Bilim insanları, tuhaf bir nesneye ikinci defa baktılar ve bir kuazarda ortaya çıkan ve bu zamana kadar tespit edilmiş en güçlü rüzgarı tespit ettiler. Bir kuazar , süper kütleli bir kara deliğin soğuramadığı belli parçacıkları inanılmaz bir şekilde hızlandırması ve bunun sonucunda bu parçacıkların neredeyse ışık hızına ulaşıp parlak ve püskürme benzeri yapılar halinde kara delikten atılması ile oluşur. Kuazarlar sıklıkla onu çevreleyen galaksiye doğru sert bir şekilde esen rüzgarlar üretebilir bu da yıldız oluşumunu azaltır. Ancak şu ana kadar bilim insanları bu kadar güçlü bir kuazar rüzgarı görmemişlerdi. Bilim insanlarının SDSS J135246.37+423923.5 diye adlandırdıkları bu kuazar, ekibin hesaplamalarına göre güneşimizden 8 milyar kat büyük, kendi galaksimizin merkezinde bulunan kara delikten ise yaklaşık 2.000 kat yoğun olan bir kara delik tarafından oluşturuluyor. Bu kuazar, ilk defa evrenin heybetli haritalarını çıkaran Sloan Digital Sky Survey tarafından keşfedildi ve Hawaii'de bulunan Maunakea'nın tepesinde bulunan Gemini North Teleskop'u tarafından da yeniden değerlendirildi. Yeni çalışmanın arkasındaki ekibin bu tarz kuazarı analiz edebilmek adına son zamanlarda geliştirilen bir tekniği uygulaması gerekti. Bu analize dayalı hesaplamalar, bu özel yapının bilim insanlarının bu zamana kadar tespit ettiği en güçlü kuazar rüzgarı ürettiğini gösteriyor. Bu olay ise özellikle ilgi çekici, çünkü bilim insanları bu tarz rüzgarların çevresinde bulunan yapıda bir galaksi oluşturmak için anahtar bir rol oynadığına inanıyorlar.


Evrende her bir cismin, daha önceki yazılarımızda detaylarıyla anlattığımız gibi belli bir yansıtabilirlik seviyesi yani albedosu bulunur. Cisimlerin albedo değerleri 0 ile 1 arasında gösterilir. 0'a yakın değerler cismin yansıtabilirliğinin düşük olduğunu ifade ederken, 1'e yakın değerler yansıtabilirliğin yüksek olduğunu gösterir. Açık renkli cisimler genellikle ışığı iyi yansıttıklarından albedoları 1'e yakın değerlerde numaralandırılır. Ancak albedosu 0 veya 1 olan hiçbir cisim olamaz. Yalnızca 0 veya 1'e çok yakın değerlere ulaşabilirler. Örneğin oldukça kötü bir yansıtıcı olan kömürün albedosu 0.12'dir. Yani ışığın yüzde 12'lik bir bölümünü yansıtmaktadır. İyi bir yansıtıcı olduğunu kolayca tahmin edebileceğiniz karın albedosu ise 0.80 ile 0.90 arasında değişmektedir. Yani kar, ışığın yüzde 90'ını yansıtabilecek ölçüde iyi bir yansıtıcıdır. Albedo değeri, kar ve kömür gibi cisimlerin yansıtıcılığını ifade etme amacıyla kullanılmakla beraber, astronomide de oldukça yaygın bir kullanıma sahip. Ancak albedo değerini yine astronomide Dünya'dan gökyüzündeki cisimlerin parlaklık seviyelerini belirtmek için sıkça kullanılan kadir değeriyle karıştırmamak gerekir. Kadir, yalnızca gökcisimleri için kullanılır ve cisimlerin görünür parlaklığını ifade eder, yansıtabilirlik değerlerini değil. Kadir sistemine göre bir gökcisminin parlaklığı ne kadar fazlaysa matematiksel olarak o kadar küçük sayılarla ifade edilir ve hatta bu sayılar çoğu zaman eksi değerlere kadar ilerler. Örneğin yeryüzünden görülen en parlak yıldız olan Sirius yıldızının görünen kadri -1.46'dır. Oldukça uzak olduğundan düşük parlaklığa sahip olan cüce gezegen Plüton'un kadri ise 13.7'dir. Ay, dolunay evresinde -12.5'luk kadir değeriyle gökyüzünde oldukça parlak görünürken, albedosu yalnızca 0.12'dir, yani bildiğimiz kömürle aynı derecede yansıtabilirlik seviyesine sahip. Yine de evrende Ay'dan ve kömürden çok daha kötü yansıtıcılar da var. yüzde 100'e yakın soğurma oranı ya da yüzde 1'den daha az bir yansıtma oranıyla keşfedilen en karanlık gezegen olma unvanına sahip TrES-2B ötegezegeni gibi... Gelin şimdi bu gezegen neymiş, ne değilmiş, ne derdi varmış da her şeyi bu kadar içine atıyormuş bir bakalım. Trans-Atlantic Ötegezegen Araştırma projesiyle astronomlar, 21 Ağustos 2006 tarihinde bizden 750 ışık yılı uzaklıktaki TrES-2 yıldızının yörüngesinde dönmekte olan TrES-2b (diğer adıyla Kepler-1b) ötegezegenini keşfettiler. Ötegezegenin keşfi 8 Eylül 2006'da onaylandıktan sonra üzerinde çalışılmaya devam edildi. Aslında iki tür albedo vardır. Bunlardan biri yazının başından beri örneklerini verdiğimiz Bond albedodur. Diğeri ise geometrik albedo olarak isimlendirilir. Bond albedo, elektromanyetik ışınımın bir cisme çarptıktan sonra cismin yansıttığı toplam enerjinin ifade edilmesidir. Geometrik albedo ise cismin, albedoya sebep olan ışık kaynağına oranının parlaklığıdır. Bond albedo açısından düşünürsek; herhangi bir cismin ışık kaynağından gelen enerjinin tümünü sıfır soğurmayla geri yansıtması mümkün olmadığından, Bond albedo değeri daima 0 ile 1 arasında olmak zorundadır. Ancak geometrik albedo açısından düşündüğümüzde, böyle bir zorunluluk bulunmadığı için geometrik albedo değeri 1 değerinin üzerine dahi çıkabilir. Örneğin Bond albedosu 0.99 olan Enceladus'un geometrik albedo açısından değeri 1.4'tür. Başka bir deyişle, Enceladus'un ışık kaynağına oranla Bond albedosu 1.4 kat daha yüksektir. Bu yüzden geometrik albedo ile Bond albedo değerleri çoğunlukla birbirlerinden daha fazla ya da az değerdedirler. Bond albedo değeri; 0.04 (Yani elektromanyetik ışınımı yüzde 1'den daha az bir oranla yansıtıyor. yüzde 99'undan daha fazlasını ise soğuruyor. Bu sorunun cevabını tam ve kesin olarak veremesek de, elimizde ikna edici veriler de yok değil. Öncelikle TrES-2b'nin yıldızına yalnızca 4 milyon km uzaklıkta olduğunu söylemek gerek. Bu, gerçekten gezegenin yıldızına çok yakın olduğu anlamına geliyor. Karşılaştırma yapmanız açısından şunu söyleyelim; gezegenimiz Dünya, yıldızına yani Güneş'e 150 milyon km uzaklıktadır. Yani TrES-2b gezegeni yıldızına, bizim Güneş'e olan uzaklığımıza kıyasla 37.5 kat daha yakın. Güneş'e en yakın gezegen olan Merkür bile yaklaşık 58 milyon km uzaklıkta. Diğer bir deyişle TrES-2b, yıldızına Merkür'ün Güneş'e olan uzaklığına oranla 14.5 kat daha yakın. Eh, yıldızına bu kadar yaklaşan bir gezegen elbette cezalandırılacaktır. Elimizdeki bir hipoteze göre Jüpiter büyüklüğünde sıcak bir gaz devi olan TrES-2b, yıldızına çok yakın olduğundan Jüpiter'de olduğu gibi ışığı yansıtan amonyak bulutları oluşturabilmesi için fazlasıyla sıcak. TrES-2b, yaklaşık 1.800 santigrat derece sıcaklığının amonyak bulutlarını oluşumunu engellemesi yetmezmiş gibi, bir de ısıyı çok iyi emen buharlaşmış sodyum, potasyum ve titanyum oksit gibi bileşenlere sahip. Hal böyle olunca TrES-2b'nin ışığı bu kadar iyi soğuruyor olması çok da şaşırtıcı değil gibi gözüküyor. Yine de bütün bunlar, bunun gibi aşırı ölçülerde soğurmayı tam olarak açıklayamıyor. Görünüşe göre TrES-2b ötegezegeninin inanılmaz karanlık olmasına sebep olan başka kimyasallar ya da henüz keşfetmediğimiz durumlar var. İşte bütün bu belirsizlikler ve gezegenin inanılmaz karanlığı bizim TrES-2b'ye hayran kalmamızı sağlıyor.


En küçük yıldız konusuna girmeden önce bir bilgi aklımızda olsun: ABD halkı genel olarak büyük sever. Büyük arabalara biner, kamyonetlerine büyük tekerlekler takar, büyük cep telefonları kullanır, büyük hamburgerler yiyip, büyük kalçalara sahip olmak ister ve silahın en büyüğünü tercih eder. Bu tipik Amerikan saplantısını astronomi alanında da görürüz. Aynı kültürü almış bilim insanları; halka en büyük yıldızı, en büyük karadeliği, en büyük galaksiyi göstermeye çalışırlar ve ABD halkı da o ünlü wooaaaww nidaları arasında bunların olduğu belgeselleri izlerler. Bilimsel alanda Dünya genelinden değil de, ABD'den beslenen bizim gibi ülkelerde de bu saplantının ürünleri olarak en büyük, daha büyük, oha kadar büyük gibi bir saplantı gelişmiştir evreni tanımaya çalışırken. Öyle ki, bizlere bile üç yıldır aynı soru ayda en az 8-10 defa soruluyor: Uy Scuti mi büyük, Canis Majoris mi? şeklinde. Bizim cevabımız aynı; Bu ikisi de balon yıldızlar. Hangisinin daha büyük olduğunun evrensel açıdan bir önemi yok. Hala NASA'yı uzay konusunda tekel zanneden, kendi ülkesi dışında olan bitenden habersiz yaşayan çoğu Amerikalı gibi, NASA'dan başka kimsenin uzaya gitmediği, araştırmadığını sanan bir topluma dönüşmüş olmamız şaşırtıcı değil. Onun için, astronomi ve uzay bilimleri ile ilgili bilgi edineceğinizde sadece NASA'nın değil, ESO, RSA, JAXA gibi gelişmiş uzay ajanslarının haberlerini de takip etmeye çalışın. Öncelikle bir yıldızın ne olduğuna bakalım: Yıldız, kendisini oluşturan maddeyi nükleer reaksiyona sokarak enerji üreten gök cisimlerine deniliyor. Yani, bir yıldız olabilmek için merkez bölgenizdeki hidrojen atomlarının birleşerek helyum atomları oluşturması, bu reaksiyon sırasında da enerji yayması lazım. Eğer bunu yapamıyorsanız, yıldız olamazsınız. Yıldızın merkezinde nükleer reaksiyon gerçekleşmesi için, merkez bölgenin yeterince sıkışması, atomların birleşebilecek kadar yoğun basınçlı bir ortamda bulunması gerekiyor. Bu sıkışmayı ve merkezdeki basıncı oluşturmak için gerekli olan güç ise kütle çekimdir. Yıldız eğer yeterli kütle çekim gücü üretebiliyorsa, merkez bölge yeterince sıkışır ve enerji üretmek için gerekli olan birleşme reaksiyonları başlar. Bizler, Güneş'i diğer yıldızları tanımlamak için bir mihenk taşı olarak kullanırız. Diğer yıldızların boyutlarını ve kütleleri belirlerken Güneş ile kıyaslarız. Dolayısıyla, en küçük yıldız tanımını yaparken de Güneş'in kütlesini 1 kabul edip ona göre bir rakam vereceğiz. Gökbilimciler yaptıkları hesaplamalara göre sıkışan bir gaz bulutunun yıldız haline dönüşebilmesi için, sıkışmış olan toplam kütlenin en az 0.075 Güneş kütlesinde olması gerektiğini buldular. 0.075, yani Güneş'in %7.5'i kadar bir kütleye sahip olan bir gökcismi, çekirdeğinde nükleer reaksiyonlar başlatabilecek kadar basınç sağlayabiliyor. Yıldızları oluşturan madde evrende en bol bulunan hidrojen (%74-75) ve Helyum'dur (%24-25). Dolayısıyla bir yıldız oluşum bulutsusu da aynı oranda hidrojen ve helyumdan oluşur. Böyle bir bulutsu içinde bir gökcismi, %7.5 Güneş, ya da başka bir deyişle yaklaşık olarak 80 Jüpiter kütlesine sahip oranda oluşabilmiş ise, yıldız olarak parlar. Ancak, yıldızı oluşturan bulutsunun içerisinde, geçmişte patlayıp ürettiği demir, karbon, oksijen, azot, silisyum gibi elementleri ortalığa saçmış olan süpernova'lardan gelen ağır elementlerin miktarı fazlaysa işler değişebilir. Tipik bir yıldız oluşum bulutsusu içinde bu ağır elementlerin oranı pek fazla olamaz. Çünkü ortalık zaten hidrojen ve helyum dolu. Devasa bir bulutsunun çevresinde istediğiniz kadar süpernova patlatın, bulutsudaki ağır element oranını %3-4'ten fazla artıramazsınız. Ama galaksimiz o kadar büyüktür ki, %3-4 oranında ağır element içeren bulutsular da vardır. İşte, bu bulutsular içinde bir yıldızın oluşabilmesi için %7.5 değil, sadece %7'lik Güneş kütlesine sahip olmak yeterlidir. Çünkü, ağır elementler çekirdekte toplanır ve çekirdeğin daha ağır, dolayısıyla daha yoğun olmasını sağlarlar. (Evet, bu kadar lafı %0.5'lik kütle farkı için ettik. Çünkü bu yüzde yarımlık fark, Güneş Sistemi'ndeki bütün gezegenlerin, asteroidlerin, kuyrukluyıldızların toplamından fazladır). Kırmızı cüce olarak adlandırılan böylesi küçük yıldızları gözlemlemek zordur, çünkü yaydıkları ışık az olduğundan büyük uzaklıkların söz konusu olduğu evrende keşfedilmeleri kolay değildir. Yine de, zorluklarına rağmen küçük, daha küçük, en küçük yıldız keşiflerimiz sürüyor. Bize en yakın küçük yıldız, Centauri yıldız sisteminin bir üyesi olan 4.2 ışık yılı uzaktaki Proxima Centauri. Bu yıldızın kütlesi Güneş'in sadece %12'si kadar, yani en küçük yıldız değil. Yine yakın çevremizde 7 ışık yılı uzakta yer alan Wolf 359 yıldızı da %9 Güneş kütlesi'ne sahip. 9 ışık yılı uzaktaki Luyten 726 ise Güneş'in %10'u kadar. Özetle, yakın çevremiz küçük yıldız dolu. Ancak, bunların hiçbiri bildiğimiz en küçük yıldız değil. Keşfedebildiğimiz en küçük yıldızlardan biri VB10 adıyla bilinen ve detaylı bir biçimde sizlere daha önce anlattığımız bir yıldızdır. Ancak, bu da bildiğimiz en küçük yıldız değil. Bugüne kadar keşfedebildiğimiz en küçük yıldız, OGLE-TR-122b olarak adlandırılan bir yıldız. Bu yıldız, yaklaşık 3.200 ışık yılı uzakta, bizim Güneşimizle hemen hemen aynı kütleye sahip olan G sıfını bir anakol yıldızı ile ikili bir sistemde yer alıyor. Yıldız o kadar küçük ki, çapı Jüpiter gezegeninden sadece %20 daha büyük. Kütlesi ise tam emin olamasak da bir yıldız olabilmek için gerekli olan limitle hemen hemen eşit, yaklaşık %7.5 Güneş kütlesi civarında. Yalnız, belirtmek gerekir ki bu konuda şimdilik tartışma mevcut: Yıldızın kütlesi Güneş'in %7 ila 8'i arasında olabileceği düşünülüyor. Ancak, net bir ölçüme henüz sahip değiliz. Bu tartışma nedeni ile kendisini şimdilik VB10'dan daha küçük kabul ediyoruz. Bu yıldızın yaydığı enerji ve ışık, Güneş'in ürettiğinden en az 10 bin kat daha az. Buna rağmen, ömrü Güneş benzeri bir yıldızdan çok ama çok daha fazla: Ortalama 10 trilyon yıl boyunca parlamayı sürdürecek. Elbette Samanyolu'nda ve evrenin diğer galaksilerinde OGLE-TR-122b ile yakın kütleye sahip, hatta belki birazcık daha küçük yıldızlar var. Biraz önce bahsettiğimiz gibi, küçük yıldızları görmek zor olduğundan keşfetmemiz, keşfetsek bile kütlesini ölçmemiz kolay olmuyor.


