Bir yıldızın doğumu, çetin ve uzun bir süreç. Büyük gaz ve molekül bulutları içinde yoğun bir kütleçekimsel rekabet gerektiriyor. Çoğunluğu hidrojen (%74-75) ve helyum'dan (%24-25) oluşan nebulalarda çeşitli etkilerle sıkışan büyük miktarda madde bir araya gelip kütleçekim etkisiyle yoğunlaşmaya ve sıkışmaya başlıyor. Bir araya gelen madde miktarı arttıkça kütleçekimi de orantılı olarak artıyor ve çevredeki daha fazla maddeyi kendine çekerek ağırlığını ve dolayısıyla merkez bölgesindeki basıncı da artırıyor. Basınç arttıkça madde ısınıyor ve bebek yıldızımız parlamaya başlıyor. Fakat hala bir yıldız değil, sadece çok sıkışıp ısındığı için parlıyor, kendi enerjisini henüz üretmiyor. Basınç yüz binlerce, bazen milyonlarca yıllık süre içinde öyle bir noktaya geliyor ki, merkezde bulunan hidrojen atomları birleşip helyum'a dönüşmeye başlıyor. İşte bu noktadan itibaren yıldız kendi enerjisini üretip parlama sürecine giriyor. Bir süre sonra da, yıldızı sıkışmaya zorlayan kütleçekim gücüyle, çekirdekteki nükleer reaksiyondan oluşan enerjinin yarattığı genişleme isteği dengeye giriyor. Hidrostatik denge denilen bu olayla, yıldız anakol denilen evreye giriyor ve ömrünün en uzun kısmını bu içe çökme-genişleme kavgasıyla geçiriyor. Örneğin Güneş 4.5 milyar yıldır bu evrede ve en az bir o kadar daha anakol evresinde kalacak. Tabi, yıldız olabilmek için bir araya gelmesi gereken maddenin miktarı çok önemli. Eğer yıldızı oluşturan gaz bulutu, hidrojen ve helyum harici elementler bakımından fakirse, Güneş'in en az % 8.3'ü kadar bir kütlenin bir araya gelmesi gerekli. Fakat, metal açısından zengin (mesela % 1-2) bir bulutsuda % 7.5'luk bir Güneş kütlesi yeterli olabiliyor. Ya da başka bir deyişle, yıldız olabilmek için Jüpiter'in yaklaşık 80 katı bir kütleye sahip olmak gerekli. Eğer oluşmaya çalışan yıldızımız bundan daha küçük bir kütleye sahipse, çekirdeğinde nükleer reaksiyon başlayamayacak, sıkışması sona erince de yavaş yavaş soğuyarak, birkaç milyon yıl içinde gözden kaybolacak. Bu tür başarısız yıldızlara da kahverengi cüce adı veriliyor. İşte bizim Jüpiter'imiz de, Güneş Sistemi'nin başlangıcında, bundan 4 milyar yıl kadar önce, sistemimizde ikinci bir yıldız gibi parlayan bir kahverengi cüce idi. Fakat çok küçük kütlesi (Dünya'nın 318 katı, Güneş'in ise binde biri) nedeniyle yıldız olmayı başaramadı ve birkaç yüz milyon yıl içinde soğuyarak bugünkü halini aldı. Jüpiter'in yıldız olabilmesi için, kütlesinin en az 80 kat daha fazla olması gerekiyordu. Bu arada yıldız olabilmek için illa ki hidrojen ve helyum'a ihtiyaç yok. Yeterince su molekülü dahi bir araya gelebilseydi, yıldız oluşturabilirdi. Fakat evrenin %99'undan fazlası hidrojen ve helyum'dan oluştuğu için, yıldızlar da bundan meydana geliyor. Geri kalan elementlerin bulutsulardaki yoğunluğu bir yıldız meydana getirebilecek kadar fazla değildir. Yıldız oluşumunu daha detaylı biçimde ele aldığımız diğer bir yazımıza buradan ulaşabilirsiniz. Proton Proton reaksiyonu, Güneş ve ... Popüler bilim zaman zaman bize öyle...


Evrene baktığımızda, kendi büyük dünyamızın aslında bir hiç olduğunu; yaşadığımız boyutların dahi astronomik ölçeklerde sıfır sayılabilecek düzeyde olduğunu görüyoruz. Bu devasa yapıların içerisinde, çıplak gözle görebildiğimiz yıldızlar... Yaşamın, çeşitliliğin kaynağı. Onlar dahi çok küçükler. Hatta çıplak gözle gördüklerimizin hepsi, kozmik ölçekte tam olarak burnumuzun ucunda yer alıyorlar. Bugün çıplak gözle görebildiğimiz tüm yıldızlar, içerisinde yüz milyarlarca yıldız barındıran gökadamız Samanyolu'nun bir parçası. Samanyolu gibi ise yine yüz milyarlarca gökada var. Fakat gece gökyüzüne baktığımızda bunların hiçbirini göremiyoruz. Çok ender örnekleri hariç, bu yüz milyarlarca yıldızı bir arada barındıran gökadaları dahi görmekte zorlanıyoruz. Haliyle bu gökadanın içinde yer alan tek bir tane yıldızı çıplak gözle görmek olanaksız. Samanyolu bizim için oldukça büyük bir yapı. Bunu anlamak için basitçe Dünyamızdan dışarıya doğru açılalım. Ardından yıldızların ve diğer gökadaların bize ne kadar uzak olduklarına bakalım. Dünya'nın çapı yaklaşık olarak 13 bin kilometre. Çevresinde bir tur atmak isterseniz yaklaşık 40 bin kilometre yol almanız gerekir ki, bu bir insan için oldukça muazzam bir mesafedir. Bugün en hızlı ilerleyen yolcu uçaklarıyla dahi bu mesafeyi kat etmek bir günün üzerinde bir zaman alır. Dünya'nın ona en yakın yıldız olan Güneş'e uzaklığı ise bu değerin yaklaşık 3.750 katı olan 150 milyon kilometredir. Bu mesafe aslında burnumuzun dibi sayılabilecek yerleri tanımlıyor. Komşumuz diyebileceğimiz yıldızlar bizden öylesine uzaktır ki, uçakla şu kadar yılda gidilir demek bile anlamsızlaşır. Çünkü sesten iki kat hızlı yol alan bir savaş uçağı, bize en yakın yıldız Alpha Centauri'ye tam 1.3 milyon yılda ulaşabilir. Dünya göklerindeki en parlak yıldız olan Sirius'a ise bu hızla ancak 2.5 milyon yılda varabiliriz. Samanyolu'nun bir ucundan diğer bir ucu ise yaklaşık 100 bin ışık yılı. Bu değeri kilometre cinsinden söylemek oldukça güç. Dolayısıyla artık boyutlar büyüdükçe bizim hayatımızda uzun mesafeleri ifade eden kilometre birimi, önemsiz bir ölçü birimi olarak bir kenara atılmak zorunda kalıyor. Görüp görebileceğimiz yıldızlar ise, işte bu 100 bin ışık yılı içerisinde yer alıyorlar. Hatta çok çok daha yakınlar.


Aslında yıldızların ışıkları titreşmez ve göz kırpar gibi görünmez. Cepheid değişkeni yıldızlar da dahil olmak üzere, tüm yıldızların ışığı gece göğünde titreşir biçimde görünmeyecek kadar sabittir. Fakat, yıldızın ışığı gözlerimize ulaşabilmek için gezegenimizin atmosferinden geçmek zorundadır ve işte o atmosfer geçişi sırasında ışığın titreşmesine neden olan olaylar gerçekleşir. Atmosfer sakin olduğu zaman, bir yıldızdan çıkan ışık ışınlarının tümü, gözlemcinin gözüne ulaşmadan önce aynı yolu izler; ve yıldız ışıldamaz. Buna karşılık, atmosferde herhangi bir hareketlilik olduğunda, bu ışınlar kıvrımlı ve farklı yollar izler: Bunların tümü, gözlemcinin gözüne aynı anda ve aynı açı altında ulaşmaz ve bunun sonucu olarak da yıldız yanıp sönüyormuş gibi görünür, yani ışıldar. Bir yıldız ufka yakın olduğunda ışığı daha fazla titreşir, çünkü ışınları Dünya atmosferine hemen hemen teğet olarak girer ve atmosfer içinde çok daha uzun bir yol izler. Dolayısıyla ışınlar, yıldız gökyüzünde daha yüksekte bulunduğu sıradakine oranla, daha kalın bir atmosfer diliminden geçmek zorunda kalır. Atmosferimiz her zaman soğuk ve sıcak havanın yer değiştirmesi olaylarına sahne olur. Sıcak hava daha az yoğunluğa sahiptir ve ışığı daha az kırar. Soğuk hava ise daha yoğundur ve ışığı daha fazla kırar. İşte yıldızın ışığı kilometrelerce kalınlıktaki atmosferimiz içinde bu soğuk ve sıcak hava katmanları arasından geçerken sürekli farklı ve küçük açılarda kırınıma uğrar. Buna ek olarak bildiğiniz gibi beyaz ışık, birçok farklı rengin birleşiminden oluşmuştur. Her rengin dalga boyu farklıdır ve atmosferden girerken farklı açılarda kırılır. Her rengin farklı açılarda kırılması, göz kırpan yıldızımızın biraz daha renkli parıldamasına sebep olur. Bu kırınımı gündelik hayatta kendiniz de gözlemlemiş olmalısınız: Sıcak bir yaz gününde düz asfalt bir yol üzerinden, ya da sahilde kızgın kumlardan yükselen sıcak havanın uzaktaki cisimlerin görüntülerini bulandırdığını, sanki hareket ediyormuş gibi titreştirdiğini çoğunuz farketmiştir. İşte yıldız ışınlarının başına gelen de bunun hemen hemen aynısıdır. Yer değiştiren sıcak ve soğuk hava katmanları bu göz kırpma efektine neden olur. Gezegenler biraz önce söylediğimiz gibi, bize yıldızlardan çok daha yakındırlar. Bu yakınlık, gökyüzündeki açısal büyüklüklerinin de yıldızlardan çok daha fazla olmasına neden olur. Bu fazla açısal büyüklük nedeniyle, bize gönderdikleri ışınlar atmosfer içinde daha yoğun, daha kalın bir ışın demeti olarak geçer. Yoğun ve kalın ışın demeti, aynı kırınıma uğrasa bile farkedilebilir bir titreşim sergilemez. Oysa yıldızların açısal büyüklükleri çok uzak oldukları için noktasaldır. Bize gelen ışıkları, atmosferimizden aşırı ince bir ışın demeti olarak geçer. Bu ince ışın demeti de, atmosferimizdeki çalkanlılar nedeniyle çok kolay deforme olur ve ortaya bu titreşimli görüntü çıkar.


Trilyonlarca kilometre öteden bilgi almak... Gidip inceleme imkanınız yok. Laboratuvarınızda bir yıldız da oluşturamıyorsunuz. Onlardan gelen yegane şey ise ışık. Dolayısıyla onlar hakkında bilgi sahibi olmak için onlardan gelen bilgiyi taşıyan ışıklarını inceliyoruz. Gökyüzüne baktığımızda her ne kadar bir yıldızı tek bir renkte görsek de onlar her renkten ışık yayarlar. Bir önceki yazımızda bahsettiğimiz Wien Yasası'ndan ötürü, yani bir nevi sıcaklıklarından ötürü, bir dalga boyunda yayınladıkları enerji diğerlerine oranla daha fazladır. Bu da onları belirli bir renkte görmemize sebep oluyor, fakat gelen ışığı detaylıca incelediğimizde farklı dalga boylarında farklı şeylerle karşılaşıyoruz. İşte sık sık bahsini geçirdiğimiz tayf kelimesi, yıldızdan aldığımız ışığı dalga boylarına ayrıştırarak oluşturduğumuz elektromanyetik dalga spektrumunu ifade eder. Daha Türkçe bir ifadeyle; ışığın tüm dalga boylarını üzerinde ayrı ayrı gördüğümüz bir cetvel gibidir. Farklı enerjiye sahip fotonlar farklı dalga boylarında kendilerini gösterdiğinden; yıldızlardan bize ulaşan ışık da her dalga boyundan ışığı barındırdığından, onu tayfına ayırmak her bir dalga boyunu ayrı ayrı incelemek için önemli bir uygulamadır. Böylelikle hangi dalga boyundaki ışığın neler yaşayıp da bize ulaştığını görebilme şansını elde ederiz. Buradan da yola çıkarak yıldız hakkında bilgi ediniriz. Tayf aslında bir nevi gelişmiş bir gökkuşağıdır. Gökkuşağı, tayfın sadece görebildiğimiz dalgaboyu aralığını bize yansıtır. Fakat yıldızdan gelen tayf görünür bölgede olduğu kadar diğer tüm bölgeleri de içerir. Hatta basit bir yaklaşımla şunu diyebiliriz: Tüm tayf üzerinde görünür bölgenin kapladığı alan, bir okyanusta bir bardak suyun kapladığı alanla hemen hemen aynıdır. Işığın kırınımı sonucu gördüğümüz gökyüzünün bu nadir ve harika doğa olayı esasında basit bir tayftır. Çocukluğumuzdan beri 7 rengi üzerinde görmeye çalışırız. Hatta çoğunlukla zar zor görünen bu renkleri ayırt etmek bazen oldukça zordur. Bazen de renklerin sıralaması kafamızı karıştırır. Fakat bu sıralama doğanın gerçek sıralamasıdır. Hatta sıklıkla bahsettiğimiz moröte ve kızılöte gibi kavramlar da bu güzel doğa olayının içinde saklıdır. Bahsini ettiğimiz 7 renk esasında bizim gözümüzün algılama aralığıdır, yani gökkuşağında daha fazlası varsa da biz bunu göremeyiz. Peki gerçekten de gördüğümüzden fazlası var mıdır? Çoğunlukla bunu sorgulamayız fakat cevap ilgi çekicidir. Gökkuşağının devamında göremediğimiz dalga boylarında da ışık bulunur. Yani moröte ve kızılöte ışıma da gökkuşağında yer alır. Sadece onları görebilmek için uygun bir aygıta ihtiyacımız var. Kızılöte aralığına aynı zamanda kameralarımız da duyarlıdır. Bunu cep telefonunuzun veya bilgisayar kameranızın önüne bir kumanda tutup herhangi bir tuşuna basarak test edebilirsiniz. Çıplak gözle göremediğiniz LED ışığın kameradan göründüğünü fark edeceksiniz. Bu sayede sıradan ekipmanlar kullanarak bir gece görüş kamerası yapmak dahi mümkündür. İşte gece görüş kamerası böyle çalışır. Ortada ışık vardır, fakat biz onu algılayamayız. Aşağıda bununla ilgili örnek videoyu inceleyebilirsiniz. Newton beyaz ışığı bir prizmadan geçirdiğinde gökkuşağı gibi renklerine ayrıştığını gördü. Tüm dalga boylarını taşıyan beyaz ışık, farklı bir ortamdan geçerken her dalgaboyu farklı açılarda kırılır. Bu sayede prizmanın içinden geçerken birbirlerinden ayrışmış olurlar. Biz bugün yıldızlar üzerinde yaptığımız gözlemlerde bir prizma yerine, daha gelişmiş aygıtlar olan tayfçekerleri kullanıyoruz. Gündelik hayatta bu gibi kırınımları CD ve DVD'ler üzerindeki gözle görünmeyen ince delikler sayesinde de görebiliyoruz. Aşağıda da görüldüğü üzere, bizim gözümüzün algılama aralığı olan görünür bölge tayfta oldukça ufak bir alana denk düşer. Mavi-mordan kırmızıya doğru uzanır. Şekilde soldan sağa dalgaboyu artarken, frekans azalmaktadır. Yani mavi ışığın frekansı, dolayısıyla enerjisi kırmızıdan daha fazladır. Biz yıldızları incelerken onların tayflarından faydalanıyoruz. Fakat bu tayf sıradan bir gökkuşağı gibi renklerine ayrışmış olan bir tayf değildir. Yıldızın yapısına dair bazı parmak izlerini taşıyan, çeşitli çizgilere sahip bir tayftır. Yıldızdan gelen ışık, yıldızın atmosferindeki gazdan geçerken etkileşime girer. Dolayısıyla yıldızın tayfını incelediğimizde atmosferi ile etkileşime geçen bu ışığın tayfında atmosferin karakteristik özelliklerini gözlemleriz. Yani gelen ışık orada bulunan her bir atomun veya molekülün kendi parmak izini barındırır. Bu durum, tayfta çizgiler olarak ortaya çıkar ve her birinin kendine özgü çizgisi vardır. Biz bu çizgilere soğurma ve salma çizgileri diyoruz. Her iyonun kendisine özgü çizgileri olduğundan laboratuvarda yaptığımız deneyler sonucunda gözlediklerimizi yıldızdan aldığımızla kıyaslayarak yıldızın atmosferi hakkında bilgi edinmemiz mümkün oluyor. Aldığımız bu tayf bize yıldızın atmosferi hakkında bilgi verirken iç yapısını direkt olarak göstermez. Çünkü yıldızdan bize ulaşan ışık genellikle birkaç yüz kilometrelik bir dış katmanından gelir. Daha içeriden gelmeye çalışanlar üst katmanlarda soğurulur ve tekrar salınır. Bir kez soğurulduktan sonra artık o bilgi kaybolmuştur. Bu sebeple iç katmanlardan bize bir bilgi ulaşması pek mümkün değildir.


