Evren, yaklaşık olarak 13.77 milyar yaşındadır. Daha teknik olarak, Evren'in yaşının 13.772 0.020 milyar yıl (yani en az 13.77 milyar, en fazla 13.774 milyar yıl) olduğu düşünülmektedir. Kıyas olması bakımından Güneş Sistemi'nin yaşı 4.6 milyar yıl, Dünya'nın yaşı 4.53 milyar yıl, canlılığın yaşı 3.9 milyar yıl, çok hücreli yaşamın yaşı 1 milyar yıl, ilk karasal omurgalıların yaşı 375 milyon yıl, ilk primatların yaşı 47 milyon yıl, ilk insansının yaşı 6 milyon yıl, ilk insan cinsinin yaşı 2-3 milyon yıl, türümüzün yaşı ise 300.000 yıl kadardır. Yıllar içerisinde "Evren kaç yaşındadır?" sorusuna cevap bulabilmek için çeşitli yöntemler geliştirilmiştir ve günümüzde bunu ölçmenin dört bağımsız yolu vardır. Bu yolların hepsinin birbirininden bağımsız olması, yaptığımız ölçümlerin doğruluğunu test etmemize olanak sağlar. Eğer bu dördü birden uyum gösteriyorsa, Evren'in yaşı hakkında hatalı bir çıkarım yaptığımızı düşünmek için yeterli bir gerekçe yoktur. - Evren'imizin bir başlangıcı vardır. Eğer Evren'in bir başlangıcı varsa, bir yaşı da olmalıdır. - Evren, genişlemektedir. Bu, elimizdeki bütün gözlemlerle uyumlu bir iddiadır ve Hubble Yasası gereği galaktik kümelerin birbirinden uzaklaşıyor olması da bunu doğrudan ispatlamamızı sağlamaktadır. Ayrıca bu bilgi parçası, Evren'imizin geçmişte bugün olduğundan çok daha küçük olması gerektiğinin de göstergesidir. Bu önemlidir, çünkü hesaplarımızı buna dayandırmak durumundayız. - Evren'in günümüzdeki genişleme hızı Evren'in tarihi boyunca sabittir. Elbette ki aslında bu doğru değildir ve böyle bir varsayım, hesabımıza bir miktar hata payı katacaktır; ancak yine de hesapları kolaylaştırması açısından kullanışlı bir varsayım olduğunu söyleyebiliriz. Zaten göreceğiniz üzere, sonucu da öyle aman aman değiştirmeyecektir. Eğer ki galaksi kümelerinin birbirinden uzaklaşma hızını Evren'in genişleme hızı olarak kabul edersek, galaksilerin birbirinden ne kadar süre önce ayrılmaya başladığını da hesaplayabiliriz; zira aralarında mesafeyi de net olarak bilebilmekteyiz. Bu da, "ilk genişleme"nin ne zaman başladığını, dolayısıyla Büyük Patlama'nın ne zaman yaşandığını, dolayısıyla Evren'in yaşını verecektir. Elbette ki, Evren'in genişleme hızı, onun yaşına da doğrudan etki etmektedir: Eğer ki Evren çok hızlı bir şekilde genişliyorsa, günümüzdeki genişliğine göreceli olarak kısa bir sürede ulaşabilecek ve daha genç bir Evren'de yaşıyor olmamıza neden olacaktır. Ancak eğer ki genişleme göreceli olarak yavaşsa, muhtemelen çok yaşlı bir Evren içerisinde yaşıyoruz demektir; çünkü günümüzde gözlediğimiz galaksiler arası mesafelerin oluşumu için aşırı uzun bir süre gerekecektir. Hubble Teleskobu'ndan elde ettiğimiz görsel veriler ile kozmologlar tarafından yapılan analizler sayesinde Evren'in genişleme hızının Hubble Sabiti (H0) ile ilişkili olduğunu bilmekteyiz. Bu sabit, birbirinden uzaklaşan galaksilerden birinden diğerine gelen ışığın "kırmızıya kayma" miktarına bağlı olarak belirlenmektedir. Bu olay, belli bir dalga boyuna sahip olan ışığın alması gereken yolun Evren'in genişlemesi dolayısıyla "uzaması", dolayısıyla dalganın adeta bir spagetti gibi uzayarak frekansının düşmesi ve bu nedenle daha "kızılımsı" bir dalga boyuna kaymasına verilen isimdir. Bunun ne kadar hızlı yaşandığına bağlı olarak, Evren'in genişleme hızını tespit edebilmekteyiz. İşte Hubble Yasası'nı kullanarak, Evren'in yaklaşık yaşını hesaplamak mümkündür. Diyelim ki, gözlediğimiz iki galaksi arasındaki mesafe DD olsun. Bu ikisinin birbirinden görünen uzaklaşma hızı vv olsun. Bu durumda, bu galaksiler bir zamanlar birbirlerine "değecek kadar" yakın mesafede iken, Evren'in genişlemesi sebebiyle günümüzde birbirlerinden vv hızıyla, DD kadar uzaklaşmışlardır. Eğer ki basit bir şekilde DD'yi, vv'ye bölersek, bu uzaklaşmanın ne kadar sürede yaşandığını belirleyebiliriz - ki bu da bize Evren'in yaşını verecektir! Kreosus'ta her 10 'lik destek, 1 aylık reklamsız deneyime karşılık geliyor. Bu sayede, tek seferlik destekçilerimiz de, aylık destekçilerimiz de toplam destekleriyle doğru orantılı bir süre boyunca reklamsız deneyim elde edebiliyorlar. Patreon destekçilerimiz, destek miktarından bağımsız olarak, Evrim Ağacı'na destek oldukları süre boyunca reklamsız deneyime erişmeyi sürdürebiliyorlar. YouTube destekçilerimizin hepsi otomatik olarak reklamsız deneyime şimdilik erişemiyorlar ve şu anda, YouTube üzerinden her destek seviyesine reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. YouTube Destek Sistemi üzerinde sunulan farklı seviyelerin açıklamalarını okuyarak, hangi ayrıcalıklara erişebileceğinizi öğrenebilirsiniz. Bu 3 platform haricinde destek olan destekçilerimize ne yazık ki reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. Destekleriniz sayesinde sistemlerimizi geliştirmeyi sürdürüyoruz ve umuyoruz bu ayrıcalıkları zamanla genişletebileceğiz.Giriş yapmayı unutmayın! Reklamsız deneyim için, maddi desteğiniz ile ilişkilendirilmiş olan Evrim Ağacı hesabınıza üye girişi yapmanız gerekmektedir. Giriş yapmadığınız takdirde reklamları görmeye devam edeceksinizdir. karşımıza çıkmaktadır. Buna Hubble zamanı denmektedir. Burada bir parantez açmakta fayda var: Hubble Sabiti konusundaki kozmoloji camiasında henüz bir anlaşmazlık bulunmaktadır . Bu durumu gözeterek, bu sabiti 69 km/s/Mpc yerine 73 km/s/Mpc de alabilirsiniz. Bu durumda H0=2.17 10 181sH_0=2.1710^ {\frac } olacaktır ve Hubble zamanı da 13.4 milyar yıl olacaktır. Fakat buna bağlı olarak, az sonra göreceğimiz düzeltme terimi de değişecek ve sonucu değiştirecektir. Şimdilik biz konuyu basit tutalım ve yukarıdaki sayıyla yolumuza devam edelim. Görülebileceği gibi bu sayı, kabul edilen 13.8 milyar yıldan 800 milyon yıl fazladır; çünkü buraya kadar yaptığımız, bu hesabın ilk adımı ve en basit kısmıdır. Lakin eğer ki hem Hubble Sabiti'nin gerçekte bir "sabit" olmadığı ve zaman içinde değiştiği gerçeğini hesaba katar, hem de Evren'in yaşını etkileyen en önemli faktörün bünyesinde bulunan madde, radyasyon ve karanlık enerji miktarı olduğu gerçeğini gözetirsek, hesabın ilk evresinin sonucunun doğru olmadığını görebiliriz. Bu kitapta yer alan her şey gerçek; aynen olduğu gibi yazıldı. Onu yazmak ölü toprağını üzerimden çekip aldı; umarım bir ölçüde okurun da içini nedensiz bir neşeyle doldurmayı başarır. Çocukken ne mutluyuzdur. Işık, mantığın sesiyle nasıl da körelir. Bu hayatta taşı düşmüş yüzükler gibi dolanıyoruz. Hayalperestler, Patti Smith tarafından 45. doğum gününde Michigan'da tamamlanmış ve ilk kez Hanuman Books tarafından ince bir kitap halinde basılmıştı. Bu kitabı yirmi yıl sonra, orijinal basımda yer almayan metin, fotoğraf ve illüstrasyonlar içeren yeni tasarımıyla sunmaktan mutluluk duyuyoruz. - m\Omega_m, Evren içindeki madde yoğunluğunu, - r\Omega_r, Evren içindeki radyasyon yoğunluğunu, - \Omega_ ise kozmolojik sabitin etkisini ifade etmektedir. Bunlar Friedmann Denklemi üzerinden Hubble Sabiti'ne bir düzeltme faktörü olarak etki etmektedir. Bu nedenle o parametrelerin en güncel değerlerini Friedmann Denklemi'ne sokup, aldığımız sonucu, yukarıda hesapladığımız 1H0\frac değeriyle çarpmamız gerekmektedir. İşte buna, Hubble Sabiti'nin bir sabit değil de bir parametre olduğu, dolayısıyla Büyük Patlama'dan bu yana değiştiği gerçeğini de eklediğimizde, 13.8 milyar yıl seviyesine ulaşmaktayız. Daha farklı bir hesap, madde baskın bir Evren modeli kullanılarak yapılabilir. Her ne kadar Evren'in farklı dönemlerinde radyasyon ve karanlık enerji baskın olsa da, Evren'in kayda değer bir bölümünde madde baskındı. Dolayısıyla yine kaba bir şekilde yaş, madde baskın düz bir evren için hesap yapılarak bulunabilir. Böylesi bir model için yaş aşağıdaki gibi bulunur. Fakat 9.57 milyar yıl değeri, ilk kaba yaklaşım olan 13.4 milyar yıldan ve evrenin yaşının gerçek değeri olan 13.77 milyar yıldan oldukça uzaktır. Bu da madde baskın bir evren modeliyle bir genelleme yapamayacağımız anlamına gelir. Yani evren madde baskın değil gibi görünmektedir. Yukarıdaki grafikte farklı yoğunluk parametresi ve Hubble sabiti değerlerine karşılık yaş eğrileri verilmiştir. Düz bir evren için yoğunluk parametresi 1 olmalıdır. Planck uydusunun ölçtüğü Hubble sabiti değeri ile bu karşılaştırıldığında 9.5 ile 10.5 arasındaki bir eğriye karşılık geldiği görülmektedir. Yoğunluk azaldıkça, aynı Hubble sabitine karşılık gelen yaş değerleri azalmaktadır. Daha iyi bir hesaplama, yoğunluk parametreleri hesaba dahil edilerek yapılabilir. Madde yoğunluğu ve karanlık enerji yoğunluğu ayrı ayrı hesaba dahil edildiğinde aşağıdaki grafik elde edilir. Grafikte mevcut madde yoğunluğu (~0.31) ile mevcut karanlık enerji yoğunluğunun (~0.69) kesişim noktasının sol üst köşede içi boş kare ile verildiğini görüyoruz. Bu aynı zamanda düz bir evren çizgisi ile kesişiyor çünkü yoğunluk parametremiz bu durumda 1 olmaktadır (0.31+0.69). Karşılık gelen yaş eğrisinin 1.0 ile 0.9 arasında kaldığını görüyoruz. Grafikte bu değer, "yaş çarpı Hubble parametresi" olarak verilmiştir. Yani 14.4 milyar yıldan biraz daha az olması gerektiğini söyleyerek, 13.8 milyar yılı işaret etmektedir. Bir önceki modelde ise madde baskın bir hesaplama yapmıştık. Madde yoğunluna 1, karanlık enerji yoğunluğuna 0 değeri verilmesi durumuyla grafikte sağ altta yıldız ile gösteriliyor. Karşılık geldiği 0.667 değeri Hubble sabiti ile oranlandığında, az önceki bulduğumuz değerin elde edildiğini görüyoruz. Bu nedenle evren kaç yaşındadır sorusuna teorik bir hesaplamayla karşılık verebilmek için, Evren'deki gözlenebilir diğer parametrelerin iyi bilinmesi gerektiğini söyleyebiliriz. Evren'in kaç yaşında olduğunu ölçmenin yollarından bir diğeri yıldızların yaşından yola çıkmaktır. Küresel yıldız kümeleri, galaksimizde bulunan en yaşlı gök cisimleridir ve bu kümeler üzerinde yapılan metal bolluk analizleri, Güneş'teki metal bolluğundan yüz kat az metal bolluğu olduğunu göstermektedir. Bu da burada yer alan yıldızların çoğunun, Güneş gibi ikinci nesil bir yıldız olmadığını göstermektedir. Dolayısıyla küme üzerinden yapılan yaş tayini, evrenin yaşının tayini üzerinde önemli bir kısıtlamaya sahiptir. Örneğin, bir küresel kümeden yapılan yaş tayini ile kümenin yaşı 20 milyar yıl gibi bir süre bulunsaydı ya küme üzerinde yaptığımız ölçümde bir hata olacaktı ya da teorik modellerimizde bir sıkıntı olduğunu anlayacaktık. Fakat şu anda kümeler üzerinde yapılan yaş tayinleri, evrenin yaşını hesaplayan diğer yöntemlerle uyumluluk göstermektedir. Yukarıdaki grafikte, küresel küme içerisinde yer alan yıldızların HR diyagramı çizilmiştir. Yıldızların anakoldan ayrıldığı, dönüm yaptığı nokta, doğrudan kümenin yaşıyla ilgilidir. Çünkü HR diyagramında anakol üzerinde sol üstte büyük kütleli, sağ altta küçük kütleli yıldızlar yer alır. Önce büyük kütleli yıldızlar evrimleşerek anakolu terk eder. Ardından daha düşük kütleye doğru bu durum ilerler. Yani kümeyi terk eden yıldızların dönüm yaptığı nokta, anakol ayrılma yaşı, bize kümenin yaşını verir. Bu eğri ne kadar yukarıda yer alıyorsa, küme o kadar genç, ne kadar aşağıda yer alıyorsa o kadar yaşlıdır. Grafikte verilerle uyumlu teorik olarak oturtulmuş yaş eğrileri görülmektedir. Bu küme üzerine yapılan gözlem, kümenin yaşının 12-15 milyar yıl aralığında bir değere sahip olduğunu göstermektedir. Günümüzde daha hassas ölçümleri yapılabilse de ne yazık ki CMB kuvvet tayfı ölçümleri kadar hassas ölçümler bu yöntemle elde edilememektedir. Fakat sonuçların uyum içerisinde kaldığını görmek açısından, tamamen bağımsız bir yol olması onu oldukça önemli kılmaktadır. Beyaz cüceler, Güneş benzeri kütleye sahip yıldızların ömürlerinin sonlarında gezegenimsi bulutsu geçirerek geriye bıraktıkları sıcak ve çekirdeklerinde nükleer füzyon gerçekleştirmeyen sıkışık gök cisimleridir. Yeni bir enerji üretimi olmadığı için mevcut sıcaklıklarından dolayı bir ışıma yaparlar ve ışıma yaptıkça, saldıkları fotonlar sebebiyle enerjilerini zamanla kaybeder, yani soğurlar. Beyaz cücelere dair elimizdeki modeller, onların zamanla ne şekilde soğuyacaklarının bilgisini bize veriyor. Dolayısıyla bir beyaz cücenin gözlemi yapılarak, başlangıçtan bu yana ne kadar soğuduğu bulunursa, yaşı da bulunabilir. Bir küme içerisinde yer alan beyaz cücenin yaşı ya da mevcut gözlemlerimizle elde ettiğimiz en yaşlı beyaz cüce gözlemi, bize evrenin yaşı hakkında iyi bir fikir verecektir. Şu ana kadar yapılan gözlemler, 13.8 milyar yıl değeriyle uyum göstermektedir. Aynı şekilde, çok zor da olsa yıldızların yaşlarının tespitinden de benzeri bir sonuca ulaşmak mümkündür. Şu ana kadar yapılan gözlemler, 13.8 milyar yıldan yaşlı bir yıldızın varlığını göstermemiştir. Bu da evrenin yaşına dair hesapları güçlendirmektedir. Güneş sisteminin, galaksimiz oluştuktan ne kadar süre sonra oluştuğu ve galaksimizin evrenin başlangıcından ne kadar süre sonra oluştuğu bilgisini elde edebilirsek, Güneş sisteminin yaşını bu ikisiyle toplayarak evrenin yaşı hakkında bilgi edinebiliriz. Güneş sisteminin yaşını hesaplamak, nükleer bozunmaları kullanarak oldukça kolaydır. Güneş sisteminde yer alan uranyum izotopları, Güneş'i oluşturan yıldızın süpernova patlamasından arta kalmıştır. Dolayısıyla bu uranyumun yaşı, kabaca Güneş'in yaşına eşittir. Eğer uranyumun, kurşuna olan bolluk oranı incelenebilirse, uranyum zamanla bozunacağından, ne kadar miktarda bozunmuş olduğu bilgisi kullanılarak, Güneş sisteminin yaşı hesaplanabilir. Bu hesaplarla Güneş sistemi için elde edilen yaş değeri 4.6 milyar yıl olarak bulunur. Evrenin yaşı ise 6-15 milyar yıl aralığına işaret ederek, diğer sonuçlarla uyumluluk göstermektedir. Görülebileceği gibi Evren'in yaşını verme potansiyeli olan yöntemlerin hepsi, az çok aynı zaman dilimine işaret etmektedir. Bunlar arasından en güvenilir olan ve modern kozmolojik modellere dayanan yöntemler, Evren'in 13.77 milyar yaşında olduğunu göstermektedir.


