Üstteki fotoğrafta gördüğünüz güçlü ışın kılıcı, etrafını saran koyu toz ve gaz bulutlarını parçalara ayırıyor. Bu fotoğraf yeni Star Wars filminden bir kare değil, bizzat insan yapımı olan Hubble Uzay Teleskobu'ndan gelen gerçek bir fotoğraf. Yeni doğan bir yıldızın maddelerinin çökmesiyle şekil almış, kendi yıldızlarını dıştan ses üstü bir hızla vuran bu iki ışının oluşturduğu görüntü, Star Wars filminde Darth Maul tarafından kullanılan çift taraflı ışın kılıcını andırıyor. Gaz ve toz bulutları, içe doğru çökerek yeni bir yıldız oluşturuyor. Toz ve gaz bulutuyla örtülü bu ilkel yıldız, çekirdeğinde gerçekleşecek füzyon işlemlerini başlatabilmek için, çevresindeki gazı kendine çekerek kütlesini gitgide arttırıyor. Bazı durumlarda ise, genç yıldızın içine akan materyaller, yıldızın kutuplarından yanıcı jetler şeklinde püskürüyor. Bu güçlü jetler, yıldızı çepeçevre saran maddelerle çarpışıyor ve sonlandıkları noktalarda eğimli şok dalgaları oluşturuyorlar. Oluşan bu karmakarışık kümelenmeler Herbig-Haro objeleri olarak adlandırılıyor. Bu yeni Hubble fotoğrafındaki genç yıldızın etrafındaki HH objesi HH 24 olarak biliniyor. ESA'nın resmi bilgilerine göre, ilerleyen ses ötesi şok dalgalarının etrafındaki gazın sıcaklığı 1000 Fahrenayt'a (yaklaşık 537,7 santigrat derece) yakın. Kozmik ışın kılıcının uçları normalde bu tür yapıların olması gereken uzunluğundan daha kısa. 1996 yılında bu jetlerin bulunduğunun ilan edildiği araştırma verilerine göre, baştan uca çeyrek ışık yılından daha az bir alana yaklaşık olarak 1,34 trilyon mil'e (2.15 trilyon kilometreye) uzanıyor. Aynı zamanda bu jetler çevreleriyle normalde olması gerektiğinden daha yakın bir etkileşim içinde. Jetlerle ilgili bu iki karakteristik özellik, birkaç yüzyıl önce oluşmuş olan yıldızlarda, daha yeni oluşanlara göre daha belirgin gözleniyor. Bu genç yıldız çok çok uzaklarda bir galakside bulunmuyor ama Samanyolu galaksimizde, bizlere 1,350 ışık yılı uzaklıkta Orion Takımyıldızı'nın içinde bulunuyor. Fotoğrafta net olan jetler hariç, zor da olsa başka yeni doğan yıldızlar tarafından oluşturulmuş jetler seçilebiliyor. Aslında, ESA'nın resmi bilgilerine göre bu küçük bölge bilinen HH konsantrasyonun en fazla olduğu bölge. Hubble Uzay teleskobu bu fotoğrafları, yeni yıldızların çevresindeki gaz ve toz yığınlarını aşıp görmesine imkan sağlayan kızılötesi ışıkla çekiyor ve astronomlar bu sayede bu yıldızların en temiz görüntülerini yakalayabiliyor.


Baktığınız şey bir emisyon bulutsusu ve HII bölgesidir. Sıcak bir yıldızdan esen hızlı rüzgarlar, Büyük Köpek Takımyıldızı içerisinde bulunan bu muhteşem kabarcığı oluşturmuş. Kabarcığın sardığı büyük kütleli cisim EZ Canis Majoris olarak adlandırılan bir yıldız ve Wolf-Rayet türü yıldız kategorisine sokuluyor . Yıldız elbette vurgulandığı gibi böylesine büyük, sıcak ve aşırı derecede parlak..! Eğer bu yıldızı Güneş'in yerine koysaydık Dünya kısa süre içinde kavrulurdu. Hatırlatmakta fayda var, bu tipteki yıldızlar Güneş'in 20 katından fazla kütleye sahip olup, uzaya şiddetli rüzgarlar savurmaktadırlar. Yakın gelecekte merkezdeki yıldızın da patlayarak bir süpernovaya dönüşmesi bekleniyor. Gaz bulutunun kendisine ise Sharpless 2-308 deniyor. Bulutsunun kabarcık yapısını ise, merkezdeki yıldızından saatte 1700 km ile esen rüzgarların daha önceki evrelerinde yavaş hareket eden malzemeleri süpürerek ortaya çıkardığı düşünülüyor. Majoris, hidrojen tabakalarını dışarı atarak, daha ağır elementleri iç tabakalarda ortaya çıkarmış. Bulutsunun astronomlara göre tahmini uzaklığı 5.000 ışık yılı, çapı ise yaklaşık 60 ışık yılıdır. Bulutsuyu gözlemlemek için en uygun dönem, Aralık ile Nisan ayları arasındadır. Güney yarımkürede gözlemlemesi daha kolaydır ancak, kuzey yarımkürede de kolayca görülebilir. Özel filtreler yardımıyla, yüksek güçlü amatör teleskoplar ile çekilen fotoğraflarda soluk bir bulut olarak objektifinize yansıyacaktır.


Her uzaklıktaki yıldızın mesafesini ölçebilen tek bir yöntem bulunmadığından çeşitli mesafeler için farklı yöntemler kullanılması gerekiyor ve burada kozmik mesafe merdiveni devreye giriyor. Merdivenin her basamağı, belirli menzildeki yıldızların uzaklıklarını belirlemek için bilgi sağlıyor. Basamak sayısı oldukça fazla olmasına rağmen basamaklarda kullanılan yöntemler büyük farklılıklar göstermez. Bu yazımızda yüzeysel olarak bu yöntemlere değineceğiz. Kozmik mesafe merdivenindeki tek doğrudan ölçüm yöntemi olan paralaks, yakın yıldızların uzaklıklarını belirlemek için lise sıralarında görmüş olduğunuz trigonometriden yararlanır. Paralaksı anlamanın en basit yolu, kolunuzu kırmadan önünüzde tutup baş parmağınızı gözlerinizin hizasına getirerek bir gözünüzü kapatıp bakmak ve ardından diğer gözünüzü kapatıp bakmaktan geçer. Bu süreçte parmağınız arka planda yer değiştirecektir, eğer kolunuzu kırıp suratınıza daha yakın konuma getirirseniz bu değişim artacaktır. Peki bunu yakın yıldızlar için kullanabilir miyiz? Yapılan basit parmak deneyinde gözlem noktalarını iki gözümüz oluşturur, aralarındaki uzaklık görece az olduğundan astronomi değerlerinde uygulanması istenen sonucu vermeyecektir. Tamam, sorun değil, bu deneyi bahçenizde yapıyorsanız bahçenizin bir köşesinden diğerine hareket ederek gözlem noktaları arasındaki uzaklığı arttırabilirsiniz, gelgelelim bu da yeterli olmayacaktır. Ölçeği arttıralım, gezegenimizin bir ucundan diğerine hareket ettiniz, gözlem noktaları arasındaki uzaklığı Dünya'nın çapına yani yaklaşık 13 bin kilometreye çıkardınız, ancak bu bile yeterli olmayacaktır. Bu yüzden astronomlar bu gözlem noktaları olarak Dünya'nın Güneş'in etrafındaki hareketini kullanırlar, günöte ve günberi noktalarında, Dünya Güneş'in etrafındaki yörüngesinde yarı yolunu tamamlamışken iki ayrı ölçüm yaparlar. Bu sayede iki gözlem noktası arası uzaklık yaklaşık 300 milyon kilometreye çıkmış olur ve nihayetinde bir kaç bin ışık yılı içerisindeki yıldızlar için yeterli bir mesafedir. Paralaks metodu hakkında daha fazla bilgi almak için şu yazımızı okuyabilirsiniz. Fakat daha önce de bahsettiğimiz gibi bu yöntem yalnızca birkaç bin ışık yılı içerisinde geçerlidir, galaksimizin ötesinde mesafeler o kadar büyüktür ki başka yöntemlere ihtiyaç duyarız. Astronomide standart mumlar parlaklığını iyi bildiğimiz gök nesneleri için kullanılan bir tabirdir. Bunun yıldızların mesafelerini belirlememize nasıl katkısı olduğunu anlamak zor değil. Arkadaşınızın parlaklığını iyi bildiğiniz bir ışık kaynağını; örneğin bir mumu, sizden yavaşça uzaklaştırdığını düşünün. Ters kare kuralına göre parlaklık uzaklığın karesi oranında azalacaktır, bu sayede parlaklığı ölçümleyerek uzaklığı belirleyebilirsiniz. Bu yöntemi astrometride kullanmak istiyorsanız parlaklığını iyi bildiğiniz bir gök cismine ihtiyacınız vardır. Bu noktada Sefeid Yıldızları devreye girer. Bu yıldızlar kararsız yapıda olmalarının sonucu olarak sürekli bir titreşimdedirler; yani durmaksızın şişer ve büzüşürler. Bu şişip büzüşme sırasında, yıldızın parlaklığında düzenli bir değişim meydana gelir. Peki ama bu yıldızların titreşimiyle neden ilgileniyoruz? Uzaklığı belirlemek istiyorsak gök cisimlerinin parlaklığına ihtiyacımız vardır, titreşimlerine değil. 1900'lerin başında Henrietta Swan Leavitt isimli kadın astronom, bu yıldızların şişme ve büzüşme sürelerinin; yani titreşim periyotlarının yıldızların parlaklığı ile doğrudan ilişkisi olduğunu keşfetmiştir. Periyot ve parlaklık arasında ters orantı vardır, daha parlak Sefeid Yıldızları'nın parlaklık değişimi görece yavaş olacaktır. Bu da demek oluyor ki, bir Sefeid Yıldızı'nın periyodunu ölçmeniz, onun gerçek parlaklığını bulmanızı, gerçek parlaklığını yeryüzünden ölçülen parlaklıkla kıyaslamanız da yıldızın bizden uzaklığını bulmanızı sağlayacaktır. Ne yazık ki Sefeid Yıldızları da yaklaşık 40 milyon ışık yılı uzaklığını aştıklarında üzerinde çalışılamayacak kadar belirsizleşiyorlar. Fakat neyse ki elimizde başka bir standart mum daha var. Süpernova, enerjisi biten büyük kütleli yıldızların patlamalarına denir. Tip 1a Süpernova ise ikili yıldız sistemlerinde gerçekleşen bir süpernova türüdür. Burada, daha önce ölüp bir beyaz cüceye dönüşen yıldız, hala hayatta olan eşinden madde koparmaya ve üzerinde biriktirmeye başlar. Beyaz cüce madde kazandıkça kararsız hale gelir. Toplam kütlesi 1.4 Güneş kütlesine erişen beyaz cüce, büyük bir süpernova patlamasıyla yok olur. Bu patlamalar o kadar parlaktır ki, meydana geldikleri galaksilerin parlaklığını gölgede bırakırlar. Bu yüzden galaksideki yıldızları göremesek bile süpernovaları görebilmek mümkün. Tüm Tip 1a Süpernova'lar aşağı yukarı aynı kütlede ve parlaklıkta gerçekleştiklerinden uzaklıklarını da belirleyebiliriz. Tip 1a Süpernovalar'ın dezavantajları ise onların oluştukları an ya da hemen sonra yakalanmak zorunda olmalarıdır, aksi takdirde gözden kaçacaklardır.


Kozmik Mikrodalga Arka Plan Işıması, 13,7 Milyar yaşındaki Evrenimizin oluşumunu en iyi ve doğru bir şekilde açıklayan Büyük Patlama Teorisinin bilinen en önemli kanıtlarından biridir. Evren oluşup, artık ışığın yayılabileceği yoğunluğa düştüğü andan, yani yaklaşık 380 bin yaşında olduğu zamandan günümüze kadar ulaşmış olan bu fosil ışımanın keşfedilmesi de ilginç bir rastlantıya dayanmaktadır. 1964 yılında iki arkadaş ve Radyo Astronom olan Arno Penzias ve Robert Wilson, Bell Laboratuvarlarında bulunan büyük radyo anteni ile çalışmalar yaparlarken elde ettikleri sinyallerde bu ışımanın sebep olduğu aralıksız devam eden bir parazit ile karşılaştılar. Bu sebeple çalışmalarına ara veren ikili radyo sinyallerinde parazite sebep olan bu kaynağı araştırmak zorunda kaldılar. İşin daha ilginç tarafı antenlerini hangi yöne doğrutursa doğrultsunlar, 2.7 kelvin'lik bir kara cisim ışımasının üretebileceği düzeydeki aynı parazit ile karşılaşıyorlardı ve bir türlü parazitin sinyallerdeki şiddetini azaltmayı başaramıyorlardı. Hatta bunun sebebini bir ara antenin içerisine yuva yapan güvercinlere bile bağladılar. Güvercinlerin dışkısında bulunan beyaz renkli maddenin bu parazite sebep olabileceğini düşünerek anteni tamamen temizleme yoluna gittiler. Bunun çözüm olmadığını gördüklerinde de bir güvercin kapanı kurarak güvercinleri yakalayıp uzak bir noktada serbest bıraktılar. Güvercinlerin tekrar antene geri döndüklerini gördüklerinde de zavallı hayvanları öldürmekten başka çareleri olmadığını düşünerek bunu dahi gerçekleştirdiler. Fakat parazit bir türlü giderilemiyordu. Bunun üzerine kapsamlı bir araştırma yapan ikili, Kozmik Mikrodalga Arka Plan Işıması ile ilgili bilgilere ve diğer bilim insanları tarafından yapılan bilimsel çalışmalara ulaştılar. Bunun sonucunda da aldıkları sinyallerde meydana gelen parazitin sebebini kesin bir şekilde tespit ederek ayrı ayrı iki makale yayınlayıp buluşlarını duyurdular. Daha sonra yapılan birçok aynı özellikli ölçüm ve 1992 yılında NASA nın uzaya gönderdiği COBE uydusu ile Mikrodalga Işımasının varlığı kesin bir şekilde kanıtlanmış oldu. Öyle ki, uydunun bu sinyallere ulaşması yörüngede yalnızca 9 saniyesini almıştı. Daha sonra 2003 yılında uzaya gönderilen WMAP uydusu ile çok daha hassas biçimde mikrodalga arka plan ışıması detaylı biçimde haritalandırıldı. Gökbilimciler için sıradan, ancak sizler için ilginç gelebilecek bir detayı da burada aktaralım: Televizyonlarınızda herhangi bir kanal ayarlı olmadığı zamanlarda gördüğünüz karıncalı görüntünün %1 ila 3'lük kısmı kozmik mikrodalga arka plan ışımasından kaynaklanıyor. Yani, aslında evrenin ilk dönemlerindeki ışımayı görüyorsunuz. Konuyla ilgili yazımızı bu linkten okuyabilirsiniz. Bu ışıma, başta belirttiğimiz gibi evrenin, ışığı oluşturan fotonların ilk kez serbest halde saçılabilecek kadar düşük yoğunluğa eriştiği dönemden kalma. Bilim insanları bu dönemde ışımanın 3000 kelvin'lik bir kara cisim ışıması şeklinde yayıldığını, evrenin genişmesiyle beraber günümüzde ışımanın yaklaşık 5 kelvin'lik bir düzeye düşmesi gerektiğini hesaplamışlardı. Yapılan bu gözlemde yakalanan 2.7 kelvin'lik ışıma hesapların yeniden yapılmasına sebep oldu. Sonuçta, yaklaşık 3 kelvin düzeyinde bir ışımanın olması gerektiği sonucuna ulaşıldı ve Büyük Patlama Teorisi'nin öngörüsünü doğrulamış oldu. İki bilim insanı, tesadüf eseri tespit ettikleri kozmoloji biliminin bilinen en büyük buluşlarından biri sayesinde 1978 yılında Nobel Fizik Ödülüne layık görüldüler. En üstteki kapak fotoğrafında, Arno Penzias ve Robert Wilson keşfi gerçekleştirdikleri Radyo anteninin önünde poz veriyorlar. İkili buluşlarının ardından bu şekilde aynı tarz pozu yıllar içerisinde belki onlarca kez vermek zorunda kalmışlardır.


