1. Ana Sayfa
  2. Eğitim
  3. Doğa Ve Evren Hakkında Bilgi

Doğa Ve Evren Hakkında Bilgi

Son güncelleme: 11.04.2010 15:03
dumanalti dumanalti foto
  • Doğa Felsefesi - doğa ve evren nedir - doğa nedir - evren nedir - doğa ve evren hakkında bilgiler
    İlk insan topluluklarının doğaya bakış açılarından başlarsak, onlar tam anlamıyla doğanın bir parçasıydı. Acıkınca yemek ararlar, tehlikeyle karşılaşınca kaçarlar yani yaşamlarını ve ırklarını devam ettirme güdüleriyle yaşarlardı. Bilgi düzeyleri yetersiz olduğundan doğaya etki edemedikleri gibi doğrudan doganın etkisi altında idiler. Dolayısıyla doğanın kurallarına uyarak doğal bir hayat yaşadılar. Fakat zaman içerisinde insanın doğa ile olan bütünlüğü ortadan kalkmaya başladı.
    Peki neden insan doğadan koptu?
    Çünkü insan biyolojik evrim sonucunda kendine dışarıdan bakabileceği, duygulardan uzak, mantık kurallarına baglı bir beyine sahip oldu. Bu beyin ona kendini savunmasında ve barınmasında etkinleşme şansını verdi. İnsanoğlu kapasitesinin farkına vardı ve bilgi düzeyinin arttırmasıyla organik toplumlarda bir değişim süreci başladı. Avcılık ile insan doğa karşısında etkili olabildiğini gördü. Ayrıca şehirlerin ortaya çıkısı toplumsal yapı nın kökünden sarsılmasına neden oldu. Varolan kadın-erkek eşıtliğinin erkek lehine değişmesini sağladı. Evde de ekonomide de toplumsal işbölümü geleneksel eşitlikçi özelliğini kaybetti ve hiyerarşik bir şekil kazanmaya başsladı. Bu durum yalnızca toplumsal alanda etkili olmakla kalmadı; aynı zamanda insan doğa ayrımının daha da belirginleğmesine neden oldu.
    İlk çağlarda özellikle Yunanlı filozoflar doğa üzerinde yoğun bir sekilde düşünmeye başladılar. Doğayı ve insanın doğa içerisindeki yerini kavramaya çalıştılar. Karmaşayı, düzensizliği ve vahşi yaban hayatını temsil eden doğaya karişı, düzenliliğe, birliğe, uyuma ve sürekliliğe sahip "polisler", ilkçağ Yunan toplumlarında insanların yaşadığı korunaklı, güvenli ve korunması gereken şehir devletleriydi. Yani insan mücadele içinde oldugu doğadan ayrı ve kopuktu. Feodalizmin hakim oldugu Ortaçağ'da insanıin doğayı algılayışında pek bir değişiklik olmadı. Şehir devletleri imparatorluklara, sahip olduğu tebaasını ve doğayı daha sistemli ve verimli sömüren devasa devletlere dönüştü. Fakat aydınlanma dönemi doğayı algılayış açısından bir dönemeçti. Çünkü "mekanist görüsü" gelistirdi.

    Doğa felsefesi, felsefe tarihinde ilk çağ Yunan felsefesinin başlagıcında merkezi tema olarak doğanın ele alındığı felsefe yönelimidir, daha sonra çeşitli biçimlerde sürmüş, yeni nitelikler kazanmış ve yeniden değerlendirilmiştir.

    Doğa Felsefesinin Ana Problemi
    Varolanların nedenin ne olduğunun araştırılması ve bu yönelimle doğanın düşüncenin temel meselesi olarak düşünülmeye başlanması doğa felsefesinin çerçevesini oluşturmuştur. Din ve mitolojinin dışına çıkarak varolanların ve nedenlerinin araştırılmasını başlatan Thales olmuştur.
    Thales bu anlamda felsefenin babası sayılmakta ve onunla başlayan felsefi düşünce de doğa felsefesi ya da varlık felsefesi olarak değerlendirilmektedir. Thales'i Anaximandros, Anaximenes gibi isimler izlemiştir. Farklı şekillerde içerilendirmiş olmakla birlikte, doğa filozofları, genel bir yaklaşım biçimini benimsemişlerdir; bu yaklaşım biçimi de doğayı incelediklerinde karşılarına çıkan çokluk ve onun temeleinde olduğunu ve ondan kaynaklandığını düşündükleri temel kaynak (arkhe) düşüncesinden kaynaklanmıştır. Doğa felsefesinin bu anlamda temel prensibi, dış dünyadaki varlıkların kendisinden doğup geldiği ilk maddenin bulunması ya da belirlenmesidir.
    Thales için ana mdde su 'dur; belirli bir maddedir. Anaksimandros bunu sonsuz olan ile değiştirir, cünkü su nitelik ve nicelik bakımından sınırlıdır; her şeyin kedisinden çıkıp geldiği kaynak sonsuz olmalıdır ona göre. Bu belirsiz ve soyut varlık ilkesini apeiron olarak belirtir. Onun öğrencisi olan Anaksimenes'de, arkhe'nin birlik ve sonsuzluk niteliğine sahip olması gerektiğini öne sürer; ancak buradan itibaren hocasında ayrılarak daha çok Thales'e yakın bir düşünce geliştirir. O da Thales gibi anamaddeyi belirli bir madde olarak değerlendirir; ona göre arkhe hava'dır. Hava hem somut belirli bir varlıktır, hem de soyut sınırlanamaz bir varlıktır. Hayatın ve ruhun temel maddesidir hava.
    Böylece belirli tarzda bir maddecilik anlayışı da belirginleşmeye başlar. Daha sonra bu giderek soyut düşüncelere doğru evrilecektir.
    Pisagorcularda örneğin anamadde ya da varlığın temeli sayı oarak belirtilecektir. Elea Okulu'nda Bir Olan diye adlandırılan tek ve değişmez ilke öne çıkacaktır. Empedokles bu iki yöndeki gelişmeleri birleştirmeye çalışan bir ana ilke arayışında olmuştur. O temel ögelerden ya da elementlerden bahseder ve ona göre bunlar hava, toprak, su ve ateş olarak belirtilirler. Bu dört element evrenin yapısının unsurlarıdır. Onların birleşmeleri ya da dağılmalarından diğer her şey meydana gelir. Anaksagoras düzenleyici bir ilke düşüncesini de işin icine katarak oluşun temel ilkesini nous olarak belirtir.

    Farklı Okullar
    Sokrates öncesi felsefe içinde doğa felsefesi çok önemli bir yer tutar; ilk doğa filozoflarından sonra doğa felsefesinin felsefi problemini sürdüren başka okullar da meydana gelmiştir. Bunları şöyle belirtmek mümkün:

    * Milet Okulu: Thales, Anaksimandros, Anaksimenes.
    * Pisagorculuk: Pisagor
    * Elea Okulu: Parmanides, Zenon
    * Efes Okulu: Heraklitos
    * Atomculuk: Demokritos
    * Çoğulculuk Okulu: Empedokles, Anaksagoras

    Bu okulların tamamı birbirnden farklı ve temelde zıt görüşlerden hareket etmiş ve birbirleriyle tartışma halinde olmuşlardır. Ancak temelde varlık problemi merkezi bir konu olarak hepsinde sürdürülmüştür. Örneğin Milet okulu temel maddenin ne olduğuna bir cevap ararken, Pisagorcular form üzerine ağırlık vermişler; Heraklitos ve Elea okulu değişim problemi ekseninde yoğunlaşmış; Çoğulcular ve Atomcular ise çokluk ve maddesellik ekseninde temel varlık ya da varlığın temeli sorununa cevaplar vermeye girişmişlerdir. Doğanın ve evrenin, bu temelde varlığın ve yaşamın temelinin açıklanması girişimi ortaya konulmuştur.

