Uzay Hakkında Merak Edilen Sorular ve Cevapları
01 06 2009

Uzay Hakkında Merak Edilen Sorular ve Cevapları

http://img211.imageshack.us/img211/4518/hufk8.jpg
UZAY VE MERAK

1-Kuzey gökkürede Kutupyıldızı var. Peki, Güney gökkürede kutba en yakın yıldız hangisidir?

Güney kutbu sözkonusu olduğunda, şu an için Octans (Sekizli) takımyıldızında solgun bir yıldız olan "Sigma Octantis", gözle görülebilen en yakın yıldızdır. Bu seçilmesi zor yıldızı görmenin en iyi yolu güney gökkürenin en koyu ve en karanlık bölgesine dikkatlice bakmaktır.

2-Yerküre'ye Ay'ın her zaman aynı yüzü dönüktür. Güneş Sistemimizdeki diğer uydular için de aynı durum geçerli midir?

Ay'ın Yerküre ile eşzamanlı dönüşü rastlantı değil, bu iki cisim arasındaki kütleçekimi etkileşiminin sonucudur. Kütleçekiminin şiddeti, ağırlıklı olarak uzaklığa bağlıdır. Bu yüzden Ay'ın çekimi, Yerküre'nin Ay'a bakan yüzünde öteki tarafa göre daha güçlüdür. Bu değişken kuvvet, Yerküre üzerinde bir "çekim şişkinliği" yaratır. Yerküre Ay ile eşzamanlı dönmediğinden Ay'ın yol açtığı bu şişkinlik Yerküre üzerinde hareket eder ve yerkabuğu ile okyanuslarda yol açtığı eğilmeler ve sürtünmelerle Yerküre'nin içinin önemli ölçüde enerji yitirmesine neden olur.
Bu enerji yitimi sonucunda Yerküre'nin dönüşü her 500 yılda yaklaşık 1 saniye yavaşlar. Yerküre-Ay sistemi açısal momentumunu korumak durumunda olduğundan, Ay her yıl Yerküre'den 4 cm kadar uzaklaşmaktadır. Yerküre, Ay'a çekimsel olarak "kilitlenene" ve onunla eşzamanlı dönene dek dönüşünü yavaşlatacaktır. Buraya kadar anlatılan kuvvetler Ay üzerinde de etkilidir. Ancak Yerküre'nin kütlesi daha büyük olduğundan, uygulanan kuvvet daha şiddetli olmuş ve Ay'ın dönüş hareketi, Dünya ile eşzamanlı noktaya daha hızlı ulaşmıştır.
Bu süreç bütün Güneş Sistemi'nde yaşanır. Dolayısıyla, gökbilimcilerin, aylar ve gezegenleri arasında eşzamanlı dönüşlerin birer istisna değil, kural olduğunu görmeleri fazla şaşırtıcı değil. Bir uydu, gezegenine ne kadar yakınsa ve gezegenin kütlesi ne kadar büyükse, bu uydunun eşzamanlı dönüşü yakalaması o ölçüde hızlı olur.
Eşzamanlı dönüş sadece aylar ile gezegenleri arasında değil, birbirinin yörüngesinde dönen her türlü iki cisim için geçerlidir.

3-Yıldızların gökkubeye yerleştirilmiş alevler değil de Güneş benzeri oluşumlar olduklarını ilk kim dile getirmiştir?

1576'da İngiliz astronom Thomes Digges yıldızları isimlendirerek, Kopernik sisteminin bir çizimini yayınlamıştır: "Yıldızlardan oluşan bu küre gökyüzünde sonsuzluğa doğru uzanan bir şekilde durmaktadır; hareketsizdir. Burada, fersah fersah uzaklarda parlayan sonsuz sayıda görkemli ışık, kendi Güneşimizi hem büyüklük, hem de nicelik açısından gölgede bırakmaktadır." Her ne kadar kimi araştırmacılar Digges'in bu ifadeyle yıldızları birer güneş olarak gördüğünü savunmuşsa da, çoğu kişiye göre bu düşüncenin asıl sahibi Descartes'tır.
Bu düşünceyi pratik kullanıma ilk kez 17. yy.ın sonunda James Gregory, Isaac Newton ve Christiaan Huygens koymuştur. Her üçü de, Sirius'un uzaklığını hesaplarken bu yıldızın Güneş'e benzediği varsayımına dayanarak, "solukluk uzaklık demektir" kavramını kullanmıştır.

4-Dünya neden Yuvarlak?

Nedeni kütleçekimi. Güneş Sistemi’ni oluşturan gaz ve toz bulutu içindeki parçacıklar, bulut içindeki küçük yoğunluk farkları nedeniyle kümelenip, giderek daha büyük kütleler haline geldiler. Önce, “gezegenimsi” diye adlandırılan büyük kütleli yapılar, bunların birleşmesiyle de İç Güneş Sistemi’ndeki kayaç gezegenler oluştu. Kütleçekimi, her yönden merkeze doğru aynı basıncı yaptığından, başlangıçta bir erimiş demir ve kaya kütlesi halindeki gezegenimiz küre biçimini aldı. Yine kütleçekimi sayesinde tüm yıldızlar, gezegenler küre biçimli. İstisnalar, çarpışmalar sonucu biçimlerini yitiren kayaç gökcisimleri (asteroidler, meteorlar gibi).

5-Uzaylı diye bir şey varmı?