Gelin bugün bu yazıda ilkokul sıralarından beri bize öğretilen bilgilerden yeni bir şey keşfedelim, ya da ne demek istediğini daha iyi anlayalım. Evrende, kimyasal özellik barındıran maddelerin yapıtaşını atomlar oluşturur. Bildiğimiz her şey, periyodik cetveldeki elementler ve elementlerin bir araya gelerek oluşturduğu moleküllerden meydana gelmişlerdir. Bir maddeyi oluşturan atomların ve moleküllerin arasındaki kuvvetler onu katı, sıvı veya gaz olarak sınıflandırmamıza neden olur. Moleküller arası kuvvetlerin çok daha az olduğu sıvı ve gaz halinde madde bulunduğu kabın şekline bürünürken, daha sıkı bağlanmış olan katılar ortamın şeklinden bağımsız olarak bulunurlar. Katı bir maddenin içindeki parçacık yoğunluğu çok fazladır. Öyle ki, oda sıcaklığında katı halde bulunan 1cm karbon, aynı yerde gaz halde bulunan 1cm oksijen'den 211 kat daha fazla atom içerir. Katı maddelerin özellikleri yüzyıllardır araştırma konusu olmuştur. Johannes Kepler, kar tanelerinin neden hep 6 köşeye sahip olduğunu merak etmiş ve yaptığı çalışmalarda kristal yapıların varlığını tahmin etmiştir. Bu konuda yazdığı makalesinde bir alanı boşluk kalmadan doldurmak için üçgen, kare veya hexagon (6 köşeli) yapıların olması gerektiğini bulmuştur. Sonraki zamanlarda ise Robert Hooke ve Rene Just Haüy da sıkı paketlenme argümanını kullandılar. Böylece kristal yapıları matematik teorileriyle açıklamaya çalıştılar. Ancak X-ışını kırınımı teknikleri keşfedilince kristal yapılar tam anlamıyla anlaşılır kılındı. Kristal yapıları anlamak için maddenin katı hale geçme sürecine bakmamız gerekmekte. Gaz atomlarını ele alalım. Gazlardaki atomlar çok hızlı hareket ederler. Kinetik enerjileri yani hareket hızları çok yüksektir. Moleküller arasındaki çekim bağı ise aksine zayıftır. Moleküller arası çekme enerjisi moleküllerin kinetik enerjisi ile kıyaslandığında devede kulak kalır. Gazın sıcaklığını düşürürseniz atom veya moleküllerdeki kinetik enerji azalır. Yoğunlaşma noktasına geldiğinde moleküller arası çekme enerjisi ile kinetik enerji eşit olacaktır. Biraz daha soğuttuğunuzda gaz sıvıya dönüşür. Konumları -gaz fazındaki kadar olmasa da- sürekli değişkendir. Moleküllerin konumları düzenli küçük yerel bölgelerde bulunabilir. Eğer sıcaklığı daha da düşürür donma noktasına getirirseniz kinetik enerjileri o kadar azalır ki, moleküller birbirine bağlanırlar. Atomların veya moleküllerin birbirine bağlanması etrafta serbestçe hareket edemeyecekleri anlamına gelir. Bağlı olma durumunda sadece titreşim hareketi yaparlar. Bu titreşim hareketlerini de belirli alan içerisinde yapabileceklerinden, moleküllerin düzenini ve konumunu tam olarak hesaplayabileceğimiz anlamına gelir. Moleküllerin dağılımı olasılıklı değil periyodiktir. Madde katı hale gelene kadar soğutulduğunda atom ve moleküller daha sık dizilirler ve bu maddelerin oluşturdukları yapıların özelliklerini inceleyen dalın adı Katı Hal Fiziği'dir. Düşük sıcaklık fiziği olarak da bilinir. Katı maddelerın atomik ölçekteki davranışlarının nasıl olduğunu araştırır. Katı Hal Fiziği'nin inceleme konularından biri olan Kristal yapılar; en düzenli yapılardır ve simetrik tekrarlar ve örgüler ihtiva ederler. Çok az enerjiye ve oldukça kararlı yapıya sahip olmaları, moleküllerin simetrik yapı oluşturmasına etki eder. Bu yapıdaki atomlar belli bir dizilime kavuşarak geometrik şekiller oluştururlar. Yapı büyüdükçe, yeni atomlar ve moleküller eklendikçe aynı geometrik şekil kendini tekrar ederek kristal yapıyı düzenli bir şekilde büyütür. Kristal yapı; atomların veya moleküllerin 3 boyutlu uzayda periyodik dizilişi olarak tanımlanabilir. Bir kristal yapıya uzayda hangi tarafından bakılırsa bakılsın, atomların belli bir geometrik dizilişe sahip oldukları görülür. Çoğu katı cisim, genellikle geometrik dizilişinde kırılmalar olan, farklı geometrik yapıların birleşmesiyle oluşur ve buna Polikristal yapı denir. Yapıda geometrik bir düzen gözlenemiyor ise, düzene sahip olmayan bu gibi katılara ise Amorf denir. Kristallerdeki bu dizilişi ve geometriyi inceleyen bilim dalına kristalografi deniliyor. Kristalografi'de atom geometrisini anlayabilmek için, atomlar nokta ile temsil edilip etrafındaki diğer atomlarla yaptıkları bağların şekilleri gösteriliyor. Atomların birbirlerine bağlanarak oluşturdukları geometrinin tekrar etmesiyle oluşan yapıya ise kristal örgü düzeni denmekte. Yukarıdaki resimde Karbon atomlarının katmanlar halinde birbirlerine bağlanarak oluşturdukları altıgen geometrik yapı görülmekte. Bu şekilde bağlanan karbonların oluşturduğu yapıya Grafit deniliyor. Birbirlerine bir düzlem boyunca sıkı bağlanıyorlar fakat katman arası bağlar daha kuvvetsiz olduğu için grafit oldukça kaygan bir hal alıyor. Bu resimde ise karbon atomlarının daha sıkı bir geometrik yapı ile birbirlerine bağlandıklarını görebiliriz. Bu geometrik dizilim ile oldukça sağlam bir bağ yapısına kavuşan karbona ise elmas denilmekte. Karbon örneğine benzer şekilde bir çok element farklı kristal yapılarına sahip olabiliyorlar. Ortamın basınç ve sıcaklığına bağlı olarak, atomların birbirleriyle yaptıkları bağ yapıları farklı olabiliyor, bir yapıdan diğerine bile geçiş mümkün olabiliyor.


20.yy'ın başlarında fizik ciddi bir değişime uğradı. Görelilik ve Kuantum diye alışılagelmişin çok dışında iki büyük alan ortaya çıktı ve bunların etkileri klasik fiziğe çok yabancıydı. Parçacık-Dalga ikililiği'ni hatırlayın; foton'un ve elektron'un bazı durumlarda dalga özelliği göstermesi fakat bazı durumlarda da parçacık gibi hareket etmesi oldukça şaşırtıcı değil mi? Onu artık bir kenara bırakabilirsiniz. Aslında parçacıklar veya dalgalar yok; sadece bütün evreni kaplayan alanlar var. Parçacıklar da dalgalar da aslında aslında bu kuantum alanların belli noktalarda bize gösterdiği farklı yüzlerden ibaret. Kuantum Alan Teorisi; fizikteki quarklar, fotonlar, elektronlar, bozonlar gibi temel parçacıkların tanımlanıp analiz edilebilmesi için oluşturulmuş, teorik fizikteki matematiksel bir çalışma alanı. Fizikçiler arasında da öğrenilip uzmanlaşmasının oldukça zor olmasıyla ünlü. Kuantum Alan Teorisi'ni yazının bazı yerlerinde QFT olarak kısaltacağız. Bu alandaki çalışmalar fotonlar veya elektronlar gibi parçacıklar üzerinde denenemiyor fakat bizim bu parçacıkların doğası ve birbirleriyle ilişkileri hakkında fikirler edinmemizi sağlıyor. Böylece somut fizik çalışmalarına da etkileri yansıyabiliyor. Paul Dirac'ın 1927 yılında yazdığı Radyasyonun emisyon ve absorbsiyonunun kuantum teorisi adlı ünlü makalesi, Kuantum Alan Teorisi'nin başlangıcı olarak kabul edilir. Dirac bu makalede Kuantum Elektrodinamiği diye bir şeyden bahseder ki QFT'nin geliştirilen ilk kısmındandır. Fotonların elektromanyetik alanda nasıl kuantize olduğuna dair teorik bir açıklama yapar ve Dirac'ın bu prosedürü diğer alanların da kuantize olmalarıyla ilgili kullanılacak bir model halini alır. Ardından Pascual Jordan alanlar için üretici operatörleri ortaya atar ve 1929 yılında Heinsenberg ve Pauli de QFT'nin ana yapısını oluştururlar. Bu metodlar kuantum mekaniğindeki elektron gibi temel parçacıklara ait denklemlere uygulanabilir bir haldedirler. Kuantum mekaniğinin bütün postülalarına uyan, spesifik bir kuantum mekaniği teorisidir. Esas avantajı temel bileşenler olarak parçacıklar yerine bu parçacıkları ortaya çıkaran alanların olduğunu söylemesidir. Her parçacık tipi için bir alan mevcut. Yani evrendeki bütün fotonlar için aslında tek bir alan var, evrendeki bütün elektronlar için de yine hepsini kapsayan farklı bir alan var... ve bu alanlar her yerdeler. Parçacıklar sadece evrenin belirli noktalarında bulunurken, örneğin boşlukta bulunmazlarken, bu alanlar evrenin her bir noktasına yayılmış durumdalar. Bu alanlar en düşük enerji seviyelerini temsil etmekteler. Nasıl bir atomun yörüngesindeki elektronlar için belirli enerji seviyeleri varsa, en düşük enerji seviyesi 1.yörünge ise ve o elektrona enerji verdiğimizde daha üst yörüngelere çıkabiliyorsa, Kuantum Alan Teorisi'nde aslında en düşük enerji seviyeleri alanların kendisini, yani parçacığın olmadığı durumu, temsil etmekte. Örneğin evrende seçtiğimiz bir noktada elektron yoksa, orası elektroniçin en düşük enerji seviyesi oluyor. Eğer elektron alanı o noktada yeterince enerjiye sahip olursa alan o noktada bir üst enerji seviyesine geçiş yapıyor ve biz buna parçacık diyoruz. Alanın içinde enerjiyi verdiğimiz nokta parçacık gibi görünüyor ve bu enerji alanın içinde gezdikçe, biz bu parçacığı hareket ediyor olarak görüyoruz. Yani parçacıklar, Alanların özel bir durumu. Bazı alanlar parçacık ortaya çıkarmak için diğerlerine göre daha fazla enerjiye ihtiyaç duyuyorlar. Parçacığın ortaya çıkması için gereken enerji miktarını biz o parçacığın kütlesiyle ilişkilendiriyoruz. Yani parçacık ne kadar kütleye sahipse, ortaya çıkması için gereken enerji o. Higgs Bozonu'nu örnek verecek olursak; bu parçacığın kütlesi 125GeV gibi oldukça yüksek bir değerde. Dolayısıyla bu parçacığı ortaya çıkarmak elektron gibi 0.51MeV kütleye sahip bir parçacığı ortaya çıkarmaktan çok daha zor. Elektron alanından ortaya elektron-pozitron parçacık çifti çıkarmak için elektron'un en az 2 katı enerjiye sahip olan yani 1.02MeV gibi yüksek enerjili bir fotonu bir atom çekirdeğinin yanından geçecek şekilde ona doğru doğrultmak gerekiyor. Bu foton atomun çekirdeğinin yanından geçerken onun etkisiyle birlikte elektron alanı ile etkileşime girip ortaya 0.51MeV kütleye sahip bir elektron ve bir pozitron çıkarıyor. Foton ise bu enerjisini kaybediyor. Bu sürece çift oluşum denilir ve enerjinin kütleye dönüşmesine bir örnektir. Bu dönüşümü 1920'li yıllarda Dirac ortaya atmıştır ve içerisinde antimadde diye bir kavramın olması, eter hipotezinin çürütülmesinin devamındaki bu yıllarda bir çok fizikçiyi kızdırmayı başarmıştır. Fakat 1932 yılında Carl Anderson bir antimadde olan pozitronun doğruluğunu kanıtlayan bir deney yapmış ve 1936'da bunun için Nobel Ödülü almıştır. Görüldüğü üzere, elektron gibi çok ufak kütleye sahip bir parçacığı, elektron alanına enerji vererek ortaya çıkarmak çok da zor değil. Fakat yine temel parçacıklardan olan Higgs Bozonu'nun kütlesi, karmaşık bir parçacık olan proton'un kütlesinden bile çok daha büyüktür. Higgs Bozonu 125GeV kütleye sahipken proton 0.938GeV kütleye sahiptir. Higgs, elektron'dan binlerce kat daha çok kütleye sahiptir. İşte bu nedenle Higgs Bozonu'nun bulunması bu kadar uzun sürdü. Büyük Hadron Çarpıştırıcısı adında oldukça büyük bir parçacık hızlandırıcısı inşa edilmek zorunda kalındı ki yüksek enerjili parçacık çarpıştırmaları sırasında Higgs alanına gerekli enerji verilip Higgs Bozonu ortaya çıkarılabilsin. Enerji kütle dönüşümü denilince akla gelen ilk şey tabi ki özel görelilikte karşımıza çıkan E=mc formülü olmakta. Kuantum Alan Teorisi, şimdilik kuantum fiziği ve özel göreliliği tutarlı bir şekilde birleştirebileceği düşünülen bir yol. QFT'nin ilkelerine baktığımızda onları kapsadığını görüyoruz. Kuantum fiziği enerji ve momentum ayrı ayrı, uzay-zamandaki ufak değişimlerle dalgalanabilirler demekte. Özel görelilik ise enerjinin maddeye dönüşebildiğini söylemekte. Bu ikisini birleştirdiğimiz zaman, yeterince büyük dalgalanmalar, belirli bir eşiği aştıklarında ortaya kuantum parçacıkları çıkarabilirler, ayrıca bu işlemin tersi de mümkün, varolan kuantum parçacıkları yokolabilir sonucu çıkıyor ki bunlar QFT'ye paralellik gösteriyor. 1950'lerden itibaren QFT bir taslak olmaktan çıkıp teorik fizikteki üstünde durulan, güvenilen teorilerden biri oldu ve ilginç fizik problemlerinde kullanılmaya başlandı. Yeni parçacıklar ve yeni etkileşimler üzerinde denenmeye başlandı. Sadece elektromanyetik kuvvet ile değil zayıf kuvvet ve güçlü nükleer kuvveti de kapsayacak şekilde genişletildi ve bu sayede yeni parçacık sınıfları da bulundu. Fizikteki bütün parçacıkları ve kuvvetleri kapsayacak olan herşeyin teorisine doğru atılan adımlardan biri oldu. Diğer 3 kuvvet ve bunlarla etkileşen parçacıklar arasındaki ilişkiyi ortaya koymak konusunda iyi olsa da, genel görelilik ve kuantum fiziğinin birleşmesi önündeki büyük problemimiz olan kütleçekim kuvveti, veya başka bir tanımla uzay-zaman, hala bilinmezliğini korumakta ve kuantum yerçekimi adı altındaki bu kuvvet de uzun yıllardır QFT'nin araştırma alanları arasında. Kuantum yerçekimi altında uğraşılan alanların en önemlilerini ise standart kuantum yerçekimi, kuantum loop yerçekimi ve sicim teorisi oluşturmakta. Standart kuantum yerçekiminde izlenilen yaklaşım kısaca QFT'nin ana yapısını koruyarak buna yerçekimini de kuantize ederek katmaya çalışmak. Diğer ikisi yani kuantum loop yerçekimi ve sicim teorisi ise kuantum teorisini ve genel göreliliği QFT'ye ulaşmaya çalışarak birleştirmeye değil QFT'nin kendisini de değiştirecek biçimde birleştirmeye çalışmaktalar. Görelilik kuramı 20. yüzyıldan bu y...