Evreni gözlerken, çoğu zaman optik yani gözümüzün gördüğü dalga boylarını inceleyebileceğimiz teleskopları kullanıyoruz. Bu teleskoplarla yalnızca evrendeki görüntülere değil, gök cisimlerinin iç yapılarına da bakabiliyoruz. Ayrıca, gözle göremediğimiz, ancak elektromanyetik spektrumun bir parçası olan radyo dalgalarını da radyo teleskop dediğimiz büyük çanaklara sahip gözlem araçlarıyla inceleyebiliyoruz. Özellikle bu radyo teleskoplarla yapılan gözlemlerle oldukça karmaşık, yani birçok atomun bir araya gelmesiyle oluşmuş moleküller gözlenmektedir. Bize en yakın yıldız olan Güneş'e baktığımızda, sıcak bir cisim olması nedeniyle kısa dalga boylu ışınımın çok fazla olduğunu, bu nedenle atomların genel olarak birbirinden ayrı halde bulunduğunu ve moleküllerin böylesi bir ortamda oluşmasının çok zor olduğunu görürüz. Elbette bu tüm yıldızlar için söylenemez. Bazı yıldızların yüzey sıcaklığı oldukça düşüktür ve böyle bir ortamda basit moleküller oluşabilir. Burada söz ettiğimiz sıcaklıkların yine de bizler için çok fazla ancak yıldızlar için düşük olduğunu belirtmekte yarar var. Örneğin Güneş'in yüzey sıcaklığı yaklaşık 5800 Kelvin iken, bu bazı yıldızlarda 3000 Kelvin değerlerine kadar düşebilir. Yüzey sıcaklıkları 4500 Kelvin'den daha düşük olan kırmızı yıldızların yüzey gazlarında bazı moleküller gözlenmektedir. Bunlar, alınan spektrumlarda karanlık bantlar biçiminde görülür. Bu moleküller metal oksitleridir. Bunlara örnek olarak; titanyum oksit, skandiyum oksit ve vanadyum oksit verilebilir. Orion takımyıldızında çok bilinen kırmızı dev yıldız Betelgeuse titanium oksit bantları gösterir. Yüzey sıcaklıkları 3000 Kelvin ve altındaki yıldızlarda baryum, itriyum ve zirkonyum gibi ağır metallerin oksitleri vardır. Bunlardan başka, karbon molekülleri nedeniyle karbon yıldızları olarak adlandırılan yıldızlar vardır. Bu moleküller, iki karbon atomundan oluşan C2, karbon ve azottan oluşan CN siyano grubu ve karbon ile hidrojenden oluşmuş CH metil grubu moleküllerdir. Bu yıldızlarda bu moleküllerin görülüyor olması oldukça ilginçtir çünkü karbon atomu, canlıları oluşturan tüm moleküllerin belkemiğidir. Kuşkusuz yaşamla ilgili moleküller bu moleküllerden çok daha karmaşıktır. Daha büyük moleküller için daha soğuk yıldızlara, yıldızlararası ortamlara ve gezegenlere bakılması gerekir. Daha da soğuk ortamlara örnek olarak Orion takımyıldızı bölgesindeki devasa bulutsu verilebilir. Burada yıldızların oluştuğu soğuk, karanlık alanlar ve molekül bulutları bulunur. Bu tür ortamlar galaksimiz Samanyolu'nun içerisinde birçok yerinde vardır. Öncelikle bize yakın yerlerdeki durumu inceleyelim. Zamanının çoğunu Güneş'ten uzakta, soğuk ortamlarda geçiren kuyruklu yıldızlardaki moleküllere bir bakalım. Bu gök cisimlerinin spektrumlarındaki bazı basit moleküllerin varlığı bilinmektedir. Bunlar CO2 , CO , N2 , H2O , NH3 amonyak ve CH4 metandır. H2 molekülünün varlığı da bilinmektedir ancak uzak moröte dalga boylarında olduğundan, atmosferde soğurulması nedeniyle ancak uydulardan gözlenebilmektedir. 1973'te Kohutek kuyruklu yıldızında radyo teleskoplarla ilk kez bu moleküllerin bazıları belirlenmiştir. Bu moleküllerin bazılarının, örneğin amonyak, metan ve sülfürik asidin diğer bazı gezegenlerde de bulunduğu bilinmektedir. Yıldızlararası uzayda, soğuk gaz bulutlarında bazı moleküller belirlenmiştir. İlk bulunanlar CN ve CH ve onun iyonudur. Karbon bileşiği olmaları, yaşamla ilişkili moleküllerin karbona dayalı olması nedeniyle önemlidir. Bu tür moleküllerle ilgili çalışmaların yapıldığı alan organik kimya olarak bilinir. Radyo astronomi çalışanlar, 1969'dan bu yana yıldızlararası madde üzerine yaptıkları çalışmalarda bazıları karbon bileşiği olan birçok molekül belirlemişlerdir. 1963'te ilk belirledikleri molekül, toz tanelerinin çarpışmaları sonucu, onların üzerlerindeki hidrojen ve oksijen atomlarından oluşan OH hidroksildi. Bu oluşum çok sık değildir ancak çok sayıda toz taneciği bulunduğundan, yeterli kuvvette radyo sinyali verecek kadar molekül oluşabilmektedir. Beş yıl sonra, su ve amonyak molekülü de belirlenmiştir. Fakat en büyük sürprizi 1968'de, iki ağır atomlu, C ve O atomlarını içeren temel bir karbon bileşiği olan H2CO yapmıştır. Formaldehit pek çok kimyasal tepkimede yer alan, özellikle protein denen, canlı maddenin oluşumunda rol oynayan organik bir maddedir. Bu bulgulardan sonra radyo astronomi çalışanlar diğer karmaşık molekülleri aramaya başlamışlardır. İlk önce beş atomlu HCOOH formik asit bulunmuştur. Bu asit yeryüzünde bazı bakteriler tarafından üretilmektedir. Farklı yollardan da üretilebildiği için, bulunmuş olması uzayda bakterilerin varlığını göstermez. En azından bu bulgu, karmaşık moleküllerin olduğunu gösteren bir kanıttır. Bir yıl sonra altı atomlu CH3CN ve sonra da yedi atomlu moleküller bulunmuştur. Bunların arasında HC5N , CH3CH2CN ve daha ilginci odun alkolü olarak bilinen CH3OH vardır. Körlük ve ölüme yol açabilen güçlü bir zehir olan metanolün önemi, onun tüm kimyasal madde türleri içinde bulunan temel bir molekül olmasıdır. Bu nedenle kimya endüstrisinde çok kullanılır. Metil alkolün varlığı astronomları, zararsız ve içilebilen CH3CH2OH var olup olmadığı konusunda meraklandırmıştır. Biraz daha karmaşık bir molekül olan etil alkol, radyo gözlemleriyle 1974'te belirlenmiştir. Büyük bir gaz bulutundaki miktarının, tanımlama çok bilimsel olmasa da, 1028 (10.000.000.000.000.000.000.000.000.000) şişeyi dolduracak kadar olduğu hesaplanmıştır. Bu bulgu, uzayda görülen moleküllerinden ne kadar karmaşık olabildiğini göstermektedir. Uzayda canlı maddeye benzer bulgular elde etmek için, yıldızlararası moleküllerin nasıl oluştuklarının belirlenmesi gerekmektedir. Moleküller gaz bulutlarında bulunmaktadır ve bu ortam soğuk olmalı, sıcak ve parlak yıldızlar tarafından aydınlatılmamış olmalıdır. Çünkü böyle yıldızların yüksek enerjili, yoğun morötesi ışınımı, var olabilecek büyük organik molekülleri daha küçüklere ayrıştırır ya da atomlarına ayırır. Kozmik ışınlar, X-ışınları ve gama ışınları çok daha yüksek enerjilere sahiptirler ve bu ışınımlar moleküllerin parçalanmasına çok daha kolay yol açarlar. Bu nedenle moleküllerin sağlam kalabilmesi için, bulundukları ortam düşük sıcaklıklı olmalıdır. Toz, moleküllerin önüne perdeleme yaparak onları ısı ve ışınımdan koruduğu için, bu moleküllerin bulunduğu yerlerin tozlu ve soğuk olması gerekir. Orion bulutsusu, içinde organik moleküller olan gaz bulutlarının bulunduğu yıldız oluşum ortamıdır. Benzer biçimde Sagittarius'da bulunan dev toz bulutu ve galaksimizin merkezine yakın olan bölgeler gibi bilinen 20'den fazla yer vardır. Bunların tümü benzer koşullardır. Evrende gözlediğimiz diğer sarmal kollara sahip galaksilerde de durumun benzer olduğunu söyleyebiliriz. Buradan, evrende her yerde organik moleküllerin bulunduğu sonucuna varabiliriz. Bu karmaşık moleküller nasıl oluşmuşlardır? Astronomlarca onaylanan yaklaşım, öncelikle toz parçalarında basit moleküllerin oluşması, daha sonra da toz parçacıkları çarpıştıkça bu küçük moleküllerden daha büyük moleküllerin oluşmasıdır. Bazı astronomlar, kuyruklu yıldızlardan kopmuş olan ve yeryüzüne düşen bazı gök taşlarında canlı maddeler olabileceğini düşünmektedirler. Bu düşünce 1864 yılında Fransa'da Orgenil Köyü'ne düşen gök taşının incelenmesinin akabinde karbon, hidrojen ve oksijen bulunmasıyla başlamıştır. Ayrıca bazı parçalar kömüre benzetilmiştir. 1962'de yapılan incelemede, gök taşının içinde gömülü olarak belirlenen kömür ve bitkinin gök taşı yere indikten sonra eklendiği anlaşılmıştır. Günümüzde, olanakların teknolojik olarak oldukça iyileşmesiyle çok daha duyarlı gözlemler yapabiliyoruz. Ancak yine de henüz gerçek anlamda, yeryüzü dışında bir yerlerde, yeryüzüne ait olmayan, canlı diyebileceğimiz bir bulguya henüz rastlanmamıştır. Bu yazı ilk olarak 7 Mayıs 2015 tarihinde yayınlanmıştır. Bilgilerin güncelliği kontrol edilmelidir.