Şöyle bir örnek verelim. Bir küp şekerdeki atomların sayısı 10e27 (10 üzeri 27) kadardır yani 1 rakamının sağına yazılmış 27 tane sıfırdan oluşan bir sayı. Bırakın bu sayıyı sözcüklerle ifade etmeyi, canlandırmak bile çok zordur. Bu sayının büyüklüğünü kavrayabilmek için bir benzetimde bulunmaya çalışacağım. Bir küp şekerde 10 üzeri 27 tane atom var dedik peki 10 üzeri 27 adet kum tanesi ne kadar yer kaplar tahmin etmeye çalışalım. Bir kamyon dolusu? Bir plajı dolduracak kadar? Çok daha fazlası. Bu kadar kumla tüm Dünya yüzeyi yarım metre kalınlığında bir kum tabakasıyla örtülebilir. İşte bu kadar küçük atom denen o nesne. Biraz daha derine inip atomun içine bakmak istersek ortada proton ve nötronlardan oluşan bir çekirdek ve etrafında belirli yörüngelerde bulunan elektronlar olduğunu görürüz. Peki bir proton ne kadar küçüktür? Bunu kavrayabilmek için ölçeğimizi biraz büyütmemiz gerek. Kütlesi protonun 1840'ta biri olan elektron bu ölçekte bir toz zerresinden de küçük olacaktır. Görüldüğü gibi çevremizde gördüğümüz tüm maddeler tamamına yakın olarak boşluktan oluşmaktadır. Şimdi de ölçeğimizi ters yönde çalıştırıp uzaya açılalım. Güneş sistemimiz ne kadar büyük çevremizdeki gökcisimlerinin bir birlerine uzaklıkları ne kadar? Konu uzay olunca uzaklıklar milyon kilometrelerle ifade edilmeye başlanıyor. 750 metre ötede 70 cm çapıyla bir plates topu büyüklüğünde Jüpiter. Neptün ve artık gezegenlikten azad ettiğimiz Plüton, 2,5 kilometre ötede görüş alanımızın dışındalar. Bu arada Güneş'i çok mu büyük buldunuz? Hayli uzağımızda olan Betelgeuse adlı yıldızın çapının Güneş'in 1.300 katı olduğunu hatırlatayım. Güneş sisteminin dışına çıkıp devam edersek karşılaşacağımız ilk gök cismi bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri yaklaşık 40.000.000.000 kilometre ötemizde bulunuyor. Daha ötelere bakmak istersek ölçeği biraz daha küçültmeliyiz. Uzaklıklardan 6 sıfır daha atalım. Şöyle geriye çekilip baktığımızda Güneş sisteminin 4,5 metre çapında ve Proxima Centauri'nin de 40 kilometre uzakta olduğunu görürüz. İçinde bulunduğumuz ve yaklaşık 400 milyar yıldızdan oluşan Samanyolu galaksisi ise 1.000 kilometre çapında bir disk olarak karşımızda uzanıyor.


Dünya göklerinin en parlak 15'inci yıldızı olan Antares, Akrep Takımyıldızı yönünde, özellikle yaz aylarında sarımsı parlak ışıltısıyla kolayca farkedilip diğer yıldızlardan ayırd edilebilir. İsminin kökeni Antik Yunan'dan gelir. Gökyüzünde sarımsı ışıltısı nedeniyle Mars'a benzetildiği için Anti Ares olarak adlandırılmıştır. Yunanca Ares , dönemin savaş tanrısıdır. Bizden yaklaşık 550-600 ışık yılı uzakta yer alan Antares, gökyüzünde gördüğünüz çoğu parlak yıldız gibi, dev bir yıldızdır. Biliyorsunuz, yıldızlararası mesafenin büyüklüğü nedeniyle, eğer çok yakınımızda yer almıyorlarsa normal büyüklükte olan yıldızların ışıkları bize çok soluk ulaşır ve çıplak gözle görebilmek mümkün değildir. O nedenle, aslında geceleri gökyüzüne baktığımızda, tüm yıldızlar içinde çok küçük bir yüzdeyi oluşturan parlak dev yıldızları görüyoruz. Akrebin Kalbi olarak da nitelenen bu yıldız da çıplak gözle görülebilen ve ömrünün sonlarına yaklaşan dev bir çift yıldızdır. Dev bir yıldızdır demiştik. Gökbilimcilerin Antares A olarak adlandırdığı, boyutları oldukça büyük olan sistemin ana yıldızı, Güneş'in yaklaşık 700 katı büyüklükte, yani yaklaşık 980 milyon kilometrelik bir çapa sahiptir. Toplam kütlesi de, Güneş'in yaklaşık 12 15 katı kadardır. Bu arada, kütle kavramını aynı şey olmasa da ağırlık olarak düşünebilirsiniz. Yani, bu yıldız Güneş'den 700 kat büyük ve 15 kat daha ağır. Ömrünün son demlerine girip artık bir kırmızı dev aşamasına gelmiş olan Antares, 3.500 santigrat derece civarındaki yüzey ısısı ve olağanüstü büyüklükteki çapı nedeniyle, bizim yıldızımız Güneş'ten 60-65 bin kat daha fazla parlaktır ve daha fazla enerji yayar. Sistemin ikinci üyesi olan Antares B ise, Güneş'in yaklaşık 7 katı kütleye sahip B tayf sınıfı dev bir anakol yıldızıdır. İlk kez İskoç astronom James William Grant tarafından 1844 yılında keşfedilen bu yıldız, ömrünün hala sağlıklı günlerindedir ve Güneş'in yaklaşık 5 katı çapı ve 19 bin santigrat dereceyi bulan yüzey sıcaklığı ile 2 bin katından fazla ışıma gücüne sahiptir. Her iki yıldız, birbirlerinin ortak kütle çekim merkezi etrafında dolanırlar. Ancak, Antares A yıldızının değişken yapısı nedeniyle yörünge periyotlarını tam olarak ölçmek mümkün olmuyor. Ömrünün son aşamalarında olan Antares A, bir değişen yıldız olduğu için, şişip büzülmeleri nedeniyle hem parlaklığı, hem de çapı, dolayısıyla sistemdeki kütle çekim dengesi de değişiyor. Bu durum da, iki yıldızın birbirleri etrafındaki dolanım süresinin 1.600 ila 2500 yıl arasında bir değerle hesaplanabilmesine neden oluyor. Yıldız sisteminin yaklaşık 11 milyon yaşında ve büyük kütleli ana yıldız Antares A'nın artık bir kırmızı dev olduğu düşünüldüğünde, önümüzdeki 1 milyon yıl içinde Dünya göklerinde bir süpernova patlamasına şahit olacağımız aşikar. Patlama gerçekleştiğinde, yıldızın gökbilim ölçeklerine göre bize çok yakın olması nedeniyle yaklaşık 1 ay süresince bir göksel şölen yaşanacak. Yıldız o kadar parlak olacak ki, geceleri yeryüzünü Ay kadar olmasa da aydınlatacak ve gündüzleri de görülebilecek. Sonra ise, yavaşça sönüp gözden kaybolacak. Antares A'nın, süpernova öncesi kalan kütlesine göre, bir nötron yıldızı veya kara delik haline dönüşeceği düşünülüyor. Antares B ise bahsettiğimiz gibi ömrünün hala sağlıklı dönemlerinde ve eşi Antares A öldükten sonra da parlak ışıltısıyla hayatına devam edecek. Ancak, o anki Güneş'in 2 bin katı civarındaki ışıltısı, kendisini yeryüzünden çıplak gözle görmemize yeterli gelmeyecek. Buna rağmen, dev bir yıldız olduğu için, ömrü Antares A kadar olmasa da kısa. O da yaklaşık 10 milyon yıl içinde yakıtı olan hidrojeni tüketip yavaşça kırmızı dev aşamasına girmeye başlayacak ve yeniden yeryüzünden çıplak gözle parlak bir yıldız olarak görünecek. Nihayetinde Antares B de ölüm aşamasına gelecek ancak, dev bir yıldız olmasına rağmen kütlesi bir süpernova patlaması oluşturmaya yeterli gelmeyeceği için yavaşça dağılarak bir gezegenimsi bulutsuya dönüşüp, bir beyaz cüce olarak hayata veda edecek.


Achernar, gece gökyüzünde gördüğümüz en parlak yıldızlar arasında 0.5 kadir parlaklığı ile 9. sırada yer alıyor. Yıldızın birkaç ismi var; Alfa Eridani, Eridani veya Türkçe adıyla Ağız... İsim, tahmin edeceğiniz üzere Arapça'dan geliyor; akhir an-nahr . Türkçe'ye çevirisi ise ağız şeklinde. Çoğu yıldızın ismi de şu yazımızda okuyabileceğiniz gibi Arapça'dan gelir. Mavi beyaz ışıltısıyla Achernar A, yaklaşık 143 ışık yılı olan uzaklığı ile yakınımızda sayılabilecek az sayıdaki O-B sınıfı dev yıldızdan biri. Bu parlak yıldız, henüz gençlik dönemini yaşayan sağlıklı bir dev. Kütlesi Güneş'ten yaklaşık 7 kat daha fazla. Yüzey sıcaklığı ise yaklaşık 5.600 santigrat derecelik Güneş'in üç katı kadar; 15 bin santigrat derece civarında. Elbette uzayda kapladığı alan, yani çapı da Güneş'ten daha büyük ama, bu yıldızın çapının bir tuhaflığı var. Onu birazdan açıklayacağız. Bizim yıldızımız Güneş'ten yaklaşık 3.100 kat daha fazla ısı ve ışık yayan Achernar, oldukça genç bir dev yıldız. Yaşının 5 milyon yıldan daha küçük olduğu hesaplanıyor. Gerek parlaklığı, gerekse ait olduğu tayf sınıfının karakteristik özelliklerini göstermesi bakımından, henüz yolun başında olan, gençlik dönemindeki bir anakol yıldızı olduğunu anlıyoruz. Anakol yıldızları hakkında daha fazla bilgi almak için ilgili yazılarımızı okuyabilirsiniz. Achernar tek bir yıldız değil. A tayf tipinde bir eş yıldıza sahip, yani ikili bir yıldız sistemi. Güneş'in yaklaşık iki katı kütleye sahip olan ve Achernar B olarak isimlendirilen bu yıldız da oldukça parlak ve Güneş'ten yaklaşık 50 kat daha fazla ışıma yapıyor. Ama, bu kadar parlak olmasına rağmen çok yakınında yer aldığı aşırı parlak Achernar A'nın gölgesinde kalıyor. Zaten Dünya gökyüzünde bu kadar parlak görünmesinin sebebi eş yıldız değil; dev olan Achenar A. Eğer bize o uzaklıkta sadece Achenar B olsaydı, gökyüzünde aşırı soluk, güçlükle seçilebilen bir yıldız olarak görülecekti. İki yıldız birbirine oldukça yakın sayılır. Aralarındaki mesafe sadece 2 milyar km kadar. Ve bu mesafede birbirlerinin çevresinde yaklaşık 15 yıllık bir yörünge sürecinde dönüyorlar. Bu yıldızın çapının bir tuhaflığı olduğundan bahsetmiştik. Tuhaflık şurada; yıldız bir patates şeklinde. Evet, yanlış okumadınız, bu yıldız küre değil patates gibi eliptik bir şekle sahip. Kutuplarından oldukça basık ve ekvatorundan şişkin, yayvan bir küresel yapıya sahip. Bu basıklığın nedeni, yıldızın normal yıldızlara oranla aşırı hızlı dönmesi. Yıldızın dönüş hızı saniyede yaklaşık 230-250 km civarı. Bu hızı, Güneş'in saniyede 2 km'lik dönüş hızıyla karşılaştırırsanız, yıldızın nasıl çılgınca döndüğünü anlayabilirsiniz. Yüksek dönüş hızı, yıldızın yayvan bir eliptik küre haline gelmesine neden oluyor demiştik. Bu da kutuplardan ölçüldüğünde çapının Güneş'in yaklaşık 7 katı çapa sahipken, ekvatordan ölçüldüğünde yaklaşık 11 katı çapa sahip olmasına neden oluyor. Yüksek dönüş hızının tek etkisi yıldızın şeklini bozması değil elbette. Yıldızın yüzey ısısı da bu nedenle oldukça değişken. Kutuplarda 20 bin santigrat dereceye çıkan yüzey sıcaklığı, ekvatorda yaklaşık 10 bin santigrat dereceye kadar düşebiliyor. Bu sıcaklık değişiminin sebebi, yılıdızın yayvanlığı nedeniyle oluşan yoğunluk farkı. Kutup bölgelerinde yıldız çok daha yoğun iken, ekvatorda daha az yoğunluğa sahip. Bir yıldızın dönme hızının yapısına ve yaşam sürecine etkilerini daha iyi anlayabilmek için yıldızlarda dönme isimli makalemizi okuyabilirsiniz. Achernar A kütlesinde bir B tayf tipi anakol yıldızının toplam ömrü 50-60 milyon yıl civarında. Ancak, bu yüksek dönme hızını korursa, yakıtını biraz daha tasarruflu kullanacaktır. Bu da, türdeşi yıldızlardan daha uzun süre yaşayacağı anlamına geliyor. Yine de, ne olursa olsun Achernar A önümüzdeki en fazla 70-80 milyon yıl içinde bir kırmızı dev yıldıza dönüşecek. Bu şu anlama geliyor; Achernar ile aramızdaki uzaklığı bu süre içinde koruyorsak eğer, gökyüzünde muazzam parlaklığa sahip bir yıldızımız olacak. Ancak, Achernar'ın hikayesi burada bitmiyor. Eş yıldızı olan Achernar B'nin ömrü görece daha uzun, yaklaşık 500 milyon yıl kadar. Bu da demek oluyor ki, Achernar A bir beyaz cüceye dönüştüğünde eş yıldızımız Achernar B hala sağlıklı bir biçimde parlamaya devam ediyor olacak. Onun da ömrü sona erip bir kırmızı dev yıldıza dönüştüğünde yanıbaşındaki beyaz cüce kendisini rahat bırakmayacak ve Achernar B'den madde çekmeye başlayacak. Bir süre sonra Achernar A'dan geriye kalan beyaz cücenin üzerinde o kadar çok madde birikecek ki, beyaz cüce bu biriken maddenin yarattığı kütleçekimine dayanamayacak ve muazzam bir süpernova patlaması ile yok olacak. Bu şekilde gerçekleşen süpernova patlamalarına 1a tipi süpernova adı veriliyor. Ama bunun gerçekleşmesi için önümüzde en az 700 milyon ila 1 milyar yıl arasında bir süre var tabi ki.