Yanıt da çok net: Bilmiyoruz!.. Uzaylıdan kastedilen, bizler gibi akıllı varlıklar olsa gerek. Akıllı varlıklar yıldızların üzerinde yaşayamayacağından, bunların varolabilmeleri için birer gezegen gerek. Ama bu gezegenin de bizim Dünyamız gibi çok özel koşullara sahip olması gerek. Gerçi son yıllarda, başka yıldızların çevresinde dolanan 100’e yakın gezegen bulundu, ama ne yazık ki, bunların hiçbiri bizimkine benzemiyor. Çoğu, Jüpiter kütlesinde ya da çok daha büyük gaz devleri. Kimisi yıldızına çok yakın bir yörüngede kavruluyor, kimisi de çok uzaklarda uzayın dondurucu soğuğunda dolanıyor.
Oysa, en azından bizim tanıdığımız yaşam biçimi için sıvı su gerekli. Bu da gezegenin yıldızına “yaşam alanı” denen ve suyun sıvı halde bulunabileceği bir kuşak içinde yer alabilecek uzaklıkta bulunmasını gerektiriyor. Yaşam, çok çeşitli elementlerden oluşmuş organik maddelerden sentezlenir. Dolayısıyla, yaşam için karbon, oksijen, azot, kalsiyum, demir ve daha pek çoğu gibi görece ağır elementlerin bulunduğu kayaç gezegenler gerektiriyor. Demek ki uzaylı kardeşlerimizin bulunabilmesi için öncelikle yıldızına uygun uzaklıkta, uygun koşullara sahip kayaç gezegenler gerekli. İş gezegenle de bitmniyor: Yıldızın niteliği de önemli. Güneş’ten çok daha kütleli yıldızlar, çok güçlü rüzgarlarıyla çevrelerinde gezegen oluşmasına izin vermezler. Bir şekilde gezegen oluşsa bile güçlü radyasyonlarıyla burada yaşamın oluşmasına izin vermezler. Bırakın kendi gezegenlerini, yakınlarındaki yıldızların bile çevresindeki gezegenleri yaşamdan arındırırlar. Ayrıca büyük yıldızların ömrü çok kısa olur (ortalama 30-40 milyon yıl). Bu süre de, olası bir gezegen de yaşamın ortaya çıkmasına yetmez. Kaldı ki, büyük yıldızlar kısa ömürlerinin sonunda süpernova patlamalarıyla yok olurlar. Bu patlamalar da 100 ışıkyılı çaplı bir alanda tüm yaşamı ortadan kaldırır.
Büyük yıldızlar kadar, küçük yıldızlar da sorunlu. Bir kez bunlar, özellikle Güneş’ten çok daha küçük (dolayısıyla soğuk) olanları, çevrelerindeki olası gezegenlere yaşam için gerekli ışık ve ısıyı bizim Güneşimiz gibi cömertçe veremez. Örneğin, Dünya böyle bir yıldıza Güneş’e olduğu kadar uzak olsaydı, yüzeyine düşecek ışık, mehtaplı bir gecedeki kadar olurdu. Sonra, böyle yıldızların çevresindeki gezegenler, yıldıza genellikle çok yakında dolanırlar. Böyle olunca da “kütleçekim kilidi” denen bir mekanizma sonucu gezegenin yalnızca bir yarısı sürekli yıldıza bakar (ve kavrulur), öteki yarısı da yıldızı hiç görmez (ve donar). Küçük yıldızlar ayrıca fazla dengeli değildir. Yani, çok şiddetli parlamalarla plazma püskürtürler. Güneşimizin parlamalarından çok daha şiddetli olan bu parlamalar, olası bir gezegende bir şekilde filizlenmeye başlayan yaşamı söndürür.
Yıldızın büyüklüğü ve küçüklüğünün yanı sıra, yaşı da önemli. Güneş ve daha küçük yıldızlar, denge durumlarını belirli bir süre korurlar (Güneş benzeri sarı yıldızlar, yaklaşık 10 milyar yıl; daha küçük turuncu ve en küçük kırmızı cüceler trilyonlarca yıla kadar). Merkezlerindeki yakıt bittiğindeyse şişip, normal çaplarının yüzlerce katı çapta birer kırmızı dev haline gelip yakınlarındaki gezegenleri yutarlar. Dolayısıyla uzaylı kardeşlerimiz için bakacağımız yerler, “orta yaşlı” orta büyüklükte yıldızların yakınları olacak.
İş tabii, bununla da bitmiyor: Yıldızların bulundukları yer de önemli. Yıldızlar gökadalar içinde bulunur. Gökadalar da çeşit çeşit. Elips biçimli dev gökadalar, genellikle sarmal gökadaların birleşmesi sonucu oluşur. Bunlar içinde yıldızlar, gökada merkezi çevresinde görece sabit yörüngelerde dönmezler, rastgele hareketleri olduğundan zaman zaman başka yıldızlarla yakınlaşırlar ve kaotik hareketleri, yıldız çevresindeki gezegenleri etkiler (Yörüngeden çıkıp uzaya savrulabilir, ya da yıldızın içine düşebilir).
Sarmal gökadalara gelince, hemen hemen hepsinin merkezinde çevresindeki herşeyi yutan dev bir karadelik ve bunların yakınlarından milyonlarca ışıkyılı mesafeye kadar fışkıran radyasyon ve madde sütunları bulunur. Bunlardan kaçınsanız bile, merkez ve çevresindeki topak biçimdeki bölgede yıldızların sıklığı. Bizim Güneşimizin en yakın komşusu 4 ışıkyılından biraz daha uzak. Yani bize olan mesafesi aşağı yukarı 40 trilyon km. Oysa, merkezi topak içinde bir ışık yılı yarıçaplı bir bölgede yüzlerce, hatta binlerce (gökadanın tam merkezinde milyonlarca) binlerce, yıldız topluca bulunuyor. Bunlardan gelen toplam radyasyonun, bir gezegendeki yaşam üzerindeki olumsuz etkilerini bir düşünün. Kaldı ki, tek sorun da radyasyon değil. Bilindiği kadarıyla Samanyolu’nda (ve büyük olasılıkla başka gökadalarda da) birbirlerinin çevresinde dolanan yıldızlardan oluşan ikili sistemler, tek yıldızlardan çok daha fazla. İkili ve daha çoklu yıldız sistemlerinin dinamiği de, gezegenlerin oluşmasına ve yaşamı destekleyecek düzenli döngülere hiç de uygun değil. Bu sistemlerdeki gezegenler, ya iki yıldızın birden dışında dolaşacak (ki, bu durumda yörünge çok uzakta olacağından) yaşam için gerekli enerjiye sahip olamayacaklar) ya da yıldızlardan bir çevresinde dolanan bir gezegen, zaman zaman öteki yıldız tarafından “çalınacak” ya da sistem dışına atılacaktır.
Merkezden uzaklaştık diyelim. Sarmal kollar da sorunlu. Yıldızların içinde oluştuğu moleküler hidrojen bulutları, genellikle sarmal kollarda toplanmış bulunuyor. Gazın kollardaki göreli bolluğu ve gökadaların çevrelerindeki cüce gökadalarla etkileşmesi sonucu sarmal kollarda büyük kütleli dev yıldızlar bol miktarda oluşur. Bunlarsa, daha önce gördüğümüz gibi hem yaşamları süresince, hem de yaşamlarını noktalayan süpernova patlamalarıyla yakınlarındaki (100 ışıkyılına kadar uzaklıktaki) normal yıldızların çevresindeki gezegenlerde ortaya çıkmış olabilecek yaşama zarar verirler.
Dolayısıyla gökbilimciler, tıpkı bireysel yıldızların çevresinde, olumlu koşullar içeren uzaklıkta bir “yaşam kuşağı” olduğu gibi, gökadalar için de, yaşamı destekleyecek koşulların bulunabileceği sınırlı genişlikte bir yaşam kuşağı olabileceğini, bu bölgenin dışında kalan büyük bölümün yaşama elverişkli olmadığını düşünüyorlar.
Bu durumda anlaşılıyor ki, uzaylıların, hele hele gelişmiş uygarlıklar kurabilecek kadar akıllıu olanların varlığı, binbir rastlantının bir araya gelmesine bağlı. Bu kadar faktörün de bir arada bulunması kolay değil. Gelgelelim evrenimiz de küçük bir yer değil. Herbiri milyarlarca yıldız içeren en az 2 milyar kadar gökada bulunduğu sanılıyor. Böyle olunca da, dakika başı bizi “uçan daireleriyle!”, “UFO’larıyla!” ziyaret edecek kadar yakın ve çok sayıda olmasalar da akıllı uzaylıların varlığı güçlü bir olasılık.

6-Samanyolu’nu nasıl oluyor da görüntüleyebiliyoruz?

Samanyolu dev bir gökada. Yalnızca görünen (yıldızlarla ışıyan) diskinin çapının 100,000 ışık yılı olduğu hesaplanıyor. Ve gökadamızda en az 100 milyar yıldız bulunduğu düşünülüyor. Bu diskinse, ışımadığı için göremediğimiz bir karanlık maddeden oluşan, çok daha büyük kütlede bir karanlık hale ile çevrilmiş olduğu sanılıyor.
Peki biz Samanyolu’nun fotoğrafını nasıl çekiyoruz? Teknolojimizin, araçlarımızı Güneş Sistemi’nin dışına kadar gönderebileceğimiz noktaya geldiği doğru. Samanyolu gökadasının dışına çıkıp fotoğrafını çekmemizin yüzyıllarımızı alacağıysa doğru değil. Bize en yakın yıldız, Alfa Centauri üçlü yıldız sisteminin bir üyesi olan Proxima Centauri. Bize uzaklığıysa yaklaşık 4 ışık yılı. Yani Kabaca 40 trilyon km. Bizim bu günkü teknoloji düzeyimizle bu en yakın komşumuza bile yolculuğun ON BİNLERCE YIL alacağı hesaplanıyor. Güneş’in Samanyolu merkezinden uzaklığı, yaklaşık 26.000 ışık yılı. Yani gökada dışına çıkıp resmini çekebilmemiz için 24.000 ışıkyılı yol gitmemiz lazım. Bunun için ne kadar süre gerektiğini varın siz hesaplayın. O halde Samanyolu’nu gece gökyüzünde nasıl görüyoruz? Samanyolu, sarmal bir gökada. Birbiri üzerine kıvrılmış üç tane sarmal kolu var. Bu kolların adları Orion (Avcı), Perseus (Kahraman) ve Sagittarius (Yay). Bizim Güneşimiz, Orion sarmal kolunun iç kısmında (Merkeze bakan tarafında) yer alıyor. Merkez, Samanyolu’nun gökyüzünde belirgin olduğu Yaz aylarında Güney ufku üzerinde Sagittarius (Yay) takımyıldızı (Çaydanlığa benzeyen ) yönünde bulunuyor. Bizim gördüğümüz Samanyolu görüntüleri, içeriden, yani sarmal kolun ve kalın gaz ve toz bulutlarıyla perdelenmiş merkez bölgesinin görüntüleri. Gökadanın dışına çıktığımızda (!) göreceğimiz görüntüyse, gökadaya tepeden mi, yoksa yandan mı baktığımıza göre değişir. Teleskoplarla gökyüzü incelendiğinde bazı sarmal gökadaları, tıpkı bir tekerleği tabanından görüyormuşuz gibi uzun bir ışık çizgisi halinde, kiminiyse bir fırıldak gibi görürüz.