Evrenin arka plan ışınımında, alışılmadık derecede soğuk bir bölge vardır. Büyük Patlama'nın hemen sonrasından bu zamana kadar varlığını sürdüren bu bölgeye soğuk leke adı verilmektedir. Büyük Patlama'dan yaklaşık 400.000 yıl sonradan gelen artık ışınıma kozmik mikrodalga arkaplanı ışınımı denir ve belirgin veya belirgin olmayan sıcaklık farklılıklarıyla doludur. Ancak soğuk leke, kendisinin neden çevresinden bu denli daha soğuk olduğunu henüz açıklayamayan bilim insanları için gizemli kalmaya devam etmiştir. Bu sıcaklık sapması ile ki çevresinden 0.00015 derece (0.00027 Fahrenheit) daha soğuk olduğu ölçülmüştür bilim insanları, soğuk lekenin 1.8 milyar ışık yılı büyüklüğünde ve barındırması gerekenden yaklaşık 10.000 daha az gökada barındıran dev bir süper boşluk olduğunu öne sürmüşlerdir. Yapılan önerme, soğuk lekenin evrenin diğer yerlerinden %20 daha az madde içermesiyle birlikte en büyük boşluk olduğunu gösteriyordu. Ancak İngiltere'nin Durham Üniversitesindeki astronomların gerçekleştirdiği çalışma, soğuk lekenin aslında bir süper boşluk olmayabileceğini gösterdi. Ekip, Anglo-Avustralyalı teleskobunu kullanarak 7.000 gökadanın kırmızıya kaymasını inceleyerek, evrenin genişlemesi sebebiyle Dünya'dan uzaklaşmakta olan ışık kaynaklarını inceledi. Bu yeni verilerle, standart kozmoloji teorisinde soğuk lekeyi açıklayabilecek bir süper boşluk konsepti olmadığını ortaya attılar. Onlara göre soğuk lekenin kendisi gökadalardan yoksun bir süper boşluk yerine, direkt gökada kümeleri tarafından çevrelenmiş küçük boşluklardan meydana gelmektedir. Bahsedilen yapıyı sabun köpüğüne benzeterek, küçük boşluklardaki tüm madde yoğunluğunun evrenin diğer bölgelerinde bulunan yoğunluklar ile hemen hemen aynı olduğunu söylemektedirler. Ekibin üyelerinden Ruari Mackenzie:Saptanan boşluklar soğuk lekeyi standart kozmoloji altında açıklayamaz. Gelecekte bazı standart dışı modeller ikisini bir araya getirmek için önerilebilir. Ancak verilerimiz şimdilik bunu sağlam bir şekilde engellemektedir diye belirtti. Araştırmacılar soğuk lekenin standart kozmolojideki rastgele değişkenlikler nedeniyle ortaya çıkmış olma ihtimalinin ellide bir olduğunu düşünmektedirler. Bunun haricinde ise soğuk lekenin oluşumu için daha egzotik açıklamalar aramamız gerektiğini de... Kreosus'ta her 10 'lik destek, 1 aylık reklamsız deneyime karşılık geliyor. Bu sayede, tek seferlik destekçilerimiz de, aylık destekçilerimiz de toplam destekleriyle doğru orantılı bir süre boyunca reklamsız deneyim elde edebiliyorlar. Patreon destekçilerimiz, destek miktarından bağımsız olarak, Evrim Ağacı'na destek oldukları süre boyunca reklamsız deneyime erişmeyi sürdürebiliyorlar. YouTube destekçilerimizin hepsi otomatik olarak reklamsız deneyime şimdilik erişemiyorlar ve şu anda, YouTube üzerinden her destek seviyesine reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. YouTube Destek Sistemi üzerinde sunulan farklı seviyelerin açıklamalarını okuyarak, hangi ayrıcalıklara erişebileceğinizi öğrenebilirsiniz. Bu 3 platform haricinde destek olan destekçilerimize ne yazık ki reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. Destekleriniz sayesinde sistemlerimizi geliştirmeyi sürdürüyoruz ve umuyoruz bu ayrıcalıkları zamanla genişletebileceğiz.Giriş yapmayı unutmayın! Reklamsız deneyim için, maddi desteğiniz ile ilişkilendirilmiş olan Evrim Ağacı hesabınıza üye girişi yapmanız gerekmektedir. Giriş yapmadığınız takdirde reklamları görmeye devam edeceksinizdir. Astronom Tom Shanks'in açıklaması: Belki de bunlardan en ilgi çekici olanı, soğuk lekenin evrenimiz ile başka bir evrenin çarpışması sonucu oluştuğudur. Çoklu evrenler fikri evrenimizin kendi kabarcığında bulunduğu ve diğer paralel evrenlerin de kendilerininkinde bulunduğu durum sadece teoridedir. Fakat bilim insanları bu teoriyi hipotetik olarak destekleyen bazı garip bulgulara her zaman dikkat çekmektedir. CMB'deki dalgalanmalar buna örnek gösterilmektedir. Araştırmacılar böyle bir durumun direkt kanıtı olmadığı konusunda elbette hemfikirler. Ancak alışılmadık da olsa boşluk fikrinin bir ihtimal olduğunu ve dengeyi standart dışı açıklamalara doğru götürdüğünü söylemekteler. Kısacası soğuk lekenin orada nasıl var olduğunu kesin bir şekilde bilemiyoruz. Hakkında daha fazla bilgi edindikçe ve yeni CMB verileri ile ileride mutlaka şaşırtıcı sonuçlar elde edilecektir. Bunun için sabırsızlanıyoruz.


- İletim: Metal bir cismin bir bölgesini ısıttığımızda diğer bölgenin de ısınması, ısının iletim yoluyla aktarılmasına bir örnektir. - Taşınım: Taşınım yoluyla ısı aktarımına; bir odadaki sıcak havanın hareket yoluyla odanın diğer tarafına taşınması örneği verilebilir. - Işınım: Işık parçacıkları olan fotonların enerjisini soğurarak ısınan bir nesne için, ışınım yoluyla ısı aktarımı örneği verilebilir. Aynı zamanda ışınım yoluyla ısı aktarımı, uzayda bahsedebileceğimiz tek ısı aktarımı türüdür. Prensip oldukça basittir: Eğer bir nesne, dışarı yaydığından daha fazla foton soğurursa ısınır. Tam tersi şekilde, nesne dışarıya yaydığından daha az foton soğurursa soğur. Ancak bunun elbette bir sınırı var. Eğer bir nesnenin sıcaklığı mutlak sıfır (-273.15 santigrat derece) ise bu nesneden daha fazla enerji soğurmanız mümkün değildir. Yukarıda anlatılan sebeplerden ötürü uzayda madde içermeyen bir bölgenin sıcaklığının -273.15 santigrat derece yani 0 Kelvin olduğunu söyleyebiliriz. Elbette maddeyi de göz önüne alırsak, evrende sıcaklık farklı bölgelere göre çok büyük değişiklikler gösterebilir. Örneğin evrendeki en soğuk yıldızsı yaklaşık 100 santigrat derece sıcaklığındaki CFBDSIR 1458+10B adındaki kahverengi cüceyken, bilinen en sıcak yıldızsı ise, yaklaşık 200,000 santigrat derece sıcaklığındaki HD62166 beyaz cücesidir. Evrende bilinen en soğuk ve en sıcak yıldızsı arasında 2,000 katlık bir sıcaklık farkından bahsediyoruz. Evrende bilinen en soğuk yer, bizden yaklaşık 5,000 ışık yılı uzaklıkta, Erboğa Takımyıldızı bölgesinde konumlanmış Bumerang Bulutsusu'nda bulunuyor. Fiyonk Bulutsusu adıyla da bilinen bu yapı, bir ön gezegenimsi bulutsu örneği. Ön gezegenimsi bulutsular, ilkel gezegenimsi bulutsu olarak da bilinirler ve bir yıldızın ölümü ile gezegenimsi bulutsu olma arasındaki evreyi temsil ederler. Bumerang Bulutsusu için bu evre, evrensel zaman diliminde göz açıp kapamak kadar kısa sayılabilecek bir zaman olan 1,000 yıl kadar sürecek. Yani aslında bulutsunun bu evresine tanık olabildiğimiz için kendimizi şanslı sayabiliriz. Yaklaşık 1 ışık yılı genişliğindeki bulutsu, ilk olarak Keith Taylor ve Mike Scarrott tarafından Bumerang Bulutsusu olarak adlandırılmış. 1995'te Şili'deki ALMA teleskobuyla yapılan gözlemlerle astronomlar, bulutsunun sıcaklığını ölçmeyi başarmış. PGC 3074547 olarak kataloglanan Bumerang Bulutsusu, şu an 1 Kelvin, yani -272.15 santigrat derecelik sıcaklığıyla evrende bilinen en soğuk yer olma unvanını taşıyor. Bu sıcaklık mutlak sıfır sıcaklığından yalnızca 1 Kelvin ya da 1 santigrat derece daha fazla! 1998'de Hubble Uzay Teleskobu ise bulutsuyu ilk kez ayrıntılı bir şekilde fotoğraflamayı başarmış. Bu gelişmelerle birlikte bulutsu üzerine bilgilerimiz ve merak ettiklerimiz de doğal olarak artmış. Bumerang Bulutsusu'nun sahip olduğu gaz ve toz, dış uzaya doğru saatte yaklaşık 600,000 kilometrelik muhteşem bir hızla ilerlemeye devam ediyor. Bulutsunun çok düşük sıcaklığının da bu hızlı genişlemeden kaynaklandığı düşünülüyor. Çünkü gazlar genişledikçe soğur. Ayrıca gazın hızlı bir şekilde genişletilmesi demek, daha fazla soğuması anlamına gelir. Bumerang Bulutsusu da hem hızlı genişleme anlamında, hem de sahip olduğu çok fazla gaz ve toz ile kozmik mikrodalga arkaplan ışımasından gelebilecek ısıyı engelleme anlamında, soğuk bir ortam için oldukça iyi şartlar sağlıyor. Bulutsunun yaklaşık 1,000 yıl boyunca devam edecek bu hızlı genişlemesi sırasında, merkezdeki yıldız da kütlesinin çok büyük bir bölümünü hızlı bir şekilde kaybetmeye devam ediyor. Bu kayıp, yıldızın benzer yıldızlarının kaybettiği kütleden yaklaşık 10 kat daha hızlı kütle kaybettiği anlamına geliyor. Bumerang Bulutsusu'nun merkezinde bulunan yıldızının etrafındaki gaz ve tozu aydınlatmasıyla, bulutsunun bir yansıma bulutsusu olarak sınıflandırıldığını bilmekte fayda var. Ayrıca bulutsu oldukça karmaşık sayılabilecek üç bölümden oluşuyor. Dış bölümde sürekli genişleyen, yuvarlak ve büyük moleküler gaz bulutu bulunurken, bulutsuya biraz daha yaklaşıldığında, merkezdeki yıldızı çevrelemiş halde daha yoğun ve yuvarlak şekilde bir toz bulutunun olduğu görülüyor. Biraz daha yakında ise, yine merkezdeki yıldızı çevrelemiş silindirik şekilde bir gaz ve toz yığının olduğu biliniyor. Bu silindirik yapının ise merkezdeki yıldızın kutuplarından yayılmış güçlü hidrojen ve helyum jetleri sebebiyle oluştuğu düşünülüyor. Ayrıca bu iç bölgelerde bulunan gaz ve tozların, saniyede 35 km gibi daha yavaş bir hızla yayıldığı gözlenmiş. Yani iç bölgelerde bulunan gazların sıcaklığı, dış bölgelerde yayılmakta olan çok soğuk gazlara oranla daha fazla. Oldukça büyüleyici bir görüntüsü olan Bumerang Bulutsusu'nun şu an için evrendeki en soğuk bölge olduğunu biliyor olmamıza rağmen, aynı zamanda onun hakkında pek çok bilgiden de mahrumuz. Örneğin Bumerang Bulutsusu'nun içerdiği gaz ve tozu nasıl saatte 600,000 kilometre gibi aşırı büyük bir hızla dışa doğru fırlattığını halen bilmiyoruz. Bu soğuk, güzel ve bir o kadar da gizemli bulutsu hakkında astronomlar araştırmalara ve gözlemlere devam ediyorlar. Çünkü Bumerang Bulutsusu hakkında cevaplanması beklenen sorularla gelecekte astronomlar, gezegenimsi bulutsuların ve hatta galaksilerin evrimi hakkında önemli ipuçlarına ulaşabilirler. Not: Ana görselde Bumerang Bulutsusu'nun Hubble Uzay Teleskobu tarafından sarı-yeşil filtre kullanılarak alınmış bir fotoğrafını görüyoruz.


Aslında bu yeni bir mevzu değil, yıllardır evrenden yaşlı yıldız bulundu haberi ortalarda dolaşıyor. Ne yazık ki bu haber, evrenin yaşının dahi nasıl hesaplandığını bilmeyen kişilerce ortaya atılan zırvalıktan başka bir şey değil. Elbette evrenden yaşlı bir yıldız keşfedilmedi çünkü evrenin yaşını belirleme yöntemlerimizden birisi zaten evrendeki en yaşlı gök cisimlerini aramak. Nedenini anlamak da zor değil, evren oluşmadan yıldız oluşabilir mi hiç... Üstelik olay bununla da bitmiyor; bahsi geçen yıldızın yaş hesaplaması, evrenin yaşından fazla değil. Sadece hata aralığı büyük olduğu için, bu limitin üzerine çıkıyor fakat o yaşta olamayacağını biliyoruz. Nedenleriyle ele alalım. İkinci olarak, bahsi geçen Methuselah yıldızının (ya da katalog adıyla HD140283'ün), yaşıyla ilgili hesaplara baktığımızda şunu görüyoruz: 2013'de yayınlanan makalenin özet kısmında yıldızın yaşı 14.46 0.31 milyar yıl olarak bahsedilmiş! Fakat olay bununla bitmiyor, yazı devam ediyor ve özetle diyor ki: "...diğer hatalar da dahil edildiğinde hata payı 0.8 milyar yıla çıkmaktadır. Bu da evrenin yaşıyla ilgili yapılan gözlemlerle uyuşmakta ve büyük patlamadan hemen sonra oluşmuş olabileceğini göstermektedir". Yıldızların yaşlarıyla ilgili hesaplamaları yapmak oldukça zordur ve bu tür hesapların hata payı genellikle çok büyüktür. Methuselah için 2013 makalesinde biçilen yaş 14.46 0.80 milyar yıl düzeyinde yani yıldızın yaşı yapılan hesaplara göre 13.64 ile 15.36 milyar yıl arasında bir yerde olmalı. Evrenin yaşına dair yapılan diğer tüm gözlemler ki bunlar tek bir gözlem değil ve birbirinden bağımsız bir sürü gözlemden oluşuyor; yıldızın yaşının 13.64 milyar yıl değerine daha yakın olması gerektiğini gösteriyor. Zaten makaleyi yazanlar da bunun pekala bilincindeler çünkü hesapların nasıl yapıldığını en iyi onlar biliyor. Fakat, yazılan yazıları tıklanma alsın gibi nedenlerle gerçek dışı haber yapmaktan çekinmeyen kişiler, bunu "evrenden yaşlı yıldız" olarak lanse etmekten de çekinmemektedir. Halbuki yapılan bilimsel çalışma bunun böyle olmayacağını açıkça belirtiyor! Üstelik başlıklarında kocaman yazıyla! Hadi hepsini geçtim, çok sıradan bir düşünce süzgeciyle!