Kuantum sarkacına giriş yapmadan önce, klasik sarkaçları anlamak yararımıza olacaktır. Enerji korunumu yasasına göre sürtünmeyi ihmal ettiğimizde karşımıza şöyle bir tablo çıkıyor. Eğer sistem ilk başta sabitse, biriktirilen yay enerjisi kinetik enerjiye dönüşecektir; çocukken oynadığımız arabalar gibi. Burada cismin hızı ve konumu herhangi bir zaman evresinde biliniyor olup, nerede ne zaman hangi hızda hareket edeceği Newton'un ikinci yasasından türeyen aşağıdaki denklem ile bulunabilir. Cismin hızı yukardaki denklemin türevi alınarak bulunabilir. Yani demek istediğim klasik mekanikte cismin hızı ve konumu belirlenebilir. Kuantum mekaniklerine gelince işler biraz daha karmaşık hale gelmektedir. Matematiğin branşlarından biri olan lineer cebir, kuantum sistemlerini tanımlamak için güçlü bir araçtır. Kuantum mekaniğinde 'gözlemlenebilir' olarak adlandırılan fiziki değerleri temsil eden operatörler vardır. Eğer bu oparatörler kuantum sistemimizi tanımlayan dalga fonksiyonuna ölçüm yapmak için etki ederlerse, karşımıza kararlı olmayan ancak istatiksel olarak tanımlanabilecek değerler ortaya çıkar. Belirsizlik ilkesinin temel dayanağı da buradan gelmektedir. A ve B olmak üzere 2 tane oparatör alalım. Eğer AB ve BA operasyonu birbirine eşit değilse bu oparatörler birbiriyle değiş tokuş yapmıyor demektir. Yani operasyonun sırası sonucu değiştirmektedir. Kuantum sistemlerinde bu oparötörler birbirine eşit değildir. Eğer A ve B yi konum ve momentum operatörleri olarak alırsak karşımıza şu sonuç çıkar. i karmaşık sayıyı ise, indirgenmiş Planck sabitini ifade eder. Yukarıdaki sonuç aslında çok önemlidir. Bize kuantum sistemimizin kararsız olduğu hakkında ipucu verir. Dolaysıyla istatiksel olarak analiz yapılması gerekir. Yukarıdaki oparatörleri dalga fonksiyonu üzerinde istatiksel işlemlere tuttuğumuzda o meşhur belirsizlik prensibi ortaya çıkar. Dolaysıyla bir kuantum sisteminde konum ve momentumdaki belirsizlik her zaman sıfırdan büyüktür. Kuantum salıngaçımıza geri gelecek olursak; yukardaki oparatörleri dalga fonksiyonumuza uyguladığımızda sistemimizdeki kuantize enerji düzeyleri şu şekilde ifade edilebilir. Eğer sistemimizin en düşük enerji düzeyini bulmak istiyorsak, n yerine 0 koymak ile bu ifadenin yukardaki ifadeye benzer olduğunu göreceksiniz. Dikkat ederseniz klasik sistemde en düşük enerji düzeyi 0'dır. Yani cisim sabit konumdayken momentumu da sıfırdır. Kuantum sarkacında böyle birşeyden söz etmek mümkün değildir. Cisim en düşük enerji seviyesinde olsa da momentumuna dair belirsizlik vardır.


Fizikçiler, geleceğin harika materyali olarak tabir edilen grafeni tahtından indirebilecek yeni 2 boyutlu (2D) kuantum malzemeler üzerinde çalışıp özelliklerini test etmektedirler. Neredeyse ışık hızında elektrik iletebilen bu kuantum malzemeler, hiper-hızlı bilgisayarların yeni nesillerinde, silikonun yerini alabilirler. Hatta zaman akışını tersine çevirebilen veya zaman çevrimi simetrisini bozabilen yeni bir egzotik süper iletkenin temeli bile oluşturulabilir. Kozmik Anafor'un notu: Elektrik, iletken malzemeler üzerinde sanılanın aksine ışık hızı veya ışık hızına yakın bir hızda değil, belirgin oranda yavaş ilerler. Aslında elektriği oluşturan elektronların kabloda akma hızı söz konusu değildir, çünkü elektron akışı değil salınımı söz konusudur. Ancak, elektriğin iletim hızından söz edecek olursak; elektrik akımı, üzerinde ilerlediği iletkenin niteliği, kalınlığı, akımın miktarı ve sıcaklığa bağlı olarak oldukça değişkenlik gösterse de, ışık hızının yarısı ile üçte ikisi arasında değişim gösterir. Yine, bu aktarım hızı ortamın niteliğine göre saniyede birkaç kilometre veya birkaç metreye dahi düşebilir. California Üniversitesi'nden Xia ve ekibi, ABD ve Çin'deki birçok üniversiteden araştırmacılarla birlikte, önümüzdeki on yılda bilgisayar kullanımında devrim yaratacak bir avuç kuantum malzemesinin potansiyelini araştırıyor. Jing Xia, kendi tasarladığı fiber-optik Sagnac interferometresini, dünyadaki en hassas manyetik mikroskop olarak adlandırıyor. Çelikten daha güçlü, elmastan daha sert ve esnek, 2D karbon atomu levhası şeklindeki grafen, iletkenlik açısından muazzam bir potansiyel taşısa da bilgisayar kullanımı açısından büyük bir dezavantaja sahiptir; o da manyetik olmadığı gerçeği. İşte bu noktada grafenin başka bir 2 boyutlu kuzeni sayılan krom germanyum tellürür devreye giriyor. Xia'nın hassas manyetik mikroskopunu kullanan ekip, sadece iki atom kalınlığında, birkaç mikron uzunluğunda ve birkaç mikron çapında mikroskopik bir CGT taneciği gözlemlediler (Kıyaslamak isterseniz, tek bir insan saç telinin kalınlığı yaklaşık 17 180 mikron arasında değişir). Bu deney, birçok insanı şaşırtan atomsal olarak ince ve düz bir mıknatıs için, somut bir kanıt sundu. Bugünün bilgisayarlarındaki elektronlar yerine; kütlesiz, ışık hızında hareket eden Dirac ve Majorana fermiyonları formunda elektriği iletme yeteneği olan bu malzeme, bilimsel açıdan büyük bir ilgiye layık olduğunu kanıtladı. Xia, Bu durum gerçekten de süper iletkenler için egzotiktir ve 2D malzemelerde ilk kez görülmüştür diye belirtiyor. Şimdi bu yeni kuantum malzemelerin sahip olduğu potansiyele bir göz atılmış oldu, sonraki adım ise onları gelecekte, devrimsel nitelik taşıyan kuantum bilgisayarlarda kullanmak için daha pratik hale getirmek olacak.


Kara cisim ışıması; tamamen varsaydığımız, üzerine düşen tüm ışınımı soğuran ve hiçbirini yansıtmayan, dolayısıyla siyah olması gerektiğini varsaydığımız termodinamik denge halindeki kara cismin, yalnızca sıcaklığı sebebiyle yaptığı ışınımı ifade eder. Kara cismin yapacağı bu ışımanın dağılım fonksiyonunu belirlemek için Rayleigh ve Jeans 1900 yılında elektrodinamik ve termodinamik argümanlara dayanarak Rayleigh-Jeans Yasasını ortaya koydular. Fakat açıkça görülmektedir ki, frekans sonsuza giderken bu formül ıraksamakta, dolayısıyla deneysel sonuçlar ile tam olarak örtüşmemektedir. Yani klasik fizik bu noktada yetersiz kalmaktadır. Ardından Max Planck 1900 yılında Karacisim Işınımını tam olarak açıklayabilen, bugün de kullandığımız Planck Dağılım Fonksiyonunu yayınladı. Makalenin devamını kardeş sitemiz rasyonalist.org adresindeki bu linkten okuyabilirsiniz.


Potansiyel bariyere çarpan bir elektronun, kapının diğer tarafında belirme ihtimali vardır. Evet, ilk duyduğumda ben de sizin şu an verdiğiniz tepkiyi vermiştim. Olayın derinlerinde yine Schrödinger denklemi yatmaktadır. Klasik mekanikte bu denklemi bir sistemin var olan toplam enerjisi olarak düşünebilirsiniz. Tek farkı kuantize olmuş enerji seviyeleri içermesidir. Zamandan bağımsız küresel Schrödinger denklemi şu şekilde karşımıza çıkıyor. Burada gördüğünüz her harf yerine büyük resme odaklandığınızda toplam enerjinin dalga fonksiyonu olan 'in katsayısı olduğunu göreceksiniz. Bu, kuantize olmuş enerji seviyesinden başka bir şey değildir. Parçacığımızın yukarıdaki şekilde gösterilen bir bariyere maruz kaldığını varsayalım. Burada bariyer tamamen örnek amaçlıdır ve istenilen şekilde olabilir. 0 noktasını ilk örnekteki kapı olarak düşünebilirsiniz. Yukarıdaki denklem verilen şartlar altındayken dalga fonksiyonumuz şu şekli almaktadır. Buraya kadar özetleyecek olursak 'duvara fırlattığımız' elektron ışını sekip aksi yönde hareket etmektedir. Buraya kadar her şey normaldir. Ancak aynı şeyi 2. bölgeye uyguladığımızda bizi bir sürpriz beklemektedir. Klasik mekanikte hatırlayacağınız gibi kapının öbür tarafına geçememiştik. Ancak 2.bölgede denklemimizi çözdüğümüzde karşımıza şu ifade çıkıyor.


Dünya'dan 432 ışık yılı uzaklıkta bir çift yıldız. Tabi biz, büyük olan yıldızı görüyoruz. Güneş'in 48 katı bir çapa sahip olduğu biliniyor. Yüzey sıcaklığı ise yaklaşık 5900 santigrat derece. Güneş'in 48 katı çapa ve 5900 derece yüzey sıcaklığına sahip olduğuna ve bir kırmızı dev olmadığını tayf ölçümlerinden anladığımıza göre cepheid tipi değişken bir dev yıldız olduğu düşünülebilir. Çift yıldız dedik evet, buradaki ikinci yıldız ise sarı cüce de denilen G tayf türünde Güneş benzeri bir yıldızdır. Dahası var; Polaris bir çift yıldız olarak bilinmesine rağmen, pek bilinmeyen ve kırmızı cüce sınıfına giren üçüncü bir yıldız da bu sistemde yer alıyor. Yani aslında üçlü bir yıldız sistemi. Kutup yıldızı Dünya'nın dönüş ekseni üzerinde yer alıyor. (1) Bu yüzden, dünya dönse de tam dönüş ekseni doğrultusunda olduğu için hep aynı yerdeymiş gibi görünüyor. Gezegenimizin her 25.000 yılda bir yaptığı yalpa döngüsünü hatırlatırsak, Kutup Yıldızı'nın yavaşca yerinden kaydığını ve bir süre sonra kuzeyi göstermez hale geleceğini görebiliriz. Neyse ki, bunu ne ben, ne de torunlarımın torunlarının torunları göremeyecek. Sadede gelelim; Kutup Yıldızı öyle parlak bir yıldız değil. Yanlış bir şekilde maalesef gökyüzünün en parlak yıldızı olarak anlatılıyor Kutup Yıldızı. Ancak, gökyüzündeki gözle görülen yıldızların parlaklık sıralamasında ilk 20 yıldız arasında bile değildir. Diğer yıldızların parlaklıkları arasında kolayca gözden kaçırılabilecek kadar soluk görünür. Tabii, Kutup Yıldızı gerçekte çok parlak aslında ama, bize o kadar uzak ki, Dünya'dan öyle ışıltılı görünemiyor malesef. Gökyüzünde bulmak zordur, çünkü yaklaşık 1.9 kadir (2) parlaklığı ile sehir ışıkları arasında kolayca kaybolabilir. (1) Aslında tam olarak dönüş eksenimizde yer almıyor. Eksen doğrultusunda ölçüm yaparsak, 44 dakika yani bir derecenin 3/4 ü kadar sapmıs durumda. (2) Kadir, yıldızların parlaklıklarını ölçmeye yarayan birimdir. Rakam ne kadar büyük ise, yıldız o kadar sönük görünür. Örneğin Ay -12, Venüs -4 kadire ulaşabilen parlaklıklarıyla gece gökyüzünün en parlak cisimleridir. İnsan gözü +5.5 kadirden daha sönük yıldızları ise göremez.


NGC 1569, Camelapordalis Takımyıldızı içinde bulunan düzensiz cüce bir galaksidir. Bu soluk ve küçük galaksi amatör astronomi için gözde bir hedef değilken, yıldız oluşum süreci ile ilgilenen profesyonel astronomlar tarafından çok iyi bir gözlem alanıdır. Galaksi nispeten yakın olduğu için Hubble uzay teleskobu galaksideki yıldızları kolayca görüntüleyebiliyor. Önceleri galaksiye olan uzaklığın sadece 2.4 Megaparsek (7.8 milyon ışık yılı) olduğu düşünülüyordu. Fakat 2008'de Hubble'dan alınan fotoğraflar üzerinde çalışan bilim insanları, galaksinin uzaklığının yaklaşık olarak 11 milyon ışık yılı olduğunu hesapladılar. Bu değer eskisinden yaklaşık olarak 4 milyon ışık yılı daha uzaktır ve galaksinin IC 342 galaksi kümesine üye olduğunun anlaşılmasını sağlamıştır. NGC 1569 un en çok dikkat çeken özelliği yıldız oluşumunun çok güçlü olmasıdır. Öyle ki, galaksi geçtiğimiz 100 milyon yıl içerisinde bizim galaksimiz Samanyolu'ndan 100 kat daha büyük bir hızda yıldız oluşturmuştur. Bu yönüyle, NGC 1569 astronomların yıldızlarla dolup taşan gökada adını verdikleri bir gökada sınıfına girer. Galakside oluşan fazla sayıda süpernovalar ve ayrıca dev yıldızlarının oluşturduğu güçlü yıldızlararası rüzgarlar; büyük teleskoplardan çekilen fotoğraflarda göze çarpan ve galaksinin içerdiği genç yıldızların ışıklarıyla heyecan verici bir şekilde parlayan boyutları 3.700 ışık yılına ulaşabilen iyonize hidrojen kabarcıkları ve filamentleri oluşturmaktadır.


