ tılarıyla etk i leşime g eçerl er. A ç ı k kü meler genelli kle, Sama nyo l u gibi sarma l g a la ksi lerde v e g a l a ksi m izin en ya k ı n i ki komşusu o l a n B üy ü k v e K ü ç ü k Macellan Bulutları g ibi d üzens iz tü rdeki ga l a k­ s i l erde bul u n u rlar. Kü resel kümeler, h a l e etrafı nda g ezi n i rler ve büyük olas ı l ıkla g a l a ksiyle ya klaşık o l a ra k aynı za manda oluşm u ş98

Yı ldız

Kümeleri

l a rd ı r. Astro n o m l a r, bütü n küme çeş itleri n i n g a l a ksi m izd e nası l biçi m le n d i ği n i kavra d ı k l a rında bu s ü reci n diğer g a l a ksilerd e d e nas ı l i ş l ed i ğ i h a k k ı nd a b i l g i sa h i b i o l urlar.

Küme Oluşumu Bütü n yıldızl a r g i bi k ü m e oluşumu d a genel l ikle mole kü ler b u l ut d en e n devasa b i r g az ve toz bu l utu içinde baş lar. Açı k k ü meler, Samanyol u d üzlemi ndeki mole kü ler b u l utla r içinde doğ m u ştur. Küresel kümelerin o l u ş u m u g a l a ks i m izin tari h i kad a r eski bir dö­ nemde gerçekleşm i ştir ve bu s ü reç h a l a yoğ u n bir şek i l d e a raştı­ r ı l m a ktad ır.

Günef'in Kardefleri Eğer Güneş de bir kümenin içinde doğduysa o halde onun anao­ kulu arkadaşlarına ne oldu? Bunun yanıtını kimse tam olarak bile­ miyor ancak insanlar onları aramaya devam ediyor. Astronomlar, Güneş 'in doğduğu kümedeki yıldızları tespit etmek için yakındaki yıldızlardan gelen ışığın spektrumunu incelemektedir. Bu sonuç­ ları, Güneş'in spektrumuyla karşılaştırırlar. Spektrumda belirli elementlerin varlığını gösteren benzer çizgiler tespit ederlerse ve yıldızlar galaksi içinde Güneş'le kabaca aynı yönde hareket ediyor­ larsa o zaman bunlar birbirleriyle alakalı yıldızlar olabilir. Dün­ ya'nın 325 ışık yılı uzağında Güneş'in muhtemel iki kardeşi vardır ve daha fazla da olabilir.

Bir yıldız kü mesi, bazı olaylar doğum bul utundaki hareketi ve türbülansı teti klediğinde ol uşmaya başlar. Açı k bir küme için bu, bir s ü pernova patla ması ya da civardaki yaşlı bir yı l d ızdan saçılan mad­ delerin getird i ğ i h ızla esen rüzga r ola b i l i r. Küresel küme için ise bir ça rpışma böylesi bir tetikleyici görevi görebilir. Ne sebeple olu rsa olsun bu olay, doğ u m bulutu boyunca h ızla hareket eden maddeler ve şok d a lg aları göndererek yıl d ız d oğ u m u sürecini başlatır. 99

Evren 1 0 1

O l u ş u m ta m a m l a n d ı ğ ı nd a küme gel iş meye deva m eder. B u n­ l a r kütleçekim iyle bi rbi ri l eri ne sı kıca bağ l ı d eğ i l lerse ya klaşık 1 00 m i lya r yıl so n ra ayrı yö nlere g itmeye baş l a r l a r. Kü men i n üyele r i b i rbi rleri nden epey uza klaşsala r bile h e p s i de uzay boyunca a y n ı yönde v e ya k l a ş ı k ayn ı s ü ratte hareket e t m e eğ i l i m i g österir. Ba­ zen , kü medeki etki l eş i m l er bazı yı l d ızla rı uzaya "itekler" ve g a l a k­ side son derece fa rkl ı b i r yörü ngeye gönderir. Za m a n l a bu yı ldız b i rl i ktel i k leri, h a reket eden b i r g ruba d ö n ü ş ü r; so n ra da etrafa sa­ ç ı l a ra k g a l a ksideki d a h a geniş yı l d ız nüfu s u n u n bir parças ı h a l i n e g e l i r.

Bunu Biliyor muydunuz? Küresel kümeler, evrendeki en yaşlı yıldız topluluklarıdır. Galaksi­ nin tarihi kadar eski bir dönemde oluşmuşlardır. Yıldız yağmuru bölgelerinde (muazzam miktarlarda yıldız oluşumunun gerçekleş­ tiği yerler) , özellikle de galaksilerin birbirleriyle çarpışıp etkileşime girdikleri yerlerde pek çok küresel küme bulunur. Bizim kendi ga­ laksimizde yaklaşık 100 tane küresel küme mevcuttur ve bu kü­ menin yıldızları çok yaşlı, metal açısından fakirdir; bu da onların evren hala oldukça gençken oluştuklarını ve doğum bulutlarında birkaç tane ağır elementin var olduğunu gösterir.

Galaksi Oluşum lar1 Aç ı k y ı l d ız kü meleri, g a l a ksi mizin ya p ı ta şla rıd ı r. On l a rı n doğ u m bu l utları ga l a ks i m izin sarmal ko l l a r ı n dan çıkm ı şt ı r. Sa m a nyo­ l u'n u n 1 O m i lya r yı l ı aşkın ö m rü boyunca yı ldız kümeleri oluşmuş ve yı l d ızla rı n ı g a l a ks iye d a ğ ıt m ı ştır. Ard ı nda n, yı ldızlar öld ü ğ ü n d e g eri dönüşü me uğ raya n ka l ı ntıları, yen i y ı ld ızla r oluştu rma k için moleküler bulutl a r ı n son ra ki jenerasyo n pa rça l a rı haline g e l m iştir. Gala ksi boyu nca saçı l m ı ş, bi nden fazla açık yı l d ız kümesi mevcut­ tur. D ü nya'dan görü l ebi len, e n ü n l ü kü m eler ş u n l a rd ı r:

1 00

Yı ldız Kümeleri •

Ü l ker

•

Perseus Ç i ft Kümesi

•

Arı Kova n ı

•

M ücevher Kutusu

•

Güney Ü l ker Öte ya ndan kü resel kümeler, o n l a rı parça layan bir reaksiyo n l a

karş ı karşıya ka l a n a dek kütleçeki msel olara k birbirleri ne bağl ı k a ­ l ı rlar. Bu rea ksiyon g erçekleştiğ i n de de k ü m e n i n yı l d ızl a rı a k ı ntılar h a l inde g a l a ksiye saçı l ı r. Orij i n a l k ü m ede sadece a na yıld ızl a r ka l ı r v e galaks i n i n m erkezin d e dönerler.

Yedi Kız Kardef Ülker (Pleiades) astronomi standartlarınca epey genç yıldızlara sa­ hip, 100 milyon yıl önce oluşmuş bir yıldız kümesidir. Binden fazla yıldızı kapsar ve bunların çoğu kırk üç ışık yılı uzaklıktaki bir alan­ da kümelenmişlerdir. Dünya'dan çıplak gözle yedi parlak yıldızı gö­ rebiliriz . Teleskopla bakınca bunların etrafında, kümenin içinden geçmekte olduğu, mavimsi bir gaz ve toz bulutuyla çevrili olduğu­ nu görebilirsiniz. Kümedeki yıldızlar, Orion'un (Avcı takımyıldızı) ayağının yakınındaki bir bölgeye doğru galaksi boyunca hareket ederken, kütleçekiminin etkisiyle yaklaşık 250 milyon yıl daha bir arada kalacaklar. Hareket ettikçe birbirlerinden uzaklaşmaya baş­ layacaklar.

1 01

YI LDIZ DOG U M U Yı ldız Doğ umunun S1rlarmı Aydmlatmak

Fizi kçi H e i n z R. Pagels'ı n ( 1 939- 1 988) 1 985 y ı l ı nda yazdığı gibi, yı l d ız doğ u m u "örtülü ve g izli bir olayd ı r:' Bug ü n a rt ı k yı ldız oluşu m u n u n, b i r za m a n l ar sapta ma m ızı n i m kansız olduğu yıldız yuvası n ı n içinde­ ki yıld ızla ra rası gaz ve toz bu lutlarının deri n l i klerinde gerçekleştiği­ ni gayet iyi bi l iyoruz. Anca k s ü reç ta ma m land ı ktan son ra yen i doğ­ muş yıldızda n ışık sıza b i l i r ve evrene yen i bir yı l d ızın doğ d u ğ u n u d uyurur. B u , kozmosta ki her gala kside gerçekleşen bir süreçti r; 1 3,8 m i lya r yıl önce evren oluştukta n kısa bir s ü re son ra başla mışt ı r ve o g ü nden beri de deva m etmekted i r. Kızı lötes i cihazların gel işiyle astronom l a r, bulutları d i kkatle i nceleyip bi r za manlar g izli olan bu s ü reç ha kkında daha çok şey öğrenme şa nsını b u l d u l a r.

Her Şey Karanhkta Ba�lar Yı l d ız d oğ u m u, mol ekü l e r b u l ut denen, y ı ld ı zl a ra rası uzayda gaz ve tozla dolu bi r bölgede ba şlar. Bu s ü reç, ı ş ı ğ ı n içinden geçem e­ yeceğ i kadar yoğ un bir b u l ut olan kara n l ı k b i r bul utsuda teti klen­ miş ol a b i l i r. Bu ka l ı n, ağır h a reket eden gaz ve toz kürec i k l e ri n i ra h ats ız e d e n bi r şey ol u r. Bel ki ya k ı ndaki b i r sü pernova, buluta şok d a l g a l arı gönderir, bel k i d e ba şka bir y ı l d ız ya kından g eçer. Bu ha reket b u l utu d ön d ü rü r ve s ı k ı şt ı r ı r. Gaz molekül leri ve toz par­ çacı k l a rı bi rbi rine çarpar ve bu eyl e m de sü rt ü n m e ısısı na sebep o l u r. G itti kçe daha çok g az ve toz, h ızla daha da i ri leşen bu sıca k çek i rdeğe iti l i r. Böyle o l d u ğ u nda da kütleçekimsel kuvveti içeri­ ye daha çok maddeyi çeke rek h a l i h azırda içeride olan maddeleri s ıkıştı rı r. Sıca k l ı k ve s ı kışma yeteri nce a rttığ ı nda, bu yıld ız-ö ncesi cis m i n çek i rdeğ ind e n ü kleer füzyon s ü reci n i n başla ması için şa rt­ lar o l u ş m u ş olur. H i d rojen molek ü l leri helyu m u oluşturmak üze re bi rbirl eri ne ça rpmaya baş l a r l a r. Bu s ü reç, ı sı ve ı ş ı k form un da en er­ ji yayar ve işte yı l d ız l a ra g ücü n ü ve re n de bud u r. Yı l d ı z d oğ u m u n ü k l eer füzyon la b i r l i kte başla r. Bu a n dan sonra ye n i doğan yı l d ı z 1 02

Yıldız Doğ u m u ısın maya deva m eder; yaşa m ı n ı n i l k safha sında kutu p bölgelerin­ den gaz jetleri fı ş k ı r ır. B u durum, yıldız biçi m l e n i rken o l u ş a n mu­ azza m ısının yayı l ma s ı na yard ı mcı ol u r. Yen i doğ a n y ı l d ız ı n etrafı n­ da yeterl i madde ka l d ıysa, b u n d a n g ezegenler de o l u şa b i l i r.

Hl bölgeltri

Hll böl9tltri

Yoğun bir gaz ve toz b ulutunun bir yıldız ol uşturmak üzere nasıl çarpıştığını gösteren bir şema. İ çeride da ha çok madde toplandıkça çekirdek ısınır. Sıcaklık ve sıkışma yeterince arttığında bir yıldız oluşur. Ardından, çevreleyen bulutun sıcaklığını artırarak parlamasına sebep olur. Zamanla yıldız doğumu yuvasını yutar ve böylece biz de onun ışığını görürüz.

Günef'in Doğumu 4,5 milyar yıl önce, daha büyük bir moleküler bulutun parçası olan küçük bir gaz ve toz bulutu kendi içine çökmeye başladı. Bu bulu­ tun tohumları, yaşlanıp ölen diğer yıldızlardan kalan maddelerdi . Bu elementlerin en azından bir -belki de daha fazla- süpernova patlamasından gelmiş olması mümkündür. 1 03

Evren 1 0 1

Yaşlanan bir yıldızdan gelen kuvvetli yıldız rüzgarları ya da bir patlamadan yayılan şok dalgaları Güneş'in doğum yerini döndür­ meye ve bütünleştirmeye başlamış olabilir. Birkaç yüz bin yıl içinde bulutun çekirdeğindeki şartlar nükleer füzyon başlatmak için ye­ terince ısınmıştı ve böylece bir yıldız doğmuş oldu. Güneş ve onun gezegenleri tek başlarına oluşmadılar. Büyük olasılıkla, doğumla­ rından birkaç yüz milyon yıl sonra etrafa saçılan bir yıldız kümesi­ nin parçalarıydılar.

Samanyol u'ndaki Yı ldız Doğ umu Bölgeleri Ga l a ks i m izin pek çok ye ri nde yıldız doğ u m l a rı m eydana g e l m iş­ ti r. B u n la rın e n ü n l ü s ü Orion B u l utsusu'd u r (M42). Orion'daki (Avcı ta k ı myı ld ızı) üç y ı l d ız band ı n ı n a l tında be l i ri r ve bizden 1 500 ı ş ı k y ı l ı kada r uza kta d ı r. B u l utsu n u n ka lbinde g e n ç v e sıca k b i r yı ld ız top l u l u ğ u yata r. En pa rla k dörd ü ne "Tra pezi u m" (Ya m u k Kü me} i s m i ta kı l m ı şt ı r. Bu ye n i doğ m u ş yıld ızla r etrafları ndaki bu l utların ısısını a rt ı ra ra k o n la r ı n parla malarına sebep o l u r. Böyle pa r l aya n b i r b u l uta, ı s ı ve ı ş ı k yayd ığ ı ndan salma bulutsusu d e n i r. Ayrıca pek çok y ı l d ı z d oğ u m u bö l g eleri nde, gezegen -öncesi diskler denen toz k ü reci kleri mevcutt u r. B u n l a r, g enç yıldızl a r ı n etrafı nda bu l u n an , gezeg e n lerin ol uşabi l eceğ i ye rlerd i r. Patlayıcı çiftyı l d ı z Eta Ca rinae'yi çevre l eyen bul utsu, g ezege­ n i m izde iyi bilinen b i r ba ş ka doğ u m bu l utud u r. Ta kma adı "Ho­ m u nc u l u s" ( Lat. küçü k a d a m ) olan b u l utsu, Ca ri na ta kımyı l d ızı n ı n G ü n ey ya rı mküresi nde, 7 500 ı ş ı k y ı l ı kad a r uza kta d ı r. B u l utla rı, s ı ­ c a k v e g e n ç yı ldızl a rı n ı ş ı n ı m ıyla parl a r. Bu nla rı n morötesi ışı n ı m ı , bu l utu yok edecek ka d a r g üç l ü d ü r; bu da yen i y ı ld ızla r ı n o l u ş u m u i ç i n gerekl i maddelerin tem i n i n engel ler. Pek çok gala ksi, y ı l d ız d oğ u m u a ktivitesiyle k ı p ı rd a n ma ktad ı r. Sa ma nyolu'n u n kom ş u g a l a ksisi Büyük M acel l a n B u l utu, 30 Do­ rad u s a d ı nda, ta kma adı "Ta ra ntula B u l utsu su" o l a n, m u hteşem bir yı l d ız oluşu m u yuva sı n a sa h i pti r. Gözlemciler, 1 60.000 ı ş ı k y ı l ı uza k l ı ktan b i le ku l uçkada n yen i ç ı k a n s ı ca k v e genç y ı l d ı z kü me1 04

Yı ldız

Doğ u m u

leri ni ra hatl ı k l a tes p it edebi l me kted ir. B u n l a r da etrafl a rı n d a ki bu­ lutsu n u n ı s ı s ı n ı a rtırır ve geri ka l a n gaz ve toz bulutu n u yuta rken doğ um bulu tu n u şeki l le n d i rir.

i l k Yı ldızlar Evrendeki ilk yı l d ızlar Büyük Patla ma'd a h id roje n ve helyu mdan ol uştu. Bu n la r, evre n doğdu ktan bel k i d e sadece bi rkaç yüz m i l ­ yon yıl sonra bütü nleşmeye başlaya n m uazza m büyü kl ü kte y ı l ­ d ızlard ı . Başla ng ı ç kütleleri ç o k b ü y ü k old uğunda n, bu i l k doğan yı ldızlar n ü kleer ya kıtla r ı n ı h ızla tü keti p yıldız nükleosentezi denen bir sü reçte ilk ağır elementl eri ya rattı l a r. Bu yı l d ızlar ya şa m la rı n ı n sonuna geld iğ i n de, kuvvetl i y ı l d ı z rüzgarları v e so n u nd a d a m u­ azzam s ü pe rnova patlama l a rıyla büt ü n elementleri n i uzaya saç­ t ı l a r. Bug ü n h a l a deva m eden kozmi k sü reçten geçen bu i l k yı l­ d ız cisim le ri, yen i yıld ızl arın, gezegenleri n ve bizim gezege n i m iz bağ l a m ı nda da yaşa m ı n kö ken leri n i n ya rat ı m ı için elementleri n i yı l d ızl arara s ı uzaya dağ ıttılar.

Yıldızlararası Bulutların Sırları Yıldızların doğduğu yıldızlararası bulutlar, yıldız oluşumu için ge­ rekli elementler açısından zengindir. Ağırlıklı olarak hidrojenden oluşurlar; kalan elementler de helyum ve karbon, oksij en, nitrojen gibi daha ağır elementlerin bir karışımıdır. Peki, bu yıldızlararası bulutlar nereden gelirler? Hidrojen ve helyum (biraz da lityum) 13,8 milyar yıl önce Büyük Patlama'da yaratılmıştır. Diğer element­ ler yıldızların içinde oluşmuş ya da süpernova patlamalarında bi­ çimlenmiştir. Yıldızlar öldüğünde, kütlelerinin büyük kısmı uzaya fırlatılır ve halihazırda orada bulunan hidrojen ve helyumla karışır. Bu bulutsular, maddeleri karıştırmak için harika bir çanak görevi görebilirler. Bu bulutları derinlemesine inceleyen astronomlar, ya­ şamın yaratılması ve gelişmesi için gerekli "prebiyotik" molekül de­ nen moleküller buldular. Bizim doğum bulutumuz, yaşamın öncül­ leri olan bileşenler ve moleküller bakımından zengin bir buluttur.

1 05

YI LDIZ ÖLÜMÜ Yıldızlar Nasıl Yaşlamr ve Öl ür?

İ n san öm rü stan d a rtl a r ı na göre yı l d ızl a r sonsuza dek yaşıyo rm uş g i bi g örü n ü rler. En kısa ö m ü rl ü ler bile -devasa, sıca k O B yı l d ızl arı­ ya klaşık b i r mi lyon yı l ka d a r ya şar. Öte ya n d a n, beyaz cüce denen yoğ u n yı ld ızlar, kara cüce denen soğ u k kü l l ere dönüşmeden önce g itti kçe küçülerek o n l a rca m i lyar y ı l ya şa r. Yı l d ızlar yaşça büyü rken n ü kleer füzyon denen b i r s ü reçte çek i rd e kl e r i n deki elementleri kayn aşt ı r ı r l a r. Gü neş'i n şu anda ya pt ı ğ ı şey de bud u r. Gü neş, y ı l­ d ızla rı n, çekirdeklerindeki h id rojen i kaynaşt ı rd ı ğ ı a n a kol denen ye rd ed i r. Hid rojen kayna şt ı rmayı bıra kt ı k l a r ı nd a a na koldan ayrı­ l ı rla r ve işte işler de o za m a n i lg i nç bir ha l a l maya başlar. Bir yı l d ızın yaş l a n ı p öl me sü reci o n u n başla ngıç kütlesiyle old u kça bağlant ı l ı­ d ı r. G ü neş g i b i bir yı l d ızın ö l ü m ü ondan k ı rk kat d a h a büyü k olan bir yı l d ızın ki nden fa rklı o l u r.

Halka Bulutsusu Güneş öldüğünde uzaya dağılan maddeleri, belki de Lyra'daki ünlü Halka Bulutsusu'na benzer, bir gezegenimsi bulutsu yaratacaktır. Bu cisim, 2300 ışık yılı uzaklıktadır ve Hubble Uzay Teleskobu 'nun sıklıkla gözlemlediği bir hedeftir. Merkez yıldızın etrafındaki mad­ denin kabuğu helyum, oksijen ve nitrojen içerir. Diğer galaksilerde olduğu gibi Samanyolu'nda da gezegenimsi bulutsular mevcuttur.

G ü neş'i n Ölümü İ n s a n l a r s ı k sık Gü neş öld üğ ünde ne o l aca ğ ı n ı sora rlar. G ü n eş'in sona doğ ru nası l bi r evri msel yol izl eyeceğ i n e ba ka l ı m . G ü n eş, bi rkaç m i lya r yıl d a h a çeki rdeğ i ndeki h i d roje n i kaynaştırmaya devam edecek. Bir noktada h i d rojen bitince Gü neş çe kird eğ i n-

1 06

Yıldız Ö l ü m ü

deki helyu m u kaynaşt ı rı p ka rbo n ya rataca k. İşte o za m a n G ü neş ana kol d a n ayrı laca k ve asimptotik dev kol yıldızma d ö n üşecektir. G ü neş şi şecek ve atmosferi ndeki karbon ona k ı rmızı m s ı bir ren k verece k. Za ma nla, ya şlanan k ı rm ızı d e v G ü neş, y ı l d ızla ra rası mad­ denin b i r pa rçası h a l i ne gelmek üzere ka rbon zen g i n i dış atmos­ ferini uzaya püskü rtmeye başlaya ca k. Bu sürece kü tle kaybı den­ mekted ir. Bu maddel er, G ü n eş'i n etrafı nd a gezegenimsi bulutsu d enen bir gaz ve toz kabuğ u oluşturaca k. Bu teri m, bu c i s i m lere teleskobuyla ba ka rken onları g ezege n şeki l l i b u l ut s ulara (gaz ve toz b u l u tları) benzeten Wi l l ia m Herschel ta rafı nd a n ve ril m iştir. Ge­ riye sad ece G ü n eş'i n sıcak ve ç ı p l a k çe kird eğ i ka laca k; yoğu n ı sısı ve ı ş ı n ı m ı gezeg e n i msi bulutsuyu hare kete g eçirerek pa rlamasına sebep olaca k. N i h a i olara k çek i rd e k büzüşecek ve beyaz b i r cüce ha l i n i a laca k.

Bunu Biliyor muydunuz? Nova , bir beyaz cüce, bir başka ana kol yıldızı ya da kırmızı bir dev gibi daha iri bir cismin yörüngesine oturduğunda gerçekleşen nük­ leer bir patlamadır. Bu cisim, kütlesini kademe kademe beyaz cü­ ceye kaptırır. Cücede yeterli madde toplandığında nükleer füzyon başlar. Bu durum, sonunda sönen geçici bir parlamaya sebep olur ve sonra süreç yine en baştan başlar.

Gezegenler ve Yıldız Ölümü Yı l d ız öl ü m ü, g ezeg en ler için g ü zel deneyi m ler d eğ i ld i r. G ü neş kırmızı bir deve dön ü şt ü ğ ü n de atmosferi şi şerek patlayaca ktı r. B u o l d u ğ u nda da Merkür v e Ven ü s m u htemelen yok olacaktır. Dün­ ya'd a n geriye ka l a n l a rsa Mars'ı n yörü n gesine savru l a b i l i r. Mars mevcut yörü ngesi n i n ötesi ne taş ı naca kt ı r ve b u rada kısa bir s ı­ ca k l ı k döne m i n i n keyfi n i çıkara b i l i r. Dış g ü neş siste m i n i n donmuş g ezeg e n l e ri za ma n l a ısınabi l i r, h a tta m u htemelen yen i bir yaşa m d a l gasına ev sa h i p l iğ i ya pa b i l i r. Beyaz cüce G ü neş s oğ u d u ğ u nda 1 07

Evren 1 0 1

o n u n h ızla büzüşen ya şa n a b i l i r bölges i n i n d ış ı n da ka lan gezegen­ l e r don aca kt ı r. Za m a n içinde, ya klaşı k on m i lya rlarca yıl son ra G ü­ neş, ı ş ı k bile vermeyen soğ u k b i r küle d ö n üşecekti r.

Devasa Ylldız Felaketi Pek i ya G ü n eş'ten d a ha i ri o l a n yıld ızl a r nası l ö l ü r? Gü neş'i n e n azı ndan s e k i z katı büyü k l ü ğ ü ndeki yıld ızla r da çekirdekleri nde meyd a na g elen n ü k l eer füzyo n l a ilgili aynı aşamalardan geçer. Fa kat o n l a r ka rbon a ş a m a s ı n d a d u rmaz l a r. Ka rbonu kaynaştırıp neona, neonu oksijene, oksij e n i s i l i ko n a dön üştü rü r ve son o l a ra k d a d e m i r oluştu ru r l a r. O noktad a füzyon rea ksiyonu d u ru r çü n kü dem i ri kayna ştı rmak b i r yı l d ızı n sağ l aya bi leceğ inden daha fazla enerj i gere ktirir. Bu old uğu nda çek i rd e k, nötron l a rd a n aşı rı de­ recede yoğ un b i r topun içine çökere k nötro n yı ld ızı haline g e l i r. O rij i n a l y ı l d ız çok büyü k o l d u ğ u nda (örneğ i n yi rmi beş g ü neş küt­ lesinden d a ha büyü k) çek i rd e k, b i r y ı l d ız ka ra d e l i ğ i ne dönüşmek üze re yoğ u n laşmaya d eva m eder. Çek i rd ek, değ i ş i m l eri n i geçi ri rken y ı l d ızı n ka l a n kısmı, en d ı ş katm a n la r ı n ı n uzaya saçı l d ı ğ ı yerl erd e kütl e kayb ı ya şa r. Bazı yıl­ d ızla rın d ı ş katma n l a rı çek i rd eğe çarpar, son ra g eri seker ve bu da bi r şok dalgası ya ratı r. Bunun sonucunda ol uşa n yı kıcı pat l a m aya

Tip il süpernova d e n i r. Patlaya n maddeler ve şok d a l g a s ı fı rl aya ra k yıldızın ya şa m ı n ı n d a ha ö nceki aşamaları n da atı l m ı ş madde lerle çarp ı ş ı r. Bu ça rpışma, o ka l ı nt ı l a rd a ki g azla rı ha rekete g eç i re re k pa rla ma l a rı na sebep o l u r. Bazen bir beyaz cüce yı l d ız kendi ba ş ı na şiddet l i b i r patlama yaşa r. B u n la ra Tip la süpernova d en i r ve bu n l a r g enel l i k l e yı l d ızın yo k o l m a sıyla sonuçl a n ı r. Böylesi b i r patla ma­ d a n gelen ışık evrendeki uza kl ı kları ö l çmede ku l l a n ı l a b i l i r.

1054

Süpernovası

Hem bizim galaksimize, hem de diğer galaksilere saçılmış süperno­ va kalıntıları mevcuttur. Bunlardan en ünlüsü olan, küçük, amatör bir teleskopla görülebilen Yengeç Bulutsusu, Boğa takımyıldızında, 6500 ışık yılı uzaklıktadır. Devasa öncül yıldızın patlamasının se1 08

Yıldız Ölümü

hep olduğu ışık Dünya'dan ilk olarak 1 054 yılında görülebildi; bu sebeple bulutsunun resmi olarak atanmış adı SN1054'tür. Çin­ li gözlemciler onu bir "misafir yıldız" olarak değerlendirmiştir ve aynı zamanda Amerika'nın güneybatısındaki Anasazi kültürü ta­ rafından da gözlemlenip kaydedilmiş olması muhtemeldir. Yengeç Bulutsusu, merkezinde dönüp duran nötron yıldızından gelen rad­ yo sinyallerinin titreşimlerini iletir. Bu pulsar (İngilizce pulsating star -titreş en yıldız- kelimelerinden türetilmiştir) 1968 yılında, astronomlar Yengeç'in merkezinden gelen sinyalleri fark ettikle­ rinde keşfedilmiştir.

1 09

KARA

D E L İ KLER

Aşırı Kütleçekiminin Çöküşü

Herkes kara del i k l eri d uy m u şt u r. H i kayeye büyü k bir heyecan ek­ led i ğ i n d e n b i l i m k u rg u edebiyatı ve f i l m lerinde popü l e r b i r kon u­ d u r. Gerçek ya şamdaysa kara d e l i kler old u kça etki l eyicid i r. Pe ki, a m a ned i r b u n l a r ? Ka ra d e l i kler, h i ç b i r şeyin - ı şığ ı n bile- ke n d i ­ s i n d en kaçmasına izi n vermeyen ç o k g ü ç l ü kütleçek i m i ne sa h i p d evasa v e yoğ u n c i s i m l e rd i r. B u d a kara del i kleri gö rmeyi i m ka ns ı z k ı l a r. Y i n e de o n l a r ı n etk i l e r i ö l ç ü l e b i l i r. Ö rneğ i n, b i r kara d e l i ğ i n etrafınd a k i a ktivite o n u n ye rel çevres i n i n ı s ı sı n ı a rt ı r ı r, böylece a st­ rono m l a r kızı lötes i, x- ı ş ı n ı , radyo dalgası ve morötesi ne d uya rlı c i ­ hazl a r ku lla narak bu kozm i k canavarlard a n b i r i n i n civa rında neler o l d u ğ u n u ta kip edebi l i r.

STATiK KARA DELiK Foton Küresi Olay Ufku Hiçbir şeyin kaçamadığı ve evrenin geri kalanıyla bağ­ lantının koptuğu mesafe.

Tekillik Sonsuz yoğunluk noktası.

Bir kara deliğin anatomisi. Tekillik, kara deliğin sonsuz derecede yoğun merkezid ir. Olay ufku, kara delik etrafındaki "dönüşü olmayan nokta"dır. Foton küresi, fotonların durmaksızın dönmek üzere kütleçekimi tarafından alıkonduğu bölgedir.

1 10

l Ka ra Del ikler

Kara Delik Türleri Üç çeşit kara delik vardır: •

•

•

Mini kara delikler, evrenin ilk anlarında yaratılmışlar ve muh­

temelen tamamen buharlaşmışlardır. Yıldzz kara delikleri, çok büyük yıldızların ölümü sırasında oluşmuşlardır. Dev kara delikler, galaksilerin merkezinde bulunurlar.

Bir Ka ra Deliğin Anatomisi Yı l d ız ka ra d e l i k l eri, aşırı dereced e büyü k -örneğ i n kütlesi G ü­ neş'ten en az yirmi beş kat büyü k- b i r yıld ız, süpern ova patla ma­ sıyla pa rça l a nd ı ğ ında o l uşur. Geride kalan çeki rd e k çöker ve ka­ la n l a r da tekilliği - uzayda, G ü neş'i n kütles i n i n katbekat fazlas ı n ı içereb i l en m uazza m derecede yoğ u n noktayı- oluştu rur. Kütle d e d a h i l o l m a k üze re b i r kara d e l i ğ i n özel l i kleri o n u n d avra n ı ş l a r ı n ı açıkla maya ya rd ı mcı olur. Ka ra deli klerd e kütleye ek o l a ra k elekt­ ri ksel yük ve çöken yıld ızın ken d i e ksen i etrafı n da d ön ü şü nden i leri gelen açısal m omentum ya d a dönüş m i ktarı d a mevcutt u r. Bu öze l l i kler ka ra deliğ i n dışından ölçülebilse de, d e l i ğ i n içindeki mad deleri öğre n m en i n bi r yol u yo ktu r. Kara deli ğ i n s ı n ı rı n a olay

ufku den i r. Ka ra d e l i ğ i n kütleçeki m i olay ufku içeris i n d e öylesine g üç l ü d ü r ki herha ngi b i r madde ya da ışık bu bölgen i n dışına çı ka­ maz ... Ka ra d e l i ğ i n d ı ş ı nd a ki bi r gözlemci n i n olay ufku n u n içeris i n­ de olan şeyleri tespit etmesi i m ka n s ızd ı r.

Eve Yakın Samanyolu'nun merkezinde de Sagittarius A* adı verilen bir kara delik mevcuttur. Bu kara delik, bizden yaklaşık 26.000 ışık yılı uzakta, Sagittarius takımyıldızı yönündedir. Hem oldukça parlak bir radyo kaynağıdır, hem de x-ışınları yayar. Bu kara deliğin kütlesi 111

Evren 1 0 1

milyar güneş kütlesinden biraz fazladır. Radyo astronomlar onun toplanma diskinin boyutunu ölçmek için çalışırken, başka astro­ nomlar da yakındaki yıldızların hareketlerinin grafiğini çıkarır. 4

Olay ufku na ya k ı n gerçekleşen ol ayl a r ı ve c i s i m l eri görebi l i riz. Fa kat kara d e l i ğ i n kütles i n i n a ş ı rı kütleçek i m se l etkisi za ma n ı ya­ vaşlatı r ve cisim ler ya d a olaylar yak la ştı kça da ha a ğ ı r h a reket ed i­ yo r g i bi görü n ü r. Olay ufkunda za ma n da donmuş g i b i görü n ü r l er; o rta d a n yok o l maları i ç i n son suz bir zam a n g ereki r. Eğer bi r kara d e l i ğ i n içi n e doğ ru çeki lseyd i n iz za m a n si z in için ta ma men nor­ m a l a ka rd ı . Fakat bed e n i niz büyü k hasar a l ı rd ı . İ l k önce aya kla rı n ız o n u n içine d ü ştüyse aya kl a rı n ız kafa n ıza g öre d a h a g üçlü bir şek i l ­ de çeki l i rd i v e uzaya ra k, ma ka rnaya benzer bir c i s m e dön ü ş ü rd ü ­ n ü z. B u n a spagetti etkisi d e n mekted ir. Bu seya hatten kurt u l mayı başa ra b i l i rseniz m u hteme l e n o lay ufku n u ne za ma n geçti ğ i n izi ta m o l a ra k a sl a bi lemezd i n iz. Son unda teki l l iğ e u l aşı rd ı n ız; orada da ato m l a r ı n ız, kara d e l iğ e ya kala n m ış d iğer h e r şeyle b i r l i kte pa r­ çala n ı rd ı . Dönen b i r ka ra d e l i ğ i n etrafı nda toplanma diski denen bi r şey ola b i l i r. Ka ra del iğ i n büyü mes i n i n yol la rı nd a n b i ri olan bu d i sk, ka ra d e l iğ e ka deme kademe çekilen maddelerden o l u ş u r. Bu maddeler (ga z, toz, g ezegenler, y ı l d ız lar) d i s k i n etrafı nda d ön ü p d u ru rke n sürtü n m e etki siyle ı s ı n ı r. l s ı etrafa yayı l ı r v e d i s ki n m o­ m entu m u da topla n ma d i skine d i key o l a ra k kara d el i kten d ı şa rı doğ ru fı şkırı r. Di skteki a ktivite ve fı ş k ı rm a la r old ukça büyü k bir enerjiye sa h i ptir ve e l e ktroma nyeti k spektru m boyu nca g üç l ü emisyo n l a r yaya r.

Dev Kara Delikler En büyü k kara d e l i k l e r ga l a ks i le ri n merkezinde ya şa r ve ga l a ks i l er gel i ş i rken o n la rı n şek i l len mes i n de bir rol oynaya b i l i rler. Bu dev kara d e l i kler içleri nde, yüzb i n l erce ya da m i lyon l a rca gü n eş küt­ l es i büyü klüğü nde madde barı n d ı rabi l i r. B u n l a r m u h temelen kara 112

Kara

Delikler

del ik "to h u m l a r ı "n d a n -süperd ev yıld ızlar patlayıp s ü pernova de­ nen olay cereyan ettiğinde oluşa n y ı l d ız kütleli kara deli kler- ya da doğrud a n evre n i n ba şlang ı c ı n d a ki i l ksel gazl a rd a n ya ratılan orta seviyede b i r kütleye sa h i p ka ra d e l i klerden ol u ş m u ştur. Dev kara d e l i k l e r, maddeleri topla m aya d evam ederek zam a n geçtik­ çe daha yoğ u n l a ş m ışt ı r. Bi r g a l a ks i n i n merkezi nde yer a l a n böyle bir kara d e l iğ i n pek çok maddeye e riş i m i o l a bi l d iğ i nden m uazza m derecede büyüyebi l i r. Bu dev ka ra d e l i klerin ol uşu m u h a k kınd a bi rkaç teori vard ı r. Yo­ ğ u n y ı ld ız k ü m e l e r i n i n çöküşüyle o l u ş m u ş o la b i l i rl e r. Me rkezd eki ka ra deli kl e r i n g a l a ksi ça rpı ş m a l a rı s ı ra s ı n d a birbi r i n e k a rışması da m ü m kü nd ü r. Astrono m l a r g a l a ksi l e rde g itti kçe daha çok ka ra del i k b u l ma l a rı na rağ men bu t u haf, kozm i k ya rat ı k l a r büyü leyici ve cezbed ici b i r ça l ışma alanı olara k ka l maya deva m etmekted i r.

Kara Delikler, Uzay-Zaman Sürüklenmesi ve Kütleçekimsel Merceklenme Albert Einstein (1879-1955) Görelilik Kuramı'nda devasa cisim­ lerin kütleçekiminin uzay-zamanı etkileyebildiğini açıkladı. Çok büyük bir cisim dönerken çevresindeki uzayı "sürükler" ve "eğer". Uzayın eğilmesi cisimlerin (ve ışığın) uzayı eğen kütleye doğru düş­ mesine sebep olur. Bunun nasıl işlediğini anlamak için bir tramp­ lende durduğunuzu hayal edin . Ağırlığınız tramplen tahtasını aşağı doğru eğerek deforme eder ve size atılan bir top ayaklarınıza doğru yuvarlanırdı . Bir kara delik uzay-zamanı deforme eder; uzak bir cisimden gelen ışık da dahil olmak üzere her şey yolundan hafif­ çe saptırılır. Görüntülenen geometriye bağlı olarak arka pl :md aki galakside bozulmuş bir görüntü görebiliriz . Bu sürece de kara delik kütleçekimsel merceklenmesi denir.

1 13

GALAKSİ LER Yı ldız Şehirleri

G a l a ksiler, kütleçe k i m iyle b i rbi rine bağ l ı y ı l dızl a r, gaz, toz ve ka­ ra n l ı k mad deden oluşan çok b üyü k top l u l u k lard ı r. Tı pkı ka r ta ne­ leri g i bi, tı patıp bi rbi ri ne be nzeyen i k i g a l a ks i de yoktur. B u n lar basık kü reler ve m u h teşe m sarm a l l a rd a n, d üzen siz yıld ız, gaz ve toz topl u l u k ları na dek çeşitl i li k g österi r. Bu şek i l l e r -astrofizi kçiler g a l a ksi buna morfoloj i leri der- devasa y ı l d ız şeh i rleri n i n ya şam bi­ çi m l eri ve evri mse l tari h i ha k k ı nda i puçları sağ l a r.

Galaks i Enva nteri Bütün g a l a ksi lerde yıld ızla r va rd ı r. Bu yı l d ızların çoğ u çift l i l e r, üç­ l ü ler ve kümeler g i b i çok l u y ı l d ız sistem leri nded i r. Sarmal ga l a k­ silerdeki pek çok y ı ld ız, merkezi g a l a ksi çeki rdeğ i n den uza n a n p a r l a k ko l la rda sıra l a n mıştır. Yı l d ız ol uşu m u n u n b ü y ü k kıs m ı n ı n gerçekleşt iği yerler o l a n bu kol l a ra gaz ve toz b u l u t l a r ı saç ı l m ıştır. Astron o m l a r (bir çubu kl u sarmal gala ksi o lan ) Sa ma nyol u'n d a ge­ zege n sistem l i pek çok yıld ız b u l d u k l a r ı n d a n d iğer g a l a ksi lerdeki çoğ u yı l d ızın da gezeg e n l eri olduğunu d ü şü n mek makul b i r var­ sayı m d ı r. B i r gala ks i n i n yıld ızla rı ö l ü nce geride g a l a ksideki yıldızl a rara s ı uzaya saçılan g a z v e toz bu l utları bıra kırlar. Ayn ı za manda n ötron y ı l d ızla rı, beyaz cüce l er ve p u l sa rlar da ya ratı rla r (bu nlar y ı l d ızla rın öm rü n ü n son aşa m a l a rı d ı r ve aynı za manda ço k tu haf olayla rd ı r) . G a z ve toz b u l utları yıld ızla rarası maddedeki d iğer gazlarla karışır; son u nda da bu b u l utsula r yen i jenera syon yı ld ızla rı n d oğ u m yer­ l eri ha l i ne g el i r ler. Pek ço k galaks i n i n merkezi nde dev ka ra deli kler mevcuttu r. G a l a ksi çekirdekleri ndeki kara deli kleri n etrafı nda dönüp d u ra n devasa d i sklerin i ç i n e m a d d e topla n ma sı bazen galaksil erara s ı uzaya maddeleri n jetler ha l i nd e fı şkı r m a s ı na sebep olur. B i r g a l a k­ s i n i n çekirdeğ inde, elektroma nyeti k spektru m boyu nca emisyon gönderen b i r a ktivite varsa bu a l a na galaksi çekirdeği d en i r. Bu ı ı4

Galaksiler

cisim lerin h epsi jetlere sa h i p olmasa da her biri m erkez bölgele­ rinde, ışığı elektroma nyeti k s pe ktru m boyu nca yaya n b i r a ktivite göste rir. N i hayet, son y ı l l a rda a raştırmac ı l a r g a l a ksilerin, ka ra n l ı k mad­ d e d enen bi r c i s i m formundaki g izli b i r kütleye sa h i p old u ğ u n u keşfettiler. Bu madden i n ne old u ğ u g izem i n i korusa da va r oldu­ ğ u kesin; ayrıca g a l a ksiler üzeri ndeki kütleçek i m sel etkisi d e tespit ed i l i p ölçülebi l me kted i r.

Galaksileri Gözlemleme G a l a ks i l e r hakkında bilgi ed i n m ek için iki yol va rd ı r: İ l k i ken d i g a ­ l a ks i m iz ola n S a m a nyol u'n u (el bette içi n i) g özlemlem ek, i k i ncisi de uza k g a l a ks i l eri i ncelemekt i r. Dünya'd a n çıplak gözle g örüle­ bilen (bizi m ki n i n d ı şında) sa dece ü ç g a l a ksi vard ı r. B u nla r Andro­ meda Ga laksisi i l e Sa ma nyolu'n u n i k i uyd u ga laksisi olan Büyük ve Küçük Macel lan B u l utla rı'd ı r. B u n l a r i l k uyg a rlı k l a rd a n beri in­ celense de a stronom ları n g a l a ks i lerin ta m yerleri n i tes pit etmeleri yirm i nci yüzyı l ı b u l m uştu r. Tü m d i ğ er g a l a ks i l e r teleskopla görüle­ b i l i r. En uza kta ki gala ksi leri tespit etme k için görüntü leri b üyütme yeteneği çok g e l i ş m i ş özel cihazla r g e re k i r. G a l a ks i ler sıkl ıkla "derin gökyüzü" cisim leri olara k a nı la n, g ö ksel cisim g rubu n u n bi r pa rçasıd ı r. "De ri n" en basit h a l iyle "da h a uzak" a n la m ına gelmekted i r ancak doğası iti ba riyle sön ü k ve gözlemlen­ mesi zor gökcisim leri a n l a m ı na da geleb i l i r. En büyük foton sayı­ s ı n ı toplamak a d ı na teleskopları ve görüntüleme cihazla rı n ı böy­ lesi cisim lere uzu n ca s ü reler boyunca yöneltmek gereklidir. Böyle görü ntü lere derin alanlar ya da derin gökyüzü araşt1rmalan den i r. Astronom l a r ne kad a r uzu n süre ba ka rla rsa bu cisi m lerden o kadar çok bulurl a r. Pek çok galaksi ça l ışması bu a ra ştı rma larda gerçekleş­ m iştir; Hubble Uzay Teleskobu'n u ku l lanara k ya pılan en son a raştır­ malarda çok uza kla rdaki i l k gala ksiler b u l u n m u ştur. G a l a ks i i ncelemele ri, a stronom i ara şt ı rması tarih i n de yen i bi r gelişmed i r. On sekizinci yüzyı lda, Cha rles Messier ( 1 730-1 8 1 7) ve d a h a sonra Wi l l ia m Herschel g i bi gözlemciler te leskopları a racılı1 15

Evren 1 0 1

ğ ıyla sön ü k, tuhaf şek i l l i bu lu ts ula r b u l m aya başlad ı l a r. İ n sa n l a rı n bu "sa rmal buluts u l a r "d a n g e l e n ı ş ı ğ ı s pe ktros kopla ( ı ş ı ğ ı, elekt­ ro ma nyeti k spektru m a d ı veri l e n gökkuşa ğ ı ren k leri ne böle n ci­ h azlar) ciddi bir biçi mde i ncelemeye baş l a m a s ı yirminci yüzyı l ı n baş l a rı n ı b u l d u . Ver i l er, bu c i s i m l erin o l d u kça h ızlı h a reket ettiği­ n i ve Sa m a nyolu'n u n epey d ı şında ola b i l eceğ i n i gösteriyord u. O za m a na kad a r, g ö kyüzündeki her şeyin Sama nyolu'na bi r şek i l d e kütleçek i m se l o l a ra k bağ l ı old uğu varsay ı l d ı ğ ı n d a n bu sonuç kafa karıştırıcıyd ı . B ü t ü n b u n l a r 1 920'1erde, Edwin H u bb l e ( 1 889- 1 953) And ro­ meda G a l a ksisi'ne 1 00 in çl i k Mount Wi lson teleskobuyla ba kı nca değ işti. Sefe d eğ işken l eri denen yıld ızla rd a n gelen ı ş ı ğ ı ölç ü n ce hesa p l a m a l a rı, A n d romeda'n ı n Sa m a nyo l u'n u n epey d ı şına d oğru uza n d ı ğ ı n ı doğ ru l a m ış oldu. Bu hesa pla r, evre n i ta h m i n e d i l e nden d a h a büyü k ve d a h a karmaş ı k k ı l ıyord u. Edwin H u b ble 1 926 yı l ı n­ d a g a l a ksi leri şeki l lerine göre s ı n ıfl a nd ı rma k için bir dü zen bu l d u; g ü n ü m üzde de g a l a ksiler bu şema baz a l ı n a ra k d üzenlen mekte­ d i r. H u bble'ı n bu ça l ış m a s ı n a g ayrı res m i o l a ra k "Hub ble (Çata l) Düze n i " den i r.

Meşhur Hubble "çatal"ı galaksilerin şekil lerine (morfo lojilerine) göre temel sınıfl and ırı lma larını gösterir.

1 16

Galaksi ler

Galaksilerin Şekilleri Galaksiler birkaç temel şekle sahiptir; astronomlar da onları sınıf­ landırmak için bu şekilleri kullanır. Bilinen büyük galaksilerin en azından üçte ikisi Samanyolu gibi sarmal galaksilerdir; bu da onları en yaygın tür yapar. Eliptik galaksiler ikinci en yaygın türdür. Kü­ resel şekilli bu galaksilerin sarmal kolları yok gibi görünmektedir. Son olarak da düzensiz galaksiler -Büyük ve Küçük Macellan Bulut­ ları gibi biçimsiz yıldız , gaz ve toz kütleleri- vardır. Evrendeki en küçük galaksiler eliptik cüce ve düzensiz cüce galaksileridir.

Galaksi Ağları Galaksiler, g ruplar ve kümel erden, süper kümelere kad a r değişen topl u l uklar h a l i n d e va r o l u rla r. As l ı nda bütü n g a l a ks i ler b i r b i rleri­ n e kütleçe ki m sel ola ra k bağ l ı d ı r. Örneğ i n Samanyol u, Ye rel Grup adı verilen, ya klaşı k kırk d ört g a l a ksiden o l u şa n b i r top l u l u kta yer a l ı r. Kabaca, on m i l yon ı ş ı k yı l l ı k mesafeye yayılan top l u l u k A n d ro­ meda ve Macel l a n B u l utları n ı da ka psar. Ye rel Grup da ya kl a ş ı k 1 00 tane galaks i g ru bu ndan oluşa n daha gen iş bir top l u l u k ile Başak S ü per Kü mesi'n i n bir pa rça sıd ı r. B u yerel s ü per küme, 1 1 O m i lyon ı ş ı k yı l ı kada r b i r a l a n ı ka plar ve pek çok s ü per kü med e n m eydana gelen bir ağ ı n p a rça s ı d ı r. Bütü n g a l a ks i l e r, o n l a r ı n k ü meleri ve sü­ per kümeler bi rleşerek evrenin büyük ölçekli yapmn ı oluştu ru rlar.

Kaç Tane Galaksi Vardır? Gruplar, kümeler ve süper kümeler halinde sınıflanan galaksiler, gözlemleyebildiğimiz evreni tamamıyla doldururlar. Yaklaşık ola­ rak en azından 180-200 milyar (belki de bir trilyon kadar) galaksi olduğu tahmin edilmektedir!

117

GALAKSİ OLU Ş U M U Büyük Patla ma'dan Günümüze

G a l a ksi ler n a s ı l ortaya ç ı kt ı la r? Ne zam a n d a n beri va rla r? Bu so­ ru l a r, a stronomları n B üyü k Patl a ma'd a n hemen so n ra doğa n e n uza kta ki "bebe k" ga l a ksi leri gözle m l eyerek d a h a ye n i ceva plama­ ya baş l a d ı k l a r ı soru la rd ı r. Ayrıca Sama nyo l u'n u ve onun d eva m eden evri m i n i de i ncelemekted i r ler. G ö rü n ü şe ba k ı l ı rsa g a l a ksi­ l e r yolcu l u kl a r ı n a, b u gü n g ö rd ü ğ ü m üz h a l i yl e, ya n i m u hteşem ve büyü leyici gökcis i m leri olara k ba şla m a m ı ş l a rd ı r. M i lya r l a rca y ı l d a n uzu n s ü re n s i ste mati k bi rleşmeler ve ça rpışmalar so n ucu g e l i ş m i ş l e rd i r. G a l a ks i l e r evrendeki en eski ya pıla rda n baz ı l a rıd ı r. Çoğu yol cu­ l u ğ u na Sa manyo l u g i bi, Büyü k Pat l a m a a d l ı veri len o layla evren i n o rtaya çı kması n d a n kısa bi r s ü re son ra, yan i evreni n i l kça ğ l a r ı nda koz m i k toh u m la r o l a ra k baş l a m ı şt ı r. 1 3,8 m i lya r y ı l önce meyd a n a gel m i ş Büyü k Patlama eş zam a n l ı olara k h e m evreni m izin ya rat ı l ı­ şı, hem de g ü n ü m üzde h a l a d eva m eden uzay ve za ma n ı n g e n i ş­ l emesi n i n başla ngıcı d ı r. İ l k bi rkaç yüz m i lyon yıl boyu nca madde­ l e r sıca k ve mattı; evren i l ksel ato m i k parçacı k l a rd a n oluşan yoğ u n b i r s i s l e dol uyd u . Za m a n l a, bu ye n i oluşm u ş kozmos gen işleyerek soğ u maya başlad ı. Bu te mel si s i n yoğ u n l u ğ u n d a k i m i n i k d a lga­ l a n m a l a r, kara n l ı k madden i n kütleçek i m sel etki s i n i n de ya rd ı m ı yla g a l a ksi lerin tohu m la r ı haline geld iler. Büyük Patla ma'd a n ya k l a ş ı k 400 m i lyo n yı l sonra i l k yıld ızla r, yıl­ d ız ışığ ıyla ayd ı n la n m ı ş madde parça la rı n d a n i ba ret olma n ı n öte­ sine daha yen i geçeb i l m i ş bebek ga l a ksi lerde pa r l a maya baş l a d ı . Bu i l kel g a l a ksi pa rça la rı za m a n la bir a raya g el i p b i rbi rleriyle çar­ pışa ra k daha büyük yıld ız topl u l u kla rı o l uşturd u la r. Bu çarpışma son ucu nda a rt a rda yıld ız j e nerasyo n l a rı doğ d u, ya şa d ı ve ö l d ü . En azı nd a n 1 1 - 1 2 m i lya r yı l ö nce olu şmaya ba şla m ı ş Sa m a nyo l u içi n de ayn ı şey geçe rliyd i . İ l k doğ a n y ı l d ız l a r za m a n l a öldü ler ve g eri d ö n ü ş ü m e uğ raya ra k yen i jene rasyo n yıld ızları o l u ştura n madde1 18

Galaksi O l u ş u m u

ler, g a l a ksi çevres i n d e toh u m h a l i n i a l d ı l a r. G a l a ksi m iz i n ilk yı l d ı z nüfu s u n u n bazı ka l ı ntıla rı, g a l a ks i n i n g azl ı halesinde a ğ ı r ağ ı r soğ uya n beyaz cüceler o l a ra k h a l a va rl ı kl a r ı n ı s ü rd ü rmekted i r. B u n u nla b i r l i kte g a l a ks i m i z ka d a r ya ş l ı, başka yı ldızlar d a va rd ı r; b u n l a r büyü k ola s ı l ı kla, g a l a ks i n i n h a l es i n de d ö n ü p dolaştı ğ ı n ı görd ü ğ ü m üz küresel kümelerd e o l u ş m u ş l a rd ı r. B u g ü n Sa m a nyol u h a l a , çok ya k ı n ı nda dol a n a n komşu l a rı n ı n pa rça l a rı n ı ku l l a n m a ktad ı r. Yay Cüce a d ı nda ki küçü k, e l i pt i k g a l a k­ si, dönerken yava ş yava ş g a l a ks i m ize ya klaşma kta d ı r. Ya n ı m ızd a n g eçerken a rd ı nd a meta l fa k i ri yı l d ız a k ı nt ı l a r ı b ı ra kı r. B u , onların evre n i n ba şlang ıcı nda ol uştu k l a rı a n la m ı na gel i r ve içeriğ indeki metal, o n l a rı n Yay Cüce'n i n b i r pa rça s ı o l d u kları n ı beli rler. Bu eski g a l a ks i n i n ve S a m a nyol u'n u n ya k ı n ı n d a ki y ı l d ızla r ı n ı n keşfi, a stro­ nom l a rı n, ça rpışma l a r ı n Sama nyol u'n u nas ı l şeki l le n d i rd iğ i n i a n l a­ ma l a rı için gere k l i en önem l i ka n ıtl a rd a n b i r i n i s u n m u şt u r.

I fık Diskleri Samanyolu bir disk galaksidir. Büyük bir hızla döner ve yıldızları­ nın, gazının ve tozunun çoğu çökerek düz bir diske dönüşmüştür. Galaksilerin çarpışmasında bu disk oldukça kolay bir biçimde par­ çalara ayrılabilir. İ şte bu sebeple bazı sarmal galaksilerin diskleri eğrilmiştir. Diğer galaksilerle yakın temaslar, sarmal diskin şeklini bozan kütleçekimsel müdahalelere sebep olur.