Hadar, ya da diğer bir ismiyle Beta Centauri, gece göğünün en parlak 10'uncu yıldızıdır. Yıldızın isimlerinden biri olan Hadar , gece göğünde gördüğümüz çoğu yıldızın ismi gibi Arapça'dan gelir. Ayrıca yıldıza latinceden gelen Agena ismi de verilmiştir. Fakat, gökbilimciler arasında Beta Centauri ismi yaygın biçimde kullanılır. Aslen üçlü bir yıldız sistemi olan Beta Centauri'nin ana bileşenlerini, A1 ve A2 olarak nitelenen, kütleleri Güneş'in 10.7 ve 10.3 katı olan iki adet B tayf tipinde mavi dev yıldız oluşturur. Bu iki dev yıldız birbirlerine yaklaşık 600 milyon km gibi nispeten yakın bir uzaklıkta yer alırlar. İki yıldızın birbirlerinin ortak kütleçekim merkezi çevresindeki dolanım süresi ise yaklaşık olarak 357 gün sürer. Sistemin üçüncü üyesi ise bu iki yıldızdan oldukça uzakta, yaklaşık 5.5 trilyon km ötede yer alır. O da Güneş'in 5 katı kütleye sahip başka bir B tayf tipi dev yıldızdır ve binlerce yıl süren bir yörünge dönemiyle Beta Centauri A1 ve A2'nin çevresinde dolanır. Bizden yaklaşık olarak 350 ışık yılı uzakta yer alan bu yıldız sistemi, en yakınımızdaki yıldız sistemi olan 4.4 ışık yılı uzaklıktaki Alpha Centauri ile görsel olarak oldukça yakındır. Gökyüzündeki en parlak yıldız olan Alpha Centauri'nin hemen yanındaki parlak yıldız Beta Centauri'dir. Yıldızı bulmak için Alpha Centauri'yi önermemizden anlamış olmalısınız; bu yıldız çoğu kuzey yarımküre ülkesinde olduğu gibi Türkiye'den de görünemez. Güney yarımküreden gözlemlenebilen bir yıldızdır. Hadar A1 ve A2 yıldızları, çok büyük kütleleri nedeiyle oldukça sıcaktırlar. Birbirine kütlece çok yakın olan iki yıldızın da yüzey sıcaklığı 25 bin santigrat derece civarındave çapları Güneş'in 8 katı kadardır. Bu da demek oluyor ki, yaydıkları ısı ve ışık, Güneş'ten 40 bin kat daha fazladır. Uzaktaki, biraz daha küçük olan Beta Centauri B ise, yaklaşık 14 bin santigrat derecelik yüzey ısısı, Güneş'in 4 katı civarındaki çapıyla, Güneş'ten 700 kat daha fazla ısı ve ışık yayar. Beta Centauri yıldız sisteminin tahmini yaşı 14 milyon yıl kadar. Sistemi oluşturan yıldızların ömür süresi ise, A1 ve A2 için 20-25 milyon yıl arası tahmin ediliyor. Yani, bu iki yıldız ömrünün gençlik günlerini yarılamışlar Uzaktaki yörüngesinde dolanan Beta Centauri B ise, biraz daha uzun bir ömre sahip olacak. Bu yıldızın yaklaşık 50 milyon yıl yaşayabileceği tahmin ediliyor. Yaşam süreleri ne olursa olsun, bu yıldız sisteminin tüm üyelerinin gökbilim ölçeklerine göre oldukça kısa ömürlü yıldızlardan oluştuğu gerçeği ortada. Buna göre, Beta Centauri A1 ve A2 yıldızları ömürlerinin sonuna iyice yaklaşıp birer kırmızı dev yıldıza dönüştükten sonra büyük ihtimalle birer süpernova patlaması ile yok olacaklar. Ancak, yıldızlardan ilk patlayacak olanın yaratacağı ışınım basıncının, henüz patlamamış olan diğer yıldız üzerinde ciddi etkileri olacaktır. Bu etki, yıldızın dış zarfının büyük bölümünü kaybetmesi ile sonuçlanabilir. Eğer böyle bir durum söz konusu olursa, ikinci yıldız bir süpernova patlaması yaratabilecek kütleden yoksun kalabilir. Ya da, ilk yıldız süpernova patlaması sonucu bir nötron yıldızına dönüştükten sonra, hala kırmızı dev aşamasında olan eşinden madde çekmeye başlar. Nötron yıldızının üzerinde birikmeye başlayan bu madde, ikinci bir süpernova patlamasına da neden olabilir. Bu senaryo gerçekleşirse, hala kırmızı dev aşamasında olan ikinci yıldız yine kütlesinin önemli bir kısmını kaybedecek demektir. Dolayısıyla, büyük ihtimalle ikinci yıldızın kaderi bir gezegenimsi bulutsu, ardından da bir beyaz cüce'ye dönüşmek olacaktır. Daha düşük kütleli uzaktaki yıldız Hadar B ise, görece düşük kütlesi nedeniyle yaklaşık 50 milyon yıl sonra bir kırmızı dev yıldıza, ardından da bir beyaz cüceye dönüşerek hayata veda edecek. Hangi senaryolar gerçekleşirse gerçekleşsin, yıldızların her biri kırmızı deve dönüştüklerinde Dünya göklerinde şu an olduğundan çok daha parlak birer yıldıza dönüşecekler. Bu yıldız sistemi, yaşama ev sahipliği yapamayacak kadar düşmanca şartlar içeren bir ortamdır. Hadar A1 ve A2 yıldızları çok büyük kütleleri nedeniyle muazzam bir ışıma ve yıldız rüzgarı yayarlar. Bu güçlü ışınım, böylesi büyük yıldızların etrafında gezegen oluşum disklerinin şekillenmesinin önüne geçer. Dolayısıyla bu yıldızların çevresinde gezegen oluşumu çok nadir görülür. Var olabilecek gezegenler ise, yaşama ev sahipliği yapabilmeleri için yıldıza çok uzak bir yörüngede yer almak durumunda. Hadar A1 ve A2 için bu güvenli uzak yörünge, yıldızlardan 25 ila, 50 milyar km ötededir. Güneş Sistemi'nin en uzaktaki gezegeni Neptün'ün Güneş'ten yaklaşık 4 milyar km ötede yer aldığını düşünürseniz, bu yıldızların yaşanabilir bölgelerinin ne kadar dışta yer aldığını anlayabilirsiniz. Daha küçük olan Hadar B yıldızı her ne kadar küçük olarak nitelense bile, o da dev yıldız sınıfına giriyor. Yani, yukarıda anlattığımız gezegen oluşumunun güçlüğü, Hadar B için de geçerli. Onun da ışıma gücü çok fazla ve çevresinde bir gezegen sisteminin var olması beklenmiyor. Bu yıldızın yaşam kuşağı ise A1 ve A2'den daha yakın, yaklaşık 3 milyar km ile 7 milyar km arasında bir yörünge uzaklığına denk. Yani, eğer Güneş'in yerinde Hadar B yer alsaydı, sıcaktan kavrulmadan bugünkü kadar ısı ve ışık alabilmemiz için yıldıza Neptün kadar uzakta olmamız gerekecekti. Fakat, böylesi güçlü ışıması olan bir yıldızın yaratacağı muazzam yıldız rüzgarlarına karşı Dünya'nın koruma kalkanının dayanıp dayanamayacağı ise bir soru işareti. Sonuçta, hiçbir gökbilimci Beta Centauri sistemini oluşturanlar gibi dev yıldızların çevresinde bildiğimiz veya bilemeyeceğimiz türde yaşamın gelişebileceğini düşünmüyor. Not: İlk olarak 27 Haziran 2015 tarihinde yayınlanan bu yazımız, güncellenerek tekrar yayına sunulmuştur.


Dünya göklerinin en parlak 12. yıldızı olan Altair, 0,77 kadirlik parlaklığı ile ışık kirliliğinden muzdarip büyük şehirlerde bile rahatlıkla görülebilecek güçte, mavimsi beyaz bir biçimde ışıldar. Altair'in adı da, çoğu parlak yıldız gibi Arapça'dan gelir. El Tayr Arapça'da kuş anlamına gelir ve batı dillerine Altair olarak geçmiştir. Bizdeki Tayyar ismi de, aynı köktendir ve uçan, uçucu gibi anlamlara gelir. Aynı biçimde uçak için eskiden kullandığımız Tayyare kelimesi de Altair ismi ile bağlantılıdır. A tayf sınıfı bir anakol yıldızı olan Altair, bizden yaklaşık 16.7 ışık yılı uzakta yer alır ve galaktik ölçülerle düşündüğümüzde kapı komşumuz olarak niteleyebileceğimiz bir yıldızdır. Gökyüzünde çok kolay biçimde bulabileceğiniz bu yıldız, yaz üçgenini oluşturan üç parlak yıldızdan biridir. Yaz üçgenini bulduktan sonra, üçgenin tabanın karşısında, tepe noktasındaki yıldıza bakmanız yeterli olur. Bu yıldız, Altair'dir. Güneş'in yaklaşık 1.8 katı fazla kütleye sahip olan yıldız, bu büyük kütlesi nedeniyle Güneş'ten çap olarak 1.6 kat büyüktür ve ortalama 8.000 santigrat dereceye ulaşabilen yüzey sıcaklığı ile yaklaşık 11 kat daha fazla ışıma gücüne sahiptir. İlginç bir şekilde, kendi çevresinde yaklaşık 9 saat gibi inanılmaz bir hızla döner. Kıyaslama yapmanız için söyleyelim, Güneş'in kendi çevresindeki dönüş hızı yaklaşık 25 Dünya günüdür. Bu hız nedeniyle yıldızın ekvatoru oldukça şişkindir ve hafifçe yumurtaya benzer bir küresel yapıdadır. Yani, çapını ekvatordan ölçerseniz 2 Güneş çapı bulurken, kutuplardan ölçtüğünüzde 1.6 Güneş çapı görürsünüz. Yıldızın niçin bu kadar hızlı döndüğü bilinmemekle birlikte, bu yumurta biçimli şekli yıldızın hayatını önemli biçimde etkiliyor. Öyle ki, yıldızın ekvator bölgesindeki yüzey sıcaklığı kutuplarından yaklaşık bin derece daha düşüktür. Aynı zamanda bu dönüş hızı yıldızın yaşam süresine de ciddi oranda etki ediyor. Merkezcil ivmenin etkisi ile dışa doğru savrulan yıldızın katmanları, çekirdeğin üzerindeki basıncın azalmasına ve yıldızın çekirdeğinde nükleer reaksiyonların daha yavaş gerçekleşmesine neden oluyor. Bu da, yıldızın kendisiyle aynı kütledeki diğer kardeşlerinden daha uzun yaşayacağı anlamına geliyor. Altair, Güneş gibi tekli bir yıldızdır ve bilinen bir eşi yoktur. Bu kütledeki A tayf sınıfı bir yıldızın anakol evresinde geçirebileceği süre yaklaşık olarak 1.5 milyar yıldır ve Altair bu sürenin yaklaşık 1 milyar yılını zaten yaşayıp bitirmiş durumda. Ancak, yukarıda anlattığımız hızlı dönüşü nedeniyle, yaklaşık olarak 1 milyar yıl daha anakol evresinde kalması bekleniyor. Sonrasında ise, yavaşça bir kırmızı dev yıldıza dönüşecek ve nihayetinde bir gezegenimsi bulutsu şeklinde dağılıp, bu bulutsunun ortasındaki bir beyaz cüce olarak yıldız günlerine veda edecek. Güneş'e oranla oldukça parlak bir yıldız olan Altair'in yaşam kuşağı yıldızdan oldukça uzaktadır. Biz şu anda Güneş'ten 150 milyon km uzakta yer alıyoruz. Eğer onun yörüngesinde olsaydık, Güneş'ten aldığımız kadar ısı ve ışık alabilmek için yıldızdan daha uzakta; yaklaşık 450 milyon km ötede yer almak durumunda kalacaktık. Tüm A tayf sınıfı yıldızlar gibi, Altair de çevresindeki gezegenlerde gelişkin yaşam oluşmasına fırsat vermeyecek kadar kısa ömürlüdür. Şu anda yaklaşık 1 milyar yaşında olan yıldızın yörüngesindeki gezegenler arasında yaşam kuşağında olanlar varsa, bunlar şu anda yavaşça yaşama elverişli hale dönüşüyor olmalılar. Meteor yağmurları giderek azalıyor ve karasal gezegenler artık katı bir kabuk oluşturarak soğuma evresine girmiş durumdalar. Ancak, bu yaştaki gezegenlerin volkanik faliyetler açısında oldukça aktif olmaları beklenir. Elbette bu yoğun volkanik aktivite önümüzdeki birkaç yüz milyon yıl içinde yavaş yavaş azalacak ama, malesef yıldızın ömrü bu sırada sona yaklaşmış olacak. Gezegenler hayatın gelişimi için uygun hale geldiği anda, yıldız bir kırmızı deve dönüşmeye başlayıp hepsini kavuracak. Şu ana kadar yapılan gözlemlerde, çevresinde bir gezegene rastlanmadı. Zaten yaşama uygun bir yıldız olmadığı için, özellikle gezegen arama çabası da pek gösterilmiyor. Özetle, Altair'in çevresindeki -varsa- gezegenlerde şu an belki mikroskobik düzeyde hayat başlamış olabilir ama bu hayat, gelişme fırsatı bulamadan yıldızla birlikte yok olacak.


Rigel, gezegenimiz göklerinde görebileceğiniz en parlak altıncı yıldızdır ve 0,18 kadirlik parlaklığı ile en yoğun ışık kirliliğine sahip şehirlerde bile kolayca görülebilir. Yıldızın ismi tahmin edeceğiniz üzere Arapça'dan geliyor ve Türkçe'ye Ayak şeklinde çevirmek mümkün. Gök bilim kaynaklarında Beta Orionis şeklinde de isimlendiriliyor. Ülkemizde özellikle kış aylarında rahatça görülebilen Avcı Takımyıldızı'nda yer alan Rigel, çok parlak olmasına karşın aslında bizden yaklaşık 900 ışık yılı gibi büyük bir uzaklıkta yer alıyor. Bu kadar uzak olmasına rağmen onu parlak biçimde görebilmemizin nedeni, Rigel'in O tayf sınıfında yer alan bir mavi dev yıldız olması. Eğer Rigel'i görmek istiyorsanız, şu yazımızda anlattığımız Avcının Kemerini oluşturan üç yıldızın sağ alt tarafına bakabilirsiniz. Göreceğiniz ilk parlak yıldız, Rigel olacaktır. Rigel, Güneş'in 21 katı kütleye sahip, ömrünün sağlıklı dönemlerini yaşayan dev bir anakol yıldızıdır. Çapı, Güneş'ten yaklaşık 80 kat büyük, yüzey sıcaklığı ise 12 bin santigrat derece kadardır. Yıldız bu çap ve yüzey sıcaklığı sayesinde Güneş'ten yaklaşık 120 bin kat fazla enerji yayar. Çoğu dev yıldız gibi biraz deli dolu olduğu için, parlaklığı değişkenlik gösterebilir. Bunun nedeni, yıldızın ürettiği çok büyük miktarda enerjinin dış kabuğunu şişmeye zorlaması ve bu durumun da çekirdekte üretilen enerjinin miktarını değiştirmesidir. Daha ayrıntılı bilgi için cepheid değişkenleri yazımızı okuyabilirsiniz. Gök bilimciler, Rigel'in bir üçlü yıldız sistemi olduğunu düşünüyor ve yazının başından beri anlattığımız ana yıldıza Rigel A ismini veriyorlar. Üçlü sistemin diğer üyeleri olan yoldaş yıldızlar Rigel B ve Rigel C, ana yıldızdan oldukça uzaktalar (en az 2.000 astronomik birim, yani en az 300 milyar km). Bu iki eş yıldız hakkında fazla bilgi sahibi olmasak da, Rigel B'nin yaklaşık 2,5 Güneş kütlesine ve Güneş'in 50 katı parlaklığa sahip B tayf türünden bir yıldız olduğunu tahmin ediyoruz. Şu an kütlesine emin olamadığımız Rigel C yıldızı ise, Rigel B ile birlikte ikili bir sistem oluşturuyor ve ana yıldız Rigel A'nın çevresinde dolanıyorlar. Tüm O-B tipi dev yıldızlar gibi, Rigel da oldukça kısa ömürlüdür diyebiliriz. Hızlı yaşayıp genç ölen bu mavi dev yıldızlar, ömürleri boyunca ürettikleri büyük enerjinin yanı sıra kendilerini de fazlaca hırpalayıp dağıtırlar. Öyle ki, gök bilimcilerin yaptıkları hesaba göre, şu anda 8 milyon yaşında olduğunu tahmin ettiğimiz Rigel, aslında geçmişte 21 değil, 24 Güneş kütlesine sahip bir yıldızdı. 8 milyon yıllık yaşam süreci içinde, kendisini oluşturan maddenin 3 Güneş kütlesindeki bir miktarını yıldız rüzgarları ve güçlü patlamalarla uzay boşluğuna savurmuş. Rigel kütlesinde bir yıldızın hala hidrojen yaktığı sağlıklı anakol evresinde 10 milyon yıldan uzun kalması mucizelere bağlıdır. Bu nedenle, şu anda 8 milyon yaşında olan Rigel'in önümüzdeki birkaç milyon yıl içinde yavaşça bir kırmızı dev yıldıza dönüşmesi bekleniyor. Kırmızı deve dönüştükten sonraki 1-2 milyon yıl içinde ise tüm yakıtını tüketecek ve bir süpernova patlaması ile bizlere veda edecek. Süpernova patlaması gerçekleşeceği zaman Rigel'in kütlesinin ne olacağını bilmemiz mümkün değil. O nedenle geride bir kara delik mi, yoksa bir nötron yıldızı mı kalacak bilemiyoruz. Bir dev yıldızın çevresinde yaşamın oluşması veya başka yerde oluşmuş bir yaşam türünün böylesi bir yıldızın çevresinde barınabilmesi imkansıza yakın bir ihtimaldir. Öncelikle, böylesi yıldızların çevresinde gezegen oluşumu için yeterli süre yoktur ve gezegen oluşumu mümkün olamaz. Bunun yanında, yıldızın muazzam ışıma gücü, oluşması muhtemel yaşam alanları için olabilecek en düşmanca ortamı yaratır. Kendinize şunu sorabilirsiniz: Eğer Güneş'in yerinde Rigel olsaydı ve biz de yanmasın diye Dünya'yı alıp Plüton'un olduğu yere taşısaydık ne olurdu? Sorunun cevabı basit, o kadar uzakta olmamıza rağmen Rigel'den gelen enerji öylesine büyük olurdu ki, her gün doğumunda kayaların eridiği, Dünya yüzeyinin kaynadığı bir gezegene dönüşürdük. Ayrıca, muazzam yıldız rüzgarları nedeniyle iyonize olan atmosferimiz uzay boşluğuna hızla kaçar, o çok övündüğümüz manyetik alanımız bizi korumak için hiçbir şey yapamazdı. Dolayısıyla Rigel çevresinde herhangi bir yaşam şeklinin olabileceği düşünülmüyor. Bu yıldızın bizim için en güzel yanı, 2-3 milyon yıl sonra bir kırmızı dev yıldıza dönüştüğünde gökyüzünde şu ankinde onlarca kat daha parlak hale gelecek olması. Tabii, sonrasında izleyeceğimiz süpernova şölenini de unutmamak gerekiyor.