Yıldızları incelerken her birinin kendine ait olan parmak izlerine bakarız. Bu parmak izi yıldızlarda tayftır. Her ne kadar hepsi kendine özgü olsa da, ortak özellikler taşıyanları belirli sınıflar altında toplayabiliriz. Bir yıldızın kaderini yalnızca onun kütlesi belirlediğinden buna bağlı olan sıcaklık, yarıçap, renk, tayf çizgileri gibi birçok özelliği de birbiriyle ilintilidir. Bu ilişkilerden yola çıkan Hertzsprung ve Russell, astronomide sıkça kullandığımız HR Diyagramını oluşturdular. Gerçekten de yıldızın birçok parametresinin birbirine bağlılığından ötürü çok fazla şey anlattığından bir yıldızı incelemek için bu diyagram oldukça kullanışlıdır. Bize öğretildiği gibi, HR diyagramı hakkında saatlerce hatta günlerce konuşmak mümkün. Diyagramda birçok parametre ve yıldız türü görünüyor. Yatay eksende verilen O, B, A, F, G, K, M değerleri az önce bahsettiğimiz tayf sınıflarıdır. Esprili bir şekilde akılda tutmak için sıklıkla Oh Be A Fine Girl Kiss Me diye bahsedilir. Yine aynı eksende renk ölçeğinin ve yüzey sıcaklığının da yer aldığını görüyoruz. Bu parametreler tayf türü ile doğrudan ilişkili olduğundan yatay eksende bu üç ifadeyi birden kullanıyoruz. Dikey eksende kullandığımız değer ise mutlak parlaklık ya da ışıtma gücü. Diyagramda köşegen gibi olan hatta, anakol yıldızları diyoruz. Bir yıldız ömrünün büyük bir bölümünü burada geçirir. Aşağıdaki konuda ayrıca verilenler hariç bahsettiğimiz yıldızlar, anakol yıldızlarıdır. Az önce de ele aldığımız gibi tayf türleri, renk ve yüzey sıcaklığı ile doğrudan ilişkilidir. Yüzey sıcaklığı tayf çizgilerinde etkili olduğundan, tayf sınıflandırmasında yine doğrudan etkilidir. Bir yıldızın rengi de onun yüzey sıcaklığı ile ilgili olduğuna göre bu parametreler birbiri ile iç içe geçmiş haldedir. Yine bu parametrelerden yola çıkarak yıldızları birbirleri ile ortak özellik taşıyacak şekilde sınıflandırıyoruz. İşte bu OBAFGKM olarak ifade ettiğimiz harfler tayf sınıflarıdır. Aynı zamanda kendi içlerinde numaralar ile de alt gruplara ayrılır. Örneğin biz Güneş'ten bahsederken G2 türü bir yıldız olduğunu söyleriz. O sınıfı tayf türü diyagramda da görüldüğü gibi mavi, oldukça sıcak yıldızları ifade ederken M'ye doğru gidildikçe yıldızın sıcaklığı azalıyor ve rengi kırmızıya doğru gidiyor. Alt grupları da dikkate alacak olursak soldan sağa bu sıralama O5'ten başlayarak O6, O7, O8, O9, B0, B1, ... , M7, M8 diye gidiyor. O5'ten başlıyor olmasının sebebi ise, oldukça düşük olasılıklarda oluşup yine oldukça kısa bir ömre sahip olan bu yıldızların gözleminin nadir olması sebebiyle açık bir uç bırakılmış olması. Yani daha sıcak bir yıldızın bulunması durumunda buraya bir sınıf ekleyebilmek için O1'den değil de O5'ten başlatmışlar. Bunlara ek olarak her ne kadar yıldız olarak nitelendirilmeseler de, daha soğuk olan kahverengi cüceleri ise ek bir tayf türü olarak L, T ve Y sınıflarında ele alıyoruz. Kahverengi cüceler hakkında bilgi için şu makalemize bakabilirsiniz. O tayf sınıfından M tayf sınıfına doğru gidildikçe yüzey sıcaklığı, kütle, yarıçap ve ışıtma gücünün azaldığını görüyoruz . Bu sayede bir yıldızın kaderini kütlesinin belirlediğini daha açık bir şekilde anlamış oluruz. Eğer kütle daha fazla ise kütleçekim daha fazla, dolayısıyla yaşadığı şartlar daha serttir. Yakıtını daha hızlı harcar, daha kısa sürede tüketir. Bu da yüzey sıcaklığının fazla, dolayısıyla ışıtma gücünün de fazla olmasına sebep olur. Yukarıda yaşam süre aralıklarını vermememize rağmen buradan mantıksal bir çıkarım yapmamız mümkün. Bulunma yüzdelerine baktığımızda O'dan M tayf sınıfına doğru gidildikçe artan bir yüzde görüyoruz. Hatta O tayf sınıfında bu değer 3 milyonda 1 gibi oldukça düşük değerlerde geziyor. Bunun iki temel sebebi var: Birincisi gaz ve toz bulutu içerisinde büyük kütlenin toplanıp yıldız oluşturma ihtimalinin, küçük kütleli yıldız oluşturma ihtimalinden daha düşük olması. Diğeri ise yaşam süresinin diğerlerine göre oldukça kısa olması. O tayf türünden bir yıldızın yaşı 1 milyon yıl ile ifade edilirken, M tayf türünün yüz milyarca, hatta bazı uç örneklerde trilyonlarca yıl ile ifade edilir. Bu sebeple istatistiksel olarak sıcak ve vahşi yıldızları daha nadiren görürüz. O tayf türü yıldızlar çok yüksek yüzey sıcaklığına ve dolayısıyla çok yüksek ışıtma gücüne sahiptirler. Yüksek yüzey sıcaklığı sebebiyle enerjilerinin çoğunu morötede yayınlarlar . 55.000 K dereceye kadar yüksek yüzey sıcaklığına sahip olabilirler. Hatta en uç örneklerden biri olan R136a1 yıldızı 1,7 milyon yıl yaşında, 265 Güneş kütlesine ve 56.000 K yüzey sıcaklığına sahip O tayf türünden bir yıldız. Yarıçapı ise 29 Güneş yarıçapı kadar. Bu da ışıtma gücünü hesapladığımızda Güneş'ten tam 7.5 milyon kat fazla bir ışıtma gücüne sahip olduğunu gösteriyor. Teorik olarak yapılan hesaplarda 150 Güneş kütlesinin üzerinde yıldız oluşmamasını bekliyoruz fakat bu yıldızın kütlesi neredeyse bunun iki katı. Son yapılan gözlemler de doğruluyor ki böyle büyük kütleli yıldızlar, iki büyük kütleli yıldızların birleşmesi sonucu oluşabiliyor. Fakat zaten düşük bir olasılıkla bulunma ihtimaline sahip büyük kütleli yıldızların, böyle yıldızları oluşturması daha da nadir rastlanan bir olay. Yine bazı teorik modeller 150 Güneş kütlesinden fazla kütleye sahip yıldızlar oluşabileceğini de söylüyor. Fakat bunların birer yaklaşım olduğunu hatırlatmakta fayda var. Gözlemsel olarak elimizdeki en uç noktalar bunlar. O tayf türünden yıldızların ortalama ömürleri milyon yıl dolaylarındadır. Yaşam sürelerinin böyle kısa olmasının sebebi, büyük kütlelerinden ötürü merkezdeki sıcaklığın ve basıncın oldukça yüksek olup yakıtını hızla tüketmesine sebep olmasıdır. Bu tür yıldızlar güçlü ve hızlı yaşayıp, çabuk ölürler. Şuradan bilgi alabileceğiniz Eta Carinae yıldızı, galaksimizdeki O tayf tipi anakol yıldızlarının en büyüklerinden biridir. Oldukça sıcak ve mavi yıldızlardır. O tayf türüne göre biraz daha mütevazi bir yaşam sürmelerine rağmen hala oldukça güçlü yıldızlardır. Bu sebeple yaşam süreleri O tayf türünden fazla olsa da yine de oldukça kısadır. En çok tanıdığımız yıldızlardan Rigel bu tayf türünden, B8 sınıfı bir mavi süperdevdir. Yaklaşık 8 milyon yaşında, 12.000K yüzey sıcaklığına, 80 Güneş yarıçapına, 21 Güneş kütlesine ve Güneş'in 120.000 katı ışıtma gücüne sahiptir. O ve B tayf türünde göre gökyüzünde çıplak gözle görmeye alışık olduğumuz popüler daha fazla yıldızı barındırır. Beyazımsı mavimsi renktedirler. A0 tayf türünden, yaz üçgeninin bir parçası olan Vega yaklaşık 825 milyon yıl yaşındadır. 2.1 Güneş kütlesine, 2.5 Güneş yarıçapına ve Güneş'in 40 katı ışıtma gücüne sahiptir. Bu durum O ve B tayf türü ile kıyaslayınca oldukça sıradan görünüyor. Yüzey sıcaklığı ise ortalama 9.500 K. Vega hakkında daha detaylı bilgi için bu makalemize bakabilirsiniz. A Tayf türü anakol yıldızlarının bir diğeri ve çok yakınımızdaki ilginç bir yıldız sistemi olan Castor için şu makalemizi okuyabilirsiniz. Renkleri beyaz olan F tayf türünden yıldızlardan gökyüzünün tanıdığımız üyesi Procyon. Küçük köpek takım yıldızının en parlak üyesi Procyon F5 tayf türünden bir yıldızdır. 3 milyar yıl yaşında ve 6.500 K yüzey sıcaklığına sahiptir. Aynı zamanda 1,42 Güneş kütlesinde, 2 Güneş yarıçapında ve Güneş'in ışıtma gücünün 7 katı bir ışıtma gücüne sahip. Procyon hakkında daha fazla bilgi için şu makalemize göz atmanız yeterli. G tayf türüne ait en yakınımızda yıldız Tau Ceti hakkında bilgi almak için burayı ziyaret edebilirsiniz. Gökyüzünün bir tanıdığımız üyesi daha olan Pollux K0 tayf türünden bir yıldız. Güneş'ten nispeten daha soğuk yıldızlar. Pollux 2 Güneş kütlesine, 8.8 Güneş yarıçapına ve Güneş'in 43 katı bir ışıtma gücüne sahip. Yaşı ise yalnızca 724 milyon yıl. Şurada detaylı incelemesini yaptığımız, çok yakınımızdaki Epsilon Eridani yıldızı da K Tayf türüne ait bir anakol yıldızıdır. M tayf türünden yıldızlar anakol yıldızlarının %76'lık bir kısmını oluşturur. Düşük yüzey sıcaklıklıkları ve dolayısıyla ışıtma güçleri sebebiyle kendilerini daha az belli ederler. Hatta anakol evresine ait bilinen en parlak M tayf türü yıldız 6.6 kadir olduğundan ötürü hiçbirini çıplak gözle göremeyiz. Genel olarak kırmızı cüce olarak adlandırılan bu yıldızlar hakkında, şuradan okuyabileceğiniz daha detaylı bir makale yayınlamıştık. Bu M sınıfı kırmızı cücelerden çok yakınımızda yer alan; Barnard Yıldızı, Wolf 359, Proxima Centauri, Lalande 21185 veSCR 1845-6357, hakkında linklere tıklayarak daha geniş bilgi almanız mümkün. Çoğunluğu kırmızı cücelerden oluşmasına karşın çokça bildiğimiz süper dev üyeleri de barındırır. Bunlardan birisi bilinen en büyük yıldızlardan VY Canis Majoris, diğeri Orion takım yıldızının supernova adayı Betelgeuse ve bir de Antares.


Şiddetli bir kozmik kavgaya tutuşan bir çift yıldız sistemi, kavganın arkasından bu kavganın nasıl sonlandığı konusunda bizlere ipuçları veren rengarenk güzel bir gaz bulutu bıraktı. Bu savaş, Centaurus Takımyıldızı içerisinde binlerce ışık yılı uzaklıkta bulunan HD101584 yıldız sistemi içerisinde patlak vermişti ve kavganın sonucu ise Şili'de bulunan 66 tane radyo teleskoptan oluşan ALMA tarafından yakalandı. Not: Yıldız sisteminin bize olan uzaklığını henüz tam olarak hesaplayamadık. Tahminen 1.800 ila 5.900 ışık yılı arası bir uzaklıkta olduğu düşünülüyor. Yıldız sisteminin yaşlanan yıldızı, şişerek bir kırmızı deve dönüştü ve yakınında bulunan daha düşük kütleli yıldız eşini yutmaya yetecek kadar bir büyüklüğe ulaştı. Daha sonra ise bu daha küçük olan yıldız, dev komşusunun merkezine doğru dönmeye başladı. Ancak bu iki yıldız çarpışmadığı gibi aralarında oluşan etkileşim ile birlikte büyük yıldızın dış katmanları çarpıcı bir şekilde dağılmaya başladı ve ortaya bu görseldeki gibi renkli bir gaz bulutu ortaya çıktı. Bu görselin elde edildiği araştırmanın ortak yazarı olan Sofia Ramstedt, Güneş benzeri kütleye sahip yıldızların ölüm süreçlerini tasvir edebildiklerini ancak bunun neden ve tam olarak nasıl olduğunu henüz açıklayamadıklarını söylüyor. Ayrıca HD101584'ün bu bulmacayı çözmek için bize önemli ipuçları verebileceğini düşünüyor. Böylece HD 101584'ün çevresinin detaylı görselleri ile dev yıldızın önceki hali ile yakında ortaya çıkacak olan kalıntısı arasında bağlantı kurabiliriz. Bugün kullandığımız teleskoplar, astronomlara HD101584'ün çevresindeki gaz bulutlarını içerisinde bulunan yıldızlar ile ilgili ipucu elde edebilmek için taramalarına imkan tanıyor. Ancak yıldızlar bizden çok uzaktalar ve birbirlerine çok yakın duruyorlar. Bu yüzden de onları tam anlamıyla çözümlemek şu an için çok zor.