    Modern Doğa Felsefesi
    Ortaçağ'ın sonundan itibaren Rönesans'la birlikte hem felsefe alanında yeni bir canlanma meydana gelmeye başlamış, hem de bilimler de önemli gelişmeler kaydedilmiştir. Bu dönemde doğa bilimleriyle doğa felsefesini birbirinden ayırmak olanaklı görünmemektedir. Kopernikus ile birlikte yeni bir dünya ve evren kavrayışı ortaya çıkmış, bunun devamında doğa felsefesi yerini giderek doğa bilimleri denilen alana bırakmaya başlamıştır. Böylece doğa ve evrene ilişkin felsefi yaklaşımların, soyut arkhe arayışının yerini somut bilgiler, gözlem ve deney merkezli aıklamalar almaya yönelir. Bu süreçte özellikle ortaçağdaki doğa felsefesi anlayışıyla bir hesaplaşmaya girildiği ve doğa bilimlerinin bu hesaplaşmanın sonucunda geliştiği söylenebilir. Her alanda olduğu gibi bilimin gelişmesi, özelliklede bu gelişmenin felsefenin içinden gelerek meydana gelmesi, felsefe ile bilim arasındaki ayrımın nasıl konulacağı sorununu gündeme getirmiş, doğa felsefesi ile doğa bilimleri arasındaki ayrım konusunda bu özellikle belirgin bir sorun olarak ortaya çıkmıştır. Francis Bacon, Kepler, Laplace gibi bilgin düşünürler bu sürecin önemli isimleri olmuşlardır. Doğa felsefesi bu sürecte bir tür felsefi materyalizm biçimine de bürünmüştür.

    Doğa Felsefesi ve Doğa Bilimi
    Doğa felsefesi ve doğa bilimi 17. yüzyıla gelinceye kadar birbirinden ayrılan alanlar değildir; hatta bu alanlar arasında açık ayrımlar yapma konusunda süregiden sorunlar sözkonusudur. Çoğu zaman ve çoğu yerde doğa felsefecisi aynı zamanda fizik ya da diğer doğal bilim alanlarıyla da ilgilenen hatta onlar üzerinde otoriteye sahip olan bir kişiydi. 17. yüzyıldan itibaren felsefe ve bilim alanları birbirinden ayrışmaya ve bilimler kendi alanlarında daha da özerkleşmeye başlamasıyla doğa felsefesiyle doğa bilimlerinin ayrışması sorunu da gündeme geldi. Bu bir anlamda iki farklı bilgi türü arasında yapılması beklenen bir ayrımdı; ancak yine de bu ayrım her zaman açık seçik değildir. Modern doğa biliminin aldığı biçim ve geldiği bilgi düzeyi, belirli bir tarihsel dönemde bu ayrımı koşullandırmıştır. Özellikle Galileo ve Newton ile bu gelişmenin ortaya çıktığı saptanabilir; belirli bir yöntemle bir anlamda bilim empirikleşiyor, gözlem ve deney önemli bir nitelikle öne çıkıyordu. Felsefe ise spekülatif bir görünüme bürünüyordu bu gelişmeler karşısında. Bu eksende giderek bir ayrışma meydana gelmiş olsa da felsefe düzeyinde doğa bilimi ile doğa felsefesini ayrıştırmanın açık ve kesin bir şekilde görünebildiğini söylemek zordur.
    Bu Mesajı Yetkililere Rapor Et Bu mesaja hızlı cevap gönder
    Eski 22-02-2009 #6 (mesaj-linki)
    Keten Prenses Bayan-F
    Keten Prenses - avatarı

    Atmosfer

    Yerküreyi saran hava tabakası. Yunanca "atnos": buhar ve "sphaira": küre sözcüklerinden.

    Atmosfer Yüksekliğe Göre Değişir

    Hayvanlar ve bitkiler ancak atmosfer içinde yaşayabilir, çünkü atmosfer onları dış tehlikelerden (göktaşları, morötesi ve kozmik ışınlar) korur, onlara hem ısı, hem de yaşamaları için mutlaka gerekli olan oksijen gibi maddeleri sağlar. Bunun için astronotlar, sürekli olarak, yapay bir atmosferin yaratıldığı bir kabinde veya uzay elbisesi içinde yaşayabilirler.

    Yerden yukarıya yükseldikçe, atmosferin tekdüze olmadığını anlarız: basıncı, yoğunluğu, sıcaklığı ve bileşimi, yükseldikçe değişikliğe uğrar. Yükseklik sıfırken, yani deniz düzeyinde, Dünya'yı saran tüm hava kalınlığının yükünü taşırız. Atmosfer basıncı denilen bu yük oldukça önemlidir: santimetrekareye l kg'dan fazla düşer (l 033 gr). Biz yükseldikçe bu basınç azalır. Bu olayı dağcılar çok yüksek tepelere, örneğin Himalayalar'a (8 000 metre) tırmandıkları zaman daha iyi anlarlar. Astronotlara gelince, uzay giysilerinden çıkacak olsalar, Dünya'da olduğu gibi vücutları her yandan basınç altında bulunmayacağı için düpedüz patlarlar.

    500 Kilometre Yükseklikte Atmosfer

    Sıcaklık da aynı şekilde değişir; önce azalır, sonra yavaş yavaş artarak çok yükseklerde birkaç yüz dereceye ulaşır. Atmosfer, sıcaklık derecesinin düşey doğrultuda değişmesi göz önünde tutularak, şu tabakalara ayrılmıştır: troposfer (yükseldikçe ısı, belli bir oranda eksilir), stratosfer (ısı değişmez denilebilecek bir durumdadır), mezosfer (ısı önce artar, sonra eksilir), termosfer (yükseldikçe ısı artar).

    Vazgeçilmez Bir Korunma

    Güneş, bizi aydınlatan ışık ışınlarından başka morötesi ışınlar da yayar; ama morötesi ışınlar yaşam için o kadar tehlikelidir ki, eğer bunlar yere kadar ulaşabilseydi yeryüzünde yaşama olanağı bulunmazdı. Neyse ki, 25 kilometre kadar yukarıda, bu ışınları geniş ölçüde durduran bir ozon tabakası vardır. Ama bunların bir kısmı gene de atmosferden sızarak yere ulaşır. Tedbir almadan uzun süre güneş banyosu yapan dikkatsizlerin vay haline!

    Tüm meteoroloji olayları atmosferde olup biten hareketlerden doğar. Bu hareketlerin yarattığı yağmur yeryüzünde yaşamın sürüp gitmesini sağlar.

    Boşluk

    Göründüğünün tam tersine, evren çok az sayıdaki maddi cisimlere göre çok daha büyük oranda bir boşluktan oluşmuştur: nitekim gökcisimleri, yıldızlar arası boşluk'ta tek tek kalmışlardır. Maddenin en küçük düzeyinde, yani atomda da elektronlarla çekirdek arasında oldukça büyük bir boşluk yer alır.

    İlkçağ'dan beri Aristoteles gibi bilginler, «doğanın boşluktan nefret ettiğini» öne sürerlerdi. Bu eski fizik biliminin açıklayamadığı bazı olayları bir nedene bağlamak için yarattığı ünlü bir deyim olmuştur.

    İtalyan fizikçisi Torricelli (1608-1647) ancak XVII. yy .da atmosfer basıncı konusundaki denemeleri sırasında, barometrik boşluğu gerçekleştirerek bunun tersini kanıtlamıştır. 1654 yılında, Alman Otto von Guericke bir cam fanus içindeki havayı boşaltan, hava boşaltma makinesini icat etti.

    Günümüzde bütün laboratuvarlarda ve sanayide bunun için geliştirilmiş araçlar (döner tulumbalar, sulu veya civalı hortumlar) kullanılır. Bütün bu makineler hava veya gazı tam olarak boşaltamazlar, çünkü her birinin bir boşluk sının vardır. Yıldızlar arası boşluk bile tam değildir: içinde yoğunluğu azalmış gazlar ve tanecikler bulunur.

    Ağırlıkları ne olursa olsun bütün cisimler boşlukta eşit hızla düşer. Boşluk, sıvıların daha düşük bir sıcaklıkta kaynamasını sağlar. Boşluk, soğuk ile birlikte kullanılırsa besinlerin korunmasına (konserve) yardım eder (havasız kutulara kapatma).

    İçinde maddesel iletken olmadığından sesi iletmez; ısıya karşı da mükemmel bir yalıtkandır. Buna karşılık, ışınları geçirir: Güneş'in sıcaklığını işte bu yüzden duyarız: Güneş ışığı gezegenler arası boşluğu ısıtmadan gelir, Dünya'yı ısıtır; gene bu boşluk sayesindedir ki, bulutsuz gecelerde, çok uzakta olmalarına rağmen yıldızların ışığını açık seçik görebiliriz.

    Enlem ve Boylam

    Dünya üzerinde bir yeri veya bir noktayı saptamağa yarayan dereceli ölçüler.

    Dünya, iki ucundan, yani kutuplardan hafifçe basık bir küre biçimin*dedir. Bu küre üzerindeki herhangi bir yerin konumunu belirlemek için, kürenin paralel ve meridyen denilen çemberlerle hayalî olarak bölünmesi düşünüldü: bu çemberlerin kesişme noktaları yer tayininde büyük rol oynar.