Pullu sürüngenleri bir kenara ayırırsak, Dünya üzerindeki canlıların deri rengini belirleyen başlıca unsur, kanımızın da kırmızı olmasına neden olan alyuvarlarımızda bulunan hemoglobin. Bu hemoglobin molekülü oksijen taşımakla görevli olup, demir atomları içerir ve bu atomlara bağlanan oksijen canlıların vücuduna yayılır. Daha başka ifadeyle, hemoglobin molekülü kabaca demir oksit yani bildiğimiz pas içerir. Kana kırmızı rengini veren de bu paslanmış demirdir. Bu sayede, derimiz de sarımsı pembe bir tona bürünür. Heyecanlandığınızda yüzünüzün kızarmasına da bu yol açar: Deri altınızda bulunan kılcal damarlara çok daha fazla kan akışı gerçekleşir ve yüzünüz pembeleşir. Aynı biçimde, üşüdüğünüzde burnunuzun ve kulaklarınızın kızarması da, bu organlarınızı soğuktan korumak için artan kan akışıdır. Dünya'da mavi kana sahip, kanında demir yerine bakırı oksijen taşıma amaçlı kullanan canlılar var. Bunlardan en bilineni nal yengeci. Hatta bu hayvanın mavi kanı, tıpta ilaç yapımında kullanılıyor. O halde, yeşil uzaylılar tanımlamasını saçmalık olarak niteleyemeyiz. Yeşil veya mavi tenli dünya dışı canlıların varlığı olası görünüyor. Bilim insanları olarak, Dünya dışı yaşamın, hatta zeki yaşamın büyük bir olasılık olduğunu düşünüyoruz. Ancak, Dünya dışı canlıların varlığına dair elimizde henüz hiçbir kanıt bulunmuyor. O nedenle bu yazı, olasılık üzerine yazılmıştır. En üstte yer alan fotoğraftaki hanım kız; Star Trek Orjinal Seri'nin Whom God's Destroy bölümünde Marta isimli yeşil kanlı insanımsı bir türü canlandıran aktrist Yvonne Craig. Aslında, yeşil rengi vurgulamak için biraz abartmışlar. Derisinin daha soluk bir yeşil olması gerekiyordu. Yine en çok bilinen yeşil kanlı uzaylı da bildiğiniz gibi yine Star Trek'te yer alan Mr. Spock. Onun da ten rengi insan gibi sarımsı pembe değil, daha çok soluk hafif mavimsi bir tondaydı. Ancak, ana karakter olduğu için sanırız, yan karakter olarak kullanılan yine mavi renkli Andorianlar gibi vurgulanmasına gerek duyulmamıştı. İnsan derisinde yer alan melanin isimli bir pigment deri rengini belirleyen etkenlerden biridir. Örneğin biz beyazlarda Güneş altında bu pigment aktif hale gelerek koyulaşır. Albino dediğimiz tümüyle beyaz insanlarda melanin pigmenti maalesef bulunmaz, bu nedenle ten renkleri sadece konuda anlattığımız hemoglobin molekülleri tarafından belirlenir ve bu yüzden derileri pembedir. Siyahi dostlarımızın derisindeki melanin miktarı bizlerden kat kat fazladır. Bunun, insanın sürekli Güneş altında bulunduğu ilk dönemlerinde gelişen evrimsel bir mekanizma olduğu düşünülüyor. Bir yıldız, ait olduğu galaksiden d...


Kuğu Takımyıldızı, gökyüzünün en bilinen ve astronomi gözlemlerinde yön tayini için sıkça kullanılan takımyıldızlardan biridir. Yaz aylarında, gece gökyüzüne bakarsanız eğer, tam tepenizde kanatlarını açmış güneye doğru uçan devasa ve bir o kadar da heybetli bir kuş görürsünüz. Hemen yanı başında yer alan Kertenkele Takımyıldızı'ndan kaçar gibi bir hali olan bu dev kuş, Kuğu Takımyıldızı'dır ve kuzey yarımkürenin en parlak takımyıldızlarından biridir. Bizden bir hayli uzakta yer alıyor olmasına rağmen gökyüzünün en parlak 19. Yıldızı olan Deneb Yıldızı, Kuğu'nun kuyruğunda yer almaktadır. Zaten adı da bu yüzden Deneb'dir, çünkü Deneb Arapça kuyruk anlamına gelmektedir. Deneb, milyonlarca yıl içerisinde bir süpernovaya dönüşerek yok olacağı düşünülen, çok büyük boyutlarda ve bir o kadar da parlak beyaz rengiyle kendini gösteren bir dev yıldızdır. Deneb ayrıca, Kuğu Takımyıldızı'nın komşusu olan Lir Takımyıldızı'ndaki Vega ve Kartal Takımyıldızı'ndaki Altair'le birlikte yaz üçgeninin köşelerini oluşturan yıldızlardan biridir. Debeb yıldızının tam karşı noktasında yani Kuğunun kafasının bulunduğu yerde Albiero Beta yıldızı yer almaktadır. Kappa Kuğu ve Mü Kuğu yıldızları ise sağlı sollu olarak Kuğunun kanatlarını oluşturan yıldızlardır. Kuğu takımyıldızı, arkaplanında görülen Samanyolu Gökadası şeridi nedeniyle bir hayli zengin bir içeriğe sahiptir. Bu sebeple bu bölgeye basit dürbün ile baksanız bile rahatlıkla göz alabildiğine sayısız yıldız bulutları ile karşılaşabilirsiniz. Samanyolu Gökadası, tam olarak Kuğu Takımyıldızının yer aldığı noktada ikiye ayrılır ve iki ayrı kol olarak gökyüzünde yoluna devam eder. Gökadanın bu noktada bu şekilde görünüyor olmasının en temel sebebi, arka planda yer alan yıldızları gölgeleyen ve Büyük Çöküntü adı ile de bilinen devasa toz bulutlarının bu bölgedeki varlığıdır.


Palomar Gözlemevi'nde çalışan iki astronom David Jewitt ve Jane Luu, 1992 yılında Plüton gezegeninin de ötesinde yaklaşık 190 km çapında buzla kaplı bir cisim keşfetti. 1992 QB1 adı verilen bu cisim Güneş çevresindeki bir turunu 296 yılda tamamlıyordu. 1992 QB1, keşfedilen ilk Kuiper Kuşağı cismi olma özelliği taşımaktadır. İlk keşfin hemen ardından yeni keşiflerin ardı arkası kesilmedi ve yüzlerce yeni cisim keşfedilmeye devam edildi. Bu keşifler neticesinde, bilim insanlarının uzun süredir kuşku duydukları Kuiper Kuşağı'nın kesin bir şekilde varlığı kanıtlanmış oluyordu. 1930'lu yıllardan beri varlığı tartışılan bu kuşak ile ilgili ilk ciddi makaleyi 1951'de Gerard Kuiper yayınlanmıştır ve kuşak keşfedildikten sonra da onun adı ile anılmaya başlanmıştır. İşin ilginç yanı, Gerard Kuiper'in böyle bir kuşağın artık günümüzde kalmamış olması gerektiğini savunan kişilerden birisi olmasıydı. Kuiper Kuşağı, Neptün gezegeninin ötesinde, yaklaşık 30 ile 55 Astronomik Birim (1 Astronomik Birim = Dünya ile Güneş arasındaki uzaklık yani 150 milyon km'dir) arasında bir uzaklıktan başlamaktadır. Yani 4.5 ile 8.5 milyar km gibi bir uzaklıktan söz ediyoruz. Buradan başladığı düşünülen kuşağın tümü ise 100 milyar km'den daha öteye kadar uzanır. Güneş Sistemi'nin oluşmasının ardından geriye kalan döküntü cisimlerinin toplandığı Kuiper Kuşağı, genel olarak Mars ile Jüpiter'in yörüngeleri arasında yer alan Asteroit Kuşağı ile benzerlik göstermektedir ve simit şeklindedir. Asteroit Kuşağı'ndan bir farkla ki, Kuiper Kuşağı'nda yer alan cisimler daha çok buzla kaplıdır. Çok küçük milyonlarca parçanın yanı sıra çok daha büyük çapta Cüce Gezegenler de bu kuşakta yer alır. Yapılan gözlemler neticesinde Kuiper Kuşağı'nda, 100 km çapından büyük 100 bin civarı cisim olduğu tahmin edilmektedir. Daha küçük boyutlarda ise 1 milyonun üzerinde cisim olduğu düşünülüyor. Kuşakta yer alan cisimlerin bazılarının yörüngesi aşırı eliptik ve basık olabilir. Örnek vermek gerekirse; kuşak içerisinde yer alan Sedna'nın korkunç eliptik bir yörüngesi vardır ve Güneş etrafındaki bir turunu tamamlaması 11.300 yıl kadar sürmektedir (Hatırlatalım, Plüton bir turunu 248 yılda tamamlar). Bu cisimler, gezegenlerin yer aldığı yörüngelerin çok ötesinde yaklaşık 25 Astronomik Birim genişliğindeki bir alanda kararlı yörüngelerinde dönmektedirler. Nadir olarak ise bazıları buz devi gezegenlerin kütle çekimine kapılarak onların birer uydusu haline gelebilirler. Neptün'ün uydusu Triton örneğinde olduğu gibi... Ya da daha ötesinde, aynı etki sebebi ile Güneş'e doğru hızla yol alarak aşırı eliptik bir yörünge ile kısa periyotlu bir kuyruklu yıldıza dönüşebilirler. Güneş Sistemi'nde şu anda hızla yol alan Yeni Ufuklar Plüton'un ötesinde yeni hedefine doğru yol alıyor ve bu Kuiper Kuşağı cismine ulaştığında bize hakkında ayrıntılı bilgiler ulaştıracak. Daha sonrasında da Güneş Sistemi dışına doğru yoluna devam edecek. Kozmik Anafor Batman gönüllü il tem... Bir yıldız, ait olduğu galaksiden d...


İleri uygarlıkların geleceği hakkında tahminlerde bulunmak pek zor değil. Sayısız organizma, farklı biyokimyalara sahip oldukları ve farklı kültürel başlangıç noktalarından hareket ettikleri için çok farklı görünümlerde olsa da, galakside yer alan birbirinden farklı kültürler zamanla homojenleşecektir. Yukarıdaki fotoğraf, kendi kültürlerini en iyi biçimde koruduğu düşünülen Japon toplumundan sıradan bir görüntü: Tamamen batılı tarzda giyinen ve yaşayan gençler... Tokyo sokaklarında, artık geleneksel Japon kıyafetleriyle dolaşan insan sayısı bir elin parmaklarını aşmıyor. Ancak Galaksi çapında kültürel homojenleşme uzun zaman alacaktır. Dünya'dan Samanyolu Galaksisi'nin ortasına radyo dalgalarıyla bir sinyalin gidip gelmesi yaklaşık 50 bin yıl alır. Her gönderilen mesaj birçok bilgiyi kapsayacak şekilde düzenlense bile, galaksinin kültürel homojenleşmesi için yine de çok fazla sinyal alışverişi gerçekleşecektir. Samanyolu Galaksi'sinde uygarlıklar varsa ve eğer ışık hızından daha hızlı bilgi gönderilemeyeceği konusunda haklıysak, o zaman bu uygarlık üyelerinin bir kısmı bizden en az milyonlarca yıl daha ileri bir medeniyete sahip olabilir. Milyonlarca yıldan oluşan bir varsayımsal zaman geçip de, bir galaksinin uygarlıkları arasında kültürel bütünleşme sağlandıktan sonra bile, diğer galaksiler arasında bütünleşme için ışık hızı kısıtlamasıyla yeniden karşılaşırız. Bize en yakın spiral galaksiler milyonlarca ışık yılı uzaktadır. Bir tek mesajın gidip cevabının gelmesi 10 milyon yıl alabilir. 100 adet benzer mesaj alışverişi olacağını varsayarsak, galaksiler arası homojenleşme 1 milyar yıl kadar sürecektir. Tabii, bu zaman içerisinde galaktik toplumların durağan biçimde ömürlerini sürdürmeleri şarttır. Bu demektir ki, galaksimizde bulunan son derece yaşlı ve gelişmiş bir uygarlık, astronomların yerel grup dedikleri grubun içindeki diğer galaksilerde yer alan başka benzer düzeydeki uygarlıklarla ortak öğrenilmiş özellikler geliştirmiş olabilir. Evrende, birçok gezegene yayılmış halde 1 milyar yıldır yaşayan aşırı gelişmiş bir durağan topluluğu bile etkileyebilecek doğal felaketler ve istatiksel dalgalanmalar vardır. Bu nedenle bütünleşmek için gereken zaman çok çok uzun olacağından hiçbir topluluğun bu süreyi durağan geçiremeyeceği açıktır. Karşılıklı iletişim sırasında galaktik toplumlar ilerlemeye ve dönüşmeye devam edeceğinden kültürel homojenleşmeyi korumak için de ayrıca iletişim kurulmalıdır. Yine de, bir galaksi ile yüz kez mesajlaşmak için gereken zaman, evrenin yaşından daha büyük olabilir. Ancak bir galaksiden diğerine uzun mesajlar gidebilir. Evrenin birbirine uzak olan iki galaksisi arasında belki de en fazla bir mesaj değişimi yapılabilir. Işık hızıyla iki mesaj değişimi yapılması modern kozmolojiye göre var olandan daha çok zaman gerektirmektedir. Sonuç olarak bir galaksinin kendi içinde kültürel açıdan homojen bir hale dönüşmesi milyarlarca yıl alacak olsa bile mümkün, belki de kaçınılmaz olabilir. Ancak, galaksiler arasındaki kültür alışverişi mesafeler nedeniyle oldukça güçtür ve kültürel homojenliği sağlamak belki de imkansızdır. Carl Sagan'dan derlenen bu yazımız, ilk olarak sitemizde 17 Aralık 2016 tarihinde yayınlanmıştır.


