YILDIZLARINZAMANI

AlanLightman

YıldızlarınZamanı-TimeForTheStars

AlanLightman

Çeviri:MuratAlev

Copyright©1992byAlanLightman

©TürkiyeBilimselveTeknikAraştırmaKurumu,1996

TÜBİTAKPopülerBilimKitaplarınınSeçimiveDeğerlendirilmesiTÜBİTAKYayınKomisyonuTarafındanYapılmaktadır.

ISBN975-403-035-9

İlkbasımıOcak1996’dayapılanYıldızlarınZamanı

bugünekadar17.500adetbasılmıştır.

8.BasımNisan1999(2500adet)

YayınYönetmeni:ZaferKaraca

YayınKoordinatörü:SedatSezgen

TeknikYönetmen:DuranAkça

Tasarım:ÖdülEvren

Uygulama:YılmazÖzben

TÜBİTAK

AtatürkBulvarıNo:22106100Kavaklıdere/Ankara

Tel:(312)4273321Faks:(312)4271336

e-posta:bteknik@tubitak.gov.tr

Internet:www.biltek.tubitak.gov.tr

Pro-MatBasımYayınA.Ş.-İstanbul

YıldızlarınZamanıAlanLightman

ÇEVİRİ

MuratAlev

TÜBİTAKPOPÜLERBİLİMKİTAPLARI

İçindekiler

ÖNSÖZ

YAZARINÖNSÖZÜ

GİRİŞ

GÜNEŞSİSTEMİMİZVEDİĞER

GEZEGENLERİNARAŞTIRILMASI

GüneşSistemimizinOluşumuveEvrimi

BaşkaGezegenlerinAraştırılması

DünyaDışıYaşamınAraştırılması

YILDIZLARINYAŞAMÖYKÜLERİ

Güneş

YıldızlarınOluşumu

YıldızlarınYaşamıveÖlümü

GALAKSİLERİNYAŞAMÖYKÜLERİ

GalaksilerinKeşfi

GalaksilerinEvrimi

KuasarlarınveEtkinGalaksilerin

GüçKaynakları

GalaksilerinOluşumu

EVRENİNYAŞAMTARİHİ

BüyükPatlama(BigBang)Modeli

EvreninBüyükÖlçekliYapısı

KaranlıkMadde

EvreninKökeni

EvreninSonu

ŞUANDAÇALIŞMAKTAOLANVEÖNERİLENBAZIASTRONOMİARAÇLARI

Önsöz

Ulusal Astronomi ve Astrofizik Araştırmaları Konseyinin 1990’lar içindüzenlediği bilim panelinde yöneticilik yapan Alan Lightman, konseyraporundayeralanbilimiçeriklipopülerbirbölümündeyazarıdır.Lightman,panel yöneticisi olarak Amerikan astronomi topluluğunun, önümüzdeki onyılın en yaşamsal soruları karşısında nasıl tavır aldığını ve bu sorunlarınçözülebilmesi için hangi gözlemsel etkinliklere öncelik tanıdığını izlemefırsatıbuldu.

Lightman,başkayıldızlarınçevresindeeniyigezegenaramayöntemlerivekaranlık maddenin gerçek doğasını keşfetmenin en umut verici yollarıkonusundaki tartışmaları dikkatle izledi. Gözlemlerin, ne zaman açık birbiçimde galaksilerin oluşumunu ve kuasarların parlamalarını ortayaçıkardığınıanladı.

Buküçükkitapta tümbunlarvehattadahafazlası,dökümanterbiçimindeanlatılıyor. Yıldızların Zamanında okuyucular, zaman zaman insanlar vegezegenler, yıldızlarvegalaksiler, yıldız sistemleri, evreninbaşlangıçları vesonlarıileilgilibilmecelerlekarşıkarşıyageleceklerdir.

Alan Lightman, basit, açık ve canlı bir anlatımla yazan, olağanüstü biraraştırmacıvebilimadamıdır.Herşeyinötesinde, iyibiröyküanlatıyor.Bukitap, çocuklarımın astronomi ve benim yaptıklarım konusunda bilmeleriniistediğimherşeyikapsıyor.

-JohnN.Bahcall

AstrofizikProfesörü

İleriAraştırmalarEnstitüsü,

PrincetonAstronomiveAstrofizik

OnYıllıkAraştırmaKomitesiYöneticisi

AmerikanAstronomiDerneğiBaşkanı

YazarınÖnsözü

Bukitabın(İngilizceorijinalinin)adı,RobertHeinlein’inçokuzundönemlibilimselprojelereadanmışolanvakfıanlatanbirromanındanalınmıştır.Vakıf,beklenen sonuçları en az iki yüzyıl sonra gerçekleşebilecek olan projeleridesteklemekle gurur duymaktadır. Bununla birlikte, vakfın en akıl almazgirişimlerinin hemen kâr etmeye başlaması yöneticileri dehşete düşürmektevecanlarınısıkmaktadır.

Heinlein’in hayali vakfı gibiAmerikaBirleşikDevletleriUlusalBilimlerAkademisi de iki yüzyıl kadar uzak değilse bile, geleceğe yönelik planlaryapmaya çalışmaktadır. Önde gelen bilim adamlarının oluşturduğu özel birörgüt olan Ulusal Bilimler Akademisi, 1863 yılında hükümete bilim veteknoloji konularında danışmanlık hizmeti vermek üzere kurulmuştur.1960’tanberiheronyılıbaşlangıcında,birgrupbilimadamımAstronomiveAstrofizik Araştırma Komitesi üyeleri olarak atar. Bu komite, Amerikanastronomisinin içindebulunduğudurumudeğerlendirerekgelecekonyıldakigirişim öncelikleri konularında önerilerde bulunur. 1990’ların planlarınıyapmak üzere oluşturulan komiteye Princeton’daki ileri AraştırmalarEnstitüsü‘nden John Bahcall başkanlık etti. Geçmişte, önerilen projelerinyaklaşık üçte ikisi Amerika Birleşik Devletleri Kongresi tarafından finanseedilerekuygulamayakonmuştur.Büyükprojelerdeisebusüreçyirmiyılgibiuzunbirzamanalabilmektedir.

1990Astronomi veAstrofizikAraştırmaKomitesi ve onun hazırlayacağırapor için temel bilimsel konuları ve önerileri kapsayan geniş bir özethazırlamamistendi.Bukitap,sözüedilenözeti temelalmaktadır.Astronomitarih boyunca dünyaya bakışımızı biçimlendirdiğinden, astronomiyi insanaçısındandoğrubirperspektifeyerleştirmekamacıylatarihselvekültürelbiraltyapıekledim.Aynızamandabazıçağdaşbilimadamlarıileilgilibiyografikbilgilerlebirliktebilimadamlarınınkendisözlerinedeyerverdim.

Yıldızların Zamanı, kendisini bilimle sınırlamıştır. Önerilen programlarınuygulamaya konabilmesi için, fiyat etiketleri, bütçeler, zaman çizelgeleri,ulusal öncelikler ve kurumsal kontrol gibi bazı ek etkilerin de göz önünealınması gerektiği açıktır. Bu konuların bazılarından burada söz etmekistiyorum. Astronomi ile ilgili bilimsel projeler kabaca üç kategoriye

ayrılabilir:Klasikoptikteleskoplargibi100milyondolardandahaucuzamalolan‘küçük’projeler,100-250milyondolararasındabirfiyatamalolan‘ortaboy’projelerve250milyondolardandahapahalıyamalolan‘büyük’projeler.İlk ikisi Hubble Uzay Teleskobu ve Gamma Işın Uydusu (GRO) olan veDünya çevresinde dönen uydular, 1-2 milyar dolara mal oluyorlar (Önerihalindeki AXAF ve SIRTF da bu kategoriye giriyor). Astronomlar, -hattabugünlerde-‘büyükbilim’ve‘küçükbilim’inerdemlerinitartışıyorlar.Büyükbilim,azsayıda,göreceliolarakpahalı fakatüstünnitelikliaraçlarlayapılanaraştırmaları,küçükbilimiseçoksayıdaveucuzamadüşüknitelikliaraçlarlayapılan araştırmaları nitelendirmek amacıyla kullanılıyor. Astronomlar aynızamanda uluslararası işbirliğinin yararları ile birlikte ulusal ve bireyselolanaklarıngörecelirollerinidetartışıyorlar.Uzayuçuşlarıiçinhangifırlatmaaraçlarının kullanılması gerektiği de astronomların tartıştıkları konulararasında.

1990’lar için şimdi önerilen bilimsel projelerden bazıları uygulamayakonmayacak. Zamanlamalar da değişebilir. Bu nedenle metne, önerilenaraçlarınkesin tarihlerinivebütçelerinikoymadım.Bununlabirlikte,kitabınsonuna eklenen bir tabloda, önerilen bazı araçlarla birlikte yakın geçmiştegörevyapanvehalenyapmaktaolanbazıaraçlarınçalışma tarihlerivebazıküçükbilgilervar.

Tüm astronomi dünyası ve hatta tüm dünya, otuz yıl planlamadan sonra1990 Nisanında fırlatılan Hubble Uzay Teleskobu’nun odaklamayeteneğindeki başarısızlıkla sarsıldı. Başarısızlıkla ilgili bir araştırma,problemin tasarımdan veya ayrıntılardan değil, teleskop aynasının duyarsızbiçimlendirilmesindenvebubiçimlendirmeninyanlıştestlerdengeçmesindenkaynaklandığını ortaya çıkardı. Neyse ki gerçekten acı veren bu felaket,gelişmişastronomiaraçlarındakitemelbireksiklikveyayanlışlığınhabercisideğil.Astronomininuzundönemliamaçvehedeflerideğişmedi.Yıldızlariçinzamanımızolmalı.

Bu kitabın hazırlanmasında bilimsel çalışma arkadaşlarımdan büyükyardımgördüm.Özellikle JohnBahcall,SallieBaliunas,CharlesBeichman,RogerBlandford,AlastairCameron,MarcDavis,JamesElliot,GeorgeField,Fred Gillett, Paul Horowitz, Garth Illingworth, Kenneth Kellerman, BruceMargon,BrianMarsden,ChristopherMcKee,DavidMorrison,PhilipMyers,StephenMyers,RobertNoyes, JeremiahOstriker,StephenRidgway,RobertRosner, Vera Ruhin, Paul Schechter, David Schramm, Irwin Shapiro, AlarToomre,MichaelTurner,StevenWillner,SidneyWolffveEdwardWright’ateşekkür borçluyum. Önerilerinden ötürü yayıncım Michael Millman’a dateşekkür ediyorum. Doğal olarak kitapta kalmış olabilecek tüm sözcükhatalarınınsorumluluğunuüzerimealmamgerekir.Sonsözolarakbukitapta

yer alan projelerin göreceli vurgulanma derecelerinin Ulusal BilimlerAkademisi’ninöncelikleriniyansıtmıyorolabileceğinibelirtmeliyim.

Giriş

Babillilerin eski yaratılış efsanesi Enuma Elish’e göre, anne-babamızı,büyükanne ve büyükbabamızı, onların büyükanne ve büyükbabalarınıizleyerek, soyumuzun sıvı halindeki ufuktan sızan çamurdan yaratılan göktanrısıAnuveyer tanrısıNudimmut’akadardayandığınıbulabiliriz.Ondanönceyalnızcasıvıbiçimindebirkarmaşavardı.

Çağdaş astronomlar, vücutlarımızı oluşturan atomların ufkun ötelerindengeldiğine, yıldızların içindeki nükleer tepkimeler sırasında oluştuktan sonrauzayapüskürtülüpgezegenleri,toprağıveorganikmoleküllerioluşturduğunainanıyorlar. İnsanlığın kökenini inceleyen bu yeni bakış açısı, kaçınılmazolarakyıldızların,galaksilerin,vehattaevreninyaşamöykülerininbilinmesinigerektiriyor. Geçmişte yaşayan astronomlar, daha çok kalıcı olduğunudüşündüklerievrendekiyıldızlarınharitalarınınçıkarılmasıyla ilgilenmişken,günümüzünastronomlarıevrimivedeğişimiinceliyorlar.

Astronomi, tarih boyunca Dünya’ya bakış açımızı biçimlendirmiştir.Mevsimler ve gök cisimlerinin hareketleri, doğadaki düzenliliğin ilkörnekleriydiler.Bunedenle astronomi, enöncegelişenbilimolmuştur.Eskizamanlarda Ege havzasında geliştirilen usturlab, önceleri bir zaman ölçmearacı olarak kullanılmış, daha sonra inşa-nın algılaması dışında bir gerçekolduğukabuledilenzamanıölçmeküzerebaşkasaatleringeliştirilmesineyolaçmıştır. İlk olarak perspektifi inceleyenAlbrechtDürer ve diğer sanatçılartarafından kullanılan ‘görünüş ve pencere’ kavramı, yıldızların yerlerinibulmak için kullanılan ahşap astronomi araçlarından esinlenilerekyaratılmıştır.Onaltıncıyüzyılda,NicholasCopernicus’unönesürdüğüGüneşmerkezli gezegen sistemi, Dünya’yı sahip olduğu ayrıcalıklı konumdançıkararak, o zamana kadar inanılan ‘evrenin insanoğlu için yaratıldığı’düşüncesini sorgulamaya açmıştır. Gezegen yörüngelerinin sabırlaincelenmesisonucuortayaçıkanIsaacNewton’unkütleçekimyasası,doğayailişkinilkmodernteoriolup,sonradangeliştirilendahapekçokteoriiçinesinkaynağı olmuştur. EdwinHubble’ın 1929’da keşfettiği evrenin genişlemesi,evrenindeğişmediğiyolundakiAristotelesinancınıyıkmıştır.

Darwin’in geçen yüzyıldaki çalışmalarının göksel bir yankısı olanastronomideki bulgular, uzaydaki evrimsel süreçler konusunda, akıllarda

birçok soru işareti yaratmıştır. Venüs yüzeyinde etkin volkanlar bulduk.Güneşsistemimizioluşturanilkelmaddeninmilyarlarcayılboyuncakuyrukluyıldızlarda, bozulmadan günümüze kadar saklandığını fark ettik. Hâlâoluştukları gaz ve toz bulutlarının içine gömülü bulunan, oluşum halindekiyıldızlaratanıklıkettik.Nükleeryakıtlarınıbitirdiktensonrakendiağırlıklarıaltında çöken yıldızların patlamalarını gördük. Yıldızlardan artakalanmaddelerde yaşam için vazgeçilmez olan karbon ve oksijen gibi elementlerbulduk.Galaksilerinmerkezlerindendışarıyadoğruhemenhemenışıkhızıylapüskürtülendevgaz sütunlarıkeşfettik.Evrimlerinindeğişikaşamalarındakigalaksilerdeki renkve ışımagücüdeğişikliklerinigözledik.Galaksilerin,birzamanlar inanıldığı gibi uzayda düzgün bir biçimde değil, kökenleri henüzaçıklanamayanzincirlervedevkümelerbiçimindedağıldığınıöğrendik.Sonolarak biriktirdiğimiz kanıtlardan, evrenin yaklaşık 10 milyar yıl önceolağanüstübirmaddesıkışmasıilebaşladığınıönesürüyoruz.Evrennasılvaroldu? Özelliklerini belirleyen şey nedir? Sonsuza kadar genişlemesinisürdürecekmiyoksabir zaman sonrayenidenbüzülmeyemibaşlayacaktır?Yalnızca yüz yıl önce böylesi soruların bilimin ilgi alanı dışında olduğudüşünülüyordu. Bugün ise aynı sorular bilimin neredeyse çekirdeğinde yeralıyorlar.Şimdi,evrendekiherşeyindeğiştiğinibiliyoruz.

Yeni bulguların çoğunu teknolojideki gelişmelere borçluyuz. 1930’lardageliştirilen yeni iletişim araçları, uzaydan gelen radyo dalgalarınınalgılanabilmesine yol açtı. Daha önceki binlerce yıl boyunca, görünür ışık,insanoğlunun Dünya’yı inceleyebilmesinin tek yoluydu. 1940’lardangünümüze kadar bir dizi roket ve uydu, uzaydan gelen kızılötesi, morötesiışınımlarveX-ışınlarısaptadılar.Radyodalgalarıgibiinsangözününduyarlıolmadığıböylesiışınımlar,gökcisimlerinin,tümüyleyeniözellikleriniortayaçıkardı, hatta o zamana kadar bilinmeyen gök cisimlerinin bulunmasınısağladı. Elektronik ışık detektörleri fotoğraf plaklarının yerini alarak, gökcisimleriningörüntülerinin,fotoğrafplaklarınıngerektirdiğindenyüzkatdahakısa sürede alınarak kaydedilmesine ve bu görüntülerin bilgisayarlaişlenebilmesine olanak sağladı. Yüksek hızlı bilgisayarlar, her biri birelektronu, yıldızı ya da galaksiyi temsil eden ve birbirleriyle etkileşenmilyonlarca parçacığın yer aldığı simülasyonlara olanak sağlayarak, teorikastronomide tambirdevrimeyolaçtı.Şuandabirbirlerineelektronikolarakbağlı olan bir dizi radyo teleskop, tek bir dev göz gibi çalışarak veritoplayabiliyor.

1960’larda, ben lisedeyken, bir kafesin içinde oturan ya da bir platformüzerindeayaktaduranastronomlar,teleskobugözleyönlendirirlerdi.Şimdiiseyönlendirme, elektronik olarak yapılıyor. 1960’larda astronomlar, verilerini,teleskobun arkasına bağlanan bir fotoğraf makinesi aracılığıyla kaynaklarınfotoğraflarını çekerek elde ediyorlardı. Bugün hiçbir büyük teleskobun

civarında fotoğrafplaklarına rastlayamazsınız.Yıldızlardanvegalaksilerdengelen zayıf ışık, CCD adı verilen, gelişmiş fotoelektrik hücrelercekaydedilerek, bilgisayar ortamında depolanıyor. 1960’larda bildiğim tümastronomlar görünür ışıkla -insan gözünün gördüğü ışık- çalışırlardı. Ozamanlar ‘gözlem seansı’ kavramı vardı. Bir grup astronom toplanarak,yanlarına bir kaç gün yetecek kadar sandviç ve başka yiyeceklerle bulutlugecelerdeokumaküzeregüzelkitaplaralır,biryerlerdekibirdağbaşınagiderveteleskopunbaşınageçerekilkadımdayıldızlarladolugökyüzününkeyfiniçıkarırlardı. Bugünlerde ise büyük ‘X-ışınları’ ve ‘kızılötesi’ astronomgrupları var. Gözlem seansları ise genellikle uzaktan kumanda ileyönlendiriliyor. Son zamanlarda Einstein X-ışın uydusunun aldığı verilerleçalışanbirarkadaşım,birçokkuasarınincelendiğibiraraştırmayıtamamladı.Bu çalışmanın neye benzediğini sorduğumda, tüm vaktini bir bilgisayarekranı başında geçirdiğini, tuşlara basıp manyetik banda kaydedilmiş olansayısallaştırılmış kuasar görüntüleri karşısında uzun uzun düşündüğünüsöyledi. Üstelik bu bilgiler uydudan yeryüzüne gönderildikten sonra ikibilgisayar tarafından daha işlenmişti. Kuasarı X-ışınlarında ‘görmüş olan’uydunun son 10 yıldır çalışmıyor olması önemli değildi. Sayısallaştırılmışverilersaklanabiliyordu.

1990’lardaastronomidekikeşifler,henüzplanlamaaşamasındaolanyenivealışılmadık teknolojiyi ve araçları kullanmanın avantajlarına da sahipolacaklar.Bununlabirlikte,geleceğehazırlanırkenkesinliğinyanısıraesneklikde gereklidir. Elimizden geldiği kadar iyi teoriler öne sürüp öngörülerdebulunacağız, ama eğer geçmiş, iyi bir rehber ise, önümüzdeki yıllarıngetireceği bazı keşifler bizi genedehazırlıksız yakalayacaktır.Astronomideheryönümüzdeğişmeyehazırcephelercekuşatılmıştır.

GüneşSistemimizveDiğerGezegenlerinAraştırılması

GüneşSistemimizinOluşumuveEvrimi

‘Planet’ sözcüğü Yunanca’da ‘hareket eden’, ‘gezen’ anlamına gelir.Türkçe’debizdeaynıkavramagezegenadınıveriyoruz.Sabityıldızlaragöregeceden geceye yer değiştirmelerinden dolayı bu adı alan gök cisimlerininantikçağlardabilinenleribeştaneydi:Merkür,Venüs,Mars,JüpiterveSatürn.Aristoteles’e göre gezegenler ilahi ve ölümsüz cisimlerdi; Demokritus iseonların rastgele atom kümelenmeleri olduğunu düşünüyordu. GezegenlerinDünyaileakrabalığı1610yılındaGalileo’nunyaptığıilkteleskoplaJüpiter’inuydularını gözlediğinde ortaya çıktı.Uranüs 1781’de teleskopla rastgele birgözlemsırasındabulundu.Uranüs’ünyörüngehareketlerinitemelalanbirdizihesaplamalar sonucu varlığı önce teorik olarak öngörülen Neptün 1846’da;Plütonda1930’dagözlendi.

Bir cisme gezegen denilebilmesi için kütlesinin Güneş’imizin kütlesininyaklaşık onda birinden küçük olması gerekir. Daha büyük kütleli cisimlermerkezlerindeki nükleer yakıtı ateşleyebilecek kadar sıcak olacaklarındankendi enerjilerini üretir ve yıldız olurlar. Bu kütle sınırlarının içindegezegenlerin boyutları ve kimyasal bileşimleri birbirinden oldukça farklıdır.Güneş sistemimizdeki en büyük gezegen olan Jüpiter’in kütlesi, Dünya’nınkütlesinin320katıolupyapısıhementümüylehidrojenvehelyumdanoluşur.EnküçükgezegenolanPlüton’unkütlesi iseDünya’nınkütlesinden400katküçüktür.Dünya’nınkütlesi6trilyontrilyonkilogram(Güneş’inkütlesinden300000 kat küçük), çapı yaklaşık 8000 mil ve yoğunluğu 5 gram/santimetreküptür (suyun yoğunluğunun beş katı). Dünya’nın Güneş’tenuzaklığı yaklaşık 150 milyon kilometre kadardır. Ortalama olarak en uzakgezegenolanPlüton’unuzaklığıisebununkırkkatıcivarındadır.

Güneş sistemimizin gezegenleri iki gruba ayrılır: ‘Yerküre benzeri’gezegenler olan Merkür, Venüs, Dünya ve Mars, ile ‘Jüpiter benzeri’gezegenlerolanJüpiter,Satürn,UranüsveNeptün.Güneş’edahayakınolanYerküre benzeri gezegenler daha küçük ve daha yoğun olup kayalık vemetalik maddelerden oluşmuşlardır. Jüpiter benzeri gezegenler ise Güneş’e

dahauzakvedahadüşükyoğunluğasahiptir;yapılarındaGüneş’inyapısındada en bol element olan hidrojen baskındır. Minik gezegen Plüton bazenDünyabenzerigezegenolaraksınıflandırılır.

OnsekizinciyüzyıldaAlmanfelsefeciImmanuelKant,Güneşvegezegensistemimizindönmekteolanbüyükbirgazvetozbulutununyoğunlaşmasıylaoluştuğunu ileri sürdü. Bulut varsayımı denen bu sav bugün hâlâ kabulgörmektedir, ilkel gazbulutu, kendi çekimetkisi altındayavaşyavaş çöker.EnyoğunolanmerkezikısımlarıGüneş’ioluşturur.Dışkısımlarıkütleçekimkuvveti nedeniyle dönme ekseni boyunca çökmeye devam eder, ama dışarıdoğruetkiedenmerkezcilkuvvetlernedeniylededoğrudanGüneş’inüzerinedüşemez.Buikizıtkuvvetinetkisindekalanmadde,Güneşçevresindeadına‘ilkel gezegen diski’ denilen yassı bir disk oluşturur. İlkel gezegen diskininGüneş’e yakın kısımları daha sıcaktır. Bu nedenle hidrojen gibi bazı uçucugazlar iç bölgelerde ‘buz’ biçiminde yoğunlaşamaz. Ama kaya ve metallerGüneş yakınlarındaki yüksek sıcaklıklarda bile yoğunlaşabilirler. Böylevarsayımlariçvedışgezegenlerinyapılarıarasındakikimyasalbileşimfarkınıkısmen açıklıyor. Son otuz yıldır teorik gökbilimciler bilgisayarsimülasyonları yardımıyla nasıl olup da ilkel gezegen diskindeki gaz veparçacıklarıngezegenlereveuydularınadönüştüğünüaraştırıyorlar.

1983 yılında, Yerküre çevresinde yörüngede dönmekte olan UluslararasıKızılötesi Uydu-su(IRAS) başka yıldızların çevresinde de parçacık diskleriolduğunailişkinipuçlarıbulduğunda,bulutvarsayımınagözlemselbirdestekde sağlanmış oldu. Günümüze dek hemen hemen yakın yıldızların dörttebirinin çevresinde gezegen oluşumundan artakalanlar diyenitelendirebileceğimiz bu parçacık disklerinden bulundu. 1980’lerde dekozmik radyo dalgalarına duyarlı ve eşgüdümlü çalışan teleskoplar, gençyıldızların çevresinde ilkel gezegen diskleri keşfetti. Geriye birçok sorukalıyor. Yörüngedeki parçacıkların doğası nedir? Bu parçacıklar gezegenoluşumunda ne gibi bir rol oynuyorlar? Tam olarak bir ilkel gezegendiskindengezegenlernasıloluşuyorveevrendebuolayınsıklığınedir?

Yirminci yüzyıla kadar kısmen Aristoteles’ten miras kalan Batıdüşüncesinin en önemli dayanaklarından biri durağan evren kavramıydı.Örneğin on dokuzuncu yüzyılda İngiliz jeologu Charles Lyell, geçmişte deyerkürenin bugün olduğu kadar düzgün ve yaşlanmaz olduğunu ilerisürmüştü.Bununlabirliktekanıtlartersinidoğruladı.1830’larınbaşındaCapeVerdeadalarınayaptığıyolculuksırasındaCharlesLyell,derindekikayalarınkristal yapılı ve volkanik, yüzeydeki kayaların ise kireç taşından olduğunufark etti. Şist ve kireç taşı çökeltileri zamanla birikiyor gibi gözüküyordu.Bitkilerin ve hayvanların fosilleşmiş kalıntıları artık görünmeyen birdünyanınkanıtıgibiydiler.İlkolarakondokuzuncuyüzyılınbaşlarındaAlfred

Wegenertarafındanilerisürüldüğügibi,zamanlakıtalarınsürüklenipayrıldığıgösterildi. Ve on dokuzuncu yüzyılın ortalarında İngiliz fizikçi WilliamThomson’ın çalışmaları ile Dünya’yı ısıtan Güneş’in ısı kaynağının sonsuzolmadığını anladık.Yirminci yüzyılın başlarından itibarenDünya’nın evrimgeçirmediğiteziçöpeatıldı.

Buyüzyılınbaşlarındakayalardakiuranyumvekurşunoranlarınıkullanankimyacılar,Dünya’nınyaşınıbirkaçmilyaryılolaraksaptadılar.Bugünkabuledilen değer 4.5 milyar yıldır. Dört-buçuk milyar yıl önce Güneş’inçevresinde dönen parçacık ve gazlardan Yerküre oluştu. Acaba dört buçukmilyaryılöncegezegenimizinilkelokyanuslarıveatmosferinde,ilkcanlılarındokularındaki amino asit ve proteinleri oluşturan hangi moleküller vardı?Hayatın kaynağı neydi? Daha genel olarak, oluşumu sırasında Güneşsistemimizinilkelkimyasalbileşimineydi?

Busorularınyanıtınıyalnızcatoprağıkazarakbulamayız.Güneştarafındanısıtılanvekendiağırlıklarıaltındasıkışangezegenveuydulareriyipyenidendonarak doğum kayıtlarını bulanılaştırmışlardır. Diğer yandan vakitlerininçoğunuGüneş’tenuzakgeçirenkuyrukluyıldızlarınağırlıklarıdaazdır. İştebunedenleDünya’mızınilkelhalinianlamakiçinkuyrukluyıldızlarabakmakgerekir.

1980’lerde Halley kuyruklu yıldızına gönderilen uzay araçları ile Güneşsisteminin ilkel kimyasal bileşimi konusunda ayrıntılı bulgular elde edildi.Astronomlar özellikle Halley’de bulunan karbonun önceden inanıldığı gibimetan ve karbon monoksit gibi basit biçimlerde olmayıp, büyük karmaşıkmolekül topakları biçiminde olduğunu buldular. Hâlâ oksijen, hidrojen,karbon, kükürt ve azotun ilkel biçimleri, özellikle biyolojik önemi olanmolekülbiçimlerikonusundaöğrenilecekçokşeyvar.

1990’lar için önerilen yeni astronomi uyduları kuyruklu yıldızlarkonusundaki bilgilerimizi derinleştirecektir. CRAF (Comet RendezvousAsteroid Flyby-Kuyrukluyıldız Asteroid Buluşma Gözlemcisi) kuyrukluyıldızlarıyakındanincelemeküzereplanlananilkuyduolacaktır.Bukonudayeryüzünde MMA (Millimeter Array-Milimetre Dalgaboyu Gözlemcisi),YerküreçevresindeyörüngedeiseSIRTF(SpaceInfraredTelescopeFacility-UzayKızılötesiTeleskobu)görevyapacaktır.Bu araçlar vediğerleri Jüpiteruzaklığına kadar olan kuyruklu yıldızların boyut ve yapılarınısaptayabileceklerdir.MMAradyodalgalarını

SIRTF ise; kızılötesi ışınımını algılayacaktır. Görünür ışık yayamayacakkadar soğuk olan bu kuyruklu yıldız molekülleri gene de titreşim vedönmelerini sürdürecek ölçüde enerjiktirler. Molekül titreşimleri kızılötesiışınımı, dönme hareketleri ise radyo dalgalarını üretir. Her ne kadar bu ikiışınım türü de insan gözüyle algılanamayacak kadar uzun dalgaboyuna

sahiplerse de gene de kendi içlerinde bir renk skalaları vardır.Hermolekültürüdevarlığınıyaydığıradyodalgalarınınvekızılötesiışınımınözeltayfındagösterir.

Aslında, kimi modern gözlem araçları, insan gözünün görmediği ışınımtürlerini algılayabilir. Işık adı verdiğimiz gözle görülen ışınım‘elektromanyetik tayfın küçük bir bölümünü oluşturur. Kızılötesi ışınımındalgaboyu görünür ışıktan daha uzundur, radyo dalgalarının dalgaboyu isedahadauzundur.

Tayfındiğerucunda,tümünündalgaboylarıgörünürışıktandahakısaolanmorötesi ışınımı, X-ışınları ve gamma ışınları yer alır. Her ne kadar sözüedilen bu çeşitli ışınım türleri değişik adlar almakta iseler de, tümü benzerenerji biçimleri olup farklı olan yalnızca dalgaboylarıdır. Elektromanyetiktayfın görünür ışık bölgesinde değişik dalgaboyları farklı renklere karşılıkgelir.Görünürışıktaenkısadalgaboylurenkmavi,enuzundalgaboylurenkise kırmızıdır. Nasıl görünür ışık bir prizma yardımıyla bileşen renklerineayrılabiliyorsa, X-ışınları veya kızılötesi ışınım da bileşen dalgaboylarınaayrılabilirler. Gelen ışınımın her dalgaboyundaki enerji miktarı, bu ışınımıüretenatomyadamolekültürlerininparmakizigibidir.

Şekil 1. Gamma ışınlarının, X-ışınlarının, morötesinin, görünür ışığın, kızılötesinin ve radyo dalgalarının dalgaboyuaralıklarını gösteren elektromanyetik tayf. Bu çok büyük dalgaboyu aralığını gösterebilmek için sağa doğru gidildikçe onlaçarpılan bir birim skalası kullanılmıştır. Şekilde aynı zamanda bu altı çeşit ışınımı yayan atom ve molekül örnekleri degösterilmiştir.

Ne yazık ki yalnızca radyo dalgaları ve görünür ışık Yerküre’mizinatmosferindensoğurulmadangeçebilirler.

Elektromanyetik ışınımın dalgaboyu aralığı gamma ışınları için0.000000001cm’denbaşlayıpradyodalgalarınındalgaboyuolan0.03cm’yekadar uzanır.Bu çok büyük aralıktaki sayıları kolayca ifade edebilmek içinbilim adamları bilimsel gösterim adı verilen bir tür kısaltma kullanırlar.Örneğin0.000000001sayısı10-9biçimindeyazılabilir.‘-9’sayısıl’denöncedokuztanesıfırolduğunugösterir(Ondalıknoktanınsolundakisıfırdasayıya

dahildir).Benzerbiçimde0.001sayısıda10-3biçimindeyazılabilir.Bilimselgösterimaynızamandaüssünönündekieksiişaretikaldırılarakbirdenbüyüksayıları göstermek için de kullanılabilir. Örneğin 10000, 104 biçimindeyazılabilir.Buradaki4sayısı1’densonradörttanesıfırbulunduğunugösterir.Galaksimizivegalaksidışınıinceleyenastronomlarteorilerinitümüyle,çok

uzaklardan gelen çok sönük ışığa dayandırmak zorundadırlar. Amagezegenleri inceleyenastronomlar inceledikleriyerleregidebilirler.Sonotuzyılda Mariner, Pioneer, Viking ve Voyager uzay araçları çoğu gezegenlere15.000km.kadaryaklaşarakDünya’ya,Satürn’ünhalkalarıMars’ıntoprağı,Uranüs’ünçevresindekiyeniuydularJüpiter,SatürnveVenüs’ünatmosferleri, Uranüs çevresindekimanyetik alan ve Jüpiterin bir uydusunun üzerindekiaktifvolkanlarkonusundaşaşırtıcıbilgilergönderdi.

Buuydulardaneldeedilenbulgularınhemtemelbilimlerhemdeüzerindeyaşadığımız gezegenin anlaşılmasına yönelik birçok sonuçları olmuştur.ÖrneğinGüneş sistemindeki gezgenlerin atmosferlerinin incelenmesi, kendigezegenimizdeki insan yapısı değişikliklerin önlenmesinde bize yardımcıolabilir.Venüs’ünatmosferihementümüylekarbondioksittenoluşmuştur.Bugaz Güneş ışınlarının atmosfere girmesine izin verir ama dışarı kaçmasınaizin vermez. Dolayısıyla, gezegenin çevresini saran dev bir battaniye gibidavranır. Sonuç olarak gezegenin yüzeyi dört yüz dereceye kadar ısınır.Buolaya ‘sera etkisi’ denir.Bir zamanlarVenüs deDünya benzeri (çoğunluklaoksijen ve azottan oluşan) bir atmosfere sahip olmuş olabilir. O zamanlaratmosferdeki sıcaklık büyük olasılıkla oldukça düşüktü. Venüs şimdikidurumuna nasıl geldi ? Uzay araçlarından alınan bilgiler ve yeryüzündenyapılangözlemlerbusoruyuyanıtlamamızayardımcıolabilir.