Dünya göklerindeki en parlak 15. yıldız olan Spica, yaklaşık 250 ışık yılı uzaklığı ile, gökyüzünde çıplak gözle görülebilen yıldızlar arasında ortalama bir uzaklıkta yer alıyor diyebiliriz. Çıplak gözle gökyüzünde gördüğünüz diğer yıldızların çoğu, 50 ila 1.000 ışık yılı arasında bir uzaklıktadırlar. Yıldızın adı olan Spica, Latince kökenli bir sözcüktür ve Başak anlamına gelir. Diğer kullanılan ismi Azimech ise Arapça'dan gelir ve anlamı pek belirli olmasa da, Osmanlıca'daki kullanımı olan Balık şeklinde Türkçe'ye çevrilebilir. Çoğu yıldız gibi Spica da aslında tek bir yıldız değil, iki yıldızdan oluşan bir çift yıldız sistemi. Çift yıldızlar ve yıldız sistemleri ile ilgili geniş bilgi almak istiyorsanız, bu linkten ulaşabileceğiniz 4 bölümlük yazı dizimizi okumanızı tavsiye ederiz. Sistemin bileşenlerinin ikisi de, B tayf sınıfından, dev yıldız olarak nitelenebilecek anakol yıldızlarıdır. Bunlardan Spica A olarak isimlendirileni Güneş'in 10.2 katı kütleye sahip. Çapı Güneş'in 7 katından biraz fazla olan bu yıldızın yüzey sıcaklığı yaklaşık 22.200 santigrat derece. Yaydığı enerji ve parlaklığı Güneş'ten tam 12.000 kat daha fazla. Spica B ise, biraz daha küçük bir yıldız: Kütlesi Güneş'in yaklaşık 7 katı ve çapı da Güneş'ten yaklaşık 3.5 kat büyük. Yüzey sıcaklığı 18.300 santigrat derece kadar olan bu yıldız, Güneş'ten 1.500 kat daha parlak. Her iki yıldız da birbirine oldukça yakın ve oluşturdukları kütleçekim merkezi etrafında yaklaşık 4 günlük bir sürede dönüyorlar. Yıldızlar bu kadar büyük kütleli ve böylesine yakın oldukları için, birbirleri üzerinde büyük gelgit etkisine sahipler. Yapılan tayf incelemeleri ve bu ortak yörüngelerinin yüksek eliptik yapısı, sistemin çok genç, sadece birkaç milyon yaşında olduğunu gösteriyor. Bu yıldız, gezegenimizden gözlendiğinde ilginç bir konuma sahip olduğunu görüyoruz. Yıldız, Dünya'nın tutulum düzlemi dediğimiz yörünge yolu üzerinde bulunuyor. Yani, Dünya ve diğer gezegenlerin Güneş çevresinde dolandığı düzlemde. Bu nedenle, sık sık Ay tarafından, bazen de Venüs, Jüpiter, Satürn gibi gezegenler tarafından tutuluyor. Spica sisteminin çok genç, henüz birkaç milyon yıl yaşında olduğunu dile getirmiştik. İki adet dev yıldızdan oluşan bu sistemde, yıldızların ömrü oldukça kısa. Büyük olan yıldızın anakol evresindeki toplam yaşam süresi 15-20 milyon yıl, küçük olanın ise 25-35 milyon yıl kadar. Bu da, önümüzdeki on onbeş milyon yıllık yakın zaman dilimi içinde yıldızların sırayla birer kırmızı dev yıldıza evrileceği, ardından ise dağılıp bir gezegenimsi bulutsuya, nihayetinde bir beyaz cüceye dönüşecekleri anlamına geliyor. Normalde bu iki dev yıldızın bir süpernovaya dönüşmesini bekleyebilirsiniz. Ancak, yıldızların şu anki kütleleri, ömür süreçleri içinde her dev yıldızın yaptığı gibi büyük patlamalar ile uzay boşluğuna saçılarak azalacak. Yıldızlar yaşlanıp kırmızı dev oluşturma aşamasına geldiklerinde kütle kaybı daha da artacak. Yani her iki yıldızın da, ömürlerinin bir süpernova patlaması ile sonlanabileceği kadar kütleleri kalmama ihtimalleri yüksek. Kısaca her iki yıldız da, ölüm döşeğine bir süpernova oluşturabilecek kütlede girebilecek kadar büyük kütleli değiller. Eğer büyük kütleli A yıldızı süpernovaya dönüşmese bile, erkenden hayata veda edip geride bir beyaz cüce çekirdek bırakacak. Bu yoğun çekirdek, hala hayatta olan ve yavaş yavaş kırmızı deve dönüşmeye başlayan Spica B yıldızına çok yakın olduğu için ondan gaz çekmeye başlayacak. Spica B'den çekilen gaz, eşinden geriye kalmış olan beyaz cücenin üzerinde birikecek. Biriken gaz, beyaz cüce'yi 1.44 Güneş kütlesine kadar ağırlaştırdığında, beyaz cüce kütleçekim basıncına dayanamayarak muazzam bir süpernova patlaması eşliğinde yok olacak. Bu tür ikili yıldızlardan madde aktarımı sonucu meydana gelen patlamalar Tip Ia Süpernova olarak adlandırılıyorlar ve gökbilimciler için mesafe ölçümünde sabit bir ışık kaynağı görevi görüyorlar. Bu tür dev yıldızlar, oluşum aşamasındaki güçlü ışınımları nedeniyle içinde oluştukları bulutsuyu ve yıldız oluşum diskini çok çabuk dağıtır. Hızla dağılan oluşum diski üzerinde gezegen oluşacak zaman kalmadığı gibi, şans eseri oluşma aşamasındaki gezegenler de dağılan disk ile birlikte güçlü yıldız rüzgarının kurbanı olarak uzay boşluğuna saçılır. Yani, Spica sisteminde gezegen bulunması beklenmiyor. Zaten bir gezegen veya gezegenler olsaydı bile, sistemin ateşli yıldızlarının yaydığı muazzam yıldız rüzgarı ve enerji ile kavrulmuş, harap düşmüş olacaklardı. Yine de, eğer Spica sistemindeki bir gezegende yaşamak istiyorsanız, gezegenin yıldızdan çok uzakta yer alması gerektiğini söyleyelim. Eğer Dünya bu sistemde olsaydı, şu anda 150 milyon kilometre uzağında yer aldığımız Güneş'in yaydığı kadar ısı ve ışık alabilmek için, yıldızlardan yaklaşık 140 milyar kilometre ötede olmamız gerekecekti. Çünkü her iki yıldız da muazzam miktarda enerji yayıyorlar ve yakınında bulunmak kavrulmanız anlamına gelir. Anlayacağınız, Spica sisteminin yaşanabilir bölgesi yıldızlardan çok ama çok uzakta. Sözün kısası, bu sistemde bırakın yaşamı, gezegen bile bulunduğunu sanmıyoruz. Bizden yaklaşık 51 ışık yılı uzaklı... Bize 11.8 ışık yılı uzaklığı ile ka... Bize yaklaşık 11.5 ışık yılı uzaklı...


Canopus, bize hayat veren yıldızımız Güneş'i hariç tutarsak, Sirius'tan sonra gökyüzündeki en parlak ikinci yıldızdır. 0.72 kadir parlaklığı ile, gezegenimizin güney yarımküre gecelerinin en önemli yıldızlarından biri konumundadır. Güney yarımküre dediğimizi fark etmiş olmalısınız, evet Canopus bir güney yarımküre yıldızıdır. Ancak, ekvatordan 30 derece enleme kadar olan ülkelerde de görülebilir. Yani, kuzey yarımkürede yer alan Yemen, Arabistan, Filipinler, Hindistan, Meksika, Nijerya, Çad, Sudan, Mali, Kolombiya gibi Ekvator ile 30 derece kuzey enlemi arasında kalan ülkelerde de gece göğünü süsler. Maalesef, Türkiye bu enlemin oldukça üzerinde, çok daha kuzeyde yer aldığı için Canopus'un ülkemizden görülmesi mümkün değil. Bizden yaklaşık 310 ışık yılı uzakta, F tayf türünde sarı-beyaz renkte parlayan Canopus, yıldızımız Güneş'ten çok daha parlaktır ve oldukça fazla enerji yayar. Kütlesi Güneş'ten yaklaşık 10,5 kat daha fazladır. Çapı da, Güneş'ten yaklaşık 70 kat büyüktür. Güneş'in çapının 1,4 milyon km olduğunu düşünürseniz, Canopus'un yaklaşık 98 milyon km çapa sahip olduğunu hesaplayabilirsiniz. Bu şu anlama gelir; eğer Güneş'in yerine Canopus'u koymuş olsaydık, Venüs'ün yörüngesine kadar gelecek, zavallı gezegeni yakıp yok edecekti. Anakol yıldızı olarak niteleyen kaynaklar olmasına rağmen, Canopus kendi tayf sınıfındaki yıldızlara göre biraz yaşlı ve anakol evresinden çıkmaya başlamış halde. Bu nedenle hafif şişmiş durumdadır ve normalde yaklaşık 20 bin santigrat derece olması gereken yüzey sıcaklığı 7.500 santigrat dereceye kadar düşmüştür. Aynı şişme yüzünden, Güneş'in 15-20 katı olması gereken çapı da yukarıda belirttiğimiz gibi 70 kata kadar büyümüş durumda. O halde diyebiliriz ki, günümüzden birkaç milyon yıl önce Canopus, O-B sınıfı mavimsi ışığıyla parıldayan bir dev anakol yıldızı idi. Yavaşça şişmeye devam edecek olan Canopus, önümüzdeki 2 milyon yıl içinde çekirdeğinde artan helyum füzyonu sonucu muazzam parlaklıkta bir kırmızı dev yıldıza dönüşecek. Şu anda yıldızın parlaklığı ve yaydığı enerji, Güneş'ten yaklaşık 15 bin kat fazladır. Ancak, bu parlaklık 3-4 kat daha artarak 30-60 bin Güneş parlaklığına kadar ulaşacak, hatta belki de aşacak. Canopus, yüksek kütlesi nedeniyle parlaklığı değişen, cepheid değişkeni olmasa bile uzun dönemlerle düzensiz biçimde zonklayan bir yıldızdır. Zaman zaman büyük kütle atımları gerçekleştirerek dış katmanlarından büyük oranda maddeyi dışarı atar. Hem yaşadığı zonklama , hem de çervesine saldığı büyük miktarda madde nedeniyle yeryüzünden görülen parlaklığı büyük değişimlere uğrar. Öyle ki, tarihin belli dönemlerinde Canopus'un göklerin en parlak yıldızı Sirius'tan daha parlak olduğu ve bazı dönemlerde de zar zor görülebilecek kadar sönükleştiği kayıtlara geçmiştir. Ancak bu dengesiz durum, büyük kütleli yıldızların olağan yaşam döngüleri arasında yer alır. Yıldızın dengesiz doğası gereği yaşını tam olarak kestirmemiz zor. Ancak, kütlesi, çapı ve tayf sınıfını göze aldığımızda, toplam ömrünün 15-17 milyon yıl kadar olduğunu ve bunun 10-12 milyon yıldan biraz fazlasını geçirdiğini söyleyebiliriz. Dolayısıyla, önümüzdeki 5 milyon yıllık sürecin, Canopus'un kırmızı dev evresine girişi, bu evrede belli bir dönem geçirişi ve nihayetinde dağılıp bir gezegenimsi bulutsuya dönüşmesi şeklinde geçeceğini düşünebiliriz. Evet, Canopus dev bir yıldız olmasına rağmen bir süpernovaya dönüşmeyecek. Gezegenimsi bulutsu şeklinde dağılacak ve geriye bir beyaz cüce bırakarak yıldız günlerine veda edecek. Canopus, çevresinde yaşam barındıramayacak bir yıldızdır. Dev yıldız sınıfında yer aldığı için, çevresinde bir gezegen oluşumunun gerçekleşmiş olması çok zordur. Çünkü, dev yıldızlar aşırı büyük ışıma güçleri nedeniyle çevrelerinde bir gezegen oluşum diski barındıramaz. Oluşum diskini, gezegen oluşumunun gerçekleşemeyeceği kadar kısa sürede dağıtırlar. Dolayısıyla dev yıldızların gezegen sahibi olması büyük tesadüflere bağlıdır. Buna ek olarak, dengesiz bir yıldız olduğundan, çevresinde -varsa bile- bir gezegenin uzun süreli stabil ışınıma maruz kalması mümkün değildir. Yani, yaşama uygun bir gezegen olsa, 15-20 bin yıl uygun ışınıma maruz kalacak, sonrasında ya kavrulacak, ya da soğuktan donacak. Ardından yine uygun hale gelecek ve tekrar aynı döngüyü yaşacak. Sonuç olarak, Canopus geceleri izlemesi çok keyifli olsa bile hangi türde olursa olsun hiçbir şekilde yaşamın var olması mümkün olmayan bir yıldız. Ancak belki de en güzel yanı, birkaç milyon yıl sonra gökyüzünde neredeyse Venüs kadar parlak bir yıldıza dönüşecek olması. O günlerde yaşayanlar, ışık kirliliği ne boyuta varırsa varsın, Canopus'u göz alıcı parlaklığı ile görmekte hiç sorun yaşamayacak. Hadar, ya da diğer bir ismiyle Beta...