    PARALELLER VE ENLEM

    Ekvator Dünya'yı, Güney Yarımküre ve Kuzey Yarımküre olmak üzere iki eşit bölüme ayıran hayalî bir dairedir. Paraleller, ekvator düzlemine «paralel» dairelerdir. Paralel dairelerin birbirine uzaklığı 111 kilometre*dir, uzunlukları ise, Dünya küre biçiminde olduğundan eşit değildir. Bu paralellerin en büyüğü olan ekvatorun uzunluğu 40076 kilometredir, kutuplarda ise paraleller sıfıra indirgenmiş birer noktadır. Kuzeye doğru 90, güneye doğru 90 paralel vardır. Bunlar ekvatorda sıfır ve kutuplarda 90 derece olmak üzere enlemi ölçmeğe yarar. Örneğin 42 derece kuzey enleminde bulunan Sinop ekvator ile Kuzey Kutbu arasında aşağı yukarı yarı yoldadır.

    MERİDYENLER VE BOYLAM

    Kutuplardan geçen daireler ise me*ridyenleri meydana getirir. Bunların uzunluğu değişmez ve ekvator çevresiyle hemen hemen eşittir. Aralarındaki uzaklık ekvatorda ve kutuplar yakınında farklıdır.

    Meridyenler, boylamı ölçmeğe yarar. Bunun için, İngiltere'de, ünlü gözlemevinin bulunduğu Greenwich'ten geçen meridyen başlangıç alınmıştır. Greenwich meridyeni üzerin*de boylam sıfır derecedir. Öteki meridyenlere de batıya doğru 0'dan 180'e ve doğuya doğru da gene 0'dan 180'e kadar numara verilmiştir.

    BİR NOKTAYI İŞARETLEMEK

    Okyanusun ortasında bulunan bir gemici hangi noktada bulunduğunu anlamak için bir yer belirlemesi yapar. Bir sekstant yardımıyla, öğleyin, Güneş'in ufuk üzerindeki yüksekliğini ölçmekle bulunduğu enlemi saptayabilir. Boylamı bulmak içinse gene öğleyin, esas olarak meridyen saatine göre ayarlanmış bir kronometreye bakar. Bir saatlik fark 15 derece anlamına gelir. Sözgelimi eğer hesap*lar 40 derece kuzey enlemi ve 20 derece doğu boylamı gösteriyorsa, gemici Atlas Okyanusu'nda Portekiz açıklarında, kıyıdan 900 kilometre kadar uzakta bulunduğunu öğrenmiş olur.

    Bugün bu çok eski teknik, yerini gittikçe daha yaygın olarak radyoelektrik ölçü yöntemlerine bırakmaktadır.

    Depremler ve Astronomi

    Anadolu bilginlerinden Thales, astronomi hesaplarına dayanan Güneş tutulmalarını hesaplayan ve bunların depremlerle olan bağlantısını bulan ilk kişi sanılmaktadır. Aristo'nun adı da Mezopotamya'da bulunan yeğeninden buradaki rasathanelerde saptanan Güneş ve Ay tutulmalarının kayıtlarını istemesi şeklinde geçmektedir.

    Bu konuda Thales'in tutulma olayına bağladığı kehanetlerinin önemli bir rol oynadığı düşünülebilir. Thales, tutulan kayıtları ve yaşadığı zamanın astronomi olaylarını incelemiş ve Anadolu'da meydana gelecek büyük bir depremi önceden haber vermiştir.

    Hesaplara göre bir tam Ay tutulmasının ardından 23.5 ay sonra bir tam Güneş tutulması meydana gelmektedir. Aynı bölge üzerinde tam Güneş tutulmasının tekrar meydana gelmesi için yaklaşık 54 sene geçmesi gerekmektedir. Bu nedenle her üçüncü tutulma, yani aralarında 54 yıllık bir zaman süresi bulunan iki Güneş tutulması genellikle az farklı enlem ve boylamlara rastlayacaktır.

    Kuzey yarım kürede başlayan bir tutulma devresi, Güney yarımkürede kısmi tutulmalar ile sona erer. Tutulmanın etkili olduğu bölgelerde büyük çekim gücünün oluşması ve yer katmanlarının zayıf olan yerlerinde depremlerin oluşması kaçınılmazdır.

    Önemli zarar oluşturacak bir depremin meydana çıkması için Ay'ın gerçek bir tetikleme yapması gerekir. Bunun için Ay, öncelikle Zodyak'ın enerji yoğunlaşma noktaları veya "Kozmik Güç Noktaları" adı verilen sabit burçlardan birinde olması gerekir. Sabit burçlar Boğa, Aslan, Akrep ve Kova'dır.

    Tetikleme burçlarından geçen Ay'ın, diğer burçlardaki gezegenler ile "Görünüm Rotasyonu" adı verilen 30 derecelik yolculukta yapacağı açılar çok önemlidir. Eğer tüm gezegenler ile sert açılar yapıyorsa ortaya büyük tahribat yapacak bir deprem çıkacaktır. Örneğin, sabit burçlardan Boğa'ya giren Ay, 30 derece süren kuşaktaki rotasyonunda bazı gezegenler ile olumlu açılar, bazıları ile sert açılar yaparsa tetikleme görevi gerçekleşemez.

    Ay'ın Oluşumu

    Dünya'nın uydusu Ay'ın, Dünya ile Mars büyüklüğündeki bir asteroidin çarpışması sonucu oluştuğu ileri sürüldü. Colorado'daki Southwest Araştırma Enstitüsü'nden araştırmacı Robin Canup, ''ilerlemiş bilgisayar teknolojisinden faydanılarak yapılan yeni canlandırmaların ve yeniden gözden geçirilen önceki canlandırmaların, Dünya'ya çarpan Mars kütlesindeki bir nesnenin, her ikisini şimdiki konumuna sokmak için yeterli olduğunu gösterdiğini''söyledi.

    Bilim adamları ayrıca, aralarında Dünya'daki yerçekiminin Ay'ı yakaladığı ya da Dünya ve Ay'ın eş zamanda oluştuğunun bulunduğu diğer teorileri geçersiz sayıyorlar.

    Öte yandan, Mars büyüklüğündeki asteroid teorisini ilk ortaya atan Harvardlı araştırmacı Al Cameron, Canup'un canlandırmasının tam oluşumu değil, ilk çarpışmayı kapsadığını ve çarpışmadan çıkan materyali taş yığını değil sert bir kaya varsaydığını bildirdi. Cameron, Ay'ı oluşturacak çarpışma zamanında Dünya'nın, Canup'un bildiği gibi tamamen değil, yalnızca 3/2'sinin oluştuğunu kaydetti.

    Barisfer

    Dünya'nın derinliklerinde, ağır madenlerden meydana gelmiş bir tabakadır. Buna "ağırküre" de denir. Üstünde litosfer (yerkabuğu) vardır. Altında ise Dünya'nın çekirdeği bulunur. Barisferi meydana getiren madenler, demirle nikel karışımıdır. Bu tabakanın her santimetrekaresi, binlerce tonluk basınç altındadır. Sıcaklığı da binlerce derecedir.
    Bu Mesajı Yetkililere Rapor Et Bu mesaja hızlı cevap gönder
    Eski 22-02-2009 #7 (mesaj-linki)
    Keten Prenses Bayan-F
    Keten Prenses - avatarı

    En Yakın Yıldızlar

    Güneş sıradan bir yıldızdır. Kütle ve ışıma gücü bakımından ortalamanın biraz üzerinde olmakla birlikte parlak, büyük kütleli yıldızların yanında biraz soluk benizli kalır. Bazı yıldızların kütlesi Güneş'in kütlesinin birkaç katı, bazılarınınki ise 100 katı olabilir ama yakınımızdaki yıldızların tipik kütlesi Güneş'in kütlesinin üçte biri civarındadır. Yıldızlar kimi zaman çiftler halinde bulunur. Bu durumda yıldızların yörünge hareketlerini birbirlerine uyguladıkları karşılıklı kütle çekim kuvvetleri belirler. Bu karşılıklı dans astronomlara çift yıldızların kütlelerini doğrudan ölçme olanağı sağlar.