Kara Cüce'lerden bahsetmeden önce birkaç şeyi bilmemiz gerekli: Fransız bilim insanı Lavoisier'in, karısıyla beraber giyotine gönderilmeden önce keşfettiği ünlü enerjinin korunumu yasası; hiçbirşey yoktan var, vardan yok edilemez der. Ak bıyıklı dehamız Einstein ise bunu geliştirir; enerji ve madde aynı şeydir, birbirlerinin farklı görünümlerinden ibarettir diye ekleme yapar. Buradan şu çıkar; bir cisim tüm kütlesi enerjiye dönüşse bile sonsuza kadar enerji üretemez. Önünde sonunda enerji üretmesini sağlayan mekanizma duracaktır. Yıldızın parlamaya başladığı kütle; sağlıklı bir biçimde enerji üreterek dengede kalacağı anakol evresi denilen evrenin uzunluğunu belirler. Güneş kütlesinde bir yıldızsanız, çekirdeğinizdeki hidrojeni tüketmek için yaklaşık 10 milyar yıllık bir süreniz var demektir. Eğer Güneş'in 1.5 katı kütleniz varsa, yakıtınız daha bol olmasına rağmen 2 milyar yıl içinde tüm hidrojeninizi tüketirsiniz. Bunun nedeni, kütleniz büyükdükçe çekirdeğinizdeki basıncın artmasıdır. Basınç ne kadar yüksek ise, o kadar fazla hidrojen atomu nükleer reaksiyona girer. Ayrıca çekirdeğinizin çapı da büyüktür. Bu da zaten daha hızlı yaktığınız hidrojeni çok daha bol kullanacağınız anlamına gelir. Sonuç? Çok daha fazla enerji üretir, çok daha kısa yaşarsınız. Güneş'in 1,5 katı kütleye sahip bir yıldızın ürettiği enerji Güneş'in 1,5 katı değil, yaklaşık 7 katıdır. Kütleniz Güneş'in 4 katı ise, 180 kat fazla enerji üretirsiniz. 10 katı ise, 20 bin kat fazla ışıma gücünüz var demektir. Benzer biçimde, eğer kütleniz Güneş'in %80'i kadarsa Güneş'in sadece %35'i kadar enerji üretebilirsiniz. Güneş'in yarısı kadar iseniz ürettiğiniz enerji Güneş'in %5'idir. Çeyrek Güneş kütlesine sahip bir yıldız iseniz, Güneş'in yaydığı enerjinin sadece %1'ini yayabilirsiniz. Bir kırmızı cüce yıldızın ömrü çok uzundur. Güneş'in %60'ı kütleye sahip olanları 70 milyar yıl yaşarken, %40'ı kadar kütleye sahip olanları 160 milyar yıl, %10 ve daha küçük kütlesinde olanları 1 trilyon yıl ömre sahiptir. Bu sürelerin, sadece 10 milyar yıllık toplam ömre sahip Güneş gibi yıldızlara göre muazzam ölçülerde fazla olduğu görülebilir. Cüce yıldızların çekirdeklerindeki nükleer füzyon gerçekleşen bölge küçük ve buradaki basınç daha büyük yıldızlara oranla düşüktür. Bu bölgede nükleer reaksiyon çok yavaş gerçekleşir. Yakıtlarını çok idareli kullanırlar. Bu da yıldızın son derece az enerji üretmesine neden olur. Olabilecek en küçük kırmızı cüce yıldızın yüzey sıcaklığı 2.300 santigrat derece kadar iken, iri bir kırmızı cüce yıldız 3.600 santigrat derecelik yüzey sıcaklığına sahip olabilir. Kıyaslama yapmanız için söyleyelim; Güneş'in yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.500 derecedir. Evrenin 13,8 milyar yıllık yaşı ve cüce yıldızların uzun ömürleri düşünüldüğünde, henüz hiçbir kırmızı cüce yıldızın ölümüne şahit olamadığımız gerçeği ile yüzleşiyoruz. Ancak, yaptığımız hesaplar gösteriyor ki, bir kırmızı cüce yıldızın yakıtı bittiğinde gerçekleşecek olan şey; yıldızın yavaşça soğuyarak gözden kaybolması. Kırmızı cüce yıldızların kütleleri çok düşüktür. Bu düşük kütle nedeniyle yıldız enerji üretmeyi kestiğinde, yani çekirdeğindeki nükleer reaksiyona girebilecek hidrojen tükendiğinde, hidrostatik dengesini kaybeder ve çökmeye başlar. Ancak, kütlesi çok fazla sıkışmak için yeterli kütleçekimini üretebilecek kadar büyük olmadığından, bu sıkışma bir süre sonra durur. Yıldızın, hidrojen reaksiyonu sonucu yüzmilyarlarca yıl boyunca açığa çıkan ve çekirdeğinde biriken helyumu yakabilmesi için daha fazla sıkışması, çekirdek basıncının ve sıcaklığının 100 milyon santigrat dereceye kadar artması gerekir. Fakat belirttiğimiz gibi cüce yıldızların kütlesi bunu sağlayabilecek kadar yeterli değildir. Dolayısıyla çekirdeğindeki helyumu asla ateşleyemez ve yıldızda enerji üretimi bir daha başlamamak üzere sona erer. Bundan sonra olabilececek tek şey, sıcaklığı nedeniyle hala parlak olan yıldızın çok yavaş biçimde, milyarlarca yıl boyunca soğuması ve yavaşça gözden kaybolmasıdır. Özetle, kırmızı cüceler öldükten sonra kara cüce yahut siyah cüce ismi verilen cisimlere dönüşürler. Bir kara cüce, başlangıçta binlerce derecelik bir gaz topundan ibarettir ve hala büyük çoğunluğunu hidrojen gazı meydana getirir. Bu kızgın hidrojen ve çekirdekteki helyum, enerji üretimi durduğu için kütleçekimini dengeleyecek güçten mahrumdur ve çekirdekten başlayarak kütlesinin büyük kısmı oldukça yoğun biçimde, neredeyse bir beyaz cüce kadar sıkışır. Yüzeyinde sadece birkaç yüz km kalınlığa sahip olan atmosferi dışında katı bir özellik kazanır. Güneş'in yarı kütlesi civarındaki kırmızı cücelerin nihai kaderi, yüzeyi birkaç bin derece sıcaklığa sahip soğuk sahte bir beyaz cüceye dönüşmektir. Ancak, ölen kırmızı cücenin kütlesi yeterince yüksek değilse, yıldızın yüzeyi ve oldukça kalın olan binlerce km derinliğe sahip dış zarfı hala akışkan plazma özelliğini korur. Çoğu kırmızı cücenin kütlesi oldukça düşük olduğu için, bu sıkışma yıldızın dış kısımlarında beyaz cüce gibi katı bir cisim özelliği gösterebileceği seviyeye ulaşamaz. Kara cüce, 10 milyar yılı aşacak olan soğuma süreci sonunda, çekirdeği hala çok sıcak ve çok yoğun, fakat yüzeyi daha az yoğunlukta soğuk gazlardan oluşan bir yapıya bürünür. Hatta şunu diyebiliriz ki, bir kara cücenin gerçekte kahverengi cüce denilen yıldızlardan geçmişteki görkemli günleri haricinde tek farkı sadece daha ağır olmasıdır. Bu sırada soğumakta olan yıldız çevresine eskisi kadar olmasa da giderek azalan biçimde enerji yaymayı sürdürür. Onlarca milyar yıl geçtikten sonra yüzeyi iyice soğuyan kara cücemiz artık ne bir yıldız, ne bir kahverengi cücedir. O artık bir gaz devi gezegen gibi davranmaya başlar. Hala sıcak olan çekirdeğinden yayılan ısı yüzeyinde artık atmosfer diyebileceğimiz bölgede hava olaylarının gerçekleşmesine neden olur. Basit ifadesiyle, yıldızımız artık jüpiter benzeri bir gezegen gibi davranmaya başlar. Kara cüceyi kızılötesi dalga boyunda incelediğimizde hala çok az da olsa enerji yaydığını görebiliriz. Yüzlerce milyar yıl sonra kara cücenin çekirdeği de artık tümüyle soğumuştur. Atmosferindeki hava hareketleri de çekirdekten gelen enerji kesildiği için son bulur ve termodinamik açıdan tümüyle ölür. Yıldız artık çevresine hiç enerji yaymaz hale gelir. Bu haliyle işe yaramaz soğuk bir hidrojen-helyum kütlesinden başka birşey değildir. Ancak, kara cücelerin ikinci bir hayat yaşayabilme şansları her zaman vardır. Yıldız kendi kütlesi dahilinde artık enerji üretemeyecek hale gelmişse de, başka bir kara cüce yıldızla -parçalanmayacak biçimde- çarpışabilirse, bu iki kara cüce birleşerek kalan hidrojenlerini yakacak daha büyük kütleye erişip; yeni genç bir yıldız gibi parlamaya başlayabilir. Birleşen kara cücelerin kütlesine bağlı olarak bu yeni yıldız eskiden olduğu gibi bir M sınıfı kırmızı cüce olabileceği gibi, K sınıfı bir turuncu cüce ve G sınıfı Güneş benzeri bir sarı cüce de olabilir. Böylece kara cücenin eski yıldız günlerinden kalma ve çevresinde hala dolanan, ancak iyice donmuş gezegenlerine bahar tekrar gelir. Burada belirtelim ki, tekrar bir yıldıza dönüşme şansı sadece kara cüceler ve kısmen beyaz cüceler içindir. Daha büyük yıldızların ölmüş artıkları olan nötron yıldızları ve karadelikler için yeniden hayata dönme şansı yoktur. Kara cüceye dönüşme kaderi, K tayf sınıfı anakol yıldızları olan turuncu cüce yıldızların bir kısmı için de geçerlidir. Güneş'in %85'i ile %61'i arasında kütleye sahip bu yıldızların en düşük kütleli olanları yakıtları bittikten sonra kırmızı cüceler gibi yavaşça soğuyarak gözden kaybolurlar.