Deneb, gökyüzünde çıplak gözle görebildiğimiz parlak yıldızlar arasında, bize en uzak olanlardan biridir. Uzaklığı konusunda kesin bir bilgi veremememize rağmen, bizden 1.000 ila 2.000 ışık yılı uzaklıkta yer aldığını söyleyebiliriz. Buna göre, yıldızı bizden 1.500 ışık yılı uzaklıkta kabul etmemiz mümkün. Yıldızı yaz aylarında gözlemlemek çok kolaydır, büyük şehirlerde bile rahatlıkla yaz üçgeninin bir üyesi olarak görülebilir. Dev bir yıldız olan Deneb, Güneş'in yaklaşık 20 katı kütleye sahiptir ve çapı da Güneş'in 200 katı kadardır. Bu da, yıldızı Güneş'in yerine koymuş olsaydık, Merkür, Venüs, Dünya, hatta neredeyse Mars'ı bile içine alabilecek kadar geniş bir alan kaplayacağı anlamına gelir. Yüzey sıcaklığı 8.400 santigrat derece civarında olan yıldızın, aydınlatma gücü büyük yarıçapı ve bu yüksek yüzey ısısı nedeniyle Güneş'ten yaklaşık 200 bin kat daha fazladır. O kadar uzakta olmasına rağmen gökyüzünde çıplak gözle görülebilmesine şaşmamak gerekiyor. Bu arada, Deneb'in Dünya göklerinde görülen 19. en parlak yıldız olduğunu not düşelim. Mavi Beyaz ışıltısıyla Deneb, A tayf türünde parıldayan bir yıldızdır. Ancak, Güneş'in 20 katı olan kütlesine bakarsak, kendisinin O-B sınıfı bir dev yıldız olması gerektiğini farkediyoruz. Bununla beraber, Deneb artık yaşlanmaya başladığı için biraz şişmiş, yüzey ısısı şişme nedeniyle düşmüş ve yaydığı ışık da kendisinden daha düşük kütleli olan ve beyaz ışıltılarıyla bilinen A tayf tipindeki yıldızlarla benzerlik göstermeye başlamıştır. Gökbilimcilere göre, aslında birkaç milyon yıl önce Deneb, 20 değil de 23 Güneş kütlesine sahip bir yıldızdı. Ömür sürecinde her dev yıldız gibi çok büyük enerji ürettiğinden, bu ürettiği enerji büyük patlamalarla ve ışıma gücüyle yıldızın dış kısımlarından yaklaşık 3 Güneş kütlesinde maddeyi uzay boşluğuna savurdu. Az önce Deneb'in şiştiğini ve yüzey sıcaklığının azaldığını belirtmiştik. Bu da, yıldızın sağlıklı dönemlerinin son zamanlarını yaşadığı anlamına geliyor. Önümüzdeki milyon yıllar içinde Deneb şişmeye devam edecek. Bu sırada yüzey sıcaklığı daha da düşecek ve yıldızın yaydığı beyaz ışıltı, yavaşça önce sarıya, daha sonra kırmızıya doğru evrilecek. Şişme nedeniyle yüzey ısısı düşecek olmasına rağmen, yıldızın çekirdeğindeki enerji üretimi artmaya devam edeceği için, yıldız bugün olduğundan çok daha büyük bir ışıltıyla parlamaya başlayacak. Öyle ki, yaydığı ışınım Güneş'in birkaç milyon katına kadar yükselecek. Sonuçta, her dev yıldız gibi bu yıldızın da kaderi bir süpernova patlaması ile yok olmak. Birkaç milyon yıl içinde gerçekleşecek olan patlama sonrasında geriye ne kalacağını ise bilmiyoruz. Patlamadan hemen önceki kütlesine göre, bir nötron yıldızı veya karadelik bırakarak, tarih sahnesinden çekilebilir. Bu konuda detaylı bilgi almak için süpernova olacak yıldızları anlattığımız şu yazımıza göz atabilirsiniz. Deneb gibi çok kısa ömürlü dev yıldızların çevresinde gezegen oluşumu çok güçtür. Çünkü bu tür yıldızların çok büyük ışınım güçleri, yıldızın doğumu sırasında çevresinde bulunan ve gezegenlerin oluşumu için gerekli olan gaz ve toz diskini çok hızlı biçimde dağıtır. Bu nedenle, böylesi yıldızların çevresinde gezegen oluşumu çok nadir görülür. Zaten, eğer bir gezegen var olmuş olsaydı bile, yıldız sadece birkaç milyon yıllık olduğu için gezegenleri de henüz oluşum aşamasındaki ateş toplarından ibaret olacaktı. Ek olarak, yıldızın aşırı ışınım gücü, çevresine büyük miktarda yıldız rüzgarı ve radyasyon yaydığı için, yörüngeleri üzerindeki olası gezegenlerin atmosferlerini silip süpürürler. Dolayısıyla, Deneb çevresinde ilkel veya gelişkin herhangi bir yaşamın var olduğu düşünülmüyor.


Fomalhaut, gökyüzünde görebileceğiniz en parlak 18. yıldızdır ve 1.16 kadirlik parlaklığı ile şehir ışıklarının yarattığı ışık kirliliğinin altında dahi kolayca görülebilir. Fomalhaut için bir kış yıldızı demek yanlış olmaz, çünkü ufuktan pek fazla yükselemeyen bu yıldız Türkiye gibi kuzey yarımküre ülkelerinde kış aylarında çok daha kolay görülebiliyor. Bu nedenle yıldızı gözlemleyebilmek için Eylül başı ve Ocak ayları arasında güney yönüne bakmalısınız. Yaz aylarında ise ufukta çok az yükselir. Bu nedenle gözlemlenmesi daha güçtür. Fomalhaut, bizden yaklaşık 25 ışık yılı uzakta A tayf tipinde bir anakol yıldızıdır. Yani, ömrünün sağlıklı günlerini yaşıyor. A sınıfı anakol yıldızları, Güneş'ten biraz daha fazla kütleye sahiptirler ve çok daha parlak olurlar. Fomalhaut, yıldızımız Güneş'in yaklaşık 2 katı kütleye sahip. Yüzey ısısı yaklaşık 8.400 santigrat derece ve parlaklığı da Güneş'ten 16 kat daha fazla. Yani, Güneş'in yerinde Fomalhaut olsaydı, Dünya şu anda 16 kat daha fazla ısı ve ışık alıyor, daha net ifade ile cayır cayır yanıyor olacaktı. Dolayısıyla Dünya'yı kavrulmaktan korumak için biraz uzağa taşımamız gerekecekti. Ne kadar mı? Biz şu anda Güneş'e 150 milyon km uzaklıktayız. Fomalhaut için bu mesafe, yaklaşık 700 milyon km olmalıydı. Yani, Dünya'yı Jüpiter'in şu an bulunduğu yere götürmemiz lazımdı. Tüm A sınıfı yıldızlar gibi Fomalhaut da oldukça kısa ömürlü sayılır. Yıldızın anakol evresinde geçireceği sürenin yaklaşık 1.2 milyar yıl süreceği hesaplanıyor. Bu sürenin sonunda bir kırmızı dev yıldız haline gelip, bir beyaz cüceye dönüşerek ölecek. Fomalhaut şu anda yaklaşık 450-500 milyon yaşında. Yani, 1.2 milyar yıllık ömrünün yarısını şimdiden tamamlamış (Güneş'in toplam ömür süreci 10 milyar yıldır. Şu anda yaklaşık 5 milyar yaşındadır ve 5 milyar yıl daha yaşayacak). Fomalhaut, yalnız bir yıldız değil. Kendisinden çok uzakta dolanan bir eşe sahip, yani bir çift yıldız. Uzaklardaki bu eş yıldız ile Fomalhaut arasında yaklaşık 0.9 ışık yılı mesafe var. Güneş'in %70'i kütleye sahip olan ve TW Piscis Austrini olarak isimlendirilen bu yıldız, K tayf sınıfı bir anakol yıldızı. Yüzey ısısı yaklaşık 4.500 santigrat derece ve Güneş'in %20'si kadar parlaklığa sahip. O da genç bir yıldız ve Fomalhaut ile aynı yaşta. Ancak, K sınıfı yıldızlar oldukça uzun ömürleriyle ünlüdürler. TW Piscis Austrini'nin ortalama yaşam süresi de 40 milyar yıl kadar hesaplanıyor. Yani, Fomalhaut önümüzdeki 500 milyon yıl sonra ölüp bir beyaz cüceye dönüştüğünde bu yıldız parlamaya devam edecek ve onlarca milyar yıl boyunca da sağlıklı biçimde parlayacak. Bu ikili sistemin çok uzağında, yine bu sisteme ait olduğu düşünülen üçüncü bir yıldız daha var. LP 876-10 olarak isimlendirilen, Güneş'in %25'i kadar kütleye sahip bir kırmızı cüce olan bu yıldız, Fomalhaut A'dan yaklaşık 2.5 ışık yılı uzakta bir yörüngede dolanıyor. Gerçekten çok uzakta yani. Bu çok uzak küçük cüce yıldızın, sistemin çekim gücüne sonradan kapılmış bir yıldız olduğunu düşünemiyoruz, çünkü yaşı Fomalhaut A ve B ile hemen hemen aynı. Üçlü bir sistem meydana getiren bu yıldızların hepsi birer gezegen oluşum diski ile çevrili ve belli ki, birlikte oluşmuşlar. Fomalhaut'u astronomi tarihi açısından özel kılan bir durum var. Bu yıldız, çevresinde bir gezegen oluşum diski görüntülediğimiz ve bununla da yetinmeyip bir gezegen keşettiğimiz ve fotoğrafladığımız ilk yıldızlardan biri. Fomalhaut b olarak isimlendirilen, yıldıza çok uzaktaki (yaklaşık 150 AB) bu gezegen, oluşum diskinin üzerinde, dış kısımlara yakın rahatlıkla seçilebiliyor. Sistem çok genç olduğu için bol miktarda gaz, toz ve kaya parçalarıyla çevrili olduğundan, kütlesini belirlemek oldukça güç olsa da, henüz oluşum halindeki bu gezegenin Jüpiter'in en fazla 1.5 veya 2 katı kütleye sahip olduğu düşünülüyor. Aşağıdaki videoda, Fomalhaut b gezegeninin son hesaplamalara göre olası yörünge dolanımını izleyebilirsiniz. Açıkcası, geniş ve yoğun bir enkaz diskiyle çevrili olan Fomalhaut'un çevresinde çok sayıda başka gezegenlerin de oluşum aşamasında olduğu sanılıyor. Her ne kadar Fomalhaut sisteminde gezegen oluşum diskleri, gezegenler ve yaşama ev sahipliği yapacak dost canlısı yıldızlar varsa da, sistem o kadar genç ki; burada bugün ve önümüzdeki 1-2 milyar yıl boyunca hayat izi aramak yersiz. Zaten 500 milyon yıl içinde Fomalhaut A bir kırmızı dev yıldıza dönüşecek. Ardından bir gezegenimsi bulutsu oluşturacak ve dış katmanlarını TW Piscis Austrini'nin bulunduğu yörüngenin ötelerine kadar saçacak. Daha sonrasında ise bir beyaz cüceye dönüşecek. İşte sistem bu aşamadan sonra yavaş yavaş yaşama uygun hale gelecek. Ve eğer TW Piscis Austrini'nin çevresinde uygun konumda gezegenler varsa, orada yaşamın filizlenmesini bu aşamadan sonra bekleyebiliriz. O aşamaya ise dediğimiz gibi, en az 1-2 milyar yıl var. Dünya göklerindeki en parlak 15. yı... Uzun zaman önce çok, çok uzak bir s...


Dünya'dan bakıldığında gökyüzündeki en parlak 17'inci yıldız olan Pollux, 1,15 görünür kadir değerindeki parlaklığı ile, ışık kirliliği fazla olan şehirlerde bile kolayca görülebilir. İkizler Takımyıldızı'nın en parlak üyesi olmasıyla beraber kendisine Beta Geminorum da denmektedir ve güneş sistemimize en yakın dev yıldız olarak göze çarpmaktadır. Özellikle şubat ve akabinde bahar aylarında rahatça görülebilen Pollux, Dünya'dan yaklaşık 34 ışık yılı uzaklıkta yer alır. Onu görmek için kabaca Orion Kemeri'nin sol üstüne, Büyük Kepçe'nin sağ altına baktığınızda yanı başında kardeşi Kastor ile birlikte afilli pozlar verirken görebilirsiniz. Bu iki yıldız aynı zamanda İkizler Takımyıldızı'nın baş kısmını temsil ederler. . Pollux, turuncu dev bir yıldızdır ve bu nedenle sınıfının karakteristik rengi olan sarı-turuncu olarak parlar. Yaklaşık 2 Güneş kütlesine, 8,8 Güneş yarıçapına ve Güneş'in 43 katı ışıma gücüne sahiptir. Yüzey sıcaklığı ise yaklaşık olarak 4500 santigrat derece olan 724 milyon yaşında görece genç, ancak sınıfına göre ömrünün sonlarına yaklaşmış, kırmız dev evresine girmiş ihtiyar bir yıldızdır. 2006 yılında radyal hız salınımı yöntemiyle yapılan gözlemler sonucu Pollux'un yörüngesinde bir adet gezegen keşfedilmiştir. Keşfedilen bu gezegene ilk olarak Pollux B adı verilirken 2015'te Uluslararası Astronomi Birliği Pollux B ile birlikte birçok dış gezegene isim kazandırmak için oylama yaptı. Sürecin sonunda Pollux B ''Thestias'' adını almıştır. Thestias, Jüpiter'in 2,3 katı kütleye sahiptir ve Pollux'un yörüngesinde 590 günlük bir periyotla neredeyse dairesel bir yörünge çizmektedir. Pollux'a 1,6 astronomik birim (1 astronomik birim = Dünya-Güneş arasındaki mesafedir) uzaklıkta yer almaktadır. Bu da yaklaşık 240 milyon kilometreye tekabül etmektedir. Bizim güneş sistemimizle mukayese edersek yaklaşık Güneş-Mars arası mesafe kadardır. Kullandığı hidrojeni bitirmiş, helyum ve diğer elementleri yakarak enerji üretip evrimini sürdürmektedir. Aynı zamanda yapılan son gözlemler Pollux'un, 1 gaussun altında bir manyetik alana sahip olduğunu ortaya çıkardı. Bu, bir yıldızda ölçülen en zayıf manyetik alan olarak kayıtlara geçmiştir. Kütle bakımından ele alındığında Güneş'ten sadece iki kat ağır olduğundan, Güneş'e yakın kütleli yıldızların ömürlerinin sonlarında yaşadığı senaryoyu paylaşacak. Dolayısıyla süpernova olarak patlayacak kadar büyük olmadığı için kara delik veya nötron yıldızına dönüşmeden önümüzdeki bir iki milyar yıl boyunca yavaş yavaş şişmeye devam edecek ve parlaklığı artacak. Ardından dış katmanını uzaya fırlatarak gezegenimsi bulutsu haline gelecek, merkezinde geriye kalan çekirdeği ise beyaz cüceye dönüşüp onlarca milyarlarca yıl boyunca kendi yağında kavrularak yavaş yavaş soğuyarak gözden kaybolacak bir yıldız cesedi olarak varlığını sürdürecek. Tüm bu eşikleri bizler göremeyeceğiz tabi. Ancak bu sürecin kırmızı dev evresi boyunca Pollux'un yeryüzündeki canlılara çok parlak bir yıldız gibi görünerek mükemmel bir görsel şölen sunacağını söyleyebiliriz. Yaşam demişken, Pollux'un bir gezegeni olmasına rağmen, bu gezegenin mesafe açısından uygun bir konumu maalesef yok. Yıldızın öz yakıtını bitirdiğini ve genişlediğini söylemiştik. Bu durum artan sıcaklıkla genişleyen bir yıldızın etrafında bulunan gezegen için pek umut veren bir durum değil. Yani o eski dost canlısı günlerini geride bırakmış bir yıldızdan bahsediyoruz. Hoş, yıldızın dost canlısı günleri de, olası bir karasal gezegenin yer kabuğunun dahi soğuyamacağı kadar kısaydı. Dolayısıyla ne Thestias'ta ne de civarında yaşam olasılığı oldukça düşüktür, düşük olan bu ihtimal Pollux'un yaşı ilerledikçe daha da imkansız hale gelecek.