7-Samanyolu’ndaki karadelik hakkında bilgi verir misiniz?

Samanyolu’nun merkezinde’de dev bir karadeliğin bulunduğu doğru. Çekim gücünden, 2,6 milyon Güneş kütlesinde olduğu hesaplanıyor. Yani 3 milyona yakın Güneş’in kütlesinden oluşan karadeliğin olay ufku, yalnızca bizim Güneş Sistemimizin çapı kadar. Karadelikse bu olay ufkunun merkezinde bir noktacık. Ancak, karadeliği doğrudan göremiyoruz. Çünkü olay ufkunun içine düşen hiçbir şey, hatta ışık bile, bir daha dışarı çıkamıyor. Gerçi Hawking Işıması denen bir süreçle kütle yitiriyor, ama bu dev kütleli bir karadelik için trilyonlarca yıl süren bir süreç. O halde karadeliklerin varlığını nasıl belirliyoruz? Yuttukları maddenin yaydığı ışınımdan. Karadeliğin muazzam çekim gücüne yakalanan gaz ve toz bulutlarıyla yıldızlardan çaldığı madde, karadeliğin olay ufkunun içine düşmeden önce karadelik çevresinde bir disk halinde dönmeye başlıyor (Suyun, lavabonun deliğinde kaybolmadan önce oluşturduğu girdap gibi). Disk içinde dönen ve karadeliğe yaklaştıkça ışık hızına yakın hızlar kazanan parçacıklar, birbirlerine sürtünerek milyonlarca dereceye kadar ısınıyor ve güçlü X- ışınları yayıyorlar. Biz de karadeliklerin varlığını, etraflarındaki yıldızların olağanüstü dönme hızlarından ve eğer “gıda” yakaladıysa, karadelik çevresindeki diskten yayılan X-ışınlarından, yani dolaylı yoldan belirliyoruz. Samanyolu’nun merkezinden gelen bu ışınımı, Chandra ve Newton XMM gibi X-ışını uzay teleskopları belirlemiş bulunuyor

8-Uzay boşluğunda dünya ve gezegen dışında neler var?Yıldızlar nasıl oluştu?

Uzay boşluğunda herşeyden önce yıldızlar var tabii, gezegenler (Dünya dahil) yıldızların oluşum artıkları ve her yıldızın çevresinde oluşmuyor.

Evren, bildiğimiz gibi Büyük Patlama dediğimiz olayla ortaya çıktı. Hidrojen ve helyum elementleri, bu büyük patlamada oluştu. Boşluktaki bu madde, evrenin içinde kütleçekiminin görece daha yoğun olduğu bölgelerde toplanarak, geniş boşluklarla ayrılan bir ağ görünümü aldı. Evren yaklaşık bir milyar yaşına geldiğinde, bu ağın "iplikçiklerinin" kesişme noktalarında milyarlarca Güneş kütlesindeki dev moleküler hidrojen bulutlarının bazı bölümleri kütleçekim dengesizlikleri nedeniyle çöktü ve ilk yuıldızlar oluştu. Bunların Güneşimizden 100 ile 1000 kat daha kütleli dev yıldızlar olduğu düşünülüyor. Yıldızlar, kendilerini oluşturan gazın muazzam kütleçekim etkisiyle
merkeze çökmesini dengelemek için merkezde hidrojen atomu çekirdeklerini füzyon tepkimeleriyle birleştirerek daha ağır elementlere dönüştürürler, önce helyum sonra karbon, sonra oksijen vb. gibi. Bu birleşme sonucu ortaya çıkan enerji karşı bir basınç oluşturarak kütleçekimini dengeler.
Güneşimiz, orta büyüklükte bir yıldız. Dolayısıyla bu denge durumu yaklaşuık 10 milyar yıl kadar sürer. Çok daha küçük yıldızlarda denge trilyonlarca yıl sürebilir. Ama dev kütleli yıldızlar, çok daha büyük olan kütleçekim baskısını dengeleyebilmek için merkezlerinde çok daha büyük miktarlarda yakıt yakarlar. (yani hafif çekirdekleri, daha ağır çekirdeklere dönüştürürler) (Bir fikir vermesi için belirtelim, standart olarak aldığımız Güneş'in merkezinde her saniye birkaç milyar ton
hidrojen helyuma dönüştürülüyor) Dev yıldızlar, bu nedenle merkezlerindeki yakıtı çok kısa sürede (yalnızca birkaç milyon yılda) tüketirler. Dev yıldızların merkezlerinde hidrojen tümüyle helyuma
dönüşünce, bu kez helyum atomları birleşip karbon oluşturmaya başlar, daha sonra oksijen vb. Bu tepkimeler demir sentezine kadar sürer ve merkez tümüyle demirle dolunca durur. Çünkü demir atomlarının birleşmesi için, bu birleşmenin üreteceğinden daha fazla enerji gerekir. Füzyon
tepkimeleri durunca, yıldızın kütleçekim basıncını dengeleyecek bir karşı kuvvet de kalmaz ve merkez bölgesi (Birkaç Güneş kütlesi büyüklüğünde) saniyenin küçük kesirleri kadar bir süre içinde çökerek, yaklaşık 20 km çaplı bir nötron yıldızına ya da neredeyse sonsuz yoğunlukta bir noktacık olan bir karadeliğe dönüşür. Çökmenin oluşturduğu şok dalgası yıldızın dış katmanlarındaki hidrojeni ve merkezde oluşup dış katmanlara yayılmış olan daha ağır elementleri (gökbilim dilinde hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementlere metal deniyor) süpernova denen muazzam bir patlamayla uzaya saçar. uzayda yol alan şok dalgası ayrıca bu saçılmış elementleri daha da sıkıştırarak daha ağır metaller oluşmasına yol açar, kurşun, altın uranyum vb. Tüm bu metaller de uzaydaki hidrojen bulutlarıyla karışarak yeni yıldızlar için hammadde oluşturur. Böylece, her kuşak yıldızı oluşturan madde, hidrojenin dışında giderek artan ölçüde ağır metal içerir. Yeni bir yıldızı oluşturmak üzere çöken bir bulut, oluşmakta olan yıldızın dönüş hareketi nedeniyle bir disk haline gelir hidrojen ve daha ağır elementlerin oluşturduğu bu disk içinde, ağır elementler, kayaç gezegenleri ve üzerlerindeki canlı varlıkları, hidrojen ve buz da Jüpiter ve benzerleri gibi dev gaz gezegenlerini oluştururlar.
İşte yıldızları oluşturdık, gesegenleri de... Peki sonrası?Sonra bu yıldızların bir arada oluştuğu kümeler önce küçük, daha sonra da büyük gökadaları oluştururlar. Samanyolu oldukça büyük, dev bir
gökadadır. Çok büyük bir yüzdesi Güneş'ten küçük olan en az yüz milyar yıldızdan oluştuğu düşünülüyor. Bu gökadalar, birbirlerine kütleçekimiyle bağlı gökada kümelerini, bu kümeler de bir arada, binlerce gökadadan oluşan dev süperkümeleri meydana getirirler. Evren de böyle süperkümeler halinde dağılmış en az 100 milyar gökada bulunduğu sanılı nş bir araya gelerekuıçoğunluğu En az yüz milyar gökada olması gerektiği hesaplanıyor.Bütün bu parlak gökadalar, ışıyan ve dolayısıyla görülebilen, tanıdığımız, bildiğimiz normal maddeden oluşuyor. Oysa bu normal madde, evrende bulunması gereken maddenin ancak yüzde dördü kadarını oluşturuyor. Bunun da anlamı, evrende var olan maddenin çok büyük kısmının, tanımadığımız, görülmeyen, maddeyle kolayca etkileşmeyen ve
varlığı ancak kütleçekimiyle hissedilen dolayısıyla da "karanlık madde" diye adlandırılan gizemli bir madde olması.
Evreni yine dolduramadık. Çünkü görüleni ve karanlığıyla birlikte tüm madde de evrendeki enerji yoğunluğunun ancak yüzde 20-30'unu meydana getiriyor. Evreni asıl dolduranın, kütleçekimine ters bir etki yapan (itici) bir boşluk enerjisi olduğu düşünülüyor. (kozmolojik sabit, beşinci kuvvet ya da kısaca karanlık enerji) diye adlandırılan bu enerjinin niteliği çokl iyi bilinmiyıor. Ancak, kozmolojik gözlemler, evrenin artan bir hızla genişlemesinden bu8 enerjinin sorumlu olduğunu
gösteriyor

9-Dünya'ya en yakın yıldız hakkında ne biliyoruz?