Yazı dizimizin bir önceki ilk bölümünde, yıldızların ömürleri ile kütleleri arasındaki ilişkiden söz etmiş, ardından düşük kütleli cüce yıldızların kaçınılmaz sonu olan Kara Cüce'leri anlatmıştık. Bu bölümde ise artık cüce olarak niteleyemeyeceğimiz orta kütleli yıldızların yaşam süreçleri, ölümleri ve nihai sonlarını, bir beyaz cüce yıldıza dönüşme süreçlerini ele almaya çalışacağız. Güneş'e yakın kütleye sahip yıldızlar kırmızı ve turuncu cücelere göre kısa ömürlü olsalar da, yine de hatırı sayılır bir uzunlukta ömre sahipler. Güneş'in %90'ı kütlesindeki bir G sınıfı yıldız 13-14 milyar yıl kadar yaşarken, Güneş'ten %20 daha büyük kütleli bir yıldızın ömrü 5-6 milyar yıl kadardır. Güneş'in %70'i kadar kütleye sahip K sınıfı yıldızlar ve G sınıfı Güneş benzeri yıldızlar, yakıtları olan hidrojeni tükettiklerinde parlamaya devam edebilmeleri için ikinci bir şans kazanırlar. Bu şans, hidrojenin yakımı sırasında ortaya çıkan Helyum'u kullanarak enerji üretebilmeleridir. Çünkü büyük kütleleri, cüce yıldızların yapamadığı şey olan Helyum'u nükleer reaksiyona sokabilecek kadar kütle çekimden kaynaklı basınç üretebilir. Ancak burada bir istisna vardır. Bir önceki yazımızda belirtmiş olduğumuz cüce yıldızlardan, Güneş'in %30 ve üstü kütleye sahip olanları, eğer metal bakımından zenginlerse, çekirdeklerindeki helyumu yakabilecek basıncı sağlayabilirler. Astronomi jargonunda metal, hidrojen ve helyum haricinde kalan tüm elementlere yapılan ortak bir tanımlamadır. Eğer bir yıldız metal olarak zenginse, çekirdek bölgesi daha ağır olur. Çünkü, hidrojen ve helyum oldukça hafif elementlerdir, geri kalan tüm elementler bunlara oranla oldukça ağır sayılır. Dolayısıyla bir yıldızın çekirdeğinde karbon, azot, berilyum, demir gibi elementler ne kadar fazla ise, o bölge o kadar ağır olur ve sıkışma oranı yükselir. Güneş'ten birkaç kat büyük kütleye sahip parlak yıldızlar da benzer bir kaderi paylaşırlar. Kimi zaman, Güneş'ten 8 kat büyük A, F ve B sınıfı bir yıldız bile aşağıda anlatacağımız biçimde bir ömür sürer ve sonu Güneş ile aynı olur. Yıldız evriminde her zaman istisnalar vardır. Kendi iç dinamikleri bir kırmızı cüce yıldızı burada anlatacağımız evrim sürecine sokabileceği gibi, süpernova olması beklenen yıldızların hayatını beyaz cüce olarak sonlandıracağı bir döngüye sokabilir. Makalemizin devamını okuduğunuzda bunun nedenini anlayacaksınız. Hidrojen tükendiğinde, artık kütle çekimine karşı koyan ışınım basıncı azalır ve yıldızın hidrostatik dengesi bozulur. Bozulan bu denge nedeniyle kütle çekim gücü baskın hale gelir ve yıldızı oluşturan madde kendi ağırlığı altında içe çökmeye başlar. Yıldız çöktükçe, sıkışan çekirdek bölgesindeki basınç ve ısı artar. Basınç ve sıkışmanın yarattığı ısı çekirdekte 100 milyon santigrat dereceyi bulduğunda, çekirdekte birikmiş olan Helyum atomları, üçlü alfa süreci dediğimiz bir reaksiyonla birleşerek karbon atomları meydana getirmeye başlar. Aynı anda, çekirdek çevresinde kalmış ama reaksiyonu durmuş olan tüm hidrojen de tepkimeye girer. Ortaya çıkan bu ani ve muazzam enerji yıldızın çökmesini engellediği gibi, daha başka bir şeye de sebep olur: Yıldız genişlemeye başlar. Bu genişleyen yıldızlara kırmızı dev diyoruz. Yıldızı genişlemeye zorlayan bu büyük ışınım basıncı küçük bir soruna neden olur. Bu sorun, yıldız genişlediğinde çekirdekteki basıncın düşmesi ve doğal olarak helyum reaksiyonunun durmasıdır. Evet, genişleyen yıldızın çekirdeğinde enerji üretimi durur. Bunun üzerine yıldız tekrar içe çökmeye başlar ve yukarıda anlattığımız sürecin aynısı bir daha gerçekleşerek yeniden enerji üretilir. Bu bir kısır döngü içinde sürekli devam eder. Bu durumu dışarıdan izlediğimizde yıldızın zonkladığını görürüz. Bu aşamada yıldızın parlaklığı şişip büzüşmesiyle birlikte periyodik olarak artış-azalış gösterir. Bu şekilde zonklayan yıldıza cepheid değişkeni adı veriliyor. Şunu da söyleyelim; cepheid değişkeni yıldızlar sadece bu anlattığımız süreç sonucu oluşmazlar. Ömrünün sağlıklı dönemlerini geçiren anakol evresindeki dev yıldızlar da cepheid değişkeni özelliği gösterebilirler. Yıldız bu şekilde bir genişleyip bir daraladursun, çekirdekte Helyum reaksiyonuyla üretilen muazzam enerji yıldızın dış katmanlarını şişirerek çapını artırmayı sürdürür. Öyle ki, yıldız eski halinden 100 kat daha büyük bir çapa erişebilir. Örneğin şu anda 1.4 milyon km çapa sahip olan Güneş, genişlemeye başladığında 150 milyon km çapa kadar büyüyebilecek. Yıldızın zonklaması sırasında oluşan kütle çekim kuvvetleri ve ışınım basıncı parçalanma sürecinin de başlangıcıdır aslında. Güçlü yıldız rüzgarları ve şişip daralma sırasında oluşan ani çekim kuvveti değişiklikleri yıldızın dış kısımlarının yavaş yavaş kopmaya başlamasına neden olur. Bu yıldız için iyi bir şey değildir, çünkü kütlesinin yarıya yakınını kaybetme riskiyle karşı karşıyadır. Maalesef bu risk gerçektir ve yıldızın çekirdek basıncını yüksek tutan kütlesinin bir kısmı uzaklaşmıştır. Zaten bu arada zonklama evresinin de sonu yaklaşmaktadır. Bir an yıldızın çekirdeğinde üretilen enerji o boyuta gelir, sıcaklık o kadar artar ki, yeterli basınç olmasa da çekirdeği saran ve o ana kadar reaksiyona girmemiş olan helyum kabuk aniden nükleer reaksiyona girer. Helium Flash dediğimiz bu aşamada korkunç boyutlarda bir enerji açığa çıkar. Çekirdeğin dış çevresindeki bu ani nükleer reaksiyon yıldızın sonunu getirecek kadar büyüktür. Yıldızın dış katmanları, merkezden kaynaklı ışınım basıncının büyüklüğü nedeniyle kütle çekim etkisinden kurtulacak hıza ulaşır ve yıldız çok hızlı ve aşırı boyutlarda genişler. İçeride üretilen bu muazzam enerji, yıldızın parlaklığını olağanüstü seviyede artırır. Ancak, genişleyip yüzey alanı çok büyüdüğü için, merkezdeki sıcaklık 300 milyon santigrat derecenin üzerinde olsa da yüzey ısısı sadece 3-4 bin santigrat derece civarındadır. Buna rağmen, yaydığı enerji eski sağlıklı günlerinde yaydığı enerjiden yüzlerce kat fazla hale gelir. Güneş kütlesinde bir yıldız, bu kırmızı dev aşamasında şu ankinden yaklaşık 500 kat daha fazla enerji yayacaktır. Şu ankinden 100 kat fazla genişleyen ve 500 kat fazla enerji yayan yıldızımız; sırasıyla Merkür, Venüs ve Dünya'yı önce kavurup daha sonra bünyesine katarak yok edecek. Asteroid kuşağındaki tüm asteroidler kavrulacak, küçük boyutlu olanlar buharlaşacaklar. Mars gezegeni şu an olduğundan yüzlerce kat fazla ışınıma maruz kalacağı için yüzeyi binlerce derecelik sıcaklıkla kavrulacak, bir lav topuna dönüşecek. Görkemli Jüpiter gezegenine yaz gelecek. Ancak bu yaz, Jüpiter sistemi için pek hayırlı olmayacak. Europa gibi buzlu uyduları eriyerek birer su dünyasına dönüşecek. Ancak bu su birkaç bin yıl içinde buharlaşarak yok olacak. Jüpiter'in manyetik alanı kendisini korumaya yetmeyecek; Güneş'in aşırı güçlü yıldız rüzgarları bu dev gezegenin atmosferini süpürmeye başlayacak. Bu süreçte Jüpiter kütlesinin bir kısmını kaybederek biraz zayıflayacak. Güneş'ten 1.5 milyar km uzaklıktaki Satürn sistemi ise daha şanslı olacak, Satürn'ün yörüngesi, şu an Dünya ve Mars'ın yer aldığı; Güneş'in habitable zone dediğimiz suyun gezegenler yüzeyinde sıvı halde kalabildiği yeni yaşam kuşağı haline gelecek. Ancak, şu an kalın bir atmosfere sahip olan Titan'da buzlar çözülmeye başlayıp ısındıkça atmosfer de uzaya kaçarak kaybolacak, Titan çıplak bir kaya parçasına dönüşecek. Yıldız bu kadar aşırı genişlediğinde, kütle çekim kuvveti de yıldızı bir arada tutmak için yeterli olan gücünü yavaş yavaş yitirmeye başlar. Bu da yıldızın geri dönüşü olmayacak biçimde dağılmaya başlaması anlamına gelir. Yıldızın dış katmanları bağımsız biçimde yavaşça uzaklaşmayı sürdürür. Çekirdekte Helyum reaksiyonuyla üretilen aşırı büyük enerji de bu dağılma sürecini kaçınılmaz hale getirir: Güçlü yıldız rüzgarları yıldızın dış zarfını öteleyerek dağılmayı hızlandırır. Artık bu noktada kırmızı dev aşamasındaki yıldız bir gezegenimsi nebulaya dönüşmeye başlamıştır. Güneş ve daha küçük K sınıfı turuncu yıldızlarda enerji üretimi çekirdekteki Helyum'un da tümüyle karbona dönüşüp tükenmesi ile sonlanır. Ancak, daha büyük kütleli F, A ve B tayf sınıfı anakol yıldızları; Helyum reaksiyonu tükenince, birikmiş olan bu Karbonu reaksiyona sokabilecek kadar büyük kütleye sahiptirler. Karbon'un birleşerek Neon ve Oksijen'e dönüşmesi Helyum reaksiyonundan çok daha fazla enerji üretilmesine neden olur. Güneş'in 5 katı kütleye sahip olan bir B sınıfı dev yıldız, Karbon ve Oksijeni yakarken, oluşan ışınım basıncı yıldızın 2-3 Güneş kütlesine sahip olan dış zarfını, hatta daha önce reaksiyona giren helyum kabuğunun dahi uzay boşluğuna saçmasına neden olur. Bu nedenle F, A ve B sınıfı yıldızlar zaten kısa olan ömürleri sonucu girdikleri kırmızı dev evresini de çok hızlı geçirler. Kırmızı dev evresine çok büyük bir kütleyle girmiş olan B sınıfı dev yıldızımız, bu sürecin sonuna doğru sadece 1-2 Güneş kütlesine sahip bir yıldız haline gelir. Bu da, sonunun Güneş benzeri küçük kütleli yıldızlarla benzer olmasına sebep olur. İster Helyum, ister Karbon, ister Oksijen füzyonu gerçekleştirsin, önünde sonunda yıldızın kullanabileceği bir yakıt kalmaz. Zaten yakıt bitene kadar yıldız tüm dış zarfını uzay boşluğuna saçıp bir gezegenimsi nebulaya dönüşmüştür bile. Nebulanın ortasında kalan yıldızın çekirdek kısmında enerji üretimi sona ermek üzeredir. Son birkaç atom da reaksiyonunu tamamlayınca enerji üretimi tümüyle durur. Çekirdek, Helyum ve Karbon reaksiyonları sonucu yüz milyonlarca santigrat derecelik bir sıcaklığa erişmiştir. Ancak, artık enerji üretilmediği için kendi kütle çekimi altında ezilmekten başka şansı yoktur. Neredeyse tümüyle Karbon'dan oluşan çok sıcak çekirdek yavaşça ama güçlü biçimde ezilmeye başlar. Yıldız yukarıda anlattığımız süreçte kütlesinin büyük bölümünü kaybetmiş olduğu için, geride kalan çekirdeğin kütlesi oldukça küçüktür. Örneğin Güneş, kırmızı dev aşaması sonrasında bu duruma geldiğinde şu anki kütlesinin yüzde 30 veya 40'ını kaybedebilir. Güneş'ten daha küçük bir turuncu cüce yıldızda; kalan çekirdeğin kütlesi %30 güneş kütlesinde olabileceği gibi, Güneş'ten 5-6 kat büyük kütleli bir yıldızdan geriye neredeyse Güneş'in şu anki kütlesi büyüklüğüne sahip bir çekirdek kalabilir. Çökmenin durduğu anda yıldızımızın geride kalan çekirdeği o kadar sıkışmıştır ki, çapı sadece Dünya kadar ve bir pinpon topu büyüklüğündeki parçası 1 ton ağırlıkta olabilir. Çok sıkışmış olan bu sıcak karbon topunun yüzeyeyi bir elmastan daha sert ve katıdır. Yüzeyin üstünde, yine karbondan oluşan ama az miktarda helyum, oksijen, neon, demir, nikel, azot gibi gazlardan oluşan birkaç kilometre metre kalınlığında çok yoğun, muazzam basınca sahip bir atmosferle kaplıdır. Yıldızımız yaklaşık Dünya büyüklüğünde bir alana sıkışıp kalmıştır. Merkezindeki sıcaklık milyonlarca dereceyi bulan çekirdeğin yüzey sıcaklığı, kırmızı dev aşamasında geçirdiği süreçte yaşadıklarına göre onbinlerce veya yüzbinlerce santigrat derece olabilir. Göz alıcı, çok güçlü beyaz bir parlaklığa sahiptir. Ancak, bu kadar sıcak olmasına rağmen yavaş yavaş soğumaktan başka şansı yoktur. Fakat bu soğuma çok yavaş gerçekleşir ve milyarlarca yıl sürer. Artık bu yıldızın adı bir beyaz cücedir. Yukarıda bir çırpıda anlattığımız süreç, Güneş benzeri bir yıldız için gerçekte yüz milyonlarca, daha büyük kütleli yıldızlar için ise birkaç milyon yıl sürer. Hatta güneş benzeri bir yıldızın kırmızı dev evresinde geçireceği ömür 1 milyar yılı bulabilir. Tüm bu süreci, aslında çok yavaş gerçekleştiğini bilerek değerlendirmeniz yerinde olur. Öyle helyum yanmaya başladı, Güneş aniden şişti, Dünya'yı kavurdu diye bir olay yok; yüz milyonlarca, milyarlarca yıl süren bir dönüşüm söz konusu. Beyaz cüceler enerji üretmiyor olmasına rağmen bir yıldız gibi parlamaya çok uzun süre devam ederler. Kırmızı dev aşamasının sonunda trilyonlarca km uzaklara saçıp bir gezegenimsi bulutsuya dönüştürdüğü dış katmanlarını aydınlatarak muhteşem renklerde parlamasına sebep olan da, bulutsunun merkezindeki beyaz cücenin yaydığı güçlü ışınımdır. Bu ışınım, beyaz cüceyi trilyonlarca km boyunca saran bulutsuyu aydınlattığı gibi, ışınım basıncıyla yavaş yavaş dağıtmaya da devam eder. Bu nedenle hiçbir gezegenimsi bulutsu uzun süre beyaz cücenin çevresinde kalamaz. Birkaç milyon yıl içinde kendisinden son kalan bulutsuyu da dağıtan beyaz cüce artık uzay boşluğunda yalnız, bir başına ölümü beklemeye başlar. Bu ölüm o kadar yavaş gerçekleşir ki, evrenin şu anki yaşı olan 13.8 milyar yıl, en eski beyaz cücenin bile gözden kaybolmasına yetecek kadar uzun değildir. Beyaz cüceler çok yoğundur, boyutları Dünya kadar olmasına rağmen, kütleleri gezegenimizin birkaç yüz bin katıdır. Böylesine büyük bir kültenin uzay boşluğunda ışıma yoluyla soğuması akıl almaz uzunlukta süreler gerektirir. Bilinen en eski beyaz cüceler bile şu anda birkaç bin derecelik sıcaklığa sahipler ve parlamaya devam ediyorlar. Beyaz cüceler bu çok uzun ömürleri sayesinde; artık enerji üretmiyor olmalarına rağmen yaşam için elverişli olabilecek yerlerden biri haline dönüşebilir. Eğer yıldız beyaz cüceye dönüşmeden evvel kırmızı dev aşamasındayken hayatta kalabilen gezegenler varsa, yıldızın kütlesinin büyük kısmını kaybettiği bu dönemde daha yakın bir yörüngeye inmiş olabilirler. Bu yaklaşmış olan gezegenlerden biri beyaz cüceye, sıcaklığına bağlı olarak 500 bin 1 milyon km gibi oldukça yakın bir yörüngeye girmiş ise, beyaz cüceden alacağı ısı, bizim şu an Güneş'ten aldığımızla hemen hemen eşit olabilir. Gezegen bu durumdayken kütle çekim kilidine kapılacak olmasına rağmen, yüzeyinde suyun sıvı halde kalabileceği kadar ışınıma maruz kalacaktır. Beyaz cüceler artık enerji üretmediği için, yakınlık nedeniyle yıldızdan zararlı radyasyon alamayacağından, bu güvenli gezegende hayatın yeşermesi mümkün olabilir. Zaten gezegen kırmızı dev evresinde kavrulmuş olsa bile, yıldızın bir beyaz cüceye dönüşmesi, kütlesinin azalması nedeniyle yıldız çevresindeki meteor kuşakları büyük bir dengesizlik içine girecektir. Bu da, beyaz cüceye ve dolayısıyla hayatta kalmış gezegenlere doğru bir meteor fırtınası yaşanmasına neden olur. Bu fırtına, gezegenlerin kaybetmiş olduğu suyu ve organik molekülleri yeniden kazanması için bir şans olabilir. Özetle, beyaz cücenin çevresinde her şeyin yeniden başlayabileceği bir ortam vardır. Olası gezegenlerin de bu yeni hayatın şekillenebilmesi için bol bol zamanı olacaktır. Belirttiğimiz gibi, beyaz cüce çok yavaş da olsa soğumasını sürdürecek. Başlangıç sıcaklığına bağlı olarak 15 ila 40 milyar yıl içinde, artık gözle görülebilir ışık yaymayacak kadar soğuyacak. Yüzeyi ışık saçamayacak kadar soğuyan beyaz cücenin iç kısmı da yine onlarca milyar yıl içinde tümüyle soğuyacak. İşte bu olduğunda, olağanüstü bir olay gerçekleşecek; soğuyan ve beyaz cücenin hemen hemen tümünü oluşturan karbon kristalleşmeye başlayacak. Evet, beyaz cücemiz Dünya büyüklüğünde ama ondan yüzbinlerce kat ağır dev bir elmasa, bir kara cüceye dönüşecek. Ve bu dev elmas küre, evrenin ıssızlığında yüzlerce trilyon yıl boyunca yalnız ve sessiz biçimde süzülecek. Peki bir beyaz cücenin, bir önceki yazımızda anlattığımız kara cüceler gibi tekrar hayata dönebilme şansı var mı? Bu biraz zor görünüyor: Beyaz cüceler her ne kadar küçük sayılsalar da, oldukça büyük kütlelere sahiptirler. Örneğin Güneş benzeri iki yıldızdan geriye kalan beyaz cücelerin toplam kütlesi Güneş'in şu anki kütlesinin 1.5 katından fazla olabilir. Bu büyüklükte iki kütlenin çarpışıp birleşmesi onları tekrar hayata döndürmekten çok, büyük bir süpernova patlamasına neden olur. Çünkü bu denli büyük bir kütlenin birleşmesi Chandrasekhar Limiti dediğimiz kütle sınırının üzerindedir. Bu sınırın üzerinde böylesi yoğun bir kütle dejenere elektron basıncı ile dengelenemez. Kaçınılmaz son, bir süpernova patlamasıdır. Bunun tek istisnası, oldukça küçük kütleye sahip iki beyaz cücenin birleşmesi olur ki, bu durumda da çok yoğun olan ve katı özellik gösteren bu yıldız çekirdekleri birleşseler bile, kendilerini oluşturan karbonu yakabilecek kütleye ulaşamazlar.