1970’lerin ikinci yarısında Viking uzay aracı hayat olup olmadığınıaraştırmak üzere Mars yüzeyine indi. Güneş sistemindeki tüm gezegenleriçinde Dünya’dakine en çok benzeyen koşullar Mars’ta olduğu için bilimadamlarıoradahayatolabileceğinidüşünüyorlardı.

Şekil 2. Venüs yüzeyindeki kraterlerin Magellan uzay aracından radar yardımıyla çekilmişfotoğrafları. Görülen kraterlerin boyutları 40-50 kilometre arasındadır. Resimde volkanik kökenlikubbeciklerdegörülüyor.

Robotlar Mars toprağını toplayıp, yaşayan mikro organizma olupolmadığını araştırdılar. Hiçbir şey bulunamadı. 1979’daVoyager uzay aracıbeklenmedik bir şekilde Jüpiter’in uydularından biri olan İo üzerinde aktifvolkanlarınvarlığınısaptadı.AslındaİovolkanikolarakGüneşsistemindekien aktif uydudur. Volkanik patlamalar öylesine sık ve yaygındır ki Güneşsisteminin tarihi boyunca İo’nun yüzeyi birçok kez kükürtlü lavlarlakaplanmışolmalıdır.Volkanlarındikkatliceizlenmesiuydununiçindendışınadoğru ısı akış miktarının saptanmasına olanak verdi. Bu enerji neredengeliyor?İo’nuniçindekiradyoaktiviteyeterligibigörünmüyor.BununyerineastronomlarvolkanikenerjininkaynağınınJüpiter’invediğeruydularınınİoüzerindeki çekimsel etkilerinden kaynaklanan gelgit sürtünmesi olduğunuileri sürüyorlar. İo’nun yaydığı kızılötesi ışınımı ve radyo dalgalarınınayrıntılı incelenmesinden volkanik maddenin gerçek doğasınınanlaşılabileceğisanılıyor.

Şu anda iki uydu, Magellan ve Galileo, Güneş sistemi içinde yollarınadevam ediyorlar. Magellan uydusu Venüs’e Ağustos 1990’da ulaştı. Kalınatmosfer katmanlarını ve bulutları delmek için radar kullanan uydu,gezegeninbirharitasınıhazırladı.Birçokkrater,hâlâlavpüskürtenvolkanlar,birbirinden kilometrelerce uzak ve paralel parlak kırık çizgilerin bulunduğubölgelerigörenbilimadamlarıçokşaşırdılar.Bukuvvetlijeolojikaktiviteninkaynağıhalenbilinmiyor.Galileo’nunJüpiter’e1995’deulaşmasıbekleniyor.[Galileo,1995Ağustos’undaJüpiter’eulaştı,(ç.n.)]

Gezegenleri inceleyen astronomlarGüneş sistemini keşfetmek için hiçbir

şekildeuydularabağlıdeğiller.Örneğin,1977’deözelolarakhazırlanmışbiruçağa yerleştirilmiş olan bir teleskopla o zamanlarCornellÜniversitesi’ndeçalışanJamesElliotveekibiUranüs’ünçevresindekihalkalarıkeşfettiler.Biryılsonra,BirleşikDevletlerNavalObservatory’denJamesChristy,Plüton’unbir uydusunu keşfetti. Bu uyduya, ölülerin ruhlarını Plüton tarafındanyargılanmak üzere yeraltı dünyasındaki nehirde karşıdan karşıya geçiren,mitolojik denizci olan Charon’un adı verildi. Charon’un yörüngesinindikkatlice gözlenmesinin sonucu ilk kezPlüton’un kütlesi ve çapı ölçüldü :Dünya’nın kütlesinin 1/400’ü ve Dünya’nın çapının 1/4’ü . Dünya’nınyoğunluğunun ancak 1/7’si kadar olan düşük yoğunluğundan dolayıastronomlar Plüton’un yapısının Dünya benzeri kayalardan değil, katımetandanoluştuğunainanıyorlar.Gelecekte Uzak - Kızılötesi Astronomisi Stratosfer Uydusu’nun

(Stratospheric Observatory for Far- Infrared Astronomy - SOFIA) hemPlüton’nun hem de diğer gezegenlerin atmosferleri ve yüzey yapılarıhakkında belirleyici bilgiler vereceği düşünülüyor. SOFIA bir uçaklayeryüzünden 15 km. yükseğe çıkarılacak. SOFIA’nın ışık toplama yüzeyibüyük aynaları ve diğer araçları, gelen ışığı oldukça büyük bir duyarlılıklabileşen dalga boylarına ayıracak. SOFIA’nın görevlerinden bir tanesi deMars’taki minerallerin türlerini ve yerlerini belirleyerek gezegenin jeolojiktarihiniaydınlatmak.

JamesElliot,17Haziran1943’teColumbus,Ohio’dadoğdu.1965yılındaMassachusettsTeknolojiEnstitüsü’nden fizik diploması aldıktan sonra, 1972 yılında da Harvard’da astronomi dalındadoktorasınıbitirenElliot,Cornell’dedoktorasonrasıçalışmasıyaptı.1978yılındagezegenastronomisiprofesörüveGeorgeR.WallaceAstrofizikGözlemevidirektörüolarakM.I.T.’yegeridöndü.Elliot’unaraştırmalarındaki temel ilgi alanı, dış gezegenlerin halkalarını ve atmosferlerini incelemektir. Bugezegenler bir yıldızın önünden geçerken yıldızın ışığındaki değişimleri dikkatle gözleyen Elliot,gezegeninatmosferi konusundaoldukçaönemli bilgiler elde eder.Elliot vearkadaşları, 1977 yılındaUranüs’ünhalkalarınıve1983yılındadaPlüton’unbiratmosferiolduğunubulmuşlardır.Elliotşöylediyor:“Gezegenleregönderilenuzayaraçları,gezegenlerhakkındaçokayrıntılıbilgilersağladı.AmagenedeGüneşsistemihakkındakipekçokkritiksorununyanıtı,YeryüzündenyadaYerküreçevresindekiyörüngelerindengözlemyapanteleskoplarlabulunabilir.AcabaGüneşçevresindedönenbilmediğimizcisimler, hatta Plüton’un yörüngesinin dışında başka gezegen var mı? Başka yıldızların çevresindegezegenler olabilirmi?Eğer varsa, bu gezegenlerde yaşam izleri bulabilirmiyiz?Acabaasteroidler,kuyrukluyıldızlarvehalkasistemlerinasıloluştuveevrimgeçirdi?Gezegenlerdeiklimdeğişikliklerinesebep olan şey nedir? 1990’ların yeni teleskop ve detektörleri, bu soruları yanıtlamamıza yardım

edeceklerdir.”

AcabaGüneşindeğişenetkinlikdüzeyigezegenimizinasıletkiledi?Teorikhesaplamalara bakılacak olursa birkaç milyar yıl önce Güneş şimdikinden%25dahasönüktü.AcababununsonucuolarakDünya’nınsıcaklığıdadahamıdüşüktü?YoksaozamanlardahamatolanDünya’nınatmosferi,Güneşinsıcaklığını daha iyi tutarak bu düşük sıcaklığı karşılıyormuydu?Güneş’in,oluşumu sırasında yüzey tabakalarını dışarıya püskürterek Güneş sistemiiçinde her yöne doğru kuvvetli bir tür rüzgar oluşturduğu konusundakanıtlarımız var. Acaba bu kuvvetli ‘Güneş rüzgarı’ gezegenler arasındakitozu süpürmüş veDünya’nın ilkel atmosferinin yapısını değiştirmiş olabilirmi?İklimnasıletkilenmişolabilir?Busorularınyanıtlarınınçokazıbiliniyor.Son yıllarda bilim adamları iklimin, Dünya’ya çarpan kuyruklu yıldızlarınbombardımanı sonucu atmosfere karışan veGüneş ışınlarını engelleyen tozbulutlarıtarafındandadeğiştirilmişolabileceğiniilerisürüyorlar.

Eskiolaylarayenigözlüklerlebakıncadeğişikşeylergörünüyor.BununeniyiörneğiJüpiter’inBüyükKırmızıLekesi.ÜçyüzyılönceilkgözlendiğindeBüyük Kırmızı Leke 32.000 km. çapında -ki bu gezegenin çapının beştebiridir-kırmızımsıbirelipsti.YüzyıllarboyuncaastronomlarBüyükKırmızıLekeningezegeninyüzeyindekisabitbirşekilolduğunudüşündüler.BununlabirliktesonyıllardaLekeninJüpiter’inatmosferindeolduğuanlaşıldı.Süreklihareket halinde olan bu Leke altı günde bir kendi çevresinde saat yönününtersine bir tur atıyor. 1978’deVoyager’ın gönderdiği yakın plan fotoğraflardaha da fazla bilgiyi gün ışığına çıkardı. Leke, hızla dönen gazlar vesıvılardan oluşan siklonun bir parçasıdır. Bu çalkantının ortasında Lekeyapısını yüzyıllar boyu nasıl korumuş olabilir? Yanıt, Berkeley’dekiKaliforniyaÜniversitesi’ndeyenibirbilimdalıolannonlineerdinamikyada‘kaos’ teorisi üzerine araştırmalar yapan teorisyen PhilipMarcus’tan geldi.Her ne kadar düzensiz olaylara ilişkin tüm kavramlar henüz tam açıklığakavuşmadıysada, teorikarmaşanınortasındamucizevibirbiçimdekararlılıkadalarının bulunabileceğini gösteriyor. Büyük Kırmızı Leke işte böyle biryerdir.

Philip Marcus, Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü’deki öğrenciliği sırasındakuvvetli bir teorik fizik eğitimi aldı. Doktorasını da Princeton’da yaptı.Marcus’un doktora tezi daha çok yıldızların dış katmanlarında bulunmasıbeklenençalkantılıakışkanlarındavranışıyla ilgiliydi.Butürsıvıların teorisison derece karmaşık olduğundan, Marcus ne olup bittiğini tam olarakanlamasınayardımedecekbasitleştirilmişbirbilgisayarçalkantısimülasyonuprogramıgeliştirdi.Aynızamandaeldeettiğisonuçlarıçalkantılıakışkanlarlailgilenenbaşkabilimadamlarınındeneysonuçlarıilekarşılaştırmayabaşladı.Aslında bu deneylerin gerçekleştiği koşullar yıldızlardaki koşullardan çokfarklıdır. 1970’lerin ortalarında Marcus doktora tezini hazırlarken iki şey

oldu. Birincisi, uzun yıllar çok küçük bir bilim adamları topluluğununtekelindekalanvemarjinalolduğudüşünülenkaosteorisibilimgündemindeilksıralarayükseldi.Kaosteorisininanaözelliklerindenbiri,doğadakigerçeksistemlerin bilim adamlarının kullandığı basitleştirilmiş, ‘lineer’denklemlerdençokdahakarmaşıkolmasıdır.Örneğin;‘nonlineer’etkilergözönüne alındığında fiziksel bir sistemin başlangıç koşullarındaki küçükdeğişmeler, genelde gözlendiği gibi, bu sistemlerin davranışlarında büyükdeğişikliklereyolaçabilir.Marcusbilgisayarlanonlineerdenklemleriçözdü.İkinci gelişme, Voyager ve onun çektiği Jüpiter fotoğraflarıydı. MarcusJüpiter’inBüyükKırmızıLeke’sini incelemeküzere bir bilgisayar programıhazırladı. Çok geçmeden gelişmiş bilgisayar programları yardımıyla hızladönengazbulutlarıiçindehiçkaybolmayanlekeleriylebirliktehayaligezegenatmosferlerinin renkli simülasyonlarını hazırlamaya başladı. Hâlâ başlangıçaşamalarında olmasına karşın kaos teorisinin fizikten astronomiye vebiyolojiyekadarbirçokbilimdalmaönemlibirleştiricikatkılarıoldu.

Astronomi ile ilgili olarak çok uzun zamandan beri sorulan bir soru daşudur: Gezegenlerin birbirleri üzerindeki sürekli değişen etkileri göz önünealındığındaGüneşsistemisonsuzakadardağılmadanvarolabilecekmidir?OnyedinciyüzyıldaçekimteorisinedeniylebuproblemiinceleyenIsaacNewtonarasıra ‘tanrısal düzeltmeler’ olmadığı sürece gezegen yörüngelerindeki‘düzensizliklerin’gittikçedahafazlabirikeceğiniinanıyordu.BiryüzyılsonraFransız matematikçi ve fizikçisi Pierre-Simon Laplace uzun matematikselhesaplamalar sonucu büyük bir zevkle, tanrısal bir yardım olmadan dagezegen sisteminin kendisini dengede tutabileceğini iddia etti. Bu yüzyılınsononyılındayenimatematikselanalizyöntemleriveözelolaraktasarlanmışbilgisayarlar yardımıyla da bu güç sorunun yanıtlanmasına çalışıldı.Her nekadar net yanıt henüz bilinmiyorsa da Massachusetts TeknolojiEnstitüsü’nden Jack Wisdom ve diğerleri teorik hesaplamalar sonucundaGüneş sistemindeki küçük gezegen ve uyduların ara sıra rastgele hareketleryapabileceğini,bazenbirsüredengelivedüzgünhareketettiktensonratekrardüzensizhareketlerinedönebileceklerinigösterdiler.

Teorikastronomlarınuğraştığıbirbaşkabilmeceolangezegençevresindebulunan halkalardaki kütle çekimkuvveti, egzotik değilse bile yaşamsal birrol oynar. Gezegen çevresinde yörüngede bulunan küçük parçacıklardanoluşan Satürn’ün güzel halkaları on yedinci yüzyıldan beri büyük birhayranlıklaizlenmektedir.1970’lerinsonunda,Uranüsçevresindedehalkalarkeşfedildiğindebuhalkalarındarolduğuvegezegendenbelliuzaklıklardayeraldıkları bulundu. Neden? 1980’de Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü’ndenPeter Goldreich ve Toronto Üniversitesi’nden Scott Tremaine, Uranüsçevresinde varlıkları daha önce bilinmeyen birçok uydu bulunduğunu önesürdüler.Teorikolarakbuyeniuydular‘çobanlar’gibidavranarakkütleçekim

kuvvetleri yardımıyla yörüngede bulunan parçacıkları belli bölgeleretoplayabilirlerdi.DahasonralarıUranüs’eyaklaşanVoyageruzayaracıteorikolaraksözüedilenbuuydulardanbazılarınıgerçektenbuldu.

Şekil3.VoyageruzayaracındançekilmişolanSatürn’ünhalkalarınınfotoğrafı.Farklıtonlar,farklımaddebileşimlerinigösteriyor.

Uydularınhemkabacakütlelerihemdebulunmalarıgerekenyerlerdoğruhesaplanmıştı(Aslındateori,uzayaracıSatürnyakınındangeçerkenyenibirhalka ve bu halkanın her iki yanında ‘çoban’ uydular keşfettiğindebeklenmedik bir biçimde doğrulanmıştı). 1990’larda gezegen halkalarıteorilerimizNeptün’ün halkaları tarafından sınanacak. Şu anda elimizde buhalkalarkonusundaçokveriyok,olanlardatümüyleaçıklanamıyor.

BaşkaGezegenlerinAraştırılması

On altıncı yüzyılın sonlarında İtalyan felsefeci Giordano Bruno, uzaydasonsuz sayıda gezegen sistemi bulunduğuve bu sistemlerin her birinde çokçeşitli canlıların yaşadığı fikrini tartışmaya açtı. Bu ve diğer fikirlerinedeniyle Bruno bir kazığa bağlanıp yakılarak öldürüldü. Ama soru hâlâyaşıyor:Acabaevrendebaşkagezegensistemlerivarmı?

İlk olarak 1980’lerde başka yıldızların çevresinde madde diskleribulunduğuyolundakanıtlareldeedildi.Neyazıkkibugözlemlersonderecezor olduğundan kanıtlar da çok sınırlı kaldı. Bugüne kadar Güneş’imizdenbaşkabiryıldızınçevresindeherhangibirgezegenolupolmadığıkonusundakesin bir bulgu elde edilemedi. Bununla birlikte 1990’larda uzayagönderilecekyeniaraçlar,eğervarsadiğergezegensistemlerinibulabilecek.

Uzak gezegenlerin doğrudan saptanması hiç de kolay değildir. GüneşsistemimizdekigezegenlergeceleyinGüneşgörülmediği içinondanaldıklarıışığıyansıtmalarınedeniylekolaycagörülürler.ÖteyandanDünya’dandiğer

Güneş sistemlerine bakıldığındamerkezî yıldız hiçbir koşulda gizli kalmaz.Nasılbirprojektörünışığıyakınındabulunanateşböceğininışığınıgörünmezhale getirirse, merkezdeki yıldızın kuvvetli ışığı da gezegenlerinkinibastırarak onları gizler. Buna ek olarak çok büyük uzaklıklardan yıldız veçevresindekigezegenbirbirlerineokadaryakıngörünürlerkiayırdedilmelerihemenhemenolanaksızdır.Neysekigezegenleribulmanınbaşkayollarıdavar.Jüpiterboyutlarındave

daha büyük olan gezegenlerin kendileri de ışınım yayarlar. Kızılötesi dalgaboylarındayayılanbu ışınımınkaynağı,gezegenlerinçokyavaşgerçekleşenbüzülmeleri ve çekimsel enerjinin serbest kalmasıdır. Yıldızlar iseenerjilerinin çok küçük bir bölümünü kızılötesi ışınım olarak yayarlar.Dolayısıylabudalga-boylarındagezegenleriyakınlarındakiyıldızlardanayırdetmekdahakolaydır.

Şekil 4.Dünya’dan yaklaşık altmış ışık yılı uzakta olan Beta Pictoris yıldızının görünür ışıklaçekilmişbirfotoğrafı.Merkezdekişişkinbölgeçevresindekidisk,yıldızçevresindeyörüngededönmekteolankatımaddedenoluşmuştur.Henüzbiçimlenmekteolanbirgezegensisteminebenzemektedir.Disk,kuvvetlikızılötesiışınımyaymaktadır.Fotoğrafüzerineçizilmişolanikiçember,önerihalindekiSIRTFveSOFIAaraçlarıylaeldeedilebilecekaçısalçözümlemeyada‘ışındemetiboyutları’nıgösteriyor.Buaraçlarladiskinçokdahaayrıntılıgörüntülerinieldeetmekmümkünolacak.

Önerilen Kızılötesi Uzay Teleskobu, Jüpiter boyutlarında bir gezegeniGüneş’eenyakınyıldızolanAlphaCentauriuzaklığından-kibuyaklaşık40trilyon kilometredir- saptayabilecektir. Daha büyük uzaklıklarda gezegeniyıldızdanayırtedebilmekiçinbirbirlerineolanuzaklığındahabüyükolmasıgereklidir.

Uzaydaki uzaklıklar çok büyük olduğundan astronomlar, kozmikuzaklıkları kilometre yerine ışık yılı olarak ölçmeyi tercih ederler. Bir ışıkyılı, ışığın bir yılda aldığı yoldur ki bu da yaklaşık olarak 10 trilyonkilometreye eşittir.Bubirimle söylemekgerekirse,AlphaCentauri dört ışıkyılı uzaktadır. Kızılötesi Uzay Teleskobu yüz ışık yılı uzaktan, merkezîyıldıza olan uzaklığı Jüpiter-Güneş uzaklığının yirmi katı olmak kaydıyla,Jüpiter’denonkatdahabüyükkütlelibirgezegendenkaynaklanankızılötesiışınımı algılayabilecektir. Yıldızlarla gezegenler arasında böylesine büyükuzaklıklar gerçekten bulunabilir ve yüz ışık yılından daha yakın olupincelenebilecek binlerce yıldız vardır. Ne yazık kiYerküre boyutlarında birgezegen yeterli kızılötesi ışınım yaymadığından yakın bir gelecektesaptanmasıolasılığıhemenhemenyokgibi.

Gezegen araştırmalarında kullanılan dolaylı bir yöntem daha vardır. Birgezegen sisteminin merkezî yıldızı, çevresinde dönen gezegenlerdenkaynaklanan kütle çekim kuvvetlerinin değişmesi nedeniyle hafifçe‘yalpalar’.Bu yalpalamanın genliği çok küçüktür.Örneğin Jüpiter’in çekimgücü,Güneş’in,çapı1.5milyonkilometreolanbirçemberüzerindehareketetmesinenedenolur;kibubüyüklükGüneş’inkendiçapınaeşittir.Yaklaşıkdört ışıkyılıolanAlphaCentauri’ninuzaklığında,konumdakibukaymabirdereceninmilyondabirikadarbiraçısalkaymayanedenolacaktır.Başkabirdeyişle 400 kilometre uzaklıktan görülenmadeni bir paranın çapı kadar birkayma söz konusudur. Yerkürenin atmosferi gelen ışığı dağıtarak yıldızgörüntülerinin bulanıklaşmasına neden olduğundan yerden gözlem yapılanoptik teleskoplarla bir yıldızın konumundaki bu kadar küçük kaymalarıölçmek olanaksızdır. 1990 yılında Yerküre çevresinde bir yörüngeyeyerleştirilen Hubble Uzay Teleskobu ise atmosferin dışındadır. Hubble’ınaçısal ayırma gücünün, çevrelerinde gezegen bulunan yıldızlarınyalpalamalarını on ya da yirmi ışık yılı uzaklıktan algılamaya yeteceği,dolayısıyladateleskopunbirdüzinekadargezegensistemiadayınıkapsamlıbirbiçimdeinceleyebileceğidüşünülüyor.

Önümüzdekionbeş-yirmiyıldadevreyegirmesibeklenenyenieşgüdümlüuzayteleskopsistemleridahadaiyisiniyapabilecek.Busistemler,çokküçükfarklarla ayrı yönlerden gelen ışık dalgaları arasındaki değişen örtüşmemiktarlarını ölçerek kaynağın konumunu çok duyarlı bir biçimdesaptayabiliyorlar.Şuandageliştirilmeaşamasındaolanböylesi teleskoplarıngezegen sistemlerinin varlığını 300 ışık yılı uzaktan saptayabileceklerisanılıyor. Yeryüzünde çalışır duruma gelmeleri on yıldan daha yakın olaneşgüdümlü teleskopların da şu anda çalışan optik teleskopların açısalçözünümgücünüarttırmalarıbekleniyor.Uzunvadede,astronomlareşgüdümaltındaçalışanteleskoplarıAyyüzeyineyerleştirmeyiplanlıyorlar.

Çevresinde gezegen sistemi bulunan yıldızların, gezegenlerinin çekimseletkilerininsonucuolarakyaptıklarıhareketlerDopplerkaymasıadıverilenbiretki yoluyla saptanabilir. Ses ve ışık dalgalarının dalgaboyları kaynak vegözlemcinin göreceli hareketleri nedeniyle değişikliğe uğrar. Sesindalgaboyundaki bu değişme tizliğinin değişmesiyle kendini gösterir.Yaklaşmaktaolanbirtrenindüdüğününsesi,aynıtrendurmaktaikençaldığıdüdüğünsesindendahatizdir,butrenuzaklaşırkenisedüdüğününsesinidahapes(kalın) olarak algılarız. Işıkta ise tizlik ölçüsünün karşılığı renktir.Gözlemciye doğru hareket halinde olan bir kaynaktan yayılan ışığındalgaboyu daha kısa dalgaboylarına, yani tayfın mavi ucuna doğru kayar.Gözlemcidenuzaklaşanbirkaynaktanyayılanışığındalgaboyuisedahauzundalga-boylarınayanikırmızıyakayar.Çevresindegezegensistemibulunduranbiryıldız,gezegenlerinçekimseletkisinedeniyleyalpalama türübirhareketyaparken Dünya’ya yaklaşmakta olduğu sırada ışığı maviye, uzaklaşmaktaolduğu sırada da kırmızıya kayar. Saniyede birkaç yüz metre hıza karşılıkgelen bu kaymalar çok küçük olmakla birlikte şu anda geliştirilmekte olanaraçlarlaölçülebilir.Buaraçlarıntayfsalçözümgücüadıverilenduyarlırenkölçmeyeteneklerioldukçayüksektir.

Oluşum halindeki gezegenler, genç yıldızların çevresindeki gaz diskleriincelenerekortayaçıkarılabilir.KızılötesiAstronomiUydusu(IRAS)bununlabağlantılıolarakyıldızlarınçevresindekiyörüngelerindedönen,kızılötesiveradyodalga-boylarındaışınımyapanparçacıkdiskleribuldu.BununlabirlikteIRAS’ın açısal çözüm gücü yetersiz olduğundan bu disklerin ayrıntılarıincelenemedi. Gezegen oluşturan disklerin boyutlarının Güneş sistemimizinboyutlarından -yaklaşık olarak bir ışık yılının binde biri- daha büyükolmadığına ve en yakın gezegen oluşum bölgesinin 300 ışık yılı uzaktaolduğunainanılıyor.

Bu sayılar tüm bir gaz diskininDünya’dan gözlenebilecek açısal çapının0.0002derececivarındaolabileceğianlamınageliyorkibudabeşkilometreuzaktanbirmadeniparanıngörüldüğüaçısalçapdemektir.

Bununla birlikte bu çokküçükboyutlar bile önümüzdeki on-onbeş yıldaalgılanabilirhalegelebilir.Radyodalgaboylarındagözlemyapacakolan,önerihalindeki Milimetre Dalgaboyu Gözlemcisi 0.00003 derece kadar küçükayrıntıları algılayabilecek yetenekte olacak. Gene öneri halindeki KızılötesiUzay Teleskopu (SIRTF) da gezegen oluşum disklerinin araştırılmasındatemelbirastronomiaracıolacak.Buyenikızılötesi teleskopunaçısalçözümgücü, atası sayılabilecek IRAS’tan on kat daha iyi olacak ki bu da 0.0002derece kadar küçük ayrıntıların seçilmesi anlamına geliyor.KızılötesiUzayTeleskopunun duyarlılığı da IRAS’tan bin-milyon kat daha fazla olacak.Dolayısıyla da bin-milyon kat daha zayıf kozmik ışınımları algılayabilecek

(Duyarlılık açısından SIRTF ile IRAS arasındaki fark, büyük optik Haleteleskopuileçıplakgözarasındakifarkaeşittir).Gezegenoluşumdisklerininyaydığı kızılötesi ışınımı incelemek yoluyla SIRTF bu disklerin sıcaklığını,yoğunluğunu ve yapısını saptayabilir ki bunlar da gezegenlerin oluşumukonusunda son derece önemli bilgilerdir. Belki de en önemlisi sürprizlerolacak. Astronomi tarihine bakıldığında yeni gözlem araçlarınınduyarlılığındaki sıçramak gelişmelerin çoğu zaman tahmin bile edilemeyenkeşiflereyolaçtığıgörülür.

Beş ton ağırlığında ve yaklaşık beş metre boyundaki SIRTF, uzayagönderilerekhemenhemensekizDünyaçapıyüksekliğindekibiryörüngeyeyerleştirilecek. Yörüngedeki SIRTF, atmosferden geçemeyen ışınımıalgılayabilecek. Yörünge çapı da büyük olması ve Dünya’ya olan uzaklığınedeniyle de Dünya’mız uydunun görüş açısını hemen hemen hiçengellemeyecek. SIRTF’nin fırlatılmasından önce Avrupa Uzay Ajansı,özellikleri IRAS ve SIRTF arasında olan Kızılötesi Uydu Gözlemevi’niyörüngeye yerleştirecek. Böylece uzaydaki kızılötesi ışınım konusundakibilgilerimizindahadanetleşeceğitahminediliyor.

Yeryüzünden gözlem yapacak yeni kuşak optik teleskopların açısalçözümleme güçlerinin de, gezegen oluşum disklerini ve çok küçük açısalboyutlarasahipdiğercisimleriinceleyebilecekölçüdearttırılmalarıgerekiyor.BuönerihalindekiyeniteleskoplardanbirideHawaiiAdası’ndakisönmüşbirvolkan olan Mauna Kea’nın zirvesine yerleştirilecek olan 8 metrelikKızılötesiTeleskobudur.

Şekil 5.Dünya çevresindeki yörüngesinde dönecek olan kızılötesi ışınıma duyarlı Uzay KızılötesiTeleskopu’nun(SIRTF)hayaligörüntüsü.

1990’lar için planlanan bu teleskop (IRO) pek çok bakımdan öncülükyapacaktır. İlk olarak IRO görünür ışığa olduğu kadar kızılötesi ışınıma da

duyarlı olacaktır.Her ne kadar yerkürenin atmosferi kızılötesi ışınımın bazıdalgaboylarınısoğurmaktaysadabirbölümünedegeçirgendir.Yeryüzeyineulaşan bu kızılötesi ışınım, IRO ile gözlenebilecektir. 1970’ten bu yanayapılan pek çok optik teleskop aynı zamanda kızılötesi ışınımı daalgılayabilmektedir.AncakIROkızılötesineözelbirbiçimdeadapteedilecekve bu ışınımla ilgili performansı da çok yüksek olacaktır. İkincisi, IRO şuanda çalışmakta olan teleskoplardan daha büyük olacaktır. Bu teleskoplarınışıktoplayıcıaynalarınınçapıortalamadörtmetrecivarındadır.Aynanınçapıikikatarttırıldığındaışıktoplayıcıalandörtkatınaçıkacağındanteleskopdörtkatdahasönükcisimlerigörebilir.1991yılındadünyadakienbüyükkızılötesiteleskop Rusya’nın, Kafkaslardaki Pastuknov dağında bulunan 6 metreçapındaki teleskopudur. İkinci büyük, Kaliforniya’nın Palomar dağındakiHale teleskopuolup1949yılındanberiçalışmaktadır.Aynaçapı5metredir.Kızılötesiteleskopunaynaçapıise8metreolacaktır.BöylesinebüyükbirışıktoplamagücünesahipolacakIRO,gezegenoluşumdisklerindenkaynaklananzayıf ışığı toplayıp bileşen dalgaboylarına ayırarak diskteki değişikmoleküllerintanımlanmasınısağlayabilecektir.Üçüncüolarak,tümyenikızılötesiaraçlargibiIRO’dadayenigeliştirilen

kızılötesine duyarlı sistemler kullanılacaktır. Birkaç yıl öncesine kadarkızılötesi kameralar insan gözündeki çubuk veya konik hücrelere benzeyenyalnızca bir algılama elemanı içeriyordu. İki boyutlu bir sistem ise her biriönceki algılama elemanlarından on-yüz kat daha duyarlı elemanların onbinlercesini kapsayan bir mozayiktir. Bu nedenle yeni iki boyutlu algılamasistemleri daha önceki algılama elemanlarından milyonlarca kez dahaduyarlıdır.

Sonolarak IROçokyeni bir teknoloji kapsayan ‘adapte olabilenoptik’ledonatılacaktır. Atmosferden kaynaklanan bozulmaları otomatik olarakdüzeltme yeteneği olan bu optik elemanlarla gök cisimlerinin son derecetemiz görüntülerini almak mümkün olacaktır. Hava kütlelerinin yerdeğiştirmeleri ve sıcaklıktaki değişmeler nedeniyle atmosfer sürekli olarakharekethalindedir.Buhareketlergeçenışığınöncebiryöne,sonrabaşkabiryönebükülmesinenedenolduğundannetgörüntülerlekelivebulanıkbirhaledönüşür. Adapte olabilen optikte hareketli atmosferin odaklanmayı dağıtıcıetkisi, teleskop aynasının arkasına yerleştirilen bir dizi motorlu destekaracılığıyla dengelenir. Destekler, aynanın yüzeyini bir bilgisayardan gelenkomutlar doğrultusunda saniyenin yüzde biri kadar zaman aralıklarıylayeniden biçimlendirirler. Bilgisayar da komutları bir ‘kılavuz yıldız’ıngörüntülerinisürekliolarakinceleyerekalır.Eğeratmosfersonderecedüzgünve pürüzsüz ise yıldızın görüntüsü bir ışık noktası biçiminde olacaktır.Kılavuz yıldızın görüntüsünü analiz eden bilgisayar, atmosferin bozucuetkilerini hesaplar ve motorlu desteklere yıldızın görüntüsünü yeniden

odaklayacak biçimde ayna yüzeyini yeniden biçimlendirme komutlarıgönderir. Eğer sürekli hareket halinde olan atmosferi, biçimini ve odakuzaklığını sürekli olarak değiştiren birmercek olarak kabul edersek, adapteolabilen optik, teleskopun aynasını atmosfer merceğinin biçimi ile uyumluolarakdeğiştirir.

Önümüzdeki on yılda astronomlar, adapte olabilen optiği IRO’ya olduğugibi bir dizi büyük optik teleskopa da uygulayabileceklerini düşünüyorlar.IRO gibi bu yeni teleskoplar da 8-10.5 metrelik ayna çaplarıyla şu andakiteleskoplardan daha büyük olacaklar. Bu teleskoplardan ilki olan 10 metreayna çaplıKeck teleskopuHawaii’de inşa edildi ve 1992yılında çalışmayabaşladı.BirAvrupaKonsorsiyumuÇokBüyükTeleskopadıverilenvedörttanesekizmetreçapındateleskoptanoluşanbirkompleksiŞili’deçalıştırmayabaşlayacak. Yeni inşa edilen sekiz metrelik ve on metrelik teleskoplar,görüntülerdeki 3 x 10-5 derece büyüklüğündeki ayrıntıları görebilecek. Busayıotuzkilometreuzaklıktangörülenmadenibirparanınaçısalçapınıifadeediyor. Başarılı olduğu takdirde adapte olabilen optik uzay koşullarını çokdahadüşükbirmaliyetleastronomininhizmetinesunabilecek.

Açısalvetayfsalçözümgücündendefalarcasözettik.Gerçekteastronomiaraçlarının değerlendirildiği pek çok kriter var: Gelen ışığın ne orandatoplanabildiğini ve zayıf ışığa tepkiyi ölçen duyarlılık, görüntüdekiayrıntılarınnekadarseçilebildiğiniölçenaçısalayırmagücüvegelen ışığınhangiorandabileşendalgaboylarınaayrılabildiğiniölçentayfsalayırmagücü.Gözlemselastronomlariçinbusınıflardakiaraçlarınenkalitelilerigereklidir.Teorikastronomlarıngereksinmeduyduğuaraçlarisebirbilgisayar,birmiktarkağıtvekalemilebirçöpkutusundanoluşur.