Kütleçeki m i n i n a ma nsız g ü cü, B üyü k ve Küç ü k Mace l la n Bu­ l ut l a r ı n ı da bi rkaç m i lya r yı l içinde g a l a ks i m ize get i re bi l i r. Görü­ n ü şe göre, bu iki ko mşu galaksi h a l i hazı rda birbi rleriyle etki leşim içinded ir l er. Mace l l a n Akışı denen ve bu bu l utla rı b i r b i r i n e bağ la­ ya n yü kse k h ı z l ı gazl a rd a n o l u şa n bu a kı ntı, 2 m i lya r yıldan daha uzu n za m a n önce i ki l i a ra s ı nd a k i çok büyük yı l d ız o l u ş u m u pat­ l a m a l a rı n ı tet i k leyen ya k ı n laşma n ı n ka l ı nt ıları olabi l i r. Böy l e yı l d ız pat lamala rı, g a l a ks i ça rpışma l a rı n ı n önem l i sonuç l a r ı d ı r. Örneğ i n, 119

Evren 7 0 1

Sa ma nyolu v e Andromeda ( e n ya k ı n s a r m a l kom ş u m uz) ga l a ksi l e ­ r i n daha da ka rmaşı kl aşan bi rleşmel e ri v e ya k ı n geçişleri son u cu gelişm i ş l erd i r; bu tü r olayl a r ı n ta m a m la n m a s ı m i lyon a rca y ı l a l ı r. Söz kon usu ga l a ks i l er, ta m b i r birleşme h a l i n d e doğrud an çarpı ş ı r­ la rsa y ı ld ızla rı birb i r i n e ka rış ı r a nca k ça rpışmaz l a r. Macel l a n B u l ut­ l a r ı 'y l a son za m a n d a g e rçekleşen karşılaşmada old uğ u g i b i ya k ı n karşı l a ş m a la r ayn ı za ma n da g az v e toz b u l utlarına şok d a l g a l a r ı d a gönd eri rler v e b u , m u azza m patl a m a l a ra yol a ça ra k yıldız doğ u­ mu a ktiviteler i n i başlat ı r. Ya n i gal aksi l e r gel işip birl eşti kçe, y ı l d ı z nüfus ları da sü reg iden yı l d ız o l u ş u m u sea n s l a rıyla zen g i n l eşir. Gala ksilerin evr i m i h a l a d eva m eden bi r s ü reçt i r. Örneğ i n, Sa­ ma nyol u ve Andromeda orta k bi r kütleçe k i m iyle b i rbirine bağ l ı d ı r. Sa n iyede 1 1 O ki l ometre h ızla birbi rlerine ya klaşm a kta d ı r l a r. Ya kla­ ş ı k 5 m i lya r yıl içi n d e ta m a n la m ıyla birbi rl eri n i n içinden g eçecek­ ler. Yı l d ızları bi rbiri n e karı şacak, daha da önem l i si, birbi rleri ndeki gaz ve tozu n bir kıs m ı nı, y ı l d ız-ol u ş u m u sağ layan, ga l a ks i l e ra ra sı uzun ı ş ı k h uzmel eri h a l i n d e çekecekler. Bi rkaç m i lya r yıl kad a r son­ ra i ki l i za rif bir kozm i k dans gösterisi ya parak bi rkaç defa birbi rle­ ri n i n içi nden geçt i kte n sonra dev e l i ptik bi r g a l a ksiye dönüşecek.

Eliptik Galaksiler E l i pt i k l e r, evri m i n en g e l i şm i ş noktası nda ki g a la ksi lerd i r. Ra stg ele yörü ngel erde ha reket eden en g e n iş, e n a ğ ı r y ı l d ız topl u l u kla rıd ı r. Bu ga l a ks i le r, doğ ruda n daha küçü k g a la ksi lerin şiddetl i çarpışma­ l a rı nd a n o l u ş u rl a r ve sarmal ko lları n bu n l a rı n içinde olması m ü m­ k ü n değ i l d i r. Dahası, bütü n el i pti kleri n merkezi nde ka ra d e l i kler va rd ı r; bun lardan bazı ları g a la ksilera rası uzaya maddeler p ü s kü r­ tü rler. Örneğ i n elipt i k g a l a ks i M87'n i n, 6 mi lya r l ı k g ü neş kütlesi­ n e sa h i p merkezi ka ra deliğ i n i n etrafı n d a k i bölgeden yayı l a n a ş ı rı ı sı n m ı ş maddelerden o l u şa n yü ksek h ızl ı jetleri mevcutt u r.

1 20

Gal aksi Oluşu m u

Galaksiler Birbirlerini Nasıl Etkiler? Galaksiler, uzayda seyahat ederlerken çeşitli şekillerde etkileşime girebilirler: 1 . GALAKSİ ÇARPIŞMASI: İki ya da daha fazla galaksi, bir ya da daha çok kez doğrudan çarpıştıklarında meydana gelir. 2. GALAKTİK KANİBALİZM: Bir galaksi diğeriyle birleşip eliptik ya da düzensiz bir galaksi yarattığında meydana gelir. 3. ETKİLEŞİMLER: Bu genellikle büyük bir galaksiyle onun daha küçük uyduları (bunlar cüce galaksiler de de olabilirler) arasında meydana gelir.

1 21

S A M A N YO LU Yuva Galaksim iz

Eğer iyi ve ka ra n l ı k b i r gözlem yeri nde b u l u n d uysa nız S a m a n ­ yol u 'n u g ö rmüş o l a b i l irsi n iz. N e red eyse b i r b u l uta benze r ve bir ba k ı m a öyled i r de. B u y ı l d ız b u l utu, g a l a ks i m izi n içeriden g ö rü n ü­ ş ü d ü r. B i r şeki lde g a l a ks i m izin d ı şı n a çıkı p S a m a nyol u'na doğru baksan ız, merkez boy u nca uzaya n bir ışık ç u b u ğ u n a sa h i p p a r l a k bir çeki rdeğ i n etrafı n d a dol a n a n s a r m a l kol l a rıyla, devasa b i r ı ş ı k d i s k i n e be nzed i ğ i n i görü rdünüz. G a l a ks i m iz ya k l a ş ı k 1 1 m i lya r y ı l ­ d ı r b u ra l a rdad ı r; d a h a küçük y ı l d ı z y ı ğ ı n l a r ı n d a n ol u ş m u ş, b u g ü n i ç i n d e yaşa d ı ğ ı m ız b u m uazza m büyü k l ü kteki yı l d ız şehri n e d ö­ n ü ş m ü şt ü r.

SAMANYOLU'NUN ANATOMiSi

75 .000 IJık Yılı

Sa manyolu Galaksisi'nin a natomisi. Galaksi düzlem inde, çekirdekten 26.000 ışık yılı uzakta yaşıyoruz.

1 22

Samanyol u

SAMANYOLU HAKKI NDA ÖNEMLİ BİLGİLER 1 . Gala ks i m izde 400 m i lya rd a n fazla y ı ld ız va rd ı r. 2.

Sama nyo l u ya k l a ş ı k 1 20 .000 ı ş ı k y ı l ı e n i nded i r.

3. G a l a ks i m iz kend i ekseni etrafı nda döner ve her b i r d ö n ü ş ü n ü 2 20 m i l yo n y ı l d a ta m a m l a r.

Galaksi Tu ru Sa manyolu'n u n merkez bölgesi yı l d ızlarla ve Sag itta rius A* adı nda­ ki ka ra delikle yoğ u n biçimde dol udur. Gaz ve toz b u l utla rıyla g iz­ lenmiş olduğu için g ala ksimizi n çekird eğ i n i göremezs i n iz a nca k bu­ rası oldukça ka l a ba l ı k b i r yerd i r. Çeki rdeğ in iç kıs m ı nda galaksideki en eski yıldızla rda n bazı ları b u l u n u r; b u n l a r ya klaş ı k 1 0.000 ışık yı lı çapı ndaki, k ü reyi a n d ı ra n bir a l a n ı n içine doluşm u ş l a rd ı r. Çekirdek­ ten d ışa rı uza n a n, gaz ve yıld ızla rdan o luşan bir çubuk, galaksinin, Ka l kan -G ü neyhaçı Kol u ve Ka h ra ma n Kolu adı nda ki iki ana sa rmal koluna bağ l a n ı r. Merkezden uzanan d a ha küçük kol l a r şunlard ı r: •

Yay Kol u

•

Ya kın 3 Kilopa rsek Kol u

•

Uza k 3 Kil oparsek Kolu

•

Dış Ko l Gü neş, m erkezd en 26.000 ı ş ı k yı l ı uza k l ı kta, Orion Kol u d enen

b i r "a lt kol"d a bu l u n u r. Sarm a l ko lla r, g a l a ksinin ya ssı d üzle m i olan g a l a ksi d is k i n i biçi m le n d i r i r. Bu d isk a ğ ı rl ı kl ı o l a ra k, s ü reg iden y ı l­ d ız oluşu m u a la n la r ı olan gaz ve toz b u l utla rıyla yı ldızla rda n oluş­ m u ştur.

Galaksi Grubunun Bir Üyesi Samanyolu, Yerel Grup adı verilen, elli beş galaksiden oluşan gru­ bun bir parçası olarak evrende seyahat eder. Diğer üyeler arasında Büyük ve Küçük Macellan Bulutları ile Andromeda Galaksisi yer alır.

1 23

Evren 1 0 1

Diski, ya k l a ş ı k 200.000 ı ş ı k y ı l ı çapında b i r uzay a l a n ı n ı kapsa­ ya n, g a l a ksi ha lesi çevreler. Bu, b i rbirlerine küt l eçeki msel olara k bağ l ı ya ş l ı y ı l d ı z topl u l u kl a r ı o l a n p e k ço k kü resel kü meyi içerir. Ga l a ks i n i n çe k i rdeğ i nde dönen k ü resel k ü meleri n g a l a ksiyle ya k­ l a ş ı k aynı za manda ol uştu kla rı d ü ş ü n ü l ü r. Görünen halenin öte­ s i n de, k a ra n l ı k madde denen bil i n meyen b i r madde küre biçi m i n­ de yoğu n la ş m ı ş o l ara k bu l u n u r. G a l a ks i m izle i l g i l i x-ışı n ı veri leri ku l l a n ıla ra k ya p ı l a n son ça l ı ş m a la r, g a l a ksi n i n, o l d u kça sıcak gaz­ l a rd a n o l uşan b i r ba lon u n içine göm ü l ü o l a ra k evreni dolaştığ ı n ı g östermişti r.

Samanyolu Galaksisi'nin O l uşumu G a l a ksi l er i n oluşum tar i h i, astrono m l a r ı n d a h a yen i a n la maya baş­ l a d ı ğ ı bir şeyd i r. H i kaye şöyle d i r: B üyü k Patlama'd a n bi rkaç yüz b i n yı l son ra evren, bazı ye rlerde d a ha yoğ u n o lan , dağ ı l m ı ş b i r mad­ d e kütlesiyd i . Bu "a ş ı r ı yoğ u n" a l a n ları n içinde olu şmaya başlaya n i l k yı ld ızla r bizim ga l a ksi m izin ve onun çek i rd eğ i n de topl a ş m ı ş k ü ­ resel kü mel eri n toh u m l a rı o l d u . M i lya rl a rca yıl son ra, yıl d ız v e di­ ğ e r ma ddelerle cid d i bir kütleye s a h i p o l a n, yuva rlak biçi m l i g e n ç Sa m a nyol u dönmeye başlad ı . Bu h a reket o n u n, bug ü n b i l d iğ i m iz d is k şek l i n e çökmesine sebep oldu.

İnsanoğlu v e Samanyolu Dünyadaki değişik kültürlerde Samanyolu'nun D ünya'dan görün­ düğü kısmına oldukça şiirsel bazı isimler verilmiştir. Latincede Via Lactea denen galaksinin İspanyolcadaki adı da buna benzemektedir: Via Ldctea . Bu ışık bandının Korece adı "Gümüş Nehir"dir. Güney Amerika'da kadim İnka gözlemcileri Samanyolu'nu lama, akbaba ve onların bildiği diğer hayvanlardan oluşan takımyıldızları arasından akıp geçen Göksel Bir Nehir olarak görmüşlerdir. Avusturalya'daki Aborjinler onun, yeraltına uzanan bir nehir olduğuna inanmışlar­ dır. Bugün ise Samanyolu, insanların incelemesi için sayısız yıldız, bolca yıldız kümesi, bulutsular ve diğer cisimler sunan, gözlemlene­ cek muhteşem bir gökyüzü parçası olarak bilinmektedir.

1 24

Sa manyo lu

Sama nyol u, g a l a ksi birleşmeleriyle büyümeye d eva m etti. Za­ man içinde bu çarpış m a l a r sa rmal ko l l a r ı n geliş mesine ya rd ı mc ı o l d u . As l ı nda g a l a ks i m iz, kü resel cüce ga laksilerle bi rleşmesinden gelen y ı l d ızları hala özü msem e kte ve i k i uydu ga la ks i olan Büyü k ve Kü çük Mace l l a n B u l utları n d a n çeş itl i maddeler çekmekted i r. S ü reç henüz ta ma m la n ma m ı şt ı r. Sa m a nyo l u uzayda, s a n i yede ta h m i n i 630 ki lometre süratle h a reket etmekte ve ya k ı n ındaki A n d romeda G a la ksisi i le b i rleşmeye doğru g itmekted i r. Bu, ya kla­ ş ı k 4-5 m i lyar yıl içinde gerçekl eşecek ve en son u nda i k i g a l a ks i n i n y ı l d ızla rı, gazı, tozu v e m u htemelen merkezleri ndeki ka ra d e l i k l eri bi rleşecek. Bu sü reç, birleşmiş c i s m i n şekli n i kökü nden değişt i re­ re k büyü k y ı l d ız ol uşu mu patl a m a ları n ı tetikleyecek ve en son un­ da Yerel G ru p'ta k i d iğer gala ksi lerle bi rleşecek ola n M i l kd romeda Gala ksisi a d ı n d a k i dev e l i ptiği ya rataca k.

Peki Neden Bir Çubuk? Galaksimizin kalbinde, bazı gaz ve tozların yanı sıra yıldızlardan bir çubuk yer alır ve bunun nasıl oluştuğu, ne işe yaradığı büyük merak konusudur. Bu çubuk, astronomlar galaksimizin merkezi yakınlarında hareket eden yıldızlardan gelen ışığı incelediklerinde keşfedilmiştir. Çubuğun bir ucunun neredeys e doğrudan güneş sis­ temini işaret ettiğini görmüşlerdir. Galaksi bir çark gibi dönerken, çubuk bir silindir gibi hareket eder. Galaksinin merkezi etrafında uzun, kavisli yörüngeleri olan yüzlerce yıldız vardır; çubuğun da çekirdeğe yakın yıldızları karıştırarak hareketlendiren ve muhte­ melen diskin dışındakileri de etkileyen dev bir mikser gibi hareket ettiği görülmektedir.

1 25

AKTİF GALAKSİ LER VE KUASARLAR Galaksi Canavarlar1

Uza k evrende varl ı kları n ı, elektroma nyeti k s pektrum boyunca çok büyük emisyon patlama larıyla megapa rseklerce adeta bağ ı ra ra k gösteren gala ksiler mevcuttur. B u n l a r, astronomideki en ayd ı n l ı k cisim lerden bazı larıd ı r. M erkezlerinde b u l u n a n bir şey, yayd ı k l a rı ışı­ n ı m ı Dü nya'dan tespit etmemize sebep o l m a ktad ı r. Bu şey n e o l a bi­ l i r? Buna ya n ıt bu l ma k içi n, bu m uazza m büyü k l ü kteki gala ksilerin çok genç oldukları za mana geri dönel i m . Çeki rdeklerindeki yıld ızl a r old u kça sıkışık d u ru mdayd ı v e kütleçeki msel etki leşimler şid detli yıldız çarp ışmalarına sebep oldu. Her bir ga l a ksi çekirdeğ inde bir kara del i k ol uştu ve hem yı l d ızları, hem d e m u hte melen d iğer bü­ yük yı l d ızlar öldüğünde ol uşan ka ra deli kleri yuttu. Za man içinde bu d ev kara delik bel ki de bir m i l ya r ta ne g ü neşin kütlesine erişti! G a l a ks i, evre n i n başlangıc ı nd a s ı k s ı k meydana geldiği g i bi komşu bir g a l a ksiyle çarpıştıysa, mu htemelen yutaca k daha fazla madde mevcuttu ve hatta bel ki başka bir ka ra delik bu aç canava rı besledi. Za man la, bir galaksi çekirdeğ i ndeki ka ra deliğin etrafı yı ld ızla­ ra rası mad deyi dold ura n sıcak gazlar, yı l d ızlar ve diğer maddeler formu nda bol m i kta rda maddeyle çevri l i r. Madde, döne döne ka ra deliğe çek i lerek topl a n ma diski adında, yassı, krepe benzer bir ya p ı ol uştu rur. Galaksi lerin merkezindeki bazı d iskler, d isk etrafı nda fı rıl fı rıl dönerken bükü len güçlü ma nyeti k a l a n ları n a rası ndan geçer. Diske ya kalanan maddeler, ma nyetik sıca k l ı k ve sürtünme son ucu g itti kçe daha çok ısı n ı r. Enerj i olara k d ışa rı kaça n ısı, güçlü radyo ve x-ışı n ı emisyon u yaya r. Bazı mad deler de d is kten d ı şarı doğ ru d i key biçimde fışkıra n devasa jetler olara k da kaça bi l i rler. Bu jetlerd en ba­ zı l a rı, ışık h ızına yakın b i r sü ratte fışkı rır! Bug ü n astronomlar, ga la ksi­ l erin merkezlerindeki bu yoğ u n bölgeleri aktif galaksi çekirdek/eri ya da AGÇ olara k s ı n ıfl a n d ı rı r. B u n l a r oldukça kom pa kt ve ışığ ı n hemen hemen bütü n dalga boyl a rı nda oldukça parl a ktırlar. Neredeyse bunları n hepsi, ya k ı n uzaydaki maddeler i l e dev bir kara delik a ra­ sındaki etki leşi mle açı klana b i l i r. 1 26

Aktif Galaksi ler ve Kua sarlar

Kozmik Evrim ve AGÇ Astron o m l a r, evre n çok daha genç ve böyle cisi m l er o l u şturma­ ya daha müsa itke n bol m i ktarda AGÇ'n i n va r old u ğ u n u b i l iyorl a r. Bel ki de ga l a ks i l eri n merkezle r i n d e birl eşecek daha fazla kara de­ lik vard ı . Ayrı ca, yı l d ızları ya ratmak içi n g erek l i g azla rı n o za m a n l a r daha b o l o l m a s ı da mu htem e l d i r. Bu bol l u k, g a l a ksi çe kird e klerin­ deki kara deli kleri n doğ masına elveriş l i şa rtla rı n o l uş m a sı n a ya r­ d ı mcı o l u r. Üste l i k genç evrende d a ha küçü k pek çok g a la ks i yer a ld ığ ı n d a n daha fazla g a l a ksi etki l eşi m i ol ması m u hte m e l d i r. Pek çok AGÇ bizden çok uza k mesafe l erde b u l u n u r ve k ı rm ızı­ ya kayma ora n la rı yü ksektir. Öze l l i kle, g a m m a ı ş ı n ı pa rl a m a l arı ya­ ya n çok uza kta ki Seyfert gala ksi leri n i n va r o l m a s ı , böyle cis i m leri n evre n i n her yeri n d e o l d uğ u n u g östermekted ir.

Kuasa rlar! Kuasa rlar ("yı l d ızsı rad yo kayna kları " kısa ltmas ı ) bi l i nen en ha re ket­ l i ve uza k a ktif ga l a ks i çekirde kleridir. İ s i m leri nden de a n l a ş ı lacağı üzere bu cisi m l er g üç l ü radyo em isyo n la rı sayesinde keşfed i l m i şt i r v e ayn ı za m a n d a pa rl a ktırla r. Bazı ları g ü ç l ü x-ı ş ı n ı e m i syo n l a r ı d a yaya r; bu, böyle g a l a ks i l e r i n merkez çe kirdeklerindeki yü ksek sı­ ca k l ı k l a r ha kkında bi r fi ki r veri r. Diğer AGÇ'ler g i bi b i r kua sar da g üc ü n ü , maddeleri m üthiş b i r h ızla dön d ü ren koca m a n b i r topl a n ma d i s kiyle çevrili d e v b i r ka ra del i kten a l ı r. B i l i n e n e n pa rl a k kuasar, ışı ğ ı n ı sü rd ü rm e k içi n her yıl b i n ta ne g ü n eşe teka bül eden cisi m l eri yutm a k zoru ndadır. Bir AGÇ'n i n ka ra d el i ğ i za m a n la, pa rlak ışı klar ve emisyon sağ l a m a k içi n gere k l i ya kıtı tü ketir. Bu o l d u ğ u n d a merkez bölge sakin leşi r. Me rkezi kara deliğ i olan her g a l a ks i g ü rü ltücü bir can ava r değ i l d i r. Bizim Sa ma nyol u'm uzu n, gerçekten a ktif o l a n diğer g a la ks i lere kı­ ya sla daha sess iz bir ka ra deliği va rd ı r.

Aktif Galaksi Çekirdeklerini ve Kuasarlar1 Keşfetme Bu a ktif c i s i m l er, yi rminci yüzy ı l ı n başla rında, g a l a ksilerin m erkez­ leri n i i ncelemek üzere spektrog rafl ar k u l l a n ı l maya başla n d ı ğ ı nd a 1 27

Evren 1 0 1

keşfed i l m i şti r. O a la n la r ı n a ktif v e a ş ı rı ısı n m ı ş o l d u klarını g österen pa rla k e m i syon çizg ileri buld u l a r. Bu "a ktif g a l a ks i l ere" değ i n e n i l k yazıyı a stronom Ca ri Seyfert ( 1 9 1 1 - 1 960) 1 943 yı l ı nda yazmıştı r. G üçl ü e m i syo n l a rı, merkezi çeki rdekleri nde o l d u kça enerj i k b i r şeyleri n o l d uğ u n u g öste r miştir. B u n l a r son unda Seyfert g a l a ks i leri o l a ra k a nı l maya başla n m ı şt ı r. l 950'1 erde

radyo tel e s ko p l a r, aynı bölgele rdeki g üçlü radyo

kayn a k l a rı n ı tespit etmeye başl a m ıştır. B u n u n h e r i ki ya n ı n d a da s ı kl ı kla g üçlü radyo kayn a kl a rı na sah i p bir g a l a ksi o l m uşt u r; en so­ n u nda d a astrono m l a r b u n l a rın, bazen norm a l görünen g a l a ksile­ rin çe kird eklerinden fış k ı ra n j etler ol d u kla rı n ı a nlad ı l a r.

Çok Ama Çok Parlak! En parlak kuasarlar, 26 katrilyon tane Güneş kadar ışık üretirler!

K u a s a r l a r ı n açıkl a n m a s ı uzun za m a n a l m ı ştı r. N e redeyse b i r yı l d ız ka d a r pa r l a k ola n k u a sa rl a r ı n b u pa r l a k l ı kla rı baze n bi rkaç g ü n i ç i n d e fa rkl ı l ı k g österi rd i . Yi n e de n e redeyse h e r za m a n çok çok u za kta olan bu k u a sa rl a rı n neyle i l i şk i l i old u k l a rı n ı söylemek o l d u kça zo rd u. Son u n d a H o l l a nda l ı a stronom M a a rte n Sch m i dt ( 1 9 2 9-) 3C 2 7 3 a d ı ndak i b i r ku a sa rd a n g e l en e m i syo n çizg i le r i n e ba kt ı . B u çizg i l e r i n ha rekete g eçm i ş h i d roj en atom l a r ı n d a n kay­ n a k l a n d ı ğ ı n a ve büyü k o ra n d a kı rm ızıya (spektru m u n en k ı r m ı­ zı u c u n a ) kayd ı ğ ı n a d i kkat çekt i . 3C 273 h e m ço k parlak, h e m d e ç o k uza kta d ı r. İ n s a n l a r za m a n l a kua s a rl a rı n, a ş ı r ı m i kta r l a rd a m a d d e yuta n koca m a n k a ra d e l i klerd en g üç a l d ı ğ ı n ı fa rk et m i ş­ lerd i r. G ü n ü m üz b i l i m i n sa n la rı, b i r galaks iyle merkezi ndeki kara de­ l i ğ i n kütlesi a ra sın d a k i ora ntıyı keşfetmeye ça l ı ş m a ktad ı rla r. Öze l ­ li kle d e ka ra delikleri n, son u nda b i r gala ks i n i n ye n i yıld ız g ru pla­ rı yaratma şansını yok edecek olan maddeleri n yut u l ma s ı n da ki rol ü n ü i n celemekted i rler. Merkezi motorun m üthiş i şta hı, kütle 1 28

Aktif Galaksiler ve Kuasarlar

top l a maya deva m etmek için gerekli ya kıtı t ü ke n d i kçe kend i n i h a i çöküşüne sebep ol uyo r g i bi g örü n m e kted i r.

Aktif Galaksi Tü rleri Aktif galaksi ler, yayd ı kları emisyo n l a r ve çeki rdeklerinde jet olup o l mamasına göre s ı n ıfl a n d ı rı l ı rl a r. E n yayg ı n tü rlerden bazı l a rı ş u n l a rd ı r:

1 . Radyo sessiz: (Şi m d i l i k) rad yo sessiz ka ra deli kleri olan, çok sö­ n ü k, sessiz galaksi çekirdekleri; bu n l a r, ı ş ı ğ ı n başka d a l g a boy­ l a rı nd a pa rla k ve a ktif o l a b i l i r le r.

2. Seyfert galaksileri: Madde topl aya n, x-ı ş ı n l a rı ve g a m m a ışı nla rı yaya n orta kütleli kara deli kl er.

3. Kuasarlar: Madde toplaya n y ü ksek kütlel i ka ra deli kler; bazı la rı radyo e m i syon l a rı yaya rke n bazı la rı sadece optik ı ş ı k yaya r. 4.

Blazar/ar: Dü nya'ya dönük bir jeti olan, yü ksek kütlel i ka ra de­ likler.

5. Radyo galaksiler. G üçl ü ra dyo e m i syon l arı yaya n ve uzaya aş ı rı ı s ı n m ı ş madde püskürten çok büyü k jetlere sa h i p geniş a la n la­ rı ola n büyü k kütleli kara d e l i kler.

Mikrokuasarlar Kuasarlar genellikle evrenin uzak derinliklerinde bulunurlar an­ cak son yıllarda, galaksimizin çiftyıldız sistemlerinden fışkıran radyo-yüksek sesli jetler bulunmuştur. Bu güçlü jetler, ışık hızın­ dan daha hızlı hareket ediyor gibi görünmektedir; bu özelliğe "ışık hızından daha hızlı hareket" denir. Görünüşe bakılırsa bu jetler doğrudan bize yöneltilmiştir ve bu da ışıktan daha hızlı seyahat etme illüzyonuna katkı sağlamaktadır. Bu cisimlerin yaydıkları güç inanılmaz derecede yüksektir; astronomlar da artık onlara, uzak galaksilerin merkezindeki daha büyük emsalleriyle neredeyse tıpa­ tıp aynı davranışlar gösterdikleri için mikrokuasarlar demektedir.

1 29

KA RAN L I K MADDE Kozmosun Gizem li Esası

Evrende, görebi l d iğ i m iz üzerindeki kütleçe k im sel etkisi haricinde bel i rlenemeyen, g örü n m ez b i r madde mevcuttur. B u na karanlık madde d e n i r. Görü l e m eyen bir şeyin n a s ı l bu kad a r etki l i old u ğ u­ n u a n l a m a k için önce l i kle bi l d i ğ i m i z maddeden ba hsedel i m. Evrendeki bütün cisim ler atom a d ı veri len küçük madde pa rça­ cı kla rı n d a n o l u ş u r. Bu ato m l a r h i d rojen, helyum, karbon, n itroje n, oksijen, s i l i ko n ve bu n l a r g i b i kimyasa l e lem entlerd i r. Enerj iyle bir­ l i kte bi r a raya gelere k g özl e m l ed i ğ i m iz evre n i o l u ştururlar.

Evreni Bir Arada Tutm a k Ato m la rı b i r a rada tuta n ş e y nedir? " Kuvvet"t i r. Ato m v e atoma ltı d üzleminde atomla r güçlü nükleer kuvvet ve zayıf nükleer kuvvet a d ı veri l e n i ki etki leşi m ta rafı nda n yönet i l i rler. G üçl ü n ü kleer kuvvet, ato m u n çeki rdeğ i n i oluşturan pa rça la r ya n i ke ndi leri de kuark a d ı nd a daha küçü k parçacıkla rd a n oluş­ muş proton ve nötronl ar üzerinde etki l id i r. Güçl ü n ü k leer kuvvet, ku arkların b i rb i ri n i itere k çek i rdeği yok etmesi ne engel o l u r. Zayıf n ü kleer kuvvet, b i r kuark tü rü n ü d i ğ eriyle değ i şti ri r; bu da u ra nyum gib i radyoa kt if elementlerin bozu n m a s ı na sebep o l u r. Radyoa ktif bozu n m a gezege n l eri n ve uyd u l a r ı n g ü ç kayna ğ ı d ı r; buna d a h i l olan elementler de yı ldızlar ö l d ü ğ ü nde ya rat ı l m ı ştı r. Zayıf n ü kleer kuvvet aynı za manda G ü n eş'i n ve diğer yı ldızl a r ı n m erkezi nde meydana g e l e n n ü kleer füzyo n a d ı n da ki s ü reci de et­ kin leştirir. Bu rada, b i r e lementin atomla rı kayna şarak i ki nci, daha a ğ ı r b i r el ementi meyd a n a get i ri rl e r. Bu s ü reçte ı sı ve ışık yayı l ı r. Kütleçekim kuvveti, da ha uzu n mesafe lerde ve d a ha büyük, d a h a i ri cisi m ler üze r i n d e etk i l i d i r. Bu evrensel bir kuvvetti r ve her ye rde ayn ı şeki lde işler. Kozm i k tozu n e n kü çü k zerreci ğ i nden e n geniş galaksi kü mes i n e dek her cis m i n b i r kütlesi va rd ı r. B i r cism i n kütlesi d iğer cisi m l eri çeker; bu çeki m i n g ücü, a ra la rındaki mesa1 30

Ka ra n l ı k Madde

feye bağ l ı d ı r. Kütleçe k i m sel etk i l eş i m l e r D ü nya ile Ay'ı, G ü neş i le g ezegen leri, S a m a nyo l u'ndaki yı l d ızla rı ve k ü m e l erle s ü perkü me­ lerdeki g a l a ks i leri birbirine bağ l a r. Sözü edilen bütü n bu cisim ler ba ryo n i k madde -proton ve nötro n l a rd a n ol uşm uş madde- denen bir kategori altında toplan­ m ı ş l a rd ı r. Bu madde ışı n ı m ı ya ya n sıtır ya da yayar. B u na yıld ızlar, gezegenler, g a l a ksiler ve g a l a ksilerin içi ndeki ve etrafın da ki sıca k gaz bulutla rı; h epim iz dahi liz. Baryo n i k madde n i n tuhaf ya nı, gö­ rebi l d iğ i m iz h e r şeyi oluştu rması na rağ men evrende va r olan tüm madde n i n sadece yüzde l 6's ı n ı oluşturur. Geri kal a n yüzd e 84' 1 ü k k ı s ı m ka ra n l ı k madded i r. Peki, n ed i r bu ka ra n l ı k madde? B u n u ki m se ta m o l a ra k b i l m i­ yor. Hatta baryo n i k maddeyle ayn ı biçi m d e ha reket ed i p etmed iği

1

il

1, l 'ı

I[

l'I

�

ı

b i l e netl i k kaza n m ı ş d eğ i l .

ı

Muhtemel Karanlık Madde Adayları 1 . Soğuk kara nlık madde: oldukça ağır hareket eden, bilinmeyen madde 2. WJMP: zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (soğuk ka­ ranlık maddeyi açıklayabilir) 3. Baryonik karanlık madde: kara delikler, nötron yıldızları, kah­ verengi cüceler 4. Szcak karanlık madde: ışık hızına yakın bir süratte hareket eden oldukça hareketli madde

O ha lde eğer ka ra n l ı k madde ka ra n l ı ksa, astron o m l a r o n u n va rl ı ğ ı n ı n a s ı l fa rk etti ler? Ö rneğ i n g a l a ksideki bütü n yı l d ı zla rı, g azı ve tozu a ls a n ız ve g a l a ks i n i n küt l e s i n i hesa pla ma k için bu görd ü ğ ü nüz c i s i m l e ri toplasa n ız g a l a ks i o l ması gere kenden ço k d a h a büyü k ç ı ka r. Bu hesa pta akla yat m aya n b i r şeyler va rd ı r. Bu da, o rada g ö re m ed i ğ i n i z ve kütl esi olan b i r şeyler o l d u ğ u a n l a m ı­ na g e l i r. 131

1

1 :ı

i,'ı

j:

Evren 1 0 1

Astro n o m l a r, p e k ç o k g a l a ksi v e yıldız kü mesi ndeki bu çel i şkiyi fa rk ettiler ve ayrıca bir g a l a ksi n i n içinde dönen yı l d ızla r ı n s ü ratle­ rindeki fa rkl ı l ı kları keşfetti l e r. Bir gala ks ide, y ı l d ızla rın bel l i hızla rda dönmeye devam etme s i n i sağ l a maya ve en d ı ştaki y ı l d ızların da uzaya uçup g itmelerine engel o l m aya yetecek m i ktarda büyü k b i r kütleçek i m i v e dolayısıyla büyük bir k ü t l e o l ma s ı g e rekir. Fa kat g a ­ l a ksi n i n civarı ndaki y ı l d ızları n ta h m i n ed i l e n s ü ratleri astronom­ ların ta h m i n etti kleri g i bi değ i l d i r. B u n l a r, g a l a ks i n i n m erkezi ne d a h a ya k ı n olan yıld ızl a rd a n çok fa rklı bir h ızda ha reket ed iyo r o l m a l ı yd ı l a r. Bu d a , tespit ed i l m e m i ş d a h a ç o k kütle (ve b u n u n son u c u n d a ol uşan kütleçeki mi) o l d u ğ u v e bu kütl e n i n y ı l d ızları etki lediği a n l a m ı n a gel iyord u .

Karanlık madde

Aydınlık madde

Astronomlar, galaksilerin etrafında, aydınlık maddelerin (yıldızla r ve bul utsul a r) h areketlerini k ısıt l ayan karanlık madde haleleri o l duğunu tahmin etmektedirler.

1 32

Karanlık Madde

Karanlık Madde Nerededir? 2012 yılının başında karanlık madde sorununu araştıran fizikçiler, karanlık madde evreninin bilgisayar modellerini çıkarmak için ga­ laksi dağılım verilerini ve kütleçekimsel ölçümleri kullandı. Bu mo­ deller, bu görünmez maddenin galaksilerden uzayın derinliklerine dek uzandığını ve hatta komşu galaksilerin karanlık maddelerine sürtünme ihtimali olduğunu gösterdi. Bu da her bir galaksinin ger­ çekten de hem aydınlık (baryonik) maddenin hem de karanlık mad­ denin bir toplamı olduğu anlamına gelir. Dahası, karanlık madde­ nin bütün evrene nüfuz eden bir ağ oluşturduğunu gösterir.

Karanhk Madde ve Evren Ka ra n l ı k madde, evren boyu nca g a l a ks i l eri ve g a l a ksi k ü meleri n i etkiler. O n u n va rl ı ğ ı sayes i n d e a stro n o m l a r, evren gen işlemeye d eva m m ı edecek, h a re ketsiz mi ka l ac ak yoksa bel ki de küçülecek m i g i bi soru l a ra ya n ıt bula bi l i r. Kozmolog l a r (kozmos u n kayn a ğ ı­ nı ve evri m i n i a raşt ı ra n kişi ler) eskiden a ç ı k evren, ka pa l ı evren ve düz evren m od e l l eri bağ l a m ı n d a d ü ş ü n ü rlerdi. Açı k evren, g e n iş­ lemeye deva m eden, ka pa l ı evren d a ra la bilen ya d a büzüşebilen, d üz evre n d e ha re ketsiz evren m odel i d i r. Ne çeşit bir evrene sa­ hip o ld u ğ u m uzu be l i rlemek için kütle önem l i b i r rol oynadığ ı n­ dan, ne ka d a r m a d d eye s a h i p ol d uğ u m uzu b i l mek de öne m l i d i r. Bug ün bu ta b l o daha da ka rmaşıktı r: Evren madde bağ l a mın­ da düz ka bul e d i l i r a ncak kozmosun a k ı beti n i anla mada en bas­ kın öze l l i k o l a n ka ra n l ı k madde sebebiyle de genişlemeye d eva m etmektedi r. Bu d e n k l eme bir de ka ra nl ı k enerj iyi ekled i ğ i m izde ka rşı m ıza şöyle b i r son uç çıkar: Evre n i n yüzde 7 5 'i kara n l ı k e ne r­ j i, yüzde 24'ü ka ra n l ı k madde, yüzde S 'e ya kı n kısmı da baryonik maddeden oluş m a ktad ı r. Ka ra n l ı k enerj i evre n i n genişleme h ızı n ı a rtı rma ktad ı r; bu sebeple b u senaryoda evren son suza d e k gen iş­ lemeye deva m etmektedir. Fa kat yen i keşfedilen H ig g s Bozonu a d ınd aki atomaltı pa rçacı ğ ı üzeri nde ya p ı la n son ça l ı ş ma l a r, evre1 33

Evren 7 0 7

n i m izin, g ü n ü m ü zd en o n l a rca m i lya r yı l son ra son u gelecek s ı n ı r l ı b i r ö m rü olabi leceğ i n i i l eri sü rmekted i r.

Karanlık Enerji Nedir? İnsanlar genellikle uzayın boş olduğunu düşünürler. Astronomide­ ki en büyük yanlış anlamalardan biridir bu. Aslında uzayda çok faz­ la şey vardır. Gaz atomları ve küçük toz zerrecikleri "boşluk" denen yerde süzülürler. Şimdi burada bir de karanlık enerji olduğu orta­ ya çıkmıştır. Bunu, uzayın malı olan somut bir madde olarak değil de, uzayın kendi enerji kaynağı olarak düşünün. Uzay genişle dik­ çe daha fazla enerji ortaya çıkar. Evrenin genişlemesini tetikleyen şey bu enerjidir. Bu durum, neden astronomların evrenin (içerdiği bütün kütlenin ve içindeki bütün maddelerin kütleçekiminin he­ saplanmasına dayanarak) olması gerekenden daha hızlı genişlediği sonucuna ulaştıklarını açıklayabilir.

1 34

EVREN İ N YAPISI Kozmik Cisimler v e Uzakhklan

Evren h a reket eden cisim lerle dol u d u r. Örneğ i n d ü nyayı ele a l a­ l ı m . Güneş'i n etrafınd a dön mekle b i r l i kte g ü neş siste m i n i n bir pa r­ çası olara k da uzayda h a reket etm ekted i r. Gün eş s i ste m i, Saman­ yol u merkezi n i n etrafı nda ha re ket h a l i nde d i r. Ga l a ksi, Ye re l G r u p a d ı veri len b i r top l u l u ğ u n pa rça sı o l a ra k diğer ga l a ks i l erle b i r l i kte uzayda ha re ket etmekted i r. Bazı ye rlerde g a l a ks i ler, kü meler ve to p l u l u kl a r h a l i n de b i rb i rleri n i n etrafı nda dönerler fa kat bütün bu g a l a ks i l er aynı zama nda evre n i n 1 3,8 m i lya r yıl önce ba şla m ı ş genişlemes i n i n bir parça sı olara k uzayda ha reket ederler. Evren d e ço k büyü ktü r. Ya şa m ı n a küçük bi r nokta ola ra k ba ş l a m ı ş evren şu a nd a 93 mi l ya r ışık y ı l ı ça pınd a d ı r! Evren i n içerd iğ i bütün maddeler (hem ba ryon i k hem kara n l ı k madde) m i lya rla rca ı ş ı k yı l ı g e n i ş l i ğ i ndeki uzay boyu nca uza n a n d a ntel g i bi bi r ağ i çi nde dağıt ı l mışt ı r. A ğ i p l i k l eri a ra s ı nda ka ra n l ı k madde i l e d o l u kozm i k boşlu kla r va rd ı r. N eticede her şey, evrenin gen işlemes i n i h ızla n d ı rd ı ğ ı için ka ra n l ı k enerjiden etkilen i r.

Kozmik Uzakhk Merd iven ini Tırman mak Kozmosta uza kl ı k l a r önem l id i r. İ nsa n l a r ı n gezegen l er, ya k ı nda ki y ı l d ızlar, bulutsu l a r g i b i daha ya kındaki cisi m leri uza kta ki yı l d ız l a r v e galaks i l e rden d a ha ko lay keşfetti kleri açıkt ı r. Ne kada r uzağa ba ka rsa k za m a n d a o kad a r g eriyi görürüz, bu sebe ple uzayda uza­ ğ a ba kma k kozmosu n ta r i h i ve evri m i n i i nceleme uğra ş ı hal i n i a l ı r. Dü nya ve g ü neş bir astron o m i k b ir im (AB) uza k l ı ktad ı r. Bu 1 50 m i lyon kilometre dem ekti r. A B seviyesinde, keşifl erimiz kozm i k d üze nde o l d u kça küçük ka l a n g ü neş siste m i m izle s ı n ı rl ı d ı r. Da ha uza kta ki c i s i m l eri n uza k l ı ğ ı ışık y ı l ı cinsi nden bel i rti l i r. Bir ı ş ı k yı l ı, ı ş ı ğ ı n (saniyede 300.000 km h ızl a) b i r yılda kat ettiği mesafedir. En ya kın yı l d ızlar g ü n eşten 4,2 ı ş ı k yı l ı uza kl ı kta d ı r. En ya kı n yıld ız doğ u m u bö lg eleri 1 500 ı ş ı k yı l ı uza k l ı kta d ı r. Astro nomla r aynı za1 35

Evren 1 0 1

m a n d a 3,26 ışık y ı l ı n a d e n k d ü şen parsek ter i m i n i ku l l a n ı r. B i n pa r­ sek b i r kil opa rsekti r. Bu birim lerdeki ölçü m l er bizi Sama nyolu'n d a ­ ki cisi m l ere g ötü rü r. Örneğ in, g a l a ksimizi n merkezi 26.000 ı ş ı k y ı l ı u za k l ı ktad ı r; bu d a ayn ı za m a n d a 8000 pa rsek y a d a 8 kilopa rsek ola ra k ifade ed ilebi l i r.

Standart Mumlar Bir şeyin ne kadar uzakta olduğunu nasıl bilebiliriz? Kozmosta epey uzakta olan bir şeyin mesafesini ölçmek için oldukça kullanış­ lı bir yol vardır. Evrendeki, bilinen ve tahmin edilebilen parlaklıkta ışık yayan cisimler standart mumlar olarak kullanılır. Gözlemciler bunların mesafelerini hesaplamak için, ters kare kanununu kulla­ nırlar; bu da bir cismin parlaklığının o cismin uzaklığının karesiyle ters orantılı olduğu anlamına gelir. (Parlaklık, astronomik cismin yaydığı enerjinin toplam miktarının ölçüsüdür.) Ters kare kanu­ nuna göre bir cisim ne kadar sönük görünüyorsa sizden o kadar uzaktadır. Eğer cismin parlaklığını biliyorsanız uzaklığını hesapla­ yabilirsiniz. En yaygın kullanılan standart mumlar, Sefe değişken yıldızları (zaman içinde sabit, tahmin edilebilir bir ritim ile titreşen), Tür la süpemovaları denen yıldız patlamalarının belirli türleri ve kuasar­ lardır (uzaydaki parlak ve uzak patlamalar) . Kırmızı devler ve ge­ zegenimsi bulutsuları da standart mumlar olarak kullanılabilir. Bu standart mumların Samanyolu'nda ve evrenin başka her yerinde var olması, bu yıldızlar ve bulundukları galaksiler ile aramızdaki mesafeleri ölçmemize imkan tanır.

Galaksimizin Ötesinde Sa m a nyol u'nun d ı şında, astronom l a r - milyon l a rca ya da m i lya r­ l a rca pa rsekle ölçülebi len ve s ı rasıyla mega parsek ve giga pa rsek o l a ra k a d l a n d ı rı l a n - m uazza m mesafelerle u ğ ra ş ı r l a r. Bu nla r s ı k­ l ı k l a, ga l a ks i ler g i b i oluş u m l a r a ra s ı n d a k i kozmo l oj i k mesafeler olara k b i l i n i rler. Astronom l a r yuka rıda ba h sed i le n sta n d a rt m u m1 36

Evre n i n Ya pısı

l a rı ku l la n a ra k bu mesafe l eri ö l çeb i l i rler. Tu l ly-Fi sher bağ ı ntısı denen b i r baş ka metot, sa rmal b i r g a l a ks i n i n ya pısa l ayd ı n latma gü cü (ne kad a r pa r l a k o l d u ğ u ) ile g a l a ks i n i n me rkezi n i n etrafı n­ d a ki yı ld ızla rı n yörüng esel ha reketi n i karş ı laşt ı rı r. Astron o m l a r bu "dönüş h ız ı "n ı a n la m a k içi n ı ş ı k l a rı n ı spektroskop a racı l ığ ıy l a in­ celer. Spektru m la r g a l a ksi dönd ü kçe yı l d ızların ne h ızda ha reket ett i k l er i n i g österir. Bazen yüzey pa r l a k l ı ğ ı ndaki (g a laksi ya da b u l utsu g i b i büyük cisim lerin pa rlakl ı ğ ı ) değişikl i k l e r de onun mesafe s i n i bel i rlemek için ku l l a n ı l a bi l i r. Yüzey pa rla k l ı ğ ı metod u, 1 00 meg a pa rsekten fazla uza k l ı ktaki cisim lerde işe ya ra r.

Evren Nasll Böyle Oldu? Astro nom l a r, ı ş ı k yaya n cisi m l erle d o l u b i r ev re n i keşfedip i n ce­ lerler. Peki, evren şu a n k i h a l i n e n as ı l g e l d i ? Büyü k Patla ma'd a n bi rkaç y ü z b i n yı l son ra yavru evren, g e n işlem ekte o l a n uzayda dağ ı lan maddelerle dol uyd u . O za m a n l a r evren henüz o kada r uzağa gen iş lemed i ğ i nd en, şu a n ki n d e n daha ufa ktı. Bazı yerlerde m adden i n yoğ u n l uğ u ya kın böl g e l e rdekinden ufacık bi r yüzdeyle d a ha faz layd ı . O a l a n l a rda evren d a ha yava ş genişleyerek, yü ksek yoğ u n l u k l u a l a n l a r ı n g e l i ş i p, d a h a d a yoğ un o l m a la rı n a i m kan ta­ n ı d ı . İ l k yı l d ızla r bu "aş ı rı yoğ u n l u k" a la n l a rı ndan o l u ştu ve o n l a rın yaşayı p öldüğü bölgeler de ilk g a l a ks i lerin toh u m l a rı n ı n yeşerd iğ i topra k la r o l d u . Ye ni o l u şa n evren deki o u fa c ı k yoğ u n l u k fa rkl ı l ı kla r ı nd a n ev­ rendeki büyü k-ö lçe k l i ya pı l a r - g a l aksi l e r ve g a l a ksi kü meleri- ge­ l i şip orta k kütleçek i m sel et ki leri n i n g ücü a ltında bir a raya to plan­ d ı l a r. Bu kü meler ve s ü perkü m e l e r, eng i n ve bom boş g örünen boşl u kl a r ı n et rafı n a ka p l a n m ı ş gibi g örü nen d uva rl a r, levh a l a r ve i p l ikler h a l i n d e s ı ra la n d ı l a r. G ü n ü m üzde insa n l a r ka ra n l ı k madde ve kara n l ı k enerj i n i n, bu kozmik varol u ş ağ ı n ı oluşt u ra n yı l d ız l a rın, ga l a ksi l e rin, g a l a ksi kümeleri n i n ve süpe rkümeler i n i n yaratıl ı şı ve sü reg iden evri m i nd e oynad ı kl a rı ro l l e i l g i len mekted i r l e r. Pek çok s ü perkü men i n va r ol ması, evrendeki maddenin, bu kümeler i l k o l u şmaya başlad ı ğ ınd a da eşit olara k d ağ ı l m a d ı ğ ı n ı 1 37

Evren 7 0 1

ka n ıtla m a ktad ı r. G ü n ü m üzde b u ya p ı l a r yüz m i lyo n la rca, hatta m i lya rla rca ı ş ı k yı l ı uza k l ı k l a ra yayı l ı r, a n ca k yine de keşfedebi l d i ğ i ­ mi z evre n i n sa dece küçü k bir yüzdes i n i o l u şt u r u r la r.

Galaksi Kümeleri ve Süperkümeleri Galaksiler evrende yalnız gezinmezler. Samanyolu da dahil olmak üzere hepsi, kümelerin -kütleçekimiyle bir arada duran büyük ga­ laksi topluluklarının- bir parçasıdır. Bu kümelerden bazılarında onlarca ya da binlerce galaksi varken , bazılarında da on binlercesi mevcut olabilir. Galaksi grupları ve kümelerinin hepsi, on binlerce üyeye sahip olabilen, süperkümeler adındaki daha büyük topluluk­ ların parçasıdırlar. Buna en iyi örnek Kahraman-Balıklar Süperkü­ mesidir. 250 milyon ışık yılı uzaklıkta olan bu süperküme, birçok galaksi grubu ve kümesinden oluşmuştur.

Küçü kte n Büyüğe Evrendeki madde, h i yera rşi k bi r dü zende kü mele n i r. Kü çükten bü­ yüğe doğ ru g iden koz m i k ci s i m lerin l istesi şöyled i r: •

Gezeg e n l e r

•

Yıld ızl a r

•

Ga l a ks i l e r

•

Ga l a ksi g ru p la rı

•

G a l a ksi kümeleri

•

S ü perkü meler (g a l a ksi kümeleri n i n k ü m e l eri)

•

Kü m eler ve s ü pe rkü m e l e r a rasındaki boş l u kl a r

•

B oş l u kla rın d ı ş hat l a rı n ı oluştu ra n g a l a ks i i p l i kleri

1 38

KÜTLEÇEKİ MSEL M E RCEKLER Doğanm Uzun Mesafeli Teleskoplar.

1 979 yı l ı nda, Kitt Pea k M i l l i Rasatha nesi'ndeki bir teleskobu ku l la­ nan astronom l a r g örüntülerden b i ri n de tu haf bir şeye ra stlad ı l a r. Bu, ya n ya na ve old u kça ya k ı n b i ç i m d e d u ran , bi rbiri n i n tı patıp ayn ı s ı i ki kuasa r gib i görü n üyo rd u. B u n l a ra hemen İ kiz Kuasa rlar dendi. Kua sarl a r, m üth i ş m i kta r l a rd a ı ş ı k vere n pa rlak, old u kça uza kta ye r a l a n noktasa l kayna k cisi m l e rid i r; ayrıca uza k ga l a ksi le­ ri n son derece a ktif çeki rd ekleri ol a ra k bi l i n i rl e r. B i rbi ri n e bu kadar yak ı n iki kuasarın olması biraz t u h aftı . Böylece a stronom l a r, orada gerçekten d e i ki kuasar olup olmad ı ğ ı n ı g örmek için radyo te les­ kopla rıyla İ kiz Kuasa r l a ra bakt ı la r. Görü n ü şe g ö re çifte kuasa r l a r a sl ı nd a koca man bi r g a l a ks i kü­ mesi n i n a r ka sında b u l u nan bir uza k c i s m i n i ki görüntüs üyd ü. O kü medeki bütü n g a l a ksilerin toplam kütleçeki m l eri, o radan ge­ çen kuasa rın ışığ ı n ı ya nsıtm aya yete rl i d i r; ayrıca iki kua sa r görün­ tüsü n ü ya ratan da o kütleçe k i m se l merceklenmed i r.

Kütleçekiminin G izli Rolü Her cism i n b i r kütlesi va rd ı r. Her kütle, diğer kütleler üzerinde bir çekim kuvveti uyg u la r. Cisim ne kad a r büyü kse kütleçeki m kuv­ veti de o kad a r g ü ç l ü d ü r. Kütleçeki m i ve h ız gezegen leri n G ü n eş etrafı nda, uyd u l a r ı n gezeg e n l e r etrafı nda ve ga l a ksi lerin diğer g a l a ks i le r etrafı nda dönmeleri n i sağ la r. Pe ki, am a bu meka n izma n a s ı l işler? H ep im iz, yö r ü n g e l e r ve kütleçe k i m i hakkındaki b i l g i m izi on yed i nci yüzyı lda evren sel kütleçe k i m i ka n u n u n u b u l a n , İ n g i l iz matematikçi Sör l saac Newto n'a borç l uyuz. N ewto n, kütleçeki m i, evrendeki bütü n c i s i m l e r üzeri n d e g eçerl i b i r gü çtü r, dem işti. Ci­ s i m l erin küt l e l e r i n i ve b i rb i rleri ne olan uza kl ı kları n ı b i l iyo rsa n ı z, i ki c i s i m a ra s ı ndaki kütleçekim g ü cünü hesaplaya b i l i rs i n iz. C i s i m ­ ler birb i r i ne ya k l aştıkça o n l a rı bi rb i r i n e çeken küt l eçeki m i d a ha 1 39

Evren 1 0 1

da g ü ç l e n i r. B i r b i r l e r i n d e n uza k l aştı kça d a kütleçe k i m i etk i s i za­ yıfl a r. Kütleçeki m i ve evre n d e k i rol üyle i l g i l i çok d etay l ı ders kita pla rı mevcutt u r. Yine de astron o m i d e kütleçe k i m iyle i l g i l i bi l i n mesi ge­ reke n en ö n e m l i şey onun, y ı l d ız d oğ u m u n d a n g a l a ksi evr i m i ne, g ü neş siste m i m izdeki ci s i m leri n yörü ngesel h a reketleri nden ışı­ ğın evren içinde izled i ğ i yola dek her şeyi etk i l iyo r olma s ıd ı r.

Kütleçekimsel merceğin geometrisi . Işık, uzak cisimden seya hat eder ancak izlediği yol, yakındaki büyük bir cismin kütleçekim etkisiyle bozul ur. Gözlemci, da ha uzaktaki cismin birden fazla görüntüsünü görür.

1 40

Kütleçeki m sel Mercekler

Kütleçekimsel Bir Mercek Uyg u laması Madd enin uzayd a k i her d ağ ı l ı m ı bir lens görevi göre bi l i r. Kütle ne kad a r büyü kse ya rattığ ı kütleçe k i m se l ça rpıtma o kad a r a rta r. Ast­ ronom l a r, Ei nste i n'ı n ça l ı şma l a r ı n da n dolayı bu n u n d oğru o ld u ğ u­ nu bil iyord u; h atta baz ı l a r ı bu etkiyi g a l a ksi kü m e le ri n i n oluştu r­ duğ u n u bile ta h m i n etti. Kütleçeki msel bi r merceğ i n ça l ı ş ması için bi rkaç şeye i htiya c ı nız va rd ı r: •

Kayna k (bir kuasa r ya da uza k b i r a rka plan g a l a ksisi)

•

Merceklenme m addesi (bir yı l d ı z ile uza k bir gala ksi kümesi a ra­ sı ndaki maddeler)

•

Gözlemci

•

Gözlemci n i n tes p i t ettiğ i görünt ü l e r

Her Şey Göreli Uzay ve za ma n i lg i nç şeylerd i r. H e r i kisi de maddeden -özel l i kle g üç l ü kütleçekimi etki l eri olan büyü k m i kta rlarda maddeden- et­ ki lenebi l i r. Albe rt E i n stei n'ı n, 1 9 1 9 yı l ı nda meydana gelen g ü neş tutu l ma s ı n d a n yo la çıka ra k ya ptı ğ ı ça l ı şma buna daya n ı r. E i n stei n, uza k yı l d ızla rdan gelen ışık ışı n la rı n ı n, G ü n eş'i n ya n ı ndan geçerken Güneş'i n kütleçeki m i etkis iyle bükü l eceğ i n i ta h m i n etti. Tut u l ma gü neş ı şı ğ ı n ı engel leyi nce gözl emci ler, norma lde göremed i k l eri y ı l d ızları görme i m ka n ı bu l d u l a r ve ı ş ı kta, kütleçe kim sel mercek­ len meden kayna k l a n a n ufak b i r kayma hesa plamayı ba şa rd ı la r. Bu gözlem E i nstei n'ı, bir cism i n kütles i n i n etrafı nda ki uzay-za manı bükerek ışık ı ş ı n l a r ı n ı çok hafifçe eğ i l meye na s ı l zorladığ ı n ı açıkla­ ya n bir ça l ı şma yayı m l a maya yö neltti. 1 9 1 9 yı l ı nd a k i tutul ma, küt­ leçeki mse l m e rceklenmenin i l k de neysel doğ ru l a m a s ı n ı sağ l a m ı ş old u. G ü n ü m üzd e, yıld ızla rdan uza k kuasarla ra kad a r, kütleçe kim­ sel o l a ra k merceklenen çokça cisim g özlem le n mekted i r.