Gökbilimciler evrenin genişlemesine dair en hassas ölçümlerden birini gerçekleştirdiler. NASA'nın Hubble Uzay Teleskopu ile yapılan 6 yıllık ölçümlerden sonra gökbilimciler, evrenin genişleme oranını sadece %2.3 belirsizlikle hesapladılar. Uzayın genişlediğini biliyoruz. Bu genişlemenin arkasındaki güç ne olursa olsun onu ölçebiliyoruz ve buna Hubble sabiti adını veriyoruz. Tahmin edebildiğiniz gibi, bu ölçümü yaparken kullanılan araçlar ve yöntemler birbirinden farklı sonuçlar üretebiliyor. Çoğu, evrenin megaparsek başına saniyede 70 kilometre gibi bir hızla genişlediğini gösteriyor . Fakat bu araçlardan biri, önemli derecede farklı bir sonuç üretti. Plank uydusu, 13.8 milyar yıl önceki ışığın uzayda yayılan yankısını, yani kozmik mikrodalga arkaplanını inceleyerek 67.8 km/s/Mpcgibi bir değer elde etti. Üstelik bu değerin hata payı oldukça düşüktü! Bu pek büyük bir fark gibi gözükmese de gökbilimcileri durdurup düşündürmek için yeterli. Çünkü hata payları da hesaba dahil edildiğinde iki hesap arasında ufak bir uyuşmazlık bulunuyor. Yani burada bilmediğimiz bir şeyler dönüyor! Konu üzerine çalışmalarıyla bu camiada tanınan ve evrenin ivmelenerek genişlemesi keşfiyle Nobel ödülü alan Adam Riess, Komite, bu uyuşmazlığı anlamaya uğraşıyor dedi. Yine Nobel ödüllü Brian Schmidt ve Nicholas B. Suntzeff'in bu araştırmalarına göre, evrenin genişlemesi yavaşlamıyor, hatta hızlanıyor. Yani gelecekte, evren daha büyük bir oranla genişlemesine devam ediyor olacak. Bu da gelecekte, etrafımızdaki galaksilerin tümden bizden uzaklaşmış olacağı anlamına geliyor. Neyse ki endişeye yer yok, çünkü bu süreç yüz milyarca hatta trilyonlarca yıl sürecek. Fakat teorik fizikçi Lawrence Krauss bu durumu Gelecekteki uygarlıklar evren hakkında kaçınılmaz bir biçimde yanlış çıkarımlara ulaşacaklar, çünkü gözlemini yapabilecekleri bir galaksileri olmayacak diyerek özetliyor. Yine de, fizikçiler ve gökbilimciler ihtimaller üstüne bahis oynamaktan hoşlanmazlar. Bu yüzden, bu uyuşmazlığı çözmenin ya da kaçırdıkları bir şeyi bulmanın yollarını arıyorlar. Riess'in ekibi, Cepheid değişen yıldızları hakkında veri toplamak için Hubble'ı kullandı. Süpernovalardan gelen ışık gibi Cepheid yıldızlarının ışığının da galaktik bir ölçüm yapmak için yeterince güvenilir olduğu varsayılır. Hesapları daha da hassaslaştırmak adına yıllardır uğraşan Riess ve ekibi, Hubble teleskobunun sınırlarına ulaşıp 6,000 ila 12,000 ışık yılı uzaklıktaki Cepheid yıldızları hakkında hassas veri toplamanın bir yolunu buldular. Yapılan hesabın hassasiyetini 150 kilometre uzaklıktaki bir kum tanesini bulmaya benzetebiliriz. Bu insanüstü başarıyı, dört yıl boyunca her altı ayda bir dakikada bin defa her bir yıldızın pozisyonunu ölçerek gerçekleştirdiler. Riess, İki yıldız arasındaki mesafeyi sadece kamerada bir yerde değil, aynı zamanda binlerce kez, ölçümlerdeki hataları azaltarak ölçüyorsunuz dedi. Cepheid yıldızlardan buldukları verilerle, uzak galaksileri araştırdılar ve 73.45 1.66 km/s/Mpc gibi bir değer buldular, üstelik bu değerin belirsizliği yalnızca %2.3 ki bu değer böylesi bir hesapta oldukça hassas bir değerdir. Riess, başka 50 Cepheid yıldızından veri toplamayı ve bu hassaslığı daha da ileri götürmeyi planlıyor. Bütün bunlar evrenin yaşam süresi üzerinde yapılan ölçümlerdeki farklılılıkların neden kaynaklandığını zamanla ortaya koyacak. Fakat Reiss'a karşı olarak bazı bilim insanları da Cepheid yıldızlarındaki bazı bilinmeyen astrofiziksel süreçlerin bu hesaptaki hataya sebep olabileceğini düşünüyor. Reiss'ın ekibi ise, Planck uydusundan elde edilen verilerin karanlık ışıtma gibi çeşitli faktörlerden etkileniyor olabileceğini ve hatanın buradan kaynaklandığını iddia ediyor. İki taraftan kimin haklı olduğunu ise zamanla yapılacak keşifler gösterecek. Bahisleri hazırlayın millet! Çünkü fizik tuhaflaşmak üzere!


Evrenin şu anda genişliyor olduğu gözlemi bizi, evrenin geçmişte çok daha küçük, dolayısıyla yoğun ve sıcak bir hacimde sıkıştığı fikrine götürdü. Peki evren, böylesine ufak bir noktadan nasıl ortaya çıktı? Bu işin fiziği elbette ki inanılmaz karışık, fakat buradan elde edilen fiziği yorumlayarak, evrenin ilk üç dakikasında neler olduğunu ele alabiliriz . Burada yer alan bilgiler, orijinali Weinberg'e ait olan "The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe" kitabından kısa bir derleme içerir ve Ege Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri bölümünde Prof. Dr. Can Kılınç tarafından verilen Kozmoloji ders notlarından oluşmaktadır. Evrenin oluşumundan 5x10-44 saniye öncesinde, yani neredeyse evrenin oluştuğu an diyebileceğimiz kadar küçük bir zaman değerinde , evren inanılmaz derece küçük bir hacme sıkışmış durumda. Enerji, sıcaklık ve yoğunluk muazzam seviyelerde. Öyle ki 1019 GeV enerji değeri, dört temel etkileşimin bir arada olduğunu düşündüğümüz seviyeye denk geliyor. Yani bu anda; güçlü etkileşim, elektromanyetik etkileşim, zayıf etkileşim ve çekim tamamen aynı şeymiş gibi davranıyor. Her şeyin teorisinin gerçekleştiği zaman... Artık enerjinin düşmesiyle birlikte, çekimsel etkileşim diğer dördünden ayrılıyor. Bu noktada üç etkileşim bir arada bulunuyor. Bunu büyük birleşme teorisi olarak tanımlıyoruz. Bu çıkarım basitçe şuna dayanır: Güçlü çiftlenim sabiti as kısa mesafelerde hızla azalır, aynı zamanda zayıf etkileşim çiftlenim sabiti aw'nin ona göre daha yavaş bir biçimde azalır ve elektromanyetik çiftlenim sabiti ae'nin ise artar. Bu durumda üç eğri bir noktada (1015 GeV düzeyinde) birleşir. Yani aslında üç temel etkileşim bu enerjilerde, aynı şeymiş gibi davranır. Aynı zamanda bu süreçte, 10-36 saniye ile 10-34 saniye arasında enflasyon gerçekleşir . Bu sürelerin inanılmaz kısa süreler olduğunu ve bir insan hayatı için hiçbir anlam ifade etmediğine dikkat edin. Sayılara bakınca bu başlık diğerinden çok uzak bir süre zarfıymış gibi görünebilir, fakat aslında saniyenin trilyonda birinden daha yakındır. Bu noktada elektrozayıf faz geçişi gerçekleşir, yani elektromanyetik ve zayıf etkileşim de artık birbirinden ayrılır. Bu şu demek: Artık bu noktadan sonra, dört temel etkileşim de birbirinden farklı, günümüzdeki gibi deneyimlenir. Bu sırada ortamda kuarklar, leptonlar ve bunların anti çiftleri bulunuyor. Sıcaklık giderek düştükçe, bozon ailesine ait olan W+, W- ve Z bozonları da oluşmaya başlıyor. Kuarklar 200 MeV'den sonra faz geçişine uğruyor. Yani bundan öncesinde serbest bir şekilde hareket edebiliyorlarken, artık hadronlar ve mezonlar içerisinde hapsoluyorlar. Hadronlar, üç tane kuarktan oluşurken; mezonlar ise bir kuark ve bir antikuarktan oluşuyor. Bu noktadan sonra tek başına bir kuark görmek mümkün olmuyor. Bu sebeple bu döneme kuark-hadron faz geçişi deniyor. Kreosus'ta her 10 'lik destek, 1 aylık reklamsız deneyime karşılık geliyor. Bu sayede, tek seferlik destekçilerimiz de, aylık destekçilerimiz de toplam destekleriyle doğru orantılı bir süre boyunca reklamsız deneyim elde edebiliyorlar. Patreon destekçilerimiz, destek miktarından bağımsız olarak, Evrim Ağacı'na destek oldukları süre boyunca reklamsız deneyime erişmeyi sürdürebiliyorlar. YouTube destekçilerimizin hepsi otomatik olarak reklamsız deneyime şimdilik erişemiyorlar ve şu anda, YouTube üzerinden her destek seviyesine reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. YouTube Destek Sistemi üzerinde sunulan farklı seviyelerin açıklamalarını okuyarak, hangi ayrıcalıklara erişebileceğinizi öğrenebilirsiniz. Bu 3 platform haricinde destek olan destekçilerimize ne yazık ki reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. Destekleriniz sayesinde sistemlerimizi geliştirmeyi sürdürüyoruz ve umuyoruz bu ayrıcalıkları zamanla genişletebileceğiz.Giriş yapmayı unutmayın! Reklamsız deneyim için, maddi desteğiniz ile ilişkilendirilmiş olan Evrim Ağacı hesabınıza üye girişi yapmanız gerekmektedir. Giriş yapmadığınız takdirde reklamları görmeye devam edeceksinizdir. Hadronlardan ikisi yeterli kararlılığa sahip durumda: Proton ve nötron. Nötron 615 saniyelik yarılanma ömrüne sahip durumda, ardından bir proton, bir elektron ve bir anti elektron nötrinoya bozunuyor. Proton içinse bu süre 1033 yıl, yani evrenin şu anki yaşından dahi kıyaslanamayacak ölçüde fazla. Bu zamandan sonra madde ve antimadde arasındaki dengesizlik, var olanların birbiriyle yok olmasını tetikliyor. Maddenin daha üstün gelmesi durumundan dolayı, evrende şu anda gördüğümüz tüm yapılar oluşuyor. Bu da neden antimaddeyi görmekte zorlandığımızı bir nebze de olsun açıklıyor. Bu noktadan sonra baryon-foton oranı değişmiyor. Her bir baryon başına, 109 tane foton bulunuyor. Aynı zamanda bu protonlar ve nötronlar durağan değiller. Bir anti elektron nötrino ve proton birleşerek, bir nötron ve bir pozitron açığa çıkarabiliyor. Aynı şekilde bir elektron nötrino ve bir nötron birleşerek, bir elektron ve bir proton oluşturabiliyor. Bu her iki tepkime de çift yönlü çalışıyor . Evrenin yaşı 10-2 saniye olduğunda ortamda çok sayıda nötrino, antinötrino, elektron ve pozitron var. Nötrinonun sıcaklığı, baryonik maddenin sıcaklığı ve ışınımın sıcaklığı ile aynı. Yani birbirlerinden ayrışmamış durumdalar. t~10-2 saniye iken nn/np oranı yaklaşık olarak 0.9'a eşit. t~10-1 saniye olduğunda ise bu değer 0.65'e düşüyor. Evrenin yaşı yaklaşık 0.7 saniye iken, az önce bahsettiğimiz proton ve nötron işlemi sadece sağdan sola çalışıyor. Nötrino veya antinötrinonun bir diğer parçacıkla etkileşmesi, sıcaklık ve yoğunluğun azalmasıyla giderek düşüyor. Bunun bir sonucu olarak nötrinolar artık baryon-foton akışkanından ayrılarak serbest bir şekilde hareket etmeye başlıyor. Bu sebeple bu döneme nötrino ayrışması denir. Ayrışmadan sonra evrenin yaşı yaklaşık 1 saniyeye yakın iken, elektron-pozitron çifti de gözden kaybolmaya başlıyor. Var olanlar, birbirleri ile etkileşerek gama ışını oluşturmaya devam ediyor. Bu yüzden elektron ve pozitron sayısında dramatik bir düşüş gerçekleşiyor. Kalan negatif yüklü elektronların sayısıyla, pozitif yüklü protonların sayısı dengede, yani evren nötr. Elektron-proton bozunmasının en önemli etkisi; enerjinin foton, baryon ve kalan elektronlar arasında hızlı bir şekilde paylaşılıyor olması. Nötrinolar bu ortamdan ayrıştığı için, gerçekleşen bu süreçlerden enerji kazanamıyorlar. Bu sebeple kozmik nötrino arkaplan ışımasının sıcaklığı, kozmik mikrodalga arkaplan ışımasından daha düşük bir sıcaklık olarak 1.95 K düzeyinde. Evrendeki baryonik maddenin nötron ve proton formunda olması ve şartların da imkan vermesiyle, ilkel nükleosentez gerçekleşmeye başlıyor. Hidrojenden; helyum, lityum, berilyum gibi elementler türüyor. Bunlardan yalnızca çok hafif olan H, He ve Li kararlı. Burada bulunduğu ön görülen oranlar, evrende şu anda gözlediğimiz oranlarla kıyaslanarak, teorinin doğruluğu test edilebiliyor. Hafif elementlerin oluşmasından sonra, ciddi başka bir değişiklik olmadan yüz binlerce yıl geçiyor. Bu noktada gerçekleşen en önemli olay, şu anda gördüğümüz kozmik mikrodalga arkaplan ışımasını oluşturan rekombinasyon dönemi. Serbest halde dolaşan elektronlar, atomların yörüngelerindeki yerlerini rahat bir şekilde alabilmeye başlıyorlar. Eğer ortamdaki fotonların enerjisi çok yüksek olursa, elektronlar iyonlaşacağından sıcaklığın yeteri miktarda düşmesi gerekiyordu. 3000 K düzeyi bunun gerçekleşmesi için uygun bir sıcaklıktır. Aslında burada rekombinasyon talihsiz bir yanlış isimlendirmedir, çünkü "re" ifadesi "tekrar" anlamını taşır. Halbuki bu durum, ilk defa gerçekleşmektedir. Elektronların atom çekirdeği etrafındaki yerlerini edinmeleriyle, fotonlar ortamda serbest bir şekilde hareket edebilmeye başlıyorlar. Dolayısıyla bu andan itibaren ortaya çıkan fotonlar, evrende bir engelle karşılaşmadan rahatlıkla ilerleyebildiğinden, bu andan itibaren gelen fotonları görebiliyoruz. Son saçılmalar gerçekleşip bittiği için böylesi bir hayali yüzeye, son saçılma yüzeyi diyoruz ve buradan gelen fotonlar şu anda yaklaşık 2.73 K'lik kara cisim ışımasına karşılık gelen kozmik mikrodalga arkaplan fotonlarını oluşturuyor. 3000 K düzeylerinde başlayarak, 2.73 K'de neden göründüğünü merak edebilirsiniz. Bu durum tamamen, o andan bu yana evrenin genişleyerek fotonların enerji kaybetmelerine neden olmasından kaynaklanmaktadır. Yani CMB geçmişte daha sıcak görünüyordu, gelecekte ise daha soğuk görünecektir. Aynı zamanda fotonların ortamdan ayrışmadan önce baryonlarla birlikte olduğu ortam baryon-foton akışkanı olarak adlandırılır ve enerji transferlerinde önemli bir yeri vardır. Her bir ayrışma olduğunda, evrenin önemli bir faz geçişi yaşadığını fark etmiş olmalısınız. Belki de bu noktadaki en derin soru, bunların sayıları ve neden bu zamanlarda gerçekleştikleridir. Kozmoloji konularını detaylı olarak ele aldığımız başlıklara yazı dizilerimize giderek ya da aşağıdaki bağlantılardan ulaşabilirsiniz.