DünyaDışıYaşamınAraştırılması

Evrendeyalnızmıyız?Bundandahaderinanlamıolanpekazsoruvardır.Diğeryaşambiçimleriylebirtemas,evrendekiyaşamınfarklıbaşlangıçlarıvefarklıdönemeçleriarasındakimilyarlarcayıllıkboşluğudolduracaktır.Dünyadışıbirtemasevrendekiyerimizebakışaçımızısonsuzadekdeğiştirecektir.

Sonderecesıradanbiryıldızınçevresindedönenyinesıradanbirgezegenüzerindeyaşadığımızıanlayacakölçüdeevrimgeçirmemiziçin4.5milyaryılgeçmesigerekti.KızılötesiAstronomiUydusu,olasıbaşkagezegensistemlerikonusunda ipuçları buldu. Ve uzay, bildiğimiz kadarıyla yaşam için gerekliolan karbon temelli organik madde bakımından oldukça zengin. Radyoteleskoplar yardımıyla uzayda birbirinden farklı yüz kadar organik bileşikbulduk. Yeryüzüne düşenmeteoritlerin getirdiği organik çamura dokunduk.Parçalarınbazılarıhâlâdüştükleriyerdeduruyor.Dünya’daolmuşolanşeylerbaşkayerlerdedeolabilirdi.

Yıllar boyu astronomlar nedense dünya dışı yaşamla haberleşmeninelektromanyetik dalgalarla, özellikle de radyo dalgalarıyla gerçekleşeceğinivarsaymışlardır.Bizimkuşağımızbutürbirhaberleşmeyigerçekleştirebilecekilk kuşak. Dünya dışı kaynaklı ve zeki yaratıklarca yapılacağı varsayılanradyoyayınlarıiçinilkaraştırma,oyıllardaBatıVirginia’dakiUlusalRadyoAstronomi Gözlemevi’nde çalışan Frank Drake tarafından 1960 yılındagerçekleştirildi.Buçalışma sırasındaDrakeanteninin ‘kulaklarını’ ikiyakınyıldıza çevirerek iki ay boyunca dinledi. O zamandan bu yana, çoğu diğeramaçlarla kullanılan radyo teleskoplarının ucuz ve basit kopyaları olanaraçlarla,ellikadararaştırmayapıldı.Geçtiğimizyıllarda,sondereceduyarlıaraçlarla yalnızca uzaydan gelmeleri olası zeka ürünü sinyalleri dinlemeyeyönelik sürekli bir araştırmanın temelleri atıldı.Aradığımız şey, uzayda tekbiryöndengelendardalgaboyubantlıbirradyoyayını.Eğerböylebir‘sinyal’bulunabilirse,birtakımkodlanmışmesajlararayacakveçözmeyeçalışacağız.Bilgisayar teknolojisi yeni radyo alıcılarının geliştirilmesine önemli katkılaryaptı. İlkdünyadışıkaynaklıyayın taramalarıyalnızca1000radyokanalınıkapsıyordu. Harvard Üniversitesi’nden Paul Horowitz tarafından tasarlananbilgisayar kontrollü alıcı sistemleri ise 10 milyon kanalı aynı andatarayabiliyor. Arkadaşlarımızın hangi kanaldan yayın yaptıklarınıbilmediğimizden mümkün olduğunca çok kanalı aynı anda izlemek birzorunluluk.1990’larınsonundaalıcılardakikanalsayısımilyara,ulaşabilir.

Ekim1992’deNASA,Areciboradyoteleskopukullanılarakyapılandünyadışı,zekaürünüradyoyayınlarınıizlemeküzerebiraraştırmabaşlattı.

YıldızlarınYaşamÖyküleri

Güneş

Temel eseri olan Principia’da Newton şöyle yazıyor: ‘Güneş’i sabityıldızlardan biri olarak kabul edenler’ herhangi bir yıldızın parlaklığınıGüneş’in parlaklığı ile karşılaştırarak o yıldızın uzaklığını bulabilirler. Bu,uzaktaki bir mumun ışığıyla yanıbaşımızdaki bir mumun ışığınıkarşılaştırarakmumunuzaklığınıtahminetmeyebenzer.OzamanlarNewton,en yakın yıldızlara olan uzaklığın Güneş’imizin uzaklığının yaklaşık birmilyon katı olması gerektiğini hesapladı ki sonraki ölçümler bunundoğruluğunugösterdi.

Newton’un öne sürdüğü bu fikirde diğer yıldızların da tıpkı bizimGüneş’imiz gibi Güneşler olduğu düşüncesi gizlidir. Bu, kabaca doğrudur.Gerçekten bazı yıldızlar Güneş’e çok benzer ve onun özelliklerinin hementamamını paylaşır.Bu nedenleGüneş’i inceleyerek yıldızlar konusunda pekçokşeyöğrenebiliriz.

Yeryüzündeki ısı ve ışığın kaynağı tarih boyunca insanlığın çok ilgisiniçekmiştir.OndokuzuncuyüzyıldabilimadamlarıGüneş’in enerjisini, sankigökyüzünde kömür yakan dev bir fırın gibi kimyasal tepkimeler sonucusağladığını düşünüyorlardı. Sonradan, eğer bu enerjinin kaynağı kimyasalolsaydı,yakıtınancak

1000yılyetebileceğiortayaçıktı.Dahaiyibiröneriolarakçekimenerjisiortaya atıldı. Nasıl büyükbabalarımızın saatleri yavaş yavaş aşağıya doğruinen bir ağırlığın verdiği enerjiyle çalışıyorsa, Güneş de kütlesinin yavaşyavaşbüzülmesisonucuserbestkalanenerjiyiyayıyordu.Amabusürecindeancak100milyonyılısıveışıküretebileceğibulundu.BurakamdaYerküreveGüneşSistemi’nin yaşı olarakkabul edilen 4.5milyar yılın yanında çokküçük kalıyordu. Bu ikilemin farkına varan İngiliz astronom ArthurEddington 1920’de Güneş ve diğer yıldızların enerjilerini nükleertepkimelerleürettiğiniönesürdü.Güneş’inensıcakveenyoğunbölgesiolanmerkezinde oluşacak nükleer tepkimeler milyarlarca yıl boyunca yetecekenerjiyisağlayabilirdi.

Güneş,yarıçapıyaklaşıkbirbuçukmilyonkilometreolanbüyükvesıcakbirgaztopudur.ModernteoriyegöreGüneş’inmerkezindekiyoğunluksuyunyoğunluğunun yaklaşık yüz katı, sıcaklık ise yaklaşık 15 milyon derececivarındadır. Atom-altı parçacıkların bir araya gelip kaynaşarak nükleerenerjiyiaçığaçıkarabilmeleriiçinbutüryükseksıcaklıklargereklidir.Serbestkalanenerjibaşlıcaikişeyyapar.Birincisi,Güneş’iniçindesıcaklığıyüksektutarak dışarıdan içeriye doğru bir etki yapan kütle çekim kuvvetinedirenmeyeyetecekbirbasınçyaratır(Böylebirbasınçolmazsa,Güneşkendiağırlığı altında çöker). İkincisi, açığa çıkan enerji ışınıma dönüşerek önceGüneş’in yüzeyine doğru hareket eder, oradan da uzaya yayılır. Güneş’inenerjisininbirbölümüyüzeyihareketlendiripkarıştırarakçokyüksekenerjiliparçacıklar,manyetikalanlarvetaç(corona)adıverilenyükseksıcaklığasahipbiratmosferyaratır.

Güneş tacı astronomları şaşırtıyor.Güneş tutulmaları sırasındaGüneş’tenfışkıran uzantılardan oluşan parlak bir taç görünümüne bürünen taçküre,yüzyıllardanberigözleniyor.Amanedenbukadarsıcak?Enerjisinineredenalıyor? Güneş’in içindeki sıcaklık, merkezdeki 15 milyon dereceden yavaşyavaş yüzeyde 6000 dereceye kadar düşer. Güneş’in içindeki kütle çekimkuvveti ve iç basınç arasındaki denge, Güneş’in ışınım gücü ve boyutlarıdüşünüldüğünde anlaşılabilir sıcaklıklardır. Ama Güneş maddesininsıcaklığının yüzeyde 6000 dereceye kadar düştükten sonra yüzeyin hemendışındayenidenbüyükbirhızlaısınarakbirkaçmilyondereceyeulaşmasınınveuzayayayılaraktacıoluşturmasınıngörünürdehiçbirnedenibulunmuyor.

Güneştacınınenerjigirdisiileilgiliilkipuçları,uzaydanyapılanmorötesigözlemlerden geldi. Bu gözlemlerle her ne kadar Güneş’in yüzeyindegerektiği kadar küçük bölgeler-belki seksen kilometre çapında-gözlenemediyse de uzay gözlemleri ile taçkürede çok büyük sayıda gazfışkırmaları ve patlamalar saptandı. Astronomlar, güçlü manyetik alanlarınkopup yeniden birleşerek bir şekilde Güneş atmosferine enerji sağladığınıdüşünüyorlar.Amaayrıntılarhenüzçokaçıkdeğil.Örneğin,manyetikalanlarenerjilerini nereden alıyorlar? İlk kez 1851’de Alman eczacı ve amatörastronomHeinrichSchwabe tarafındanbulunanonbir yıllıkGüneş etkinlikçevrimindemanyetikalanlarınrolünedir?

Taçküre, Güneş’in çoğu yüksek enerjili etkinliklerinde merkezî bir rolüstlenir. Yüksek sıcaklıktaki Güneş tacı, X-ışınları ve Güneş rüzgarı adıverilenyüksekenerjiliparçacıklaryayar.Yerküre’ninyörüngesiyakınlarındaGüneş rüzgarının hızı saniyede 500 kilometre civarındadır. Sıcak taçküre,sürekli bir biçimde Güneş rüzgarı yaymasının yanısıra ara sıra Güneşparlamaları adı verilen şiddetli enerji patlamaları gösterir. Güneş yüzeyininancak binde birini kaplayan Güneş parlaması, morötesi ve x-ışınlarında

Güneş’in geri kalan bölümünün tamamından çok daha parlak olabilir.Bununla ilişkili bir olay da ilk kez 1600’lerde Galileo tarafından bulunanGüneş lekeleridir. Güneş lekelerinin büyüklüğü 1500 kilometreden 50000kilometreye kadar değişir. Tek tek bakılacak olursa, Güneş lekelerininömürleribirkaçsaatlebirkaçayarasındadır.Güneşlekelerinintoplamsayısı,taçküre veGüneş rüzgarı arasında yakın bir ilişki vardır ve bunlar zamanladeğişen olaylardır. Güneş lekelerinin sayısı az olduğunda taçküre Güneşekvatorundadahaşişkin,kutuplardaiseçokbasıktır.Lekesayısıarttığındaisetaçküreçokdahasimetrikbirgörünümalır.

KimibilimadamlarıGüneşetkinliğinindeğişimininDünya’mızınikliminietkilediğini düşünüyorlarsa da aradaki ilişki henüz tam anlaşılmış değil.Örneğin, tarihselkayıtlar1645-1715yılları arasındaGüneş lekesi sayısıvebuna bağlı etkinliklerin normalin çok altında olduğunu gösteriyor.Bu olgu,1890 yılında Alman astronom Gustav Sporer ve Ingiliz astronom EdwardMaunder’in dikkatini çekmiş. ‘Maunder minimum’ adı verilen bu düşükGüneş etkinliği sırasındaAvrupa’daki sıcaklıkların olağandışı düşük olduğubiliniyor. EğerGüneş etkinliği gerçektenDünya’nın iklimini etkiliyorsa, bukonudaöğreneceğimizdahaçokşeyvardemektir.

SonyirmiyıldaX-ışındetektörlerivediğeraraçlarGüneş’leilgilitaçküre,kuvvetlimanyetikalanlar,parlamalarveyıldızrüzgarıgibikarmaşıkolaylarındiğer yıldızlarda da bulunduğunu keşfetti. Bu, astronomlar için de sürprizoldu.

Belkidetaçküreleringizi1990’lardaçözülecek.Astronomlar,YörüngedekiGüneş Laboratuarı (Orbiting Solar Laboratory, OSL) adı verilen ve tümzamanını Güneş’i incelemekle geçirecek olan bir uydu önerisi yaptılar. Buyeniastronomilaboratuarıbiroptikteleskop,birmorötesiteleskopvebirdeX-ışın teleskopu taşıyacak. OSL’yi Kanarya Adaları’na yerleştirilecek olanYerdenGözlemYapanBüyükGüneşTeleskopu(TheLargeEarthBasedSolarTelescope,LEST)tamamlayacak.Güneşyüzeyindekiyapılanmalarınayrıntılıgörüntülerini oluşturabilmek amacıyla açısal gücü çok yüksek olarakyapılacak LEST, Güneş’in manyetik alanını OSL’den daha büyük birduyarlılıkla ölçebilecek. LEST’in görevleri arasında, Güneş’in içindemanyetik alanların enerji taşınmasını nasıl etkilediğini bulmak veGüneş’inmanyetikalanınınüçboyutluharitasınıçıkartmakdavar.

Elimizde Güneş’in iç bölgeleriyle ilgili çok az doğrudan bilgi var.Gördüğümüz tüm ışıkGüneş’inyüzeyindengeliyor.Bununlabirlikteyüzey,içkısımlardakikoşullara ilişkin ipuçlarıveriyor.Bunlarınenönemlilerindenbiri, gaz hareketlerini inceleyen ve yepyeni bir araştırma alanı olan Güneşsismolojisi.Güneş’iniçindeoluşantitreşimler,aynenyeryüzündekidepremlergibi,yüzeyebilgitaşır.Nasıldepremlerinşiddetivesarsıntılarınarasındayer

alan zamanaralıklarıYerküre’ninderinliklerindekikoşullar konusundabilgiverirse, Güneş’in yüzeyinde oluşan gaz titreşimleri de derinliklerindekiyoğunluk, sıcaklık ve dönüş hızı gibi konularda bilgi taşır. Örneğin Güneştitreşimlerininsonzamanlardayapılanbiranalizi,teorikbeklentilerintersineGüneş’iniçkatmanlarınınyüzeykatmanlarıylaaynıhızdadöndüğünüortayaçıkararak Güneş araştırmaları yapan astronomları şaşırttı. Bununla birlikteGüneş sismolojisinin çoğu sonuçları teorik öngörüleri doğruluyor. Bilimadamları kendi teorilerinin deneyler aracılığıyla doğrulanmasından mutluolurlar. Ama aynı bilim adamları teorileriyle deney arasında bir çelişkiyakaladıklarındadageneldemutluolurveheyecanlanırlar.

Güneş sismologları, Güneş’in yüzeyindeki hareketleri birinci bölümdeanlatılan Doppler kayması yöntemini kullanarak izlerler. Güneş yüzeyititreşirken önce Yerküre’ye doğru, sonra ters yönde, sonra yine Yerküre’yedoğruhareketeder.SürüpgidenbuhareketlerinizleriçokduyarlıbirbiçimdeGüneş’ten yayılan ışığın dalga-boyu değişimlerinin içinde yer alır. Güneşyüzeyinde yer alan bazı titreşimler her beş dakikada bir kendilerinitekrarlarlar.Güneş’in içyapısınındoğrubirgörüntüsünüeldeetmek içinbutitreşimleriyıllarboyubirdakikalıkaralıklarlagözlemekveölçmekgerekir.Böylesi uzun dönemli çalışmalarDünya’nın çeşitli yerlerinde konumlanmışbirçok gözlemevi gerektirir. Böylece Güneş’in her zaman en az birgözlemevinin görüş açısı içinde kalması sağlanır. Astronomlar şu andadünyanın çeşitli yerlerinde en az on gözlemevinden oluşan ve KüreselSalınımAğGrubu (GlobalOscillationNetworkGroup,GONG) adı verilenbir gözlemevleri ağı inşa etmekteler. Güneş sismolojisi tekniklerinikullanacak olan GONG, Güneş yüzeyinde 65000 noktada aynı anda yüzeysalınımlarınıölçebilecek.

Güneş’iniçyapısınındahaiyiöğrenilmesi,astronomlarıyıllardıruğraştıranbirbaşkaproblemedeçözümgetirebilir.Güneş’inyaydığınötrinoadıverilenatom altı parçacıkların ölçülen sayısı öngörülen sayının çok altındadır.Nötrinolar elektrikselolarakyüksüz(nötr)olupdiğerparçacıklarla çokzayıfbirbiçimdeetkileşir.Fizikçileryıllarcanötrinolarınkütlesiz,elektromanyetikışınımgibi safenerjiolduğunudüşündüler.Bununlabirliktekütlesidedahilolmaküzerenötrinonunözelliklerideneyselolarakpekiyisaptanamadı.

Teorik olarak nötrinolar Güneş’in merkezinde sürüp giden nükleertepkimeler sırasında üretiliyor olmalılar. Nötrinoların üretim hızı, İleriAraştırmalarEnstitüsü’ndenJohnBahcalltarafındançekirdekfiziğinineniyiteorileri ve Güneş’in içindeki sıcaklık ve yoğunluk koşulları konusundakibilgilerkullanılarakçokdikkatlibirbiçimdehesaplandı.Nötrinolarçevredekimaddeyle çok zayıf bir biçimde etkileştiklerinden Güneş’in merkezindeüretilen hemen hemen her nötrinoGüneş yüzeyinden uzaya kaçıyor olmalı.

Bunedenledeteoriyigözlemlerlekarşılaştırmakmuhtemelensonderecebasitolacaktır.

Şekil 6.Güneş’in sismolojik görüntüsü. Farklı tonlar, bakış doğrultumuz boyuncaGüneş’in yüzeytabakalarının farklı hızlarını gösteriyor. Güneş merkezinin hızı yaklaşık olarak sıfırdır. Güneşmerkezininkinden daha açık tonlar, bize doğru hareket eden bölgeleri, daha koyu tonlar ise bizdenuzağadoğruhareketedenbölgelerigösteriyor.Kırçıllıgörüntüden,Güneş’inyüzeyititreşirkenbirbirineyakınnoktalarınfarklıhızlarasahipolduğuanlaşılıyor.

Pennsylvania Üniversitesi’nde yirmi yıldır süren bir deney sonucundaGüneş’ten yayılan nötrinoları sayanRaymondDavis ve arkadaşları, sayılannötrinolarınöngörülensayınınyalnızcaüçtebiriolduğunubuldular.Bu farkson yıllarda Japonya’da yapılan bir deneyle de doğrulandı. Dolayısıyla daciddi bir problem oluşturuyor. Ya Güneş’in içindeki koşullar bizimdüşündüğümüzden farklı, ya da nötrino üretildikten sonra yapısınıdeğiştirebilen ve böylece yakalanıp sayılmaktan kurtulabilen bir özelliğesahip. Birinci açıklama, eğer doğruysa, yıldızların yapısı konusundaki tümteorilerimizi değiştirebilir. İkinci açıklama ise atom altı parçacıklarabakışımızıyenilememizigerektirebilir.

1990’lariçinplanlananveGüneşnötrinolarınıizlemeyiamaçlayanbirdiziyenideneygündemde:Rus-AmerikalıbilimadamlarıarasındaRus-AmerikanGalyum Deneyi adı verilen bir işbirliği, eski Sovyetler Birliği’nin BaksanLaboratuvarı’ndayürütülecek.İtalya’nınGranSassoLaboratuarıveSudburyNötrinoGözlemevi’ndeiseAmerikaBirleşikDevletleri,Kanadaveİngiltereişbirliği var. Bu yeni deneylerin eskilerden farkı Güneş’in her yerindeüretilmiş olabilecek her düzeyde nötrino enerjisine duyarlı olmaları. Bunun

ötesinde Sudbury Nötrino Gözlemevi’nde nötrinonun her biçimisaptanabilecek. Nötrinolar biçim değiştirse bile bu yeni nesil sayaçlarayakalanmaktankurtulamayacaklar.

YıldızlarınOluşumu

Bir yıldızın oluşumu için iki şey gereklidir: Madde ve maddeyi yüksekyoğunluklara erişinceye dek sıkıştıracak bir mekanizma. Madde, uzaydaoldukça boldur. Uzaydaki madde, hemen hemen tümüyle çok küçükmiktarlardadiğer elementlerveküçük tozparçacıklarıylakarışmışdurumdabulunan hidrojen gazından oluşmaktadır. Bazı bölgelerde gaz düzgün birbiçimde dağılmış durumda bulunurken diğer bazı bölgelerde yoğunlaşmalargösterir. Maddenin toplandığı yerde kütle çekimi de daha kuvvetlidir, bunedenle de gaz kendi kendini daha da sıkıştırarak yüksek yoğunluklaraulaşabilir.Sonuçtakütleçekimkuvveti tekbaşınagazıyoğunlaştırmanınbirmekanizmasıolabilir.Yoğun,yenidoğmuşbiryıldızçekirdeğininçapıbirışıkyılınınyarısındandahaküçüktür.Amabuboyutbiletamoluşmuşbiryıldızınboyutlarındanmilyonlarcakatdahabüyüktür.Kütleçekimiilebirleşenbaşkabirçok kuvvet, bu ilkel yıldız çekirdeğinin davranışını belirler. Tipik olarakgaz bulutu kendi çevresinde dönmekte olup manyetik kuvvetler tarafındangittikçe daha fazla sıkıştırılır. Bu faktörlerin etkileşiminden doğan etkilerhenüztamolarakanlaşılamamıştır.Bulutuniçindebüzülmeveçökmeyekarşıkoyan ısı ve basınç vardır. İçeriye doğru etki eden kütle çekim kuvvetiyeterince büyük olduğunda bulut büzülmeye ve kendi merkezine doğruçökmeye devam eder. Bu da açığa çıkan çekim enerjisi nedeniyle ısıüretimine neden olur (Açığa çıkan ısı kızılötesi ışınım biçimine dönüşür).Büzülen gaz bulutunun yoğunluğu ve sıcaklığı artar. Dönen bir buluttamerkez etrafındaGüneş sistemi boyutlarında bir gaz ve toz diski oluşabilir.Sonuçtakaçınılmazolarakmerkezdekisıcaklık10milyondereceyibulur.Busıcaklıktanükleertepkimelerbaşlarvebulutbiryıldızadönüşür.

YıldızlarınkütleleriGüneşkütlesininondabirikadarküçükolabileceğigibiyüz katı kadar büyük de olabilir. Daha küçük kütleler hiçbir zamansıcaklıklarını nükleer tepkimeleri başlatacak ölçüde yükseltemezler, dahabüyükkütlelerisekendiışınımlarınındışadoğruetkiyenbasıncıiledağılırlar.Biryıldızınyukarıdaanlatıldığıgibidoğumuiçingerekensüreyıldızınkütlesiile değişir. Teoriye göreGüneş’imizin doğumu için 10milyon yıl gerekmişolmalı. Güneş kütlesinin onda birine sahip bir yıldızın doğum süreci 100milyonyıl,yüzkatınasahipbiryıldızınkiiseyalnızca10000yılsürer.

1980’lerde Kızılötesi Astronomi Uydusu (Infrared Astronomy Satellite,IRAS) oluşum sürecinde on binlerce yıldız bulduğunda bu teori de biranlamda desteklenmiş oldu. IRAS, kendilerini çevreleyen gaz içine

gömülmüş durumda, büzülmelerinin ilk aşamalarında olan ve nükleertepkimelerin henüz başlamadığı yıldız çekirdekleri buldu. Yıldız oluşumteorimizbirbaşkadesteğinide1980’lerderadyoteleskoplarbeklenmedikbirkeşif yaptığında buldu: Oluşum halindeki bir yıldız civarında ters yönleredoğru fışkıran iki gaz sütunu. Teoriciler bu gaz sütunlarının genç bir yıldızçevresinde bulunması olası bir gezegen-oluşturan diskten kaynaklanmaktaolabileceğini ileri sürdüler. Bununla birlikte ‘jet’ adı verilen bu gazsütunlarınınkaynağıverolühâlâtamolarakanlaşılmışdeğil.

Yıldızoluşturanbulutlarıbukadaruzunsüredahafazlabüzülmedentutanşeynedir?Yenibiryıldızınkütlesiniveherboyuttakiyıldızların sayısınınebelirler?Gençyıldızlarınçevresindeçoğuzamanbulunangazdisklerininrolünedir?Yıldızoluşurken içerivedışarıdoğruakangaznasılbir işlevgörür?Tüm bu soruların yanıtını bulabilmek için ayrıntılı teorik hesaplamalarınsürdürülmesi ve yeni astronomi araçlarının geliştirilmesi gerekir. Bu yeniaraçlar3x10-5 derecedendahayakıngazkümelenmeleri ve iplikçikleri ayırtedebilmelivesaniyede0.15kilometrelikgazhızlarınıölçebilmekiçinyüzde5xl0-5kadarküçükdalgaboyukaymalarınaduyarlıolmalıdır.

Yıldızoluşumu,görülürışığıngiremediğiyoğungazbulutlarıiçindesürüpgittiğinden ipuçları radyo dalgaları ve kızılötesi ışınımda aranmalıdır.1990’lar için planlanan ve tüm bu gereklilikleri karşılayan uzay araçlarışunlardır:Uzay Kızılötesi Teleskopu (Space Infrared Telescope Facility,SIRTF), Kızılötesi Astronomi İçin Stratosfer Gözlemevi (StratosphericObservatory for Infrared Astronomy, SOFIA), Ayarlanmış KızılötesiTeleskopu (the Infrared Optimized Telescope-IRO), MilimetrikDizge(MillimeterArray,MMO),MilimetreAltıDalgaboyuTeleskopDizgesi(Submillimeter Wavelength Telescope Array ve Batı Virginia’daki GreenBank’tayeralanGreenBankTeleskobu(GBT).Buteleskoplardanherbirininkonunun araştırılmasına kendine özgü ve önemli katkıları olacaktır. SIRTFDünya’mızın atmosferine giremeyen dalga boylarını gözleyecektir. SOFLAgezegen oluşturan disklerdeki koşulların habercisi olan bazı atom vemoleküllerin yaydığı ışınımı inceleyecektir. MMA ve IRO ise gezegenoluşturandisklervebudisklerdenfışkırangazakımlarınıincelemekamacıylayüksekayırmagüçlüçalışmalaryapacaklardır.

ÖrneğinMMOherbiriaşağıyukarısekizmetreçapındakırkfarklı radyoteleskopçanağındanoluşmaktadır.Bu teleskoplarelektronikolarakbirbirinebağlı olacak ve böylece tek bir dev teleskop gibi davranabileceklerdir.Birbirinden 2xl0-5 derece açısal uzaklıktaki iki cismi ayırt edebilcek olanMMA, adını duyarlı olduğu radyo dalgalarının dalga boylarından (1milimetreden10milimetreyekadar)almaktadır.

Şekil7.Radyodalgalarınaduyarlıolacakolan,önerihalindekiMilimetreDalgaboyuGözlemcisi’nin(MMA)hayaligörüntüsü.

Bu dalgaboyu aralığında MMA’nın açısal çözümleme gücü, Dünya’dakitümteleskoplardandahaiyiolacaktır.Dahakısadalgaboyluradyodalgalarınaduyarlı olacakMilimetre Altı Dalgaboyu Teleskop Dizgesi ise her biri altımetreçapındaenazaltılıbirantengrubundanoluşacaktır.

YıldızlarınYaşamıveÖlümü

Yüzyıllar boyu, özellikle yeryüzündeki yaşam süreleriylekarşılaştırıldığında, yıldızlar kalıcılığı simgelemişlerdir. Shelley’in Adonais(1821)adlı şiirindeşudizelere rastlarız:“Her şeydeğişirvegeçer,yalnızcaBirşeykalır;/Gökyüzününışıklarısürekliparlar,yeryüzününgölgeleriuçar.”Ve Christabel’de (1800), Coleridge şöyle yazar: “Ve gerçek kalıcılıkgökyüzündeyaşar;/Yaşamsıkıcı,gençlikanlamsızdır.”

Amaçağdaşastronomlarhiçbirşeyingerçekanlamdakalıcıolmadığınıfarkettiler.

On dokuzuncu yüzyılda yakın yıldızların uzaklıkları ilk kez doğrudanölçüldüğünde,astronomlarbazıyıldızlarınaynıuzaklıktakidiğerlerindendahaparlak göründüğünü buldular. Ve böylece bütün yıldızların aynı olmadığısonucuna vardılar. Yıldızlar, tıpkı elektrik ampulleri gibi çeşitli ışımagüçlerinde olabiliyorlardı. Renkleri de birbirlerinden farklıydı. 1911-1913yıllarında birbirlerinden habersiz olarak Danimarkalı astronom EjnarHertzsprung ve Amerikalı astronomHenry Noris Russel yıldızlar hakkındabasit ama çok önemli bir gerçeği keşfettiler. Hertzsprung ve Russel yakınyıldızları, renkleri bir eksende, ışımagüçleri diğer eksende olmaküzere birdiyagrama yerleştirdiklerinde yıldızlardan çoğunun diyagonal bir bantboyunca yer aldıklarını gördüler. Başka bir deyişle, yıldızların renkleri veışıma güçleri arasında kesin bir ilişki vardı: Işıma gücü daha yüksek

yıldızlarınrenkleridedahamavimsiydi.

Şekil8.‘Anakol’yıldızlarınındağılımı.Herküçükçember,gözlenenbiryıldızı temsilediyor.Yatayeksen, yıldızın gözlenen rengi; düşey eksen ise yıldızın gözlenen ışıma gücünü gösteriyor. Köşegendoğrultusundauzananveoldukçadarolankuşağaanakoladıveriliyor.

Eğer böyle bir ilişki olmasaydı-eğer belli bir renkteki yıldızların ışımagüçleri birbirlerinden çok farklı olabilseydi- o zaman Hertzsprung-Russeldiyagramınayerleştirilenyıldızlarındiyagramınheryerinedağılmışolmalarıgerekirdi. Yıldızların çoğunluğunun üzerinde yer aldığı bu diyagonal bant‘AnaKol’olarakbilinir.Anakolunaltucundayeralanyıldızlarkırmızırenklive sönük,üstucundayer alanyıldızlar isemavi renkliveçokparlaktır.Biryıldızın anakoldakiyerini belirleyenenönemli faktör, oyıldızınkütlesidir.Büyükkütleli yıldızlar dahamavimsi ve yüksek ışımagücüne sahip, küçükkütleliyıldızlarisedahakırmızımsıvesönüktürler.

Renk, sıcaklıkla doğrudan ilişkili olduğu için önemlidir. Tüm sıcakcisimler,yıldızlardadahilolmaküzere,elektromanyetikışınımyayarlarvebuışınımın rengicisminsıcaklığı tarafındanbelirlenir.Örneğin,7000Cderecesıcaklıkmor ışık, 3500C sıcaklık kırmızı ışık üretir (7000 dereceden dahayüksek sıcaklıklar mor-ötesi ışınım, X-ışınları ve gamma ışınları; 3500dereceden daha düşük sıcaklıklar ise kızılötesi ışınım ve radyo dalgalarıüretirler).Biryıldızınrenginisaptadığınızdaonunyüzeysıcaklığınısaptamışolursunuz.DolayısıylaHertzsprungveRussel’inkeşfettiklerişeyaslındabiryıldızınışımagücüveyüzeysıcaklığıarasındakiilişkidir.

Hertzsprung veRussel bir şey daha buldular.Yıldızların küçük bir oranıkendine özgüydü; bunlar ana kol yıldızları denen çoğunluğukta gözlenen

renk-ışıma gücü ilişkisini göstermiyorlardı. Bu ‘uygunsuzlar’ın birbölümünün ışıma güçleri kendi renklerine göre çok fazla, bir bölümününışımagüçlerideyinekendirenklerinegöreçokazdı.Bazıbaşkaipuçlarınaveteoriköngörüleredayanarakbugünbunlarınevrimlerininileriaşamalarındakiyıldızlarolduğunainanıyoruz.Gerçektenyıldızlardoğar,yaşlanırvesonundayagözdenyitipgideryadapatlarlar.YıldızlarneNewton’un‘sabit’cisimleri,ne de Shelley ve Coleridge’in sonsuz ışıklarıdır. Hatta Shakespeare’in‘değişmez’kuzeyyıldızıbilebirgünyokolacaktır.Bir yıldız oluştuğu andan itibaren etkin yaşam süresinin çoğunu ana kol

yıldızıolarakgeçirir.Buevredeyıldız,ilkelyakıtıolanhidrojeniyakar.Dörthidrojen çekirdeğini kaynaştırarak bir helyumçekirdeğine dönüştürür ve busüreç sonunda nükleer enerji açığa çıkar. Daha sonra, yıldız hidrojenininkabaca % 10’nunu tükettiğinde yıldızın merkez bölgeleri büzülürken dışbölgelerigenişler.Buaradayıldızparlamayısürdürür.Parlamanınkaynağıisemerkez bölgesi büzülürken salıverilen çekim enerjisidir.Yıldızın yüzeyi isegenişlerken soğur ve yıldızın aynı parlaklıktaki bir ana kol yıldızına oranlaçok daha kırmızımsı görünmesine neden olur. Böyle olağandışı kırmızı vebüyük yıldızlara kırmızı dev yıldızlar adı verilir ki Hertzsprung-Russeldiyagramına uyumsuzluk gösteren yıldızların bir bölümü bunlardır. Enindesonunda yeterince büyük kütleli kırmızı dev yıldızların merkezlerindekisıcaklık,yenibirnükleeryakıtıateşleyebilecekölçüdeyükselir.Buyeniyakıt,hidrojenden sonra ikinci hafif atom olan helyumdur. Üç helyum çekirdeğikaynaşarak karbona dönüşür. Sonunda, bir dizi nükleer tepkime sonucunda,gittikçe ağır çekirdeklerin kaynaşması sonucu yıldızın merkezi demiredönüşür. Demir, elementlerin en kısırıdır. Ne başka atom çekirdekleriylekaynaşarak ne de daha hafif çekirdeklere bölünerek enerji üretemez. Biryıldızın merkezi demire dönüştüğünde, yıldızın kendi kütle çekiminidengeleyecek sıcaklık ve basınç kaynağı kalmadığında, yıldız çökmekzorundadır.

Güneş’imizbiranakolyıldızıolarakyaklaşık5milyaryılyaşadı,kırmızıdev bir yıldıza dönüşüp büyümeye başlamadan önce hidrojenini sakin birbiçimde yakarak 5milyar yıl daha yaşayacak. Sonra, 100milyon gibi kısasayılabilecek bir zaman aralığı içerisinde nükleer yakıtının geri kalanınıtüketerek çökecektir. Büyük kütleli yıldızlar nükleer yakıtlarını daha hızlı,küçükkütleli yıldızlar isedahayavaşharcarlar.Örneğin,Güneş’imizdenonkat daha büyük bir kütleye sahip olan bir yıldız, merkezindeki hidrojeniyalnızca 30 milyon yılda tüketerek bir kırmızı deve dönüşür. Genel olarakbüyükkütleliyıldızlarherşeyiküçükkütlelilerdendahahızlıyaparlar.