Binstein Haçı Evrenin uzak bir yerinde -8-10 milyar ışık yılından daha fazla mesafede- hem amatör, hem profesyonel gözlemcileri büyüleyen, 1 41

1

Evren 1 0 1

QSO 2237+0305 adında aktif bir kuasar bulunmaktadır. B u kuasar kuvvetli bir kütleçekimsel merceklenmenin mükemmel bir örne­ ğidir ve çoklu görüntülerine toplu olarak Einstein Haçı denir. Bu haçı büyükçe bir amatör teleskopla görebilirsiniz; ayrıca Hubble Uzay Teleskobu da bu cisme odaklanmıştır. Orada gördüğünüz ışık, uzaktaki kuasarı Güneş ve gezegenler oluşmadan 3 milyar yıl önce terk etmiştir. Işığı mercekleyen devasa galaksi, bizden sadece 400 milyon ışık yılı kadar uzaklıktadır.

Kütleçekimsel Mercek Tü rleri Üç çeşit kütleçeki msel m e rceklenme mevcuttur:

1 . Güçlü merceklen me: Uza k cisi mden gelen ı ş ı k, o l d u kça ya kın­ d a ki çok büyük b i r cism i n ya n ı n d a n g eçti ğ i için ça rpıtmalar çok bel i rg i nd i r. I ş ı k, m e rcekl eyen cis m i n ötesi nd e b i rden fazla yol ta kip eder; gözlemci de s ı k l ı kla merce k l em eyi ya pa n merkez kütl e n i n çevresinde E i n stein H a l ka s ı ' n ı ya da uza k cism i n b i r­ d e n fazla görüntü s ü n ü g ö rü r. Mercekleyen cisi m çoğ u n l u kla büyük b i r galaks i küm es i o l u r.

2. Zayıf merceklenme: B u rada merce kleyen cism i n, halka la r, yaylar veya çok l u görü ntü ler ya ratmaya yetecek kad a r g üç l ü kütleçekimsel etkisi yo kt u r. Gözlemci n i n görd ü ğ ü şey s ı kl ı kla a rka p l a n cism i n i n kes i k görünt ü l eri d i r.

3 . M i kro-merceklenme: Bu, u za k y ı l d ızla rı n etrafı ndaki g eze­ gen ler in keşfi ne ves i l e olan, i l g i nç bir merceklen me ku l la n ı m ı ­ d ı r. M erceklenme ya pan ci s i m l e r yı ld ızlar v e hatta yıldız kara d e l i k l e r de olabi l i r.

Mercekler ve Keşif Kütleçeki msel mercekler, uza k evren in keşfi için fı rsat eşitl i ğ i ya ra­ tan a raçlard ı r. Elektroma nyet i k spektru m d a n gelen ı ş ı k üzeri nde etk i l i old u kl a rı ndan, Büyü k Patla m a'da n ka l a n ve kozm i k m i k ro­ da lga a rka pla n ı denen bel l i beli rsiz, son ı ş ı k titreş i m lerini i ncele1 42

Kütl eçe kim5ıel Me rcekler

mek için ku l l a n ı la b i l i rler. Bu, uzayd a ki yo lcu luğ u n a evren i n yarat ı l­ m a s ı nda n ya k l aş ı k 370.000 yı l son ra başl a m ış ışığ ı n yay ı l m ış a rka p l a n ı dı r. B i r za m a n l a r o l d u kça h a reket l i, sıcak ve m u htemelen b i r yı ld ızın yüzeyi kad a r par l a ktı. Fa kat evren deki g e n i ş l e m e o ışığ ı n d a lga boy l a r ı n ı uzattığı için b u g ü n o n u m i krod a l g a ı ş ı n ı m ı olara k g örüyoruz. Bel l i bel i rsiz o ld uğ u i ç i n i n ce l e mesi d e b i raz g üç. Küt­ leçeki msel merce klen me, Büyü k Pat l a m a'n ı n son ya n kı l a rı n ı ka p­ saya n bu ı şı n ı m ka l ı ntısı ndaki değ i ş i m ve d a l g a l a n m a l a r ı g özlem­ leme i m ka n ı s u n a r.

Merceklenme ve İlk Galaksiler Evrende ne kadar uzağa bakarsak zamanda o kadar geriye bakmış oluruz . Astronomlar bazı gözlemlerde, özellikle de Hubble Uzay Teleskobu ile yapılanlarda, çok uzak galaksilerin ilk oluşmaya baş­ ladık.lan zamanki hall e rini görmek için kütleçekimsel merceklen­ meyi kullanırlar.

Kütleçe k i m sel merce klen m e n i n ze kice ku l l a n ı l d ığ ı b i r a l a n d a h a va rd ı r: kara n l ı k madde a raştı r m a l a rı . Bu gizem l i "şey" öze l l i k­ le de gala ks i kü melerinde ka l ı n g ö rü n m e kted i r. Ga l a ks i kü mel e ri­ n i bir a rada tuta n şey sadece kend i kütleçekim etkileri değ il, aynı za manda ka ra n l ı k madden i n (ke n d i kütleçekim etkisiyle b i rl i kte) sağ l ı k l ı bir dağ ı l ı m ı d ı r. Ka ra n l ı k madde, bir g a l a ksi kü mes i n i n küt­ leçeki msel mercekle n m e ka pasite s i n i a rtı r ı r. Bütü n g a la ks i küme­ l eri önem l i m i kta rda ka ra n l ı k madde bileşe n i n e sa h i pse, o za man kütleçe ki msel m e rceklen me, bu gize m l i maddenin evrendeki da­ ğ ı l ı m ı n ı çözmek içi n old u kça önem l i b i r yöntem haline gel i r.

1 43

BÜYÜ K PATLAMA Kozmoloj i 1 01 Astro n o m i d e sora b i l eceğ i m i z en kışk ı rtıcı soru l a rd a n biri ş u d u r: "Kozmosta bu g ü n tes pit ettiğ i m iz bütün bu maddeler n a s ı l va r ol maya başlad ı ?" Astro n o m l a r b u n u ya n ıt l a m a k için 1 3,8 m i lya r y ı l önceki b i r zamana, ya n i evre n i n kaynaya n, sıcak, yoğ u n b i r va ro l u ş h a l i n d e b u l u n d u ğ u ana d ö n ü p baka r l a r. B u n u n ne k a d a r s ü rd ü ğ ü y a da öncesinde n e o l d u ğ u h a l a b i l i n m e m e kted i r. Y i n e de b u g ü n b i l d i ğ i m i z evre n i n ta m a m ı o i l k va ro l u ş h a l i n d e n doğmuşt u r. Ev­ ren i n köke n i ve b u g ü n g ö rm ü ş old u ğ u m u z ko mpleks ve büyük ya p ı l a ra doğru nasıl evr i m leşt i ğ i kozmoloj i b i l i m i n i n kon u s u d u r.

Evrenin doğduğu andan -Büyük Patlama- günümüze kadar olan genişlemesi. WMAP görev aracı Büyük Patlama'dan gelen belli bel irsiz ışık yankılarını tespit etmiştir.

1 44

Büyük Patlama

Başlangıç Büyü k Patl a ma - evre n i n doğ uşu- ya klaşı k 1 3,8 m i lya r yı l ö nce meydana g e l d i . Bu o lay, o s ı ra m evcut olan bütün uzayı madde ve enerj iyle dold u rd u . Bu, uzayı n ve za m a n ı n ba ş l a n g ıcıyd ı . i s m i n i n a ks i ne Büyü k Patl a m a a s l ı nd a bi r patlama değ i l d i . Daha ziyad e, evre n i n doğ uşu, uzay ve za ma n ı n g ü n ü m üze kad a r deva m eden g e n işlemesi n i ba şlattı. B u olay s ı ra s ı nda ilk madde pa rça c ı k l a rı ya­ rat ı l d ı. Büyü k Pat l a ma'd a n sonra ki i l k sa n iye, bütü n evre n 1 O m i lya r dereceye kad a r aşırı m i kta rda ı s ı n mış b i r atomaltı pa rçacı k l a r çor­ basıyd ı . O i l k s a niyede i n a n ı l maz şeyle r o l d u : •

Kütleçeki m i, e l e ktron ü kleer kuvvetten ayr ı l d ı v e ç o k g eç m eden elektroma nyet i k kuvvet d e ona katıld ı .

•

Evren sıcak bir kua rk v e g l uon (temel parçacıklar) çorba sı o l m a k­ ta n çı ktı ve protonla rla nötronlar olu şmaya başlad ı .

•

Bu i l k san iyen i n en son u nda, ye n i d oğ m u ş evren, döteryu m ( b i r çeşit h i d rojen) v e helyum-3 ol uştu rmaya ba şlayaca k k a d a r so­ ğ u mu ştu. Yen i d oğ m uş evren i n boyutu bu noktada en azı ndan doksa n kat d a ha büyü m ü ştü! Sonraki üç d a k i ka boyu nca yavru evren soğ u maya ve gen iş­

lemeye deva m etti kçe ilk el ementlerin ya ratı l ışı da d eva m etti. Evren, son ra ki 370.000 yı l boyunca g e n i şlemes i n i s ü rd ü rd ü. Fa­ kat evren, hiçbir ı ş ı ğ ı n parla m a s ı n a izi n vermeyecek kad a r sıca k, ka ra n l ı k bi r yerd i . B u rada, sad ece yoğ u n bi r plazma, ı ş ı ğ ı engel l e­ yen ve dağ ıta n, sayd a m o l maya n sıcak bir s i s bul utu va rd ı . Evren, özünde sadece bir p u stu. Evrendeki bi r sonraki büy ü k d eğişi m, o rtam ato m la rı o l uştu­ racak d en l i soğ u d u ğ u nd a meyd a n a gelen yen iden birleş me dö­ nem i nde old u. Bu n u n sonucu, Büyü k Patla ma'd a n gelen orij i n a l ışık pa rla mas ı n ı n, so nu nda seya hat edebi l eceğ i sayd a m b i r gaz­ d ı . B u g ü n o ya n ı p sönen pa rla mayı kozmik m i krod a lg a a rka plan ışıması o l a ra k (C M B ya da CMBR o l a ra k d a kısalt ı l ı r) bi l i n e n s i l i k, 1 45

Evren 1 0 1

h e r şeyi ka psaya n, uza k bir parı ltı olara k görüyoruz. Evren, kozm i k kara n l ı k çağ l a rı n ı a rd ı nd a bıra kıyo rd u . G a z b u l utla rı, öz kütleçe­ k i m l eri ( m u htemelen kara n l ı k madden i n kütleçeki msel etki s i n i n d e yard ı m ıyla) a ltında sı kışa ra k i l k yı l d ızla rı oluşturd u . Bu yıldızla r, etrafla rı nd a ka lan gaz l a rı ha rekete geçi rip (ya da iyonlaştı rı p) ev­ re n i d a h a da ayd ı n latt ı l a r. Bu döneme Reiyon iza syon Çağ ı d e n i r.

B ÜYÜ K PATLAMA'DAN SİZE

1 . Büyük Patlama öncesi: ku a ntu m yoğ u n l u k d a l g a l a n maları 2. Büyük Patlama ö nces i : kozm i k şişki n l i k 3 . 1 3,8 m i lya r y ı l önce: Büyü k Patlama 4. 1 3,4 m i lya r yıl önce: ilk yı l d ızla r ve g a l a ks i l e r 5. 1 1 m i lyar yıl önce: Sa m anyol u oluşmaya ba ş l a r 6. 5 7.

m i lyar yıl önce: Gezegen lerle birl i kte G ü neş olu şmaya başlar

3,8 m i lyon yıl ö nce: Dünya'da i l k ya şa m bel i ri r

8 . 2,3 milyon yı l önce: İ l k i n sa n l a r ortaya çı ka r 9 . M odern za m a n l a r: Ve siz doğ a rsın ız i l k Galaksi ler Evren 400 m i lyon ya şına gel d iğ i nde ilk yı ld ızla r ve g a l a ksiler oluş­ m a ktayd ı . Genişleyen evren soğ u d u kça ka ra n l ı k m adde yığ ı n la r ha l i n de yoğ un laş maya baş l a d ı . Bu d u ru m, yoğ u n bö lg elerde g az­ l a rın to plan masın ı tetik l ed i; bu da yıld ızla rın ol uşmasına sebep oldu. G a l a ksiler bug ü n g ö rd ü ğ ü m üz sa rmal ya d a el i pt i k l ere hiç benzemiyordu. İ l ksel g a l a ksiler daha ziyade ışık yaya n madde pa r­ çala rı g i biyd i ler. Evre n i n yoğ u n l uğ u ndaki d a l g a l a n m a l a rdan d oğ­ d u l a r. Evren gen işlemeye deva m etti a n ca k bu g e n i şleme, son ra k i bi rkaç m i lya r y ı l içinde, yıldızlar v e gala ksi ler form undaki mad­ delerin kütleçekimsel etkisi altında yava şlamaya başladı. Sonra da, kozm os ya klaşı k 5-6 m i l ya r yaş ı n d ayke n i lg i nç b i r şeyler o l d u. Kozmos tarih i n i n çoğ u n da mevcut b u l u n a n kara n l ı k enerj i evre­ nin genişlemes i n i h ızla ndı rmaya başla d ı . Bu g izem l i güç, kend i s i olm asa "boş" ka lacak o l a n uzayı n bi r öze l l i ğ i g i b i görü n m ekted i r; 1 46

Büyü k Patl ama

ayrıca bu g ücün etkisi, hem yer teleskoplarıyla ya p ı l a n uzak sü­ pernova göz l e m l e ri, hem de Hubble Uzay Teleskobu g i b i uzay te­ leskopla rı n ı n, uza kta k i ilk sü pernova patl a m a la rı n a i l işkin g özlem­ l eri a racı l ı ğ ıyla ö l çü l m ü ştür. Ka ra n l ı k enerj i kütleçeki m i n i n a ks i n e ha reket ed ip b u g ü n h a l a evrenin genişlemesini h ızla n d ı rm a ktad ı r.

İlk Yıldızlar İlk yıldızlar, çok kısa yaşamlar sürmüş ve sonunda da muazzam büyüklükte süpernova patlamalarında yok olmuş, büyük ve yalnız cisimlerdi. Bu feci ölümler sonucunda çevrelerindeki gazı emerek ve diğer kara deliklerle birleşerek büyüyen kara delikler yarattılar. Devasa yıldızların kalıntıları uzaya saçılarak yıldızlararası maddeyi, hidroj en ve helyumdan daha ağır elementlerle zenginleştirdi . Bu elementlerden bazıları, nükleosentez denen bir süreçle yıldızların nükleer fırınlarında oluştu. Bir kısmı da patlayıcı nükleosentez ile süpernova patlamaları sırasında biçimlendi .

Galaksi Evrimi G a l a ks i l e r, oluştu k l a r ı g ü nden g ü n ü m üze kada r evre ndeki y ı l d ız o l uşu m u n u n başlıca ala n ları olm u ştu r. 1 O m i lya r y ı l kadar ö nce doğan gal a ks i m iz, d i ğer pek çok g a la ks i g i bi, çarpı ş m a l a r ve b i r­ leşmeler son ucu g e l işti. Bu s ü reç olu rken, Sa manyo l u'n u n y ı l d ız ol uşum bölgeleri, i l k nü fusta n geriye ka lan maddelerle yen i yı l d ız jenerasyon la r ı ya ratma kla meşg u l d ü . Bizi m gü neş s i stem i m iz 5 m i lya r yı l önce, ya n i Büyük Patla m a'n ı n i l k a n la rı n d a n ya klaşık 9 m i lyar y ı l sonra o l u ş m uşt u r ve Gü neş ölene dek, 5 m i lya r y ı l daha de va r olmaya deva m ed ecektir. G a l a ks i m iz, en son unda Andro­ meda Galaksisi ile m i lya rla rca yıl s ü recek bir dansa başlayacak; bu ol ay son unda i ki galaks i bile şerek ken d i sarmal şeki l lerine hiç ben­ zemeyen geniş, e l i ptik b i r g a l a ksi o l u şt u raca k. Evrendeki m i lya r l a rca g a l a ksi, kozmos boyunca uza n a n deva­ sa levhala r ve madde iplikle ri oluştu ran süperkü meler içinde var 1 47

Evren 1 0 1

o l u r l a r. Evre n i m iz ken d i i ç i n e çökmeyeceği nden, bu kozm i k va ro­ l u ş ağı, o n l a rca m i lyar y ı l d a h a genişlemeye deva m edecekt i r.

Büyük Patlama'dan Önce Ne Vardı? Evrenimizin yaratılışından önce ne olduğunu kimse tam olarak bilmiyor. Bu sorunun yanıtlanndan biri, daha geniş bir çoklu ev­ rende, tek bir baloncuğun içinde yaşıyor olabileceğimizdir. Büyük Patlama'da oluşan şey, bizim evrenimizi içeren bu bölge olabilir. Bunun ötesini (henüz) göremiyoruz fakat bu mümkün olsaydı dışa­ rıda , tıpkı bizimki gibi genişleyen, kendi baloncukları içinde başka evrenler olduğunu görebilirdik. Bir başka fikir de, bizden önce bir evrenin var olduğu fakat bizim evrenimizi yaratan Büyük Patlama sırasında o evrenin varlığının kanıtlarının yok olduğu yönündedir.

1 48

B İ LİM KU RG U EVRENİ Uzaydaki Solucan Delikleri

B i l i m k u rg u, ı ş ı kta n daha h ızl ı seya hatler ve uzaydaki m u azza m mesafeleri kat etm ek için k u l l a n ı l a n so l uca n deli kleri hakkı ndaki h i kayelerle d o l u d u r. Uzayda seya hat ed iyorsanız ve g a l a ks i n i n di­ ğ e r ta rafı na geçmek için ı ş ı k h ızıyla bile 1 00 m i l yon yıla ihtiyacı n ız va rsa, kozm i k bir kestirme yol ku l l a n m a n ı n gayet cazip g örüne­ ceğ i n i ka b u l etmek gerekir. Uzayd a ki solucan d e l i klerine sıkl ı kla ba şvuru l d u ğ u nda n bu n ların ne o l d u ğ u na, kozm i k otoyol a geçiş için uyg u n bi r şe rit olup olmad ı k l a r ı n a bir baka l ı m .

Bilimkurgunun Meşhur Solucan Delikleri Bilim kurgu kitapları, dizileri ve filmleri solucan deliği kullanıcıla­ rıyla doludur. Aşağıda birkaç örneği bulabilirsiniz: •

•

•

•

•

A Wrinkle in Time kitabı, uzay-zamandaki kırışıklar (dört bo­ yutlu küpler) aracılığıyla seyahat etme metodunu anlatır. Carl Sagan, Mesaj romanında kadın kahramanı uzak bir yıldı­ za götürmek için solucan deliği tarzında bir mekanizma kul­ lanır. Lois McMaster Bujold'un yazdığı Vorkosigan Saga da karak­ terler, uzay metro sistemine çok benzeyen solucan deliklerini kullanarak seyahat ederler. 2001 : Bir Uzay Macerası filminde, bir karakter, bir dizi solucan deliğine benzer bir şeyle yolculuk eder. Star Trek: Derin Uzay 9 filminde olayların gerçekleştiği ana uzay istasyonu, galaksinin iki çeyreğini birbirine bağlayan bir solucan deliğinin yanına konuşlanmıştır. '

1 49

Evren 1 0 1

Solucan Del iklerinin Anal izi Sol ucan d e l i kleri gerçekten va r m ı ? İ ş i n a s l ı , ş i m d iye kad a r ki mse bir sol ucan d e l i ğ i görmedi; b u n l a r sad ece teori k ya p ı l a r. Bu fi k i r esa sında, i k i nokta a rası ndaki uza kl ı ğ ı g e rçek a n l a m d a kat etme­ d e n uzayda ha reket edebi l iyor o l m a m ızd ı r. Old u kça büyük m i ktar­ da kütleçe k i m kuvveti g e rektiren bir şeyi n uzayı "katl a m a s ı " gere­ k i r. B i r ka ra d e l iğ i n o kadar i n a n ı l m az b i r kütleçe k i m gücü va rd ı r ki etrafı n da ki uzay-za m a n ı eğer. O bunu ya pa b i l i yorsa, o za m a n b i r çeşit ya pı da teori k o l a ra k uzayı n kara d e l i k tarafı n dan katl a n a n i k i k ı s m ı n ı b i r b i r i n e "bağlaya b i l i r''.

Uzay-zamanda teorik bir "katlanma"; birbirlerinden epeyce uzak olan bu iki alan bir köprü ile birbirlerine bağ lanı r. Böyle bir şeyi n var olması mümkün görünse de henüz bir kanıt bulunamamıştır.

Evreni birbiri n e bağ laya n b i r so l ucan d e l i ğ i yen i b i r fi kir d e ­ ğ i l d i r. 1 93 5 yı l ı n d a Al bert E i n stein v e Natha n Rosen ( 1 909- 1 995) uzayı kat etme soru n uyla ilgili d e h a l a r ı n ı ko n uştu ra ra k uzayda b i r b i rlerinden epeyce uzak a l a n l a rı bağ layan " köprül er" fi k ri n i i l e ri 1 50

B i l i m-Kurgu Evreni

s ü rd ü ler. Sol ucan deli kleri teo risi üzerinde ça l ı şa n bazı a raştı rma­ cılar, bu kö prü leri n sadece ço k kısa s ü relerle mevcut o l a b i l eceğ i n i, dolayıs ıyla so l uca n d e l i ğ i çökmeden d iğer ta rafa g eçm e k için ol­ d u kça acele etmek gere keceğ i n i belirtt i l e r. Sol uca n del iğ i n i m ü m­ kün kı l a n şeyi d u ru p dü ş ü n d ü ğ ü n üzde b i r başka problem baş gösterir: Uzayda seya hat et mek için bu deli klerden b i r i n i ku l l a n ­ d ı ğ ı n ızda hemenceci k teki l l iğe, ya n i kara del i ğ i n s o n s u z derece­ de yoğ u n merkez i n e va r ı rs ı n ız. B u teki l l i k, o anda yolcu l u ğ u nuzu son l a n d ı rabi l i r (ve sizi ö l d ü rebi l i r). Ka ra deliğe çeki lebi l i r ve d i ğ er ta rafta ki " beyaz del i kten" çıkma şa ns ı n ı h i ç bula maya bi l i rsi n iz.

Solucan Deliği Nedir? Fizikçiler solucan deliğini bir Einstein-Rosen köprüsü olarak ta­ nımlar. Köprünün bir ucunda uzay-zamanın bir bölümü, diğer ucunda da başka bir bölümü vardır. Bir solucan deliği teorik olarak sizi uzayın öteki tarafına geçireceği gibi , zamanda ileri ve geri de götürebilir.

Şu d u ru md a ayn ı soruyu sormaya deva m ed eriz: G ü n ü n bi­ rinde ı ş ı k yı l ı uza kl ı ğ ındaki mesafe le ri kat etmek için bir sol ucan deliği k u l l a n m a k m ü mkün olaca k mı? Yi ne sadece teorik bir ba kış açıs ıyla, bu m ü m k ü n o l a b i l i r. Bir sol u ca n d e l iği n i n g i ri ş i n i n (kara del i ğ i n mevcut old u ğ u nokta n ı n) etrafı n d a ki böl g eyi sta b i l ize et­ mek içi n "egzoti k" madde denen şeyi ku l l a n a b i l i r, b u radan da b i r uzay gem i s i n i g eçi rebi l i rd i n iz. Uzay g e m i si, kara del i ğ i n için deki ve etrafı n daki şart l a ra daya n a b i l ece k kada r iyi b i r ka l kana s a h i p o l u rsa bu yöntem i ş e ya raya b i l i r. Peki, b u egzotik madde nasıl bir şeyd i r? Bu g üze l bi r soru. B u maddenin en önem l i özel l i ğ i, kütleçe­ k i m i n i n etki leri n i savuşt u rma sı, bir nevi kütleçekimi sava r görevi görmesid i r. Ve kes i n l ikle bu da teorik bir madded i r!

151

Evren 1 0 1

Beyaz Delikler İşleyen bir solucan deliğinde bir kara delik, bir de beyaz delik var­ dır. Kara delikler, içerdikleri kütle sebebiyle uzayda, güçlü bir küt­ le çekimine sahip, son derece yoğun cisimlerdir. Kara deliğe çekilen maddeler diğer her şeyle karışarak atomlarına dek parçalanırlar. Bir beyaz delikse kara deliğin varsayımsal olarak zıddıdır: Onun içindeki madde ve ışık dışarı kaçabilir. Astronomlar henüz bir be­ yaz delik gözlemlemiş olmasalar da fizik kanunları onların var ola­ mayacağını söylemiyor.

ışıkta n Daha Hızh Seya hat Bu d eva sa evrende seya h at etme soru n u n u sol ucan del i klerin­ den geçerek çözemezsek, ışık hızından d a h a h ız l ı seya hat etme­ nin bir yol u n u b u l a maz m ı yız? Star Trek'te Fede rasyon, Klingonla r, Rom u l a n l a r ve hemen hemen geri ka l a n herkes, kısa s ü relerde A nokta s ı n d a n B nokta s ı n a u laşma k için u zayı eğen b i r çeşit ayg ıt ku l la n makta d ı r. Yi ne, bugü n kü n den ço k d a h a i l eri bir tekno loji ge­ rekt i ren, u zayı katlaya bilen bir yönteme ba kmaktayız. Işı k h ızı n ı n , ev rendeki en ü st h ız l i m iti old u ğ u n u u n ut m a m a m ız gerekir. Her­ h a n g i b i r teknoloj i s ı n ı rsız m i ktard a enerjiden faydalanma ş a n s ı n a s a h i p o l sa bile bu hız s ı n ı rı n ı aşa maz. Yi ne d e ta kiyon adı nda, ı ş ı k h ız ı nd a n her za m a n d a h a h ız l ı h a re ket e d e n ku ra m sa l parçacı kla r mevcuttu r. Bi l i m ku rg u teknoloj i leri, ta kiyon ayg ıtl a r ı ya da ti tre­ ş i m l e r i n i s ı kl ı k la ku l l a n ı r. B u n l a r sizi gid eceğ i n iz yere teori k olara k ı ş ı k h ızı ndan d a h a h ı zl ı b i r şekilde göt ü r ü r. Fa kat d a h a yola çı k­ m a d a n yola çıkmış o l a bi l i r, va raca ğ ı n ız yere de va rma nız gere ken za manda n d a ha önce va ra bi l i rs i n iz. Ya n i bütün bunlar b i l i m k u rg u evre n i nde i şe ya rasa d a gerçekte hala üzerinde ça l ış ı l ma s ı gere­ ken bi rta kım soru n l a rı mevcuttu r. Görü n ü şe ba k ı l ı rsa NASA'd a k i a raştı rmacı l a r, i l k o l a ra k teo rik fi zi kçi M i g u el Alcubierre'i n ( 1 964-) i l eri s ü rd ü ğ ü b i r fi kir üzeri nde ça l ı şma kta d ı rl a r. Alcu bierre, uyg u la n d ı ğ ı nd a , b i r uzay gem i s i n i 1 52

Bil i m-Kurg u Evreni

eğme ba loncuğ uyla (wa rp ba loncu ğ u ) ku şataca k b i r matematik for m ü l ü b u l d u ; b u bal on, onun uzayı eğ mesi n i ve ışıkta n d a ha h ızl ı h a re ket etmeyi m ü m k ü n kı l a r. S ü reci n, mü hend i s l e r i n o l u ş­ tu rmak ya da b i r yerlerden b u l m a k zoru nda ka l acağ ı, b i r ton ka­ dar egzoti k mad deye i htiyacı va rd ı r. NASA mü hend isleri, m i n i k e ğ m e ba loncu k l a rı yaratma k içi n l azer ı ş ı n l a r ı n ı k u lla na ra k ı ş ı kta n d a h a h ızl ı ke n d i eğme motorları n ı n b i r prototi p i n i i nşa etti ler. Bu, heyeca n ve rici b i r atı l ı m d ı r; bel ki de g e l ecekte, ı ş ı kta n h ız l ı eğ me motorlarına (wa rp s ü rücü motorlarına) sa h i p i l k uzay g e m i l e ri n i n "yu ka r ı la rd a" dola n d ığ ı n ı görebi l eceğ iz.

Galaksi Gafları Bütün bilimkurgu hikayeleri ışıktan daha hızlı seyahatin detayları­ nı doğru bir şekilde sunmaz . Örneğin Yıldız Savaşlarz: Yeni Bir Umu t adlı filmde Han Solo, Obi-Wan Kenobi'ye "Millennium Falcon'u hiç duymadın mı? Kessel Run'ı on iki parsekten daha kısa sürede geçen gemidir o," der. Parsek zaman değil mesafe birimi olduğu için, fil m 1 izleyen astronomi meraklısı seyircilerin yüksek sesle olmasa d a i ç geçirdikleri muhakkaktır.

1 53

D Ü NYA DiŞi YAŞAM Orada Birileri Var mı?

Son za m a n l a rda "ora la rda" ya şa m b u l m a i htima l i astron om i n i n ay­ r ı l maz b i r pa rça s ı old u . M a rs'ı n keşfi, çoğ u n l u k l a ya bancı ya şa m fo r m l a rı ya da en azı nda n yaşa m ı destekleyecek şartla r bu l ma u m u d uyla teşvi k ed i l d i . Başta J ü piter'i n E u ropa ve Satürn'ü n En­ ce l a d u s i le Tita n a d l ı uyd u l a r ı olmak üzere, g ü n eş si stem i m izd eki bazı uyd u l a r ı n o rta m ı ha kkında ed i n i len yen i b i lg i le r biyolog l a rı yaşa m ı n gel işmesi ne uyg u n şa rtla ra da i r D ü nya'yı baz ala ra k ya p­ tıkla r ı ta n ı m ı g e n i ş l etmeye zorl a d ı . Bu yerler da ha soğ u k ve D ü n­ ya'ya kıyasla in san yaşa m ı için daha az elve ri ş l i olsa da, m i k ro p l a r g i b i başka yaşa m for m l a r ı n ı destekleyebi l m e i ht i m a l leri va r. Komşu g ü neş sistem lerinde sayısız gezegen va r. Kepler uzay a racı, d iğer y ı l dızla r ı n etrafı nda, "dış gezege n " d enen Dü nya ben­ zeri gezegen avı na çı ktı ve hepsi b i l d i ğ i m iz tü rden bir ya şa ma e lve r işli o l masa da pe k çok aday gezeg en b u l d u . Ş i l i'deki Avru pa G ü n ey Rasatha nesi'ni ku l lanan astronom l a r, D ü nya'd a n 4,3 7 ı ş ı k y ı l ı uza kta b u l u nan, Alfa Centa u ri B'n i n etrafı n da dönen Dü nya boyut u n d a bir gezeg en bi l e bu l d u l a r. Ye n i keşfe d i len g ezeg en çok s ıcak ve yıldızı na yaşa ma elverişli ola m ayaca k kada r ya k ı n o l sa da b u ke şif, başka b i r ye rde ya şam b u l m a yol u nda b i r başka a d ı m o l m u şt u r. Ya şa m için uyg u n ha bitatlara sa h i p, Dü nya'ya benzer i l k g ezegen ö n ü n d e son u nda b u l u n acak v e bu keşif kozmosa v e ken­ d i m ize ba k ı ş ı m ızı kökü nden değ işti rece kt i r.

Düflerimizdeki Uzaylılar Uzaylıların gezegenimizi ziyaret ettiği fikri yirminci yüzyılın orta­ larında başladı. Uçan daireler (UFO 'lar) II. Dünya Savaşı'ndan kısa bir süre sonra görülmeye başlandı; ardından da Amerika Birleşik Devletleri'nin güneybatıdaki çöllerine çarpan ya da gizli askeri te­ sislerdeki dondurucularda tutulan uzaylılarla ilgili inanılmaz dere1 54

Dü nya D ı şı Yaşam

cede karmaşık hikayeler baş gösterdi. İ şin ilginç yanı, o "uzaylılar" neredeyse bir düşü andıran bir tanımlamayla, kedi gözüne ben­ zeyen gözleri ve oldukça soluk, beyaz tenleri haricinde bir şekilde insanlara benziyorlardı. Kaçırılma hikayeleri (uzaylıların insanları, inekleri ve koyunları zor kullanarak ya da uyuşturarak, birtakım menfur amaçlarla gemilerine bindirmeleri) bilim-kurgu kitaplarına ve filmlerine konu oluyordu. İ nsanlar bu olaylara, ilginç, psikolojik açıklamalar sundular. Bu olaylar sıklıkla, kurbanlar tam uyumaya gidecekken meydana geldiğinden, şüpheciler insan zihni tam uyku­ dan önce kendini kapatmaya hazırlanırken bu düşlerin oluştuğunu ileri sürdüler.

Dra ke Den klemi Diğer g ezeg e n l e rd e uzayl ıla r o l u p o l m ad ı ğ ı n ı şu a n da bi lm en i n b i r yo l u yo k. Y i n e de bu bizi evrende ne kad ar ya şa m ola bi leceğ i n i ta h m i n etmeye ça l ı ş m a kta n a l ı koymaz. 1 960'1a rın ba ş ı n da uzayl ı meden iyetlerinden g elecek sinya l l e ri a raşt ı rmak üze re ra dyoa st­ ronomiyle u ğ raşa n a stronom Fra n k D ra ke ( 1 930-), g a l a kside kaç tane medeniyet o l a bi l eceğ i n i ta h m i n etmem ize ya rd ı mcı olaca k bir denklem buldu:

N

=

R* fp n fi! f1 f1 fc L ·

·

·

·

·

·

N, g a l a ks i m izdeki bizi m l e i l etişim ku rma beceri sine sa h i p me­ den iyetlerin sayı s ı d ı r. N'ye ulaşmak içi n aşağ ıdaki u ns u rla rı ça rpma n ız gere k i r: •

R*- h e r y ı l g a l a ks i m izde o l uşa n o rta lama yıldız sayısı

•

f - bu y ı l d ızla rdan gezege n le re sa h i p o lan l a r ı n sayısı

•

•

p

n - yaşa m ı deste kleme pota n siyeli bulunan gezegen l eri n sae yısı (g ezeg e n i olan her bir yı l d ız için) f, - bi r çeşit yaşa m ı gel işti rmeye fi i l i ola ra k deva m eden geze­ genler i n sayı sı 1 55

Evren 7 0 7

•

f - zeki b i r yaşa m gel iştiren gezeg e n l eri n sayı sı i f - ke n d i va rl ı kl a rı n ı d uy u rm aya (radyo si nya l leri vs.) yetecek c kad ar teknoloj i k açıdan g e l i ş m iş med e n iyetleri n sayısı

•

L- b u medeniyetleri n " B u radayım" s i nya l le ri n i göndermeye

•

başla m a l a rı i ç i n gereke n s ü re Bu u n s u rla rd a n çoğ u n u n değerleri denkleme yerleşti ri l e b i l ­ mekted i r. Görü nüşe ba k ı l ı rsa bazı i htiyatlı tah m i n lere göre bile, Sa m a nyol u'ndaki meden iyetlerin sayısı ya kl aşık 200 m i lyon o la b i l i r. Bu el bette ki sadece iyi b i r ta h m i n ya pa b i l memiz için, bazı ra ka m­ l a ra dayanan basit bir hesa p l a mad ı r. N üfusları n ı yıldızla rın ötesine yaymış d a ha eski, diğer topl ul uklarla bağla ntısı sayes i nde doğ muş olabi l ecek meden iyetl e ri kapsa maz. Yine de y ı l d ızların a rasında kaç ta ne u zaylı meden iyeti olabi leceğ i n i düşü n mek içi n iyi bir yold u r.

ET Nasıl Görünür? D ü nya'd a k i yaşam, g a la ks i n i n d i ğer ta rafı nda da tek ra rlanabi l ecek bir ta k ı m şa rtlar a l t ı n da d oğ d u . S uyu olan ka ra sa l tü rde b i r geze­ gende doğ d u k. B u rada, ya şa m ı n ki myasal öncü l leri n i n toh u m­ ları mevc uttu ve son u n d a da i l k ya şa m fo r m l a rı oluştu. O a nd a n iti baren, evrimsel değ i ş i kl i kl e r gezeg e n i m izin yaşa m formla rı n ı n g ö rü n ü m ü n ü b içi m l e nd i rd i . B izler i n sa noğ l u yuz: İ ki tarafl ı simet­ rik büyük bey i n lere, d i l becerisi ne, uzun sü re l i ü reme d ö n g ü s ü ne, Güneş'te n gelen ışığa d uya r l ı gözlere ve -g ezeg e n i m izdeki şa rt­ l a rd a h ayatta ka l ma m ı z ve g e l i ş m em iz içi n gerek l i bel i rl i evri msel gel i ş melerden dolayı- başka öze l l i klere sa h i b iz. Ba şka bir gezegende doğaca k zeki bir yaşam form u n u n da bi­ zim g i bi evri m leşeceğ i n i söyleyemeyiz. Diyel i m ki Ta u Ceti IV'ten bazı a rkadaşla r bizi ziya rete g e l d i . Dört kol l a rı, i k i baca kları, tek b i r tane kocaman gözleri v e bizi m ki nden d a ha büyü k beyi n leri va r. Koku d uy u l a rı ke ndi çevreleri ne uyum l u, gözleri de elektroma n­ yet i k spektru m u n bi raz d a ha fa rkl ı b i r a ra l ı ğ ı na a l ışkı n . Dört kol l a rı old uğ u içi n bir i l etişim biçi m i olara k jestl ere ka rşı o l d u kça tu haf b i r hassasiyetleri va r. Bizim dosta ne sa ndığ ı m ız bir "selam" v e sağ e l i­ m izi sa l la m a m ı z onlar için ta mamen başka b i r a n lama gel iyor ola1 56

Dü nya D ı ş ı Yaş a m

bilir. Bizim d u yd u ğ u m uzdan fa rklı freka n s l a rı duyuyor o l a b i l i rler ve bu sebeple de bizim konuşma örüntüleri m izi çözemeyebi l i rler. Ten rengimiz bile o n l a ra hiç d ü ş ü n m ed iğ i m iz şifre l i bi r mesaj g önde­ rebi l i r. Onla rın d i llerinin bizi mki g i bi ol mayacağı da kesi n . Ya n i on­ la rla ta n ı şt ı ğ ı m ızda (ta bi i ta n ı şırsak) b u her iki meden iyet bi rb iriyle i letişime geçmeden önce zor l u bir öğrenme s ü reci yaşayaca ktır.

BT Arayıfı Araştırmacılar, uzak medeniyetlerden gelecek radyo sinyallerini dinleyerek ET arayışındalar; bu keşif sürecine de Dünya Dışı Akıllı Yaşam Araştırması (SETI) denmektedir. Mevcut araştırmaların en aktiflerinden biri, diğer medeniyetlerden gelecek hafif sinyalleri dinlemek için bir dizi Allen Teleskopları Dizisi adlı radyo teleskop­ ları kullanan, Kalifomiya'daki SETi Enstitüsü'nde yürütülmektedir. En olası sinyaller, "su birikintisi" denen elektromanyetik spektrum bölümünden gelebilir. Radyo bandının bu oldukça sessiz kısmı, nötr hidrojen gazı ve hidroksil molekülünün radyo sinyalleri yaydığı yer gibi görünmektedir. Bu molekülleri birleştirdiğinizde su (Hp) elde edersiniz . Su kozmostaki yaşamın esasıysa, o zaman spektrumun bu bölgesi, sinyal aramak için uygun bir yer gibi görünmektedir. ET bulmak için ilgi çekici bir başka fikir de onların askeri radar­ larından ya da belki de radyo veya TV sinyallerinden (tabii böyle şeylere sahiplerse) yayılan kırmızıya kayan dalga boylarını ya da frekansları aramaktır. Varsayım şu yöndedir: Medeniyetler bu tek­ noloj ileri kullanıyorsa, kullanılan frekanslar uzaya yayılır. Bu sin­ yaller Dünya'da, daha yeni olan radyo teleskoplar serisiyle tespit edilebilen düşük-frekanslı radyo yayınları olarak belirir. Evrende yaşam olup olmadığını araştırmanın bir başka yolu da uzak geze­ genlerin atmosferlerinden geçen yıldız ışığını incelemektir. Yaşam, havaya belirli kimyasal bileşenler salan süreçlerden geçer. Bu at­ mosferik moleküller ışığın belirli dalga boylarını emerek muhtemel yaşamlara dair spektral ipuçları sağlar. Bu sebeple uzaktaki bir yıl­ dız ışığının spektrumları bir gezegende yaşamın doğup doğmadığı­ nı ortaya çıkarabilir.

1 57

ASTRONOM İ N İ N TARİ H İ Kozmosu Öğrenmek

Astro n o m i ta rihi, i n sa n ı n g ö kyüzü n ü sad ece g özlem leme n i n ve ondan bir ta kvi m ya da navigasyon a racı olara k fayda l a n m a n ı n öte s i n e sıçray ı p onu a ktif ola ra k keşfetmesi n i n v e yı ldızları, g eze­ gen le ri, g a la ksileri a n l a m aya ça l ı şma s ı n ı n öyküsüd ü r. Bu sıçra mayı ya p ma k 3000 yı l s ü r m ü ştü r; bu s ü reç içi nde gökc i s i m le r i n i n ta pı­ l aca k var l ı k l a r o l a ra k görül mesi de, gökyüzüne yö ne l i k o l d u kça derin b i r b i l i msel i l g i d o ğ u r m u ştur.

Nasıl Başladı? H e r g ü n avla ma-toplama g ö revlerinizi yerin e geti rmek içi n d i d i n i p ka ra n l ı k çöktü kten sonra da gecenin ya ratıkları s izi v e a i l e n izi ye­ mesin d iye ta şta n evi n ize sa klanan bir m a ğ a ra a da m ı o ld u ğ u n uzu hayal ed i n . G ece leri a ncak, m ağara n ızd a n çok uza klaşmadan k ı sa s ü re l i o l a ra k d ışarı ç ı k ıyo rsu n uz. Ve bir g ü n, gökyüzü ndeki pa rla k şey ufku n a rd ı nda kaybol d u kta n so n ra , ta m m ağ a ra n ıza doğ ru yola koyu l ma k üzereyke n kafa n ızı ka l d ı rıyor ve g ece göğ ü n ü bü­ tü n i htişa m ıyla gerçek a n l a m da fa rk ed iyors u n uz. Küçü k, pa r l a k ı ş ı k nokta ları size göz kı rpıştı rıyo r. Belki gökyüzü nde h i l a l şekl i nd e b i r A y da var. B ütün b u n la r ı n ne o l d u ğ u n u ta m olara k a n l a m ıyor­ s u n uz. Görd ü ğ ü n üz her şey e rişi lemez bir ye rd e o l sa da o n l a rı iz­ led i ğ i n i z yı l l a r boyu nca, gökyüzü ndeki ışıkla rın her daim aynı yol u izled i kl e r i n i fa rk ettiniz. Bel ki d e görd ü ğ ü n ü z şeyleri mağ a ra n ızı n d uva rına veya bi r hayva n postuna çizerek kayıt tutmaya ka ra r ve­ riyo rs u n uz. Böylece d iğ erlerine de b u n l a rı öğ retebi l i r ve hem si­ zi n, hem de kla n ı n ızın hayatta ka l ması için gerekli b i l g i l eri a rtı rmış o l u rs u n uz.

1 58

Astrono m i n i n Ta r i h i

Arkeoastronomi Eski insanların gökyüzünü nasıl incelediklerini bilmek ister misi­ niz? Arkeoastronomi , atalarımızın gökyüzü hakkında bildiklerini ortaya çıkarmak için geliştirilmiş arkeolojik teknik uygulamaları­ dır. Eski insanlar, gökyüzünü bir takvim ve zaman göstergesi ola­ rak kullandılar. Pek çok yere gökyüzündeki cisimlerle hizalanmış dev tapınaklar diktiler; Mısır'daki piramitler, Orta Amerika'daki Maya Piramitleri, İngiltere'deki Stonehenge, bunlardan bazılarıdır. Arkeoastronomlar en çok da, gök cisimlerinin ilk kültürler için ne anlama geldiğiyle ilgilenmektedir. Bu bilim göksel cisimleri incele­ mekle pek ilgilenmez; daha ziyade kadim insanların, kendi kültürel inançları ve uygulamalarıyla, gökyüzünde gördükleri şeyleri nasıl örtüş türdüklerini öğrenmeye çalışır.

Ta pmma Yeri Olarak Gö kyüzü Gezegen i m izd eki h e r k ü ltür gökyüzü n ü izled i ve gezeg e nle r i n , Ay 'ı n, G ü n eş'i n ve yı ld ızların yı l boyu ya pt ı k l a rı ka rmaş ı k hare ket­ leri mera k ett i . Bu cisi m ler uzu nca bir süre ta nrı l a r ve ta n rıça l a r o l a ra k ka bul ed i l d iğ i nden i n s a n l a r o n l a ra ta pıyord u . Eski Yu n a n l a r, M ı sırl ı lar, Ç i n l i l e r, H i ntl i l er, Aztekler, Maya l a r, Kore l i ler, İ l k M i l let ler ve başka pek çok h a l k gökyüzü n ü n ken d i i la h la rı n ı n meskeni ol­ duğunu düşündü. Astron omi leri ç ı p l a k gözle ya p ı l a n gözl emden iba retti ve hem yön bul mak hem de za ma n ı ölçmek için G ü neş, Ay ve yıld ızla rı ku l l a n ıyorl a rd ı .

Bilimsel Gökyüzü B i l i msel b i r a k l a s a h i p i l k gözle mciler a ra s ı nda ken d i yapt ı k l a rı te l es kop l a r l a gökyüzü n ü in celeyen N icola u s Copern icus ( 1 4731 543), Joha nn es Kepler ve G a l i leo Ga l i lei yer a l makta d ı r. 1 6 1 0 yı­ l ı nda Ga l i l eo'n u n J ü piter'e ba kışı gezegen lere bakışı m ızı değ işti r­ d i . Gökyüzü ndeki c i s i m ler sadece ı ş ı k nokta ları değ i l, ba m başka d ü nya l a rd ı .

1 59

1

Evren 1 0 1

Yı l la r içinde d a h a i y i v e d a h a yen i telesko p l a r sayesi nd e g ök­ yüzü n d e çifty ı l d ızl a r ve bul utsu la r keşfe d i l d i ve b u n l a rı n kaşifleri bu cisi m l eri n ne old uğ u n u b u l m aya koyu l d u l a r. "Doğa fel sefesi" b i l i m i , evrendeki cisim leri ve olayları açı kla ma k için matem ati k, ki mya ve fiziği ku l l a n ı r. N icolaus Copernicus, G ü neş'in etrafı nda dönen gezegenlerle, g ü neş mer kezli g ü neş sistem i model i n i b u l­ d u . Gezeg en hareketleri ka n u n l a rı Joha n n es Kepler ta rafı ndan ge­ l i şti ri ldi; Sör l saac Newton ta rafı n dan icat edi len fiz i k ka n u n l a rı da uzayd a k i cisi m le rin h a reketleri n i açı k l a m aya ya rdı m cı old u.

Evrenin Kanunları Astronomlar fizik kanunlarını ve yörünge hareketini anlar, bunlar hakkında bilgi edinir ve bu bilgileri güneş sistemi dışındaki geze­ genlerin keşfi, galaksiler içinde ve etrafındaki karanlık maddenin varlığı, kara delikler etrafındaki maddelerin hareketleri gibi çok çe­ şitli araştırma alanlarında uygularlar.

Astronomideki g e l i ş meler, teleskopl a r ı n ve ci hazların ya pıl ma­ s ı na elverecek d e n l i h ızl ı gerçekleşti . Fotoğ raf ve spektrosko pideki metotla r a stronomi g özlem leri ne uyg u la nd ı kça a strofizik b i l i m i gelişti. Teleskoba kamera ta k ı la b i l m esiyle, a stro nom la r u z u n poz­ la mayla s i l i k ve uzak cisim lerin res i m leri n i çekme i m ka n ı yaka l a d ı­ lar. 1 876 yı l ı nda Vega, fotoğraflanan i l k yı ldız o l d u . Gökcis i m leri n i n ı ş ı k l a r ı n ı spe ktrog raftan g eçirmek, a stronom­ ların y ı l d ızla rı, g ezegen leri, bul uts u l a rı ve g a l a ksi l e ri kontrol eden ki myasa l yap ı ve fizi kse l s ü reçlere dair fi kir sa h i b i o l m a s ı n ı sağ la d ı . 1 BOO'l eri n son u v e 1 900'1eri n baş ı n d a d ü nyad a, yen i bir astronomi gözlemevi türü ortaya çıktı; b u n la r, uza k evren i n m ü mkün old u­ ğ u nca çok res m i n i çekmek için ta sa rl a n mış ço klu dalga boyu sen­ sörl ü ve özel ü reti l m i ş ka mera teçh izatı na sa h i pti. G ü n ü m üz astronom ları ve a strofizi kçi leri, eski gözle mci leri şaş­ kı na çevi recek ve mem n u n ed ecek bir d i zi yer ve uzay teleskobuy1 60

A stronominin Tarihi

la gökyüzü n ü i nce l e rler. Ke pl er'in, ken d i ad ı n ın d iğer yı l d ızların et­ rafı nda dönen gezegenleri a raştı ra n b i r sond aya veri l d i ğ i n i d uysa ne diyeceğ i n i bir d üş ü n ü n . Ya da Gali elo'n un, J ü piter yörü ngesin­ de görev ya pan, kendisiyle aynı adlı uzay a rac ı n d a n g e l en b i lg i lere göz atma k için neler ya paca ğ ı n ı ... Evrenin g e n i ş led iğ i n i keşfeden Edw in H u bble i se, evrenin aslında ne ka d a r geniş o ld u ğ u n u keş­ fetmekten mu tl u l u k d uya rd ı .

Ömer Hayyam ve Takvim

, , Batı daki astronomi araştırmalarında boşluk dönemi, Avrupa daki Karanlık Çağ•a (kabaca 400-800 yılları arası) ve Ortadoğu , Kuzey Afrika ve İspanya, nın büyük kısmını kapsayan İslam İmparatorlu­ ğu'nun doğuşuna rastlar. Müslüman astronomlar, sekizinci yüzyıl­ dan on dördüncü yüzyıla kadar dikkatlerini, astronomi hakkındaki eski Yunan yazılarını çevirip korumaya harcadılar. Ayrıca, zamanı ölçmek, takvim yapmak, gökyüzünün ve içindeki cisimlerin tutarlı çizelgelerini hazırlamak için matematik araçları geliştirdiler. Bu­ gün bile gökyüzündeki pek çok yıldız Arapça isimler taşır. Bu İslam alimlerinden en iyi bilineni, bir matematikçi, astronom ve şair olan Ömer Hayyam'dır (1048-1131) . Hayyam, günümüzde İran olan, eski Pers İ mparatorluğu , nun İsfahan şehrinde bir gözlemevi inşa , etti; gözlemlerini de İran ve Afganistan da hala kullanılmakta olan bir takvim yaratmak için kullandı . Zamanla, Rönesans'ın yeşerme­ siyle, Avrupalı alimler astronomiye ilgi duymaya başladılar ve Hay­ yam ile alim arkadaşları bildiklerini onlara aktardılar.

1 61

N I COLAUS COPERN ICUS Kopern ik Devrimi

Bug ü n d ü nyada 1 1 .000'den fazla astronom va r ve onla rı n her biri, g ö kyü z ü n ü b i l i msel açıdan i ncelen mesi g e reke n b i r yer ola ra k göre n, g eçmişteki büyü k d ü ş ü n ü rl erin o m uz l a r ı n d a yükseliyorlar. Bug ü n i n s a n l a r ı n modern a stronom i n i n "ku rucu l a rı" olara k ka b u l ettiği k i ş i l er a rasından, y ı l d ız l a rı v e gezeg en leri a n l a m a m ıza i l k b ü ­ yü k katkı l a rı sağ laya n ada m, ça l ı şmala rı n ı bir tel es kop o l m a ks ızın ya p m ı ştı. Ad ı N icol a s Copernicus olan bu a stronom Avrupa'da Rö­ nesa n s dönem inde ya şa d ı . Cope rnicus ça l ı ş m a l a r ı nı, i ta lya ' n ı n Flora n sa kenti nde on be­ şinci yüzyılda ba şlayı p o n yed inci yüzyıla kada r s ü ren büyük kü l­ türel ve bili msel gel işmeler döneminde yü rüttü. Fl ora n sa'da po­ l iti ka, sanat, din ve ke n d i l e ri n i g e l işti rmek i steye n b i r grup i n san b i r a raya gel m işti. Matbaa n ı n d a icad ıyla, bu i n sa n la r ı n fi ki rleri, Avru pa'yı ka s ı p kavu rd u . Za m a n içinde Rönesans'ı n idea l l e ri, sa­ d ece sanat ve m üzi k a la n ı n d a değ i l, b i l i m ve tek n oloj i a l a n ı nda da d evri m ya rattı. Öze l l i k l e astronomi ve doğa b i l i m l eri a la n ında Ki­ l i se'n i n değişmez görüşl eri ne bile meyd a n okud u lar. 1 492 yı l ı nda Amerika'n ın keşfi, i n sa n l a r ı n d ü nyaya ba k ı ş ı n ı d a ha da d eğ i şti re­ rek eski fi ki rleri sorg u l a mayı ve ye ni fi kirler keşfetmeyi teşvi k eden e ntelektüel bir orta m ya rattı.

Dünya Me rkezli Evren Rönesa ns gelişmel eri nden ö nce klasik astronomi ha la, gökyüzü n ü gözle m leyi p ta slağ ı n ı çıka ra n Yu n a n l ı astronom v e fi lozof Ari sto­ teles'i n (384 MÖ

-

322 MÖ) etk i s i a ltı ndayd ı . Aristote les Dü nya'n ı n,

evre n i n merkezi nde o l d u ğ u n u ileri s ü rüyord u. G ü n eş ve gezegen­ ler bizim gezegeni mizin etrafı n da dön üyord u; yıldızlar da bi r k ü re üzeri nde sabit du ruyorl a r, hiç kı m ı ld a m ıyor l a rd ı . Bütü n b u n l a rı b i l mek çok g üzel o l sa da bu b ilgi ler g özl e m lerle uyuşm uyord u . G ü n eş, A y v e özel l i kle de gezegenler Aristoteles'i n d ü ş ü n d ü ğ ü b i 1 62

N icol a us Copernicus

çimde ha reket et m iyorlard ı . Öze l l i kl e bazı g ezege n l e r gökyüzü n­ de ters istikamette ha reket ed iyor g i biyd i. Bunu açı kl a m a k üzere, Batlamyus (90- 1 68) g i b i bazı g özlemci ler, bu h a reketle r i n taslağı­ n ı ç ı ka rd ı l a r ve bu kafa ka rışt ı rıcı gezegen h a reketler i n i açıklamak üzere daha büyük b i r yörü ngen i n pa rçası o l a ra k dış çemberler a d ı veri len küçük çem berler uydu rd u l a r. Her ne kad a r d a h a so n raki keşifler b u n u n ya n l ı ş o l d u ğ u n u gös­ terse de Batla myu s'un siste m i b i r dereceye kad a r işled i fa kat en sonunda Gü neş, Ay ve gökyüzü ndeki g ezegen lerin kon u m l a r ı n ı göste ren bu hesa pl a m a l ara daya n a n çizelgeler maal esef g eçer­ l i liğ i n i yitird i . G ezege n kon u m ta b l o l a rı n ı g ü nce l lemek içi n yen i g özlem ler v e hesa pl a m a l a r g ere kt i . Bat ı l ı b i l i m i ns a n l a rı b i r kez daha göksel c i s i m lerin hareketler i n i ta h m i n etme soru nuyla ka r­ ş ı laştığ ı nda Rönesa n s'ta ki d u rum buyd u . İ l k ola ra k G a l i leo G a l i le i ta rafından ku l l a n ı la n , yen i keşfed i l m i ş teles kobun ya rd ı m ı old uysa da bili msel d ü ş ü ncede bir devri m i ha re kete g eçiren şey, N icolaus Copernicus'un teorik ça lışma sıyd ı .