    Tek başına bulunan yıldızların kütleleri, ışıma güçleri ve renkleri gözlenerek, dolaylı bir yoldan ölçülür. Bir yıldızın ışıma gücü kütlesine çok duyarlı bir biçimde bağlıdır: kütle ikiye katlandığında ışıma gücü 10 kat artar. Yıldızın ışıma gücü arttıkça sıcaklığı da artar. Yıldız hemen hemen mükemmel bir fırına ya da kara cisme benzer. Kara cismin sıcaklığı arttıkça yaydığı karakteristik ışınımın dalgaboyu kısalır, sıcaklık azaldıkça dalgaboyu uzar. Bu nedenle sıcak kara cisimler mavi, soğuk kara cisimler ise kırmızı renklidir. Genelde, yaydığı ışınımın dalgaboyu kara cismin sıcaklığının bir ölçüsüdür. Astronomlar bir yıldızın sıcaklığını renginden, ya da başka bir deyişle ışığının tayfını elde ederek ölçerler. Yıldızlar bir dereceye kadar ideal ışınım yayıcılar olduklarından, yıldızın büyüklüğünü rengine ve ışıma gücüne bakarak anlayabiliriz: ışıma gücü yüksek, sıcak ve mavi olanlar dev; sönük, serin ve kırmızı olanlar cücedir.

    Yakın yıldızlar arasında her renkten ve parlaklık sınıfından örnekler vardır. Yıldızlar hakkında bildiklerimizin çoğunu bu yakın yıldızları inceleyerek elde ederiz. Yakın yıldızlar göreceli olarak parlak olduklarından astronomlar bunların kimyasal yapıları ve hatta kimi zaman büyüklükleri ve kütleleri konusunda ayrıntılı bilgiler elde edebilirler. Yakın yıldızlar derken Güneşimize ek olarak birkaç yüz başka yıldızdan söz ediyoruz. Bu yıldızlardan bazıları boyut olarak Güneş'ten birkaç bin kat büyük kırmızı dev yıldızlar, diğerleri gene boyut olarak Güneş'ten birkaç bin kat küçük beyaz cücelerdir. Tüm bu yıldızların kütleleri Güneş'in kütlesine yakındır. Bu yıldızların çoğunluğu ise ne dev ne de cücedir. Büyük ölçüde şişmiş ya da büzülmüş yıldızlar Güneş'le karşılaştırıldığında büyük bir olasılıkla evrimlerinin ileri aşamalarında olan yıldızlardır.

    Buradan bir model çıkıyor: yıldızların yüzey sıcaklığına karşı ışıma güçlerinin çizildiği diyagramda yıldızların çoğunluğu ana kol adı verilen düz bir çizgi üzerinde yer alırlar. Bu diyagram astronomlar için öylesine önemli ve vazgeçilmezdir ki özel bir adı bile vardır: Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris RusselFin adlarına izafeten bu diyagrama Hertzsprung-Russell diyagramı adı verilir. Ana kol üzerinde yıldızların ışıma güçleri arttıkça sıcaklıkları da artar.

    Ana kolu farklı kütlelerde oldukları halde tümü de hidrojen yakan yıldızların geometrik yeri olarak yorumlayabiliriz. Hidrojen tükeninceye kadar çok uzun zaman geçer. Bu süre örneğin Güneş için 10 milyar yıldır. Bu nedenle hidrojen yakan ana kolda yıldızların yeri tüm hidrojen tükeninceye kadar çok az değişir. Güneş sarı renkli bir ana kol yıldızıdır. Çok değil, eğer bizden yalnızca 10 parsek uzakta olsaydı, çıplak gözle zar zor görülebilen bir ışık noktası halinde olurdu.

    Buna ek olarak ana koldan uzakta yer alan yıldızlar da vardır. Bu yıldızların ışıma güçleri uç değerler alır, çok küçük ya da çok büyük. Yıldızlar da buna göre cüce veya dev olarak sınıflandırılırlar. Kırmızı devler ve mavi devler, kırmızı cüceler ve beyaz cüceler vardır. Güneş gibi bir yıldız helyum yakarken dev olmaya mahkûmdur. Yalnızca yüz milyon yıl veya biraz daha fazla zaman alan bu evre göreceli olarak kısa ömürlü olduğundan, kırmızı devler ana kol yıldızlarına oranla daha ender rastlanan yıldızlardır. Beyaz cüce, tüm yakıtını bitiren Güneş türü bir yıldızın geçireceği son evredir.

    Evrenin Genleşmesi

    1920'lerde, Edwin Hubble, Wilson Dağı Gözlemevi'ndeki 100" lik yeni inşa edilmiş teleskopu kullanarak, birkaç nebuladaki (bulutsu) değişen yıldızları, doğası astronomi çevrelerinde hararetli bir tartışma konusu olan, dağınık cisimleri ortaya çıkarmıştır. O'nun Sefeid Değişkenleri olarak adlandırılan bir yıldızlar sınıfına benzeyen karakteristik bir kalıba sahip bu değişen yıldızlar için keşfi devrimyaratmıştır.

    Daha önceden, Harvard Koleji Gözlemevi'nde çalışan bir kadın astronomlar grubunun üyesi, Henrietta Levitt, bir Sefeid Değişken Yıldız'ın bu periyotları ve bunun parlaklığı arasında yoğun bir korelasyon olduğunu göstermişti. Bu yüzden, Hubble, bu yıldızların ve akılarının periyodunu ölçerek, bu nebulaların kendi galaksimiz içindeki bulutlar olmadığını, fakat kendi galaksimizin kıyısının çok ötesinde dış galaksiler olduklarını gösterebilmişti.

    Hubble'ın ikinci devrimsel keşfi, O'nun Sefeid'e dayalı galaksi mesafe belirlemeleri ve bu galaksilerin göreli hızlarının ölçümleri planıdır. Daha uzak galaksilerin bizden daha hızlı bir şekilde uzaklaştıklarını göstermiştir: Evren statik değildir, ancak genleşmektedir. Bu keşif, modern kozmoloji çağının başlangıcını belirlemiştir.

    Bugün, Sefeid Değişkenleri, galaksilere olan uzaklıkları ölçmek için en iyi metot olarak kalmıştır ve bunlar genleşme oranı ve Evren'in yaşını belirlemede çok önemlidir.

    Sefeid Değişkenleri Nedir?

    Güneş ve Sefeid Değişen Yıldızlar dahil, bütün yıldızların yapısı yıldızdaki maddenin donukluğu (opaklığı) ile belirlenir. Eğer madde çok donuksa, o zaman fotonların yıldızın sıcak merkezinden dışa dağılması uzun sürecektir ve güçlü sıcaklık ve basınç eğimleri yıldızın içinde gelişebilir.

    Eğer madde neredeyse saydam ise, o zaman fotonlar yıldızın içinde kolaylıkla hareket ederler ve herhangi bir sıcaklık eğrisini silerler. Sefeid Yıldızlar, iki hal arasında salınırlar: Yıldız, yoğun haldeyken, atmosferindeki bir tabakadaki helyum tek başınaiyonlaşır. Fotonlar, tek başına iyonlaşmış helyum atomlarındaki bağlı elektrondan dışa saçılırlar, bu yüzden, tabaka çok donuktur ve tabaka boyunca büyük sıcaklık ve basınç eğimleri oluşur.

    Bu büyük basınçlar, tabakanın (ve tüm yıldızın) genleşmesine sebepolur. Yıldız, genleşmiş haldeyken, tabakadaki helyum iki kat iyonlaşır, böylece tabaka ışınıma daha geçirgen olur ve tabaka boyunca daha zayıf basınç eğimleri olur. Yıldızı çekim gücüne karşı destekleyecek basınç eğimi olmaksızın, tabaka ve (tüm yıldız) büzülür ve yıldız sıkıştırılmış haline geri döner.

    Sefeid Değişken Yıldızlar, beş ila yirmi Güneş kütlesi arasında kütlelere sahiptirler. Daha kütleli yıldızlar, daha parlaktırlar ve daha genişlemiş kaplamalara sahiptirler. Kaplamaları daha genişlemiş olduğundan ve kaplamlarındaki yoğunluk daha düşük olduğundan, tabakadaki yoğunluğun ters kare köküne orantılı olan değişebilirlik periyotları daha uzundur.

    Sefeidleri Kullanmadaki Zorluklar

    Sefeidleri mesafe belirteçleri olarak kullanmakla birlikte, çok sayıda zorluk da olmaktadır Yakın geçmişe kadar, astronomlar, yıldızlardan gelen akıları ölçmek için fotoğraf klişeleri kullanmışlardır. Klişeler, yüksek derecede doğrusal değildi ve sıklıkla hatalı akış ölçümleri ortaya çıkıyordu.

    Kütleli yıldızlar, daha kısa ömürlü olduklarından, daima kendi tozlu doğum yerlerinin yakınında konumlanmış olurlar. Özellikle çoğu fotoğraf görüntüsünün çekildiği mavi dalga boylarındaki toz ışığı emer ve eğer uygun bir şekilde düzeltilemezse, bu toz emilmesi hatalı parlaklık belirlemelerine yol açabilir.

