Bilim hakkındaki yazılarımın genel kategorisi.
Gökyüzü lezzetli gözüküyor (!). Bu fotoğraf geçen hafta İsveç, Östersund’da Göran Strand tarafından çekildi. Yerden göğe yükselen bir mantarı andırıyormuş gibi olan yeşil auroralar, ışığın atmosferdeki oksijenle etkileşmesinden kaynaklanmaktadır. Oksijen yeşilin yanında kırmızı auroralar da verebilmektedir. İyonlaşmış nitrojen varsa atmosferde mavi auroralar görürsünüz. Yukarıda ise görkemli Samanyolu galaksisinin soldan sağa uzanışını görmekteyiz.
Merhaba arkadaşlar. Bir süredir Big Bang’den günümüze evrenin gelişim ve evrim aşamaları hakkında yazmak istiyordum. Bu yazıyı hazırlarken iki bölüm halinde toplam 10 evreden bahsedeceğim. Bu iki bölüm bittikten sonra evrenimizin öngörülen geleceği ile ilgili ayrı bir yazı, en sonunda ise Big Bang ile ilgili daha detaylı bir yazı yazacağım. Evrenin zaman çizelgesi başlıklı yazı dizisi çok detaylı bir yazı olmayacak. Başlangıç amaçlı olduğundan, yıl yıl neler olduğunu anlatan bir metin değil. Daha çok Big Bang anı, ilk yıldız oluşumu, galaksiler, bulutsular ve devamı şeklinde evrelere böldüm. Daha detaylı halini, yani yıl yıl evrelendirilmiş versiyonunu ileride yazmayı planlıyorum. Hadi başlayalım.
Big Bang yaklaşık 13,87 milyar yıl önce gerçekleşti. Evren büyük bir karışıklık ile başladı ve uzay ve zaman oluştu. Tüm uzay, zaman, madde, enerji, entropi yani kısacası her şeyin kaynağı Big Bang’tir. Saniyenin ilk trilyonlarca trilyonlarca ve trilyonlarca küçük kısmında, evren Planck mesafesi dediğimiz bir mesafedeydi. Bu mesafe, atomun trilyonlarca trilyonlarca ve trilyonlarca kez küçük boyutudur. Daha sonra kozmik enflasyon denilen, akıl almaz hızda (yani ışıktan da hızlı) bir genişleme süreci başladı. Hayal etmesi zor da olsa, bu genişleme sürecinin büyüklüğünü aklımızda canlandırmak için, bir nanometrenin 250 milyon ışık yılına genişlediğini söyleyebiliriz. Bu kozmik enflasyon sonradan durdu ama Evren genişlemeye devam etti.
Evren genişledikçe ve soğudukça, simetri kırılmalarıyla 4 temel kuvvet ortaya çıktı. Bu kuvvetler yoluyla oluşan parçacıklar bir araya gelerek ilk hidrojenlerin, biraz helyumun ve çok az miktarda lityumun çekirdeklerini oluşturdular. Bu elementlerin yörüngelerinde elektronları yoktu; çünkü Evren o kadar sıcaktı ki, aşırı enerji yüklü elektronlar yerinde duramıyordu. Bu aynı zamanda ışığın, yani fotonların hareket etmesini de önlüyordu. Bu yüzden Evren’in ilk zamanlarında ışık yoktu, Evren opak bir haldeydi. Big Bang’den 350 bin yıl sonra Evren yeterince soğuduğunda, elektronlar çekirdeklerin etrafında yörüngeye girdi ve ışık ilk kez hareket etmeye başladı. İşte Mikrodalga Kozmik Fon Işıması dediğimiz şey, bu ilk ışıktır.
Bir diğer önemli de nokta da, başlangıçta Evren’deki madde ve anti-madde miktarının birbirine eşit olmasıdır. Bu ikisi bir araya gelerek enerjiye dönüşüp yok olurken, sebebi ve nasıl olduğu bilinmeyen bir şekilde madde baskın çıkarak görülebilir evrenimizi oluşturdu.
Evren genişliyor, soğuyor ve maddeler oluşmuş durumdayken, Big Bang anındaki çok küçük farklılıklar ve kütleçekimi sayesinde mevcut maddeler bir araya toplanmaya başladı. Bu şekilde ilk yıldızlar oluştu. İlk Nesil Yıldızlar diye adlandırılan bu yıldızlar devasa boyuttaydı. Daha sonra bu yıldızların da bir araya toplanmasıyla ilkel galaksiler, diğer bir adıyla kuasarlar oluştu. Yıldızlar, çekirdeklerinde hidrojeni helyuma, helyumu da üçlü alfa süreci ile karbona dönüştürerek element çeşitliliğinde artışa yol açtılar. Üçlü alfa süreci şu şekildedir: İki helyum atomu birleşerek berilyum atomunu oluşturur; daha sonra berilyum atomu bir helyum atomu ile birleşerek karbon atomunu oluşturur. Yıldızlarda meydana gelen bu süreç, artık füzyon yapılamaz noktaya gelene kadar (atom numarası 9 olan demir elementine kadar) devam edebilir. Sürecin hangi elemente kadar devam edebileceği yıldızın kütlesine bağlıdır. Demir elementinden sonra füzyonun devam edememe sebebi şudur; demir atomunu füzyon ile birleştirirseniz eğer, füzyon için gerekli olan enerji, füzyondan elde edilecek olan enerjiden daha fazladır. Bu yüzden ve yıldızın iç sıcaklığının yetersiz kalmasından demir elementinde füzyon gerçekleşmiyor. Füzyonun durduğu bu evrede yıldız süpernova patlaması yaşıyor.