Yıldız evrimi ile ilgili teorilerimizi nasıl sınayabiliriz? Tek bir yıldızdakideğişiklikleri gözleyebilecek kadar uzun zaman bekleyemeyeceğimiz çok

açık. Bu, milyonlarca veya milyarlarca yıl gerektirir. Bunun yerineevrimlerinindeğişikaşamalarındakibirçokyıldızıgözleyebilirveburadantekbir yıldızın yaşam öyküsünü çıkarabiliriz. Botanikçiler benzer bir yöntemleKaliforniya kızılağaçlarının yaşam çevrimini açıklığa kavuşturmuşlardır.Kızılağaçlarbirbotanikçidençokdahauzun,yüzyıllarcayaşarlar.Ancakkimitohumunuçatlatan,kimiilkyapraklarınıveren,kimiiseolgunlukveyaşlılıkçağlarındakikızılağaçlarıaynızamandagözleyerektekbirkızılağacınyaşamtarihini çıkarabiliriz. Yeni yıldızlar sürekli bir biçimde doğduklarından -galaksimizde ortalama olarak yılda yaklaşık on yıldız- bir grup yıldızıinceleyen astronomlar evrimlerinin hemen her aşamasındaki yıldızlarlakarşılaşırlar.HubbleUzayTeleskopu,galaksimizinçokötesinde,milyonlarcaışık yılı uzaklıktaki yıldızları inceleyebiliyor. SIRTF da benzer ölçümlerleyeni doğmuş yıldızların sahip olabildiği değişik ışıma güçleriniinceleyebilecek.

Yanıp-tükenmişbiryıldızyaşamınıçeşitlişekillerdenoktalayabilir.Yoğun,sönükbiryıldız türüolanbeyazcüceyeveyaçokdahayoğun,soğukbir türolannötronyıldızınadönüşebilir.Birbeyazcüce,aynıkütleyesahipbiranakolyıldızından100-1000kezdahaküçüktür.Birnötronyıldızıisenormalbiryıldızdan100000kezdahaküçükoluphemenhemenyalnızcanötronlardanoluşmuştur. Nötronlar atom-altı parçacıklar olup protonlarla birlikte atomçekirdeklerini oluştururlar. Tipik bir atomda proton ve nötronlar, atomunağırlıkça yüzde 99.9’unu oluşturduğu halde hacminin yalnızca0.0000000000001’ini kaplayan ve çekirdek adı verilen çok yoğun merkezbölgesinde bulunurlar. Atom hacminin çok büyük bir bölümü çekirdeğinçevresinde göreceli olarak büyük uzaklıklarda dönen ve kütleleri proton venötronlara göre çok küçük olan elektronlarca doldurulur. Bununla birlikte,nötronyıldızlarındanötronlar katı ve çok sıkıştırılmış bir biçimdeyanyanabulunurlar.Güneş’inatomlarındakitümelektronlarıkoparıpçekirdekleriyanyana getirdiğinizi düşünün. Bir nötron yıldızı elde edersiniz. Nötronyıldızlarınınyoğunluklarıhayalbileedilemeyecekkadaryüksektir:Güneş’inkütlesi yaklaşık on kilometre çapında bir kürenin içine sıkıştırılmışdurumdadır.Bununötesindebuküresaniyede1 ile1000devirarasındaçokyüksekhızlarladönmektedir.ManyetikalanıDünya’mızınkindentrilyonlarcakat kuvvetli olan nötron yıldızları, periyodik atma(puls) biçiminde yoğunradyo dalgaları yayarlar. Beyaz cüceler ve nötron yıldızları, yapılarındakisıkıştırılmışatomaltıparçacıklarındirençlerinedeniyledahafazlaçökemez,büzülemezler.Sonsuzakadarbudengelidurumlarınıkoruyabilirler.Amabirzamanların parlayan yıldızları olan bu yoğun kürelerin dönme enerjisidışındaki enerji kaynakları tükenmiştir. Dolayısıyla, eninde sonundasönükleşipsoğumayamâhkumdurlar.

Beyaz cüceler 1913 yılında Hertzsprung tarafından tanımlanmıştır. 1924

yılında İngiliz astronomArthur Eddington ilk kezGüneş’e yakın bir yıldızolanSirius’unbeyazcücebiryıldızolanyoldaşınınboyutlarınıhesapladı.İlknötron yıldızı 1967 yılında Cambridge Üniversitesi’nden Jocelyn Bell veAnthony Hewish tarafından bulundu. Astrofizikçilerin bu ilginç cisimlerinkarakteristiközelliklerinionlarınkeşfindenönceöngörmelerigaripgelebilir.Kaliforniya’da birlikte çalışan İsviçre uyruklu astronom Fritz Zwicky veAlman uyruklu astronom Walter Baade, nötronun bir laboratuarda ilk kezkeşfinden yalnızca iki yıl sonra, 1934’de nötron yıldızlarının varlığını veözelliklerini önceden belirlemişlerdi. Böylesi kesin kehanetler, yeryüzündekeşfedilenfizikyasalarınınevreninuzakbölgelerindedeuygulanabilirolduğuvarsayımınıngeçerliliğinisınamaktadır.

Buöngörüleraynızamandaastronomidekiteorikhesaplamalarıngücünüdesınıyor. Burada bir an durup konu dışına çıkarak astronomide teori vegözleminrollerinegözatmaktayararvar.

Şekil9.Değişik türyıldızlarınyaklaşıkyarıçapları.Nötronyıldızlarından (çaplarıyaklaşık10km)kırmızı dev yıldızlara kadar (çapları yaklaşık 300 milyon km) çok büyük aralığı kapsayabilmekaçısından, yatay eksendeki her birim, sağadoğrugidildikçe100 sayısıyla çarpılmaktadır.(Not: 1milyaklaşık1.5kmolarakalınmıştır.)

Her bilim dalında teori ve deney birlikte, yan yana yer alır. Teori,

kavramları tanımlar ve geliştirir, yeni deney ve gözlemlerin sonuçlarınıönceden görmeye çalışır, deney sonuçlarını yorumlar. Akıl ve zekamızındışında dış dünyada neyin gerçek olduğunu bize söyleyen, deney vegözlemdir.Astronomi, diğer bilimlerden bir anlamda farklıdır.Astronomideincelenencisimlergenellikleışıkyıllarıboyuuzaktavekontroldışındadır.Birnötronyıldızınınmanyetikalanını‘kapatıp’nasıldavrandığınıinceleyemeyiz;bir galaksinin belirli bir yöne dönmesini sağlayamayız, hatta ona değişikaçılardanbakamayızbile.Astronomide,yalnızcagözleyebiliriz.Astronomideveri toplayan insanlara ‘deneyci’ değil ‘gözlemci’ denir. Astronomidegözlediğimiz cismi kontrol edemediğimizden ve onu parça parça incelemeküzere parçalarını izole edemediğimizden astronomik sistemleri olduğu gibi,tümkarmaşıklıklarıylakabuletmemizgerekir.

Pekçok fizikselolay,etkive ilkelergeneldebirbiri içinegirmişdurumdaolupkolaykolayayrılamaz.Örneğinbirnötronyıldızınınçevresindekigazınyaydığıbelirlibirışınımşiddeti,teorininöngördüğügibimanyetikalanıngazıetkilemesi sonucu ortaya çıkmış olabileceği gibi, şık evrensel çekimteorimizlehiçbirilgisiolmayacakbirbiçimdebasitbirgazkümelenmesindende kaynaklanıyor olabilir.Gazı kontrol etmek ya da daha yakından bir gözatmakmümkün olmadığından bu iki olasılık veya bir düzine başka olasılıkarasından seçim yapabilme olanağından yoksunuz. Dolayısıyla astronomideteori ve gözlem arasında net bir karşılaştırma, diğer bilim dallarındaolduğundan daha zordur. Astronomide belirli bir teorinin kesinlikle yanlışveya kesinlikle doğru olduğunu söylemek çok zordur. Bu durum bazıteoricilerin kendilerini çok rahat hissetmelerine yol açıyor. Bazılarında isehayal kırıklığı yaratıyor. Bununla birlikte astronomide bile teori ve gözlemoldukça uyumlu bir birliktelik sergilemektedir. Hertzsprung ve Russel’ingözlemleri, daha sonra yıldız yapısı teorilerine giren çok önemli bilgilersağlamıştır. Zwicky ve diğerlerinin teorik öngörüleri, saniyede bir kezdönüyorgibigörünenbirgökcismibulanBellveHewish’inilginçvemeraklıgözlemlerinin yorumlanabilmesini sağlamıştır. Varsayılan bir nötronyıldızının çok küçük boyutlarına sahip olmadığı sürece hiçbir cisim hem okadar hızlı dönüp hem de dağılmadan, tek parça halinde kalamaz.Astronomideteorivegözlemarasındakibaşarılıişbirliğinindiğerörnekleriniyerigeldikçegöreceğiz.

Beyaz cücelere ve nötron yıldızlarına ilişkin çok sayıda çözülmemişbilmece var. Bu yoğun ve sıkı yıldızların başlangıçtaki dönüş hızlarınısaptayan nedir? Nötron yıldızlarının merkezindeki süper yoğun maddenindoğası nedir? Bir nötron yıldızının manyetik alanı, yıldızın dönme hızıylaetkileşerekelektronları yüksekhızlarakadar ivmelendirir ve radyodalgalarıyayılmasına neden olur. Ama bu radyo dalgaları yayını 1-10 milyon yılarasında yok olur.Neden?Yeni radyo teleskoplar bu sorulara yanıt bulmak

içinuğraşacaklar.

Sallie Baliunas 23 Şubat 1953’de NewYork’da doğdu. Villanova Üniversitesi’ndefizik ve astronomi eğitimi gördükten sonra1980 yılındaHarvard’dan Ph.D. derecesinialdı. O tarihten beri Cambridge,Massachusetts’deki Harvard-SmithsonianAstrofizik Merkezi’nde çalışmaktadır.Baliunas’ın çalışmaları, Güneş’in on biryıllık leke çevrimi ve bunun diğeryıldızlardaki biçimleri de aralarında olmaküzere, Güneş ve diğer yakın yıldızlarınmanyetik özellikleri konularındayoğunlaşmıştır.Baliunas,çalışmaarkadaşlarıile birlikte, bir bilgisayar tarafındanyönlendirilen ve yıldızların otomatikgözlemlerini yapabilen bir robot-teleskopgeliştirmiştir.

Baliunas şöyle diyor: ‘Çocukluğumdankalananılarımarasında enbüyük yeri Sputnik ve uzay-giysili insanları birroket içinde Satürn’e doğru yol alırken gösteren duvar kağıtları tutuyor.Yıldızlara ulaşmanın insanlığın en temel tutkularından biri olduğunainanıyorum. Yeni teleskoplar, bilgisayarlar ve elektronik detektörlersayesinde yıldız astronomisinde bir çok alan öne çıkıyor.Güneş’te ve çoğuyıldızlarda manyetik alanların değişmesine neden olan mekanizma tamanlamıyla bilinmiyor. Güneş’in manyetik alanındaki değişmeleri anlamak,bunun çevremizdeki etkilerini tahmin edebilmek için gereklidir. GüneşsismolojisiveGONGprojesisayesindeyakındaGüneş’iniçyapısınınşimdiyekadareldeedilenenayrıntılı görüntüsüne sahipolacağız.Güneş’teki yüzeyaltı hareketlerine ilişkin bilgi, hem manyetik alanların nasıl üretildiğininanlaşılması,hemdeGüneşmodellerimizingeçerliliğininsınanmasıaçısındanönemlidir.BukonularınherikisideGüneş’tengözlediğimiznötrinosayısınınazlığının açıklanmasına yardımcı olabilir. Son olarak, interferometre(girişimölçer)vespektrograf (tayfölçer)gibiyeniaraçlaryardımıyla,başkayıldızların çevresinde gezegen sistemleri olup olmadığına ilişkin kanıtlararanmayabaşlamıştır.

Beyaz cüceler ve nötron yıldızları nasıl oluştu? Astronomlar, kütleleriGüneşkütlesininsekizkatındanküçükolantümyıldızlarınnükleeryakıtlarınıtükettikten sonra çökerek beyaz cüce oluşturacaklarına inanıyorlar. Nükleer

yakıtınıbitirmişolandahabüyükkütleliyıldızlarıisefarklıbirsonbekliyor.Bunlar beyaz cüce oluşum aşamasını geçerek çökmeyi sürdürecekler; çokbüyükmiktarlardaçekimenerjisiyayacaklarvesüpernovaadıverilenbüyükbir patlamayla dağılacaklardır.Kısa bir zaman süresince bir süpernova, 100milyar yıldızın parlaklığına sahip olabilir. (‘Yeni’ anlamına gelen novasözcüğü kökenini astronomlar tarafından yüzyıllardır kullanılan bir isimdenalır. Tarihsel astronomi kayıtları, zaman zaman, gökyüzünde bir gece öncegözlegörülürhiçbirşeyinbulunmadığıbirnoktadabirdenbir‘yeniyıldız’ınortaya çıktığını yazar. Nova ve süpernovalara ‘konuk yıldız’ adını verenÇinliler bu olayları milattan yüzlerce yıl önce gözlemişlerdir). Süpernovapatlamalarının zaman zaman, belki de her zaman, arkalarında kalıntı olaraknötron yıldızları bıraktığına inanılıyor. Bununla birlikte, eğer ortaya çıkannötron yıldızının kütlesi Güneş kütlesinin üç katından büyükse, hiçbir içbasınçkütleçekimininoezicikuvvetinekarşıkoyamaz.Budurumdayıldızınyapısı tümüyleçökerekkaradelikadıverilengaripcismioluşturur.Gelecekbölümde ayrıntıları ile anlatacağımız bir kara deliğin içinde kütle çekimiöylesineyoğundurkicisminyüzeyindenışıkbilekaçamaz.Karadeliklerebuadhiçışıkyaymamasındandolayıverilmiştir.

1987 yılının başlarında astronomların eline yıldızların evrim, çökme vepatlamateorilerinisınayabilecekleriçokenderbirfırsatgeçti.Hiçbiruyarıdabulunmaksızın, yakınlarda bir yıldız patladı ve astronomlara daha önce hiçgörmedikleri kadar ayrıntılı bir süpernovagörünümüsundu (Burada ‘yakın’sözcüğü ile komşu galaksi kastediliyor). 1987A adı verilen süpernovadanyayılan ışığı dikkatle inceleyen astronomlar eski fotoğraflardan patlayanyıldızıbularaksüpernovalarınkaynağıveyapısıhakkındaçokşeyöğrendiler.Bu olay, gözlem için olduğu kadar teori için de bir zaferdi. Kobaltınradyoaktif bozunmasından kaynaklanan gamma ışınları, nikel miktarı, şokdalgası tarafından uzaya fırlatılan silikon, oksijen ve diğer elementkatmanları;herşeyöncedenhesaplandığıgibiydi.1987A’dankaynaklananelegeçmez nötrinolar da saptandı. Önceki teorilere göre, nötrinolar bir nötronyıldızının oluşumu sırasında çok miktarda üretilmeliydi. Süpernova1987A’dan kaynaklanan nötrinolar yalnızca süpernova’ içinde varlığıöngörülen sıcaklık ve basınçların doğruluğunu onaylamakla kalmadı,fizikçilerin nötrinonun özelliklerine bazı sınırlar koyabilmelerine de olanaksağladı.Bu, teorik fiziktekibazısorularınyanıtlarınınyıldızlardabulunduğuilkdurumdeğildi.

1987A süpernovası bir raslantıyla keşfedildi. 1987 24 Şubatının erkensaatlerinde, kuzey Şili’de bir dağın tepesinde Toronto Üniversitesi’ndenastronom Ian Shelton 170000 ışık yılı uzaklıktaki küçük bir galaksi olanBüyükMagellanBulutu’naaitbirfotoğrafplağıüzerindeçalışıyordu.Küçük(25cm’lik) teleskobuylabölgeninresminiçektiğisıradaSheltonbirgariplik

fark etti. Resmin ortasında çok parlak bir leke vardı. Dışarı çıktı, inanmazgözlerle gökyüzüne baktı. Birkaç gece önce hiçbir şeyin olmadığı BüyükMagellanBulutu’ndaçokparlakyenibiryıldızolduğunugördü.Süpernovayıfarkedenbaşkalarıdavardı,bunlardanbirideYeniZelanda’dakievininarkabahçesindeki teleskopla Büyük Magellan Bulutu’nu gözleyen amatörastronomAlbertJonesidi.BirkaçsaatiçindehaberCambridge’dekiHarvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi’nde çalışan Brian Marsden’e ulaştırıldı.Marsden, Astronomi Telgrafları Merkez Bürosu(Central Bureau forAstronomicalTelegrams)adlıastronomiverileritoplayanbirkuruluştagörevyapmaktaydı. Süpernova 1987A sözcükleri bir anda tüm dünyaya yayıldı.Astronomlar daha önceleri de süpernova olayları gözlemişlerdi. Onlarıböylesineheyecanlandırıpcoşturanşey,1987A’nın383yıldanberigözlenenenyakınsüpernovaolmasıydı.1604yılındanberibukadaryakınveparlak,hatta çıplak gözle izlenebilen bir süpernova patlaması olmamıştı. Bu,süpernovayıyakındanincelemekiçinelegeçirilenbirşanstı.

Gene 24 Şubatta keşfin rüzgarını hisseden, Harvard’da çalışan astronomRobert Kirshner NASA’ya telefon ederek Dünya çevresinde yörüngedebulunan Uluslararası Morötesi Uydusunun (International UltravioletExplorer,IUE) programlanmış gözlemlerini değiştirip 1987A’yı gözlemeyebaşlamasını sağladı. Böylece bir dizi yüksek teknoloji ürünü uydular,teleskoplar ve bilgisayarlar yardımıyla süpernova dikkatle incelenmeyebaşladı.Eğer1604yılındaçıplakgözlebirsüpernovaizleyensoninsanolanJohannesKeplerbunlarıgörseydi,sihirveyabüyüsanabilirdi.

Nedenkimibüyükkütleli yıldızlar süpernovaoluyorlar,diğerleri isekaradelik-veyaher ikisi de?Yıldız evrimininbu iki bitimnoktası dahenüz tamanlaşılmış değil. Tahminlere göre yıldızların oldukça büyük bir bölümününkütleleri on Güneş kütlesinden büyük olmalı. Bu da onların sonunun karadelikolmasınısağlıyor.Bunakarşıngalaksimizdekimilyarlarcayıldıziçindeyalnızcabirkaçtanekaradelikadayıbulundu.Şurasıaçıkkiyabüyükkütleliyıldızlarnükleeryakıtlarınıbitirmedenöncekütlelerininbüyükbirbölümünükaybediyorlar ya da kara delikleri bulmak sanıldığından daha zor.Süpernovalarla ikilem tersine döndü. Doğa, süpernova yaratmakta hiçzorlanmıyor, asıl sorun teorik astronomlarda. Şimdiye kadar bilgisayarsimülasyonları nükleer yakıtını bitirmiş hiçbir yıldızın kurallara uygun birsüpernovaolarakpatlamasını sağlayamadı.Teorikolarakyıldızın çökmesinisağlamakkolayamasıçramasını,geri tepmesinisağlamakhiçdeöyledeğil.Bilgisayarlara verilen komutlarda sanki bir şey eksik gibi. Gözlenensüpernovalardapatlamabiçimindeaçığaçıkanenerjininyüzdedoksandokuzunötrinolar aracılığıyla salınır, geri kalan enerji ise genleşme kinetikenerjisi(hareket enerjisi), X-ışınları ve gamma ışınları biçimine dönüşür.Salınannötrinolarınve ışınımların incelenmesi patlamanınnedenikonusuna

açıklık getirebilir. Şu an çalışmakta olan ve inşa halinde olan nötrinodetektörleri 1987A’daki başarılarını sürdürmek amacıyla gelecektekisüpernova patlamalarından yayılacak nötrinolara karşı tetikte olacaklar.Gamma-ışını gözlemleri de süpernova patlaması sırasında oluşan kimyasalelementlerisaptamaktakullanılacak.Nasılradyoışınımıvekızılötesiışınımınduyarlı dalgaboyları ışınım yapan molekülleri tanımlayabiliyorsa, gamma-ışınımının dalga boyları da ışınım yapan atom çekirdeklerini tanımlar. Heratomun çekirdeği, dalgaboyu yalnızca o atoma özgü olan gamma-ışınlarıyayar. Özellikle kobalt, nikel, demir ve titanyum süpernova patlamasısırasında oluşur ve bu elementlerin bolluklarının ve değişik biçimlerininincelenmesisüpernovanınişleyişiaçısındançokdeğerlibilgilersağlar.

Nisan 1991’de fırlatılarak Dünya çevresinde bir yörüngeye yerleştirilenGamma Işın Uydusu’nun (Gamma Ray Observatory,GRO) duyarlılığıkendindenöncekiuydulardandahafazlaolupuydu,diğerprojelerinyanısırasüpernovagözlemlerideyapacak.Buyeniuydununağırlığı14ton,boyutlarıiseonagüçsağlayanGüneşpanellerininuçlarındanölçüldüğünde20metreninüzerinde. 1990’ların sonlarında astronomlar Nükleer Astrofizik Kaşifi(NuclearAstropyhsicsExplorer,NAE)gibi 100milyon ışık yılı uzaklıktakisüpernova patlamalarından kaynaklanan gamma ışınlarını ölçebilecekduyarlılığa sahip, daha gelişmiş uydular atmaya hazırlanıyorlar. Süpernovapatlaması bir yıldızın yaşam süresi boyunca en fazla bir kez meydanageldiğinden, patlama sürecine girmiş bir yıldız yakalamak için dev uzayhacimleriningözlenmesigerekir.NAEgammaışınıdalgaboylarınıyüzde0.1duyarlılıkla ölçebildiğinden, bu ışınları yayan atomların tanınmasında çokdeğerlibilgilersağlayacak.

1990’lariçinplanlananbirbaşkaönemliastronomiuydusudaİleriX-ışınıAstrofizik Uydusu’dur (Advanced X-ray Astropyhsics Facility, AXAF).Uzaydakibuyeniuydu,yerküreçevresindekiyörüngesinde1978-1981yıllarıarasında dolanan Einstein X-ışını uydusunun yerini dolduracak. Yörüngededolaşan 14 metre boyunda ve 4 metre çapında bir silindir biçimindekiAXAF’ın ağırlığı da 13 ton olacak. Einstein uydusu gibi AXAF da özelaynaları yardımıyla X-ışınlarını odaklayıp cisimlerin X-ışını görüntülerinioluşturabilecek. Yüzeye dik gelen X-ışınları bildiğimiz aynalar tarafındanyansıtılmadığındanAXAF’ınaltınkaplıaltıaynasıoşekildeyerleştirilmiştirki X-ışını fotonları bu aynalara bir kaç derecelik küçük açılarla gelir vekaydedilirler. AXAF’ın açısal ayırma gücü Einstein uydusunun on katıolacaktır. Bu da aralarında 0.0001 derece olan iki cismin ayırt edilmesianlamına geliyor. AXAF’ın duyarlılığı Einstein’ın 100 katı, tayfsal ayırmagücü ise 1000 katı olacak. AXAF’ın bilimsel görevleri arasındasüpernovaların yaydığı X-ışınlarını analiz etmek de var. AXAF da HubbleUzay Teleskopu, SIRTF ve GRO gibi atmosferin dışında, uzayda çalışmak

üzerehazırlanmışyenikuşakastronomiaraçlarındanbiri.İnsanınyaşamıiçingerekli olan atmosfer, astronomlar için bir baş ağrısıdır. Daha önce sözedildiği gibi, ışık Dünya çevresindeki atmosferin hareketli, rüzgarlı veanaforlu katmanlarından geçtiğinden gök cisimlerinin görüntüleri titreşir vebulanıklaşır.Dahası,birçokdalgaboyusoğurulurveyeryüzünehiçbirzamanulaşamazlar. Almanların roket alanındaki öncüsü Hermann Julius Oberthteleskopların bulunması gereken yerin uzay olduğunu söylediğinde yıl1923’tü. Ama Oberth’in düşüncesi teknolojinin kendisini yakalamasınıbekledi. Uzaydaki ilk astronomi gözlemleri, ele geçirilen V-2 roketlerininbirkaç dakika da olsa atmosfer dışına çıkabilme olanakları kullanılarak1940’larınsonlarındayapıldı.Enönemliavantajlarıdengelilikveuzunömürolan uydular Yerküre çevresindeki yörüngelerine ilk kez 1960’lardayerleştirildiler.

Aşağı yukarı aynı sıralarda mikroçipler ortaya çıkarak uydularayerleştirilebilecek ölçüde küçük bilgisayarların geliştirilmesine olanaksağladı. Bu bilgisayarlar teleskopların gözlem programını kontrol eder veonları değişik zamanlarda değişik hedeflere yönlendirir. Yörüngedekiteleskop görüntüleri aldıktan sonra bilgisayarlar ve yüksek teknoloji ürünüdiğeraraçlaryardımıylabugörüntüleryeryüzünegönderilir.Buişleminhiçbiraşamasındafilmkullanılmaz.Teleskobunaldığıgörüntülerelektriksinyalleribiçiminde kaydedilir, sayısallaştırılır (sıfır ve birlerden oluşan bilgibirimlerine dönüştürülür), ve radyo ya da diğer röle uyduları aracılığıyladoğrudan yeryüzüne iletilir. Örneğin süpernova 1987A, yörüngede bulunanIUEuydusutarafındanizlendi.Radyoileaceleprogramlananuydu,elektronikgözlerinihızlabubeklenmedikpatlamayaçevirdi.Birdenbireortayaçıkanveöncedenhiçbiruyarıdabulunmayansüpernovapatlamalarıkarşısındaböylesiçabuktepkilerzorunludur.

Şekil10.Dünyaçevresindekiyörüngesindedönecekolan,X-ışınlarınaduyarlıİleriX-IşınıAstrofizikUydusunun(AXAF)hayaligörüntüsü

Yıldızların yaşam çevriminde süpernovaların önemi çok büyüktür.Yıldızlarınpatlamasıylaortayaçıkanatıklarçevreyedağılarakyeniyıldızlaroluşturacak gaz bulutlarına yeni maddeler ekler. Bu nedenle süpernovalarsonuolduğugibibaşlangıcıdasimgelerler.Teorikhesaplamalar,enhafif ikielement olan hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementlerin yıldızlarıniçindeki nükleer tepkimelerde üretildiğini gösteriyor. On milyar yıl kadargeçmişte, ilk yıldızlar oluşmadan önce yalnızca hidrojen ve helyum vardı.Aralarında yaşamın temelini oluşturan karbon ve oksijenin de bulunduğuyüzden fazla kimyasal elementin büyük çoğunluğu yıldızların içindesentezlenerekuzayadağıldı.Bu‘tohumlama’nınbirbölümü,yıldızlarınyüzeykatmanlarınıuzayapüskürttüklerikırmızıdevevresinde,birbölümüdesıcakyıldız atmosferinden kaynaklanan parçacık rüzgarlarıyla gerçekleşir. Gerikalanı da süpernova patlamaları sırasında olur. Güneş’imiz gibi geç kuşakyıldızlar, bu yeni elementlerce zenginleştirilen gazdan doğmuştur. Aslındafarklı yıldız kuşakları birbirlerinden kimyasal bileşimleri ile ayrılırlar.Tümüyle hidrojen ve helyumdan oluşan yıldızlar ‘ilk kuşak’tır. Daha ağırelementlerin oluşturduğu yıldızlar da ikinci ve daha geç kuşaklar olarakbilinir. Yıldızlar arası ortamda bulunan gaz, kuşakları birbirine bağlar.Maddeyiyaşlıyıldızlardanalıpgençyıldızlaraverir.

Süpernova kalıntılarının yaydığı X-ışınları ve gamma ışınlarınınincelenmesi, süpernovaların çevreye yaydığı değişik atomlarıntanımlanabilmesini sağlar. Bu da GRO, NAE ve AXAF gibi uyduların

görevidir. Süpernova patlaması sırasında üretilip çevredeki uzaya dağılankimyasal elementler, kızılötesi ışımaları yoluyla da tanımlanabilirler.Planlama aşamasında olan SOFLA, uydusu bir uçak aracılığıyla hemençalışma bölgesine götürülebileceğinden, kısa bir sürede süpernovapatlamasından arta kalan maddeleri incelemeye başlayabilecektir. VeSIRTF’nin yüksek duyarlılığı, Dünya’dan otuz milyon ışık yılı uzaklıktakisüpernovalarınkızılötesiölçümlerinirahatrahatyapabilecektir.Yaşlıvegençyıldızlarsonbiryolladahabirbirlerinebağlıdırlar.Süpernova

patlamasının yarattığı şok dalgaları çevredeki yıldızlararası gazı sıkıştırır.Böylebirsıkıştırma,yeniyıldızlarınoluşumsürecinitetikleyebilir.Bunundaötesinde süpernovalar çevredeki gazın enerjisini arttırırlar. Çevreye dağılanmaddeveışınım,büyükgazhacimlerinibirmilyondereceyekadarısıtır.Busıcaklıklardaki bir gaz elektromanyetik tayfın morötesi ve X-ışınıbölgelerinde ışıma yapar. Bu ışımalarAXAF ile birlikte tasarı halinde olanUzakMorötesiSpektroskopiUydusu(FarUltravioletSpectroscopyExplorer)ve Uç Morötesi Uydusu(Extreme Ultraviolet Explorer) tarafındanincelenebilecektir. Enerjisi artan gazın değişen yapısı, yıldızları oluşturanortamınkoşullarınıvebunlarınnedenlerininipuçlarınıverir.

GalaksilerinYaşamÖyküleri

GalaksilerinKeşfi

Gökyüzününeneskigizleriarasında,M.S. ikinciyüzyıldaHipparchus’unda not ettiği sisli, puslu, bulutumsu lekeler ya da bulutsular (nebulalar) yeralır.Bulutsular,Dünya’mızınatmosferiiçindeolamayacakkadaruzak,tekbiryıldız olamayacak kadar dağınıktılar. Peki, bunlar neydi? 1610 yılında yenioyuncağı teleskopun başında Galileo, büyük bir keyifle şöyle yazıyordu:“Bugünekadarbütünastronomların‘bulutumsu’dediğisisevepusabenzeyenlekeler, olağanüstü bir biçimde bir arada bulunan yıldız grupları… Tek tekyıldızlargözümüzdenkaçsabile..”

Bulutsulardan biri, geceleri gökyüzünü boydan boya kat ettiği görülensönük,beyazışıkkuşağıdır.EskiMezopotamya’da‘cennetnehri’,adıverilenbu kuşak günümüzde ‘Samanyolu’ olarak bilinir. 1785 yılında İngilizastronomvemüzikçisiWilliamHerschelyıldızışığınınfarklıdoğrultulardakiyoğunluğunuölçerekSamanyolu’nunbirbileytaşıbiçimindeolduğunubuldu.Bu biley taşı, bir merkez çevresinde dönen 100 milyar yıldızı kapsayanyassılaşmışbirdiskbiçimindedir.Böyleyıldıztopluluklarınagalaksi(gökada)adı verilir. Samanyolu bizim kendi galaksimizdir (‘Galaksi’ sözcüğüYunanca’da süt anlamına gelen galaxias kökeninden türemiştir). Bugün,evrenin her biri gaz vemilyarlarca yıldız içeren galaksilerle dolu olduğunubiliyoruz. Güneş’imizin Samanyolu merkezi çevresindeki bir turu yaklaşık200milyonyılsürer.Galaksilerçokçeşitlibiçimlerdeolabilir.Bazılarıhemenhemen küreseldir, diğerleri ise Samanyolu gibi ortası şişkin yassı disklerbiçimindedir.

Herschel’inçalışmasındanhemenhemenyüzelliyılsonrabileastronomlar,Samanyolu’nunboyutlarıvehattabaşkagalaksilerolupolmadığıkonusundapekemindeğildiler.Sorun,yıldızlarınuzaklıklarınıölçmekteydi.Gökyüzünebaktığımızda eni ve boyu algılayabiliriz ama derinliği algılayamayız-tıpkıiçindekinesneleringerçekboyutlarıkonusundahiçbirfikrimizinolmadığıbirfotoğrafabakargibi.Dahası,öncekibölümdegörüldüğügibiyıldızlarınışımagüçleriçokçeşitliolabildiğinden,yıldızlarıngörünürparlaklıkları,uzaklıklarıkonusunda iyi bir gösterge değildir. Sönük görünen bir yıldız gerçekte ortaparlaklıkta ama uzak bir yıldız olabileceği gibi çok sönük ve çok yakın biryıldızdaolabilir.

Harvard Koleji Gözlemevi’nden Henrietta Leavitt 1912 yılında Cepheiddeğişenleri adı verilen bir grup yıldızın önemli bir özelliğini keşfettiğinde,astronomidekiuzaklıkölçümlerikonusundabirsıçramagerçekleşti.İlkolarakon sekizinci yüzyılda bulunan Cepheid değişenlerinin parlaklıkları, düzenlisalmımlar gösterir: Sönük, parlak, sönük… (Bugün bu salınımların yıldızyüzeyinin dönemli genleşme ve büzülmeleri olduğunu biliyoruz).Parlaklıklarındaki düzenli salınmalar bu yıldızların parmak izleri gibidir.

Birçok fotoğraf plağını inceleyen Leavitt, bu yıldızların ışıma güçleri ileparlaklıklarının değişim dönemi arasında kesin bir ilişki olduğunu buldu.Böylebir ilişki,uzaklıklarıbilinen,yakındakiCepheiddeğişenlerindedoğrusonuç verecek biçimde ayarlanabilir ve daha sonra da uzaktaki Cepheidyıldızlarının uzaklıklarını ölçmekte kullanılabilir. Örneğin astronomlar,uzaklığı bilinmeyen ama parlaklık salınım dönemi on gün olan belli birCepheidyıldızınıgözleyebilirler.Leavitt’inbulduğuilişkiyegörebusalınımdönemi Güneş’imizin 2000 katı bir ışıma gücüne karşılık gelir. Bu ışımagücünüyıldızıngözlenenparlaklığıylakarşılaştırarak,astronomlaryıldızınnekadar uzakta olduğunu saptayabilir. Bu, tıpkı gücü ve görünen parlaklığıbilinen bir elektrik ampulünün uzaklığını saptamaya benzer. Eğer birastronom, bir küresel kümenin, nebula veya galaksinin uzaklığını ölçmekisterse,bunlarıniçindebirCepheidyıldızıbulmasıveonunparlaklıkdeğişimdönemini ölçmesi yeterlidir. Cepheid yıldızları uzayın kilometre taşlarıgibidir.