Yazı dizimizin daha önceki bölümlerinde düşük kütleli yıldızların sonu olan kara cüceler ve orta kütleli yıldızların nihai kaderi olan beyaz cüceler hakkında bilgi vermiştik. Bu makalemizde ise, artık büyük kütleli olarak niteleyebileceğimiz yıldızların sonları olan Nötron Yıldızı ve Kara delik konusunu ele almaya çalışacağız. Cüce olarak nitelenemeyecek, Güneş'e yakın ve Güneş'ten birkaç kat büyük kütleye sahip yıldızların, anakol evrelerini tamamladıktan sonra merkezlerinde biriken helyumu yakmaya başladığını, bunun da yıldızın enerji üretiminde büyük bir artışa neden olup hidrostatik dengeyi kütle çekiminin aleyhine bozduğunu görmüştük. Bu büyük enerji, yıldızın şişmesine yol açıyor ve çapını büyük oranda artırıyordu. Bu evreye gelmiş olan yıldız, artık bir kırmızı dev olarak anılıyordu. Büyük kütleli yıldızların davranış şekli de bununla benzerdir. O tayf tipi dev yıldızlar ve yüksek kütleye sahip kimi B tayf tipi yıldızlar da anakol evrelerini tamamlayıp çekirdeklerindeki hidrojeni tükettikten sonra helyum reaksiyonları benzer bir süreçle başlar. Burada şunu belirtmek gerekir ki, O tipi yıldızlar, evrendeki yıldızların çok küçük bir yüzdesini oluştururlar. Öyle ki, galaksilerde bu kadar büyük kütleye sahip olabilen O tipi anakol yıldızlarının oranı sadece %0.00001 kadardır. Bu size çok düşük bir oran olarak görülebilir ancak, kaba bir hesap yapacak olursak, yaklaşık 400 milyar yıldızın bulunduğunu düşündüğümüz galaksimiz Samanyolu'nda böylesine dev kütleli yıldızlardan şu an 4 milyon adet bulunduğu sonucuna ulaşırız. Hiç de azımsanacak bir rakam değil gördüğünüz gibi. O tipi yıldızlar ve yüksek kütleli (7-8 Güneş kütlesi ve üstü) B tayf tipi yıldızların ömürleri oldukça kısadır. Bu yıldızların merkezlerindeki basınç aşırı boyutlardadır. Bu aşırı basınç, nükleer reaksiyonların hızını muazzam ölçülerde artırır ve yıldız yakıtını çok hızlı biçimde tüketir. Yakıtını bu kadar hızlı biçimde harcayan yıldızın elbette yaydığı enerji de çok büyüktür. Örneğin 20 Güneş kütlesine sahip bir yıldızın yüzey sıcaklığı 30 bin santigrat dereceyi aşarken, yaydığı enerji de 1.5 milyon Güneş'e eşdeğer olabilir. Çok daha büyük kütleye sahip olan Eta Carinae gibi aşırı kütleli yıldızlar ise Güneş'ten 5 milyon kat fazla enerji yayarlar. Ancak, dev yıldızların yaydığı enerji ve yüzey sıcaklıklarına bir standart belirlemek mümkün değil. Çünkü bu yıldızlar anakol evresinde dahi dengesiz bir yapıdadırlar. Ürettikleri enerji muazzam boyutlarda olduğu için hidrostatik dengeleri sık sık kütle çekimi aleyhine değişir ve yıldız şişerek çekirdek bölgesindeki basıncı düşürür. Bu da nükleer reaksiyonların azalmasına ve yıldızın yaydığı enerjinin düşmesine neden olur. Nükleer reaksiyon miktarı düşüp yayılan enerji azalınca, kütle çekim ışınım basıncına galip gelip ve yıldız yeniden sıkışır. Tekrar enerji üretimi artar ve yıldız yeniden şişer. Bu bir kısır döngü olarak yıldızın ömrü boyunca sürer gider. Dolayısıyla 50 Güneş kütlesine sahip bir dev yıldız zaman zaman Güneş'ten 15 milyon kat fazla enerji yayarken, kimi zamanlarda 5-6 milyon kat yayabilir. Dev yıldızlar bu dengesiz doğalarından dolayı, sadece hidrojen yaktıkları anakol evrelerini küçük kütleli yıldızlar gibi sağlıklı geçiremezler. Bu zonklamalar sırasında yıldızın dış katmanları uzay boşluğuna saçılır. Ayrıca üretilen muazzam enerji, yıldızın içinde çekirdeğin dışındaki bölgelerde de ani nükleer reaksiyonlar gerçekleşmesine neden olur. Bu reaksiyonlar aniden ve patlama şeklinde gerçekleştikleri için, yıldızı oluşturan madde sürekli olarak dışarı atılma talihsizliği ile baş başadır. Dev yıldızın anakol evresi boyunca bu şekilde dışarı saçılan madde, yıldızın kütlesinin sürekli azalmasına neden olur. Öyle ki, çok büyük yıldızlar anakol evreleri süresince 15-20 Güneş kütlesine eşdeğer gazı kaybedebilir. Anlayacağınız üzere dev yıldızlar aslında sürekli biçimde zayıflamaktadır. Bu şekilde çok büyük kütle kaybı yaşayan dev yıldızlara 150 Güneş kütlesindeki bir dev olan Eta Carinae örnek gösterilebilir. Bu şekilde sürekli zayıflayan yıldız, eğer kırmızı dev aşamasına en az 7-8 Güneş kütlesi ile girmeyi başarırsa, sonu bir beyaz cüce olmaz. Bu yıldızın kaçınılmaz kaderi bir nötron yıldızına dönüşmektir. Kırmızı dev evresine girmiş yıldızın çekirdeğinde hidrojen, helyuma dönüşerek tükenmiştir ve ışınım basıncı sona erdiğinden yıldız kütleçekimine yenik düşerek kendi kütlesi altında ezilmeye başlar. Bu ezilme çekirdeğin aşırı basınca ve ısıya maruz kalmasına neden olur. Aşırı basınç ve 100 milyon santigrat dereceyi geçen çekirdek sıcaklığı helyum reaksiyonunu başlatmak için yeterlidir. Helyum reaksiyonu hidrostatik dengeyi ışınım basıncı lehine bozarak yıldızın genişlemesini sağlar. Artık kırmızı dev evresine girmiş olan yıldız şişer ve çapı büyük oranda artar. Ancak, yıldızın kütesi çok büyük olduğu için çekirdekteki basınç ve sıcaklık helyum reaksiyonunu yavaşlatacak kadar azalamaz. Helyum reaksiyonu hızla devam ederken çekirdek daha da ısınmasını sürdürür. Sonunda sıcaklık öyle bir aşamaya gelir ki, çekirdeğin dış çevresinde bulunan ve hiçbir zaman reaksiyona girmemiş olan hidrojen atomları birleşmeye başlarlar. Bu aşamada yıldızda iki türlü nükleer reaksiyon gerçekleşmektedir: Çekirdek birikmiş olan helyum, ve çekirdeğin dışını sarmalayan hidrojen. Çekirdekte hızla devam eden reaksiyon, helyumu hızla karbon atomlarına dönüştürmektedir. Bu arada çekirdeğin çevresindeki reaksiyon da hidrojeni hızla helyuma dönüştürür. Helyum hidrojenden daha ağır olduğu için üretilen helyum çekirdeğin çevresinde birikir ve çekirdekte devam eden helyum reaksiyonuna katılır. Aynı biçimde helyumun birleşmesi ile oluşan karbon da çekirdeğin merkezine çökerek birikmeye başlar. Yıldızın merkez bölgesi artık dıştan içe doğru hidrojen, helyum ve karbon'dan oluşan katmanlı bir yapıya bürünmüştür. Bir süre sonra çekirdeğin ısısı ve basıncı merkezde biriken karbonu ateşleyecek seviyeye ulaşır. Karbonun reaksiyonu, helyum reaksiyonundan çok daha büyük bir enerji yayar. Bu yayılan enerji hem çekirdeğin ısısını, hem de dış kısımdaki helyum ve hidrojen reaksiyonlarının miktarını artırır. Karbon'un birleşmesiyle oluşan reaksiyon, Oksijen atomlarının üretilmesiyle sonuçlanır. Oksijen, karbondan daha ağır olduğu için merkez bölgede birikmeye başlar. Yıldızımızın çekirdeği artık merkezde oksijen, onun üstünde sırasıyla karbon, helyum ve hidrojenin biriktiği bir yapıya bürünmüştür. Reaksiyonlar artık kontrolden çıkmış, yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 1 milyar santigrat derece sınırına aşmıştır. Kaçınılmaz olan gerçekleşir ve oksijen atomları da kendi aralarında birleşmeye başlarlar. Oksijen reaksiyonu, karbon reaksiyonundan çok daha fazla enerji açığa çıkarır. Çekirdeğinde katman katman oksijen, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonları süren yıldızımız, artık çılgın bir aşamaya girmiştir. Oksijen birleşerek Neon elementini oluşturur. Neon çekirdekte birikir ve bir süre sonra o da reaksiyona girerek Magnezyum elementine dönüşür. Magnezyum da sürekli artan sıcaklık sonrasında artık kaçınılmaz olarak reaksiyona girer ve ortaya silisyum atomları saçılmaya başlar. Yıldızımızın çekirdeği artık merkezde silisyum, onun üstünde sırasıyla magnezyum, neon, oksijen, karbon, helyum ve hidrojen reaksiyonlarının sürdüğü bir cehenneme dönüşmüştür. Bir süre sonra merkezdeki silisyum da reaksiyona girmeye başlayarak yıldızın kaçınılmaz kaderini belirleyecek olan demir atomlarına dönüşmeye başlar. Bugün yaptığımız hesaplara göre gökyüzünün ünlü yıldızı Betelgeuse bu dönemi yaşamaktadır. Burada yıldızımızın iç dinamikleriyle geçirdiği evrim sürecine bir ara verip, yukarıda anlattıklarımızın doğal sonuçları olan birkaç örneğe bakalım. Basında sıklıkla dile getirilen en büyük yıldız, güneş'in 1000 katı büyük yıldız şeklinde tanımlanan VY Canis Majoris, VY Cephei gibi ultra dev boyutlu yıldızlar tam da yukarıda yazdığımız süreçle meydana gelirler. Aslında bunlar, hidrojenleri tükenip helyum ve diğer elementleri yakmaya başlamadan önce 30-40 Güneş kütlesine sahip O-B tipi yıldızlardır. Kırmızı dev evresine girdiklerinde ise ürettikleri muazzam miktarda enerji bu yıldızları akıl almaz boyutlarda şişirir. Örneğin VY Canis Majoris, sadece 1 milyon yıl kadar önce, Güneş'in 20-25 katı çapa sahip mavi beyaz bir O-B tipi anakol yıldızıydı. Oysa şu anki büyüklüğü, Güneş'in yaklaşık 1.500 katı. Böylesi büyük kütleli bir yıldızın ne kadar şişebileceğini sanırım anlamışsınızdır. Demir oldukça kararlı bir atomdur. Hatta evrendeki en kararlı atom nedir sorusunun cevabıdır. Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık ne kadar büyük olursa olsun demir atomları birleşemezler. Demirin birleşerek başka bir elemente dönüşmesi için dışarıdan çok büyük bir enerjinin verilmesi gerekir. Ancak yıldızda gerçekleşen nükleer reaksiyonlar bu enerjiyi sağlamak için yetersizdir. Üstelik, çekirdekteki tüm yakıt tükenmiş, her şey demire dönüşmüş, enerji üretimi artık durmuştur. Enerji üretimi durduğunda, artık çekirdeğin kütle çekimine yenik düşerek kendi içine çökmesini engelleyen ışınım basıncı da sona erer. Kütle çekim ipleri yeniden eline alır ve yıldızın çekirdeğinin artık neredeyse tümünü oluşturan milyarlarca derece sıcaklıktaki demir sıkışmaya başlar. Bu noktada üretilen muazzam enerji yıldızın dış katmanlarının büyük oranda şişirmiş, yıldızın çekirdek haricindeki yoğunluğu önemli ölçüde düşmüştür. Artık enerji üretmeyen çekirdek bir beyaz cüceden çok daha sıcak ve neredeyse onun kadar yoğundur. Ancak, bir sorun vardır: Çekirdeğin kütlesi Chandrasekhar limiti denilen kritik bir eşiğin üzerindedir. Chandresekhar limiti, 1.44 Güneş kütlesine denk gelir. Bu kütleye sahip bir cisim kendi üzerine çökmeye başladığında, beyaz cücelerde olduğu gibi sıkışmayı durduracak olan dejenere elektron basıncı etkili olamaz. Bu şu anlama gelir; sıkışma devam edecektir. Çekirdeğin kütlesi oldukça büyük olduğu için, enerji üretimi durduğunda büzüşme çok hızlı biçimde olur. Öyle ki, bu büzüşme saatte 100 bin km'yi bulan bir hızda gerçekleşebilir. Yani yıldızın çekirdeği saatte 100 bin km hızla kendi içine doğru çöker. Demir atomları birbirine neredeyse değecek kadar yaklaşırlar. Elektron basıncı bu tehlikeli yakınlaşmayı önlemeye çalışsa da başarısız olur. Her bir elektron, atom çekirdeklerindeki protonlar tarafından yakalanırlar. Eksi yüklü elektronları yakalayan artı yüklü protonlar, bu durum sonucunda yüksüz nötronlara dönüşür. Çünkü eksi ve artı yükler birbirlerini etkisizleştirir. Bu durumda yıldızımızın çekirdeği demirden oluşuyor deme ihtimalimiz kalmaz. Çünkü tümüyle nötronlardan oluşan bir yapı haline dönüşmüştür. Özetle, yıldız artık dev bir nötron topu, pratik anlamda dev bir atom çekirdeğidir. Yukarıda elektron basıncının çökmeyi durduramadığını söylemiştik. O halde yıldızın çöküşünü hiçbir şey durduramayacak diye düşünebilirsiniz. Ancak öyle değil; nötronlar birbirlerine çok yaklaştıklarında, birleşip iç içe geçmelerini engelleyen bir kuantum durumu söz konusudur. Nötron basıncı diyebileceğimiz bu durum sayesinde nötronların birleşmesi engellenir ve çökme sona erer. Çökmenin devam edebilmesi için çöken çekirdek kütlesinin daha büyük olması gereklidir. Çekirdeğin bu ani çöküşü çok güçlü bir kütle çekimsel şok dalgası oluşmasına neden olur. Bu şok dalgası muazzam bir enerji halinde yayılır ve yıldızın dış katmanları olağanüstü büyük bir patlamayla uzay boşluğuna saçılır. Bu patlama üretilen enerji öylesine büyüktür ki, dışa saçılan dış katmanlardaki hidrojen, helyum, oksijen, neon, karbon gibi elementler çok büyük hızlarla çarpışarak birleşir ve üst üste birleşmeler devam eder. Bu sırada oluşabilecek demir atomları dahi başka atomlarla birleşmelerini sürdürürler. Sonuç; bugün hepimizin bildiği demirden ağır elementlerin oluşumudur. İşte bir süpernova patlamasının oluşum dinamikleri bu şekildedir. Bu süpernova patlaması, yıldızın dış katmanlarını o kadar büyük hızlara ulaştırır ve ısıtır ki, çok büyük hızla ilerleyen bu gaz bulutları zaman içinde ışık yıllarını aşan çapa sahip bir bulut halinde çevreye saçılırlar. Tipik bir süpernova kalıntısının çapı 2-3 ışık yılını aşan boyutlara ulaşabilir. Ancak bulut genişledikçe seyrekleşir ve birkaç yüzbin yıl içinde artık gözle görünmez hale gelir ve nihayetinde galaksi içinde saçılarak gözden kaybolur. Patlamanın boyutuna göre, bu saçılan parçacıklar çevredeki yıldızlar üzerinde de etkili olabilir. Ancak bu etki çoğunlukla yıpratma şeklinde değil, de radyasyon olarak kendini gösterir. Süpernova sonucu ortaya saçılan parçacıklar çok büyük enerjilere sahip oldukları için, eğer yaşam barındıran bir gezegenin üzerine yağar ise, buradaki hayata ciddi derecede zarar verebilir. Hele ki, eğer süpernova patlaması yeterince büyük, yani hipernova olarak tabir edilen boyutlarda ise, yayılan gama ışınları böylesi bir gezegende hayatı tümüyle yok edebilir. Ancak gama ışınları yıldızın çekirdeğinden kutupsal halde yayıldığı için, bu ışının bir gezegenin üzerine denk gelme oranı düşer. Eğer bir gama ışın patlamasının kurbanı olan gezegende yaşıyorsanız, kendinizi tavlada sürekli hep yek atan şanssız biri gibi düşünebilirsiniz. Onca olasılık içinden size maalesef yek gelmiştir. Nötron yıldızları her zaman için 1.44 Güneş kütlesinden büyüktürler. Kimi nötron yıldızları 2 Güneş kütlesinden daha büyük de olabilir. Bu büyük kütlelerine rağmen, tümüyle nötronlardan oluşmuş dev bir atom çekirdeğini andıran yıldız çekirdeğimiz, akıl almaz bir yoğunluğa ve sadece birkaç km çapa sahiptir. Dış katmanlari atılmış ve çıplak bir halde kalan ve tümüyle nötrondan oluşan yıldız çekirdeği, hala milyonlarca derece sıcaklığa ve muazzam bir manyetik alana sahip olup, manyetik kutuplarından X ışınları yayar. Büyük bir hızla dönen nötron yıldızlarının X ışını yayım ekseni eğer bize dönük ise, onu periyodik bir radyo kaynağı olarak algılarız. Nötron yıldızlarına atarca denmesinin sebebi de, atım şeklinde yaydıkları bu periyodik radyo dalgalarıdır. Nötron yıldızlarının kendi çevrelerindeki dönüş hızı, büyük bir hızla gerçekleşen çökme sırasında momentumlarını korumak zorunda oldukları için akıl almaz süratlere ulaşabilir. Sıradan bir nötron yıldızı için bu süre bir saniyeden, saniyenin binde birine kadar değişebir. Bir santimetreküplü hacimdeki ağırlığı milyarlarca ton gelebilen bu sıkışık ve yoğun bir yapıya sahip olan yıldızın, kütleçekimi de çok büyük boyutlardadır. Sıradan bir yıldızın yüzeyindeki kaçış hızı, saniyede 100 bin km'nin üzerindedir. Yani, bir nötron yıldızının üzerindeyseniz oradan ayrılabilmek için saniyede 100 bin km hıza ulaşabilen bir aracınız olmalı. Tabi pratikte işler böyle yürümez, çünkü bu muazzam çekim gücü sizi bir sinek gibi ezmeye yeterlidir. Nötron yıldızları yakınındaki bir gezegen veya yıldızı kolayca yutabilir. Tabi bir yıldızı yutması, kütlesini büyük oranda artıracağı için ortaya yeni bir süpernova patlaması ve bir kara delik çıkabilir. Yukarıda anlattığımız süreçte, yıldız çekirdeğinin kütlesinin nötron basıncını yenemediği için çökmenin durduğundan sözetmiştik. Ancak, çöken çekirdeğin kütlesi yaklaşık olarak 3 Güneş kütlesi ve üstü ise, çökmeyi ne elektron basıncı, ne de nötron basıncı durduramaz. Çekirdek, sonsuz bir yoğunluk oluşturacak biçimde kendi içinde çöker. Bu çökmenin sonucunda ortaya çıkan şey ise, kütleçekiminden ışığın bile kaçamadığı bir kara deliktir. Kara deliklerin kaçış hızları saniyede 300 bin km'den çok daha büyüktür. Ancak, bir karadeliğin yüzeyini belirlemememiz mümkün olmadığı için, karadeliğin çapı olarak belirlediğimiz sınır; ışık hızının bile kurtulmak için yeterli olmadığı mesafedir. Schwarzschild Yarıçapı şeklinde de nitelenen bu mesafeye olay ufku adı veriyoruz. Bir karadeliğin olay ufku olarak nitelenen uzaklığını aştığınız anda, artık kurtulmanız mümkün değildir. Eğer oraya kadar parçalanmadan varmayı başarmışsanız, bundan sonra olabilecek tek şey karadeliğin muazzam çekim gücüyle sizi parçalayıp yutmasıdır. Güneş'in 3 katı kütleye sahip olan bir karadeliğin olay ufkunun yarıçapı yaklaşık 8.8 km, Güneş'in 5 katı kütleli bir karadeliğin olay ufku ise 14.5 km kadardır. Eğer kara delik daha büyük ise, örneğin 100 güneş kütlesine sahip ise, olay ufku 300 km'den başlar. Eğer Samanyolu'nun merkezindeki kadar büyük kütleli süper kara deliklerden bahsediyorsanız, olay ufku yüz milyarlarca km yarıçapında olabilir. Bunu belirleyen şey, karadeliğin kütlesidir. Bu belirttiğimiz mesafeler, bir karadeliğe teoride yaklaşabileceğiniz en yakın sınırı ifade eder. Tabi bu teoridedir, çünkü buraya kadar yaklaşabilmek için ışık hızında hareket edebilen bir araca sahip olmalısınız. Yoksa, bizim dandik uzay mekiklerimiz bu karadeliğe sadece birkaç milyon km kadar yaklaşsalar bile gerekli kaçış hızına ulaşmaları mümkün olmaz. Aynı durum, nötron yıldızları için de geçerlidir. Şu anki teknolojimizin şartlarını çok zorlasak bile bir nötron yıldızına sadece birkaç yüzbin km yaklaşabiliriz. Tabi bu arada nötron yıldızından yayılan korkunç boyutlardaki radyasyon nedeniyle ölmediğinizi farzediyoruz. Şunu belirtmek gerekir ki, kara deliklerin bir yüzeyi olup olmadığı belirsizdir. O nedenle olay ufku kavramı ile karadeliğin kaçışın mümkün olmadığı uzaklığını belirtirken, gerçekte söylediğimiz şey karadeliğin sınırları değildir. Kara delik, bu olay ufkunun merkezinde noktasal bir tekillik de olabilir, birkaçyüz metre çapında çok yoğun bir cisim de. Ancak, tekillik kavramının yaygın kabul gören yorumu; sonsuz yoğunluğa sahip sıfır hacimli bir kütledir. İşte tekillik dediğimiz kavram, bu belirsiz sonsuz yoğunluğu ifade eder ve bildiğimiz fizik kurallarının burada işlemesini beklemeyiz. Bu muazzam çekim güçlerine karşın, hem nötron yıldızlarının hem de kara deliklerin yıldız oldukları günden kalan gezegenleri varsa ve süpernova patlaması sırasında hasar görmemişlerse, yörüngelerinde dolanmaya devam edebilirler. Eğer yeterince uzaktaysanız, bir karadeliğin ve nötron yıldızının sıradan bir yıldızdan farkı yoktur. Uzakta o kütleye sahip bir yıldız varmış gibi, gezegenimiz sorunsuz ve tehlikesizce yörüngesinde yol almayı sürdür. Bu arada illa ki bir karadeliğin üzerine düşen gezegenler için korkunç bir tehlike olduğunu düşünmeyi sürdürecekseniz size şu bilgiyi verelim: Bir gezegen, sıradan bir yıldızın üzerine düşer veya düşecek bir yörüngeye girerse de kaçınılmaz biçimde yok olur. Nötron yıldızlarının muazzam bir hızla kendi çevrelerinde döndüğünü söylemiştik. Ancak hiçbir cisim sonsuza kadar momentumunu koruyarak böylesi hızlı dönmeye devam edemez. Nötron yıldızları çok yavaş bir biçimde yavaşlayarak dönerler. Kendi çevresinde saniyede 1 kere dönen bir nötron yıldızının dönüş hızı 100 yıl sonra 1.03 saniyede bir dönecektir. Bu şekilde on milyarlarca yıl boyunca yavaşlayan nötron yıldızları, sonunda bu çılgın dönüş hızından kurtulup, Güneş veya Dünya gibi makul hızlardaki bir dönüş periyoduna kavuşabilirler. Sonuçta dev yıldızımız ister bir nötron yıldızına, ister bir karadeliğe dönüşsün, sonuçta sonsuza kadar varolamayacak. Nötron yıldızımız, milyar yıllar içinde soğuyarak gözle görülmez hale gelecek. Dönüş hızı düştüğü için birkaç yüz milyar yıl sonra artık radyo dalga boyunda da ışınım yayamaz olacak. Kara delikler ise, hawking ışınımı denilen bir olgu nedeniyle yüzlerce trilyon yılı bulabilecek zaman dilimleri içinde yavaşça buharlaşarak yok olacaklar.