Copernicus'un Mirası Bugün bizim için çok açık olsa da Copernicus'un döneminde, geze­ genlerin Güneş etrafında dönmesi fikri sapkınlıktı. Yine de kitabı yayımlandıktan sonra Güneş'in güneş sisteminin merkezi olduğu fikri diğerlerini de -en önemlileri arasında Galileo Galilei, Johan­ nes Kepler ve lsaac Newton vardır- Copernicus'un incelemelerini esas almaya teşvik etti.

Rönesans lnsam Copernicus N icol a u s Copernicus, var l ı k l ı bi r i şad a m ı n ı n oğl uyd u. Polonya'daki Kra kov Ü niversitesi 'nde matemati k ve astronomi oku m u ş, tı p ve h u ku k oku ma k için de l ta lya'ya gitm i şti. i ta lya'da olduğu s ı rada Batla myus' u n gezegen ha reketleri n i açı klaya n metod unu sorg u­ l a m aya ba şla m ı ştı. Gezegenlerin ve d iğer göksel c i s i m lerin h a re1 63

Evren 1 0 1

ketini açıklaya bi lecek mate m ati ksel hesa p l a m a l a r b u l d u ğ u için h eyeca n l a n m ı ştı . Eğiti m i n i ta ma m laya n Copern icus, Kato l i k Ki l isesi'nde pisko­ pos ola n a m casıyla yaşa m a k üzere Polo nya'ya dönd ü . Son u n da ra h i p old u ve tıp uyg u la ma l a rı na da deva m etti. Fa kat ü n iversite ­ d eyken Copern icus'u cezbeden a stronom i problem leri onu büyü­ lemeye deva m ed iyo rd u; o n l a r üzeri nde d e ça l ı ş m aya d eva m etti . D a h a sonra ki y ı l l a rı n d a b i r e konom i st, çevi rmen v e sa natçı o l a ra k ça l ı şması n ı n ya n ı s ı ra b i r d ip lo mat olara k da h izmet verd i . Copernicus, g özl e m leri v e ça l ı şma l a rı a rac ı l ığ ıyla Dü nya'n ın, evre n i n merkezi o l d uğu d ü şü ncesine meyd a n o kuya ra k bütü n g ökcisi mleri n i n G ü n eş'i n etrafı n da dönd ü ğ ü n ü i leri s ü rd ü . M ate­ m ati ksel bir kes i n l i kle, g ü neş sistem i ndeki cisi m l erin yörü ngele­ ri nde nas ı l d i zi l d ik l e r i n i gösterd i . Dünya'n ı n, uzayd a sa bit şekilde d u rmak yerine, d iğer gezegenler gibi G ü neş'i n etrafı nda ki bi r yö­ rü ngeyi izlediğ i n i g österd i . Fi k i rl eri, bazı b i l i m se l gel işmeleri n Ki l ise v e s i v i l oto ritel e rce hoş karş ı l a n m a d ı ğ ı bir dönem için g ayet rad i ka l d i . K i l i se, D ü n ­ ya'n ı n -ve i ç i n d e k i i n sa n nüfusu n u n - ya ratı m ı n m erkezi old u ğ u k l a s i k Yu nan idea l i ne bağ l ıyd ı. G ü n eş'i g ü neş s i stem i n i n me rkezi­ ne otu rtmak Dü nya'n ı n seviyes i n i n dü ş ü r ü l mesi demekti ve bu da Ki l i se'n i n öğreti leri ne ka rşıt b i r şeyd i . Bu na ka rş ın Copern icus ü n l ü kitabı De revolutionibus orbium

coelestium'u (Göksel Kürelerin Devinimleri Üzerine) yazmaya deva m etti; kita pta göklerin g ü neş merkez l i model i n i d etayl ıca a n latıyor­ d u. Kita p, 1 54 3 yı l ı nda, öl ü m ü n den ya l n ızca iki ay önce bası l d ı . Pek çok a l i m bu kitabı n, modern astronom i için i l k önem l i a d ı m oldu­ ğ u na d i kkat çekti ve a rtık Kope r n i k Devri m i o l a ra k a n ı la n döne m i n ba ş l a n g ıcı ka b u l etti. On u n ça l ışması o l m a ksız ı n modern a strono­ m i bug ü n old uğ u noktaya gelemezd i .

1 64

Nicolaus Copernicus

Copernicus ve Para Nicolaus Copemicus, hem matematikçi ve gökbilimci hem de bir ekonomistti. Döviz borsası ve bir toplumdaki mal ve hizmetlerin ekonomik değerleri üzerine bilimsel incelemeler yazdı. Bu konu­ lara ilgisi doğrudan, Kilis e'deki idarecilik ve rahiplik görevinden gelmekteydi.

1 65

GALI LEO GALI LEI Başma Buyru k i l k Astronom

Astronomideki en büyü k keşifl erden bi ri, 7 Oca k 1 6 1 0 yı l ı, b i r a k­ şa m İ ta lya' n ı n Pad ua kent i n i n h emen d ış ı nda gerçekleşti. Astro­ nom Ga l i l eo G a l i l e i yen i i n şa ettiği te lesko bu n u J ü piter gezege­ n i ne d oğ ru lttu. Görd ü ğ ü şey onu hayrete d ü ş ü rd ü . J ü piter tek ba şına b i r cisim değ i ld i . Merceğ inde bel i ren üç adet sa bit yı l d ız ol­ d u ğ u n u a n latt ı . Gali l eo görd ü ğ ü şeyi çizd i ve sonraki bi rka ç g ece boyu nca b i r nokta n ı n da h a bel i rmes i n i şaşkı n l ı kl a izled i . Bu "sa bit yıld ızların" dörd ü de J ü p ite r'e göre kon u m d eğ i şti riyorlard ı. Bu, astron o m la r ı n kozmosa bakışl a r ı n ı değ i ştiren bi r gözlemdi; ç ü n­ kü t ı p kı gezeg en le ri n Gü neş etrafı n da dön mesi gib i Jü piter'i n d e o n u n etrafında d ö n e n ke n d i uydu l a r ı va rd ı . Bi rde nbire, kozmosta­ ki yeri miz o l ayların me rkezinde o l m a kta n çıkm ışt ı .

Müzisyenin O yunbaz ve Asi Oğlu Galileo Galilei, Rönesans'ın sonraki yılları olan 1564 yılında , sa­ nat, bilim, politika ve dinin değişim geçirip yeniden doğduğu bir dönemde dünyaya geldi. Babası, usta besteci ve müzik kuramcısı Vincenzo Galilei'ydi. Vincenzo, döne min yerleşik müzik ideallerine karşıt olan akort sistemleri ve vokal kontrpuanlar hakkında kitap­ lar yayımladı. Kendi döneminde keskin olarak değerlendirilen fa­ kat bizim bugün Barok müziğin bir parçası olarak kabul ettiğimiz müzik tarzlarını denedi. Vincenzo gibi özgür düşünceli bir babası olan Galile o'nun -sadece astronomi alanında değil başka alanlarda da- düzene karşı gelmesi bir sürpriz değildi. Galileo hiç evlenme­ diyse de Marina Gamba isimli bir kadından iki kız bir de erkek evlat yapmaya vakit buldu . Kızlar en sonunda manastıra katıldılar ve oğ­ lan da daha sonra Galileo'nun mirasçısı olarak kabul edildi.

1 66

G a l i leo G a l i lei

Modern Gözlemsel Astronominin Kurucusu Ga l i leo, b i r ü n ive rs ite öğrencisi ola ra k tıp okud uysa d a matema­ ti k ve fiziğe i l g i du yd u. En son u n d a t ı bbı bı ra kı p, "doğa fe l sefesi" -doğ a n ı n ve evre n i n fizi ksel tem e l leri n i n i n celen mesi- üzeri nde ça lışm aya ba ş l a d ı . Ayn ı za m a n d a ş u anda "tasa r ı m" d ed i ğ i m iz bir böl ü m okuyo rd u ve Fl ora nsa'da sa nat öğ retm eye ba ş l a d ı . Ayrıca Pi sa'da matematik kürsüsüne ata ndı ve geometri, m eka n i k ve ast­ ro nomi dersleri verd i . G a l i leo pek ço k açıdan, sa nat, m ü h e n d i s l i k v e bili mde o l d u kça dona n ı m l ı, ta m b i r "Rönesa n s İ n s a n ı " i d i . B i r b i l i m in s a n ı olara k deneyciyd i . Ü n l ü b i r de neyinde, Aris­ toteles'i n ağ ı r nesnelerin hafif ola n l a rd a n daha hızlı d ü ştüğ ü ne d a i r fi krine meydan oku m a n ı n b i r yo l u n u öner m i şti. Pisa Kule­ si'ne t ı rma n ı p fa rkl ı a ğ ı r l ı k l a rd a i ki to pu aşağ ıya a t ı n d iyo rd u . Yere ayn ı anda ça rpa rlarsa, bu Aristoteles'i n idd iası n ı çürütecekti. G a l i­ leo'nun testi ya p ı p ya pma d ı ğ ı, ya ptıysa da ne za m a n o l d u ğ u açık­ ça b i l i n mese de On Motion (Ha reket Üzerine) a d l ı kita bı nd a bütün a ğ ı r l ı kların kütleçe k i m i ivmesiyle eşit şeki lde ha reket edecekleri n i , ya n i fa rklı a ğ ı rl ı k l a rdaki iki topun ayn ı a nd a yere d ü şeceklerini ta h­ m i n et mişt i.

Bunu Biliyor muydunuz? Teleskobu Galileo Galilei icat etmedi. Bu onur, mercek taşlama ko­ nusunda usta olan Hollandalı-Alman optik bilimciler Hans Lipper­ shey ve Zacharias Janssen ile enstrüman üreticisi Jacob Metius'a aittir. Modelleri, başkalarına da ilham vererek onları teleskoplar ve denizde kullandığımız küçük dürbünlerden yapmaya yöneltti. Ga­ lileo Galilei tasarımı gördüğünde, Jüpiter, Venüs'ün fazlan, güneş lekeleri ve yıldızlara dair ilk gözlemler için kullanacağı kendi teles­ kobunu inşa etti.

1 67

Evren 1 0 1

G a l i l eo, doğ u m u n d a n ya r ı m yüzy ı l önce N icola u s Cope rnicus tarafı ndan ilk olara k ifa d e ed i l en g ü neş m erkezl i teoriyi ben im­ sed i . Dü nya'n ı n ve g ezeg e n leri n Gün eş etrafı nda döndüğü fi k ri n i sav u n u p b u n u ka n ı t l a ma k üzere ça lış maya koyuld u. Ki l i se'yle ve Aristote l es'i n eski evre n görü ş ü n ü d estekl eye n g özlemci l erle m ü ­ c a d e l e etmesi gere kiyord u. Ga l i l eo, yazı l a rı nda v e de neyleri nde, bi l i m i n ve kutsa l yazı l a rın bir a rada va r o l a b i l eceğ i n i gösterm eye ça l ıştı. Yi ne de Ki l i se oto riteleri n i n, Copernicus'un her türlü öğ re­ t i s i n i yasa kla m a k istemesi G a l i l eo'nun pek i ş i n e g e l m ed i . Her ne kad a r g ü neş merkezl i teo riyi u l uorta ta rt ı ş m a m a sı kon u s u n d a uya rı l d ıysa da bu kon u da bir k i t a p yazmaya ka ra r verd i. B a ş ya pıtı

iki Büyük Dünya Sistemi Hakkmda Diyalog, bu m e s l e kten olmaya n b i r i n i n fi l ozofl a r l a a ra s ı nd a geçen bi r d izi u sta l ı kl ı ta rt ışma biçi­ m i nd e yaz ı l d ı . B i r fi l ozof Copernic us'u n fi ki r leri n i tem s i l ederken, d i ğeriyse Ari stote les ve Batl a myu s ' u n k i le ri destekl iyord u. Bu ko­ n u da b i l g i s i ol maya n kiş iyse ta rafsız b i r gözlemciyd i . Kita p ç ı ktığ ın da Kil ise yönetici leri ço k öfkelen erek, o n u Kil i se öğ retilerine karşıt fi ki rl eri d esteklemekten hapse atm a k l a tehd i t ett i l e r. G a l i leo g özlem lediği şey l e ri yazmaya d eva m ett i v e 1 63 3 yı l ı nda sa pkı n l ı kta n suçlu b u l unara k fi ki rleri nden vazgeçmeye zo rl a nd ı . Kita bı, Ki l i se'n i n ya sa k l ı l a r l i stes i ne kon d u ve otor ite l er, G a l i l eo'n un yazı l a r ı n ı kimsen i n basma ması n ı em retti. Haya tı n ı n geri ka l a n ı boyu nca e v h a p s i n d e ka l d ı . Bu d u r u m Ga l i leo'yu, 1 642 yı l ı ndaki öl ü m üne dek g ökyüzü n ü izley i p ça l ı ş ma la rı ha kkı nda yazm a kta n a l ı koym a d ı . 1 638 yı l ı nda bası l a n son kita bı İki Yeni Bi­

lim Üzerine Diyaloglar G a l i leo'n u n ya pt ı ğ ı pek çok b i l i m sel deney ve a ra ştırmayı içerir. Ev hapsi s ı ra s ı nda yazd ı ğ ı kitap (Ga l i l eo'n u n eserleri n i n yayı m la n ma sı n a i l işkin pa pa l ı k e m i r l e r i n i u m u rsa ma­ ya n) Hol l a nd a'da bas ı l d ı .

1 68

G a l i l eo G a l i l e i

Galileo'nun Astronomiye Katkıları Galileo'nun astronomideki başarıları, gözlemsel bilim için mühim bir miras bırakır. Teleskobunu gökyüzüne ilk çeviren astronom, onunla Jüpiter'in Galileo uydularını keşfetti, Venüs'ün farklı faz­ larını gözlemledi ve güneş lekelerinin -Güneş'teki, manyetik solar aktiviteyle bağlantılı olduğunu bugün artık bildiğimiz bölgeler- ilk detaylı gözlemlerini gerçekleştirdi.

Galileo ve Kil ise Katol i k K i l isesi, 1 75 8 yı l ı nda G a l i leo'n u n yaz ı l a r ı n a uyg u la d ı ğ ı ya­ sağ ı sessizce ka l d ı rd ıysa da Ki l i se'n i n Ga l i l eo'ya ya ptı ğ ı m u a mele­ den dolayı ha ksız o l d uğ u n u itiraf etmesi 242 yı l d a h a s ü rd ü . Pa pa i l . Jea n Pa u l 1 992 y ı l ı nda, Ga l i l eo m ese l e s i n i n "hata l ı b i r şe k i ld e ele a l ı n d ı ğ ı nı" son u nda ka b u l etti.

1 69

JOHAN N ES KEPLER Matematik Dehası v e Astronom

Johan nes Ke pler küç ü k bir çocu kken u n utu l maz bi r şeye, 1 5 77 yı l ı nda geçen büyük kuyru k l uyı ld ıza şa hit old u . Kuyru k l u y ı l d ız D ü nya'ya çok ya k ı n g eçtiğ i nden gece göğ ü n d e büyü k ve pa r l a k g ö r ü n üyord u. Avru pa'n ı n b i r ba şka yerinde, astronomiye ka rşı b i r tutku du ya n, Da n i m a rk a l ı soy l u Tyc ho Bra h e ( 1 546- 1 60 1 ) kuyru k­ l uyı l d ızın kon u m u na i l i ş k i n d i kkat l i hesa p la m a l a r yapt ı . Kepler, yı l l a r sonra, tu haf bi r tesad üf eseri, Bra h e için ça l ışmaya g e l d i ve ya ş l ı a stro nom u n kuyru kluyı l d ız ı n geçi ş i ne ve gezegen lerin gök­ yüzündeki ha reketlerine i l işkin a l d ı ğ ı notla r, Kepler'i, ke ndi ad ı n ı taş ı yaca k o l a n gezegen ha re ketler i n i n üç yasas ı n ı formüle etm eye teşvi k etti.

Gü neş Merkezl i Modelin Meşa lesin i Taşımak Johan nes Ke pler 1 5 7 1 yı lınd a A l m a nya'da d oğ d u . Çocukken, ma­ te matiğe büyük i l g i duym aya ba şladı; a l tı yaş ı na g e l d i ğ i ndeyse a stronom iye kafayı ta km ışt ı . Ü n iversitede felsefe ve teo loj i okudu, C l a u d i u s Batl a myus' u n D ü nya merkez l i kozmoloj isiyle, N icola u s Copern icus'un gelişti rd iğ i G ü neş merkez l i g ü neş siste m i n i öğren­ d i . G ü neş merkezl i sistem fi kri Ke pler'in i l g i s i n i çekse de o dönem­ de, Dünya'n ı n Gü neş etrafı nda dön mesi fi kri n i savu nm a k kafırl i kti. 1 600'1 eri n başında Ga l i leo Ga l i lei bu fi kri s ı rf önerd i ğ i için bile ev h a psine a l ı n m ı ştı . Yi ne de Kep ler'e göre, gezegen leri n G ü neş et­ rafı nda dön meleri, yı ldızlı g ökyüzü ndeki h a re ketl eri n i a ç ı k l a maya ya rd ı mcı ol uyord u . Ke pler, 1 594 yı l ı nda, otuz ü ç ya şı ndayken d a ha sonra Avustu r­ ya'd a ki G raz Ü niversitesi olan oku l d a matematik ve a stronom i ho­ cası o l d u . Derhal Copern icus'un s i stem i n i sav u n m a k için ça l ı şma­ ya koyuldu. Ayrıca evre n i n bi r ahenk ve geometri üzerine k u ru l u o l m a s ı fi kri de o n u büyü l üyord u. Pe k çok h a ri ka hesa p lama ya pa­ ra k g ezegenlerin göz l e m lenen yörü ngesel kon u m l a rı n ı , g ezeg en1 70

Johan nes

Kepler

lerin Gü neş'e o l a n mesafeleriyle uyu m lu, bir dizi iç içe geçmiş ge­ ometri k c i s m i n içine yerl eşti rmeye ça l ıştı. B u n u n, Ta n rı 'n ı n evre n i m ü kemmel b i r g eometriyl e ya ratma p l a n ı n ı açıkla maya ya rd ı m cı o lacağ ı n ı d ü ş ü n üyord u. Kepler i l k eğiti m i n i pa pazl ı k oku l u nda a l­ d ığ ı ndan ve gayet di nda r b i ri o l d u ğ u nd a n böyle b i r şey i stemesi şa şırtıcı değ i l d i. B i l i m ve d i n i n bi r a rada va r olabi leceğ i n e ve evre­ nin gerçekten de Ta n r ı 'n ı n s u reti nde yarat ı l d ığ ı n a i na n ıyord u . Bu konu ha kkı n d a ki d ü ş ü ncel e r i n i a n a hatla rıyla ol uştu ru p Mysteri­ um Cosmographicum ( Kozmog rafi k G izem) a d l ı kita b ı nda Coper­ n icus'un g ü neş merkezl i fi kirleri n i sav u n d u . 1 596 y ı l ı nda basılan

1

kitap Kepler'i derhal Avru pa'd a k i önde gelen astronom la rdan biri h a l i n e g etird i .

Ke pler Uzay Aracı NASA'nın Johannes Kepler'in adını verdiği, diğer yerlerdeki geze­ genleri araştıran bir uzay aracı mevcuttur. 2009 yılında fırlatılan araç, uzak yıldızların ışığının periyodik olarak sönükleşmesini göz­ lemlemektedir; bu periyotlar yıldızın çevresinde dönen gezegen­ lerin varlığına işaret edecektir. Astronomlar, Kepler uzay aracının Kepler'in yörüngesel hareket kanunlarını kullanarak bulduğu ge­ zegenlerin yörüngelerini hesaplamak için Kepler verilerini kullan­ maktadırlar.

Tycho Brahe'li Yıllar Ke pler, Mysterium Cosmographicum'u n yayı m l a n m a s ı nda n son­ ra, Prag ya k ı n l a rı nda bir gözl emevi i n şa etmekte o l a n d a ha yaşl ı ve daha deneyi m l i astronom B ra h e i l e yazışmaya başlad ı . Bra h e, old u kça tan ı n m ı ş, yetenek l i b i r gözlemsel a stron omd u. Keple r'e yazd ığ ı mekt u pla rı nda, genç meslekta ş ı n ı n işleri n i n bazı ları n ı eleştirip onu hata l ı ve ri kul lan ması ko n u s u n da u yard ı . Kepler, yaş l ı astronom u n ken d i s i ne b i raz destek sağlaya bi leceğ i n i um a ra k Bra­ he'n in davetiyle onu ziya rete g itti. Daveti n za ma n l a ması ta ma men 1 71

ı 1 1 1

Evren 7 0 1

tesad üfiyd i : Graz'd a işler iyi g itmiyord u; Kil ise, iş in i koruya b i l m esi için Kep l er'in ve a i l es i n i n Katol i kl iğe geçmesi n i istiyord u . Kepler m ezhep değ işti rmeyi d ü ş ü n mediğ inden B ra h e i l e çal ı şmaya de­ va m ett i . So n u n d a d a a i lesiyle birl ikte Prag'a taş ı n d ı . S o n ra ki yı l l a r Kepler'i n, yaş l ı a stronom u n ka psa m l ı gezegen ve yı l d ız gözlem leri n i a n a l iz etmesiyle geçti . B ra h e 1 60 1 y ı l ı nda öld ü ve Kepler on un yerine i m pa rato rl u k m atematikçisi olara k ata nd ı . B u n u n ard ın d a n, son raki on yı l ı, Kutsa l R o m a İ m pa ratoru i l . R u ­ dolf'un a n ı sı n a Rudolf Cetve l l e ri a d ı verilen b i r d izi y ı l d ız kata loğ u ve g ezegen çizelgesi üzerinde ça l ı şa ra k geçird i . 1 62 7 y ı l ı nda bası­ l a n ta b l o l a r İ m pa rator il. Ferd ina nd'a ithaf ed i ld i .

i mparatorluk Matemati kçisi/ i mparatorlu k Astroloğ u Kepl er'i n görevle r i nden biri de ü n i versite öğrencisiyken ya ptığ ı ve old u kça yetkin o l d u ğ u a stroloj i o ku ma la r ı nda İ m pa rator Rudolf'a d a n ı şm a n l ı k s u n ma kt ı . S a ray d a n ı ş m a n ı ola ra k yıld ızna meleri epey revaçta olması na rağ men Kepler b u n l a rı n , geleceği ta h m i n etmede h i ç b i r b i l i msel ta ba n ı o l mad ı k l a r ı n ı d üş ü nüyord u. Fa kat bu iş sayes ind e Tycho B ra h e'n in engin g özlem d izi l e ri n i a n a l iz etmeye deva m edebi l i yo rd u . Kepler 1 609 yı l ında, g ezegen h a re­ ketlerine i l iş k i n ilk i k i k a n u n u yayı m l a d ı . O dönem astron o m l a r yörü n gelerin, m ü ke m m e l d a i reler o l m a l a rı g e rektiğ i n i d ü ş ü n d ü­ ğ ü nden ka n u n l a r pek iyi ka rş ı l a n m ad ı . Fa kat Ma rs'ı n yör ü ngesi­ n i n, yı l l a r s ü ren gözlemsel veri l e re daya l ı kes i n h esa pla m a l a rı se­ be biyle Kepler, gezeg en yörü ngeleri n i n e l i pt i k olduğ u na e m i n d i . Gezegen hareketleri ne i l i ş k i n üçü ncü ka n u n u n u gel i ştirmek i ç i n yeterli b i lg iye erişene dek m atemati ksel hesa pla malarla on y ı l d a h a geçird i .

Kepler'i n Gezegen Hareketleri Kanu nları 1 . Kepler, Ma rs'ı n tuhaf görü n ü m l ü yörü ngesine d a i r soru n u çöz­ mek için Bra he'n i n g öz l e m lerini uyg u l a d ı . M a rs'ı n e l i ptik bi r yö­ rü ngeyi ta ki p ettiğ i sonucuna va rd ı . Bu da o n u gezegen h a re­ ketl e ri n i n i l k ka nu n u na götürd ü : Bir gezegen Güneş 'in etrafmda

1 72

Johan nes

Kepler

eliptik bir yörüngede döner ve Güneş elipsin odak noktalarmdan birinde bulun ur. 2.

Kepler soru na bi raz geometri k a ç ı d a n ya k l a şa ra k yö rü ngesel h a reketi n iki nci ka n u n u n u bu l d u : Bir gezegeni güneşe bağlayan

çizgi, gezegen Güneş 'in etrafmda dönerken eşit zaman aralıkla­ nnda eşit alanlar tarar. 3. Kepler b u n u n a rd ı ndan yör ü n g esel periyotla rı (ya n i b i r geze­ genin Gü neş etrafı nda dönemsi için gereken s ü re) hesa p la mak için mate mati ğ i ku l la n d ı . Bun u n sonucu üçüncü ka n u n d u : Bir gezegenin yörüngesel periyodunun karesi, dolandığı elipsin yan ana ekseninin uzunluğunun küpü ile doğru orantılıdtr. Johannes Kep l er, 1 630 y ı l ı n d a ö l d ü ğ ü n de a rd ı nda, m odern b i l i m i n sa n l a r ı n ı n i l g i s i n i çe kmeye deva m eden b i r astrono m i, matemati k ve b i l i m fel sefesi a raştı rması m i rası bı ra kt ı . O, N icolaus Copern icus ve G a l ileo Gali l e i 'n i n ya n ı s ı ra modern astrono m i n i n ku rucu larından biri sayı l ı r.

Kepler ' in Eserleri Johannes Kepler pek çok konuda bilimsel eserler yayımladı. Astro­ nomiyle alakalı diğer eserlerinden bazıları şunlardır:

1 . Astronomia Pars Optica (Gökbilimde Optikler) Astronomia Nova (Yeni Gökbilim) 3. Dissertatio cum Nuncio Sidereo (Yıldızlı Ulakla Sohbetler, Ga­ lileo Galilei'nin gözlemlerinin onaylanması) 4. Harmonice Mu ndi (Gezegenlerin Ahengi, burada Kepler geo­ metrideki ahengi ve uyumu tanımlayarak gezegen hareket­ lerine ilişkin üçüncü kanununu sunar) 2.

1 73

H ERSCHELLER Astronomide A i l e i şleri

Ebeveyn lerin zeki olduğu, çocu k l a rı n iyi notla r a l ı p okul d ı şı nda hari ka a ktivitelerde bulunduğu a i lel eri hepi m iz b i l i riz. l ng i ltere'de­ ki Herschel a i l esi i şte böyle bir a il eyd i; Sör Fred e rick Wi l l i a m H ers­ chel ( 1 738- 1 8 2 2), kız ka rdeşi Carol in e ( 1 750- 1 848) ve oğ l u John ( 1 792- 1 8 7 1 ) bu a il e n i n mensupla rınd a nd ı r. A l m a n - İ n g i l iz g özlem­ cilerden ol uşan bu yetenekli üçl ü şun l a rd a n soru m l ud u r: •

B i r gezeg en keşfetmek

•

Yüzl erce çift ve üçlü y ı l d ız sistemleri n i n ta sla ğ ı n ı çizmek

•

Gezeg e n i m s i bulutsu l a r ı n ı keşfetmek

•

Bu l utsula r, g a l a ksiler ve kuyru kluyı ld ızla r d a h i l o l m a k üzere uza kta k i y ı l d ızsı ol maya n cisi mlerin deri n-uzay gözl e m l e ri n i tama m la ma k

•

Kızılötesi ı ş ı ğ ı keşfetmek

•

G ü n ü m üzd e hala ku l lan ı l m a kta olan m uazza m gök cis i m leri katalog ları hazırla ma k B u n l a r yetmezm iş g i b i H e rscheller tel esko p l a r da i n şa ettiler

ve bitki l e rle hayvan l a rı m i kroskop a ltı nda i nceleyerek çok küçü k d ü nya ları bile i ncel ed i ler. Ai len i n ça l ı ş m a l a rı, İ ngi ltere'deki H ersc­ hel Astronom i Müzes i'nde özenle koru n m a kta d ı r.

Aile Reisi Sir Frederick Wi l l iam H erschel 1 738 yı l ı n da A l m a nya ' n ı n H a n no­ ver kenti nde doğd u. M üzisye n l i k eğ iti m i a l d ı kta n son ra yi rm i dört adet senfon i besteled i. Ke man , çello, obua, kl avsen ve org ça l d ı . l n g i ltere'ye ta şın d ı kta n son ra Newca stl e orkestra sında i l k kem a n c ı olara k görev a l d ı . B u radan Leed s'e taş ı na ra k k i l ise orgcusu o l d u; son u nd a da Bath orkestrası n ı n yö neticisi old u . Müzik sevg isi e n son u nda onu matematiğ i v e ı ş ı k b i l i m i a raştı rma l a rı n ı keşfetm eye 1 74

Herscheller yön lendird i . Kra l iyet Astron o m u Sir Nev i l Ma skelyne ile a rkadaş oldu ve tel es koplar i nşa etmeye baş l a d ı .

İsmin Ne Önemi Var? Sör William Herschel , güneş sistemindeki minik gezegenleri ta­ nımlamak için asteroit kelimesini uydurdu. Ayrıca yıldızların öz­ devinime sahip olduklarını (yani uzayda hareket ettiklerini) fark ettikten sonra güneş sisteminin uzayda hareket ettiği sonucuna vardı. Teleskobu yeterince güçlü olduğundan, Mars'taki buzulla rı görebiliyor, mevsimler değiştikçe bunların büyüyüp küçüldüğünü gözlemleyebiliyordu .

Herschel 1 77 3 y ı l ı nda, yı l d ızla r ve g ezeg en l erle i lg i l i sayı sız gözl e m i n i kaydetmeye ba şlad ı. H ayatı boyu nca çok d i kkatl i göz­ lem g ü n l ü kleri tuttuğu için, çiftyı l d ızla rı n ve uza kta k i d i ğ e r cisim­ l eri n görü n ü m leri ya d a konu m la rı nda herhangi bi r değ i ş i kl i k olup ol mad ı ğ ı n ı a n la ma k a d ı na sık s ı k g ü n l üğü ndeki eski notlara ba­ ka ra k b u n l a r ı yen iden gözlem l e rd i . Notla rı, ü n l ü De rin Gökyüzü Kata loğ u ve Ç ifty ı l d ız Kata loğ u ' n u n ya n ı s ı ra 500 Yeni Bulutsu, Bu­

lutsu Yıldızlar, Gezegenimsi Bulutsu ve Yildız Kümeleri katalog la rı n ı n da te mel l e ri n i ol uşt u rd u. S ö r Wi l l i a m H e rsch el a y n ı za ma nda, yılla r içinde ya pt ı ğ ı yı l d ız gözlem leri sayesi n de Sa m a nyol u'n u n d i s k şe­ k i l l i bi r ya pısı old u ğ u n u da i leri s ü re b i l d i .

Uranüs'ü Keşfetmek Zam an ı n ı n çoğ u n u çiftyıldızları a ra ştı ra ra k geçi ren Sör W i l l i a m Herschel son u nd a, ya klaşık bi n t a n e çoklu yı l d ı z s i ste mi b u l d u . 1 78 1 yı l ı n ı n M a rt ayı nda gözlem ya pa rken, ayırt e d i c i biçi mde y ı l ­ d ızs ı o l maya n b i r gökcis m i tespit ettiğ i n i s a n d ı . Bunu o l a s ı b i r y ı l ­ d ız y a da kuyru kluy ı l d ız ola ra k not a l ı p geçti . İ leriki gözlemler b u cism i n, ç o k ç o k yava ş olsa da ha reket ettiğ i n i gösterd i. H erschel, bu gizem l i c i s m i n yörü ng esi n i hesa p l a d ı kta n so nra H e rschel'in b i r 1 75

Evren 7 0 7

g ezegen keşfet miş o l a b i l eceğ i n i i l e r i s ü ren, Rus b i l i m in sa n ı A n ­ d e rs Lexel l ( 1 740- 1 7 84) i l e ça l ışt ı . Veri l eri i nce l eyen Herschel ona hak verd i ve buld uğ u g ezegene İ ngi ltere Kra l ı 1 1 1 . George'a atfen "George Yı ld ızı" i s m i n i ve rd i fa kat to plu ka ra r, g ezegenlerin kla s i k m itoloj i k öğel eri n i s m i n i taş ı ma s ı yön ü n deyd i . Böylece Hersc­ h e l 'i n keşfi, g öklerin Yu n a n t an rı s ı n d a n d olayı U ra n üs i s m i n i a ld ı .

Herschel ve Kızılötesi l fık Sir William Herschel'in gökyüzünü gözlemlemeye duyduğu ilgi onu Güneş'i incelemeye yönlendirdi. Fakat Güneş'e kısacık bir an bakmak bile gözlere zarar verebileceğinden , güneş lekelerini -Gü­ neş'te, etraflarından daha soğuk olan ve solar aktiviteyle ilgili alan­ lar- güvenli biçimde gözlemleyebilmek için çeşitli filtreleri inceledi . Herschel'in kırmızı bir filtreyle yaptığı deneyler ilginç sonuçlar do­ ğurdu : Herschel, filtreden hiçbir ışık geçmese de ısıyı hissedebildi­ ğini fark etti. Bir termometre kullanınca "görünmez" ışığın epey sıcak olduğunu keşfetti. Bu görünmez ışık, görünen spektrumun kırmızı ucunun ötesinde olduğundan kızılötesi olarak adlandırıldı.

Carol ine Herschel Ca ro l i n e H erschel, kad ı n la r ı n bi l i me pek i l g i du ymala rı n ı n beklen­ m ed iği bi r dönemde, tı pkı meşhur a bi s i S i r Wi l l i a m Herschel g i bi g ecel e ri gökyüzü nden çok etkilen iyord u . 1 7 50 yı l ı n da doğ m uş, sağ l ı ksız b i r çocu k l u k g eçi r m i şti. On yed i ya ş ın d ayken a i l e si n i n ya­ n ı nd a n ayrı l ı p İ ngi ltere'ye g öç etmiş ola n Wi l l ia m'ı n ya n ı n a ta ş ı n d ı . A b i s i g i bi o da müzik eğ iti m i a l ı p başa rı l ı b i r voka l i st oldu. Yi ne Wil­ liam g i bi Ca ro l i ne da astronomi hasta l ı ğ ı n a ya kala n m ıştı. Wi l l ia m d a h a iyi tel eskoplar inşa ederken Ca rol i ne da ayna c i l a la ma, teles­ ko p teçh izat ı n ı monte etme gibi işlerde ona yard ı mcı oldu. Abisi ona verileri nasıl d ön ü ştü receğ i n i öğ retti kten sonra o da kend i gözle m l e rine ba şlad ı. Sekiz kuyru kluyı l d ız keşfetti kten sonra hü­ kümet o n u n h izmetl e ri n i, öze l l i kl e d e S i r Wi l l i a m'ı n a raşt ı rm a l a rı1 76

Herscheller na ka tkı s ı n ı fa rk edere k ça l ı şmalarından dolayı ona ödeme ya ptı . Caroli ne, modern za ma n la rdaki, a stronomiyle uğraşması için pa ra a l a n i l k kad ı n ola b i l i r; böylece de h ayatı n ı n büyük kısm ı n ı abisi n i n astrono m i k hedefl e ri n i g özleml e m ek v e doğ ru lama kla geçird i .

S i r J o h n Frederick Wi l l iam Herschel Sir John Herschel de tıpkı babası ve ha lası g i bi, matematik, ast­ ronomi, bota n i k ve ki myayla i l g i l eniyo rd u . 1 8 1 6'da a stro n om iyle ilg i len meye başlad ı ktan son ra i l k teleskob u n u i nşa etti. Çok geç­ meden de gözlemsel astronom o l a n ba ba s ı n ı n izi nden yü rü me­ ye başla m ı ştı. Baba s ı n ı n kata log l a d ı ğ ı çoklu yı l d ız siste m l e ri n i n çoğ unu yen iden gözlemledi v e g ü n l ü k Rumi takv i m siste m i n i geliştird i . 1 8 33 yı l ı nda Sör John v e ka rısı Gü ney Afri ka'ya seya hat etti; bu gezi s ı ra s ı n d a ba bas ı n ı n , y ı l d ız ve bu l utsu i ncelemeleri n i ta m a m l a m a fı rsatı b u l d u. 7 0.300 Çoklu Yıldız ve Çiftyıldız Genel Ka­

taloğ u n u n ya n ı s ı ra Yeni Bulutsu ve Küme Genel Kataloğu'n u (bu­ '

gün NGC o l a ra k b i l i n mekted i r) da yayı m la d ı .

Herschel

Uzay Aracı

Avrupa Uzay Ajansı, kızılötesi ve milimetre-altı yörüngeli telesko­ buna Sör William ve Caroline Herschel'in adını verdi. Uzay aracı, yıldız oluşumu araştırmalarıyla adından söz ettirmektedir ve ayn­ ca AUA'nın Rose tta, Planck ve Gaia'nın da dahil olduğu dört uyduyla ilgili bilim programının bir parçasıdır.

1 77

I SAAC N EWTON Fiziği ve Astronomiyi Değiştiren Adam

C i s i mlerin s ü rekl i h a re ket h a l i n de o l d u kla rı g e n i şleyen bir kozmos içinde yaşıyoruz. Bu h a reketleri ta n ı m laya n ka n u n l arın pek çoğ u, yaşa m ı n a bir çiftçi o l a ra k başl ayıp daha son ra tü m za m a n l a r ı n en etki l i bi l i m i ns a n l a r ı n d a n biri h a l ine g e l e n bir İ ng i l iz ta rafından oluştu ru l d u . Ad ı S i r lsaac Newton o l a n b u adamın yörü ngesel h a ­ reket ve kütl eçe ki m i ne i l i ş k i n ka n u n l a rı her astrono m u n öğrend i­ ğ i , temel ku ra l la rd ı r. Çiftçi l i k sektörü n ü n kaybettiğ i n i bi l i m kaza n­ mış oldu d iyeb i l i riz.

Newton'u n Hareket Ka nunları l saac N ewton, b i r cism i n uzayd aki hareketini ta n ı m laya n hesa p­ l a m a l a r üzerinde d i kkatle ça l ı ştı . B u n u n temeli nde de üç ka n u n o l d u ğ u n u i leri sürdü:

1 . D u ra n b i r obje d u rmaya deva m eder. H a reket h a l i ndeyse, baş­ ka b i r cisim ya da kuvvet ta rafı ndan etki l e n m ed i ğ i ta kd i rd e ha­ reket halinde ka l ı r.

2. Bir kütleye kuvvet uyg u l a nd ı ğ ı nda ivme m eyd ana gel i r. Kütle ne kad a r büyü kse cisme ivme kaza n d ı rm a k içi n gereken g üç de o kada r büyü k o l u r. Fizik ve astronomi öğrenci l eri şu fo rm ü­ l ü öğre n i r: F

=

ma; b u rada m kütlen i n m i kta rı nı, a ise ivmeyi be­

l i rtir. Yere d ü şen el ma örneğ inde, el m a n ı n kütlesiyle ivm esi n i ça rpa rsa n ız bu size kuvveti ( Newton a d ı veri len b i ri m de) veri r.

3 . H e r eylem için b i r eşit, b i r de ka rşıt reaksiyon mevcuttu r. B i r bow l i n g pisti nde i l eri d oğru atı l a n b i r t o p ters yönde g e l e n b i r topa ça rpa rsa i l k to p, i k i nci topa ne kad a r b üyük b i r kuvvet uy­ g u l a n d ı ğ ı na bağ l ı olara k, geriye doğ ru ha reket etmeye ba ş l a r. B u n l a r, g ü n ü m üzd e a rtık ba riz ku ra l la r g i b i görü nse de N ew­ ton'ı n ya şa d ığ ı d önemde şa şı rtıcı derecede ye n i fi ki rlerdi. 1 78

lsaac Newton

Newton'ın Kütleçekimi Kanunu Newton'ın geliştirdiği, doğanın en önemli kurallarından biri de evrensel kütl eçekimi kanunudur. Bu kanun, kütleçekiminin ev­ rendeki bütün cisimler üzerinde etkili bir kuvvet olduğunu söyler. Newton, iki cismin kütlesini ve aralarındaki mesafeyi biliyorsanız iki cisim arasındaki kütleçekim kuvvetini hesaplayabileceğinizi be­ lirtmişti. Cisimler birbirlerine yaklaştıkça kütleçekim kuvveti onla­ rı birbirine daha güçlü çeker. Cisimler birbirlerinden uzaklaştıkça kütleçekimi zayıflar. Dahası, güçlü bir kütleçekim merkezi etra­ fında dönen cisimler, uzaklarsa daha yavaş, yakınlarsa daha hızlı dönerler. Kütleçekimi, yıldız oluşumundan kara deliklerin yaratılı­ şına, galaksi gelişiminden atomlar arasındaki etkileşime varıncaya dek güneş sistemimizdeki cisimlerin yörüngesel mekaniğine kadar her şeyi etkiler.

Newton ve Yörü ngesel Ha reket Yörü ngesel ha reket, evrendeki ya şa m ı n önemli b i r pa rçası oldu­ ğ u ndan ona bi raz d a ha ya kından baka l ı m . Yörüngeler, Newton'ı n i l k ha reket ka n u n u n u örnekler; bu da hare ket hali ndeki b i r cism i n, ha reketi değ i şti recek b i r kuvvete m a ruz ka l ma d ı ğ ı ta kd i rd e öyle ka l m aya deva m ed eceğ i n i söyl er. Bu ka n u n u her gün deneyi m ler­ s i n iz. Çarpmak üzere olan bir kapı görd ü ğ ü nüzde bunu d u rd u r­ m a k için e l i n izi ku l l a n ı rsı n ız. Ka p ı n ı n h ızın ı ve yön ü n ü d eğ i ştiren kuvvet sizin e l i n izd i r. Uzaydaki ha reketi değ iştire n kuvvet de kütleçe ki m id i r. Bütü n fizi ksel cisimlerin kütlesi va rd ı r. Her kütl e n i n de d iğ erleri üzeri nde bir çekim g ücü va rd ı r. C i s i m ne kada r büyürse kütleçek i m g ücü de o kada r büyü k o l u r. Kütleçeki mi ve h ız, g ezegenleri n G ü neş etra­ fı nda, uyd uları n gezegenler etrafı nda, g a l a ksilerin de d iğer galak­ s i ler etrafı nda dön mes i n i sağ l a r.

1 79

Evren 7 0 1

Newton'm Yaşamı v e Çahşmaları l saac N ewton, Ga l ileo G a l i l e i 'n i n ö l d ü ğ ü yıl ola n

l 642'de

doğ d u .

Ö ğ re nc i l i k g ü n leri sön ü k g eçti; bir çiftçi o l m a k için yetiştiri l se d e o n u n başka yetenekleri va rd ı. Mantık, eti k, fizi k v e Aristoteles'i n ça l ış m a l a rı hakkında k l a s i k b i r eğitim a l m a k üzere Cambridge'deki Tri n ity Ü n iversitesi'ne gitti. M ezu n old u kta n sonraki yed i yı l ı n ı ma­ te matik üzeri nde ça l ı şa ra k g eç i rd i . Dife ra ns iye l ka l kü l üs ü n temel prensiplerini buld uğ u s ı ra da, tesad üfen bu prens i pl e r Alma nya'd a Gottfried Leibniz ( 1 646- 1 7 1 6) ta rafı nd a n o l u şt u ru l m uştu . Ayn ı za m a n da ışık b i l i m iyle de ilg i l e n i p d a i resel ha reket i n matema­ ti ksel teorisi üzeri nde ça lıştı. 1 667 yı l ı n a g e l i n d i ğ i n de Tri n ity Ü n i ­ versitesi 'n i n bir üyesi ol m u ş, matemati ksel beceri leriyle g ayet iyi ta n ı n m a ktayd ı . Işık bi l i m i üzerinde ça l ı ş maya d eva m ederek, l e ns yerine ya nsıtıcı ayna ku l la nd ı ğ ı ke n d i tasa r ı m ı olan bi r teleskop üze rinde ça l ışmaya başlad ı . Be nzer tü rd eki teleskoplar g ü n ü m üz­ de Newto n reflektörleri olara k b i l i n m ekte d i r. N ewton, matematik ve ı ş ı k a la n ı nd a d eva m eden ça l ış m a l a r ı na daya n a ra k 1 669 yı l ı nda Lucas M atemati k P rofesörü (ayn ı kü rs üde bug ü n Stephen Hawking b u l u n m a ktad ı r) ola ra k ata n d ı . I ş ı k bi l i­ mi, ı ş ı k ve ren k hakkı n da maka leler yayı m l ad ı ktan so n ra d i kkati n i gökcisim leri meka n iğ i n e çevi rd i . Mera kı, mesl e kta şı Robe rt Hooke ( 1 6 3 5- 1 703) ile yazışma ları sonucunda ka ba rm ı ştı. Newton, H oo­ ke' u n bazı eleşti rilerine g ü cense de bu yazı ş m a l a rd a n -ve 1 680 yı l ı n ı n ba şı nda bel i ren bi r kuyrukl uyı ldızd a n dolayı- gezegen yörü ngel eri üzerinde ça l ı şmaya yetecek kad a r etki lenm işti. Ça l ı ş­ m a l a rı n ı n ka n ıtla rı n ı yaza ra k Philosophiif Natura/is Principia Mat­

hematica (Doğa Felsefesi n i n Matemati ksel İ l kele ri) ad l ı kita b ı nda evren sel h a reket ka n u n l a r ı n ı yayı m l a d ı . Bu yay ı n ı onu, bi l i msel çevrelerde u l u slara ra sı b i r y ı l d ız h a l i n e g etird i ve ha reketi ta n ı m­ l ayan ça l ı şması, o yaşadığ ı s ı rada başlaya n e n d ü stri devri m i n e bü­ yü k katk ı sağ l a d ı .

1 80

l saac

Newton

Newton'dan Yıldızlara! Avrupa Uzay Aj ansı, bir uzay teleskobu olan XMM-Newton x-ışını gözlemevine, Newton'ı ve pek çok başarısını onurlandırmak için bu adı verdi.

Sör lsaac Newton, yaşa m ı n ı n son ra ki k ı s m ı nda derin d ü­ şüncelere d a l ı p d i n ve metafizi k ko n u l a rı üzerinde yazı l a r yazd ı . 1 696'd a n ba şlaya ra k otuz yı l boyu nca Kra l i yet Da rpha nesi'nde müdür olara k ça l ı ştı. Ayn ı za ma nda Kra l iyet Cemiyeti'nde Başkan­ l ı k görevi yaptı ve 1 705 yı l ı nda Kra l içe Anne ta rafı n da n ke n d i s i n e şöva lyel i k n işa n ı veri l d i . 1 72 7 yı l ı nda öld üğ ünde ard ı nda m üth i ş b i r b i l i m m i ra s ı b ı ra kt ı .

Düşen Elma Meselesi Newton'ı öğrenen her çocuğa onun evrensel kütleçekimini nasıl bulduğunun hikayesi anlatılır: Bir elma düşer ve Newton'ın kafa­ sına çarpar. Newton'ın kafasına bir elma düştüğünün bir kanıtı olmasa da Newton , bir elmanın düşüşünü izlerken onun neden yanlara doğru değil de dümdüz aşağıya düştüğünü merak ettiğini söylemiştir. Sonunda, Dünya'nın kütleçekimsel gücünün, yere dü­ şen elmanın kütleçekim etkisiyle bir şekilde orantılı olduğu sonu­ cuna varmıştır.

I'

1 81

H EN RI ETTA SWAN LEAVITT i nsan B ilgisayar

H a rva rd Ü n ivers itesi Gözlemevi, 3 M a rt 1 9 1 2 y ı l ı n da Kü çük Mace l­ l a n B u lutla r ı'nda ki deği şken yı l d ızla rın periyotl a r ı n ı n ölçü m lerini a ç ı klaya n a stronomi b i l d i ri lerinden b i r i n i yayı m l a d ı . Gökyüzü n ü n çeşitl i kıs ı mla rı nd a ki yı l d ız pa rla kl ı kları na i l işkin rutin b i r d uyuru o l ma sı n ı n ya n ı s ı ra önem l i bir mesaj da içeriyo rd u : "Bu değ iş ken le­ r i n pa rla klığ ıyla, pe riyotla rı n ı n uzu n l u ğ u a ra s ı n da kayd a d eğ e r b i r i l i şki o ld u ğ u görü lecekti r:' Bu cü m le, uzak g a l a ks i l er i n Sama nyolu'n u n b i r pa rçası o l d u ğ u­ n u i d d i a eden astro no m l a r için bir uyarı atışı n ite l i ğ i ndeyd i . Da ha da öne m l i si, bu basit açı klama, astronom iyi seven ve astronomi a la n ı nda a raştı rma l a r ya pa n fa kat ci nsiyeti sebebiyle patro n u ta­ rafı ndan teorik ça l ış m a la r ya pması kon u sunda s ü rekli cesa reti kı rıla n bir ka dın , H e n rietta Swa n Leavitt ( 1 868- 1 92 1 } ta rafı ndan s u n u l m u ş di kkate değer bi r b i l d i ri d i r. Cesareti ne d e n l i kırı l ı rsa kı­ r ı l s ı n o, astronom ide önem l i bir keşif ya pa ra k uzak cisi m l eri n kes i n mesafeleri n i bel irl emeyi o l a n a k l ı kı l m ı şt ı r.

Sefe Değ işkenleri Üzerine Çahşma M assach usetts kilisesi d iya kozu n u n kızı olan H e n rietta Swa n Lea­ vitt, d a h a son ra Ca m bridge'd eki Radcl iffe Ü n iversitesi olan Oberl i n Ü n iversitesi'ne deva m etm iştir. Son s ı n ıftayken astronom iye aş ı k ola ra k Charles Pickeri n g'i n yönet i m i a ltında Ha rva rd Ü n iversitesi Gözl emevinde gö n ü l l ü ola ra k çal ışm ı şt ı r. Pic keri ng'i n ke n d i s i n e tayi n ettiği her işi ya parak, maaş l ı b i r asistan o l m u ştur. Pickeri ng ona, ta h m i n ed i l ebi l i r s ü re l e r boyu nca pa rl a k l ı kl a rı fa rkl ı l aşan yıl­ d ız l a r olan değ işkenler üzeri nde ça l ı şma görevini verd i. Gözleme­ vi n i n fotoğ raf l evha ları nda, bu titreşen c i s i m lerden binl erce b u l d u ve 1 908 y ı l ı nd a pa rlak değ işken leri n d a h a uzu n periyot l a rl a gö­ rü n d üğ ü n ü bel i rten bir m a kale yayı n l ad ı . 1 82

Henrietta Swa n Leavitt

Sefe Deği ş kenleri Gökyüzünde pek çok değişken yıldız mevcuttur. Kendi yıldızımız Güneş,in de parlaklığı artıp azaldığından o da değişken olarak ka­ bul edilir. Sefe adında özel bir değişken sınıfı vardır; bu sınıf adını Cepheus takımyıldızında bulunan bir yıldızdan almıştır. Bunlar dü­ zenli bir modele göre parlaklık açısından değişkendirler. Sefelerin kütleleri Güneş'in beş ila on katı kadardır. Bunlar en parlak olduk­ ları noktada biraz sıkışarak oldukça parlak bir hal alırlar. Ardından içlerinde oluşan baskıyla genişlemeye zorlanırlar, bu da onların daha sönük görünmelerine sebep olur. Ardından tekrar büzüşürler ve döngü bu şekilde devam eder. Bu titreşim periyodu, yıldızın esas parlaklığıyla doğrudan ilişkilidir ve astronomlar bu periyodu, yıl­ dızın ne kadar uzakta olduğunu belirlemek için kullanırlar. Yıldız, uzak bir galaksideyse o zaman uzaklığı galaksiyle aynıdır. Yani Sefe değişkeninin ne kadar uzak olduğunu belirlemek galaksisinin de ne kadar uzakta olduğunu anlamamızı sağlar. Bir yıldızın aydınlatma gücü ile parlaklığındaki farklılık arasındaki ilişki periyot-aydınlat­ ma gücü ilişkisi olarak bilinir.

Baya n Leavitt za m a n içi nde 2400'den fazla deği şken yı l d ız, dört tane de nova keşfetti. Yine de o n u n en önem l i katkısı Sefe l er üzeri ndeki ç a l ı ş m a l a rı old u . Bu ça l ı ş m a l a r, Edwi n H u b b l e'ı n 1 923 y ı l ı nda And romed a G a l a ksisi'n deki bi r yı l d ızı n mesafes i n i ölçme­ sine i m ka n ta n ıd ı; ayrıca Sa ma nyo l u'n u n d ı şı nda da gala ks i ler ol­ d u ğ u n u ka nıtla mış oldu. Baya n Lea vitt'i n çal ışmala rı o l m a ksızın Hu bble keşifleri n i ya pa maya bi l i rd i; bu sebeple Baya n Leavitt'e ço k m ü h i m bul uşundan ötürü Nobel Öd ü l ü ve ril mesi gere kt i ğ i n i bel i rterek o n u takd i r ett i .

Fotometri Bilimi Astronomik ölçümler çoğunlukla uzak cisimlerden gelen ışığa odaklanır. Fotometriys e, gökyüzündeki bir şeyden yayılan ya da 1 83

Evren 1 0 1

yansıyan elektromanyetik ışınımların gerçek yoğunluğunu ölçme bilimidir. Geçmişte, bir cismin ışık yoğunluğu fotometre denen özel cihazlarla ölçülürdü. Bu cihazlar, cismin esas parlaklığına dair bir şeyler söylerdi. B ugünse bu detektörlerde, uzak cisimler­ den gelen ışığın yoğunluğunu tespit etmek ve son derece kesin bir şekilde ölçmek için yüklenme iliştirilmiş aygıt (CCD) adı verilen , oldukça hassas sensörler bulunmaktadır. Henrietta Leavitt'in dö­ nemindeyse fotometri, yıldız alanlarının fotoğraf levhalarından ışık geçirme ve levhadan geçen ışığı ölçme yoluyla gerçekleştiri­ lirdi.

H e n rietta Leavitt, 1 92 1 y ı l ı nd a, iti n a l ı ça l ış m a s ı sebebiyle H a r­ va rd Gözl emevi'nde y ı l d ı z fotometris i başka n ı o l a ra k ata n d ı . Ma­ a l esef ka nser h a sta l ı ğ ı na yaka l a n m ı ştı ve o y ı l ö l d ü . Alana ya pt ı ğ ı büyük katkı l a rıyla tan ı na n i l k kad ı n a stro no m l a rd a n biriyd i ve b i ­ l i m i ns a n l a rı uza kta ki gökcis i m l eri n i n kesi n m esafe l e ri n i bel i rle­ mek için o n u n ça l ışmas ı n ı ku l l a n d ı kça Leavitt'i n m i ra s ı g ü n ü m üz­ de ya şa maya deva m etm e kted i r.