NASA, Hubble'ın çektiği bir fotoğrafı müziğe dönüştürdü ve sonuç gerçekten şaşırtıcı. Evren harikulade bir yer! Keşfedilecek uçsuz bucaksız gezegenlerle, henüz açığa kavuşturulmamış gizemlerle, ve hatta kara deliklerin üflediği süper baloncuklarla dolu. Fakat uzayın sahip olmadığı bir özellik var ki o da gürültü. Dünya'daki hava molekülleri, sesleri duymamızı sağlar fakat bu moleküller, uzayda bulunmuyor bundan dolayı da uzayda tam bir sessizlik hakim. Neyse ki bu sessizlik, NASA'nın uzayın sessizliğinden bir ses oluşturmasına engel olmamış. NASA, yukarıda Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilen görüntüyü sese dönüştürmüş. NASA'nın bu proje için kullandığı görüntü, Hubble'ın Gelişmiş Ölçüm Kamerası ile Geniş Alan Kamerası 3 tarafından geçen yılın Ağustos ayında çekilmiş. Evet! Artık müziğin, podcast'lerin veya sesli kitapların yanında dinleyebileceğiniz yeni şey daha var: Hubble görüntüleri. Hubble'la çalışan ekip, tüm görsele serpilmiş galaksi sayısından dolayı bu görüntüyü galaktik bir hazine sandığı olarak adlandırıyor. NASA, görüntüye ilişkin yaptığı bir açıklamada bir galaksinin görünen her noktasının, sayısız miktarda yıldıza ev sahipliği yaptığını söylüyor. Fakat görüntü her ne kadar güzel olsa da; ürkütücü bir müzik bestesine dönüştürüldüğü zaman, başka bir seviyeye geçiyor. Kreosus'ta her 10 'lik destek, 1 aylık reklamsız deneyime karşılık geliyor. Bu sayede, tek seferlik destekçilerimiz de, aylık destekçilerimiz de toplam destekleriyle doğru orantılı bir süre boyunca reklamsız deneyim elde edebiliyorlar. Patreon destekçilerimiz, destek miktarından bağımsız olarak, Evrim Ağacı'na destek oldukları süre boyunca reklamsız deneyime erişmeyi sürdürebiliyorlar. YouTube destekçilerimizin hepsi otomatik olarak reklamsız deneyime şimdilik erişemiyorlar ve şu anda, YouTube üzerinden her destek seviyesine reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. YouTube Destek Sistemi üzerinde sunulan farklı seviyelerin açıklamalarını okuyarak, hangi ayrıcalıklara erişebileceğinizi öğrenebilirsiniz. Bu 3 platform haricinde destek olan destekçilerimize ne yazık ki reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. Destekleriniz sayesinde sistemlerimizi geliştirmeyi sürdürüyoruz ve umuyoruz bu ayrıcalıkları zamanla genişletebileceğiz.Giriş yapmayı unutmayın! Reklamsız deneyim için, maddi desteğiniz ile ilişkilendirilmiş olan Evrim Ağacı hesabınıza üye girişi yapmanız gerekmektedir. Giriş yapmadığınız takdirde reklamları görmeye devam edeceksinizdir. Sese dönüştürülen görüntüyü oluşturan ekip, görüntüdeki farklı bölge ve ögelerin farklı sesleri temsil ettiğini söylüyor. Yıldızlar ve galaksiler, kısa ve net seslerle temsil edilirken; sarmal şekildeki galaksiler daha karmaşık ve uzun notalar çıkarıyor. Ayrıca bu görüntünün 'sesi', en başta kulağa biraz ürkütücü gelse de; ses, orta kısma doğru yer alan ve RXC J0142.9+4438 olarak adlandırılan bir galaksi kümesine geldiğinde gayet güzel bir melodi ortaya çıkıyor. O halde işte size, evrenin keyfini çıkarmanın başka bir yolu daha!


Falcon Heavy, 6 Şubat tarihinde SpaceX tarafından başarıyla uzaya fırlatıldı. Doğu ABD saatiyle 03.45'de, Falcon Heavy; Florida'nın Kennedy Uzay Merkezi'ndeki Kalkış Kompleksi 39A'dan fırlatıldı. Aşama ayırma ve itici ayırma işlemleri başarılıydı ve iki yan çekirdek de SpaceX'in 1. ve 2. iniş alanlarına eş zamanlı güzel birer iniş gerçekleştirdiler. Ancak planlanılanın aksine, merkez çekirdek; şirketin Atlantik Okyanusu'nda yer alan Of Course I Still Love You isimli uzaktan kumandalı gemisine iniş yapamadı. SpaceX hala çekirdeğin kaybolduğunu teyit etmese de, roketin fırlatılış klibinde Merkez çekirdeği kaybettik diyen bir ses duyabiliyoruz. Şu an için Dünya'nın en güçlü roketi olan Falcon Heavy, yük olarak sınırlı sayıda üretilmiş ve Mars'a doğru Güneş çevresinde eliptik bir yörünge ile yol alacak bir Tesla Roadster taşıyordu. Evet, gerçekten. Ne kadar etkileyici olsa da, David Bowie'nin Space Oddity şarkısını çalan ve uzay giysisi giydirilmiş bir kukla ile tamamlanmış spor arabanın sizi asıl olaydan uzaklaştırmasına izin vermeyin. Uzay kirliliğine özgün bir şekilde katkıda bulunmanın yanı sıra, bu arabanın Mars'a olan yolculuğu; Falcon Heavy'nin Dünya'dan çok uzaklara oldukça etkileyici yükler taşıyabileceğini kanıtlıyor. Bununla birlikte Musk, BFR gelişimindeki beklenmedik gecikmelerin bunu değiştirebileceğini belirtti. BFR gelişiminin nasıl ilerleyeceğini göreceğiz dedi. Bu, beklenenden uzun sürerse, Ay'ın etrafına Falcon Heavy üzerinde bir Crew Dragon gönderme ve Falcon Heavy'de ekip ile farklı şeyler yapma fikrine geri döneceğiz dedi. Falcon Heavy ile ya da değil, ancak bir gün birimiz bir SpaceX gemisiyle Mars'a gidebiliriz. İnandırıcı gelmiyor mu? Düşününce milyarder bir girişimcinin, büyük bir roketi test etmek için kişisel arabasını uzaya gönderme fikri de kulağa pek inandırıcı gelmiyor. SpaceX dışında, insanlığın Ay ve Mars'a gidebilecek araç olanakları oldukça sınırlı. NASA şu anda Falcon Heavy'den daha güçlü ve yolcu taşıyabilecek düzeyde bir Uzaya Fırlatma Sistemi üzerinde çalışıyor. Tahminlere göre 2022'de hazır olacağı öngörülüyor ancak konu devasa roketler olunca gecikmeler oldukça yaygın. Görünen o ki, Falcon Heavy; daha ucuz olmasından dolayı diğer aracı kolayca geride bırakacak. Ağır fırlatmalarda, diğer araç için 500 milyon ile 1 milyar dolar arası masraftan söz edilirken Falcon Heavy ile yalnızca 90 milyon dolar masraf yapılacak. NASA'nın sınırlı bütçesi ve mevcut yönetimin Ay'a dönme konusundaki yoğun isteği göz önüne alındığında, SpaceX'in roketi Mars için cazip bir seçenek gibi görünüyor. Bu başarılı Falcon Heavy fırlatması, SpaceX'in uzay keşfi konusunda merak yaratmasına yardımcı olacak. Bu ilgi, insanlığın sıradaki durağı Mars'a ulaşabilmesi için gereken hırslı çalışmayı destekleyecek yeni ortaklıklara ve artan finansmana sebep olabilir.


Falcon Heavy Sayesinde Asteroit Madenciliği Gerçekleşebilir! Uzay MadencileriSpaceX'in Falcon Heavy'si, 21. Yüzyılın Altın Telaşı'nı ancak madenciler batıya yönelmek yerine değerli mineralleri ve kimyasalları uzayda ararlarsa hafifletebilir. Güneş sistemimiz, boyutları birkaç adımdan başlayıp yüzlerce kilometre çapına kadar değişebilen taş dünyalarla, bir diğer değişle milyonlarca asteroit ile doludur. Yüzyılı aşkın bir süredir insanlar asteroitler ile madencilik fikrini birleştirmeyi düşündüler ancak önlerinde büyük bir engel vardı: Onlara ulaşabilmek. İlk adım olan bir asteroit üzerine inmek için, Alçak Dünya Yörüngesi'nden çıkıp asteroit'in yörüngesine girebilecek güçte bir araç gerekiyor. Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nde bir gökbilimci olan Martin Elvis'e göre bu araç Falcon Heavy olabilir. Martin Elvis, Amerikan Bilimin İlerlemesi Derneği 'ın Teksas, Austin'deki senelik toplantısında, Falcon Heavy'nin ulaşabileceğimiz asteroit sayısını 15 katı kadar arttırabilme potansiyeli olduğunu ve böylece asteroit madenciliğini gerçekleştirebileceğini söyledi. "Elimizde birkaç yüz yerine binlerce cevher taşıyan asteroit var."Bu asteroitlerdeki minerallerin değerleri oldukça şaşırtıcı. Yalnızca 16 Psyche asteroitinde bulunan demir, tahminen 10$ kentilyon değerindedir ve NASA'ya göre, eğer Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki bütün asteroitlerdeki mineralleri çıkartabilseydik, dünyadaki her bir insana 100$ milyar verebilecek düzeyde bir servetle karşılaşırdık. Asteroit madenciliği, yalnızca başarılı madencileri milyoner hatta milyarder yapmaktan ziyade, insanlığın kozmosu kolonileştirmesini de kolaylaştırabilir. Bazı demir, kobalt, titanyum ve diğer maddeleri içeren asteroitleri, uzay istasyonu gibi yerler inşa etmek için kullanabiliriz. Bazı asteroitler, astronotların hayatta kalmaları için gereken oksijen ve suyu bol miktarda içerir ve bazıları ise uzay gemilerimizde kullanabileceğimiz roket yakıtına dönüştürebileceğimiz amonyak ve hidrojeni içermektedir. Elvis haklıysa ve Falcon Heavy bu dünya dışı kaynaklara ulaşmamıza yardımcı olabilirse, SpaceX'in lansman başına 90 milyon dolarlık maliyeti, modern madencilere kazanacakları miktarlarla karşılaştırıldığında sudan ucuz gelecektir. 21. Yüzyılın Altın Telaşı: 21st century Gold Rush, Huffington Post tarafından yayınlanan, birden fazla ödül kazanan, mülteci krizinin dünyanın ekonomisini resimlerle, kelimelerle nasıl değiştirdiğini anlatan bir yazı.


Deneyde Ben Franklin figürü, bir elektroskop görevi görürken, van de Graaff jeneratörü ise ölçülmek istenen elektrik alanı sağlıyor. Deneyin ilk kısmında, henüz herhangi bir metal kutu yokken, Ben Franklin figürlü elektroskop, bize elektrik alanın varlığını gösteriyor. Deneyin ikinci kısmında ise metal kutu, Ben Franklin elektroskobunu içine alacak şekilde yerleştiriliyor. Ben Franklin elektroskobu, metal kutunun yani Faraday kafesinin içinde herhangi bir elektrik alan olmadığını gösterirken, Faraday kafesinin dışındaki elektrik alanın varlığı, kafesin dışındaki püsküllerle oluşan elektroskop ile tespit ediliyor. Daha önce uçak ile seyahat etmiş olanlarınızdan çoğu da, aslında bir Faraday kafesi deneyinin deneği olmuş olabilir. Bilindiği üzere, uçaklar yüksek irtifalardaki seyirleri süresince yıldırım çarpmasına uğrarlar. Ancak uçaklar birer Faraday kafesi gibi davrandıkları için, içindeki yolcuları ve tüm elektronik devreleri, yıldırımın yarattığı yüksek elektrik alan etkisinden korur. Faraday kafesi, sadece kafes dışındaki elektromanyetik dalgalara karşı bir kalkan görevi görmek dışında aynı zamanda da içerideki oluşan elektrik alanın veya elektromanyetik dalgaların yalıtımını da sağlar. Bunun en bilinen örneği ise, mutfaklarımızda kendine yer edinen mikrodalga fırınlardır. Fırının içindeki elektromanyetik dalgalar, Faraday kafesi görevi gören metal kaplama tarafından içeride tutulmaktadır. Mikrodalga fırının ön bölümünde yer alan boşluklar ise, metal kaplamanın yekpare metal olması gerekmediğini bize gösterir. Faraday kafesi etkisinin gözlemlenebilmesi için önemli olan, daha önce izlediğimiz deneyde olduğu gibi, metal kaplamanın belirli bir hacmi kaplamasıdır. Metal bir iletkende, atom başına bir ya da daha fazla elektron serbest bir halde bulunur. Bu sebepten ötürü, metal iletkenler, dışarıdan kaynaklanan elektrik alanlara karşı kendi serbest elektronlarının konumlarını değiştirerek, karşı bir elektrik alan oluşturur . Bu oluşturulan karşı elektrik alan, iletkenin içindeki toplam elektrik alanı sıfır yapar. Bu sayede, bir iletken eş potansiyeldir, başka bir deyişle, iletken içindeki potansiyel sabittir. Metalin içindeki elektrik alanın sıfır olmasından ötürü, kafesin kapsadığı herhangi bir boşlukta da elektrik alan sıfır olacaktır. Bu etki sayesinde, dışarıda oluşan herhangi bir elektrik alanın etkisi, kafesin içine nüfuz edemeyecektir. Artık asansöre binip, telefonunuzla konuşmaya çalıştığınızda telefonunuzun çekmediğini fark ederseniz, sebebinin Faraday kafesi etkisi olduğunu bileceksiniz. Uçakta uçarken dışarıyı izleyip, yıldırımlar olduğunu görseniz dahi rahat olacaksanız. Fiziğe ve Faraday kafesine güvenin.


Proteinlerin hayatımızdaki öneminden zaten bahsetmiştik . Vücudumuzda gerçekleşen metabolik reaksiyonlarda enzimler görev alır. Enzimler; protein yapısında olup, reaksiyonların olağan sürelerinden daha hızlı gerçekleşmesini sağlayan biyokatalizörlerdir. Enzimlerin etki ettikleri maddelere, substrat denir ve enzimler substratlarına özgüdürler. Yalnızca o substratla bir kompleks oluştururlar. Bir enzimin yapısının bozulması, çalışmaması durumunda reaksiyon olması gereken yolağından sapıp başka yolaklara girerek farklı bileşikler oluşturabilir. Buna en önemli örnek de kalıtsal metabolik bir hastalık olan fenilketonüri hastalığıdır. Ülkemizde, özellikle akraba evliliklerinden ötürü, görülme oranı dünyadakine göre daha yüksek olan bu hastalıkta, fenilalanin hidroksilaz denen bir enzimin çalışmaması veya eksikliği sonucunda fenilalanin amino asidi, tirozin amino asidine dönüşemez. Fenilalanin, çeşitli yolaklar sonucunda fenil pirüvik asit, fenil laktik asit, fenil asetik asit gibi daha farklı bileşikler halinde birikmeye başlar ve idrarla atılırlar. Bebeklik döneminde bu bileşiklerin toksik düzeylerinin beyin omurilik sıvısına geçmesiyle, bebeğin beyin gelişimi etkilenir ve bu durumzeka geriliğine sebep olur. Bunun temel sebebi, aşırı fenilalanin amino asidinin kan-beyin bariyerini geçip, vücut için gerekli diğer amino asitlerle yarışarak onları engellemesi ve gerekli metabolitlerde eksiklik oluşturmasıdır. - Ciltte, idrarda veya nefeste küflü bir koku - Nöbet gibi nörolojik problemler - Ciltte kızarıklık/döküntü - Açık ten ve mavi göz - Anormal ufak kafa yapısı - Hiperaktivite - Zihinsel gelişim problemleri - Gelişimde gecikme - Davranışsal, duygusal ve sosyal problemler - Psikiyatrik bozukluklar Fenilketonüri Tanısı Nasıl Konur?Bu sebeple genelde bebekler doğduktan üç gün sonra, bebeğin topuğundan kan alınarak PKU tanı testi yapılır. Bu test Guthrie kartı aracılığıyla yapılır. Üç gün sonra olmasının sebebi, enzimin eksikliğinin ortaya çıkması için gereken beslenmenin gerçekleşebilmesidir. Fenil asetik asit bileşiğinin idrara özgün bir koku vermesi de eskiden beri PKU tanısında kullanılır. Ne Kadar Yaygın Bir Hastalık?Fenilketonuri, dünya genelinde 12,000 bebekten 1'inde görülürken bu oran Türkiye'de 4,200 bebekten 1'i gibi ortalamanın üzerinde bir değerdir. Avrupa'da 1/10,000, Amerika'da 1/13,000, Çin'de 1/11,000 - 1/25,000 arasında, Finlandiya'da 1/100,000 ve Tayland'da ise 1/200,000 gibi diğerlerine kıyasla oldukça düşük bir değerdir. Yani Tayland'da görülme olasılığı Türkiye'dekinden yaklaşık 50 kat daha azdır . Fenilketonüri Tedavisi Nedir?Fenilketonuri hastalığı, aile üyelerinden geçen kalıtsak bir hastalık olması nedeniyle kalıcı bir tedavisi yoktur, ancak hastalığın yarattığı zeka geriliği gibi sonuçlar, sıkı bir diyetle önlenebilir. Fenilalanin amino asidi oranı düşük gıdalar kullanılır ve proteince zengin gıdaların tüketimi kısıtlanır. Amaç kandaki fenilalanini normal düzeyde tutmaktır, fakat büyüme için gereken tüm besin öğeleri eksiksiz verilir. Fenilketonüri Diyeti Nasıldır?Düşük miktarlarda fenilalanin içeren gıdalar seçilmelidir, bunun için iyi bir araştırma yapılmasını ve doktorunuza danışmanızı muhakkak öneririz. Genel olarak yüksek protein içeren süt ve süt ürünleri, et, balık, tavuk, yumurta, fasulyeler ve kuruyemişler önerilmez. Bu yiyecekler, fenilketonuri hastalarında yüksek fenilalanin kan değerlerine neden olabilir. Fenilalanince fakir sebzeler, meyveler, makarna, ekmek ve gevrekler tüketilebilinir. Fakat bu besinlerin bazıları farklı tiplerde olabilir ve bazıları proteince zengindir. Bu nedenle tüketilen ürüne dikkat edilmesini öneriyoruz. Görüldüğü üzere, vücuttaki bir enzimin çalışmaması, tüm metabolizmayı kısıtlar. Bu yüzden genetik açıdan bir proteinin doğru kodlanması, doğru üç boyutlu yapıda olması büyük önem taşır. ÖNEMLİ: Bu yazı, genel bilgilendirme amaçlıdır ve bir sağlık tavsiyesi içermez. Böyle ciddi durumlarda lütfen uzmanınıza danışıp, onun fikirlerini önemseyiniz.