Dünyamıza, daha doğrusu Güneş'e en yakın komşu, Alfa Centauri adlı, ortak bir çekimn meerkezi çevresinde dolanan bir üçlü yıldız sistemi. Dünya'ya uzaklığı 4,2 ışıkyılı (Yani, yaklaşık 40 trilyon km) . Sistemin en büyük bilelşeni olan Alfa Centauri A, Güneş'e benzeyen, onun gibi G
sınıfından (sarı) bir yıldız. Alfa Centauri B, Güneş'ten biraz daha küçük (ve soğuk) turuncı bir yıldız. Sistemin en küçüğü olan Proxima Centauri ise bir kırmızı cüce.

10-Neden geceleri uzaktan gördüğümüz şehir lambaları yanıp sönüyor gibi görünürler?

Yıldızları de yanıp söner gibi görmemizle aynı nedenden. Atmosferdeki moleküllerin sürekli hareket halinde olması nedeniyle.

11-Halley Kuyruklu Yıldızı kaç yıl süre aralıkla gözlenir?

Halley Kuyrukluyıldızı'nın periyodu yaklaşık 76 yıldır. Ancak, bu süre kuyrukluyıldızın her dönüşünde, Güneş Sistemi'ndeki gökcisimlerinin kütleçekim etkisine göre değişir. Kuyrukluyıldız, en son 1986'da bizim yakınımızdan geçti. Bir sonraki geçişi, 2061'de olacak.

12-Gökyüzü neden mavi ve güneş batarken ufuk neden turuncu renge bürünüyor?

Güneş ışınları, görebildiğimiz tüm renkleri içerir. Atmosfer, Güneş'ten
gelen mavi ışığın, öteki renklere oranla daha fazla saçılmasına yol açar.
Bunun nedeni, mavi ışığın atmosferdeki moleküllerle daha fazla
çarpışmasıdır. Saçılan mavi ışık, atmosferin mavi renkte parlamasına yol
açar.

Güneş, ufka yakın olduğunda Güneş ışınları atmosfere yatay olarak girer ve
daha fazla yol kateder. Bu sırada, ışığın büyük bölümü soğurulur. Mavi ışık,
öteki renklere oranla daha fazla soğurulduğundan, Güneş kırmızı bir renk
alır. Eğer havada pus veya ince bulutlar varsa, Güneş'in eğik gelen ışınları
bunlardan yansır. Yine, yerden yansıyan kırmızı ışık da gökyüzünün kırmızı
bir renk almasına yol açar.

12-Evrenimiz,bir başka evren ile komşu ya da bu evrenin içinde olabilir mi?

Paralel evrenler, ya da çoğul evrenler, köpük evrenlerb vb., kozmolojide
sıkça formüle edilen bir düşünce. Özetle ortak çıkış noktaları şu:
Büyük Patlama, 14 milyar yıl önce dört temel doğa kuvvetinin
(kütleçekimi, zayıf ve şiddetli çekirdek kuvvetleri ve elektromanyetizm)
birbirinden ayrışmasıyla nasıl bizim evrenimizi sonsuz yoğunlukta ve
sıcaklıkta bir noktadan oluşturduysa, boşluktaki kuantum dalgalanmalar,
tıpkı sabunlu suya batırılmış bir süngerin üzerinde oluşan baloncuklar
gibi sayısız evren oluşturuyor olabilir. Bunların içinde geçerli olan
fizik kuralları da bizimkinden farklı olabilir. Bu başlangıç koşullarına
göre, kimi hemen geri çökmüş, kimi genişlemesini sürdürüyor olabilir. Bu
kuarmalardaki ortak diğer bir nokta da bu çoklu evrenlerin iç içe
olamayacakları. Kuramlarda evrenlerin temas etmelerinin şiddetli
patlamalarla klendini belli edeceği görüşü yaygın. Bu kuramların en
yenisi, zar evrenler diye de adlandırılan ve yalnızca kütleçekiminin
duyduğu ek bir boyutta yüzen bizimki gibi dört boyutlu (üç uzay ve bir
de zaman boyutu)iki "düz" evrenin sürekli salınımı "ekpirotik evren"
denen bu modelde uzay-zamanda salınan iki zar evren periyodik olarak
birbirine yaklaşıyor, çarpışıyor, yaylanarak uzaklaşıyor, sonra
kütleçekimin etkisiyle yeniden yakınlaşmaya başlıyor, yeniden çarpışıyor
ve uzaklaşıyor. Bu döngü, sonsuza kadar böyle sürüp gidiyor. Kurama göre
iki zar evrenin her çarpışması, bizim standart kozmoloji modelimizdeki
Büyük Patlama'ya karşılık geliyor.
Bu konuda daha ayrıntılı bilgilere, arşivden Bilim ve Teknik Ağustos
2002 sayısında (Evren Kuramları) ulaşabilirsiniz.

13-Bilimsel olarak big bang öncesiyle ilgili neler bilinmektedir?

Big Bang yani Büyük Patlama öncesiyle "bilimsel" olarak bir şey söylemek mümkün değil, çünkü bilimi yani bildiğimiz fizik kurallarının geçerli olduğu koşulları Büyük Patlama oluşturmuş bulunuyor. Büyük Patlama öncesi, fizikte "tekillik" diye adlandırılan ve bildiğimiz fiziğin geçerli olmadığı bir durum. Tıpkı karadeliklerdeki "tekillik" noktasında olduğu gibi. Ama büyük patlama öncesiyle ilgili "spekülasyon" yapmak mümkün ve yapılıyor. Bazı spekülatif kuramlar, çok sayıda büyük patlamalarla çok sayıda evrenin sönüp şişen balonlar gibi ortaya çıktığını öne sürerken yeni bazı kuramlar da büyük patlamanın aslında 5 boyutlu bir uzayda birbirine paralel iki zar evrenin salınımı sonucu periyodik olşarak meydana geldiğini öne sürüyor. Daha ayrıntılı bilgi için Bkz: "Evren Kuramları",Bilim ve Teknik, Sayı 417 (Ağustos 2002) s:38.

14-Bir karadelik kendi olayufkundan daha geniş bir yıldızı yutabilir mi?
Merak konusu olan, Güneş'ten hayli büyük bir yıldızın kısa ömrünü tamamlayıp çökmesi sonucu oluşan "yıldız kütleli karadeliğin" sofra adabı anlaşılan. Çünkü gökadaların merkezlerinde milyonlarca, hatta milyarlarca Güneş kütlesindeki karadelikler için bir yıldızın ufak bir
lokma olduğu açık.
Ancak, yıldız kütleli karadelik bile, olay ufkundan çok büyük bir lokmayı yutabilir. Nasıl mı? İyice çiğneyerek! Genellikle ikili yıldız sistemlerinde (ortak bir kütleçekim merkezi çevresinde dolanan iki ya da daha çok yıldızdan oluşan sistemler, gökadamızda ve büyük olasılıkla öteki gökadalarda da tek yıldızlardan çok daha fazla) büyük bir yıldızın ölümüyle oluşmuş karadelik, eşinden kütle çalmaya başlar. Eş yıldızdan çalınan gaz kütlesi karadelik (olay ufku) çevresinde bir disk oluşturur. Hızla dönüp ısınan (ve X-ışınlarıyla karadeliğin varlığını belli eden) bu diskin iç kısımlarından kopan gaz kütlelelri parça parça olay ufkunu geçerek karadeliğin içine düşerler. Yani, bir karadeliğin eşini yemesi çok ağır seyreden bir süreçtir.

15-Uzayda başka bir gezegende su veya bir canlılık belirtisi bulundu mu?