Astronomide Kadınlar Astronomiyle uğraşan kadınların durumu, Henrietta Leavitt ve iş arkadaşları Annie Jump Cannon, Williamina Fleming ve Antonia Maury'nin Harvard Üniversitesi'nde çalışmalarına rağmen "Pic­ kering'in Haremi" şeklinde küçük düşürücü bir şekilde anıldığı o dönemden bu yana oldukça gelişti. Yirminci yüzyılın başlarında , erkek astronomların, astronomi çalışma konusunda kadınların cesaretini kırmaları oldukça sık rastlanan bir şeydi. Bazı durum­ larda, özellikle erkeklere tahsis edilen teleskopları kullanmaları­ na izin verilmiyordu. G ünümüzde astronomi araştırması yapan pek çok kadın bulunmaktadır ve astronomi profesörleri, astrono­ mi dersleri alan kadın ve erkeklerin eşit sayıda olduklarını bildir­ mektedir. Yine de astrofizikten mezun olan kadınlar hala erkek­ lerden daha azdır; ayrıca astronomi ve astrofizik bölüm başkanı 1 84

Hen rietta Swa n Leavitt

olarak kadınların yüzdesi oldukça düşüktür. Amerikan Astrono­ mi Topluluğu da dahil olmak üzere çeşitli kurumlar, ilgili kadınla­ rı astronomi okumaya ve bu alanda çalışmaya aktif olarak teşvik etmektedir.

1 85

EDWIN P. H U BBLE Kozmolojik Devrim

Pe k çok kişi Edwin P. H u bble'ı, kendi a d ı n ı ta şıya n uzay gözleme­ vinden dolayı ta n ı m a kta d ı r. Hubble Uzay Teleskobu, astronom i n i n yükü nü taşıya n en önem l i a raçlarda n birid i r v e astronom l a ra ev­ re ndeki büyü l eyici cisim ler ve s ü reçler göstermişti r. Yirminci yüz­ yı l ı n baş l a r ı nd a ya şa m ı ş en ça l ı şkan astronom l a rdan b i ri n i n a d ı n ı ta ş ı ma ktad ı r. Peki, meml eketi M i ss o u ri eya leti n i n M a rshfi e l d kenti o l a n eski bi r avu kat, ad ı n ı n b i r tel es kopa veri l m es i n i sağ l a mayı nasıl başa r­ m ı şt ı r? Gökyüzü ndeki bazı uzak ı ş ı k bu l utl a rı n ı n a s l ı nda bizim evi­ miz olan Sama nyolu'n u n s ı n ı rl a rı n ı n ço k ötes i n deki uza k g a l a ks i l er o l d u ğ u n u ka n ıtla m ı ştır. O n u n ça l ı şması, a d ı n ı ta şıyan te leskobun ya pacağ ı büyük işl e ri n a l a metid i r.

H uku kta n Astronomiye Edwi n P. H u bble 1 889 yı l ı n da, bir sigortac ı n ı n oğ l u olarak d ü nyaya geldi. Çocukken bi l i m e i l g i d uyup ü n iversitede matemati k ve ast­ ronom i okudu; d a h a son ra babas ı n ı n teşvi kiyle de İ ng i ltere'deki Oxford Ü n ivers ites i'nde h u ku k eğit i m i a l d ı . H u bble 2 5 ya ş ı n a gel­ d i ğ i n d e astronom olmaya ka ra r veri p Ch icago Ü n ive rsites i'ne baş­ lad ı ve 1 9 1 7 yı l ı nda doktoras ı n ı a l d ı . Ana i l g i a la n ı, s i l i k bu l u tsu la r old u ğ u iddia ed i len c i s i m lerd i . 1. Dü nya Sava ş ı 'nda a s keri h izmeti­ n i ta ma m l a d ı kta n sonra Ca l ifornia'daki M o u nt Wi l son Gözlemevi ekibine katı l d ı; burada bu cisim leri daha detay l ı ca i ncelemek için yen i ta ma m l a n m ı ş, 1 00 i n çl i k Hooker te leskobu n u ku l la n d ı .

H u bble'm Başhca Başar1 ları Edwin H u bble d ü nya n ı n en iyi te leskop l a r ı nd a n biri n i ku l la n ma fı rsat ı n ı ço k iyi değ erle n d i rd i . 1 923 yılı nda Androm eda Sa rm a l Bu­ l u tsu su'nu (g ü n ü m ü zd e sarmal g a l a ksi ola ra k b i l i n mekted ir) i n ce­ le rken b i r Sefe deği şke n y ı l d ız ı n ı n titreşi m i n i keşfetm i şti r. B u n l a r, 1 86

Edwin P. H ubble

evrendeki m esafeleri bel i rle mekte ku l la n ı la n "sta n d a rt m u m l a r" d ı r. Bu keşfi, "Söz kon u s u spira l b u l utsu la r bizim g a l a ks i m izin i ç i n­ de mi, yoksa ço k d a h a uzağ ı n d a m ı bu l u n uyor?" soru suna ya n ıt o l m u ştu r. Sefe l ere i l işki n hesa p l a m a l a r ı n ı ku l l a n a n H u bble, bun­ l a r ı n çok uza kta o l d u kları n ı ve kes i n l i k l e g a l a ks i m izi n b i r pa rça sı o l m ad ı kl a r ı n ı g österme i m ka n ı buldu. O za mana d e k pe k çok a st­ ronom Sa m a nyo l u'n u n bütü n kozmos o l d u ğ u görüşüne i n a n ıyo r­ d u . H u bble'ı n keşfi , i l k kez, evre n i n herkes i n dü ş ü n d ü ğ ü nden çok daha büyük old u ğ u n u g österd i. Bu d evri m nite l i ğ i nde bi r b u l u ştu. Astronom l a r, cis i m ler in ne kad a r u za kta o l d u k l a r ı n ı ve ne h ızda h a reket etti kleri n i be l i rlemek içi n koz m i k mesafe a ra ç l a r ı n d a n bi ri o l a ra k Sefe d eğ i ş ken leri n i ku l la n maya deva m etti l e r. B u d a H u bb­ l e'ı n astronom iye e n büyük kat k ı l a r ı n d a n biri ola ra k ka l m ışt ı r. H u bble aynı za manda evre n d eki ci s i m lerin birbi ri nden uza k­ laştı ğ ı n ı keşfet m i şt i r; bu da evre n i n g e n i şlemekte o l d uğ u n u gös­ termekted i r. Bu sözd e "çekilme"n in, gökc i s m i bizd en uza k l a ştı kça daha hızl a n d ı ğ ı n ı bel i rlemi şt i r. Geni şleye n evren fi kri, a st ro n om iyi kökü nden sars m ı ş ve kozmoloj i n i n ya p ıtaşl a rı n d a n biri o l m u ştu r. Evre n i n g e n i ş l iyor o l a b i l eceğ i n i i leri s ü ren başka l a rı da o l m u şt u r; H u bble i se gözlem leri ne daya n a ra k geniş leme n i n ora n ı n ı hesa p­ l a maya deva m etm i şti r. Bu g e n i şleme o ra n ı H u bble Sabiti o l a ra k b i l i n i r v e a st ronom i lite rat ü rü nde s ı k s ı k H (H s ıfı r) o l a ra k bel i rt i l i r. 0 H u bble bu sa biti ya klaşık 500 (km/sn)/mega parsek olara k hesa p­ l a m ıştı. G ü n ü m üzde ise daha hassas teleskoplar ve tek n i k lerle H değeri 67, 1 5 ± 1 ,2 ( km/sn)/meg a pa rsek o l a rak d üze lti l m i şt i r.

0

Hubble Kanunu Hubble galaksilerin çekilme hızlarını nasıl fark etti? Doppler etkisi denen bir şey kullandı. Bu etki, ışık ya da ses dalgalarının gözlemci­ ye doğru hareket ederken daha yüksek frekansa (ses ise) ya da daha yüksek dalga boyuna (ışıksa) sahip olduğunu, gözlemciden uzak­ laşırken daha düşük frekans/ dalga boyuna sahip olduğunu söyler. Hubble uzak galaksilerden gelen ışığı bir spektruma ayırmak için spektroskop kullandı ve ardından pek çok galaksinin spektrumu1 87

Evren 7 0 1

nun daha aşağıya, elektromanyetik spektrumun kırmızı ucuna doğru kaydığını belirtti. Dünya'ya doğru hareket eden galaksilerin saçtığı ışık ise spektrumun mavi ucuna doğru kayar ve bunlar "ma­ viye kayan" adıyla anılır.

Kariyeri boyu nca pek çok ga l a ksiyi g özl e m l eyen Edwin Hu bb­ le bu cisi m leri şek i l leri ne g ö re s ı n ıfl a n d ı r m a k için ça l ı ştı. Galaksi morfoloji/erinde Hubble Düzeni, bug ü n h a l a ku l la n ılan sınıflandır­ m a l a r ı n temel i n i o l u ştu ru r. G a l a ks i ler sarma l, e l i pti k, merceksi ya da d ü zen siz ola b i l i r. Modern a stron o m i d e, öze l l i k l e sarma l l a rı n s ı n ı fl a nd ı rı l ma ları şu a lt g ru p lara ayrı l m ıştı r: gerg i n kol la ra v e bü­ y ü k, merkezi tümseklere sa h i p ola n s p i ra l le r, o kadar gerg i n kol l a rı ol maya n ve d a ha h afif t ü m seğ i o l a n spiral ler, old u kça belirsiz mer­ kezi bölgeleri olan g evşek g a l a ks i ler. Merceks i l e r i n pa rlak merke­ zi bö lgeleri va rd ı r fa kat s a r m a l kol l a ra sah i p d eğ i l d i rl e r ve el i ptik gala ksi l e re (onların da sarmal ko l ları yoktu r) benzerler. D üzen s iz g a la ksiler, sa rmal kolla rı ol maya n fa kat sık s ı k pa rlak yı ldız o l uşu­ mu böl g e l eri n i gözler ö n ü ne seren damla biçi m l i g a l a ksilerd e n d i r. Büyü k ve Kü ç ü k Mace l l a n B u l utla rı d üzen s iz g a l a ksilere iyi bir ör­ nekt i r. Ed win P. H u bble M o u nt Wil son'daki ça l ı ş m a s ı n a 1 953 y ı l ı nd a ­ ki ö l ü m ü n e d e k deva m etm i şti r. On u n çalışm a l a rı a stronom i ve kozmo l oj ide devrimler ya rattığ ı için Hubb/e Uzay Teleskobu 'n u n yaşa m ı ve başa rı l a rı sebebiyle o n u n a d ı n ı ta ş ı m a s ı da h i ç şa ş ı rtıcı d eğ i l d i r.

Büyük Münazara Edwin Hubble 'ın Sefelerle çalışmasından önce astronomlar galak­ silerin "ada evrenler" mi (ilk olarak filozof Immanuel Kant [1 7241804] tarafından, Samanyolu'nun dışında olabilecek uzak bulutsu­ ları ifade etmek için kullanılan terim) yoksa sadece Samanyolu'nun bir parçası mı oldukları konusunda anlaşmazlığa düştüler. Astro1 88

Edwi n P. H u bble

nom Heber Curtis (1872-1942) ada evrenlere inanan biriydi. 1917 yılında Andromeda Galaksisi'nde bir nova gözlemleyip bu komşu galaksinin uzaklığını ölçmek için onun ışığını kullandı. Hesaplama­ ları kesin olmasa da Andromeda'nın uzak bir galaksi olduğu savun­ mak için yeterliydi. Diğerleri buna karşı çıkınca 1920 yılında büyük bir halk münazarası yapıldı. Büyük usta Harlow Shapley (18851 972) Samanyolu'nun bütün evrenin merkezi olduğuna (ve bunun yanı sıra pek çok başka şeye) dikkati çekti ve Andromeda'daki yeni bir novanın, galaksinin çekirdeğinden daha parlak olduğunu söy­ ledi. Bu parlaklığın novanın oldukça yakında ve galaksimizin bir parçası olduğu anlamına geldiğini iddia etti. Böylelikle (onun bir parçası olan) Andromeda da, Samanyolu'nun bir parçasıydı. Edwin Hubble'ın Andromeda'da keşfettiği Sefeler bu çekişmeye 1925 yı­ lında son verdi; ayrıca Hubble, Andromeda'nın ve Sefeleri olan di­ ğer galaksilerin Samanyolu'nun dışında olduğunu kanıtlamak için o değişken yıldızların mesafe hesaplamalarını kullandı.

1 89

ALBERT EI N STE I N Yirmi nci Yüzyll Dehası

Al bert E i n stei n, tüm za ma n la rı n en büyük b i l i m dü şü n ürl eri nden b i riyd i . K u ramsa l fizi kteki özel içgörüleri ayn ı za ma nda astronom i ve kua ntu m meka n iğ i n i (ço k küçük şeyleri n fiziği) a n la m a m ıza da katkı sağ l a d ı . Ü n l ü den klem i E=mc2, bir cism i n kütles i n i a l ı p b u n u ı ş ı k hızı n ı n ka res iyle ça rptığ ı n ızda o n u n enerj i s i n i e l de etme n i­ zi sağ la r. Bu kavra m, yı l d ız l a rı n kütleyi e n e rjiye çevi rip ı ş ı k ve ı s ı ü retme yol l a r ı n ı açı k l a m aya ya rd ı mcı old u ğ u n d a n astronomi ve astrofızikte öze l l ikle önem ta ş ı r. Einstei n, 1 92 1 y ı l ı nda fiziğe katkı­ l a rı n da n d olayı Nobel Öd ü l ü a l d ı; Nobel kom itesi, kütle ve enerj i ça l ı ş ma ları n ı n ya n ı s ı ra "fotoel e ktri k etkisi" keşfi nden de bah setti. E i n stei n'ı n en iyi h atı rla n a n ça l ı şması göre l i l i k kura m ıd ı r. Bu ku­ ra m, kütleçe k i m sel mercekler, za man g e n i ş l emesi ve ka ra d e l i kl e re ba ğ l ı küt l eçekimsel fenomen leri açı klama k için ku l l a n ı l ma ktad ı r.

Einstein'ın Nobel Ödülü Albert Einstein , 1905 yılında, fotoelektrik etkisinin nasıl işlediği­ ni açıklamaya çalışıyordu. Bu, madde elektromanyetik ışınımına (ışık) maruz kaldığı zaman ondan yayılan elektronlar vasıtasıyla gerçekleşen bir süreçtir. Tarihin o döneminde ışığın sadece bir dal­ ga olarak seyahat ettiği düşünülüyordu. Fakat bu doğru olsaydı ışık yoğunlaştıkça (ya da dalga güçlendikçe) yayılan elektronlarda daha fazla enerji olurdu. Deneyler bunun doğru olmadığını gösterdi; as­ lında, yayılan elektronların enerjisi, saçılan ışığın dalga boylarına bağlıydı. Einstein bu fenomeni, ışığın bir dalga gibi hareket ettiği­ ni, ancak foton ya da ışık kuantumu adındaki bir parçacık olarak da hareket edebileceğini belirterek açıkladı. Işığın bu çifte doğası, dalga-parçacık ikiliği olarak bilinir. Einstein, her fotonun , ışığın dalga boyuyla alakalı bir enerji seviyesine sahip olduğunu açıkla­ dı. Madde, ışığın kuantumlarını emer ve yeterli enerji varsa daha sonra elektron yayar. Yani örneğin, ışık uzaydaki gaz moleküllerine 1 90

A l bert Einstei n

çarptığında bu moleküller ışığın enerjisini emer. Şartlar uygunsa elektron yayarlar ve böylece bütün gaz bulutu parlar.

Bir Da hinin Yaşa mı 1 9 1 4 yı l ı nda A l m a nya'd a doğ a n A l bert E i n stei n erken ya ş l a rd a n iti ba ren bi l i m e i l g i d uyd u . Ü nive rsitede matemati k v e fizi k okuya n E i n stei n, b u n u n a rd ı nd a n İ sviçre'ye göç etti kten son ra bi rkaç yı l patent mem u ru o l a ra k çal ıştı. İ şi, s i nya l a ktara n l a r da da h i l olma k üzere elektroma nyeti k prensipleri n i ku l la na n ü rü n l eri d eğ erlen­ d i rmeyi ka psıyord u . Bu s ü re içeri si nde fiz i k doktorası üzeri ne ça l ış­ maya başla d ı ve 1 905 yı l ı nda d erecesi n i a l d ı . Bern Ü n ive rsitesi'nde okutman ola ra k işe ba şlayıp Ka ise r Wi l h e l m Fizi k Enstitüsü'ne g eç­ m eden önce bi rkaç yıl b u rada fizi k d ersi verd i . Ei nstein kariye ri n i n büyü k k ısm ı nda görel i l i k ku ra m l a rı ü zerin­ de ça l ı şt ı . Ça l ı şmas ı n ı n b i r pa rça sı olara k uza k bir cisi mden gelen ı ş ı ğ ı n kütleçeki msel bir a l a n ı n ya kı n ı nd a n geçerken bozu laca ğ ı n ı i le ri sürd ü . B u fi ki r, 29 Mayıs 1 9 1 9 yıl ı n d a k i g ü neş tutu l ma sı s ı ra­ sı nda teste tabi tutu l d u . İ ng i l iz a stronom Sör Arth u r Edd i ngton'ı n fotoğ rafl a rı, E i n stei n'ı n h i potezi n i d oğ ru l a d ı ; uzak yı l d ızl a rdan ge­ len ışıklar G ü n eş'i n küt l eçekimiyle b ü kü l m üş görün üyo rd u . Bu, gözlemlenen ilk kütleçe kim sel m ercekl enme örneğiyd i . E i n stei n v e a i lesi 1 933 yı l ı nda, Nazi g üçleri n i n yükse l işiyle Amerika Bi rleşi k Devletle ri'ne göç etti; burada Ei nste i n Pri nceton Ü n iversitesi 'n i n İ leri Araştırma Enstitü sü'nde ça l ışma l a rı n a başla­ d ı . 1 940 yı l ı nd a Ameri ka Birleşik Devl etl eri vata n daşı o l d u ve ya­ şa m ı n ı n kal a n kısm ı n ı görel i l i k, kuant u m meka n i kleri, kütl eçeki m i p rensipleri ve pek çok fa rkl ı ko n u üze ri nde ça l ı şa ra k g eçi rd i . 1 955 yı l ı nda ö l d ü ğ ü nde beyni, ince l e n m ek üzere m u hafaza ed i l d i . Son dönemde, d eh a n ı n kökenlerini a ra ştı ra n nörolog l a r E i n stei n'ı n beyn i n i n s ı ra d a n beyin lerden bazı ya p ı s a l fa rkl ı l ı kl a r l a ayrı l d ı ğ ı n ı d uyurd u l a r. O n u n deha s ı n a bu fa rkl ı l ı kla rın katkısı ol u p o l m a d ı ğ ı ko n u su henüz net l i k kaza n m a m ı şt ı r. 1 91

Evren 1 0 1

Einstei n'm Görelilik Kuramı Aslı nda E i n stei n ta rafı n da n gelişt i ri l m iş i k i ta ne görel i l i k kura m ı va rd ı r. Genel g örel i l i k, uzay v e za m a n ı n uzay-za ma n ı oluşt u rdu­ ğunu söyler. Uzay-za m a n kütleçeki m i nden etkilenebi l i r ç ü n kü kütleçeki m i uzay-za ma n ı eğer. Ayr ıca madden i n ve enerj i n i n va r­ l ığ ıy l a madd e n i n m o m entu m u ndan da etki le nebi l i r. Bu, yirmi nci yüzyı l ı n ba şla rı için old u kça ye n i b i r fi kird i ve astrono m l a rı n evren a l g ı l a r ı n ı yen i den değerle n d i rmeleri n i g e rekli k ı l ıyo rd u . Dü nya'da­ ki ba k ı ş a ç ı m ı zda n uzay ve za m a n sa bitt i r ve d eğ işt i rile mez. Oysa Ei n stei n, kütl eçeki m i n i n etkisi a ltında uzayı n g e n işleyebi lece ğ i n i, s ı kışa b i leceğ i n i ya da bükülebi leceğ i n i i l e ri sürmekted ir. Zama n ı n gözleyen ki şiye ve g özl e m l eri n h a n g i şa rtl a r a ltı nda gerçekleşti­ ğ i ne bağ l ı old u ğ u n u söyler. Pek çok fizikçi, kozmosu n işleyi ş i n i n bu kad a r kaotik o l ma d ı ğ ı n ı d ü ş ü n üyord u. Y i n e de d a h a di kkatle i nceled i ğ i n izde bu fi ki rler son derece mantı k l ıd ı r; çünkü büyü k b i r cisim h e m uzayı hem de za m a n ı bü kebi l m ekted i r. Bu ci sme göre nerede o l d u ğ u n uza bağ l ı olara k za m a n a l g ı s ı değ i şebi l m ekted i r. B i r ba ş ka deyi şle her şey göre l i d i r. G ü n ü m üzde astro nom la r, kütleçekimsel a l a n l a rda -örn eğ i n, uza k b i r kuasa rd an gelen ı ş ığ ı n, bir g a l a ksi kümes i n i n ya da ka ra de l i ğ i n küt leçeki msel etkis iyle saptı ğ ı ye rl erde- ha re ket eden ci­ s i m leri i ncelemek isted i kl e ri nde göre l i l i k pre n s i b i n i ku l l a n ı r l a r.

Özel Görel ilik Ei n ste i n'ı n özel görel i l i k ku ra m ı b i l i m-ku rg u yaza rla r ı n ı epey eğ­ lend i rir. Bu ku ra m, bir cis m i n ha reketi iki fa rkl ı gözl emci ta rafı n ­ da n gözleniyo rsa v e özel l i k l e de ci s i m ış ı k h ızına ya k ı n b i r s ü ratte seya hat ed iyorsa bu ha reketi n bu gözle mci l er ta rafı n d a n n a s ı l a l ­ g ı l a n acağ ı n ı a ç ı kla r. Fizi k ku ra l l a rı her gözl emci çe rçevesi içi n ayn ı ka l ı r. Işık h ı zı her ikisinde de aynıd ı r. Bi r uzay g e m i s i n d e ışık h ızı n ı n hemen a l tında seya hat ediyorsa n ız ye rel za ma n ı n ız size o l d u kça norm a l g e l i r. Saat her za m a n k i gibi i le rlemekted i r ve sizin g e m i i ç i n d e k i h a reketleri n iz de ta mamen norma l d i r. Fa kat Dü nya'daki b i r a rkadaşı n ı z sizin h ızla u zaklaştığınız ı görecekt i r; ayrıca saati1 92

A l be rt E i n stein

n iz de ona Dü nya'dakilerden d a h a h ızl ı i lerl iyor g i bi g örü n ecekt i r. B u n u tersi o l a ra k, a rka daşınız içi n gayet norm a l olsa da s iz de Dün­ ya'd a k i saatle ri n d a ha ağır i l erled iğ i n i görü rs ü n üz. U zaya o n yı l l ı k b i r seya h ate g i d i p dönse n iz on y ı l yaşla n ı rs ı n ız, oysa Dünya'd a k i ar ka daşı n ız otuz yılda n dah a fazla yaş l a n mış o l u r! Bu etkiye za m a n gen işlemesi d e n i r v e özel göre l i l i ğ i n p e k ç o k çıkarı m la rı nd a n b i ri­ d i r. Robert A. H e i n l ei n ( 1 907- 1 988) Time for the Stars (Yı l d ızla r ı n Za m a n ı) a d l ı roma n ı nd a, bi r uzay gem i s i nd e ışık h ızı na ya k ı n h ızla seya hat ede n i n sa n ları n za man g e n i ş l e mesi ded iğ i m iz olgu n ede­ n iyle Dü nya'd a ki a rkadaşla rı ndan ve a i lelerinden n a s ı l d a h a fa rklı b i r h ızla ya şla n d ı k l a rı kon u s u n u işler.

1 93

JOCELYN BELL B U R N ELL Pu lsa rlarm Ka şifiyle Ta mşm!

1 967 y ı l ı n da, İ n g i lte re'deki Ca m bridge Ü n iversi tesi'nde genç bir l i san süstü öğ rencisi, yayg ı n o l a ra k kuasa r ad ıyla b i l i nen yıld ızsı radyo kay n a kları n ı i n celemek için bir radyo teleskobu i nşa etme projes i n d e d a n ış m a n ıyla b i r l i kte ça l ı ş ıyord u. Fa kat öğ renci n i n e l d e ettiği ve ri lerd e n bazı ları tuhaf görün üyord u . O l d u kça d üzen l i b i r riti m l e gari p titreşi m ler o l u yo rd u . Öğrenci, g ökyüzü n deki b u titreşi m l er kaybol u n caya d e k o n l a rı izled i . G ü n beg ü n veri lerinde b u n l a rı b u l maya deva m ett i . Da n ı ş ma n ı, s i nya l i n i n sa n kayn a k l ı ya da ci hazd a ki bi r a n oma l i yüzünden o l d u ğ u nda ı s ra r ettiyse de öğ­ renci bu n u n sebeb i n i keşfet mek için ça l ı şmaya deva m etti . Öğren­ ci ve öğ retmen, bu t u haf s i nyale sebep olabile ceğ i n i dü ş ü n d ü kleri her şeyi -otomobil pa razit i nden pol i s a raçları n ı n sinya l le r i n e, ya­ kı n d a ki radyo ve TV istasyo n l a r ı n a kad a r her şeyi- kontrol ettiler. Gökyüzü nde i k i nci b i r titreşen kayna k keşfed i l d iğ i n de b u n u cidd iye a l ı p b u n u n evrendeki doğ a l bi r c i s i m d e n y a da olayd a n kayna kla n a b i l iyor olabi leceğ i fi kri n i değ erlend i rmek d u ru m u n da ka l d ı l a r. Titreş i n le r i n evre n i n başka bi r yeri ndeki zeki yaşam form­ l a rı n d a n geldiği ko n u sunda şa ka laşarak bu kaynağa "Küçük Yeşil Ad a m" (Little G reen M a n) ifad esi n i n k ı sa ltması o l a n LGM - 1 a d ı n ı verd i l e r. Öğrenci, h a beri ol maksızı n, daha son ra pu lsar olarak a d l a ndı­ r ı l acak o l a n ilk titreşi m l i radyo kayn ağ ı n ı bu l m u ştu. Öğre n ci n i n a d ı Jocelyn Bel l ( 1 943-), d a n ı ş man ı ise Antony Hewi sh ( 1 924-) idi. Hewish d a h a son ra, Bel l 'i n ça l ışma s ı n da ki da n ı şma n l ı k görevi i ç i n Nobel Öd ü l ü a l d ı; Be l l d e bu keşfi içi n ka riye ri boyu nca öd ü l lerle o n u rl a n d ı r ı l sa d a Hewish gibi kend i s i ne Nobel Öd ülü veri l medi a m a so n u nda a d ı Kra l iyet Onur Listesi' n e a l ı n d ı ve a rd ı nd a n da B rita nya Kra l iyet N i şa n ı ' n a layı k görü l d ü .

1 94

J ocelyn B e l i Bu rnel l

Bir pulsar, hızla dönüp dura n ve döndükçe de radyasyon ışınları gönderen bir nötron yıldızıdır. Işın Oünya'nın görüş alanına girerse, nötron yıld ızı, hızla titreşen bir ışıklı nokta ola ra k tespit edilir.

LGM-t'in Ardındaki Bilim

Jocelyn Bell Burnell'in keşfettiği cisim bir nötron yıldızıdır. Deje­ nere maddeden oluşan bu yoğun küreler, büyük bir yıldız süpernova olarak patladığında ya da ikili sistemdeki beyaz bir cüce yıldız çok fazla madde biriktirip çöktüğünde oluşur. Yıldızın çekirdeğinden kalanlar yoğunlaşarak, bir şehir boyutunda, inanılmaz derecede hızla dönen ve çok güçlü bir ışınım patlaması yayan bir cisme dö­ nüşür. Bir pulsar "ışını"nın görüş alanında olursak radyo detektör­ lerimiz bunu oldukça hızlı bir şekilde tekrarlayan bir sinyal olarak algılar. Bell'in bulduğu ilk pulsara PSR 1 9 1 9 + 2 1 denmektedir ve bunun sinyali tam olarak 1 , 3 3 saniyede bir tekrar etmektedir.

1 95

Evren 1 0 1

irlanda'dan Kozmosa Jocelyn B e l l B u rnel l, Kuzey İ rlanda'da d ü nyaya geldi. Babası o n u akad e m i k eğ iti m a l m aya teşv i k etti; Bell d e genç yaşta ast rono­ m i ye aşık oldu. iskoçya'daki G l asgow Ü n ive rs itesi 'ne g i re re k fizik böl ü m ü nden mezun o l d u . Yirmi üç yaş ı nd ayken l i sa n s ü stü ça l ı ş­ ması içi n Ca m bridge'e gitti. Orada büyü k b i r ra dyo astronom i de­ tektö rü üzeri n d e ça l ı şa n A ntony Hewish ve e k i bi n e katıldı. Teles­ kobu n ü rettiğ i veri lerin pek çok ç ı ktı s ı nd a bu g izem l i s i nya l leri işte o za m a n b u l maya baş l a d ı . P u l sa rları n keşfiyle med yada b i r bay­ ra m hava s ı yaşa n d ı . Keşif Bell'e a it o l m a s ı n a ve orij i na l m a kal ede adı orta k ka şif ola ra k yer a l masına rağ men Nobe l Öd ü l kom itesi o n u bi r öd ü l e kayı k g örmed i . Hewish'e veri len öd ü l, onun Bel l'in başa rı sında n kend i n e pay ç ı ka rıyor g i bi g ö rü n m es i ne sebep oldu; ayr ı ca bu d u ru m, Bel l'i n keşfi nden d olayı yeteri nce onurla n d ı r ı l ı p on u r l a n d ı rılmad ı ğ ı h a kk ı n d a büyü k b i r tartışma başlattı. Fa kat B e l l ı s ra rcı b i r şekilde N o b e l Kom ites i 'n i n ka ra r ı n ı destekleyerek ö d ü ­ l ü n yerinde o l d u ğ u n u beli rtti. Bell, daha son ra ki yı l l a rda l n g i ltere'deki M u l la rd Uzay Bil i m i La­ boratuva rı'nda x-ış ı n ı a stronomisi ve South a m pton Ü n iversitesi 'n­ de de g a m m a ışı n ı a strono m i s i çalışm aya d evam etti. Ayrıca İs koç­ ya, Ed i n b u rg h'daki K ra l iyet Ra satha nesi'nde kıd e m l i a raştı rmacı olara k görev aldı; Açı k Ü niversite'de d e rs verdi; Princeton'd a ko­ n u k profe sörl ü k yaptı; en son o l a ra k da Oxford 'da kon u k p rofesör o l d u. Bell, kad ı n l a rı n b i l i m d ü nyasındaki kon u m larını g e l i şt i rm eye deva m etmekted i r.

Pulsar Araftırması Bell ve Hewish'in çalışmasından bu yana astronomlar Samanyolu Galaksisi ve küresel kümeler içinde yüzlerce pulsar bulmuşlardır. Asıl soru pulsarlara ne olduğudur; şu anki mevcut yanıt bunların zaman içinde yavaşladık.landır. Astronomlar bu yavaşlamayı, titre­ şimler arasındaki zamanın artmasıyla tespit edebilmektedirler.

1 96

J oce lyn Bell Burn e l l

Pulsar Gezegenleri! Jocelyn Bell Burnelrin keşfi, nötron yıldızlarının tuhaf dünyasına bir kapı açtı. Bu garip cisimlerden birinin etrafındaki ortam evre­ nin pek ılımlı yerlerinden sayılmaz . Nötron }'lldızı öyle büyük bir kütleçekim gücüne sahiptir ki eğer bir gezegen ona çok yaklaşırsa parçalanır. Buna ilaveten, nötron }'lldızından dalgalanan güçlü ışı­ nım ışını, böyle bir gezegende var olan her türlü yaşam formunu etkin bir biçimde kavururdu; bu da gezegenden geriye kalanların, o nötron }'lldızını yaratan süpernova patlamasını atlatmasını sağlar­ dı. Yine de astronom Aleksander Wolszczan (1946-) 1992 }'llında pulsarların etrafında dönen gezegenleri ilk keşfeden kişi oldu. Ha­ lihazırda pulsar gezegenleri olup olmadıkları incelenecek olan altı aday cisim mevcuttur. En azından pulsarlardan biri, büyük olası­ lıkla ana yıldız süpernova olduğunda yaratılan ağır elementlerden yapılmış bir çöküntü çemberine sahiptir.

1 97

VERA COOPER RU BIN Karanhk Maddeyi Bulmak

1 970'1erd e astronom Vera Rubin ( 1 928-) ve meslekta ş ı Ke nt Fo rd ( 1 93 1 -) ast ronomideki i l g i n ç p roblem l erden biri n i çözm eye ça­ l ı şıyor l a rd ı . Kütle n i n, g a l a ksi içer i s i n e n a s ı l dağ ı l d ığ ı n ı a n la maya u ğ raşıyorlard ı . A n d romeda Galaksis i 'ndeki y ı ld ızların hareket le ri­ ne ba ka ra k işe baş l a d ı l a r. G a l a ks i n i n me rkezi ne ya k ı n y ı l d ı zların d ı şa rıda ola n l a ra kıya s l a daha h ı zl ı d ö n d ü kleri n i d ü ş ü n üyorlard ı . Fa kat gözlem l er, hiç beklen med i k b i r şey g österd i . Ekip, g a l a ks i n i n ka l b i n d eki yıld ızla rla d a h a uza kta o l a n l a r ı n yörü ngeleri n i ka rş ı l a ş­ tırd ı k l a r ı nda heps i n i n ya klaşık ayn ı h ı zda ha reket ettikleri n i g ör­ d ü l er. Ekip, b u l g u l a rı n ı doğ ru l a m a k içi n d iğer sa rma l ga l a ks i l ere ba kt ı l a r ve aynı so n u cu a ld ı l a r. G a l a ks i n i n yı ld ızla rı n ı n, g a l a ksi n i n me rkez i nden fa rkl ı uza k l ı klarda ols ala r b i l e ya klaşı k ayn ı h ızlarda dönmelerine sebep olan b i r şey va rd ı . Peki, ne o l u yord u ? Büyü k bir şeyin, yı l d ı z l a r ı n yörüng esel h ı zları n ı etk i l ediğ i açıktı. Görül­ memesine rağ m e n yıldız h a reketlerini etkile meye yetece k kad a r kütleçeki m gücüne sa h i pt i . R ub in ve meslektaşları bug ü n karan/Jk

madde olara k bi l i nen şeyi n i l k i puçları n ı b u l m uş l a rd ı . Çocukluk Haya l lerinden Yı ldızlara Vera Coo per R u b i n, yı l d ı zl a ra i lg i d uya ra k büyü d ü . Babası n ı n ya r­ d ı m ıyla ke n d i te l e s kobu n u i n şa etti ve ü n ive rs iteye g itme za ma­ n ı geld i ğ i n de Va ssa r'a g id i p astronom i oku d u . Mez u n o l d u kta n so n ra Co rn e l l 'de (ci n si yet i n d e n dolayı Princeton ta rafı nda n red­ ded i ld i kten son ra) bir l i sa n s ü stü b i ri m i ne kayd ol u p fizi k o k u d u . 1 954 y ı l ı nda dokto ra s ı n ı a l d ı ktan so n ra bi rkaç y ı l Ge orgetown'd a öğ retme n l i k yaptı v e bir a i l e ku rd u . Başl ıca i lg i ala n ı, g a l a ks i lerin d i n a m i k l e ri, yıld ızları n ve d i ğer maddeleri n h a reketler iyd i . Bu i l g i o n u ve mesle kta şı Kent Ford'u uza k g a l a ks i l e ri in celem eye yö­ neltti. 1 98

Vera Cooper R u b i n Sa rma l bir ga l a ks i n i n e n fazla yı ld ı z ba r ı n d ı ra n kıs m ı n ı n g a l a ksi çeki rdeğ i o l d uğ u n u, dolayısıyla da çe k i rdeğ i n , g a l a ksi n i n e n bü­ yük kütleye ev sa h i p l iğ i ya pan ve bu sebeple d e e n fazla kütleçe­ kim gü c ü n e sa h i p o l a n k ı s m ı old u ğ u n u va rsayd ı l a r. R u b i n ve Fo rd, h ız l a rı n ı be l i rlemek içi n Do ppler Etki s i 'n i k u l l a n a ra k g a la ks i lerde­ ki yıld ızla rı n spektru m u n a bakm aya başl a d ı lar. G a l a ksideki y ı l d ız ha reket l e r i n i n dö n m e eğri leri n i hesa plad ı l a r. D ı şta k i ve içteki y ı l­ d ız l a rı n h ızla rı n ı n t u haf biçi mde ayn ı old u ğ u n u da işte o za man keşfetti l e r.

Dönme Eğrileri Bazen astronomideki keşifler "ışık eğrileri" ya da "dönme eğrileri" gibi sıkıcı isimlerle anılır. Uzak cisimlerden dalgalanan basit ışık grafikleri olan ışık eğrileri, sıklıkla o cisimler hakkında en büyü­ leyici şeyleri açığa çıkarır. Ör neğin bir asteroidin ışık eğrisi, o as­ teroidin yörüngesinde dönüp dönmediğini, yüzeyinde aydınlık ve karanlık alanlar olup olmadığını, hatta yumru biçiminde olup ol­ madığını açığa çıkarabilir. Vera Rubin ve Kent Ford galaksinin dön­ me eğrisi üzerine araştırma yaptılar. Bu tür araştırmalar galaksi içindeki yıldızların hareketlerini ve galaksi içinde yer yer nasıl fark­ lılık gösterdiklerini açığa çıkarır. Bir astronom, bu bilgiye erişmek için bir galaksideki yıldızların spektrumlarını alır ve sonra bunların hızlarını tespit etmek için Doppler kaymalarını ölçe r. Galaksi bo­ yunca yıldızların spektrumlarını bir araya getirirseniz dönme eğri­ si denen grafiğe sahip olursunuz .

Rubin, i nceled i ğ i gala ksil erde ço k büyü k ve görü l m eyen b i r şey o l d u ğ u so n uc u n a va rd ı . Bu g a l a ks i l eri n , pa rlak yı ldız ve b u l utsu l a ­ r ı n sa hip old u ğ u n u n en a z on k a t ı ka d a r bu görül mez "madde"yi içerd i ğ i n i hesa pl a d ı . B i r ba şka deyi ş l e, bi r g a l a ksi içi n de sad ece pa r l a k maddeler yokt u r. B u l u ş l a rı n ı l is a n süstü eğiti m a l ı rken i n ce­ led iği a st ronom Fritz Zwi cky'n i n ( 1 898- 1 974) ya ptığ ı a raşt ı rma l a r ı gözden geçird i . İsviçrel i astronom, 1 933 yı l ı n d a s ü pernova l a r ı n 199

Evren 1 0 7

patlaya b i l eceğ i n i, bu patla madan g eriye ka l a n l a rı n da çö ke re k yoğ u n n ötron top l a rı o l u ştu raca ğ ı n ı i l eri s ü rm ü ştü; bu teori J ocel­ yn Bel l 'i n 1 967 y ı l ı nda pu lsarları b u l masıyla d a ha da kuvvet l e n d i . Astronom daha da i l eri g i d i p evrende büyü k ölçüde görü n m eye n b i r kütle bu l u n a bi l eceğ i n i i l eri sü rm ü ştü. Zwicky, ga laks i l eri n Saç Kü mel eri'y l e i lg i l i ça l ış m a l a rı so nu cu nda bu bir a raya topl a n m ış g a l a ks i lerin a ra sı n da, ayd ı n l ı k yıldızlar ve b u l uts u l a rla açı kla na bi­ leceğ i n den çok d a h a fazla kütle old u ğ u n u b u l d u. B u görü n meyen madde va r o l m a m ı ş ol sa, g a l a ksiler uçup g i derlerd i. Bir şey i n küt­ l eçek i m i o n l a r ı b i r a rada tutuyo rd u . Zw icky bu g izem l i, görü n mez şeye karanlık madde d e mişti ve Vera R u bi n de me slektaşla rıyla b i rl i kte keşfetti kleri tu h af g a l a ksi d i n a m i k l eri ka rş ısı nda şa ş ı r ı p bu maddeyi hatı rla m ı ştı. Ka ra n l ı k madde bütün g a l a ksi lere ve evre n i n ta m a m ı n a n üfuz etm i ş olabi l i r miyd i ? Ru b in i şte bu soruyla meş g u l oldu; za ma n l a da ça l ışma ları, Zw icky'n in ka ra n l ı k maddes i n i n gerçekten va r ol­ d u ğ u n u g österd i . Vera Ru bin, ka ra n l ı k madden i n va rl ı ğ ı n ı ka n ıtla­ ya n ( h er ne ka dar doğ ruda n tespit ed i l m i ş ol m a sa da) g özlem le­ r i n den dolayı bi rkaç ta ne öd ü l ve n i ş a n kaza n d ı . Wa s h i n g ton'd a k i Carnegie Enstitüsü'nde Ka ra sal Ma nyetizma Böl ü m ü'nde a ra şt ı r­ ma la r ı na deva m ederek d ü ş ü k yüzey parl a k l ığ ı na sa h i p g a l a ksi­ lerin d i na m i kleri üzeri nde ça l ı ş m a ktad ı r. Bu g a l a ksiler, az sayıda, sön ü k ve dağ ı n ı k halde b u l u n a n yı l d ıza sahip cüce ga l a ksi lerd i r. Bu n l a rda fazla m i ktarda kara n l ı k madde b u l u n m a ktad ı r.

Samanyolu Yıldız Hareketleri ve Karanlık Madde Karanlık maddenin evrene nüfuz ettiğinin keşfiyle astronomlar ga­ laksimizi daha dikkatli bir şekilde incelemeye başlamıştır. Saman­ yolu tam olarak ne büyüklüktedir? Doğrudan tespit edebildiğimiz yaklaşık bir trilyon Güneş kütlesi büyüklüğünde maddeye sahip olduğu tahmin edilmektedir. Fakat bu bir trilyon yıldızla aynı şey değildir. Bu galaksideki bütün maddelerin, güneş kütlesi birimiy­ le ifade edilen miktarıdır. Dahası, galaksimizdeki yıldızların radyo astronomi teknikleri kullanılarak yapılan hız ölçümleri, Samanyo200

Vera Cooper Rubin

lu'nda görebildiğimiz yıldızlar, gezegenler ve bulutsulara ek olarak görülmeyen bir maddeden muazzam miktarda bulunduğuna işaret etmektedir. Bu "şey"in karanlık madde olduğu tahmin edilmekte­ dir. Bazı astronomlar bunun, Samanyolu'nun yüzde 95'lik kütlesini oluşturabileceğini ve üç trilyon ilave güneş kütlesine eşit olabilece­ ğini tahmin etmektedirler. Astronomlar Samanyolu'nun kütlesini ölçerek galaksimizdeki karanlık maddenin kesin miktarını hesap­ lamaya devam etmektedirler.

20 1

CLYDE TOMBAUG H Kansas'tan Pl üton'a

Eskide n a stronom l a rın, geceler boyu tel e s ko p l arı başında otu r u p s ı rad aki büyük keşifl e ri n i ya pmayı bek leyen ya l n ız ka şifler o ld u k­ la rı d ü ş ü n ü l ü rd ü . G ü n ü m üzdeyse a stronom la r ta k ı m l a r h a l i nde çal ı ş ıyorl a r; bu ta k ı m l a r bazen çoku l u s l u bir ki m l i ğ e bürü n e b i l iyo r ve ta k ı m üyeleri n i n her b i ri kozmosu aç ı k l a ma ve keşif i ş i ne kat­ kıda b u l u n uyor. Fa kat 1 930 y ı l ı n da gerçekten de, Arizo n a Flags­ taff'd e ki Lowe l l Gözl e m evi'nde, özel bir cihaz ı n başında otu rm u ş ya l n ız bir kaşif va rd ı . Görevi gökyüzü n ü n fotoğ raf levha l a rı n ı çı­ ka rmak ve herh a n g i bir şeyin ha reket ed ip et med i ğ i n i görmek için bu n l a r ı ka rş ı laşt ı r m a ktı. Ad ı Clyde To m ba u g h ola n astro n o m, bu titiz ça l ışması n ı n son u nda, g ü neş siste m i n i n uza k bi r u c u n d a dö­ nen Pl üton' u keşfetti .

Keşfin Ardmdaki Ada m Cl yd e Tom ba u g h 1 906 yı l ı nda, l l l i noi s'de çiftçi bi r a i len i n oğ l u o l a­ ra k doğ d u . Hem ba bası, hem ke n d i s i h ı rsl ı ve a matör gözlemci­ lerd i; Clyde sık s ı k ke nd i n i , ne bu l u rsa on u n la teleskop yapa n ve ken d i mercekleri n i ta şlaya n bir genç o l a ra k ta n ı m l ıyord u . Ü n iver­ s iteye g itmek i sted iyse de a i lesi n i n onu oku la gön derecek parası o l m ad ı ğ ı ndan teleskopl a r ya p ı p M a rs ve J ü piter'i gözl e m lemeye deva m etti. Bu gözl em lerinden en iyi leri n i, gözl emevi ekibi nden biraz tavsiye a l mayı u ma ra k Lowel l Göz l e mevi'ne gönderd i . Fa kat C lyde'ı şa ş ı rta n biç i m d e gözlemevi o n u n l a bağ l a ntıya g eçi p o n a k ı sa d önem l i b i r iş teklifi n d e bu l u n d u . Teleskop l a rı n ı idare edece k a m atör b i r a stronoma i htiyaçla rı va rd ı . To mba ug h , 1 928 yı l ı n ı n Oca k ayı n ı n orta s ı nda Flag staff'e giden trene b in di ve orada a st­ ro nom Vesto S l i p her ( 1 875- 1 969) tarafı nd a n ka rş ı l a nd ı . İşe hemen o rada başl aya n Tom ba u g h on üç yıl boyu nca o rada ça l ı ştı. l

928 yı l ı nda gezegen a raştırmaları yapmaya başlad ı . Yönetici s i

özel l i kle de Neptü n'ü n ötesinde va r o l m a i hti ma l i bu l u n a n gize m l i 202

Clyde To m ba u g h X G ezeg en i ' n i b u l ma s ı n ı ist iyo rd u . Proje, gözlemevi n i ku ra n fa kat 1 9 1 6 yı l ı nda ölen Pe rciva l Lowel l ta rafı nd a n baş latı l m ı ştı. Lowel l, bu bi l i n meyen g ezeg e n i b u l m a işi ne a ş ı rı büyü k b i r i l g i d uyd u­ ğ u n dan ö l m eden on yıl kada r önce bir a raştı rma prog ra m ı baş­ l atm ı şt ı .

Percival Lowell Percival Lowell'm yeni bir gezegen bulma konusundaki takıntısı olmasa Clyde Tombaugh pek çok başka astronomik cismin kaşifi olarak yine de gayet iyi tanınırdı. Fakat Lowell'm böylesi bir geze­ gen araştırmasına mali destek vermedeki kararlılığı sayesinde Plü­ ton keşfedilmişti. Maalesef Lowell daha çok zaman zaman Mars'ta yaşam olabileceğine dair çılgınca yorumlarda bulunan adam olarak biliniyor. Mars'ı gözlemleme ve Marslıları bulma amacıyla Lowell Gözlemevi'ni kurdu. Ö lümünden önceki yirmi üç yıldan fazla bir zaman boyunca Lowell ve meslektaşları gözlemevini, Kızıl Geze­ gen'i daha çok incelemek ve zamanla da cüce gezegen Plüton'u araştırmak için kullandılar.

Tom ba u g h , Lowe l l Gözle mevi 'ne g e l d i kten sonra g ökyüzü nde, g izl i gezegen i n b u l u n d u ğ u d ü şü n ü l en kıs ı m l a r ı n fotoğ rafl a rı n ı çekmek için astrografı ku l l a n m aya başlad ı. Cihazı b i r g ecede tek bir yere yö neltir, bi rka ç gece son ra ayn ı yerin fotoğ rafları n ı tekra r çekerd i . Ard ı nd a n kırpışma ka rş ı laştı rıcı d enen b i r c i h azla b u n l a r ı ka rş ı l a ştı rı rd ı . Bu ci haz sayes i n d e hareket e d e n bir şey ol u p ol ma­ d ığ ı n ı görmek için bi r görüntüden d i ğ erine h ızlıca g eçebi l i rd i . Ha­ reket eden bir şey o l d u ğ u nda Tom b a u g h bunu not a l ı rd ı . H e r bir levhayı i ncelemesi hafta l a r a l ı rd ı . En sonu nda, bi rkaç hafta önce ya ptığı b i r d iz i gözle mde, ka reler ara s ı n d a s ıçrıyor g i bi g ö rü nen, o l d u kça sön ü k b i r cisim b u l d u . Son raki gözlem ler sayesinde, Nep­ t ü n ' ü n ötesi n de b u l u nd u ğ u ortaya ç ı ka n yörü ngesi hesa plana­ bildi. Tombaugh keşfi n i 1 8 Ş u bat 1 93 0 ta ri h in d e ya pt ı . B u l uş, 1 3 203

Evren 7 0 1

M a rt ta ri h i nde d uyu ru l d u ğ u nda herkes çok heyeca n la n d ı . P l üto n, 1 846 yı l ı nda bu l u n a n Neptü n'den son ra keşfed i l en ve Ameri ka l ı b i r astronom ta rafı nda n b u l u n a n i l k g ezegendi. P l üton a d ı verilen bu yen i gezegen Tom baug h'ı da meş h u r etm işti. Tomba u g h gezeg en a ra ştı rması s ı ra s ı n d a 800'den fazla astero­ it, yüzl e rce değ i ş ke n yı l d ı z da keşfetm i ş, yı l d ız ve galaksi kü meleri g i b i cisim lerin fotoğ rafl a rı n ı çek m i şt i . Tom baug h son ra ki y ı l l a rda Fla g staff'ta ve Los Angeles'ta ki Ca l ifornia Ü n iversitesi'nde ü n i ve r­ site hoca l ı ğ ı ya ptı . A rd ı nd a n 1 955 yı l ı nd a N ew Mexico Ü n ive rsi­ te si'nde hoca l ı k görevi n i ka b u l et meden evvel Wh ite Sa nds Füze Atı ş Deney Yeri'ndeki, B a l i st i k Araştırma Laboratuva r ı 'nda ça l ı ştı. B u radaki astronomi böl ü m ü ve tesisl e r in i k u rd u kta n son ra emekli o l a ra k y ı l d ız gözlemle ri ve ça l ı ş m a l a rı ha kkı n d a konfera n sl a r ve­ rere k hayatı n ı geçi rd i . Clyde Tom ba u g h 1 997 yı l ı nda öld ü ğ ü n d e gözlemci bir astronom olara k a rd ı nda sa ğ l a m b i r m i ra s b ı ra ktı. Onun şerefi ne, k ü l l eri n i n bir k ı s m ı şu a nd a New Horizons uzay a ra­ cıyla P l üton'a doğ ru yol a l ma ktad ı r.

Lowell Gözlemevi Arizona'da, Flagstaff'ın dışında Mars Tepesi denen bir yerde kurul­ muş olan bu gözlemevi, inşa edileli yüz yıldan uzun zaman olduğu halde hala oldukça aktiftir. Halka açık teleskopları hala her gece gökleri taramaktadır. Yakındaki Anderson Tepesi'ne kadar yayılmış olan gözlemevi, Amerika Birleşik Devletleri Denizcilik Gözlemevi ve Denizcilik Araştırma Laboratuvarı ile ortak çalışmaktadır. Buna ek olarak Lowell'ın Avusturalya ve Şili'de tesisleri mevcuttur ve Fla­ gstaff'ın yaklaşık 65 kilometre güneyinde Discovery Channel Te­ leskobu adında yeni bir tesisi açılmıştır.

204

MIKE BROWN Pl üton'un Rütbes ini i ndiren Ada m

Neşe l i b i r şekilde P l üton'u ö l d ü rd üğ ü n ü söyl eyen b i r g ezeg en bi l i mci va r. Ad ı M i ke Brown ( 1 965-) ve dış g ü neş s iste m i nde her­ kesten daha çok sayıda gökc i s m i keşfeden bir e k i b i n üyesi. Savun­ m a s ı n da, uza kta ki m i n i k g ezeg en i n b u n u hak etti ğ i n i söyl üyo r. Konuyla i l g i l i bi r k ita p b i l e yazd ı; a d ı How I Killed Pluto and Why

it Had it Coming ( P l üto n'u Neden Öld ü rd ü m ve B u n u Neden Ha k etti?) o l a n kita pta P l üton'un 2006 y ı l ı nda c üce gezegen statüsüne i n d i r i l m esi n i n sebepleri n i açı kla m a kta d ı r.

Pl üton Kati l i M i ke Brown Ca l iforn i a Tekno l oj i Enstitü s ü 'nde (Ca lTech) g ezegen b i l i m i profesörü d ü r. Alaba ma, H u ntsvi l l e'de doğ u p büyü m ü ş, Princeton'da b i r ü n ive rs iteye ve Berkeley'deki Ca l ifornia Ü n iversi­ tesi'ne g itti kten so n ra Ca lTech'e geç m i ştir. Gü neş s i ste m i n i n keşfi için yaptığ ı ça l ı ş m a l a r ona birço k öd ü l kaza nd ı rm ı ştır; Time derg i­ s i n i n En Etk i leyici

l 00

Kişi l i stes i n de yer a l ma s ı da b u n a d a h i l d i r.

Ancak Brown we b sites i nd e, o n u n için en önem l i ö d ü l ü n, beşi nci s ı n ıftaki bilim fua rında kaza nd ı ğ ı m a n siyon öd ü l ü old u ğ un da n bah setmi şti r. Wired On/ine 2006 yı l ı nd a E n Seksi O n Anti-Sosya l l i stesinde o n a da yer veri nce Brown v e a i l esi b u n u n l a çok eğ l en­ m i ş le rd i r. M i ke B rown ve gezegen avcı l a r ı n d a n o l u şa n ekibi, d ı ş gü neş s i ste mi nde b u l u n a n m i n i k yerlerdeki Neptü n-ötesi C i s i m leri (NÖC) titizlikle a raştırmaktad ı r. Neptü n'ü n yörü ngesi n i n d ı şınd a b u l u n a n bu c i s i m lerden bazı l a r ı ş u n l a rd ı r: Quaoa r

•

Hau mea

•

Sed na

•

M a kemake

•

Orcus

•

Eris

•

· Pl üton

205

Evren 1 0 1

Pl üton'd a n büyü k o l a n Eris, bütü n bu "Pl üton b i r Gezeg end i r/ Hayır, Değ i l d i r" ta rtı şmas ıyla başlayıp Pl üto n' u n, cüce g ezeg en ola ra k ye n iden a d l a n d ı r ı l ması n a sebep olan gök cism i d i r.