Üzerinde yaşam barındıran ve henüz bu kapsamda bildiğimiz tek gezegen olan Dünya'daki yaşam formlarının tüm varyasyonları, biyoçeşitliliği oluşturur. Milyarlarca yıl önce, ilk yaşam belirtileri oluştuktan sonra meydana gelen primitif canlılar, zaman içerisinde birbirlerinden büyük bir farklılaşmaya uğramış ve 2 milyon-2 trilyon gibi büyük bir tahmin aralığında türlere yayılmıştır. Bu kadar büyük bir global çeşitlilik sisteminde de, yakınlık ve benzerlik ilişkilerinden ötürü bir sınıflandırma bilimi olan taksonomi doğmuştur. Taksonomik birimler arasında benzerlik ve yakınlık sayısal olarak değerlendirildiği zaman filogenetik sınıflandırma metoduna ulaşılır. Filogeni, organizmalar arasındaki evrimsel ilişkilere verilen addır ve bunu inceleyen bilim dalı da filogenetiktir. Filogenetik sınıflandırma, canlıların DNA benzerliği, hücre yapısı benzerliği, enzim benzerliği, protein benzerliği, anatomik benzerlik, embriyolojik benzerlik, homolog organ benzerliği gibi özelliklerine göre yapılır. İçlerinde en çok kullanılanlardan biri ise DNA benzerliğidir. DNA bazlı filogenetik çalışmalardaki canlı benzerlikleri ve farklılıkları belli genlerin nükleotit sekanslarının karşılaştırılması ile gösterilir. Sekanslardaki uyumluluk evrimsel yakınlığı, farklılık ise uzaklığı gösterir. Peki, canlılarda çok fazla sayıda gen ve hele ki türler arasında bu kadar çeşitlilik varken; bu belli genler, yani DNA bölgeleri nasıl seçilebilir? rDNA yani ribozomal DNA ile. rDNA'lar tüm organizmalarda mevcuttur ve canlılığın ortak bir başlangıcına sahiptir. Diğer bir deyişle, evrimsel yönden ortak bir bölgeyi işaret eder. Bu nedenle türler arasında bir filogenetik ağaç oluşturulacaksa belli genler olarak bahsedilen incelenecek bölge, rDNA bölgesi ve buradaki genlerdir. Sol üstten başlayarak satır satır ilerleyen uzun bir sekansın gösterimi. Türlerin Kökeni adlı eserin ilerleyen zamanlardaki takibinde, organizmaların evrimsel kökenlerini şematik olarak göstermenin en iyi metodu ağaç grafikleri olarak gelenekselleşmiştir. Türlerin sekansları arası uyum ile ağaç dallarının uzunluğu ters orantılı olacak şekilde, bir ölçek parametresi ile birlikte hazırlanır. Yakınlığı bulunan türlerin ağaç üzerinde gösterimi, bunlara nispeten uzak olan bir dış grup ile pekiştirilir. Farklı bal arısı türlerinin filogenetik ağacı. Sekans uyumları (PTP1 adlı gene göre bakılmış) dal ayrımlarında yüzdeler ile verilmiştir ve altta yer alan E. cuniculi türü sistemin dış grubudur. - Darwin C. On the Origin of Species by Means of Natural Selection 1859; J. Murray, London. - Dahlgren, L.P., R.M. Johnson, M.D. Ellis & B.D. Siegfried Varroacide Toxicity to Honey Bee Queens - https://sites.google.com/site/abillionlivesintheworld/ - http://www.illumina.com/techniques/sequencing/dna-sequencing.html


Finlandiya'da Beyaz Aurora Hiçbir Zaman Görülmedi; ama Sahte Bilim Sayfaları Aynı Zırvayı Paylaşıp Duruyorlar! Finlandiya'da sınırları çok keskin olan, perde şeklinde, beyaz aurora gözlendi. Fotoğraflar aurorayı değil, uzun pozlamayla çekilmiş flüorasan lambaları göstermektedir. Yukarıdaki gibi bir dizi fotoğraf, "Yaplakal" isimli bir sitedeki NeverSmile isimli bir kullanıcı tarafından üretilmiştir; ancak paylaşımların hiçbirinde auroralardan söz edilmemektedir. Sosyal medyada bunu "Finlandiya'daki beyaz aurora" olarak paylaşanlar, bu fotoğraflar arasından aurora isimli ışık olayına benzer olanları cımbızlayarak, prim yapma ve insanları kandırma amacıyla paylaşmışlardır. - ABD, Ay'a Kaç İnsanlı İniş Gerçekleştirdi? Hepsi Başarılı Mı Oldu? Şu Anda Neden İnsan Gönderilmiyor? - Finlandiya'da Beyaz Aurora Hiçbir Zaman Görülmedi; ama Sahte Bilim Sayfaları Aynı Zırvayı Paylaşıp Duruyorlar! - Forer Barnum Etkisi: Astroloji ve Fallar Neden Bize Uyuyor? Astrolog ve Falcılar Kişiliğinizi Nasıl Tahmin Ediyorlar? Auroraların beyaz renkte ve bu formda olmadığı bilinmektedir. Güneş, aktif dönemlerinde koronal kütle atımlarıyla yüklü parçacıkları etrafındaki uzaya yüksek bir hızda fırlatır. Bazen bu atımlar, Dünya'nın doğrultusunda olur ve bu yüklü parçacıklar manyetik alanı takip ederek kutup bölgelerinden itibaren atmosfere girer. Bu da orada bulunan atomların uyarılmasına ve foton salınmasına neden olur. Bu olay işin fiziği gereği tek bir dalga boyunda gerçekleşir. Oysa ki beyaz ışık dediğimiz, tüm dalga boylarını bir arada barındıran bir ışıktır . Bu nedenle herhangi bir auroranın beyaz olarak görülmesi mümkün değildir. Aynı Twitter hesabının bu paylaşımdan birkaç gün önce de APOD olarak seçilmiş bir görseli ne APOD'a ne de fotoğrafı çekene atıf vermeden, hatalı bir bilgiyle paylaştığı görülebiliyor . Hesabın gelen sayısız yorumlara kayıtsız kaldığı ve aynı şekilde hatalı paylaşımları sürdürdüğü görülebiliyor. Günümüzde sosyal medyanın körüklediği popülerlik ve ünlü olabilme arzusu, bilimsel bilgilerin az ilgi görmesiyle harmanlanınca birçok sözde bilim platformunun hatalı ama dikkat çekici içerikler paylaştığı görülüyor. Bu hesaplardan bazıları tamamen ticari amaçlı oluşturuluyor ve yeterince takipçiye ulaştıktan sonra isim değiştirerek satılıyor. Bu tür bir iş modeline dönen sistemde, insanların hangi türden dezenformasyonlara daha fazla tepki vereceği bilindiği için kasıtlı olarak hatalı bilgiler paylaşılıyor ve bu, bilim kültürünü önemli ölçüde olumsuz bir şekilde etkiliyor. Kreosus'ta her 10 'lik destek, 1 aylık reklamsız deneyime karşılık geliyor. Bu sayede, tek seferlik destekçilerimiz de, aylık destekçilerimiz de toplam destekleriyle doğru orantılı bir süre boyunca reklamsız deneyim elde edebiliyorlar. Patreon destekçilerimiz, destek miktarından bağımsız olarak, Evrim Ağacı'na destek oldukları süre boyunca reklamsız deneyime erişmeyi sürdürebiliyorlar. YouTube destekçilerimizin hepsi otomatik olarak reklamsız deneyime şimdilik erişemiyorlar ve şu anda, YouTube üzerinden her destek seviyesine reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. YouTube Destek Sistemi üzerinde sunulan farklı seviyelerin açıklamalarını okuyarak, hangi ayrıcalıklara erişebileceğinizi öğrenebilirsiniz. Bu 3 platform haricinde destek olan destekçilerimize ne yazık ki reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. Destekleriniz sayesinde sistemlerimizi geliştirmeyi sürdürüyoruz ve umuyoruz bu ayrıcalıkları zamanla genişletebileceğiz.Giriş yapmayı unutmayın! Reklamsız deneyim için, maddi desteğiniz ile ilişkilendirilmiş olan Evrim Ağacı hesabınıza üye girişi yapmanız gerekmektedir. Giriş yapmadığınız takdirde reklamları görmeye devam edeceksinizdir. Bu tür hesapların genellikle fotoğrafın kaynağına da atıfta bulunmayarak etik ihlal yaptığı gözleniyor. Bir bilginin kaynağının paylaşılmasının, bilimsel paylaşımlar yapan platformlarda ne kadar hayati olduğunun da bir göstergesidir bu. Çünkü çoğu zaman kaynağın paylaşımı, söz konusu iddianın doğru olup olmadığı hakkında bu örnekte olduğu gibi net bir bilgi veriyor. Örneğin Aurora görselinde bunu direkt görürken, APOD olan görselde açıklamaya baktığımızda, "aynı saat" ifadesinin hiç geçmediğini görebiliyoruz. Bu tür durumlarda okuyucu olarak yapılabilecek en iyi şey, şaşırtıcı görünen bilgiyi yaymadan önce doğruluğundan emin olmaya çalışmaktır. Özellikle kaynağa ve eser sahibine atıfta bulunmayan bir hesapta bu konuda çok daha hassas olunmasını öneriyoruz. Burada dezenformasyon kadar etik ihlallerin de öneminin altını çizmemiz gerek. Eser sahibine atıfta bulunmadan, birilerinin eser sahibinden daha çok atıf almasını sorgulamamız gerekiyor. Elbette, bilimsel gerçeklerin bilim iletişimi konusundaki rüştünü ve güvenilirliğini ispat etmiş sayfalardan edinilmesi de büyük önem taşıyor. Sosyal medyayı dolup taşıran bu tür ticari sahtebilimcilere geçit vermemeniz ve prim yaptırmamanız dileklerimizle...


Fizikçiler Gözlemlenmemiş Kuantum Parçacıklarını İzlemek İçin Bir Yol Buldu! Kuantum teorisininin altında yatan temel prensiplerden biri, kuantum nesnelerin dalgalar veya parçacıklar olarak var olabilmesidir. Ancak ölçülene kadar "var" olarak kabul edilemeyen kuantum nesnelerin, gözlemlenmedikleri zaman tanımlanmaları ve izlenmeleri mümkün olmamaktadır. Fakat son zamanlarda fizikçiler bu konuyla yüzleştiler ve gözlemlenmemiş kuantum parçacıklarının izlenmesinin imkansız olmadığını kanıtladılar. Yapılan çalışmanın başındaki isim ve Cambridge'in Cavendish Laboratuvarı'nda doktora öğrencisi olan David Arvidsson-Shukur, fiziğin temel taşlarından dalga fonksiyonu üzerine eğilmiş bir bilim insanıdır. Arvidsson-Shukur dalga fonksiyonunun, zengin bilgiler içeriyor gibi görünse de, gerçek kuantum parçacıklarının bir gösteriminden ziyade matematiksel bir araç olarak kullanıldığını açıklamıştır. "Bu yüzden, kuantum parçacıklarının gizli hareketlerini izlemenin bir yolunu bulma zorunluluğu hissettik."Cambridge Üniversitesi'ndeki araştırmacılar, Physical Review A dergisinde yayınlanan bu yeni çalışma ile bir kuantum nesnesinin kendisini ölçmek yerine kendi çevresi ile nasıl etkileşim kurduğunu inceleyerek, gözlemlenmemiş kuantum parçacıklarını izleyebildiğini göstermiştir. Parçacıklar hareket ettikçe kendi çevrelerinde iz bırakırlar, bir nevi çevrelerini etiketlerler.Her bir "etiket" veya çevreleriyle etkileşim, parçacıklar içindeki bilgileri kodlar. Arvidsson-Shukur ve arkadaşları bu "etiketleme" etkileşimlerini doğrudan gözlemlemeksizin haritalamak için bir yöntem geliştirdiler. Bununla birlikte bu "etiketleri" takip eden araştırmacılar, parçacıkların gözlemlendiği bir deneyin sonunda parçacıklardan alınan bilgiyi çözebileceklerini keşfettiler. Bu, bilim insanlarının kuantum parçacıklarının hareketlerini takip edebilmelerini sağlayarak; davranışları hakkında, bilim insanlarına çok daha fazla bilgi vermektedir. Gözlemlenmemiş kuantum parçacıklarını izlemenin bu yeni yolu, bilim insanlarının kuantum mekaniğindeki eski tahminlerin doğruluğunu test etmelerini sağlayabilir. Bunların arasında, "bir parçacığın aynı anda iki yerde var olabilmesi" ve "aralarında herhangi bir parçacık transferi olmayan iki insanın telepatik bağlantı kurabilmesi" gibi önermeler de vardır. Dolayısıyla bu araştırma, bir zamanlar fiziksel olarak imkansız olduğu düşünülen şeylerin gerçekte mümkün olabileceğini gösterdiği gibi, araştırmacıların da telepatinin potansiyel gerçekliğini doğrulamasına olanak tanıyor olabilir. Ancak belki de daha önemlisi, bu deney fizikçilerin dalga ve parçacık özelliklerini birlikte anlamalarını sağlamıştır. Daha önce, yalnızca kuantum deneylerinin sonucunu tahmin etmek için kullanılan nümerik hesaplama araçları olduğu düşünülüyordu. Ancak araştırmacılar, kuantum parçacıklarının her bir "etiketleme" işleminin doğrudan dalga fonksiyonu ile ilişkili olduğunu bulmuşlardır. Bu araştırma, kuantum parçacıklarının ve dalga parçacıklarının hareket ve davranışlarını anlamaya yönelik çabaları destekler niteliktedir. Kuantum fiziğinin temel gerçekleri bu tip yeni bilgiler vasıtasıyla test edilebilir ve heyecan verici yeni bulgular, insanoğluna yeni yollar açacaktır. - ScienceAlert, "Physicists Just Discovered a Way to Track Unobserved Quantum Particles"