    Sonuç olarak, uzak galaksilerdeki Sefeidleri, yerden tespit etmek çok zor olmaktadır: Yerküre'nin dalgalanan atmosferi, bu yıldızları ana galaksilerinin yayılan ışığından ayırmayı imkansız hale getirmektedir.

    Sefeidleri, mesafe belirteçleri olarak kullanmaktaki bir diğer tarihi zorluk, yakınındaki bir Sefeid modeline olan mesafeyi belirleme problemi olmuştur. Son yıllarda, astronomlar kendi Samanyolu Galaksimizin uydu galaksilerinden ikisi olan Büyük Magellan Bulutu (LMC) ve Küçük Magellan Bulutu'na (SMC) mesafeleri belirlemede, birkaç çok güvenilir ve bağımsız metot geliştirmişlerdir. LMC ve SMC büyük sayıda Sefeid içerdiğinden dolayı, bunlar mesafe ölçeğini ayarlamak için kullanılabilir.

    Son Gelişmeler

    Son teknolojik ilerlemeler, astronomların çok sayıdaki diğer eski zorluğun üstesinden gelmesini sağlamıştır. CCD'ler (şarj bağlı cihazlar) olarak adlandırılan yeni detektörler, doğru akı ölçümlerini mümkün kılmıştır. Bu yeni detektörler, aynı zamanda, kızılötesi dalga boylarında da hassastır. Toz, bu dalga boylarında çok daha fazla saydamdır. Çoklu dalga boylarındaki akıları ölçerek, astronomlar, toz etkilerini düzeltebilmiş ve çok daha doğru mesafe belirlemeleri yapabilmişlerdir.

    Bu ilerlemeler, "Lokal Grup"tan oluşan yakın galaksiler üzerine doğru bir çalışmayı sağlamıştır. Astronomlar, Sefeidleri hem metal zengini M31 iç bölgesinde (Andromeda) hem de metali zayıf dış bölgede gözlemlemişlerdir. Bu çalışma, Sefeidlerin özelliklerinin hassas olarak kimyasal miktarlara bağlı olmadığını göstermiştir.

    Bu ilerlemelere rağmen, astronomlar, Yerküre'nin atmosferi ile sınırlı olarak, sadece en yakın galaksilerin mesafelerini ölçebilmişlerdir. Evren'in genleşmesine bağlı olarak harekete ilaveten, galaksiler komşuların kütle çekimine bağlı olarak "izafi hareketlere" sahiptirler. Bu olağandışı hareketlerden dolayı, astronomların, Hubble Sabiti'ni belirleyebilmek için uzak galaksilere mesafeleri ölçmeleri gerekmektedir.

    Evren'in daha derinlerine inmeye çalışırken, astronomlar, galaksilere izafi mesafeleri belirlemek için bir dizi yeni teknik geliştirmiştir: bu bağımsız izafi mesafe ölçekleri şu anda 10'dan daha iyisinde anlaşmışlardır. Örneğin, spiral galaksinin dönme hızı ve parlaklığı arasında Tully-Fisher Bağıntısı olarak adlandırılan, çok sıkı bir ilişki vardır.

    Astronomlar aynı zamanda, bir beyaz cücenin patlayıcı yanmasına bağlı olduğu düşünülen, hepsi hemen hemen aynı tepe parlaklığına sahip, Tip Ia Süpernovası'nı bulmuşlardır. Bununla beraber, büyük sayılardaki prototip galaksilere mesafelerin doğru ölçümleri olmaksızın, astronomlar, bu izafi mesafe ölçümlerini ayarlayamazlardı. Bu yüzden, Hubble Sabiti'nin doğru belirlemelerini yapamamışlardır.

    Geçen birkaç on yıl içinde, önde gelen astronomlar, farklı veri setlerini kullanarak, Hubble Sabiti için 50 km/sn/Mpc ila 100 km/sn/Mpc arasında değişen değerler rapor etmişlerdir. 1 faktör 2 belirsizliğe karşılık gelen bu farklılığı çözmek, gözleme dayalı Evren Bilim'deki göze çarpan en önemli problemlerden biridir.

    Evren Sonsuz mudur?

    "Bazıları Dünya'nın ateş içinde sona ereceğini söylüyorlar, diğerleri de buz içinde." Aynen Robert Frost'un, şiirinde, Yerküre için iki olası kader hayal ettiği gibi, Evren bilimciler de, Evren için iki olası son öngörmektedirler:

    Sonsuz Genleşme
    Büyük Sıkıştırma
    Evren'in oluşumu genleşme devinirliği ve kütle çekim gücü arasında bir savaşımla belirlenmiştir. Kütle çekimin kuvveti, Evren'in yoğunluğuna bağlı iken, genleşme oranı Hubble Sabiti, H0, ile belirlenir. Eğer Evren'in yoğunluğu, Hubble sabitinin karesi ile orantılı olan "kritik yoğunluk"tan daha az ise, o zaman Evren, sonsuza dek genleşecektir. Eğer Evren'in yoğunluğu, "kritik yoğunluk"tan daha büyük ise, o zaman çekim gücü sonunda kazanacak ve Evren, kendisi üzerine çökecektir.

    Evren'in Geometrisi

    Evren'in yoğunluğu aynı zamanda onun geometrisini de belirler. Eğer Evren'in yoğunluğu kritik yoğunluğu aşarsa, o zaman Uzay'ın geometrisi kapanır ve bir kürenin yüzeyi gibi pozitif olarak eğilir. Bu da foton yollarının yavaş yavaş uzaklaştığı ve sonunda bir noktaya geri döndüğü anlamına gelir. Eğer Evren'in yoğunluğu kritik yoğunluktan daha az ise, o zaman Uzay'ın geometrisi açıktır ve bir eyerin yüzeyi gibi negatif olarak eğilir.

    Eğer Evren'in yoğunluğu tam olarak kritik yoğunluğa eşit olursa, o zaman Evren'in geometrisi bir kağıt parçası gibi düz olur. Bu yüzden, Evren'in geometrisi ve kaderi arasında doğrudan bir bağ vardır.

    Büyük Patlama Kuramı'nın bir uzantısı olan Şişirilme Teorisi'nin en basit versiyonu, Evren'in yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olduğunu ve Evren'in geometrisinin bir kağıt parçası gibi düz olduğunu tahmin etmektedir.

    MAP'tan Gelen Ölçümler

    MAP Uydusu, Evren'in geometrisi dahil olmak üzere Büyük Patlama Kuramı'nın temel parametrelerini ölçmeyi amaçlamaktadır. Eğer Evren açık ise, o zaman kozmik mikrodalga fon dalgalanmaları, yarım dereceli ölçek üzerinde en büyük olur. Eğer Evren düz ise, dalgalanmalar dereceli ölçek üzerinde en büyük olur.

    Eğer Evren kapalı olursa, dalgalanmalar daha büyük ölçekte bile en büyük olur. Bu yüzden, MAP'in dalgalanma ölçeği ölçümü Evren'in yoğunluğunu araştırmaktadır ve Evren bilimcilere, Evren'in nihai sonunun iç yüzünü gösterecektir.

    Güneş Sistemi

    İçinde yaşadığımız Evren'i tanıma çabamız, binlerce yıldan bu yana sürüyor. Günümüzde, en modern teleskoplar sayesinde, Evren'in en uzak köşelerini, milyarlarca ışık yılı ötedeki gökadaları görebiliyoruz. Oysa, Evren'de küçücük bir nokta gibi kalan, içinde yaşadığımız Güneş Sistemi'miz hâlâ gizemlerle dolu.

    Uzay Çağı'nın başlangıcından bu yana yapılan çalışmaların büyük bölümü, Güneş Sistemi'ni keşfetmek içindi. Bugün, gerek bu çalışmalara gerekse çevremizdeki başka olası gezegen sistemlerine bakarak Güneş Sistemi'mizin oluşum öyküsünü anlatabiliyoruz.

    Güneş Sistemi'nin bir bulutsudan oluştuğu düşüncesini, aynı zamanda bir fizikçi de olan Prusyalı filozof, Immanuel Kant ortaya attı. Kant, ilkel Evren'in ince bir gazla dolu olduğunu canlandırdı düşüncesinde. Başlangıçta homojen dağılmış bu gazda, doğal olarak zamanla bir takım kararsızlıklar ortaya çıkmalıydı. Bu kütleçekimsel kararsızlıklar, kütlelerin birbirini çekmesine, dolayısıyla da gazın belli bölgelerde topaklaşmaya başlamasına yol açacaktı. Peki, bu topaklar neden disk biçimini alıyordu?