Plüton'u Öldüren Gezegeni Bulmak Eris'i keşfeden Neptün- Ö tesi Cisimler avcı ekibi, Mike Brown, Chad Trujillo ve David Rabinowitz'den oluşmaktadır. Eris'i 2003 yılında, Güney California'daki Palamar Gözlemevi'ndeki 1,2 met­ relik Samuel Oschin teleskobunu kullanarak yaptıkları dış güneş sistemi cisimlerinin sistematik araştırmasının bir parçası olan gök­ yüzü incelemesi sırasında görüntülediler. Bir Neptün- Ö tesi Cisim olma olasılığı bulunan bir gökcismi kadar hızlı hareket etmediğin­ den, Eris'e işaret konmadı. En sonunda ekip verilerini incelediğin­ de ortaya çıktı. Cismin yörüngesini hesaplamak ve uzaklığını anla­ mak için takip gözlemleri yaptılar. Ekip Eris'i keşfettiğinden emin olunca, bunu diğer iki gezegenin (Haumea ve Makemake) keşfiyle yaklaşık aynı zamanda, 29 Temmuz 2005 tarihinde duyurdu. Gökyüzünün arka taraflarında oldukça yavaş hareket ettiğin­ den Eris'i bulmak çok uzun zaman aldı. Veri analizleri ve detaylı gözlemler Eris'in sadece Plüton'dan daha büyük olduğunu ortaya çıkarmakla kalmadı, aynı zamanda şu an Dysnomia adıyla bilinen bir de uydusu olduğunu gösterdi. Gezegene, Yunan ihtilaf ve uyum­ suzluk tanrıçasının adı verildi; astronomların Plüton'u artık bir ge­ zegen olarak değerlendirmeyip Eris'le birlikte cüce gezegen olarak sınıflandırmalarına sebep olan büyük çekişmeler düşünüldüğünde bu isim ona mükemmel uymuş görünüyor.

Eris Hakkında Plüton'un gezegen statüsünü yok eden bu gökcismi hakkında ne biliyoruz? Eris ilk keşfedildiğinde Plüton'dan daha büyük olduğu için ona bir süre "Onuncu Gezegen" dendi. Bu takma isim, uzayda kaç tane gezegen olduğu tartışmasını körükledi ve bu da "Peki ge206

Mike Brown zegen nedir?" sorusunu doğurdu. İ şte Plüton'un yeniden sınıflan­ dırılma süreci böyle başladı. Eris aynı zamanda plütoid olarak da bilinmektedir; bu, cüce gezegen olan, Neptün- Ö tesi Cisimleri ta­ nımlamak için kullanılan bir başka terimdir. Hubble Uzay Teleskobu ve Şili'deki LaSilla yer teleskobu tarafından ölçülen çapı, 23 00 kilo­ metre kadardır; bu da onun Plüton'la hemen hemen aynı boyutta olduğunu gösterir. Kuiper Kuşağı'ndaki diğer cisimler gibi Eris de muhtemelen yüz eyi çoğunlukla nitroj en buzu ve biraz da metan buzuyla kaplı, içi yarı buz, yarı taştan oluş muş bir gökcismidir. Bu yapı, Plüton'a fazlasıyla benzemektedir!

Dış gü neş s i stem i ndeki g ezeg e n le ri avl a m a k o kada r kolay b i r görev değ i l d i r. 1 930 yı l ı nda X Gezegen i'n i (daha son ra Pl üton o la­ ra k a d l a nd ı r ı l d ı ) bul maya g i ri şen C lyde Tomba u g h b u n u n ne ka­ da r zor o l d u ğ u n u a n la m ıştı. Dış g ü neş sistem i ndeki gezege n l e r ç o k sön ü k v e ufa k l a r; ayrıca G ü n eş'ten ç o k uza kta dönd ü kleri nden yörü ngeleri d e old u kça geniş. Bu d a on l a rı n pek hızlı ha reket et­ med i kleri a n la m ı na g e l i r. P l ü ton'un gökyüzü ndeki a ğ ı r ha reketi n i tespit edene kad a r Tom baug h'ı n pek çok fotoğ raf levha s ı n ı ka rş ı­ laştı ra ra k i ncelemesi gerekmişti. Ayn ı şey g ü n ü m üzdeki N e ptü n-ötesi C i s i m avcı l a rı için d e ge­ çerl i d i r. Uza kta ki sön ük bir c i s m i şöyle bi r görebil mek içi n gece­ ler boyu titiz i ncelemeler ve g öz le m l e r ya pma ları g e re k i r. Cisi m ne kad a r uza kta ol u rsa h a re ket i n i tes pit etmek o ka dar zorl a ş ı r. Ayrı ca bu c i s i m l e r i n yüzeyleri de pe k pa r l a k olmad ı ğ ı n da n on l a rı fa rk etmek d a ha da zo rlaşı r. Neyse ki bu a ra ştı rma l a r a rt ı k oto­ mati k bir hale g eti rilebil mekted i r. Örneğ i n Sa m u el Osc h i n Te l es­ ko bu i şa retle ve ta k i p et m od u nda ça l ı şa b i l mekted i r; b u mod, gökyüzü n ü n be l i rl i bir a l a n ı na k i l itlen i p bi r ka re a l ı r. A rd ı nd a n gökyüzü n ü n başka k ı sı m l a rı n a b a ka r v e önced en bel i rlen m iş sa­ yıda görü ntüler çekti kten so nra orij i n a l a l a n a dön er. Bu görün­ tü lerde ha reket eden bi r şey olu rsa d a h a çok i nce lenmek üzere işa retl en i r. Bu yö ntem, kuyru kl uyı ld ızla r ve aste ro itler g i b i g ü neş s i ste m i ne ait uzak ve sön ü k gökci s i m leri ile Nept ü n' ü n ötes ind e207

Evren 1 0 1

k i Ku i pe r Kuşağ ı'n d a ye r a la n gökci s i m l e ri n i a raştı rma kta çok i ş e ya ra m a ktad ı r.

Daha Fazla Yeni Gezeg en E ris'le ya k l a ş ı k ayn ı za m a n da d uy u ru l a n H a u m ea ve M a ke ma ke de Neptü n'ün ötesi nd e, G ü neş etrafı nda dönen gezegenl erdend i r.

1 . H a u m ea, buzla ka p l ı kaya l ı k b i r cisi m d i r ve Büy ü k Hawa i i Ad ası'n ı n ta n r ı ça s ı n ı n a d ı n ı a l m ışt ı r. H i 'a ka v e Nam a ka isi m l i i ki uydusu va rd ı r. B u küçük gezegen, ya klaşı k 2500 ki l om etre boyu nda ve 1 500 ki lometre e n i nd e d i kd örtg e n i m s i şekle sa­ hip bir cis i m d i r. 3 5 A B uza k l ı kta, d ö n ü ş s ü resi de 283 Dü nya y ı l ı uzu n l uğ u ndad ı r.

2. M a kemake ya k l a ş ı k 1 5 00 kilomet reye 1 400 kilometre boyut­ l a rı n da, buzla ka p l ı b i r cüce g ezeg e n d i r. Yörüngesi n i n en uza k noktası Gü neş'ten 53 AB uza k l ı ktad ı r, dön üş s ü resi de 3 1 O Dün­ ya yı l ı kad a rd ı r.

208

Orion Bu lutsusu, galaksi mizdeki yıldız o l uşumu bölgel erine en iyi ve en ya kın örneklerden biridir. 1 500 ışık yılı uzakl ı ktaki b u l utsu, fa rkl ı yaş l a rda ve boyutl a rda üç binden fazla yı l d ızı ve ayrıca yıldızla rın hala oluş maya devam ettiği pek ço k bölgeyi barı n d ı rmakta d ı r.

Andromeda Gala ksisi, Sama nyo­ lu'na e n ya kın sarmal gala ksidi r. Buradaki sekiz farkl ı gözle­ mevi nden, ışığ ı n çeşitli dalga boy l a rın da edi n i l e n görüntüler, galaksinin yapısının, yıldız oluşum bölgeleri n i n detayl a rı n ı, galaksinin sarmal kol l a rı ve merkezd eki çı kıntısı boyunca yıld ızların, gazın ve tozun dağı l ı­ m ı n ı g östermekte d i r.

Hem amatör hem de profesyonel astronomlar ta ra fı ndan tan ı n a n P le iades açık yı ldız kümesi kasım ayı ndan n isan ayına kadar gökyüzü nde ra hatl ı kla tespit ed i l m ektedir. 440 ışık y ı l ı uza k l ı kta yer a la n y ı l dız kümesi bi nden fazla yıldız i çermektedi r. Şu a nda bir toz ve gaz b u l utunun içinden geçm ekted i r; y ı l d ızlara tüyümsü bir görü n ü m vere n de bu d u rumd ur.

Küresel y ı l dız kümeleri, gala ksimizdeki e n eski y ı l dızlardan baz ı l a rı n ı içerir v e galaksi bir a raya g e l i rken biçimlen mişler­ dir. Bu görüntü, Herkül ta kımyı l d ızı nda yer a la n v e l 00.000'den fazla y ı l d ız içe re n M l 3 küresel y ı ld ız kümesinin merkez bö lge­ sine aittir. Küme, yaşla nan dev y ı l d ızla rla oldukça yoğ unlaşm ıştır.

Bu Hubble Uzay Teleskobu fotoğ rafı , MACS 1 206 adındaki o l d u kça uza k bir galaksi kümesi n i göste rmektedir. Kümenin ışığı, içindeki kara n l ı k maddenin kütle çekimsel etkisiyle bozularak galaksileri n , bir bozucu mercekten ba kılıyorm uş gibi eğik görün­ mesine sebep o l m u ştu r. Astro n o m l a r, evrendeki ka ra n l ı k maddenin dağ ı l ı m ı n ı anla­ mak a d ı na b i r dizi bu tarz g a l aksi kü mesi n i i n celemişlerd i r.

Bu etki l eşe n ga l a ks i grubu, Arp 273 olara k b i l i n m ekted i r. Bu görüntüde, tepedeki gen iş, sarmal galaksi ya n yana geçtiği, a l tta yer alan g a l a ksin in kütle çeki m etkisiyle bozu l m uşt u r. B u ya kın geçiş, yoğ un bi r y ı ld ız ol uşum a ktivitesi ni tetikler, bu da mavi bölge l erle göste ri l en , sıcak ve genç y ı l d ız y ı ğ ı nlarının oluşum uyla son u çlan ır.

Yengeç Bul utsusu, ga l a ksideki en meşhur süpernova ka l ı nt ı larından biridir. Gece gökyüzünde i l k ola ra k 1 054 yılında bel i rerek bir süper yıldızın ö l ü m ü n ü n h a bercisi olmuştu r. Yıldız, kütlesi nin büyük kısm ı n ı uzaya fırlatara k a rdı nda, pulsar adı veri len, süratle dönen bir nötron yıldız bı rakm ıştı r. Hubble Uzay Teleskobu bul utta ki farkl ı gaz­ ların dağıl ı mının haritasını çıka rm ıştı r.

Gün eş nasıl ölecek? Hubb/e Uzay Teleskobu'n un bu Kedi Gözü Bulutsusu'n u göste ren görünt üsü, olası tek bir sena ryoyu göstermektedi r. Gü neş büyük kısmını uzaya ata ra k a ğ ı r a ğ ı r soğuyan beyaz cüce yıldızını çevrel eyen bir bulut yaratacaktır; bu bu lut, be­ yaz cüce yıldız tarafından ayd ı nlatılacaktır.

Bu, Hubble Uzay Teleskobu'nun, ya kın- kızılötesi ışıkları içeren ve evrendeki i l k galaksi cisi m lerinden bazıları n ı gösteren, en uzak galaksi görüntülerinden biridir. Burada, evrenin henüz 600 mi lya r yaşındaki hali görülm ektedir.

ASTROF İZ İ K VE ASTRONOM İ Evrenin Fiziği

Astronom i a sı l olara k evrendeki cisim lerin ve olay l a r ı n b i l i m sel bili msel olara k i ncelen mesid i r. Bu zeng i n bilim da l ı, iki a na dala ayrı l ı r:

1 . Gözlemsel astronomi: Evrendeki c i s i m ler h a k k ı n d a m ü mkün ol­ d u ğ u nca çok b i l g i topla makla i l g i l e n i r. Bu d a l ı, a strono m i n i n veri toplama böl ü m ü olara k d ü ş ü n ebi l i rs i n iz. 2.

Astrofizik: Bu d a l, g ezegenlerin, yı l d ızla r ı n, yı ld ızl a rarası mad­ den i n, bu l uts u l a r ı n, g a l a ksilerin ve kozmosun uza k köşe l erin­ deki diğer cisi m lerin özel l i kl e rini, etki leşimleri n i ve evr i m leri n i açıkl a m a k i ç i n fiziği ku l l a n ı r. Astrofizikçiler ayn ı za ma nda, ev­ rendeki c i s i m le ri ve s ü reçle ri keşfed i p açı kla ma k için ki mya, e l ektroma nyetizm, pa rçacık fiziğ i ve d iğer d is i p l i n leri n bazı yönl eri ni de ku l la n ı rl a r. Astronom l a r (ki genellikle a strofizikçidirler) elektroma nyetik

spe ktru m u n fa rkl ı kısı m l a rındaki ı ş ığa hassas ci hazl a rl a donatı l m ış gözlemevleri n i k u l l a n a ra k gözlem l eri n i ya pa rlar. Bu bi l i m i n sa n l a rı, gözlemleri nden elde etti kleri ve rileri ku l l a n a ra k evrende olup bi­ tenlere dair açı klamalar getiri rler. Kura msal a strofizi kçi ler, evrende­ ki cisim leri açıklamak ve gelecekte bunların ne yapabileceğ i n i ta h­ min etmek için modeller, istatisti kler ve s i m ü l asyo n l a r ku l l a n ı rl a r.

lşığı Görmek I ş ı k, evrendeki en temel şeyl erden b i rid i r ve astrofizi k a ra ştı rma­ la rındaki sta ndart biri m d i r. Astro n om l a r, cisi m leri ve çevreleri n i a n l a ma k a d ı n a o n l a rda n yayı l a n v e ya nsıya n ışığ ı i n celerler. Işık, foton ad ı ve ri l e n bir parçacık gibi h a re ket edebi l i r ya da uzayda b i r da lga ola ra k seya h at eder. ışığ ı n bu i k i l i doğası, evrendeki ci­ si m leri n n a s ı l tes pit ed i leceğ ine i l i ş k i n soru n l a rı n çözüm len mesi 209

Evren 7 0 1

açı s ı n d a n ço k öne m l i d i r. Ka mera l a r ku l l a n a ra k fotonları toplaya bi­ l i riz, ayrıca ı ş ı ğ ı n d a l g a boyları n ı da ölçebil mekteyiz. Işı k kel i mesi genel l i k l e g özleri m izin görebi l d i ğ i ışığ ı ta n ı m­ l a m a k içi n ku l l a n ı l ı r. G ü n eş'ten yayı l a n görülebil i r ışığa ka rş ı en ha ssas tür olara k evri m leştik. Fa kat b u n la r, e l e ktromanyet i k s pekt­ ru m u n -evrendeki cisi m l erd en yayı l a n, e m i l e n ve ya ns ıtı l a n tü m olası ışık a ra l ığ ı n ı n - sa dece küçü k b i r kısm ı d ı r. Spektru m u n geri ka l a n kıs m ı n ı n çoğ u n u, x-ışı n ı, morötesi, ra dyo ı ş ı n ı, kızılötesi ve m i kroda lga e m i syonu formu nda old u k la rı için göremeyiz. Astro­ n o m l a r, b u n la rı tespit etmek içi n çok hassas ci hazlar ku llan ı r.

Kızllötesi Astronomi Astro nomi, yüzyı l la r boy u görü n ü r ışık b i l i m iydi . Bilim i n sanla rı 1 BOO'lerd e, term al ( ı s ı ) ı ş ı n ı m o l a ra k da b i l i n e n kızı lötesiyle başla­ yarak ışığ ı n diğer d a l ga boyl a r ı n ı da ölçüp a na l iz etmeye başladı­ l a r. Hafifçe bi le olsa ısınan her şey kızı lötesi ışınım (sık sık I R o l a ra k a n ı l ı r) yaya r. ı sı n ı n ne ya ptığ ı n ı çıpla k g özle g öremeyiz fa kat I R de­ tektörleri bizi m için bu s ı rrı ayd ı n lata bi l i r. Ye n i d oğmuş b i r yı l d ızı çevreleyen gaz ve toz bulutu iyi b i r örnek teşkil eder. B u n l a r, b i r kara d el i ğ i n etrafı ndaki böl g eyi g ö r­ mem izi ya da öl mek üzere olan bi r yıld ızı g izleye n bir bul utu n d e r i n l i kl e rine di kkatle bakma m ızı sağ l a r. Kızılötesi astronom i n i n büyük k ı s m ı uzayd a n d a h a i y i ya pı l ı r; çü n kü Dü nya'n ı n atmosferi uzayda n gelen term a l ışı n ı m ı n çoğ u n u emer.

Kızılötesi Teleskoplar Şimdiye kadar gerçekleşen en ünlü kızılötesi görevler Spitzer Uzay Teleskobu ve Avrupa Uzay Ajansı'nın Herschel Uzay Gözlemevi gö­ revleridir. Gemini (Hawaii ve Şili'de) ve Avrupa Güney Gözlemevi (Şili'de) gibi, Dünya'nın atmosferinin oldukça üstünde konumlan­ dıklarından iyi kızılötesi gözlem yapan bazı yüksek rakımlı gözle­ mevleri mevcuttur.

21 0

Astrofizik ve Astronom i

Morötesi Astronomi Morötesi a strono m i, kızı lötesi ya da görüleb i l i r ı şıkta n daha enerj i k o l a n ışık d a l g a la rı üzerinde yoğ u nlaşı r. M o rötesi (UV) de Dü nya'n ı n atmosferi ta rafı ndan e m i ld iğ i nden e n i y i gözlemler u zayd a n yapı­ l ı r. Uzayd a UV'yi ne yaya r? Sıcak ve h a reketli cisimler. Genç yıld ızlar ve a ş ı rı ısı n m ı ş yı ld ızl a ra rası gazlar d a b u n a d a h i l d i r. G ü ne ş d e UV yaya r; bu yüzden iyi b i r g ü neş kor u m a kremi olmaksızın d ış a rıda kal ı rsanız bu ı ş ı n l a r c i l d i n izi ya ka r.

Uzaydaki UV Teleskopları En iyi bilinen UV detektörleri, International Ultraviolet Explorer adlı uzay aracı, ilk olarak Hubble Uzay Teleskob u nda faaliyete geçen UV'ye duyarlı cihazlar ve Galaxy Evolution Explorer (GALEX) adlı uzay aracıdır. '

Radyo ve Mi krodalga Astronomisi Yirm i nci yüzyı l ı n başları nda, Bel l La boratuva rla rı'nda çalışan Kari Jan sky ( 1 905-1 950) isimli bir m ühendis, g ökyüzü ne bi r radyo a l ıcısı doğru ltu p fa rkı nda olmaksızın, uzaydaki bir cisimden doğal olara k meydana gelen radyo sinyalleri n i ilk keşfeden kişi oldu. Bulduğu em isyonlar Sa m a nyol u Galaksisi'n i n merkezinden gel iyordu. Gü­ n ü m üzde radyo astronomlar çok çeşitli cisimlerden gelen sinya l leri tespit etmek için çok sayıda radyo çanağı ve anteni içere n siste m ler ku l la n maktadırlar. B u cisimleri n arasında galaksilerin çekirdeklerin­ den sızan, aşırı ısı n m ı ş plazma (hareketli g azlar) kabu kları, s ü per­ nova patla malarından ka l a n maddeleri n ka bukları ve yıld ızlararası uzayda ya d a gezeg en atmosferlerindeki gaz ve toz bulutlarında bu­ l u nan yıldızlara ra s ı molekü l lerin titre ş im lerinden gelen mikrodalga emisyon lar b u l u nur. Ayrıca, atmosfer a raştırmacıları, Dü nya'n ı n üst iyonosferi n i n G ü neş rüzg a rıyla etkileşi mlerini incelemek için radyo çanakları ve radarlar, Venüs ve Satürn'ün uydusu Tita n g i bi b u l utla ka plı böyle ye rlerin ha ritasın ı çıka rmak için de radarlar ku llanırlar. 21 1

Evren 1 0 1

Radyo Astronominin Kurucusu Kari Jansky Oklahoma'da doğup büyüdü; babası mühendislik bilgi­ leri öğreten ve çocuklarını radyo setlerini kurcalamaya teşvik eden biriydi. Radyo dalgaları Karl'ı heyecanlandırdığı için Wisconsin'de fizik okudu. Bell Laboratuvarları tarafından, atmosferdeki, radyo il�timini etkileyen unsurları araştırması için işe alındı. Bu dönem­ de iş arkadaşlarının "Jansky'nin Atlı Karıncası" adını taktıkları bir anten inşa etti; bu anten Jansky'nin, doğal olarak meydana gelen süreçler ve cisimlerden gelen sinyalleri araştırmasını sağlayan bir döner mekanizmaydı. Jansky'nin, Samanyolu'ndan gelen emisyonları keşfetmesi yeni bir bilim dalının yolunu açtı. Jansky'nin araştırmasına de­ vam etmesi gerekirdi fakat işvereni onun başka projelerde çalış­ masını istediğinden astronomi alanındaki son çalışması bu oldu. Bu durum diğerlerinin radyo astronomi alanında çalışmasına en­ gel olmadı ve sonunda radyo astronomi, astronominin alt disipli­ ni olarak kabul gördü.

X-lşım ve Gamma lşım Astronomisi Evre ndeki en h a re ketl i cisim ler, olaylar ve s ü reçler x-ı şı n l a rı ve g a m m a ı ş ı n ları yaya r. B u n la rı n a rası nda Cyg n us X-1 'i d e -keşfedi­ len i l k x-ışı nı kayna ğ ı- ya rata n sü pernova patl a m a l a rı, a ktif g a l a k­ si leri n çekird eklerinden yay ı l a n çok h ızl ı madde jetleri ve uzay bo­ yunca x-ış ı n ı ve g a m m a ış ı n ı titreş i m l eri gönderen uzak ve g üçl ü patl a malar da yer a lır. Astronom lar bu g üç l ü kaynakları tespit e d i p i ncelemek için Chandra X-/şım Gözlemevi, Röntgen Uyd usu ( RO­ SAT) g i bi uzay ta ba n l ı g özlemevleri n i, x-ışı nları için XMM-Newton, g a m m a ı ş ı n ı e m i syon l a rı n ı tespit etmek için d e Co m pto n Gam­ ma-lşını Gözlemevi n i (CGRO), h a l i hazırdaki Fermi uzay a racı ve

Swift uyd u s u n u ku l landılar.

212

Astrofi zik

ve Astronomi

Bunu Biliyor muydunuz? NASA'nın Fermi uydusu, sadece uza}'ln uzak uçlarındaki güçlü gam­ ına ışını patlamalarını incelemekle kalmaz, aynı zamanda Dünya'da, şiddetli fırtınaların tepe noktalarına yakın yerlerde meydana gelen gamına ışını flaşlarını da yakalar.

M i kroda lga astronomisindeki en şaş ı rtıcı keşifl e rden bi ri, 1 964 yı l ı nda, b i l i m i n sa n l a r ı A rno Penzias ( 1 93 3-) ve Ro bert W. Wilson'ı n ( 1 936-) m i k roda l g a freka n s l a r ı n d a b i r a rka pla n ı ş ı n ı m ı parla m a s ı tes p it etmel e r i d i r. Bu pa rlama, evrendeki her şeyden gel iyor g i bi g örü nmekted i r. Bu " kozm i k a r ka p l a n ışı ması" (CM BR) Büyü k Patla­ ma meydana geld i kten hemen so n ra k i koz m i k tari h i n ilk çağ la rı n ­ da n g e l e n b i r ka l ı ntı pa rlamas ı d ı r.

Ast ronomide Spektroskopi Astronom l a r, b i r cisi mden gelen ışığı spektroskop denen özel b i r cihazda n geçi rirl er. B u n u çok özel b i r çeşit prizma olara k dü şüne­ b i l i rs i n iz fa kat bu cihaz görebi l d i ğ i m iz bir d izi re n k ya ratma k yeri­ ne ışığı, g özleri m izin tespit edeb i l eceğ i n i n çok ötesine uzanan ve spektrum denen old u kça i nce böl ü m lere ayı rır. Bir cisimdeki kim­ yas a l elementler ı ş ı k dalga boyl a rı n ı yaya r ya da emer; bu da bize spektru mda parlaya n bir ışık ba rı ya da kara n l ı k b i r "d üşme" çizg isi olara k görü n ü r. Bu sebeple spektru m u kozm ik ba rkod l a r olara k düşü nebi l i rs i n iz; bu barlarda, g ezegen lerin, yı l d ızların, b u l utsula rın ve galaksi lerin ki myasal bileş i m l eri, yoğ u n l u kları, kütle leri, sıca k l ı k­ la rı, h ızları ve diğer ka ra kteristikleri ne i l i şkin b i l g i le r kod l a n m ı ştır.

Evrenin Bilgilerini Keffetme Astronomi cihazları, her gün, her gece müthiş miktarlarda veri üre­ tiyorlar. Bu bilgilerden bazıları hemen analiz edilse de incelenmeyi bekleyen devasa bir gözlemsel bilgi veri tabanı mevcut ; bu veri ta21 3

Evren 1 0 1

bam özellikle de veri toplama seferlerinde gökyüzünü tarayan oto­ matik gökyüzü incelemelerinden gelen bilgileri içermektedir. Bu da, veri madenciliği aracılığıyla yeni araştırma yolları doğurmuş­ tur. Uzmanlar, bu engin bilgi hazinelerini inceleyip üzerinde çalış­ mak ve diğer gözlemlerle ilişkilendirmek üzere yeni veri noktalan bulmaktadırlar. Ö rneğin Hubble Uzay Teleskobu uzak galaksilerin pek çok görüntüsünü çekmiştir. Gözlemleri öneren astronomların verilerle işi bittiğinde bunları herkesin inceleyebileceği arşivlere koyarlar. Galaksi şekilleri ve evrimini inceleyen başka astronom­ lar bu resim ve verileri altın madeni olarak gördüler. Bu galaksileri şekillerine göre sınıflandırmak galaksi evrimi araştırmasının ge­ rekli bir parçasıdır. Böylece astronomlar, görüntülerdeki galaksileri bulup bunları şekillerine göre düzenleyecek, otomatik araştırma sistemleri (bilgisayar programı denetiminde kendi kendine çalışan teleskoplar) geliştirdiler. Galaxy Zoo (Galaksi Hayvanat Bah çesi) adında, halktan üyelerin bu HST görüntülerini inceleyip içlerinde­ ki galaksilerin şekillerini sınıflandırmalarına izin veren bir Citizen Science (Halk Bilimi) projesi de vardır. Onların yaptıkları çalışma­ lar astronomların, evrenin ilk başlarındaki galaksi cisimlerinin kaynağı ve gelişimini anlamalarına yardımcı olur.

214

ASTROBİYO LOJ İ Kozmostaki Yaşa mm Kaynağı ve Evrimi

D i ğ e r yı ld ızl a r ı n etrafı nda da g ezegen ler old u ğ u n u i l k fa rk ettiğ i­ miz a n d a n beri ora l a rda yaşam o l u p ol mad ı ğ ı n ı mera k ed iyoruz. İ l kçağ meden iyetleri n i n ta n rıla rla dolu gezegen lere i l işki n h i kaye­ leri va rd ı fa kat b u n l a r b i l i m e d eğ i l m ito l ojiye d aya n a n h i kayelerd i. Yu n a n l ı fi l ozof Aristoteles, d iğer g ezegenlerde yaşa m olabi leceği fi kri n i tozla n m a k üzere rafa ka l d ı rd ı ve bu Dü nya m er kezli kozmo­ loj i 1 200 y ı l d a n uzu n s ü re bize egemen o l d u . Kopern i k Devri m i sayes i n d e m ü m k ü n hale gelen b i l i m sel d ü ­ şü ncedeki g e l i şmelerle i n sa n l a r "o ra l a rda" başka g ezeg e n l er olabi­ leceğ i n i ve kozmo s u n başka yerlerinde d e yaşa m o l a b i l eceğ i fi k­ r i n i n o ka d a r tuhaf o l ma d ı ğ ı n ı a n la maya başl a d ı l a r. Uzay Çağı'n ı n gel işiyle i n sa n l a r d iğer g ezeg e n lerin etrafı ndaki yö rü ngelere uzay sondaları koya bil d i ve za ma n l a da bura l a ra i n iş yapab i l d i le r. Başka bir ye rlerde yaşa m olması fi kri, k i mya, fizi k, a stro n o m i, moleküler biyo loji, gezegen b i l i m i, jeoloj i ve coğ rafyayı içere n yen i b i r d is i p­ l i n i n doğ m a s ı na yo l açtı. B i l i m i n bu d a l ı na a strobiyoloji denmek­ ted i r.

Yaşamm Kökleri Astrobiyoloj i evrendeki ya şa m ı n kaynağ ı n ı n, evri m i n i n, dağ ı l ı­ m ı n ı n ve geleceğ i n i n i ncelenmesid i r. Bu bi l i msel d is i pl i n, g ü neş sistemim izde, d iğer gezegen l e rdeki ya şama elverişli yerleri keşfet­ mek için a raştı rma gereçleri ku l l a n ı r. İ l k g ü neş d ışı g ezeg enlerin (diğer yı l d ız l a r ı n etrafı nda dönen gezeg e n ler) 1 995 y ı l ı nd a keşfe­ d i l mesinden bu yana astrobiyo l og l a r, bu gezege n lerde yaşa m ı n izleri n i a ra ştı rmak için yol l a r g e l i şti rmekted ir. Dü nya'd a k i ya şa m ı n uzu n b i r tarihi va rd ı r; kök le ri, g ezeg e n i m i­ zi n okya n u s l a r ı n a ve yüzeyi ne u l aşa n basit bi leşikler ve molekül­ lerle ba şl aya n, ka rmaşık bir biyokimya sa l evri me uza n m a ktad ı r. Bu bileşikler, doğ ru şa rtlar a ltı nda b i r a raya g e l i p son u n d a i l kel yaşa m 215

Evren 1 0 1

formla rı n ı doğ u r m u şt u r. Dü nya'n ı n i l k dönem lerinde va r old uğ u b i l i nen prebiyoti k yapı, g ezeg e n i n o l u ş u m pe riyodu n da o rta m ı n n a s ı l olduğ u n u ta n ı m la r. Dahası, a stro biyolog l a r bizi m g ezege­ n i miz hakkı nda öğ re n d i k l eri b i l g i l eri, M a rs veya Tita n'ı n ya şama e lveriş l i b i r orta m sağ layı p sağ laya mayaca ğ ı n ı görmek için b u ra ­ l a rda ki şa rtla rı a na l iz etmek içi n ku l la n a b i l i rl e r.

Denizin Altında Denizin derinlikleri, gezegenimizde en az keşfedilmiş yerlerden biridir ve okyanuslarımızın derinliklerinde, daha yeni listelenmiş yaşam türleri mevcuttur. Bu yaşam formlarının, böylesine yabancı şartlarda nasıl yaşayabildiklerini anlamak, diğer gezegenlerin ok­ yanuslarında yaşamın nasıl var olabileceğini keşfetmemize dair ipuçları sunar.

Yirmi Bi rinci Yüzyı l Astrobiyoloji Görevleri G ü n ü m üzd e astrobiyoloji, b i l i msel i nce l e me n i n old ukça a ktif bir d a l ı d ı r. Birleşik Devletler'de NASA, d ü nya d ı ş ı ya şam a ra şt ı r m a sı içi n a n a prens i pler sağ l a m a k a m acıyla 1 990'1 a r ı n so n u nda ku ru l a n Astrobiyo loj i Enstitüsü'n ü fi n a n se eder. B i rkaç ta n e ü n ive rsite d e bu çok-d i sipl i n l i bi l i m d a l ı n ı bünyesi nde barı n d ı r ı r; Avru pa Uzay Aj a n s ı da a strobiyoloj i d a l ı n ı n kon u l a rı n ı a ktif ola ra k a raştı rma k­ tad ı r.

Yaf ama Elverifli Bölge Artık astronomlar diğer yıldızların etrafında gezegenler bulduğu için bu gezegenlerde yaşam araştırması yapmak astrobiyologlara yeni zorluklar getirir. Astrobiyologların öğrenmek istediği ilk şey bu gezegenin yıldızın Yaşama Elverişli Bölge'sinde olup olmadığı­ dır. Yaşama Elverişli Bölge, yıldızı çevreleyen ılıman kuşaktır. Bu kuşakta bulunan gezegenlerin yüzeyinde sıvı su bulunabilir, böyle-

21 6

Astrobiyoloj i

likle de yaşamın ortaya çıkmasını destekleyecek şartlar oluşabilir. Bir sonraki adım , yaşamın oluşup oluşamayacağını görmek için ge­ zegenin boyutunu, atmosferini ve diğer unsurları incelemektir. Yıl­ dızların etrafında, su haricinde kimyasal bileşiklerin de sıvı formda var olabildiği bazı bölgeler vardır ve bu ortamlarda yaşam formları­ nın güçlükle de olsa oluşabilmesi mümkündür.

Astrobiyo l oj i n i n büyü k b i r kısm ı n ı, ekstremofilleri n, ya n i o l d u k­ ça zor koş u l l a rd a bi l e va r o l u p g e l i şebi l en yaşam form l a r ı n ı n i nce­ len mesi oluştu ru r. Örneğ i n sıca k kayna k s u l a r ı nda ya da denizi n deri n l i klerindeki sua ltı vol ka n l a rı n ı n yakı n la rında h a l i nden mem­ nun bir şeki l d e yaşayabilecek m i k ropla r mevcuttu r. Başka m i n i k ya şam for m l a rı d a d o n d u rucu şa rtlara y a da suyu n a ş ı rı d e recede n a d i r old uğu yer l e re g ayet iyi ada pte o l a bi l mekted i r. E n i l g i n ç ya­ şa m for m l a r ı n d a n b i ri de m eta n buzu yata kl a r ı na g öm ü l ü ha l de old u kça keyifle yaş ıyor gibi görünen derin d e n iz kurtl a rı d ı r. Bu ve d iğer ekstremofilleri n varl ı ğ ı , benze r şa rtla r a ltında g ü n eş sistemi­ nin başka bi r yeri nde de yaşa m ı n gel işe b i l eceği ne dair u m ut ve r­ mekted i r. Astronom l a r g ü ne ş siste m i m izi n ötes i n de ki g ezeg e n l erde ya­ şam a ra rken astrobiyolog l a r, on l a r da bize benzer şeki l d e gel işm iş o l a b i leceğ i n d e n G ü neş'e benzer yı l d ızla ra od a kla n ı r la r. Ana varsa­ yım ora l a rd a ki herhangi bir ya şa m form u n u n ka rbo n ta ba n l ı (b i­ zi m g i bi) o l d u ğ u d u r. Ka rbon çok yö n l ü b i r el ement o l d u ğ u n d a n v e d i ğ e r elementlerle b i r leştiğ i n d e n bu ç o k d a uza k bir i ht i m a l d e ­ ğ i l d i r. Ayrıca y ı ld ız l a rı n ol uşt u ğ u bölg elerde de gayet yayg ı n o l d u­ ğ u n dan, ka rbon d i ğer gezeg en lerdeki ya şa m ı n ana yapı l a r ı n d a n b i ri olab i l i r. G ü n eş'e be nzer b i r yı l d ız o n u n yörü ngesinde atmos­ ferinde su izi olan bir gezegen bu l m a m ız sadece an meselesid i r.

21 7

Evren 1 0 1

Mars 'ta Yafam Arayıf ı Şu anda Dünya, yaşamın var olabileceğinin kanıtlandığı tek yer. Fa­ kat bilim insanları, orada da yaşamın doğup doğamayacağını me­ rak ettiklerinden uzun zamandır gözlerini Mars'a dikmiş durumda­ lar. Bunu öğrenmek için Kızıl Gezegen 'e onlarca uydu gönderdiler. Bunlardan en başarılıları, yüzeyin haritasını çıkaran uydular ile tozu hareketlendirmek için yüzeye konan, kaya ve buzları incele­ yen, atmosferi koklayan iniş araçları ve gezicilerdi. Mars Curiosity Rover ve Mars Explora tion Rover, gezegene iniş yapan en yeni iki görev aracıdır. Mars'ın su tarihine ilişkin bilgiler edinmeyi ve geze­ gende oluşmuş ya da hala varlığını sürdüren yaşama dair kimyasal veya fiziksel izleri araştıran aktif jeolojik incelemeler yürütmekte­ dirler.

218

GEZEG EN BİLİMİ Gezegen leri Öğ renmek

B i r gezeg en i n nası l biçi m lend i ğ i n i öğre n me k i ster m i s i n iz? Yü­ zeyi ni ne şek i l l e n d i rd i ? Uyd u l a rı nereden gel d i ? Ona ne olacak? Bu n la rı n ceva p l a r ı n ı merak ediyo rsa n ız g ezegen bili m iyle i l g i leni­ yo rsunuz demektir. Bu a lan , g ü neş s i stem i nd eki b ütün cisi m l eri ve onların nası l bu h a l e g e l d i k l eri n i ka psar. B i l i m i n sa n l a rının bu a l a nda öğrend i kleri, d iğer yı ldızların yörü ngesindeki g ezegen leri g özlemle rken de ku l la n ı la b i l i r. Gezegen b i l i m i, a stro no m i n i n a lt d is i p l i n i o l a ra k yol u na ba şlad ıysa da h ızla genişled i . G ü n ü m üzde iyi bir g ezegen bi l i mcinin bi l mesi gereken ler ş u n l a rd ı r: • Jeoloji

• Atmosfer b i l i m i

• Jeoki mya

• Buzul b i l i m i

• J eofizi k

• Okya n u s b i l i m i

Bu alana g i rmeyi pla nl ıyorsa n ı z, g ezeg en keşifleri i ç i n c i h azl a r tasa rlayıp inşa etmek a d ı na b i raz uzay a racı m ü hen d i s l i ğ i b i le öğ­ reneceks i n iz demektir.

Gezegenleri Şekil lendiren Süreçler Gezeg en b i l i m i n i n temel l e ri, jeoloj i n i n prensiplerine benzer. Sert yüzeyl i - ka ya l ı k bir g ezege n ya da uyd u, b i r a steroit ya da kuyruk­ l uyıldı z ya da d o n m u ş b i r uyd u g i bi, buz l u yüzeye s a h i p- b i r gök­ cis m i n i i nceled i ğ i n izi va rsaya rsa k bu yeri etki leye n birçok sü reç o ld uğ u n u söyleye b i l i r iz. B u n l a r ı n i l ki , bir gezegen ya da uyd u n u n d ı ş katm a n ı n ı etki l eyen v e old u kça yavaş meydana g e l e n tekto­ nizmad ı r. Tekton iz maya gezegeni n ye rka bu ğ u n u n a ltından kaça n ısı sebep ol u r; ı s ı kaçışı ya yüzeyi n eğ i l i p katla n ma s ı n a ya da yü­ zeyd e fayl a r ( k ı rı k l a r) oluşm a s ı n a yol a ça r.

219

Evren 1 0 1

Tektonizmalı Gezegenler

Tektonizma, Dünya'daki dağların oluşumundan, volkanizmadan ve depremlerden sorumludur. Mars ve Venüs de olduğu gibi Jü­ piter'deki Europa ve Ganymede, Satürn'deki Titan ve Enceladus, Uranüs'teki Ariel, Titania ve Miranda ile Neptün'deki Triton gibi dış güneş sistemindeki bazı buzla kaplı gökcisimlerinde de bir çe­ şit tektonizma hareketinin gerçekleşmesi muhtemeldir. New Hori­ zons, 2015 yılında Plüton'a ulaşarak bu cüce gezegende tektonik hareketin kanıtlarını arayacak.

Dünya'nın tektonik h areketleri, levhaları birbirine iter, yüzeyi depremlerle çatlatır ve tamamlanması milyonlarca yıl süren dağ oluşturma a ktivitelerini harekete geçirir.

Sert yüzeyl i gezege n l eri etki leyen iki nci süreç çarpma krate ri ol u ş u m u d u r. Ka l ı ntı l a r, M e rkür'den M a rs'a, gaz d evleri n i n uyd u l a

­

rına kadar, g ü n eş s i stem i n d eki cisi m l e r i n çoğ u n u n yüzeyi n e çarp­ m ı şt ı r. Cüce gezegen P l ü ton'da ve Kuiper Ku şağı'ndaki a rkadaşla­ rında da çarpma kraterleri b u l u n m a i h ti m a l i va rd ı r.

220

Gezegen B i l i m i

Temas/sıkıJtırma kademesi

Oyma kademesi

Krater zemininin yukarı kalkması

1 . .._ --

��=�·t�=�-

Oyma kademesinin sonu/modifikasyon kademesinin baılangıa Krater duvarlarının yer çekimsel çöküşü

Püskü rtü '

\

ti.' �� Modifikasyon kademesi

Fı rlayan bir cisim sert b i r yüzeye ça rptığında b i r krater açar. İ çine daldığı maddeler tepki verir. Bunlardan bazısı kraterden dışarı sıçra r. Çarpma yeterince kuvvetliyse, yüzey geri sekerek kraterin merkezinde küçük bir çıkıntı oluşturur.

22 1

Evren 1 0 1

Krate rlerin çoğu, g ü neş sistem i ta ri h i n i n başlangıcında, Geç Dönem Ağ ı r Bombard ı ma n d enen dönemde o l u ştu. Fa kat başı­ boş g ü neş s i stem i pa rça ları gezegenlere, uyd u l a ra ve a steroitle re ça rptı kça k raterler oluş m aya devam etm e kted i r. Bu ça rpma ların i ncelen mesi, g ü neş siste m i n i n ça rpışma ta ri h i n i, öze l l i kle de g ü­ neş s i stem indeki küçü k maddelerin d a ha büyü k g ezegenleri o l u ş­ turmak için b i r a raya geld i ğ i i l k döne m leri a n la m a m ıza o l a n a k sağ l a m a ktad ı r.

Jüpiter'deki Kraterler! Gaz devlerine de bir şeyler çarpabilir. 1994 yılında Shoemaker-Levy 9 Kuyrukluyıldıdnın yirmi bir parçası Jüpiter'in üst bulut katma­ nına saplandı. Çarpmalar sebebiyle oluşan kinetik enerji ve ısı kuy­ rukluyıldız parçalarını yok ederek geride koyu renk maddelerden duman bulutları bıraktı ve bunlar da zamanla ortadan kayboldu­ lar. O zamandan beri de astronomlar Jüpiter'e başka cisimlerin de çarptığını görüyorlar. Jüpiter'in, uçsuz bucaksız kütleçekim alanı sebebiyle, iç güneş sistemindeki gezegenlere tehdit oluşturabilecek asteroit ve kuyrukluyıldızları süpüren ya da yönünden saptıran bir nevi elektrik süpürgesi gibi hareket etmesi muhtemeldir.

Gezegen leri etki l eyen üçü ncü sü reç, yüzeylerin su, rüzg a r ve bitki örtüs üyle etki l eşi m i nden i leri gelen a ş ı n m a d ı r. D ü nya'da b u n la rı n üçünü de bol bol görmekteyiz. Aka n sular ve rüzg a r ka­ ya l a rı a ş ı nd ı r ı r ve yosu n l a r g i bi bitki ler d e ta ş l a rı kıra bi l mekted i r. Gezege n i m izd e ki myasa l a ş ı n ma da m evcuttu r. Ö rneğ i n asit yağ­ m u rl a r ı kaya l a rı eritebi l i r. Ka s ı rga l a r yüzey şeki lleri n i s ü p ü rü r, kış ve yaz mevs i m l e rine eşl i k eden don ma-eri m e döng ü leri d e kaya­ l a rı ufa laya bi l mekted i r. M a rs ve Ven ü s yüzeyi nde de atm osfe rle etki leşi m i n sebep o l d u ğ u a ş ı n m a izleri m evcuttur; ayrıca M a rs'ı n yüzeyinde, çok uza k b i r geçm işte a ka n s ıvı la rı n izl eri ne de rastla n­ ma kta d ı r.

222

Gezegen B i l i m i

Uzay Afınması Uzaya maruz kalan gezegenlerin yüzeyleri de bir çeşit aşınma ge­ çirmektedir. Bunların arasında Ay, Merkür, asteroitler, kuyruklu­ yıldızlar ve dış güneş sistemindeki pek çok uydu da vardır. Ay'da, mikro-meteortaşları yüzeye saplanıp toprağı eritip buharlaştırır ve tozlu regoliti çalkalar. Buzla kaplı cisimlerdeki aşınma, yüzeylerin­ deki buzlar, morötesi ışınım veya kozmik ışınlar gibi yüksek enerjili parçacıklarla bombardımana tutulduğunda oluşur. Bu aşınma buz­ ların kararmasına sebep olur; bu da dış güneş sistemindeki buzla kaplı pek çok uydunun neden bu kadar koyu renkli göründüğünü açıklar.

Volkanizma, gü neş sistemi g ezegen leri n i n yüzeyle ri n i değ işti­ ren bi r başka a na kuvvetti r. Bizler Dü nya'da ki, lav ve zeh i rl i g azl a r püskürten vo l ka n la ra old ukça aşi nayız. Kıta l a r üzeri nde o l d u ğ u g i bi okya n u s l a r ı n deri n l i kleri nde d e vol ka n la r va rd ı r. B u n l a r za­ ma n la gezeg e n i mizin yerka buğ u n u n a l tı nda n ısı yayar ve bu sü­ reçte yeryüzü n ü ve d eniz şekil l e ri n i yen iden şek i l lendi ri r.

Uzaydaki Volkanlar Volkanizma, Merkür, Venüs , Mars ve dış güneş sistemindeki pek çok buzla kaplı gökcisminin şekillenmesinde rol oynamıştır. İ ç ge­ zegenlerdeki volkanizma bazaltiktir; yani volkanlar yüzey şekilleri boyunca eriyik haldeki kayaları yayarlar. Dıştaki uydularda da don­ muş ve çamurumsu buzlar (bazen de çok soğuk haldeki su) yüzeye püskürür. Başka yerlerdeki volkanlarda olduğu gibi, gezegenin için­ deki ısı yüzeyin altındaki buzları eriterek bunları, buzul volkaniz­ maları aracılığıyla yüzeye püskürmeye zorlar.

223

Evren 1 0 1

Gezegen Atmosferleri Gezege n l e r (ve bazı uyd u l a r) etrafı n da ki atm osfer örtü leri n i n i n ­ cele n m e si, atmosfe rleri ya rata n ve s ü rd ü ren sü reçlere old uğu g i bi, b u n l a r ı n yapı l a rına ve g ezeg e n üzeri ndeki etki lerine de yo­ ğ u n la ş ı r. Atmosfer b i l i mciler ayn ı zam an d a, bir g ezeg en i n hava örtü sü i l e ma nyeti k a l a n ı a ra s ı ndaki etki leşi m leri de i ncele r. G ü n ü­ m üzd e i k l i m değ i ş i k l i kleri h a berlerde ye r a l m a ktad ı r ve bu d u ru m, Dü nya'n ı n uzu n dönem l i atmosfe r i k değişikli kleri n i n ve b u n u n i kl i m i miz üzerindeki et k ile ri n i n a ra şt ı rı l m a s ı n ı daha da ö n e m l i k ı l ­ maktad ı r. P e k ço k uzay aja nsı, ısı n a n atmosfe r i m izi uzayd a n göz­ lemek için uyd u l a r göndermişlerd i r. Yerd en yürütülen ara ştı rma­ lar d a okya n u sl a r i le atmosfe r ara sında ki etkileşim leri i ncelemeyi içermekted i r.

2 24

KOZMiK ZAMAN MAKiN ELERi Dünya'mn Gözlemevleri

Modern a stronom l a r, evre n i keşfetm e k için çok çeş itli g özlemev­ leri ku l la n m a ktad ı rl a r. B u nlar, a ra ştırma kademesindeki ü niversite teleskopların d a n, ıssız dağ baş l a rı n d a ki sekiz metre g e n i ş l iğ indeki profesyonel cihazl a ra, radyo teleskop s i ste m leri nden uzay gözle­ mevlerin e ve g ezegen sond a l a r ı n a d e k çeşitl i l i k g öste rm ektedir. Bug ü n D ü nya 'da Ay kad a r ya kın ve Büyük Patl a m a ' n ı n a rd ı n d a n oluşa n tes pit ed ilebi l i r i l k ışınım d a l gacı k l a rı kada r uza k cisimleri i nceleyen 1 1 OOO'den fazla profesyonel a stronom va rd ı r. B u na e k o l a ra k gökyüzü n ü d ü rbü nlerle, küçü k a m atör cihazla rla v e hatta bazı a m atör radyo teleskopla rla izleyen ( bazı ta h m i n l ere göre) ya r ı m m i lyon a matör gözl emci d e vard ı r. Boyutla rı ya da kon u m­ l a rı ne o l u rsa olsun bu kozm i k za man ma kineleri uzay, za m a n ve elektroma nyeti k spektrum boyu nca görü şü m üzü geni şlet i r.

Teleskobun Tarihi İ lk astron omi cihazı m ız gözleri m izd i . Çok eski dönem lerdeki i l k gökyüzü g özle m l e ri nden, 1 600'1 e rdeki teleskobun ica d ı n a d e k i n sa n lar evre ndeki cisi mleri büyüteç ya rd ı m ı o l m a ksızın gözle­ mek zoru ndaydı. 1 608 yı l ı nda, b i r insa n ı n görüş ü n ü büyütebi le­ cek ilk cihazl a r ya ratı l d ı . Te leskobun ica d ı s ı k l ı kla Hollandalı optik b i l i mciler Ha ns Lippershey, Zach a rias J a n ssen ve Jacob M etius'a atfedi l i r. Bu te leskoplar a s l ı nd a g e m i lerde ya da savaşta genera l ler ta rafı ndan d ü rbü n o l a ra k k u l la n ı l ı rd ı a ncak çok g eçmeden birileri bu yen i icatlarla g ökyüzü ne bakmayı a k ı l etti. Bu cihazla rın haberi astronom G a l i leo G a lilei'ye u l aşınca o da 1 609 yı l ı nda derha l ken d i cihazı n ı inşa etti. İ l k te leskop, içinde i ki mercek b u l u n a n basit bir tü ptü. Da ha sonra a stro n o m l a r, lsaac N ewto n'ı n tasarı mından esi n l enerek bir ucunda metal ayna l a r o l a n teleskoplar ya pmaya ba ş l a d ı l a r. N ewton'ı n tasarı m ı o kadar ku l la n ı ş l ıyd ı ki bug ü n h a la N ewton 225

Evren 7 0 1

reflektörleri denen tel eskoplard a ku lla n ı l ma ktad ı r. Bütün bu op­ tik tel eskopla r ı n asıl a m acı, sön ü k ve uzak cisim lerden m ü m kü n o l d u ğ u nca çok ışı k to pla m a ktı r ve hep d e öyle ol m uştu r. Son ra ki bi rkaç yüzy ı l boyu nca i n s a n l a r, te leskopları g e l i ştirmek için ça l ı şıp meta l ayn a l a rı d a h a büyü k (ve d a ha a ğ ı r) yuvar l a k ve ci­ l a l ı ca m ola n larla d eğ i ştirmi şlerd i r. Elektrik ve makineleş m e n i n g e­ l işiyle i ns a n l a r, uzun gözl em lerde telesko p l a rı n ı idare etmek içi n moto rl a r ku l la n maya başla mışlard ı r. G ü n ü m üzün modern optik (görü n ü r ı ş ı k) teleskopla rı, bi r cismi veya g ökyüzünde m eydana gelen b i r ol ayı görüntülemek içi n h ızla çevri lebi lecek, bilg isaya rla yönetilen icatlard ı r. B u n l a rı n en b i l i ne n leri a ra sı nda ş u n l a r yer a l ı r: •

H awa i i 'deki M a u na Kea; i kiz Keck tel eskopla rı, Suba ru Tel eskobu ve Gem i n i N orth teleskobu

•

Ş i l i 'deki Avru pa G ü n ey Rasath a n esi

•

Coo n a ba ra bra n'daki Avu stu ra lya Astronom i Rasatha nesi

•

Wi l son'daki Pa lama r Dağ ı Gözlemevi ve Ca liforn ia'd a ki Lick Gözlemevi

•

Arizona'daki Kitt Pea k U l usa l Gözlemevi B u na ek ola ra k radyo astro nom ları uza k cisimlerden D ü nya'ya

u laşa n radyo em isyo n l a r ı n ı tespit etmek için ça naklar ve a nten­ ler de ku l la n ı rla r. Çoğ u radyo teleskop New Mexico Socorro'd a ki Çok B üyük Dizi (VLA) ve Ş i l i 'deki Atacama Büyük M i l i metre Dizisi (ALMA) g i bi diziler içi nde d üze n le n m i şti r. Radyo teleskop d izi leri aynı za manda Avu stu ra lya ve Gü ney Afri ka'da da inşa ed i l m i ştir; b u n l a ra Kilometreka re Dizisi (SKA) ve M u rc h i son Geniş Ala n Dizisi (MWA) da da h i l d i r.

Çokl u-Dalga Boyu Cihazlar. Dü nya'daki her kıtaya yayı l m ı ş ve g ezege n i m izin yörü ngesinde dönen yüzlerce g özlemevi mevcuttu r. Yer tesisleri n i n çoğ u g ö k­ yüzü n deki ci simlerden gelen görü n ü r ı ş ı ğ ı ya da radyo emisyon­ l a rı n ı tespit etmekle s ı n ı r l ı olsa da uzay cihazları daha geniş ça p l ı e m i syon ları kapsar. On d okuzuncu yüzyı lda n b e r i astronom l a r, yer 226

Kozmik Za m a n M a kineleri

teleskopla rına, ı ş ı ğ ı kaydeden kamera l a r ve gelen ışığ ı bileşen dal­ g a boyları n a ayıra n spektrog raflar d a dahil olmak üzere birta k ı m ci hazlar eklemektedi rler. Son yıl l a rd a Dü nya'd aki bazı tes i sl e r kızı­ lötesi gözl emler i ç i n tasa rla n m ı ş ve opti m u m d u ru m a g eti rilm iştir. Kızı l ötes i (IR) atmosferi m iz tarafı n d a n e m i l d iğinden bu gözlemev­ leri g enel l i kle o l d u kça kuru i k l i m l erde, y ü ksek ra k ı m l a rda b u l u n u r. Bu o nların ya k ı n ve o rta k ı zı lötesi ı ş ı ğ ı tespit etmeleri n e olanak tan ı r. Hawa i i, M a u na Kea'daki i kiz G e m i n i teleskopl a rı, Ş i l i 'deki Cerro Pach6n ve Büyük Telesko p, böyle IR-etkin g öz le m evleri ne iyi örneklerd ir.

Uzay Gözlemevleri Dünya'nın atmosferi, a stronomi g özl e m leri için çok köt ü d ü r. At­ mosferim izdeki h a re ketler y ı l d ızla r ı n ve gezegen res i m leri n i n titreşmesi ne s e b e p ol u r. Kızılötesi, morötesi, x-ı şını v e g a mma ışınlarını emerek bizi koruya n h ava örtü m üz, ayn ı za manda bu emi syon l a r ı n kozmik kayna kla rını tespit etmeyi d e o l d u kça zor­ laştı rı r. B u n a ek o l a ra k bütü n astronom l a r sıkl ı kla görü ntülerini bel i rsizleştire n b u l utlarla, sön ü k ve uza k cisim leri görün mez kı lan ışık k i r l i l i ğ iyle u ğ ra ş m a k zorun d a ka l ı rl a r. Bu proble m lerden bazı­ l a rı gözlemevlerini ışık kaynaklarından uzağa ve yüksek ra k ı m l a ra yerleştirere k hafifleti l ebi l i r ancak yüzy ı l l a rd ı r bu n u n çok d a h a iyi bir çözü m ü mevcuttu r. Astrono m la r, 1 960'1ardan itiba ren uzaya gözlemevleri yerleştirm eye başlad ı l a r ve böylece D ü nya'd a n her za man görül meyen uza k ci s i m l e re ya d a yerden her za man tespit ed i l e meyen da lga boyla rında yayılan ışığa erişim i m ka n ı d oğ d u .