İlkel galaksilerden söz ederken şu bilgiyi de es geçmemek gerekir: Zaman çizelgemiz değişmese de, bu dönemde günümüzdeki dev spiral galaksilere benzeyen, artık yıldız üretimi durmuş galaksiler de gözlemlenmiştir. Hiç var olmaması gereken bu galaksileri gözlemleyebilmiş olmamızın sebebi, o zamanlar birçok ilkel galaksinin yoğun bir şekilde çarpışması sonucunda yıldız üretiminin daha da hızlanması, buna bağlı olarak da yıldızlararası tozun bitmesi olabilir. Yıldızlararası toz bittiğinde bulutsular da oluşamayacağı için, yıldız üretimi durmuştur.
Eğer bu doğruysa, o zamanlardan gezegen ve biraz ilerisinde yaşam oluşma ihtimali de mümkün. Ama bu, sadece bir hipotezden ibaret. Bununla ilgili şu yazımı okuyabilirsiniz: Erkenden Ölmüş Galaksilerin Gizemine Bir Bakış.
Kartal Bulutsusu
İlk nesil yıldızlar ve ilkel galaksiler oluşurken bir yandan da yıldızlar arası uzayda maddeler toplanmaya devam ediyordu. Bu toplanmalar ile büyük moleküler bulutsular meydana geldi. Bu bulutsular galaksilerde yıldızlar arası uzayda bulunur. Galakside yeni oluşacak yıldızlar ve gezegenler için ham madde kaynaklarıdır. 300 ışık yılı genişliğindeki bir moleküler bulutsuda bizim güneşimiz gibi benzer 10.000 yıldız oluşturabilecek kaynak bulunmaktadır. Ama moleküler bulutsuların sadece %10′u yıldız oluşturmaya yetecek yoğunlukta olabilmektedir. Bu yeterlilik ise ortalama bir kaç yüzden bir kaç bin yıldıza değişiklik göstermektedir. Moleküler bulutsular dağılmadan 10 veya 100 milyon yıl bir arada bulunabilir.
Yaratılış sütunları. Bu ismi almasının sebebi bir sürü yıldızın ondan doğmasıdır.
Büyük moleküler bulutsular oluştuktan sonra kütleçekimin etkisiyle kendi içinde topaklaşmalar oluşmaya başladı. Bu yoğunlaşma aynı zamanda ısıyı da artırdı. Isının artması ve yeterli yoğunluk ile hidrojen atomları birleşmeye, helyumu oluşturmaya başladı ve Önyıldız (protostar) dediğimiz oluşum meydana geliyordu. Bulutsular doğum sancıları çekiyordu. Fakat bu Önyıldız’lar görülebilir ışıkla görülemiyordu ve halen göremiyoruz. Çünkü etraflarını yoğun toz bulutu ile dolu olduğundan ışık bulutsuyu aydınlatıyordu sadece. Şu anda bu yıldızları kızılötesi teleskoplarla gözlemleyebilmekteyiz.
İlk nesil yıldızlarımız evrenin kimyasını fazla değiştiremeden kısa ömürleri tükenmiş, patlamış ve ikinci nesil yıldızlar oluşmuş. Bu ikinci nesil yıldızlar kendi kütleçekimi altında büzüşmek ile çekirdeğindeki nükleer füzyonun ortaya çıkardığı enerjinin sebep olduğu dışarı itme kuvveti arasında bir denge kurarak ömrünü bu savaşa harcıyor.
Bir yıldızın parlaklığı, sıcaklığı, rengi, büyüklüğü ve yaşam süresi tamamen kütlesi ile ilgilidir. Küçük kütleli yıldızlar (ortalama güneşin 10da 1′i kadar) soğuyarak kırmızı cüce haline geldiler ve kim bilir kaç milyarlarca yıl boyunca yaşayacaklar. Güneşimiz ile benzer kütledekiler artık 10 milyar yıl hidrojen yakacaklar onlarda henüz bir değişim yok. Fakat daha büyük kütleli yıldızlar kısa ömürleri nedeniyle hemen yaşlanmış ve her yaktığı yakıtın katmanları çekirdeğin üstünde birikmiş durumda. Nükleosentez dediğimiz bu şekilde yakıtlarını füzyon ile birleştirerek yeni ve daha ağır elementler oluşturmasıdır yıldızın. Her yakıtın yıldızda, çekirdeğin üstünde bir katmanı olur. En yukarıda hidrojen olmak üzere aşağıya doğru helyum karbon olarak ilerler.