    Kant, bunu da çözdü. Başlangıçta çok yavaş dönmekte olan gaz topakları, sıkıştıkça hızlanıyordu. Bu, çok temel bir fizik ilkesine, "Momentumun Korunumu İlkesi" ne dayanır. Bu ilke, genellikle bir buz patencisi örneğiyle açıklanır: Kolları açık, kendi çevresinde dönen buz patencisi, kollarını kapadığında hızlanır.

    Benzer olarak, kütleçekiminin etkisiyle sıkışmaya başlayan gazlar da giderek hızlanır. Dönmenin etkisi gaz topağının incelerek bir disk biçimini almasını sağlar. İşte, bu disklerden birisi Güneş Sistemi'mizi oluşturmuştur.

    Kant'ın bu düşüncesi, daha sonra birçok gökbilimci tarafından kabul gördü; ancak, herhangi bir yıldızın çevresinde böyle bir oluşum gözlenemediği için, 1980'lere değin bu düşünce, bir varsayım olarak kaldı, kanıtlanamadı. Sonra, gökbilimciler, T Boğa türü yıldızların, yaklaşık üçte birinin, normalin çok üzerinde kızılötesi ışınım yaydığını keşfettiler.

    Yıldızın etrafındaki toz bulutu, yıldızın yaydığı kısa dalgaboylu ışınımı soğuruyor; sonra daha uzun dalga boyunda, yani kızılötesi ve radyo dalga boylarında ışınım yayıyordu.

    Birkaç yıl sonra, gökbilimciler bazı yıldız oluşum bölgelerine radyo teleskoplarla baktıklarında yıldızların etrafındaki karanlık, toz içeren diskleri doğrudan görebildiler. Hubble Uzay Teleskopu'nun keskin gözleriyle yapılan gözlemlerde, 1600 ışık yılı uzaklıktaki Orion Bulutsusu'ndaki yıldız oluşum bölgeleri incelendi. Böylece, genç yıldızların etrafındaki gaz ve toz diskleri ilk kez görünür dalgaboyunda görüntülenmiş oldu.

    Güneş Bulutsusu

    Güneş Sistemi'ni oluşturan madde, çok büyük oranda, 12-16 milyar yıl önce gerçekleşen Büyük Patlama'nın ürünü olan hidrojen ve helyumdan meydana gelmişti. Bugün, Evren'e baktığımızda, bazı elementlerin çok, bazılarınınsa pek az miktarlarda bulunduğunu görüyoruz. En yaygın element hidrojen, tüm gökadaların ve yıldızların dörtte üçünü oluşturuyor. İkinci baskın element olan helyumla birlikte hidrojen, Evren'deki maddenin %98'ini oluşturuyor. Öteki tüm elementlerse sadece %2 oranında bulunuyorlar.

    Bugün, Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan geriye pek birşey kalmadı. Bu maddenin bir bölümü gezegenleri, asteroidleri ya da kuyrukluyıldızları oluşturdu. Kalanını, ya Güneş yuttu ya da Güneş ışınlarının yarattığı basınçla yıldızlararası ortama itildi. Ancak, bulutsudan kalan maddenin korunduğu çok iyi yerler var: Kuyrukluyıldızlar.

    Bu gökcisimleri, küçük olmaları ve çoğu zaman Güneş'ten çok uzakta yeralmaları sayesinde, oluştukları andaki maddeyi bozulmamış halde saklıyorlar. Henüz, bir kuyrukluyıldızı doğrudan inceleme fırsatı olamadı; ancak, onlardan kopup gelen bazı parçalar laboratuvarlarda incelenebiliyor.

    Gezegenleri, göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturan diskten artakalan parçacıkların bir bölümü, atmosferin üst katmanlarından özel uçaklarla toplanabiliyor. Bir elektron mikroskobuyla incelendiklerinde, bu parçacıkların bazı minerallerden ve organik bileşiklerden oluştukları görülüyor. Kozmik toz parçalarının çoğu hemen hemen aynı büyüklükte, 0,1 mikron çapındadır. Bu toz parçaları, 4,5 milyar yıl önce, Güneş Sistemi'ni oluşturan bulutsudan arta kalmıştır.

    Gezegenler oluşmadan önce, Güneş'i çevreleyen disk, merkeze, yani Güneş'e yakın yerlerde çok sıcak; kenarlardaysa çok soğuktu. Çünkü, Güneş'in güçlü ışınımı, bulutsunun ona yakın katmanlarının çok ısınmasına yol açıyordu. Bunun yanı sıra, Güneş'in kütleçekimi sayesinde, diskin merkezine yakın katmanları, daha yoğun ve kalındı.

    Bu bölgelerdeki sıcaklık, gezegenlerin oluşumu sırasında, suyun buz halinde katılaşmasını engelliyordu. Burada yoğunlaşan maddenin çoğu, silikatlardan ve öteki ağır minerallerden oluşuyordu. İşte bu mineraller, karasal gezegenleri oluşturdular.

    Sıcaklık, diskin kenarlarına doğru ilerledikçe düşüyordu. Burada, su katı halde bulunabiliyordu. Su ve gaz moleküllerini içeren "kar taneleri" de dev gezegenleri oluşturdu. En dışta yeralan en soğuk bölgede yoğunlaşan madde, tamamıyla katı haldeydi ve çok dağınık halde bulunduğundan bir gezegeni oluşturabilecek topaklanmayı sağlayamadı. Bunun yerine, çok sayıda, gezegenlere oranla küçük gezegenimsi göktaşları oluştu.

    Bu göktaşları, yani kuyrukluyıldız çekirdeklerinin bulunduğu bölgeye Kuiper Kuşağı deniyor. Güneş'i çevreleyen diskin topaklaşarak gezegenleri, göktaşlarını ve kuyrukluyıldızları oluşturması, Güneş'in yaşam süresiyle karşılaştırdığımızda çok kısa bir süre, sadece 10 milyon yıl aldı.

    Karasal Gezegenler

    Karasal (kayasal) gezegenlerin, sadece, bulutsudaki toz parçacıklarının bir araya gelerek oluştuğunu söylemek pek yeterli olmaz. İç Güneş Sistemi'nde, günümüze değin kalmış göktaşları büyük oranda kondritlerden oluşur. Kondritlerin büyük bölümü, asteroidlerin çarpışmasıyla gezegenlerarası boşluğa saçılan parçalardır.

    Kondritler, kondrül denen küresel biçimli küçük parçacıkların bir araya gelmesiyle oluşmuştur. Kondrüler, başlangıçta 1500-1900 kelvin'i bulan sıcaklıklarda oluştular. Soğuyarak katılaştıklarında, onları şimdi gördüğümüz gibi, bir araya gelmemişlerdi; damla biçimleriyle Güneş'in çevresinde dönüyorlardı.

    Yüz yılı aşan bir süre önce, mikroskopuyla göktaşlarını inceleyen Henry Cliffton Sorby adlı bir bilim adamı, kondritlerin, yağmur damlasına benzeyen camsı parçacıkların bir araya gelerek oluşturduğu taşlar olduğunu söyledi. Sorby, aynı zamanda, bu göktaşlarının gezegenlerin oluşumundan artakalan madde olduklarını da öne sürdü. O zaman için oldukça iyi bir yaklaşımdı bu.

    Daha sonra, kondrülleri laboratuvar fırınlarında yapma deneyleri gösterdi ki bunların göktaşlarındaki özelliklerini kazanmaları için, bir saatten kısa sürede soğumaları gerekiyor. Bu, kondrüllerin bulutsunun merkezi yakınlarındaki yüksek sıcaklıkta eridiği düşüncesinin doğru olmadığını gösteriyor. Çünkü, bu bölgede, bir saat gibi kısa bir sürede soğumaları olası değil.

    Bu, ancak, diskin iç bölgelerinin, birtakım yüksek enerjili olaylarla daha dışarıda kalan katmanları etkilemesiyle açıklanabilir. Bu tür yüksek enerjili atmaların doğası hakkında pek bir şey bilinmiyor; aslında, gerçek olup olamayacakları da...

    Kondrüller ve toz parçalarının nasıl olup da bir araya gelerek kondritleri oluşturmaya başladığı pek de iyi anlaşılmış değildir. Çünkü, bu küçük cisimler arasındaki kütleçekimi, birbirlerine yapışmalarını sağlayacak kadar güçlü olamaz. Saniyede bir metrelik hızla çarpışan parçacıklar, birbirlerine Van der Waals çekiminin (elektrostatik yüklerin neden olduğu kısa menzilli kuvvet) etkisiyle yapışabilirler.