İlk Astronomlar Dünya'daki en eski gözlemevlerinde teleskoplar yoktu. Bu çok eski yerler, gökyüzünü gözlemleme noktaları olduğu kadar kültürel ikonlardı. Aşağıdakiler bu eski gözlemevlerinden birkaçıdır: • •

Büyük Britanya'daki Stonehenge Meksika'daki El Caracol 227

Evren 1 0 1

• •

Kamboçya'da.ki Angkor Wat Hindistan'daki Ujjain

Eski astronomlar bu mekanları, sadece yıldızları ve gezegenle­ ri gözlemlemek için değil hem dini hem de sivil olarak önem taşı­ yan tarihleri belirlemek gibi pratik sebepler için de kullanırlardı. Gökyüzünün bilimsel gözlemlerinin ilk mekanları antik çağlarda oluşmaya başladı ve bunlar antik Yunan, Ortadoğu ve Çin boyunca yayılmışlardır. Ortaçağın başlarında Mağribi istilacılar, Kuzey Afri­ ka ve İ spanya'da gözlemevleri inşa ettiler. Bunlardan bazıları hala ayaktadır. Avrupalı gözlemciler, Tycho Brahe, 1 570 yılında bugün İ sveç sınırlan içinde bulunan Herrevad Manastırı'nda gözlem nok­ tas ını inşa ettikten sonra gözlemevleri kurmaya başladılar.

Uçan Gözlemevleri Ba lonlar ve yü ksekten uça n h ava taşıtları da gözlemevleri g i bid i rler. İ l k ba lon l u astronomi tesisleri, 1 95 7'den iti ba ren yü ksek rak ı m l a ra taşı ndı. Astronomi cihazla rı n ı n atmosfere taşınması, astrono m la ra kozmostaki x-ışı n ı, mi krodalga, ga m m a ışını ve kızılötesine erişim i m ka n ı sundu. Uça n gözl emevleri a rasında 1 99 5 yıl ı nda g örevi son­ landırılana dek ku l l a n ı l a n Ku iper Uça n Gözlemevi (KAO) ile değ işti­ ril mi ş bir Boe i n g 747 içinde uça n ve görevine 20 1 0 yı l ı nda başlaya n Kızıl ötesi Astronomi İçin Stratosfer Gözlemevi (SOFIA) de yer a l ma k­ tad ı r.

Ne Kadar Yüksek, O Kadar İyi Dünyanın en yüksek gözlemevleri Hawaii Büyük Adası'ndaki Mau­ na Kea'da, 4205 metrede ve Şili' nin Atacama Çölü'nde 5640 metre­ dedir. Burası, Atacama Büyük Milimetre Dizisi'nin (ALMA) evreni radyo dalga boylarıyla incelediği yerdir. Buna, görünür ışık/kızılö­ tesi-etkin bir gözlemevi olan ve uilk-ışık" gözlemlerini 2009 yılında yapan Tokyo Atacama Gözlemevi de katılmıştır.

228

HUBBLE UZAY TELESKOBU Tekno Hindi'den Astronomi i kon una

Hubble Uzay Teleskobu ( H UT) 1 990 yı l ı n ı n N isan ayında, Discovery uzay mekiğ i n i n ka rg o böl m es i n de uzaya fı rlatı ldı. N ASA ve Avru pa Uzay Aja nsı'n ı n (AUA) bu orta k prog ra mı, b i l i m i n s a n l a rı ve m ü­ hendislerin on yı l l a r s ü ren p l a n la mala r ı n ı n b i r sonucuyd u . Uzaya gönderi len i l k teleskop ol masa da yörü ngede h izmet ve rmesi için tasa rla n a n ilk tel eskoptu . HUT 20 1 2 iti ba riyle b i r m i lyonu aşkın g özlem ya pm ı ş, Ay ve evrendeki g ezegenler, uza k yı ld ızla r ve g a­ l a ks i l er g i bi göksel hedefleri i nce l e m iştir. Çokl u d a l ga boyu göz­ le mevi olara k tasa rla n a n teleskop, yı l l a r içinde opt i k, kızı l ötesi ve morötesi ışığa d uya r l ı cihazlara ev sa h i p l i ğ i ya p m ı ştır. Astronom i­ ye katkısı hem çok geniş ka psa m l ı, hem de m u hteşe m o l m u ştur; ayrıca öğrenci a ra ştırmacı l a rı ve onların d a n ı şma n l a r ı n ı yı l larca meşg u l edecek kad a r veri sağ l a m ı şt ı r.

Hu bble'm Mirası

Hubble Uzay Teleskobu i s m i n i uza k g a la ks i l e re ya ptığ ı gözleml er­ le evrene ba k ı şı m ızı geni şleten a stronom Edwin C. H u bble'd an ( 1 889- 1 953) a l m ışt ı r. HUT, uzu nca bir s ü re modern ro ket bi l i m i n i n kurucusu olara k kab u l ed i l en, Herma n n Oberth ( 1 894- 1 989) a d l ı bi r A l m a n roket m ü hend i s i n i n fi k ri d i r. O be rth, 1 923 y ı l ı n d a Die Ra­ kete zu den Planetraümen (Gezege n Uzayındaki Roket) a d l ı b i r ki­ tap yayı n l a m ı ştır; bu kita p, b i r roketle yö rü ngeye fı rlatı l a n bir uzay teleskobu fi kri ne büyük yer veri r. On u n gözle mevi, ye rde ça l ışa n a stronom l a r i ç i n te leskop operatö rl eri ola ra k görev a laca k ekip­ le rle dolaca kt ı . HUT u n üçüncü kurucusu astron om Lyman S pitze r J r:d ı r ( 1 9 1 4- 1 997). Dr. Spitze r 1 946 yı l ı nda, tü rbü l a n s l ı atmosfe­ rimizin ötesi ndeki uzaya ye rleşti r i lecek b i r gözl emevi n i n büyü k a va ntaj l a rı nda n ba hsettiği bir m a ka l e yazd ı . Bu fi kr i n i n cidd iye a l ı n m a s ı yı l la r sü rse de son unda 1 965 yı l ı n da Spitzer'i n sonunda

Hubble Uzay Teleskobu olan g özlemevi n i n b i l i m sel pla n l a m a s ı üze­ ri nde ça l ı ş m a s ı n a izin veri l d i . 229

Evren 1 0 1

Dü nya, B i r Soru n umuz Var Dev teleskop fı r l atı l ı p yörü ngeye yerl eşti kten sonra i l k görü ntü leri gönderm eye ba ş l a d ı . Bu n la r tu haf ve netl i ğ i ol maya n görü ntü ler­ d i . Uzu nca sü ren ta rtı ş m a la r ve deneylerden sonra m ü hendisler, HUr u n ayna sı n ı n ya n l ı ş yerl eşt i ri ldiğ i n i sa pta d ı l a r. Kürese l sapma d e n e n optik bir sorun yaş ıyord u . Bu şok edici bir h a be rd i ve te­ l es kop öze l l ikle pol iti kacı l a r ı n el eştiri oklarına m a ruz ka ldı. Şu a n g özlemevi n i n en büyük destekçi lerinden biri o l a n Maryla nd Sena­ törü Ba rba ra M i ku l ski, o dönem tel esko bu lafı n ı sakı n mada n e l eş­ t i re rek ona "tekno h i n d i " d e m işti. M ü he n d i s l e r ve opti k uzm a n l a r ı bu d u r u m a bir çöz ü m bu l ma k i ç i n ça l ı şıyor l a rd ı . B i lg isaya r prog­ ra m c ı l a rı, ka rmaşık m atem ati ksel yol l a r l a kü resel sap mayı "ge ri bü kme"n i n yol ları n ı bu l ma k için u ğ raşt ı . HUI' u n yö rü ngedeki i l k ü ç yılda g önderd iği bili m sel veri, ku l la n ı c ı l a r ı n bekled iği net gö­ rü ntü leri içe rm iyord u . 1 993 yı l ı n ı n Ara l ı k ayı nd a HUI'a ya pıla n i l k servis göreviyle, te­ leskoba dü zeltici optikler yerleşti ri l d i; ya n i teleskoba gereke n göz­ l ü kler ta kı l m ı ş o l d u . Astro notların COSTA R a d l ı d üzeltici opt i k l e re yer açma k için b i r c i h azı ka ld ırma l a rı gerekti. Ayrıca a n a kam e rayı g ü nce l l e n m i ş opti klere sa h i p yenis iyle d eğ i şt i rd i l er. Bu ona r ı m l a r teleskobu "teknik sta ndartla r"a geti rmeyi başard ı . Yen i ba k ı m ya­ p ı l a n tel eskopta n g elen g örüntüler HUI'u n a sl ı nd a i ş i n i ya pa bi l d i ­ ğ i n i ka nıtlamış oldu. Yı lla r içinde HUI'a, ci hazla rı ve diğer h izmet pa rça l a r ı n ı değ i ş­ t i rmek için dört servis a ra c ı daha gönd eri l d i . Tel eskop, ta k i pçi­ si olan kızı lötesi-uyu m l u Ja mes Webb Uzay Tel eskobu -be l k i de 20 1 8 yı l ı nda- fı rl atı lana dek e n azı ndan on y ı l daha i şi n e d eva m edebi l ecek d u ru mda. HUI' u n siste m leri za m a n içinde eskiy i p bo­ zu l a ca k a ncak b u n u n ya kın za manda g erçekleşmesi bekle n m iyo r. Bu olduğ u nda NASA o n u, ka l a ba l ı k yerleşim an la n ları nda n yeteri kada r uzak bir yere yön l end i rerek te kra r Dü nya'ya geti rmeyi p l a n ­ l ıyor.

230

Hubble Uzay Teleskobu

Kapı

ti

�����-=-+
ı

----�

ı1

ikincil konveks ayna

t::�====--.;__�

Bu diyagram Hubble Uzay Teleskobu'n un ana parça l arı n ı göstermektedir.

Evrenin A n a htarı Hubb/e Uzay Teleskobu yı l l a r i ç i n d e Ma rs, Jü pite r, Satü rn, U ra n ü s v e Neptü n ' ü n atmosfe rlerindeki d e ğ i ş i k l ikl eri izled i . P l üton' u n et­ rafı nda d a h a çok uyd u o l d u ğ u n u keşfetti . HUT, g ü neş siste m i n i n ötesinde ş u n l a r ı gerçekleşt i rd i :

•

Yı l d ız d oğ u m u bölgeleri n i n m erkezleri n i inceled i .

•

Ya kındaki b i r y ı l d ı z ı n yörü ngesindeki bir gezege n i g özetled i .

•

Gezeg e n i msi b u l utsular denen G ü n e ş'e benzer y ı l d ızların ka­ l ı ntı l a r ı n ı i nceled i .

•

Bir sü pernova n ı n yıldızlararası gaz ve toz b u l utlarına çarpışıyla o l u şa n da rbe d a l g a larını izled i .

•

Uza k g a l a ksi leri n kesi n mesafe l e r i n i hesa p l a d ı .

•

Gala ksi leri n me rkezl erindeki ka ra d e l i klerin k a n ı t l a rı n ı a ra şt ı r­ dı. 23 1

Evren

101

•

İ l k yı l d ızları keşfetti.

•

Evre n i n ya ş ı n ı n e n doğru şeki lde h esapl a n ma s ı n a ya rd ı mc ı old u . B i r zam a n l a r tekno- h i n d i olan teleskop, ş i m d i ta rihteki en fay­

d a l ı gözle mevleri n d e n biri ve o n u ku l l a n m a k için ba şv u ra n a stro­ n o m la rı n sayı sı g ü n g eçti kçe a rtıyor. Bu teles kop içi n gel işt i ri l e n te knoloj i l e r (öze l l i kle d e a y n a soru n u n u çözmek için gere k l i c i ­ hazlarla i lg i l i olara k ya pı l a n d eğişik l i k l er) yer g özlemevleri n i n de g e l i şmesi ni sağ l ad ı .

Masraflarını Çıkaran Teleskop Hubble Uzay Teleskobu'nun, ilk başlandığı günden itibaren otuz yıl­

lık toplam masrafının, yaklaşık 10 milyar dolar olduğu tahmin edil­ mektedir. Bir bilim insanı bunun, Amerika Birleşik Devletlerfndeki her bir vergi mükellefinin haftada ödediği iki sente denk geldiğini hesaplamıştır.

Hubble'ı Kontrol Etme ve Prog ramlama Hubble Uzay Teleskobu, NASA God d a rd Uzay Uçuş Merkezi 'ndeki m ü hend isler ta rafı n da n ko ntrol ed i lse de bütü n bil i msel opera s­ yon l a rda n Uzay Teleskobu Bi l i m Enstitüs ü (STScl) soru m l u d u r. STScl, d üzen l i olara k d ü nya n ı n d ört b i r ta rafı n da ki gözle mcilerin gözlem s ü resi başvu ru l a r ı n ı ka b u l ed i p b u n l a rı ka rmaş ı k bir tak­ vi m içine yerleşti rmekted i r; d a ha sonra da veri l e r g e l d i kçe bi l i m i n sa n l a r ı n ı n i ncelemesi içi n b u n l a rı a rşivler. Astrono m la r veri lerine bi r y ı l boy u n ca e rişme h a kkına sah i pt i r; bu d a on l a ra bu veri leri layı kıyla a n a l iz etme o l a n a ğ ı ta n ı r. Bu n u n a rd ı nd a n veri leri he rkes i nceleyebi l i r. Enstitü n ü n h a l k l a i l işki l e r ofi si, ka m uyla payla ş ı l aca k görsel l eri ve h i kaye leri seçmek üzere d ü ze n l i o l a ra k b i l i m i n sa n la­ rıyla ç a l ı ş ı r; ayrıca herkes i n kişisel kul l a n ı m içi n HUT g örsel leri n d en ya ra rl a n ı p bunları i n d i rebi l eceğ i bir i nternet sitesi m evcutt u r. 232

Hubb/e Uzay Teleskobu

Hubble

Hakkında Bilinmeyenler

Hubble Uzay Teleskobu, Dünya•ya 60 terabayttan fazla veri iletmiş­

tir. Teleskobun kullanıcıları, gözlemlerine dayalı yaklaşık 10 .000 makale yayımlamıştır ve incelenmek üzere daha da gelecek olan fazlasıyla veri mevcuttur.

233

KEPLER GÖREVİ Başka Gü neş Sistem leri nde Bulunan Gezegenleri Araştırmak

Gece le ri g ökyüzüne ba kıp titreşen y ı l d ızları görd ü ğ ü n üzd e, uzay­ da başka gezeg e n lerin de ol u p o l mad ı ğ ı n ı mera k etme k son dere­ ce d oğ a l d ı r. Aca ba o n l a r d a D ü nya'ya benziyorlar m ı d ı r? On l a rda da yaşa m va r m ı d ı r? Va rsa n a s ıl bir ya şam tü rüd ü r? Bu soru l a rı ya n ıtl a ma n ı n i l k a d ı mı, g ezegen leri o l a n yıldızları araştırmaktır. Bizim g ü neş s i stem i m izde bunu ya pmak kolayd ı r. Gezeg enlerin nerede old u kları n ı bi l iyoruz ve Gü neş (ya da d iğer g ezegen l e r) etrafı nda dönen gökcisi mlerinde yaşa m o l u p olmadı­ ğını bel i rlemek içi n gere k l i her şeyi ya pmaktayız. Fa kat iş, d iğer yı l­ d ızla rı n yörü ngesi ndeki gökcisi m leri n i a raştı rmaya g e l i nce, o n l a r ı bu l m a kta b ü y ü k b i r s ı k ı nt ı yaşıyoruz. Gezeg enler old u kça küçü k v e sön ü k o l d u ğ u g i bi, y ı l d ı z l a rı n ı n ı ş ı ğ ı da on l a rı g iz l iyor. B u n u n son ucunda a stro n om l a r onları b u l m a k için özel tekn i kl e r ku l l a n ­ mak d u ru m u n da ka l ı r. G ü n eş sistem i m izi n d ı şındaki i l k gökci s m i 1 992 yı l ı nda, a stro­ nom l a r bir pu lsarın etrafı n da dönen b i r gezeg en b u l d u kla rında tespit ed i l d i . 1 995 y ı l ı nda, bir a na kol yıld ızı n ı n yörü ngesindeki ilk g ü neş d ışı gezeg en ke şfed i l d i . O za ma nda n beri 900'den fazla g ü neş d ışı g ezeg en h e m ye r hem de uzay ta ba n l ı gözlemevleriyle tes pit ed i l d i . Astrono m la r 201 3 yı l ı n ı n ba şları nda, gala ks i m izdeki a ltı yıld ızdan biri n in, onu nla bağ la ntı l ı en azı nda n bir g ezeg e n i olabi l eceğ i n i v e bu y ı l d ı zl a r ı n çoğ u n u n G ü neş g i bi olmasa l a r da -çok ya ş l ı dönemlerine g i ren yı l d ızları n ka l ı ntı la rı olan- beyaz cü­ celer kad a r egzoti k olabileceğ i n i du yu rd u l a r.

Kepler, son bi rkaç yı lda pek çok gezege n i n keşfed i l mesi n i sağ­ ladı ve Yaşanabilir .Bölgeler'de ya ni yüzeyi nde sıvı halde su bu l u ­ n a n ka rasal gezegen l ere rastl a n a b i l ecek bö lgelerde a raştı rma­ l a r ı n ı s ü rd ü rüyor. Ya şa m G ü neş'in ya şa n a b i l i r bölgesi i çerisinde bulunan bizim ka ra sal g ezeg enim izde o rtaya çıkmış o l d u ğ u n a göre, ba şka yıldızl a r ı n etrafı ndaki ya şa nab i l i r bölgelerd e benzer 234

Kepler Görevi

gezegen ler a ra ma k g ayet m a ku ld ü r. H a l i haz ı rda keşfed i len geze­ genleri n boyutl a r ı ve ya p ı l a rı, bizim g ü neş s i stem i m izle pek çok benzerlik ve fa rkl ı l ığ a sa h i pti r. Bu uza k yı l d ız siste m l eri n i n i nce­ len mesine bizi m g a l a ksi çevrem izi n keşfi eşlik etmektedir; bu da yı l d ız ve gezegen oluş u m u n u n (bu ko n u, Yı l d ız Doğ u m u a d l ı bö­ l ü md e derin l emesi ne açıkla nm ıştı r) genel resm i n e i l işkin ye ni iç­ gö rü ler sağ l a m a ktad ır.

Kep,re,r- Görevi nin Başlaması NASA 6 M a rt 2009'da, Kepleri Dü nya'yı izleyere k G ü n eş' i n yörün­ gesine otu rm a s ı n ı sağ l ayacak şek i lde uzaya fı rlatt ı . Aracı n görevi, Sa m a nyol u'n u n küçü k bir kısm ı n ı g özlemek ve g ezeg e n l eri olan yı l d ızlar a ra m a ktı r. Uzay a racı bu g örevi 0,95 m etre ça p ı n da, fo­ tometre olara k h izmet veren bir teleskopla ya pacakt ı r. B u n u, yıl­ dızl a r ve g ezeg enlerden gelen en sön ü k ı ş ı k titreş i m lerine d uya rlı, devasa bi r ışı kmetre olara k d üş ü nebi l irsiniz. Uzaydaki yü ksek ko­ n u m u sayes i nde, atmosferim izi n gelen ışığa uyg u ladığ ı saptı rma­ yı o rtada n ka l d ı rı r, bi r m üd a h a l e ol ma ks ı zın uza k y ı l d ızları d i k katle i nce l er. Gökyüzün ün, Cyg n u s-Lyra a d ı ndaki alan ı na, ya n i 3000 ışık yı l ı g e n i ş l i ğ i ndeki b i r bölgede yer a l a n yıld ız kümesine odaklan­ ma ktad ı r. Şi md iye d ek 2 700'den fazla gezeg en ad ayı b u l m uştu r ve bu keş iflerin yüzden fazlası n ı n gezegen olduğu onayla n m ı şt ı r. Ayn ı za ma nda gezegen olamaya cak ka d a r sıcak, yı l d ız o la mayacak kad a r soğ u k olan pek çok ka hvereng i cüce de keşfetm iştir. Kepler görevinin ve rile ri, ke ndi gezegen a ra ştı rmala rın da, ta ki p gözl em­ leri yapa n b i l i m i n sa n l a rı ta rafı n da n ku l l a n ı l m a k üzere a rşivlen i r. Keple r İ nternet sitesi http ://kepler.na sa .gov/ bu ve ri l e re ul aşmak için gerek l i ta l i matl a rı içermekted i r.

Kepleır'in

Hedef Bölgesi

Kepler görevinde çalışan bilim insanları, gezegen araştırmak için Samanyolu'nun, yaklaşık 50 ile 3000 ışık yılı uzaklıktaki, Cyg­

nus-Lyra bölgesindeki yıldızları seçmişlerdir. Bu bölgeyi seçmele­ rinin birtakım sebepleri vardır: Güneş, yeterince uzak olduğu için 235

Evren

101

teleskobun cihazlarına parazit yapmaz; bu bölge, Kepler'in ortak çalıştığı yer teleskoplarının bulunduğu kuzey yarımküreden görü­ lebilmektedir; çok fazla yıldız oluşum alanı ve dev moleküler bulut­ ları yoktur; galaksi düzlemine yakın olduğu için yıldız yoğunluğu da yüksektir. Burası, gezegen avlamak için ideal yerdir.

Kepler g ezegen leri n a s ı l a raştı rıyor? "Tra nsit metot" denen b i r tek n i k ku l l a n ıyor. Bu tek n i k şöyle işler: B i r gezegen bizi m l e y ı ld ı ­ z ı a ra sı n da n geçe rken yıld ızın parl a k l ığ ı n ı etk il e r. Bu genel l i k l e old u kça kü ç ü k b i r sön ü k leşmed i r; görev a racı da bu yüzden, bu m i n i k titreşim leri tes pit edebi l mesi için u ltra d uya rl ı b i r fotom et­ reye sa h i pt i r. Eğe r sön ü k l eşme d üze n l i o l a ra k tekra r ed erse bu na, hedef yı l d ız ı n etrafı n d a dönen b i r g ezege n i n sebep o l ması m u h ­ tem e l d i r. C i s m i n yö rü ngesi o n u n periyod u nda n hesa p la n ı r v e ast­ ronom l a r gezegen i n yörü n g es i n e ve yıld ı zı n ı n özel l i kl eri ne baka­ rak, ye n i keşfed i l m i ş c i s m i n, yı ld ızın ya şa n a bi l i r bö lgesi nde o l u p o l m ad ı ğ ı n ı a n laya b i l i r. Gezeg en i n yörü n g e d üz l e m i, gözlemci n i n g örüş hatt ı n a aşağ ı yuka rı paralel ol m a l ı d ı r, yoksa gezege n i fa rk etmek m ü m kü n ol­ maz. El bette ki bütü n gezegen ler böy l e ta l i h l i b i r kon u m d a d eğ il­ d i r; bu yüzden görev a ra c ı n ın, tespit ed ilebi l ecek şeki lde kon u m­ l a n m ı ş b i r gezegene (ya da g ezeg enlere) sa h i p bir aday b u l a n a dek yüzlerce yıld ıza ba kması gere k i r. Dü nya'ya benzer bi r g eze­ gen b u l a b i l mek için o yö rü ngenin, yı ldızın ya şana bi l i r bölges i ne çok ya k ı n o l ması gere k i r. Diğer ka ra kteri st i k l e r a ra s ı nd a, yı l d ız ı n yaşa n a b i l i r bölges i n i n boyutu v e kon u m u n u n sıca k l ı ğ ı n a v e evri m d u ru m u n a bağ l ı o l m a s ı da yer a l ı r. Sıcak ve pa r l a k bir y ı l d ızın ya­ şa n a bi l i r bölgesi, daha sön ü k ve soğ u k y ı l d ız ı n k i n e naza ra n daha uza kta ola b i l i r. Ya n i her yı l d ızı n sıcakl ı ğ ı n ı n ve parlakl ı ğ ı n ı n ölçül­ m esi gerekir; bu bize yı l d ız ı n ya ş ı ve evri msel tari h i ne i l işkin bir i p ucu ve rir. So n u ç o l a ra k, Kepler görevi gezegen lerin va rl ığ ı n ı keş­ fet m e n i n ya n ı sı ra uza k g ezegen sistem l e ri n i n nasıl oluştu ğ u n u dah a i y i a n la mam ızı sa ğ l a r. 236

Kepler Görevi

___________

.. _ _

- - - - - - - - - - - - - - - - -

�

GeDflll

._

_ _ _ _ _ __

Işık e�risi

2

\_

3

_;

Zaman

Bir gezegen bizimle yıldızı arasından geçerken yıldızın ışığı biraz sönükleşir. Kepler, ışık eğrisindeki bu sönükleşmeyi algılayacak kadar duyarlıdır.

CoROT

gezegen arayan tek uzay aracı değildir. Fransız Uzay Ajansı, 2006 yılında Convection, Rotation, and Planeta ry Transits (CoROT) adlı uyduyu göndermiştir. Uydu, görevi sırasında astronomların gezegen olup olmadıklarını teyit etmek için çalıştığı yüzlerce cisim bulmuştur. Kepler keşifleri gibi CoROT keşiflerinde de, gezegen adaylarının yer gözlemevlerince tekrar tekrar gözlemlenmesi gere­ kir. Kepler

Kepler 'in Amaçları Kepler görevi

aşağıdaki bilimsel hedeflere ulaşmak istemektedir:

1 . Öncelikle, yaşanabilir bölgelerinde Dünya boyutunda gezegen­ ler olan yıldızları belirlemek.

237

Evren 1 0 1

2. Bu yıldızların yaşanabilir bölgelerinde kaç adet karasal tipte ve daha büyük tipte gezegenin var olduğunu bulmak. 3. Çoklu yıldız sistemlerindeki (eğer varsa) gezegenleri bulmak. 4. Gezegenleri olan yıldızların özelliklerini belirlemek. 5. Kesfettiği gezegenlerin özelliklerini belirlemek. 6. Bu gezegenlerin yörüngelerinin boyutlarını belirlemek.

KEPLERiN GELECEGI Gezege n ler yüz b i n lerce y ı l d ızı n yı l l a r boyu nca tekra r tekra r göz­ l e m lenmesi sonucunda keşfed i l i r. Kepler1 n üç buç u k yı l l ı k görev süresi, yö rü n g e t u r u n u b i r yılda ta m a m l aya n gezegen ler bul m a ­ s ı na a ncak yetti. 20 1 2 yı l ı nda bu görev e n azı n dan dört yıl daha uzatı l d ı . Kepler'i n şu a na ka d a r bulduğu h içbir gezegen tam ola­ ra k Dünya'ya benze m ese de, uzay a racı, b i ri y ı l d ızı n ı n yaşa n a b i l i r bölg esi nde o l ma k üzere bi n lerce "s ü per Dü nya" v e uza k yı ld ızl a r ı n etrafında "m i n i Neptü nler" tespit etti. Kepler a rtı k ta m a m ıyla, G ü ­ neş-Dü nya i ki l i si ne çok benzeye n gökcis i m leri n i a raştı rmaya yö­ n e l eb i l i r. Bu g ezege n l eri n yörüngesi ya klaş ı k bi r y ı l uzu n l uğ u nd a o l m a l ı, yıld ızları da s ı n ıfl and ı rma ba k ı m ı ndan Güneş'e benzeme­ l i d i r. Bilim i nsanla rı ş i m d i d e n bu benzer gezeg e n lerin çok ya kın bi r g e lece kte b u l u naca k l a rı n ı ta h m i n etmekteler; keşfi n hemen a rd ı n d a n gelecek o l a n a d ı m d a ya şam bel i rtisi b u l ma k i ç i n atmos­ ferl eri n i n i nce lenmesi olacaktır. İ l k son uç la r, Kepleri n i n celed iği her yı l d ızı n en azından bir ge­ zegene sa h i p o l ması n ı n beklend i ğ i n i göstermekted i r. B u n u g a la k­ s i m izi n ta m a m ı için d ü şündüğ ü nü zde Sa ma nyol u'nu n m i lya r l a rca ba şka gökcismi içerd i ğ i görü l m ekted i r. Kepler bu gökci s i m l eri n­ den b i ri n i çokta n tespit etm i ş olabi l i r ve b u n u n o n ayı için Spitzer

Uzay Teleskobu'n un ya n ı s ı ra d iğer uzay ve ye r te leskopla r ı n ı d a ku l l a n a n a raştı rmac ı l a r ı n daha fazla gözlem ya pması beklen mek­ ted i r.

238

Kepler Görevi

Kepleır'in

(Şimdilik)

En

İyi Keşifleri

Kep ler in yaptığı keşiflerden en ilginç birkaçı şunlardır: 1 . Kepler 4 7: iki gezegenli çiftyıldız sistemi 2. Kepler 36: yörüngeleri birbirine çok yakın iki gezegene sahip bir yıldız 3. Kepler 20: Güneş'imize benzer bir yıldızın Yaşanabilir Bölgesi'n­ de bulunan, Dünya'nm 2 ,4 katı büyüklüğünde bir gezegen 4. Kepler 22: yaşanabilir bölgede gezegeni olan, bulunan ilk yıldız 5. Kepler 1 6b : iki yıldızın yörüngesinde olduğu için, Yıldız Savaş­ ları'ndaki gibi çifte gün batımına sahip bir gezegen 6. Kepler 1 0-b: Bir günlük yörüngesi ve yarımkürelerinden birin­ de lav okyanusu bulunan, Dünya gibi kayalık olduğu bilinen ilk gezegen '

239

CHANDRA X-IŞINI GÔZLEMEVİ Uzaydaki X-lşmlar1

Evrende sıca k l ıkların m i lyon l a rca dereceye kad a r ulaşabild i ğ i s ı ­ ca k nokta la r va rd ı r; g a l a ksilerin merkezleri, kara delikler v e n ötron yıld ızla rı g i bi old u kça yoğ u n cisi m leri n ya k ı n la rın d a ki yerle r bu nokta la rda n bazı larıd ı r. B u aşırı ı sı n mı ş bölg eler, x-ışı nları for m u n­ da radya syon yaya r l a r ve a stronomla ra, b u n l a rı yaya n cis i m le ri n fazlasıyla fa a l old u kla rı b i l g i s i n i veri rler. Gezegenimizin atmosferi gelen radya syonu e m d iğ inden x-ış ın ı em isyo n la rı nı D ü nya yüze­ y i n d en tespit etmek zo rd u r. Bu sebeple, x-ışı n ı ikili leri n i -normal bi r yol d aş yı l d ızla veya bol m i ktarda x-ış ı n ı yaya n a ktif g a l a ks i çe­ ki rdekleriyle (AGÇ) eşl eşen bi r nötron y ı l d ızı ya da b i r kara d e l i k içeren sistemleri- bu l m a n ı n en iyi yol u b i r uyd u d a n ya ra rl a n m a k­ t ı r.

X-lfını Astronomisinin Tarihi X-ışını astronomisi 1949 yılında , güneşten gelen x-ışını emisyonla­ rını incelemek üzere tasarlanan cihazları taşıyan araştırma roket­ leriyle başladı. Bu bilim dalı, 1960'larda roketler ve yüksek irtifa balonları, uzayda, Güneş'in ötesindeki diğer x-ışını kaynaklarını da inceledikçe gerçek anlamda gelişti. 1970'lerde, özel olarak x-ı­ şınlarını incelemek üzere tasarlanan Uh uru fırlatıldı. Bunu, Ariel 5, SAS -3, OS0-8 ve HEA0-1 izledi. O zamandan beri de x-ışını astro­ nomları, EXOSAT, ROS.AT, ASCA, BeppoSAX da dahil olmak üzere yedi sondanın daha uzaya fırlatılmasını görmüş oldular. Günümüz­ de astronomlar Avrupa Uzay Ajansı'nın XMM-Newton sondasını ve NASA'nın uzaya fırlattığı Rossi X-Işznı Zamanlama Kaşifi, SWIFT ve Chandra X-Işrnı Gözlemevi uydularını kullanmaktadır.

240

il Chandra X-lşmı Gözlemevi

Chandra X-lşını Gözlemevi En meşh u r bi rkaç x- ışı n ı g özlemevinden b i ri olan Chandra, H i ntli a strofizi kçi S u b ra m a nya n Chan drasekha r'ı n ( 1 9 1 0- 1 995) ism i­ ni a l m ı ştır. Astrofizi kçi n i n adı, S a n skritçede "ı şık saça n" a n l a m ı na g e l mekted ir. C h a n d ra sekhar, yıld ızl a r ı n ya p ı la rı, öze l l i kle de beyaz cüceler g i b i old u kça gelişmiş y ı l d ızla rla i l g i l i ça l ı şma la rıyla ta n ı n ı r. B i r beyaz cücen i n, çö küp bir nötro n yı l d ızı ya da ka ra d e l i k h a l i n e gelmeden önce sa h i p olabi leceği m a ks i m u m kütle o l a n Chandra­ sekhar Limitini bel i rledi. Gözlemevi ne, gelişmiş yı l d ızla rla i l g i l i ça­ l ı şma la rı ve o n l a rı a n la m a m ıza sağ la d ı ğ ı katkıları sebebiyle o n u n ad ı veri l d i v e NASA'n ı n Büyü k Gözlemevleri nden b i r i olara k 1 999 yı l ı n d a Col u m bia uzay meki ğ i n den yör ü n g eye fı rlat ı l d ı . O za man­ da n beri, b i n le rce x- ı şı n ı kaynağ ı n ı g özl em l ed i ve evrendeki bu radyasyo n u n en uza k kaynakla rı n d a n bazı ları n ı i ncel edi. Chandra'n ı n p roj eleri nden b i ri d e, evrende va r o l d u ğ u bili nen en büyük kara d e l i klerden bazı l a rı n ı a ra şt ı rm a ktı r. B u sü per ka ra del iklerin g a l a ks ileri n merkezlerinde ye r a ld ı kları uzun za m a n d ı r bi l i n mekted i r. Chandra'n ı n gözleml eri, bu devasa ya ratı k l a rd a, norm a l de ta h m i n edil enden ço k daha fazlası ola b i l eceğ i n i ve G ü neş'i mizden m i lya r kat d a h a büyü k bi r kütleyi içerebi leceğ i n i göste rm iştir. Bu s ü pe r ka ra d e l i kler, s ı ca k g az bu l utları n ı n n üfu z ettiğ i, deva sa kümelerin b i r pa rças ı olan ga l a ksil erde b u l u n m a kta­ d ı r. Merkezi ka ra del i kl e r old u kça a ktift i r ve patl a m a l arıyla g azla­ rın aşırı ı s ı n m a s ı na sebe p o l d u kla rı n d a n yen i yı l d ız l a r oluşturmak üze re çökmeleri m ü mkün değ i l d i r. Ya n i bu ayn ı za ma nda ka ra de­ l i klerin a ktif ka l a b i l mek için gazl arı ke n d i l eri n i n yuttuğ u a n lam ına d a g e l mekted i r.

Chandra X-lştnı Gözlemevi, Hubb/e Uzay Teleskobu ve Spitzer Uzay Teleskobu'n u n ya n ı s ı ra a stron o m i n i n en büyü k yü k ü n ü s ı rt­ laya n a raçlard a n b i rid i r. Yüksek e n e rj i a stronom i s i ne ya ptığı katkı­ la r, evrene ba kışım ızı değ işti rm iştir.

24 1

Evren 7 0 1

Chandra Nasıl

İşler?

Diğer pek çok gözlemevi gibi Chandra da aynalarla donatılmıştır. Fakat x-ışınları rahatlıkla çarparak içinden geçebileceği için onun aynaları düz değildir. Bunun yerine, Chandra'nın mühendisleri, x-ışınlarının yüzeyden sekerek detektörlere ulaşmasını sağlayan uzun, namlu biçimli aynalar tasarlamışlardır. Bu cihazlar, fotonla­ rın yönünü ve enerjisini kaydeder; bu da x-ışınlarımn kaynağındaki şartlar hakkı nda bilgi sağlar. 2 0 1 2 itibariyle gözlemevi on üç yıldır yörüngededir ve uzay aracı yalıtımına ilişkin birkaç küçük soruna rağmen Chandra'nın on yıl daha görev yapması beklenmektedir.

Paraboloit

Hiperboloit

Yüzeyler

Yüzeyler

X-ı�ınlan

X-�nlan

Chandra'nın aynaları, gelen x-ışınlarını incelenmek üzere uzay aracının detektörlerine oda klayan uzun, boru şeklinde yüzeylerdir.

242

Chandra X-Jşmı Gözlem evi

CHANDJ'lA'N I N HEDEFLERi

Chandra X-lşmı Gözlemevi, pek çok fa rkl ı türdeki em isyon kayna k­ la rı n ı i nce l er. Bizi m g ü neş siste m i m izde G ü neş'e ba ka masa da, ge­ zegen i m izin old u kça yukarısında ki bu bölgeden geçe rken Dün­ ya'n ı n dış atm osferinden ge l e n x-ı ş ı n l a rı n a odakla n a b i l i r. B u n l a ra, bizim atm osferi mizden gelen h i d roj e n ato m l a rıyla Güneş'ten da­ ğ ı l an, ha re kete geç m i ş ka rbon, o ksijen ve n eon ato m l a rı n ı n {bu n­ la ra iyo n l a r d e n i r) yü ksek h ızla rda ça rpış m a la rı sebep ol u r. Chand­

ra, g ü neş siste m i n i n başka b i r yerinde, G ü neş rüzga r ı n ı n içinden geçen kuyru k l uy ı l d ı z l a rd a n gelen x-ı ş ı n l a rına, Ay'da k i G ü neş kay­ n a kl ı x-ı ş ı n ı da rbele ri n i n sebep old u ğ u e m isyo n l a ra ve Gü neş rüz­ g a rı parçacı k l a rı n ı n J üpiter ve Satü rn'ü n deva sa ve g ü ç l ü m a nye­ t i k a l a nla rıyla ça rpı ş ma s ı ndan yayılan e m i syon l a ra oda k l a n a b i l i r. X- ı ş ı n l a rı, g ü neş siste m i n i n ötesinde pek çok fa rkl ı yerden ya­ yı l m a ktad ı r: •

Enerj i k yıld ızla r

•

Sü pernova patla m a l a rı

•

Kendi o rta m l a rı nda parça c ı k l a rı h a re kete g eç i ren, dönen nötro n y ı l d ızla r ı

•

Ka ra deli klerin merkezleri

•

Kuasa r l a r

•

Kü mel erdeki g a l a ksiler a ra s ı n d a a ka n, aşırı derecede s ı ca k, en­ g i n b u l utla r B u na ek olarak Chandra, x-ı ş ı n ı a rka pla n ı n ı da a raştı rma kta­

d ı r. B u, ikili yıldız siste m l erinde a ktif kara d e l i kleri ola n g a l a ksiler, g a l a ksiler içindeki s ıca k gazl a r ve s ü pernova patl a m a l a rı g i b i uza k kayna klard a n yayı l a n x-ı ş ı n ı emi syon izleri d i r. Chandra, evren i n çok uzağ ın d a ki a ktif g a l a ks i le r ve kuasarlardan gelen x-ı ş ı n l a rı tes­ pit etm işti r; bu n la r o kadar uza kta d ı rl a r ki, emisyo n l a r 1 2 m i lyar y ı l da n d a h a uzu n bir s ü re boyu nca seya hat etmişlerd i r.

243

Evren 7 0 7

Chandra

ve Karanlık Madde

Karanlık madde, isminden de anlaşılacağı üzere karanlıktır; dola­ yısıyla da görülemez . Bu gizemli içerik, bütün evrene nüfuz etmiş­ tir ama yine de onu doğrudan tespit edebilen kimse olmamıştır. Kütleçekimsel etkisini, görebildiğimiz baryonik madde üzerindeki etkisiyle ölçebilmekteyiz . Karanlık madde, galaksi kümelerinde ol­ dukça yoğun durumdadır; bireysel galaksiler veya kümeler çarpışıp birleştiklerinde, bu cisimlerdeki sıcak gaz bulutları arasındaki sür­ tünme, onları karanlık maddelerinden ayırır. Bu ayrışma, karan­ lık maddenin kütle çekimsel merceklenme etkisinin sebep olduğu galaksi biçimlerindeki çarpılmaları araştıran optik teleskoplarla gözlemlenebilir. Chandra, aşırı ısınan baryonik maddeden yayılan x-ışınlarını tespit eder; bu da astronomların , karanlık maddenin bu kümelerin neresinde bulunduğuna dair çok iyi bilgiler elde etmele­ rini sağlar.

244

SPITZER UZAY TELESKOBU Gökyüzü ndeki Kızılötesi Göz

Evren, uza k cisi m le rden yayı l a n ı ş ı n l a rla ayd ı n la n m a ktad ı r. Yı ldızla­ rı, g ezegenleri, bu l utsula rı ve g a l a ks i le ri görü n ü r ışık saçtı kla rı için görü rüz. B u n l a r, kozmosta ki elektroma nyeti k spektrum a d ı verilen a ra l ı kta ye r a l a n cis i m l erden yayı l a n bütü n ışığ ı n yal n ızca ufak b i r kısmıdır. Morötesi, x-ı şı n ı , g a mma ışı n ı ve kızı lötesi g i b i b a z ı e m i s­ yon l a r gezegen i m iz i n atmosferi ta rafı n d a n e m ilerek Dü nya'dan gözl em ya pmayı o l d u kça zorlaşt ı r ı r. Bu, özel l i kle I R o l a ra k da bi­ l i n e n kızı lötes i ışık içi n geçerl id i r. Bir kısım I R, yeryüzü ne u la ş ı r ve yü ksek ra k ı m l ı gözlemevleri ndeki özel cihazl a r ku l la n ıla ra k tespit ed i lebi l i r; a nca k çoğ u bu radan tespit ed i l emez. Astro nom l a r, kı­ zı lötesi ı ş ı ğ ı tespit edebi l mek içi n, 2003 y ı l ı nda NASA ta rafı n d a n uzaya fı rlatı l a n v e b u g ü n h a la a ktif o l a n Spitzer Uzay Teleskobu g i b i öze l gözlemevlerinden fayd a l a n m a ktad ı rl a r.

Kızılötesi Gözlemevleri Birkaç tanesi Hawaii (Gemini, IRTF), Şili (VI STA , Gemini) ve Wyo­ ming'de (WI RO) olmak üzere, bugün hala faaliyette olan, kızılötesi ışınları algılama yeteneğine sahip bir dizi yer gözlemevi mevcuttur. Avrupa Uzay Ajansı'nın uzak-kızılötesi ve milimetre altı (radyo) emisyonlarına duyarlı olan Herschel Uzay Gözlemevi ve NASA'nın 2009'dan 2011'e kadar kullanılan Geniş-Alan Kızılötesi Araştırma Kaşifi (WISE) gibi pek çok farklı tesis de uzayda görev yapmıştır. Uzaydaki ilk IR gözlemevi, Amerika Birleşik Devletleri, Büyük Bri­ tanya ve Hollanda tarafından yapılan Kzzzlötesi Astronomi Uydusu (IRAS) idi. . 1983 yılında on ay boyunca gökyüzünün çoğunu dört defa taramıştır. Yaptığı diğer şeylerin yanı sıra , Samanyolu'nun merkezini tespit etmek için galaksimizin kalbindeki gaz ve toz bu­ lutlarının içinden geçmiştir.

245

Evren 1 0 1

Spı;ı�zeır"m Ardmdaki Bilim K ızılötesi ı ş ı k, i l k o l a ra k 1 800 yı l ı n da Sör Frederi ck Wi l l ia m Herschel ta rafı n d a n tes pit edi l m i şti r. G ü neş ış ı ğ ı n ı k ı r m ızı fi ltreden g eçi rme­ ye ça l ı ş ı rken g üneş l eke lerine ba kmasına i m ka n ta n ıya n fi ltre l e r l e deney ya pmaktayd ı. B i r ı s ı tespit ed i nce şaş ı rd ı . Bu ı ş ı n ı m a "ka l i ­ forik ı ş ı n l a r" ad ı n ı ve rd i v e bunlar za man i ç i n d e kızı lötes i ı ş ı n l a r o l a ra k a n ı l m aya baş l a n d ı l a r. B u ışık, ka l ı n g a z v e toz b u l utları n ı n a ra s ı n d a n geçerek içerideki sıca k ci s i m leri o rtaya çıkarm a kta d ı r. Astrono m i n i n i nceled i ğ i üç tür kızı l ötes i va rd ı r:

1 . Yakm kızılötesi, yer gözle mevleri ta rafı n d a n tes p it edi l e bi l i r. Bu, evrendeki ısı yaya n herha n g i bir şeyde n geleb i l i r ve buna so­ ğ u k kırm ızı y ı l d ızla r ve d evler d e d a h i l d i r. Ya kın bir I R-detektö­ rü, yıld ızla ra rası toz b u l utları n ı n içini görebi l i r.

2. Orta kızılötesi, Dü nya'd a ki yü ksek ra k ı m l ı , az sayıda ki gözleme­ vi nden tespit ed i lebi ld iği g i bi uzayda n da i ncelenmekted i r. Ge­ zegenler, aste roitler, kuyru k l uyı l d ız l a r ve ye n i doğ muş yıld ızla­ rın etrafı ndaki d i skler gib i daha soğ u k cisim lerin va rl ı kla rına i ş a ret eder. Ya kı n y ı l d ı z l a r sebebiyle ı s ı n a n toz bu l utla rı d a orta kızı l ötesind e görü l ü r.

3 . Uzak kızılötesi, yı l d ızla ra ra s ı maddede bu l u na n soğ u k ve ka­ lın, gaz ve toz bu l utları g i bi cisi m l erden yayı l ı r. B u n l a rı n çoğ u, henüz oluşmaya ba şla mış proto-yıldızl a rı saklar. Ga l a ksi m izi n m erkezi ndeki ha re ket de bu bu l utları ısıtır ve toz, uza k kızı löte­ si ı ş ı kta ba riz şeki l d e görü l ü r. Ga l a ksi m izi n d üzlemi de (sa rmal ko l la r ve ka psa m l ı gaz ve toz bul utla rı n ı ka psaya n bölge) uza k kızı lötesi nde pa r l a k b i r şeki lde ışı l d a r.

Spitzer Uzay Teleskobu, ya kın, o rta ve bazı u za k kızı lötesi ışı kla ra d uya rl ı o l ma k üzere gelişt i ri l m işti r. Teleskop ci hazla rın ı en soğ u k şeki lde tuta n sıvı h e l y u m bittiğin de esa s görevi son la n m ı şt ı r. Yine de Spitzer, o derece soğ utma gerekti rmeyen ci hazl a rla veri top­ l a maya deva m etmekted i r; böylece Spitzer Warm Görevi deva m edece kti r. 246

Spitzer Uzay Teleskobu

Lyman Spitzer Jr. : Teleskobun Ardındaki Adam Lyman Spitzer Jr. Hubble Uzay Teleskobu 'nun savunucusu olarak tanınmaktadır. Astrofizik eğitimi almış, Yale ve Princeton'da oku­ muş ve araştırma zamanının çoğunu, boş olmayıp, gaz ve tozla dolu olan yıldızlararası maddeyi inceleyerek geçirmiştir. Aynı za­ manda yıldız oluşumu bölgelerini de keşfetmiştir. Princeton Plaz­ ma Fiziği Laboratuvarını kurmuş, güç üretimi için nükleer füzyonu kullanmanın yollarını bulmak için çalışmıştır. Spitzer, 1 946 yılında NASNya, atmosferimizin bulanıklaştırma etkisinden kurtulmuş bir uzay teleskobu yapılmasını önermiştir. Bunun üzerine ajans, aralarında Hubble'ın da olduğu dört adet "Büyük Gözlemevi"ni yapmıştır. Diğerleri de şunlardır: Compton Gamına-Işını Gözleme­ vi (CG RO) , Chandra X-Işzm Gözlemevi ve Kızılötesi Uzay Teleskobu Tesisi (S IRTF) . SIRTF zaman içinde astronomi ve astrofiziğe pek çok katkısı sebebiyle Spitzer'ın adını almıştır.

SpJftzeJr'm Büyük Başa rlları Spitzer Uzay Teleskobu, aşırı d erecede başa rı l ı o l m uştur. 2005 yı­ l ı nda, uza k yı l d ız l a r ı n yörü ngesindeki iki gü n eş d ı ş ı g ezegenden gelen ışığı doğ ruda n tespit eden ilk teleskop old u. Veri l e r, bu yıl­ d ızla rı n 72 7°( ı s ı l a rıyla "s ıca k J ü piterler" old u kl a rı n ı gösteriyord u.

Spitzer bir başka yerde, genç bi r yıld ızı n etrafı nda dönen i k i uza k gezegen i n ça rpı şmasıyla ortaya çıka n ı sıyı tespit etm iş ola b i l i r. Bu, g ü neş s i stem i m iz i n ta ri h i n i n ba şla ngıcı nda meyd a na g e l m i ş ben­ zer ça rp ı ş m a l a ra ayna tuta b i l i r. Spitzer, en büyü l eyici gözl e m lerin­ den birind e, evrendeki en eski y ı l d ızd a n gel mesi m u htemel bir ışık ya ka l a m ışt ı r.

Yı ldız Doğ um Yerine Bakış Yı ldız doğ u m u, bizim görüşüm üzden g iz l i bir şeki lde, ka l ı n gaz ve toz bulutl a r ı n ı n a rd ı nda gerçe kleşir. Spitzer gibi kızıl ötesi-etki n te­ leskoplar kızılötesi ı ş ığ ı n ava ntaj l a r ı n ı k u l l a n a ra k toz bu l utları nda n 247

Evren 1 0 1

i çeri g ir i p gelecekteki y ı l d ı z embriyo l a rı n ı g özler ö n ü ne serer. B u yıld ız fideleri pek ç o k d u ru mda, daha yaşl ı ve büyü k yıldız ka rdeş­ lerinden yayılan g üçl ü radyasyon, yıldız doğ u m bu l utlarını oyu p yok ettiğ i nde meyda na gelen deva sa, sütun biçi m l i ol u ş u m l a rı n içi nde boğ u l u r. O pt i k te leskoplar ya l n ızca yı ldız ışığıyla h atla rı be l i rg i n leşm iş bir ka ra n l ı k sütu n görü rken Spitzer, yı l d ız doğ u m u s ü reci n i g izleyen tozl u perdeyi kal d ı ra ra k yen i doğmuş yı l d ızla rı g özler ö n ü ne serer.

Kızılötesi Bilgiler İ nsanlar, kızılötesi ışıkta, akkor hale gelmiş gibi parlarlar. Bunun sebebi, kızılötesi detektörler tarafından algılanabilen termal rad­ yasyon (ısı) yaymamızdır. Dünya'daki doktorlar, kızılötesini bir teş­ his aracı olarak kullanmaktadır ve pek çoğumuzun da kızılötesine duyarlı, gece görüşlü dürbün ve kameralardan haberi vardır. NASA ve diğer uzay aj ansları, hava durumu, atmosfer olayları, okyanus sıcaklıkları ve diğer yüzey değişikliklerini gözlemek için Dünya-al­ gılayıcı uyduları IR detektörleriyle donatmaktadırlar.

248

FERMI Uzaydan Gamma l şmı Astronomisi

Evrendeki en tu haf fenomen lerden bazıla rı, g a m m a ışı n l a rı for­ m u nda, m u a zza m m i ktarla rda ra dyasyon yaym a ktad ı r. B u n la r, e l e ktromanyet i k radyasyon u n en h a re ketl i form u d u r ve en aşı rı yoğ u n l u kla ra ve en g ü ç lü ma nyeti k a l a n ve kütleçekim g ücüne sa h i p kozm i k cisi m l er ta rafı ndan yayı l ı rl a r. E n faa l kozm i k g a m ma ı ş ı n l a rı n ı n ta ma m ı n a ya kı n ı Dü nya'n ı n atmosfe ri tarafı ndan em i l­ d i ğ i nden astronom ları n b u n l a rı uzayd a n izlemek üzere uyd u l a r göndermesi g erek mekted i r. Koca b i r kozm i k bahçe dolusu gökc is mi ve olayl a r g a m m a ı şı n ı ü reti r. Ya klaşık o l a ra k g ü nde b i r d efa görülen g a m ma ı ş ı n ı patla­ m a la rı (G I P) G ü neş'i m izi n 1 O m i lya r y ı l l ı k öm rü n de yayd ığ ı kad a r ç o k en erj i yayar. Bu patl a m a l a rd a n bazıla rı, süpernova patl amaları denen devasa yı ld ızların ö l ü m l eriyle i l i şkili görü nm ekted i r. Sü per­ nova l a r da n ü k l ee r g a m m a ı şı n ı kayn a k l a r ı d ı r, yı l d ızları n patlayıcı ö l ü m sa ncı la rı s ı rası nda oluşa n kimyasa l e l ementlerin öze l i mza la­ r ıd ı rl a r. Bu patl a m a l a rla içine çö ken y ı l d ız çe kirde kleri, D ü nya'nın­ kinden tri lyo n la rca kat daha g üç l ü o l a n ma nyeti k alanlar ta rafı n ­ d a n yön l e n d i ri l e n püskürmeler hal i n d e g a m m a ı şı n la rı yayabi len -atom çek i rdekleri kad a r yoğ u n , şeh i r boyutu ndaki c i si m l e r o l a n ­ nötron yı l d ızları n ı o l uştu ru r. H ızla dönmel eri ha l i nd e bu cisim lere pu l s a r a d ı veri l i r. En ver i m l i g a m m a ı ş ı n ı kayna kla rı, uza k g a l a ksi l e r i n çek i rdekle­ rinde yer a l a n, on bi n le rce ı ş ı k yılı boyunca uza n a n g üç l ü püskü r­ meler yaya n s ü pe r kara d e l i kl e rd i r. Dü nya, bu ı ş ı n ı m l a ayn ı h izada bu l u n u rsa, blazar adı veri len g ökcisi m le ri n i görü rüz.

249

Evren 1 0 1

Gamma lşmı Kaynaklarmı Araştırma G a m m a ı şı n ı astronomisi, 1 960'1a rd a Explorer XI uyd u suyla başlad ı . B u nu, Orbiting Solar Observatory, Vela v e g a m m a ış ı n l a rı n a d uya r l ı c i h azlara sa h i p o n l a rca b a ş k a uzay a racı ta k i p etti. Elektro m a nye­ tik s pektru m u n çoğ u n l u k l a bu kıs m ı na yoğ u n laşan i l k uzay a racı, 1 99 1 'de n 2000 yı l ı na dek g a m ma ı ş ı n ı göğ ü n ü ka psa m l ı şeki l d e a ra şt ı ra n Compton Gamma-lşmı Gözleme vi d i r Bu nu, g a m m a ı ş ı n ı '

.

patl a ma la r ı n a d a du ya rl ı olan BeppoSA gözlemevi izl emişt i r. Av­ rupa Uzay Aj a n s ı , 2002 yı l ı nd a U l u s la ra rası G a m m a l ş ı n ı Astrofizi k La bo ratuva rı'n ı (iNTEGRAL) ve NASA da 2008 yı l ı nda Fermi Gamma

lşmı Uzay Teleskobu'n u fı r l atm ışt ı r. Fermi'n i n Geniş A l a n te leskobu, gökyüzü n ü n büyük k ı s m ı nda bel i ren g a m ma ı ş ı n l a rı n ı ya ka la rke n, G a m m a ı ş ı n ı Patlama Mon itörü a n i patl a m a la ra yoğ u n la ş ı r.