Bir sonbahar kış yıldızı olan beyaz ışıltılı Sirius, Kuzey Yarımküre'nin en parlak yıldızıdır. Ekim Kasım ayı itibarıyla gecenin erken saatlerinde Orion takımyıldızı ile birlikte gökyüzünde görünmeye başlar. Dünya'ya yaklaşık 8.6 ışık yılı uzaklıkta yer alan ve Güneş'e en yakın yedinci yıldız olan Sirius, beyazımsı yüksek parlaklığı nedeniyle çok dikkat çekici olduğu için, Ufo hikayelerinde insanları inandırabilmek adına bolca kullanılıyor. Benzer biçimde, Vega, Betelgeuse gibi yıldızlar da parlak ve dikkat çekici olduklarından benzer uydurma hikayelere yahut bilimkurgu filmlerine konu ediliyorlar. Kış aylarında doğrudan göze çarpan Sirius, Orion Takımyıldızını takip eden Canis Major takım yıldızının alfa yıldızı olup, ufka daha yakın bir konumda yer alıyor. Orion Takımyıldızı'nın üyeleri olan avcının kemerinde yan yana dizilmiş olan üç yıldızın hemen arkasından onları takip ediyor . Kuzey yarımküreden görülebilen en parlak yıldız olan Sirius, tekil değil, bir çift yıldız sistemi aslında. Parlak olanı alfa yada A daha sönük olan ise beta yada B olarak isimlendirilir. Sistem, Sirius A adı verilen normal bir yıldız ve Sirius B isimli bir beyaz cüceden oluşuyor. Eski uygarlıkların kültürlerinde büyük yer edinmiş olan Sirius, mevsim geçişlerinde, gemicilerin pusulalarında ve mitolojilerde de bol bol kullanılmıştır. Mavimsi beyazımsı bir yıldız olmasına karşın atmosferimizdeki etkileşimler sebebiyle sürekli göz kırpar ve hafif renk değişimi algısı yaratır. Sirius B olarak isimlendirilen bu bileşenin keşfi, ilk olarak teleskopla değil, aksine matematiksel hesaplamalarla ortaya konulmuştur. Daha sonra teleskoplarla yapılan detaylı gözlemlerle bu bir bileşen yıldızın varlığı kesinleşti. Şu an üçüncü bir bileşenin daha olduğu düşünülse de henüz kesinleşmemiştir. Sirius A çok parlak bir yıldız (görünür kadiri -1.47) olmasına karşın Sirius B çok çok sönüktür (görünür kadiri 8.44) ve gözle görülemez. Bu arada belirtemiz gerekir ki, kadir bir yıldız parlaklık birimidir. Kadir olarak belirtilen sayı ne kadar küçükse, yıldız o kadar parlaktır. Sirius A, yaklaşık iki Güneş kütlesinde, Güneş'in çap olarak yaklaşık 1.7 katı büyüklükte deli dolu bir yıldızdır ve ömrünü tamamlamasına sadece 500-600 milyon yıl kadar kalmıştır. 9 bin santigrat dereceyi aşan yüzey sıcaklığıyla, Güneş'ten 25 kat daha fazla enerji yayar. Çıplak gözle görülemeyen eşi ise, şu anki kütlesine bakılarak yapılan hesaplara göre, başlangıç kütlesi yaklaşık beş Güneş kütlesine sahip bir yıldızın anakol evresini tamamlayıp öldükten sonra geride kalmış olan çekirdeği olan Sirius B yıldızıdır. Artık enerji üretemeyen bu ölmüş yıldız çekirdeklerine beyaz cüce deniliyor. Ayrıca Sirius B, keşfedilen ilk beyaz cüce yıldızlardan biri olarak nitelenebilir. Çıplak gözle görebildiğimiz Sirius A ile ortak bir kütle çekim merkezi etrafında yaklaşık 50 yıllık bir yörünge periyoduna sahip olan Sirius B'nin görkemli yıldız günlerinin çok kısa sürdüğü biliniyor. Kütlesi fazlasıyla büyük olduğu için maalesef sadece 150 milyon yıl kadar parlayabilmiş, daha sonrasında dış katmanlarını uzaya salarak bugünkü haline gelmiştir. Sirius sisteminin oluşmasının üzerinden geçen 150 milyon yılın ardından Sirius B bir kızıl dev yıldıza dönüşmüş, bu sırada ortalıkta ne var ne yok silip süpürmüştür. Bugün yaklaşık 250 milyon yaşında olan Sirius sisteminin ilk 150 milyon yılını birbirine çok yakın A ve B yıldızlarının çılgın attığı bir dönem olarak nitelemiştik. Daha açık ifade etmek gerekirse, bu ilk 150 milyon yılda yaşananlar; değil burada yaşam oluşması, yaşama izin verebilmesi muhtemel gezegenlerin, henüz yolun başındayken kavrulup yok olması için yeterlidir. Çünkü Sirius B yıldızı ölmeden önce bir kırmızı dev yıldıza dönüşmüş, Güneş'in yaydığının binlerce katı enerji yayarak sistemdeki her şeyi kavurmuştur. Bir an için buradaki gezegenlerin çok ama çok şanslı olduğunu ve sağlam kalabildiğini düşünelim: Sistemin şu anki 250 milyon yıllık yaşı düşünüldüğünde, bu yıldızların çevresindeki olası gezegenlerin henüz bir yerkabuğu oluşturabilecek kadar bile soğuyamamış olduğunu görebiliriz. Bu gezegenlerin tamamı şu an hala oluşum aşamasında alev alev yanıyor. Devasa volkanlar patlıyor, göktaşları tarafından bombardımana uğruyorlar ve yüzey sıcaklıkları bin santigrat derece civarlarında. Normalde gezegenlerin yüzey sıcaklıklarının düşmesi, volkanik aktivitelerin kabul edilebilir seviyelere inmesi ve tam anlamı ile soğuk ve katı bir yüzey oluşturabilmeleri için en az 1 milyar yıllık bir zamana ihtiyaç duyuluyor. Fakat bu sistem henüz sadece 250 milyon yaşında, yani çok çok genç. Üstelik, olası gezegenler daha yerkabuklarının soğumasına fırsat bulamadan, sistemin şu anki A yıldızı da beyaz cüceye dönüşerek ölecek.


Dünya neden sıra dışı olsun ki? Neptün gibi elmas yağdırmıyor. Venüs gibi bir tarzı da yok, saat yönünde dosdoğru dönüyor. Üstelik Satürn gibi halkaları da yok ve sadece bir tane uyduya sahip. Fakat bugüne kadar keşfettiğimiz gezegenlerin hiçbirinde olmayan bir özelliği, sıradışılığı var: Akıllı yaşam! Yaklaşık 5 milyar yıl önce, diğer tüm gezegenler ve birçok yıldız gibi bizim yıldızımız Güneş de yıldızlararası maddeler ve tozların kütle çekiminin etkisiyle dönerek yoğunlaştı, içe çöktü ve çevresindeki maddeleri de kendisine çekmeye başladı. Bu Güneş nebulasında Güneş'in tam olarak içine çekmeyi başaramadığı maddeler ise diskin dışında, yine güneşin kütleçekiminin etkisiyle dönerek oluşmaya başladılar. Bu yoğunlaşan maddeler bilindiği üzere taze yıldızların ilk aşamasında olduğu gibi hidrojen ve helyumdan ibaretti. Güneş'in yörüngesinde kalmayı başarıp en fazla payı kendine çeken ve sistemdeki diğer tüm gezegenlerin toplam büyüklüğünden daha büyük olan aç gözlü Jüpiter ise Güneş'te oluşan dev Güneş fırtınalarından nasibini alarak yaşamına gaz devi olarak devam etmiştir. Satürn, Uranüs ve Neptün gibi diğer gaz devleri de aynı şekilde, Güneş fırtınaları sayesinde, üzerlerine sürüklenen toz ve gazı toplayarak büyümüşlerdir. İç gezegenler olan Merkür Venüs Dünya ve Mars'ın ise ilk oluşum dönemlerinde sıvı çekirdeklere sahip olduğu düşünülüyor. Bu dönemde Dünya; çekirdeği sıvı, ince atmosferli ve sıcaklığı 1.000 dereceyi aşan, atmosferinde karbondioksit, azot ve su buharı bulunduran kızgın bir gaz kütlesinden ibaretti. Bu aşamada nikel ve demir gibi ağır metallerden oluşan çekirdeği sayesinde gezegenimiz etrafında bir manyetik alan oluşturdu. Eğer manyetik alan olmasaydı Dünya atmosferi ve tabi ki bizler, Şiddetli ve zararlı Güneş rüzgarlarından korunamazdık. Dolayısıyla Dünya da Mars gibi kupkuru ve çok ince bir atmosfere sahip olurdu. Buna bağlı olarak yaşam belki de oluşamayabilirdi. Yukarıda da anlattığımız gibi Dünya bu dönemde hala çok sıcak, adeta bir lav topuydu. Yoğun olarak iç kısımlardan hidrojen, nitrojen, su buharı, karbon dioksit ve karbon monoksit gazları çıkmaktaydı. Tam da bu dönemde Dünya, yoğun bir asteroit ve kuyruklu yıldız bombardımanına maruz kalıyordu. Yakın dönemde yapılan keşiflerden (bkz. 67p ye oturtulan Phile) de bilindiği üzere kuyruklu yıldızlar yapılarında donmuş su ve organik bileşikleri barındırırlar. Bu çok yoğun meteor yağmurlarının da etkisiyle yeryüzü soğumaya ve katılaşmaya, yüzeyde silikat yapıda kabuk oluşmaya başladı. Soğuk yüzeyin altından fışkıran lavlar Dünya'ya yoğun ve zehirli gazlar fışkırtıyordu. Bu gazlar atmosferin oluşumunun ilk aşamalarıydı. Aynı zamanda donmuş kuyruklu yıldız ve asteroitlerin yapısındaki buzlar da zamanla buharlaşıp yükselerek günümüz atmosferinin ilk adımları atmışlardır. Atmosferin üst kısımlarında yoğunlaşan su buharı, yeryüzüne yağarak ilk küçük su kaynaklarını oluşturmaya başladı. Bu küçük gölcükler zamanla birleşerek okyanusları meydana getirdiler. Dünya'nın uydusu Ay ise teoriye göre; hemen hemen Mars boyutlarında olan Thea isimli bir gezegen ile Dünya'nın çarpışması sonucu dağılan parçaların zamanla bir araya gelmesi sonucunda meydana geldi. Dünya temel oluşumunu tamamladıktan sonra sırasıyla Hadean, Arkeyan ve Proterozoik olmak üzere 3 ana dönem geçirmiştir. Arkeyan Devri 3,6 milyar yıl önce başlamış ve 2,5 milyar yıl önce Proterozoik Devrin başlamasıyla sona ermiştir. Çeşitli kanıtlara göre Dünya'da ilk kayaç katmanları Arkeyan Döneminde oluşmuştur ve yaşam tohumları 3,6 milyar yıl önceki Arkeyan döneminde atılmıştır. Bu 3 dönemin sonu olan Fanerozoik Dönem ise Dünya ve yaşam tarihinin ilk devrinde sonuncuya kadar olan devirdir. Yeryüzü yaşamının son 542 milyon yıllık dilimini de içine alan Fanerozoik, kelime anlamı olarak görünür ya da bilinen yaşam demektir. İsim anlamından da anlaşılacağı gibi, içinde bulunduğumuz, akıllı yaşamın oluştuğu ve devam ettiği devirdir. İşte bu dönem, gezegenimizin biz insanlığın gözünden en değerli ve sıradışı unsurunu oluşturmuştur: Akıllı yaşamı.


Bizden yaklaşık 4.2 ışık yılı uzaklıkta bulunan Proxima Centauri yıldızının yaşanabilir bölgesinde ikinci bir süper dünya bulundu. Proxima c adı verilen bu gezegen, yaklaşık olarak 6 dünya kütlesinde ve her 5.2 yılda bir yıldızının çevresindeki dönüşünü tamamlıyor. Araştırmacılara göre Proxima c'nin keşfi düşük kütleli gezegenlerin, özellikle de yıldıza; suyun katı buza dönüştüğü kar sınırı nın ötesinde yaşamlarına başlayan gezegenlerin cüce yıldızların çevresinde nasıl oluşabildiği konusuna bir takım açıklamalar getirebilir. Proxima Centauri, astronomi dünyasının ilgisini çok uzun bir süredir ilgisini çeken bir yıldızdır. Bunun sebebi ise bu kırmızı cüce yıldızın güneşimize en yakın yıldız olmasıdır ki, yine bu yüzden de yakın gelecekte gerçekleşecek olan Breakthrough Starshot gibi projeler ilk olarak bu yıldız sistemini incelemeye başlayacaklar. İlk olarak 2016 yılının ağustos ayında Nature dergisinde yayınlanan bir makalede Proxima Centauri'nin yaşanılabilir bölgesinin ortasında bulunan kayalık bir gezegenin keşfinden bahsedilmişti ve bu dünya benzeri gezegene Proxima b adı verilmişti. Bu keşif de, yaşam barındıran bir gezegenin yanı başımızda olabileceği düşüncelerini uyandırmıştı. Proxima Centauri sisteminde ikinci bir gezegen daha bulunmuş olması, bu sistemi daha fazla incelemek için ilgi yarattı ve kar sınırında bulunan gezegen sistemlerinin özellikleri konusunda daha fazla soru ortaya çıkardı. Kar sınırı ifadesi; su, metan ve karbondioksit gibi moleküllerin donup katı hale gelebildiği gezegenlerin, yıldıza olan minimum uzaklığını ifade etmektedir. Bir çok gezegen oluşum modellerine göre, bu kar sınırına yakın yerlerde süper dünyaların oluşması daha olasıdır çünkü bu yerlerde buzlu taneciklerin bir araya gelmesi daha çabuk ve kolaydır. Yeni yapılan çalışmanın yazarlarına göre; bu kar sınırının çok ötesinde gerçekleşecek olan bir süper dünya oluşumu, kar sınırının süper dünya oluşumu için etkili bir nokta olmasından dolayı gezegen oluşum modellerini zorlamaktadır. Çünkü bu sınırın oluşmakta olan gezegenler için daha uygun ve sıcak bir ortam olduğu düşünülüyor. Ancak araştırmacıların Proxima c'nin nasıl oluştuğu ile ilgili daha kapsamlı sonuçlara ulaşmalarından önce, gezegenin varlığının daha fazla kanıt ile doğrulanması gerekiyor.


Andromeda galaksisi yaklaşık 2.5 milyon ışık yılı uzaklığı ile bize, yani Samanyolu'na en yakın spiral galaksi; komşumuz. Aşağıda izleyeceğiniz video ve paylaşacağımız link, NASA'nın Hubble Uzay Teleskobu'yla çektiği ve bugüne dek elde edilmiş en fazla detaya sahip Andromeda fotoğraflarının birleştirilmesiyle meydana getirilmiş olağanüstü çözünürlükte bir görüntü içeriyor. Bu bağlantıya tıklayarak görüntüyü detaylı biçimde inceleyebilirsiniz. Birçok farklı fotoğrafın bir araya getirilmesiyle oluşturulmuş olan ve 40 bin ışıkyılı genişliğindeki tava biçimli komşu galaksimizdeki yüz milyonlarca yıldızı ve binlerce yıldız kümesini gösteren bu görüntünün çözünürlüğü fazla yüksek olduğundan bu görseli ya varsa farenizin tekerleğini ya da ekranın alt kısmındaki uzaklaştırma-yakınlaştırma aracını kullanarak incelemenizi tavsiye ederiz.