Yazımın 2. bölümünde ise şu başlıklar yer alacak.
Diğer ismiyle M6 ya da NGC 6405 olan Kelebek Yıldız Kümesi, bizden 2000 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır ve 20 ışık yılı genişliğindedir. Bir dürbünle bile gözlemlenebilen -ışık kirliliği olmayan bir yerde- Kelebek Yıldız Kümesi, Akrep Takım Yıldızı yönünde bulunmaktadır. Mavi yıldızlar genç yıldızları, turuncu yıldızlar ise en parlak yıldızları göstermektedir. Bunun gibi uzak açık yıldız kümeleri astronomların uzaklık hesaplamasında kaynak referansı olarak kullanılmaktadır.
Başlık biraz özçekim (selfie) ismi gibi oldu değil mi? Neyse…
Sizce bu resim nasıl çekildi? Genellikle uzay araçlarının resmi Uluslararası Uzay İstasyonu’ndan çekilir. Uluslararası Uzay İstasyonu’nun resmi ise bir uzay aracından. Fakat ikisinin de aynı karede olması nasıl açıklanabilir?
Feynman’nın dersleri fizik dünyasında en ünlü derslerdir. Dersleri öğrenciler, öğretmenler, meraklılar, bilim insanları kısacası herkes için yararlıdır ve fantastiktir. California Teknoloji Enstitüsü’nün (kısaca Caltech) Feynman’ın Dersleri sitesinde tüm derslerin içeriğini ücretsiz olarak online yayınlamışlar.
Bu Feynman diyagramında, bir elektron ve bir pozitron yokoluşu, bir foton’un üretilmesi ( mavi sine dalgası tarafından gösterilebilir) alıyor bir kuark-antikuark çifti, sonrasında antiquark ışıması bir gluon (yeşil helis ile gösterilebilir).
Bu dersler ilk başta fizikçi Richard Feynman tarafından 1960 yılında Caltech’de sunulmuştu. Şimdi ise bir araya getirildi ve 3 bölüm halinde sunuldu. Şu güne kadar kitap olarak 1,5 milyon adet satılmıştır. Şimdi ise ücretsiz. Tabi sizlerin ingilizce bilmesi şart okuması için.
Richard Feynman hakkında kısaca bilgi vermemiz gerekirse kendisi 20. yüzyılın en önemli ve efsanevi fizikçilerindendir. Kuantum Elektrodinamiği çalışmalarıyla 1965’te Julian Schwinger ve Sin-Itiro Tomonaga ile beraber nobel ödülü almıştır. Richard Feynman’ın en büyük katkısı Kuantum Elektrodinamiği’ni açıklamak için oluşturduğu diyagramlardır. Örnek bir diyagram solda görebilirsiniz.
Eğer okumak değil de izlemek istiyorsanız aşağıdaki Feynman’ın 50 yıl önce sınıfında verdiği dersleri dinleyebilirsiniz.
Ders 1: Kütleçekimi Kanunu
Ders 2: Matematik ve Fiziğin İlişkisi
Ders 3: Büyük Korunma İlkeleri
Ders 4: Fizik Yasalarında Simetri
Ders 5: Geçmiş ve Gelecek Ayrımı
Ders 6: Olasılık ve Belirsizlik – Doğanın Kuantum Mekanik Görünümü
Ders 7: Yeni Yasaları Aramak
Teori’nin ne kadar güzel olduğu önemli değil, senin ne kadar zeki olduğun da önemli değil. Eğer teorin deney sonuçları ile uyuşmuyorsa yanlıştır.
Richard Feynman
Messir 20 olarak da bilinen güzel Trifid bulutsusu, bulutsu açısından zengin olan galaksimizin merkez kısımları olan Sagittarius bölgesinde bulunmaktadır. Küçük bir teleskopla dahil rahatlıkla bulunup gözlemlenebilir. Bizden 5.000 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Sağ üst köşede ise Messier 21 olarak bilinen açık yıldız kümesi topluluğunu görebilirsiniz.
Trifid bulutsusu 40 ışık yılı genişliğindedir ve 300.000 yıl yaşındadır. Bu yaşıyla birlikte gökyüzümüzdeki en geç ve en aktif yıldız oluşum bölgelerinden biri olmaktadır. Aynı karede olsalar da Messier 21 açık yıldız kümesi ile aralarında bir bağ bulunmamaktadır. Messier 21 8 milyon yıl yaşındadır ve oradaki yıldızlar çok daha yaşlıdır.