Flamingoların, yırtıcı alışkanlıkları ve kümelenmeleri bilinse de sosyal ilişkilerinin arkasındaki mekanizmalar hala gizemini koruyor. Beş yıl süren yeni bir çalışma, flamingoların sürülerinin bir parçası olarak son derece sosyal varlıklar olduğunu, sürekli olarak yakın arkadaşlarıyla zaman geçirdiğini ve tıpkı insanlar gibi sevmedikleri bireylerden kaçındıklarını ortaya çıkardı. Exeter Üniversitesi Hayvan Davranışları Araştırma Merkezinden araştırmacı Dr. Paul Rose flamingoların uzun ömürlerinin olduğunu ve arkadaşlıklarının yıllar boyunca sürdüğünü belirtiyor. Rose, Görünüşe göre flamingolar da tıpkı bizim gibi çeşitli nedenlerle sosyal bağlar kuruyorlar ve bu ilişkilerin uzun ömürlü olması, vahşi yaşamda hayatta kalmak için önemli bir rol oynuyor." sözlerini de ekliyor. Rose ve meslektaşı, Exeter Üniversitesi Profesörü Darren Croft, Wildfowl & Wetlands Trust Slimbridge Sulak Alan Merkezi'nde dört flamingo türünü inceledi. Flamingolar sosyal bağlarını; evli çift, aynı cinsiyetten arkadaşlıklar ve hatta üç-dört kişilik yakın arkadaş grupları olarak kuruyor. Araştırmacılar Karayipler, Şili, And ve Küçük Flamingo sürülerini incelediler. Sürülerin nüfusu 20 üyeden 140'a kadar değişiyor ve bulgular daha büyük sürülerde daha çok sosyal etkileşim olduğunu gösteriyor. Bu etkileşimlerde, mevsimlerin de oldukça büyük rolü var. İlkbahar ve yaz aylarında ve üreme mevsiminde daha fazla bağ oluşuyor. Dr. Rose ayrıca flamingoların bir hayvanat bahçesinden diğerine taşırken, birbirine sıkıca bağlı flamingoları ayırmamaya dikkat edilmesi gerektiğini de vurguluyor.


Kahraman Takımyıldızı, adını Yunan mitolojisindeki kahraman Perseus'tan alır. Hikayeye göre Perseus, Gorgon kardeşlerden Medusa'nın kafasını Graeae'nin Perseus'a verdiği ayna yardımıyla kesmiştir. Zaten gökyüzünde tasvir edilen hayali çiziminde, Perseus'un bir elinde Medusa'nın kesik kafası, diğer elinde ise kılıcı vardır. Kahraman Takımyıldızı'nı Kraliçe, Arabacı, Zürafa, Boğa ve Üçgen takımyıldızları çevreler. Ayrıca Kahraman Takımyıldızı, her sene Ağustos ayında gerçekleşen Perseid Göktaşı Yağmuru'nun saçılım noktası olma özelliğini de taşımaktadır. Ancak bu yazımızda bunlardan biraz farklı olarak, Kahraman Takımyıldızı'nın sınırları içerisinde bulunan muhteşem bir galaksi kümesinden bahsedeceğiz. Abell 426 olarak da adlandırılmış olan Kahraman Kümesi, içerisinde binlerce galaksi içeren zengin bir kümedir. Öyle ki bu bölge, milyonlarca derecelik gaz kütleleri ile birlikte evrenin bilinen en ağır bölgelerinden biridir. Dilerseniz kümenin en baskın üyelerinden biri olan NGC 1275'e bir göz atalım. NGC 1275 bizden 237 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan ve Kahraman A, Perseus A veya Caldwell 24 isimleriyle de bilinen 1.5 Tip bir seyfert galaksidir. Seyfert galaksiler ise kısaca, yüksek yüzey parlaklığına ve güçlü tayf yayılımına sahip aktif galaksilerdir. Bu yüzden NGC 1275 aynı zamanda inanılmaz güçlü bir X-ışını ve radyo dalgası kaynağıdır. Aslında NGC 1275, Tip-cD galaksisi adı verilen bir tip merkezi galaksiden ve HVS adı verilen bir başka yüksek hızlı galaksiden oluşmaktadır. HVS'nin merkezi galaksiye karşı saniyede 3.000 kilometrelik bir hızla ilerlediği tahmin edilmektedir. HVS galaksisi, Tip-cd galaksisinden yaklaşık 200 bin ışık yılı uzaklıkta bulunduğundan Tip-cd'yi direkt olarak etkilemez. Ancak yine de aralarındaki gel-git etkisi nedeniyle şekil alan gazların, bölgedeki yıldız oluşumlarını tetiklediği biliniyor. NGC 1275, galaksinin aktif çekirdeğini besleyen ve yıldız oluşumlarına da zemin hazırlayan yaklaşık 13 milyar Güneş kütlesine eşit kütlede moleküler hidrojen barındırıyor. Oldukça büyük bir karadeliğe sahip NGC 1275'in merkezinin kütlesi, 340 milyon Güneş kütleli bir karadeliğin kütlesine eşit. Son olarak NGC 1275'in bir eliptik galaksi olduğunu da ekleyelim ve galaksi kümemiz Abell 426 ile devam edelim. 240 milyon ışık yılı uzaklıktaki Abell 426 yani Kahraman Kümesi, galaksi kümeleri arasında en parlak X-ışını kaynaklarından biri ve aynı zamanda binlerce galaksi içeren, bize en yakın, en verimli galaksilerden ikincisi. Birinci galaksi kümesi ise Abell 3627 ve ACO 3627 isimleriyle de bilinen Cetvel Kümesi. Ancak Cetvel Kümesi'ne baktığımızda Samanyolu düzlemi tarafından örtüldüğü için pek de bir şey göremiyoruz. Bu nedenle her ne kadar Kahraman Kümesi en verimli küme olmasa da, gözlemlenebilirliği nedeniyle bizim için daha değerlidir diyebiliriz. Aynı zamanda Kahraman Kümesi, evrenin tanımlanmış en ağır objelerinden biri olma özelliğini de taşımakta. İlginç bir şekilde 2003 yılında Cambridge Üniversitesi'nde Dr. Andrew Fabian öncülüğündeki bir ekip, Chandra X-Işını Gözlemevi'nde yaptıkları 53 saatlik gözlemler sonucu Kahraman Kümesi'nde B notası tespit ettiler. Ancak bu nota bir piyano tuşunun 57 oktav ses altında olduğu için hiçbir insan tarafından algılanamıyor. Ses dalgalarının ise az önce bahsettiğimiz NGC 1275 galaksisinin merkezindeki aktif galaktik çekirdekte gerçekleşen plazma şişmelerinden kaynaklandığı düşünülüyor. Bu şişmeler x-ışını filtresi kullanılarak çekilen fotoğraflarda rahatlıkla görülebiliyor. Süper kümeler, Abell 426 veya Abell 3627 gibi galaksi kümelerinin birleşip çok daha büyük galaksi kümeleri oluşturmalarıyla oluşan devasa galaksi topluluklarıdır. Başka bir deyişle süper kümeler, evrende gözlemleyebildiğimiz en büyük yapılardır. İşte Kahraman Kümesi ve diğer pek çok galaksi kümesi de birleşip Kahraman Balıklar adı verilen muazzam bir süper küme oluşturuyorlar. Öyle ki, bu süper küme 300 milyon ışık yılına kadar uzanıyor. Kahraman Kümesi ise bu süper kümenin baskın ve en zengin galaksi kümesi olarak kabul ediliyor. Son olarak yukarıda bahsettiğimiz galaksiler, kümeler ve süper kümeler birleşirken evrende devasa genişlikte boşluklar oluşabiliyor. İşte Kahraman Balık Süper Kümesi ile bir başka süper küme olan Başak Süper Kümesi arasında da 100 milyon ışık yılı çapında devasa bir boşluk bulunuyor. Bu boşluğa ise Boğa Boşluğu adı veriliyor. Boğa Boşluğu gibi devasa büyüklükteki boşlukların nasıl ve neden oluştuğu hakkında belli başlı bazı bilgilerimiz olsa da, bilim insanları evrenin yapısını daha iyi anlayabilmek adına galaksi kümelerini ve bu boşlukları incelemeye devam ediyorlar. Not: Ana görselde Kahraman Kümesi bölgesindeki galaksileri görüyoruz. Fotoğraftaki galaksiler hakkında çok daha detaylı bilgilere ulaşmak için buraya tıklayabilirsiniz.