Su deyince sıvı haldeki suyu kastediyor olmalısınız. Sıvı suyun, Dünya dışında yüzeyinde izlerinin göründüğü tek gezegen, şimdilik Mars. Mars'ta suyun yanında eskiden mikroorganizmaların da yaşamış olduğuna inanan bilimadamları da var. Ancak gerek su, gerekse de mikroskopik yaşam, Mars'ta milyarlarca yıl önce var olmuş. Son dört milyar yıldır Mars'ın üzerinde canlı (ve sıvı su) tutamayacak kadar soğuk ve kuru olduğu düşünülüyor. Son yıllarda Güneş Sistemimiz dışında da 100'ü aşkın gezegen belirlenebilmiş bulunuyor. Ancak bunlar, doğrudan gözlemlenerek değil, yıldızlarının dönüş hareketi ve ışığı üzerinde yaptıkları dolaylı etkilerle belirleniyor. Yani, okadar uzak mesafelerde bu gezegenlerin bırakın yüzeylerini, yansıttıkları ışıklarını bile görebilmek mümkün
değil. Dolayısıyla üzerlerinde sıvı su ya da yaşam bulunup bulunamadığı konusunda kesin bir çıkarımda bulunamıyoruz. Ancak, bulguuları, gezegen oluşum modelleriyle karşiılaştırarak bazı sonuçlara ulaşabiliyoruz. Örneğin, bu yıldızların çoğu hayli büyük kütleli gaz devleri. Yarım ila
20 Jüpiter kütlesi arasında değişiyorlar. Jüpiter'in atmosferinde bir miktar su (buhar halinde) bulunduğuna göre, ola ki bunların atmosferlerinde de su buharı olabilir. Yaşama gelince: Bu gezegenlerin büyük çoğunluğu, yıldızlarına çok yakın, bir kısmı da çok uzak yörüngelerde dolanıyorlar. Oysa, yaşamın (en azından bizim tanıdığımız biçiminin) var olabilmesi için sıvı su, ayrıca görece ağır elementler (kayaç gezegenleri ve üzerinde yaşayan bizleri oluşturan silikon, karbon, demir vb) gerekli. Bunların bulunması ve gezegenin yaşam için uygun sıcaklıkta olabilmesi için gezegenin yıldızına ne kavrulacak kadar yakın, ne de donacak kadar uzak olması gerekiyor. Yani yaşam bölgesi denen bir yörünge uzaklık aralığında olması lazım. (Bu konuda ayrıntılı açıklamaları TÜBİTAK Bilim ve Teknik Dergisi'nin Ocak 2003 sayısında ve "Dünya Dışı Yaşam" konulu Yeni Ufuklara ekinde bulabilirsiniz).
Önümüzdeki yıllarda çok büyük (100 metre bileşik ayna çaplı)teleskoplar ve uzaya gönderilip girişim (interferometri) tekniğiyle çok uzaklardaki çok küçük hedefleri (gezegenleri) gözlemleyebilecek uydu
dizgeleri tasarlanıyor. Bunlar aracılığıyla, gaz devlerinin ardından Dünya boyutlareındaki kayaç gezegenlerin de belirlenmesinin ve en azından atmosferlerinin tayflarının ölçülüp içerdikleri maddenin kısmen de olsa anlaşılmasının mümkün olacağı belirtiliyor. Örneğin, Dünyamızı ele alalım. Bilimadamları, Aralık 2002'de açıkladıkları bir deneyde Dünya'nın Ay üzerine düşen ışığında (yeni ay
sırasında Ay diskinin karanlıkta kalan çok büyük kısmı üzwerindeki belli belirsiz ışık ya da teknik terimiyle Albedo) bitkilerin fotosentezle ürettikleri klorofil maddesinin (yani yaşamın) imzasını belirlediler.

16-Uzay bilimcileri uzayda keşfetdikleri yıldız yada gezegenleri nasıl ayırt ediyorlar ve yıldızlardaki bileşenleri kğ ve m3 ne kadar hesaplıyabiliyor bunun nasıl olduğunu asıl sorum 2,3 milyar ışık yılı uzaklıkdaki bir gezegen yada yıldızı bulabilmelri için oraya gönderilen ışığın dönmesi gerekmezmi buda doğal olarak 2,3 milyar ışık yılı denektir ordaki gezegen ve yılızları nasıl tespit ediyorlar.

Uzaklardaki yıldız ya da gezegenleri ayırt etmek için onlara Dünya'dan ışık göndermek gerekmiyor. Gökbilimciler, yıldızlardan gelen ışığı inceleyerek onun uzaklığı ve niteliklerini belirliyorlar.
Yıldızların kütlesi, renklerinden belirleniyor. Yıldızların kütleleriyle yüzeylerinin sıcaklığı (dolayısıyla renkleri) arasında doğrudan bir ilişki var. Örneğin Güneş'ten çok daha büyük yıldızlar, muazzam kütleçekim baskısını dengeleyebilmek için merkezlerinde çok daha yoğun
biçimde hidrojen yaktıkları (füzyon tepkimeleriyle birleştirdikleri) için, yüzey sıcaklıkları da Güneş'inkinden çok daha yüksek oluyor. Bu sıcaklıktaki yüzeyleri de mavi görünüyor.
Bu yolla yıldızlar, büyükten küçüğe (ve dolayısıyla sıcaktan soğuğa) doğru "O" ve "B" (mavi), "A" (beyaz) "F" (sarı-beyaz), "G" (sarı) "K" (turuncu cüce) ve "M" (kırmızı cüce) olmak üzere yedi ana sınıfa ayrılıyorlar. Bunlar da kendi içlerinde küçük farklılıklara göre 10 alt kategoriye ayrılıyor. Örneğin Güneş, yüzey sıcaklığı 5600 derece olan G2 sınıfı bir sarı yıldız.Yıldızdan gelen ışıktaki tayf çizgileri, yıldızın yüzeyinin kimyasal bileşimini, bir başka deyişle yıldızı oluşturan elementlerin çeşidi ve bolluğunu gösteriyor. Büyük patlamada oluşmuş hidrojen ve helyum
dışındaki öteki elementler, yıldızların merkezlerindeki nükleer tepkimeler, yıldız katmanlarında nötron yakalanması ya da süpernovaların şok dalgalarıyla parçacık kazanımı gibi süreçlerle ortaya çıkıyor. Yıldızların ölümüyle uzaya saçılan bu elementler yeni yıldızları oluşturacak gaz ve toz bulutlarına karışıyor ve yeni kuşak yıldızlar giderek daha fazla oranlarda bu elementleri de içeriyorlar. Yıldızın ışığını inceleyen gökbilimciler bu elementlerin varlık ve bolluğundan yıldızın yaşı ve hangi evrim noktasında bulunduğunu, bileşenlerin oranlarını hesaplayabiliyorlar.
Mesafeyi belirlemek için "standart ışık kaynakları" denen cisim ya da süreçlerden yararlanılıyor. Örneğin, eğer gözlenen yıldızın içinde bulunan gökada görece yakınsa, yani içindeki yıldızlar güçlü
teleskoplarla teker teker gözlenebiliyorsa, gökbilimciler parlaklıkları düzenli değişimler gösteren "değişken yıldızları" izleyerek gökadanın uzaklığını belirleyebiliyorlar. Çünkü bu değişkenlerin parlaklıklarındaki değişim periyodu, yıldızın kütlesi (dolayısıyla
sıcaklığı ve rengi) ile yakından ilişkili. Bu durumda değişim periyodundan bir yıldızın kütlesi hesaplanıyor. O kütledeki her yıldızın görünür parlaklığının aynı olması gerekir. O halde belli periyottaki bir değişken yıldızın parlaklığı ne kadar düşükse, bizden o kadar uzak
demektir. Uzaklığı bilinen gökadalardaki değişkenlerle karşılaştırılarak başka gökadaklardaki değişkenlerin uzaklığı da bu yolla hesaplanabilir.
İçindeki yıldızlar teker teker belirlenemeyecek kadar uzak olan gökadaların mesafesiyse, içlerinde meydana gelen özel bir tip süpernova patlaması sayesinde belirlenir. Tip Ia denen bu süpernova, Güneş'ten çok daha büyük yıldızların yaşamını noktalayan öteki türden (Tip Ib, Ic, tip
II) süpernovaların aksine, Güneş benzeri bir yıldızın ölüm artığı olan bir "beyaz cüce" yıldız üzerinde meydana gelir. Dış katmanlarını yavaşça uzaya salmış olan yıldızın sıkışmış ve açıkta kalmış merkezinden başka birşey olmayan, yaklaşık yarım Güneş kütlesinde ve Dünyamız boyutlarında
beyaz cüce, ikili bir yıldız sistemindeki eşinden, ya da bazen yakınlarından geçen bir başka yıldızdan kütle çalmaya başlar. Üzerine yığılan bu maddeyle beyaz cüce'nin kütlesi 1.4 Güneş kütlesine yaklaşınca Tip Ia süpernovası tetiklenir ve tüm yıldız zincirleme bir
nükleer tepkime ile birkaç saniye içinde yok olur. 1 milyar Güneş parlaklığındaki bu patlama, milyarlarca ışıkyılı uzaklıktaki gökadalarda bile kolaylıkla saptanabilir. Hep aynı mekanizma ve aynı kütle birikimi sonucu tetiklendiğinden Tip Ia süpernovalar aynı parlaklıkta ışık
yayarlar. Bu ışığın kırmızıya kayma (uzayın genişlemesi nedeniyle, bizden uzaklaşan cisimlerin ışığındaki dalga boylarının, kırmızı ışık dalga boylarına doğru yer değiştirmesi) derecesinden de, içinde patladığı gökadanın bizden uzaklığı hesaplanır.
Uzaklık hesaplamada kullanılan bir başka standart kaynak da, kütleçekim mercekleri. Büyük gökada kümeleri, karadelikler gibi güçlü kütleçekimine sahip cisimler, uzay-zamanı büktüklerinden tam arkalarında bulunan ve bizim göremediğimiz bir gökadadan çıkan ışık fotonları, bu bükülen
dokuyu izleyerek bölünürler ve perdeleyen çekim merkezi çevresinde birden çok görüntü oluştururlar. Bu görüntülerin biçimleri ve bunlardan gelen fotonların bize ulaşmalarındaki zaman farklarından, kaynağın mesafesi hesaplanabilir.
Gezegenlere gelince: Bunlar ışık yaymadıkları, ve yıldızlarından yansıttıkları ışık da yıldızın kendi güçlü ışığınca perdelendiğinden, günümüz teleskoplarıyla bunları belirlemek olanaksız. Ancak bunlar, çevresinde döndükleri yıldızın dönme hareketi üzerindeki etkilerinden ya da önünden geçtikleri sırada izlediğimiz yıldızın ışığında meydana getirdikleri çok küçük bir azalmayla (perdeleme nedeniyle), yani dolaylı yollarla belirlenebiliyorlar. Bu etkilerden gezegenlerin kütleleri, yıldıza olan uzaklıkları ve yörünge periyodları da hesaplanıyor.