Uzaydan çekilen sayısız fotoğraflar bize Dünya'nın tam bir küre olduğunu gösterir. Yeryüzünden yörüngeye çıkan yüzlerce astronot, dünyamızı mavi bilye olarak isimlendirmişti ancak, ne yazık ki bu söylenenler çok büyük oranda doğru olsa da, tam olarak doğru değil. Gerçek şu ki Dünya tam olarak mükemmel biçimde küre değildir. Bu tabi ki durum dünyanın komplo teorisyenlerince uydurulduğu üzere düz olduğu anlamına gelmez. Colombus açık denizlere yelken açmadan önce Aristo ve diğer antik yunan bilginleri Dünya'nın yuvarlak olduğunu ileri sürmüşlerdir. Bir dizi gözlemlerle, örneğin yola çıkan gemiler sahilden uzaklaştığında sadece küçüldüğü görülmemiştir adeta ufukta batan bir görünüme sahip olduğu ve tahmin edebileceği gibi ancak bir topun üzerinde hareket eden bir nesnenin böyle görüneceği anlaşılmıştır. Antik Yunan, Roma ve Orta Çağ Avrupa astronomları gibi, Biruni ve Uluğ Bey gibi yüzlerce İslam dönemi bilim insanı da küre Dünya gerçeğini net delillerle ortaya koymuştur. Yani, ne İlk Çağ, ne Orta Çağ, ne de günümüze kadarki bilim insanlarının hiçbiri Dünya'nın küre olmadığını iddia etmemiş, aksine küre olduğuna dair tartışılmaz delilleri uzaya çıkıp gerçekten küre olduğunu görmemize gerek dahi kalmadan yüzlerce, binlerce yıl önce ortaya koymuştur. Elbette 1950'lerden sonra uzay yolculukları ile görsel kanıtlara net biçimde ulaştık. Dünyanın mükemmel bir küre olmadığını ise ilk olarak Isaac Newton dile getirmiştir. Dünyanın kutuplardan basık bir sferoid şekline sahip olduğunu ileri sürmüştür. Sferoid, jeodezide ve bir çok çalışmada kolaylık sağlaması açısından düzenli bir yüzey elde etmek amacıyla, yerkürenin kutup ekseni boyunca dönmesi ile oluşan yüzeye denir. Dönme elipsoidi olarak da tanımlanır . Ve Isaac Newton yanılmamıştı, çünkü ekvator yarı çapı kutuplar yarıçapından yaklaşık olarak 21 km daha uzundur. Arizona Üniversitesindeki Jeolog Vic Baker; Dünya'nın çelik gibi sert bir yüzeyden oluşmasına karşıt olarak, çok az bir esnekliğe sahip olduğunu söylüyor. Bu esnekliğin yeryüzü şeklinin çok az deforme olmasına, yani dönen bir oyun hamuruna yakın bir esnekliğe benzediğini de belirtiyor. Ancak dünyamız kusursuz bir spheroide sahip değildir çünkü yoğunluk düzensiz bir şekilde yeryuvarına dağılmıştır. Florida Üniversitesindeki Jeolog Joe Meert'ın araştırmasına göre; yoğunluğun büyük bir konsantrasyonu güçlü yerçekim kuvvetinin etkisiyle yerkürede çıkıntılar meydana getirmiştir. Yeryüzü şekli diğer dinamik faktörlerin etkisiyle de değişmektedir. Yoğunluk bu yerçekimi anomalilerini değiştirerek, gezegenin içinde kaydırır. Levha tektonik hareketleri nedeniyle dağlar ve vadiler oluşur veya kaybolur. Sadece Ay ve Güneş'in çekim kuvveti etkisi değil, gezegenimizin kendi çekim kuvveti de yeryüzünün şeklinin değişmesine etkendir. Ayrıca okyanusların ve atmosferin kütle değişimi nedeniyle yerkabuğunda deformasyonlar meydana gelir. California'da Jet İtki laboratuvarındaki jeofizikçi Richard Gross'un gözlemlerine göre, son buzul çağında yeryüzüne büyük buz plakaları oturmasından doğan etki ile manto ve yer kabuğundan geri sekme etkisiyle her yıl 1 santimetre yukarı yükselmektedir . Dünya, düzensiz dağılımlı bir yoğunluğa sahiptir. Bütün yeryüzünün kendi ekseni etrafında dönmesiyle beraber yoğunluğu ekvator boyunca sağlamak amacıyla oluşan bu işleyiş, kutupsal dolaşım olarak adlandırılır. Bilim insanları gezegenimizdeki değişimleri izlemek için yeryüzünde bulunan binlerce yer tabanlı cihazı ve bunun yanında binlerce GPS tabanlı alıcıları kullanır ve bu gözlemler milimetre bazındaki yükseklik değişimlerini tespit etmektedir. Bu değişimleri gözlemeye yarayan diğer metot ise SLR 'dır. Yeryüzünde bulunan istasyonlar ile alıcıları arasında gerçekleştirilen bu metodda, yörüngelerdeki uydularla eş zamanlı olarak Dünya'daki yoğunluk dağılımları ve gravite anomalilerindeki değişikler tespit edilir. Diğer yöntemlerden VLBI tekniği de hala kullanılmaktadır. Yeryüzündeki radyo teleskopları ile gerçekleştirilir. Radyo teleskoplar; elektromanyetik tayf bölgesindeki dalgaları yakalayıp kuvvetlendirerek gözlem yapmak için kullanılan çanak şeklinde antenlerden oluşmuş alıcı veya çoklu alıcılardır. Radyo teleskop alıcısı radyoyla hemen hemen aynı işi görür ancak, çok daha farklı dalga boylarını tarar. Radyo teleskobun radyodan farkı, kozmik cisimlerden gelen yayının çok ama çok zayıf olmasıdır. Bu da gelen yayının normal radyo yayınından milyonlarca, hatta yüz milyonlarca kat fazla kuvvetlendirilmesini gerektirir. Bu yüzden radyo teleskop alıcıları daha duyarlı yapılmak zorundadır. Antenin büyüklüğü yani dalgaları toplayan alanın büyüklüğü önemli olduğu için radyo çanakları olabildiğince büyük yapılmaya çalışılır. Dünyanın tam olarak mükemmel bir yuvarlak olmadığını anlamak çok fazla teknolojiyi gerektirmez, sadece biraz çaba ve teknoloji gerektirmeyen basit ekipmanlarla dünyanın gerçek şeklini belirleyebiliriz. Ki, yüzyıllar önce Newton gibi bilim insanları bu durumu kolayca farkedebilmişti. Tıpkı Dünya'nın düz olmadığını binlerce yıl önce farkeden ve çevresini dahi ölçen Antik Yunan, Roma ve İslam bilginleri gibi.


Hepimizin ilkokuldan beri öğrendiği; üçgenin iç açılarının toplamı 180 derecedir bilgisi, kimi durumlarda yetersiz bir tanımdır. Bu durumlardan biri ise küresel geometridir. Küresel geometri diye adlandırdığımız bu sistem bize; salt üçgenin iç açılarının 180 derece olmadığını, aynı zamanda üçgenin alanı büyüdükçe iç açıların da büyüdüğünü söylüyor. Yine bu geometriye göre bir noktadan dışındaki bir doğruya hiçbir paralel doğru çizilemez ve doğrular iki noktada kesişen büyük çemberlerdir. Bu geometri üç boyutlu küresel cisimler için geçerlidir. Düzlem yapılar için Öklit geometrisi kullanmak yeterlidir. Peki yazımızın başında küresel geometriden bahsettik, ne demek istediğini açıklamaya çalışalım ve örneklerle geliştirelim. 1) Üçgenin iç açılarının toplamı 180 derece değildir: Evet küresel bir şekilde herhangi üç noktayı ele alalım bunların birleşiminden bir üçgen oluşturursak iç açıları 180 derece olmayacak. Bunu bir örnek ile açıklayalım. Aklımıza standart düz bir Türkiye haritasını getirip buradan üç şehir seçtiğimizi farz edelim. Örneğin Ankara, İzmir ve İstanbul olsun. Bu üç şehri düz doğrular ile birleştirirsek bir üçgen elde ederiz. Bu üçgenin iç açıları 180 derece olacaktır. Fakat Dünya haritada olduğu gibi düz değil yuvarlaktır. Şimdi elimizdeki bu haritayı dör bir yanından bükersek işte o zaman doğruları yanlış çizdiğimizi göreceğiz. Bu yanlış doğrular düzeltilince ortaya çıkan üçgenin iç açıları 180'den büyük olacaktır. Gördüğünüz gibi küresel bir cisimde, üçgen veya kare fark etmez, geometrik bir kesit alırsanız daima boyutlar, düzlemden alınan geometrik kesitlerden farklı olacaktır. Ve gördüğünüz gibi üçgenin veya çokgenin alanı büyüdükçe iç açıların toplamı da büyür. 2) Bir noktadan dışındaki bir doğruya hiçbir paralel doğru çizilemez ve doğrular iki noktada kesişen büyük çemberlerdir. Bunu önce açıklmaya çalışalım sonra da örnekle pekiştirelim. Öklid geometrisine göre herhangi faklı yerlerde, iki nokta veya bir nokta ve bir doğru ele alalım. Bu nokta ve doğrulardan birbirine pararlel iki doğru elde edebiliriz. Yani iki çubuğu düz bir masaya birbirine paralel yerleştirebiliriz. Ayrıca Öklid geormetrisinde birbirine paralel iki doğru sonsuzda dahi birleşmez. Fakat bunu bir dairede yapamayız. Elimize çok büyük bir futbol topu alalım ve tam ekvatoruna paralel olacak şekilde yerleştirelim. Işte sorun burada başlıyor. İki çubuğu esnetebildiğimizi düşünelim, çünkü bu çubukları tam zemine oturtmamız lazım. Paralel bu çubukları esnetip zemine oturtursanız ve topu biraz daha şişirirseniz bu paralelik gittikçe bozulur ve aralarındaki mesafe açılır. Ayrıca bu çubukları uzatabildiğimizi düşünelim. Bu paralel olarak koyduğumuz iki çubuk kutup noktalarında birleşeceklerdir. Ekvatordan kutuplara gidildikçe aralarıdaki mesafede küçülecektir. Gördüğünüz gibi paralel iki boylam arası ekvatordan kutuplara gidildikçe aralarındaki mesafe azalıyor. İki doğru ise güney ve kuzey kutbunda kesişince bir çember oluştururlar. İşte bir üçgenin iç açılarının 180 derece olmadığ küresel geometri bize bunları söylüyor; peki bunlar bize nasıl bir avantaj sağlıyor? Bu konu anlatılırken hep verilen bir örnekle size ufak bir faydasından bahsedelim. Fakat bundan bahsetmeden önce haftalar önce sitemizin facebook sayfasında bir soru paylaşıldı onu size hatırlatalım. Dünya yuvarlak olduğu için göz yanılması, önce Kanada'ya uğrayıp yolcu alacaktır ondandır, o düz olan rota üzerinde denizde metafiziki şeyler gerçekleşiyor bundan dolayı gidemiyordur... vs. Fakat cevapların hiçbiri doğru değildi, çünkü ise en kısa mesafe kırmızı rotaydı. Öklitçi düşünce tarzına göre harita üzerinde Madrid ve Newyork arasında düz bir çizgi çizersiniz. Bir uçakla bu çizgi üzerinde yol alırsanız 3707 mil yol gidersiniz. Ancak büyük çember boyunca uçarsanız yani kuzeydoğuya yönelip, sonra yavaş yavaş güneydoğuya yönelirseniz kat ettiğiniz mesafe 3605 mil olacaktır. Bu yolun yerküreyi düz gösteren harita üzerindeki görüntüsü aldatıcıdır. Dünya gibi cisimler külte çekimi denilen kuvvet yüzünden çok eğrilmiş uzayda, jeodezik denilen, doğru çizgiye en yakın yolu izlediklerinden eğik yörüngeler üzerinde hareket ederler. Son olarak astronomide de çok önemli olan küresel geometri bize en yakını ve en yakın şekilde nasıl gideceğimizi gösteren güzel bir metottur. Bu bilgiler dahilinde artık siz de küresel şekillerde en yakına en kolay şekilde gidebilirsiniz. Bu küçük, sadece 15 bin ışık yılı ç...


Küresel yıldız kümeleri; yüz binlerce hatta bazen milyonlarca yıldızın birbirine kütle çekim kuvveti ile bağlı olduğu, küresel yapılı yıldız topluluklarıdır. Bu küresel yapının içinde yıldızlar oldukça sıkışık halde yer alırlar ve kümenin merkezine doğru gidildikçe birim hacimdeki yıldız yoğunluğu artar. Öyle ki, sadece 1 ışık yılı çapında bir alanın içinde onlarca yıldız yer alabilir. Ne kadar yoğun olduğunu anlamanız için şunu söyleyelim; bizim yıldızımız Güneş'in 1 ışık yılı çapında çevresi içinde hiç yıldız yoktur. Hatta 2 ışık yılı, 3 ışık yılı, 4 ışık yılı çevresinde de yıldız bulunmaz. Bize en yakın yıldız 4.2 ışık yılı uzaklıktaki Proxima Centauri'dir. Bu kümeler, Açık yıldız kümelerinin aksine çoğunlukla halo bölgesinde yer alırlar. Gökada merkezi etrafında basık bir yörüngeye sahiptirler. Samanyolu gökadamızda 150'nin üzerinde küresel küme bulunur. Yakın komşumuz Andromeda Gökadası için bu sayı 500'lere çıkabilirken M87 gibi bazı dev eliptik gökadalar 13.000'in üzerinde küresel küme barındırabilir. Küresel yıldız kümeleri oldukça yaşlı yıldızlardan oluşan yapılardır. Bu yüzden küresel kümelerin yaş tayinleri astrofizikte kilit bir rol oynayarak Samanyolu'nun nasıl oluştuğu ve evrenin yaşı ile ilgili bir takım sorulara cevap olabilir. Samanyolu gökadamızda gördüğümüz küresel kümelerin ortalama yaşı 10 milyar yıl ve üzeridir. Bu kadar yaşlı olmaları sebebiyle gökadadaki en yaşlı yıldızların da çoğu küresel kümelerde yer alır. 10 milyar yıl boyunca hayatta kalabilecek yıldızlar sadece Güneş benzeri ve daha küçük yıldızlar olduğu için, bu kümelerde parlak beyaz renkli, büyük kütleli yıldızlar neredeyse hiç bulunmazlar. Küme sakinlerinin hemen hemen tamamı kırmızı dev yıldızlar, K ve G tipi düşük kütleli anakol yıldızları ve kırmızı cücelerden ibarettir. Ancak, bu kümelerin kendine has özel şartları, parlak büyük kütleli mavi yıldızların da nadir de olsa var olabilmelerini sağlar. Bunlar genç yıldızlar değillerdir ama, genç kısa ömürlü yıldızlar kadar parlaktırlar. Mavi Başıboşlar dedilen bu yıldızlarla ilgili şu yazımızdan detaylı bilgiye ulaşabilirsiniz. Bu kümelerin neden böylesi bir yapıya sahip oldukları, niçin böylesine fazla ve yaşlı yıldız popülasyonunun bir küre biçiminde bir arada yoğunlaştığına yönelik yapılan araştırmalara göre; küresel kümelerin gökadaların yuttukları cüce gökadaların çekirdekleri olduğu düşünülüyor. Birleştiği gökadaya bütün gaz, toz ve yıldızlarını kaptıran cüce gökadanın çekirdek bölgesindeki yıldızlar kütle çekim ile birbirlerine güçlü biçimde bağlı oldukları için dağılmıyorlar ve yutuldukları gökadanın yörüngesine giriyorlar. Gökadaların çoğunlukla halo bölgesinde yer alan küresel yıldız kümelerini, bir anlamda gökadaların uyduları olarak da niteleyebiliriz. Çünkü; yıldızlar, gezegenler, gaz ve tozun tamamı galaksi içinde yörüngesel devinim gösterirken, bu kümeler gökadaların dış kısmında yörüngelere sahiptir. Bu da şu anlama gelir; Samanyolu gibi dev kütleli gökadalar küresel kümeleri zamanla kemirerek, dış kısımlarındaki yıldızları birer ikişer bünyesine alarak yok ederler. Aşağıda, galaksimizde yer alan en bilindik küresel yıldız kümelerinin fotoğraflarını görüyorsunuz. Üzerlerine tıklayarak büyük boyutta açıp inceleyebilirsiniz. Hubble Uzay Teleskobu, Arp 256 olar... Messier 83 Gökadası (M83 ya da ...