Günlük yaşamımızdan da bildiğimiz üzere, ısındığı için ışık yayan cisimlerin yaydıkları ışığın rengi, cismin sıcaklığıyla ilgilidir . Yıldızlar dahil olmak üzere, ısısı nedeniyle ışık yayan tüm cisimler aslında kara cisim ışıması yaparlar. Örneğin kırmızımsı turuncu renkte gördüğümüz elektrikli sobanın çubuklarının sıcaklığı 2.000 santigrat derece kadardır. Evlerimizde kullandığımız Edison tipi bir akkor ampulün içindeki flaman sarımsı ışık yayar. Bu flamanın sıcaklığıysa yaklaşık 3.000 derece civarındadır. Eğer bir cismi daha fazla ısıtabilirsek renginin giderek maviye döndüğünü görebiliriz. Bir odunu yaktığımızda, odunun bitişiğinde yanmakta olan ateş mavi renktedir. Yanan ateş, kaynağından uzaklaştıkça, alevi oluşturan partiküller soğuduğu için maviden kırmızıya doğru kayar. Bunu bir çakmak veya kibrit yaktığımızda da gözleyebiliriz. Örneğin bir kibrit yanarken ateş, kaynağına en yakınken mavi renktedir. Fakat, kaynağından uzaklaşıp havadaki görece düşük sıcaklıkla karşılaştıkça yavaş yavaş sıcaklığını kaybeder, mavi renkten beyaza, beyazdan sarıya, sarı renkten de kırmızıya döner ve gözden kaybolur. Tabi bu arada şunu belirtmek lazım; Dünya üzerinde gördüğümüz alevlerin rengini sadece sıcaklık belirlemez. Alevi oluşturan kimyasal madde de renge etki eder. Kibrit ve çakmak örneğinde mavi alevli kısım aslında 1.000 santigrat dereceden düşük sıcaklıkta olmasına rağmen mavidir, çünkü alevi oluşturan kimyasallar bu rengi yayarlar. Ancak, bunu göz ardı edersek, öğretici örnekleme açısından uygundur. İşte yıldızlarda da durum buna çok benzerdir. Elbette yıldızlarda alev yoktur. Sıcaklık, yıldızın çekirdeğindeki nükleer reaksiyon sonucu alevsiz olarak oluşur. Daha başka bir deyişle, yıldızları ısıtan şey ateş değildir. Fakat bizler Dünya üzerinde sıcaklığın sadece kimyasal bir reaksiyon olan ateş ile oluştuğunu gözlemlediğimiz için, yıldızları da birer alev topu olarak düşünürüz. Bu, içine düştüğümüz bir yanılgıdır. Sıcak yıldızların ışığı mavi, soğuk yıldızlarınkiyse kırmızıdır. Yıldızın rengini, çekirdek bölgesindeki nükleer reaksiyonun miktarı belirler. Büyük ve sıcak yıldızlarda bu reaksiyon çok fazla olduğu için yıldız da orantılı olarak o kadar fazla ısınır ve rengi de bununla bağlantılı olarak kırmızıdan maviye doğru değişir. Burada kırmızı yıldızlara soğuk demekteyiz fakat soğuk değildirler, bu göreli bir tanımlamadır. Mavi renkli yıldızlar 30.000 santigrat dereceden fazla sıcak olabilirken, kırmızı renkli yıldızlar 2.500 3.000 derece kadar sıcaktırlar. Haliyle 30.000 derecelik bir sıcaklığa karşı 2.500 derece, 12 kat soğuktur.


Cevap basit bir lise geometrisinden ibaret. Evet, lise yıllarında bir çoğumuzun korkulu rüyası olan geometri. Evrendeki diğer yıldızları tanımamız için ilk önce en yakın yıldız olan Güneş'i tanımalıyız. Eğer Güneş'e olan uzaklığı hesaplayabilirsek, diğer yıldızlara olan uzaklığı basit bir geometri hesabı ile bulabiliriz. Tarihte Aristarkus (MÖ 310-230) paralaks hesaplamasını düşünen ilk kişidir. Fakat o yıllarda bu derece hassas ölçümleri yapabilecekleri bir teleskop olmadığı için bu hesap fikrini ispatlayamamıştır. Şimdi, gözleriniz Dünya'nın iki ayrı pozisyonu, burnunuz Güneş ve parmağınız da bir tane yıldız olsun. Gözünüz ve burun arasındaki mesafeyi biliyoruz, açıyı da zaten iki ayrı noktadan gözlem yaparak bulmuştuk. Güneş'e olan uzaklığı 1 astronomik birim diye tanımlarsak yıldızın uzaklığı , 6 aylık süreçte yıldızın açısal değişiminin tanjantına bağlı çıkacaktır. Yani 1/d = tan olarak bulunur. Burada a yıldızın açısal değişimi, 1 Güneş ile Yer arasındaki mesafe (1 astronomik birim), d ise yıldızın uzaklığıdır. Ama bir dakika, tanjantı hesap makinesi olmadan nasıl bulacağız? Aslında küçük açılar için, bir açının tanjantı açının kendisine eşittir (radyan biriminde geçerli, örneğin tan (0.03)=0.03). Dolayısıyla yıldıza olan uzaklık Güneş'e olan uzaklığın radyan cinsinden ölçtüğünüz açıya bölümüne eşittir (d=1/a). Bu işlem sonucunda çıkan değer, parsek birimindendir. 1 parsek de yaklaşık olarak 3.26 ışık yılıdır. Örneğin bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri'nin paralaks değeri 768mas 'dır. Bu gözlemler sonucunda ölçülen kayma miktarıdır. Lakin bize arcsecond değeri lazımdır, bu da 1000'de 1'lik orandan ötürü 0.768 yay saniyesidir. Bir yay saniyesinin 1 derecenin 3.600'de biri olduğunu ifade etmekte fayda var. Yani bize en yakın yıldız gökyüzünde derecenin 3.600'de 1'inden daha küçük değerlerde yer değiştiriyor gibi görünür. Bu sebeple bu kaymayı çıplak gözle ayırt etmek mümkün değildir. Şimdi basit geometrik hesabımızı uygulayacak olursak d=1/0.768'den d=1.3 sonucunu buluruz. Fakat Proxima Centauri bize yaklaşık 4.22 ışık yılı uzaklıktadır. Sonucun farklı olmasının sebebi, yukarıda da belirttiğimiz gibi çıkan sonucun parsek biriminden olmasından dolayıdır. 1.3 parsek = 1.3 x 3.26 = 4.24 ışık yılı çıkacaktır. Ki bu da çıkması gereken değere çok yakın bir değerdir. Yıldızlar da, evrende var olan her ...