Şekil 12.Cepheid değişen yıldızlarının periyot-ışıma gücü ilişkisi. Üstteki eğri, tipik bir Cepheidyıldızınınışımagücününzamanladeğişiminigösteriyor.BueğrinintemsilettiğiCepheidyıldızınınışımagücü, yaklaşık beş günlük bir periyotla Güneş’in ışıma gücünün 1000-2000 katı arasında değişiyor.

Alttaki eğride ise, Cepheid yıldızlarının ortalama ışıma gücünün periyotla nasıl değiştiği görülüyor.ÜsttekieğrinintemsilettiğiCepheidyıldızı,alttakieğrideyalnızcabirnoktayakarşılıkgeliyor.

HernekadarsağlığındapekitibargörmemişolsadaLeavitt’inçalışmasınınönemi konusunda ne söylense azdır. Astronomide uzaklık ölçümlerininyaşamsal rolü vardır. Henrietta Swan Leavitt, 4 temmuz 1868’deMassachusetts’dekiLancaster’dedoğdu.

Dindar bir aileden geldiği için ömrü boyunca anne ve babasının kesinPüriten kurallarına saygılı yaşadı. Leavitt, 1892’de Radcliffe KolejiAstronomiBölümü’ndenmezunolduktansonrayakınlardakiHarvardKolejiGözlemevi’ndegönüllüaraştırmaasistanlığıyapmayabaşladı.1902’deücretlivekalıcıbirkadroyageçerekastronomifotoğraflarıbölümüşefioldu.Yaptığıişler arasında geceler boyu arka arkaya çekilmiş gökyüzü fotoğraflarınıkarşılaştırarakhangiyıldızlarınparlaklığınınnekadardeğiştiğinisaptamakdavardı.Butürçalışmalarsonderecebüyükbirsabırvehünergerektirir.Meslekyaşamı boyunca Leavitt 2400 değişen yıldız buldu ve analiz etti. Leavitt,Willaminia Fleming ve Annie Jump Cannon ile birlikte Harvard KolejiGözlemevi müdürü Edward Pickering tarafından gökyüzü fotoğraflarınıincelemeleriiçinücretödenenbirgrupkadınarasındaydı.Yüzyılınbaşlarındafotoğraf çalışması çok önemli bir araç olarak astronomi tarihinde ilk kezsahneye çıkarken,Leavitt,CannonveFlemingbuyeni aracı ilk kullananlararasındaydılar.

Neredeyse doğuştan astronom olan ve çok geçmeden Pickering’in yerineHarvard Koleji Gözlemevi direktörlüğüne getirilen Harlow Shapley, 1918yılında Samanyolu’nun değişik yerlerinde bulunan 230 Cepheid yıldızınınuzaklıklarını ölçmek üzere bir çalışma başlattı. Çalışmasını bitirdiğindeSamanyolu’nun ayrıntılı bir haritasını da hazırlayan Shapley, galaksimizinçapını300000 ışıkyılı olarakhesapladı.Günümüzdekabul edilendeğer ise

100000 ışık yılıdır. Samanyolu’nun bir üyesi olan Güneş’imiz merkezdenitibarengalaksiyarıçapınınüçteikisiuzaklığındayeralır.İlkkezShapley’inaraştırması ile galaksimizin biçimi ve boyutları, akla yakın bir biçimdeölçülmüşoldu.

Ama şu sorunun yanıtı hâlâ verilmemişti: Diğer bulutsular neydi veneredeydiler?BunlarSamanyoluiçindekiyıldızkümelerimiydiyoksaherbirikendibaşınabirgalaksimiydi?Astronomlarheyecanlıbirbiçimdebusoruyutartışıyorlardı.Enazındanbulutsularınbirbölümübizimgalaksimiziniçindeolmalıydı. Kaliforniya’daki Mount Wilson Gözlemevi’ndeki bir teleskoplaçalışan Edwin Hubble, 1924 yılında Andromeda bulutsusunun içinde birCepheid yıldızı buldu ve uzaklığını ölçmeyi başardı. Andromeda,galaksimizinçokötesinde,2milyon ışıkyılıuzaktabiryıldız topluluğuydu.BöyleceAndromeda’nınbirbaşkagalaksiolduğuinkaredilemezbirbiçimdeortayaçıktı.EdwinHubbledagalaksidışıastronomininbabasıolarak tarihegeçti.

Çok geçmeden sönük bulutsulardan çoğunun aslında kendi başlarınagalaksilerolduğuortayaçıktı.Buyenibilgiyledeastronomlarınönündeyenive daha büyük bir evren görüntüsü açılmış oldu. Tüm dikkat galaksilereyöneltildi.Galaksilerarasıortalamauzaklıklarbirgalaksininçapınınyüzkatıyada10milyonışıkyılıcivarındadır.Bunedenleeğerdevbirkozmikyaratıkolsaydı, şuraya buraya serpiştirilmiş yıldız adaları, galaksiler dışında uzayıbomboşbirdenizgibigörecekti.

Bununlabirlikte,birbaşkaaçıdanbakıldığında,galaksilerarasıuzaklıklar,ölçek de göz önüne alındığında yıldızlar arası uzaklıklardan daha küçüktür.Bir galaksi içindeki yıldızların arasındaki uzaklıklar ortalamaolarakon ışıkyılıyadabiryıldızınçapının100milyonkatıkadardır.Bunedenleherbirimibiryıldızboyutlarındaolanbirgalaksiyapılanmasındayıldızlararasındayüzmilyon uzaklık birimi varken, her birimi bir galaksi boyutlarında olan birevrenyapılanmasındagalaksilerarasındayalnızcayüzuzaklıkbirimibulunur.

Galaksilerin anatomik yapısını anlamaya çalışmak, günümüzdeastronomlarının en fazla zaman ayırdıkları konulardan biridir. Neden bazıgalaksiler genellikle biçimlenmemiş gaz ve tozdan oluşmaktayken diğerlerihemen tümüyle yıldızlardan oluşur? Galaksilerin biçimlerini belirleyen şeynedir?Nedenbazıgalaksilerhemenhemenküreselyapıdaikendiğerleriyassıdiskler biçimindedir?Acaba bizimki gibi sarmal galaksilerde önce çekirdekbölgesi,dahasonradiskmibiçimleniryoksabununtersimigerçekleşir?Bazıgalaksilerin -çubuklar gibi, halkalar gibi- değişik ve garip biçimleri nasılortaya çıkar? Bu garip ve değişik biçimler ilk başta mı ortaya çıkar yoksagalaksi içindeki kütle çekim kuvvetleri tarafından sonradan mıbiçimlendirilir? Yoksa bu oluşumlarda başka bir galaksi ile gerçekleşmiş

olabilecekyakınetkileşimlerinrolümüvar?

Galaksi astronomisindeki en şaşırtıcı gelişme, galaksilerin çoğunluğununçevresinde karanlık madde adı verilen gözlenemeyen maddeden meydanagelen, yaklaşık küresel biçimde halelerin var olduğu gerçeğinin anlaşılmasıolmuştur. 1970’lerin ortalarında Princeton’dan Jeremiah Ostriker ve JamesPeeblesileStonybrookNewYorkStateÜniversitesi’ndenAmosYahil,birbiriçevresindedönenikigalaksidenbaşlayıportakbirmerkezçevresindedönengalaksigruplarınakadar çokçeşitli sistemlerinyörüngehareketlerine ilişkinveriler toplayıp analiz ettikten sonra bu sistemlerde gözlenen maddenin onkatıkadargörünmeyenmaddeolmasıgerektiğisonucunavardılar.Benzerbiranaliz, bağımsız olarak Estonya’da J. Einasto, A. Kaasik ve A. Saartarafından da yapıldı. Karanlık maddenin varlığı, 1978’de WashingtonCarnegie Enstitüsü’nden Vera Rubin ve arkadaşları ile GroningenÜniversitesi’nden Albert Bosma’nın çalışmaları sonucunda hiçbir kuşkuyayer bırakmayacak biçimde ortaya çıktı. Yakındaki galaksilerin çevresindedönen gazların hızını ölçen araştırmacılar, bu galaksilerin çevresinde büyükkütleye sahip, gözlenemeyen (ışıma yapmayan) haleler bulunduğu yönündeaçıkgözlemselkanıtlarbuldular.Gözlenebilenkütlenintekbaşınayörüngededönengazlarıölçülenhızlaraulaştırmasıolanaksızdı.

Günümüzde hemen hemen tüm astronomlar karanlık madde gerçeğinikabul ediyorlar. Galaksilerin yapılarındaki dengeyi, bu galaksilerdeki yıldızve gazların dönme hızlarını ve galaksilerin birbirleri ile olan fizikselilişkilerini açıklayabilmek için bu galaksilerin halelerindeki karanlıkmaddeninvarlığını kabul etmekzorunludur.Nasıl buzdağlarının fotoğraflarıbuzdağlarınınsuyunaltındakalançokbüyükbölümlerihakkındahiçbirfikirvermiyorsa, galaksi fotoğrafları da galaksilerin bu büyük kütleli bölümlerihakkında fikir vermez. Gelecek bölümde karanlık madde konusu dahaderinlemesineişlenecektir.

Astronomlar, çevrede dönen hidrojen gazının yeri’ni inceleyerek degalaksilerinbiçimlerikonusundapekçok şeyöğrendiler.Bugaz,yıldızlarınbulunmadığı bölgelerde yer alır ve 21 cm dalgaboyunda, çok özel radyodalgaları yayar. Röntgen filmleri çekilecek hastaların vücuduna radyoaktifiyotverilmesigibihidrojengazıdaizleyicigöreviyapar.Üstelikbugazyerliyerindedir.Sonzamanlardaastronomlaryüzlercegalaksidekarbonmonoksitgazıbuldular.Hidrojeninbulunduğuuzaklığınçokdahauzaklarındanvarlığısaptanabilenvekendineözeldalgaboyundaradyodalgalarıyayanbugazda,galaksilerin daha önce hiç gözlenememiş burulma ve dönme hareketleriniortayaçıkarmıştır.Yeniradyoteleskoplar,karbonmonoksitgazınınvarlığınısaptayarak çok uzaklardaki galaksilerin ayrıntılı görüntülerinioluşturabileceklerdir.

GalaksilerinEvrimi

Keşiflerinden uzun yıllar sonrasına kadar galaksilerin sabit ve değişmezoldukları varsayılmıştır. Galaksiler, gücü bilinen elektrik ampullerinebenzetilerek görünür parlaklıklarından uzaklıklarını saptamak üzereyararlanılmıştır. Galaksiler konusundaki bu durağanlık 1950’lerden itibarendeğişmeye başladı. Yeni radyo teleskoplar, merkezlerinden dışarıya doğrufışkırangazlardanyoğunradyodalgalarıyayılangalaksilerbuldular.Buradyodalgalarını inceleyen astronomlar, gazların hızının ışık hızına yakın olmasıgerektiğisonucunuçıkardılar.Gazsütunlarınınboyuençok1milyonışıkyılıcivarındaolduğundan,oluşumlarıbirmilyonyıldandahaeskiyedayanmıyorolmalıdır (Astronomi standartlarına göre bu oldukça kısa bir süredir). Bu‘radyo galaksilerinde bir şeylerin değişmekte olduğu açıkça görülüyor. Ölügayzerlerdeisebutürfışkırmalarpekgörülmez.

Radyo galaksiler, şiddetli olayların açık ipuçlarının gözlendiği ilkgalaksilerdir. Keşifleri de, gözle görülemeyen ama astronomi araçlarıtarafından ‘görülen’ ilk elektromanyetik ışınım türü olan kozmik radyodalgalarınınkeşfisonucundagerçekleşmiştir.Radyoastronomi,BellTelefonLaboratuarı’ndaçalışanAmerikalımühendisKarlJansky’nindönenbirradyoanteni yaparak uzaydan gelen sürekli radyo parazitlerini saptadığı 1931yılındadoğdu.İzleyenonbeşyıl içinde tümdünyadaJansky’ninrastlantısalkeşfinin izindengiden tekkişi,birelektronikmühendisi,amatör radyocuveamatörastronomolanGroteReberoldu.

Reber 1911 yılındaWheaton, Illinois’de doğdu. 1936’da 25 yaşında olanReber, Wheaton’daki evinin arka bahçesinde 2x4 cm’lik çıtalardan oluşanahşapbir kuleninüzerineyaklaşık10metre çapındametal bir çanakmonteetti.Bu,evrendengelen radyodalgalarınıalmaküzereözelolarakbirantenbiçiminde inşaedilmiş ilk radyo teleskoptu.1942’deReber,Samanyolu’nunilkradyoışınımharitalarınıyapmıştı.1940’larınortalarınakadarReber’intekradyo astronom olduğu düşünülüyor. 1940’ların sonlarına doğruAvusturya,İngiltere, Hollanda ve Amerika Birleşik Devletleri’nde başka radyoteleskopların inşa edilmesiyle radyo astronomi kurulmuş oldu. 1950’lerdebazı galaksilerde keşfedilen radyo dalgaları yayan gaz akımları da galaksietkinliğiveevrimininilkbulgularıoldu.

Şekil 13. Yakından birbirleri ile etkileşen ve karşılıklı kütle çekimleri nedeniyle birbirlerininşekillerinibozanikigalaksi.Bugalaksiler,NGC5426veNGC5427’dir.

1970’lerde astronomlar, tüm galaksilerin evrim geçirmelerinin gerekliolduğunu fark ettiler. Teksas Üniversitesi’nde çalışan Yeni Zelandalı birastronom olanBeatrice Tinsley, galaksilerin yıldızlardan oluştuğuna dikkatiçekti. Yıldızlar yaşlanır ve değişirler. Yıldızlar aynı zamanda yıldızlararasıgazın kimyasal yapısını da değiştirirler. Bu, gittikçe daha ağır atomlarınüretildiği tek yönlü bir süreçtir. Bu nedenle galaksilerin kimyasal yapısı,renkleriveparlaklıklarıdazamaniçindedeğişmekzorundadır.

Galaksiler aynı zamanda yakınlarında bulunan diğer galaksilerleetkileşimde bulunmak yoluyla da değişime uğrarlar. Karşılıklı kütle çekiminedeniyle galaksi grupları meydana getirirler. Galaksilerin birbirinenormalden daha yakın bulunduğu galaksi gruplarında, biri diğerinin çekimalanına girerek birlikte dönmeye başlar ve özellikleri kendilerini oluşturangalaksilerden çok farklı, karmaşık özelliklere sahip yeni, bileşik galaksilermeydanagetirirler.Kimigalaksigrubufotoğraflarında,merkezdekigalaksilergarip bir biçimde çarpık, dolaşık bir görüntü verirler. Bu, başka vekendilerindendahabüyükbirgalaksi tarafındanyutulmaktaolduklarınınbirişaretidir.Bazıdiğer fotoğraflarda isegerçiyalnızcabirgalaksigörülüramabunun garip biçimli değişik kuyrukları, kolları ve başka özellikleri deyakındakibirdiğergalaksiileçokşiddetlibiretkileşiminhabercisidir.

Galaksilerin evrimine ilişkin doğrudan kanıt bulmak yıldızlardan dahazordur. Yıldızlar sürekli olarak doğduklarından herhangi büyük bir uzay

parçasında evrimlerinin her aşamasında yıldızlar bulunur. Ama galaksilerinçoğunluğu uzak bir geçmişte büyük bir olasılıkla aynı zamanda oluştu.Dolayısıyla herhangi bir zaman dilimi ele alındığında -örneğin bugün-galaksilerin çoğunluğu hemen hemen aynı yaşta olabilir. O zamanyaşamlarınındeğişikdönemlerindekigalaksilerinasılgözleyebiliriz?Çözüm,ışıktadır.Işığınhızısaniyede300000km’dir.Uzaydakiuzaklıklar

ise çok büyüktür. Bugün 2 milyon ışık yılı uzaklıktaki Andromedagalaksisinin fotoğrafını çektiğimizde onun 2 milyon yıl önceki durumunugörürüz; ışığın galaksiden Dünya’mıza ulaşması 2 milyon yıl almıştır. 50milyonışıkyılıötedekiVirgokümesindekibirgalaksiyebaktığımızda,ondan50milyon yıl önce ayrılmış olan ışığı görürüz. Bu nedenle uzayın gittikçedahaderinlerinebakmak,zamandadagittikçedahaeskiyebakmakdemektir.Teleskoplar bu anlamda zaman makineleridirler. Teleskopla evrimleriningittikçedahaerkendönemlerindebulunangalaksilerigözleyebiliriz.

Ne yazık ki uzak galaksilerden gelen ışık da zayıftır. Böylesine zayıfışıkları algılamak için astronomlar büyük teleskoplara gereksinim duyarlar.Yirmiotuzyılöncesinekadarhembüyükteleskoplarınsayılarıçokazdı,hemdebuteleskoplarabağlıaraçlaroldukçailkeldi.

Bir milyar ışık yılının ötesinde saptanabilen ancak birkaç galaksi vardı.1970’lerinbaşındanitibaren,baştaArizona,Tucson’dakiKittPeakveMountHopkins;Şili’dekiCerroTololoolmaküzerebirdiziyenivebüyükteleskopinşaedildi.

Şekil 14. Galileo’nun, 1610 yılından kalan iki teleskopu. Boyları 1 metre civarında olan buteleskoplar,Floransa’dakiBilimTarihiMüzesindebulunmaktadır.

Daha da önemlisi, zayıf ışığı toplamakta ve kaydetmekte kullanılan yeniaraçlarda ve teknolojide bir patlama oldu. Fotoğraf plakları yerlerini

bilgisayar kontrollü elektronikdetektörlere bıraktı.Bu araçlar, ışığı fotoğrafplağındaki karanlık lekeler yerine elektrik sinyallerine dönüştürüyor veonlardanon-yüzkatdahafazlaışıktoplayabiliyorlardı.Elektriksinyalleriyleçalışmakkolaydır.Bu sinyalleri sayısallaştırabilir, daha sonra işlemeküzerebirbilgisayarortamındasaklayabilirsiniz.Örneğin,birgalaksiningörüntüsü,özellikleribilinen,bizedahayakınbirbaşkagalaksi tarafındanbozuluyorsa,bilgisayar elektronik olarak bu ikinci galaksinin ışığını ortamdan silerek ilkgalaksinintemizbirgörüntüsünüoluşturabilir.Şu içinde bulunduğumuz yıllarda astronomlar, çapları sekiz ile onmetre

arasında değişen görünür ışık ve kızılötesi teleskopları inşa etmekteler. Buyeni nesil büyük teleskoplar ve onların zayıf ışığı görmekteki üstünyetenekleri sayesinde astronomlar, çok uzak ve evrimlerinin şu ana kadargözleyemedikleri kadar erken aşamasında olan galaksileri görebilecekleriniumuyorlar.

Yirmi yıl sonrası için astronomlarDünya çevresine yörüngede dolanmasıplanlananveBüyükUzayTeleskobu(LargaSpaceTelescope,LST)adıverilenbir teleskopun düşünü kuruyorlar. Hubble Uzay Teleskobu’nun mirasçısıolacakolanLST’ninaynasınınçapıaltımetreveaçısalçözümlemegücüdekısa dalga boylarında Hubble’in on katı kadar olacak. Kızılötesindenmorötesine kadar tüm dalga boylarına duyarlı olacak LST, çok uzaklardakigalaksileri inceleyecek. Buna ek olarak LST, yıldız oluşum bölgeleriniaraştıracak, başka yıldızların çevresinde gezegen arayacak ve yıldızlararasıortamdakigazlarıinceleyecek.

Acaba genç galaksilerde ne tür yıldızlar bulunuyor? Tek tek yıldızlarındoğup ölmeleri bir yana, acaba galaksideki yıldızların büyük çoğunluğubirliktenasılyaşlanıyorlar?Galaksilerinbiçimizamanladeğişiyormu,yoksailkoluştuğuzamandakibiçiminimikoruyor?Birgalaksinintoplamparlaklığızamanla nasıl değişiyor?Gruplardaki komşu galaksiler ve galaksi kümelerikarşılıklınasıletkileşiyorlar?Tümbunlargalaksidışıastronomiyiilgilendirenkritiksorulardır.

Astronomlar, eğer tümü değilse de galaksilerin çoğunluğunun, hemenhemen enerjilerinin tümününmerkez bölgelerinde üretildiği çok enerjik birerken evrim aşamasından geçtiklerine inanıyorlar. Bu inancın temelindekuasarların 1960’lardaki keşfi var. Kuasarlar fotoğraf plaklarında görüntüolarak yıldızları andırmakla birlikte, ışıma güçleri galaksilerin toplam ışımagüçlerinden büyük olabiliyor. Kuasarlar, Kaliforniya TeknolojiEnstitüsü’ndekiPalomarGözlemevi’ndeçalışanMaartenSchmidt tarafından1963 yılında bir raslantı sonucu bulundu. Schmidt, bu cisimlerdenkaynaklanan ışınımın bazı özelliklerine (renkleri ve önümüzdeki bölümdesözüedilecekolankırmızıyakaymaları)bakarak,kuasarlarınDünya’dançok

uzaktaolmalarıgerektiğinifarketti.Yalnızcasondereceyüksekışımagücünesahip olan bir cisim çok uzakta olmasına karşın parlak görünebilir.Dahası,kuasarların küçükboyutları, çokbüyükmiktarda enerjininneredeyseGüneşsistemimizboyutlarındaküçükbirbölgedeüretildiğinigösteriyor.Kuasarlar,evrendeki en yüksek enerjili uzay cisimleri olup sahneye tümüyle sürprizolarakçıktılar.Hiçkimsekuasarlarınvarlığınıöncedentahminetmemişti.

Kuasarların yalnızca çok uzaklarda gözlenmesi önemli bir noktadır.Yakınlardakikuasarlarınsayısıçokazdır.Astronomideuzaklıkzamandemekolduğundan, kuasarların çoğunluğunun uzak bir geçmişte yaşayıp ölmüşolduklarınıdüşünebiliriz.Kuasarlarevrenindinozorlarıdırlar.Astronomların,yakında bulunan kuasarların çevresinde sönük bir galaksi yapısı olduğunailişkin sezgileri ve kuşkuları var.Bu nedenlerle bilim adamları, kuasarların,evrimlerinin ilk aşamalarında olan galaksilerin çekirdek bölümleri olduklarıdoğrultusunda teoriler ortaya atıyorlar. Yeni nesil görünür ışık ve kızılötesiteleskoplarileşuandayörüngedebulunanHubbleUzayTeleskopu,yapısındakuasarlar bulunduran birçok genç galaksinin zayıf ışığını çözümleyerek,galaksilerle kuasarlar arasındaki ilişki konusunda çok önemli ipuçlarısağlayacaklar.Günümüzdekienönemlisoruşu:Nedenuzaktakigalaksilerdenbazılarıkuasariçerirkendiğerleriiçermiyor?

SIRTFgibiyenikızılötesi teleskoplarveyerdengözlemyapılankızılötesiteleskoplar da kuasar araştırmasında önemli roller oynayacaklar. Birçokkuasarı çevreliyor gibi görünen toz bulutları görünür ışığı perdelerler.Kuasarın enerjisi bu toz bulutu tarafından soğurulup kızılötesi ışınımbiçiminde yeniden yayınlanır. 1980’lerde Kızılötesi Astronomi Uydusu,merkezlerinde kuasarların bulunduğu düşünülen ve enerjilerinin yüzdedoksanı veya daha fazlasını kızılötesi ışınım biçiminde yayan çok parlakgalaksiler buldu. Dahası, bu galaksilerin pek çoğu başka galaksilerleçarpışıyor gibi gözüküyordu. Galaksilerarası çarpışmalar kuasarların ortayaçıkmasınanedenolabilirmi,veyaonlarınenerjisiniarttırabilirmi?Çoküstünduyarlılığı sayesinde SIRTF, bu gizemli ‘kızılötesi galaksiler’in doğasını veevrimini inceleyebilecek. Kuasarların çoğunluğunun galaksilerarasıçarpışmalar sonucuortaya çıkıp çıkmadığınıSIRTFsaptayacak.Sonolarak,çok yüksek açısal çözümleme gücüne sahip olan yeni radyo teleskoplar,özellikleVLBAkuasarların radyo dalgaboyu görüntülerini hazırlayabilecek.Aslındakuasarlarınkeşfindedeyaydıklarıyoğunradyoışınımınınbüyükrolüvar.

Merkezlerinde bulunması olası kuasar olgusundan başka genç bir galaksineye benzer? Bu sorunun yanıtı konusunda astronomlar pek emin değiller.Galaksilerbüyükbirolasılıklaevreninortayaçıkmasındanbirkaçyüzmilyonyılsonra,günümüzden10-20milyaryılönceoluştular.Kısacasözedileceği

gibi, astronomlar galaksilerin de yıldızlara benzer biçimde oluştuklarınıdüşünüyorlar: Bir gaz bulutunun sıkışması sonucu. Eğer sonuçta galaksiyioluşturacakbüyükölçeklibirsıkışmanınyanısırayıldızlarıoluşturacakküçükölçekli sıkışmalar da oluyorsa, galaksi kendi içindeki yıldızlarla aynı andaoluşuyor demektir. Oluşumları sırasında yıldızlar kızılötesi ışınımyaydıklarındankızılötesiteleskoplarlagözlenebilirler.Kızılötesidetektörlerledonatılacak olan SIRTF ve Hubble Uzay Teleskopu, ilkel galaksilerdenyayılacakböylesikızılötesiışınımıölçebilecekkadarduyarlıolacaklar.Henüzöneri aşamasında bulunan bir başka kızılötesi teleskop da zayıf kızılötesiışınımı bileşen dalga boylarına ayırarak genç galaksilerdeki kimyasalelementleri tanımlayabilecekölçüdeduyarlıolacak.Astronomlar,sondereceuzaktaki radyo galaksilerde yıldız oluşumunun ipuçlarını ve yıldız oluşumbölgeleriylegalaksilerinmerkezlerindenfışkırangaz jetleriarasındaşaşırtıcıbir ilişkinin kanıtlarını buldular. Yüksek hızlı gaz fışkırmalarının çevredekigazısıkıştırmasıveböyleceyıldızoluşumunutetiklemesiolasıgörünüyor.

KuasarlarınveEtkinGalaksilerinGüçKaynakları

Kuasarlar enerjilerini nereden sağlıyorlar? Aslında ilk radyo galaksilerinkeşfedildiği 1950’lerden bu yana bu soru çok parlak bir galaksi türü içinsürekliolarakgündemdeydi.YüksekmiktarlardaX-ışınları,kızılötesiışınım,görünür ışık ve radyo dalgaları yayan bu ‘etkin galaksi’lerde enerji,merkezdekiçokküçükbirbölgeden-büyükbirolasılıklakuasarboyutlarında-kaynaklanıyorgibigörünüyor.Etkingalaksilerinçoğumerkezdendışarıdoğruçokbüyükmiktarlardagazpüskürtüyorlar.

Buenerjininbüyükbirbölümününyıldızlardangelmediğiaçıktır.Yıldızlarçoğunlukla görünür ışık yayarlar. Dahası, yıldızlar enerjilerini nükleertepkimeler sonucu üretirler ki burada maddenin enerjiye dönüştürülmeverimliliğiyalnızcayüzde0.5kadardır.Dolayısıylanükleertepkimelerkuasarve etkin galaksilerin yaydığı devasa enerji miktarlarını açıklamaya yetmez.Son olarak, yıldızlar galaksi içinde dağınık olarak bulunurlar; oysa etkingalaksilerenerjilerinimerkezlerindekiçoksıkışıkbirbölgedeüretmektedirler.Eğeryeterlisayıdayıldızböylesiküçükbirhacmesıkışmışolsalarbile,ortayaçıkacak olan yıldız sistemi öylesine yoğun olacaktır ki sonuçta yıldızlar,aralarındaki çarpışmalar sonucu kaynaşacak ve ortaya çok yoğun ve büyükkütleyesahipbircisimçıkacaktır.

İşte bu nedenlerden ötürü astronomların çoğunluğu kuasar ve etkingalaksilerinenerjilerinimerkezlerindekicisminserbestbıraktığıkütleçekimenerjisinden sağladıklarını düşünüyorlar. Kütle çekim enerjisi iki cisimarasındakikarşılıklıçekimkuvvetindenkaynaklanır.Büyüklüğüdekütlelerinçarpımıyladoğru,aralarındakiuzaklıklatersorantılıdır.

Kütle çekimi analitik olarak ilk kez on yedinci yüzyıl ortalarında IsaacNewton tarafından ifade edilmiştir; her ne kadar henüz tümüyletamamlanmamışsa da en son kütle çekim teorisi Einstein tarafından 1915yılında geliştirilmiştir. Çekim enerjisi şöyle açığa çıkar: Küçük bir kütlebüyükbirkütleninüzerinedüşerken-DünyaüzerinedüşenbirBowlingtopudüşünün-hızı gittikçe artar.Buhız artışı çekimenerjisinin serbest kaldığınıgösterir.Buenerji,ısıveışınımgibibaşkaenerjibiçimlerinedönüşebilir.Eğerbüyükkütlelicisminaynızamandayoğunluğudayüksekse,düşencisminhızıçokbüyükdeğerlereulaşır.Karadelik,iştebuaşırıyoğunlaşmışmaddeninbirörneğidir.Karadeliğedoğrudüşenbircisim,deliğegirmedenönceışıkhızınaulaşır.Böyle yüksek hızlardamaddenin enerjiye dönüşümverimliliği yüzdeonlara kadar yükselir, ki bu da kuasar ve etkin galaksilerin ürettiği yüksekenerjimiktarlarınıaçıklamayayeterlidir.

Son teorilere göre, tüm etkin galaksilerin ve kuasarların merkezindekütleleriGüneş’imizinkütlesininbirmilyonkatındanbirmilyarkatınakadarolduğutahminedilençokbüyükkütlelikaradeliklerbulunuyor.Merkezdekibu kara deliğin büyük çekim gücü nedeniyle çevredeki gaz ve yıldızlarmerkeze doğru çekiliyorlar. Gaz, kara deliğe doğru düşerken açığa çıkançekimenerjisiyüksekhızlıparçacıklaraveışınımadönüşüyor.Enerjininçokbüyükbölümükaradeliğinhemendışında açığa çıktığındanvekaradeliğinboyutları çokküçükolduğundan,büyükkütleli karadelikvarsayımı,kuasarve etkin galaksilerin yaydığı enerjinin neden merkezden kaynaklandığınıdoğalolarakaçıklıyor.

Kara delik kavramı ilk olarak 1783 yılında İngiltere, Yorkshire’dakiThornhill’in rektörü olan John Michell tarafından ortaya atıldı. 1796’dakavramPierre-SimonLaplacetarafındanyenidenkeşfedildi.Fikirşu:Kütlesive boyutları belirli bir gök cismi verildiğinde, kütlesi daha küçük olan birbaşka cismin büyüğünün çekiminden kurtulabilmesi için ‘kurtulma hızı’denenkritikbirhızasahipolmasıgerekir.Örneğin,Yerküreiçinkurtulmahızısaniyede 11 kilometre civarındadır. Bu hızdan daha küçük bir hızla Dünyayüzeyinden yukarı doğru fırlatılan hiçbir cisim Dünya’nın çekimindenkurtulamaz; maksimum bir yüksekliğe ulaştıktan sonra gerisin geriye yeredüşer.Saniyede11kilometredendahabüyükbirhızlayukarıdoğrufırlatılanbircisimDünya’nınçekimindenkurtularakuzaydahareketinisürdürür,hiçbirzaman geri dönmez. ŞimdiDünya’yı dev birmengenede sıkıştırarak çapınıdörtte birine indirdiğimizi düşünelim. Dünya’nın yüzeyi çekim merkezinedahayakınhalegeldiğindençekimkuvvetidahagüçlenmiştir.Kurtulmahızıiki katına, saniyede 22 kilometreye yükselmiştir. Dünya’nın kütlesini aynıtutarak çapını gittikçe küçültmeyi sürdürelim. Çapı her dört katküçülttüğümüzde kurtulma hızı iki kat artar. Sonuçta, Yerküre’mizin çapıyaklaşıkbirbuçuksantimetreyeindiğindekurtulmahızıdasaniyede300000

kilometreye, yani ışık hızına ulaşır. Bu durumda ışık bile Dünya’nınçekimindenkurtulamaz.Dünya,dışarıdanbakıldığındasimsiyahgörünür.Birkara delik olmuştur. Bu hayali deneyi ilk kez gerçekleştiren Michell veLaplace,Newton’unkütle çekim teorisindenve ilk kezonyedinci yüzyıldaölçülmüşolanışığınhızındanhaberdardılar.

TabiiDünya’yı bir buçuk santimetre çapına kadar küçültebilecek dev birmengene yoktur. Ama, daha önce gördüğümüz gibi, yıldızlar yakıtlarınıtüketipkendiağırlıklarınıtaşıyamazhalegeldiklerindekendileriniçokküçükboyutlara kadar sıkıştırabilirler. 1916 yılında Einstein’ın yeni kütle çekimteorisini kullanan Alman fizikçi Kari Schwarzscild, Michell ve Laplace’ınhesaplarınıyenidengözdengeçirdi.Birkütleninkaradelikhalinedönüşmesiiçinsahipolmasıgerekenkritikyarıçapkütlemiktarı iledoğruorantılıolupGüneş’imizin kütlesi için 3.5 km civarındadır. Günümüzde kritik yarıçapa‘Schwarzschildyarıçapı’adıveriliyor.

1939 yılında Amerikalı teorik fizikçi Robert Oppenheimer ve öğrencisiHartland Snyder büyük kütleli, yanıp tükenmiş bir yıldızın -birkaç Güneşkütlesi ya da daha büyük kütleye sahip bir nötron yıldızı gibi- çökerek birkara delik oluşturacağını gösterdiler. Bununla birlikte, Oppenheimer’inhesaplarından sonra bile çoğu bilim adamları kara deliklerin yalnızca kağıtüzerinde var olduğuna inanmaya devam ettiler. Daha sonra, 1965 yılındaastronomlar büyük olasılıkla kara delik olan bir gök cismi keşfettiler:Dünya’danyaklaşık7000ışıkyılıuzaktaolanCygnus(Kuğu)X-l.Ardındangelen birkaç yılda Cygnus X-l’in ( X-ışınları yaydığı ve Cygnustakımyıldızında bulunduğu için bu ad verildi) kütlesinin nötron yıldızlarınaoranla çokbüyük, kendisinindenormal yıldızlara oranla çokküçükolduğufark edildi. Kabul edilebilecek tek seçenek Cygnus X-l’in bir kara delikolmasıydı.KütlesininGüneş’inkütlesininonkatıkadarolduğuhesaplanıyor.1970’lerin ortalarından günümüze kadar başka pek çok kara delik adayıkeşfedilmiştir.