Gündüzleri gözümüzü kamaştıran Güneş, yaşamın en temel kaynağı. Her saniye 600 milyon ton hidrojeni harcayarak açığa çıkardığı Termonükleer Füzyon Enerjisi Dünya'ya milyarlarca yıldır hayat veriyor. Gece ise gökyüzüne baktığımızda, tıpkı Güneşimiz gibi yoğun miktarda enerji saçıp, bu enerjinin muazzamlığı ile yüzlerce hatta binlerce ışık yılı uzaklığa ışıklarını ulaştıran yıldızları görüyoruz. Örneğin Deneb, çıplak gözle görebileceğimiz oldukça uzak yıldızlardan biri, 2.600 ışık yılı mesafedeki bir süper devdir. Bütün hidrojenini tüketmiş ve şu an üçlü alfa tepkimeleri ile Helyum yakarak ışığını bize ulaştırmakta. Yıldızlar genel kanı aksine yakıtlarını yakmazlar, atomları birleştirirler. Bu kadar uzak mesafelerde yaz gecelerinde tepemizde ışıltısını görebilmemiz, Dünya'da da yaratmaya çalıştığımız Nükleer Füzyon reaksiyonları sayesindedir. Bizim şu anki konumuz yapay nükleer füzyonu yaratıp, Dünya'da ve evrenin keşfinde nasıl kullanabileceğimiz üzerine olacak. 1920'lerden önce bu muazzam enerjinin nasıl açığa çıktığına, yıldızların nasıl böyle yaşam verebildiğine dair pek bir fikrimiz yoktu. 1920'de Francis William Aston, 4 Hidrojen atomuna eşdeğer enerjinin bir Helyum atomunun enerji eşdeğerinden fazla olduğunu keşfetmişti. Bu demekti ki; Hidrojen atomları birleşerek Helyum oluştururken net enerji açığa çıkacaktır. Aston'ın araştırmalarını temel alan Arthur Eddington'ın ise atom çekirdeklerinin birleşerek enerji ürettiğini ve yıldızların bundan güç aldığını öne sürmesi ile, ilk kez yıldızlarda ki füzyon reaksiyonlarına dair bir fikrimiz oldu. Füzyon reaksiyonları, hafif elementlerin Coulomb gücü denen birbirlerini itme eğilimini, güçlü nükleer kuvvet ile aşarak bir araya gelmelerine ve başka bir atom çekirdeği oluşturup; bazen nötron ve çok yüksek miktarda enerji açığa çıkarmasına denir. Doğanın 4 ana gücünden biri olan bu güçlü nükleer kuvvetin, atom çekirdeklerini birbirinden uzak tutan elektriksel itmeye üstün gelmesi için, çekirdeklerin ısı ve/veya basınç etkisi ile birbirlerine oldukça yaklaşması gerekmektedir. Günümüzde kullandığımız fisyon temelli nükleer enerji, uranyum gibi ağır elementleri parçalayıp farklı elementlere dönüştürürken; füzyon reaksiyonları hafif elementlerin birleşimi sayesinde gerçekleşir. Reaksiyonun çeşidine göre artık madde çeşitlilik gösterse de, fisyon gibi uzun süreli radyoaktif bir atık üretilmez. Örneğin bir Döteryum-Trityum reaksiyonu, Helyum ve 14.1 MeV enerji değerine sahip bir nötron üretir. Endişelenmemiz gereken şey bu nötrondur ve bu nötron da yalıtılacağından, ortaya çıkan tek atık madde oldukça işe yarar olan helyum olacaktır. Bizlere can veren nükleer füzyon muazzam bir potansiyele sahiptir. Füzyon ile kıyaslayınca fosil yakıt kullanıyor olmamız bir şakaya benzer malesef. Fosil yakıtlar verimlilikten uzak, son derece kirli, ilkel ve yetersizdir. Günümüzde kullanılan fisyon bazlı nükleer enerji bile fosilden milyonlarca kat daha fazla enerji üretirken, ilk nesil ticari füzyon reaktörleri bunun 3 4 katını üreteceklerdir. Örneğin 1GW'lık bir kömür santrali yılda 1.5 ile 2.5 milyon ton kömür yakarken, eşdeğer ilk nesil bir füzyon santrali sadece birkaç yüz kilogram yakıt harcayacaktır. Kömür son derece zehirli gazları atmosfere salarken füzyon reaksiyonlarının zararlı bir artık maddesi olmayacaktır. Sonuçta yıldızların kalbindeki bu enerji, gezegenimizdeki bütün enerji ihtiyacını çözüme kavuşturabilir. Güneşimizin çekirdeğinde muazzam miktardaki kütleçekimsel kuvvetlerin etkisiyle; Dünya'dakinin 250 milyar katı basınç ve 15.7 milyon santigrat derece sıcaklık, füzyon için oldukça uygun bir altyapı oluşturmaktadır. Burada, yaklaşık olarak Güneş yarıçapının 24%'lük bölgesi içerisinde füzyon reaksiyonları sürmektedir. Böylesi aşırı şartlar altında füzyon sıradan bir olay gibi sürerken biz 50 yıldan uzun süredir bu olayı Dünya'da kendi teknolojimiz ile sürdürülebilir hale getirmeyi henüz beceremedik. Çeşitli hidrojen izotoplarından oluşan yakıt, Güneş'teki basıncı yaratamayacağımız için, 100 milyon santigrat dereceye ısıtılmalı, atomların birleşeceği kadar yoğun ve sıkıştırılmış bir ortam yaratılmalı. Böylece ignition sağlanıp füzyon kendi kendini besleyen bir hale gelmeli. Şu anda arge çalışmalarının birçoğu teknolojik kolaylık sebebiyle yüklü parçacıklar ile birlikte, yüksek enerjili nötronlar üreten hidrojen izotopu reaksiyonları üzerinedir. Elektrik üretimi de bu yüklü parçacıklar ve nötronlar sayesinde gerçekleşir. Termal Dönüşüm: Füzyon sırasında muazzam miktarda ısı üretilir, bunu geleneksel yöntemler ile buhar türbinleri ile elektriğe çevirebiliriz. Dünya'da ki elektriğin 80%i böyle buhar türbinleri kullanan santrallerde üretilir. Bu denenmiş ve uzmanlaşılmış bir alandır. Ancak ısıyı elektriğe dönüştürmenin ancak %33-50 arası bir verimliliği vardır. Direkt Dönüşüm: Hareket halindeki yüklü parçacıklardan direkt olarak elektrik üretmek anlamına gelir. Yani soğutucu bir sıvı ya da gazı ısıtarak buhar türbini yolu ile elektrik üretme aşaması yoktur ve termal dönüşümün düşük verimliliğine kıyasla 90% ve üstü verimlilik sağlar. Direkt dönüşüm sistemlerinden en verimli şekilde faydalanmak için nötron üretimi düşük olan reaksiyonlar gerekmektedir. Çünkü nötronlar yüksüz oldukları için barındırdıkları enerjiyi direkt dönüşümde kullanamayız. Aşağıda reaksiyon çeşitlerinde bahsedeceğimiz gibi nötron üretimi düşük olan reaksiyonlar mevcuttur ancak, enerji ihtiyaçları çok yüksek olduğu için yakın zamanda geliştirilmeleri oldukça zordur. Net Enerji: Füzyonun kendi kendini beslemesi gerekir. Füzyon ile üretilen enerji, ateşleme durumuna getirmek için harcanan enerjiden daha fazla olmak zorundadır. Böylelikle füzyon reaksiyonları hem ateşlemenin yaratıldığı ortamı besleyen enerjiyi üretir, hem de fisyon reaksiyonlarından 3 4 kat fazla enerji fazlası açığa çıkar. Deneysel reaktörlerde sayısız defa füzyon reaksiyonları yaratıldı. Hatta zaman zaman duyduğumuz Garajında Güneş yarattı haberleri de doğrudur. Fusor denen yapımı basit cihazlar ile füzyon reaksiyonları yaratılabilir. Ancak bu reaksiyonların harcanandan daha fazla enerji üretilmez. Daha fazlasını üretmenin mümkün olduğunu deneysel sonuçlar ve formüller ile biliyoruz ancak, bunu işler bir enerji üretim sistemine dönüştürmek, gerekli teknolojiyi zaman içerisinde geliştirdiğimiz için uzun sürüyor. Bu konuda en olumlu haberi 50 yıldan uzun süren araştırmalar sonucu ancak Eylül 2013'te NIF reaktöründe ilk kez harcanandan daha fazla enerji üretilmesi ile alabildik. Kararlı Güç Üretimi : Elektrik üretimi için reaksiyonlar dinamik kararlılık halinde ya da kısa süreli hızlı atımlar halinde anlık olmalıdır. Füzyon araştırmalarının amacı, dinamik kararlılık halinde sabit ve sürekli halde enerji üretmektir. JET (1982- günümüz) 20-60 saniyelik atımlı kısa süreli füzyon mümkündür. Yüksek enerjili reaksiyonlar bir saniyeden kısa sürer. ITER (2019) 2019'da tamamlanacak bu deneysel reaktörde, 1.000 saniye boyunca 500 MW elektrik üretilmesi planlanmaktadır. DEMO (2033) Dinamik kararlılık ile füzyon reaksiyonunu sürekli hale getirmeyi amaçlayan bu projenin güç hatlarına 2040'a kadar bağlanması bekleniyor. Şu anda ana araştırma konuları olan D-T ve D-D reaksiyonları yüksek miktarda nötron açığa çıkarmaktadırlar, buna nötron akımı denir. Yıldızları Anlamak yazı dizimizde detaylı olarak bahsettiğimiz gibi, güneşimizin kalbindeki ana reaksiyonlardan biri olan, ancak Dünya'da kullanmamıza pek uygun olmayan bir reaksiyon çeşididir. Güneşimizin çekirdeğindeki sıcaklık dahi, protonların coulomb bariyerini klasik şekilde aşması için yeterli değildir. Ancak, kuantum mekaniklerini anlamaya başlamamız ile birlikte bu protonların quantum tünellemesi yolu ile birleştiğini keşfetmiş olduk. p-p döngüsü sadece kuantum tünellemesiyle işlediği için yavaştır. Tek bir protonun diğer bir proton ile füzyon reaksiyonu geçirmesi için bazen bir milyar yıl gerekebilir. Tünelleme yolu ile birbirlerine ulaşan protonların önündeki bir diğer engel de zayıf nükleer kuvvet etkileşimine ihtiyaç duymalarıdır ki, bunun da olasılığı azdır. Bu zayıf ihtimallere rağmen Güneş'teki ana reaksiyon tipi budur. Çünkü zayıf ihtimalin rahatlıkla yüksek ihtimale döneşebileceği trilyon x trilyon atom vardır. Sonucunda 4 proton birleşir, bir helyum çekirdeği , biraz nötrino ve 26.73 MeV'lik enerji açığa çıkar. Eğer Güneş 1.5 kat daha büyük olsaydı ana yakıt döngüsü bu olacaktı. Karbon çevrimi olarak da bilinen bu reaksiyonda ağır bir atom yer yer helyumla birleşerek karbon, nitrojen ve oksijen izotopları arasında geçiş yapar ve bu süreç içerisinde 27.8 MeV'lik enerji açığa çıkartır. Güneşte üretilen enerjinin sadece 1-2%'lik kısmı bu çevrimden gelirken, Sirius A yıldızı, büyük oranda CNO çevrimi enerjisi ile ışımaktadır. Tahmin edebileceğiniz gibi CNO, şu anki füzyon teknolojimiz için henüz mümkün olmayan bir çevrimdir. Döteryum deniz suyunda metreküp başına 30 gram kadar bulunan oldukça yaygın bir izotoptur. Sadece Dünya'daki döteryum rezervlerini binlerce yıl füzyon reaksiyonlarında kullanabileceğimiz gibi, uzayda da diğer gezegenlerde, uydularda ve kuyruklu yıldızlarda da bolca bulunur bu hidrojen izotopu. Trityum yaklaşık 12 yıl yarı ömrü olan radyoaktif bir hidrojen izotopudur. Doğada fazla bulunmaz ve kozmik ışınların atmosferimiz ile etkileşimi sırasında üretilir. Şu anki teknolojimiz ile normal nükleer reaktörlerde de trityum üretimi yapılmaktadır. Yakın gelecekte ise füzyon esnasında açığa çıkan nötronların Lityum elementini bombalaması ile Trityum üretimi yapılacaktır . D-D çevrimlerinde de trityum üretimi yapılabilir. Reaksiyon sonucunda açığa çıkan enerjinin 20%'si 3.5 MeV değerinde Helyum izotopu ve 80%'i 14.1 MeV değerinde nötrondur. Daha öncede yazdığımız gibi Trityum üretimi gerektirmektedir, bu sebeple Lityum örtüsü denen bir tabaka, reaktörde üretilen nötronlar ile bombalanarak Trityum üretecektir. Bu yöntemin de ayrı zorlukları vardır. Bir diğer dezavantajı da, nötronlar %80 enerji taşıyacağı için reaksiyonun enerjisinin beşte biri plazma içerisinde kalacaktır. Bu da ateşlemenin sürekliliğini zorlaştırmaktadır. Sadece döteryum kullanan bu reaksiyon, edinimi zor olan başka bir yakıt gerektirmemesi ile öne çıkan bir diğer araştırma konusudur. Reaksiyon sonucu üretilen Trityum ve Helyum-3, geri dönüştürülerek yüklü parçacık miktarı arttırılıp nötron miktarı azaltılacaktır. Şöyle ki; reaksiyon sonucu oluşan Trityum toplanabilirse, aksi taktirde oluşacak nötron salınımı oldukça düşük olur ve reaktör D-He3 reksiyonu devam ettirebilir. Bunun yanında Trityum D-T reaksiyonlarında kullanılır veya bozunup Helyum-3'e dönüşünce D-He3 reaksiyonlarında da kullanılabilir. Aşağıdaki reaksiyon çeşitleri nötron salınımı içermez ve çok daha verimlilerdir ancak zorlukları da bununla doğru orantılı artmaktadır. En büyük avantajları nötron kalkanlaması gerektirmemeleri ve direkt enerji dönüşümünü mümkün kılmalarıdır. Bu reaksiyonda döteryum ve Dünya'da nadir bulunan helyum-3 izotopu birleşmektedir. Helyum-3'ün ne kadar nadir olduğunu anlatmak için, bu izotopu Ay yüzeyinden ve hatta Jüpiter'den toplanmasına dair fikirler olduğunu örneklememiz yeterli olur sanırız. Helyum-3 ayrıca Trityumun beta bozunması geçirmesi sonucu da oluşur. Daha önce de döteryum için yazdığımız gibi, uzayda hali hazırda asteroidlerde, kuyuklu yıldızlarda, gaz devlerinin halkalarında ve uydularında bolca bulunan buzdan döteryum elde edip, bu döteryumu nötron bombardımanına tutarak Trityum üretimi yapılabilir. Bu reaksiyonun bir diğer ve esas zorluğu ise reksiyonun en verimli noktaya ulaşması için 58 keV enerji girdisi gerekmektedir. Bu dönüşüm, D-T reaktörlerinde ikincil reaksiyon olarak gerçekleşebilir. Ancak sadece D-He3 reaksiyonu gerçekleştirecek bir reaktör, çoğunlukla Dünya dışından getirilecek stoklara dayanacağı için, en azından gezegenimizdeki kullanımı pek ekonomik olmayacaktır. Ancak Ay'da yeterli stok bulabilirsek, Ay üzerinde enerji üretimi ve teknolojimiz geliştikçe ve gaz devleri civarında enerji üretimi için vazgeçilmez olabilir. Tabi reaksiyonu başlatacak enerji ihtiyacı sorununun üstesinden gelebilirsek. p-11B uzak gelecek için hedeflenen bir reaksiyondur, şu anda ve yakın gelecekte mümkün değildir. Anötronik füzyon amaçlanıyor ise ki er ya da geç füzyon teknolojisinin nihai hedefi olacak, proton/boron reaksiyonu da nihai hedeftir. Bu arada Boron, bildiğimiz Bor madenidir. Bu reaksiyonda bir proton, Boron-11 ile birleşerek, Karbon-12 oluşturur. Karbon-12 ise üç helyum-4 olarak bozunur. Bu reaksiyon fisyon gibi gözükse de Helyum-4 evrendeki en kararlı izotoplardan birisidir. D-He3 reaksiyonundan dahi çok daha az nötron salınımı ile p-11B neredeyse tamamen temizdir. 0.001% nötron salınımı ile her bin reaksiyonda sadece 1 nötron üretilir. Anötronik bir reaksiyon verimliliğine sahip olmasının yanısıra, yakıtı da oldukça yaygın ve boldur. Tek dezavantajı, reaksiyon oranının tepe noktasına 123 keV'de ulaşması. Yani gerekli olan sıcaklık bir D-D veya D-T reaksiyonunda ihtiyaç duyulandan 10 kat fazlası olan 1 milyar santigrat dereceye yakındır. Enerji hapsedilmesini sağlayacak manyetik alanlar da doğal olarak 500 kat daha iyi olmak zorundadır. Tokamak ve lazer odaklı reaktör modellerinin limitleri dışında olan bu reaksiyon için daha radikal farklılıklar gösteren Polywell ve Dense Plasma Focus sıkıştırma yöntemleri düşünülmektedir. Alfa Yapışması : Alfa parçacığı dediğimiz helyum, 2 proton ve 2 nötron içerir, yani yükü +2dir. Protonların yükü, -1 yüklü muonu kendilerine çeker ve bu şartlar altında proton füzyonu gerçekleşmeyeceği için Muon 2.2 milisaniye sonra bozunduğunda reaksiyon gerçekleşmez. Boron-11 kullandığımızda ise muon, boron çevresinde bulunan elektronlar sebebiyle etkisini büyük ölçüde kaybeder bu sebeple muon katalizasyonu ağır atomlarda işe yaramaz. Muon katalize yönteminden daha etkin faydalanmak için Muon üretiminin daha verimli bir yolu bulunmalı. Şu anda bir Muon üretimi için 6 GeV enerji gerekmektedir. Bu enerji, muon katılmış bir füzyon reaksiyonundan açığa çıkan enerjiden daha fazladır. Muon üretimi için kat kat verimli bir yöntem bulunmadığı sürece oda sıcaklığında çalışan soğuk füzyon reaktörleri yapmak şimdilik ekonomik değildir. Avrupa Birliği, Amerika, Rusya, Japonya, Çin, Brezilya, Kanada ve Güneş Kore'deki çok sayıda füzyon reaktöründe araştırma ve geliştirme çalışmaları yapılıyor. İlk füzyon araştırmaları ABD ve Sovyetler'in nükleer silah araştırmaları ile beraber yürütüldü ve 1958'de Cenevreki Atoms for Peace konferansına kadar gizli kaldı. Birçok ulus uzun yıllar kendi başlarına füzyon çalışmalarını yürütmüş olsa da, artan araştırma masrafları ve kullanılan aygıtların karmaşıklığı uluslararası işbirliğini zorunlu kılmıştır. Yıldızlarda füzyon reaksiyonları oluşmasını sağlayan şeydir kütleçekimsel hapisleme. Bunu yapay olarak yaratmanın teorik veya pratik bir yolunu henüz bilmiyoruz. Doğada dahi füzyon reaksiyonlarının oluşması için yıldızlar en az 75 Jüpiter kütlesi alt sınırında olmak zorundadır. 13 Jüpiter kütleli kahverengi cücelerde de döteryum füzyonu ve 65 jüpiter kütleli olanlarda da lityum füzyonu gerçekleşebileceğini bildiğimiz için kütleçekimsel hapislemeyi sadece izlemekle yetinebiliriz. Not: Kahverengi cücelerde bu reaksiyonlar çok nadir ve çok az miktarda gerçekleşir. Yani asla bu cisimleri ısıtıp parlatacak kadar değildir. Bu yöntem ile yüzlerce metreküp yakıt manyetik alanlar ile, çok daha küçük bir alana sıkıştırılır. Bunun için manyetik alanlar idealdir çünkü iyonlar ve elektronlar yüklü parçacıklar olduklarından manyetik alanları takip edeceklerdir. Buradaki esas amaç, parçacıkların reaktör duvarlarıyla temas edip ısı kaybetmelerini ve yavaşlamalarını önlemektir. Zaten manyetik alanlar ile korunmayan hiç bir malzeme füzyon sıcaklıklarına dayanamaz. Toroid denen donut biçimli reaktör tasarımı manyetik alanlar için en verimli olanıdır, böyle reaktörlerde plazma, spiral yollar izleyen manyetik alanlar ile hapsedilir. Aşağıda Toroid biçimli reaktörlerin üç ana modeli olan Tokamak, Stellarator, Reversed Field Pinch ve birkaç diğer MCF modelinden bahsedeceğiz. Tokamak, kontrollü termonükleer füzyon araştırmalarında en çok tercih edilen ve araştırılan modeldir. Bu reaktörlerde manyetik alanlar, reaktör etrafına eşit aralıklarla yerleştirilmiş toroidal bobinler tarafından üretilir ve bunları dik açıyla kesen poloidal bobinler tarafından helikal bir hareket yönü verilir. Bu tasarım 1950'lerde Sovyet bilim insanları Igor Tamm veAndrei Sakharov'un ürünüdür. D-D ve D-T reaksiyonlarında üretilen nötronların sağladığı ısıtma esas enerji üretim yöntemidir. Bu nötronların sağladığı ısı, reaktörlerin iç duvarlarındaki seramik kaplamalar ile yalıtılır. Elektro mıknatısları korumak için ayrı sıvı-helyum veya sıvı-nitrojen katmanları mevcuttur. Şu anda farklı ülkelerde işler halde 30 kadar deneysel tokamak reaktöründe araştırmalar sürmektedir. En büyük ve en ünlü olan proje Joint European Torus , İngiltere'de 1984'ten beri aktif araştırmaların en büyük parçalarından biridir. Bu reaktörün enerji üretim rekoru, 1997'de 24 MW enerji girdisi ile, 16 MW füzyon enerjisi elde etmesidir. 2014'te Avrupa Komisyonu'nun imzaladığı 5 yıllık uzatma kontratı ve sağladığı 283 milyon Euro'luk ödenek ile bilim insanları ve mühendisler yeni bir rekor kırmaya hazırlanmaktadırlar. ITER'i takip ederek 2033'te tamamlanacak olan DEMO santrali de tokamak modelini kullanacaktır. 2-4 GW arası enerji üretimi ile günümüz nükleer santralleri ile eşdeğer olacaktır. Bu projeler yanında Güney Kore, K-STAR projesi ile 2008'de ilk plazma üretimini gerçekleştirdi ve şu anda ITER için bir test yatağı olarak kullanılıyor. K-STAR'ı takiben 2037'de hayata geçmesi planlanan K-DEMO isimli proje de, 2033'te tamamlanacak DEMO ile bağlantılı halde geliştirilecek. Tokamak reaktörlerine bir alternatif olarak geliştirilen Stellarator modelleri 1950'ler ve 60'larda popüler olmalarına rağmen tokamakın daha iyi sonuçlar elde etmesi ile gözden düşmüş ancak 90'larda tokamak ile yaşanan sorunlar nedeniyle yeniden gözden geçirilmişlerdir. Stelleratorlerin tasarımsal zorluğuna rağmen en büyük avantajı, toroidal akım üretimine gerek olmamasıdır. Wisconsin-Madison üniversitesinde ki Helically Symmetric eXPeriment projesinde, bu tasarımın optimizasyonu ile uğraşılmaktadır. Avusturya'da da H-1 projesinde arge çalışmaları yürütülmektedir. Tokamak reaktörlerinde, toroidal yönde manyetik alanlar, poloidal yöne göre daha şiddetliyken, Reversed Field Pinchte iki yönde de manyetik alanlar eşit şiddetlidir. Toroidal akımın yönü tokamakın tersidir. Manyetik alanların gücü, tokamakın 10 da 1'i kadar düşük olabilir. Böylece hassas ve pahalı süper iletken mıknatıslara ihtiyaç olmaz. Plazma içinden geçen akım daha yoğundur. Bu avantajlara rağmen dezavantajları da kuvvetlidir. Plazma hapsi tokamakların ancak %1'i kadar verimlidir. Dış kabuğu iletken olmalı ve manyetik alan üretimi için yüksek miktarda elektrik akımına maruz bırakılmalıdır. Adından da anlaşılabileceği gibi tokamak tasarımının küre biçimli bir modelidir. Rusya'da, Amerika'da ve İngiltere'de deneysel küresel tokamak reaktörleri mevcuttur. Ancak ilk öne sürüldükleri zamanın, özellikle Amerika'da füzyon araştırmalarının maddi kesintiye uğradığı bir döneme denk gelmesi sebebiyle, geleneksel tokamak kadar ilgi görmemiş ve onlardan bir nesil geride kalmıştır. Bu sistemde plazma iki manyetik ayna tarafından üretilen diamagnetic cusp denen manyetik alanlar arasında sıkıştırılır. Manyetik güç sürekli yön ve şiddet değiştirerek plazmayı füzyonun oluşacağı orta noktaya kadar sıkıştırır. Yakın zamanda Lockheed Martin'in basın açıklamasına göre High Beta Fusion Reactor adını verdikleri manyetik ayna modelini kullanan kompakt füzyon reaktörü projesi, 5 yıl sonra seri üretime geçecek ve bir konteyner boyularındaki reaktörler ile 100MW elektrik sağlayacak. Şirketin sunumuna göre tasarımları ITER ve benzeri tokamaklardan çok daha küçük, ucuz ve verimli olacak. ITER ile aynı boyutlardaki bir reaktör ile ITER'in 10 katı elektrik üretebilecek. Şehirlere elektrik sağlamaktan, insanlı uzay uçuşları için güç kaynağı olarak çok geniş bir kullanım yelpazesi olacak. Gerçekten de bu proje, vaad ettiklerini gerçekleştirirse Dünya'nın enerji sorununu çözmekle kalmaz, zaten Dünya'nın en büyük savunma sanayii firması olan Lockheed Martini, bir numaralı ekonomik güç haline getirebilir. Reaktörleri ise petrol şirketlerini yerlerinden edip, uzay araçlarında günümüzde kullanmamız mümkün olmayan füzyon roketlerini bir anda mümkün kılabilir. Bu yöntem ile yakıt yüksek enerjili lazerler ile ısıtılır ve sıkıştırılır. Alttaki şekilde gördüğünüz gibi, ısıtılan dış katman dışarı doğru genişlerken içeriye doğru şok dalgası göndererek yakıtı sıkıştırır. Bu sıkıştırma yeterli güçte olursa füzyon reaksiyonları oluşur. Bu reaksiyonlar yakıtın geri kalanını da füzyon reaksiyonlarına sokabilir. Böylesi yakıt parçaları yaklaşık 10 miligram yakıt içerir ve bu 10 miligram yakıt bir varil petrol ile aynı miktarda enerji açığa çıkarır(159.000.000 miligram petrol = 10 miligram D-T). ICF, manyetik hapislemeye göre daha yeni bir alandır ve 1970'lerde öne sürülmüştür. Öne sürüldüğü yıllardan bu yana reaktör modelleri büyümüş ve gelişmiştir. Bugün bu yöntemin en önemli örneği ABD'deki National Ignition Facility'de bulunan reaktördür. Bu yöntemin uygulanışında; hedefe gönderilen enerji seviyesi, şok dalgaları ile içe çöken yakıtın simetrisini korumak ve maksimum yoğunluğa erişilmeden yakıtın fazla ısınması gibi birçok problemin geçen on yıllar içerisinde az ya da çok üstesinden gelinmiş olsa bile, hedefe gönderilen lazerler arasındaki güç eşitsizliğinden doğan Rayleigh-Taylor instabilitesi bugün aşılması gereken en önemli sorundur. Bu yöntemin en büyük temsilcisi NIF, 2009'da tamamlanmış ve deneylere 2010'da başlamıştır. NIF reaktöründe, 192 yüksek enerjili lazeri tek bir noktada kesiştirerek 500 terawattlık bir enerji odağı yaratma amacına 2012'de erişilmiş olsa da, ateşleme sağlanamamıştır. Ancak 29 Eylül 2013'te 5x1015 nötron salınımı ile önceki deneylerden 75% daha fazla nötron üretilmiş, Alfa ısıtması sağlanmış ve reaksiyon, ateşleme için harcanandan daha fazla enerji üreterek tarihi bir rekor kırmıştır. Ancak bu reaksiyon için kullanılan lazerlerin enerjisinin bir kısmı yakıtı tutan hohlarum denen dış tabaka tarafından soğurulmuştur. Yani lazerleri ateşlemek için daha yüksek enerji harcanmış, ancak yakıta ulaşan soğurulmuş enerji daha düşük olmuştur. Yakıt bu soğurulmuş enerjiden daha fazla füzyon enerjisi açığa çıkarmıştır. Günümüzde NIF'de, ödeneğin kesilmesi ile birlikte füzyon yerine materyal araştırmalarına odaklanılmaktadır. NIF dışında, Fransa'daki Laser Megajoule tesisi de Ekim 2014'te ICF deneylerine başlamıştır. Japonya'da Osaka Üniversitesi de GEKKO XII ICF lazer aygıtıyla 1983'ten beri ICF testleri sürdürmektedir. Z-pinch bir Lorentz gücü uygulamasıdır. Hem MCF hemde ICF metotlarının bir birleşimidir. Bu metot da plazma içerisinden elektrik akımı geçirerek plazmayı sıkıştıran bir manyetik alan oluşturulmaktadır. Z-Pinch'e ismini veren Z, bu elektrik akımının üç boyutlu düzlemdeki yönünü söyler. Bu elektrik akımını oluşturmak için de harici manyetik alanlar kullanılır. Böylece hiç bir fiziksel temas olmaz. Bu yöntemle ilgili ilk çalışmalar İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra İngiltere'de başlamıştır. Günümüzde ABD'deki Z-makinesi olarak bilinen Z Pulsed Power Facility, 1996'ya kadar materyal testi amacıyla kullanılmış Dünya'nın en büyük X-ışını jeneratörüdür. Sandia Ulusal Laboratuvarları'nda bulunan cihaz, nükleer silahların modellenmesinden, 1996 sonrasında füzyon odaklı araştırmalara kadar birçok farklı alanda kullanılmaktadır. Burada Z-pinch testleri manyeto atalet füzyonu metoduyla ve D-D yakıtı ile sürdürülmektedir. Bu metod 100 nanosaniyelik elektrik atımları ile Z-pinch manyetik alanı yaratıp, yakıt içeren silindirik hohlarauma basınç uygular ve içe çökmeden önce bir lazer yakıtı ısıtır. 2014'te 10 tesla gücünde manyetik alan ve 2.5 kJ lazer ile yapılan son testlerden sonra tessis 2018'e kadar güncelleme çalışmalarına girmiştir. 2018'de 30 teslalık manyetik alanlar, 8 kJ lazer ve D-T yakıtı yardımıyla ateşleme sağlanıp, her 10 saniyede bir yakıt topağı harcayarak 300 MW'lık füzyon enerjisi üretmesi beklenmektedir. Z-pinchin benzerleri olan T-pinch metodu theta yönünde elektrik akımı gönderirken Screw Pinch hem theta hemde zeta yönlerinden elektrik akımı uygulanmaktadır. Fusor: Garajınızda yapabileceğiniz bir füzyon cihazıdır fusor. Elektrostatik atalet hapislemesi yöntemi ile iyonları elektrik alanları ile ısıtarak füzyon reaksiyonları oluşturur. Elektrik üretmek yerine nötron jeneratörü amacıyla kullanılırlar. Gerçekten de evde böyle bir cihaz yapmayı planlıyorsanız işe önce şu güvenlik talimatlarını okuyarak başlayın. Bu konularda yeteri kadar bilgi birikimi ve tecrübeniz olmadan başlamamanız tavsiye edilir. Elektronik bir cihazdır, yüksek voltaj ve akım öldürücü olabilir. Vakum çemberinin camı patlayabilir, güvenlik gözlüğü gerekir. Polywell: Fusor'a oldukça benzer. Bu modelde elektro mıknatıslar yoluyla elektronların yakalandığı bir manyetik alan ile negatif voltaj oluşturulur ve bu pozitif yüklü iyonları çeker. İyonlar negatif yüklü merkeze doğru hızlanırken kinetik enerjileri yükselir ve merkezde çarpıştıklarında füzyon reaksiyonları oluşabilir. Tıpkı günümüz nükleer santralleri gibi, füzyon enerjisi de artan enerji ihtiyacının çevreye verdiği zararı, asit yağmurlarını ve sera etkisini azaltacaktır. Er ya da geç, füzyon tek başına bütün enerji ihtiyacını karşılayıp fosil yakıt kullanımını bitirecekse de, o zamana kadar uzun ve zorlu bir geçiş dönemine şahit olacak çocuklarımız ve torunlarımız. Sağlayacağı ucuz ve bol enerji şehirleri aydınlatmakla kalmayıp yüksek enerji gerektiren bilimsel araştırmaları da destekleyecek, uzayda ise yeterli optimizasyondan sonra enerji kaynağı ve itici olarak kullanılabilecektir. Teknoloji geliştikçe sırayla D-T ve D-D yakıt döngülerinin yerini nötron üretmeyen D-He3 ve p-11B döngülerine bırakıp daha gelişmiş teknolojiler üretilene kadar enerji üretimini tavan yaptıracaktır.