Düşünün; tek bir yıldız yok, geceleri gökyüzü bomboş. Sadece Ay var, başka hiçbir şey görmüyorsunuz. Çoğumuz bu soruya, galaksimiz Samanyolu içinde 400 milyar civarı yıldız varken, gökyüzünün yıldızsız olması mümkün değil, diye cevap verecektir. Bu cevap büyük oranda doğru, ama her zaman değil. Yıldızımız Güneş, bizi de peşinde sürükleyerek Samanyolu'ndaki yörüngesinde yaklaşık 230 milyon yılda bir tur atar. Ancak, çevresindeki diğer yıldızlar ve bulutsular kendisiyle birlikte aynı hızda hareket etmediğinden, manzarası sürekli değişim halindedir. Manzaramızdaki bu değişim, Güneş'in yaklaşık her beş milyon yılda bir galakside çevresindeki yerel yıldız topluluğuna göre aldığı 250 ışık yılı mesafe ile daha belirgin hale gelir. Güneş ve komşularının Samanyolu'ndaki şu anki yerini aşağıdaki görselden görebilirsiniz. Samanyolu, aktif yıldız oluşumu süren ve bu oluşumu daha milyarlarca yıl devam ettirecek, yeni yıldız oluşum bölgeleri meydana getirecek kadar gaz ve toza sahip aktif bir galaksidir. İşte Güneş, galaksi çevresindeki yörüngesi boyunca hareket ederken, sürekli olarak bu gaz ve toz alanlarının içinde yol alır. Kimi yerlerde düşük yoğunluklu olan bu gaz, kimi bölgelerde oldukça yoğundur. Şu anda Güneş'in galaksi içerisinde yol aldığı bölge, santimetreküp başına, 0,3 atom düşen, gaz yoğunluğu düşük bir alan. Bu gazın sıcaklığı yaklaşık yedi bin santigrat derecedir. Yapılan çalışmalar, güneşimizin son birkaç milyon yıldır bu düşük gaz yoğunluklu bölge içinde hareket ettiğini gösteriyor. Şuradan güneşimizin yerel çevresini ve hareketini görebilirsiniz. Aslında son birkaç milyon yıldır oldukça şanslı olduğumuzu söyleyebiliriz çünkü Güneş, galaksi çevresindeki hareketi süresince her birkaç milyon yılda bir, yüksek yoğunluklu gaz ortamlarının içinden geçer. Tipik bir yoğun gaz ortamında, santimetreküpteki atom sayısı 100-1.000 adet arasındadır. Bu da şu anlama gelir; böyle bir gaz ortamının içinden geçtiğimiz milyonlarca yıl boyunca, galaksimizdeki yıldızların ışığı bize kolay kolay ulaşamaz. Peki bu orandaki (100-1.000 atom/cm3) gaz ne kadar yoğundur? Bu aslında çok düşük bir orandır, neredeyse laboratuvar ortamında oluşturulan vakum kadar boş sayılır, Mars'ın atmosferinden bile binlerce kez daha az yoğundur ve ışık içinde rahatça yol alabilir. Ancak, gazın yoğunluğu çok düşük olsa dahi, derinliğinin, kapladığı mesafenin milyonlarca, trilyonlarca kilometre mertebesinde olduğu unutulmamalı. Gündelik hayatınızda bir bardak su düşünün. Su, saydamdır ve baktığınızda arkasındakini görürsünüz. Oysa su miktarı artmaya, kalınlaşmaya başladığında bu saydamlık yavaş yavaş azalır ve bir noktadan sonra ışık su katmanından geçemez hale gelir. Kilometrelerce derindeki okyanus diplerine Güneş ışığının ulaşamamasının sebebi budur. Trilyonlarca kilometre boyunca uzanan düşük yoğunluklu gaz da aynı etkiyi gösterir ve o gaz katmanını ışığın geçemeyeceği aşılmaz bir perde haline getirir. Tipik bir yoğun gaz bulutunu ve özelliklerini görmek için tıklayın. Yani böyle bir ortamda bulunsaydık, geceleri gökyüzü Ay, bize yıldızlara oranla çok çok yakın olan Mars, Satürn, Jüpiter, Venüs ve Merkür gezegenleri dışında hiçbir şeyin olmadığı bir boşluktan ibaret olacaktı. Dahası da var: Eğer içinde bulunduğumuz ortam santimetreküpte 1.000 atom civarında olsaydı; Jüpiter ve Satürn'ü de çok soluk biçimde zar zor görebilecektik çünkü Güneş rüzgarları, ancak Mars gezegeninin ötesine kadar Güneş Sistemi'ni yoğun yıldızlararası gazdan koruyabilecekti. Bu durum, geçmişteki milyarlarca yıl içinde defalarca oldu ve gezegenimizin kalan ömrü süresince de defalarca olmaya devam edecek. Eğer insanlık, güneşimiz böyle bir bölgeden geçerken ortaya çıkmış olsaydı ne olacaktı? Öncelikle yıldızlar hakkında hiçbir fikrimiz olmayacaktı. Yıldızlara bakarak yön tayin edemediğimiz için denizcilik gelişemeyecek, insanlar bir yerden bir yere yolunu bilerek gidip gelemediği için belki de uygarlık yerinde sayacaktı. Evren hakkındaki bilgimiz birkaç ışık noktasından ibaret olacağı için, astronomi de gelişemeyecek, düşünsel atılımlar yapılamayacaktı. Tek iyi bir yanı olurdu; burç denilen uydurmalar da bilinmeyeceği için astroloji falcılığı olmayacaktı. Diğer yıldızların varlığını, ancak kızılötesi teleskoplar keşfedildikten sonra fark edecek ve çok şaşıracaktık . Belki de yıldızları göremediğimiz için, gökyüzü insanlar açısından bir merak konusu olmayacak ve bu tür teleskopları yapmak aklımıza bile gelmeyecek, Dünya'yı evrendeki tek gezegen, Güneş'i de tek yıldız zannetmeyi bugün bile sürdürecektik. Hatta Güneş'in bir yıldız olduğunu bile fark etmeyecektik zira, hiç yıldız görmemiş olacaktık. Yazı dizimizin bir önceki ilk bölüm... Mira (veya Mira Ceti / Omicron Ceti... Bizden sadece 11.5 ışık yılı uzakta...


Her sene sonbahar dönemlerinde medyada yazılmaya başlanan haberlere aşinasınızdır. Son 10 yılın en soğuk kışı, son 33 yılın en soğuk ayı, son x yılın en soğuk şusu busu gibi haberleri sıkça duyuyor olmalısınız. Bu sene de son bilmemkaç yılın en soğuk kışı veya şu kadar yılda bir olan soğuklar yeniden geldi vs. gibi haberler yeniden dönmeye başladı. Bilgiler verip tartışmaya başlamadan önce bu sonbaharın gerçekten de biraz soğuk geçeceğini söyleyelim. Yine de şöyle yanlış anlamalar var, televizyonlarda veya gazetelerde devasa kalınlıklarda kar görüntülerini veya sel felaketlerini arşivden çıkarıp haberleri bu görseller üzerine yapıyorlar. Oysa soğuk demek yağış demek değildir! Hatta Dünya'nın en kurak veya yağışsız diye tabir edebileceğimiz yerleri kutuplardır. Kutuplar bazı çöllerden bile daha az yağış alır. Bu bilgiler dahilinde soğuk olacak ise yağışlı veya yağışsız olarak tartışmayacağız. Yukarıda da belirttiğimiz gibi koşullara bağlı soğumalardan bahsedeceğiz. İlk olarak Dünya'nın ısısını etkileyen faktörlerden başlayalım. Bu bilgiler ışığında bu kış mevsimini değerlendirelim. Sera gazı etkisi; Yıllarca bu terimi duyduk tartıştık. Peki nedir sera etkisi ve etkileri nelerdir? Dünya üzerinde milyonlarca yıldır birçok doğa olayının etkisiyle yeraltına hapsolmuş karbon elementinin insan eliyle atmosfere tekrar salınımı sonucunda, Güneş'ten gelen ısının atmosferde hapsolmasına sera etkisi denir. Tabii sadece yeraltı karbonlarının etkisi ile değildir sera etkisi olayının faktörü. Biraz bu konuyu açalım: Yerin altına gönderilmiş karbon diye adlandırdığımız maddeler, milyonlarca belki milyarlarca yıl boyunca canlı organizmaların fosilleşmesi ile oluşur. Petrol, doğalgaz, kömür vs gibi. Bunların çıkarılıp bizler tarafından yakılması sonucu da atmosfere karbon salınımı gerçekleşir. Peki diğer etkenler nelerdir? Örneğin endüstriyel hayvan yemleri. Evet yanlış duymadınız özellikle ineklere verilen bu yemler inekleri sadece şişirmemekte, aynı zamanda sağlıklarını bozup fazlasıyla metan gazı üretmelerini sağlamakta. Evet sera etkisi 150 yıl önceki sanayi devrimi sonrasında arttı ve Dünya'nın ortalama sıcaklığı sanayi devrimi öncesi dönemlere oranla ciddi biçimde yükseldi. Şimdi gelelim başka bir etmen olan El Nino denilen doğa olayına. El Nino etkisi; Bilim insanlarının hala araştırdığı fakat cevabını tam biçimde veremediği bir konu var: Pasifik denizinin tropikal kuşağında oluşan alize rüzgarı olarak adlandırılan rüzgarlar zayıflıyor! Bu rüzgarlar doğudan batıya eserken okyanusun altından soğuk suyu yüzeye çıkarır ve batıya doğru yağışlı bulutları oluşturur. İşte olması gereken bu durum, alize rüzgarlarının yavaşlaması ile oluşmaz ve sıcak okyanus suyu, alt taraflarda bulunan soğuk okyanus suyunu dipte tutar! Tam da bu sırada okyanusun yüzeyinde biriken aşırı sıcak su bu olayın gerçekleştiği Güney Amerika kıyıları ile Yeni Gine ve Avusturalya kıyıları arasında kalan devasa bir alanın hava koşullarını doğrudan, onun dışında kalan yerleri de dolaylı etkiler. Nasıl dediğinizi duyar gibi olduk. Şöyle ki, atmosferde ısı birikimi azalır su sıcaklığı da fazla olduğu için burada hortumlar ve fırtınalar (kimileri saatte 324 km ulaşır birazdan buna da değineceğiz) oluşur. Okyanus yüzeyi sıcaklığı sera etkisinden ötürü olması gerektiğinden fazla, stratosfer de aşırı soğur. İşte bu aralık arttıkça El Nino etkisi artar ve bizi dolaylı biçimde etkiler. Ancak sandığınızın aksine, ülkemizin bulunduğu kuşakta kışlar bu etkiden ötürü daha ılık geçer! Tek istisnası var: 1991 yılında Pinatubo Yanardağı patlamış, 1992 yılında yine bir El Nino oluşmuş ama yanardağın çıkardığı duman Güneş ışınlarının Dünya'ya gelişini bir miktar engellediğinden Dünya soğumuş. Şu anda gerçekleşen ve 6-8 ay sürecek olan El Nino'nun son 50 yılın en güçlüsü olabileceği yönünde tahminler var. Ama bizi ılıklaştıran El Nino'nun bu denli büyük olması, bizim popülist olan gazete ve tv kanallarına yanlış yönde iklimlendirme yönünden bir hayli heyecanlandırmış ve en soğuk kışı haberini yapmaya itmiştir. Oysa artık biliyoruz ki El Nino bizi dolaylı etkiler, etkilese bile soğuk değil ılık bir kış geçirmemizi sağlar! Sıcaklıklarda bir diğer faktör ise basınç kuşaklarıdır. İşte bu sonbaharın veya bir nebze kışın soğuk olmasını düşündüren meseleye geldik: Azor yüksek basıncının çekilmesi ve diğer alçak basıncın etkisi altına girmemiz! Bunu biraz açıklamaya çalışalım ve bu bilgiler dahilinde çıkarım yaparak bu senenin en soğuk veya en sıcak kışı olup olamadığını irdeleyelim. Ama bunu yapmadan önce biraz da astronomik etkilerden bahsedeceğiz. Basınç etkileri; Şöyle yapalım, önce hava durumu sunucularından sürekli duyduğunuz alçak basınç veya yüksek basınç terimleri nelerdir açıklayalım. Alçak basınç, atmosfer basıncının azalması ile gerçekleşir. Atmosfer basıncı az olduğundan ötürü rüzgarlar yoğun olur, bulutlar dağılmaz ve yağışlar gerçekleşir. Bulutlar dağılmadığından ötürü Güneş ışınları bulutlardan geri yansır ve yer ısınmaz! Yüksek basınçta ise tam tersi olaylar gerçekleşir! Gelelim Azor yüksek basıncına: Türkiye Azor ve Sibirya yüksek, Sibirya ve İran alçak basıncı etkisine girer. Soğuk kış bekleyen kesimlerin beklentisinin sebebi Türkiye'nin Azor yüksek basıncınının etkisinden bu sene kurtulacağı düşüncesidir. Ama yine de çok soğuklar beklemek düz mantıkla olaya bakmaktan öteye gitmez. Buzul çağları! Evet gerçek anlamda Dünya aslında son buzul çağından sonra ısınmaya başladı. Gezegenimizin ısınması bir müddet sonra durdu ve yavaşça küresel bir soğumaya girdi. Dünya'nın 40 bin ve 100 bin yıllık buzul çağı periyotlarına girdiğini biliyoruz. Yaklaşık 10 bin yıl önce buzul çağından çıkması bize şu sonucu verir: Dünya ısınıyor, fakat sonraki buzul çağının başlangıcını da hesaba katarsak, artık yeni bir buzul çağına girmeye başladı çıkarımını yapmamızı sağlar. Böyle düşünürsek evet her senenin bir önceki seneden -çok az da olsa- soğuk geçmesi beklenir. Ama küresel ısınmaya etkilerimizi göz önünde bulundurursak aslında buzul çağına giremediğimiz görülüyor. Sıra geldi mini buzul çağlarına. Mini buzul çağlarının temel sebebi Güneş'tir. Güneş'te sürekli patlamalar gerçekleşir. Bu patlamalar aslında periyodik olarak 11 yıllık bir çevrime sahiptir. Çevrim başladığında her sene patlamalar artar sonra azalmaya başlar. Yukarıda gördüğünüz gibi 2009 yılında başlayan patlamalar, 2012-2014 arası maksimuma ulaşmış ve gittikçe azalıyor. Burada dikkat çeken nokta 2002 yılıdır. Güneş aktivitesi bu periyotta aşırı fazla iken 2014 yılında aynı döneme denk gelen periyotta gittikçe azalmış. Buna benzer bir durum 1570 1630 veya 1675-1715 arasındaki dönemde de olmuştur. Yapılan araştırmalara göre; Güneş aktivitesi durmuş ve Dünya soğumuştur. Hatta Avrupa yazları bile buzun etkisinden kurtulamamıştır. Bu grafiğe bakan bilim insanları böyle bir durum beklemekte ama, kesin olarak olacak diyememektedir. Olsa dahi önümüzdeki 10-20 yıl arasında başlayacağı öngörülüyor! Bu koşul sağlanmadığı ve şu an Güneş'te hala patlamalar gerçekleştiği için henüz böyle bir şeyi söylemek imkansız. Gelelim sonuca... Evet şu an yüzlerce km/saat hıza ulaşan fırtınalar Güney yarımküreyi etkilemekte. Fakat bu bize ılık bir kışı sağlar. Bir volkan patlaması gerçekleşmediği için de soğuma olmayacak. Sera etkisi hala devam etmekte ve 2015 yılı verilerine göre en büyük ozon deliği görülmekte. Bu da Dünya'nın ısınmasını göstermekte. Azor yüksek basıncı etkisini yitirmediği ve geri çekilmediği için burada da soğumayı kaybettik. Ayrıca Güneş aktivitesi devam ediyor bu yüzden Dünya soğumuyor. Fakat şu da bir gerçek; bu bahsettiğimiz öngörülerden bir ikisi tutabilir ve soğuk ve yağışlı havanın etkisi altına girebiliriz. Bu yüzden de popülizm yapan haberleri okumak yerine bu bilgilere sahip olmanız kendi çıkarımınızı yapmanızı sağlar.