Henüz kara delikler hakkında gözlemsel kanıtların bulunmadığı 1964yılında,RusfizikçiYakovB.Zel’dovichveondanbağımsızolarakAmerikalıfizikçi Edwin Salpeter, büyük kütleli kara deliklerin üzerine düşecek olangazın, etkin galaksiler ve öbür enerjik cisimlerin güç kaynağı olabileceğiniileri sürdüler. Kuasarları ve etkin galaksileri anlamanın püf noktası,merkezdeki kara deliğin, üzerine akan gazla beslenme mekanizmasınınanlaşılmasıdır. Bu gaz akımı sürekli mi yoksa geçici mi? Akımı tetikleyennedir?Olasıgazkaynakları,galaksininmerkeziçevresindebulunangaz,karadeliğinfazlacayakınınagelentalihsizyıldızlarıngüçlüçekimalanıtarafındanparçalanması, yıldızların kendi aralarında çarpışarak ufalanmaları veyagalaksinin bir başka galaksiyle fazla yakınlaşması sonucu ortaya çıkan

çalkantı olabilir.Düşükparlaklıktakikuasarlarveyüksekparlaklıktaki etkingalaksilerde merkezdeki kara deliğin üzerine akan gazın kütlesi, yılda birGüneş kütlesi civarında olmalıdır. Bazı kara delikler, doğrudan çevredenüzerlerine akan gazın çekim enerjisi yerine dönmelerindeki yavaşlamadanötürüenerjiyayabilirler.Amabubiledönenkaradeliğinçevresindesürtünmeyaratarak onu yavaşlatacak bir gaz kütlesinin varlığını gerektirir. Ne kadarbüyükkütleliolurlarsaolsunlar,çevrelerindensoyutlanmışkaradeliklerçokaz enerji üretirler. Bu nedenle bazı galaksilerin neden diğerlerinden enerjikolduğunu anlamak için merkezdeki kara deliğin çevresindeki maddedağılımınıbilmeninçokbüyükönemivardır.

Büyükkütlelikaradelikvarsayımınınasıl sınayabiliriz?Güneş’imizinbirmilyarkatıkadarkütleyesahipolsabile,büyükkütlelibirkaradeliğinçapınınaltı buçuk milyar kilometre civarında olması gerekir. En yakın büyükgalaksinin uzaklığı olan 2 milyon ışık yılı uzaktaki böyle bir kara deliğinaçısalçapıbirdereceninyalnızcaikiyüzmilyardabiriolurkibubüyüklüktebir cismi en büyük teleskoplarla bile görmek mümkün değildir. Bununlabirlikte, büyük kütleli bir kara delik, çevredeki yıldızların hareketlerini vekonumlarını etkileyerek kendini ele verebilir. Kara deliğin çekim alanınayakalanmış olan yıldızlar daha küçük bir alana sıkışır ve daha hızlı hareketetmeyebaşlarlar.Buetkilerkaradeliktenbirkaçışıkyılıuzaklığakadarfarkedilir boyutlarda olabilir. Hubble Uzay Teleskopu ve büyük olasılıkla1990’lar için planlanan sekiz metrelik ve on metrelik teleskoplar yakıngalaksilerdeki bu türden etkileri farkedebileceklerdir. Yıldızların merkezbölgelerde yoğunlaşmaları olgusunun ipuçları şimdiden başta Andromedaolmaküzerebirçokyakıngalaksidebulundu.Ama10milyonışıkyılındandaötede bulunan galaksilerin merkez bölgeleri yeni teleskoplarla bilegörülemeyecek kadar küçük kalacaklar. Her ne kadar yıldızların çoğunluğuradyo dalgaları yaymasa da şu anda radyo teleskopların açısal çözümlemegücü görünür ışık teleskoplarına oranla bin kat fazla; bu nedenle de dahaküçük ayrıntıları görebiliyorlar. Radyo teleskoplar milyarlarca ışık yılıuzaktakietkingalaksilerinvekuasarlarınmerkezlerininbirkaçışıkyılıkadaryakınınanüfuzedebilirler.Eğerbüyükkütlelibirkaradelik radyobandındaparmak izleri bırakmışsa, 1990’lar için planlananVLBA gibi yüksek açısalçözümlemegücünesahipradyoteleskoplartarafındangörülmesigerekir.

Şekil15a.500ışıkyılıuzaktakiM87galaksisinin(aynızamandaVirgoAolarakdabilinir)görünürışıklaçekilmişfotoğrafı.Galaksininmerkezindençıkansönük,damlalarabenzeyençizgiyedikkatediniz.

Karadelikleritanımanındolaylıbirbaşkayoluiseçevredekigazınyaydığıyüksekenerjiliışınımdır.Teorikastrofizikçilerçevredekigazınyassıbirdiskoluşturarak kara deliğin etrafında yörüngeye gireceğini düşünüyorlar. Budiskingezegensistemlerioluşturandisklerdenfaklıyönü,dahabüyükkütlelivedahasıcakolması.Disktebulunangaz1milyon-1milyardereceyekadarısınarakçoğunluklaX-ışınlarıyayar.AXAFaracınıngörevlerindenbiridebutürX-ışınlarınınaraştırılmasıdır.

Şekil15b.M87galaksisinin radyodalgalarıyla çekilmiş fotoğrafı.Bir önceki şekilde sönükolarakgörünençizgi,buradaaçıkolarakbirgaz fışkırmasıbiçimindegörülüyor.Fışkırmanınboyu,yaklaşıkolarak5000ışıkyılıdır.

Böylesine yüksek enerjilerin bir başka karakteristik özelliği deelektronların ve onların karşı-parçacığı olan pozitronların üretilmesidir (Heratom-altı parçacığın, çoğu özelliği parçacıkla aynı, kimi özellikleri ise tamkarşıtıolanvekarşı-parçacıkadıverilenbirikizivardır.Örneğinpozitronherbakımdan elektronun aynı olup yalnızca taşıdığı elektrik yükü terstir).Üretildikten çok kısa bir zaman sonra parçacık ve karşı-parçacıklar gammaışınlarıyayarakyokolurlar.GROveönerilendiğergamma-ışındetektörleributürgammaışınlarınıaraştıracaklardır.EtkingalaksivekuasarlarcayayılanX-ışınlarının, astronomları yirmi beş yıldır düşündüren gizemi, ‘X-ışınfonu’nuaçıklamasıaklayakınbirolasılıktır.AstronomlarX-ışındetektörlerikullanarak uzaya baktıklarında her yönde yoğun bir kozmik X-ışın sisigörüyorlar. X-ışın fonunun kaynağı konusunda henüz bir görüş birliği yok.Önerilen açıklamalar arasında evreni doldurduğu düşünülen sıcak gaz var.BazıbilimadamlarıbukozmikX-ışınısisinin,tektekışınımkaynağıolarak

algılanamayacak kadar uzak ve çok sayıdaki etkin galaksi ve kuasarlarınışınımlarından oluştuğunu düşünüyorlar. Bu problemin çözümü, uzaydakietkingalaksivekuasarsayısıvedağılımıilebirliktebunlarınzamaniçindekievrimlerinindebilinmesinigerektiriyor.AXAFaracındaX-ışın fonunun tektekkaynaklardanoluştuğuyönündekivarsayımınsınanmasınısağlayabilecekkadarduyarlıveaçısalçözümlemegücüyüksekolandetektörlerbulunuyor.Etkin galaksi ve kuasarların çarpıcı davranışları başka soruları da akla

getiriyor.Bucisimlerdengözlenenyüksekhızlıgazfışkırmalarındanbazılarıçok ince biçimli bir görünüme sahip. Böylesi madde sütunlarını üreten veonları kontrol eden şey nedir? Son yıllarda bu sorunun yanıtlanabilmesiyolundaepeycegelişmekaydedildi.Bugazsütunlarıgörünürışık,X-ışınlarıve radyo dalgaları yayıyorlar. Optik teleskoplar, radyo teleskoplar ve1980’lerdeveritoplayanEinsteinX-ışınuydusutarafındanalınangörüntüler,gazsütunlarındakitopaklanmalarıvediğeryapılanmalarısondereceayrıntılı,enfes bir biçimde gözler önüne serdi. Özellikle yüksek açısal çözümlemegüçlüradyogözlemleri,bugazsütunlarınaheryılyenimaddeninkatıldığınıgösterdi.Dışarıyadoğruhareket edengazkabarcıkları sönükleşiyor.Bugazkabarcıklarınınteşbihtanelerigibibirbirlerinimiizledikleriniyoksabağımsızmıhareketettiklerinibilmiyoruz.Dahaayrıntılıradyodalgalarıölçümlerigazsütunuboyuncagüçlümanyetikalanlarbulunduğuyönündekanıtlarolduğunugösterdi.Aslındabazı teorisyenlermanyetikkuvvetlerinakangazıkuşataraksıkıştırdığını ve ince bir kolon haline gelmesini sağladığını öne sürüyorlar.Hawaii’den Karaibler’e kadar Amerika Birleşik Devletleri boyuncakonumlandırılmış ve tek bir dev teleskop gibi çalışan on radyo teleskoptanoluşması planlanan VLBA, çok sayıda etkin galaksiden fışkıran gazsütunlarındaki ayrıntılı yapılanmanın ve manyetik alanların sistematik birbiçimde incelenmesine olanak verecektir. Dünya çevresinde yörüngededolanan,herbiriDünyailebağlantılıolupbirlikteDünya’dandahabüyükbirradyo anteni oluşturması planlanan bir grup radyo detektöründen oluşanOVLBI (OrbitingVeryLongBaseline Interferometer) ile, elde edilen açısalçözümleme gücü daha da büyüyecektir. Amerikalı bilim adamlarınınkatkılarıyla yapılan OVLBI uydularından ilk ikisi önümüzdeki yıllardaJaponyaveRusyatarafındanfırlatılacaktır.

Galaksilerdeki gaz fışkırmalarının anlaşılmasında önümüzdeki yıllardasürdürülecek olan teorik çalışmaların da yaşamsal önemi bulunuyor.1980’lerde bu fışkırmaların bazı özellikleri bilgisayar simülasyonlarıkullanılarakyenidenoluşturulmuştu.Busimülasyonlardabilimadamlarıgaz,ışınımvemanyetikalanlarındavranışlarıileilgilifizikyasalarınıbilgisayarayükler ve madde ile ışınımın bir arada bulunduğu bir ‘ilk durum’ kurarlar.Sistemin zaman içinde nasıl evrim geçireceğini ise bilgisayar hesaplar.Gözlemlerlekarşılaştırılarakteoridahadageliştirilir.

GalaksilerinOluşumu

Daha uzaktan gelen ışıklar daha eski zamanlarda yayınlanmış demektir.Eğer uzayın derinliklerine doğru yeterince uzağa bakarsak, galaksilerinoluştuğu çok eski zamanlara kadar geriye gidebiliriz.Henüz oluşmuş ya daoluşmaktaolangalaksilerkonusundaçokazşeybiliyoruz.

Galaksilerin oluşumu konusunda hesaplamalara dayanan ilk teori 1928yılındaSirJamesJeanstarafındanortayaatılmıştır.Buteoriyegöreevrendekitümmadde,tıpkıdüzbirçöldekikumlargibidüzgünbirbiçimdedağılmıştır.Bununlabirlikte,çöltabanındaşuradaburadabirazcıkdahafazlakütleiçerenkum tepecikleri bulunur. Jeans, tepecikleri öngörürken bunların varlığınındahasonrabirbaşkateoriyleaçıklanabileceğinidüşünmüştü.Fazladanmaddebulunanhertepeciktekütleçekimiortalamadanyüksekolacağındançevredekimaddeyiçeker.Buçekimsonucundamaddemiktarıartar,tepeciğinboyutlarıbüyür, çevredeki maddeyi daha büyük bir kuvvetle çeker ve süreçivmelenerek devam eder. Sonuçta tepecikler büyük tepelere dönüşür. Bubüyüktepelergalaksilerdir.Galaksilerarasındaçokazmiktardamaddekalmışolmalıdır.

Tıpkı tek tek yıldızlarda olduğu gibi galaksileri oluşturacak dev gazbulutları da, ancak kütleleri çok büyük olduğundan içeriye doğru etkiyenkütle çekim kuvvetlerinin dışarıya doğru etkiyen basıncı yenebildiğidurumlardaçöker.Yıldızlardaolduğugibigalaksilerinoluşumudaışınımdanve tüm kütlenin dönmesinden etkilenir. Her durumda önce küçük tepelerçöküp yoğunlaşarak galaksileri, daha sonra daha büyükleri yoğunlaşarakgalaksi küme ve gruplarını oluşturur. Bu süreç gittikçe daha büyük yapılaroluşturarak sürüp gider.Bu galaksi oluşummodeline ‘kütle çekimhiyerarşimodeli’ adı verilir. Bu model temel olarak 1960 ve 1970’lerde PrincetonÜniversitesi’ndenteorisyenJamesPeeblestarafındangeliştirilmiştir.

1960’larınsonlarındave1970’lerinbaşlarındaSovyetastrofizikçilerYakovB.Zel’dovich,A.G.Doroskevichveçalışmaarkadaşlarıpancakemodeliadıileanılanbirbaşkagalaksioluşummodeliönerdiler.1Bumodelegöreışınımkuvveti başlangıçtaki kütle tepeciklerini dağıtır.Başlangıçtaki kozmik çölündüzlüğükütlelerienazındanbirgalaksikütlesinin1000katıkadarolandahabüyük tepeler tarafından bozulur. Böyle tepeler de kütle çekim hiyerarşimodelindedeolduğugibiçöltabanındanyalnızcahafifçeyükselir.Bubüyükkütlebirikimleri,sıcaklıklarınıuzayayayarakçökmeyebaşlarkenkaçınılmazolarakeksenlerdenbiriboyuncadahahızlıçökeceğindengazyassı‘pancake’biçiminialır.Büyükkütlelibupancakedahasonrabirçokparçayabölünürveher parçasından bir galaksi oluşur. Bu galaksi oluşum modeline göre, anapacake’inbulunduğubölgelerdegalaksilerinincebirtabakaüzerindedağılmış

olarakbulunmalarıgerekir.

Teorisyenler bu modellerden hangisinin doğru olduğunu tartışıyorlar.Sorular, kısmen evrenin ilk dönemdeki madde tepeciklerine neyin sebepolduğu, bu tepeciklerin aralarındabüyükuzaklıklar bulunsabile birbirlerinebağlı olup olmadıkları ve o zamanlarda hangi tür atom-altı parçacıklarınbulunduğu konularında yoğunlaşıyor. Başka faktörler de var, doğal olarak.Herikiteoridedegalaksilerinoluşumukonusundatemelrolüevrenselçekimkuvveti oynuyor. Başlarını Princeton’dan Jeremiah Ostriker ve HawaiiÜniversitesi’ndenLennoxCowie’ninçektiğibirgrupastronomdaevreninilkdönemlerindeki madde tepecikleri yerine asıl etkenin gaz basınç kuvvetleriolabileceğiniönesürüyorlar.Gazbasınçkuvvetleriveışınımın,birgalaksidendiğerinefazladeğişmeyenboyutvekütlelerinbelirlenmesindebirrolüolmasıakla yakın görünüyor. Son yıllarda Ostriker ve çalışma arkadaşları, teorikmodellerinsonuçlarınıincelemekamacıyla,gazbasınçkuvvetlerinideiçerenayrıntılı bilgisayar simülasyonları yaptılar. Öyle görünüyor ki kütle çekimi,gazbasıncıvegalaksi-öncesigazbulutunundönmesigalaksioluşumundatekteketkili.

Gözlemsel açıdan astronomlar birçok ipucu araştırıyorlar. Acaba şu anvarolan galaksiler, kütle çekim hiyerarşi modelinin öngördüğü gibi gittikçebüyüyen rastgele şekillenmiş grupların içinde mi yoksa pancake modelininöngördüğü gibi belli boyutlarda ve düzlemler üzerinde mi yer alıyorlar?Aslındapancakemodeli, her biri bir galaksi kütlesinin bin katı kütle içerengalaksi-öncesipancakebiçimindegazbulutlarıöngörüyor.Bunların10milyarışıkyılıötedengörünmesigerekir.Galaksilerinolasıdoğumyeriolanböylesidevyapılarçoğunluklahidrojendenoluşmaktave21cmdalgaboyundaradyodalgaları yaymaktadırlar. Bu radyo dalgaları, VLA, yeni Green BankTeleskopuvegüncelleştirilmişAreciboTeleskopuilearaştırılacaktır.

Gündemde daha da önemli konular var. Hem kütle çekim hiyerarşiteorisinde hem de pancake teorisinde, başlangıçtaki minik yoğunlukfarklarının üzerine kütle çekim kuvvetinin etkisi sonucunda büyük maddeyoğunlaşmalarıoluşur.Nekadarküçükolursaolsun,başlangıçtabiryoğunlukfarkıgereklidir.Buyoğunlukfarklılaşmalarınınasılsaptayabiliriz?Büyükbirolasılıklayanıtkozmikfonışınımındagizlidir.1965yılındaNewJersey’dekiBell Telefon Labo-ratuvarı’nda çalışmakta olan Arno Penzias ve RobertWilson, tüm uzayı dolduran ve adına kozmik fon ışınımı denen radyodalgalarını keşfettiler.Bu ışınımın, evreninyalnızca300000yaşındaolduğugünlerden beri uzayda özgürce dolaştığı düşünülüyor.Daha önceleri ışınım,evrene saçılmış bulunan atom-altı elektronlarla etkileşiyordu. Kozmik fonışınımında, galaksilerin oluşmasından önce, evrenin 300000 yaşında olduğuson etkileşim sırasındaki madde dağılımının kayıtları bulunmalıdır. O

zamanlar madde düzgün bir biçimde dağıldığından bu maddeye çarparaksaçılankozmikfon ışınımıdaheryöneeşitvedüzgünbirbiçimdedağılmışolmalıdır.Tersine, eğer o zamanlarmaddedağılımı düzgündeğilse, kozmikfon ışınımının da düzgün olmaması gerekir. Madde dağılımının düzgünolmaması, bugün radyo teleskoplar değişik yönlere döndürüldüğünde radyodalgaları şiddetinindeğişmesi sonucunudoğuracaktır.Aslındabütüngalaksioluşumteorileributürdeğişimleregereksinimduyuyor.

On yıllarca süren araştırma sonunda nihayet yüz binde bir düzeyinde deolsabudeğişimlerbulundu.Buçokönemlikeşif,kozmikfonışınımınıbüyükbir duyarlılıkla ölçmek amacıyla 1989 yılında fırlatılanKozmik FonKaşifi(Cosmic Background Explorer, COBE) uydusu tarafından 1992 yılındagerçekleştirildi. Bu sonuçlar, galaksi oluşumu ve büyük ölçekli kozmikyapıyailişkinteorileribiranlamdasınırlayıcıbirroloynayacaktır.İlkolarakbusonuçlarbize,üzerineetkiyenkütleçekimkuvvetlerisonucundagalaksivegalaksi kümelerini oluşturan minik madde yoğunlaşmalarının boyutlarıkonusunda bilgi verecektir. İkincisi, bu ilkel yoğunlaşmaların boyutlarınıaçıklayabilmemize olanak verecektir. Şu anda hiçbir galaksi oluşumu veyailkel evren teorisi COBE’nin bulgularını doyurucu bir biçimdeaçıklayamamaktadır. Önümüzdeki birkaç yıl içinde, gözlemsel sonuçlarlakarşılaştırılacak ölçüde ayrıntılı birçok yeni teori adayı geliştirilmesibekleniyor. Bu, kuşkusuz kozmoloji teorisi için heyecen verici bir zamandilimiolacaktır.

Sonolarakgalaksilerarasıortamadıverilengalaksilerarasındakigazdadagalaksioluşumunailişkinoldukçaönemliipuçlarıvardır.Galaksileriniçindebulunan yıldızlararası ortamda olduğu gibi bu gaz da yıldızlar tarafındanüretilen çeşitli kimyasal elementlerce zenginleşmiştir. Çok uzaklardaki -dolayısıyla çok eski zamanlardaki- galaksilerarası ortam, galaksilerinoluştuğu ortamdır. Galaksilerarası ortam araştırmalarının en önemliaraçlarındanbiridekuasarlarınyaydığıışınımınincelenmesidir.Işınımoradanburaya gelirken galaksilerarası ortamdan geçer ve bu arada bir bölümü desoğurulur.Soğurulandalgaboylarıortamdakigazınkimyasalyapısınailişkinbilgiler verir. Galaksilerarası gazın kimyasal yapısı zamanla nasıldeğişmektedir? Başka bir deyişle, Dünya’dan olan uzaklıkla nasıldeğişmektedir?Bugaz, galaksilerin ilk kezoluştuğudönemi tarihlendirmekamacıyla kullanılabilir mi? Uzaklardaki galaksilerarası ortamın incelenmesiiçinhemyüksekduyarlılıkhemdeyüksektayfsalçözümlemegücügereklidir.Bunlar, şu anda çalışmakta olan 4 metrelik teleskopların yeteneklerininötesinde ama gelecek on yıllardaki çok daha büyük teleskopların yeteneksınırlarıiçindeolacak.

GarthIllingworth,17Mart1947’deAvustralya’nınPerthkentindedoğdu.

1968 yılında Batı Avustralya Üniversitesifizikbölümünübitirdiktensonra,1973yılındaAvustralya Ulusal Üniversitesi’ndenastronomi dalında Ph. D. derecesini aldı.Doktora sonrası çalışmalardan sonraIllingworth, 1978-1983 yılları arasındaTucson, Arizona’daki Kitt Peak UlusalGözlemevi’nde astronom olarak çalıştı.1984’ten 1987’ye kadar hem Johns HopkinsÜniversitesi’nde araştırmacı, hem deBaltimore’da bulunanUzay Teleskopu BilimEnstitüsü’nde direktör yardımcısı olarakgörev yaptı. 1988 yılında Santa Cruz’dakiKaliforniya Üniversitesi’nde astronomiprofesörüoldu. Illingworth’unaraştırmaları,galaksilerin oluşumu ve evriminianlayabilmek amacına yönelik olarak, yıldız

kümeleri ve galaksilerin gözlemleri konusunda yoğunlaşmıştır. KeckTeleskobu’ndadaçalışanIllingworth,HubbleUzayTeleskobu’nunardındangelecekolanbüyükuzayteleskobununyapımıiçindeçalışmalarbaşlatmıştır.Illingworthşöyledemektedir:“Astronomolmanınenkeyifliveödüllendiriciyanı, kendini araştırmaya adamış olan bireylerin ve küçük ekiplerin,astronominin önde gelen problemlerinin çözümünde büyük ilerlemekaydedebilmesidir. Bu problemlerin anlaşılması en zor olanlarından biri,Samanyolu’muzgibigalaksilerinnezamanvenasıloluştuğu,zamanlanasıldeğiştiğidir. Galaksilerin, evrenin gençlik günlerinde, o zamanlar uzayıdolduranseyrekgazvekaranlıkmaddedenyoğunlaşarakbugüngözlediğimizbüyük kütleli cisimlere dönüştüğünü biliyoruz. Ama bunun nasıl ve tamolaraknezamangerçekleştiğinibilmiyoruz.1990’larınyeni,güçlü teleskopve bilgisayarlarının, evrenin gençliğini gözlerimizin önüne sereceğiniumuyorum.”

1

Pancake,yuvarlakveyassıbiçimlibirkektürüdür.(ç.n.)

EvreninYaşamTarihi

BüyükPatlama(BigBang)Modeli

Uzayıngitgidedahaderinlerinebaktığımızda,acabauzayınsonunayadazamanın başlangıcına ulaşabilir miyiz? Evrenin bir başlangıcı varsa, acabanasıldı?Sonuolacakmı?Tümbunlar,kozmolojiyi,birbütünolarakevreninyapısıveevriminiinceleyenastronomidalınıilgilendirensorulardır.

Her kültür, kendine özgü bir kozmoloji icat etmiştir. Aristoteles’inevrenindeüzerineyıldızlarıntutturulmuşolduğubüyük,kristalbirküreolarakdüşünülenuzayınkenarlarıvardı.Amabuevreninnebaşlangıcı,nedesonuvardı. Yani durağandı. Gökyüzüne İlişkin adlı eserinde Aristoteles şöyledemektedir: “En temel cisim, sonsuzdur; büyümez, küçülmez, yaşlanmaz,değişmez ve hareket ettirilemez”. Aristoteles, tanrısal ve ölümsüz olanevrenin, temel cisim olan ‘ether’den oluşması gerektiğini düşünüyordu.Hıristiyandünyagörüşüsonsuzlukkavramındanvazgeçmeklebirlikteevrenindeğişmez olduğu fikrine sahip çıktı ve sürdürdü. Bu geleneğe göre evren,Tanrı tarafındanyoktanvaredilmişveogündenbuyanahiçdeğişmemiştir.1543yılındaDünya’nınevreninmerkeziolmayıpyalnızcaGüneşçevresindedönen bir gezegen olduğunu gösteren Copernicus çok şeyi değiştirmeklebirlikte, evrenin uzaysal olarak sınırlı, zamansal olarak ise sonsuz olduğuyolundakiAristotelesinanışınıdeğiştiremedi.

1576yılında,CopernicusöğretisineinananbirİngilizolanThomasDigges,yıldızları, üzerinde bulundukları kristal küreden koparıp uzaya dağıtan ilkastronom oldu. 1546 yılında doğan ve matematik eğitimi gören Digges,Copernicus’un büyük eseri The Revolutionibus’un bazı bölümleriniİngilizce’yeçevirerekyayınladı.APerfitDescriptionoftheCaelestiallOrbesbaşlığıyla yayınladığı bu çeviriye Digges, yıldızların dağılımı, özellikle deuzayın sonsuz olduğu ve yıldızların bu sonsuz uzayda dağılmış olarakbulundukları yönündeki kendi görüşlerinin anlatıldığı bir bölüm ekledi(Diggesaynızamandadahauygulamalıolanbaşkakonularladailgileniyordu.Top mermilerinin yörüngeleri üzerine ilk ciddi çalışmaları yapan Digges,İngiltere’debalistiğinbabasısayılır).

Digges’tensonraevreninuzaydasonsuzolduğukabuledilmiştir.Bununla

birlikte insanlar hâlâ evrenin zaman içinde değişmez olduğunudüşünüyorlardı. Büyük fizikçi Isaac Newton aynı problemi yüz yıl kadarsonrayenidenelealdı.Tektekgezegenlerinharekethalindeolduklarıkesindiama çok büyük zaman aralıklarıyla bile bakılsa evrenin değişmez olduğudüşünülüyordu.

Newton, büyük ölçekte evreni tanımlayan asıl kuvvetin evrensel kütleçekim kuvveti olduğunu anladı. Bunun ötesinde, kütle çekim teorisi ileNewton,evreninbirbütünolarakhesaplamalaradayananmodeliniyapanilkinsan oldu. Bununla birlikte 1917’deki Albert Einstein’ın modeline kadarböylebirmodeldensözedilmemişti.EinsteindaNewtongibigenelgörelilikadı verilen kütle çekim teorisini yeni geliştirmişti.Newton gibi Einstein dakozmolojidekitemelkuvvetinkütleçekimkuvvetiolduğunainanıyordu.

Genel görelilik, madde ve enerjinin kütle çekimini nasıl ürettiğini, bunakarşılık madde ve enerjinin kütle çekimine nasıl tepki verdiğini anlatanoldukça karmaşık ve matemetiksel bir teoridir. Bir bütün olarak evrenteorisiyleilgilizordenklemleriçözebilmekamacıylaEinstein,ikibasitleştiricivarsayım yapmıştı: Evren zamanla değişmez vemadde evrende düzgün birbiçimdedağılmıştır.HernekadarEinstein’ınbaşlangıçvarsayımlarıileilgiligözlemselhiçbirkanıtyoksada,Einsteinbuvarsayımlarıntatminkarsonuçlarverecek ölçüde gerçeğe yakın olduklarına inanıyordu. Einstein’in sonuçtaki‘kozmolojimodeli’durağanvehomojendi.

Çokgeçmeden,başkakozmolojimodellerinindeolasıolduğuortayaçıktı.1922 yılında Alexander Friedmann, zamanla değişen evreni tanımlayan birkozmolojimodeliolandurağanolmayanevrenmodeliniortayaattı.BirRusmatematikçivemeteorologolanFriedmann, işeEinstein’inçekimteorisi ilebaşladı ama homojenlik varsayımını kabul ederken durağanlık varsayımınısorgulamayaaçtı.HollandalıastronomWilhelmdeSitter’indedediğigibi,nekadar büyükbir teleskopla bakarsakbakalım evreni görüşümüzbir fotoğrafkaresinden başka bir şey değildir, dolayısıyla da evrenin uzun dönemlidavranışları konusunda çok az fikir verir. Friedmann, genel görelilikdenklemlerinin başka çözümünü buldu. Bu çözüme göre evren, yoğunluğusondereceyüksekbirdurumdanbaşlayarakzamaniçindegenişliyordu.

Friedmann’ınkozmolojimodelinegöre ilkpatlamadansonragenişlemeyebaşlayan evren gittikçe daha dağınık bir duruma geliyordu. Bu kozmolojimodeline ‘büyük patlama’ modeli adı verildi. 1923 yılında Friedmann’ınevrimleşen modelinin eleştirisinde Einstein, Friedmann’ın hesaplamalarınınmatematiksel geçerliliğini kabul etmekle birlikte, bunların gerçek evreneuygulanabileceğinden kuşkuda olduğunu bildirdi. Teorik fizikte, başlangıçkoşullarına bağlı olarak bir denklem setine birden fazla çözüm bulunmasıoldukça sık rastlanan bir şeydir; bu nedenle Aristoteles, Copernicus ve

Newton gibi Einstein da evrenin durağan olduğuna inanmaya devam etti.Bununla birlikte ne Friedmann’ın ne de Einstein’ın başlangıç varsayımlarıampirik olarak sınanabilirdi. O zamanlar her iki görüş doğrultusunda dadeneysel kanıt hemen hemen yok gibiydi. Einstein ve Friedmann, evrenteorilerinikağıtüzerindeüretmişlerdir.

1929 yılında durum kökten değişti. O yıl, teleskopla gözlem yapanAmerikalıastronomEdwinHubble,evreningenişlemekteolduğunukeşfetti.Galaksilersürekliolarakbirbirlerindenuzaklaşıyorlardı.

Gerçekte Hubble teleskopla baktığında galaksilerin birbirlerindenuzaklaştığını görmedi; böyle hareketleri doğrudan görmek için milyonlarcayıl gerekir.Hubble,Doppler kaymalarınabakarakgalaksilerin hareket ettiğisonucunavardı:Galaksilerin renkleri tayfın kırmızı ucunadoğrukayıyordu.‘Kırmızıya kayma’ olarak bilinen bu kayma, uzaklaşma hareketinin birsonucudur.Bütün galaksiler Samanyolu’ndan uzaklaşıyordu.Aslında birçokkozmik bulutsunun kırmızıya kaymaları 1900’lerde Arizona’daki LowellGözlemevi’nde çalışan Vesto Slipher tarafından ölçülmüştü. Hubble’ınSlipher’in çalışmasına eklediği tek şey, Cepheid yıldızlarını kullanarakuzaklaşan galaksilerin uzaklıklarını saptamak oldu. Hubble, galaksilerinuzaklıklarının,uzaklaşmahızıyladoğruorantılıolduğunukeşfetti.Başkabirdeyişle, bir galaksinin bize olan uzaklığı bir başka galaksinin iki katıysa,uzaklaşma hızı da iki katı oluyordu. Bu sonuç, her yönde düzgün olarakgenişleyenbirevreniçinbeklenenbirsonuçtu.

Hubble’ıngözlemleribiryandançokaçıkbirbiçimdeFiedmann’ındurağanolmayan modelinin Einstein’ın durağan modeline göre üstünlüğünü ortayaçıkarırken, öte yandandaHubble’ın gözlemleri görünüşegöreher iki bilimadamınındaönesürdüğütemelvarsayımıdoğruluyordu:Evrenhemenhemenhomojendir. Yalnızca evren eğer homojense galaksilerin uzaklaşma hızlarıuzaklıkları ile doğru orantılı olabilir. Dahası, homojen evren her noktanındiğer noktalardan farklı olmadığı anlamına gelir. Nasıl şişen bir balonun,balonyüzeyinde bir genişlememerkezi yoksa, evren de genişliyor olmasınakarşın bir genişleme merkezi yoktur. Bir balonun yüzeyine her biri birgalaksiyi temsil eden noktalar koyduğumuzu düşünelim. Balon şişerkenherhangibirnoktadanbakıldığındadiğernoktalarınuzaklaştığıgörülecektir.Hiçbirnoktamerkezdeğildir.

Eğergalaksilerinuzaklaşmahızlarıuzaklıklarıiledoğruorantılıysa,bütüngalaksiler içinhızınuzaklığaoranı sabitolmalıdır.Hubble sabiti adıverilenbuoranevreninşuandakigenişlemehızınıvermektedir.Enduyarlıölçümleregöre şu andaki genişleme hızı ile evrenin boyutları yaklaşık 10 milyar yıliçinde iki katına çıkacaktır. Daha kesin konuşmak gerekirse, birbirlerindenuzakta bulunan iki galaksinin aralarındaki uzaklık, yaklaşık 10 milyar yıl

sonraikikatınaçıkacaktır.

Zaman geçtikçe galaksiler birbirlerinden uzaklaşıyorlar. Dolayısıylageçmiştebirbirlerinedahayakınolmalarıgerekiyor.Eğerevrenfilminigeriyedoğru oynattığımızı düşünürsek, galaksiler gittikçe birbirlerine yaklaşarakkalabalıklaşacaklar.Geçmişte öyle bir an olacakki evrendeki bütünmadde,yoğunluğusonsuzolanbirnoktayasıkışmışdurumdabulunacak.Astronomlarbu durumun gerçekleşmiş olduğu zamanı hesaplayabiliyorlar: Günümüzden10-20 milyar yıl önce. Bu ana ‘büyük patlama’ adı veriliyor. Büyükpatlamadan önce ne olduğu, halen teorik fizikçiler arasında yoğun tartışmakonusu.