    Ancak, sadece Van der Waals kuvvetleri, bulutsunun çalkantılı ortamında çarpışarak birleşen bu parçacıkları bir arada tutamaz. Nasıl olduğu tam olarak anlaşılmış olmasa da herkes, gezegenlerin bir şekilde bu parçacıkların birleşmesiyle oluştuğundan emin. Bu topaklanmalar sonucu, birkaç cm çapa ulaşan parçalar, artık ortamdaki çalkantılardan daha az etkilenirler.

    Yörüngede dolanan katı bir cisim, (bir parça kondrit gibi) Güneş'in kütleçekimi sayesinde dengede kalır. Ancak ortamda bir miktar gaz varsa, bu gaz, cismin hızının azalmasına ve sarmal bir yol izleyerek Güneş'e doğru yakınlaşmasını sağlar. Yani, cisim, çapı giderek küçülen bir yörünge izler.

    Merkeze doğru ilerleyen kondrit parçaları, buralarda birikirler ve bir araya gelerek büyürler. Bu tür bir cisim, yaklaşık bir kilometrelik çapa ulaşınca, artık gaz direnci onun üzerindeki etkisini kaybetmeye başlar ve cisim hemen hemen sabit bir yörüngede kalır. Yaklaşık bu boyuta ulaşan gökcisimlerine "gezegenimsi" denir.

    Yeni oluşmakta olan bir gezegen sisteminde, benzer boyutlarda çok sayıda gezegenimsi bulunur. Yörüngeleri, birbirlerine göre az ya da çok farklı olacağından, birbirlerinden farklı hızlarda hereket ederler. Birbirlerine yakın yörüngede olanlar, yakın hızlarla hareket ederler ve kütleçekimleri birbirlerini etkiler. Kütleçekimi, yörüngelerde küçük sapmalara neden olur ve bu da çarpışmalara yol açabilir.

    Eğer çarpışma yeterince yavaş gerçekleşirse, iki kütle birleşir ve daha büyük bir gezegenimsi ortaya çıkar. Çarpışmalar sürdükçe cisim büyür. Eğer, çarpışma hızlı gerçekleşirse, her iki cisim de dağılabilir.

    Bilim adamları, bir sistemdeki gezegen oluşumunun ne kadar süreceğini, bilgisayar yardımıyla hesaplamaya çalışıyorlar. Yaptıkları hesaba göre, gezegenimsiler oluştuktan yaklaşık 20 bin yıl sonra Ay boyutunda yüzlerce cisim ortaya çıkıyor.

    Gezegenlerin hemen hemen tam boyutlarına ulaşmalarıysa yaklaşık 10 milyon yıl alıyor. Kalan gezegenimsilerse sonraki 10 milyon yıl içerisinde gezegenlerce yutuluyor. Bu çarpışmalar nedeniyle, gezegenler oluşumlarının ilk dönemlerinde sürekli etkin kalıyorlar.
    Bu Mesajı Yetkililere Rapor Et Bu mesaja hızlı cevap gönder
    Eski 22-02-2009 #8 (mesaj-linki)
    Keten Prenses Bayan-F
    Keten Prenses - avatarı

    Asteroid Kuşağı

    Karasal gezegenlerle dev gezegenler arasındaki bölgede Asteroid Kuşağı yer alır. Burada, bir gezegen olarak nitelendirilebilecek kadar büyük bir gökcismi yoktur; kuşağın toplam kütlesi, Ay'ınkinden küçüktür. Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin dağılımına baktığımızda, bir düzen olduğu fark edilir.

    Her gezegenin yörüngesi, bir içtekinden %75 geniştir. Bu düzene göre, Asteroid Kuşağı'nın yerinde de bir gezegen olması gerekirdi. Peki, bu gezegene ne oldu? Bu konuda kesin bir kanıt olamamakla birlikte, bazı gezegenbilimcilere göre, bir zamanlar burada oluşmakta olan bir gezegen Jüpiter'in çok güçlü kütleçekiminin etkisiyle parçalandı. Ya da, buradaki gezegenimsiler hiçbir zaman bir araya gelerek gezegen oluşturamadılar.

    Kuşakta bulunan asteroidlerin toplam kütlesinin az olması, Jüpiter'in ya da birbirlerinin kütleçekimlerinin etkisiyle yörüngelerinden çıktığı düşüncesini destekliyor. Yörüngeden ayrılan cisimler, ya Güneş'in çevresinde başka bir yörüngeye oturuyorlar ya da Güneş ya da dev gezegenler tarafından yutuluyorlar. Zaman zaman, karasal gezegenlerle de çarpışabiliyorlar.

    Dev Gezegenler

    Güneş bulutsusunun dış katmanları, iç katmanların aksine suyun katı halde bulunabilmesine olanak tanımıştı. Bu ikinci bölgede, kar taneleri, iç bölgelere oranla 10 kez fazlaydı. Gaz moleküllerinin bu bölgede çok daha fazla olması nedeniyle, kuşkusuz burada oluşacak gezegenlerin kimyasal bileşimleri de karasal gezegenlerden çok farklı olmalıydı.

    Suyun ana bileşenlerinden oksijen Güneş Sistemi'nde magnezyum, silisyum ve demir gibi karasal gezegenleri oluşturan elementlerden çok daha fazladır. Bu da dev gezegenlerde bol miktarlarda su bulunması gerektiğini düşündürüyor.

    Ne var ki, en büyük gezegenler Jüpiter ve Satürn, beklendiği gibi ağırlıklı olarak sudan değil, büyük oranda hidrojen ve helyumdan oluşuyor. Yani, bu gezegenlerin bileşimi, Güneş'inkiyle benzerlik gösteriyor. Jüpiter ve Satürn'ün bileşimleri, saf hidrojen ve helyumdan oluşmuş kar taneleri sayesinde oluşmuş olamaz. Çünkü, gezegenlerin oluşumları sırasında, ortam bu gazların yoğunlaşabilmesi için fazla sıcaktı.

    Jüpiter ve Satürn, kütlelerinin önemli bir bölümünü, doğrudan bulutsudan almış olmalılar. Yani, karasal gezegenler gibi, toz ve buzdan oluşmuş çekirdekleri, yeterli kütleye ulaştığında, bulutsudaki gazı kütleçekimleriyle toplamış olabilirler. Jüpiter ve Satürn'ün hidrojen ve helyum ağırlıklı bileşimlerine karşılık, Uranüs ve Neptün çoğunlukla katı halde bulunabilen gazlardan oluşur: Su, amonyak ve metan. Ayrıca, dış katmanlarda hidrojen ve helyum bulunur. Gezegenlerin çekirdeğiyse kaya ve demirden oluşur.

    Uydular

    Uyduların oluşumuyla ilgili en popüler modellerden birisi şöyle: Dev gezegenler, yoğunlaşmanın etkisiyle başlangıçta çok sıcaktı. Sıcaklığın etkisiyle, günümüzdekine oranla çok daha geniştiler. Zamanla soğuduklarında küçüldüler. Oluşum aşamalarının sonlarına doğru, gezegenleri oluşturan gaz ve tozun artakalanı onların çevrelerinde dönmeyi sürdürüyordu. Zamanla, gazın büyük bölümü ya gezegenlerce yutuldu ya da dağıldı. Kalan toz ve bir miktar gaz, küçük bir Güneş Sistemi gibi, bir araya gelerek uyduları oluşturdular.

    Uyduların çoğu yukarıda söz ettiğimiz biçimde oluşmuş olsa da, bazı uyduların gezegenler tarafından sonradan yakalanmış oldukları düşünülüyor. Bu uydular ya çok elips biçimli yörüngelerde dolanıyorlar ya da dönme düzlemleri farklı. Bu uydular arasında, Phoebe, Triton ve pek çok küçük uydu var. Mars'ın uyduları Phobos ve Deimos da öyle.

    Bizim doğal uydumuz Ay'ın oluşumu başlı başına bir öykü. Ay'ın oluşumu üzerine ortaya konan en iyi varsayım, onun Dünya'ya çarpan bir gezegenimsi tarafından koparıldığı şeklinde. Çarpışma, Dünya'dan önemli miktarda erimiş kaya ve gazı kopararak, çevresine dağıttı. Bu maddenin bir bölümü Dünya'ya geri düşerken, bir bölümü de uzaya saçıldı.

    Roche sınırı denen ve Dünya'nın yüzeyine yaklaşık 10 bin km'den uzakta kalan cisimler, yörüngeye girdiler ve topaklaşmaya başladılar. (Roche sınırı altında kalan cisimler, gezegenin güçlü kütleçekimi etkisinden dolayı bir araya gelemezler.) Zamanla, parçalar bir araya geldi ve Ay oluştu.