Eğer evrenimizde gizlenen ekstra boyutları bulmak istiyorsak kütle çekim dalgaları bunların keşfinde bir yol olabilir. Bu yeni hipotez, kütle çekimin şu anlık keşfedemediğimiz extra boyutlara sızdığını öne sürerek, uzunca bir süre boyunca gizemini koruyan; kütle çekim evrenimizdeki geri kalan temel kuvvetlerden neden daha zayıf? sorusuna bir cevap arıyor. Şu anlık 4 boyutlu (3 uzay, 1 zaman) evren fikriyle oldukça rahatız. Ancak maddenin en küçük boyutlarda nasıl davrandığı ile ilgili anlayışımızda extra 6 boyutun doldurabileceği çok fazla boşluk var. Hatta sicim kuramına göre, evren 10 boyuttan oluşsaydı çok daha mantıklı olurdu. Fizikçilerin sonunda klasik fizik ve kuantum fiziği arasındaki boşluğu kapatabileceği en umut verici yollardan biri olan sicim teorisi kolayca göz ardı edilemez. Teori, keşfedebildiğimiz en küçük maddenin yapı taşı olan kuarkların çok daha küçük titreşen iplikçikler gibi görünen, 1 boyutlu enerji filamentlerinden oluştuğunu öne sürüyor. Bu 'sicimler' fizikçiler için cazip bir olasılıktır. Çünkü onlar günümüz fizikçilerinin yapamadığı bir şeyi yapma potansiyeli var ki, bu da doğanın bütün temel kuvvetlerini bir kerede açıklamak . Bunlar ayrıca hızlanıyormuş gibi görünen evrenin genişlemesini anlamamıza da yardım edebilir. Tek problem, matematiksel olarak mümkün olmaları için bu sicimler en az 10 boyuta ihtiyaç duyması. Ancak şu anlık sadece bir tane ekstra boyut bulmaya bile yakın değiliz. Yine de, Almanya'daki Max Plank kütle çekim enstitüsünden Gustavo Lucena Gomez ve David Andriot, onları aramak için harika bir yol olduğunu düşünüyorlar . LIGO'daki araştırmcılar, Einstein'ın 100 yıl önce tahmin ettiği uzay-zamandaki dalgalanmalarının doğrudan kanıtını bulduklarını duyurması geçtiğimiz yıllarda bilimdeki en büyük olaydı. Kütle çekim dalgaları, kara deliklerin birleşmesi veya yıldızların patlaması gibi şiddetli olaylar tarafından oluşturulan, ışık hızında uzayda dolaşan ses dalgaları gibidir. Hatta evrenimizde mevcut olan, tespit edilmesi çok zor olan ufacık boyutların bile hepsinin içinden geçebilmeleri mümkün. Gomez ve Andriot, kütle çekim dalgalarına gizli boyutların etkisinin nasıl görüneceğini açıklamak için matematiksel bir model öne sürdüler ve iki önemli faktörü buldular: Ekstra dalgalar ekstra frekanslarda var olur ve kütle çekim dalgaları uzay-zamanın dokusunu ekstra boyutların civarında farklı şekilde gerer. İlk faktörü çok yüksek frekanslı ekstra boyutların ''muazzam kulesi'' olarak betimliyorlar ve mevcut dedektörler onları tespit edemiyor. LIGO'nun bunları tespit edebilmesi için binlerce kat daha hassas olması lazım. İkinci faktör nefes alma modu olarak adlandırılan şey, normal kütle çekim dalgalarının uzay zamanı nasıl uzattığı veya küçülttüğü konusunda ki anormalliklere bakacak fizikçilere ihtiyaç duyuyor. ''Nefes alma modu uzay-zamanı belirli bir şekilde bozar ve belirli bir imza bırakır'' diye ekliyor araştırmacılar. Bu değişikliği gözlemlemek için, Newsweek'ten Hannah Osborne LIGO gibi üç dedektöre, aynı anda aynı şeyi gözlemlemek için ihtiyaç duyacaklarını söylüyor ki, bu da ''yakın gelecekte mümkün olacak'' diye tahmin ediyor bilim insanları. Bu fikir bize sadece extra boyutlara bakmak için yeni bir yöntem sunmuyor. Ayrıca bize fizikteki en büyük sorulardan birini ele almamıza yardım ediyor: Temel kuvvet olarak kütle çekimin göreceli zayıflığı. Kütle çekim bizim göremediğimiz 6 extra boyuta sızdırıyor olabilir, yani biz sadece onun ölçebildiğimiz dört boyutta ki evren üzerinde ki etkisinin birazını biliyoruz. Bu hipotezin daha çok yeni olduğuna dikkat çekmek lazım. Henüz hakem tarafından gözden geçirilmemiştir. Bu nedenle fizik toplumunun bu hipotezin doğruluğu konusunda hem iyi hem de kötü olan her türlü görüşüne açık olmalıyız. Bu fikir teknik olarak uygulanabilir hale gelene kadar almamız gereken çok yol var. Fakat eğer gerçekten bizim evrende var olduğunu düşündüğümüzden çok daha fazla boyut varsa, bunları nasıl bulabileceğimizi düşünen birileri olduğu için şanslıyız. Bu yazımız, sitemizde ilk olarak 15 Mayıs 2017 tarihinde yayınlanmıştır. Öncelikle müsterih olun, bu hiçbir ... İki Beyaz Cüce, Kütle Çekim Dalgası Yayıyor!