1930’larda, astronomlar evrenin yaşını ilk kez hesapladıklarında, bunuDünya’mızın yaşıyla karşılaştırmışlardı. Daha önce söz edildiği gibi,1910’lardabaşlayanuranyumfilizininradyoaktiftarihlendirmeçalışmalarınagöreDünya’nınyaşıyaklaşıkolarak4.5milyaryıldır.Dünya’nınveGüneş’inoluşumuileilgilitümteoriler,Dünya’nınyaşının,evreninyaşınınyüzdeonuileyüzdedoksanıarasındabiryerlerdeolmasıgerektiğinibelirtiyorlar.Başkabirdeyişle,Yeryüzündekikayalarınyaşlarınısaptayanbilimadamları,evreninyaşının 5.5milyar ile 50milyar yıl arasında olması gerektiğini söylüyorlar.Galaksilerinhareketlerinigözleyenbaşkabilimadamlarıdaevreninyaşını10-20milyar yıl arasında buluyorlar. Bu ikisi biribirinden çok farklı ölçümler.Bulunan yaş aralıklarının kesişmesi ise büyük patlama modeli lehinde çokkuvvetli bir kanıt. Bununla birlikte şurasını da unutmamak gerekir kikozmoloji,astronominintümdalları,hattabütünbilimler,uzayvezamanınenuçkesişmelerini gerektirirler.Her ne kadar çokgeniş kesimlerce tutulduysada büyük patlamamodeli henüz çok az sayıda gözlemsel testlerden geçmişdurumdadır.

Dünya’nın yaşıyla karşılaştırma testinden sonraki iki önemli test, evreninkimyasal yapısı-yüzde 74 hidrojen, yüzde 24 helyum, yüzde 2 ağırelementler-vekozmik fon ışınımıadıverilenve tümuzayıkaplayandüzgünradyodalgalarıdır.

Büyükpatlamamodelinegörehemevrenintemelkimyasalyapısı,hemdekozmikfonışınımıevreninbugünkündençokfarklıolduğuuzunzamanöncebiçimlenmiştir. Eğer kozmik evrim filmimizi gene geriye doğru oynatırsak,evrenbüzülür,galaksilergittikçebirbirlerineyaklaşırlarvesonundayıldızlarve galaksiler kendilerine özgü kimliklerini yitirirler. Evrendeki madde, birgazıandırmayabaşlar.Evrengittikçebüzülerekyoğunlaştıkçakozmikgazınsıcaklığı da gittikçe artmaya başlar. Sıcaklık 10000 santigrat dereceyeulaştığında, elektronlar atomlarından kaçıp kurtulmaya başlar. Daha yükseksıcaklıklarda ise atom çekirdekleri proton ve nötronlara ayrışır. Evrenindoğum anı olan büyük patlama yaklaştıkça, sıcaklık artmaya devam eder.

Sıcaklık 10 trilyon dereceye ulaştığında proton ve elektronlar kuark adıverilenüçtemelparçacığabölünürler.

Şimdi başlangıçtan itibaren zaman içinde ileriye doğru gittiğimizidüşünelim. Büyük patlamadan yaklaşık 0.00001 saniye sonra kuarklarbirleşerek proton ve nötronları oluşturdular. En basit ve hafif kimyasalelement olan hidrojenin çekirdeğinde yalnızca bir proton bulunur. Bu süreiçerisinde başka hiçbir kimyasal elementin bulunabilmesimümkün değildir.Diğer tüm kimyasal elementler iki veya daha fazla atom-altı parçacığın biraraya gelip kaynaşmasıyla ortaya çıkar ki evrenin başlangıç aşamasındakiyoğun sıcaklık koşullarında böyle kaynaşmalar gerçekleşemezdi. Evrengenişledikçesoğudu.Başlangıçtanbirkaçdakikasonrasıcaklıkmilyarderecemertebesine düştü. Bu kritik sıcaklıklarda proton ve nötronlar, aralarındakinükleerkuvvetlernedeniylebirleşmeyebaşladılar.Teorisyenlerin1960’larve1970’lerdeyaptıkları hesaplaragöre, döteryum,helyumve lityumbu sıradaoluşmuş olmalılar. Bu tür ilk hesaplar 1964 yılında CambridgeÜniversitesi’nden Fred Hoyle ve Roger Tayler ile Moskova KozmikAraştırma Enstitüsü’nden Yakov B. Zel’dovich tarafından yapıldı.Princeton’dan James Peebles, Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü’nden RobertWagoner ve arkadaşları ile Chicago Üniversitesi’nden David Schramm vearkadaşları da daha ileri düzeyde hesaplar yaptılar. Bu teorik hesaplarınsonuçları, gözlemsel olarak saptanan hidrojen, helyum, lityum ve döteryummiktarlarıiledikkatçekicibiruyumiçindedir(Karbon,oksijen,vedemirgibitümdiğerelementlerçokdahasonraları,yıldızlar tarafındanüretilmişlerdir).Buuyumbüyükpatlamamodelinidestekleyenbirbaşkakanıttır.

Yenidoğmuşvedolayısıylaçoksıcakolanevren,kozmikfonışınımınıdaüretmişolmalıdır.1948yılındailkkezGeorgeWashingtonÜniversitesi’ndenRalphAlpher,GeorgeGamowveRobertHermantarafındanyapılanve1965yılında bağımsız olarak Princeton’dan Robert Dicke ve James Peeblestarafından tekrarlanan teorik hesaplar, büyük patlamanın üzerinden henüzyalnızcabirkaçsaniyegeçtiğisıralardauzaydakaracisimışınımıadıverilenözelbircinsışınımınüretilmişolmasıgerektiğinigösterdi.Karacisimışınımı,ışınımın sıcaklığına karşılık gelen tek bir parametre tarafından belirlenir.Teorikolarakkaracisimışınımıevreninilkanlarında,uzaydadüzgünolaraküretilmiş ve evren 300000 yıl yaşına gelip de atom çekirdekleri bir arayagelerek atomları oluşturuncaya kadar atom-altı parçacıklar tarafındansaçılmaya devam etmiş olmalıdır. Zaten bu noktadan sonra, maddeyle hiçetkileşmeyen ışınım uzayda yayılmasını sürdürmüştür. Evren genişledikçeışınımın dalgaboyu büyümüş ve günümüzde ışınımın dalgaboyu radyodalgalarına karşılık gelen bir değere, sıcaklığı da mutlak sıfırın üzerindeyaklaşık3dereceyekadardüşmüştür.Biröncekibölümdesözedildiğigibi,buışınım bir rastlantı sonucu 1965 yılında keşfedilmişti. Son yıllarda veri

toplayanCOBEuydusu,kozmikfonışınımınınözelliklerininbüyükpatlamateorisinin öngördüğü özellikler olduğunu doğruladığından, bu teoriyidestekleyenbirkanıtdahaeldeedilmişoldu.

EvreninBüyükÖlçekliYapısı

Büyükpatlamamodeli evrenin homojen olduğunu varsayar.Bu varsayımtamolarakdoğruolmayabilir.Homojenbirevrendeyıldız,galaksivegalaksikümeleri gibi madde topaklanmalarının bulunmaması gerekir. Bununlabirlikte böylesi topaklanmalar yalnızca evrene küçük ölçekte bakıldığındaönemligibigörünüyorolabilir.Nasılbirkumsalaçokyakındanbakarkenkumtanelerini seçebiliyor, yirmi otuz metre yukarıdan baktığımızda ise onupürüzsüz görüyorsak, evren de çok büyük hacimlere bakıldığında pürüzsüzgörünüyor olabilir. Asıl sorulması gereken soru, kumsala ne kadar uzaktanbakmamız gerektiği sorusudur. Eğer evrenin pürüzsüz göründüğü bir ölçekyoksa,büyükpatlamamodelininönündeciddisorunlarvardemektir.

Galaksi zincirlerinin, büyük sayıda galaksi içeren yüzeylerin ve hemenhemenhiçgalaksi içermeyenbüyükboşluklarınkeşfedildiği sonyıllardabukeşifler, evrenin büyük ölçekte homojen olmayabileceğinin temel kanıtlarıolarak kabul edildiler. Böyle büyük galaksi gruplarına ‘yapı’ adı veriliyor.Eğer evren tümüyle homojen olsaydı hiçbir şekilde bu tür yapılanmalargöstermemesi gerekirdi. 1989 yılında Harvard-Smithsonian AstrofizikMerkezi’ndenMargaretGellerveJohnHuchraogünekadarbilinenenbüyükgalaksi yapılanmasını keşfettiler. Bu, uzunluğu en azından 500milyon ışıkyılı olan ve galaksilerden oluşan bir ‘duvar’dı. Geller ve Huchra, büyükgalaksi gruplarının üç boyutlu haritalarını çıkarmışlardı. Daha doğrusu hergalaksinin iki boyutlu konumu ile birlikte kırmızıya kayma miktarını dasaptamışlardı. Kırmızıya kaymanın galaksilerin uzaklaşma hızlarının birölçüsüolduğunuhatırlayalım.Eğerevreninhomojenolduğunuvedüzgünbirbiçimde genişlediğini varsayarsak -ki o zaman galaksilerin uzaklıkları veuzaklaşma hızları arasındaki ilişkiyi veren Hubble yasasını kullanabiliriz-kırmızıya kayma miktarlarını bildiğimiz galaksilerin uzaklıklarını dabildiğimizi kabul edebiliriz. Böylece, her üç boyut da bilindiğinden üçboyutlu (3-D) haritalar hazırlanabilir (Kabaca, bir galaksinin uzaklığı, 10milyarışıkyılıilegözlenenışınımınkırmızıyakaymayüzdesininçarpımıylabulunabilir.Örneğindalgaboyundakiyüzdeonlukbirartış1milyarışıkyılınakarşılıkgelir).

Şekil 16. Astrofizik Merkezinden Margaret Geller ve John Huchra’nın 1989 yılında tamamlanankırmızıya kayma araştırması. Her nokta bir galaksiyi gösteriyor; burada, birbirine dokunan kamabiçimindeki uzay bölgelerinde 3962 galaksi yer alıyor. Yarıçap yönü, homojen bir evrende doğrudanyarıçapyönündekihızakarşılıkgelenuzaklaşmahızınıgösteriyor.Şekildekienuzakgalaksininuzaklığı500milyonışıkyılıdır.Şeklinortasında,hemenhemenyataybirbiçimdeuzanangalaksitopluluğu,şuanakadarevrendegözlenenenbüyükvetutarlıgalaksiyapılanmasıolan‘BüyükDuvar’dır.

Rastgele seçilmiş birkaç uzay bölgesindeki yapılanmaların bölgelere miözgüyoksaevrenintümünütemsiledebilecekyapılanmalarmıolduğuhenüzbilinmiyor.Bununlabirlikteşimdiyekadarhemenhemenherölçekteböylesiyapılanmalarınolduğugözlenmişdurumda.50milyonışıkyılınıkapsayanbiraraştırmada genellikle boyları yaklaşık 50 milyon ışık yılı olan galaksizincirleri, galaksilerin oluşturduğu yüzeyler ve boşluklar; 500 milyon ışıkyılını kapsayan bir araştırmada ise boyutları 500milyon ışık yılı civarındaolan yapılanmalar bulunuyor.Bazı astronomlar evrende her boyutta kozmikyapılanmalarınolduğunusavunuyorlar.

İngiltere’de Durham Üniversitesi’nden T. J. Broadhurst ve R. S. Ellis,Kaliforniya’daki Lick Gözlemevi’nden David C. Koo, ChicagoÜniversitesi’ndenRichardKronveJohnsHopkinsÜniversitesi’ndenAlexS.Szalay’ın araştırmaları sonucunda gittikçe daha büyük boyutlarda kozmikyapılanmalar ortaya çıkarıldı. ‘Işın demeti’ araştırmaları adı verilen buaraştırmalarda, uzayda yalnızca bir çizgi boyunca yer alan galaksilerinkırmızıyakaymamiktarlarıölçülür.Buçizgiçokuzaklara,onmilyarlarcaışıkyılı uzaklara gider. Bu araştırmalar galaksilerin her 400milyon ışık yılındakümelenmeler gösterdiğini ortaya koyuyor. Daha büyük ölçeklerde iseyapılanma gözlenmiyor. Eğer böyleyse, en büyük ve tutarlı kozmikyapılanmaların boyutları 400milyon ışık yılı civarındadır ki bu da ‘BüyükDuvar’ olarak adlandırılan yapılanmanın boyudur. Dolayısıyla, daha büyük

ölçeklerdebakıldığındaevrenhomojenolarakgözükecektir.Buvarsayımlarıdesteklemek veya çürütmek için daha fazla gözlemsel çalışmaya ihtiyaçvardır.

Birkaçmilyar ışıkyılıuzaklıklarakadargidençokdahakapsamlıgalaksiaraştırmalarışuandageliştirilmeaşamasındadır.Bunaekolarakdahabirçokgalaksi araştırması planlanıyor. Günümüze kadar yapılan en büyük galaksikırmızıya kayma araştırmaları birkaç bin galaksiyi içermekteydi. PrincetonÜniversitesi, ileri Araştırmalar Enstitüsü ve Chicago Üniversitesi’nden birgrup astronomun oluşturduğu bir ekip, önümüzdeki on yılda, yaklaşık birmilyon galaksinin konumlarını ve kırmızıya kayma miktarlarını ölçmeyeyönelik ve tümüyle bilgisayar kontrolünde olan bir araştırma başlatmayahazırlanıyorlar. Ekip, bu amaçla Princeton’dan James Gunn tarafındantasarlanan ve NewMexico’daki Sacramento dağlarına kurulması planlanan2.5 metre çapında geniş açılı bir teleskop kullanacak. Böyle bir araştırma,yalnızca bu iş için ayrılan ve aynı anda birçok galaksinin ışınımınıkaydedebilecek fiber optik araçlarla donatılacak olan orta boy optik birteleskoplagerçekleştirilebilir.

Radyo teleskopların, özellikle güncelleştirilmiş Arecibo Teleskopu veGreen Bank Teleskopunun kullanılacağı galaksi kırmızıya kaymaaraştırmaları da planlanıyor. Daha önce söz edildiği gibi, galaksilerdekihidrojengazıatomlarıbellibirdalgaboyundaradyodalgalarıyayarlarvebuışınımın dalgaboyundaki artış (kırmızıya kayma), büyük sayıda galaksi içinçokduyarlıbirbiçimdeölçülebilir.

Ne kadar homojen olmayan galaksi grupları bulunmuş olursa olsun,kozmik fon ışınımının çok büyük ölçüde düzgün olması, evrenin 10milyarışıkyılıölçeğindehomojenolmasıgerektiği anlamınageliyor.Eğer şimdiyekadarbulunmuşolanlardanbirkaçkatdahabüyükyapılanmalarbulunursabu,evreninhomojenbiryapıdaolmadığıanlamınagelecek.Yüzleştirmezamanıyaklaşıyor. Eğer böyle yapılanmalar varsa, önümüzdeki on yıl içindebulunmasıhemenhemenkesingibi.

Evreninhomojenolupolmadığıbaşkayollarladaaraştırılabilir.Düzgünbirbiçimde genişleyen bir evrende her galaksinin uzaklaşma hızı, uzaklığıylaorantılıdır.Yapımaddesihomojenolmayanbirevrendebuilişkibozulur.Budurumda, galaksilerin hareketi hissettikleri çekim kuvveti tarafındandeğiştirilir. ‘Özel hızlar’ adı verilen bu değişik hareketler kütlenin homojenolup olmadığını saptamak amacıyla kullanılabilir. 1987 yılında DavidBurstein,RogerDavies,AlanDressler,SandraFaber,DonaldLynden-Bell,R.J.TerlevichveGaryWegner200milyonışıkyılıuzaklıkta,sankibüyükbirkütle tarafından çekiliyormuşçasına özel hızlara sahip olan bir grup galaksibuldular.Bukütleye‘BüyükÇekici’adıverildi.Başkagalaksigruplarındada

özelhızlarsaptandı.

Gözlenen özel hızların tümüyle gözlenen homojenlik bozuklukları ileaçıklanabilip açıklanamayacakhenüzbelli değil-Açıklanamıyorsa, o zamanya galaksileri normal yollarından ayrılmaya zorlayan galaksilerarasıtopaklanmışdurumdakaranlıkmaddevaryadabuhareketlerdekütleçekimidışındabaşkakuvvetlerderoloynuyordemektir.Astronomlarbuikişıktandapek hoşlanmıyorlar. Yakın bir gelecekte de yaklaşık 300 milyon ışık yılıuzaklığa kadar 15000 galaksinin kırmızıya kayma miktarlarınıhesaplayabileceklerinidüşünüyorlar.

Kozmik uzaklıkların birbirinden bağımsız yollarla ölçülmesinin buçalışmalarvebüyük-ölçekliyapılarınaraştırılmasındayaşamsalönemivardır.Uzaklığın kırmızıya kayma miktarıyla orantılı olduğu varsayılamaz, çünküböylebirvarsayımhenüzsınanmaaşamasındaolanhomojenlikvarsayımınınkabul edilmesi demektir. Son yıllarda, kendi galaksimizden başlamak üzereuzaydaki çok büyük uzaklıkların ölçülmesi amacıyla yeni yöntemlergeliştirildi.Radyo teleskopların,harekethalindeolancisimlerinkonumlarınıve konumlarındaki değişiklikleri ölçmekteki duyarlılıkları, galaksimizinmerkezine uzaklığı ve diğer galaksilere olan uzaklıklarını oldukça duyarlıbiçimde ölçülebilmesini sağladı. Astronomlar, sonunda uzaya optikinterferometre adı verilen ve konumdaki değişiklikleri bir derecenin üçmilyarda biri gibi olağanüstü bir duyarlılıkla ölçebilecek olan özel birteleskop türüyerleştirebileceklerinidüşünüyorlar.Birdereceninüçmilyardabiri,Ayyüzeyindebulunanbirmetalparanıngörüldüğüaçıanlamınageliyor.Bu olağanüstü duyarlılık sayesinde, Dünya’mız Güneş çevresindekiyörüngesinde hareket ederken gözlenen konum kaymalarının ölçülmesisonucu, galaksimizdeki tüm Cepheid yıldızlarının uzaklıkları büyük birkesinlikle saptanabilir. Cepheid yıldızlarının kesin uzaklıklarının bilinmesiçokönemlidir.

Ne yazık ki 30 milyon ışık yılından daha ötedeki yıldızlargözlenemediğinden, Cepheid yıldızları çoğu galaksinin uzaklığınınbelirlenmesiamacıylakullanılamaz.Bununlabirlikte,başkakilometretaşlarıbulunmuştur. Örneğin 1970’lerin ortalarında, Lick Gözlemevi’nden SandraFaber,UzayTeleskopuBilimEnstitüsü’ndenRobertE.Jacksonileonlardanbağımsız olarak çalışanHawaii Üniversitesi’nden R. Brent Tully veUlusalRadyo Astronomi Gözlemevi’nden J. Richard Fischer, ışıma güçleri veuzaklıkları bilinmekte olan yakın galaksileri kullanarak, galaksilerin ışımagüçleriileiçindekiyıldızlarınhızlarıarasındaampirikbirbağıntıbuldular.Bubağıntı, bir kez yakındaki galaksilerde doğru sonuç verecek biçimdeayarlandıktan sonra, yalnızca yıldız hızlarının ölçülebildiği (renklerdekiDoppler kaymasından) uzak galaksiler için uygulanabilir. Sonra, tıpkı

Cepheid yıldızlarında olduğu gibi, hesaplanan ışıma gücünden ve gözlenenparlaklıktanuzaklıksaptanır.Buyönteminsorunu,uzaydabüyükuzaklıklarabakmanınzamandageriyebakmaklaeşdeğerolmasıdır.Işımagücü-yıldızhızıbağıntısının ayarlanmasında kullanılan yakın galaksiler, bu bağıntınınuygulandığı uzak galaksilere göre oldukça yaşlıdırlar. Bu nedenle,galaksilerin ışımagücüve içlerindekiyıldızlarınhareketlerigibiözelliklerinzamanlanasılevrimgeçirdiğininbilinmesiyaşamsalbirönemtaşır.

Kozmik uzaklıkların ölçülmesi amacıyla Massachusetts TeknolojiEnstitüsü’nden John Tonry tarafından geliştirilen yeni ve umut veren biryöntem, bir teleskopla tarandığında galakside görülen yıldız sayısınındeğişmesine dayanır. Bu yöntemi açıklayıcı bir örnek verelim. Yeregelişigüzelbirbiçimdedağılmışolanbilyalarısaymaktaolduğunuzudüşünün.Bilyalar rastgele dağılmış olduklarından, bir desimetre karedeki bilya sayısıbiryerdendiğerinefarklılıklargösterecektir.Yerinhermetrekaresindekibilyasayıları da farklı olacaktır ama her metre karedeki bilya sayısı da fazlaolduğundan, kesirsel değişim küçük olacaktır. Benzer biçimde soru sorulankişi sayısı arttıkça kamuoyu yoklamalarındaki kesirsel (yüzde) hata payıazalır. Şimdi bilyaları yıldızlarla değiştirelim.Yakın bir galaksiye bakan birteleskopun görüş alanı içine galaksinin daha küçük bir parçası girer. Bunedenle galaksinin değişik bölgelerini taradıkça teleskopun yıldız sayısındaveya ışık şiddetinde kaydettiği değişiklikler oransal olarak büyük olacaktır.Tersine, uzak bir galaksiye yöneltilmiş bir teleskop galaksinin değişikbölgelerini tararken ışık şiddetinde daha küçük oransal değişimlerkaydedecektir. Işık şiddetinin bölgeden bölgeye değişimi bir kez uzaklığıbilinen, yakın bir galakside doğru sonuç verecek biçimde ayarlandı mı, buyöntemçokuzaklardakigalaksilerinuzaklıklarınıölçmekiçinkullanılabilir.

Teorik tarafta, astronomlar büyük bilgisayar simülasyonları kullanarakgalaksilerin gözlenen konum ve hareketlerini yorumlamaya çalışıyorlar.Böyle simülasyonlar, her biri bir galaksi parçasını veya birkaç galaksiyitemsil eden 10000 ile 10 milyon arasında parçacığı kapsar. Parçacıklarbaşlangıçtaki yerlerine konur ve karşılıklı çekim kuvvetleri aracılığıylaetkileşmeye bırakılırlar. Parçacıkların bilgisayar saati ile yüz saat sonraekrandaki konumları, galaksilerin gerçek zamanda 10 milyar yıl sonrakikonumvehareketlerinitemsileder.

Bilim adamları, bilgisayar simülasyonları ile evrenin gözlenen büyük-ölçekli yapısını karşılaştırarak, evrendeki ilkel koşullar ve kuvvetlerkonusundaki varsayımlarını sınayabileceklerini umuyorlar. Her ne kadar onyılöncekilerdenonkatbüyükolsadabilgisayarsimülasyonlarıhenüzteorivegözlem arasında sağlıklı bir karşılaştırma yapabilmek için gerekli parçacıksayılarını içermiyorlar. Gelecek on yılda daha büyük bilgisayarlar ve

geliştirilecek yeni yöntemler yardımıyla daha güvenilir yanıtlar eldeedilecektir. Bilgisayarlar daha fazla fizik kullanılarak programlanacağından,simülasyon sonuçları daha gerçekçi ve inanılır olacaktır. Daha önce sözedildiğigibi,astronomlaruzunyıllarboyugalaksilerinvediğerbüyük-ölçekliyapıların oluşmasında asıl etkenin kütle çekim kuvveti olduğunudüşünmüşlerdi. 1989’dan bu yana ise bilgisayar simülasyonlarında gazbasıncıgibikütleçekimiileilişkisibulunmayanbaşkakuvvetlerdegözönünealınıyor.

Bilgisayar simülasyonlarının sonuçları ne olursa olsun, evrendekimaddenindağılımıteorisininsonşekligözlenenkozmikfonışınımıiletutarlıolmalıdır. Şu anda gözlenen galaksi zincir ve duvarlarını oluşturmak içinmadde, geçmişte ne kadar topaklanmış durumda bulunmalıydı ki hâlâgözlenen kozmik fon ışınımının milyonda bir topaklı yapısını versin?Kozmoloji alanında çalışan astronomlardan kendi alanlarının büyükproblemlerinisıralamalarıistendiğinde,büyük-ölçekliyapıöneçıkıyor.

KaranlıkMadde

1970’lerin sonlarına doğru astronomlar evrendeki kütlenin en azındanyüzdedoksankadarınıngörünmezolduğunufarkettiler.Bugörünmezmadde,gördüğümüz yıldız ve galaksilere yaptığı çekimsel etkiler yoluyla farkedilebilir ama kendisi elektromanyetik ışınımın hiçbir türünü yaymaz -negörünür ışık,ne radyodalgaları,nekızılötesi,nemorötesi,neX-ışınları,negamma ışınları- hiçbir şey. Gerçekten görünmezdir. Adına karanlık maddediyoruz. Karanlık maddenin varlığı, evrenin büyük-ölçekli yapısıkonusundakianlayışımızıkesinlikledahakarmaşıkbirhalegetiriyor.

Karanlıkmaddeninbulunabileceğiolasılığıilkolarak1933’deFritzZwickytarafındanortayaatılmıştır.Zwicky,birbiriçevresindedönenbirgrupgalaksigözlemiş ve grubu dağılmadan bir arada tutabilecek kütle çekim kuvvetinihesaplamıştı. Bu kütle çekim kuvvetinden ve grubun boyutlarından grubuniçerdiği kütleyi hesaplayan Zwicky, bu kütlenin, görülen yıldız ve gazlarınoluşturabileceğinin yirmi katı olduğunu buldu. O zamanlar Zwicky’nineksantrik bir kişiliği olduğu ve bulduğu sonucun mantığa aykırı olduğudüşünülüyordu. Kırk yıldan daha uzun zaman boyunca, astronomlarınçoğunluğu,karanlıkmaddeninbulunabileceğiolasılığınıhepgözardıetmeyeçalıştılar. Sonunda, 1970’lerde astronomlar galaksilerdeki yıldız ve gazlarınyörüngehareketleriniyenidengözlemeyebaşladılar.

Şekil17.AndromedaGalaksisi’ndekihidrojenmoleküllerininyörüngehızlarınıngalaksimerkezindenolanuzaklıkladeğişimi.Herkonumdakiyörüngehızı,okonumdanmerkezedahayakınkonumlardanekadarkütleolduğunuanlatır.Eğergalaksideyalnızcagörünürkütleolsaydı,yörüngehızlarınıngalaksimerkezindenyaklaşıkotuzbinışıkyılıuzaklığakadarazalmasıgerekirdi.Şekildeise,yörüngehızlarınınelli bin ışık yılından sonra artık azalmadığı, hemen hemen sabitleştiği görülüyor. Buradan karanlıkmaddeninbulunduğusonucuçıkıyor.Şekil,VeraRubin,W.K.FordveMortonRobertstarafındaneldeedilengözlemselverilerdenuyarlanmıştır.

Dünya’yıkaranlıkmaddeninvarlığına inandırangözlemler arasında,VeraRubin ve arkadaşları tarafından yapılan gözlemler önemli bir yer tutar.Andromeda ve başka galaksilerin çekirdekleri çevresinde dönen gazlarınhızını ölçen Rubin, bu hızlardan, galaksinin sahip olması gerekenmaddeyihesapladı.

Ozamanlar,1970’lerde,gökcisimlerineait pekçokgörüntü,günümüzdeolduğu gibi sayısal detektörlerde değil, hâlâ fotoğraf plaklarındasaklanıyordu. Sonuçta Rubin, gözlemevine her zaman fotoğraf plaklarınıhazırlamak amacıyla gözlem gününden tam bir gün önce gelmek zorundakalıyordu. En uzak galaksilerden gelen ışığı ölçtüğünden, fotoğraf plaklarısüper-duyarlıolmakzorundaydı.Rubin,mutlakkaranlıktacamıikiinç-karelikiki parçaya ayırıyor, ve duyarlılıklarını arttırmak için saatlerce kuru azotortamındaısıtıyordu.Tekbirtoztaneciğibileplakları,dolayısıyladayaptığıişiberbatedebilirdi.ÜçsaatlikpozsürelerindensonraRubin,plaklarıbanyo

ediyor, kurutuyor ve bir mikroskop altına yerleştirerek tayf çizgilerininyerlerini santimetrenin beş binde birinden daha iyi bir duyarlılıkla ölçmeyebaşlıyordu.Bugün,elektronikdetektörlervebilgisayaranaliziyardımıylatümbuişlemlerotomatikolarakyapılabilir.Tüm kariyeri boyunca Rubin, akla uygunluk sınırlarını zorlayan bir dizi

projeye öncülük etmiştir. Alay edercesine hep tartışmalı konuları seçmiştir.Amerikan Astronomi Derneği’nin 1950 yılında Philadelphia’daki birtoplantısında Rubin, büyük bir galaksi kümesinin birlikte döndüğünükanıtlayanondakikalıkbirbildirisundu.Bu,galaksilerinbüyük-ölçekli,özelhızlarıolduğunugösterenilkçalışmaydıvebudüşünceozamanakadarhiçdepopüler değildi. O zamanlar henüz yirmi iki yaşında olan Rubin, toplantısırasındaaynızamandayenidoğmuşolanbebeğinedebakıyordu.

James Peebles, 25 Nisan 1935’teManitoba’nın Winnipeg kentinde doğdu.Amerika Birleşik Devletleri’nde çalışıyorolmasına karşın bir Kanada vatandaşıdır.1958 yılında Manitoba Üniversitesi’ndenmezun olan Peebles, 1962 yılında PrincetonÜniversitesi’nden fizik dalında Ph. D.derecesini aldı. Bütün mesleki kariyerini, şuanda da Albert Einstein Bilim Profesörüolarak görev yaptığı PrincetonÜniversitesi’nde yapmıştır. Peebles birteorisyendir.Anailgialanıkozmolojidir.1965yılında,RobertDickevediğerleri ilebirliktekozmik fon ışınımının varlığını ortaya attı.Ertesi yıl, Peebles ilk kez evrenin ilkdönemlerindeki nükleer tepkimeler sonucubeklenenkozmikhelyumbolluğununayrıntılı

hesaplarını yaptı. 1965 yılında, genişleyen evrende maddenin kütleçekiminden dolayı topaklanması ile ilgili hesaplamalara öncülük edenPeebles, evrenin büyük-ölçekli yapısına ilişkin ‘çekimsel hiyerarşi’modellerinin önde gelen teorisyenlerinden oldu. Birçok fizikçi, Peebles’in1971 yılında basılan Fiziksel Kozmoloji kitabından sonra kozmoloji ileilgilenmeyebaşladı.

Peebles şöyle demektedir: “Bilimde araştırma büyük sorularcayönlendirilir ama çalışmanın çoğu ayrıntılara, çözümleri bilgimizi çok azarttıran küçük bilmecelerin çözümüne gider. İşte 1990’larda benimtartışılacağını umduğum soruların listesi: Galaksilerin ve galaksikümelerinin çevresindeki karanlık maddenin doğası nedir? Eğer evrenin

kütlesikozmikgenişlemeyidurduracakölçüdebüyüksebukütlenekadardırveneredegizlidir?Uzayıngeometrisinedir?Kapalımı,düzmüyoksaaçıkmıdır? Galaksiler nasıl oluşmuştur? Galaksiler neden gruplar ve kümeleroluşturma eğilimi gösteriyorlar? Parçacıklar ve manyetik alanlar gibisıradan şeylerin kökeni nedir? Evrenin başlangıcına ilişkin şişen evrenmodelinin sınanabilmesi için evrenin ilk anlarına gitmenin bir yolunubulabilecekmiyiz?Değişikmodellerbulabilecekmiyiz?”

VeraRubin1928yılındadoğduveWashigtonD.C.bölgesindebüyüdü.Onyaşında,yatakodasınınpenceresindengörünenyıldızlarınhareketlerinigeceboyuncaizlediğinianlatıyor.Rubin,1948’deVassar’danmezunoldu,1951’deCornell’den master ve 1954’de Georgetown Üniversitesinden Ph. D.derecelerini aldı.Doktora çalışması, galaksilerin kümelenmeleri ile ilgili ilkçalışmalardan biridir. Rubin, 1978 yılında karanlık madde konusundaki ilkipuçlarınıbulduğundahiçkimseninverilerdenkuşkulanmadığını-galaksilerinmerkezlerindenfarklıuzaklıklardakigazlarınhızı-amaherkesinbuverilerinkaranlık madde varsayımına gerek olmadan yorumlanabilmesini istediğinisöylüyor.

Karanlıkmaddenedir?Varolduğunubiliyoruzamaneolduğukonusundaçok az fikrimiz var. Karanlıkmadde uzaya dağılmış durumdaki gezegenlerveya çok sönük yıldızlar olabilir. Karanlık madde, engin bir atom-altıparçacıklar denizi olabilir. Her ne ise, karanlık madde evrendeki maddeninçoğunluğunuoluşturuyor.

Ve ilgiyi uyandıran asıl şey karanlık maddenin tanımlanamayan kimliğideğil.Miktarıveuzaydakidağılımındandaemindeğiliz.Budaışınımyapanmaddenin dağılımını anlama yönündeki çabaları boşa çıkarıyor. Görünüşebakılırsa,karanlıkmaddeherölçektevar.Büyükölçeklerde,galaksilerinözelhızları ile ışınım yapan maddede gözlenen düzensizliklerinbağdaştırılmasının, özel hızları kütle çekimi yoluyla etkileyen karanlıkmaddeninvarlığınıortayaçıkarmasıgerekir.Astronomlar,karanlıkmaddeninen az bir bölümünün ışınım yapan madde civarında kümelenmiş olmasıgerektiğini biliyorlar. Ama acaba tümü kümelenmiş durumda mı? Eğerdüzgün dağılmış olsaydı, karanlıkmadde özel hızları etkileyemeyeceğindenbulunmasıçokdahagüçolurdu.

Önümüzdeki on yılda, sıcak gazların yaydığı X-ışınları kullanılarak,karanlık maddenin bir dağılım haritası çıkarılacaktır. Büyük galaksikümelerinin içinde ve bazı galaksilerin merkezinden 5-10 milyon ışık yılıuzaklara kadar yayılan çok sıcak gaz bulutları saptanmıştır. Aşırı sıcaktandolayı dağılıp gitmesi gereken gazın, görünmeyenmaddenin çekim kuvvetitarafındanbiraradatutulduğuaçıktır.Astronomlar,gazındağılımındangeriye

doğru giderek bu gazı bir arada tutan kütle çekim kuvvetini ve bu çekimkuvvetini yaratan karanlık maddenin dağılımını ortaya çıkarabiliyorlar.Önümüzdeki on yılda Alman X-ışın uydusu ROSAT, Japon X-ışın uydusuAstro-D ve Amerikan uydusu AXAF, galaksi kümelerindeki sıcak gazdağılımının gittikçe daha iyi haritalarını yapacaklardır. Son iki uydu, gazınaynızamandasıcaklığınıdaölçebilecektir.