Gamma lfınları ve Siz Gamına radyasyonu ölümcül olabilir. Uzayda, bir gamına ışın patla­ ması ya da süpernova patlaması yakınında olsanız, gamına ışınları sizi anında öldürür. Yine de, yaşayan hücreleri öldüren bu radyasyo­ nun özellikleri, insan bedenindeki kanserli hücrelerin yerini tespit etmek ve onları yok etmek için de kullanılabilir. Bazı yiyecek üre­ ticileri de, taze gıdalardaki bakterileri öldürmek için gamına ışını kullanır.

fermrnin Evreni Gam ma ışını evre n i, şiddet l i bir evre n d i r. İta lya n yüksek enerj i fizi k­ çisi Enrico Fer mi'n i n ( 1 90 1 - 1 954) a d ı n ı a la n Fermi, bütü n g a m ma ı ş ı n ı göğ ü n ü üç saatte bir i ncelemekted i r. Görd ü ğ ü enerj i k evren kısa a ra l ı k la rla d eğ iştiğ i nden Fermi, g a m m a ı ş ı n ı yoğ u n l u ğ u nda­ ki değ i ş i k l i kleri ne red eyse ba ş l a r baş l a maz tespit edebi l me kted i r. Örneğ i n , başlıca keşifl eri nden i l ki, bütün enerj i s i n i g a m ma ı ş ı n l a r ı o l a ra k yayıyor g i b i g ö r ü n e n v e so n d erece hızlı b i r şeki l d e - h e r 3 1 6,86 m i l isa n iyede bi r- d önen bi r pu lsard ı r. B u g a m m a ışı n ı p u l250

Fermi

sa rı, G ü neş'i n yayd ı ğ ı enerj i n i n bin katı ndan fazla s ı n ı yaya r. Fermi bu keş iften son ra, bazı l a rı b i r m i l i sa n iyede bi r ka d a r büyük b i r hız­ da dönen, yüzd e n fazla g a m m a ış ı n ı pulsa rı d a h a keşfetm iştir. Pek çok s ü pernova ka l ı ntısı nda da yüksek enerj i l i gam ma ı şı n la rı tespit ed i l m i ştir. Bu da, ilk s ü pernova patla ması d a l g as ı n ı n yü k l ü parça­ c ı k l a rı h ızla n d ı ra ra k ı ş ı k h ızı na ya klaşt ı rd ı ğ ı n ı gösterir. En i l g i çekici Fermi projelerinden b i ris i, old u kça pa rla k görü­ nen, aşırı derecede enerj i k, çok eski ga laksiler ola n blaza rl a r ı göz­ lemleyerek evrendeki uza k y ı l d ızla rı n bir sayı m ı n ı ya pmaktır. Bu b l aza rlarda n gelen g a m ma ı ş ı n ları, a rt ı k va r olmayan y ı l d ızla rdan yayı lan koz m i k a rka plan ışığ ı n d a n o l uşan bir sisin içinde pa rlar­ l a r. Yi ne d e ı ş ı k l a rı , bir y ı l d ı z sisi ya rata ra k evrende hızla i lerlemeye d eva m eder. Ga m m a radyasyon u, bu ekstra g a la ktik a rka plan ı ş ı ğ ı (EAI) boyu nca seya hat ed erken gözden kaybol u r. Astronom l a r bu sön ü k leşmeyi, yoğ u n sisin içi n d e kaybolan fen e r ışığ ı n ı izled i k­ l eri g i bi ta ki p edeb i l i rler. Seya hat etti kçe kaybola n g a m m a ış ı n ı yoğ u n l uğ u n u ö l çe rek yı l d ız ı ş ı ğ ı sis i n i n ka l ı nlığ ı n ı a n l a m a k m ü m­ kü n d ü r; böy l e l i k l e de evrende b ug ü n e dek ne kada r yıld ız ışı ğ ı n ı n pa rlamış o l d u ğ u a n laşılabi l i r.

Fermi Gamma lşmı Uzay Teleskobu, orij i n a l inde beş y ı l ola ra k planlanan görevinin neredeyse son u na g e l m iştir. Astro n om l a r, en azı ndan on y ı l d a ha göreve deva m edecek olan Fermi'yi uza k v e egzotik g a m ma ı ş ı n ı yaya n cisi m lerin d a ha çok gözlem lenmesi için ku l l a n mayı pl a n l a ma ktad ı r.

Gamma Işını Patlamaları Gamına ışınlarının yüksek enerj ili evreni sürekli olarak enerjik cisimlerin patlamalarıyla titreşir. Bu olayların en güçlüsü olan gamına ışını patlamaları (GIP) bizden milyarlarca ışık yılı uzaktaki galaksilerle ilişkilidir. GIP'lar oldukça kısa süreli (yaklaşık 10 mili­ saniye ila birkaç dakika süren) olaylardır. Sönseler de son parıltı­ ları, ışığın başka dalga boylarının çoğunda tespit edilebilir. Permi gözlemevi bu dev patlamaları incelemek üzere özel teçhizata sahip­ tir. Ö rneğin, 16 Eylül 2008'de , bugüne kadar kaydedilmiş en güçlü 25 1

Evren 1 0 1

patlama olan gamına ışını patlamasını kaydetmiştir. B u olay, 9000 süpernova patlamasından daha fazla güç ve radyasyon saçmıştır; ayrıca neredeyse ışık hızıyla gaz sütunları fışkırmıştır. Bu muhte­ şem patlama, 12 milyar ışık yılından daha fazla uzaklıkta gerçek­ leşti ve yirmi üç dakika sürdükten sonra da söndü.

Dünya'daki Gamma lşmları

Fermi ayn ı za manda, Dü nya'd a k i gök g ü rü lt ü l ü fı rtı na gerçekleşen yerle r i n ya k ı n ı nd a tespit e d i l en gam ma ışın l a rını d a i n cele mek­ ted i r. B u n l a ra ka rasa l g a m m a ı ş ı n ı flaş l a rı adı ver il i r. Bu pat l a m a mekan izması, atm osfe rdeki elektro n la rı h ızl a nd ı ra n g üç l ü stati k elektri k patla maları n da n gel iyor gibi görünmektedi rler; b u n u n son u cu nda elektro n l a r, d i ğ e r ato m l a rla ça rpışırlar. B u d a , fı rtına la­ r ı n tepesi n de bir gamma ı şı n ları çağ l aya n ı o l u ştu rur. Bilim i n s a n la­ rı, yoğ u n fı rtı n a l a r s ı ra s ı nd a havada olan uçak ekibi ve yolcu l a r için herha n g i b i r teh dit ol uştu rup ol uşt u rmad ı k l a r ı n ı a n l a m a k için bu em isyonları n etkileri n i i nce l e rler.

Fermi

ve Güne ş

Güneş , patlamalar sırasında inanılmaz miktarda enerji açığa çıka­ rabilir. 7 Mart 2012'de XS .4 sınıfı, güçlü bir güneş patlaması ger­ çekleşti. Bu patl'ilma, sadece devasa miktarlarda x-ışını üretmekle kalmaz; Fermi'yi kullanan astronomlar aynı zamanda bu patlama­ dan gamına ışını yayıldığını tespit etmişlerdir; bu ışınlar öyle güç­ lü olmuştur ki kısa bir süreliğine Güneş , gökyüzündeki en parlak gamına ışını kaynağı olmuştur.

252

ASTRONOM İ N İ N G ELECEG İ Gökyüzüne Bakma k

Astronomi a la n ı nda, her yıl d uyuru l a n bütü n o büyü k keşifle re rağmen "her şeyi n keşfe d i l m i ş o l m a s ı " m üm k ü n m ü ? Hayı r, değ i l . Astrono m l a r, evre n i n anca k küçük b i r kı s m ı n ı keşfettiler. Ya pı la­ ca k daha çok keşif ve açıklama m evcutt u r. Da h a s ı, h a l i hazırd a k i gözlemevlerim izd e n ve riler a kt ı ğ ı için a ra ştı rmacıla r ı n, l isa n s ü stü öğ rencileri n i n, tecrü bel i a matö r l e r i n ve hatta bazı başa rı l ı l isa n s v e l ise öğ re n c i leri n i n dah a ya paca ğ ı ç o k iş va rd ı r. Gözlemevleri m i­ ze o kada r çok b i l g i akışı va r ki, bu g özlemsel hazi n e sand ı kları n ı ku rca laya n a stro n om l a r rastlantı eseri o l a ra k bile pek çok keşif ya­ pa bili rler.

Neler Planlan ıyor? Astronom i n i n g eleceğ i şu a nda şeki l le n m ekte. Ön ü m üzd eki on yıld a, Ataca ma Büyük M i l i metre Dizisiyle (A LMA) ya p ı l a n keşifleri görüp d uya ca ğ ız. Kilometreka re D izisi (SKA) g i bi g e n i şlet i l miş do­ n a n ı m l a r ve d i ğ er c i h az l a r da p l a n l a n m a kta d ı r ve g ezeg eni m izin radyo sessiz a la n la rı n d a ya pı l m a ktad ı r. B i raz daha uza k bir gele­ cekte astro n o m l a r, Dü nya'n ı n radyo d a l g a l a r ı n ı n çoğ u n u boza n ve radyo astron o m i n i n spes ifi k t ü rleri n i zorlaşt ı ra n radyo freka nsı pa raziti nden o l d u kça uza kta, Ay'ı n uza k uc un a radyo teleskopla rı d izi leri ku rmayı p l a n lamaktad ı rlar. Optik a stronom i d e, yeryüzünde gerçe kleşecek ola n b i r son­ ra ki önem l i g e l iş me Otuz Metrel i k Tel es kob u n (OMT) Hawa i i 'n i n Büyük Ad a's ı nd a i nşa ed i l ecek olmas ı d ı r. B u proj en i n merkezi nde, opti k ve kızı l ötesi astronomiyi ku l l a n ı p evre n i n ş i m d iye kada rki e n n e t fotoğ rafla r ı n ı gön derebi l ece k ola n otuz m etre l i k, böl ü m lere ayr ı l m ış bir ayna yer a l ma ktad ı r. Ameri ka Birleşi k Devletl eri, Ç i n ve H i n d ista n'ı n ya n ı s ı ra J a ponya'n ı n U l us a l Astronomi Gözlemevi de bu projeye orta k o l m u ştur.

253

Evren 1 0 1

Kızı l ötesi uzay astronomisi, James Webb Uzay Teleskobu (JWUn ö n ü m üzd e k i on y ı l içi n d e yörü n g eye g i rd i ğ i nde h a re ketlenecek­

t i r Hubble Uzay Teleskobu'n u n yeri ne g eçecek o l a n teleskobun, .

beş i l a o n yıl arası görev ya pması pla n l a n m a kta d ı r. Spitzer Uzay Te­

leskobu ve d i ğ e r kız ı l ötesi gözlemevleri g i b i JWUT da yı l d ız doğu­ m u ve y ı l d ız ölümü s ü reçlerine bak maya, g ü neş siste m i d ı ş ı n d a ki gezeg e n leri doğ ruda n g ö rüntüleme g i ri ş i m l e r i n e ve evre n i n i l k za m a n l a r ı n d a n g e l e n ı ş ı ğ ı a ra maya deva m edecek.

Radyo astronomide çok uzun referans değeri interferometresi (OUTİ) çok hassas biçimde çok küçük alanlara oda klanmak üzere birçok teleskobu birbirine bağlar. Teleskop dizileri, teleskopların sinyal toplama gücünü artırmak için oluşturulur. Diziler, gelecekte çok önemli roller oynayacaktır.

2 54

Astronom i n in

Geleceği

Gezegen Keşfi Gü neş siste m i m izin keşfi, NASA M a rs'a görev a raçları gönd erme­ ye deva m etti kçe ve h a l i hazı rda üzerinde ça lış ı l makta olan Satü rn ve Pl üton g ö revleri n i deva m ettird i kçe sü recekti r. Çin, Ay'ı keşfet­ mekle ya kı ndan i l g ilen mekted i r; M a rs ve bel ki bi rkaç a steroitle d e i l g i lendiğine d a i r söylenti ler m evcuttur. M od ern leşme sü reci, ast­ ronom iye oda kla n m ayı da içerd i ğ i nden Ç i n ye n i gözlemevleri i nşa etmekte ve b i rçok yen i araştı rmacı yeti şti rmekted i r. Ş i l i ve Arja nti n, Güney Ameri ka'da yeni ya pı laca k olan başl ıca gözlemevleri nde or­ ta k olmaktad ırlar; Avrupa Uzay Ajansı da Dü nya'n ı n i k l i m i n i i nce­ lemek için yen i görevler ve son derece ba şarı l ı ola n Mars Express prog ra m ı n ı n deva m ı n itel iğinde bir M a rs N u m u ne Toplama görevi planlama ktad ı r. AUA b u na ek olara k kara n l ı k maddeyi a raştı rmak, Gü neş'i i n celemek ve J ü piter'i ziya ret etmek için gayet i d d i a l ı b i r yol ha rita s ı olaca k Kozm i k İ mgelem görevi n i pla nlamaktad ı r.

İnsanlı Uzay Uçuş u Uzay keşfi, yıllar boyunca, uzay uçuşunun sıkıntılarına karşı eği­ tilmiş ve buralardaki bazı belirli görevleri yerine getirmek üzere Dünya'nın yörüngesine ya da Ay'a gitmiş kişilerle sınırlıydı . Günü­ müzdeyse, "sıradan" insanlar için de Dünya'ya yakın yerlere geziler planlanmakta . Bunlar elbette ki başlarda yüksek ücretli olacaklar fakat günün birinde Ay'daki yörünge otelleri veya tatil yerlerine ge­ ziler yapmak sıradanlaşacak. Uzay ajansları için bir diğer büyük he­ def de Mars'a geziler düzenlemek . Ö ngörülü kimseler, bazı Mars'ı keşfetme senaryoları ürettiler; bunların arasında jeolojik keşif için gezegende uzun süre boyunca kalmak ve zaman içinde Kızıl Geze­ gen'de kalıcı bir habitat ve koloniler kurmak da var.

Uza k Ufuklar Uzayı n deri n l i kleri n i keşfetmek hala hemen hemen h erkes i n g ü ndemi nde. AUA'n ı n g elece k pla n l a rı a rasında, Plato a d ı nda bir 255

Evren 1 0 1

g ü neş d ış ı g ezegen a raştı rma görevi v e U S A a d ı n da n b i r kütleçe­ k i m sel dalg a prog ra m ı ( N ASA'yla orta k) bu l u n ma ktad ı r. Ameri ka Bi rleşik Dev l etleri'ndeki 8,4 m etre l i k B üyü k Sinopti k Ara ştı rma Te­ leskobu p l a n la n ma aşa m a s ı n d a d ı r. Bu teleskop bütün gökyüz ü n ü bi rkaç gecede bir g örü ntü leyecekt i r. Teleskobu n, Şil i 'deki Gem i n i Gü ney Teleskobu na e v s a h i p l i ğ i ya pan Cerro Pach6n Dağ ı'nd a ya p ı l ma s ı pla n l a n m a ktad ı r. Ya p ı l d ı kta n so n ra Sa m a nyol u 'n u n ha­ rita s ı n ı ç ı ka racak, zayıf kütleçekimsel m e rcekl e n mey i tes p it etm e k için uza k cisim lerden g e l e n ışığı ölçecek, Dü nya'ya ya kın asteroit­ leri ve Kui per Kuşağ ı c i si m l er i n i ( Neptü n'ün yörü nges i n i n ötesi n­ deki cisi mleri) a raştı ra ca k, nova ve süpe rn ova pat l a m a la r ı g i bi k ı sa ö m ü r l ü olayla rı gözleyecek. Kes i n ola n b i r şey va r ki g e l eceğ i n a stro n o m i s i bi rkaç ü l keyle s ı n ı rl ı ka l m ayaca k. Bi r b i l i m dalı olara k astronomi, "te lesko p l a r ı ba ş ı nda ki ya l n ı z d a h i l e r"d e n o rta k bi r hedef i ç i n yı l la rca b i rl i k­ te ça l ı ş a n i n sa n l a rı n o l u şt u rd u ğ u büyü k, ço k u l u s l u işbi rl i k l e r i n e d ö n ü ş m üştü r. Bu Büyü k B i l i m proj e l e ri n e katı l a n ü l keleri n, a st­ ro n o m i öğ re n me k ve i ş l e ri n i g e leceğ e ta ş ı m a k için yete n e k l i ve eğ iti m l i öğ re n c i l e re i h tiya c ı o l aca k. A m e ri ka B i rl e ş i k Dev l et l e ri'n­ de b i l i m, teknoloj i , m ü hend i s l i k ve m atem ati k (FeTe M M eğitim sta n d a rd ı ) d i s i p l i n leri ö ğ renci leri g e l eceğe ta ş ı m ayı h edefle­ mekted i r. Kozmosu daha iyi a n l a m ayı çok isteye n i n sa n ı n g ö k l e ­ r e erişmeye deva m etmesi için bütün bu d i s i p l i n l e ri n desteğ i n e i htiyacı va r.

Astronomi Eğitimi Astronominin geleceği, bilimin temelleriyle ilgilenen ve bu konu­ da eğitim almak isteyen öğrencilere bağlıdır. Yine de Amerika'daki pek çok eğitim müfredatındaki astronomi konuları, oldukça azdır. Astronomi, aşağıdaki disiplinlere yönelten bir geçiş bilimi olarak da bilinir: • Fizik

• Jeoloj i

• Matematik

• Biyoloji

256

Astronomi n i n

• Bilgisayar programcılığı

•

Geleceğ i

Mühendislik

• Kimya Planetaryumlar ve bilim merkezlerindeki astronomlarla destek programı profesyonellerinin yanı sıra amatör astronomlar da, hem okullarda , hem de halk arasında as tronomi ve FeTe M M konuları için sağlıklı eğitim desteği sunmak adına Pasifik Astronomi Toplu­ mu gibi kuruluşlarla birlikte çalışmaktadırlar.

257

SİZ DE ASTRO NOMİYLE UG RAŞA B İ Lİ RSİNİZ Gelecek Yıld ızlarda

Astronom iyle u ğ raşmak sadece profesyonel g özl emci lerle ve bü­ yü k te leskopla r l a s ı n ı r l ı değ i l d i r. Yüzbi n lerce a m atör a stronom da gökyüzü n ü izle mekted i r. Baz ı l a r ı sad ece d ışa rı çıkıp gökyüzü ne ba ka ra k m a nza ra n ı n tad ı n ı çı ka r ı r, bazı ları d a teleskopla r ı n ı ku ru p astrofotoğ rafçı l ı k yapar; b i rkaçı bi l i msel a ra ştı rmalara bile kat kıda bu l u n u r l a r. Astronom iye baş l a ma k da ç o k kolayd ı r; d ı şarı ç ı k ı p b u­ l utsuz ve ka ra n l ı k gökyüzü ne ba kma n ız yeter l i d i r. Acem i b i r yı l d ız gözlemcisiyseniz g örd ü ğ ü n üz şey ka rşısı n d a büyü l eneceks i n iz ve çok geçmeden g özl e m l edi ğ i n iz cisi m l e r hakkında daha çok şey bi l mek isteyeceks i n iz.

Yu karıda Neler Ol uyor? G ü n içinde genel l i kle tek bi r y ı l d ız görü l e b i l m ekted i r: Gü neş. Ayı n bel irl i g ü n lerinde Ay' ı da g ü nd üzleri g örebi l i rs i n iz. Geceleriyse keşfed eceğ i n iz gezeg enler, Ay, yı ldızl a r ve g a l a ks i l e r va rd ı r. Yı l d ız ha rita l arı gökyüzünde yön ü n üzü b u l ma n ıza yard ı mcı o l u r. B u n l a r, gözle m lediğ i n iz ay veya mevsi m içinde g ö kc i s i m leri n i n h a n g i ko­ n u m l a rda b u l u nd u ğ u n u göste ren ha rita l a rd ı r. Yı l d ız ha rita l a rı için pek çok çevrim içi kaynak olduğu g i bi, Sky & Telescope {Göky üzü ve Tel eskop) i l e Astronomy (Astronomi) g i bi d e rg i ler de mevcutt u r. i nsa n l a r astronomiyle "uğraş mak" içi n genel l i kl e koca man te­ lesko p l a r ve ka mera l a r sat ı n a l ma l a rı g e rektiğ i n i d üş ü n ürler. As­ l ı n da hiç d e öyle değ i l . Ç ı p l a k gözl e ya pılan g özlemler başla m a k için en i y i yo l d u r. Bu , gökyüzüne b a k ı p y ı l d ızları öğrenmek ka d a r basitti r. Amatör gözl emciler içi n p e k ç o k iyi k ita p mevc uttu r ve b u n l a r yıld ızları ve ta kımyıld ızla rı daha detayl ı b i r şekild e keşfet­ men ize ya rd ı mcı o l u r. Ö ğ ren i l mesi en kolay ve en iyi kitapla rd a n b i r i H . A. Rey'i n yazd ı ğ ı Find the Cons tellations'd ı r (Ta k ı myı ldızl a r ı n ı B u l un). Çocuklar v e ebeveynleri i ç i n yazı l m ış olan bu kita p h a ri ka b i r baş l a n g ıç kita b ı d ı r. Yi ne Rey ta rafı nd a n yazı l m ı ş olan The Stars: 258

Siz de Astronom iyle Uğra şa b i l i rsiniz

A New Way to See Them ( Yı l d ızl a r: O n l a ra Ba kma n ı n Yen i Bi r Yol u ) d a h a büyük çoc u kla r v e yetişk i n ler içi n yaz ı l d ı ğ ı n d a n d a ha detayl ı bilg i l er içerir.

Ekipman Coşkusu Eğer eki pma n a l ma k istiyorsa nız ne görmek isted i ğ i n izi d ü ş ü n ü n . Ya p maya ça l ı ştığ ı n ız şey uza kta ki c i si m l e ri görebi l mek için o n l a ra d a h a ya k ı n d a n ba kmakt ı r. En iyis i d ü rb ü n le baş l a m a kt ı r. Görün­ tüyü b üyüten d ü rb ü n l eri kul la n m a k ol d u kça kol ayd ı r. Gökyüzü n ü ta nıyıp d a h a detayl ı i nceleme k i sted i ğ i n iz favori c i s i m l e ri n iz o l d u­ ğ u za m a n b i r telesko p a l mayı d ü ş ü nebi l i rs i n iz. Ne çeş it bi r teleskop a l ma n ız gerektiği, h a n g i gökcis i m leri n i izlemek i sted iğ i n ize bağ l ı d ı r. Zor kaza n d ı ğ ı n ız pa rayı m erceklere yatı rmad a n önce başka i ns a n l a rı n teleskopla rına ba k ı n . Satı n a l­ mada n önce o n la ra soru lar sora ra k s ı k ı b i r ça l ı şma ya p ı n . Gökyüzü ve Sky & Te/escope ve Astronomy derg i leri nde yer a lan iyi cihaz sa­ tın a l ma reh berlerine de göz atabi l i rsi n iz.

Ne Gözlem leyeceksiniz? Gözlem lenmesi en kolay olan gökcisi m leri g ezeg en ler, öze l l ikle de Merkür, Ve n üs, M a rs, J ü piter ve Satü rn'd ü r. Çıplak gözle seçile­ bi len bu gezegenler g enel l i k l e y ı l d ız l a rd a n d a h a pa r l a k old u k l a rı i ç i n göze ça rpa rlar. U ra n üs ve Nept ü n'ü b u l m a k istiyors a n ız iyi bir a matör teleskobu na i htiyacı n ız olaca kt ı r. Bu nları n a rd ı nd a n çift­ yı ldızları tespit edeb i l i rs i n iz. Sonra da Yengeç Ta kımyı ldızı'ndaki A rı Kova n ı veya Ka h ra ma n Ta kı myı l d ızı' ndaki Çift Küme g i bi yıld ız kü mel e ri n i a raya bi l i rs i n iz. B u l u nd u ğ u nuz yerdeki gökyüzü ger­ çekten ka ra n l ı ksa, öze l l i kle de yaz ve kış gökl eri nde Sa m a nyo l u'n u seçebi l i rs i n iz. Bu n l a r, gökleri keşfe başla d ığ ı n ızd a sizi bekl eyen m u hteşem ma nza ra l a rdan sadece b i rkaçıdır!

Gözlem lenmesi Kolay Hedefler Dürb ü n ü n üz ya da küçü k b i r te leskobu nuz va rsa aşağıdaki l e ri g özle m l eyebi l i rsiniz: 259

l ıl

Evren 1 0 1

1 . Ay: Krate rleri ve d iğer yüzey öze l l i kleri n i göre bi l i rs i n iz. 2.

M a rs: Kü çük bir tel e sko pla, kara n l ı k ve ayd ı n l ı k nokta l a r ı n ı ve kutu p buzu l l a rı n ı fa rk edebi l i rsi n iz.

3. J ü piter: D ü rb ü n l e en pa rlak dört uyd us u na ba ka b i l i rsi n iz. 4. Satürn: D ü rbü n le h a l ka l a r ı nı, teleskopla da parl a k uyd usu Ti­ ta n'ı izleyi n.

5. And romeda Galaks i s i : W-şe k l i ndeki Ca ssiopeia ta kımyı l d ı zı n ı n ya k ı n ı ndad ı r. Ağ ustostan ma rtı n b i r k ı s m ı n a kad a r görü lebi l­ mektedi r; çıplak g özle çok az g ö rü l ü r.

6. Orion B u l utsu s u : En iyi ka s ı m dan n i s a n o rta s ı na kad a r gözle n i r; Orion kuşağ ı n daki üç yı l d ızı n hemen a ltındad ı r. 7.

Alcor ve M izar: Büyü kayı'n ı n ku l p u n u n kıvrı m ı n da b u l u n a n bir çiftyı ld ız.

8. A l b i reo: Cyg n u s ta kımyı l d ızında bul u n a n bu g üzel çiftyı ldız en iyi tem m u z i le ka s ı m a ra s ı g ece leri görü n ü r.

D ünya'dan Merkür'ü Gözlem lemek D ü nya'd a n ç ı p l a k gözle gezege n l eri n beş i n i g örmek gayet ko­ layd ı r. Yı ld ızl a rla dol u b i r a rka planda, pa rla k ı ş ı k nokta l a rı g i b i g ö rü n ü rler ( U ra n ü s v e Neptün, i y i b i r teleskop olma ksızın görü­ l emeyecek kad a r sö n ü ktür) . Merkür, G ü n eş'e ya kın bi r yörü n gede old uğ u n d a n o n u g özl e m lemek zord u r. Yi ne de g özl emci lerin onu bi rkaç g ü n l üğ ü ne g örebi l d i kleri bel i r l i za m a n l a r va rd ı r. En yü kse k d oğ u uza n ı m ı denen g ü n bat ı m ı za ma n ı nd a ve en yü ksek batı uza n ı m ı denen gün doğ u m u za man ı nd a M erkü r'e baka bi l i r s i n iz. Uza n ı m, Merkü r'ün g ökyüzündeki yö rü n g es i n deki nokta la rı, g e­ zeg e n i n G ü n eş'ten en uza k o l d u ğ u noktada Dü nya'd a n görülen h a l iyle ifade eden bir teri m d i r. Aşağıdaki ta blo size, sonraki bi rkaç yıl boyu nca en iyi za m a n l a rı , tari h ve kon u m la rı (u fu kta ki dere­ ce leriyle) ve Merkü r'ü n pa rl a k l ığ ı n ı ve rmekted i r. Örneğ i n 9 Eki m 20 1 3 'te, gökyüzü n ü n batıs ında, Gü neş'i n 25,3 derece doğ u s u n d a ( ko n u m olara k) parla k bi r ı ş ı k no ktası o l a ra k be l i recekti r. 1 8 Ka­ s ı m'da d a Gü neş'i n 1 9,5 derece batı sı nda (bu yüzden g ü n d oğ u­ m u nda n önce ba kı l m a l ı d ı r) sabah göğ ü nde beli recektir. 260

Siz de Astronomiyle Uğraşa b i l i rsiniz

Merkü r'ü Gözlemlemek i çin En i yi Zamanlar ZAMAN

TARiH

UZANI M

KADiR

Akşam (gün batımından sonra )

9 Ekim 201 3

25. 3°0

+0.2

Sabah (gün doğu munda n önce)

18 Kasım 201 3

19.5°8

-0.3

A kşam (gün batımından sonra)

3 1 Ocak 201 4

1 8.4°0

-0.3

Sabah (gün doğumundan önce)

14 Mart 201 4

27.6°8

+0.4

Akşam (gün batımından sonra)

25 Mayıs 2014

22.7°0

+0.7

Sabah (gün doğumundan önce)

12 Temmuz 20 1 4

20.9°8

+0.6

Akşam (gün batımından sonra)

2 1 Eylül 2014

26.4°0

+0.3

Sabah (gün doğumundan önce)

1 Kasım 201 4

1 8.7°0

-0.3

Akşam (gün batımından sonra)

1 4 Ocak 201 5

18.9°0

-0.4

Saba h (gün doğ umundan önce)

24 Şubat 201 5

26.7°8

+0.3

Akşam (gün batımından son ra )

7 Mayıs 201 5

21 .2°0

+0.5

Sabah (gün doğumun dan önce)

24 Haziran 2015

22.5°8

+0.7

Akşa m (gün batımından sonra)

4 Eyl ül 201 5

27. 1 °0

+0.5

Sabah (gün dog u m u nda n önce)

16 Ekim 201 5

1 8 . 1 °8

-0.3

Akşam (gün batı mından sonra)

29 Kasım 201 5

1 9.7°0

-0.3

Şu kon uda d i kkatli o l ma l ısın ız: Merkü r'ü a ra rken G ü neş'i n gök­ yüzü nde o l ma d ı ğ ı ndan e m i n o l u n . G ü neş'e d oğ rudan ba kara k gözlerin ize za ra r vermemel i s i n iz.

Işık Kirlil iği: Astronom larm Başmm Belası İ nsan lar her gece gökyüzünü gere ksiz ı ş ı k la rla kirletmekted i r. Gökyüz ü n ü n görü l mesi n e engel olan bu ışıkla r için ışık ki rl i l iğ i teri mi kul l a n ı l ma kta d ı r. Bu sadece yı ld ızla rı gör m e m izi engelle­ mekle ka l maz; ayn ı za manda sağ l ı k p roblem ler i ne sebep olur ve gerekl i o l m aya n yerl erdeki ı ş ı k la r içi n fazlasıyla pa ra harca n ı r. Işık k i rl i l i ğ i sebe biyle gökyüzü n deki en pa r l a k yıld ızla rı ve gezegenleri kı rsa l bö lgelerd e yaşaya n l a r görür. Pek çok bü yü k şe h i rd e i n sa n l a r sad ece bi rkaç y ı l d ız görür ve Sama nyol u'n u h iç görmemiş p e k ço k kişi va rd ı r. 261

Evren 1 0 1

Ki mse a m p u l ü yo k etmem iz gerektiğ i n i i leri s ü rmüyor. Evleri­ m izi ve caddelerim izi g üven l i bir şekilde ayd ı n latı p yıldızla rı görüş ala n ı m ızda tutma n ı n d a yol la rı va r. İ n sa n l a r, evl eri ndeki gere ks iz ı ş ı k l a r ı söndü rerek ya rd ımcı ola b i l i rler. Eğer o ı ş ı k l a r ı n ya nması ge­ rekl iyse d e bunları doğ rud an ayd ı nlatı l m a s ı g ereken alana yönel­ tin. Ve şunu unutmayı n: Yı l d ızla r h erkesi n m i ra s ı d ı r.

Gözlem Hedefleri: Tutulmalar Bir tutulmanın gözlemleme deneyimini tamamen anlatabilecek bir ifade yoktur. İ nsanlar güneş tutulmalarını (özellikle de tam tutul­ maysa) deneyimlemek için dünyayı dolaşmaktadırlar. Ay'ın ağır ağır Güneş 'i örtmesini izlemek ve gün içerisinde birkaç dakika ka­ ranlık deneyimlemek için dünyayı dolaşan pek çok tutulma takip­ çisi vardır. İki çeşit tutulma vardır: ay tutulması ve güneş tutulması. Ay tutulması, Ay Dünya'nın gölgesine girdiğinde oluşur. Birkaç saat süren tutulma sırasında Ay koyu, paslı bir kırmızı renge bürünmüş gibi görünür. Güneş tutulmasıysa, Ay, Dünya ve Güneş arasına girdiğinde meydana gelir. Bir tam güneş tutulması sırasında Dün­ ya'nın yüzeyindeki gölgenin oluşturduğu yerden gözlem yapıyor­ sanız Ay'ın, Güneş 'in taç küresi -Güneş'in atmosferinin ince, üst katmanı- dışında her şeyi gizlediğini görürsünüz. Gözlem yaptığı­ nız yerdeki sıcaklık düşer ve kısa bir süre için alacakaranlık gökyü­ zünün derinliklerinde en parlak yıldızları ve gezegenleri görebilir­ siniz. Ay'ın Güneş'in tamamını kaplayamadığı, halkalı tutulmalar adındaki olaylar da mevcuttur. G özlemciler tutulma sırasında bir .. ateş halkası" görürler. Bölgenizde meydana gelecek olan her türlü tutulmayı öğrenmek ve bu muhteşem olaylar hakkında kapsamlı bilgi almak için www. mreclipse.com sitesini ziyaret edin.

262

TEŞEKKÜRLER "Zekalarına g üven d i ğ i m'' astronom arkadaş l a rı m ve meslektaşla­ r ı m d a n oluşa n d a nışma n g ru bu m a teşe kkü r ederi m : N ata l i e Bata l­ ha, Jack Bra ndt, Ta nia B u rchel l, Lynn Co m i n s ky, Den n i s Cra btree, Jack D u n n, Davi n Fl atea u, David Grins poon, Ma d u l i ka Guthakurt­ ha, N icole G u g l i ucci, Ch risti ne P u l l i a m, Catheri ne Qua ltro u g h, Seth Shosta k, M i ke Snow, Pad m a Ya n a m a n d ra-Fisher ve Ada m s M ed ia'daki ed itörler. S ü reç boyu nca h e rkes o l d u kça i kna edici ve ya ra rl ı tavs iye lerde b u l u n d u . B ütü n tas l ağ ı okuyu p m ü ke m m e l yo­ r u m la r ya ptı ğ ı ve ben kita bı yaza r ken sevg i ve desteğ i n i esi rgeme­ d i ğ i için h e r za m a n k i g i b i M a rk C. Peterse n'a özel l i kle teşe kkür ederi m .

263

1 KAYNAKÇA I REFERANSLAR Kitapta ku l la mlan basıh referan slar: Beatty, J. K., C. C. Petersen, ve A. C. Chaikin, The New Solar System, Fou rth Ed., Ca m bridge U n iversity Press/Sky Pu blishi ng, 1 998. Bennett, Jeffrey O., N icholas Sch neider, ve Mark Volt, Cosmic Perspec­ tive, Addison Wesley,

2004.

Brown, M. How I Killed Pluto and Why it Had it Coming, Spiegel and Gra u, 201 0. Hartmann, W. K., A Traveler 's Guide to Mars, Workman Press, 2003. Lankford, J., ed., History of Astronomy, Ca mbridge U n i versity Press,

1 997. Pa sac hoff, J., A Field Guide to Stars and Planets, Dördü ncü Baskı, Hou­ g hton M i ffl i n, 2006. Petersen, C., ve J. Bra ndt, Hubb/e Vision, i kinci Baskı, Cam bridg e U n i­ versity Press, 1 998. Petersen, C., ve J. Bra n dt, Visions of the Cosmos, Ca mbridge U n iversity Press, 2003. Rees, M., Universe: The Definitive Visua/ Guide, Sm ith sonian Press/DK,

20 1 2. Saga n, C., Pa/e Blue Dot: A Vision of the Human Future in Space, Random House, 1 994. Rey, H. A., Find the Constellations, Houghton M iffi i n, 2008. Rey, H. A., The Stars: A New Way to See Them, Houghton M i ffi i n, 2008. Strom, R. G., ve A. L. Sprag ue, Exploring Mercury, Springer/Praxis, 2003.

Tavsiye Edilen Süreli Yayınlar Astronomy derg isi (www.astronomy.com) Sky & Telescope derg isi (www.skya ndtelescope.com)

265

Evren 1 0 1

Çevrimiçi Refera nslar GÜNEŞ SİSTEM İ www.sola rsystem. nasa.gov/planets/i ndex.cfm www.sta rch i ld .gsfc.na sa .gov/docs/Sta rC hi ld/sola r_system_level 1 / solar_system.html www. u n i ve rsetoday.com/ 1 5 9 5 9/i n te resti n g -fa cts-a b o u t- t h e - s o ­ la r-system G Ü N EŞ www.nasa.g ov/missio n_pages/su nearth/i nd ex.html www.sola rsystem . n a sa.gov/pla nets/profıle.cfm ?Obj ect=Sun www.sohowww.nascom.nasa.gov www.sd o.g sfc.nasa.gov www. nasa.gov/m ission_pages/stereo/mai n/index.html UZAY İKLİMİ www. nasa.g ov/m ission_pages/su nea rth/i ndex.html www.spaceweather.com www.haystack.m it.ed u/atm/i ndex.html MERKÜR www.solarsystem.nasa .gov/plan ets/profi le.cfm ?Obj ect=MercU ry www.nasa .gov/mission_pa ges/m essenger/mai n/i ndex.html VENÜS www.sola rsystem.nasa .gov/planets/p rofi le.cfm ?Obj ect=Ve n u s DÜNYA www.earthobservatory.nasa.g ov www.nasa.gov/topics/earth/i n d ex.html AY www.sola rsystem.nasa .g ov/pla nets/profi le.cfm ?Obj ect=Moon www.nasa.gov/topics/m oo n m a rs 266

Kayna kça / Refera nslar

MARS www.mars.jpl.nasa.gov www.nasa.gov/m ission_pages/m ars/ma in/index.html www.solarsystem .nasa .gov/pla nets/profi l e.cfm ?Object=Ma rs JÜ PiTE R www.sola rsyste m .nasa .gov/pla nets/profi le.cfm ?Object=Ju p iter www.solarsystem .nasa.gov/gali leo www.voyager.jpl.nasa.gov SATÜRN www.sola rsystem .nasa.gov/pla nets/profı l e.cfm ?Object=Saturn www.saturn.j pl.nasa.gov www.voyager.jp l.nasa.gov U RANÜS www.solarsystem .nasa .gov/planets/profi le.cfm ?Object=U ra n u s www.voyager.j pl.nasa .gov N EPTÜ N www.voyager.j pl.nasa.gov www. n i neplanets.org/neptu n e.htm l www.hubblesite.org PLÜTON www.nasa.gov/m ission_pa ges/newho rizons/ma i n/index.htm l www.sola rsystem. nasa .gov/pla nets/p rofi le.cfm ?Object=P l uto KUYRU KLUYI LDIZLAR www.sola rsystem .nasa .gov/planets/p rofi le.cfm ?Object=Co mets M ETEORLAR VE METEORTAŞLARI www.skya ndtelescope.com/observing/obj ects/meteors www.sta rdate.org/n ig htsky/meteors www. n i neplanets.org/meteorites.html 267

Evren 1 0 1

ASTEROITLER www.neo.jpl.nasa.gov www.iau.org/pu bli c/nea www.sola rsystem.na sa.gov/planets/i ndex.cfm YILDIZLAR www.imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/kn ow_l2/sta rs.htm l www.sta rs.a stro. i l l i nois.ed u/sow/sow list.html YI LDIZ KÜ MELERi www. h u bblesite.org/explore_astronomy YILDIZ DOGU M U www. h u bble site.org/h u bble_d i scove ries/hstex h i b it/sta rs/sta rbirth. sht m l www.sc i e n c e . n a s a . g ov/a stro p h y s i cs/foc u s - a re a s/h ow- d o -sta rs­ form-a nd-evolve www.coolcosmos.i pac.ca ltech .edu YILDIZ ÖLÜMÜ www.imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/supernovae.htm l www.burro.a str.cwru .ed u/stu/sta rs_l ifedeath .htm l KARA D ELiKLER www.hu bblesite.org/explore_a stronomy/black_holes www.scie nce.nasa.gov/a strophysics/focus-areas/black-holes/ www.da mtp.ca m .ac. u k/research/g r/pu b l ic/b h_i ntro.htm l GA LAKSİ LER www.scie nce.nasa .gov/a strophysics/focu s-a rea s/what-a re-galaxies www. n a sa .g ov/m issio n_pages/G LAST/science/m i l ky_way_g a l axy. html www.da mtp.ca m .ac.u k/resea rch/g r/pu bl ic/ga l_home.html

268

Kaynakça / Referanslar

GALAKSi OLUŞUMU www.jwst.nasa.gov/galaxies.html www.astr.ua .ed u/keel/ga laxies/galform.html SAMANYOLU www.cu rious.astro.cornel l.ed u/m i 1 kyway.php www.science.nasa.gov/astrophysics/focu s-areas/wh at-are-galaxies www. nasa.g ov/m ission_pages/G LAST/science/m i l ky_way_ga laxy. html AKTİF GALAKSiLER VE KUASARLAR www.imagi ne.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l 1 /active_ga laxies. htm l www.stsci.ed u/-ma rel/abstra cts/abs_L2.html www.bdaugherty.tri pod.com/gcseAstronomy/active.htm l KA RANLIK MADDE www.science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-da rk-energy www.chandra.ha rva rd.ed u/xray_astro/da rk_matter KÜTLEÇEKI MSEL MERCEK www.imagine.gsfc.nasa.g ov/docs/features/news/grav_lens.html BÜYÜK PATLAMA www. s c i e n ce . n a sa .g ov/a strophysi cs/fo c u s-a rea s/w hat- powered­ the-big-bang www.exploratorium .ed u/origins/cern/ideas/ba ng.html B i LiM-KURGU EVR ENi www.nasa .gov/centers/g len n/tech nology/warp/warpstat_prt.htm www.nasa.gov/cente rs/g len n/tech nolog y/wa rp/ideachev.html DÜNYA DiŞi YAŞAM www.seti.org 269

Evren

101

ASTRONOMi TARiHi www.historyofastronomy.org NICOLAUS COPERNICUS www.scienceworld.wolfra m.com/biog raphy/Copern icus.html www.plato.sta nford.ed u/entries/copern icus GALILEO GALILEI www.ga l i leo.rice.ed u www.plato.sta nford.edu/entries/galileo JOHANNES KEPLER www.kepler.nasa.gov/Mi ssion/Joha nnesKepler www.gal ileo.rice .ed u/sci/kepler.htm 1 www.g a l i leoandeinste i n . p hys ics.vi rg i n ia.ed u/1 995/lectu res/kepler. html H ERSCHEL AiLESi www.willia m he rschel.org.uk ISAAC N EWTON www.g a l i l eoandeinstei n .physics.virginia.edu/lectures/newton.html www.newton.ac.uk/newtl ife.htm l H ENRI ETTA SWAN LEAVITT www.womanastronomer.com/hleavitt.htm www.web.m it.edu/i nvent/iow/leavitt.htm l www.pbs.org/wgbh/aso/ d ata ban kientries/ba leav.htm 1 EDWI N P. HU BBLE www.edwi n h u bble.com www.quest.a rc.nasa.gov/hst/about/edwi n . html www.hubblesite.org/refe rence_desk/faq/an swer.php.id=46&cat=hst

270

Kaynakça / Refera nslar

ALBERT EI NSTEIN www.nobel prize.o rg/n obel_prizes/physics/lau reates/l 92 1 /ei n ste­ in-bio.html www.ei nste i n .biz www.a l berteinstein.i nfo JOCELYN BELL BURNELL www.a i p.org/h istory/oh ilist/3 1 792.html www.sta rch i ld.gsfc.nasa .g ov/docs/Sta rCh i ld/whos_who_l evel2/be ll. html VERA COOPER RUBIN www.ai p.org/hi story/o h i l ist/5920_ 1 .html www.innovators.vassar.ed u/i nnovator.htm l ? id=68 www.phys-astro.sonoma.edu/brucemedalists/ru bi n/index.htm l CLYDE TOMBAUGH www.icsta rs.com/HTML/icstars/g ra phics/clyde.htm www.sta rc h i l d . g sfc . n a s a .g ov/d oc s/Sta rC h i l d/wh o s_w h o_leve l 2/ tom baug h.html MIKE BROWN www.g ps.ca ltech .ed u/- mbrown ASTROFiZiK VE ASTRONOMi www.science.n asa.gov/astrophysics www.imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/ask_an_a stronomer.html www. nrao.ed u/i ndex.php ASTROBİYOLOJ I www.astrobiology.nasa.gov GEZEGEN B i LiMi www.science.nasa.gov/planeta ry-science 271

Evren 1 0 1

www.science.jpl.nasa .gov/Planeta ryScience/i ndex.cfm www.lpi.u sra .ed u/l i bra ry/website.shtml KOZM İ K ZAMAN MAKiN ELERİ www.ifa.ha wa i i .ed u/m ko www.obs.ca rneg iescience.ed u www.gem i n i .ed u tdc-www.h a rva rd.edu/mthopkin s/obsto u rs.ht m l

HUBBLE UZAY TELESKOBU www. h u bblesite.org

KEPLER GÔREVI www.kepler.na sa .gov www.thekeplerm ission.com

CHANDRA X-IŞINI GÔZLEMEVI www.n o bel prize .o rg/nobe l_prizes/ physics/la u reates/ 1 983/ cha nd ra­ sek ha ra uto b i o. htm l www.chandra.harvard.edu

SPITZER UZAY TELESKOBU www.spitzer.ca ltec h .ed u www.h u bb 1 es ite .org/the_telescope/h u bble_essentia ls/lyma n_spit­ zer.ph p

FERMI GÖREVİ www.ferm i .gsfc.nasa.gov/ www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/ma i n/index.html ASTRONOM İ N i N GELECEG I www.tmt.org www.n rao.edu/i ndex.php www.skatelescope.org

272

Kaynakça I Refera nslar

sız DE ASTRONOMiYLE UGRAŞABILI RSI NIZ www.astro nomy.starrynig ht.com www.bisque.com www.darks ky.o rg www.sh atters.net/ce lestia/ www.space.com www.sta r-map.fr www.stellari u m .o rg

2 73

DiZiN A

Beyaz cüceler 96, 1 1 4, 1 1 9, 234,

Açı k yıldız kümeleri 97, 1 00 Albireo 260

Brown, M ike 205, 206

Alcubierre, M ig ue l 1 52 1 3, 1 1 5,

1 1 6, 1 23, 1 25, 1 47, 1 83, 1 89, 1 98, 260 Andromeda Sarmal

Bra he, Tycho 8 1 , 1 70, 1 7 1 , 1 72, 228

Alcor ve M izar 260 Andromeda Galaksisi

241

Bulutsusu

Burnell, Jocelyn Bell

1 94, 1 95,

1 96, 1 97 Buzul volkanizması 2 1 , 63, 67, 75 Büyü k Kırmızı Leke 56, 59 Büyü k Koyu Leke 7 3

1 86

Büyü k Patla ma

Ariel 67, 220, 240

1 05, 1 1 8, 1 24,

Asteroit Kuşağı 1 6, 85, 89, 90, 9 1

1 37, 1 42, 1 43, 1 44, 1 45, 1 46,

Asteroitler 1 8, 2 1 , 42, 47, 5 1 , 86,

1 47, 1 48, 2 1 3, 225

87, 88, 89, 90, 9 1 , 207, 222,

c

223, 246, 256 Astrobiyo l oj i 2 1 5, 2 1 6, 2 1 7

Ca llisto 1 9, 5 7, 58

Astrofizi k 92, 1 60, 1 84, 1 90, 209,

Cassini 5 9, 60, 6 1 , 63, 91

Ceres 2 1 , 76, 89

247, 250 Astronomide kad ınlar 1 84 Astrono m i k biri m (AU) 1 3, 1 35

Chandra X-/şım Gözlemevi

2 1 2,

240, 24 1 , 243, 247

Aşınma ve erozyon 22

Charon 75, 76

Avru pa Uzay Ajansı 38, 40, 54,

Copern icus, N icola us

1 59, 1 60,

6� 8t 9 1 , 1 7� 1 8 1 , 2 1 � 2 1 6,

1 62, 1 63, 1 64, 1 65, 1 68, 1 70,

229, 240, 245, 250, 255

1 7 1 , 1 73 CoROT 237

B Batla myus, Claud i u s 1 70

Cüce g ezegen 1 6, 1 8, 1 9, 2 1 , 42, 1 63, 1 68,

74, 75, 76, 89, 203, 205, 206, 207, 208, 220 275

Evren 1 0 1

D

Güneş m i n i m u m u/ma ks i m u m u 25, 26, 29

Deimos 1 9, 5 1

Güneş rüzgarı 2 6, 2 8, 34, 36, 38,

Dönme eğ rileri 1 99 Dünya dışı yaşam 1 0, 1 54, 2 1 6

79, 80, 8 1 , 2 1 1 , 243 H

E E i n stein, Albert

1 1 3, 1 4 1 , 1 42,

1 50, 1 5 1 , 1 90, 1 9 1 , 1 92 Ekstremofi l l er 2 1 7 Enceladus 62, 63, 64, 1 54, 220 E ri s

1 6, 1 9, 2 1 , 74, 75, 76, 205, 206, 207, 208

Halka Bulutsusu 1 06 Hal ley Kuyru kluyıldızı 8 1 , 82 Hau rnea 1 6, 2 1 , 76, 205, 206, 208 Hayya m, Ö mer 1 6 1 Herschel Uzay Gözlemevi

2 1 O,

245 Hewish, Antony 1 94, 1 96

E u ropa 1 9, 5 7, 1 54, 220

H u bble (Çata l) Düzeni 1 1 6, 1 88 H u bble, Edwin P. 1 1 6, 1 6 1 , 1 83,

G

1 86, 1 87, 1 88, 1 89, 229

G a l i lei, G a l i leo 1 9, 23, 5 7, 58, 5 9,

Hubble Uzay Teleskobu

53, 58,

60, 72, 9 1 , 1 59, 1 63, 1 66, 1 67,

6 1 , 67, 68, 73, 75, 77, 97, 1 06,

1 68, 1 69, 1 70, 1 7 3, 1 80, 225

1 1 5, 1 42, 1 43, 1 47, 1 86, 1 88,

Ga/ilei Uydu/art 1 9, 5 7, 58

G a m ma ışını astronom isi

20� 2 1 1 , 2 1 � 22� 2 3 1 , 23� 1 96,

2 1 2, 249, 250

233, 241 , 247, 254 Huyge ns, Christia a n 60

G a nymede 1 9, 33, 5 7, 2 20 Gayzerler 63, 64, 7 1 Gaz devi 1 6, 1 9, 56, 60, 62, 66, 70, 7 1 , 76, 220, 222 Geç Dönem Ağ ı r Bombard ı m a n 222 Gezegen b i l i m i 9 , 6 5 , 205, 2 1 5,

lo 1 9, 2 1 , 57 Işık yılı (ly) 1 3, 1 4, 80, 99, 1 0 1 , 1 04, 1 06, 1 08, 1 1 1 , 1 1 7, 1 22, 1 23, 1 24, 1 35, 1 36, 1 38, 1 41 , 1 42, 1 5 1 , 1 54, 235, 249, 2 5 1 , 252

219

K

Gigaparsek 1 3, 1 36 G ü neş çek i rdeği 25, 1 06

Kara cüce 1 06

Güneş lekeleri 25, 26, 1 67, 1 69,

Kara delikler 1 1 O, 1 1 1 , 1 1 2, 1 1 3,

1 76, 246 276

1 1 4, 1 20, 1 23, 1 2 5, 1 26, 1 27,

Dizin

1 28, 1 29, 1 3 1 , 1 42, 1 47, 1 50, 1 52, 1 60, 1 79, 1 90, 2 3 1 , 240,

Lowell Gözlemevi 7 7, 202, 203, 204

24 1 , 243, 249 Ka ra n l ı k enerj i

M

1 33, 1 34, 1 35 ,

1 37, 1 44, 1 46, 1 47 Ka ra n l ı k madde

Macellan B u l utu 1 04

1 1 4, 1 1 5, 1 1 8,

Maviye kayma 1 4

1 24, 1 30, 1 3 1 , 1 32, 1 33, 1 35,

Meg a pa rsek 1 3, 1 36, 1 3 7, 1 87

1 3 7, 1 43, 1 46, 1 60, 1 98, 200,

MESSENGER 35, 36

20 1 , 244, 255

Meteor ya ğmu rları 86

Kepler görevi 234, 235, 236, 2 3 7

M i ra nda 67, 68, 220

Ke pler, Joha n nes

Moleküler bu lutla r 99, 1 00, 1 02,

23, 8 1 , 1 5 9,

1 60, 1 6 1 , 1 63, 1 70, 1 7 1 , 1 72,

1 03, 236 Morötesi astronomi 2 1 1

1 73, 238 Ke pler Ka nu nları 1 9

N

Kı rm ızı devler 96, 1 36 Kırmızıya kayma 1 4, 1 5, 1 27 Kızı lötesi a stronomi

N ewton, Sir lsaac 8 1 , 1 39, 1 60,

2 1 0, 228,

245, 253 Koronal kütle atı m ı 26, 29, 3 1 Kuasa rlar

1 63, 1 78, 1 79, 1 80, 1 8 1 , 2 1 2, 225, 240

1 26, 1 27, 1 28, 1 29,

Nötron yı l d ızları

1 08, 1 09, 1 1 4,

1 3 1 , 1 95, 1 97, 240, 241 , 243, 249

1 36, 1 39, 1 4 1 , 243 Ku iper Kuşağ ı 1 6, 1 8, 1 9, 74, 75, 76, 77, 78, 83, 90, 207, 208,

N ü kleer füzyon 25, 26, 93, 1 02, 1 04, 1 06, 1 07, 1 08, 1 3 0, 247

220, 256

o

Kü resel yıldız kümeleri 97, 98 Kütleçeki msel merceklenme 1 1 3,

O beron 67

1 39, 1 4 1 , 1 42, 1 43, 1 9 1 , 244,

Oort B u l utu 1 8, 78, 79, 83

256

Orion 93, 94, 1 0 1 , 1 04, 1 23, 260

L Leavitt, Henrietta Swa n 1 83, 1 84 Lei b niz, G ottfried 1 80 Le Ve rrier, U rba i n 72

p

1 82,

Pa rsek 1 3, 97, 1 36, 1 5 3 Pl aj iyoklaz 48 Pulsa rlar 1 09, 1 1 4, 1 94, 1 95, 1 96, 1 97, 200, 234, 249, 250, 2 5 1 277

Evren 1 0 1

R

u

Regolit 48, 223

Ul uslara rası

R u b i n, Vera Cooper

1 98, 1 99,

200

Astronomi

Birl i ğ i

(UA B) 2 1 , 74, 7 5 Um briel 6 7 Uzay i kl i m i 26, 2 7, 28, 29, 30, 3 1 Ü l ker 1 3, 1 0 1

s Sagan, Cari 1 O, 4 1 , 93, 1 49 Sa manyo l u G a l a ksisi

1 22, 1 24,

1 96, 2 1 1

v

Voyager 26, 4 1 , 58, 59, 60, 63, 67,

Sefe değ işken leri 1 1 6, 1 36, 1 82, 1 83, 1 86, 1 87

68, 7 1 , 72, 73 w

Sera gazları 39, 43 Shoemaker-Levy 9 Kuyru kluyıl­

Wh ipp le, Fred 82

d ızı 58, 222 Sol ucan del i kleri 1 49, 1 50, 1 5 1 , 1 52

x

X Gezege n i 7 7, 203, 207

Spitzer, Lym a n, J r. 229, 247

X- ış ı n ı astron omisi 1 96, 240

Spitzer Uzay Teleskobu 21 O, 2 3 8, 241 , 245, 246, 247, 254 Sta ndart mumlar 1 36, 1 87 S ü b l i m leşme 79 Süpernova 95, 99, 1 02, 1 03, 1 05, 1 08, 1 1 1 , 1 1 3, 1 36, 1 47, 1 95, 1 97, 1 99, 2 1 1 , 2 1 2, 2 3 1 , 243, 249, 250, 25 1 , 252, 256 T

Tita n 3 3, 62, 63, 1 54, 2 1 1 , 2 1 6, 220, 260 Tita n i a 67, 220 To m ba ug h , Clyde 203, 204, 207 Triton 7 1 , 72, 220

278

74, 77, 202,

y

Yı ld ız kü meleri 92, 97, 98, 1 00, 1 04, 1 1 3, 1 75, 259

Yıldız nükleosentezi 93, 1 05 z

Zwicky, Fritz 1 99, 200