    Kuyrukluyıldızlar

    "Güneş Sistemi nerede bitiyor" sorusuna verilen geleneksel cevap, Plüton'un yörüngesidir genellikle. Buna karşın, günümüzde biliyoruz ki, Güneş Sistemi'nin sınırları çok daha ötelere gidiyor. Günümüzden yaklaşık 50 yıl önce, Kenneth Edgeworth ve Gerard Kuiper, birbirlerinden bağımsız olarak, Plüton'un yörüngesi civarında, gezegenleri oluşturan maddeden artakalan bir kuşak bulunması gerektiğini öngördüler.

    Nitekim, son yıllarda yapılan teleskoplu gözlemler, bu cisimlerin varlığını kanıtladı. Bu kuşakta, her biri yaklaşık bir kilometre ya da daha büyük çaplı, 200 milyon gökcismi olduğunu hesapladı. Kuiper Kuşağı olarak adlandırılan bu kuşak, Plüton ve uydusu Charon'u da içeriyor. Büyük olasılıkla Neptün'ün uydusu Triton da bir zamanlar bu kuşağın üyesiydi. Triton ve bu iki uydu, bu kuşağın en büyük üyeleri olmalı.

    Kuşaktaki gökcisimlerinin yörüngelerinden çıkıp iç Güneş Sistemi'ne yönelmelerini sağlayan etki kendi aralarındaki çarpışmaların yarattığı kararsızlıklardır. Kısa dönemli kuyrukluyıldızlar, büyük olasılıkla Kuiper Kuşağından gelirler. Uzun dönemli kuyrukluyıldızların geldiği başka bir bölge daha olmalı. 1950 yılında, gökbilimci Jan Hendrick Oort, bu cisimlerin kaynağıyla ilgili bir varsayım ortaya attı.

    Oort'a göre, uzun dönemli kuyrukluyıldızlar, Güneş'i küresel biçimde çevreleyen bir bölgeden geliyorlardı. Oort Bulutu olarak adlandırılan bu bölge hiç görülmediyse de, yakınlarımıza gelen uzun dönemli kuyrukluyıldızların yörüngelerine baktığımızda, bizi oraya götürüyor.

    Oort Bulutu'nun oluşumu şöyle anlatılıyor: Dev gezegenler, özellikle de Jüpiter, yakınlarından geçen gezegenimsileri çok basık yörüngelere yerleştirir. Hatta bazen bu cisimler, Güneş'in çekim kuvvetinden kurtularak bir daha dönmemek üzere yıldızlararası ortama gönderilirler. Ancak, büyük bir kısmı, Güneş'in çekim etkisinden kurtulamaz ve basık, elips biçimli yörüngelerinde dönerler.

    Güneş'ten uzak olduklarında, hızları da azaldığından, zamanlarının büyük bölümünü, yörüngelerinin uzak yarısında, yani Oort Bulutu'nda geçirirler. Oort Bulutu'nun dış sınırının yarıçapı, yani Güneş'e uzaklığı yaklaşık bir ışık yılıdır. İşte, bu uzaklıktan sonra, Güneş Sistemi'nin bittiğini; yıldızlararası ortamın başladığını söyleyebiliriz.

    Hava Basıncı

    Dünya, kalınlığı 800 km kadar olan bir hava katmanı ile çevrili. Biz, üzerimize bir basınç uygulayan, atmosfer dediğimiz bu akışkan katmanın dibinde yaşıyoruz. Aristo'nun doğada boşluğun varolmayacağı iddiasına 17. yüzyılda havaya ve gazlara ilişkin kuramların geliştirilmesine katkıda bulunan Galileo Galilei, Evangelista Torricelli, Blaise Pascal ve Otto Von Guericke gibi bilim adamlarınca karşı çıkıldı.

    Bu bilim adamları, dünya atmosferinin bir basınç oluşturduğunu kanıtladılar ve küçük kaplardaki havayı boşaltabilen pompalar yaparak laboratuvarlarda ürettikleri 'boşluk'üzerine araştırmalar yaptılar. Bu bilim adamlarından bazıları, boşluğun, organizmaların hayatına yardımcı olup olamayacağı veya ışığı ya da sesi geçirip geçiremeyeceğini öğrenmeye çalışırken diğerleri de, boşluğunu olası işlevsel uygulamalarını bulmaya çalıştılar.

    Boşluk kavramından işlevsel amaçlarla yararlanmaya çalışanlardan biri de Fransız bilim adamı Denis Papin'di. Denis Papin (1647-1712), silindirlerin ve pistonların içindeki havayı boşaltarak buharla ilgili deneyler yapan ilk bilim adamlarındandı.

    Papin, Hollandalı bilim adamı Christian Huygens'in önerileri üzerine yaptığı ilk deneylerde, bir piston ve bir valfa bağlanmış olan dikey bir silindirin içindeki havayı boşaltmak için az miktarda barutla elde edilen patlamadan yararlanmıştı. Patlayan barutun pistonu hareket ettirmesi beklenmiyordu; burada Papin'in patlamayla amaçladığı şey, silindirin içindeki havadan kurtulmaktı; böylelikle pistonun kısmi olarak havası alınmış uzama doğru aşağıya inmesine neden olacaktı. Ama barutun patlamasıyla arta kalan gazımsı maddeler, Papin'in silindirinde mükemmele yakın bir boşluğun oluşmasını imkansız kılmışlardı. Bu nedenle Papin, bir sonraki deneyde düzeneğinde buhar kullanmaya karar verdi.

    Madencilikte en büyük sorun, maden ya da kömürün çıkarılması değil, ocakta biriken suyun boşaltılmasıydı. 1630 yılında Galile, bu sorunu çözmek için ilk tulumba düzeneğini (vakum pompası) kurdu. Bir boruyu toprağın içine gömüp tahta bir pistonu bunun içine yerleştirdi. Bu ilk vakum pompasının gerektiği gibi çalıştığı söylenemez. Ama gizin perdesi açılmıştı.

    1644 yılında Galile'nin öğrencilerinden Evangelista Torricelli (1608-1647), su yerine yoğunluğu suyunkinden 13.6 kat büyük olan civayı, ustasının silindiri yerine de cam boru koyarak gerçekleştirdiği benzer bir deney sonucu ilk civalı barometreyi buldu. Civanın ya da suyun cam boruda yükselmesinin nedeni atmosfer basıncıydı.

    Toriçelli, bir metre kadar uzunlukta, bir ucu kapatılmış bir cam tüp aldı, civa ile doldurdu, açık ucunu da civa çanağı içine dikkatlice daldırdı ve tüpü dik olarak tuttu. Civanın bir kısmı civa çanağına aktı ve tüpün kapalı ucunda bir "boşluk" ortaya çıktı. Öyle ya tüpün üst ucu atmosfere kapalıydı ve cam çeperler ile civa içinden hava geçemeyeceğine göre bu üst uç tam bir boşluk olmalıydı.

    Toriçelli de böyle düşünüyordu. Bu deneyi ile Toriçelli, atmosfer basıncını ölçtü ve bu basıncın, 10.3 metrelik su sütunu ile ya da 760 milimetrelik civa sütunu ile dengelendiğini buldu. Civanın üstünlüğü, çok kısa bir tüp gerektirmesidir.

    Blaise Pascal (1623-1662), 1648 yılında yaptığı deneyle, Toriçelli'nin çalışmalarını bir adım daha ileri götürdü. Pascal, civalı bir baromatreyi, dağın eteğinde diğerini dağın doruğunda tutarak, atmosfer basıncının yükseklikle değiştiğini gösterdi. Dağın dibindeki ve tepesindeki hava sütununun ağırlığı farklıydı. Bu nedenle doruktaki basınç düşüktü.

    Dünya üzerinde en yüksek dağ zirvesi Everest (8,848 metre), en çukur okyanus dibi (Mariana çukuru 11 035 metre) arasında yaklaşık 20 kilometrelik düzey farkı vardır.

    Barometre o zamanlardan bu yana, meteoroloji biliminin vazgeçilmez aracı olarak kullanılılıyor. Blaise Pascal'ın Roma ile Mısır arasındaki talihsiz küçük savaşla (İ.Ö. 31: Actium Savaşı) ilgili olarak söylediği ilginçtir: " Kleopatra'nın burnu biraz daha küçük olsaydı, bütün dünya tarihi daha farklı olabilirdi."
#11.04.2010 15:03 0 0 0