Karanlık maddeyi ölçümlemenin yeni yöntemlerinden biri de ‘çekimselmercek’olgusunukullanır.Kütleçekimimaddeyiolduğugibiışıkışınlarınıdaçeker. Bu nedenle kuasar gibi uzak bir kaynaktan yayılan ışık, Dünya’yadoğruyolculuğusırasındayoluüzerindekimaddetarafındanbükülür.Aradakibu madde, kuasarın görüntüsünü dağıtabilir veya yeniden biçimlendirebilir.Kuasar görüntülerindeki bozulmaları incelemek yoluyla astronomlar, bubozulmaya neden olanmaddenin dağılımını, karanlıkmadde gibi görünmezolsa bile anlayabiliyorlar. Çekimsel merceklerin ilk kez keşfedildiği 1979yılındanbuyanaonkadar çekimselmercekbulundu.Önümüzdeki onyıldaise çekimsel mercek olgusu, karanlık maddenin doğasını anlamak veharitasını çıkarmaya yönelik güçlü bir araç olarak kullanılacak. Şimdidenböyle bir program AT&T Bell Laboratuarları’ndan Anthony Tyson vebaşkalarıtarafındanbaşlatılmışdurumdadır.

Bazıastronomlarkaranlıkmaddeninbüyükgezegenlerdenoluştuğunuilerisürüyorlar. Büyük gezegenler, tam anlamıyla görünmez değildir; düşükşiddette kızılötesi ışınım yayarlar. SIRTF, karanlık maddenin gizlenmişolabileceği, galaksimizin uzak noktalarındaki kızılötesi yayan gezegenleribulabilecekölçüdeduyarlıolacaktır.

Karanlıkmadde, parçacıklardan oluşmuş topaklar olan gezegenler yerinebu parçacıkların kendilerinden oluşmakta olabilir. Bu olasılıklar, parçacıkfizikçilerininhayalgüçlerinihareketegeçirmiştir.Düzinelerceparçacık,hattalaboratuarda hiç gözlenmemiş parçacıklar öne sürülmüştür. Aksiyon veyafotino gibi adlar alan bu hayal ürünü parçacıklar atom-altı fiziğin yeniteorilerine dayanılarak öngörülmektedir. Bununla birlikte, bu yeniparçacıkların özellikleri belirsizdir. Tüm bilinen, hiçbir zamangörülemediğinden,buparçacıklarındiğermaddelerüzerindekietkilerininçokzayıf olduğudur. Eğer karanlık madde gerçekten bu egzotik parçacıklardanoluşuyorsa, o zaman bu parçacıklar uzaydan daha çok laboratuardatanımlanabilir. Son birkaç yıl içinde bu varsayılan parçacıkların bazılarınıaramaküzereilkdetektörleryapıldı.Parçacıklarınutangaçolmasındanötürüdeneyler son derece zor. Eğer bu parçacıklar gerçekten varsa, onlarıbulabilmek için gelecekte yapılacak detektörlerin duyarlılığınıngünümüzdekilerdenyaklaşıkyüzkatdahafazlaolmasıgerektiğihesaplanıyor.

EvreninKökeni

Fiziğin amacı doğayı olabildiğince basit bir teoriyle açıklayabilmektir.Kozmolojinin amacı ise evrenin yapısını ve evrimini bu teoriyle çözmeyeçalışmaktır. Astronomlar ve fizikçiler gözlenen evrenden yola çıkıp, kütleçekimi,elektrikvenükleerkuvvetlerkonusundakibilinenyasalarıkullanarakzaman içinde geriye, büyük patlamaya doğru gidebilirler. Evren büzülür.Galaksileramaçsızgazkabarcıklarınadönüşürler.

Kabarcıklar birleşir. Yıldızlar ve sonunda atomlar çözülür. Sıcaklıktırmanır. Atom çekirdekleri parçalanır. Sonra, büyük patlamadan 0.00001saniyeönce,evrenidolduranatom-altıparçacıklarınenerjileri,yeryüzündekiparçacıkhızlandırıcılardaeldeedilemiyenenyüksekdeğerlereulaşır.Büyükpatlama anına daha da yaklaşmak spekülasyon konusudur. Son zamanlarakadar kozmoloji alanında çalışan astronomların çoğu, bu ilk anları fazlamerak etmiyordu. Evrenin kökeni sorusu hemen hemen düşünülemeyecekkadarbüyüktür.

Bugünbusoruüzerindedüşünülüyor.Günümüzünastronomvefizikçileri,şu an var olan evrenin özelliklerinin büyük bir olasılıkla ilk yüz binde birsaniyeiçindeolupbitenlerebağlıolduğunudüşünüyorlar.

Gariptir ki bu özelliklerden biri, kozmik fon ışınımının tekdüzeliğininkanıtladığı evrenin büyük ölçekteki düzgünlüğüdür. Her ne kadar budüzgünlük ve homojenlik büyük patlama modelinde varsayılıyorlarsa daaçıklanmalarıveyaenazındanaklayakınbirbiçimesokulmalarıgerekir.

Evrenin bu kadar homojen yaratılmış olabileceği fikri pek çok bilimadamına hiç de akla yakın gelmiyor.Başlangıçtaki homojenlik bozukluklarızamanla kendi kendilerini yok etmiş olabilirler. Bu, bir banyo küvetineakıtılansıcakvesoğuksuyunkarışarakveısıalışverişiyaparakaynısıcaklığagelmelerine benzetilebilir. Bununla birlikte, ısı alışverişi zaman alır. Hiçbirşey ışıktan daha hızlı hareket edemeyeceğine göre, ısı alışverişininyapılabileceğienbüyükuzaklığıışıkhızısınırlar.Bunedenle,evren300000yaşında iken homojenleşmenin yer almış olabileceği bölgenin boyutları ençok 300000 ışık yılı olabilir. Ama o zamanlar kozmik fon ışınımını üretenbölgenin boyutları yaklaşık 50 milyon ışık yılıydı; ki bu boyutlar büyükpatlamadan sonra ısı alışverişinde bulunup homojenleşmek için yeterincezaman bulmuş olamazlar. Evrenin büyük ölçekli homojenliğininaçıklanmasına ufuk problemi adı veriliyor. Bu problem ilk kez 1960’larınsonlarına doğruMarylandÜniversitesi’ndenCharlesMisner tarafından açıkbir biçimde ortaya atılmıştır. Çözümü de büyük olasılıkla ilk yüz binde birsaniyeninanlaşılmasınıgerektirmektedir.

1970’lerin sonlarında ve 1980’lerin başlarında teorik kozmolojide birdevrimyaşandı.Atom-altı parçacık ve kuvvet teorisinden kaynaklanan yenifikirlerevreninbaşlangıcınayenibirbakışaçısıgetirdi.Buyenifikirlerleyeni

sorulardasorulabilirdi.1970’lerdenöncebilimadamlarıevrenin,galaksilerinve maddenin varlığı, maddenin karşı-maddeye üstünlüğü ve kozmik fonışınımınınsonderecetekdüzeolmasıgibiözelliklerininbilinmekteolduğunukabul etmişlerdi. 1970’lerden önce kozmoloji alanında çalışan astronomlardaha çok galaksilerin uzaklıklarının ve özelliklerinin saptanması, evreningenişleme hızının ölçülmesi ve büyük patlama teorisinin sonuçlarınınyorumlanması gibi konularla ilgileniyorlardı. 1970’lerden bu yana atom-altıfiziğinin yeni bulgularıyla donanmış olan kozmoloji uzmanları, daha öncebaştan kabul ettikleri varsayımları yeniden sorguluyorlar.Madde neden varolmakzorunda? İlkkuarklarveelektronlarneredengeliyor?Evrengençkenneden çok homojen görünüyordu? Atom-altı fiziği, kozmolojinin sınırlarınıilk0.00001saniyedendahaerkenzamanlaragötürmüştür.

Kısaca söz edilecek olan 1970’lerin sonlarındaki devrimden önce bilekozmoloji, atom-altı fiziğiyle bağlantılıydı. Elemanter parçacık ve kuvvetteorileri,yaşamsalbirbiçimdekaçtürelemanterparçacıkolduğunabağlıdır.Atom-altı parçacıkların bir türüne lepton adı verilir. Yalnızca üç tür leptonbilinmektedir-elektron, mü-on ve tau ile bunların karşı parçacıkları venötrinoları. Ama parçacık fiziğinin kimi teorileri bu sayının daha fazlaolduğunu öngörüyorlar. Şimdi sıra kozmolojide. İlk olarak 1964 yılındaİngilizfizikçilerFredHoyleveRogerTylerilebağımsızolarakRusfizikçiV.F. Shvartsman tarafından yapılıp 1977 yılında daha ayrıntılı bir biçimdebağımsız olarak Bartol Araştırma Kurumu’ndan Gary Steigman, ChicagoÜniversitesinden David Schramm ve Princeton’dan James Gunn tarafındantekrarlanan teorik hesaplamalara göre, evrenin ilk evrelerindeki nükleertepkimelerle üretilen helyummiktarı lepton türlerinin sayısına bağlı olmakzorundadır. Lepton türü ne kadar fazla ise helyum miktarı o ölçüde fazlaolacaktır. Hesaplamalar, şu anda gözlenen helyum miktarı için -ki bu tümmaddeninyüzdeyirmidördüdemektir-bilinenüçleptonaekolaraken fazlabiryenitürleptonunvarolabileceğinigöstermektedir.Bunlartümüyleteorikhesaplardır. Bu hesaplar büyük patlama modeliyle açıklanan evrenin ilkdakikalardaki görünüşüne dayanmaktadırlar. Ama bu hesaplar, evrenimizinatom-altı düzeyde temel bir özelliğini öngörmüşlerdir. Bu öngörü 1989yılında sınandı. Cenova, CERN’deki dev elektron-pozitron çarpıştırıcı veKaliforniya,Stanford’dakiLineerHızlandırıcıMerkezi’ndeyapılandeneyler,yeni türbir leptonolmadığını ortaya çıkardı.Yalnızcaüç tür leptonvar.Budoğrulama,atom-altıfizikvebüyükpatlamateorisikonularındakigüvenimiziarttırmaktadır.

1970’lerde atom-altı fiziği ile kozmoloji arasında gerçekleşen verimliişbirliği GUT kısaltması ile anılan ‘birleşik alanlar teorileri’nin ortayaçıkmasına zemin hazırladı. Bu teoriler doğada yalnızca bir temel kuvvetinolduğunuönesürüyor.Bununlabirlikte,normalkoşullardabutekkuvvet,dört

ayrıkuvvetmişgibigörünüyor:Kütleçekimkuvveti,elektromanyetikkuvvetveikitürnükleerkuvvet.BazıGUTteorilerikütleçekimkuvvetiniiçerirkendiğerbazıteorileriiçermiyor.Önesürülenbudörtkuvvetin‘tek’liğikavramı,biraz da suyun üç biçiminin ‘tekliğine benziyor. Buz, sıvı su ve buhar dabirbirlerinden çok farklıymış gibi görünürler. Ama aynı moleküllerdenoluşmuşlardır.Dahası,uygunkoşullarda,örneğinçoksıcakyadaçoksoğukortamlardatekbiçime(tümüylebuharayadabuza)dönüşürler.

Eski Yunan’dan bu yana fizikçiler, sürekli olarak doğanın ‘minimalist’açıklamalarının peşinde koşmuşlardır. Böyle teoriler çok çekicigörünmekteyse de hâlâ herhangi bir birleşik alan teorisini destekleyen sonderece az sayıda gözlemsel kanıt vardır. Bu teorilerin sınanması olanaksızdeğilsebileçokgüçtür.Kuvvetlerinbirleşeceğisıcaklık-yaklaşık1028derece-herhangi bir laboratuarda elde edilebilecek sıcaklığın çok çok üzerindedir.Yıldızların merkez bölgelerindeki sıcaklıkların da çok çok üzerindedir.Aslındaböylesineyüksekbirsıcaklıktekbirkez,büyükpatlamadanyalnızcabirsaniyesonrasıcakenerjidenizievrenidoldururkenortayaçıkmıştır.Şuaniçinde yaşadığımız evrende yeni teorilerini sınayabilecek bir laboratuvarbulamayan atom-altı fiziği, evrenin ilk anlarına gitmek, dolayısıyla dakozmolojinindünyasınagirmekzorundakalmıştır.

1980’lerin başlarında, tümü de atom-altı fizikçileri olan MassachusettsTeknoloji Enstitüsü’nden (daha sonra Stanfordlu) Alan Guth, PennsylvaniaÜniversitesi’nden Paul Steinhardt ile Andreas Albrecht ve Moskova’dakiLebedev Fizik Enstitüsü’nden Andrei Linde -ki hepsi GUT konularındauzmandır- büyük patlama modelinde, kozmolojideki ufuk probleminin vediğer çözülmemiş problemlerin doğal bir biçimde çözülmesini sağlayacakdeğişiklikler önerdiler. Adına şişen evren modeli denen yeni kozmolojimodeli,kozmolojidüşüncesinetemeldeğişikliklergetirdi.

Şişenevrenmodelinegöre,evrenhenüzyalnızca10-35saniyeyaşındaiken-ki bu, birleşik kuvvetin ayrı biçimlere dönüştüğü andır- evren, kısa ve çokhızlıbirgenişlemeaşamasındangeçmiştir.Hızlıgenişlemeyeozamanlarvarolanvekütleçekimininçekicideğil iticiolmasını sağlayangaripvedeğişikbir enerji biçimi neden olmuştur. Evren 10-32 saniye yaşına ulaştığında isehızlıgenişlemedönemisonaermiştir.Buandansonraevrençokdahayavaşbir genişleme sürecine girmiştir.Hızlı genişleme dönemi o kadar küçük biruzay bölgesini kapsamıştır ki bölge hemen homojenleşmiş ve hızlagünümüzde gözlenen evrenin boyutlarından daha büyük boyutlara kadargenişlemiştir.Bunedenle,şişmeyebenzerbugenleşme,evreni,elimizdeveribulunanbölgelerdençokdahabüyükölçeklerdehomojenleştirmiştir.Standartbüyükpatlamamodelinegöredahaöncehiçbirzaman ısı alışverişiyapacakölçüde birbirine yakın olmamış noktalar, şişen evrenmodeline göre aslında

birbirlerineçokyakınkonumlardabulunabiliyorlardı.

Şişen evren modelinin, evrendeki yapıların oluşumu konusunda kendineözgü öngörüleri vardır. Özellikle, evrenin ilk dönemlerindeki birleşikkuvvetleilişkilisüreçler,öncedençöldekikumtepelerinebenzeyipdahasonragalaksi ve galaksi gruplarına dönüşen homojenlik bozukluklarının doğasınıbelirler. Bu öngörüler, daha önce sözü edilen çekimsel hiyerarşi modelininözelbirdurumuolanve ‘soğukkaranlıkmadde’modeliadıverilenayrıntılıbirbüyük-ölçekli evrenmodelinedönüşmüşlerdir.Çoketkilibirmodelolansoğuk karanlık madde modeli, kozmoloji ile uğraşan astronomların büyükçoğunluğu tarafından son on yılda, kozmik yapılanmanın en önde gelenmodeli olarak nitelendirilmektedir. Galaksilerin gözlenen konum vehareketlerini anlamak için kullanılan bilgisayar simülasyonlarının çoğu,soğuk karanlık madde modelinin öngördüğü ilk homojenlik bozulmalarıylabaşlar.

Teoriciler açısından büyük bir şanssızlık olarak, soğuk karanlık maddemodelinekarşıbirikmekteolangözlemselkanıtlar,hemenhemenölümcülbirdüzeye ulaşmıştır. Asıl problem şudur: Galaksiler, büyük ölçekte, teorininöngördüğünden daha fazla kümelenmektedirler. 1980’lerin başlarındaPrincetonÜniversitesindenNetaBahcall veAT&TBellLaboratuarları’ndanRaymond Soneira galaksi kümelerinin yüz milyonlarca ışık yılı ve dahabüyük ölçeklerde biraraya toplanma eğilimi gösterdikleri sonucunavarmışlardır.1980’lerinsonlarında,dahaöncesözüedilen‘BüyükÇekici’ninbulunması, maddenin büyük ölçeklerde soğuk karanlık madde modeliyleaçıklanamayacakölçüdekümelendiğinigöstermiştir.OxfordÜniversitesindenGeorgeEfstathiou,S.J.MaddoxvearkadaşlarıileQueenMaryveWesthamKolej’leri ile Durham Üniversitesi, Oxford Üniversitesi ve TorontoÜniversitesi’nden bilim adamı gruplarının son zamanlardaki çalışmaları, 30milyon ışık yılından daha büyük ölçeklerdeki galaksilerin, kolaylıkla soğukkaranlıkmaddemodeliyle açıklanabileceğinden daha fazla kümelendiklerinigösterdi. Kozmoloji alanında çalışan astronomların çoğu, soğuk karanlıkmaddemodelinin artık ölmekte olduğunu düşünüyor. Ama yerine geçmeyeaday iyi bir model de yok gibi görünüyor. Daha fazla sayıda galaksininincelenmesi, daha fazla sayıda teorik düşünce ve daha çok bilgisayarsimülasyonu gerekiyor. Şu an kozmoloji ile uğraşan astronomlar yenigözlemlersonrasışaşırmışveproblemlibirdurumdalar.

Şekil18.Standart büyükpatlama ve şişen evrenmodellerine göre evrenin genişlemesi.Genişleme,birbirindenuzaktabulunanikinoktaarasındakiuzaklığınartmasıylaölçülebilir(Buerkendönemlerdehenüzgalaksileryoktu).

Hâlâ,soğukkaranlıkmaddemodeliyanlışolsabileşişenevrenmodelininbirbaşkayorumunundoğruolduğudüşünülebilir.Şişenevrenmodelidoğruolsun yanlış olsun, bilim adamlarına, büyük patlamadan çok kısa bir süresonraevrenindavranışıkonusundahesaplaryapabilmeolanağısağlamıştır.Şuanda bilim adamlarının elinde, kozmik fon ışınımının düzgünlüğü gibievrenin şaşırtıcı özelliklerini, hesaplanabilir fiziksel süreçler cinsindenaçıklayabilecekbirmodelvar.

Tartışmayısürdürebilmekaçısındanşişenevrenmodelinindoğruolduğunudüşünelim. Bu bizi büyük patlamanın 10-35 saniye sonrasına götürür. Amaacaba bundan önce ne oldu? Bazı fizikçiler, evrenimizin birçok özelliğininPlanck dönemi adı verilen ilk 10-43 saniyelik sürede belirlendiğinidüşünüyorlar.KuantumteorisininkurucularındanMaxPlanck’aatfenPlanckdönemi denen sürede tüm evren, atom-altı parçacıkları etkileyen ‘kuantummekanikselsalınımlar’tarafındanetkilenmişolmalıdır.1920’lerve1930’lardagelişip daha sonra deneysel olarak doğrulanan kuantummekaniği, atom-altıölçeklerdemaddenindavranışınıbelirler.Budavranış,makroskopikyaratıklar

olan bizlerin sağduyusuna aykırıdır. Kuantum mekaniğine göre, atom-altıdüzeydedoğanınyapısalbirbulanıklığıvardır;doğa,kesinbirbiçimdedeğil,ancakolasılıklarla tanımlanabilir.Örneğinelektron, aynı andabir çokyerdebulunuyormuşgibidavranır.Planckdönemindebüyükmiktarlardamaddeveenerji,toptanortayaçıkmakvekaybolmaklaaynıbiçimdedavranmışolabilir.Zamankavramınınkendisininhiçbiranlamıolmayabilir.TümpratikamaçlaraçısındanPlanckdönemi,evreninkökenisayılabilir.SononyıldaStephenHawking’inönderliğindeki teorik fizikçiler,evrenin

Planck dönemindeki beklenen davranışlarını hesaplamaya çalıştılar. Böyleçalışmalarakuantumkozmolojisi adıveriliyor.Hawking,kuantummekaniğivegenelgörelilikteorisininkavramlarıylaişebaşlıyor,yüksekboyutludüşselbiruzaydaevreninbiçimiileilgilibazıgenelvarsayımlaryapıyorvesonuçlarıyorumluyor.Hawking,evrenindoğuşunuhesaplamayaçalışıyor.İtirafetmekgerekirkiHawking’inhesaplarıçokbasiteindirgenmiştir.Amabileşenlerininbir bölümü doğru olabilir. Eğer böyle bir hesaplama güvenilir bir biçimdeyapılabilsebile,bilimadamlarıevrenin ilkkoşullarıkonusundaherhangibirvarsayımda bulunmak zorunda değillerdir. Evrenin neden öyle olduğunuöğreneceğiz.

EvreninSonu

Şuandaevreningenişlemekteolduğunubiliyoruzamaacababugenişlemesonsuzakadarsürecekmi?Evreninkaderineacaba?Hemenhemenkesinbirbiçimde, genişleme yavaşlamaktadır. Tıpkı yukarıya doğru atılan bir taşınyerçekimi nedeniyle yükselirken bir yandan da yavaşlaması gibi evren degenişlerken bir yandan da kendi kütle çekimi altında bu genişlemeyavaşlamaktadır.Dışarıyadoğrugenişlemeileiçeriyedoğruetkiyapankütleçekimi arasındaki rekabet, iki olasılık ortaya çıkarıyor: Ya yeryüzündenyukarıya doğru kurtulma hızından daha büyük bir hızla fırlatılan bir taşörneğindeolduğugibievrensonsuzakadargenişleyebilirveyayeterincehızlıfırlatılmadığındandolayıbiryüksekliğekadarçıktıktansonrageriyedüşenbirtaş örneğinde olduğu gibi evren de bir noktaya kadar genişleyip sonrabüzülmeye başlayabilir. Bu iki olasılık, açık ve kapalı evrenler olarakadlandırılır. Açık evrenler sonsuza kadar sürer. Kapalı evrenlerin ise sonuvardır.Evrenhemenhemensonsuzyoğunluğaulaşıncayakadarbüzüldüğündebirçeşittersbüyükpatlamailesonugelir.

Evrenimizin bu yollardan hangisinde olduğu kozmik genişlemenin nasılbaşladığına bağlıdır, tıpkı yukarı fırlatılan taşın yolunun, taşın ilk hızınınDünya’nın çekimkuvvetineoranla büyüklüğünebağlı olduğugibi.Bununlabirlikte, bu ilk koşullar konusunda hiç bilgi sahibi olmasak da şu andakigenişleme hızı ile şu andaki ortalama madde yoğunluğu karşılaştırılarak

evrenin açık veya kapalı olduğu saptanabilir. Eğer yoğunluk, kritik birdeğerden büyükse, o zaman kütle çekimi üstün gelir ve evren kapalıdır.Gelecekte bir zamanda çökecektir. Eğer yoğunluk, kritik yoğunluktan azsa,evren açıktır. Yoğunluğun kritik değeri, evrenin şu andaki genişleme hızıtarafından belirlenir. Her 10 milyar yılda uzaklıkların iki katına çıktığısaptanmıştır, buda10-29gr/cm3 kritik yoğunluk anlamına gelir. Bu değerinanlamını kavrayabilmek için, bir kişisel bilgisayarın toplam kütlesininGüneş’in hacmine dağıldığını düşünün. Maddenin gerçek yoğunluğununkritik yoğunluğa oranına omega adı verilir. Evrenin olası kaderini omegacinsinden söylememiz gerekirse, omega birden küçükse evren açık, omegabirdenbüyükseevrenkapalıdır.Omeganmtambireeşitolduğuözeldurumdaevrenindüzolduğundansözedilirkibudurumaçıkvekapalıevrenlereeşituzaklıktadır.

Şekil19.Kapalı, açık vedüz kozmolojilerde evrenin zamanlagenişlemesi.Genişleme,herhangi ikiuzakgalaksiarasındakiuzaklıklaölçülebilir.Kapalıbirevrende,evrenöncegenişler,sonrabüzülür.

Çeşitli ölçümlere göre, evrenin gerçek ortalamamadde yoğunluğu, kritikdeğerin onda biri veya 10-30 gr/cm3 civarındadır. Omega yaklaşık olarak0.1’dir.Evrenimizaçıkgibigörünüyor.

Ne yazık ki madde kapalı değildir. Omegayı ölçmek zordur. Eğer evrentümüylehomojenolsaydı,yanibütünparçalarınınözellikleritamıtamınaaynıolsaydı,yakınölçümlerdenomeganındeğerinisaptamakgöreceliolarakkolayolurdu.Uzaklıklarınkolaycasaptanabileceğiyakınbiruzayhacmialın,hacim

içindeki madde miktarını çekimsel etkilerden saptayın ve hacme bölerekyoğunluğu bulun. Sonra, kırmızıya kayma miktarından hacmin kenarınınuzaklaşma hızını ölçün, uzaklığa bölün, ve kozmik genişleme hızı ile bunakarşılıkgelenkritikyoğunluğubulun.Bununlabirlikteevren tamanlamıylahomojen değildir. Yerel homojenlik bozuklukları, evrenin yoğunluğunun vegenişleme hızının bir yerden başka yere değişmesine neden olur.Yapabileceğimiz en iyi şey, yeterince büyük ölçeklerde bu homojenlikbozukluklarının ortadan kalktığını ummak ve ölçümlerimizi böyle büyükölçekteyapmaktır.Böylebirölçümyapmanınolasıbiryolu, ilkkezYakovB.Zel’dovichve

RashidSunyaev’indikkatçektiğibiretkiolankozmikfonışımasınıngalaksikümelerindeki sıcak gazlardan saçılmasıdır. Sıcak gaz, radyo dalgalarıDünya’ya doğru yol alırken onlara hafif enerji destekleri verir. Hem radyodalgalarındaki enerji değişimini, hem de sıcak gazların yaydığı X-ışınlarınıölçerek galaksi kümelerinin uzaklığı oldukça iyi saptanabilir. Büyük sayıdagalaksi kümeleri için tekrarlanan böylesi ölçümler, evrenin büyük ölçektekigenişleme hızının daha kesin ölçümlerine olanak verir. Astronomlar,önümüzdekionyıldaMA,AXAFvediğeraraçlarlabuölçümleriyapabilmeyiümitediyorlar.

Benzerbiçimde,çoksayıdagalaksi için tekrarlananhızveuzaklıkölçümçalışmaları, hem omeganın hem de Hubble sabitinin yerel değerlerinibulmakta kullanılabilir.Galaksilerin özel hızları, bir bölgede birikmiş haldebulunan,kozmikmaddeyoğunluğununüzerindekimaddemiktarınabağlıdır.Bellibirbölgedeortalamanınüzerindenekadarmaddebulunduğubilgisiilebirlikteözelhızlarınölçülmesi,omeganınhesaplanabilmesinisağlar.

Omega tümüyle belirsiz değildir. Astronomlar geniş uzay bölgelerindeomeganın 0.1’den küçük olmamasını sağlayacak miktarlarda maddebulmuşlardır. Diğer yandan, eğer omega 2’den büyük olsaydı, evreninhesaplanan yaşının Dünya’mızın yaşından küçük olması gerekirdi.Dolayısıyla, omeganın değerinin 0.1 ile 2 arasında olduğu hemen hemenkesingibidir.Eğeromeganındeğeri,evreninaçıkmıyoksakapalımıolduğusorusuna yanıt olacak şekilde l’den kesinlikle küçük ya da l’den kesinliklebüyükolarakbulunabilseydi,kozmoloji ileuğraşanastronomlarbusonuçtandaha fazla memnun olacaklardı. Bunu belki de önümüzdeki on yıldaanlayabileceğiz.

Şişen evren modeli omeganın değerinin kesinlikle l’e eşit olmasınıöngörüyor.Buanlamda,enazındanilkeolarakmodel,gözlemselsonuçlarcaçürütülebilir ya da desteklenebilir. Şu andaki gözlemsel sonuçlar, omeganındeğerinin0.1’eyakınolduğunugösteriyor.Bunedenleşişenevrenmodelinindoğruolduğuna inananbilim adamları çokbüyükmiktarlardamaddenin bir

şekildegizlendiğinikabuletmekzorundalar.Bugizlimaddeye‘kayıpmadde’adıveriliyor.

Özetlersek, gözleyebildiğimiz ışık yayanmadde, omeganın 0.01 olmasınısağlayabilecek ölçüde kütleye karşılık geliyor; gözlenemeyen ama çekimseletkileri saptanabilen maddeden dolayı bir 10 çarpanı gelerek omegayıyaklaşık olarak 0.1 değerine yükseltiyor. Omeganın 1 olmasını gerektirenşişen evren modelini destekleyenler, uzayın her ışık yılı kübündegörülemeyen ama varlığı çekimsel olarak saptanabilen on kat daha fazlamaddeolduğunuvarsaymakzorundalar.

Her ne kadar şişen evren modeli şu andaki gözlemsel sonuçlara tersdüşüyorsadagenelözellikleriveaçıklamayayönelikgücünedeniylepekçokbilim adamının aklını çelmiş gibi görünüyor. Hayli etkili olan şişen evrenmodelininonyıldanbirazdahafazlazamanöncehenüzbilinmediğinikabuletmek gerekir. 1987A süpernovası gibi bu düşünce de birden patlamıştır.Gelecektedebutürdüşüncepatlamalarıolmasınıbeklemeliyiz.

Eğer evren kapalı ise, bir gün genişlemesini durduracak ve büyükpatlamanın tersine büzülmeye başlayacaktır. Sıcaklıklar azalma yerineartmaya başlayacak, sonunda bütün madde dağılıp yok oluncaya kadarsıkışacaktır. Bir evrenin ölümünden sonra başka bir evrenin doğupdoğmayacağıisetambirbilinmeyendir.

Ama evren açık veya düzse, sonsuza kadar genişlemesini sürdürecek,gittikçesoğuyacakveyoğunluğuazalacaktır.Yıldızvegalaksilerevrimlerinigittikçeyavaşlayanbirhızda sürdüreceklerdir.Hesaplamalaragöre,yaklaşık1014(100trilyon)yılsonrabütünyıldızlaryakıtlarıbittiğiiçinsönükleşecek,1015yılsonragezegenlerileçevresindedöndükleriyıldızlararasındakibağlarkopacak, yaklaşık 1019 yıl sonra yıldızlar içinde bulundukları galaksilerdençekimsel olarak kurtulacak, ve yaklaşık 101500 yıl sonra evrendeki maddetümüyle demire dönüşecektir. Tüm bunların gerçekleşmesi için yeterincezaman vardır. Princeton’daki İleri Araştırmalar Enstitüsü’nden FreemanDysongibikimibilimadamları,böyleyokoluşagidenbirevrendeyaşamındevam edebileceğine inanıyorlar. Uzayın sonsuzlukları gittikçe daha fazlaboşalıpsoğudukça,nöronlararasındakiiletiminyavaşlaması,eldekizamanınsonsuz uzunluğuyla karşılanabilir. Böylece sonsuza doğru uzanılıpaçılınabilir.Yıllarsaniyeyedönüşecektir.

Son olarak, kesinlikle yapabileceğimiz tek şeyin, uzayın bulunduğumuzyerel bölgesinin haritasını yapmak olduğunu unutmamamız gerekir. Eğerevren sonsuz uzanımda olsa bile, verilen bir zamanda yalnızca sınırlı birbölümünügörebiliriz:Yalnızcaışığınbüyükpatlamadangünümüzekadaryolaldığı uzay bölgeleri görülebilir. Uzayın daha büyük derinliklerine

baktığımızda, bize ulaşmak için daha fazla yol alan ışığı görürüz. Enindesonunda öyle bir uzaklık gelir ki, teleskobumuza o an ulaşan ışık büyükpatlamasırasındayayınlanmıştır.Buuzaklık,gözlenebilenevreninşuan10-20 milyar ışık yılı olarak hesaplanan sınırlarını belirler. Daha uzağıgöremeyiz, çünkü ışık henüz oradan bize ulaşmak için gereken zamanıbulamamıştır.Bu sınırdan ötede ne olduğunu bilebilmemizin de hiçbir yoluyoktur. Evrenin çok uzak bölgelerinde farklı kuvvetlerin, farklı parçacıktürlerinin,hattafarklıuzayboyutlarınınolmasıolasılığıaklayakıngözüküyor.Eğerböyleise,doğanınçokküçükbirbölümüdışındakibölümlerinetanıklıkyapabilmemizolanaksızdır.

Aynınedenle, bizi şaşırtacak çok şeyvardır.Genişleyen evrengerçeğinin1920’lerde bilinmediğini, kuasarların 1960 yılında henüz tanınmadığınıdüşünecek olursak, astronomların 2000 yılından sonra ne bulacağını nasıldüşleyebiliriz?TürlerinKökeni adlı eserinin son sözü olarak Darwin şöyleyazmıştı:“çokbasitbaşlangıçlardanengüzelveenolağanüstüşeyleroluşurveevrimleşir.”Evreniçinnekadardadoğru.

ŞuAndaÇalışmaktaOlanveÖnerilenBazıAstronomiAraçları

ADIÇALIŞMA

ZAMANIDALGABOYU yeri NOTLAR

Arecibo 1960- radyo PuertoRico Dünya’dakienbüyükradyo

Kittpeak 1973- görünürve Arizona

teleskop

Ulusal

4metre kızılötesi kullanım

MMT 1978- görünür Arizona 6parçalı

CerroTololo 1978- görünürve Şili

4metre kızılötesi

IUE 1978- morötesi uzay

Einstein 1978-1981 X-ışınları uzay

VLA 1980- radyo NewMexico

IRAS 1983 kızılötesi uzay tüm-

gökyüzü

Ginga 1987-1992 X-ışınları uzayaraştırması

Japonya

COBE 1989- radyovekızılötesi uzay

HST 1990- görünürvemorötesi uzay kızılötesinededuyarlı

ROSAT 1990-1995 X-ışınları uzay Alman-AmerikanveIngilizortak

GRO 1991-2005 gammaışınları uzay yapımı

VLBA 1992- radyo ABD

Keck10metre 1992- görünürvekızılötesi Hawaii

Smithsonian6.5metre 1993- görünürvekızılötesi Arizona

güncelleş

tirilmiş

MMT

GONG 1993- görünür tümyerküreGüneş

teleskopu

GBT 1995- radyo BatıVirginia

MilimetreAltıGözlemcisi 1996- radyovekızılötesi HawaiiSmith

sonian

SOFLA 1997-2017 kızılötesi havadangözlem

Columbus8metre 1996- görünürvekızılötesi Arizona 2adet8.4metre

Magellan8metre 1996- görünür Şili

Japon7.5metre 1996- görünür Hawaii

IRO 1998- kızılötesive Hawaii ulusal

görünür kullanım

VLT 1998- görünürvekızılötesi Şili Avrupa4adet8metre

AXAF 1998-2013 X-ışınları uzay

SIRTF 2000-2005 kızılötesi uzay

MMA 2001- radyo Newmexico

FUSE 1997-? morötesi uzay

EUVE 1992-? morötesi uzay

OSL 1998-? X-ışınlarıvegörünür uzay

LEST 1998-? görünürvekızılötesi KanaryaAdaları

LST 2010-2020 görünür uzay