Herkesin dikkatini çekmiştir; bazen çok yükseklerden geçen bir uçağın, ardında upuzun beyaz bir iz bıraktığını görmüşsünüzdür. İşte bu beyaz uzun izlere yoğunlaşma izi adı veriliyor ve bazı aklı havada gezen paranoyaklar tarafından chemtrails olarak adlandırılıyor. Bildiğiniz gibi, yeryüzünden yükseldikçe atmosferde hava sıcaklığı düşmeye başlar. Uçakların uçtuğu 6-10 km civarı yükseklikte sıcaklık -20 ila -60 santigrat derece arasındadır. Bu izler, 6-8 km ve daha yüksekte uçan uçağın egzosundan çıkan sıcak ve yoğun hava içindeki su buharının, o yükseklikteki çok soğuk hava ile karşılaştığında büyük bir hızla donup kristalleşmesiyle oluşur. Soğuk havalarda ağzınızdan çıkan buhar ile aynı mekanizmadır bu. Bölgedeki hava çoğunlukla sakin olduğu için, bu izler uzun süre kaybolmadan kalarak uçakların arkasında kilometrelerce uzunlukta buz kristallerinden oluşan bir kuyruk oluşumuna sebep olur. Bazen de oluşan hava akımlarıyla, yoğunlaşma izleri birbirlerinin üstüne binerek karmaşık şekiller oluşturabilir. Alçak irtifalarda hava daha sıcak olduğu için uçak motorlarının egzoslarından çıkan sıcak hava bu şekilde yoğunlaşma izi oluşturmaz. Yani, tüm yoğunlaşma izleri yükseklerdeki çok soğuk hava içinde uçan uçaklara aittir. Tabii ki, soğuk iklime sahip bölgelerde alçaktan uçan uçaklar da zaman zaman bu izleri oluşturabilir. Yoğunlaşma izleri kimi zamanlar saatlerce kalabildiği ve Güneş ışığını engellediği için, bölgesel iklim bozukluğuna sebep olarak gösterilebiliyorlar. Şunu da söylemek gerekir ki, yoğunlaşma izlerinin asıl sorumlusu çoğunlukla yolcu uçakları olmasına rağmen, çok daha güçlü motorlara sahip olan askeri jet uçakları da bu izlerin bölgesel olarak sıkça oluşmasında etkendir. Özellikle askeri üslerin bulunduğu şehirlerde sıklıkla eğitim uçuşu yapan jet uçakları çok daha fazla izin görülmesine sebep olur. Yolcu uçakları da bu izlere, özellikle yüksek uçuşlarını gerçekleştirdikleri transit hatlar boyunca sıklıkla sebep olurlar. Bazı komplo teorisyenleri, bu izlere Chemtrails adını verirler. Aklı bir karış havada olan ve geceleri yürürken sürekli takip edildiğini düşünen bu paranoyak elemanlara göre izler aslında insanlığa yapılan büyük bir komplonun ürünüdür. Bu düşünceye göre, yüksekten uçan uçaklar gökyüzünde bilerek bu yapıları oluştururlar ve yukarıda anlattığımız atmosferik doğal süreç ile bir ilgisi yoktur. Bu kişilere göre beyaz bulut izlerini oluşturan yapı, uçakların arkasından salınan alüminyum tozu, baryum tuzları ve çeşitli zararlı kimyasallardır. Ancak, chemtrails komplocuları kendi aralarında pek anlaşabiliyor görünmüyorlar. Kimileri bu kimyasalların serpilererek insan nüfusunun orta vadede ölümlerin artmasıyla düşürülmeye çalışıldığını iddia ederken, kimileri insanların uyuşturulup itaatkar hale getirilmeye çalışıldığını, kimileri de kimyasalların aslında verimli tarım topraklarını verimsizleştirmeye yönelik olduğunu dile getiriyorlar. Başka bir grup komplocu ise, bu spreyleme işinin Güneş ışınlarını geri yansıtarak küresel ısınmayı engellemeye yönelik araştırma çalışmaları olduğu düşüncesinde. Tabi ki, yukarıda açıkladığımız basit fiziksel gerçekler ortada dururken bu komplo teorilerinin inandırıcılığı da pek kalmıyor. Kaldı ki, Eskişehir Ana Jet Üssü'nden kalkmış, Hamdi yüzbaşı yönetimindeki bir F-4'ün niçin Ankara semalarında şöyle bir zehir saçayım ortalığa diye dolaştığını kimse açıklayamadığı için pek ciddiye alınacak yönü de bulunmuyor. Aslında tüm bunlar; genel bir pranoyaklığın hakim olduğu ABD'deki komplo teorilerini ithal etmekten kaynaklanıyor. Amerikan halkının sürekli bir komplo teorisi üretme hastalığı vardır. Zombi istilası için sığınak yapıp silah ve erzak biriktiren beş çocuklu Ackley ailesinin bütün gün internette paranoyakça paylaştığı şeyleri alıp Türkiye'ye uyarlamaya kalkışırsanız olacağı budur. Neyse ki zombi istilası komplosu bizim kültürümüze pek uymadığı için henüz bunlarla karşılaşmadık. Şimdilik Chemtrails, Haarp, Illuminati vs gibi şeylerle idare ediyoruz. Neyse... 1989 yılında çekilen en üstteki müthiş kapak fotoğrafı, Kanada Uluslararası Havacılık Gösterileri'ne gitmekte olan iki adet Rus Mig 29 uçağı tarafından oluşturulmuş yoğunlaşma izlerini, kendilerini takip eden bir F-15'in bakış açısından gösteriyor. Not: İlk olarak 2014 yılında yayınlanan bu yazımız, güncellenerek tekrar yayına sunulmuştur. Evrende yaşamın sadece dünya ile sı... Basınç bir yüzeye etkide bulunan di... Astronomi Üzerinden Çocuklara Bilimsel Gelişim Kazandırmak! Siz de dikkat ettiniz mi, çocuklar ...


Bir uzay serüveni furyası ve merağı başladı şu an ülkemizde ve Dünyada. Gün geçtikçe yeni keşiflerle popülerleşmeye başladı astronomi. Bu yazıyı okuduğunuz sıralarda Plüton'a gönderdiğimiz Yeni Ufuklar bize bu cüce gezene ait ilk fotoğraflarını göndermişti. Bunun cevabı tabi ki Sputnik. Sebebiyse Dünya'dan uzaya gönderilen ilk yapay uydunun kendisi olmasıydı. Sputnik Rusçada yoldaş ve arkadaş anlamına gelir. Soğuk savaş dönemini başlatan ve Amerika Birleşik Devletleri'ne karşı ilk galibiyeti alan Sovyet Sosyalist Cumhuriyetler Birliği tarafından, Ekim Devrimi'ne itafen 4 ekim 1957 tarihinde uzaya göndermiştir. Sputnik 83 kg ağırlığında 58 cm çapındaydı. Küre gövdesi üzerinde, boyutları 2.5 ile 2.9 m uzunluğunda dört uzun anteni vardı. Bunun dışında içerisinde 20.005 MHz ve 40.002 Mhz (15 m ve 7.5m dalgaboyu) gücünde iki radyo vericisi barındırıyordu. Kürenin içerisi ise azot gazı ile doldurulmuştu. Voyager, Pioneer, New Horizons, Hubble, SOHO, Apollo, Curiosity gibi uzay araçlarının önünü açan bu uydu, Dünya'dan 250 km yükseklikteki yörüngesine başarıyla oturdu. Yörüngeye oturduğunu tüm Dünya'ya duyurmak için de içindeki radyo vericisinden döneminde sansasyon yaratan bip bip sinyallerini göndermeye başladı. Yayınlanan bu sinyal aslında SSCB'nin dünyaya teknolojik açıdan yaptığı bir gösteri idi. Araç yörüngesi boyunca gezegenimizin üzerinden geçtiği alanlarda dileyen herkes radyosunu açıp bu bip sinyalini dinleyebiliyordu. Siz de bu linkten Sputnik'in o günlerde Sovyetler için gurur verici, ABD için ise bir moral bozukluğu olan ünlü sinyalini dinleyebilirsiniz. Ek Bilgi: Sputnik'in sinyalinin yörüngesinin yolu üzerindeki Dünya yüzeyinden dinlenebiliyor olmasının bir benzeri ABD'nin Ay'a gidişinde de yaşanmıştır. Ay yolculukları sürecinde, yeryüzündeki binlerce amatör astronom kurdukları radyo alıcı düzenekleri ile astronotların yeryüzündeki ekiple yaptığı konuşmaları, uzay aracının konumunu takip ederek dinleyebilmiştir. Amatör veya profesyonel astronomi dünyasının tamamının ve yeryüzündeki hiçbir ülkenin ABD aslında Ay'a gitmedi saçmalıklarına itibar etmeyişinin en büyük nedenlerden biri de zaten budur. Peki Sputnik sadece yörüngeye oturarak mı başarılı olmuştu? Elbette hayır; öncelikle iyonosferde elektron yoğunluğunu ölçtü ki, bu bizim için bir ilkti. Sonrasında ise içerisine doldurulmuş olan gazın azalmadığı, uydunun herhangi bir zarar görmediği anlaşıldı. Uyduda bir gaz sızıntısının olmaması bilim insanları için önemliydi çünkü, Sputnik'in bir süre sonra mikrometeorlar yüzünden zarar göreceği ve başarısız olacağı düşünülüyordu. Ancak bir zarar yaşanmayınca, artık uzayın uydular için düşünüldüğü kadar tehlikeli olmadığı anlaşıldı ve bu küçük canavar sayesinde uzaya uydu göndermenin önü açıldı.


Yörünge rezonansı veya yörüngesel rezonans, aynı cismin yörüngesinde dolanan gök cisimlerinin birbirlerine uyguladıkları kütle çekim etkileri nedeniyle ölçülebilir, birbiriyle orantılı bir yörüngesel periyotta dönmelerine deniliyor. Tamam, kabul ediyoruz, biraz karışık geldi bunu okuduğunuzda, ama izah edeceğiz, sakin olun. Bu olaya örnek vermek için en bilindik örneği seçelim; Jüpiter'in Galileo uyduları. Galileo tarafından keşfedilmiş olan Io, Europa, Ganymede ve Callisto; kütle çekim rezonansına verilebilecek en mükemmel örnektir. Bunlardan epey uzakta yer alan Callisto uydusunu bir kenara bırakıp, Io, Europa ve Ganymede arasındaki ilişkiye bakalım. Io 1.769 günde dolanıyordu. Ondan sonra gelen Europa ise 3.551 günde. Europa'nın bu dönüş süresi, Io'nun hemen hemen iki katıdır. Yani, Io iki tur atarken Europa bir tur atar. Jüpiter çevresinde 7.155 günde dolanan Ganymede'ye gelelim: Bu uydunun dolanım süresi de Io'nun yaklaşık dört katı. Yani, Io dört tur attığında Ganymede sadece bir tur atmış olur. Kısacası Io, Europa ve Ganymede arasındaki yörünge rezonansı; 1:2:4 şeklinde özetlenebilir. Öncelikle, bu uydular birbirlerine çok yakındırlar. Bu yakınlık birbirleri üzerinde ciddi bir kütle çekim baskısı oluşturur. Örneğin Io ile Europa yörünge düzleminde aynı hizaya geldiklerinde, önemli bir gel-git etkisi meydana gelir. Bu gel-git etkisi de şu yazımızda anlattığımız biçimde uyduların yörüngelerini bozar. Her uydu, bir diğerini ya çeker, ya da iter. Bu itme ve çekme, uyduların yörüngelerini birbirlerini artık etkileyemeyecekleri bir uzaklığa gelene kadar değiştirir. Daha önce Lagrange noktaları hakkında yazdığımız yazıyı okumuşsunuzdur. Okumadıysanız şimdi okuyun. Evet, tüm bu uydular yörüngesel dengeyi birbirlerinin lagrange noktalarında bulabilirler ancak. Birbirlerinden yeterince uzaklaştıklarında , hem gezegenin, hem de diğer uydunun kütle çekim etkisi eşitlenir. Örneğin; Io ile Europa dolanımları sırasında aynı hizaya geldiklerinde, Io'nun Europa üzerine uyguladığı kütle çekim gücü, Jüpiter'in uyguladığı ile aynı olur. Aynı biçimde, Europa ile Ganymede aynı hizaya geldiğinde, Europa'nın Ganymede üzerindeki kütle çekim etkisi Jüpiter ile eşit seviyededir. Devamında her üç uydu aynı hizaya gelir ve birbirleri üzerine Jüpiter ile eşit oranda kütle çekim uygularlar. Bu da, her üç uydunun bu uyumlu dönüşünün sebebidir. Yörünge rezonansı, sadece birbirlerini etkileyebilecek kadar yakın geçiş yapan gök cisimleri için geçerlidir ve Güneş Sistemi'nde sıklıkla görünür. Örneğin, Plüton Neptün'le kesişen bir yörüngeye sahip olduğu için benzeri bir rezonans ile (2:3) Güneş çevresinde döner: Neptün'ün Güneş çevresindeki her üç turuna karşı, Plüton iki tur atar. Bunun nedeni de yine Güneş, Neptün ve Plüton'un birbirleri üzerine uyguladıkları gel-git etkileridir. Satürn'ün halkaları da yörünge rezonansı ile biçimlenir. Halkalar arasında görülen boşlukların sebebi, halka içlerinde veya yakınlarında bulunan uyduların, halka parçacıklarını itip çekerek kendi lagrange noktalarına taşıması nedeniyle bu boşluklar oluşur. Buna ek olarak, Neptün ve Jüpiter gibi dev gezegenlerin Güneş ile ortak lagrange noktalarında hapsolmuş olan asteroidler de yörünge rezonansına ilginç birer örnektir. Jüpiter'in yakınındaki Hildalar adı verilen asteroidler, Güneş çevresindeki bir tam turlarını Jüpiter ile aynı sürede tamamlarlar. Yani, Jüpiter ve hildalar arasındaki rezonans 1:1'dir. Yörünge rezonansı hakkında daha fazla bilgi almak için şu videoyu izleyebilirsiniz. Bu yazımızı sitemizde ilk olarak 2016 yılında yayınlanmıştır. Bilindiği gibi büyük veya küçük her...


Dünya yörüngesindeki uyduların sayısı tam olarak bilmek mümkün değil. ABD'den Rusya'ya, İtalya'ya, Çin'e, Hindistan'a hatta İran ve Türkiye'ye kadar çok sayıda ülke; iletişim, bilimsel veya askeri amaçlarla yörüngeye uydu gönderiyor. Şimdiye kadar iletişim ve bilimsel amaçlarla gönderilen sivil uydu sayısının 500'e yakın olduğunu biliyoruz. Askeri uydular ise, çoğu ülkenin sır olarak sakladığı projelerin ürünleri olduğu için, sayıları hakkında net rakam vermek güç. Bununla beraber, bugüne kadar gönderilen sivil uydu sayısından birkaç kat fazla olduğunu tahmin etmek zor değil. Yapılan tahminlere göre, bugün Dünya yörüngesinde çok büyük kısmı askeri olmak üzere 2.500-3.000 arasında yapay uydu bulunduğu hesaplanıyor. Bununla ilgili geçtiğimiz yıllarda fikir verebilecek bir durum yaşanmıştı: ABD ordusu, elinde artık kullanmayacağı 2 adet Hubble gücünde ve kalitesinde teleskobu NASA'ya hediye etmişti. Şu anda, NASA'nın bile haberdar olmadığı bu iki uzay teleskobunun nasıl işletileceği üzerine çalışmalar devam ediyor. Düşünün, Dünya bilim camiası Hubble Uzay Teleskobu'nun ne kadar eşsiz ve muhteşem bir gözlem aracı olduğunu düşünürken, meğersem ABD ordusunun elinde bunlardan 2 tane varmış ve yıllarca kullanmışlar. Ek olarak, görev veya uçuş sırasında parçalanmış uydulara ait onbinlerce enkaz parçası da Dünya yörüngesinde dolanmayı sürdürüyor. İrili ufaklı bu parçaların tehlike arzedebilecek 25 bin tanesi Uzay Gözlem Ağı tarafından sürekli takip altında tutuluyor. En üstteki görselde tüm gökyüzünde, herhangi bir anda nerelerde bilinen kaç yapay uydu olduğu görülüyor. Bir gün orada olacağına inanan çocu...