Galaksi birbirine kütle çekimsel olarak bağlı yıldız, yıldız kalıntıları, yıldızlararası gaz, toz ve karanlık madde barındıran büyük yapılardır. Morfolojik özelliklerine göre farklı tiplere ayrılırlar. Bunlar yine kütle çekimin etkisiyle bir araya gelip daha büyük galaksi kümelerini oluşturabilirler. Evrendeki ilk yıldızların büyük patlamadan yaklaşık 180 milyon yıl sonra oluştuğu düşünülmektedir. İlk yıldızlar meydana geldikten sonra galaksilerin oluşumu ise büyük patlamadan yaklaşık olarak 400 milyon sonraya karşılık gelir. Her ne kadar 400 milyon yıl çok uzun bir zaman gibi görünse de, bu zaman zarfı evrenin şu anki yaşının (13.8 milyar yıl) %3'ü kadardır. Galaksilerin ne zaman oluşmaya başladıklarına dair iyi bir fikre sahibi olsak da nasıl oluşmaya başladıkları hala kesin bir cevaba sahip değil. Bazı bilim insanları galaksilerin, küresel kümeler olarak bilinen ve bir milyon civarı yıldız barındırabilen görece küçük yıldız kümelerinin bir araya gelmesiyle oluştuğunu düşünürken; diğerleri, ilk önce galaksilerin oluştuğunu ve daha sonra küresel kümelerin doğduğunu savunmaktadır. Galaksi tipleri, morfolojik yapılarına göre sınıflandırılmıştır. Bu sınıflandırma zaman içerisinde değişse de bazı kavramlar günümüzde halen ilk günkü gibi anılmaktadır. Bunun için tarihte geriye yolculuk edip, ilk keşfi yapanların neler gördüğünü anlamaya çalışmakta yarar var. 20. yüzyıldan önce Samanyolu dışında galaksilerin var olduğu bile bilinmiyordu. Aslında bu galaksiler, bulanık bulutları andırdığından astronomlar onları bulutsu, ya da daha bilinen adıyla nebula olarak adlandırmışlardı. Yani gökyüzünde böyle yapılar olduğu pekala biliniyordu ama onlar Samanyolu'nun bir parçası sanılıyordu. Tıpkı Samanyolu gibi ayrı ve çok uzakta yer alan yapılar olduklarına dair hiçbir fikrimiz yoktu. Daha sonra 1920'lerde astronom Edwin Hubble Andromeda'nın bir bulutsu değil galaksi olduğunu gösterdi. Andromeda, Samanyolu içerisinde olamayacak kadar uzaktaydı. Neredeyse tüm mevcut galaksi sınıflandırma sistemleri, 1926'da Hubble tarafından önerilen ilk şemanın sonucudur. Bu şemayı Hubble çatal diyagramı olarak adlandırmaktayız. Hubble çatal diyagramında morfolojik yapılarına göre galaksiler dört ana gruba ayrılır; spiral galaksiler , eliptik galaksiler, merceksi galaksiler ve düzensiz galaksiler. Hubble çatal diyagramı, Edwin Hubble'ın 1926 yılında geliştirdiği ve galaksilerin zamanla geçirdiği değişimi gösteren bir diyagramdır. O zamanlar Hubble bu diyagramda soldaki galaksilerin erken tip , sağdakilerin ise geç tip olduğunu düşünüyordu. Ancak günümüzde bu diyagramın galaksilerin evrimi hakkında yanlış bir yorum olduğu bilinmektedir. Lakin yine de erken tip ve geç tip isimlendirmesi astronomide halen kullanılmaktadır. Bu diyagrama göre galaksiler ilk olarak küre benzeri bir şekle sahip eliptik galaksi olarak doğmakta ve zamanla bu daire basıklaşmaktadır. Eliptik galaksiler de kendi içinde basıklıklarına göre sınıflandırılmıştır. Bu sınıflar görselde E0, E3 ve E7 olarak gösterilmektedir. Bu sınıflandırmayı yaparken kullanılan formül aşağıdaki gibidir. Kreosus'ta her 10 'lik destek, 1 aylık reklamsız deneyime karşılık geliyor. Bu sayede, tek seferlik destekçilerimiz de, aylık destekçilerimiz de toplam destekleriyle doğru orantılı bir süre boyunca reklamsız deneyim elde edebiliyorlar. Patreon destekçilerimiz, destek miktarından bağımsız olarak, Evrim Ağacı'na destek oldukları süre boyunca reklamsız deneyime erişmeyi sürdürebiliyorlar. YouTube destekçilerimizin hepsi otomatik olarak reklamsız deneyime şimdilik erişemiyorlar ve şu anda, YouTube üzerinden her destek seviyesine reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. YouTube Destek Sistemi üzerinde sunulan farklı seviyelerin açıklamalarını okuyarak, hangi ayrıcalıklara erişebileceğinizi öğrenebilirsiniz. Bu 3 platform haricinde destek olan destekçilerimize ne yazık ki reklamsız deneyim ayrıcalığını sunamamaktayız. Destekleriniz sayesinde sistemlerimizi geliştirmeyi sürdürüyoruz ve umuyoruz bu ayrıcalıkları zamanla genişletebileceğiz.Giriş yapmayı unutmayın! Reklamsız deneyim için, maddi desteğiniz ile ilişkilendirilmiş olan Evrim Ağacı hesabınıza üye girişi yapmanız gerekmektedir. Giriş yapmadığınız takdirde reklamları görmeye devam edeceksinizdir. Bu denklemde a elipsin yarı büyük eksenini, b ise elipsin yarı küçük eksenini ifade etmektedir. Diyagramda eliptik galaksilerden sonra gelen ve çatalın hemen başlangıcında bulunan S0 tipi galaksiler ise günümüzde merceksi galaksiler olarak adlandırılan galaksi tipidir. Daha sonra gelen ve çatalı oluşturan her iki grup da sarmal galaksilerin çeşitli alt sınıflarıdır. Üst kısımdaki sarmal galaksilerin sarmal kolları direkt merkezdeki şişkinlikten başlarken alt tarafta SB ile gösterilen sarmal galaksilerin kolları direkt merkezdeki şişkinlikten değil, yıldızların oluşturduğu merkezden geçen bir çubuktan itibaren başlar . Bir de şekiller tamamen tuhaf, hiçbir özel geometriye benzemeyen ve tamamen farklı biçimlerde olabilen, biçimsiz galaksiler tipi vardır. Sarmal galaksiler , merkezinde yoğun yıldız içeriğinden dolayı daha parlak ve şişkinbir bölge ve bu bölgeyi çevreleyen sarmal kollardan oluşur. Sarmal kollar görece düz bir diskoluşturacak biçimde hizalanmıştır, fakat bu disk az da olsa bir kalınlığa sahiptir. Bunlara ek olarak sarmal galaksileri çevreleyen bir de hale mevcuttur. Galaksi halesi, galaksinin etrafında yer alan ve onu yaklaşık olarak küresel bir biçimde sarmalayan, çoğunlukla da gaz ve tozdan oluşan, yoğunluğu oldukça düşük bir yapıdır. Bu hale ve az önce bahsettiğimiz merkezdeki şişkin bölge daha çok yaşlı yıldızlardan oluşurken, sarmal kollar genellikle toz, gaz ve görece daha genç yıldızlardan oluşmaktadır. Yukarıdaki görsel sarmal galaksilerin yapısını şematik olarak özetlemektedir. "Bulge" olarak gösterilen kısım daha yaşlı yıldızlardan oluşan şişkin bölgeyi temsil etmektedir. Tüm galaksiyi içine alan, daha flu sarı renge sahip bölge galaksinin halesini; bu bölgenin içinde "globular clusters" olarak adlandırılan minik benekler ise bu bölgeye yayılmış küresel yıldız kümelerini temsil etmektedir. Aşağıdaki görselde bir sarmal galaksi olan Fırıldak galaksisi (M101) görülmektedir. Bu galaksi bizim bakış doğrultumuza göre neredeyse tam dik olduğu için, sarmal kol yapıları belirgin bir şekilde görülmektedir. Eliptik galaksiler yuvarlak ya da oval biçimli olabilirler. Bu tip galaksilerde yıldızlar genel olarak galaksi içine düzgün dağılmıştır, yani galaksinin yıldız yoğunluğu her yerinde yaklaşık olarak aynıdır. Tıpkı sarmal galaksiler gibi bir haleye ve merkezlerinde daha yoğun yıldız bulunduran şişkin bir bölgeye sahiplerdir. Ancak sarmal galaksilerin aksine düz bir disk görünümünde değillerdir. Bu tip galaksideki yıldızlar görece daha yaşlı yıldızlardır. Evrende bilinen en büyük eliptik galaksiler bir trilyona kadar yıldız barındırabilmekte ve iki milyon ışık yılı çapında olabilmektedirler. Bu galaksiler dev eliptik galaksiler olarak adlandırılır. Ancak elbette bütün eliptik galaksiler, dev eliptik galaksi değildir. Bunların yanında çok daha küçük boyutta olanları da mevcuttur ve boyutlarına göre bazıları cüce eliptik galaksi olarak adlandırılır. Merceksi galaksilerin şekli, sarmal ve eliptik galaksiler arasında yer alır. Tıpkı sarmal galaksiler gibi ince ve döner bir diske ve merkezlerinde şişkin bir bölgeye sahiplerken sarmal kolları yoktur; eliptik galaksiler gibi de az miktarda toz ve yıldızlararası malzeme barındırırlar. Bu tip galaksiler daha çok evrenin kalabalık bölgelerinde oluşurlar. Aşağıdaki görselde gördüğünüz Sombrero galaksisi, merceksi galaksilerin en bilinen örneklerinden biridir. Ayrıca bu tür galaksilerin nasıl bir görünüme sahip olduğunu da net bir biçimde göstermektedir. Düzensiz galaksiler, belirgin bir şekle sahip olmayıp, farklı farklı şekillerde bulunabilen, biçimsiz galaksilerdir. Bu tür bir biçimsizliğin nedeni genellikle kütle çekimsel tedirginlikler ya da çarpışmalar . Aşağıdaki görselde de yer alan Anten galaksileri (NGC 4038/4039) aslında birleşmektedir ve tek bir galaksi oluşturacaktır. Tahmin edileceği üzere aslında öncesinde spiral ya da eliptik olanlar, bu tür bir etkileşim sonucu düzensiz hale gelebilir. Çarpışmanın da etkisiyle farklı süreçler de devreye girebilir. Anten galaksileri örneğinde bu durum, gaz ve toz bulutunun, manyetik alanlarla birlikte karışarak hızlı bir yıldız oluşum sürecini tetiklemesi şeklinde karşımıza çıkmaktadır. Galaksi oluşumunu ve evrimini açıklayan birçok model, evrenin ilk zamanları hakkında bildiklerimize; evrenin ilk zamanları hakkındaki bilgimiz ise büyük patlamanın artıkları olan kozmik mikrodalga arka plan ışıması hakkındaki modellere dayanmaktadır. Evrenin ilk zamanlarında yüksek sıcaklıktan dolayı maddenin yoğunlaşıp öbekler oluşturması mümkün değildi. Ancak zamanla evrenin genişleyerek soğumasıyla birlikte gaz ve toz kümeleri oluştu. Bu büyük kümeler zamanla yoğunlaşıp kendi kütle çekim alanları altında çökerek galaksileri meydana getirdiler. Galaksi oluşumunu açıklayan iki önemli model mevcuttur. Bunlar; yukarıdan aşağıya ve aşağıdan yukarıya modelleridir. İlk model galaksilerin, çok büyük gaz bulutlarının kendi içine çökmesiyle oluştuğunu savunurken; ikinci model ise galaksilerin, daha küçük boyuttaki gaz bulutlarının çarpışarak birleşmeleri sonucunda oluştuğunu savunmaktadır. Galaksilerin oluşumu her ne kadar birbirine benzese de oluştuktan sonraki görünümleri farklıdır. Farklı tipte galaksi oluşumunun, ilk başta onu oluşturan gaz bulutunun ya da bulutlarının açısal momentumuna bağlı olduğu düşünülmektedir. Çarpışmadan ya da çöküşten sonra oluşan bu ilkel galaksi eğer büyük bir açısal momentuma sahipse oluşan galaksi düz bir yapıya sahip, hızla dönen bir sistem oluşturma eğiliminde olurken; görece daha küçük açısal momentuma sahip olduğunda ise daha küresel bir sistem oluşturma eğiliminde olmaktadır. Günümüzde de galaksi oluşumu ve evrimi konusu hala tartışmalara sahiptir ve açığa çıkarılmayı bekleyen birçok soru ve model barındırmaktadır. Çocuklarınıza bilimi sevdirecek, bilimsel kavramları öğretecek kitaplar arıyor ama bulamıyor musunuz? Bu seri tam size göre! Mistik Yerler ve Çözülmemiş Gizemler tam size göre! Bu kitaptaki haritaları inceleyerek yeryüzünün en esrarengiz yerleri ve en fantastik canlılarıyla tanışacak, kaşiflere ve korsanlara maceralarında eşlik edeceksiniz. Kıtaları, okyanusları, yüksek dağları, derin çukurları, yeraltının gizemlerini, kısacası gezegenimizi keşfedeceksiniz. Galaksiler oluşumlarından sonra sonsuza dek aynı kalmayabilirler. Belli bir süre sonra onları oluşturan yıldızların hayatlarının son bulması, başka bir galaksiyle çarpışma ya da başka bir galaksinin çekim alanından etkilenme gibi sebeplerle form değiştirebilir, yani evrimleşebilirler. Galaksi evrimini üç sınıfa ayırabiliriz; pasif evrim, diğer galaksilerle etkileşim sonucu evrim ile seküler evrim. Galaksinin başka galaksilerle çarpışmayarak ya da etkileşime girmeyerek bozulmadan kaldığı, sürekli yeni yıldız oluşumlarından yoksun bir evrimleşme türüdür. Bu galaksilerdeki oldukça parlak ve yüksek kütleli yıldızlar zamanla ana kol evresinden çıkıp kırmızı dev olurlar ve bu da galaksinin git gide daha sönük, kırmızımsı bir görünüm almasına neden olur. Evrende izole halde kalmış, erken tip eliptik galaksiler bu şekilde evrimleşirler. Galaksilerin başka galaksilerle etkileşime girmesi yeni yıldız oluşumlarının tetiklenmesine sebep olabilir. Böyle bir durumda galaksinin yapısı, rengi ve parlaklığı değişecektir. Yeni yıldız oluşumları galaksinin parlaklığını artırırken aynı zamanda daha genç ve büyük kütleli yıldızların varlığı daha mavimsi bir renge sahip olmasına neden olur. Tabii zamanla, tıpkı pasif evrimde de olduğu gibi, bu yeni yıldızlar ana kol evresinden çıkacak ve galaksinin özellikleri çarpışmadan önceki haline geri dönecektir. Fakat bu etkileşimin yıldız oluşumlarıyla sonuçlanmaması da mümkündür. Böyle bir durumda galaksinin rengi ve parlaklığı aynı kalırken yalnızca yapısı değişir. Yani sarmal bir galaksi merceksi galaksiye; merceksi galaksi ise eliptik galaksiye dönüşebilir. Seküler evrim, yavaş ve istikrarlı bir evrimdir. Böylesi bir evrim, galaksilerin etraflarındaki maddeyle uzun sürede etkileşmesi sonucu gerçekleşir. Ya da bu süreç spiral kolların veya çubukların neden olduğu iç yapı süreçleriyle şekillenir. Bu nedenle seküler evrim, özellikle disk yapısına sahip galaksilerin evriminde önemli bir role sahiptir ve eliptik galaksilerin oluşumunu göreli olarak daha az etkilediği düşünülmektedir.


Aslında bunun için çok sayıda yöntem var. Biz şimdilik, fazla detaya boğulmadan en sık kullanılan üç yöntemi ele alalım: Tip Ia süpernovalar, Cepheid değişen yıldızları ve Tully-Fisher ilişkisi. Eğer daha detaylı bir inceleme istiyorsanız, şu yazımıza göz atabilirsiniz. Tip Ia SüpernovalarTip Ia süpernovalar, bileşenlerden birinin beyaz cüce olduğu çiftli sistemlerde gerçekleşir. Diğer bileşen herhangi türden bir yıldız olabilir. Beyaz cüce, eğer bu yıldızdan madde çalabilirse, kütlesi artmaya başlar ve bir eşik noktasına gelir. Bu noktada birden başlayan nükleer reaksiyonlar, beyaz cücenin belirli bir kütle değerinde aniden patlamasına neden olur. Bu patlama sırasında ortaya çıkan ışıma ise, standart bir mum görevi görür. Çünkü bu patlamalar evrenin neresinde olursa olsun, aynı mekanizma tarafından gerçekleştiğinden ötürü, aynı parlaklıkla ortaya çıkar. Fakat ne kadar uzakta olursa, bize o kadar sönük görünecektir. Bu da aslında tam istediğimiz şeydir, mesele onun salt parlaklığını belirleyebilmektir. 1 metre uzaktaki parlaklığının ne kadar olduğunu bildiğiniz bir el feneri düşünün, 10 metre öteye gittiğinde size ne kadar parlak görünmesi gerektiğini bilebilirsiniz. Burada da tam olarak bu ilişkiden faydalanılır. Tip Ia süpernovalar standart mumlar olarak kabul edilirler, belirli bir uzaklıktaki ışımaları bilindiğinden dolayı, gözlenen ışımaları ile hesap yapılarak uzaklıkları bulunabilir. Tip Ia süpernovaların galaksi ile ne alakası diye yerinde bir soru sorabilirsiniz. Aslında bu tam olarak ihtiyacımız olan şey, çünkü süpernova patlamaları, yıldızların olduğu yerde, yani galaksilerde gerçekleşir. Eğer süpernovanın uzaklığını ölçerseniz, galaksinin de uzaklığını ölçmüş olursunuz. Aradaki devasa mesafeye oranla, galaksinin boyutu çok önemsiz kaldığından, süpernova patlamasının galaksinin neresinde olduğu çok da bir şeyi değiştirmez, fakat bu da pekala hesaplanabilir. Tip Ia süpernovalar çok şiddetli patlamalar olduğundan dolayı , gözlenebilir evrenin en uç köşelerinden bile görünebilir. Bu sebeple Tip Ia süpernovalar, kozmolojik uzaklık ölçümlerinin vazgeçilmez aracıdır. Cepheid Değişen YıldızlarıCepheid adınızı verdiğimiz değişen yıldızlar, zaman içerisinde parlaklıklarında değişim gösterirler. Bunun sebebi yıldızın çeşitli astrofiziksel süreçler dolayısıyla şişip büzüşmesidir. Yıldız periyodik olarak genişler ve büzüşür. Bu da yıldızın parlaklığının periyodik olarak değişmesi demektir. Yapılan çalışmalar, Cepheid yıldızlarının zonklama dönemleri ile salt parlaklıkları arasında bir ilişki olduğunu ortaya çıkarmıştır. Salt parlaklık bizim tam olarak bilmek istediğimiz şey, çünkü elimizde olan, gözlemle elde ettiğimiz görünür parlaklık. Görünür parlaklık ve salt parlaklık biliniyorsa, uzaklık bilinebilir . Yani sadece yıldızın parlaklığının değişim periyodunun gözlenmesi, onun ne kadar uzakta olduğunu belirlememize olanak tanır. Müthiş bir fırsat! Fakat ne yazık ki Cepheid değişenleri Tip Ia süpernovalar gibi çok uzaklardan görünemez, bu yüzden yalnızca yakın galaksilerin uzaklıklarının ölçümünde kullanılabilir. Tully-Fisher İlişkisiBazen galaksilerin kendileri de bir uzaklık belirteci olarak kullanılabilir. Sarmal galaksiler, dönme hızları ile salt parlaklıkları arasında bir ilişki gösterirler. Bir sarmal galaksi ne kadar hızlı dönüyor ise, özünde o kadar parlaktır ve sarmal galaksinin dönmesi, ölçebildiğimiz bir niceliktir. Bu sayede galaksinin salt parlaklığını yaklaşık olarak belirleyebilir, yani uzaklığını ölçebiliriz. Eliptik galaksiler için ise durum biraz daha karmaşıktır, çünkü onlar belirgin bir dönme göstermezler. Elbette burada kısaca bahsettiğimiz durumlar, uygulaması o kadar da kolay durumlar değildir. Çok karmaşık analizler gerektirir ve hala bazı noktaları ciddi tartışmalar barındırmaktadır. Fakat elimizdeki tek yöntem bunlar olmadığı için, aynı galaksinin uzaklığını farklı yöntemlerle ölçüp, yöntemler arasındaki uyuşmazlığı da test edebiliriz. Bunun gibi çeşitli bilimsel yöntemler izlenerek, günümüzde birçok uzaklık ölçümü hassas bir biçimde yapılabilmekte, olası sorunlar tespit edilebilmektedir. Bu yazı konuyu basit düzeyde merak edenler için çok yüzeysel olarak ele alınmıştır. Eğer daha çok detay merak ediyorsanız, yazının içerisinde verdiğimiz bağlantılara tıklayarak daha detaylı bilgiye ulaşabilirsiniz. Eğer bunlar da sizi tatmin etmiyorsa, size çok daha kapsamlı olan şu yazımızı öneriyoruz. Keyifli okumalar.