17-Dünyamız kaç yaşında?

Dünyamız, yıldızı olan Güneş'le birlikte oluştuğu için, yaşı da onun kadar; yani, yaklaşık 4,6 milyar yaşında..

18-Uzayda ışık saçan güneş ve yıldız olduğu halde neden orası siyah ya da neden pembe değilde siyah?Uzayın sınırı nerde?

Yıldızların ve parlak gökadaların varlığına karşın uzayın siyah olmasının nedeni, çok geniş olması ve giderek artan bir hızla da genişlemesi. Gerçi biz gökyüzünde çıplak gözle yalnızca 7-8 bin yıldız görebiliriz, ama birbirine kütleçekimiyle bağlı en az 100 milyar yıldızdan oluşan bir gökadanın (Samanyolu'nun) içinde yaşıyoruz. Evrende bu gökadalardan 200 milyar kadarının bulunduğu hesaplanıyor. Gene de bu kadar yıldız, evrenin toplam enerji içeriğinin çok küçük bir bölümünü
oluşturuyor. Tüm gökadalardaki normal (atomlar ve alt parçacıklarından oluşan) madde, evrenin dan ışıma yapabilen, madde madde normal madde (ışıyan madde)toplam enerjinin ancak %4'ünü meydana getiriyor. Karanlık madde diye tanımlanan ve henüz gözlen memiş, nitelikleri bilinmeyen
ancak varlığını kütleçekimiyle belli eden bir madde türüyse, toplam enerjinin %23'ünden sorumlu. Evrendeki enerjinin geri kalanınıysa, kütleçekiminin tersine itici bir etkisi olan gizemli bir "karanlık enerji"nin oluşturduğu ve son birkaç milyar yıldır evrenin giderek
hızlanan genişlemesinden sorumlu olduğu, son gözlemlerle ortaya çıkmış durumda. Gene son gözlemler, evreni yaratan Büyük Patlama'nın bundan 13,7 milyar yıl önce meydana geldiğini gösterdi. Bu durumda evrenle ortaya çıkan ışınım, ışık, yaklaşık 14 milyar yıldır her tarafa yayılıyor. Evreni bir
küre gibi düşünecek olursak, bu durumda görünebilen (ışığın varabidiği) evrenin çapının 27-28 milyar ışıkyılı olduğu sonucunu çıkarabiliriz. Bir ışıkyılı, bildiğiniz gibi boşluktaki hızı saniyede 300 000 km olan ışığın bir yılda aldığı yol (yaklaşık 10 trilyon km).

19-Ay tutulması, batıda doğudakine oranla niye daha erken saatlerde gözleniyor?

Ay tutulmaları, tüm gözlemcilere göre hemen hemen aynı anda gerçekleşir. Yani, yeryüzünde tutulmanın gözlenebildiği bölgelerde herkes tutulmayı aynı anda görür. Gözlemcilerin kaşılaştıkları saat farkıysa, yerel saat farkıdır. Bu gibi sorunlarla karşılaşmamak için, gök olayları genellikle evrensel saate (ya da Greenwich saatine) göre verilir.

20-Yengec ve Oğlak dönencelerine neden bu isimler verilmiştir? Yengeç ve Oğlak takım yıldızlarıyla alakası varmı?

Evet, dönencelerin adlarının bu iki takımyıldızla ilişkisi var. Şöyle ki:
Bir zamanlar, Yaz gündönümünde, Güneş ışınları Oğlak dönencesine dik
geldiğinde, Güneş Oğlak Takımyıldızı'nda; kış gündönümünde de Yengeç
dönencesine dik geldiğinde Yengeç Takımyıldızı'nda bulunuyordu. Ancak, bu
durum günümüz için geçerli değil. Yaklaşık 2000 yıl öncesinden kalma bir
durum. Örneğin, kış gündönünümde Güneş Yay Takımyıldızın'da bulunur. Bu,
Dünya'nın eksenindeki ve yörüngesinde zaman içinde meydana gelen
değişimlerden kaynaklanıyor.

21-Yaz mevsiminde Ay neden 23-24 saatlerinde batıyor ve batarken kızıllaşıyor?

Ay, Dünya'nın çevresinde yaklaşık 29 günde bir dolanır ve buna bağlı olarak gökyüzündeki konumu sürekli değişir. Bu nedenle, uydumuz Ay her gün ortalama 50 dakika erken doğar. Ay'ın herhangi bir mevsimde her gün aynı saatte doğduğunu ya da battığını söylemek yanlış olur.

Ay'ın batarken kızıl görünmesi, atmosferden kaynaklanır. Ay ya da Güneş batarken, onlardan gelen ışınlar daha kalın bir atmosfer katmanını geçer. Özellikle havanın kirli, tozlu ya da nemli olduğu durumlarda, mavi ışık atmosferde daha fazla saçılır. Ayrıca, kalın bir atmosfer katmanını geçen
ışınlar daha fazla soğurulur. Bu da, Ay'ın ve Güneş'in, batarken (ya da doğarken) daha sönük ve kırmızı görünmesine yol açar.

22-Uzayda dikilen bir bayrak dünyadaki gibi dalgalanır mı?

Anladığım kadarıyla uzaydan kastetiğiniz, uzay boşluğu, ya da bu boşlukta yer alan, ancak atmosfer tutamayacak kadar küçük gökcisimleri: Örneğin, asteroidler ya da Ay. Bu durumda atmosfer hareketleri (yani rüzgar) olmadığı için bayrak da dalgalanmaz. Bu nedenle Neil Armstrong tarafından Ay'a götürülen ABD bayrağı, folyo gibi ince metalden yapılmıştı. Yoksa, bazı uyduruk senaryolarda oldugu gibi "dalgalanır" görünen Amerikan bayrağı, astronotların gerçekte Ay'a gitmeyip resmi bir stüdyo'da çektirdiklerinin kanıtı (!) değildi.
Ancak kuşkusuz uzayda atmosferi olan gökcisimleri de var. Dünyamız gibi... Buralarda bayrağın dalgalanacağından kuşku yok. Atmosferi dünyamızdan çok daha seyrek olduğu halde zaman zaman tüm gezegeni kaplayan toz fırtınalarının yaşandığı Mars'ta da bayrak dalgalanırdı. Hatta Jüpiter gibi saatte 400-600 km hızda fırtınaların olduğu Jüpiter'de bayrak, tümüyle parçalanmadan ;
önce çok kısa bir süre için dalgalanabilirdi...