Bunlar; elektromanyetik kuvvet ki bunun taşıyıcı parçacığı fotonlardır, güçlü nükleer kuvvet ki bunun da çok aşikar olduğu gibi taşıyıcı parçacığı gluonlardır. Adından da anlaşılabileceği gibi gluonlar atom çekirdeğinin bir arada durmasından sorumludur, aksi taktirde çekirdekte 2 proton ve 2 nötron bir arada duramazlardı. Diğer temel kuvvetimiz ise zayıf nükleer kuvvettir ki, bu genelde bozunmalardan, aynı zamanda bir çok elementin kararsız olmasından da sorumludur. Peki nedir bunun taşıyıcı parçacığı? W+, W- ve Z0 bozonları evet. Konudan bağımsız olsa da Z0 bozonunun yüksüz ancak W+ ve W- bozunlarının yüklü ve birbirlerinin anti parçacığı olduğunu bilmekte fayda var. Newton'ın denklemleri hareketi çok iyi tarif etse de, hatta Ay'ın Dünya'nın yörüngesinde dolanmasının ve elmanın yere düşmesinin aynı kuvvet tarafından etkilendiğini bilmesine rağmen en basit, bir o kadar da karmaşık olan bu kütle çekimin kaynağının ne sorusuna cevap verememiş olması çok doğaldır. Günümüzde bile bu sorunun cevabı çok açık değildir. Tabii ki o zamanlarda genel göreliliğin bilinmediğini bildiğimiz için, bunu anlayışla karşılayabiliriz. Einstein'ın genel göreliliğinin formüle ettiği gibi, uzayı ve zamanı birbirinden ayrı şeyler olarak düşünemeyiz ki, Newton zamanında bunlar birbirinden ayrı olarak ele alınıyordu. Uzay-zaman bir trambolin gibi düşünülürse Dünya'ya bowling topu Ay'a ise bilardo topu diyebilirsiniz. Böylelikle kütle çekimin aslında uzay-zamanın kendi eğriliğinden başka bir şey olmadığını görebilirsiniz. Einstein'ın da söylediği gibi; Spacetime tells matter how to move; matter tells spacetime how to curve. Yani uzay-zaman maddeye nasıl hareket etmesi gerektiğini, madde ise uzay-zamana nasıl eğrilmesi gerektiğini söyler. Peki bu kütle çekimin taşıyıcı parçacığı ne? Kütle çekimin taşıyıcı parçacığı graviton: Kütlesiz, nötr, 2 spinine sahip bir taşıyıcıdır ki, bu taşıyıcı parçacık şu ana kadar hiç gözlemlenmemiştir. Ama, Einstein'ın genel görelilik teorisinin olmasa da, kuantum kütleçekim teorisinin önemli varsayımsal bir parçasıdır. Hatta sicim teorisinin bir çözümüdür. Tabii ki izafiyet teorisinin yardımıyla. Yani yine Einsten'a borçluyuz bu keşfi. Kendisi keşiften tam 100 yıl önce, uzay-zamanda iki büyük kütleli cismin çarpışması vasıtasıyla kütle çekim dalgalarının keşfedilebilir olduğunu öne sürmesine rağmen, keşif anından öncesine kadar gerçekliği kesin değildi. Sadece teorisinin bir başka tahminiydi. Nihayet yakın zamanda LIGO yardımıyla bunun da doğru olduğu keşfedildi ve Einstein tahminlerinde bir kere daha haklı çıktı. Bunu şöyle düşünürseniz daha iyi kavrayabilirsiniz: Elinize bir çubuk mıknatıs alın ve hafif bir demir parçasının azıcık üstüne getirin. Belli bir mesafeden sonra demirin aniden mıknatısa yapıştığını göreceksiniz ve liseden hatta ilkokuldan beri bunu bildiğiniz için şaşırmayacaksınız. Neden şaşırmıyorsunuz? Az önce ufacık bir mıknatıs koskoca Dünya'nın kütle çekimini yenip, demiri kendisine doğru çekebildi. Buna kanıtlanmış, deneylerle hatta tek bir deneyle bile sınanmış bir cevap yok, Şu an elimizde olan sadece fikirler. Mesela her şeyin teorisine en büyük aday olan sicim teorisi veya kuantum alan teorisi. Biz size şimdi bu zayıflığı sicim kuramının açıkladığı gibi açıklayacağız. Sicim kuramı bize; noktasal parçacıkların hepsinin kesilmiş paket lastiği gibi, Planck uzunluğundaki sicimlerin farklı frekanstaki titreşimlerinden oluştuğunu söyler. Yani bir açık sicim olan elektronu oluşturan sicimin belli frekansta titreşmesi, elektronu oluşturur. Başka frekansta titreşmesi ise başka bir parçacığı. Neyi mesela? Graviton'u tabii. Normal nokta parçacıkların hepsi açık sicimlerden oluştuğu için, bu içinde olduğumuz D-zar'ı terk edemezler. Bunu bir nevi zar yapı olarak düşünebilirsiniz; bizim evrenimizi de 3 zar olarak ve bunun dışında extra boyutlu zar yapıları 5-zar, 7-zar, 9-zar gibi düşünebilirsiniz. Graviton diğer noktasal parçacıkların aksine bizim 3-zar'ımızı rahatlıkla terk edebilir ve extra boyutlara sızabilir. Çünkü gravitonun temel yapı taşı olan sicim açık değil kapalıdır bu da D-zar'a tutunmasına izin vermez ve D-zardan kolayca başka boyutlara sızmasını sağlar. İşte bu nedenle kütle çekim bu kadar zayıftır bizim evrenimizde. Çünkü başka boyutlarada nüfuz etmektedir. Yine de, ne bu zayıflığın nedeni, ne graviton, ne de kütleçekime sebep olan şeyin ne olduğu hakkında elimizde deneysel bir kanıt yok. Hatta ve hatta, bu yazıda anlattığımız teoriler hakkında da bilim insanları arasında bir fikir birliği bulunmuyor. Eğer bir gün, kütleçekimine sebep olan şey bulunacak olursa, emin olun insanlığın en büyük bilimsel başarılarından biri, hatta belki de en önemlisi olacaktır. Kütle Çekim Dalgaları İle Ekstra Boyutlar Keşfedilebilir! Görelilik kuramı 20. yüzyıldan bu y...


Çift yıldız sistemlerinde yıldızlar ortak kütle merkezi etrafında hareket yaparlar. Çiftlerin yarıçaplarının bulunması ile ilgili konumuzda da kabul ettiğimiz gibi işimizin kolay olması adına bu yazımızda da yörüngelerini çembersel kabul edeceğiz. Yani yıldızların yörüngelerindeki herhangi bir anda hızlarının eşit olduğunu varsayacağız. Aynı zamanda tayfsal çiftler üzerinden gideceğimiz hesaplama yıldızın radyal hızına bağlı olduğundan, yörünge düzlemine paralel baktığımızı düşüneceğiz. Her sistemde olduğu gibi çift yıldız sistemi de ortak kütle merkezi etrafında dolandığından aşağıdaki gibi bir ifade kullanabiliriz. Az önce kabul ettiğimiz üzere yörüngeler çembersel olduğundan, yıldızın herhangi bir konumundaki hızı hep aynıdır. Dolayasıyla bileşenlerin hızlarını aşağıdaki şekilde ifade edebiliriz. Eğer denklem (1) ve (2) arasındaki ortak parametre olan yörünge yarıçaplarından faydalanarak bir orantı yazacak olursak, Bu orantıdan anlıyoruz ki, bileşenlerden kütlesi büyük olan kütle merkezine daha yakın bir yerde daha yavaş bir hızla dolanma hareketi yapıyor. Dolayısıyla yörünge üzerinde birisi yaklaşırken diğeri uzaklaşır, fakat en uygun konumda kayma miktarları maksimum iken, radyal bileşenler de maksimumdur. Dolayısıyla her bileşenin yörünge hızı cinsinden, Bağıntısını elde ederiz. Bunu uygun şekilde düzenlersek, (5) denklemi ile bir orantı yapacak olursak, yörünge hızının her yerde aynı olmasından ötürü, Şeklinde ifade edebiliriz. Denklemden de anlıyoruz ki az önce bahsettiğimiz gibi, kütleler yörünge yarıçaplarını bu da hızlarını, hızları da tayftaki kayma miktarlarını belirliyor. Şimdi farklı bir noktaya odaklanalım ve yıldızların hareketine bakalım. Bileşenler birbirleri üzerilerine düşmediklerine göre kütle çekim kuvvetleri ile merkezkaç kuvvetleri arasında bir denge olmalıdır. Burada d, bileşenler arasındaki uzaklıkların toplamıdır. (d=d1+d2) Eğer V için geçerli yukarıdaki tanımı yerine yazarsak, (1) numaralı denklemde biraz oynama yapıp her iki tarafa da 1 eklersek, Denklem (11) ile (14)'deki ifadeler birbirine eşittir. Eğer eşitleyip düzenlersek, Bu denklem Kepler'in 3. Yasasıdır. Özetle kütleler toplamını, yörünge periyodu ve birbirleri arasındaki mesafeyle bulabileceğimizi ifade eder. Tekrar Doppler Yasası'nı dahil edip (5) denklemi yerine yazdığımızda, Eğer (8) numaralı denklemi Kepler Yasası'nda yerine yazarsak, Sonuç olarak bileşenin kütlesini, dalgaboyundaki kayma ve dolanma periyodu cinsinden buluruz. Ön bilgi verelim; şimdiye kadar ışı... Yıldız oluşumu gerçekten zor ve uzu...