Büyük Patlama Teorisi'nin evrenin genişlemesiyle ilgili açmazlarından birine çözüm sunan Enflasyon Teorisi'ni anlattığımız yazımıza, ikinci bölümüyle devam ediyoruz. Yazımızın ilk bölümünü bu linkten okuyabilirsiniz. Standart Büyük patlama teorisinin açıklama getiremediği konulardan biri de düzlük problemi olarak bilinir. Bu sorun, evrenin kütle yoğunluğu ile ilgilidir ve evrenin kütle yoğunluğu evrenin şeklini belirler. Kütle yoğunluğunun kritik değerden fazla, az veya eşit olması onun geometrisiyle ilgili değişikliğe neden olur. Kabaca evrenin üç farklı geometriden bahsediyoruz: Evrendeki madde miktarı kritik yoğunluk olarak adlandırılan değere eşitse, evrenin düz bir geometrisi olduğunu söyleyebiliriz. Böyle bir evrende iki paralel çizgi sonsuza kadar paralel kalır. Eğer evrendeki madde miktarı kritik değerden fazlaysa evrenin kapalı bir geometrisi olduğunu söyleriz. Böyle bir evreni gözümüzde canlandırabilmek adına küre analojisini kullanabiliriz. Kapalı bir evrende aynen bir kürenin yüzeyinde olduğu gibi evrenin kapalı şekli nedeniyle iki düz çizgi birbiriyle kesişir. Diğer durumda, evrenin kütle yoğunluğunun kritik yoğunluktan azdır. Böyle bir evreni gözümüzde canlandırmak adına at eğeri ile analoji kurabiliriz ve böyle bir evrende iki düz çizgi zaman içinde birbirinden uzaklaşır. Burada düzlük problemini anlamak için önce şunu bilelim: Evrenin başlangıcında kütle yoğunluğu kritik yoğunluğa eşitse, zaman içinde her zaman eşit olur. Fakat başlangıçta kritik değerden çok çok küçük bir oranda azsa veya fazlaysa, bu sapmanın evrenin genişlemesi nedeniyle giderek artmasını bekleriz. Bu, tüfekle nişan almaya benzer. Nişan alırken milimetrik bir sapma merminin hedeften uzağa gitmesine neden olur. Hedef ne kadar uzakta ise bu küçük sapmanın etkisi o kadar büyüyecektir. Aynen bu şekilde evrenin başlangıcında kritik değerden çok az farklı bir değer, zamanla genişleyen evrende çok büyük bir farklılığa neden olmalıdır. Sorun şurada: Bugün evrendeki kütle yoğunluğunun kritik yoğunluğa çok yakın olduğunu biliyoruz. Bu da, uzak evrende bu değere daha fazla yakın olması gerektiği anlamına geliyor. Oysa başlangıçtaki en küçük bir sapmanın, gözlemlenen evrende bugün büyük bir farka neden olması gerekirdi. Örneğin evrenin başındaki kütle yoğunluğu kritik değerin sadece biraz üstünde olsaydı, fark hızlıca açılmış ve evrenin şimdiye kadar çökmüş olması gerekirdi. Oysa biliyoruz ki işler böyle olmadı. Günümüz değerlerinin izin verdiği aralıkta herhangi bir yerde olması için, evrenin başlangıcında kütle yoğunluğunun kritik yoğunluğa 15 ondalık basamağa kadar bir yaklaşıklıkta olması gerekiyordu! Böyle bir ince ayar fizikçilerin sevmediği, açıklama gerektiren bir konudur. Nasıl olur da evren madde miktarını tam da kendini yok etmeyecek bir değere bu kadar hassas bir şekilde yakınlaştırmış olabilir? Geleneksel Büyük Patlama teorisinin bu konuda bir açıklaması yoktur. Enflasyon Teorisi'nin getirdiği bir açıklama var. Henüz şişirilmemiş bir balon düşünün, yüzeyi oldukça eğri gözükür. Şimdi balonu şişirmeye başlayın, genişleme üzerindeki eğrilikleri giderecektir. Bu analojide olduğu gibi evrenin başlangıcında eğrilik ne kadar fazla olursa olsun, enflasyonun öngördüğü muazzam şişme, uzay zamanın dokusunu düz hale getirmiştir. Böylece Şişme Kuramı'nda, kritik değere bu kadar yaklaşık bir değere sahip olmak için ince ayara gerek kalmaz. Gözlenen evrenin temel özelliklerini basit ve tatmin edici şekilde açıklayabiliyor olsa da, şişme modelinin yeterli kanıtlarla desteklenebildiğini söylemek için henüz çok erken. Şişme modeli, gözlemlenen evreni açıklayan özel bir patlama yaratmıştır. Evrenin geçmişi hakkında çok yazıp ... Biraz fizik ve alanlarına ilgi duya...


Evren durağan mıdır yoksa uzak geçmişte küçük ve yoğun bir tekillikten genişlemiş midir? Bu soru geçtiğimiz yüzyılın ilk yarısının önemli kozmolojik tartışmalarından biriydi. 1920'li yıllarda Edwin Hubble'ın gözlemleri galaksilerin bizden, mesafelerine orantılı olarak hızla uzaklaşmakta olduğunu, yani evrenin genişlediğini göstermiştir. Öte yandan 1965 yılında Penzias ve Wilson, gökyüzünün her bölgesinde yaklaşık 2.73 K sıcaklıkta ışınım gözlemlemişlerdir. Bu, evrenin sıcak ve yoğun döneminden gelen ilkel ışınımdır ve ışınımın spektrumu bilim insanlarının öngörüleriyle yüksek bir hassasiyetle uyuşmaktadır. Bunlar Büyük Patlamanın en önemli iki kanıtıdır. Büyük Patlama teorisinin çarpıcı başarılarına rağmen, teorinin geleneksel biçiminin yetersiz olduğunu söyleyebiliriz. Modelin açıklayamadığı kimi gözlemsel fenomenlerin yanı sıra, Büyük Patlama Teorisi ilkel patlamanın altında yatan fizik hakkında, neyin patladığı ve patlamaya neyin sebep olduğu hakkında hiçbir şey söylemez. Fakat Şişme Kuramı söyler. Alan Guth tarafından oluşturulan şişme modelinde bebek evren, fizikçilerin 'faz değişimi' diğer herkesin 'su buza veya buz suya dönüştüğünde olan şey' dediği bir evreden geçer. Guth 'un matematiksel hesaplarına göre bu faz geçişi çok kısa bir süre boyunca itici kütle çekim yaratacak, bu da evrenin katlanarak genişlemesine yol açacaktı. Tüm bu genişleme 10-35 saniyede olup bitecek ve sonrasında katlanarak büyüme duracak, evrenin standart genişlemesi devam edecekti. Aslında Enflasyon Teorisi'nin ortaya koyduğu rakamlar muazzam. Çok erken evrende, yaklaşık ilk 10-36 ila 10-32 saniyeleri arasında evren en tutucu görüşe göre 1050 kat genişlemiştir. Bu bir göz kırpma süresinin milyar kere milyar kere milyarda biri kadar bir zamanda bir DNA molekülünün Samanyolu boyutlarına gelmesi demektir. Şişme kozmolojisinde yeni olan ilk şey 'patlamanın', standart modelin varsaydığından daha 'büyük' olduğunu söylemesidir. İkincisi ve daha önemlisi patlamanın ardındaki fiziği açıklamasıdır: Koşullar uygun hale geldiğinde patlama ortaya çıkmıştır. Kuram kütle çekiminin itici olabileceği ve böylece uzayı genişletebileceği kavrayışının üzerine inşa edilmiştir. Üstelik Büyük patlama modeline meydan okuyan problemlere çözüm sunar: Kozmik ardalan fon ışınımının tekdüzeliğini açıklar ve düzlük problemine çözüm sunar. Büyük patlamanın elimizdeki en iyi model olduğunu, fakat şişme kozmolojisi geliştirilmeden bazı fenomenlere açıklama getirmekte yetersiz kaldığını söylemiştik. Şimdi Büyük Patlama modelinin zayıf karnı neresi bakalım ve şişme kuramının bunlara sunduğu çözümleri inceleyelim. Kozmik ufuk, evrenbilimde, büyük patlamadan bugüne birbirleriyle etkileşim halinde olabilecek uzay bölgeleridir. Tahmin edebileceğiniz üzere bu, ışık alışverişinde bulunmuş olabilecek uzay bölgelerini ifade eder. Ufuk problemi, kozmik mikrodalga arka plan ışımasının bir örnekliği ile ilgilidir. Öncelikle bu ışınımı daha yakından tanıyalım. Büyük Patlamayı takip eden 380.000 yıl boyunca evren muazzam bir yoğunluğa sahipti. Bu yoğunlukta fotonlar serbestçe hareket edemiyordu. Evren, kendi ışığının yayılmasını engelleyen opak bir ortamdı. Genişleyen sistemlerin evrensel özelliği soğumasıdır. 380.00 yıl sonunda nihayet evrenin sıcaklığı 3.000K'in altına düştü ve elektronlar çekirdekler tarafından yakalanmaya başladı. Böylece fotonlar her adımda bir engelle karşılaşmadan, evrende özgürce dolaşır oldular. İşte kozmik mikrodalga arka plan ışıması, bahsettiğimiz dönemde ilk kez saçılan fotonların ilkel bir kalıntısıdır ve tespiti, evrenin geçmişte daha sıkışık ve küçük olduğunu söylediğinden, Büyük Patlamanın önemli bir kanıtıdır. Evrenin çok ayrık, kozmik ufuklarının ötesinde, hiçbir ışık alışverişinde bulunmuş olamayacak uzay bölgelerinden yola çıkıp gelen tüm fotonlar yüz binde bir kadar şaşmaz bir kesinlikle aynı öyküyü anlatmakta; o sırada evrenin her yerinde sıcaklık aynıydı. Bunda ne var ki diyebilirsiniz. Evren yoğunsa her şey aynı sıcaklığa gelir, aynen sıcak çayın bir müddet sonra odanın ısısıyla eşitlenmesi gibi. Fakat buradaki nüans 'belli bir süre sonra' dır. Işınımın geldiği bölgelerin ısı alışverişi yapacak kadar zamanı yoktu, birbirlerinin kozmik ufuklarının dışındaydılar. Öyleyse tüm madde kendini aynı derecede olacak biçimde nasıl ayarlamış olabilir? Bu o kadar saçma bir durum ki, biri Afrika biri Avustralya'da yaşayan ve birbirinin varlığından bile haberi olmayan iki ilkel kabilenin ezgisiyle sözleriyle aynı şarkıyı bestelemiş olma ihtimaline benziyor. Eğer şişmeden kaynaklanan genişleme evresi, uzayı çok kısa bir sürede 1050 kattan daha fazla genişletmişse, uzayın sıcaklığını ölçtüğümüz tüm bölgelerinin başlangıçta haberleşebilecek kadar yakın olduğunu, dolayısıyla birörnek sıcaklığa eriştiğini düşünebiliriz. Sonrasında patlamadan kaynaklanan hızlı genişleme, yakın ve aynı sıcaklıktaki bölgeleri birbirinden çok uzağa fırlatmıştır. Şişme kozmolojisi, uzayı dolduran mikrodalga fon ışınımının homojen dağılımını işte böyle açıklar. Yazımızın ikinci bölümünü bu linke tıklayarak okuyabilirsiniz. Caner Taslaman'ın "Big Bang ve Tanrı" Kitabı Üzerine... Tekillik kavramı ile genel olarak 2...


Eris, Plüton'u gezegenlikten eden Kuiper Kuşağı üyesi olarak da nitelenebilir. Plüton'un gezegenlikten çıkarılmasi, Eris'in keşfi sonrasında Plüton ile hemen hemen aynı büyüklüğe sahip olduğunun farkedilmesi ile tetiklenen bir süreç. Bu keşif sonucu uluslararası astronomi birliği toplanarak apar topar Plüton'un gezegenlik payesini elinden alıp; cüce gezegen isimli yeni bir gezegen sınıfı oluşturdu. Bu sınıfın en bilinen üyelerini görmek için buraya bakabilirsiniz. Bu yapılmasa idi, Günes sistemine bir sürü yeni gezegen daha eklenecek, gezegen sayısı 30-40 civarında olacaktı. Bilenler bilir; hızla yeni kuiper kusağı nesneleri keşfedilmeye devam ediyor. Yani her yıl birkaç tane daha cüce gezegen keşfediyoruz... Dolayısıyla artık Güneş Sistemi bu yeni sınıflandırmaya göre 8 gezegen ve onlarca cüce gezegenden oluşuyor. Güneş'e bu kadar uzak olduğu için çok soğuktur ve ortalama sıcaklığı -217 ile -248 C arasında değişir. Eris Güneş'e o kadar uzaktır ki, eğer üzerinde durup bakabilseydiniz, Güneş'i sadece aşırı parlak bir yıldız olarak görecektiniz. Kapak fotoğrafı; Eris ve uydusu Dysnomia'nın bir sanatçı tarafından tasviri ve sağ alt köşede Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiş bir görüntüsünü içeriyor. Yeni Ufuklar düzeltisi: Plüton'un yakınından geçen Yeni Ufuklar uzay aracının verdiği bilgiler doğrultusunda, Eris'in artık Plüton'dan büyük değil, ondan birazcık daha küçük olduğunu öğrendik. 1 AB, yaklaşık 150 milyon kilometre. Yıldızlar, çoğu zaman çok güzel gör... 2017 Taslak Fen Bilimleri Dersi Eği...


Erciyes Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Gözlemevi Uygulama ve Araştırma Merkezi halkın ziyaretine açılacak. Erciyes Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Gözlemevi Uygulama ve Araştırma Merkezi Müdürü Prof. Dr. İbrahim Küçük, merkezin faaliyetleri hakkında bilgiler verdi. Kısa adı UZAYBİMER olan Erciyes Üniversitesi Uzay Bilimleri Gözlemevi Uygulama ve Araştırma Merkezi'nin hem görsel bölgeyi, hem de radyo bölgeyi izleyebilmek amacıyla kurulduğunu kaydeden Prof. Dr. Küçük, Bugün genel olarak baktığımızda bütün astronomi ve astrofizik çalışanların hayali, hedefi spektrumla çalışmaktır. Bizim uzaydan aldığımız tek bilgi gök cisimlerinden gelen ışıklardır. Fakat bu ışık sadece bizim gördüğümüz güneş ışıkları değil, ışığın çok farklı türleri bulunmaktadır. Özellikle gama ve x ışınları bölgelerinde yeryüzünde kurduğumuz teleskoplarla gözlem yapamıyoruz, çünkü atmosfer buna izin vermiyor. Bundan dolayı uydularla gözlem yapabiliyoruz. Görsel bölge için ayna ve mercekten oluşan optik teleskopları kullanıyoruz dedi. Türkiye'deki ilk ve tek radyo teleskobuna sahip olduklarını kaydeden Prof. Dr. İbrahim Küçük, Türkiye'de optik astronomi dediğimiz optik bölgede çalışmalar uzun yıllardır gerçekleştirilmektedir. Fakat biz Erciyes Üniversitesi olarak optik astronominin yanına radyo astronomiyi de kullanıma soktuk ve Türkiye'deki ilk radyo teleskopunu buraya inşa ettik. Araştırma merkezine kurduğumuz 13 metre çapındaki radyo teleskopumuz NATO'nun özel amaçlar için kullandığı bir uydu anteniydi. Biz bu uydu antenini radyo teleskopu olarak yeniden tasarladık ve cihazları yeniledik. Çalışmalarımızla uygulama ve araştırma merkezimizi faaliyete geçirdik diye konuştu. UZAYBİMER'in en kısa zamanda halkın gözlemlerine açılacağına bildiren Prof. Dr. Küçük, Yakın zamanda 30-40 cm çaplı yeni aynalı teleskoplar kuracağız. Bu teleskoplarda öğrencilerimiz bilimsel gözlemler yapabilecekleri gibi üniversitemizin ilgi duyan bütün personeline de teleskoplarımız açık olacak. Aynı zamanda bu teleskoplar halk gözlemleri takvimimizin yeniden faaliyete geçmesiyle birlikte, bilim toplum etkinlikleri kapsamında halk gözlemleri için de kullanılacak. Önümüzdeki aylarda kurulmaya başlanacak olan teleskoplarımız ile halka yönelik özel günler ve yıldız partileriyle hizmet vermeye devam edeceğiz şeklinde konuştu. Öyle görünüyor ki, hemen tüm yıldız... Sözde bilimin ve gerçek arkeolojik ...