23-Güneş’in asıl renginin yeşil mi?

Güneş, gözümüzün algıladığı tüm dalgaboylarında ışıma yapar. Yani, Güneş ışığı tüm renkleri içerir. Bu nedenle, güneş’in ışığı beyazdır. Ancak Güneş, sarı-yeşil renkli algıladığımız dalgaboylarında en yüksek ışıma yapar. Ancak, bu farkı algılayabilmemiz zordur. Atmosfer, mavi ışığı saçar, bu da Güneş’in mavi ışınımının küçük bir bölümü yeryüzüne ulaşamaz. Bu da Güneş’i tam olarak beyaz değil, sarımsı görmemize neden olur. (Not: Güneş’e kesinlikle bakmayın. Kısa süre için bile bakmak, gözde kalıcı hasara neden olabilir.)

24-Havanın olmadığı yerde buzlanma olur mu? Olmazsa uzak gezegenlerde neden buzlaşma var?

Suyun buz haline gelmesi, havayla değil, sıcaklıkla ilgili olan bir olgu. Bu nedenle, yalnızca uzak gezegenlerin üzerinde degil, gezegenlerarası hatta yıldızlararası boşlukta da bulunabiliyor

25-İçinde havanın olduğu yerçekimsiz bir ortamda yangın çıkarsa, alevler dağılır mı ya da yine aynı yerde mi kalır?

1997 yılında Mir uzay istasyonunda çıkan yangın, ağırlıksız ortamlarda da yangının ciddi bir tehdit olabileceğini gösteriyor. Bu nedenle NASA, bu ortamlarda ateşin yanması konusunda yapılan temel araştırmalara hız verdi. exploration.grc.nasa.gov/combustion/web/faq.htm adresinde bu araştırmalar konusunda detaylı bilgi alabilirsiniz. Burada önemli gördüğüm birkaç nokta üzerinde durarak sorunuzu cevaplamaya çalışacağım.
Uzay istasyonlarındaki ateş, yeryüzündekilerden farklı özelliklere sahip. Bu farklılığa yol açan en önemli etken, yerçekimi ile doğrudan bağlantılı olan havanın kaldırma kuvveti. Öncelikle Arşimet’in adıyla anılan kaldırma kuvvetiyle yerçekimi arasındaki ilişkiyi hatırlayalım. Yeryüzünde hava basıncının yükseklere çıktıkça azaldığını biliyoruz. Bunun tek sorumlusu, yerçekimi nedeniyle havanın sahip olduğu ağırlığı. Atmosferdeki hava, kendi ağırlığı kadar kuvveti daha aşağıdaki havaya uygulayarak bunların sıkışmasına neden olur. Yere yakın yerlerdeki hava, tüm atmosferin yükünü taşıdığından yüksek basınçlı, daha yükseklerdeki hava da atmosferin sadece kendi üzerinde kalan kısmını taşıdığından daha düşük basınçlıdır.
Arşimet’in kaldırma kuvveti de basıncın yükseklikle değişmesinden kaynaklanıyor. Havadaki herhangi bir cisme hava her yönden baskı yaparak değişik yönlerde basıncıyla orantılı kuvvetler uyguluyor. Cismin altındaki basınç, üstündekinden daha yüksek olduğu için de, cismi yukarı doğru kaldıran net bir kuvvet elde ediliyor. Eğer cismin ortalama yoğunluğu havanınkinden düşük ise (balonlarda olduğu gibi), bu durumda kaldırma kuvveti cismin ağırlığından yüksek olduğu için cisim yukarı doğru yükseliyor. Fakat burada “ısınan hava yükselir” diye özetlenen sonucu kullanmamız yeterli (çünkü ısınan havanın yoğunluğu daha düşüktür).
Uzay istasyonlarında yerçekimi olmadığından, aracın içindeki havanın basıncı her yerde aynı ve bu nedenle de herhangi bir kaldırma kuvveti oluşmuyor. Dolayısıyla ısınan havanın “yükselmesi”, daha doğru bir şekilde ifade etmek gerekirse, bulunduğu yerden başka bir yere gitmesi söz konusu değil. Bunu “uzayda yukarı diye belirli bir yön yoktur” diyerek de açıklayabiliyoruz ama temel neden kaldırma kuvvetinin yokluğu. Isınan hava sadece bulunduğu yerde genleşiyor, o kadar.
Şimdi yeryüzünde yanan bir mum düşünelim. Yüksek sıcaklık nedeniyle mumdan buharlaşan hidrokarbonlar alev olarak gördüğümüz gaz içinde yüzlerce farklı tepkime sonucu bölünerek ve oksijenle birleşerek yanmayı gerçekleştiriyorlar. Bu gaz sıcak olduğu için yükseliyor ve yerini kısmen alttan gelen havaya kısmen de mumdan sürekli buharlaşan yeni gazlara bırakıyor; böylece de mumum tipik alev şekli ortaya çıkıyor. Burada iki anahtar sonuç bizim için önemli. Birincisi, mumun alevinin yükseliyor olması, mumdan önemli miktarda ısı uzaklaştırıyor. Yani, bir anlamda mum soğutuluyor; ama bu soğutma mumun sönmesine neden olacak kadar yüksek değil. İkincisi de, yükselen alevin yerini kısmen alttan gelen hava dolduruyor. Havanın içindeki oksijen de yanmanın devam etmesi için gerekli.
Uzay istasyonlarında bu iki olay da söz konusu değil. Öncelikle, sigara ateşi örneğinde olduğu gibi “içten içe yanma” dediğimiz alevsiz yanmayı düşünelim. Yeryüzünde, ısınan havanın yükselmesi, bu tip ateşlerin soğumasını sağlıyor ve bir çok durumda da ateş, alev almadan kendiliğinden sönüyor. Buna karşın, uzayda ısınan hava ateşin etrafında kaldığı için, ateşin soğuması engelleniyor. Dolayısıyla bu tip ateşlerin daha uzun süre yandığı ve daha hızlı yayıldığı gözlenmiş. Bu nedenle uzay istasyonlarındaki en büyük tehlikelerden biri bu tip yanmalar.
Şimdi de alevli yanma durumunu düşünelim. Örneğin uzay mekiğinde bir mum yakılsa ne olur? Alevi oluşturan sıcak gazlar bulundukları yerde genleştiği için, alev, fitili çevreleyen küresel bir şekil oluşturuyor. İlk bakışta yanmanın devamı için gerekli oksijenin bu kürenin iç bölgelerine ulaşamayacağı ve dolayısıyla ateşin bir süre sonra söneceği düşünülebilir. Ama yapılan deneyler yanmanın uzun süre devam ettiğini gösteriyor (deneylerden birinde mum yarım saatten uzun yakılmış).
Bu durumda oksijen yanmanın gerçekleştiği bölgeye ulaşıyor ama değişik bir mekanizmayla: Yayınım (difüzyon) olarak adlandırdığımız, moleküllerin rasgele hareketleri sonucu oluşan dağılmaya benzer bir hareketle. Havadaki oksijen yayınımla aleve sızıyor ve karbondioksit, su gibi yanma ürünleri de yine aynı yolla alevden uzaklaşıyor. Yeryüzündeki mumdaysa, oksijen alev bölgesine taşınım (konveksiyon) dediğimiz hareketle, hava akımları yoluyla doğrudan ulaşıyordu. Yayınım, taşınımdan daha yavaş işlediği için de uzaydaki ateş daha yavaş yanıyor. Bu nedenle alev daha soğuk. (Fotoğrafta görülen mavi ışık, alevin görece soğukluğunun bir sonucu.)
Ateşin temel ısı kaybetme mekanizması ise ışıma, yani ışık (büyük oranda kızılötesi ışık) yayınlanarak yanma sonucu ortaya çıkan enerji ortamdan uzaklaşıyor. Işıma, yeryüzünde gerçekleşen taşıma yoluyla ısı kaybından daha yavaş işliyor. Kısacası, uzaydaki ateş oksijenle daha yavaş beslendiği için daha yavaş yanıyor ama aynı zamanda daha yavaş ısı kaybediyor. Böylece yanma sürekli devam edebiliyor. Bütün bunlar, vantilatör gibi aletler istasyonda hava akımları yaratıyorsa değişir (astronotların da havalandırmaya ihtiyacı var). Hava akımları, ateşi oksijenle daha çok beslediği için, ateş çok daha şiddetli oluyor. Bu da yangınları daha ciddi bir sorun yapıyor. Astronotların bu durumda ilk işleri bütün vantilatörleri kapatmakmış.
Alevi oluşturan kürenin neden belli bir çapı olduğu ve neden genişlemediğine gelince. Yanmanın gerçekleştiği gaz aslında sürekli genleşiyor ve ortama dağılıyor, ama bunlar ışıma yoluyla ısı kaybedip bir süre sonra yeteri kadar soğuyorlar. Bu aşamadan sonra da artık gözle görünür ışık yayınlamıyorlar. Yani, yanma ürünleri sürekli ortama dağılıyor ama alev olarak adlandırdığımız, görünür ışık saçan bölge her zaman aynı yerde kalıyor.

26-Güneş doğudan doğar, Dünyamız batıdan doğuya döner. Peki neden güneş tutulmaları ilk Antalya’da görünür?

Kendi etrafındaki dönmesini şimdilik bir kenara bırakacak olursak; Dünya Güneş etrafındaki, ‘ekliptik’ de denilen elips şeklindeki yörüngesi üzerinde, kuzeyden bakıldığında saatin tersi yönde dolanır ve turunu bir yılda, yani 365,24 günde tamamlar. Güneş bu sırada, batıdan doğuya doğru hareket ediyor görünür ve günde yaklaşık 360/365,24=59,14 saniye kadar doğuya doğru kayar. Ay da Dünya etrafındaki, keza elips şeklinde olan yörüngesi üzerinde, kuzeyden bakıldığında, keza saatin tersi yönde dolanmakta ve turunu 27,5 günde tamamlamaktadır. İki yörünge düzlemi çakışmaz ve aralarında 5° 9' lık bir açı vardır. Ay’ın yörünge hareketi sırasında, Güneş tarafından aydınlatılan yüzünü, Dünya’dan farklı açılardan görürüz. Buna “Ay’ın Evreleri” deniyor. Örneğin alttaki şekilde görüldüğü gibi, Ay tam Dünya ile Güneş arasında ise, aydınlık yüzünü göremeyiz. Bu, ‘Yeni Ay’ evresidir. Yok eğer Ay, Dünya’ya göre Güneş’in tam ters tarafında ise, aydınlık yüzü tümüyle görünür ve ‘Dolunay’ evresini oluşturur. Bu ikisi arasında ‘İlkdördün’ ve ‘Sondördün’ var. Ay’ın bu evreleri her 29,5 günde bir tekrarlanır ve ‘Hicri’ olarak adlandırılan ‘Ay Takvimi’ bu döngüye dayalıdır. Neden 29,5 gün, de 27,5 gün değil? Nedeni şu...

Ay’ı, Yeni Ay evresinden itibaren izlemeye başladığımızı varsayalım. Turunu 27,5 günde tamamlar. Dünya bu sırada, kendi yörüngesi üzerinde, 27,5 x 59,14 = 27,1°’lik bir açısal yol katetmiş, yani Güneş bu kadarlık bir açıyla doğuya doğru kaymıştır. Dolayısıyla, Ay’ın tekrar Dünya ile Güneş arasına girebilmesi, yani yeni ay evresine gelebilmesi için, yörüngesi üzerinde 27,1°’lik fazladan bir açısal yol daha katetmesi lazımdır. Bu, Ay’ın; (27,1/360) x 27,5 = 2,07 gününü daha alır. Aynı durum tabii, diğer herhangi bir evre için de sözkonusudur ve sonuç olarak, evreler döngüsü 27,5 + 2,07 = 29,57 günde tamamlanır. Yani, gökkürenin kuzey kutbundan bakıldığında; Ay ve Güneş, yaklaşık her 29,5 günde bir, yeni ay evresinde, Dünya’nın aynı tarafında bir hizaya gelirler. Bir hizaya gelme durumu, ‘dolunay evresi’ için de geçerlidir ve ardışık iki yeni ay evresinin ortasında gerçekleşen bu evrede, Ay’la Güneş bu sefer, Dünya’nın ters taraflarında yer alır. Dolunay evreleri de yaklaşık 29,5 günde bir tekrarlanır. Bir başka deyişle, her 14,75 günde bir sırasıyla Yer-Ay-Güneş ve Ay-Yer-Güneş dizilişi gerçekleşmektedir.

Bu durumda, Ay’ın yörünge düzlemi Dünya’nınkiyle çakışsaydı eğer; Dünya, Ay ve Güneş, her 29,5 günde bir iki kez, aynı doğru üzerinde bir hizaya gelir ve her yeni ay evresinde Güneş, dolunay evresinde de Ay tutulması olurdu. Fakat, yörünge düzlemleri arasındaki açı nedeniyle, Ay; yeni ay ve dolunay evrelerinde çoğu kez, ekliptiğin üzerinde veya altında kalıyor. Dolayısıyla, Ay’ın bu evrelerden geçiyor olması, tutulma için yeterli olmuyor ve evrelerin ayrıca, ekliptiğe yeterince yakın bir konumda gerçekleşmesi gerekiyor.

Ay’ın yörüngesi Dünya’nın yörünge düzlemini (ekliptik), ‘düğüm noktaları’ denilen iki noktada, örneğin yandaki şeklin üst kısmında gösterilen A ve B noktalarında keser. Bu noktalara ‘düğüm noktaları’ deniyor. Bunlardan A noktasında, Ay önce ekliptik düzlemin altında iken, sonra yükselip üstüne tırmanıyor. Dolayısıyla, A noktası: ‘Tırmanış düğümü’. B noktasında ise, Ay önce ekliptik düzlemin üstünde iken, sonra alçalıp altına iniyor. Dolayısıyla B noktası: ‘İniş düğümü’. Düğüm noktalarını birleştiren ve Dünya’nın da merkezinden geçen AB doğrusuna ‘düğümler çizgisi’ deniyor. Kısmi veya tam bir tutulmanın olması için; düğümler çizgisinin Güneş’ten geçiyor olması ve ayrıca, bu sırada Ay’ın, düğüm noktalarından birinin yeterince yakın civarında bulunması gerekir. Ki böyle bir durumda; dizilim Yer-Ay-Güneş şeklinde ise, ‘Güneş tutulması’, Ay-Yer-Güneş şeklinde şeklinde ise ‘Ay tutulması’ gerçekleşir. Öte yandan, Dünya’nın yarıçapı Ay’ınkinden 3,67 kat daha büyük olduğundan, Ay tutulması sırasında Dünya’nın gölgesi Ay’ın tümünü kaplayabilirken, Güneş tutulması sırasında Ay’ın gölgesi Dünya yüzeyinin tamamını kaplayamıyor. Bu yüzden, Güneş tutulması Dünya üzerinde ancak belli bölgelerde; ‘tam, parçalı ve halkalı’ olmak üzere üç farklı şekilde gözlenebiliyor. Uzun sözün kısası; Yeni Ay evresindeki Ay, Dünya üzerindeki herhangi bir noktadan Güneş’in diskine uzatılan 5° 9' lık koninin içinden geçerse, Dünya’nın o noktasında kısmi veya tam Güneş tutulması olur ve bu durum, yılda en az iki, en fazla 5 kez gerçekleşir. Tam Güneş tutulması için, şeklin alt kısmında görüldüğü gibi; Ay’ın bir düğüm noktasında bulunduğu anda, düğümler çizgisinin Güneş’in tam merkezinden geçmesi gerekiyor. Dikkat edilecek olursa, bu koşul şeklin alt kısmındaki sol tarafta, Ay tırmanış düğümünde iken sağlanmış. Fakat, örneğin bu dizilişin Güneş’e göre 180° simetriğinde, Ay bu koşulu iniş düğümünde iken sağlardı.

Nihayet sorunuzun yanıtına gelecek olursak; Güneş’le Ay’ın dış çeperlerini birleştiren teğetlerin oluşturduğu yoğun gölge konisine (‘umbra’), ‘tam tutulma gölgesi’ deniyor. 29 Mart 2006 tutulmasında, tam tutulma gölgesi Dünya yüzeyini kesecek

5587
0
0
Yorum Yaz