1980'lerde keşfedilmeye başlayan Güneş Sistemi dışı gezegenlerin 2000'li yılların ortalarında teknolojinin gelişmesiyle beraber sayılarının oldukça fazla olduğu anlaşıldı. Bilim insanları ise bu gezegenlerin hangilerinde gezegenimizdeki gibi yaşama elverişliliğini saptamak için Dünya Benzerlik İndeksi' denen bir kriter kullanmaya başlamıştır. Bu indekste ise üç ana kriter bulunmaktadır; yoğunluk, çap ve yüzey sıcaklığı. Gezegenimizin bu kriterde yer alan puanı 1'dir. Herhangi bir gezegenin puanı 1'e ne kadar yakınsa gezegenimize benzerliği artmaktadır. Örneğin Mars'ın puanı 0.70'dir. 0.80 puandan sonrası Dünya benzeri gezegen olarak olarak sınıflandırılmaktadır ve 0.80 puana sahip Güneş Sistemi dışı birçok gezegen keşfedilmiştir. Bahsettiğimiz kritere göre, gezegen yıldızına öyle bir uzaklıkta olmalı ki, yüzeyinde su sıvı halde bulunsun. Yaşanılabilir Bölge , bir yıldızın yörüngesinde dolanan bir gezegenin yüzeyinde bulunan suyun sıvı halde kalabilmesini destekleyecek oranda ısı aldığı; ne suyun tümüyle buz tutacağı kadar soğuk, ne de tümüyle buharlaşacağı kadar sıcak olmayan yörünge uzaklığıdır. Aynı şekilde gezegenin yüzey sıcaklığının Dünya'ya yakın olması, yoğunluğunun ve atmosferinin stabil değerde olması gerekmektedir. Bu ise gezegende hacim kavramını ortaya çıkarmaktadır. Bir gezegenin hacmi ne kadar küçük olursa gezegenin yerçekimi atmosferi o denli az tutabilecek güçte olur. Dünya'mıza çok yakın olan Gliese 581 d, Gliese 581 adlı yıldızın etrafında 5. Sırada bulunmaktadır. Dünya'ya benzer şekilde su, bulutlar ve ılık bir yağmura sahip. ESI puanı ise 0.50. Yani Dünyamız ile %50 benzerliğe sahip. Dünya'nın iki katı yerçekimine sahip bu gezegenin yüzeyinden kalkabilmek için oldukça fazla itiş gücüne sahip bir roket gerekecektir. Yörüngesinde bulunduğu yıldıza uzaklığından dolayı, suyun sıvı şekilde olabileceği düşünülen bu gezegen Dünya'dan 7 kat daha büyüktür. ESİ indeksine göre Dünya ile %67 benzerlik göstermektedir. ESİ indeksine göre Dünya ile %68 oranında benzerlik gösteren bu gezegen Dünya'ya en çok benzeyen gezegenlerden biridir. Ancak yüzeyinde bulunan suyun sıcaklığı 60 derecedir. Kısacası kaplıcalarla dolu bir gezegen diyebiliriz. Ayrıca Gliese 163 c gezegeninde bir yıl tam 26 dünya günü sürmektedir. Tau Ceti yıldızı etrafında dönen ve son gezegeni olan Tau Ceti e gezegeninin, Güneş'i bizim Güneş'imizden 2 kat daha yaşlı bir yıldızdır. ESI indeksine göre %74 oranında Dünya ile benzerlik gösteren Tau Ceti e, kayalık bir yüzeye sahiptir. Bu gezegende yaşam olanaklarının bizler için gayet uygun olduğu düşünülmektedir. Dünya'mızın bir kardeşi gibi gözüken ve 600 ışık yılı uzaklıkta bulunan bu gezegende bir yıl 290 gün sürmektedir. Her ne kadar yaşanılabilir olarak adlandırılsa da bulutlarının çok az olmasından dolayı bu gezegende suyun buharlaşarak yıllar önce yok olduğu düşünülmektedir. Gliese 581 -g eski hesaplamaya göre Dünya ile % 92 benzerlik gösteriyordu. Fakat ESI' nin son hesaplamalarıyla % 82 olasılıkla yaşam barındırabileceği anlaşıldı. Bu gezegende olası yaşam gelişimi hakkında detaylı bir makalemizi şu linkten okuyabilirsiniz. Mars güneşimizin yaşanabilir bölgesinde bulunduğundan ESI indeksine göre % 64 benzerlik gösteriyor. Mars evrende dünya dışı yaşam şimdilik gözlenmese de , potansiyel olarak yaşanabilir olarak adlandırılıyor. Güneş'e en yakın yıldız olan (4.2 ışık yılı uzaklıkta) Proxima Centauri'nin yörüngesinde dolanan gezegen yaşanabilir bölgede yer almaktadır. Güneş Sistemi'ne en yakın hayat barındıran yer olabileceği ileri sürülmektedir. Gezegenin büyüklüğü Dünya'nınkinin 1.27 katıdır. Bu gezegenin yıldızının yaşı 4.8 milyar yıldır(Güneş 4,5 milyar yaşındadır.). Dünya'ya olan uzaklığı 470 ışık yılı olan gezegen NASA tarafından Dünyanın ikizi olarak tanıtıldı. Hızlı bir şekilde kendi etrafında da dönen ve gece-gündüz döngüsü bulunan gezegenin, atmosfer yapısındaki sodyumun konumu sebebiyle şiddetli rüzgarlar olduğu düşünülüyor.


Işığın doğası hakkındaki sorulara antik dönemlerde bile cevaplar bulunmaya çalışılmış ve bugüne kadar fikirler üretilmiştir. Ancak 1704 yılında Sir Isaac Newton'un ışık hakkında yazdığı Opticks kitabında, ışığın parçacıklardan oluştuğu fikrini savunmasıyla ışığın doğası hakkındaki tartışmalar kıvılcımlanmaya başlamış, daha sonra Huygens'in ışığın dalgalardan oluştuğunu savunması ve Maxwell denklemlerinin bunu doğrulaması üzerine tartışmalar alevlenmiştir. Maxwell'in denklemleri ışığın dalgalardan oluştuğu fikrini doğrulamasına doğrulamıştır ancak; ''Dalgalanma nedir?'' sorusunu cevaplamamıştı. Örneğin denizde bir dalga, dalga olayını gerçekleştirebilmek için denize ihtiyaç duyar. Veya bir ses dalgası, yine aynı şekilde dalgalanma olayını gerçekleştirmek için havaya, suya ya da katı bir ''ortama'' ihtiyaç duyar ve bu ''ortamın'' içinde dalgalanma gerçekleşir. O halde ışık bir dalgaysa, bu dalgalar yayılmak için bir ortama ihtiyaç duymalıydılar. Bunun üzerine fizikçiler; Esir denilen görünmez ve gizemli bir madde ile ışığın nasıl ve neyin üzerinde dalgalandığını açıklamaya çalıştılar. Esir fikrine göre; tıpkı ''denizdeki dalgalar'' örneğinde olduğu gibi, evren kocaman bir esir denizi içerisindedir ve ışık dahil bütün cisimler bu esir denizinde yüzmektedirler. Esir maddesi çok gizemli ve belirsizdir. Fikre göre, herhangi bir ağırlığı yoktur, hareketsizdir. Ayrıca 300.000 km/sn hızındaki ışığı iletebilmesi için aşırı yoğun olması gerekmesine rağmen havadan bile hafiftir. Ve dünyadaki hiçbir cihaz ile de tespit edilememektedir. Bu belirsizliklerin üzerine esirin deneysel olarak kanıtlanması amacıyla Albert Abraham Michelson ve Edward W. Morley isimli iki fizikçi 1887 yılında ABD'deki Case Western Reserve Universitesi'nde bir deney hazırladılar. Deneyin ana fikri şuydu; Dünya uzayda hareket etmekte ve bu nedenle içinde yüzdüğü esir denizinde esir rüzgarları oluşturmaktaydı. Ve örneğin, bir ışık demeti esir rüzgarına karşı gönderilirse ışık yavaşlamalı, fakat diğer yönde gönderilirse ışık hızlanmalıydı. Michelson ve Morley tam da bunu yaptılar. Bir ışık demetini ikiye bölüp, iki demeti de birbirlerine farklı yönlerde gönderdiler. Fakat tekrarlanan deneylerin sonucu hep başarısız oluyor, ışığın hızı hiç değişmiyordu. Bunun için dünyanın esire göre hareketsiz kaldığı gibi uçuk fikirler üretilmeye başlandı. Michelson ve Morley'in deneyi esir maddesini kanıtlama amacı gütmesine rağmen, tam tersi bir sonuçla var olmadığını ortaya koydu. Esir hakkındaki tüm bu belirsizlikler ve başarısızlıklar, bu dayanaksız ve çürük fikrin, bilim gibi sağlam ve kesin bir olgu önünde giderek önemini yitirmeliydi. Yitirmeliydi ancak, yitirmesi için elimizde ışığın doğasını daha iyi açıklayan başka bir açıklama mevcut olmalıydı. Tüm bunlardan yaklaşık 100-150 yıl sonra gelen Kuantum ve Einstein'ın Görelilik Kuramları, Işık ve Işığın doğasını daha iyi açıklayan teoriler olmaları nedeniyle, Esiri kaldırıp çöpe atmamızı, ancak hala belirsizlik ve yetersizliklerinden ötürü varolup olmadığını bilmediğimiz ve bilemeyeceğimiz bir olay haline getirmişti. Son bir bilgi olarak eklemek gerekir ki; Işık, elektromanyetik bir dalgadır ve hem dalga hem de parçacık özelliği göstermektedir. Bu konularda Thomas-Young deneyi araştırabilir, Kuantum Kuramı ve Görelilik Kuramlarının ışık hakkındaki yorumlarına bakılabilir.


Bugün, elde etttiğimiz teknoloji ve bilgi birikimini, evreni anlama çabamızda ulaştığımız düzeyi geçmişte yaşamış olan büyük bilim insanlarının çabalarına borçluyuz. Tycho Brahe, Kopernik, Johannes Kepler, Isaac Newton, Galileo Galilei gibi üstün zeka ve analiz yeteneğine sahip astronomlar sayesinde içinde yaşadığımız evreni anlamaya başladık. Ülkemizde çok bilinen bir konudur, Tyho Brahe ve Takiyüddin bin Marufi'nin aynı dönemde yaşadıkları. Brahe, Danimarka'da bir gözlemevi kurmuş, hemen hemen aynı dönemlerde de Takiyüddin İstanbul'da benzer bir gözlemevi kurmuştu. Her ikisi de burada gökyüzü gözlemleri yaptılar ve gözlemlerini titizlikle kaydederek kendilerinden sonra gelecek astronomlara muazzam bir bilgi birikimi miras bıraktılar. Ancak, Takiyüddin'in gözlemleri malesef yarım kaldı, çünkü kurduğu gözlemevi taasubun esiri olmuş kişiler tarafından yıkıldı. Aslında cevap günümüz şartlarında can sıkıcı olsa da, o dönem için son derece normal sayabileceğimiz bir amacı işaret ediyor: Brahe ve Takiyüddin bu gözlemevlerinde yıldızları ve gezegenleri gözlemleyerek falcılık yapıyorlardı. Yani, temel amaçları yıldız falcılığı için gezegen hareketlerini takip edip, dönemin devlet ileri gelenleri ve soylularına gelecekten haber vermekti. Bu nedenle kurulan gözlemevleri soylular ve devlet büyükleri tarafından finanse ediliyorlardı. Çıplak gözle görülebilen gezegenlerin gökyüzünde tüm burçlardan geçmesi belli bir süre alır. En uzaktaki gezegen Satürn'ün Güneş çevresindeki bir turu yaklaşık 30 yıl olduğu için, bir astroloğun tüm burç geçişlerini tamamlaması 30 yıl sürer. Bu nedenle açılan gözlemevleri de 30 yıllık bir süre boyunca çalıştırılır ve finanse edilirdi. Sonrasında gözlemevinin açık kalmasına gerek yoktu ve genellikle kapatılırdı. Bugün Kepler ve Newton'un çalışmalarında kaynak olarak kullandığı Tycho Brahe'nin gözlemlerinin asli amacı da astroloji idi. Gözlemevi yıkılan Takiyüddin'in amacı da astroloji idi. Bu bilim insanları aynı zamanda inançlı kişilerdi ve evren görüşlerini inançları çerçevesinde belirliyorlardı. Örneğin Brahe hiçbir zaman Güneş merkezli evren teorisini kabul etmedi. Onca sistematik gözlem yapmış olmasına rağmen, Kopernik'in Güneş merkezli evren modelini görmezden geldi ve Güneş'in Dünya'nın çevresinde döndüğüne inanmayı sürdürdü. Johannes Kepler de inançlı dini bütün bir Hıristiyandı. Gezegenlerin hareketlerini açıklayan birçok çalışma yaptı. Ortaya koyduğu alanlar kanunu ile fizik ve astronomiyi birleştirerek devrimsel bir öncülük gerçekleştirdi. Ancak, tüm bu çalışmaları yaparkenki amacı; tanrının üstün zekasını kullanarak yarattığı evreni insan olarak anlayabileceğimizi göstermekti. Biz insanlar tanrının zekasını anlayabilecek kapasiteye sahibiz şeklinde düşündü ve tüm çalışmalarını bunu ispatlayabilmek için yürüttü. Yine kepler, Brahe'den miras aldığı gözlemevini 11 yıl boyunca işletti ve burada Danimarka kralı ve soylularına yıldız falcılığı yapmayı da sürdürdü. Bugün ortaya koyduğu kütleçekim ve hareket yasaları hala kullanılan Isaac Newtonda inançlı biriydi. Bilimde deneyciliğin önemini ortaya koyan ve bunu sistematikleştiren biri olarak bilimsel yöntemin gelişmesine en büyük katkıyı sağlayan kişi olmuştur. Bununla beraber Newton, tüm bu çalışmalarını gerçekleştirirken inançlarından hiçbir zaman ödün vermemişti. Öyle ki, gözlemlediği gezegenlerin bir ruh taşıdığını vebilinçli varlıklar olduğunu düşünüyordu. Onun da çalışmalarının altında yatan motivasyonu tanrının zekasını anlamak olmuştu. Çünkü, yaptığı çalışmalar evrende herşeyin sistematik düşünen bir zekanın ürünü olduğu algısı oluşturmuştu zihninde ve bu zekanın sistematiğini keşfetme arzusu ile motive oluyordu. Newton aynı zamanda o dönemlerde bile sahte bilim olduğu tartışmaları süren simya konusunda büyük bir tutkuya sahipti. Uzun yıllar boyu maddeleri karıştırarak altın üretmeye çalıştı ve simya alanında da uzman biri olarak tanındı. Bugün astronomiye katkısı için önünde saygı ile eğilmek zorunda olduğumuz Galileo Galilei dahi günümüzde asla kabul edilemeyecek davranış ve fikirlere sahipti. Kilise ile Engizisyon mahkemesine çıkarılacak kadar ihtilaflı olsa da, çok dindar koyu bir Katolikti. Kilise ile ihtilafının asıl nedeni ise, Güneş merkezli evren görüşünün İncil'de yazılanlara aykırı olmadığını dile getirmesi ve İncil'i yeniden yorumlamasıydı. Hatta bu kadar dindar olmasına rağmen evlilik dışı bir ilişki yaşamış ve bu ilişkiden 3 çocuğu olmuştu. Kızlarını da evlilik dışı doğdukları için evlenemezler düşüncesi ile bir manastıra vererek rahibe yapmıştır. Kısaca özetleyeme çalıştığımız gibi, dönemin bilim insanları büyük keşiflere imza atmış olsalar da, yegane amaçları bugün bildiğimiz anlamda bilim yapmak olmadı. Bugün sahte bilim olduğunu net biçimde bildiğimiz astrolojiden simyaya kadar her alanda tutkulu biçimde çalışıyor ve inanıyorlardı. Ancak, şu gerçeği unutmamak gerekir: Tarihsel olayları ve kişileri bugünkü bakış açımızla yargılayamaz, eleştiremez ve günümüz bakış açısı ile anlayamayız. Çünkü insan, her zaman içinde yaşadığı toplumun kültürel değerleri ile biçimlenir. İnançları ve uygulamaları her zaman yaşadığı toplumun genel yapısı ile benzeşir. Bugünbize aykırı gelen düşünce ve davranışları, o kişilerin tarihsel önemini veya dehalarının büyüklüğünü azaltmaz.